MeV宇宙線の研究とMeVガンマ線との関連
信川 久実子（奈良女子大学）

2019/9/26-27 K.K. Nobukawa

第2回MeVガンマ線天文学研究会@東京大学

MeV宇宙線の研究意義◇宇宙線加速において、熱的粒子と高エネルギー側を結びつける
ミッシングリンク
◇ GeV-TeV宇宙線に比べ、拡散しにくい
̶> 加速現場をよりトレース

log [࢚ࢿࣝࢠ࣮ࡢ2஌ × 㝧Ꮚࡢᩘ]①宇宙線の起源解明への手がかり

SNR࡟࠾ࡅࡿ⾪ᧁἼຍ㏿⇕ⓗศᕸ࣐ࢡࢫ࢙࣭࢘ࣝ࣎ࣝࢶ࣐ࣥศᕸ

keV

ὀධ

⢏Ꮚຍ㏿?

࣐࢞ࣥ⥺࡛ほ ࡛ࡁࡿᖏᇦMeVGeV

TeVlog [㝧Ꮚࡢ࢚ࢿࣝࢠ࣮]②星間物質への影響◇MeV宇宙線はエネルギーを電離で失うので、星間物質の加熱や化学進化に影響

H2 + CR → H2+H2+ + H2 → H3+ + H
H3+ + X → HX+ + H2
イオン分子生成 => 星の生成

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第2回MeVガンマ線天文学研究会@東京大学2−2Flux(msrsGeV)
宇宙線のフラックス

MeV以下の情報はほぼ無し
10410210−110−410−710−1010−1310−1610−1910−2210−2510−28◇太陽磁気圏のため低エネルギー

S.P. Swordy (2001)

宇宙線は太陽系に侵入できない

銀河宇宙線
1 eV/cc◇確実な観測はボイジャーのみ(Stone et al. 2013)◇有効な間接観測の手法無し- 電離率のみ測定- 密度・スペクトルの情報無し
ボイジャー

109101110131015101710191021

Energy (eV)2019/9/26-27 K.K. Nobukawa

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NASA

X線を用いたMeV宇宙線探査-1MeV
宇宙線σ (b H-atom )陽子衝突による中性鉄輝線放射の断面積

電離分子雲

蛍光X線

1010-2Tatischeﬀ et al. 2012

-3110102103104Ep (MeV)◇鉄は高アバンダンスで高蛍光収率なので、中性重元素からの蛍光X線の中でもっとも高い強度- [Fe]/[H] = 3.0 10­5 (Lodders 2003)、ω〜0.3◇中性鉄輝線 (@ 6.4 keV) に寄与する陽子はMeV帯域◇6 keV付近に、ほかの元素からの明るい輝線は存在しない
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超新星残骸でのMeV宇宙線探査
IC443(くらげ星雲) 中性鉄輝線
可視光 (D. Willasch)◇ 分子雲と相関した
中性鉄輝線=> MeV陽子起源◇ GeV•TeV陽子起源のガンマ線と相関◇ MeV宇宙線の密度102­103 eV/cc

ガンマ線
分子雲
KN, Hirayama et al. 20192019/9/26-27 K.K. Nobukawa

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10光年

1:40:00

超新星残骸でのMeV宇宙線探査
0ra.

gKes 79
Dec (J2000)

0406

23324246810W44

Sato et al. 2016
Fig. 7. NXB-subtracted XIS 0+3 image of Kes 79 in the energy
band of 6.2–6.5 keV after correction for vignetting in units ofphotons s−1 keV−1 cm−2 . The white square shows the FOV of the XIS.
The CCO and the inner radio shell are indicated by the red cross andcyan circle (Seward et al. 2003; Sun et al. 2004). The magenta contours
indicate the 13 CO J = 1 → 0 line emission integrated between +99.0 and+109.0 km s−1 (Giacani et al. 2009). (Color online)

CO, HI: Maxted et al. 2018

keV0

2018
18:57:00 KN et al. 18:55:00
in the left panel of figure 8). The spectrum is fitted by theR.A. (J2000)
same model as that given in subsections 3.3 and 3.4. Since

62

statistics are limited, we fixed the NEI model to that of thewhole region (table 3). The fit is acceptable with a χ 2 /d.o.f.
value of 324.69/304.
The best-fit spectrum and parameters are given in figure 9
and table 5. Since the normalization ratio between the CIEand NEI components (CIE/NEI) is ∼ 100, the CIE fraction
gradually increases with distance from the CCO. Thus, theouter radio ring shows the relative concentration of APEC,
the CIE plasma. We can see no 6.4 keV line from the outer
radio shell region.

tonumewholeand aouter
0.86–
then, red;pro-G323.7-1.0

1:20:00

ublications of the Astronomical Society of Japan (2016), Vol. 68, No. SP1

Saji, KN et al. 2018

◇ 10天体ほどのMiddle-aged (or old) SNRから発見◇ いずれも分子雲と相互作用◇ 宇宙線加速の標準的なモデル (逃亡モデル) で中性鉄輝線とガンマ線放射を同時に説明可能

4 Discussion(Makino, Fujita, KN, Matsumoto, Ohira 2019, KN et al. 2019)

4.1 Abundances and typing of the SNR

We have shown that the X-ray spectrum of Kes 79 is
2019/9/26-27
K.K. Nobukawa

best described by two components: a CIE plasma and a

第2回MeVガンマ線天文学研究会@東京大学

銀河系全体で探査
可視光

天の川＝無数の星の集まり
Millinger, 2000

X線

星以外にも広がったX線放射
MAXI/RIKEN
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銀河面からMeV宇宙線起源の中性鉄輝線
40

銀経（度）
200340320◇ 中性鉄輝線が強い領域と分子雲が空間的に相関◇ 近傍に明るいX線を出す
天体なし => 宇宙線起源

10 3分子雲10−84

2019/9/26-27 K.K. Nobukawa

3銀経（度）

2110 2CO強度 (K km/s)

10−712(photons s−1 cm−2 arcmin−2 )中性鉄輝線強度(KN et al. 2015)(Yamauchi, KN et al. 2016)◇ MeV宇宙線の密度10­102 eV/cc- GeV以上での典型値より1­2桁高い◇ 周囲にSNRなし- 未知の加速機構？

第2回MeVガンマ線天文学研究会@東京大学

銀河系の中心領域は？
中性鉄輝線マップSgr A*

M. Nobukawa

X線反射星雲一様な分布
Uchiyama et al. 2011

◇ 分子雲と相関 + 数年スケールの時間変動 (c.f. Koyama 2018)◇ Sgr A*の過去のフレアを分子雲が反射「X線反射星雲」◇ 一様な分布も存在 => MeV宇宙線が寄与している可能性
2019/9/26-27 K.K. Nobukawa

第2回MeVガンマ線天文学研究会@東京大学

電離率からの示唆◇2000年代からH3+ (Geballe & Oka 1996)の測定が活発化◇銀河中心にある中心分子雲帯（CMZ）- ζ=(2­7) 10­15 s­1 (Oka et al. 2005)- ζ=(1­11) 10­14 s­1 (La Petit et al. 2016)- ζ=2 10­14 s­1 (Oka et al. 2019)※ 1 eV/cc <=> ζ~10­17 s­1
低エネルギー宇宙線の密度 〜102­103 eV/cc◇ 銀河面上- ζ= (3.5+5.3­3.0) 10­16 s­1 (Indriolo & McCall 2012)• 太陽から2 kpc以内の星間物質- ζ= 1.8(+1.7­0.9) 10­16 s­1 (Indriolo et al. 2015)• OH+、H2O+を用いた測定。H3+より広範囲を測定
低エネルギー宇宙線の密度 〜10 eV/cc
2019/9/26-27 K.K. Nobukawa

第2回MeVガンマ線天文学研究会@東京大学

宇宙線衝突によるMeVガンマ線
蛍光X線

MeV
宇宙線
励起→脱励起分子雲

蛍光X線は光電離でも出る。
核ガンマ線の検出でMeV宇宙線の存在は決定的になる

核ガンマ線
Diehl 2013

宇宙線衝突で出る主な核ガンマ線
12C* ：4.438 MeV
16O* ：6.129 MeV
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断面積 (mb)

陽子衝突による4.44 MeV
放射の断面積第2回MeVガンマ線天文学研究会@東京大学

Koide et al. 2018

COMPTELによる核ガンマ線探査◇ COMPTELによるinner Galaxyの inner Galaxy (|l|<60 、|b|<20 )からのスペクトル観測で3‒7 MeVに超過の兆候"1ISire Pb~s(Bloemen et al. 1997)- Fγ = 2 10­4 γ/s/cm27'' I''"11000,"t"- 宇宙線衝突による核ガンマ線？ 0- INTEGRAL SPIでは確認できず 0~.~ 2oo(Teegarden & Watanabe 2006)
500

loo++'-t',.t.~....~,_.~'I!

,,.,F,' - i - "

~

Total
Extracted withF r r ~ : 2 " & 20"-FIGUR
inner Gobtaineels wit
FWHM
over thzero ou
MeV aand thmodell
coversStatist◇ Orion領域でも3‒7 MeVに超過
0=1.48 s r
I , , I,,,,II ,~5o , , I(9σ; Bloemen et al. 1997)
1251020E n e r g y (MeV)- のちに検出器バックグラウンドをBloemen et al. 1997
見直した結果、超過はなくなる
the spectral deconvolution is incomplete (a1.8 MeV line towards lower energies is corr
(Bloemen et al. 1999)
2019/9/26-27 K.K. Nobukawa

appears to have a rather wide latitude distru

第2回MeVガンマ線天文学研究会@東京大学

核ガンマ線の強度予想
4.4 MeV 核ガンマ線の強度

Fγ 〜 10­3wcr

103 eV/cc(c.f. Benhabiles-Mezhoud et al. 2013)

γ/s/cm2/sr

16Oからの6.1 MeVも同程度の強度◇銀河中心 (CMZ)- 3 1 、103 eV/cc- Fγ 〜 10­6 ph/s/cm2◇銀河面 (inner Galaxy)- 100 10 、10 eV/cc- Fγ 〜 10­6 ph/s/cm2

中澤さん資料 (2017.02.06)
2019/9/26-27 K.K. Nobukawa◇eASTROGAMなら検出可◇10­6 ph/s/cm2台の感度があればなにか見えてくる◇実際は連続成分の評価も必要◇検出できなくても上限値は重要

第2回MeVガンマ線天文学研究会@東京大学

核ガンマ線の強度予想
c.f. Cas Aでの見積もり◇超新星残骸
- 0.5 0.5 、102 eV/cc

Fγ 〜10­6 ph/s/cm2- Fγ 〜10­8 ph/s/cm2

炭素密度nC = 10/ccを仮定

eASTROGAMの2桁下(Summa et al. 2011)
Summa et al. 20112019/9/26-27 K.K. Nobukawa

第2回MeVガンマ線天文学研究会@東京大学

まとめ◇MeV宇宙線は観測が困難なため、情報が非常に少ない◇X線で、分子雲中にMeV宇宙線が衝突して出た可能性の高い
中性鉄輝線を観測◇電離率測定も、低エネルギー宇宙線の密度が高いことを示唆◇低エネルギー宇宙線の密度の見積もり
銀河面：10­102 eV/cc
超新星残骸：102­103 eV/cc◇MeV宇宙線と分子雲の衝突で核ガンマ線が生成• MeV宇宙線の存在は核ガンマ線の検出で決定的になる◇核ガンマ線強度を見積もった­6 ph/s/cm2台の感度が最低条件
検出には10•• 第一ステップとして上限を決めることも重要
2019/9/26-27 K.K. Nobukawa

第2回MeVガンマ線天文学研究会@東京大学