スペクトル進化モデルを用いた若いパルサー星雲の研究
田中周太

大阪大学 宇宙進化グループ
共同研究者
高原 文郎
2011, 11, 6, 第24回理論懇シンポジウム@国立天文台1

パルサー星雲 中心パルサー + ジェット&トーラス構造

パルサーからのエネルギー供給
Chandra 外側の超新星残骸 + パルサー星雲の膨張

超新星残骸による閉じ込め

パルサー誕生時からの情報を保持した天体
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パルサー星雲の研究
 パルサー: 回転 (1/2 Ω02) & 磁場 (Bdipole)エネルギー
( n 1) ( n 1)
パルサーの回転進化 Lspin(t )  L0 (1  t  0 ) 磁気圏: 生成される電子陽電子 (pair multiplicity (κ)).
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かに星雲の電波観測より (>10 nGJ)
 パルサー風 : 磁化率 (magnetization (σ))
光円柱では σ ≫ 1、一方、終端衝撃波付近では σ ≪ 1(共回転プラズマ)(for strong dissipation)
 終端衝撃波 : 加速粒子の分布
衝撃波加速などでは作れない折れ曲がったベキ分布

パルサー星雲のスペクトルから調べる

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パルサー星雲のスペクトル進化
 等速膨張するパルサー星雲スペクトルをsynchrotron + IC(SSC + ISRF)で説明する。

e± , B

CMB, dust IR & star light 粒子分布の進化、パルサーからのエネルギー収支を考慮。
放射+断熱冷却

パルサーから供給N ( , t )  ( , t ) N ( , t )  Qinj( , t )t
4 3 B 2 (t ) 磁場の見積もり  L(t ' )dt ' RPWN
γmin
038
t

∝γ-p1

E e 

∝γ-p2γbγmax logγ
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かに星雲への適用
観測をよく再現、γ線はSSCでよい。
(モデルの妥当性)
今、85μG(η=0.005)(粒子エネルギー優勢)
Tanaka & Takahara 10

radio[%/yr]

Opt.[%/yr]

モデル-0.16-0.24

観測-0.17-0.55

電波や可視光の減光率を説明できる。
(進化も説明可)Vi;nyaikin 07 (radio), Smith 03 (opt.)

電波、X線(+γ線)の観測がある天体に適用。
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3C58 & G310.6-1.6
Chandraγ線フラックスの上限
Renaud+10(ηの上限) + (年齢の下限)の組み合わせが決まる。

Psyn PIC  U B U ph  Etotal (tage ) / U ph
3C58

Tanaka & Takahara in prep.

For 3C58,
η > 3x10-3 (B> 18μG)
tage < 2.5kyr (Etotal < 4x1048erg)
For G310.6-1.6,
η > 5x10-4 (B> 15μG)
tage < 1.2kyr (Etotal < 2x1048erg)

Young (< 3kyr) & small η (?)

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若いTeVパルサー星雲との比較
TeVガンマ線で見つかっているパルサー星雲は、

Peculiar
objectCrab

G21.5-0.9

G54.1+0.3

G0.9+0.1

Kes75η

5x10-38x10-32x10-33x10-30.05x10-3

tage

0.95kyr

1.0kyr

1.7kyr2kyr

0.7kyrTanaka & Takahara 11

3C58 (若いnon-TeVパルサー星雲)の年齢は、
1. SN1181によって形成された？(0.8kyr)
2. 膨張速度の観測から~2.5kyr old
2.5kyrを採用すると、η = 3x10-3 !!

1.若いパルサー星雲は η(σ?) = a few x 10-37

パルサー星雲の電波-X線観測
Gaensler & Slane 06

かに星雲 Hester 08
Radio, IR, Opt & X-ray

3C58
Radio & X-ray

G21.5-0.9 Bietenholz & Bartel 08
Radio

シンクロトロン放射成分の観測
電波では広がって、輝度分布も滑らか (One-zone)
X線では輝度がパルサーの周りに集中している

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パルサー星雲の粒子数問題
シンクロトロン光度と磁場の大きさから粒子数がわかる

典型的にベキ指数 ‘p1’ と‘p2’は(1 < p1 < 2 < p2 < 3)

Broken power-law∝γ-p1

E e   Qinjmc2d  N e  bmc2
N e   Qinjd   minQinj ( min )∝γ-p2

E e γminγbγmax

For Crab, Kes 75, 3C58 & B0540-69.3, κ ≫104.
For G0.9+0.1 & G292.0+1.8, κ ~ 104.
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Lspin  windN GJ mec ⇒ 遅いwindになる。

2.磁気圏の研究の予想を大きく上回る注入が必要
9パルサー星雲からのガンマ線(観測)Aharonian+ 06

Hester 08

若いTeV PWN
かに星雲

Gaensler & Slane 06

若いnon-TeV PWN
3C58

年老いたTeV PWN
Vela X

スピンダウン光度が大きくても見えないものがある。
年齢が若くても見えないものがある。
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パルサー星雲からのガンマ線ガンマ線で見えるものと見えないものは何が違うのか。
TeV PWN: Crab, G21.5-0.9,●
G54.1+0.9, Kes75,
G0.9+0.1

non-TeV: 3C58, G310.6-1.6
×G292.0+1.8, G11.2-0.3
SNR B0540-69.3(η~ a few x 10-3 とした)

パルサーから供給されたエネルギーと予想される星間光子場の密度に相関している。
ほとんどのパルサー星雲は10μG < BPWN < 20μG
Tanaka & Takahara in prep.

(Crab, G21.5-0.9 & B0540-69.3以外)

Non-TeV パルサー星雲は銀河面から遠い。

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パルサーの初期周期.
P, P, n, tage が与えられるとLspin(t)を決めることができる。

Lspin (t )  L0 (1  t  0 )n 1n 1

回転進化はL0 と τ0で決まる。
(慣性モーメントを仮定)

Kes 75?

Tanaka & Takahara in prep.

initial spin energy Espinとmagnetic ener gy EBに対応している。
Anticorrelation ?
(dominated by Kes 75)

3.若いパルサーの初期周期>20msec

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まとめ
 One-zone スペクトル進化のモデル。
 若いパルサー星雲(TeV, non-TeV)に適用した。

 若いパルサー星雲は η = a few x 10-3 でよさそう。
 3C58のTeVフラックス上限と膨張速度の議論。

 若いパルサー星雲は非常に多くの粒子を内包している。

 ガンマ線で見えるかどうかは Etotal と UISRFに相関。
 中心パルサーの年齢がわかり、初期周期を調べられる。

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今後の研究 One-zoneモデルからの脱却 (粒子のエネルギー分布が変化)
 空間構造の観測の恩恵をまだ受けていない。
 粒子の加速、冷却、輸送の過程を調べることができる。

 パルサー磁気圏の研究との整合性
 σ問題はすべてのパルサー星雲に共通
 パルサー星雲内の粒子数過多
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