2013年3月12日
宇宙科学奨励賞 講演

科学衛星を用いたX線、ガンマ線観測による宇宙線加速の研究
内山 泰伸
SLAC 国立加速器研究所
Panofsky Fellow(4月から立教大学に着任）

謝辞
高橋先生

釜江先生

田島さん

私

田中君

宇宙の巨大加速器: 超新星残骸
超新星が星間空間に作る衝撃波➔ 高温プラズマ (X線放射)➔ 粒子加速 (多波長放射)

Emax ≃ 1014 eV (100 TeV)
銀河宇宙線を説明するためには、

Emax ≃ 3 1015 eV (3 PeV)

超新星残骸 (SNR)

ティコの超新星残骸
Chandra X-ray image
of Tycho’s SNR (SN 1572):
赤: 低エネルギーX線
青：高エネルギーX線(無衝突)衝撃波において、超高エネルギー粒子が加速されている
TeV 電子がシンクロトロンX線放射

synchrotron X-ray

Energy:TeV = 1012 eV(c.f. LHC: 7 TeV)

加熱されたイジェクタ(爆発放出物)= 23 light-year

e.g. O, Si, S, Fe

元素合成の様子がわかる

加速の基本メカニズム：フェルミ加速
衝撃波 (速度 V)

衝撃波の周り：荷電粒子が磁気波動によって弾性散乱される。（ランダムウォーク）

E = 1 TeV
E = 1.01 TeV

粒子が衝撃波を１往復：
エネルギーゲイン
ΔE/E 〜 V/c

E = 1 TeV〜 0.01

E = 1.03 TeV(young SNR)

粒子が衝撃波を1000往復：
エネルギーは20000倍

E = GeV ➔ E = 20 TeV
エネルギー分布は指数２のベキ関数 N(E)dE∝ E-2 dE

加速された粒子が作る多波長スペクトル

陽子のスペクトル指数〜 ガンマ線の指数
高エネルギー陽子

高エネルギー電子X線ガンマ線観測：近年の急速な発展
あすか衛星

チャンドラ衛星
シンクロトロンX線フィラメントの発見➔ 「加速場所 = 衝撃波」
シンクロトロンX線時間変動の発見➔ 乱流磁場の増幅の証拠 (Uchiyama+2007)

シンクロトロンX線の発見(Koyama+1995)

すざく衛星

Suzaku spectrum
0.4 〜 40 keV

シンクロトロンX線スペクトルカットオフ➔ 磁場の乱れ δB〜B (ボーム極限)
Tanaka,Uchiyama+(2008)

X線ガンマ線観測：近年の急速な発展
大気チェレンコフ望遠鏡(TeVガンマ線観測）

フェルミ衛星 (GeV ガンマ線）

シンクロトロンX線と相関するTeVガンマ線➔ 〜100 TeV の粒子の確実な証拠
等高線: あすか衛星(Uchiyama+2002)

Fermi-LAT Coll.
(CA:Uchiyama+2009)

超新星残骸からのGeVガンマ線の発見➔ 加速メカニズムについて様々な情報

Aharonian+(2004,2007)

π0 崩壊ガンマ線の同定➔ 陽子加速の証拠

Fermi Gamma-ray Space Telescope9Large Area Telescope (LAT)
onboard Fermi
Si Tracker(18 planes)

γFermi satellite (2008-)

Gamma-ray (20 MeV - 300 GeV)

converter: tungsten
tracker: single-side Si strip

Field of view: 2.4 str
Angular resolution:~ 1 deg at 1 GeV~0.1 deg > 10 GeV

Anti
Coincidence
Detector

CsI
Calorimeter
total radiation length 8.6 X0e+e4x4 modular array
3000 kg, 650 W

フェルミ衛星が検出した超新星残骸
1038

MCYoung

GeV Luminosity [erg s 1 ]1037

分子雲(MC)と相互作用する超新星残骸

1036

10Middle-aged

35

G349.7+0.2
W49B
CTB37A

W51C

Kes17
3C391 W44

G8.7-0.1

IC443

CasA

1034

W28
Puppis A

Tycho

RXJ1713VelaJr

S147

Fermi-LAT Coll(Uchiyama+)20111033

若い超新星残骸(w/o MC)

101

CygnusLoop

102

103
D2 [pc2 ]中年の超新星残骸(w/o MC)104

Updated from Thompson,Baldini,Uchiyama(2012)

超新星残骸

105

分子雲
11

超新星残骸のガンマ線スペクトルフェルミ衛星 (GeV ガンマ線） チェレンコフ (TeV ガンマ線）(Fermi)
W44(Fermi)
CasRXJ1713
A (Fermi)(HESS)
W44(AGILE)
CasRXJ1713
A (VERITAS)(Fermi)
CasW51A (MAGIC)
W51 (MAGIC)

1037

分子雲(MC)と相互作用する超新星残骸

Luminosity [erg s 1 ]

1036

1035

Vela(VERITAS)
Jr (HESS)IC443(Fermi)
Tycho
Vela(Fermi)
Jr (Fermi)
IC443(VERITAS)
Tycho
W49B (Fermi)

若い超新星残骸(Cas A & Tycho)

シンクロトロンX線卓越(RXJ1713, Vela Jr)

10 34

1033

1032
10 8

Uchiyama+(in prep)

109

1010

1011

E [eV]

1012

1013

1014
12

超新星残骸のガンマ線スペクトルフェルミ衛星 (GeV ガンマ線） チェレンコフ (TeV ガンマ線）

10

Cas A (Fermi)
Cas A (VERITAS)
Cas A (MAGIC)
Tycho (VERITAS)
Tycho (Fermi)
RXJ1713 (Fermi)
RXJ1713 (HESS)
Vela Jr (HESS)

37

Luminosity [erg s 1 ]1036

Vela Jr (Fermi)
W44 (Fermi)
W44 (AGILE)
W51 (Fermi)
W51 (MAGIC)
IC443 (Fermi)
IC443 (VERITAS)
W49B (Fermi)

1035

1034

1033

1032
108

Uchiyama+(in prep)

109

1010

1011

E [eV]

1012

1013

1014
13

超新星残骸のガンマ線スペクトルフェルミ衛星 (GeV ガンマ線） チェレンコフ (TeV ガンマ線）
Cas A (Fermi)
Cas A (VERITAS)
Cas A (MAGIC)

1037

Tycho (VERITAS)
Tycho (Fermi)

Luminosity [erg s 1 ]

1036

1035

若い超新星残骸(Cas A & Tycho)

1034

1033

1032
108

Uchiyama+(in prep)

109

1010

1011

E [eV]

1012

1013

1014
14

Tycho’s SNR

Cassiopeia A• SN 1572• SN type: Ia• distance: ~3 kpc• radius: ~3.7 pc• SN ~1680• SN type: IIb• distance: ~3.4 kpc• radius: ~2.5 pc

X-ray Images(Chandra)

Cas A: 宇宙線量の測定が可能に
シンクロトロンX線フィラメントの幅 (Vink & Laming03; Bamba+05; Parizot+06)、シンクロトロンX線時間変動(Uchiyama & Aharonian 08; Patnaude & Fesen 09)➔ B = 0.3-0.5 mG
Fermi-LAT Coll.(Uchiyama,Funk)2010
Fermi (2010)
VERITASMAGIC

X線観測によって得られた磁場➔ ガンマ線はπ0 崩壊

宇宙線の総量: ~0.4×1050 erg
ECR ~ 2% of ESN=2x1051 erg

E2 dN/dE [erg cm 2 s 1 ]10 10Pion (Fermi 2010 x1.2)
Lepton (Fermi 2010)

制動放射 (B=0.1mG)
10 11

10 12

π0 崩壊
宇宙線のSNR起源説に問題？
最大エネルギー Emax 〜 10 TeV➔ 宇宙線の脱走、加速の非一様性

10 13
106

107

108

1091010E [eV]

1011

1012
1610131014

Tychoでも宇宙線量を測定
Fermi-LAT: Tycho の位置にGiordano+(2012)

点源を検出 (~5σ)

Hadronic(π0 decay)

Fermi

TS mapγ線光子指数2.3 ± 0.1

50 erg
宇宙線の総量:~1×10
WCR (CR content)

宇宙線に移行した爆発運
動エネルギー:

WCR = 7% of ESN~ 1050 erg
17分子雲と相互作用する超新星残骸
Uchiyama+(in prep)

超新星残骸
W44 (Fermi)
W44 (AGILE)
W51 (Fermi)
W51 (MAGIC)

1037

分子雲

分子雲(MC)と相互作用する超新星残骸

1036

Luminosity [erg s 1 ]IC443 (Fermi)
IC443 (VERITAS)
W49B (Fermi)

分子雲と相互作用するSNR:GeVガンマ線光度が大きい。

1035

10

➜ 分子雲(高密度ガス)がター

34ゲットとなってπ0 崩壊ガンマ線が卓越することが期待され1033ていた (Aharonian+94)。

フェルミ加速理論	  Emax ~ 1014 eV (V/1000 km/s)2 (t/1000 yr) (B/10 µG)
1032
108

109

10101011

E [eV]

1012

1013

101418

Fermi-LAT Coll.
0
π 崩壊の直接的な証拠 2013(Funk,Tanaka,Uchiyama)

Before collision

After collision

CRproton at restpp

π０pgasHigh energy proton(E > 1 GeV)

gamma-rays

p19

Fermi-LAT Coll.
0π 崩壊の直接的な証拠 2013(Funk,Tanaka,Uchiyama)

Before collision

After collision

CRproton at restppπ０pgas
High energy proton(E > 1 GeV)

gamma-raysp20

分子雲と相互作用するSNRのガンマ線放射モデル
Uchiyama+(2010) は、分子雲内に駆動される radiative shock で「ガス/磁場/宇宙線」が圧縮され、高光度のGeVガンマ線放射源となるモデルを提唱 (Crushed Cloud Model)。
⬇ シンクロトロン電波
shocked H2 ガス と空間相関

SNR W44

SNR W44➡ GeVガンマ線 (Fermi)
21

SNRから逃走した宇宙線によるガンマ線放射
Uchiyama et al. (2012)

count map 2-100 GeV

residual map (W44 subtracted)

SRC-1/2: TS = 75/102

Crushed Cloud Model で説明できる成分を差し引いたあとに、より大スケールのガンマ線放射が見つかった。
22

Large-scale GeV γ-rays vs CO map
W44 is known to be surrounded by a complex of MCs.
Size ~100 pc, Mass ~106 Msun (Dame+1986)

SNR W44

CO: contours
MC complex is illuminatedby a “CR halo” around W44
23

Gamma-ray Evidence for Leaking CRs(c) M. Malkov (2012)

CR self-confinement(Exciting Alfven waves)

After leaving SNR W44, CRs diffuse along theexternal B-field direction ➜ bipolar morphology

π0-decay γ-ray(and bremsstrahlung)宇宙線のSNR起源説の観点でのまとめ
SNR起源説を考える上で重要な項目：
エネルギー総量:「SNR はCR陽子 ~1050 erg (~10% of ESN)を生成するか？」✔ Tycho, Cas A などで、およそこのCR生成量を確認。
✔ W44, IC443 で陽子起源のπ0 崩壊ガンマ線放射を同定。

最高エネルギー:「SNR はCR 陽子 を ~1015 eV にまで加速できるのか？」✔ W44, IC443 で陽子起源のπ0 崩壊ガンマ線放射を同定。
✔ 若いSNRのX線観測により、乱流磁場の増幅とボーム拡散を確認
Emax ~ 1015 eV (v/1000 km/s)2 (t/1000 yr) (B/100 µG)

新しい問題：宇宙線のSNRからの脱走(escape)