多波長で探る超新星残骸の高エネルギー現象	
大平 豊

高エネルギー加速器研究機構(KEK)内容	
超新星残骸と宇宙線	
超新星残骸からの多波長スペクトル
超新星残骸のこれまでの観測	
超新星残骸のこれからの観測	

注意	

まとめ	

同時刻？同じ領域から？  時間分解、空間分解も重要	超新星残骸（SuperNova Remnant）	
超新星残骸(SNR) ： 星の大爆発の残骸	
電波、赤外線、可視光、紫外線、X線、GeV- γ線、TeV-γ線で観測	

SNRは銀河宇宙線の起源と考えられている	
Cas AKepler
X線
写真	Stage et al, Nature Physics 2, 614 - 619 (2006)

http://chandra.harvard.edu/photo/2007/kepler/低エネルギー宇宙線の組成	
Lingenfelter & Higdon(2007)	

⇒ダストになりやすいものは太陽組成より多く、Aによらない。
揮発性はA、Zによる。
ダストの加速Ellison et al.（1997）	
22Ne/20Ne は太陽の５倍⇓WR Origin ?	
Binns et al.(2007)	
SNのtypeによるSNRの非熱的放射の違いは？	

最近の宇宙線の観測	

Ahn et al. ApJL, 2010, 714, L89	p より He の方がハードなスペクトル	
全組成が 200GeV/n でスペクトルがAhn et al. ApJL, 2010, 714, L89	
ハードになっている。	
CREAM, ATIC-2, PAMELAで同じ傾向	

AMS-02の結果が楽しみ	
Superbubble内のSNRsで説明可能[Ohira&Ioka(2011)]	

Diffusive Shock Acceleration(DSA)

Scholer
宇宙線は電磁場の波に散乱される	
宇宙線は電磁場を励起する。	

N(E) ∝ E-s	u1/u2 + 2	s = u /u - 1	 = 2 	1 2

Axford 1977, Krymsky 1977, Blandford&Ostriker 1978, Bell 1978

超新星残骸からの放射	Continuum	ee+pIon

Synchrotron radiation	
Inverse Compton scattering	Electron bremsstrahlung	
Jitter radiation 阪大の寺木さんの講演	(IC of plasmon)	
π0 decay gamma ray	Proton bremsstrahlung	
Recombination	
Two photon transition	

Line	
Atomic lines	
Hα	O, Si, Fe, etc.	
Nuclear lines	
C, N, O, etc.	
Annihilation lineof positronium	
511keV	

Positron annihilation in flight	e+
Molecular lines	
Positronium annihilation toCO	
3 photons	
H3+, H2+	
dust Thermal emission from dust	超新星残骸からの多波長スペクトル	νFν	 輝線は他にも沢山ある	
Hα	Fe	

Solid：primly CR e-	
Dashed：CR proton	Dash-doted：secondary e+-	H2+	dust	CO	IC	511keV
C,N,O	

π02γ	e- Bremss	
2nd e+- IC	
2nd e-+ Bremss	
2nd e-+ synch	

Radio	IR	 Opt.	

X ray	 MeVγ ray	GeVγ ray	TeVν	γ ray	多波長スペクトルから分かる物理量（入門編）	
νFν	dNCRe,p/dE = Ae,pE-s	

νFνsyn,max∝NCR,eEe,max2 UB	IC	νFνIC,max∝NCR,eEe,max2 Usoft	ν(3-s)/2	νFνπ0∝NCR,pngas	ν2-s	
ν(3-s)/2	X ray	TeV
γ ray	

π02γ	

ν	

νIC,max∝Ee,max2 νsoft	 νπ0,max=0.1Ep,max	
連続成分のベキからCRの分布関数のベキ s を求める。	
νsyn,max∝Ee,max2 B	

νFνπ0 よりNCR,pngasを求める。

λmfp=ηgrg	

tacc=tsyn,cool  Ee,max∝ηg-1/2ushB-1/2  νsyn,max∝ηg-1ush2よりηgを求める。	
νFνsyn/νFνIC = UB/UCMB よりBを求める。 νsyn,maxよりEe,maxを求める。
 νFνsyn,maxよりNCR,eを求める。

これまでの観測結果	

超新星残骸（SNR）の観測	
radio	X-ray	

Cassam-Chenai et al. 2008	

TeV γ-ray	

Acero et al. 2010	

電波：電子の GeV までの加速 (~300 SNRs)	
X線：電子の TeV までの加速 (~10 SNRs)	
GeV-γ：陽子の TeV までの加速 (~10 SNRs)	
TeV-γ：電子 or 陽子の 10TeV までの加速(~10 SNRs)	

Hα	1015.5 eV?, 1050 erg/SN ?	

SN1006	
X線の半径方向の分布	
下流で暗くなっている	
下流	上流	シンクロトロン冷却 B~100µG	
Berezhko et al.,2003, A&A, 412, L11	

Leptonic の問題: Small B、TeVが広がりすぎ、TeV specrum	Hadronicの問題: sproton = 2.0 < selectron ~ 2.2 	
どちらがよいとは言えない	

Acero et al.,2010, A&A, 516, A62	

Abdo et al., 2011, ApJ, 734, 28	

RXJ1713	

Uchiyama et al., 2007, Nature	~1yr の変動加速、冷却が~1yr B~1mG	

GeV-TeVのスペクトルはICを示唆 νFνsyn/ νFνIC より B~10µG
Wp < 0.3×1051(n/0.1cm3)-1erg	

Tycho	Giordano et al, arXiv:1008.0265	

X線フィラメントの厚み
 B~100µG	
接触不連続面と先進衝撃波の間が狭い 圧縮率 r > 4	s = (r+2)/(r-1) s < 2	dN/dE∝E-s	

電波、ガンマ線スペクトルは s = 2.3 < 2 （ Cas A も s > 2 )	
加速された電子が少ない	Middle-aged（104yr） SNRs の観測	
SNR W44	
Color : 2-10GeV
Contour : 4.5µm IR(shocked H2)

Abdo et al., 2010, Science, 327, 1103	

Break	
Very steep	

Broken power law
ECR,break ~ 10 GeV
Very steep spectrum (N(E)∝E-3)	
理論の論文	 Uchiyama et al, 2010, ApJL
T. Inoue et al., 2011, ApJ
Ohira et al., 2011, MNRAS

SNRは分子雲とぶつかっている。

SNRから逃げたCRからの放射？	

SNRからの宇宙線の逃走	
SNR	

Rsh = RSedov ×	(t / tSedov)( t < tSedov )	

Rdiff ∝ (Dt)1/2	

(t / tSedov)2/5 ( t > tSedov )	

t > tSedov でCRはSNRから逃げ始める。	
高いエネルギーの宇宙線は、より早く広がる	
Rd(E) = [ 4D(E) t ]1/2 ∝ E0.5γ	
D(E) = χSNR	
Rd,(Elow)	
r	Rd,(Ehigh)	

E	

γ	

cm2 s-1	

10GeV	
(Galactic mean value γ=0.3-0.6)	
fesc ∝ Qs (E) / Rd(E)3×exp[-(r/Rd)2]	
∝ Qs(E) E-1.5γ 	
fesc(E) はQs(E)よりソフトになる。
Aharonian & Atoyan(1996)	

HαReview paper: Heng, 2010	

衝撃波上流は完全電離とは限らない（fi~0.1-0.5）	

X ray	(Ghavamian et al. ApJ 2000,2002)

無衝突衝撃波 電化交換反応
1015-16cm
上流
下流
Cold neutral

Cold plasma

Cold plasma
Hot neutral

Cassam-Chenai et al. ApJ 2008

Hot plasma

Hα	

荷電粒子は無衝突衝撃波で減速、加熱	中性粒子は無衝突衝撃波を通過	Cold neutral

冷たい中性から狭いHα輝線	

Winkler et al. ApJ 2003
Hot neutral

電荷交換された暖かい中性からのHα輝線	

Hαでわかること	
Lee et al.,2010, ApJ, 715, L146	

衝撃波上流からも狭いHα (Lee et al.,2010) 	
狭い方と広い方の強度比  Te / Tp
（ただし、CRの影響が無視できるときだけ）	

狭い方の幅  上流の温度	
広い方の幅  下流の温度	

Tycho	

RCW86の場合、固有運動から衝撃波速度
ush ~6000±2800 km/s が観測されている。	
Helder et al.,Science, 2009	

RCW 86	

Tp = 3mpush2/16 = 70 keV 	
広い方の幅は、2.2 keVの温度に対応	
 CRがエネルギーを持ち去った？	
狭い方の幅も広い  Tup ~ 30-100eV	
 CRが上流を加熱？	
Hは衝撃波構造、磁場増幅に重要？
Ohira et al.(2009), Ohira & Takahara (2010)	

Indriolo et al., 2010	

Tavani et al., 2010	

H3+	 Galactic CR によるイオン化	
IC443	

IC443 GeV-TeV γ ray	Indriolo et al., 2009	

H3+ による吸収線の観測  H3+ の量からCR ionization rate を求める。	

CR + H2  CR + H2+ + e-	
H2 + H2+  H3+ + H	
H3+ + e- H2 + H or H + H + H	Ionization = recombination	ζ2n(H2) = kenen(H3+)	◊ ζ2 ~ 10-15 s-1 > 10-16 s-1	これからの観測	

超新星残骸からの多波長スペクトル	νFν	 輝線は他にも沢山ある	
Hα	Fe	

Solid：primly CR e-	Dashed：CR proton	Dash-doted：secondary e+-	H2+	dust	

CO	IC	

511keV
C,N,O	

π02γ	e- Bremss	
2nd e+- IC	
2nd e-+ Bremss	
2nd e-+ synch	

Radio	IR	 Opt.	

X ray	 MeVγ ray	

GeV
γ ray	TeVν	γ ray	Nonthermal e- bremsstralhung	Synchrotron	

Synchrotron X線より高いエネルギー
では、nonthermal e- の制動放射	加速されはじめのe-の量が分かる

Nonthermal e- bremss.	
~10keV	

Cas A	Tycho	

すでに観測されている？	

すでに観測されている？	

Vink, 2008, A&A	

H2+	H2+の輝線	
H3+の輝線	

H3+の輝線	

低エネルギー
CRによってイオン化率が大きくなり、H2+, H3+の輝線も観測できる	
ガンマ線で観測できない
低エネルギーCRの観測に重要	

Becker et al, arXiv:1106.4740	

Fe satellite lines	
wは6.7keV
以上のe-が寄与	
j は4.69keV
d13 は5.81keVのe-だけが寄与	

Kaastra et al., A&A, 2009	

Nonthermal eがあると、wが多く出る	
Gabriel & Philips,
MNRAS, 1979	

銀河団の場合、ASTRO-H や IXO でnonthermal e- の存在を確認できる。
SNRでもできる？	

Nuclear lines	
Cas A

Fermiの観測から dNCR/dp ∝ p-2.3
MeV 領域のCRの情報、アバンダンスなどが分かる	

Summa et al., arXiv:1107.4331	511keV, proton Bremss,nd±	
radiation from 2 e
Ohira et al.,arXiv:1103.4140

t = 3×104 yr
R=30pcn=300cm-3
B=30µG	
電子の冷却時間 陽子の冷却時間
e+-Brems.
pBrems.
対消滅時間
拡散逃走時間	e+-Annihilation Total	
pp→π+- からの100MeVの2次e+Fermi F>100MeV = 10-6 ph cm-2 s-1	は 3×104 yr で冷える	
F511keV ~ 10-7 ph cm-2 s-1	511keV line が Advanced Compton Telescope で観測可能！
陽子の制動放射が ASTRO-H で観測可能！
場合によっては2nd e±のシンクロトロンも ASTRO-H で観測可能！

Radiation from escaping CR e	
Ohira et al,arXiv:1106.1810	
LHAASO	CTA	SNR	Rsh	1.2Rsh	Rsh < r < 1.2Rshからの、SNRから逃走した電子のIC	

d = 3 kpc, UCR,e = 1048 erg, t = 104 yr
D = 1026 (E/10GeV)0.6 cm2s-1	
SNRから逃走したCR e- からの放射がCTA, LHAASO で観測可能	
逃走過程、SNR付近の拡散係数などが明らかになる	

まとめ	

AMS-02の結果が楽しみ	
CRの観測より、Heの方がpよりハードなベキ。 スタンダードDSA理論と違う。
全成分が２００GeV/n付近でハードになる。Superbubble origin?
重元素は、ダストになりやすいものの方が多く加速されている。ダスト加速？	
電波観測より、電子スペクトルはdN/dE∝E-2よりソフト。スタンダードDSA理論と違う。	
一部のSNRのHα観測は、CRが沢山加速されていることを示唆。他のSNRは？	
若いSNRのX線観測は、磁場増幅（~100µG）を示唆。年老いたSNRの磁場は？	
Gev-TeVの観測により、SNRからのICやπ02γが観測されている。	
ICは、B~100µGと矛盾。 本当にB~100µG？ 本当にIC?
π02γはCRスペクトルがdN/dE∝E-2よりソフト。スタンダードDSA理論と違う。	
ラインでも非熱的粒子を探れる。(H2+, H3+, satellite lines, Nuclear lines, 511keV)	
ラインやnonthermal e-やpの制動放射を観測することで、低エネルギー領域（10keV~GeV）のCRの量やスペクトルが明らかに。
DSA理論の検証	
CTA, LHAASOは、SNRから逃げたCRの放射（IC,π02γ）が観測可。
最高エネルギー、エネルギーごとの空間的広がりを調べることで、逃走時期、磁場の進化、SNR付近の拡散係数が明らかに。

ベキ型分布	

粒子と壁の1次元的散乱	
v , p	

散乱後	 Δp = 2uu	p	v	Shock の場合	4(u1- u2)	Δp	= δ =	p	3v	

n回往復	pn = p0(1+δ)n ~ exp(nδ)	

上流から拡散的（等方的）に下流に入るCR flux: nCRv/4	
十分下流に流れるCR flux: nCRu2	
下流に流れる確率：Pesc = 4u2/v、 上流に戻る確率：Pret = 1 - Pesc	
N(>pn) ∝ (1 - Pesc)n ~ exp(-nPesc) ∝ pn-3u /(u -u )	
2f(p)dp ∝ dN(>p)/dp ∝ p-s	12u1/u2 + 2	s=	u1/u2 - 1	

銀河内の宇宙線の拡散	
Leaky box model	d NCR	d t	=	

NCR	+ Qsour(E)	

tesc(E)	

tesc(E) = Lsize2 / Ddiff(E) ,定常	

NCR = tesc(E) Qsour(E)	

Ddiff(E) ∝ Eγ , Qsour(E) ∝ E-s	NCR(E) ∝ E-(s+γ)	

B/C観測 ⇒ γ = 0.3 - 0.6	
宇宙線観測 ⇒ s + γ = 2.7	s = 2.1 - 2.4 衝撃波加速の理論 ( s = 1.5 - 2 ) と矛盾？	

これまでのモデル	
Emax	

磁場を増幅して	Eknee ~ 1015.5eV	

宇宙線は衝撃波で加速 N(E) ∝ E-s	
時間とともに最高エネルギーは増加
自由膨張期でほぼ決まる	tacc (E) ∝ Eush-2B-1

tSedov ~ 200yr	

衝撃波が弱くなり、マッハ数が１になると、SNR内の宇宙線がt	 解放される	
Qsour(E) ∝ E-s	スペクトルは粒子の種類によらない	銀河内を伝搬して、地球にたどり着く	
Ddiff(E) ∝ Eγ , Nobs ∝ E-(s+γ)	

異なるエネルギーを持った宇宙線は同時に解放される。	

Escape of Cosmic Rays	SNR	Rsh = RSedov ×	(tage / tSedov)( tage < tSedov )	

(tage / tSedov)2/5 ( tage > tSedov )	

Rdiff ∝ (Dtage)1/2	
Free expansion phase ( t < 200yr ): age limited
Emax = Eknee ( t / tSedov )	

(B should be amplified)	

Sedov phase ( t < 105 yr ) : escape limited	Emax	
Em,esc is obtained from tesc = tacc	
Eknee	
D	Rsh2	cE	tacc ∝	 2	 , tesc ∝	, D = ηg	
3eB	ushD	tSedov	

B(t)t-1/5	
Emax ∝= Eknee (t / tSedov)-α	ηg(t)	
t	E
decreases with time	m,esc

SNRから逃げた宇宙線のスペクトル	E = mc2 のCRの数 N(mc2) ∝ tβ , β <	>	0	
最高エネルギーEmax ∝ t-α , α > 0	
Nesc	
E-s	

SNR内全部のCRスペクトル fSNR ∝ tβ E-s 	
SNRから逃げたCRスペクトル	N ∝ tβ	NescE-s	esc	

(E) dE = tβ E-sdEmax	dt	dt	

Nesc ∝ E-s	esc	
Emax ∝ t-α	E	β	sesc = s + 	α	

一般にs ≠ sesc	

Y. Ohira, K. Murase, R. Yamazaki, 2010, A&A, 513, A17	

10GeV 付近の折れ曲がり	分子雲	

SNの前のstellar wind を考えると、

L1 ~ 10pc	

Rsh = L1のとき、宇宙線は一瞬で逃げる	

SNR	

L2	Weaver et al.(1977)	

その時の SNR 内の Emax~10GeV	

L1	

Emax = t-α , α → ∞	
sesc = s + β / α → s	

W51C	

W28	

W44	IC 443	Ohira, Y., Murase, K., Yamazaki, R., 2011, MNRAS, 410, 1577	

非一様な陽子とヘリウムの密度比	

Ohira, Y. & Ioka, K., 2011, ApJL, 729, L13	

マッハ数、圧縮非、ベキ指数	

T = 106K