X線ガンマ線観測を用いた
銀河系内宇宙線の加速機構
若手夏の学校（オンライン開催）
2022年 8月 25日
辻 直美（神奈川大学）

高エネルギー宇宙物理高エネルギー電磁波の観測→親粒子も高エネルギー高度

大気の透明度

波長
2022月8月25日｜若手夏の学校~6,000天体[km]~100,000天体

2(http://astro-h.isas.jaxa.jp/challenge/x-ray/)

辻 直美 （神奈川大学）

Hillasプロット
どこまで高エネルギーの粒子が作れる？（加速される？）

Hillas 1984：(系の大きさ) > (ラーマー半径)↓

B：磁場
L：系のサイズ
E：粒子のエネルギー
Z：粒子の電荷v：粒子の速度2022月8月25日｜若手夏の学校3

辻 直美 （神奈川大学）

天体・天体現象
GRB
AGN
銀河・銀河団Compact天体(BH/NS/WD)

メッセンジャー

物理過程

*電磁波：
ガンマ線、
X線、
可視・赤外、
電波

研究手法

降着円盤

解析的（手計算）（相対論的）ジェットの生成・構造・伝播

シミュレーション
観測

ニュートリノエネルギー散逸（加熱と加速）・衝撃波
・リコネクション

宇宙線

メッセンジャー放射(*は、それぞれに、撮像・測光・分光・偏光と４種類の観測方法)

重力多体系（Newton, GR）

*重力波

地上実験？

SN/SNR/PWN
FRBMilky Way
(Fermi bubble,
拡散放射)

素粒子反応、
New Physics、(dark matter)

星・惑星
2022月8月25日｜若手夏の学校4

辻 直美 （神奈川大学）（山崎さん、夏の学校2016招待講演資料）

高エネルギー宇宙物理
天体現象

何を？

- コンパクト天体（ブラックホール・
中性子星・白色矮星）- 活動銀河核- バースト天体（電波・X線・ガンマ線）- 超新星爆発- 超新星残骸・パルサー星雲- 天の川銀河（ハロー・ディスク）- 銀河・銀河団
2022月8月25日｜若手夏の学校

5

辻 直美 （神奈川大学）

高エネルギー宇宙物理 何で？
天体現象

何を？

メッセンジャー

- コンパクト天体- 電磁波（ブラックホール・- 電波
中性子星・白色矮星）- 可視・赤外- 活動銀河核- バースト天体（電波・X線・ガンマ線）- 超新星爆発- 超新星残骸・パルサー
星雲- X線- ガンマ線- 重力波- ニュートリノ- 宇宙線- 天の川銀河（ハロー・ディスク）- 銀河・銀河団
2022月8月25日｜若手夏の学校

6

辻 直美 （神奈川大学）

宇宙線観測宇宙線
宇宙空間を飛び交う高エネルギー粒子
スペクトルに、二つの折れ曲がり(knee, ankle)がある
9割が陽子、１割がHeの原子核、その他 電子、重元素…

E–2.7

knee

E–3
ankle

2022月8月25日｜若手夏の学校

7

辻 直美 （神奈川大学）

重力波観測GW150914
ブラックホール連星の合体

GW170817
中性子星連星の合体→重力波の初検出→重力波と電磁波の同時観測

LIGO Collab. 2016, 20172022月8月25日｜若手夏の学校

8

辻 直美 （神奈川大学）

ニュートリノ観測• IceCubeニュートリノ観測所＠南極•氷の中に約5000個の光センサーモジュールを配置•ニュートリノ由来のチェレンコフ光を検出

IceCube Collab. 2018
Fermi衛星によるガンマ線
フレアと同時観測

2022月8月25日｜若手夏の学校

9

辻 直美 （神奈川大学）

マルチメッセンジャー観測
電磁波(ガンマ線)

ニュートリノ最高エネルギー宇宙線(荷電粒子)

Ahlers and Halzen, 20182022月8月25日｜若手夏の学校

10

辻 直美 （神奈川大学）

高エネルギー宇宙物理 何で？
天体現象

何を？

メッセンジャー

- コンパクト天体- 電磁波（ブラックホール・- 電波
中性子星・白色矮星）- 可視・赤外- 活動銀河核- バースト天体（電波・X線・ガンマ線）- 超新星爆発- 超新星残骸・パルサー星雲

どのように？

サイエンス？

物理過程

研究手法- 降着円盤- 理論- ジェット機構

- 解析的

- X線

- 超新星爆発- シミュレーション- ガンマ線- エネルギー散逸（加熱・加速）- 地上実験

- 重力波- 放射過程- ニュートリノ- 観測- 機械学習- 重力多体系- 宇宙線- 素粒子反応（ダークマター）- 天の川銀河（ハロー・ディスク）- 銀河・銀河団
2022月8月25日｜若手夏の学校

11

辻 直美 （神奈川大学）

高エネルギー宇宙物理 何で？
天体現象

何を？

メッセンジャー

- コンパクト天体- 電磁波（ブラックホール・- 電波
中性子星・白色矮星）- 可視・赤外- 活動銀河核- バースト天体（電波・X線・ガンマ線）- 超新星爆発- 超新星残骸・パルサー星雲

どのように？

サイエンス？

物理過程

研究手法- 降着円盤- 理論- ジェット機構

- 解析的

- X線

- 超新星爆発- シミュレーション- ガンマ線- エネルギー散逸（加熱・加速）- 地上実験

- 重力波- 放射過程- ニュートリノ- 観測- 機械学習- 重力多体系- 宇宙線- 素粒子反応（ダークマター）- 天の川銀河（ハロー・ディスク）

辻(本講演)- 銀河・銀河団
2022月8月25日｜若手夏の学校

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辻 直美 （神奈川大学）

宇宙線観測宇宙線
宇宙空間を飛び交う高エネルギー粒子
スペクトルに、二つの折れ曲がり(knee, ankle)がある
9割が陽子、１割がHeの原子核、その他 電子、重元素…

宇宙線の起源knee以下 → 銀河系内の超新星残骸
kneeからankle → 不明
ankle以上 → 銀河系外？

E–2.7

knee

SNRパラダイム

E–3
ankle

エネルギー収支
宇宙線エネルギー密度(1 eV/cm3)
エネルギー分布べき関数
未解決問題
最大エネルギー
加速メカニズム

2022月8月25日｜若手夏の学校

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辻 直美 （神奈川大学）

超新星残骸 Supernova remnant (SNR)
超新星残骸…超新星爆発の後に残る天体

順行衝撃波- 核暴走反応- 重力崩壊加熱された星周物質

イジェクタ

→ST期
半径

接触不連続面加熱されたイジェクタ

順行衝撃波(Forward shock; FS)

逆行衝撃波
SNRの進化

逆光衝撃波(Reverse shock; RS)

1. 自由膨張期(0-103 年)
初速度〜10,000 km/s
2. Sedov-Taylor 期(103-104年)
自己相似解 R t2/5, V t-3/5
3. 雪かき期 (104-105年)
4. 消滅期 (105- 年)

RS@イジェクタ
速度
FS※若いSNR…爆発から数千年以内のもの(本研究の定義)

RS@星周物質
爆発からの経過時間
2022月8月25日｜若手夏の学校(e.g., Truelove & McKee 1999)14

辻 直美 （神奈川大学）

Supernova remnant (SNR)
Maximum energy is achieved at t~tSedov!

(Ohira+ 2012)2022月8月25日｜若手夏の学校

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辻 直美 （神奈川大学）

Historical SNRs
Supernova rate is ~1 event/ 100 yr/ our galaxy(A.D.)
SN 185

SN 393

References / Observer
Chinese historical descriptions(Chinese Encyclopedia;
History of Sung Dynasty)

SN 393SN 1006

Mei getsu ki (明月記: 藤原定家)

SN 1054
SN 1572

Tycho Brahe

SN 1604

Johannes Kepler

SN 1987A(neutrino detection)

Records of “guest stars”
SN 1006(Mei getsu ki)
2022月8月25日｜若手夏の学校

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辻 直美 （神奈川大学）

衝撃波統計加速
衝撃波統計加速: Diffusive shock acceleration (DSA)
宇宙物理学で広く受け入れられている
粒子加速理論衝撃波を粒子が繰り返し往復することでエネルギーを得る“無衝突衝撃波”

一往復のエネルギー獲得率：
ΔE/E ~ Vshock/ce-08

8.21e-08

1.24e-07

SN 1006(SNR)
1.67e-07

2.09e-07

2.52e-07

2.94e-07

3.36e-07

3.79e-07

4.21e-07

粒子 E0

エネルギースペクトル：
dN/dE E–2
粒子の拡散：
磁場との共鳴散乱
δBの波数

δB
δB x

ラーマー半径B0
δBy

2022月8月25日｜若手夏の学校

粒子 En

B0
17

辻 直美 （神奈川大学）

4.64

被加速電子の放射過程
粒子スペクトル

シンクロトロン放射

TeVelectrons© CXC/S. Lee

HESS Coll. 2016

Synchrotron

逆コンプトン散乱

IC(Inverse Compton
scattering; IC)

放射スペクトルkeV
2022月8月25日｜若手夏の学校

18

TeV
辻 直美 （神奈川大学）

X線衛星 例) チャンドラ衛星
X線望遠鏡、X線検出器の種類、特性↓
空間分解能、
エネルギー分解能
X線望遠鏡
X線検出器
HRMA

2022月8月25日｜若手夏の学校

ISIM

19

辻 直美 （神奈川大学）

sha1_base64="M6PvG4kYhTqR4MVZ0JyUyazjM+s=">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</latexit><latexit

加速効率“ボーム因子” ηE⌘
加速のタイムスケール: tacc / 2
3sh B

平均自由行程η=1 (ボーム極限)
η ≫1

最小
大きい

tacc
最小
大きい

磁場の乱流度
最大
低い

加速効率
最大
悪い

2022月8月25日｜若手夏の学校
20

η=1

加速効率の指標

η = (粒子の平均自由行程) / (ジャイロ半径)
乱流磁場

η ~ (B0 / δB)2η≫1

1015–1016 cm
辻 直美 （神奈川大学）

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ボーム因子 η の推定方法

E⌘
加速のタイムスケール: tacc / 2
3sh B
1
エネルギー損失のタイムスケール: tsynch /EB2電子のカットオフ:

tacc ⇡ tsynch よりカットオフエネルギーが与えられる2022月8月25日｜若手夏の学校

Ec / 3sh B 1/2 ⌘ 1/2

シンクロトロン光子のカットオフ: "c / Ec B / 3sh ⌘21

2(シンクロトロン冷却)

冷却により加速が制限される場合:

2
1

カットオフと衝撃波速度を測れば、ηが求められる!

※ より詳細に求められた解析解(Zirakashvili & Aharonian 2007)を用いる
辻 直美 （神奈川大学）

衝撃波速度の測定: RX J1713.7–3946
動径方向(=膨張方向)(NT & Uchiyama 2016)

外側エッジ
→衝撃波

box (a)の投影プロファイル⚫︎2011box (a)▲2006

Motion [arcsec]←すざくに衛星よる
全体イメージ(X線)
2022月8月25日｜若手夏の学校

22

11
20

09
20

06

20

05

20

Chandraイメージ
0.5-5 keV

2000

◼︎2000~3900 km/s
box (a)辻 直美 （神奈川大学）

X線観測によるηの推定モデル

観測(Zirakashvili & Aharonian 2007; ZA07)

電子: ボーム拡散+シンクロトロン冷却
X線: シンクロトロン放射(NT+2019)

e.g.) RX J1713.7–3946 NW
カットオフエネルギー: 1.1 keV
衝撃波速度: ~3900 km/s (NT & Uchiyama 16)→ボーム因子: η~1 (ボーム極限)

ボーム拡散:cDBohm (E) = ⌘E
3qB

NuSTARイメージ(3–20 keV)ε0

Vsh2/η
←X線

カットオフ
電子: E0X線: ε0

0.5–20 keV (Chandra+NuSTAR)
e+00

1.72e-05

3.44e-05

5.16e-05

6.89e-058.60

電子→
2022月8月25日｜若手夏の学校

23

辻 直美 （神奈川大学）

若いSNRの系統的調査
4

Tsuji et al.

• 以下の銀河系内の比較的若い(<数千年)SNRに対して系統的な調査を行う• G1.9+0.3, Cassiopeia A,
Kepler’s SNR, Tycho’s SNR,
G330.+1.0, SN1006, RX
J1713.7–3946, RCW 86, Vela
Jr., HESSJ 1731 (, SN 1987A)• スペクトルフィッティング:• 軟X線: Chandra• 硬X線: NuSTAR• モデル: ZA07 (ボーム拡散+
シンクロトロン冷却)• カットオフエネルギーの測定 +
衝撃波速度 → 加速効率 (η)"0 = 0.93

3sh3900 km/s

2022月8月25日｜若手夏の学校!2⌘ 1 keVG1.9+0.3

Cassiopeia A

KeplerTycho

G330.2+1.0

SN 1006

RX J1713.7−3946

RCW 86

Vela Jr.

(Tsuji et al. 2021)
HESS J1731−347

Figure 1. Flux images in nonthermal dominated energy bands taken with Chandra, except for RX J1713.7−3946 and Vela
24
辻 直美
−1
Jr. taken with XMM-Newton and Suzaku, respectively. The color map is in units of photons
cm−2 s（神奈川大学）. 1 pixel corresponds
to 1"" , except for 5"" in RX J1713.7−3946 and 8"" in Vela Jr. The region highlighted by the thick line is used in the analysis

TychoNonthermal-dominated

Thermal-dominated

η=1

ε0

Vsh2/η
Nonthermal-dominated(shown in black)thermal-dominated(gray)

η=3

2022月8月25日｜若手夏の学校‘Standard’ acceleration withconstant η = 3–5
25

辻 直美 （神奈川大学）

Kepler & Tycho
KeplerTycho‘Standard’
acceleration
with constantη = 3–5

η=1“knot g”

η=3
η=3
2022月8月25日｜若手夏の学校

26

η=1

ε0

Vsh2/η

Nonthermal-dominated(shown in black)thermal-dominated(gray)

辻 直美 （神奈川大学）

SN 1006
SN 1006η=3

ε0

Vsh2/η

η=10
θB

η=20
B-field

Inverse trend of the theoretical curve
Acceleration affected by B-field; shock
obliquity (e.g., Miceli+ 09)• Parallel shock is more efficient?
••

2022月8月25日｜若手夏の学校

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η vs θBn (SN 1006)

辻 直美 （神奈川大学）

Cassiopeia A

ε0

Vsh2/η

n (/cm3) vs η
(Cassiopeia A)•••

Constant vsh, but variable ε0
Acceleration affected by density→Shock energy transferred toacceleration or heating?

Density, n, is contaminated by ejecta※ Acc. and ISM/CSM (work in progress)※

2022月8月25日｜若手夏の学校

28

辻 直美 （神奈川大学）

G1.9+0.3 & RXJ 1713.7–3946
G1.9
G1.9
RX J1713-NW

ε0

Vsh2/η

RX J1713 NW

Observed ε0-vsh diagram is NOT well
reproduced by the theoretical prediction• G1.9• (too) young accelerator• RX J1713-NW (Tsuji+ 2019)• Bohm limit @forward shock• η<1 (invalid) @inner region →not acc. site
2022月8月25日｜若手夏の学校

29

辻 直美 （神奈川大学）

E0 v.s. Vsh (まとめ)Kepler
加速効率は一定
Tycho
加速効率は一定
η=1
Cassiopeia A
まわりの密度に依存ε0

Vsh2/η
η=3,10,

SN 1006
磁場の傾斜角に依存

20

G1.9+0.3
若い加速器• 衝撃波速度とカットオフエネルギーの関係 (5つの超新星残骸)• 様々なタイプの加速が見られる (Tsuji+ 2021)
2022月8月25日｜若手夏の学校30

辻 直美 （神奈川大学）

加速効率の進化※ Note: Forward-shocked
max-ε0 (max-Vsh) regions

低い

悪い

磁場の
乱流度

加速効率

高い

良い

η = 1.5 (tage/1 kyr)–0.4G1.9
SN1006ボーム因子• 全体の傾向として加速効率ηの進化が捉えられた• 数千年経つにつれて、効率加速が良くなる (ηが小さくなる)• →乱流磁場の生成との結びつきを示唆
2022月8月25日｜若手夏の学校

31

辻 直美 （神奈川大学）

最高エネルギー
Zq 2
t3sh B⌘ 1
Emax,age =c

被加速粒子の最大エネルギー：(年齢で制限される場合)

衝撃波速度：

3sh /

磁場強度：

B

(

t0
t 3/5

(自由膨張期)(セドフ期)t –μ
μ=0.55–0.9 (セドフ期) (Bamba+ 2005; Volk+ 2005; Vink 2008)

加速効率：

η

8
1 µ+
>
>
t
<
Emax,age / >>:t 1/5 µ+

2022月8月25日｜若手夏の学校

t –δ(δ~0.46 ; 本研究)
(自由膨張期)(セドフ期)
32

辻 直美 （神奈川大学）

最高エネルギー
8
1 µ+
>
>
t
<
Emax,age / >>:t 1/5 µ+(自由膨張期)•Bt –μ• μ=0.55–0.9 (セドフ期)(セドフ期)•ηt –δ• δ~0.46 (本研究)

μ=0

Emax

μ=0.55–0.9

δ=0.46δ=0e.g.) Tycho※自由膨張期、μ=0を仮定

tST

μ=0.55–0.9
tage (yr)

E (PeV) η

440 (現在)

0.044 3.3

4800

1.5

1

4800

0.47

3.3

• (本研究) η=1になるまで t–δ に従う• これまで(δ=0)よりSNRで到達可能な最高エネルギーが高くなる
2022月8月25日｜若手夏の学校

33

辻 直美 （神奈川大学）

ガンマ線観測によるSNR以外の宇宙線加速器

H.E.S.S.
■ High Energy Spectroscopic System; TeVガンマ線望遠鏡■ 大気チェレンコフ望遠鏡＠Khomas高原, ナミビア（標高1800 m）

https://www.mpi-hd.mpg.de/hfm/HESS/■ 観測方法■ 角度分解能▪ 大気シャワー(電磁シャワー)▪ →チェレンコフ光の放射▪ →地上望遠鏡で観測~0.1°■ エネルギー帯 ~0.1–100 TeV
2022月8月25日｜若手夏の学校

35

辻 直美 （神奈川大学）

ガンマ線望遠鏡~30 MeV~100 GeV~30 TeV

宇宙望遠鏡
Fermi
地上望遠鏡

IACTs

WCDs

(Imaging Atmospheric Cherenkov Telescopes)(Water Cherenkov Detectors)

H.E.S.S., MAGIC, VERITAS, CTA

HAWC

2022月8月25日｜若手夏の学校

36

辻 直美 （神奈川大学）

molecular cloud can be expected to have a high flux of hadronic gamma rays.

SNRのガンマ線観測
E2 dN/dE Flux (ergs cm-2 s-1)

老いたSNR~10000-40000年
W44
10-10

IC443

若いSNR
~1000-4000年

W51C

RX J1713.7-3946

Cas A

10-11

RX J0852.0-4622

Tycho SNR

10-12

若いSNR
~300-400年
多くのSNRがTeV帯域でカットオフを持つ

10-13→粒子の最大エネルギーはPeVより1~2桁低い

108(Funk 2015)2022月8月25日｜若手夏の学校

109

10
10
1011 1012 1013 1014
“最高エネルギー(PeVatron)問題”
Photon Energy (eV)37

辻 直美 （神奈川大学）

PeVatron (~PeV粒子の加速機構) の発見
Galactic Center

H.E.S.S. Collaboration(2016)HESS J1641–463

Abramowski et al.
(2014)• ハードな光子指数を示す (Γ=2.07)• Ecutof > 100 TeV @99% CL• Hadronicガンマ線を支持する• 銀河中心からPeV粒子の兆候が捉えられた

SNR G338.5+0.1に空間一致• スペクトル best-fit
べき関数(カットオフなし)
光子指数Γ〜2.3• カットオフを想定→陽子のEcutoff =2.9 PeV @68% CL
0.6 PeV @90% CL
0.4 PeV @95% CL

2022月8月25日｜若手夏の学校

38

辻 直美 （神奈川大学）

PeVatron候補 SNR G106.3+2.7■ ガンマ線の検出：Fermi, VERITAS, HAWC, Tibet, LHAASO (up to ~500 TeV)
■ Head and Tail: Boomerang PWN (PSR J2229) + SNR G106.3■ Head → PWNによる電子 ＋ SNRによる陽子■ Tail → SNRによる~PeV陽子の逃走？

(Fang+ 2022)
Head

Tail

2022月8月25日｜若手夏の学校

39

辻 直美 （神奈川大学）

HAWCによるマイクロクエーサーの観測■ HAWC: High-Altitude Water Cherenkov■ 水チェレンコフ望遠鏡 @Sierra Negra, メキシコ (標高4,100 m)■ マイクロクエーサーSS 433/W50▪ 25 TeVまでのノットからのガンマ線検出▪ マイクロクエーサーもPeVatronの候補
2022月8月25日｜若手夏の学校40

辻 直美 （神奈川大学）

SS 433のX線ガンマ線観測
eROSITAによるX線イメージ■ e1: ~30 keVまでΓ~1.5のハードなX線 (by NuSTAR;

Safi-Harb+ 2022)▪ 根本のノット(e1, w1)での効率的な粒子加速■ w1→>w2:(Kayama+ 2022)

Γ~1.5→4のソフトニング (Kayama+ 2022)▪ 被加速電子の冷却 ＋ 増幅磁場 (w2, e2)■ HESSによる詳細なガンマ線の空間分布 (Gamma2022)
2022月8月25日｜若手夏の学校

41

辻 直美 （神奈川大学）

LHAASOによるガンマ線観測■ LHAASO: Large High Altitude Air Shower Observatory■ Water Cherenkov Detector Array (WCDA), Kilometer Square Array (KM2A), Wide Field-of-view Cherenkov Telescope Array (WFCTA) ＠Sichuan Province, 中国（標高4410 m）

0.1 PeV以上のガンマ線が検出された12天体 (Cao+ 2021)→Cygnus領域やW43といった星形成領域・大質量星団からのガンマ線検出
2022月8月25日｜若手夏の学校

42

辻 直美 （神奈川大学）

Stellar cluster as PeV CR accelerator■ VHE (TeV) gamma-ray detection▪ Galactic center, Cygnus cocoon, Westerlund 1▪ Common features? (Aharonian+ 2019)▪ (1) E gamma-ray spectrum▪ (2) 1/r CR density profile-2.3→Continuous injection & ISM diffusion■ Acceleration at stellar cluster winds▪Emax ~ PeV (Morlino+ 2021)■ PeV gamma-ray emission▪ 1.4 PeV from Cygnus OB2 by LHAASO (Cao+ 2021)(Aharonian+ 2019)辻 直美 (神奈川大学) | 若手夏の学校 | 2022年8月25日 43

Westerlund 1■ Extensive study of HESS data

(Mohrmann+ 2021; ICRC)■ A young massive stellar cluster▪ Age = 3.5 − 5 Myr▪ Mass ~10 M▪ Distance ~ 3.9 kpc▪ Angular diameter ~ 2 degree5⊙■ No spectral variation within the cluster■ In hadronic scenario, Emax=270–650 TeV■ No correlation with dense gas clouds

E-2.4▪ Dark cloud not traced by HI/CO?

辻 直美 (神奈川大学) | 若手夏の学校 | 2022年8月25日 44

まとめ
天体現象

何で？
何を？

メッセンジャー

- コンパクト天体- 電磁波（ブラックホール・- 電波
中性子星・白色矮星）- 可視・赤外- 活動銀河核- バースト天体（電波・X線・ガンマ線）- 超新星爆発- 超新星残骸・パルサー星雲

どのように？

サイエンス？

物理過程

研究手法- 降着円盤- 理論- ジェット機構

- 解析的

- X線

- 超新星爆発- シミュレーション- ガンマ線- エネルギー散逸（加熱・加速）- 地上実験

- 重力波- 放射過程- ニュートリノ- 観測- 機械学習- 重力多体系- 宇宙線- 素粒子反応（ダークマター）• X線観測から、衝撃波速度とカットオフエネルギーを測定した- 天の川銀河（ハロー・• 超新星残骸の進化とともに加速効率が良くなることを明らかにしたディスク）• 最近のガンマ線観測から、マイクロクエーサーや星団もPeVatron候補か- 銀河・銀河団
2022月8月25日｜若手夏の学校

45

辻 直美 （神奈川大学）