星間現象

a 講演 (a1–11)理論の様々な手法を用いた研究が行われてきたが、我々が実験室で手にするダストで実際の宇宙空間ダストと同一性が認め

中性水素ガス衝突による星団形成の理論的研究

1

前田 龍之介 (名古屋大学(Ta 研) M1)られたものはほとんど無い。近年、赤外衛星観測などにより、理論宇宙物理学研究室

様々な天体環境で普遍的に観測される未同定赤外 (UIR) バンドの近-中間赤外の情報がもたらされるようになった。未同定赤銀河の基本単位である星はその一生の間に星間空間に多大

外バンドは主に芳香族炭化水素の C-C あるいは C-H 結合に起な影響を及ぼす。その星の形成要因として銀河スケールで因し、これまでその担い手の候補物質として多環式芳香族炭化最も大きなものは、Young Massive Cluster(YMC) と呼ばれ

水素 (PAH) 仮説が有用に用いられてきたが、現在でも実際のる星団の形成である。ここで YMC とは質量が大きく若い観測と整合性のとれる正確な物質の同定には至っていない。今(M ≳ 10 M⊙ , tage ≲ 100Myr) 星団を指す。YMC はその重回、我々は新星周囲でのダスト凝縮過程を模擬した手法で、炭要性とは裏腹に未だ多くの謎に包まれている天体で、その形成

化水素ダストと窒素のプラズマから窒素含有炭素質物質を合成の起源は最先端の研究テーマである。

し、その赤外特性が新星周囲で観測される未同定赤外バンドを

4

Fukui et al. (2017) では大マゼラン雲 (LMC) にある質量約

極めてよく再現することを見出した。さらに、物性分析により

5

10 M⊙ の YMC、R136 の形成過程を探るべく周囲のガスの詳

この物質は N/C 比 (原子比) が 4-5% 程度で、アミン (C-N) の細な観測を行った。その結果以下の (i)∼(iv) で示すような星団構造を持つことがわかった。本研究結果は未同定赤外バンドの形成過程の描像が見えてきた。

担い手について従来の炭化水素モデルに加えて、窒素の含有が(i) 小マゼラン雲 (SMC) と LMC の潮汐相互作用により、鍵となることを示唆する。新星周囲に見られる未同定赤外バン

100pc 以上のスケールで相対速度 100km/s に及ぶ超音速

ドは一般的に広く観測される未同定赤外バンドとは異なる特徴の H I ガスが、SMC から LMC に大量に流入する。

を持つ特殊なものであるが、新星ダストはその同位体比が一致(ii) ガスが流れ込んだ領域では衝撃波が形成され、それによりすることから、プレソーラー粒子との関連が指摘されており、

H I ガスが圧縮される。

その担い手の物性を理解することは非常に重要である。本講演(iii) 圧縮されたガスが重力不安定性等の何らかのメカニズムででは窒素含有炭素質物質の物性解析に加え、プレソーラー粒子

高密度ガス塊を形成する。

との関連を調査するための宇宙空間曝露実験計画についても議(iv) ガス塊が重力崩壊して星団になる。

論する。

この観測的な示唆には理論的に不明瞭な点も多く存在し、星団

1. Allamandola, L. J., Tielens, A. G. G. M. & Barker, J.

の物理量がどの素過程に依存しているのかは解明されていな

R. ApJS 71, 733 (1989)

い。本研究では YMC 形成の理解の第一段階として”衝撃波で

2. Sakata, A., Wada, S., Tanabe, T. & Onaka, T. ApJ, 287,

圧縮された領域は自己重力で束縛されたガス塊を作ることがL51 (1984)

可能か?”ということについて検証を行った。具体的には Inoue

3. Helton, L. A., Evans, A., Woodward, C. E. & Gehrz, R.

& Inutuska (2009) と Chen & Ostriker (2014,2015) によるシ

D. EAS Pub. Ser., 46, 407 (2011)

ミュレーションを用いて上述の観測をモデル化し、そのモデルを星団のスケールに応用することでガス塊の質量を試算した。

3

その結果ガス塊の質量の試算値は 106 M⊙ 程度になり、星団形
成に十分な質量のガス塊が衝撃波後面で形成可能だということ

吉村 勇紀 (東京大学大学院理学系研究科附属天文学教育研究センター M1)がわかった (星形成効率 10% を仮定)。

1. Inoue,T. & Inutsuka,S.2009,ApJ,704,161

星間空間の分子化学組成を調べることは、その物理環境や星形

2. Chen,C.Y. & Ostriker,E.C.2015,ApJ,810,126C
3. Fukui,Y.,Tsuge,K.,Sano,H.,Kenji,B.,Yozin,C.,Tachihara,K.
& Inoue,T.2017,PASJ,69L,5F

2分子雲スケールで見た分子化学組成: SNR shock
が与える影響成進化を探る上で非常に重要である。近年特に ALMA の登場
によって、系内のみならず、系外銀河においてもその豊富な化学環境が明らかにされつつある (例えば [1])。系外銀河で得られた結果を古くからよく調べられている系内の結果と比較する

窒素含有炭素質物質による新星ダストの同定ことは重要なステップであるが、それは容易ではない。という

遠藤 いずみ (東京大学天文学教室 M1)のも両者には実効的な分解能の乖離があるからである。従来、

星周ダストは恒星内部で合成され宇宙空間に放出された重元素

系内における分子種の探査は高密度でかつ狭い (< 0.1pc) 領域

を原材料として形成される。その後ダストは星周空間を離れ、でよく行われてきたが、分子雲スケールに薄く広がった成分に星間空間に至る過程で時に過酷な輻射場環境や衝撃波による変

ついてはほとんど調べられてこなかった。一方で系外銀河にお性を経て、星間ダストとして宇宙空間に普く存在するようにな

いては ALMA をもってしても実効的な分解能は 10pc のオーる。これまで星間ダストの物性を理解するために観測、実験、ダーであり、未だ分子雲スケール以下に分解するのは難しい。

1

この分解能の乖離を解消するために、近年系内の分子雲に対れる。また、プラズマモデルを使って全体スペクトルの再現をし、10pc スケールでマッピングラインサーベイを行い、(i) マッ

試みた結果、2 成分の電離平衡 + 電離非平衡モデルがスペクト

プ全体で平均した化学組成 (=系外銀河の分解能で見た化学組

ルをよく再現することがわかった。元素組成比及びプラズマ温成) を求め、それが (ii) 空間的に分解した時にどういった領域

度の特徴から、前者は星間物質からの放射、後者は星起源の放から寄与しているか調べる、という研究が進んでいる (例えば射であると考えられる。

[2],[3])。ターゲットとしては大質量星形成領域から暗黒星雲ま1. D.A. Leahy & B.Aschenbach, A&A, 293, 853 (1995)

で様々な環境で調べることが重要だが、今回我々は超新星残骸

2. S.Yamauchi & K.Koyama, PASJ, 45, 545 (1993)(SNR) の shock が化学組成に与える影響に着目した。そこで複数の SNR との相互作用が報告されている分子雲 G23.3-0.45に対して、講演者を PI とする野辺山 45m 望遠鏡による 3mm

超高温プラズマの相対論的運動論たばかりで解析は現在も進行中であるが、初期成果として (i)西田 直樹 (名古屋大学(Ta 研) M1)の分子雲スケールの化学組成は先行する他のマッピングライン

粒子加速メカニズムの問題や、パルサーの σ 問題、γ 線バー

サーベイの結果と似ていることがわかり、分子雲スケールでのストの起源など、高エネルギー天体物理学の問題には未解決の化学組成が環境によらない普遍性を持つことを示唆する結果とものが多い。これらの現象の理解には、相対論的な現象としてなった。また (ii) についても、空間的に分解した際に SNR との取り扱いが必要不可欠である。しかしながら、相対論的流体

化学組成との相関が見えるか議論する。

の振る舞いを実験的に確かめることは困難である．Boltzmann

帯のマッピングラインサーベイを行った。観測は 5 月に終了し方程式を直接解くことも困難であるため，相対論的な温度をも1. Ando, R. et al. 2017, ApJ, 849, 81

つプラズマの運動論的な解析も難しい。流体近似を用いる場合

2. Nishimura, Y. et al. 2017, ApJ, 848, 17にも，熱伝導や粘性などの散逸現象を相対論的に正しく取り扱

3. Watanabe, Y. et al. 2017, ApJ, 845, 116

4

う方法が確立されていないという問題がある。そのため，相対論的な現象の理論的な解析は十分に為されているとは言いが「すざく」衛星を用いた超新星残骸 HB9 の高温
プラズマの研究斎藤 真梨子 (奈良女子大学

理論宇宙物理学研究室

たい。
相対論的な解析が必要な一例として次のようなものがある。

宇宙物理学研究室非常に若い SNR(超新星残骸) であるかに星雲のハッブル宇宙M1)

望遠鏡による近年の観測で、衝撃波加熱に由来するシンクロ

星は一生の最期に超新星爆発を起こし、超新星残骸 (SNR) とトロン放射を伴うような高温プラズマ (∼ 15000K) と水素分いう天体を残す。観測的に、年齢が数百年から数万年の SNR

子雲 (∼ 2000K) が接触していることが示唆されている (C. T.

は衝撃波で加速された電子による電波放射、衝撃波によって形

Richardson et al. 2013)。しかし水素分子は 1000K 程度で水成された高温プラズマガスからの X 線放射などで輝く。SNR

素イオンに壊れてしまうので、この観測から水素分子ガスを低は X 線と電波の形態によって分類され、中心集中した高温プ温に保つ何らかのメカニズムが存在することがわかる。また熱ラズマと、殻構造の非熱的電波が観測されるものは複合形態型伝導による加熱が効率的に起こっていないことについても理解と呼ばれる。しかし、中心集中する高温プラズマがどのようにしなければならないが，それらの詳しい機構についてはほとん形成されたのかは解明されていない。そのため、複合形態型のど明らかにされていない。そこで、本研究では相対論的な温度

SNR を X 線で観測し、X 線放射の構造やスペクトルを調査すを持つプラズマと低温なガスが接触した際の散逸現象を相対論ることは形成過程を知る重要な手がかりとなるだろう。

的なプラズマ運動論を考慮して記述し、未だ明らかになってい

HB9 は複合形態型 SNR[1] であり、ぎんが衛星による観測でない相互作用の物理的素過程について理解を与えることを目標

この天体を含む領域から 1.5keV 以上のエネルギーバンドで Xとする。

線が検出された。[2] 先行研究ではこの起源として近傍の電波

1. C.T. Richardson et al., MNRAS 430, 1257-1279

銀河 4C+46.09, 銀河団ガス,HB9 の高温プラズマの 3 つが示唆(2013)

されているが、未解決となっている HB ９の X 線放射の起源を

2. T. Grenman, G. F. Gahm, & E. Elfgren, A&A 599, A110

明らかにするためには広帯域で高感度をもつ検出器での観測が(2017)

必要である。

3. Afshin Montakhab, Malihe Ghodrat, & Mahmood

本研究では、X 線プラズマ観測に優れた「すざく」で得られた

Barati, 2009, PHYSICAL REVIEW E 79, 031124の観測データのうち西側の領域についてスペクトル解析を行った。スペクトルには 2keV 以上のエネルギーバンドで SNR に起源を持つ X 線はほとんど見られず、この領域ではぎんが衛星で観測した X 線放射が HB9 に付随する可能性は低いと考えら2

6

えられ、通常の進化過程において過電離状態を示すことはない。

強い衝撃波と星間媒質の相互作用: 超新星爆発
による過電離プラズマ形成過程の理論的研究

中西 佑太 (名古屋大学(Ta 研) M1)

過電離プラズマの成因については周辺環境からの冷却等いくつかの説が提案されているが現在のところ不明である。過電離プ

理論宇宙物理学研究室

ラズマの成因を観測から明らかにするには、SNR の元素ごとの電離状態や再結合のタイムスケールを測定することが重要で超新星爆発が起きると周囲の星間媒質 (Interstellar Medium;ある。特に鍵を握るのは He 様イオンなどの微細な輝線の強度

ISM) 中に衝撃波が生じ、超新星残骸と呼ばれる高温の天体が比である。しかし CCD のエネルギー分解能ではこうした微細形成される。この衝撃波は高エネルギー宇宙線を加速すると考構造の分光は不可能である。そこで我々は、XMM-Newton のえられている。また ISM に運動量を与え星間ガスの乱流の起回折格子 (RGS) を用いて N49 の解析を行った。一般に RGS源になっているとも考えられている。さらに，掃き集められたは CCD よりも１桁以上エネルギー分解能が良いが、天体の広ガスが冷却することで低温のＨＩガスが形成され，それが分子がりに応じて応答関数が悪化するという難点がある。N49 の雲の形成過程において重要な役割を果たすと考えられている。

場合は視直径約 1 分角程度の広がりをもつため、その輝度分

近年のガンマ線観測により (Abdo et al 2009)、衝撃波と分子布に応じた応答関数を構築する必要がある。そこで我々は同じ雲が衝突しているという観測的な示唆も得られており、衝撃波

く XMM-Newton に搭載された CCD カメラによる N49 画像と ISM の相互作用についての理論的な記述が求められている。

を利用して応答関数を作成した。本講演では RGS の具体的なしかし、現実的な ISM は密度や温度が 2 桁以上空間的に変化解析手法について説明するとともに、N49 の He 様イオンの微する多相構造となっていることが知られているが、そのような細構造スペクトルと、そこから得られる物理的意味について考ISM 中の衝撃波の伝搬の理論的研究は極めて不十分である。

察する。

そこで本研究では衝撃波と分子雲が実際に衝突している現象

1. Park et al., 2012, ApJ, 748, 117を詳細に調べるため、衝撃波後面の高温プラズマの X 線観測

2. Banas et al., 1997, ApJ, 480, 607

によって発見された過電離プラズマに着目した。過電離プラズ

3. Uchida et al., 2015, ApJ, 808, 77

マとは、電離温度が電子温度よりも高く、電離度が熱平衡状態より高くなっている電離非平衡プラズマである。電子温度が電8離温度より低くなる要因の一つとして、高温プラズマと分子雲

無衝突衝撃波生成実験
角地 真 (青山学院大学との衝突による熱伝導冷却が提案されている (Kawasaki et al

山崎研究室 M1)

2002)。ほぼ無衝突プラズマで近似される高温プラズマと分子

地球には宇宙から宇宙線と呼ばれる高エネルギー粒子が飛来し雲の衝突により電子温度が下がり、過電離プラズマが形成可能ている。高エネルギー宇宙線についての加速源の最有力候補とであることはあまり調べられていない。逆にこの現象を理論的して、超新星残骸の無衝突衝撃波があげられているが未だに理に示すことができれば、ガンマ線観測に加え X 線観測でも高温論的な解明に至っていない。無衝突衝撃波における粒子加速に

プラズマ前方にある衝撃波と分子雲が実際に衝突していること

ついては観測やシミュレーションによる検証が行われている自体を証明することになる。本講演では、現実的な ISM 中のが、計算機のパワー不足や観測器の制限などにより、完全な解

衝撃波の伝搬の理論的研究に向けた第一段階として、高温プラ

明には至っていない。そこで本研究では、天体観測研究、理論

ズマと分子雲の相互作用を定量的に議論する。

研究に次ぐ第三の研究手法として地球上の実験室で無衝突衝撃波を生成し、その精密測定を通じて粒子加速の理解に迫ること

1. Abdo A. A., et al., 2009, ApJ 706, L1を目指す。実験は大阪大学レーザーエネルギー学研究センター

2. Kawasaki, M. T., Ozaki, M., Nagase, F., et al. 2002,の激光 XII 号を用いて行った。今回は昨年度の実験の光学計測

ApJ, 572, 897の結果について、現段階までの解析結果について発表する。

XMM-Newton RGS による超新星残骸 N49 の X

7

9

線精密分光
天野 雄輝 (京都大学

理学研究科

宇宙線研究室

Chandra X 線観測衛星を用いた超新星残骸 RX
J1713.7−3946 北西領域の hot-spot の解明
日暮 凌太 (立教大学 M1)

M1)

超新星残骸から観測される非熱的な X 線は、高エネルギー宇宙

N49 は大マゼラン雲に位置する重力崩壊型の超新星残骸 (SNR)

線電子のシンクロトロン放射によって放射される X 線であるである。先行研究から年齢は約 4800 年と推定され [1]、周囲のことが確立している。この宇宙線電子は、超新星残骸の表面に分子雲との衝突が示唆されている [2]。「すざく」衛星の CCD形成される衝撃波面を往復することにより、エネルギーを獲得

カメラ (XIS) を用いた近年の研究から、この SNR のプラズマ

し（衝撃波統計加速）、光速に近い速度まで加速されると考えら

は過電離状態にあることが知られている [3]。一般に SNR プラれる。本研究の目的は、非熱的な X 線放射が支配的な超新星残ズマは初期の低電離状態から段階的に電離平衡に移行すると考骸 RX J1713.7−3946 北西 (NW) 領域の点源状に明るい X 線

3

源 (hot-spot：この超新星残骸までの距離を 1 kpc としたとき分やごく近くの明るい恒星像の影響を受けるため、偏光測定にの半径 r ∼ 0.02 pc) の正体を解明することである。この超新星

充分な相対測光精度 (¡0.3%) を得ることが容易ではないが、開残骸は電波やガンマ線の観測から、分子雲と相互作用している

口測光パラメータを工夫することで克服した。これにより星雲

ことや、TeV ガンマ線で非常に明るいといった特徴がある。こ成分やパルサーの偏光の時間変動の有無を詳しく捉えることがの超新星残骸の NW 領域のシェル内には、hot-spot が多いこできるようになった。

とが本研究の解析からわかった。しかし、これまでに超新星残発表では、その手法について詳しく述べると共に、2018 年 3 月

骸で非熱的な hot-spot のような構造が生成されることは知ら

13 日に起こったガンマ線フレア直後の偏光データを、それ以前

れていない。Hot-spot が超新星残骸由来であることが証明さのものと比較した結果についても述べる。

れれば興味深い天体現象の新たな発見となり、粒子加速の理解
へとつながる可能性がある。本研究では hot-spot に対し、異な11

Boomerang 領域からの超高エネルギーガンマ
線観測るエネルギー帯でのフラックスイメージの作成やスペクトル解
析、空間的な広がり、光子フラックスの時間変動などの解析を岡 知彦 (京都大学行った。今回は結果と、それらから考えられる hot-spot のモデ

理学研究科

宇宙線研究室M1)

ルについて発表する。

Boomerang パルサー風星雲（Pulsar Wind Nebula：PWN）領域（以下、Boomerang 領域）は、パルサー PSR J2229+6114、

1. Uchiyama, Y., Aharonian, F. A., Tanaka, T., Takahashi,

PWN G106.6+2.9、超新星残骸（Supernova Remnant：SNR）

T., & Maeda, Y.2007, Nature, 449, 576

G106.3+2.7 が複合的に存在する領域である。この領域は多波

2. Inoue, T., Yamazaki, R., Inutsuka, S., & Fukui, Y. 2012,

長での観測が行われており、X 線、電波でパルスを放射するパ

ApJ, 744, 71

ルサーが PWN に囲まれ、そこから彗星の尾の様に伸びた形を

3. Tsuji, N., & Uchiyama, Y. 2016, PASJ, 68, 108

した SNR が存在するという、複雑な形態をとることが分かっ

10

かに星雲の可視偏光の変動に関する研究高木 健吾 (広島大学
外線天文学研究室 M1)ている。超高エネルギーガンマ線の領域では、解像型大気チェ
レンコフ望遠鏡である VERITAS での観測により、SNR 部分

高エネルギー宇宙・可視赤にガンマ線ピークがあることが分かった [1]。
このようなガンマ線は、一般的に、SNR では超新星爆発によかに星雲は 1054 年に起きた超新星爆発の残骸である。かに星る爆風が、PWN ではパルサー風が、周囲の星間物質と衝突す雲の中心にはかにパルサーという高速で回転する中性子星が存るときに生じる衝撃波により加速された荷電粒子から様々な放在する。そこから放出されるパルサー風の運動エネルギーや超射過程により放射されると考えられている。その放射過程は、新星残骸が周囲の物質と相互作用することで、かに星雲は光っ

陽子と星間物質との衝突によって出来た中性パイオンの崩壊のている。その波長域は電波からガンマ線までと幅広い。近年、際に生じるもの（陽子起源）、逆コンプトン散乱や制動放射によガンマ線衛星 (AGILE や Fermi) によって、かに星雲が急激にるもの（電子起源）の２つのモデルで議論されている。

増光するガンマ線フレアという現象が何度も観測されている。

しかし、この領域のガンマ線放射は、上記の一般的な放射起このフレアは 4 日ほど続くためにシンクロトロン放射と考えら源の議論だけでなく、そもそも、パルサー/PWN 由来である

れているが、エネルギーが高いために未だに原因が分かっていか、SNR 由来であるかも明確になっていない。スペクトルの空ない。現在では磁気リコネクションも候補に上がっている。

間的な変化を測定することによってガンマ線の放射起源の解明

そこで私は広島大学宇宙科学センターのかなた望遠鏡を用いに繋がることが期待されるが、VERITAS での観測 [1] では測て、可視近赤外線での偏光観測を行い、その原因の糸口を得る

定されなかった。例えば、先行研究 [2] によりパルサー/PWN

試みを開始した。可視域のかに星雲の偏光観測は過去にも行わから放射されるガンマ線のエネルギースペクトルのべきは空間れているが、淡く広がった天体に対して均質で精度の高い偏光的に変化するという観測結果が得られている。そこで MAGIC

撮像モニターを行うことは容易ではないことから、星雲成分のを用いて、Boomerang 領域のガンマ線放射を観測し、放射領域

時間変動はほとんど議論できていなかった。かなた望遠鏡を用のエネルギー依存性やスペクトルの空間変化について調べた。

いることでガンマ線フレアが起こった際に、可視近赤外線での本講演では、MAGIC で取得されたデータの解析結果についてフォローアップの観測が可能にであり、変化の様子を時間経過述べる。

とともに観察することができる。
地上望遠鏡を用いて星雲のように淡く広がった天体の可視偏光

1. Acciari et al., ApJ 703, L6, 2009

観測を行う場合には、時間的に変化するスカイ背景光が、本質

2. Aharonian et al., A&A 460, 365, 2006

的な誤差要因となることが多い。我々はいくつかの方法を試す

b 講演 (b1–4)

ことで、背景スカイ光を精度良く差し引く手法を確立した。また、点光源であるパルサー本体の測光は、不均一な背景星雲成4

12Astronomical Observatory) による 12 CO(J = 1 − 0) 輝線サー

分子雲形成の金属量依存性

中津川 大輝 (名古屋大学(Ta 研) M1)

ベイデータ、銀河系第３象限の HII 領域 WB886 については、野理論宇宙物理学研究室

辺山 45m 望遠鏡を用いた銀河系レガシーサーベイプロジェクト

FUGIN (FOREST Unbiased Galactic plane Imaging survey

星は宇宙を構成する最も基本的な要素であり, 現在生まれていwith Nobeyama 45-m telescope) による 12 CO(J = 1 − 0)

る星は分子雲で形成されていることが知られている. 近年の研輝線サーベイデータを用いて、付随する分子雲の解析を行究によると, 超音速分子雲クランプ同士の衝突が星の形成につった。VERA による年周視差測定で得られた距離としては、ながっていると考えられている. そのため, 超音速乱流の理解はIRAS01123+6430 で 7.64+1.02−0.80 kpc、WB886 で 2.86 ± 0.50

星形成の理解のために必須である.

kpc であった。この距離を用いて、それぞれの HII 領域に付

Koyama & Inutsuka (2002) で行われた現実的な星間媒質に随する分子雲の質量は、IRAS01123+6430 で 5.8 × 104 M⊙ 、

おける加熱冷却を考慮した２次元の流体シミュレーションに

WB886 で 1.1 × 103 M⊙ となった。これらの分子雲の形状に着よって, 衝撃波圧縮を受けた星間媒質内に多数の低温高密度の目してみたところ、Takahira et al. (2014) の分子雲衝突モデ

クランプが形成されることが示された. この分子雲クランプは

ルで見られるような弓状の構造を成していた。今回は、これま

超音速で高温低密度領域の中を動き回り, 乱流を引き起こす. こ

で調査してきた H2 O メーザー源に付随する分子雲の構造につの超音速乱流の起源は, 熱的不安定性を経由して形成されたクいて議論しながら、その構造の形成シナリオと分子雲衝突と大ランプのランダム運動と考えられている.

質量星形成の関係について発表を行う。

加熱・冷却は重要であり, 冷却を考慮しない場合, 速度分散は

1. Habe A. & Ohta K. 1992 PASJ 44 203

亜音速にとどまることが知られている. 冷却の機構としては, 高

2. Takahira K. Tasker E. J. & Habe A. 2014 ApJ 792 63

温領域では水素原子の Ly-α輝線放射が主であるが, 低温領域

3. Torii K. Hasegawa K. Hattori Y. et al. 2015 ApJ 806 7では炭素をはじめとする金属原子の微細構造輝線や分子の回転
遷移輝線放射であり, 金属量に依存している. ところが, 今まで14に行われた超音速乱流分子雲の形成シミュレーションは太陽近傍の金属量で行われたものがほとんどであり, 金属量を変えて高速度コンパクト雲 CO-0.26+0.02 の観測的研究
菅野 頌子 (慶應義塾大学 M1)

行われたものはほぼない.
金属量は銀河によって異なり, また初期宇宙においては金属

銀河系の中心には、中心から半径数 100 pc の領域に大量の星がほとんど存在しない. そのため系外銀河や初期宇宙においてと星間物質が集中している、中心分子層 (central molecularも銀河系同様の超音速乱流を伴った分子雲を形成することがで

zone; CMZ) と呼ばれる領域がある。CMZ の分子雲は、円

きるかどうかは分かっていない. 超音速乱流がどの程度の金属盤部のものと比べると高温・高密度かつ複雑な運動状態にあ量で発生するかを調べることは, 星形成のさらなる理解のため

り、大きな速度幅 (Δ V > 15 km s−1 ) を持つ。このようなに大変有意義なものである.

分子雲の中でも、非常に広い速度幅 (Δ V > 50 km s−1 ) に

本講演では, 超音速乱流発生について考える前段階として,In-

加えコンパクトな空間分布 (d < 5 pc) を持つものを、高速

oue & Omukai(2015) での金属量が太陽近傍と異なる場合の熱度コンパクト雲 (high velocity compact cloud; HVCC) と呼的不安定と, それによる低温高密度クランプの形成可能性を議び、これらは CMZ の CO スペクトル観測データから多数論する.

発見されている。今回、ジェームズ・クラーク・マクスウェ
ル望遠鏡で取得した CO J = 3 − 2 輝線データを精査し、1. Inoue T.& Omukai K. 2015,ApJ,805,73(l, b) = (−0.3°, 0.0°) を中心とする 0.1°× 0.1° 領域に複数

2. Koyama H.& Inutsuka S. 2002,ApJ,564,L97の HVCC を発見した。その中でも、(l, b) = (−0.26°, 0, 02°)に位置する HVCC CO-0.26+0.02 は、サイズが 2 pc 程度とコ

銀河系外縁部 H2 O メーザー源に付随する分子
雲構造の研究ンパクトでありながら Δ V ∼ 70 km s−1 といった非常に大き小出 凪人 (鹿児島大学 D2)

高い（R3−2/1−0 > 1.5）。積分強度から CO-0.26+0.02 の質量

近年、多くの研究で大質量星形成と分子雲衝突の関連性についを約 8 × 10 M⊙ と評価し、さらに速度分散（σV ∼ 15 km s−1 ）て注目されている。我々は特に銀河系外縁部での星形成に注から運動エネルギーを 5.3 × 1049 erg 程度と評価した。HVCC

目しており、これまで、VERA (VLBI Exploration of Radioはその空間・速度構造から、爆発現象を起源とする「シェル型」、

Astrometry) による位置天文観測データと銀河系分子雲サーベ

分子雲衝突を起源とする「ブリッジ型」、コンパクトな重力源にイデータを用いて研究を行ってきた。銀河系第 2 象限の HII

よる重力散乱を起源とする「シンプル型」の 3 つに分類されて領域 IRAS01123+6430 については、アメリカの５大学によりいる。CO-0.26+0.02 の描像より、この HVCC はシェル型も設立された 14m ミリ波望遠鏡 FCRAO (Five College Radio

しくはシンプル型のどちらかだと考えられた。本講演ではこの

13

な速度幅を持ち、CO J = 3 − 2/J = 1 − 0 輝線強度比が著しく

52 通りの観点から、CO-0.26+0.02 の物理状態、運動状態につ16

いて議論する。

15

銀河系中心高速度コンパクト雲 CO 0.02–0.02の観測的研究岩田 悠平 (慶應義塾大学 D1)

ALMA による大マゼラン雲の巨大分子雲の詳
細観測

銀河系中心分子層 (Central Molecular Zone; CMZ) に存在する分子雲は、円盤部のそれらと比較して高温かつ高密度であ後藤 健太 (大阪府立大学 宇宙物理学研究室 M1)

り、広い速度幅を持つという特徴がある。そのような特徴をも本研究の目的は、大マゼラン雲に存在する様々な進化段階の巨

つ CMZ の中でも、特に速度幅が広く (∆V > 50 km s−1 )、空

大分子雲の密度・温度の分布を調べることである。巨大分子雲

間的にコンパクト (d < 10 pc) な天体は高速度コンパクト雲とは質量が 104 太陽質量よりも大きな分子雲のことであり、大(High-Velocity Compact Cloud; HVCC) と呼ばれる。HVCC

質量星の形成領域である。また、巨大分子雲は大質量星ととものほとんどは他波長の対応天体を持たず、多くの起源は未解明に多数の小質量星を形成し、銀河の進化に大きな影響を与えである。銀河系中心核 Sgr A*から約 5′ 東に位置する HVCCる。大マゼラン雲は銀河系の伴銀河である。銀河系からおよそ

CO 0.02–0.02 は、膨大な運動エネルギー (1051.5 erg) と際立っ

50kpc の距離に位置しており、最も近い銀河の 1 つである。まて高い CO J=3–2/J=1–0 輝線強度比で特徴付けられる天体でた大マゼラン雲はその銀河面を我々に対しておおむね正面を向ある。先行研究では、この HVCC に隣接するアーク構造と、そけているので、銀河全体に渡って巨大分子雲を見分けることがの内部に赤外線点源の集中が見られることから、星団からの超できる。このようなことから、大マゼラン雲は星間物質や星形

新星爆発起源であることが提唱されていた。

成の研究を行うのに非常に適した天体である。また、大マゼラ

本研究では、野辺山 45 m 望遠鏡、ASTE 10 m 望遠鏡、JCMT

ン雲に存在する 272 個の巨大分子雲 (Fukui et al. 2008) がそのを用いて新たに取得した分子スペクトル線データの解析を行っ進化段階に応じて次のように 3 つに分けられた。(Kawamura

た。その結果、先行研究で確認されたアーク状構造の位置に複et al. 2009)

数の膨張シェル構造を発見した。加えて、CO 0.02–0.02 の最TypeI:大質量星の付随が見られない巨大分子雲

高速度成分は、これらの膨張シェル構造とは関連の薄い位置

TypeII:電離水素領域が付随する巨大分子雲に見出されることもわかった。このことは、先行研究で提唱さTypeIII:電離水素領域と若い星団が付随する巨大分子雲れている単純な膨張モデルでは CO 0.02–0.02 全体の運動状態

本研究では ALMA 望遠鏡を用いて、大マゼラン雲に存在を再現できないことを意味する。今回この最高速度成分につする進化段階の異なる 5 つの巨大分子雲 (TypeI:GMC225,

いて、追加の膨張シェルモデル及び、点状重力源による散乱モ

TypeII:N166, TypeII:N171, TypeII:N206D, TypeIII:N206)

デルの適用可能性を検討した。後者のモデルは、高速度コンパ

を 12 CO(J=2-1), 13 CO(J=2-1) 輝線で観測した。また、7m

クト雲 CO–0.40–0.22 の起源として提唱されているモデルであarray と TP array で観測されたデータの combine を行った。

る。結果として、どちらのモデルでも最高速度成分の運動状態

また、先行研究で得られていた 13 CO(J=1-0) 輝線のデータとが再現可能であり、重力散乱モデルの場合 5×104 M⊙ 程度の点の比較を行い、物理量を導出した。本研究によって、大マゼラ状重力源が必要であることがわかった。以上の結果から、COン雲に存在する様々な進化段階の巨大分子雲の空間的な分布や0.02–0.02 には少なくとも複数回の超新星爆発を引き起こす大

密度・温度の分布が明らかになった。また、電離水素領域が付

質量星団が付随し、中質量ブラックホールのようなコンパクト

随した後期の進化段階に該当する巨大分子雲は、付近の大質量

な大質量天体が付随する可能性も示唆された。

星から放射される紫外線によって、物理的に影響を受けていることが分かった。

1. Oka, T., White, G. J., Hasegawa, T., et al. 1999, ApJ,
515, 249

1. THE SECOND SURVEY OF THE MOLECULAR

2. Oka, T., Hasegawa, T., White, G. J., et al. 2008, PASJ,

CLOUDS IN THE LARGE MAGELLANIC CLOUD

60, 429

BY NANTEN. I. CATALOG OF MOLECULAR
CLOUDS (Fukui et al. 2008)17

2. THE SECOND SURVEY OF THE MOLECULAR

銀河系中心 l = −1.2◦ 領域の観測的研究
辻本 志保 (慶應義塾大学 D1)

CLOUDS IN THE LARGE MAGELLANIC CLOUD
BY NANTEN. II. STAR FORMATION (Kawamura et

銀河系中心部、銀経 l = −1.3◦ , 0◦ , −0.4◦ , −1.2◦ の 4 領域

al. 2009)

は極めて高い CO J=3–2/J=1–0 輝線強度比で特徴付けられる

c 講演 (c1–11)領域である [1] 。中でも l = +1.3◦ , l = −1.2◦ 領域は銀河系中心に対して対称的な位置にあり、非常に大きな運動エネルギーを伴う膨張シェル構造を有していながら、他波長の対応天体が6

発見されていないという点で類似している。l = +1.3◦ ではそに対して放射強度・偏光放射の同時 SED フィッティングを行の膨大な運動エネルギーに加えて、同領域に 9 つ検出されていい、アモルファスダストの量子物性に関する物理パラメータをる膨張シェルの高速度端に SiO 輝線で明るいクランプが確認推定できることを示した。本公演ではモデルの詳細について紹されていることから、複数回の超新星爆発によって形成された介し、本モデルの有用性について議論する。

superbubble であると解釈されている。私たちは l = −1.2

[2]◦

1. P. W. Anderson, B. I. Halperin, and C. M. Varma.

領域についても、同様に superbubble である可能性があるとしPhilosophical Magazine, 25, 1 (1972)て、James Clerk Maxwell Telescope (JCMT) 及び野辺山 45

2. W. A. Phillips. Journal of Low Temperature Physics, 7,

m 鏡で取得した CO J=1–0, 3–2 輝線データを精査し、同領域

351 (1972)に東西に整列した 5 つの膨張シェルを検出した [3] 。
今回、私たちは JCMT を用いた l = −1.2◦ 領域に対する追加

19

観測を行い、5 つのシェルのうち東端のシェルについて、HCN,

HCO+ , H13 CN 輝線、SiO 輝線が検出されたことから、同領域

佐伯 駿 (名古屋大学の多重膨張シェルも爆発現象を起源としている可能性が高まった。加えて、5 つのシェルの運動エネルギーが ∼ 10
5–6

もなることを考慮すると、同領域には 1051

ぺガススループにおける星間物質の階層構造と分子雲形成の関連性
天体物理学研究室 (A 研)

M2)

erg に

M⊙ の星団が存在

分子雲は星形成の母体であり、星形成の重要な初期条件を与えし、その内部で発生した超新星爆発によって多重シェルが形成るにも関わらず分子雲の形成機構は未解明である。分子雲は原されたことが示唆される。またこれらのシェルの年齢は西から子雲から形成されており、近年の研究により高密度の原子雲は東に向けて若くなっており、分子ガスと星団が異なる速度で運clumpy に分布していることが示唆されている。特に Fukui et.

◦

動していると考えられた。本講演では l = −1.2 領域の多重膨

al (2018) では、Inoue & inutsuka (2012) の 3 次元 MHD シ

張シェルについて物理状態及びその起源について議論する。

ミュレーション結果を精査することで、高密度の冷たい HI ガ
スは clumpy に分布しており 、その HI clump の中で分子雲が1. T., Oka, et al. ApJS, 201, 14 (2012)

形成していることを示した。これらシミュレーションの結果と2. K., Tanaka, et al. PASJ, 59, 323 (2007)

観測結果を比較し分子雲形成の諸性質を明らかにすることは天3. S., Tsujimoto, et al. ApJ, 856, 91 (2018)18

文学の重要な課題の１つである。
我々はペガスス座領域に存在する 20◦ ×20◦ の大きさの遠赤外

放射強度・偏光放射同時 SED フィッティング
から探る星間ダスト物性梨本 真志 (東北大学

線ループ状構造 (ペガススループ) に着目した。ペガススルー
プは太陽系近傍の高銀緯領域に存在するため、視線方向上の重天文学専攻 D2)

なりが少なく、分子雲の形成を検証するのに適した領域である。

星間ダスト放射は原始重力波起源の宇宙マイクロ波背景放射

今回我々は Planck・IRAS 衛星の観測データから求められたダ（CMB）偏光 B モードを覆い隠してしまい、その検出を妨げる。

スト放射の光学的厚み、「なんてん」によって得られた分子雲検出限界を向上させるために星間ダスト放射成分を精度良く除のデータ、Arecibo 300 m 鏡で観測された HI サーベイである

去することが極めて重要である。星間ダストの放射率・偏光度

GALFA を使用し、ぺガススループ方向の星間物質を詳細に解の周波数依存性として冪乗則が仮定されることが多いが、それ析した。

らは複雑な周波数依存性を持つと考えられる。また最新の観測解析の結果、HI とダストの分布はどちらもフィラメント状の構結果より、星間ダストはアモルファス物質であることが知られ造が見られ、HI フィラメントの同定に FilFinder (Eric et al.

ている。そこで本研究では、CMB 検出限界向上のため、物理

2015) を使用した。さらにダストの光学的厚みに対して階層構モデルに根差したアモルファス物質の物性に基づく遠赤外線か造を同定する dendrogram（Rosolowsky et al. 2008）を使用

らミリ波帯での放射強度・偏光放射スペクトルエネルギー分布

しぺガススループ上にあるダスト clump を特定した。ダスト（SED）モデル構築を行う。

は星間空間において HI とよく混ざり合っており、このダスト

低温環境下でのアモルファス物質の普遍的な熱的性質は二準位

clump と冷たい水素原子 clump の分布は良く一致していた。

系（TLS）モデルで良く記述される（Anderson et al. 1972、

これら特定した構造は階層構造を形成しており、filament の中Phillips 1972）。TLS モデルに基づいてアモルファス物質の複に複数の水素原子 clump があり、さらに分子雲を内包してい素誘電率を計算し、アモルファスダストの放射率・偏光度をセるものがあることがわかった。フィラメント、水素原子 clump

ルフコンシステントに導出した。その結果、TLS モデルを記述と分子雲の平均的なサイズと平均質量はそれぞれ 4 pc , 2 pc,

するパラメータの値に敏感に反応し、冪乗則では表しきれない

1 pc、0.23 M⊙ , 0.26 M⊙ , 0.27 M⊙ であった。本講演では、星複雑な周波数依存性をもつことがわかった。また構築したアモ間空間の階層構造とそれぞれの物理量を下に、分子雲の形成のルファスダストの放射強度・偏光放射 SED モデルのデモンス

諸性質について議論する。

トレーションとして、M31 の観測データ（Planck、Herschel）

1. Inoue & inutsuka 20127

ほとんど行われていない。そこで、私は Taurus という星形成

2. Fukui et al. 2018

領域に着目し、偏波観測のデータから、磁気乱流のエネルギー20

宇宙輻射輸送と光バイオイメージング医学の共通点と相違点
田崎 翼 (筑波大学

スペクトルを算出する研究を行なった。今回、観測データから得られた結果から、考えうる磁気乱流及び星間物質の運動の実態について議論していく。

宇宙理論研究室 M1)

生体組織に関する様々な情報を光によって非侵襲的に測定す

1. Hildebrand, Roger H et al. ApJ Volume 696, Issue 1,

る技術が、光デバイスなどのハードウェアの発展と共に開発がpp. 567-573 (2009)

進められてきている。生体組織は主に高散乱媒質で構成されて

2. Cho, J.,Lazarian, A., & Vishniac, E. T. Turbulence

いる。生体組織における散乱現象の解析手法を開発していく事

and Magnetic Fields in Astrophysics.,Lecture Notes inが、光測定の精度を高めるために重要である。散乱によって生

Physics, vol. 614, p.56-98

じる測定上の問題点としては、光が様々な径路を伝播していく
ため実際の検出器間距離と実効光路長が異なるという点や、測無衝突プラズマ中の垂直衝撃波に関するレビュー

22

定領域が不明瞭になるという点が挙げられる。散乱媒質中の光伝播は光輸送方程式を用いて記述される。これを直接求める事

石坂 夏槻 (青山学院大学 M1)

は困難なので、モンテカルロ法や拡散近似を用いた光拡散方程

超新星残骸や銀河団同士の衝突の現場ではクーロン散乱が効か

式によって光伝播解析が行われている。これらの解析手法は宇ない無衝突プラズマによる衝撃波が形成されている。このよう

宙輻射輸送の応用である。また人体は非均質な構造をしていな衝撃波ではアルフベンマッハ数という物理量が重要になる。

る。例えば脳構造ではクモ膜下腔は低散乱媒質だが白質は高散

アルフベンマッハ数がある程度小さい（具体的には２．７６程

乱媒質である、といったように部位によって散乱の強さが異な度よりも小さい）衝撃波は磁気流体力学によって説明される。

る。低散乱媒質の分布は光伝播に影響を与えるので低散乱領域

一方で、アルフベンマッハ数がある程度大きな衝撃波は磁気流を組み込んだ散乱モデルによるシミュレーションが行われてい体力学のみでは説明しきれないことが知られている。実際の超る。(Tarvainen 2005) これらの背景から、高散乱媒質での光

新星残骸や銀河団間の衝撃波はアルフベンマッハ数が 3 より大伝播シミュレーション中での宇宙輻射輸送の式を用いた解析手きいと考えられているため、別のモデルを使う必要がある。そ法、生体組織における医用計測への応用について説明していく。

1. Tarvainen

Tanja

Marko

Vauhkonen

こで、アルフベンマッハ数が大きい場合について具体的にモデルを立てて議論している M.M.Leroy, 1983 を紹介する。

Ville

Kolehmainen Simon R Arridge and Jari P Kaipio

1. M.M. Leroy Phys. Fluids 26 (1983)

Phys.Med.Biol.50(2005)4913-4930

21

金盛 祥大 (東京大学

磁化プラズマ中における無衝突衝撃波の生成
実験

23

非等方性を仮定した、磁気乱流のエネルギース
ペクトルが持つ波数依存性に関する議論

Sei Shuto (青山学院大 M1)

鈴木・蜂巣研究室 M2)

現在、高エネルギー粒子の起源としては超新星残骸が作る無衝

天文学において、星の形成メカニズムを知ることは非常に重要突衝撃波が考えられている。しかし、その加速機構は未だに未である。近年の研究状況では、磁気流体力学の観点から、星間解明である。我々は 20187 年 12 月に無衝突衝撃波を実験室で物質が星間磁場に沿って運動することが分かっている。さらに作り、その物理過程を探ろうと実験を行った。本発表では、磁観測では、星間物質が磁気乱流によって攪拌され、ランダムな場の有無での比較、磁場のない場合での上流イオンの温度変化、運動を行っている様子 が見られている。以上の観点から、星間輻射流体シミュレーションとの比較について議論する。

空間上の磁気乱流の構造を理解することこそが、星間物質の運動を把握し、星形成のメカニズムを知る上で重要となることが『宇宙流体力学』(培風館）(1996)
1. 坂下 志郎・池内 了 共著、分かる。乱流理論においては、乱流が及ぼす非線形的相互作用

2. B.Meyer and G.Thiell, Phys. Fluids 27,302(1984)の結果として、大きなスケールの構成要素へ注入されたエネル
ギーがスケールの小さい方向へとカスケードをおこし、やがて多波長非熱的放射に基づく超新星残骸モデルの構築

24

散逸していくと考えられている。理論上、乱流エネルギーが散逸される過程におけるエネルギーのパワースペクトラムは、構安田 晴皇 (京都大学 理学研究科 宇宙物理学教室

成要素の持つ波数に依存している、と考えられている。しかし、

M2)

磁気乱流のように非等方性を持つ乱流に関する理論は確立して“knee” と呼ばれるおよそ 1015.5 eV 程度までの宇宙線は、銀河

おらず、また、観測のデータからより現実的な磁気乱流のエネ系内の超新星残骸 (Supernova Remnant; SNR) で生成されてルギーパワースペクトルの波数依存性を把握するという試みが8

いると考えられており、その宇宙線加速機構としては、拡散衝解析を行った。昨年の夏の学校では、Sgr A East のスペクト

撃波加速 (Diﬀusive Shock Acceleration; DSA) 理論が挙げら

ルから ∼9 keV に Fe の再結合連続線を発見し、Sgr A East がれている。実際に高エネルギー粒子由来の硬 X 線や γ 線が観電子温度より電離温度が高い過電離状態の再結合優勢プラズマ

測されており、SNR の衝撃波による DSA で、これらの観測事(RP) を持つことを明らかにした。また RP から Cr, Mn 輝線

実を再現できるかが問題となっている。したがって、SNR からを見つけ、さらに RP とは起源の異なる中性鉄輝線を発見した。

の多波長・非熱的放射を研究することは、SNR 自体の理解だけ

今回、RP の初期温度は裸状の Fe イオンが存在可能な温度とでなく、未解決問題である宇宙線の加速機構に迫れる、という見積もられたが、通常これほど高い電子温度は見られない。し点においても非常に重要である。

たがって RP の形成シナリオとして、初期温度から電子温度の

SNR は親星の起こした超新星のタイプの違いや、一様分布やみが下がるのではなく、電離温度のみが上がる、すなわち電離

恒星風などの星周空間の違いがあるにも関わらず、その非熱的のみを進めるイベントがあったと考えられる。Sgr A East を放射の観測からは SNR の年齢による傾向が明らかに読み取れ

Sgr A∗ からの距離で 2 分割し RP の電離状態を比較すると、る。しかし、SNR の多様性も相まって、これらの現象を説明で

Sgr A∗ 近傍の電離温度の方が遠方の電離温度よりも高いといきる理論モデルはまだ無い。そのため、DSA や非熱的放射もう兆候を得た。この RP と中性鉄輝線の起源を同時に説明する

含めた、SNR の統一的描像の構築が求められている。

シナリオとして、Sgr A∗ の過去の X 線フレアによる光電離をそこで我々は、包括的な SNR 研究のツールとして、１次元流提案する。

体計算と DSA 計算を組み合わせたコード、“CR-Hydro code”

1. Nobukawa et al. 2011, ApJL, 739, L52の開発を行ってきた。このコードは、準解析的な DSA を実装

2. Koyama et al. 2007, PASJ, 59, 237

して計算時間を短縮していることに加えて、宇宙線生成が衝撃波構造を変化させるという非線形効果も取り入れており、他の26

どのコードよりも正確に SNR からの宇宙線生成、非熱的放射の計算が行える。これらの利点を生かすことで、これまでは行

平山 ありさ (奈良女子大学

うことが困難であった、SNR の系統的な理解へ向けた、多くの宇宙物理学研究室

M2)

パラメーター領域に渡っての研究が可能となる。

超新星残骸は 1015 eV（ニー・エネルギー）よりエネルギーが低本講演では、これまでの研究の概要と、これからの方針を紹介する。

い銀河系内宇宙線の加速源であると考えられている。中でも、超新星残骸で加速された陽子は周囲の星間ガスと衝突して π 0

1. Blondin, J. M., Ellison, D. C. 2001, ApJ, 560, 244

粒子を生成し、それが崩壊すると γ 線が放射される。しかし、

2. Ellison, D. C., et al. 2012, ApJ, 744, 39

π 0 粒子を生成するのは 280 MeV 以上の高エネルギー陽子であ3. Lee, S. H., et al. 2012, ApJ, 750, 156

25

すざく衛星による超新星残骸 IC 443 からの中性鉄輝線の発見り、γ 線の観測ではそれ以下の低エネルギー陽子を調べることができない。

銀河中心に位置する超新星残骸 Sgr A East の再結合優勢プラズマの形成シナリオ

keV−MeV 程度の低エネルギー陽子は水素分子を電離して、+H+
3 イオンを生成することが知られている。従って、H3 の吸小野 彰子 (奈良女子大学 宇宙物理学研究室 M2)

収線の観測から宇宙線による電離率を調べることによって、低∗エネルギー陽子の存在を知ることができる。また、MeV 程度

Sagitarius (Sgr) A は天の川銀河の中心に位置する超巨大ブラックホールである。現在は X 線光度が ∼ 10

33−35

−1

で

の低エネルギー陽子は中性鉄を電離して、X 線の波長域で 6.4あり、X 線で暗い。しかし銀河中心領域の X 線反射星雲の観測

keV 中性鉄輝線を放射する。実際すでにいくつかの超新星残骸∗から、Sgr A は過去に ∼ 10

39

erg s

−1

erg s

で、低エネルギー陽子起源と考えられる中性鉄輝線が見つかっで明るい X 線フレアをている [1]。中性鉄輝線の強度は低エネルギー宇宙線の密度に起こしていたことが示唆されている [1]。

比例するため、超新星残骸で加速された宇宙線の量を制限する

Sgr A East は銀河中心に位置する超新星残骸 (SNR) である

有効な手段である。

[2]。Koyama et al. (2007)[2] では、そのスペクトルは 2 温度(∼ 1.2, ∼ 6 keV) の電離平衡プラズマとベキ型関数モデルで再超新星残骸 IC 443 は、H+
3 の吸収線の観測から大量の低エ現された。しかしながら ∼ 6 keV という高温のプラズマは通ネルギー宇宙線の加速が示唆されており [2]、π 0 崩壊による γ常の超新星残骸では見られない。Sgr A∗ はこの Sgr A East の線放射も報告されている [3]。本研究では、すざく衛星によって∗内部に位置しており、Sgr A の過去の光が Sgr A East のプラ取得された超新星残骸 IC 443 の X 線スペクトルを詳細に解析

ズマ進化にも何らかの影響を与えた可能性が考えられる。

し、3 σ 以上の有意度で中性鉄輝線を発見した。さらに、中性

本研究は Sgr A East のプラズマ状態とその形成過程を明ら

鉄輝線の強度分布を測定し、水素分子の電離率が高い地点と鉄かにすることを目的とし、すざくアーカイブデータを用いて輝線の強度が大きい領域が重なることが分かった。これらの領

Sgr A East の 12 keV までの高統計 X 線スペクトルを取得し域の宇宙線のエネルギー密度を求め、宇宙線陽子や宇宙線電子

9の量の制限を試みた。

1. Nobukawa et al. 2018, ApJ, 854, 87
2. Indriolo et al. 2010, ApJ, 724, 1357
3. Tatischeﬀ et al. 2012, A&A, 546, 24

10