あかり全天サーベイマップを用いた超新星残骸の高温プラズマ中のダストの観測	○石原大助、金田英宏、古澤彰浩、國枝秀世 (名古屋大学)
鈴木仁研 (ISAS/JAXA)、Bon-Chul Koo (ソウル大)Jae-Joon Lee (ペンシルベニア州大)、Ho-Gyu Lee (トロント大)尾中敬 (東京大学)	

青: X線(Suzaku)
緑: 12CO (CGPS)
赤: 赤外線(AKARI)	

Tycho超新星残骸の赤外線放射の起源
Tycho超新星残骸の赤外線放射の起源• Introduction• AKARI による観測データの紹介• 赤外線放射の起源と物理状態の考察 (全体、NE、NW)• Summary「あかり」全天サーベイデータ	
塵に蔽われたAGNの検出	

1. Tycho’s SNR- 1572年 Tycho Brahe による観測	- 距離 1.5〜3.1 kpc (Chevalier+ 1980 etc.)	
- サイズ 8ʼ (5.3pc)	
- Type Ia	
- Extensively studied in X-ray,
Radio and Optical	
- Ejecta物質の膨張
4.1 -6.1 keV
1.63-2.26 keV
0.95-1.26 keV,
(Warren+ 2005)(Furuzawa+ 2009)	

- 赤外線を出している+ IRASで検出 (Schwaltz 1995)+ ISO/ISOCAM (Douvion+ 2001)	

1. Tyho’s SNR

Slow
expansion(0.15”/yr)

Fast
expansion(0.45”/yr)

X-ray (Suzaku 0.1-12 keV)	
Molecular cloud (12CO)	
Hot dust (AKARI 18um)	
Expansion velocity
from VLA 1375 Hz(Reynoso+ 1997)	

「あかり」の赤外線画像(9, 15, 18, 24, 65, 90, 140, 160um)
から、ダストの物理状態と起源を探る。	

3. Infrared images (AKARI)All-Sky Survey- あかり IRC 9um	+ SNRと異なる形状
ISMのPAH蛍光輝線	

- あかり IRC 15,18,24um	
+ シェル状の放射+ NEとNWに明るい箇所
SNRからのダスト放射	Pointing mode

3. Infrared images (AKARI)- あかり IRC 9um	+ SNRと異なる形状
ISMのPAH蛍光輝線	

- あかり IRC 15,18,24um	
+ シェル状の放射+ NEとNWに明るい箇所
SNRからのダスト放射	- あかり FIS 65, 90um	
+ シェル状の放射+ NEとNWに明るい箇所
SNRからのダスト放射	+ 左上に構造
ISMのダスト	- あかり FIS 140, 160um	
+ Inter stellar cold dust	4.1 赤外線放射の起源 ダスト温度・半径方向の分布から	

T2〜95 K
Shock heated	
T1〜25 K
ISM	Total SED	- AKARI +IRAS (過去の観測例)- 2温度で記述	
T1〜25 K ISM	
0.3 Msun	T2〜95 K Shock heated	
1e-3 Msun	

⇒ 衝撃波で加熱されたISM	

4.1 赤外線放射の起源 ダスト温度・半径方向の分布から	ダスト温度	
⇒ シェルの外側(衝撃波の近く)で高い	ダスト(silicate)破壊のタイムスケール	
加熱された塵粒子
有機分子からの熱放射	
からの輝線	
プラズマ中でのspatteringによるダストの破壊	

9µm帯	

18µm帯	

Hot dust(Draine & Salpeter 1979, Tielens et al. 1994)	

C=0.79 (silicate)、a=1nm、T=8.4e6 K、nH=10 cm-3	
Image: 15um / 24um intensity
ratio map (100〜136 K)
Contour: 24um intensity⇒150 yr	⇔ 500 yr (SNRの年齢)	
星間空間の一般的なスペクトル	

PAH (small graphite) の破壊タイムスケール	
同じサイズのダストの1/100〜1/1000	

ＰＡＨ	

⇒< 1 yr	 . . . ほぼ壊滅	

4.1 赤外線放射の起源 ダスト温度・半径方向の分布から	
ダスト温度	
⇒ シェルの外側(衝撃波の近く)で高い	ダスト(silicate)破壊のタイムスケール	
プラズマ中でのspatteringによるダストの破壊	

ISMダストが衝撃波で加熱され、Hot dust
post-shockプラズマの中で衝突破壊されている(Draine & Salpeter 1979, Tielens et al. 1994)	
⇒ 色温度〜100 C=0.79
Kのシェル構造	(silicate)、a=1nm、T=8.4e6 K、nH=10 cm-3	
⇒150 yr	⇔ 500 yr (SNRの年齢)	
PAH (small graphite) の破壊タイムスケール	
同じサイズのダストの1/100〜1/1000	

ＰＡＨ	

⇒< 1 yr	 . . . ほぼ壊滅	

4.2 NEとNWの赤外線放射の起源	
ダスト温度	
⇒ シェルの外側(衝撃波の近く)で高い	ダスト(silicate)破壊のタイムスケール	
NW	NE	

プラズマ中でのspatteringによるダストの破壊	

ISMダストが衝撃波で加熱され、ＰＡＨ	
post-shockプラズマの中で衝突破壊されている(Draine & Salpeter 1979, Tielens et al. 1994)	
⇒ 色温度〜100 Kのシェル構造	
C=0.79 (silicate)、a=1nm、T=8.4e6 K、nH=10 cm-3	

⇒150 yr	⇔ 500 yr (SNRの年齢)	
PAH (small graphite) の破壊タイムスケール	
同じサイズのダストの1/100〜1/1000	

とくに明るいところ(NEとNW)の⇒< 1 yr	 . . . ほぼ壊滅	
赤外線放射の起源(物理)は？	
Hot dust

4.2 NEとNWの赤外線放射の起源	
Total SED	- AKARI +IRAS (過去の観測例)- 2温度で記述	
T1〜25 K ISM	
0.3 Msun	T2〜95 K Shock heated	
1e-3 Msun	

NE

NW

NE、NWのlocal SED	- 同様に2温度で記述	
- NEに大量のcold dust	
⇒ ISM起源	- NWには無し	

4.2 NEとNWの赤外線放射の起源	
Total SED	- IRASと一致(過去の観測例)

NW	NE	

- 2温度で記述	
T1〜95 K Shock heated	T2〜25 K ISM	- ダストの質量	
0.3 Msun (cold)
1e-3 Msun (hot)	

NE、NWのlocal SED	- 同様に2温度で記述	
- NEに大量のcold dust	⇒ NEにISM。(Gasとともにダストも分布)⇒ ISM起源	
残骸とinteracting。	
- NWには無し	

4.2 NEとNWの赤外線放射の起源	
Gas (H2)-60〜-63 km/s	

NW	NE	

Hot dust(〜100 K)	Ratio
Gas/Dust	

Cold dust(〜20 K)	

Ratio
Gas/Dust	⇒ NWはガスが殆ど無いのに、hot dust が多い。	

NE	NW	

20 Msun	

2 Msun	2e-4 Msun	
2e-4 Msun	
1e4	

1e5	

0.3 Msun	 0.03 Msun	
70	70	

NE、NWともに典型的なISMの値
100〜200 (Sodroski+ 1994)	

4.2 NEとNWの赤外線放射の起源	

NENW

Swept-upされた物質ではなく、ejectaと共存している。
0 deg⇒(Image)
Ejectaの中で生成されたダスト(?)	
24um emission(Contour) Dust temperature (15um/24um)‐ Blast wave
‐	 Contact discontinuity (1σ, 2σ, 3σ)‐ Reverse shock(Warren+ 2008)

5. まとめ	• Tycho’s SNRを、赤外線(「あかり」9um〜160um)で観測。
⇒ ダストの物理状態(温度分布・加熱源)とその起源(ISM or ejecta) を考察。
• ISMダストが、シェル状に広がる衝撃波に過熱されプラズマ中で破壊されてゆく様子が見えている。
• NEに大量のISMが存在し、残骸と interaction をしている。
(さらに、SNRから直線状に伸びる加熱源が示唆される)• NWにISMは存在しないが、Hot dustが見られる。
- ガス-高温ダスト比が少ない(ガスが少ない)- 不連続面の内側で光っている⇒ Ejecta からのダスト生成？
• Type Iaでもダスト生成の兆候の発見は初めて。
⇒ 現在・初期宇宙での物質生成史の研究にインパクト• 「あかり」赤外線データによる超新星残骸の解析の重要性	「あかり」中間赤外線全天サーベイデータ	
» あかり (2006〜2011)
日本の赤外線天文衛星
ターゲット指定観測
全天サーベイ観測
9、18µm65, 90, 140, 160µm	

あかり9µm全天画像	
(Ishihara et al. 2006, 2008)

「あかり」中間赤外線全天サーベイデータ	
» あかり (2006〜2011)
日本の赤外線天文衛星
ターゲット指定観測
全天サーベイ観測
9、18µm65, 90, 140, 160µm	

あかり9µm全天画像	
(Ishihara et al. 2006, 2008)

白鳥座X領域	
(青) IRAS 12µm帯(赤) IRAS 25µm帯	(青) あかり 9µm帯(赤) あかり 18µm帯	

「あかり」中間赤外線全天サーベイデータ	
» あかり (2006〜2011)
日本の赤外線天文衛星
ターゲット指定観測
全天サーベイ観測
9、18µm65, 90, 140, 160µm	

Table Performance of AKARI/MIR PSC
Band center

9µm

18µm

Detection limit (5σ) 50mJy 90mJy
Position accuracy<3”Num. of sources 844,649 194,551
870,973(Ishihara et al. 2010)(青) あかり 9µm天体(赤)あかり9µm全天画像	
あかり 18µm天体	
(Ishihara et al. 2006, 2008)

AKARI detections of hot dust in luminous infrared galaxies(Oyabu, Ishihara et al. 2011)「あかり」中間赤外線
全天サーベイソースを追観測	
・ 「あかり」近赤外線分光	
高温(〜500K)ダスト成分の検出	
・ 可視スペクトル	
AGNの兆候がない	・ 塵に埋もれたAGNと考えている。	

5. まとめ	• Tycho’s SNRを、赤外線(「あかり」9um〜160um)で観測。
⇒ ダストの物理状態(温度分布・加熱源)とその起源(ISM or ejecta) を考察。
• ISMダストが、シェル状に広がる衝撃波に過熱されプラズマ中で破壊されてゆく様子が見えている。
• NEに大量のISMが存在し、残骸と interaction をしている。
(さらに、SNRから直線状に伸びる加熱源が示唆される)• NWにISMは存在しないが、Hot dustが見られる。
- ガス-高温ダスト比が少ない(ガスが少ない)- 不連続面の内側で光っている⇒ Ejecta からのダスト生成？
• Type Iaでもダスト生成の兆候の発見は初めて。
⇒ 現在・初期宇宙での物質生成史の研究にインパクト• 「あかり」赤外線データによる超新星残骸の解析の重要性