Crabパルサーと粒子加速 - 名古屋大学...Crabパルサーと粒子加速寺澤敏夫（東大宇宙線研）謝辞講演資料準備にあたって木坂将大氏、三上諒氏の協力を得た。Crabパルサー電波観測はNict関戸衛氏、岳藤一宏氏、ISAS竹内央氏による。その電

Crabパルサーと粒子加速寺澤敏夫（東大宇宙線研）

謝辞

講演資料準備にあたって木坂将大氏、三上諒氏の協力を得た。Crabパルサー電波観測はNict関戸衛氏、岳藤一宏氏、ISAS竹内央氏による。その電

波データの処理には東工大永田久美子氏、片岡龍峰氏、東大宮本英明氏の協力を得た。また、「すざく」衛星チームによる硬X線Crab較正観測データを使わせていただいており、そのデータ処理にあたっては広島大田中康之氏ほかの協力を得た。

電波パルス伝搬の理論的取り扱いについては東工大浅野勝晃氏との議論に多くを負っている。

宇宙線100年宇宙X線50年

電波パルサー発見（1967）以後、46年

磁化した高速自転中性子星

地球も同様の起電力発生 … プラズマ圏の共回転電場の起源～90kV～10＾5V

共回転電場の作る静電ポテンシャルRVB = R^2B （R：半径、：角速度、B:磁束密度）

Crabパルサー vs地球R^2 10km^2 vs 6400km^2 … 2.4e‐6倍 33ms）^‐1 vs (day)^^1 … 2.6e+6倍B 10^12G vs 0.3G … 3e12倍

結局、Crabパルサーの作る静電ポテンシャルは10^5V*(2.4e‐6)*(2.6e*6)*(3e12) ～2e18 V

となる。もし、このポテンシャルでフルに粒子が加速されれば、10^18eVに直ちに到達。（実際には部分的な加速で10^16eV程度）

(Moffett and Hankins, 1996)

低周波電波

↓

高周波電波

↓

赤外↓

可視↓X↓γ

VLA332MHz～8.4GHz

Main pulse (MP) Interpulse (IP)

Crab pulsar 多周波数観測

各周波数におけるパルスの同時性については注意が必要。電波とX線パルスの時間差についてRots et al., ApJ 605 L129‐, 2004 Molkov et al., ApJ 708, 403‐,

2‐ 20 keV ... 電波より～310μ秒先行20‐100 keV ... 電波より～275μ秒先行

1周期

Crab nebula

Crab pulsar

共回転電場による電流系駆動

沿磁力線電流に伴うプラズマ不安定（集団運動）

↓電波放射の起源

磁力線に沿って加速された相対論的電子・陽電子

からの曲率輻射（個別的）↓

硬X線・ガンマ線の起源

降下粒子により表面が加熱され軟X線で光る

（一部のパルサー、Crab以外）

・パルサーの非熱的X線/γ線曲率放射→incoherent放射(個々の粒子がばらばらに放射を行う。N個の粒子の放射強度は1個の粒子のN倍)輻射機構が理論に単純でよく理解されている。

・パルサーの熱的軟X線(Crab以外の一部のパルサー)パルサー表面のhot spotからの熱輻射と解釈

・パルサーの非熱的電波放射→coherent放射(粒子が塊となって放射を行う。N個の粒子の放射強度は1個の粒子のN2倍)輻射機構はプラズマ非線形性に依存。まだ定説がない。

電波と他波長の放射は、従来はあまり関係がないと思われていた

Crabパルサーと粒子加速

1. パルサー研究に至るまで：個人史2. MUレーダー・VHF観測から

パラボラ・センチ波観測へ3. 巨大電波パルス（GRP)4. 電波パルスとX線パルス

Phase-synthesized array of475 Yagis antennas, 46.5MHz (波長 =6.45m)peak power: 1MWAverage power: 50 kW

京大信楽MUレーダー

京大信楽MUレーダーによる46.5MHz帯電波天文・宇宙線観測

約100m

寺澤敏夫1 ・中村卓司2 1東工大 2京都大RISH(生存圏科学研)

2008.11 SKA研究会でのプレゼンから（本来、中村卓司さんに講演依頼あり。都合で私に役目が回ってきたもの）

★



約100m

★



約100m

MUレーダー

○本来の目的は中層・超高層大気観測

天体・宇宙物理学的観測への応用

(レーダーとして、あるいは受信部だけを用いて)

○太陽系外起源流星(星間空間塵)探索

○宇宙線空気シャワーからのレーダーエコー検出?

○北天電波マップ@46.5MHz (Maeda et al., 1999)

○ CrabパルサーのGiant pulse検出?

流星 vs. UHECR 星間塵 vs. 素粒子

Height: 10~20km

Extensive air shower (EAS)

UHECR (Gorham, 2001)

Similar energy scale (0.1J～10J)

→大気中に生成するプラズマ中の電子量はほぼ同じ(電子の線密度1010～1014m-1)

流星同様、UHECRもレーダーを用いた観測の可能性

Meteor: height ~80-110km

1μg, 50km/s→ 1.25 J

★



約100m

MUレーダー







○ Crabパルサー検出?

46.5MHz sky map MU obs. only狭角(～3.6度)モード

受信のみ

45MHz all sky map MU+Chile

Galactic centerCas ACyg A

Tau A

Cen A

Vela

North polar spur

狭角(～3.6度)モード

MUレーダー: 受信のみ

かに星雲

46.5MHz sky map MU obs. only狭角(～3.6度)モード

受信のみ

かに星雲

★



約100m

MUレーダー







○ Crabパルサー検出?

Crab pulsar Giant pulse(GP)の観測例 (Ramesh Bhat et al., 2007)

MUの周波数(46.5MHz)ではまだ観測例がない

GPの強度分布@1.2GHz(Popov & Stappers,2007)

104Jy*s

Crabパルサーからの電波パルスには正体不明の「巨大電波パルス」が存在(後述）発見後40年以上たったが、まだそのメカニズムは不明

MUの共同利用観測時間をいただき、3回の観測を実施→しかし、Crabパルサーの信号は検出できなかった→電離層シンチレーションに隠されている？

どうやら、46.5MHzでのパルサー観測は初心者向きでない→オーソドックスな電波天文観測で観測技法を学ぶ必要性を痛感

オーソドックスな電波天文観測

鹿島34mパラボラアンテナ

臼田64mパラボラアンテナ

パルサー加速は数百MHｚ～数GHｚが観測に適した周波数で、それ以上では周波数とともに急激に強度が低下→野辺山45m鏡は周波数が高すぎる(40GHz以上）。ALMAも同様。→日本国内の30m超アンテナで1.4GHz(21cm)帯の観測が可能なのは鹿島と臼田に限られる（他に東北大飯館の木星観測用UHFパラボラが300MHz帯、700MHz帯で観測可能）

Comella et al., Nature 221, 453 (1969)

Crab pulsar 発見の経緯： pulse周期の決定〜33.09ms （当時。現在は33.6ms）

430MHz

198MHz

196.5MHz

http://www.naic.edu/

Arecibo 1000ft (300m) radio telescope

NATIONAL ASTRONOMY AND IONOSPHERE CENTER

Crab pulsar 発見

Staelin & Reifenstein, Science 162, 1481 (1968)

Green Bank 300ft(90m) アンテナ 110‐115MHzを50ch(幅0.1MHz)に分割して観測

November 15, 1988

http://www.gb.nrao.edu/gbt/index.shtml

http://www.nrao.edu/whatisra/hist_300ft.shtml

群遅延効果の検出

星間空間プラズマによる群遅延効果

Crab pulsar 発見



DM=56.8pc cm とすると観測された周波数分散を説明‐3

群遅延効果の検出

DM÷2kpc → 0.03 cm‐3平均電子密度

Crabパルサーまで距離～2kpcとして

J.M.Cordes et al.

Crab nebulaRA: 05h 34m 31.97s

Dec +22°00′52.1″Distance 2.0 ± 0.5 kpc

Galactic centerRA: 17h 45m 40.04s

Dec ‐29°00′28.1″Distance 8.33 ± 0.35 kpc

Crab

DM=56.8pc cm ‐3

÷2kpc → 0.03 cm‐3

平均電子密度

Sun



なぜ、より小さいアンテナで先に発見できたか?

Crab pulsarのpulseには数百～数千に1つ、巨大な強度を持つものがある(Giant Radio Pulse)

Crab pulsar 発見群遅延効果の検出 (DM=56.8pc cm )‐3

Arecibo 1000ft (300m) radio telescope

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信号強度

Crab nebulaの

level(～1kJy)

2010/12/05 Kashima 1405‐1435MHz Crab GRP 生データ

20msのデータ

GRPのpeak強度

（nebulaと合計で明るさ2倍!）

鹿島観測でのこれまでの最強GRP

DM=56.8pc cm に対応して、1435MHzと1405MHzでは4.9msの時刻差‐3

delay~ 4.9ms

2010/12/05 Kashima 1405‐1435MHz Crab GRP 群遅延補正後

鹿島観測でのこれまでの最強GRP

←このGRPのピークはNebulaの平均レベル(〜1kJy）の1200倍ほど。i.e. 1MJyに達するGRPであった。

Crab nebulaの

level（～1kJy)

20sのデータ

縦軸を対数目盛に変更

30分間のデータ(16:32:00‐17:02:00UT)

縦軸をS/N値に変更

20msのデータ解析期間を拡げてみる

←このGRPのピークはNebulaの平均レベル(〜1kJy）の1200倍ほど。i.e. 1MJyに達するGRPであった。


これらのパルスがCrabパルサー起源であることの証拠は周期解析から得られる


30分間のデータ(16:32:00‐17:02:00UT)

360度

180度

0度

周期33.6485752ミリ秒を仮定して位相を計算



30分間のデータ(16:32:00‐17:02:00UT)

360度

180度

0度

周期33.6485452ミリ秒

と仮定して位相を計算(‐30ナノ秒エラー）



30分間のデータ(16:32:00‐17:02:00UT)

360度

180度

0度

周期33.6486052ミリ秒

と仮定して位相を計算(+30ナノ秒エラー）

30分間のデータ(16:32:00‐17:02:00UT)

360度

180度

0度



周期33.6485752ミリ秒を仮定して位相を計算

多少のゴミあり

Main pulse (MP）

Interpulse (IP)

More about GRP search (付録参照)

各観測エポックのGRPのSNRのヒストグラムを上方に平行移動して分布を揃えると、Main PulseとInter Pulseでそれぞれ異なるべき乗(-2.6, -1.7)の分布に従うことがわかる。

GRP強度分布：関戸et al. 2012秋天文学会

800MHz

（Lundgren et al., 1995)

1300 & 1470MHz（Bhat et al., 2008)

過去の観測

我々の観測1.4GHz、2.2GHz

GRPと普通のパルスの対比2010/4/6, 2011/3/2, 2011/9/1‐2の3観測で得られた全てのGRP（約1万3千個）を重ね合わせたもの。

GRPGRP直前の1周期 GRP直後の1周期

電波強度（任意目盛だがほぼJy単位）

普通のパルス



→GRPもcoherentな放射のため、他波長のパルス放射と関係は無いと考えられていた。

CrabパルサーのGRPと同時に発生した可視光パルスが3%増光していることが見出された(Shearer et al.,Science,301,493(2003))

Shearer et al. (2003) Science

Crab pulsar optical light curve around the main peak

GRP：94m Westerbrook Synthesis Radio Telescope 1.4GHz S/N>10 (>150Jy）

Optical photons: 4.2m William Herschel Telescope

Average profile (non GRP)

Shearer et al. (2003) Science

Crab pulsar optical light curve around the main peak

Average profile

Superposed optical ‘giant pulse’

3% increase

GRP：94m Westerbrook Synthesis Radio Telescope 1.4GHz S/N>10 (>150Jy）

Optical photons: 4.2m William Herschel Telescope

Average profile (non GRP)



→GRPもcoherentな放射のため、他波長のパルス放射と関係は無いと考えられていた。

CrabパルサーのGRPと同時に発生した可視光パルスが3%増光していることが見出された(Shearer et al.,Science,301,493(2003))。

CrabパルサーのGRPと他波長パルスとの相関を調べることにより、GRP放射機構に制限を与えることできるだろう

GRPと同時発生した他波長帯のパルス強度が変動するか、しないかを見る

過去の相関解析

帯域波長またはエネルギー

GRPに伴う

強度変動あるいはその上限値

Reference

可視光 600-750nm 3%増光 Shearer et al.(2003)

軟X線 1.5-4.5keV <200% Bilous et al.(2012)

硬X線 15-75keV

軟γ線 50-220keV <250% Lundgren et al.(1995)

γ線 0.1-5GeV <400% Bilous et al.(2011)

VHEγ線 >150GeV <500-1000% Aliu et al.(2012)

GRPと同時発生した他波長帯のパルス強度が変動するか、しないかを見る

過去の相関解析

帯域波長またはエネルギー

GRPに伴う

強度変動あるいはその上限値

Reference

可視光 600-750nm 3%増光 Shearer et al.(2003)

軟X線 1.5-4.5keV <200% Bilous et al.(2012)

硬X線 15-75keV

軟γ線 50-220keV <250% Lundgren et al.(1995)

γ線 0.1-5GeV <400% Bilous et al.(2011)

VHEγ線 >150GeV <500-1000% Aliu et al.(2012)

修士論文：永田久美子(2011)、三上諒(2013)

位相[period]

重ね合わせ周期１周期あたりの

Ｘ線光子数

電波強度

(任意スケール)

GRP±１周期

GRPと非同期

[個/秒/bin]

1binは3度=P/120~0.28ms

相関解析の結果(3観測日の合算)2010/4/6+2011/3/22+2011/9/1

Main pulseのピークで21.6±8.0%の増光、significance～2.70σ

すざく15‐75keVX線観測

GRPとHXRの相関？無相関？統計のいたずら？

→さらなるX線データの蓄積が必要

較正観測に加え、すざくの観測時間割り当て応募（審査中）

北極周回気球（日本・スウェーデン協力）硬X線観測 PogoLite

（2013.7を予定）と電波同時観測を企画中

付録： GRP searchの実際

GRP探し 2011/9/1鹿島1.4GHz帯観測の例（～kJyレベルの通常のGRPを見つける）

10秒分のデータ（18:51:50‐18:52:00UT)

信号強度（アンテナ電圧の

自乗値）

黒：生データ

10秒分のデータ（18:51:50‐18:52:00UT)

信号強度（アンテナ電圧の

自乗値）

黒：生データ

赤：群遅延補正済データ

（適宜、上にシフト）

平均強度(Crab nebulaのバックグラウンド)

幅があるのは統計変動

＝ノイズレベルこのレベルをS/N計算のNに使用

GRP候補

生データのみにあって補正済みデータにないピーク

＝人工雑音、空電など


1時間分のデータ（18:00:00‐19:00:00UT)

interpulse

main pulse

(180度に合わせてある)

S/N>5の全てのGRP候補をパルサーの自転位相に対してプロット(黒→黄→赤とGRP強度増大)まだ偽物が混入しているとみられる

パルス位相

360

180

0

位相1度毎の個数集計結果


S/N>6 (黒→黄→赤とGRP強度増大)偽物はだいぶ減った

interpulse

main pulse


1時間分のデータ（18:00:00‐19:00:00UT)

パルス位相

360

180

0



S/N>7 (黒→黄→赤とGRP強度増大)ほぼOK

interpulse

main pulse


1時間分のデータ（18:00:00‐19:00:00UT)

パルス位相

360

180

0



S/N>7 (黒→黄→赤とGRP強度増大)ほぼOKさらに位相による選別を加え個数を数える(MP,IPを中心として±6度とした)

interpulse

main pulse


1時間分のデータ（18:00:00‐19:00:00UT)

GRP MP 911個 (1時間分の個数)IP 64個パルス位相

360

180

0



data gap

interpulse

main pulse


GRP探し 2011/9/1鹿島1.4GHz帯観測の例9/1 15:00 ‐ 9/2 00:59:00 の約9時間分のデータ GRP MP 8274個

IP 567個

15 18 21 24UT

パルス位相

パルス強度（S/Nで表現）… 大雑把にはS/N=10で0.5kJyほど

GRP探し 2010/4/6鹿島1.4GHz帯観測の例4/6 01:45 ‐ 12:35:00 の約11時間分のデータ（Suzakuとの同時観測だったので、Suzakuに合わせ時間帯を分割）

GRP MP 3581個IP 233個

パルス位相

３６９ 12 UT

interpulse

main pulse


1時間あたりのGRP数が2011/9(前頁）の半分ほどである。why？（これまでの定説では途中の星間空間の伝搬の効果とする）

パルス強度（S/Nで表現）… 大雑把にはS/N=10で0.5kJyほど

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