SNRs の γ 線放射メカニズムの解明高エネルギー天体グループ菊田・菅原・泊・畑・吉岡

SNRs と γ 線 超新星残骸（ SNRs ： Supernova Remnants ）　

1667 年に爆発した Cassiopeia A

爆発放出物の形成する衝撃波面で荷電粒子が加速

→ 光子を放出

高エネルギー宇宙線の起源？

衝撃波による粒子（電子・陽子）の加速

加速により、電子のエネルギー分布はべき分布になる。

考慮した放射過程 電子起源

シンクロトロン放射 ( 電波～ X 線） 熱的制動放射 (Boltzmann 分布 ～ X 線 ) 非熱的制動放射 ( ベキ乗分布 ～ γ 線） 逆コンプトン散乱 (Inverse Compton Scattering ～ γ 線 )

陽子起源

　 γ 線領域でどちらが主要かによって電子モデル , 　陽子モデルと呼ばれる

考慮した放射過程 電子起源

シンクロトロン放射 ( 電波～ X 線） 熱的制動放射 (Boltzmann 分布 ～ X 線 ) 非熱的制動放射 ( ベキ乗分布 ～ γ 線） 逆コンプトン散乱 (Inverse Compton Scattering ～ γ 線 )

陽子起源

考慮した放射過程 電子起源

シンクロトロン放射 ( 電波～ X 線） 熱的制動放射 (Boltzmann 分布 ～ X 線 ) 非熱的制動放射 ( ベキ乗分布 ～ γ 線） 逆コンプトン散乱 (Inverse Compton Scattering ～ γ 線 )

陽子起源

考慮した放射過程 電子起源

シンクロトロン放射 ( 電波～ X 線） 熱的制動放射 (Boltzmann 分布 ～ X 線 ) 非熱的制動放射 ( ベキ乗分布 ～ γ 線） 逆コンプトン散乱 (Inverse Compton Scattering ～ γ 線 )

陽子起源

考慮した放射過程 電子起源

シンクロトロン放射 ( 電波～ X 線） 熱的制動放射 (Boltzmann 分布 ～ X 線 ) 非熱的制動放射 ( ベキ乗分布 ～ γ 線） 逆コンプトン散乱 (Inverse Compton Scattering ～ γ

線 ) 陽子起源

ee

npppp

,

,2

,)()(0

0 　　

解析 電波、 X 線、 γ 線領域でのデータが与えられている どのような環境 ( パラメータ ) で実現されるか試行錯

誤　　電波　　　　　　 X 線　　　　　 γ 線

光子のエネルギー [eV]

パルサー星雲 (G21.5-0.9) の観測スペクトル

( 例 ) パルサー星雲　 G21.5-0.9

パルサー星雲

~1pc

距離：～ 4.8kpc年齢：～ 1000年

磁場による fitting

シンクロトロン

逆コンプトン

粒子数 N によるグラフ移動

シンクロトロン

逆コンプトン

energy

シンクロトロン

逆コンプトン

1p 2p

max による折り曲げによる折り曲げ

max

Cut off

Fitting の例 G21.5-0.9

超新星残骸 Cassiopeia A （ Cas A ）

距離： 3.4kpc

膨張速度：4000-5000km/s

年齢： 355 年

Cas A(355yr), 電子モデル

シンクロトロン

逆コンプトン

非熱的制動放射

B ～ 110 μG

Cas A(355yr), 陽子モデル

シンクロトロン

陽子による放射

B ～ 1100 μG

超新星残骸 RX J1713.7-3946 距離：～ 1kpc 膨張速度：1000-4000km/s 年齢： 1600 年

等高線： X 線色： TeV ガンマ線

RXJ1713(1600yr), 電子モデル

シンクロトロン

逆コンプトン

RXJ1713(1600yr), 陽子モデル

シンクロトロン

陽子による放射

超新星残骸 W44 距離：～ 2.9kpc 年齢：～ 20000 年

等高線：赤外色： GeV ガンマ線

W44(20000yr), 陽子モデル

シンクロトロン 陽子による放射

np,　ne~10/ccB~100μG

超新星残骸 IC 443 距離：　～ 1.5kpc 年齢： 3000-　　 30000 年

ガンマ線（ピンク）、可視光（黄）、

赤外線（青、緑、赤）合成画像

IC443(3000~30000yr), 陽子モデル

シンクロトロン 陽子による放射

パラメータの検証 １ 星間磁場の大きさは

　　　　　 BISM ～ 3 [μG]

衝撃波による圧縮

　　　 B ～ 4BISM ～ 12 [μG]

パラメータの検証 ２ 超新星残骸の半径・年齢　→　衝撃波の速さ

衝撃波の温度

パラメータの検証 ３ 加速された陽子の最大エネルギー

ξ の不定性から、最大エネルギーの上限だと考える

パラメータの検証 ４ 超新星爆発のエネルギーは 1053 erg ニュートリノが 99 ％のエネルギーを持ち去る

陽子・電子のエネルギー

陽子・電子の総エネルギー

Fitting のパラメータ

陽子・電子の総エネルギー

B ＞ 12 [μG]

Discussionγ 線の放射機構 陽子モデルでも電子モデルでも説明できる　　 CasA: 355yr, RXJ1713: 1600yr

　⇒若い SNRs 陽子モデルでないと説明できない　　 W44: 20000yr, IC443: 3000~30000yr

　⇒老いた SNRs

放射機構と年齢に関係が見られる

Discussion (1) 電子の放射冷却

(2) 時間とともに陽子のエネルギーが増える　　質量が大きいので加速に時間がかかる

放射により電子のエネルギーが減少する

↓放射が効いてこなくなる

Discussion

陽子起源の反応から

ee

nppp

　

　　

,

,

Discussion ニュートリノエネルギーのピーク　～ 100MeV フラックス～ 100MeV でのニュートリノの断面積が　　　　　　

なので、スーパーカミオカンデでは W44 からのニュートリノをひとつ検出するのに

　 10 万年かかる！

Discussion

陽子モデル

電子モデルクライン - 仁科Cut off

π0135MeVCut off

まとめ 4 つの放射機構を考え SNRs のスペクトルの

モデルフィッティングを行った

SNRs の γ 線放射機構と年齢に相関が見られた

ニュートリノを観測できれば陽子モデルが　支持されるが、実際に観測するのは難しい 不定性を消去するためには MeV,　TeV での観

測が　求められる

解析手法

各放射過程からの寄与をモデルを用いて計算 実際のスペクトルを説明する物理量を求める

カットオフ (Inverse-Compton) コンプトン散乱

(ε は光子のエネルギー、添字 1 は散乱後 ) 入射光子が低エネルギーの場合は　　　 ( 弾性的 )

で トムソン散乱断面積でよいが、コンプトン波長に近づくと量子的効果が効いて断面積はクライン- 仁科の式で表される

クライン仁科の式では高エネルギーほど反応しなくなる

カットオフ ( 陽子衝突 )

π0 の静止質量エネルギー　 135MeV 陽子がこれ以上のエネルギーを持っていなければ

起こりえない

ブレーク (power law の折れ曲がり ) シンクロトロン放射で高エネルギーほど早く冷える

一方加速もされるのでバランスする あるところ (εbreak) で power law が

折れる

energy

1p 2p

max