CTA報告19: CTA時代におけるSNR研究 日本物理学会2011年秋季大会 2011年9月19日 CTA報告19: 　CTA時代におけるSNR研究 吉田龍生A ，井岡邦仁A，大平豊A，片桐秀明， 馬場彩B，藤田裕C，山崎了B， 他CTA-Japan Consortium 茨城大理A 、KEK素核研A，青学大理工B，阪大理C

ガンマ線によるSNR研究の現状 「シェル型SNRは、宇宙線加速源か？」 という問題に定量的な答えを求めて、進展中 　 という問題に定量的な答えを求めて、進展中 　　現状１）SNRの数は、他の種類の銀河系内ガンマ線源 　　　　　　 の数と比べると支配的とは言えない。 　　　　 ２）ガンマ線の放射機構が、陽子起源なのか、 　　　　　　 電子起源なのか、決定的なことが言えて 　　　　　　 いない。 　　　　 ３）物理パラメータの不定性がまだ大きい。 　　　　　　　・電子数と陽子数の比 　　　　　　　・加速粒子の最高エネルギー 　　　　　　　・加速効率 　　　　　　　・拡散係数（乱流磁場の大きさ） 　　　　　　　・SNRの進化段階

VHE (TeV) γ SNRのソース数 ・SNRの数は、 全体の20% PWN 21 4 25 Shell 10 SNR/分子雲 3 6 TeVCat Ver.3.400 Default Catalog Newly Announced Total PWN 21 4 25 Shell 10 SNR/分子雲 3 6 星形成領域 2 5 Binary DARK 1 unID 24 28 64 15 79 ・SNRの数は、 全体の20% (DARK: Forbidden Velocity Wing)

GeV γ SNR : LAT 2FGL Source Classes (2011) ・middle-aged (~104 yr) SNRs 分子雲と相互作用: W28, W30, W44, W49B, W51C, IC 443, CTB 37A 分子雲と相互作用なし: Cygnus Loop ・Young (~103 yr) SNRs 　 RX J1713.7-3946, RX J0852.0-4622, Cas A, Tycho 赤字はTeVソース

GeV γ SNR : middle-age ~104 yr W28 W51C W44 IC 443 Cas A ・GeV領域で明るい 　Lγ~1035-36 erg/s ・1~10 GeV 　で折れ曲がり ・分子雲との相互作用 ・電波の広がりと 　ほぼ同じ程度の広がり (Uchiyama 2011)

W30 region G8.7-0.1 + HESS J 1804-216(unID) 　 　　　　　　　　 　　　　　　 　　 　 　　　 　 　　　　　　　　 　　　　　　 　　 　 　　　 宇宙線の拡散によるスペクトルの折れ曲がり (Abdo 2011)

陽子 or 電子 ? RX J 1713.7-3946 >0.3TeV + 4GeV~0.4TeV spectral index Hard: Γ=1.50±0.11 (Abdo 2011)

CTA時代のSNR研究 「シェル型SNRは、宇宙線加速源か？」 にどこまで定量的に迫ることができるか。 　　　にどこまで定量的に迫ることができるか。 　　　 現状１）　 　感度10倍で、銀河中心（現在、3kpc）程度まで 　　　　　　　　系統的探査に探査を行う。 　２）　 広いエネルギー領域 (20GeV~100TeV）で、かつ、 　　　　 エネルギー分解能を上げ、スペクトルを精密に測定する。 　 ３） よい空間分解能で、他波長観測との比較が容易になる。 　　　　　　　 宇宙線の拡散過程を精密に測定する。 現在のIACT CTA 感度（Crab flux ） 0.01 0.001 エネルギー分解能 （ ＠1 TeV ） 20% 10% エネルギー閾値 （GeV） 50GeV 20GeV 空間分解能 （@1TeV） 6分 2分

1mCrabの感度があれば… ・SNRから期待される陽子起源の TeV gamma-ray flux (1Crab(>1TeV)=5.1x10-11 TeV cm-2s-1 　　　　　　　　　　　　　　　　　　Aharonian et al. A&A 457, 899-915, 2006)

望遠鏡の配置 B, C, E 低エネルギー 領域に感度を 最適化 高エネルギー 領域に感度を 最適化 全エネルギー 領域に感度を 最適化 〜CTA目標感度

望遠鏡の配置と感度（5σ in 50h） 天頂角 50° B E C

CTAでどこまで迫れるか？ RX J1713スペクトル ( >0.33 TeV )を仮定 best fit : β=0.5 (fixed), Γ=1.79, EC =3.7 TeV 　　　　　 距離 @ 1kpc @ 8kpc flux: 1/64 ~ 1%Crab flux size: 1/8 ~ 0.1° 　距離 @ 1kpc 　　　　　　 @ 2kpc, EC = 0.2 ~ 3.7 TeV Study A: 系統的探査 Study B: スペクトル 精密測定

Study A：系統的探査 >0.3 TeV の significance ・どの配置、天頂角でも、十分なsignificanceで 　 　　　　　　　　 　　　　　　 　　 　 　　　 >0.3 TeV の significance E: 天頂角 20°,観測時間 50 h 天頂角 20° 50° B 18 σ 13 σ C 20 σ 10σ E 14σ Crab RX J1713 ×1/64 ・どの配置、天頂角でも、十分なsignificanceで 　検出可能　　　十分な感度で系統的探査が可能 ・大きさが~0.1°となるので、空間構造を分解する 　のが困難　　　電波やX線のデータは必須　

Study B: スペクトル精密測定 E: 天頂角 50°,観測時間50 h B C E EC = 0.5 TeVの場合のfitting結果 　 　　　　　　　　 　　　　　　 　　 　 　　　 E: 天頂角 50°,観測時間50 h EC = 0.5 TeVの場合のfitting結果 B C E significance E2dNdE [TeV/cm/2/s] EC（TeV) Fitting parameters EC = 0.5 ± 0.2 TeV Γ = 1.8　± 0.2

Study B: スペクトル精密測定 ・広いエネルギー範囲で感度を最適化した配置Eが、スペクトルを精密測定するのに一番よい。 　 　　　　　　　　 　　　　　　 　　 　 　　　 E: 天頂角 50°,観測時間50 h（続き） Error of EC ・広いエネルギー範囲で感度を最適化した配置Eが、スペクトルを精密測定するのに一番よい。 B C E Error (%） Error of the nornaization @1TeV Error of Γ EC（TeV) EC（TeV)

Study B: RX J1713: 陽子 or 電子 @4kpc 　 　　　　　　　　 　　　　　　 　　 　 　　　 Study B: RX J1713: 陽子 or 電子 @4kpc E: 天頂角 20°,観測時間 100 h RX J1713スペクトル H.E.S.S.のみ + Fermi best fit : β=0.5 (fixed) 　Γ=1.79 1.65 　EC =3.7 TeV 2.2 TeV

どこまで区別可能か？ RX J1713: 陽子 or 電子 @4kpc 　 　　　　　　　　 　　　　　　 　　 　 　　　 どこまで区別可能か？ RX J1713: 陽子 or 電子 @4kpc E: 天頂角 20°, 観測時間 100h 00 　 　　　　　　　　 　　　　　　 　　 　 　　　

議論とまとめ RX J1713のluminosiyとspectrum （Ec 〜 数TeV，べき指数 〜２）を持つ ガンマ線源の場合、 　１）CTAの望遠鏡のどのような配置でも、 　　　〜8kpc以内まで、系統的探査が可能 　２）ガンマ線スペクトルを精度よく測定する 　　　ためには、広いエネルギー領域に感度 　　　をもつ配置にする必要がある。