特別推進研究研究会・宇宙線研究所共同利用研究会
「高エネルギーガンマ線でみる極限宇宙2012」	

2012年9月25日(火) 東京大学 柏キャンパス 	

若いTeVガンマ線超新星残骸における星間ガスとガンマ線・X線放射	○ 佐野 栄俊 （名大理D2）	  佐藤淳基，福田達哉，吉池智史，鳥居和史，早川貴敬，山本宏昭，奥田武志，犬塚修一郎，福井康雄 (名大理)，田中孝明 (京大理)，松本浩典 (名大KMI)，
内山泰伸 (Stanford 大KIPAC/JAXA)，井上剛志 (青山学院大理)，河村晶子，
水野範和 (NAOJ)，水野亮 (名大STE)，西村淳，大西利和 (大阪府立大理)，
他NANTENチーム	

2	Introduction	n 超新星残骸：大質量星が超新星爆発した後に残される残骸	

− 1051 erg のエネルギー放出		− 超音速衝撃波層の形成・膨張						星間空間へ多大な影響を与える		

– 衝撃波と星間物質との相互作用	

– 星間空間への重元素の供給 x	– 新たな星の誕生(e.g., Sano+10)–	

– 衝撃波面（~1000 km/s）における
宇宙線粒子加速＿＿＿etc.					↑SNR Cassiopeia A (NASA/JPL-Caltech/STScI/CXC/SAO)		

3	

SNR as Cosmic Ray Accelerator (~1015.5 eV) 		

宇宙線電子	

星間磁場	宇宙線電子		

シンクロトロンX線	
ガンマ線	

（逆コンプトン散乱）	
CMB光子	

宇宙線陽子	π0	

星間陽子	π+	π-	ガンマ線	

(π0崩壊)	

ガンマ線		○ 宇宙線電子：シンクロトロンX線の検出により、加速は証明 (e.g., Koyama+95)
	

○ 宇宙線陽子：スペクトルの違いから I.C. と π0-2γ を切り分ける試みが進められ、 Middle Aged SNR については、加速が示唆されつつある	⇒ 非一様ISM中にあるSNRは、スペクトルによる切り分けは困難 (Inoue+12)		

SNRで宇宙線陽子が加速されているか否かを明らかにすることが、 	この研究分野の最大の焦点の１つ		Young (~2000 yr) TeV γ-ray SNRs	n RX J1713.7–3946 （G347.3–0.5）
	○ 非熱的X線（TeV電子 Synchrotron 放射）	Koyama+97, Slane+99, Uchiyama+03,07, Lazendic+03,+04, 	

Cassam-Chenai+04, Hiraga+05, Tanaka+08, Takahashi+08,	Acero+09	

○ TeVガンマ線で明るい	

Muraishi+00, Enomoto+02, Aharonian+04,06,07	

○年齢 ~1600yr, 距離 ~1 kpc 	

Fukui+03, Wang+97	

○ 星間ガスとの相互作用– 恒星風よる高真空キャビティー– 高密度分子雲が球殻状に分布
H2: 0.9×104 M◉ ≒ HI: 1.1×104 M◉

Fukui+03,+12, Moriguchi+05, Uchiyama+05, Sano+10	4	n RX J0852.0–4622 （Vela Jr.）
	○ 非熱的X線+熱的X線（後者はVela SNR）	

Tsunemi+00, Slane+01 (ASCA), Iyudin+05 (XMM-Newton),
Bamba+05 (Chandra), Hiraga+08 (Suzaku)	

○ TeVガンマ線で明るい	

Katagiri+05, Enomoto+06 (CANGAROO), Aharonian+05, +07,
Arribas+12 (H.E.S.S.), Tanaka+12 (Fermi)	

○年齢 ~2000yr, 距離 ~750 pc 	Katsuda+08	

○ 星間ガスとの相互作用– 恒星風によるHIシェルを形成– わずかだが分子雲も存在
H2: 0.1×104 M◉ ≪ HI: 1.0×104 M◉Fukui, Sato, Sano+12 in prep., Sano+12 in prep.	

5	Young (~2000 yr) TeV γ-ray SNRs	ROSAT:	  0.1–2.4	  keV	ROSAT:	  >	  1.3	  keV	

H.E.S.S.	

©	  Gavin	  Rowell	n RX J1713.7–3946 （G347.3–0.5）
	○ 非熱的X線（TeV電子 Synchrotron 放射）	Koyama+97, Slane+99, Uchiyama+03,07, Lazendic+03,+04, 	

Cassam-Chenai+04, Hiraga+05, Tanaka+08, Takahashi+08,	

Acero+09	

○ TeVガンマ線で明るい	

Muraishi+00, Enomoto+02, Aharonian+04,06,07	

○年齢 ~1600yr, 距離 ~1 kpc 	

Fukui+03, Wang+97	

○ 星間ガスとの相互作用– 恒星風よる高真空キャビティー– 高密度分子雲が球殻状に分布
H2: 0.9×104 M◉ ≒ HI: 1.1×104 M◉Fukui+03,+12, Moriguchi+05, Uchiyama+05, Sano+10	n RX J0852.0–4622 （Vela Jr.）
	○ 非熱的X線+熱的X線（後者はVela SNR）	

Tsunemi+00, Slane+01 (ASCA), Iyudin+05 (XMM-Newton),
Bamba+05 (Chandra), Hiraga+08 (Suzaku)	

○ TeVガンマ線で明るい	

Katagiri+05, Enomoto+06 (CANGAROO), Aharonian+05, +07,
Arribas+12 (H.E.S.S.), Tanaka+12 (Fermi)	

○年齢 ~2000yr, 距離 ~750 pc 	Katsuda+08	

○ 星間ガスとの相互作用– 恒星風によるHIシェルを形成– わずかだが分子雲も存在
H2: 0.1×104 M◉ ≪ HI: 1.0×104 M◉
Fukui, Sato, Sano+12 in prep., Sano+12 in prep.	

TeV γ-ray Flux ∝ Target ISM Proton	
これらガンマ線放射が宇宙線陽子起源（π0 decay）であるならば、
宇宙線陽子のターゲットとなる星間陽子が必要	

Wp nF∝ 2dWp ...... Total energy in accelerated protons
n ........ Target ISM proton density
d ........ Distance to the SNR

分子雲（高密度水素分子H2）： 密度102 cm-3以上, Tk=10–20 K
原子ガス （中性水素原子HI）： 密度1–100 cm-3, Tk=30–100 K	n TeVガンマ線と星間陽子（水素分子+原子）の比較	

– 12CO(J=1–0), HI ガスから全星間陽子を同定、ガンマ線と比較– 星間陽子密度から、宇宙線陽子の加速効率を推定	

星間陽子とTeVガンマ線の空間的相関は、宇宙陽子加速の必要条件	  6	TeV γ-ray vs. Target ISM Proton		n RX J1713.7−3946	

- 水素分子と原子の質量比は同程度（H2: 0.9×104 M◉, HI: 1.1×104 M◉）	- 宇宙線陽子の加速効率は 0.1% (~1048 erg) 程度	⇒ 宇宙線陽子が加速されていると考えても矛盾はしない	

[左図] イメージ: 全星間陽子柱密度 Np(H2+HI), コントア: TeV ガンマ線強度（Fukui, Sano et al. 2012）[右図] TeVガンマ線, 水素分子（×2） Np(H2), 水素原子 Np(HI), 全星間陽子 Np(H2+HI) の方位角分布	7	

TeV γ-ray vs. Target ISM Proton	8		n RX J0852.0−4622	

- 水素分子と原子の質量比は 1:10 で低密度 （H2: 0.1×104 M◉ ≪ HI: 1.0×104 M◉）	- 宇宙線陽子の加速効率は 0.1% (~1048 erg) 程度	⇒ 宇宙線陽子が加速されていると考えても矛盾はしない		

[左図] イメージ: 全星間陽子柱密度 Np(H2+HI), コントア: TeV ガンマ線強度（Fukui, Sano et al. 2012）[右図] TeVガンマ線, 水素分子（×2） Np(H2), 水素原子 Np(HI), 全星間陽子 Np(H2+HI) の方位角分布	9	Fermi LAT spectrums: RX J0852.0−4622	
n RX J0852 のスペクトルは Γ=1.85 ± 0.06 (stat) +0.18	  -­‐0.19	(sys) （Tanaka+11）	

⇒ 宇宙線陽子起源の方が、観測とは良く合っている	

sync.	

陽子起源	π0	  decays	
IC	
電子起源				sync.	IC	– 陽子起源の場合、最低でも ~50 μG の磁場が必要で、宇宙線陽子のエネルギー Wp ~5.2×1050 erg (n = 0.1 cm-3) も大きくなる	– 電子起源も、まだエラーの範囲内なので棄却はできない	Fermi LAT spectrums: RX J1713.7−3946	

10	n RX J1713 のスペクトルは Γ=1.5 ± 0.1 (stat) ± 0.1 (sys) （Abde+11）	

⇒ 電子起源のほうが、観測結果をよく再現しているように見える	

陽子起源	

電子起源				– 低エネルギー宇宙線陽子は浸透長が小さく分子雲内部へ浸透不可	

⇒ GeV帯域のスペクトルは Γ~ 1.5となり、電子起源と区別がつかない（Inoue+12）			

11	

Numerical Simulation	
n MHD Simulation of Shock-cloud interaction（Inoue+12）

熱的不安定性により形成された clumpy な ISM（Inoue&Inutsuka+08,+09）へ衝撃波伝搬 													



€		

Inoue+12	

○ Cloud とぶつかると衝撃波は減速
⇒ cloud 中では粒子は加速されない	

○ SNR 内部で加速された粒子が cloud に拡散浸透
することで、π0起源のガンマ線を放射	○ 加速粒子の浸透長			

1/ 2lpd ≅ (κ dif t )12~ 0.1η1 2 ( E 10 TeV)

−1 212(B 100 µG) ( t age 103 yr)pc

η: gyro-factor、E: 宇宙線陽子のエネルギー、B: 磁場強度、tage: 相互作用時間		

⇒ target mass は E0.5 dependent⇒ 宇宙線陽子起源のガンマ線でも、電子と同じ Γ~1.5 をとりうる		

星間物質が非一様に分布している場合、	スペクトルのみでは陽子起源か電子起源か判別は難しい	

⇒ SNRの周辺環境（ISM etc.）を考慮して、議論する必要がある	

12	

Numerical Simulation	
n MHD Simulation of Shock-cloud interaction（Inoue+12）

熱的不安定性により形成された clumpy な ISM（Inoue&Inutsuka+08,+09）へ衝撃波伝搬 														Inoue+12	○ 衝撃波速度 Vsh は 1/（星間ガス密度）0.5で減速	⇒密度差の大きな分子雲周辺（Δn~103-5）で速度差発生 → 乱流の生成	

○ 分子雲近傍に強いシア流（回転電場）＋乱流が磁場を巻き上げ増幅（乱流ダイナモ）	

⇒磁場 B ~0.1-1 mG まで増幅される → 分子雲周辺でX線放射がエンハンスされる	

星間ガス周辺のＸ線増光が期待	  ⇒	  観測でも見えはじめている	

13	

RX J1713: Comparison with CO and X-ray		n RX J1713.7−3946 は、高密度分子雲と強く相互作用		- SNR母天体による恒星風で非一様ISMを形成、その中を衝撃波が伝搬	- 高密度分子雲の周りでX線が増光 ( ~1 pc の相関と ~0.1 pc の反相関 )	

(Sano+10, +12a in prep.)

イメージ: Suzaku 5–10 keV, コントア: 12CO(J=2–1) 積分強度 (SNRと相互作用する2つの速度範囲を表示)	

14	

RX J1713: Comparison with CO and X-ray	

カラーイメージ： Suzaku count map (左1–5 keV, 右5–10 keV), コントア: 12CO(J=2-1) 積分強度						Sano+12 in prep.	

○ 分子雲ピークから offset したところで X線強度がピークとなる	15	

RX J1713: Comparison with CO and X-ray	

カラーイメージ： Suzaku count map (左1–5 keV, 右5–10 keV), コントア: 12CO(J=2-1) 積分強度						Sano+12 in prep.	

○ 分子雲ピークから offset したところで X線強度がピークとなる	16	

RX J0852: CO distribution (interact with the SNR)	
n CO vs. X-rays		

X線シェルに沿ってCO が分布 (西側)	

SNR衝撃波との相互作用を示唆			

イメージ: CO(1-0)積分強度(Vlsr: 24-33 km/s)
コントア: X線 (1-5 keV)17	

RX J0852: HI distribution (interact with the SNR)	
n HI vs. X-rays		CO とほぼ同速度に、X線シェルに沿う HI
ガスを発見
			

SNR 母天体 (OB星)の星風により、ISMのキャビティー形成		

イメージ: HI 積分強度
(Vlsr: 28-34 km/s)
コントア: X線 (1-5 keV)RX J0852: HI distribution (South & North)	

イメージ: HI (左) の積分強度図, コントア: Suzaku XIS 0+1+3 (1–5 keV) 強度分布	

n South & North region にて、X線放射に対応するHIガスを検出n この領域の速度構造は Supershell に支配されているため複雑⇒ これらのHIガスも、SNRと相互作用している可能性は十分にある18	

RX J0852: X-ray & CO distribution (close up to NW)	 19	CCO	

2	  pc	PWN	

Suzaku X線 1–5 keV イメージ、 NANTEN2 COの積分強度をコントアとして描いたn 局所的には、X線と CO の空間分布は反相関 (強度ピークがずれている)⇒ RX J1713でみられた傾向とよく一致⇒ shock–cloud interaction による、分子雲近傍での磁場増幅と consistentRX J0852: X-ray & HI distribution (close up to NW)	CCO	PWN	

Suzaku X線 1–5 keV イメージ、HI ガスの積分強度をコントアとして描いた
HI ガスはダイナミックレンジが広いため、ある強度以上の部分のみ表示している	n 恒星風によって形成された HI シェルに沿ってX線分布	

n HI のような薄い ISM も、X線の構造形成に寄与する	

20	

RX J0852: X-ray & HI distribution (close up to SE)	

CCO	

PWN	

Suzaku X線 1–5 keV イメージ、HI ガスの積分強度をコントアとして描いた
HI ガスはダイナミックレンジが広いため、ある強度以上の部分のみ表示している	n 恒星風によって形成された HI シェルに沿ってX線分布	

n HI のような薄い ISM も、X線の構造形成に寄与する	

21	

22	

Penetration depth (CR proton vs. electron)	

n 宇宙線陽子の浸透長 lpd (Inoue+12)
1212−1 2
123lpd ~ 0.1η E 10 TeV) B 100 µG) tage 10 yr pc,	η: gyro-factor、E:€ 宇宙線陽子のエネルギー、B: 磁場強度、tage: 相互作用時間	

RX J1713におけるパラメタη : ~1 (Uchiyama+07)	

E : 10—800 TeV (Zirakashvili & Aharonian 2010 )	

€lpd ~ 0.3 – 2.8 pc
B : ~10 μG (Tanaka+08)	

tage: ~1000 yr	n 宇宙線電子の浸透長 lpd (Fukui+12)
−3 2
12
lpd ~ 0.026 η B 100 µG
pc,	

η: gyro-factor、B: 磁場強度、（E~1–40 TeV）	

€ – 0.8 pc
l pd ~ 0.03
η : ~1 (Uchiyama+07), B : 10–100 μG		

€シンクロトロンX線（電子）と、TeVガンマ線（陽子）空間分布の差がみえるはず	(€((())

23	

RX J0852: X-rays vs. TeV γ-rays	
n シンクロトロンX線とTeVガンマ線の空間分布の違いが見えつつある	Preliminary 	CTA	  による高分解能・高感度観測により、	  X線とTeVガンマ線のより詳細な比較検討が可能になる	  Preliminary 	Discussion & Summary	24	n 若い (~2000 yr) TeVガンマ線SNR RX J1713 & RX J0852	

– 分子雲と HI ガスの分布は、TeVガンマ線のそれと良く一致	

– 宇宙線陽子の加速効率は、どちらも 0.1% 程度 (~1048 erg)	

n Shock-Cloud Interaction と磁場増幅	

– 非一様ISMに衝撃波が伝搬すると、濃い星間ガス近傍で乱流形成＋磁場増幅	

– 宇宙線の星間ガスへの浸透長は、Energy dependent になる⇒宇宙線陽子起源ガンマ線でも、GeV帯域は steep なベキをとりうる (e.g., RX J1713)	

– 観測的にも、分子雲近傍でのX線増光が確認されつつある (RX J1713, RX J0852)	

– 宇宙線陽子, 電子には浸透長に差 ⇒ X線とガンマ線の空間構造違いが現れる？	

SNR における宇宙線加速を明らかにする為には、
X線, ガンマ線に加えて、星間ガス（分子+原子）を考慮した議論が重要
CTAを用いた、高空間分解能＋高感度観測により、TeVガンマ線, X線 そして星間ガスの詳細な比較が可能になる	25