SNRとCTA
青山学院大学馬場彩

1. 超新星残骸(SNR)と宇宙線
超新星残骸: 銀河系内宇宙線加速源の最有力候補!
~1 event / 30 years
1051 ergs / 1 explosion
10% injection (?)

SN1006energetic的には最適の加速器候補

W44

RXJ1713-3946

加速電子からのシンクロトロンX線

加速陽子からのGeVガンマ線

加速粒子からのTeVガンマ線(Koyama+95)(Abdo+10)(Aharonian+04)

超おおざっぱにはSNRの加速と逃亡の様子が分かってきた??

2. CTAでやってみたいこと
A. 超新星残骸中での宇宙線の加速と逃亡
おおざっぱな議論から精密な観測+議論へ
個々の超新星残骸の詳細観測+他波長との比較-> 加速効率の環境依存が分かる?

B. 超新星残骸+他の系内加速天体の銀河面探査
いくつ天体があるのか? 種族ごとの分布は?
そもそもHESSの探査に比べてどのくらい深く探査可能?

A. CTAで探る宇宙線の加速と逃亡今やガンマ線SNRは超珍種ではない

そして動物園広帯域スペクトルはsoft側に進化?

?

?
VHEガンマ線ではサンプルが少ない2000歳くらいでも見つかっていない天体がいっぱい!

年齢ごとに並べる「進化論」は正しいのか?
超新星残骸の進化は環境による個性が大きい
分子雲の有無星間物質密度の大きさ
星風によるバブル?
そもそも超新星残骸の部分部分でも進化が違う-> もっと物理的な進化のパラメータが必要!
超新星残骸の部分部分でのSEDの違い、環境の違いの精密観測

例: W28
分子雲と衝撃波の一部が衝突
t ~ a few 1000 yrs
場所によりSEDも環境も違うはず
HESSでも形状は分かる
スペクトルはまだ

BW: XMM (thermal)
yellow: HESS
sky: GeV
blue: unshocked MC
red: shocked MC
green: OH masers同様の例は増えてきている
RCW86
X線では一部のみ非熱的VHEでもshellの一部のみ?
(統計丌足でshellと結論づけられず)
X-ray

VHE

HESSJ1731-347
X線は全て非熱的だが、場所によってベキが~0.5違う
VHEはshell状
Xでhardな部分はVHEとXでshellの場所が違う??
(やはり統計丌足で何も言えず)

CTA時代にこれらの天体はどのように解明出来るか?
CTAで分離可能スペクトルの違いも見分けられる?

Fermiも統計を上げ
場所ごとのSEDの差が明らかに

A-H(2014)ではclumpごとのプラズマ情報が分離可能-> 衝突のタイムスケール!
(CTAより早い)

プラズマの衝突のタイムスケールとSEDの進化をより丌定性を少なく調べることが可能-> 加速の進化と逃亡を初めて明らかに

ASTRO-H観測シミュレーションの例

SN1006 2-10 keV

HXI 10-40 keV (100ks)

cut-off

打ち上げは2014年
CTA観測開始前に観測提案を行なうことが必要

熱的プラズマからの放射

B.CTAによる銀河面探査

過去のVHEガンマ線銀河面探査(Chaves+09)

HESSの銀河面探査: 約50天体を発見
ほとんどは他波長で未発見だった
新しい加速源候補 ??

現在までのX線追観測例
X線望遠鏡は視野が狭い(<1deg.)-> 追観測は時間がかかる
超新星残骸(Bamba+ in prep.)

パルサー星雲(Anada+09)

なんか良く分からんけどいる。。。
(Matsumoto+08)百花繚乱追観測結果の内訳
約半数がパルサー星雲
超新星残骸、暗黒加速器は少数派
未観測
パルサー星雲

その他

暗黒加速器
超新星残骸
(計53天体)それぞれの天体の種族は高々数天体-> サンプルはまだ必要
新種族はまだいる?
binary, 白色矮星, …

CTAで新天体は本当にうんと増えるのか?

HESS銀河面探査はconfusion limitだったか?
H.E.S.S. survey (Ryan+09):
area:
sensitivity:# of src.:

size of src.:

l=270-60 deg, |b|<3deg~1% CrabPlane: |l|<30deg, |b|<1deg : 26 sources
GC region: |l|<15deg, |b|<0.5deg: 13 sources
Most dense region: b=-0.66 – 0.14 deg, l=345 – 360 deg
15 sourcesr~0.1 deg.

天体に占められている天空の面積の比:26  0.12 
Plane :
 0.68%60  213  0.12 Center : 1.4%
30 1
15  0.12 
dense region : 3.9%
15  0.8

HESS銀河面探査はまだconfusion free
ただし天体の混んでいる領域はconfusionの影響を考える必要

CTAの検出感度だと何天体検出可能か?
拡がった天体の場合、HESSの検出限界の1/7程度の天体までCTAで検出可能
仮定:
VHEガンマ線天体は渦巻き銀河のX線天体と同様のlogN-logL 関係を持つ。
-> CTAで検出可能な天体数はHESSのdN
 0.6~ L0.6 , 1 / 7  ~ 3.2 倍
d log L

Plane:
26 x 3.2 = 83 sourcesGC:
13 x 3.2 = 42 sources
dense region: 15 x 3.2 = 48 sources

新たに120天体程度
発見

天体は十分拡がっているため、空間分解能を考える必要はない。

検出された天体が天空に占める面積の割合:
83  0.12 
Plane :
 2.2%
60  242  0.12 Center : 4.4%
30 148  0.12 
dense region : 12.6%15  0.8<= confusion !!

天体が混んでいる領域(銀河中心、armなど)以外ではHESS探査の約3倍の天体を検出することが可能。
全体で170天体程度
新しいVHEガンマ線超新星残骸は10天体程度?
現在までに発見されているガンマ線SNRはほとんど近傍天体であり、新発見は十分可能

ところで、新しい天体はCTAでSNRと同定できるか?
RXJ1713が3kpcにあった場合(20h観測)
shellの形も分離でき、CTAだけでSNRと同定出来るもしRXJ1713が8kpcにあれば
or
もっと暗ければ検出は高々5-9 sigma(50h observation)-> 新天体の同定には他波長での追観測が必須

CTA時代の追観測の道具は?
ASTRO-Hなどポインティング型X線衛星は視野が小さい(~< 0.5 deg.)
CTA探査で発見された天体を追観測するためには1年後の観測に向けプロポーザルを書いて受理されることが必要

ALMAも極端に視野が狭い(~< 1 arcmin,拡がった構造は数arcsec以下しか見られない)
プロポーザルの事情もよく似ている
AO-0は倍率10倍!

CTA時代のサーベイ型ミッション
MAXI
すでに稼働中!
感度・分解能的にやや厳しいか?
e-ROSITA
2013年打ち上げ予定のX線サーベイミッション
XMM-NewtonのCCD+望遠鏡を用いて全天サーベイ(ROSATの>2keV以上バージョン)
main aim: 5-10万個の銀河団のガスを検出、大規模構造を調べる
近傍銀河のstellar BHの系統的探査
系内天体の系統的探査
DIOS
提案中の小型X線サーベイミッション
カロリメータでのサーベイ
銀河間高温ガスの精密観測が目的だが銀河系内の天体も当然観測可能

まとめCTAでは、SNR全体のぼんやりした加速像だけでなく、具体的な物理情報と共に加速の進化と逃亡が分かる
物理情報を手に入れるためには他波長詳細観測が必須
ASTRO-Hなど大きな詳細観測ミッションはCTAより早い
今から観測提案の検討が必要
CTA銀河面探査はHESS探査の3倍程度の天体を発見可能
種族ごとの研究が出来る天体数を扱うことが可能に
同定のためには他波長サーベイ計画との連携が大事