カニ星雲を中心としたパルサー星雲の理論的、観測的進

展

森　浩二 (Pennsylvania State University)

共同研究者- David N. Burrows, George G. Pavlov (PSU)- J. Jeff Hester (Arizona State University)- 柴田　晋平　（山形大学）- 常深　博　（大阪大学）

本日の講演の概要1. パルサー星雲とその物理2. パルサー星雲の観測的進展3. パルサー星雲の理論的進展4. まとめ

The Crab Nebula Multi-wavelength view

X-rays (Chandra)Optical (HST)Radio (VLA)

1.1 パルサー風 – Pulsar wind–

パルサーの高速回転（ 30Hz ）と強い磁場（ 1012G ）により　生成された粒子が、磁場と共に回転し、遠心力により　　加速される　（ローレンツ因子 γ ～ 106 ！）回転速度が光速を超えるところ（ Light cylinder) で、　　　粒子と磁場が外向きに吹き出す　

→　パルサー風

パルサー

パルサー風Shock !!

熱化されることによるシンクロトロン放射

周囲のガス圧とバランスするところで衝撃波が形成され、圧縮加熱されたパルサー風がシンクロトロン放射で輝く

1.2 パルサー星雲　– Pulsar wind nebula–

→　パルサー星雲もっとも身近なショック

下流の流れ（パルサー星雲）が上流（パルサー風）で定義される σ により一意的に決まる

衝撃波直前のエネルギーフラックスを、磁場と、粒子の運動エネルギーフラックスに分けて、その比をモデルのパラメータとする

1.3 パルサー星雲の標準モデルKennel & Coroniti (1984a,b) はカニ星雲の解析的なモデルを構築した → 現在のパルサー星雲の標準理論と見なされているKC モデルの概要

他の場所での比は σ´ と定義する

Ideal MHD 、球対称の仮定の下に、衝撃波をランキンユゴニオの式で、下流の流れを断熱膨張で近似して、解を得る

磁場のエネルギーフラックス粒子の運動エネルギーフラックス

σ ＝ ＠ 衝撃波直前

1.4 パルサー星雲の標準モデル –Ⅱ–　

衝撃波直後のエネルギー分布の σ 依存性

σ

粒子の並進運動のエネルギー

粒子の内部エネルギー

磁場のエネルギー

全エネルギー

1.0

00.01 0.1 1 10

0.5

σ>> 1 衝撃波の前後でほとんど状態が変化しない速度は依然、相対論的

σ<< 1粒子の並進運動エネルギーが内部エネルギー　に変換される 速度は非相対論的に

→　 σは 1より小さい値が妥当

1.5 パルサー星雲の標準モデル –Ⅲ–

衝撃波面からの距離の関数としての、下流の流れの速度

σ=1

σ=0.1

σ=0.01

σ=0.003

1

0.1

0.01

0.001

U(z)

1 10 100Z=R/Rshock

σ = 1 速度は光速に近く、ほぼ一定

σ<< 1衝撃波直後の速度が 1/3c に近づき、その後減速する

カニ星雲（電波）の膨張速度 ~ 2000 km/s at 2 pc,

→　 σ ~ 0.003

可視光 Ｘ線Log(ν/Hz)201510

L νxν

(erg

/s)

(Aharonian 1998) σ ＝ 0.003 とすると、カニ星雲の - 膨張速度、 - 光度、 - スペクトル、

　　が再現される

1.6 パルサー星雲の標準モデル –Ⅳ–

1.7 σ= 0.003 の意味 Light cylinder ( パルサーから 108 cm) の内側では磁場がエネルギー的に支配的である（ σ´>> １） (Coroniti 1990)モデルより得られた σ の値は 0.003 ( パルサーから 1017 cm) → 　 Light cylinder から衝撃波面までに σ´ が減少→ 　効率的な電磁流体加速（磁場のエネルギーを粒子

の運動エネルギーへ変換）が必要 ← 　そのような粒子加速はこれまでの理論では説明つ

かず→　 σ は電磁流体加速に関係するパラメータであり その小さな値は、 20 年来の謎

本日の講演の概要1. パルサー星雲とその物理2. パルサー星雲の観測的進展3. パルサー星雲の理論的進展4. まとめ

The Crab Nebula Embedded in supernova ejecta

[O III][S II][O I]

2.1 パルサー星雲の観測的進展 （ imaging ）

Disk + Jet の構造赤道面と対称軸に対応する

G54.1+0.3　 (Lu et al. 2002)

G320.4-1.2　 (Gaensler et al. 2002)

Vela　 (Pavlov et al. 2001)

2.2 パルサー星雲の観測的進展 (spectral ）

星雲の外側ほどスペクトルがソフト外側へ広がっていく流れにおけるシンクロトロン冷却

G21.5-0.9　 (Safi-Harb et al. 2002)

強度 Hardness Ratio

Vela (kargaltsev et al. 2001)

2.3 パルサー星雲の観測的進展 （ temporal ）

構造の時間変動　Crab と Vela でジェットが変動する様子が観測された磁気的な不安定性によるものと解釈されている　　　 (例えば、キンク不安定性）

Vela　 (Pavlov et al. 2003)

2.4 The Crab Nebula

ヨーロッパ南天天文台 （ 1999 ）青 (429 nm), 緑 (657 nm),

赤 (673 nm; [S II])

Standard Candle of Astrophysics

電波、 X 線、 γ 線天文学において最初に確認された天体のひとつ観測可能なすべての波長域で明るく輝くパルサーが同定された、　はじめての超新星残骸 （ SN 1054)銀河中心と反対に位置し、光度 1038erg/s 、距離 2kpc (1″= 0.01pc)

カニ星雲の可視光画像

2.5 カニ星雲の観測的進展 (imaging)

Jet + disk 構造（以降トーラス）← 20 年前から知られている赤道面にはインナーリング、トーラスの北東にはポロイダルリングが新たに見つかったインナーリングが衝撃波面に対応

カニ星雲の X 線画像

対称軸赤道面

観測者

真横から見た図 左の図の模式図

トーラスの外側の領域ではソフトニングが見られるが、トーラス内部ではスペクトルの冪がほぼ一定P.I.マップはイメージと比較してパルサーに対して対象

2.6 カニ星雲の観測的進展 (spectral)

Counts (sec-1 pix-1) Photon Index2.0 2.5 3.00 2000 4000

2.6.1 スペクトルの空間変化 - 赤道面方向 -

全体を４つにわける : torus, peripheral region, jet and umbrellaTorus: スペクトルはもっともハードで、表面輝度によらず α ～ 1.9 で一定Periphery: スペクトルは外側の暗い領域にいくにつれソフトになっていく、 α~3.0トーラスのところで、シンクロトロンクーリングが効いている

シンクロトロン放射の場合、高エネルギーの粒子ほど　　寿命が短い軟 X 線領域では、冪の折れ曲がりがトーラスのところで　観測される

TorusInner ring

γX-rayOptical

2.6.1 スペクトルの空間変化 - 赤道面方向 -

スペクトルの変化は 軸対象 軸の中心部で α~ 2.0 手前と奥のよりソフトな放射との重ね合わせなので、おそらくよりハード、 α<2.0

軸の中心とトーラス内部の α はほぼ同じ

赤道面と回転軸の二方向に噴き出しているパルサー風の粒子のスペクトルは同じショック加速のメカニズムも同じ？

2.6.2 スペクトルの空間変化 - 回転軸方向 -

X 線と可視光での同時観測変動するインナーリング、そこから波紋状に広がる波（ wisp ）、ジェットに沿った流れ、膨張するトーラス、等々

2.7 カニ星雲の観測的進展 (temporal)

X-ray(Chandra)

Optical(Hubble)

2.7.1 インナーリング周辺の拡大図

5ヶ月間のモニター観測で４つの wisp を検出

Wisp A

Wisp D

Wisp B

Wisp CX-ray(Chandra)

2.7.2 下流の流れの速度 赤道面の傾きを考慮

して、補正した速度 A 0.47±0.02c B 0.43±0.03c C 0.46±0.16c D 0.56±0.07c 見た目の明るさや、

生まれた時間、進む方向によらず、速度は同じ

ショックの下流の流れに異方性はない

2.7.3 下流の流れの速度（２）

wisp は等速でなく、徐々に減速していく

Optical(Hubble)

注・南北がずれてます北

2.7.4 下流の流れの速度（３）

3週間後の画像との差

内側の変化に比べてゆるやかであるが、トーラスも　　　膨張している速度は～ 0.15c (補正後）

19週間後のイメージと差

19 weeks apart3 weeks apart

2.8 トーラスの時間変動

2001 年の夏までは単調に膨張していたトーラスは、2003 年の観測では一転して収縮していたトーラスは膨張、拡散、収縮をくりかえすのかも

99 00 01 02

1st 2nd

This movie consists of 1. 1st epoch observation2. First obs. in 2nd epoch3. Last obs. in 2nd epoch

03

4. 3rd epoch observation

3rd

2.9 ジェットの時間変動

ジェットの全体的な形も時間ともに変化していく曲率が大きくなり、伸張している？

3rd epoch

1st + 2nd + 3rd epoch obs.

Vela のジェットの時間変動との比較時間変動のタイムスケールと実際の物理的な大きさの比がほぼ同じ

相対論的なプラズマ中の音速はほぼ同じであることを考慮すると、 Crab と Vela のジェットの時間変動のメカニズムは共通であることが示唆される

相違点もあるVela のジェットに比べて、 Crab 　のジェットのほうが diffuse 　であり less clumpy

Crab Vela

Time scale (day)

150-500

10-30

Width (cm) 2.9x101

7

3x1016

2.9 ジェットの時間変動

本日の講演の概要

The Crab Nebula back in time of the X-ray observations

ROSAT(1990~1999)

Lunar occultation (Aschenbach & Brinkmann 1975)

1. パルサー星雲とその物理2. パルサー星雲の観測的進展3. パルサー星雲の理論的進展4. まとめ

Chandra(1999~)

Einstein(1978~1981)

3.1 σ の検証衝撃波面からの距離の関数としての、下流の流れの速度

σ=1

σ=0.1

σ=0.01

σ=0.003

1

0.1

0.01

U(z)

1 10

Z=R/Rshock

観測された下流の流れの　速度

~0.45c at z=1(inner ring)~0.15c at z=2.7 (torus)

観測された流れは、 KC モデルの予測値よりも速いσ=0.003 の流れでは再現できず、 σ~0.05 が適当

3

3.2 σ の検証

北側：手前（観測者に近づいている）

南側：奥（観測者から遠ざかっている）

β：流れの速度＠トーラスθ：視線方向と赤道面のなす角α： photon index

トーラスは北側が明るく、　　南側が暗いドップラーブーストによる表面輝度の比は左式により 与えられる

観測からトーラスの北側と南側の比は ~3.4左式から β~0.17観測されたトーラスの速度(~0.15c) とほぼ一致

KC モデルでのトーラスの位置での流れの速度は 0.05c 、強度比は高々 1.3実際のイメージと大きな隔たり

横軸：パルサーからの距離、 Z縦軸：表面輝度

データ

モデルσ ＝ 0.003σ ＝ 0.0 １σ ＝ 0. １

トーラスの長軸方向に沿って表面輝度を調べ、KC モデルと比較ドップラーブーストの影響はうけない

3.3 σ の検証

横軸：パルサーからの距離、 Z縦軸：表面輝度

データ

モデルσ ＝ 0.003σ ＝ 0.0 １σ ＝ 0. １

トーラスの長軸方向に沿って表面輝度を調べ、KC モデルと比較ドップラーブーストの影響はうけない

σ=0.003 のモデルでは実際よりも外側にピークができるσ=0.01 のモデルで　トーラスのピークを再現

3.3 σ の検証

3.4 σ ～ 0.01-0.05 についてKC モデルの最適値よりも一桁程大きいが、依然　　　　 1 より小さい

流体加速の問題は解消されない

KC モデルは空間的に積分した値（光度、スペクトル）はよく説明するが、空間的に分解した流れの値　（表面輝度の変化）は説明しない

パルサーから供給されるエネルギーが粒子の内部　　　エネルギーに変換される割合は説明するが、変換する　場所（衝撃波）の仮定がシンプルすぎるのか？例えば、磁気リコネクションによる磁場のエネルギーから粒子の内部エネルギーへの変換

乱流磁場＋より高速の流れ

3.5 KC モデルを超えて…トロイダル磁場だけでは、トーラスのイメージは再現　できない

シンクロトロン放射では放射率は （ sinα ）２に比例トーラスの端ではピッチ角が小さくなるため、表面輝度が下がる（粒子のピッチ角分布を一様と仮定した場合）南北の表面輝度の比も小さい

トーラスを再現するためには、乱流磁場 ＋ fast flow が必要

純粋トロイダル磁場＋KC モデルの流れ

まとめ

観測的進展Imaging : Disk+Jet 構造Spectral : スペクトルのソフトニングTemporal : ショック下流の流れ、ジェットの変動

理論的進展（かに星雲に関して）電磁流体加速パラメータ σ は今まで思われていた値（ 0.003 ）よりも一桁大きな値（ 0.01-0.05 ）へショック下流での磁場から粒子への直接のエネルギー 変換（例えば磁気リコネクション）を考慮する必要がある

かに星雲をより高いエネルギーバンドで

硬 X 線でのトーラスのサイズを測るAstro-E II HXD ＋月の遮蔽で太陽観測衛星 RHESSI

角度分解能 2 秒 to 100 keV 、 7 秒 to 400 keV 、 36秒 to 15 MeV

MeV 領域、シンクロトロン放射の端のエネルギーバンド、での flux の時間変動の正体を探る

~300 KeV で (BATSE; Ling et al. 2003) , ~30 MeV で (COMPTEL; Much et al. 1995)トーラスか？　インナーリングか？

TeV の放射はどこから？位置とサイズのより精度の高い測定σ<0.01 で説明されてきたスペクトルの見直し