若いパルサー星雲からの高エネルギー放射について	田中周太

大阪大学 宇宙進化グループ
共同研究者
高原 文郎
2011, 8, 9, 第11回高宇連研究会「多波長で探る高エネルギー現象」＠早稲田大学

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パルサー星雲の観測	 Jet – torus 構造
パルサーからのエネルギー供給
Chandra 膨張速度 VPWN << c
SNRによる閉じ込め 非熱的スペクトル (syn. & IC)
磁化した e+- plasmaで構成
 Flat radio & steep X-ray スペクトル
折れ曲がった非熱的粒子の分布
syn. cooling breakでは説明不可
Atoyan & Aharonian 962

問題点	
 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をとして
 磁気圏: 生成される電子陽電子 (pair multiplicity (κ)).
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かに星雲の電波観測より (>10 nGJ)
 パルサー風: 磁化率 (magnetization parameter (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)
 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

パルサー星雲のスペクトルから調べる

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パルサー星雲のスペクトル進化	
 等速膨張するパルサー星雲スペクトルを
synchrotron + IC(SSC + ISRF)で説明する。

e±,	  B

CMB, dust IR & star light 粒子分布の進化、パルサーからのエネルギー収支を考慮。
放射+断熱冷却

パルサーから供給
∝γ-p1
∝γ-p2
磁場の見積もりγminγbγmax logγ
4かに星雲への適用	
観測をよく再現、γ線はSSCでよい。
(モデルの妥当性)
今、85µG(η=0.005)(粒子エネルギー優勢)
Tanaka & Takahara 10

radio[%/yr] Opt.[%/yr]
モデル-0.16-0.24

観測-0.17-0.55

電波や可視光の減光率を説明できる。
(進化も説明可)Vi;nyaikin 07 (radio), Smith 03 (opt.)

電波、X線(+γ線)の観測がある天体に適用。
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3C58 & G310.6-1.6	
Chandraγ線フラックスの上限
Renaud+10ηの上限 + 年齢(供給される全エネルギー)がわかる。

3C58

Tanaka & Takahara 11 in prep.

For 3C58,
η > 3x10-3 (B> 18µG)
tage < 2.5kyr (Etotal < 4x1048erg)
For G310.6-1.6,
η > 5x10-4 (B> 15µG)
tage < 1.2kyr (Etotal < 2x1048erg)

Young (< 3kyr) & small η (?)

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若いTeVパルサー星雲との比較	

Peculiarobject

TeVガンマ線で見つかっているパルサー星雲は、CrabG21.5-0.9

G54.1+0.3

G0.9+0.1

Kes75η

5x10-38x10-32x10-33x10-30.05x10-3

tage

0.95kyr

1.0kyr

1.7kyr2kyr

0.7kyrTanaka & Takahara 11 accepted

3C58 (若いnon-TeVパルサー星雲)の年齢は、
1. SN1181によって形成された？(0.8kyr)
2. 膨張速度の観測から~2.5kyr old
2.5kyrを採用すると、η = 3x10-3 !!
(磁化率σが小さいのとconsistent?)

若いパルサー星雲は η = a few x 10-37

パルサー星雲からのガンマ線 	
ガンマ線で見えるものと見えないものは何が違うのか。
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~ a few 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。
ほとんどのパルサー星雲は10µG < BPWN < 20µG
Tanaka & Takahara 11 in prep.

(Crab, G21.5-0.9 & B0540-69.3以外)

Non-TeV パルサー星雲は銀河面から遠い。

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パルサーの回転進化	
.
P, P, n, tage が与えられるとLspin(t)を決めることができる。
回転進化はL0 と τ0で決まる。
(慣性モーメントを仮定)
Kes 75?

Tanaka & Takahara 11 in prep.

initial spin energy Espinとmagnetic ener gy EBに対応している。
Anticorrelation ?
(dominated by Kes 75)
9パルサー星雲内の粒子数	
パルサー星雲に注入された粒子数を数える。
典型的な ‘p1’ と ‘p2’は、(1 < p1 < 2 < p2 < 3)

Broken power-law
∝γ-p1
∝γ-p2

γmin

γbγmaxParticle dominated pulsar wind
For Crab, Kes 75, 3C58 & B0540-69.3, Γw ≪ γb & κ ≫104.
For G0.9+0.1 & G292.0+1.8, safely Γw ~ γb & κ ~ 104.
(because of single power-law injection)10

Broken Power-law Injection	
スペクトルを説明するためにはbroken power-lawが必要。
(加速機構は不明)
Power-law index of low energy component 1.0 < p1 < 1.7
気になるのはlow energy componentの存在
G0.9+0.1

G292.0+1.8

Two exception
断熱冷却が電波のスペクトルを作る
Very simple case11

まとめ	
 One-zone スペクトル進化のモデル。
 若いパルサー星雲(TeV, non-TeV)に適用した。
 若いパルサー星雲 (< 3kyr) は η = a few x 10-3 でよさそう。
 3C58のTeVフラックス上限と膨張速度の議論。
 ガンマ線で見えるかどうかは Etotal と UISRFに相関。
 中心パルサーの回転、磁場のエネルギーを調べられる。
 半相関?(Kes 75がdominantな相関) Broken power-law spectrum & wind Lorentz factor.
 粒子数の下限より、 Γwの上限がΓw ~ γb or Γw << γb12

Lower limit of η & Upper limit of tage	For (1-η)~1, we get upper limit of Etotal.
Because Etotal is increasing function of tage,
we also get upper limit of tage.

For given upper limit of Etotal, we get lower limit of η.
13Spectrum of non-TeV PWNe	
3C58

SNR B0540-69.3

G11.2-0.3

G310.6-1.6

G292.0+1.8

14Time Dependent&non-Constant Velocity Expansion	consider the particles suffered from adiabatic cooling
α: accelerated (α > 1) & decelerated (α < 1) expansion
β: time dependence of injection rate15

Characteristic Age & True Age	TeV PWNe

CrabG21.5-0.9

G54.1+0.3

G0.9+0.1

Kes75

τc1.2kyr4.9kyr

2.7kyr

5.3kyr

0.7kyrtage

0.95kyr

1.0kyr

1.7kyr2kyr

0.7kyr

non-TeV PWNe

3C58

G310.6-1.6 B0540-69.3 G292.0+1.8

G11.2-0.3

τc5.4kyr

13kyr

1.7kyr

2.9kyr

23kyr

tage

2.5kyr

0.6kyr

0.7kyr

2.7kyr

2.0kyrτc & tage do not need to be much.

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