超高エネルギーガンマ線で発見されたパルサー星雲のX線による研究
宇宙科学研究本部 穴田 貴康
共同研究者： 堂谷忠靖、馬場彩、 海老沢研（ISAS）、森浩二（宮崎大）、山崎了（広島大）
2009.03.16-18

高宇連 ＠愛媛大学

目次
1. 目的：宇宙における粒子加速と加速源
2. 観測
3. X線観測によるHESS天体対応候補
パルサー星雲の系統的解析
4. 考察
5. まとめ2目次
1. 目的：宇宙における粒子加速と加速源
2. 観測
3. X線観測によるHESS天体対応候補
パルサー星雲の系統的解析
4. 考察
5. まとめ21-1. 銀河系内の粒子加速• 宇宙空間には宇宙線に代表される高エネルギー粒子が飛び交っている → 加速機構、加速現場が謎– 加速機構候補： 衝撃波におけるフェルミ１次加速– 加速現場候補： 超新星残骸、パルサー星雲、etc.

• 観測手法： 加速された粒子が放射する光を観測する。
理由：光子は直進性、増幅性がよい– 相対論的陽子：周辺の原子核と相互作用して中性パイ中間子を作り、その崩壊時にガンマ線を放射する。
– 相対論的電子：背景光子を逆コンプトン散乱し、ガンマ線を生成する。

→ 加速現場の探索にはガンマ線の観測が有効
4

1-2. TeVガンマ線帯域の銀河面探査
HESS望遠鏡：超高エネルギーガンマ線（TeVガンマ線, 〜1012 eV）
を地上で観測する大気チェレンコフ望遠鏡
2004年以降、HESS望遠鏡によって銀河面探査が行われてきた。
→ 銀河面に沿って多数(〜40個)のガンマ線天体が見つかった。
銀河面（赤外線）

銀河面（TeVガンマ線）

Hinton （2007）5

1-3. HESSで見つかったパルサー星雲大多数（16個 / 40個）のHESS天体からその放射領域内にパルサーまたはパルサー星雲が見つかった。
→ TeVパルサー星雲と呼ぶ
Crab Nebula
Vela X
l°2

HESS J1846-029(Kes75)

0-2

HESS J1833-105(G21.5-0.9)

HESS J1837-069
HESS J1718-385

HESS J1702-420

HESS J1747-281(G0.9+0.1)

HESS J1809-193(G18.0-0.7)
HESS J1825-137

HESS J1804-216

HESS J1616-508

HESS J1420-607(MSH 15-52)
HESS J1514-591

これらのTeVガンマ線はパルサー星雲で加速された粒子による放射？

HESS J1303-631

HESS J1418-609

6

1-4. パルサー星雲とは• パルサーから放出された電子・陽電子対（パルサー風）による動圧と周辺物質の圧力がつりあう場所に衝撃波面が生じ、その衝撃波面で熱化、再加速される• 加速された電子が磁場と相互作用してシンクロトロン放射により電波〜X線で輝く→パルサー星雲
パルサー
パルサー風

衝撃波面

熱化、再加速された
電子・陽電子対プラズマ

電波〜X線
7

1-5. 最も有名なパルサー星雲：Crab Nebula
シンクロトロン放射

逆コンプトン散乱

パルサー

1’ = 0.6 pcパルサー星雲
赤：電波
緑：可視光
青：X線

電波

可視光 X線
TeVガンマ線
Aharonian ＆ Atoyan （1998）

パルサー星雲の衝撃波面で加速された電子からの放射

電波〜X線 （シンクロトロン放射）
TeVガンマ線 （逆コンプトン散乱）8

1-6. 本論文の目標• X線観測を用いて、HESSでTeVガンマ線が検出されたパルサー星雲の特徴を調べる→ 粒子加速領域の物理量を明らかにする。
磁場の乱流度、移流速度、etc.

なぜX線？
• 高エネルギー粒子の異なる放射過程を見ることができる• TeVガンマ線よりも高感度、高空間分解能を持つ

TeVパルサー星雲について、X線観測のアーカイブデータを系統的に解析する。
！

初界
世

9

目次
1. 目的：宇宙における粒子加速と加速源
2. 観測
3. X線観測によるHESS天体対応候補
パルサー星雲の系統的解析
4. 考察
5. まとめ2

TeVパルサー星雲16個全て

2-1. ターゲットセレクション
HESS name

PWN/Pulsar nameHESS J1837-069

AX J1838.0-0655

HESS J1809-193

PSR J1809-1917

HESS J0835-455

Vela XHESS J1420-607

K3 / PSR J1420-6049

HESS J1514-591

MSH 15-52

HESS J1825-137

G18.0-0.7

HESS J1833-105

G21.5-0.9

HESS J1846-029

Kes 75HESS J1718-385

PSR J1718-3825

HESS J1616-508

PSR J1617-5055

HESS J0534+220

Crab Nebula

HESS J1747-281

G0.9+0.1

HESS J1418-609

RabbitHESS J1804-216

PSR J1803-2137

HESS J1702-420

PSR J1702-4128

HESS J1303-631

PSR J1301-6305

すざくで新たに観測２筆頭著者として論文発表した
すざくの観測提案をし、観測時間を確保した。

８

アーカイブデータを解析
解析はしていない

６

明るすぎる
Crab
G0.9+0.1 パルサーは検出されていない
Rabbitパルサーのパラメータの信頼性が低い
広がった成分が見え下3つない
11

2-2. 観測に用いたX線観測衛星
すざくChandra

いずれもX線非熱的放射の画像を取得できる

あすか

XMM-Newton

12目次
1. 目的：宇宙における粒子加速と加速源
2. 観測
3. X線観測によるHESS天体対応候補
パルサー星雲の系統的解析
4. 考察
5. まとめX線放射領域のサイズに着目2

3-1. HESS J1837-069： X線イメージ
すざく6′.4• HESSの放射領域内に明るいX線源AX J1838.0-0655の存在を確認• そこからパルスを検出• それはHESSの放射中心から6’.4離れていた。

AX J1838.0-0655

Anada et al. （2008）
XIS (0+1+3)
0.4‐10 keVの強度マップ
黄等高線：HESSのイメージ

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3-2. HESS J1837-069： パルサー星雲の広がり
パルサー周辺の非熱的放射の広がりを求める。
パルサーからのX線の寄与を除くため、パルサーから半径１’を無視した。

すざく
相対強度‐６‐４ ‐２0２４

パルサーからの距離 （分角）XIS (0+1+3)

1.
2.

2‐7 keVの強度マップ

矢印の方向に投影した強度の断面図を作った。
断面図をガウス関数＋定数でfitし、幅を求めた。

σ = 1’.2 ± 0’.421

3-3. HESS J1809-193： パルサー星雲の広がり
パルサー周辺の非熱的放射の広がりを求める。
１

すざく
相対強度

0.5０５
１０ １５２０
パルサーからの距離 （分角）1.
2.
2‐10 keVの強度マップ
黄等高線：HESSのイメージ

矢印の方向に投影した強度の断面図を作った。
断面図をガウス関数＋定数でfitし、幅を求めた。

σ = 6’.8 ± 1’.026

3-4. 他のパルサー星雲におけるX線放射の広がり
すざくあすかHESS J1825-137 Chandra

PSR J1420-6049

σ = 3’.5 ± 0’.4

σ = 1’.5 ± 0’.4Vela X

σ = 23’.5 ± 2’.6Chandra

MSH 15-52

σ = 1’.6 ± 0’.129

3-5. 他のパルサー星雲におけるX線放射の広がり
ChandraKes 75すざく

σ = 0’.63 ± 0’.05

ChandraG21.5-0.9

σ = 0’.91 ± 0’.05

HESS J1718-385

σ = 4’.2± 0’.5

XMM-Newton

HESS J1616-508

σ = 1’.8 ± 0’.530

目次
1. 目的：宇宙における粒子加速と加速源
2. 観測
3. X線観測によるHESS天体対応候補
パルサー星雲の系統的解析
4. 考察
5. まとめ24-1. TeVパルサー星雲の光度の時間変化
パルサーの年齢 ＝ Characteristic age
X線（2‐10 keV）光度110100パルサーの年齢 （kyr）

log10 LX = （34.7 ± 0.5）ー（1.5 ± 0.5） log10 τc

ガンマ線（1‐10 TeV）光度110100パルサーの年齢 （kyr）

log10 Lγ = （33.8 ± 0.4）ー（0.0 ± 0.3） log10 τc

パルサー星雲の光度は数十kyrに渡り• X線ではパルサーが年をとるにつれ減少• ガンマ線ではパルサーの年齢に無関係

37

4-2. TeVパルサー星雲の光度の時間変化： 解釈
電子がエネルギーを失うタイムスケール• 場のエネルギー密度 U0 = Uph + UBUph （逆コンプトン散乱）
UB = B2/8π （シンクロトロン放射）0.25 eV cm-3（宇宙背景放射）• 典型的な電子のエネルギー
X線を放射する電子のエネルギー

2.5 eV cm-3 （10 µG：パルサー星雲中の典型的な磁場）
0.25 eV cm-3 （3 µG：星間磁場）＞

ガンマ線を放射する電子のエネルギー

TeVガンマ線を放射する電子はX線を放射する電子よりも長生き
星間磁場（3 µG）中では 〜5 kyr （εsyn = 1 keV） 、 〜30 kyr （εIC = 1 TeV）
パルサー星雲（10 µG）中では 〜2 kyr （εsyn = 1 keV） 、 〜6 kyr （εIC = 1 TeV）

X線：最近加速された電子の放射
TeVガンマ線：昔加速された電子の放射384-2. TeVパルサー星雲の光度の時間変化： 解釈
電子がエネルギーを失うタイムスケール• 場のエネルギー密度 U0 = Uph + UB
Uph （逆コンプトン散乱）
UB = B2/8π （シンクロトロン放射）0.25 eV cm-3（宇宙背景放射）• 典型的な電子のエネルギー
X線を放射する電子のエネルギー

2.5 eV cm-3 （10 µG：パルサー星雲中の典型的な磁場）
0.25 eV cm-3 （3 µG：星間磁場）＞

ガンマ線を放射する電子のエネルギー

TeVガンマ線を放射する電子はX線を放射する電子よりも長生き
星間磁場（3 µG）中では 〜5 kyr （εsyn = 1 keV） 、 〜30 kyr （εIC = 1 TeV）
パルサー星雲（10 µG）中では 〜2 kyr （εsyn = 1 keV） 、 〜6 kyr （εIC = 1 TeV）

X線：最近加速された電子の放射
TeVガンマ線：昔加速された電子の放射38

4-4. TeVガンマ線とX線の放射領域のサイズの比較
TeVパルサー星雲のガンマ線（1-10 TeV）とX線（2-10 keV）の放射領域のサイズを比較した。

放射領域のサイズに着目した系統的な研究は世界初
X線サイズ • １Dプロファイルをガンマ線サイズ （分角）ガウシアンでフィット

ガンマ線サイズ • HESSチームが発表した値• ２Dガウシアンでイメージをフィット• 短軸（▲）、長軸（▼）をプロット

HESSイメージ

X線サイズ （分角）X線サイズよりもTeV
ガンマ線サイズの方が系統的に大きい

ガンマ線放射電子の方がX線放射電子よりも長生きという計算から解釈できる。

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4-5. パルサーの年齢に対する放射領域のサイズ

X線サイズ（pc）

ガンマ線サイズ（pc）

パルサーの年齢に対する放射領域の実サイズをプロット

110100パルサーの年齢 （kyr）

110100パルサーの年齢 （kyr）

X線、ガンマ線ともに、パルサーの年齢とともに数十kyrに渡って放射領域が大きくなっている。
以後、この広がりの機構を考えていく。
41

4-6.放射領域の広がりの物理プロセス：拡散
衝撃波面で加速された電子が磁場中を拡散していく
拡散パルサー電子

平均自由行程rg: ジャイロ半径パルサー風衝撃波面

ξ: ジャイロファクター（磁場の乱流度を表す ）拡散による広がりのスケール
K: 拡散係数 （広がりやすさの指標）
磁場と平行に拡散する場合加速された電子は拡散によって時間の平方根に比例して広がっていく42

4-7. 拡散によるTeVガンマ線の放射領域の広がり

TeVガンマ線の放射領域はパルサーの年齢とともに大きくなっている（数十 kyrまで）

電子がエネルギーを失ってしまっている

拡散による広がりのスケール
Kγ: 拡散係数

Kγ 〜 1028 cm2 s-1
ξ 〜60 （B〜3µG）

パルサーが若い頃に加速された電子が拡散によって広がっている。
• 超新星残骸SN1006のシェルの下流• Crab Nebulaのトーラス
Bamba （2003）
ξ 〜1
Shibata et al. （2003）• 銀河中心領域
ξ 〜104 Busching et al. (2007)43

4-8. X線の放射領域の広がり
パルサーの年齢に対するX線の放射領域の実サイズをプロット

実際の広がり電子のエネルギーロスタイム（〜2 kyr） よりもずっと長い期間広がり続けている。

定常的な拡散定常的な機構では説明できない

2 kyr

2つの可能性• 拡散による広がりやすさが時間変化• 移流による広がりやすさが時間変化
44

4-9. X線の放射領域のサイズの解釈①：拡散の時間変化
拡散係数を決めるξ に時間発展を入れる （べき型を仮定）

T（t） は電子がエネルギーを失うまでのタイムスケールフィッティングしてξ を求める。

物理的意味：磁場の乱流度が弱くなる
ξ 〜 3 ＠ 1 kyr
ξ 〜 200 ＠ 100 kyr
Crab Nebula （τc=1.3 kyr）の値と大体一致

45

4-10. 放射領域の広がりの物理プロセス：移流
衝撃波面で加速された電子が下流の流れとともに流れていく
移流 （advectoin）
電子

パルサー
パルサー風

衝撃波面

σ＝

磁場のエネルギーフラックス（衝撃波直前）粒子の運動エネルギーフラックス

移流による広がりのスケール加速された電子は移流によって時間に比例して広がっていく

464-11. X線の放射領域のサイズの解釈②：移流の時間変化
移流速度を決めるσに時間発展を入れる （べき型を仮定）

T（t） は電子がエネルギーを失うまでのタイムスケールフィッティングしてσ を求める。

物理的意味：磁場に対する粒子のエネルギーフラックス比が減少
移流速度の増加σ 〜 0.003 ＠ 1 kyr
Crab Nebula （τc=1.3 kyr）の値と一致

σ 〜 0.03 ＠ 100 kyr47

4-12. パルサー星雲の進化 概略図
拡散の時間変化パルサー

移流の時間変化

拡散係数
乱流度ξ 大電子移流速度
σc 小

パルサー風

衝撃波面

時間経過
拡散係数
乱流度ξ 小移流速度σc 大

系統的な解析によりパルサー星雲の進化を世界で初めて示した

まとめ• TeVガンマ線放射が受かった16個のパルサー星雲ついてX線観測データを系統的に解析し、パルサー星雲の進化を観測的に初めて明らかにした。
– パルサー星雲のX線放射領域のサイズは、パルサーの年齢とともに〜100 kyr まで広がり続けていることを明らかにした。これは乱流度が弱くなっていく、あるいはσが大きくなっていくことを意味する。

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