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2020.03.03 高宇連博士論文発表会・研究会

youngからmiddle-agedの超新星残骸からの非熱的放射についての統一モデルの構築に向けて

小橋 亮介(京都大学 宇宙物理学教室, M1)
共同研究者 : Herman Lee、安田 晴皇 (京都大学)

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宇宙線の起源宇宙線のエネルギー分布• 宇宙線の加速機構と起源の解明は重要な問題の一つ• 現状 :
銀河系内銀河系外衝撃波加速?
加速機構
(DSA)

?

起源の天体？

超新星残骸?
(SNR)• 現在での理解3/19

SNRからのγ線放射• SNRからのγ線観測の意義

多波長にわたる光が検出

γ-ray• 宇宙線が分子雲などで相互作用して、γ線が放射されると考えられる

Cassiopeia A

Infrared• また、γ線は他波長に比べて星間空間で透過性が高い

Radio

X-ray

• もとの宇宙線の情報から加速機構を制限できる

©NASA

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主なγ線の生成機構は2種類
0崩壊 (hadronic)π•E 2dN/dE [ MeV cm−2 s−1 ]γ-ray
10−2Ep,max

Epeak ∼ 10 TeV × ( 100 TeV )Cutoﬀ
10−5 @m c 2 /2 ∼ 100 MeV
π

10−8 −9 −6310 10 10−3 100 10109 1012 1015

106

E [ eV ]−210E 2dN/dE [ MeV cm−2 s−1 ]• 逆Compton散乱 (leptonic)

π0∼ 1 TeV×Synchrotron

Ee,max( 10 TeV )210−5∼ 1 keV
2B×( 10 TeV ) ( 10 μG )Ee,max10−8 −9 −610 10 10−3 100 103

106

E [ eV ]IC109 1012 1015

5/19γ線観測• 観測から示唆される特徴 (Funk+11, Yuan+12)
E 2dN/dE [ MeV cm−2 s−1 ]10−3

10−510−8107

109

E [ eV ]1012

1015 Yasuda & Lee (2019)(10,000yr~26,000yr)

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γ線観測
• 観測から示唆される特徴 (Funk+11, Yuan+12)
E 2dN/dE [ MeV cm−2 s−1 ]10−3> 10,000 yr< 5,000 yr

10−5< 1,000 yr

10−8107109

E [ eV ]1012

・ﬂuxが時間とともに増加
・各年代におおよその傾向 :i) < 1,000 yr: hadronic ?

ii) < 5,000 yr: leptonic ?

iii) > 10,000 yr : hadronic ?

1015 Yasuda & Lee (2019)7/19

理論から再現できるか• 先行研究 (Yasuda & Lee 2019)

・外側の環境での密度というパラメータに依存=単純な解釈にはならない?

期待されるシナリオ

From Yasuda-sanʼs slide• 10,000 yr以降では分子雲のような高密度領域に衝突する観測→その場合、hadronicが優勢?
• しかし、やはり観測から示唆されているシナリオとは違うシナリオも見られるのでは?

SNRの流体構造• < 2,000 yr
ISM/stellar wind or
molecular cloud

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SNRの流体構造• < 2,000 yr•< 10,000 yr

ISM/stellar wind or
molecular cloud

108 K

̶Reverse shock
が内部を掃ききる=中心部は加熱10/19

SNRの流体構造• < 2,000 yr•< 10,000 yr

ISM/stellar wind or
molecular cloud

108 K• > 10,000 yr

̶Forward shockの減速により加熱効率が低下

Radiative phase
108 K
106 K

̶Reverse shock
が内部を掃ききる=中心部は加熱11/19

SNRの流体構造• < 2,000 yr•< 10,000 yr

ISM/stellar wind or
molecular cloud

108 K• > 10,000 yr

̶Reverse shock
が内部を掃ききる=中心部は加熱̶formation of cooling shell̶Forward shockの減速により加熱効率が低下
Radiative cooling• shellで

108 K
106 K

密度とγ線ﬂuxが増大すると予測される

目的• 統一のモデルによって、一つのSNRから出る非熱的放射に対する一般的な描像を得ることが目標である• 先行研究では (Yasuda & Lee, 2019)̶流体と粒子加速(DSA)を組み合わせたコードで解いている
̶しかし、Radiative coolingの効果を取り入れていない• 本研究では、
̶Radiative coolingの効果を取り入れること
Radiative phaseに至るSNRのγ線の時間進化を調べたい

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13/19計算手法• 1D Hydrodynamics : CR-Hydro code (Yasuda & Lee, 2019)＋• In cooling function (Sutherland & Dopita, 1993),
radiative loss caused by e.g. radiative recombination
continuum (RRC) and line emission•Re-acceleration (Uchiyama+, 2010)•Ion-neutral damping (Malkov+, 2011): Radiative phaseで効くと考えられる物理を新たに取り入れた

14/19初期条件• 爆発放出物 (ejecta): Mejecta=10 [Ms], ρ(r) ∝ r−751 [erg]
爆発エネルギーE=10kin,SN•-3]
環境:
一様なISM,n=100[cm0•• DSAがmore-eﬀectiveの場合とless-eﬀectiveの場合の二つの場合で計算した

結果: 密度• Interval=500yr, 500-4,500 yr• More eﬀective

1×1015/19• Less eﬀective w/ re-acc.

−191×10−2010−20

Density [ g cm−3 ]Density [ g cm−3 ]1×10−19

1×10−2110−22

1×10−22

1×10−23

1×10−24−110−2400

1223

Radius [ pc ]445

• 高密度に圧縮はされていない

10−20

1×10−20

1×10−2110−22

1×10−22

1×10−2310−24

1×10−24−100122

Radius [ pc ]344

• 薄い領域に高密度が形成

50

結果: π 崩壊のγ線スペクトル• Less eﬀective w/ re-acc.

10−210−810−1411010
Photon energy [ eV ]1015

• 高エネルギーから削れていく

E 2dN/dE [ MeV cm−2 s−1 ]E 2dN/dE [ MeV cm−2 s−1 ]• More eﬀective

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10−210−810−1411010
1015
Photon energy [ eV ]• 4,000yr辺りから増大傾向?

γResults: -emission via π• GeV ﬂux
−5101×10017/19• TeV ﬂux

−7101×10−7−5

More eﬀective

1×10−8More eﬀective−7101×10[ cm−2 s−1 ][ cm−2 s−1 ]1×10−6−7Less eﬀective w/ re-acc.

1×10−9−10101×10−101×10−11Less eﬀective w/ re-acc.

1×10−81×10−12−9101×10−13101×100−13−90

1000

2000
2000

3000

4000

SNR age [ yr ]

5000

6000
6000

1000

2000
2000

3000

4000

SNR age [ yr ]

5000

6000
6000

18/19爆発の親星と環境• Ia• Core-Collapse

Tycho

Cassiopeia A©NASA• No neutron star

• Low ISM density©NASA• Neutron star/ Black hole
• With stellar wind
• Relatively high ISM density

結論19/19• 流体と粒子加速(DSA)を組み合わせたコードで計算した• 放射冷却の効果を取り入れることでradiative phaseが始まった後も解くことができた• If DSAがless eﬃcientの場合、shell構造によってγ線ﬂuxが増大した• Future work: 異なる親星や異なる環境の下でも計算を行いより幅広いSNRについて議論する

Backup Slides

考察• More eﬀective̶内側からより速いガス流が押してくる̶しかし、ガス圧ではなく宇宙線の圧力で支えるためにshell構造はできない• Less eﬀective w/ re-acc.
̶内側からより速いガス流が押してくるとき
̶宇宙線の生成が低効率のため、宇宙線圧力はほぼ効かず、ガス圧が圧縮されてshell構造ができる

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Hydrodynamics• 1D-simulation assuming spherical system
Mass conservation :∂r1=∂m 4πr 2ρ

Ptot(x) = Pg(x) + PCR(x) + PB(x)∂Ptot∂u=−Momentum conservation :∂t∂m
Radiative cooling効果∂(Pu)∂E
tot
Energy balance :=−− Λu∂t∂m(E = energy density flux)
Ptot
e=Equation of State :(γeﬀ − 1)ρ

•Thermal leakage model

4π pmax 3
Cosmic-ray : PCR(x) = 3 ∫ p v(p) f(x, p) dp
pinj

A (constant) fraction ηinj of thermal
particles is injected to DSA at shockηinj =43 π

23−χacc(Ssub − 1) χacc e

Backup

Re-acceleration•Re-accelerating pre-existing CR (Uchiyama+, 2010)
̶ In DSA, pre-existing cosmic rays as well assupra-thermal particles are accelerated
nGCR,p(p) = 4πJp β 1.5 p0−2.76

Jp = 1.9 cm−2 s−1 sr−1 GeV−1

nGCR,e(p) = 4πJe p0−2(1 + p02)−0.55
Je = 0.02 cm−2 s−1 sr−1 GeV−1
p0 = p/(GeV/c), β = v/c

Ion-neutral dampingBackup•Ion-neutral damping (Zirakashvilli+, 2014)
̶ if the shock speed decreases
̶ shock heating becomes
ineﬀective
̶ UV emission decreases
̶ shock upstream becomes
partially-ionized from full-ionized̶ magnetic turbulence weakens
̶ leads to less shock capturepD∝p 1+(pbr )D∝pHollenbach & Mckee (1989)

pResults: ﬂux and max• Non-thermal emission:

8101061043
1010−410−610−810−1010−12104[ cm−2 s−1 ]̶More eﬀective: both radio and gamma
ﬂux gradually decreased- -Less eﬀective: both radio and gamma
ﬂux increased due to shell forming• pmax :[ m pc ]

102
100
104

̶More eﬀective: ﬂuctuation appeared
ﬂux gradually decreased

102100

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2000

6000

SNR age [ yr ]- -Less eﬀective: decreased because of10000
shock deceleration and break momentum

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Results: Density• Less eﬀective w/ re-acc.

10−20

Density [ g cm−3 ]Density [ g cm−3 ]• More eﬀective

10−22

10−2402

Radius [ pc ]4

• Dense shell did not appear

10−20

10−22

10−2402

Radius [ pc ]• Dense shell formed

4

Discussion: Lee+2015• More eﬀective

22/24• Less eﬀective w/ re-acc.

Hadronic origin and density

10/24• W44 (~10,000 yr) be hadronic origin

dense ISM

At sub-GeV, break appears

Ackerman+ (2013)