第11回高宇連研究会「多波長で探る高エネルギー現象」	

2011年8月9日(火) 早稲田大学	

TeVガンマ線超新星残骸 RX J1713.7-3946 
における星間陽子	
○ 佐野 栄俊 （名古屋大学）	  福井康雄1, 佐藤淳基1, 洞地博隆1, 早川貴敬1, 鳥居和史1, N. M. McClure-Griffiths2,	G. Rowell3, 井上剛志4, 犬塚修一郎1, 河村晶子1, 山本宏昭1, 奥田武志1,水野範和1,5,	大西利和1,6, 水野亮1, 小川英夫6	

（1: 名大, 2：CSIRO/ATNF, 3：Adelaide Univ., 4：青山学院大, 5：NAOJ, 6：大阪府立大）	

SNR as Cosmic Ray Accelerator 	
 SNR は knee energy (~1015 eV) 以下の宇宙線加速現場	

宇宙線電子：シンクロトロンX線放射などにより確認 (ex. Koyama et al. 1995)	

宇宙線陽子：スペクトルの違いから区別が可能と論じられてきた。磁場の問題や	密度依存性を考慮すると、簡単でないことが明らかになっている。	

B ~200μG	

B ~14μG	

Tanaka et al. 2008 (RX J1713)	

【Hadronic Scenario】 p (宇宙線) + p (星間陽子) → π0 → 2γ (π0 decay)	

【Leptonic Scenario】 宇宙線電子が CMBなどの光子を γ-ray まで叩き上げる (IC)	

本研究の狙いと特徴	
もしガンマ線放射が宇宙線陽子起源であるならば、	宇宙線陽子のターゲットとなる星間陽子が必要	分子雲（高密度水素分子H2）：密度102cm-3以上, Tk=10-20K
原子ガス （中性水素原子HI）：密度1-100cm-3,Tk=30-100K
 TeVガンマ線と星間陽子（水素分子+原子）の比較	

ー 陽子起源なら、そのターゲットとなる星間ガスとTeVガンマ線が相関	

ー 星間陽子の密度から、宇宙線陽子の加速効率を推定	

星間陽子とTeVガンマ線の空間分布を、	  観測結果に基づいた、かつてない高分解能で解析・議論	  TeV γ線 超新星残骸 RX J1713.7-3946 (G347.3-0.5)	
Image: TeV gamma-ray	Vlsr. -11 km/s(SNR)	

- -3 km/s	

 ROSAT : シェル状超新星残骸⇒Pfeffermann &Aschenbach 1996	

Peak	  D	

Fukui et al. 2003	 非熱的 Ｘ 線 - TeV 電子によるシンクロトロン放射-	⇒Koyama et al. 1997, Slane et al. 1999, Uchiyama et al. 2003, 07,	Peak	  A	Lazendic et al. 2004, Cassam-Chenai et al. 2004, Lazendicet al. 2004,	

Hiraga et al. 2005, Tanaka et al., 2008, Takahashi et al. 2008	

4 pc	

Peak	  C	Peak	  B	 TeV ガンマ線 - 宇宙線陽子or 電子起源-	

⇒Muraishi et al. 2000, Enomoto et al. 2002,Aharonian et al. 2004, 06, 07	

RX J1713.7-3946 の特徴	4 pc	・距離.............. 1 k pc	 分子雲- SNRROSATと相互作用	

Image:X-RAY	・直径.............. 18 pc	
⇒Fukui et al. 2003, Moriguchi et al. 2005,Fukui 2008, Sano et al. 2010	

12
Yellow Contour: CO(J=1-0)	
・年齢.............. 1600 yr	・進化段階...... 自由膨張期	 視線速度 -11 から -3 km/s の分子雲と、X線空間分布の良い一致	

-1	・衝撃波速度.. 3000 km s
↑ Fukui et. al 2003, Moriguchi et al. 2005, Uchiyama et al. 2007	

Molecular Cloud vs. TeV Gamma-Ray	 分子雲と TeV ガンマ線の空間分布の比較	

・大局的には、分子雲とTeV	ガンマ線の分布が良く一致	

・分子雲Peak方向(PeakA-D)	

−特に相関が顕著	

・SNR左下の領域	

−TeVガンマ線(強い)	

−分子雲(存在しない)	

イメージ:CO(J=1-0) 平均強度	

Vlsr: -20 - -0 km/s	

Fukui et al. 2011	

コントア: TeV ガンマ線強度	

20 から10 count毎	Azimuth Profile Plot (Aharonian et al. 2006)	
 分子雲と TeV ガンマ線の Azimuth Profile Plot	−大局的な空間分布の傾向は良く一致	−ターゲット不足の領域(e.g., -30 - -90 deg) ⇒ 星間陽子を全てトレースできてない	

イメージ: 12CO(J=1-0) 積分強度 (Vlsr: -11 - -3 km/s), コントア: TeV ガンマ線カウント (30, 60, 90)	

Atomic Hydrogen vs. TeV Gamma-Ray	 水素原子と TeV ガンマ線の空間分布の比較	

・SNR左下の領域	

−分子雲の無かった場所に 	冷たい水素原子が存在	

・SNR右側の領域	

−分子雲と冷たい水素原子 	が混在している	

イメージ： HI 21cm 平均強度	

Vlsr: -8 - -6 km/s	

黒コントア: TeV ガンマ線	

白コントア: CO(J=1-0)	

Dark HI SE Cloud (Self-Absorption) 	
イメージ: TeVガンマ線強度分布(SNR左下の領域)	

コントア: HI 21cm線積分強度（Vlsr: -15 - 5 km/s; 73 - 83 K, 83 - 89 K）	

 HIの中心の方が強度が弱くなっている	⇒自己吸収により本来の放射がシールディングされている	

The Transition of Hydrogen from Atomic to Molecular 	 水素原子から分子へ	

・SNR右側における水素原子と分子	の混在は、ISMの進化途中の現場	

Log（星間減光）	

陽子密度	N	・密度が高いと放射はシールドされ、	冷たくなって自己吸収を起こす	温度 [K]	log（密度） [cm-3]	

温度	・SNR左下(分子雲無し+冷たいHI)	

−密度(高), 温度(低), 光学的に厚い 	水素原子の存在を示唆。	

↓	

宇宙線陽子のターゲットになりうる	N	

Atomic	Molecule	log（陽子の柱密度） [cm-2]	

← Goldsmith et al. (2007) Fig. 2	

ISM Proton Column Density	Distribution of Av & Proton Column Density	
イメージ: (左) Av map, (右) Np(H2+HI) (Vlsr: -20 – 10 km/s) 	

コントア: TeV ガンマ線強度分布 （20から10カウントごと）	

 Av mapにおいても、ガンマ線との相関が見えている	

自己吸収を見積もったSE cloudにおいても、減光が見えている	Azimuth Profile Plot (TeV Gamma-ray vs. ISM) 	
イメージ: Np(H2+HI) (Vlsr: -20 - 0 km/s)	

コントア: TeV ガンマ線強度分布 （20から10カウントごと）	

 星間陽子とTeVγ線のRadial Profile Plot 	

星間陽子を水素分子＋原子としたことで、TeV γ線との良い相関を示した	

⇒宇宙線陽子起源のTeVガンマ線放射と考えても矛盾しない	

議論I - 宇宙線陽子の加速効率 -	 SNR と相互作用する星間陽子の数密度 ~150 cm-3 以上	

半径10 pc 程度のシェル + 星間陽子の柱密度から計算	

 宇宙線陽子の全エネルギー	W ptot観測されたスペクトル(0.2-40TeV)から計算(Aharonian+06)	

W

tot
p49

2−3 −1~ 6 × 10 (d /1 kpc) (n /1 cm ) erg!

d: 天体までの距離[pc]、n: 星間陽子の平均密度[cm-3]	

従って n=150 cm-3 とすると、 RX J1713.7-3946 の場合	W

tot
p~ 1048[erg] （加速効率は 1% 以下）	但し、今後数万年で加速効率が10%程度に到達する可能性はある	

議論II - Fermi LAT Results vs. Inoue et al. 2011 -	 Fermi LAT で観測されたスペクトルはΓ=1.5 （Abdo et al. 2011）	

⇒ 宇宙線電子起原のガンマ線がドミナントであると結論	

Hadronic	  Origin	

Leptonic	  Origin	

 しかし宇宙線陽子起原でもΓ=1.5をとりうる（Inoue et al. 2011）	

⇒ 宇宙線が高密度ガスにどれだけ侵入出来るかは、	宇宙線のエネルギーに依存するため	Shock	  propaga+on	  into	  dense	  gas	  	Vsh ~ 3000 km s−1	  	  n	  :	  density	  of	  clump	  	  	  n0	  :	  ambient	  density	  (=1	  cm-­‐3)	  	  104	  cm-­‐3,	  	  t~1000yrs	  	  	  PenetraIng	  Depth	  =	  0.03	  pc	  n n0Sano	  et	  al.	  2010	

Inoue	  et	  al.	  2011	←Inoue	  et	  al.	  2011	

↑ Zirakashvili & Aharonian (2010) 	

 宇宙線のラーマー半径R	

R = 1.08(E /10 3 TeV) Z −1 (B /1 µG) −1 kpc

B~100μGとすると	

ー 電子成分.... R ~0.1 pc @ E ~10 TeV	・電子は分子雲近傍磁場にトラップ	

ー 陽子成分.... R ~1 pc @ E ~100 TeV	・陽子は分子雲内部に侵入できる	

（E: エネルギー, Z: 電荷, B: 磁場） 	

まとめ 	
 宇宙線陽子：TeV ガンマ線 と星間陽子	

ー 星間陽子（水素分子+原子；100-103cm-3）とTeVガンマ線放射の	空間的相関を示した。	

tot
48
ー 宇宙線陽子の全エネルギーは W p ~ 10 [erg] @密度~150cm-3	

星間陽子の定量	

€ー 星間陽子は、COとHI（Self-Absorption）の解析から、水素分子	と高密度水素原子を定量することで計算された。	

 Fermi LAT result	

ー 高密度ガスとの相互作用は Energy dependent であるため、	Γ=1.5の hard なスペクトルが観測された。	

必ずしも電子起原がドミナントとはいうことができない。