系外パルサー星雲からのTeVガンマ線放射
田中 周太
青山学院大学(学振特別研究員)	
26,  Sep.,  2012

高エネルギーガンマ線で見る極限宇宙
2012@ICRR

1パルサー星雲(PWN)	
p中心パルサー  &  ジェット+トーラス構造=>回転駆動パルサーのエネルギー供給で輝く天体。

Chandrap超新星残骸(SNR)の殻  &膨張速度～1000km/s=>SNRにより閉じ込められている。

p広波長域の非熱的シンクロトロン放射=>加速粒子と磁場で構成されている。  
Hester  08  パルサー磁気圏での粒子生成、パルサー風の機構、粒子加速を理解するのが目標!!
26,  Sep.,  2012

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2012@ICRR

2

パルサー星雲の研究	ü パルサー:  回転  (1/2  Ω02)  &  磁場  (Bdipole)エネルギー    パルサーの回転進化ü 磁気圏:  生成される電子陽電子  (pair  multiplicity  (κ))
    かに星雲の電波観測より  (>106  nGJ)ü パルサー風 :  磁化率  (magnetization  (σ))
    光円柱では  σ  ≫  1、一方、終端衝撃波付近では  σ  ≪  1    (共回転プラズマ)   (for  strong  dissipation)
ü 終端衝撃波 :  加速粒子の分布    衝撃波加速などでは作れない折れ曲がったベキ分布
26,  Sep.,  2012

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3

ガンマ線で見たパルサー星雲	
Pulsar Wind Nebulae from X-rays to VHE γ-rays

3

ガンマ線光度[erg/s]

ガンマ線光度[erg/s]

Pulsar Wind Nebulae from X-rays to VHE γ-rays

回転光度[erg/s]

5Kargaltsev+12arxiv

X線光度[erg/s]p 多くのPWNが観測されている。
p ガンマ線光度は他の観測量と明らかな相関がない。
p 次世代望遠鏡では非常に多くの天体が見つかるはず。
26,  Sep.,  2012

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系外パルサー星雲(N157B)	

A 545, L2 (2012)

6040

2010b-510-6-69.16

10-7
10-8-69.17

LAZENDIC ET AL.

Vol.

8.6GHz10-9
10-10-69.18
10-11

0-20810

photons cm-2s-1

80

excess counts

100

Dec (J2000) [deg]HESS:  Contour,  Chandra:  Color-69.19-84.50605h38m00s

Chandra05h37m50s

05h37m40s -84.39
RA (J2000)

10-12
10-13

TeV gamma-ray excess obtained withAbramowski+12ApJ
H.E.S.S. The image was smoothedwithcontinuum gray-scale and contour image of N157B at 3.5 cm with HPBW ofLazendic+00ApJ
FIG. 1.ÈRadio
2A. 67 ] 1A. 80. The contour levels are 1.1, 1.6, 3.3, 4.9, 6.5
and 9.8 mJy beam~1.
set. The green contour lines denote 6, 9, and 12σ statistical significances.
Thee of the X-ray flux in the energy band from 0.8 keV to 8 keV (Chandra ACIS-S,
he data were smoothed with a Gaussian of σ = 1.5!! and the exposure map
on continuum contours in Figure 2. The mean fractional
intensities within the source boundaries given by the tohe average index of the nebula. The colour coding represents the X-ray
flux inintensity cuto† were used. In the vector display, the vect
−2 −1−2 −1 polarization is D10%, calculated by dividing the polarized−5
image of the source by the total intensity image
were truncated at the 3 p level. We note that a polarizat
ons cm s at the lower end and saturates at 10 photons cm s .intensity
The white(both made with Ðeld No. 15 only). The total intensity
map using seven mosaic positions looked similar butor the position of the gamma-ray source HESS J0537−691. The positionof thevalues weretruncated at the 3 p level which is D5 mJy
noisier because of the few percent radial instrumental pobefore
ization toward N157B from the surrounding Ðelds.
ross marks the best-fit position and the systematic uncertainty in the beam~1
pointing
ofdivision, but all (bias corrected) polarized

te ofĖ >p LMC(50kpc)内のパルサー星雲p 電波、X線で観測されている。
p パルサーは最高の回転光度(4.9e38erg/s)p OB  association(LH99)近傍で、大きく広がっている。
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Despite its extreme distance, PSR J0537−6910
has a large
26,  Sep.,  2012
to power
enough spin-down flux of Ė/d 2 = 2×1035 erg s−1 kpc−22012@ICRR

The electric vector alignment is fairly uniform, butpolarized intensity is surprisingly patchy. The highfractional polarization is 15.4% toward 05h37m4[69¡10@07A. 5,3 whereas at the position of the brightest tointensity 05h37m41s. 5, [69¡09@31A. 0 it is 5%, which islowest fractional polarization (excluding blanked regio
At the position of the X-ray peak at 05h37m45[69¡10@17A. 5 the polarized intensity is 7%.

パルサー星雲のスペクトル進化	
p若いパルサー星雲のスペクトルを加速された電子陽電子からのシンクロトロン放射、逆コンプトン散乱で説明する。
p一様な球状のパルサー星雲内の粒子エネルギー分布関数の進化  ⇒スペクトルの進化。
パルサーからのエネルギー供給、膨張による断熱冷却、シンクロトロン放射などによる放射冷却
パルサー近傍での粒子加速の情報。

∂∂
N (γ , t ) + γ(γ , t ) N (γ , t ) = Qinj (γ , t )∂t∂γt
4π 3 B 2 (t ) 磁場の見積もりη ∫ L(t ' )dt ' =RPWN
038π26,  Sep.,  2012

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e±,	  B6かに星雲	
p観測をよく再現する。
p1kyrで磁場は～85μGpη=5x10-3pガンマ線はSSC優勢。

ST&Takahara10ApJ

電波減光  [%/yr]

可視減光  [%/yr]

計算-0.16-0.24

観測-0.17

26,  Sep.,  2012pシンクロトロン光度は逆コンプトン散乱成分よりも早く減衰。
(～100TeVで増光)p電波や可視光の減光率を説明できる。
Vi;nyaikin  07  (radio),  Smith  03  (opt.)  -0.55

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TeV パルサー星雲	
G21.5-0.9

G0.9+0.1

B  ～  60μG(η=8x10-3)

B  ～  15μG
(η=3x10-3)
Kes  75

B  ～  20μG
(η=5x10-5)
G54.1+0.3

B  ～  10μG
(η=2x10-3)

ST&Takahara11ApJ

星間光子場の寄与を考慮すると、
かに星雲と同じモデルでよく説明される。
26,  Sep.,  2012

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Non-TeV パルサー星雲	
ガンマ線での観測可能性を決めるものは?
TeV  PWN:  Crab,  G21.5-0.9,            ●                  G54.1+0.9,Kes75,            G0.9+0.1

non-TeV:  3C58,  G310.6-1.6            ×            G292.0+1.8,  G11.2-0.3        SNR  B0540-69.3(η  =  3  x  10-3  とした)

パルサーから供給されたエネルギー  と予想される星間光子場の密度に相関している。

ST&Takahara  submitted

26,  Sep.,  201242
PIC = σ T cγ c U ph N e± (γ c )3
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91010Total-15Total-151010151020101010251010101520102510

ν[Hz]10ν[Hz]CTAで見るパルサー星雲	

Fig. 1.— Model spectra of 3C58 for tage = 2.5kyr (left panel) and tage = 1.0kyr (right panel). The observational data, the upper limits
and the sensitivity of CTA (50 hours) are also plotted. The observed data are taken from Weiland et al. (2011); Salter et al. (1989); AMI
Consortium: Hurley-Waker et al. (2009); Kothes (2006) (radio), Slane et al. (2008) (infrared), Torii et al. (2000) (X-ray), Ackermann et al.
(2011); Aliu et al. (2008); Anderhub et al. (2010) (γ-ray). Used parameters are tabulated in Table 1.

-10-101010G310.6-1.6

G292.0+1.8-11-1110-12210

νFν[ergs/cm /sec]2

νFν[ergs/cm /sec]

10-13

SYN
IC/CMB
IC/IRIC/OPT
SSC
Total

10-1410CTA

CTA-13

SYN
IC/CMB
IC/IRIC/OPT
SSC
Total

10-1410-1510-1210-15101015201010102510101015

ν[Hz]-10

B0540-69.3<= PSR J1811-1925-1110HESS J1809-193 =>-12210CTA-13

SYN
IC/CMB
IC/IRIC/OPT
SSC
Total

10-1410<= PSR+PWN-1110
νFν[ergs/cm /sec]

2251010G11.2-0.3

νFν[ergs/cm /sec]

10
ν[Hz]

-1010

N157B
-1210CTA-13

SYN
IC/CMB
IC/IRIC/OPT
SSC
Total

10-1410-15102010-15101015201010
ν[Hz]2510101010152010102510

ν[Hz]Fig. 2.— Model spectra of G310.6-1.6 (top-left), G292.0+1.8 (top-right), G11.2-0.3 (bottom-left) and B0540-69.3 (bottom-right). The
observational data, the upper limits and the sensitivity of CTA (50 hours) are also plotted. For G310.6-1.6, the observed data are taken
高エネルギーガンマ線で見る極限宇宙from Renaud et al. (2010) (radio, X-ray and γ-ray).
For G292.0+1.8, the observed data are taken from Gaensler & Wallace (2003) (radio),
26,  Sep.,  201210Hughes et al. (2001) (X-ray) and Ackermann et al. (2011) (γ-ray).
For G11.2-0.3, the observed data are taken from Tam et al. (2002)
2012@ICRR(radio), Roberts et al. (2003) (X-ray), Dean et al. (2008) (X-ray from PSR J1811-1925) and Aharonian et al. (2007) (γ-ray from HESS

系内の若いパルサー星雲の性質	
pかに星雲を除いて逆コンプトン散乱の種光子は星間ダストからの赤外線放射が優勢。
pパルサーか供給された回転エネルギーの大部分を粒子のエネルギーとして保持し、磁場のエネルギーは1000分の1程度しかない(η〜10-3)。
t
B 2 4π 3−3 age
RPWN ≈ 10 ∫ Lspin dt
08π 3p電波とX線の放射を説明するにはBroken  Power-Lawの粒子分布が必要。

これらを踏まえて
系外PWN(N157B)のスペクトルを調べる。
26,  Sep.,  2012

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11

太陽近傍程度の光子場	
10-10

N157B
iFi[ergs/cm2/sec]

10-11

10-1210-13

SYN
IC/CMBIC/IRIC/OPT
SSC
Total

10-1410-15
10101015102010i[Hz]254PIC = σ T cγ c2U ph N e± (γ c )3p 太陽近傍程度の光子場(0.5eV/ccとした)p 初期回転エネルギー(1/2  I  Ω2)  =  1.0e51  (P0  =  4.4msec)p B  =  30μG
p ガンマ線光度は少し足りない。
26,  Sep.,  2012

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12赤外線(ダスト)光子場を強く	
10-10

N157B
iFi[ergs/cm2/sec]

10-11

10-12

10-13

SYN
IC/CMBIC/IRIC/OPT
SSC
Total

10-1410-15

1010

1015

1020

1025i[Hz]p ガンマ線光度を説明するのに赤外線光子場を強くする(x10)。
p 初期回転エネルギー(1/2  I  Ω2)  =  2.6e50  (P0  =  8.7msec)p B  =  13μG
p ガンマ線のベキ指数が合わない。
26,  Sep.,  2012

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13

可視光(星の光)光子場を強く	
10-10

N157B
iFi[ergs/cm2/sec]

10-11

10-12

10-13

SYN
IC/CMB
IC/IRIC/OPT
SSCTotal

10-14

10-15

1010

1015

1020

1025

i[Hz]

p ガンマ線光度を説明するのに可視光光子場を強くする(x102)。
p 初期回転エネルギー(1/2  I  Ω2)  =  2.6e50  (P0  =  8.7msec)p B  =  13μG

26,  Sep.,  2012

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14

シンクロトロン光子密度を大きく	
10-10

N157BiFi[ergs/cm2/sec]

10-11

10-1210-13

SYNIC/CMB
IC/IRIC/OPT
SSCTotal

10-14

10-15

1010

101510201025

i[Hz]p ガンマ線光度を説明するのにシンクロトロン光子場の密度を強くする。
p 初期回転エネルギー(1/2  I  Ω2)  =  2.6e50  (P0  =  8.7msec)p B  =  13μG
p ガンマ線のベキ指数が合わない。
26,  Sep.,  2012

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議論	
ModelErot

IROPT

SSC

Large  E

1.0e51

0.5eV/cc

0.5eV/cc  x  1  IC/IR

2.6e505eV/cc0.5eV/cc  x  1  IC/OPT

2.6e500.5eV/cc

50eV/cc  x  1SSC

2.6e500.5eV/cc

0.5eV/cc  x  300

p 特殊な環境を設定しない限り、超新星爆発程度のエネルギーを必要とする。
p スペクトルからはN157B周辺の可視光場が大きいことが示唆される。
26,  Sep.,  2012

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まとめ	
N157Bのスペクトルを調べた

pPSR  J0537-6910の初期回転エネルギーは異常に大きいpN157B周辺の環境は特殊(OB  association)であることが必要
pCTAでは系内でさらに多くのパルサー星雲が見つかる。
p系外のパルサー星雲もCrab同様のエネルギーを持っているものは観測できる。

26,  Sep.,  2012

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Fail in Adiabatic Cooling:
The Crab Nebula Case	Radio  Obs. (α=-0.299,  F(12.6MHz)=5300Jy,  (d=2kpc))と磁場の値から、少なくとも12.6MHzを放射するのに必要な粒子数は、γmin  N(γmin)  =  1.81  x  1051  (B  /  100μG)-0.4  個
この粒子が元々  γbmc2  のエネルギーでinjectionされて断熱冷却したとすると、(γb  >>  γminとして)

γbmc2γmin  N(γmin)  =  1.48  x  1050  (B  /  100μG)-0.4  (γb  /  105)ergs
Crabの回転エネルギー=4x1039ergsを優に越える。  
26,  Sep.,  2012

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