超新星残骸W28領域におけるガンマ線放射と星間ガス
吉池 智史（名大理）福田 達哉, 佐野 栄俊, 鳥居 和史, 早川 貴敬,山本 宏昭, 立原 研悟, 福井 康雄（名大理）日本天文学会 2015年秋季年会 「ガンマ線天文台CTAで切り拓く次世代の高エネルギー天文学」（2015年9月9日＠甲南大学）

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宇宙線の加速と伝搬




宇宙線
• 高エネルギー荷電粒子（108 - 20 eV）† 陽子、電子、原子核• エネルギー密度 ~ 1 eV / cm3
銀河宇宙線の加速• 加速源：超新星残骸 (SNRs)• 衝撃波統計加速 (DSA)• ESN ~ 1051 erg• 加速効率 ~ 1 – 10 %
 エネルギー密度を説明可

SNRp(CR)p(ISM)
γ-ray

加速宇宙線の逃走• 加速源からエネルギーに応じて、順次逃走。
• 周辺環境（ISM, B）にも依存。

宇宙線陽子による放射• p(CR) + p(ISM)  p + p + π0, π0  2γ
• ガスに埋もれたSNRは、宇宙線加速・拡散の検証の有力候補。

日本天文学会 2015年秋季年会 「ガンマ線天文台CTAで切り拓く次世代の高エネルギー天文学」（2015年9月9日＠甲南大学）

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超新星残骸W28領域
SNR

HII region 年齢： (3.5 – 15) x 104 yr
 Middle-aged SNR
Kaspi et al. (1993)

 距離：1.9 kpc

Velázquez et al. (2002)

 周辺にHII region, SNRs
 GeV-TeV ガンマ線
• TeV: H.E.S.S.
Aharonian et al. (2008)• GeV: Fermi-LAT
Abdo et al. (2010)
Hanabata et al. (2014)

AGILE
Brogan et al. (2006)
MSX 8μm, SGPS+VLA 20cm, VLA 90cmGiuliani et al. (2010)

日本天文学会 2015年秋季年会 「ガンマ線天文台CTAで切り拓く次世代の高エネルギー天文学」（2015年9月9日＠甲南大学）

3超新星残骸W28領域
SNR

HII region 年齢： (3.5 – 15) x 104 yr
 Middle-aged SNR
Kaspi et al. (1993)

 距離：1.9 kpc

Velázquez et al. (2002)

 周辺にHII region, SNRs
 GeV-TeV ガンマ線
• TeV: H.E.S.S.
Aharonian et al. (2008)• GeV: Fermi-LAT
Abdo et al. (2010)
Hanabata et al. (2014)

AGILE
Brogan et al. (2006)
MSX 8μm, SGPS+VLA 20cm, VLA 90cm
+ コントア：H.E.S.S TeV γ-ray (Aharonian et al. 2008)

Giuliani et al. (2010)

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超新星残骸W28領域

イメージ：（左）CO(1-0) [0 – 10 km/s] / （右）CO(1-0) [10 – 20 km/s]
コントア：TeV γ-ray
Aharonian et al. (2008)•

ガンマ線に対応する分子ガスの存在。
 SNRから逃走した宇宙線陽子起源の可能性を示唆。

•星間分子ガス観測：† グリッドが荒く、対応する陽子成分を正確に抽出できてない。
† 観測範囲が狭く、ガンマ線ソース全体をカバーできてない。

•

水素原子（HI）についても考慮する必要あり。

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使用データ
NANTEN2望遠鏡
NANTEN2ATCA+Parkes†

ATCAParkes

ターゲット

角度分解能/グリッド

速度分解能

ノイズレベル12,13CO(J=1-0)200”/60”

1 km/s

0.3 K

12,13CO(J=2-1)

100”/30”

0.5 km/s

0.3 K

HI2.2’/40”

0.82 km/s

2.8 K†SGPSアーカイブデータ (McClure-Griffith et al. 2005)

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分子ガス分布 - W28領域全体 イメージ: 12CO(J=2-1), コントア (Bold): TeV γ-ray (H.E.S.S.)

South-WestNorth-East

SouthSouth-East

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星間陽子柱密度の導出
 COデータを速度方向にスイープし、TeVガンマ線に対応するガス速度範囲を決める。
 決めた速度範囲とCO、HIデータから、分子・原子由来の星間陽子柱密度を導出する。
分子成分: Np(H2) = 2 × XCO × WCO(1-0)•

Xco = 1.56 × 1020 [cm-2 /(K km s-1)]
Hunter et al. (1997)

原子成分: Np(HI) = 1.823 × 1018 × WHI

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星間陽子柱密度分布 [コントア：TeV γ-ray, + : HII region]
North-East : Np(H2)

0 – 14 km/s

South-East : Np(H2)

13 – 24 km/s

North-East : Np(HI)0 – 14 km/s

South-East : Np(HI)13 – 24 km/s

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9星間陽子柱密度分布 [コントア：TeV γ-ray, + : HII region]
South : Np(H2)South : Np(HI)5 – 13 km/s

5 – 13 km/s

South-West : Np(H2)

10 – 16 km/s

South-West : Np(HI)10 – 16 km/s

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加速宇宙線陽子エネルギー
Wp ~ Lγ × τpp [erg] , τpp ~ 4.5 × 1015 × (n/cm-3)-1 [s]•Lγ: 0.5 GeV – 10 TeV†

H.E.S.S.のスペクトル（Aharonian et al. 2008）を外挿して使用。

†

全てのソースはW28と同じ距離（1.9 kpc)にあると仮定。
Lγ0.5 GeV – 10 TeVSource[1034 erg s-1]

np(H2)

np(HI)

np(total)[cm-3][cm-3][cm-3]

Wp[1047 erg]

North-East

7.5630130760

7South-East

4.384080920

3South3.3840

80920

2South-West0.82

580

1106900.7•

星間陽子は分子成分が優位（np(HI) / np(H2) ~ 10 – 20 %）。

•WpはNorth-Eastに比べ、South-East・Southは2 – 3分の１程度。
†•

SNRからの各ソースの距離の違いによるとも考えれる。

SNR全体でのWp： ~ 1048 (NE x 4) – ~ 1049 (全立体角) erg

 加速効率：0.1 – 1 %日本天文学会 2015年秋季年会 「ガンマ線天文台CTAで切り拓く次世代の高エネルギー天文学」（2015年9月9日＠甲南大学）

11South-Westのガンマ線起原
G5.71-0.08

VLSR = 13 km/s

Tkin ~ 20 K

12CO(2-1) 積分強度＋H.E.S.S. TeV γ-ray

×: 1720 MHz OH maser / +: LVG使用点

12CO(1-0), 12CO(2-1)
13CO(1-0), 13CO(2-1)

13CO(2-1)/13CO(1-0)
13CO(1-0)/12CO(2-1)

13CO(2-1)/12CO(2-1)
 South-West方向• 別のSNR（候補）の存在 (Brogan et al. 2006)。
• 1720 MHz OH maserが検出 (Hewitt & Yusef-Zadeh 2009) 。

 OH maserの速度とCOの速度は一致（ VLSR = 13 km/s）。
 LVG解析: ガス温度 ~ 20 K > 10 K  衝撃波相互作用による加熱の可能性。
 力学的距離: 13 km/s  3.2 kpc (or 13.7 kpc)
• この場合、Wp = 3 × 1047 erg (or 5 × 1050 erg )。
• SNR１つのエネルギーとしては矛盾ない。

 W28以外のSNR起源の可能性を示唆。
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まとめ
 W28とその周辺のガンマ線ソースについて、CO・HI観測データから、対応する星間陽子量を導出。

 いずれも、陽子は分子成分が優位。
 星間陽子の存在・加速宇宙線陽子のエネルギーの関係は、逃走宇宙線陽子によるガンマ線と矛盾しない。
 ただし、SouthーWest成分は、他のSNR起源の可能性がある。
 CTAでの期待（宇宙線拡散の観点で）•••高エネルギー帯域観測  拡散係数をより制限。
分解能の向上  星間ガスとの詳細比較が可能。
高感度化  W28、W44のような検証例の増加による、系統的な調査。

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