高エネルギー天体グループ 菊田・菅原・泊・畑・吉岡

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1 高エネルギー天体グループ 菊田・菅原・泊・畑・吉岡
SNRsのγ線放射メカニズムの解明 高エネルギー天体グループ 菊田・菅原・泊・畑・吉岡

2 SNRsとγ線 超新星残骸（SNRs：Supernova Remnants） 爆発放出物の形成する 衝撃波面で荷電粒子が加速 →光子を放出
高エネルギー宇宙線の起源？ 1667年に爆発したCassiopeia A

3 衝撃波による粒子（電子・陽子）の加速 加速により、電子の エネルギー分布は べき分布になる。

4 考慮した放射過程 γ線領域でどちらが主要かによって電子モデル, 陽子モデルと呼ばれる 電子起源 陽子起源 シンクロトロン放射(電波～X線）
熱的制動放射(Boltzmann分布 ～X線) 非熱的制動放射(ベキ乗分布 ～γ線） 逆コンプトン散乱(Inverse Compton Scattering ～γ線) 陽子起源 　γ線領域でどちらが主要かによって電子モデル, 　陽子モデルと呼ばれる

5 考慮した放射過程 電子起源 陽子起源 シンクロトロン放射(電波～X線） 熱的制動放射(Boltzmann分布 ～X線)
非熱的制動放射(ベキ乗分布 ～γ線） 逆コンプトン散乱(Inverse Compton Scattering ～γ線) 陽子起源

6 考慮した放射過程 電子起源 陽子起源 シンクロトロン放射(電波～X線） 熱的制動放射(Boltzmann分布 ～X線)
非熱的制動放射(ベキ乗分布 ～γ線） 逆コンプトン散乱(Inverse Compton Scattering ～γ線) 陽子起源

7 考慮した放射過程 電子起源 陽子起源 シンクロトロン放射(電波～X線） 熱的制動放射(Boltzmann分布 ～X線)
非熱的制動放射(ベキ乗分布 ～γ線） 逆コンプトン散乱(Inverse Compton Scattering ～γ線) 陽子起源

8 考慮した放射過程 電子起源 陽子起源 シンクロトロン放射(電波～X線） 熱的制動放射(Boltzmann分布 ～X線)
非熱的制動放射(ベキ乗分布 ～γ線） 逆コンプトン散乱(Inverse Compton Scattering ～γ線) 陽子起源

9 解析手法

10 解析 電波、X線、γ線領域でのデータが与えられている どのような環境(パラメータ)で実現されるか試行錯誤 光子のエネルギー[eV]
パルサー星雲(G )の観測スペクトル 光子のエネルギー[eV]

11 (例)パルサー星雲　G パルサー星雲 ~1pc 距離：～4.8kpc 年齢：～1000年

12 磁場によるfitting 逆コンプトン シンクロトロン

13 粒子数Nによるグラフ移動 シンクロトロン 逆コンプトン

14 による折り曲げ シンクロトロン 逆コンプトン Cut off energy

15 Fittingの例 G

16 結果

17 超新星残骸 Cassiopeia A（Cas A）
距離：3.4kpc 膨張速度： km/s 年齢：355年 ~2.3pc 合成イメージ

18 Cas A(355yr), 電子モデル シンクロトロン 非熱的制動放射 逆コンプトン B～110 μG

19 Cas A(355yr), 陽子モデル シンクロトロン 陽子による放射 B～1100 μG

20 超新星残骸 RX J1713.7-3946 距離：～1kpc 膨張速度： 1000-4000km/s 年齢：1600年 8-10pc
色：TeVガンマ線

21 RXJ1713(1600yr),電子モデル シンクロトロン 逆コンプトン

22 RXJ1713(1600yr),陽子モデル シンクロトロン 陽子による放射

23 超新星残骸 W44 距離：～2.9kpc 年齢：～20000年 等高線：赤外 色：GeVガンマ線 12.5pc

24 W44(20000yr),陽子モデル 陽子による放射 シンクロトロン np, ne~10/cc B~100μG

25 超新星残骸 IC 443 距離： ～1.5kpc 年齢： 3000- 30000年 8-11pc ガンマ線（ピンク）、 可視光（黄）、
　3000- 　　30000年 ガンマ線（ピンク）、 可視光（黄）、 赤外線（青、緑、赤） 合成画像 8-11pc

26 IC443(3000~30000yr), 陽子モデル シンクロトロン 陽子による放射

27 パラメータの検証 １ 星間磁場の大きさは 　　　　　BISM ～ 3 [μG] 衝撃波による圧縮 　　　 B ～ 4BISM ～ 12 [μG]

28 パラメータの検証 ２ 超新星残骸の半径・年齢　→　衝撃波の速さ 衝撃波の温度

29 パラメータの検証 ３ 加速された陽子の最大エネルギー ξの不定性から、最大エネルギーの上限だと考える

30 パラメータの検証 ４ 超新星爆発のエネルギーは1053 erg ニュートリノが99％のエネルギーを持ち去る 陽子・電子のエネルギー
総エネルギー

31 Fitting のパラメータ B ＞ 12 [μG] 陽子・電子の 総エネルギー

32 Discussion

33 ⇒若いSNRs ⇒老いたSNRs 放射機構と年齢に関係が見られる Discussion γ線の放射機構
陽子モデルでも電子モデルでも説明できる 　　CasA: 355yr, RXJ1713: 1600yr　 　⇒若いSNRs 陽子モデルでないと説明できない 　　 W44: 20000yr, IC443: 3000~30000yr　 　⇒老いたSNRs 放射機構と年齢に関係が見られる

34 Discussion (1)電子の放射冷却 (2)時間とともに陽子のエネルギーが増える 質量が大きいので加速に時間がかかる 放射により電子の
　　質量が大きいので加速に時間がかかる 放射により電子の エネルギーが減少する ↓ 放射が効いてこなくなる

35 Discussion 陽子起源の反応から

36 ニュートリノの 観測に期待！ Discussion ニュートリノをひとつ検出するのに 10万年かかる！
ニュートリノエネルギーのピーク　～100MeV フラックス～ 100MeVでのニュートリノの断面積が　　　　　　 なので、 スーパーカミオカンデではW44からの ニュートリノをひとつ検出するのに 　10万年かかる！ ニュートリノの 観測に期待！

37 MeV, TeVの 観測が大事！ 電子モデル 陽子モデル Discussion クライン-仁科 Cut off π0135MeV

38 まとめ 4つの放射機構を考えSNRsのスペクトルの モデルフィッティングを行った SNRsのγ線放射機構と年齢に相関が見られた
ニュートリノを観測できれば陽子モデルが 　支持されるが、実際に観測するのは難しい 不定性を消去するためにはMeV, TeVでの観測が 　求められる

39 解析手法 各放射過程からの寄与をモデルを用いて計算 実際のスペクトルを説明する物理量を求める

40 カットオフ(Inverse-Compton)
コンプトン散乱 (εは光子のエネルギー、添字1は散乱後) 入射光子が低エネルギーの場合は　　　 (弾性的) で トムソン散乱断面積でよいが、コンプトン波長 に近づくと量子的効果が効いて断面積はクライン-仁 科の式で表される クライン仁科の式では高エネルギーほど反応しなく なる

41 カットオフ(陽子衝突) π0の静止質量エネルギー　135MeV 陽子がこれ以上のエネルギーを持っていなければ 起こりえない

42 ブレーク(power lawの折れ曲がり)
シンクロトロン放射で高エネルギーほど早く冷える 一方加速もされるのでバランスする あるところ(εbreak)でpower lawが 折れる energy