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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
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
TeVCat
Ver.3.400
Default
Catalog
Newly
Total
Announced
PWN
Shell
SNR/分
子雲
21
10
3
4
0
3
25
10
6
星形成
領域
Binary
DARK
unID
Total
2
3
5
4
0
24
64
0
1
4
15
・SNRの数は、
全体の20%
4
1 (DARK: Forbidden
Velocity Wing)
28
79
GeV γ SNR :
LAT 2FGL Source Classes (2011)
・middle-aged (~104 yr) SNRs
分子雲と相互作用:
赤字はTeVソース
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
GeV γ SNR :
middle-age ~104 yr
W28
W51C
W44
IC 443
Cas A
・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)
・GeV領域で明るい
Lγ~1035-36 erg/s
・1~10 GeV
で折れ曲がり
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。
現状１）
２）
３）
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。
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。
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
感度（Crab flux ）
エネルギー分解能
（ ＠1 TeV ）
エネルギー閾値 （GeV）
空間分解能 （@1TeV）
CTA
0.01
0.001
20%
10%
50GeV
6分
20GeV
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
c pp n ISM
1
F  W p
 0.1
2
6
4 d
Wp
n ISM
d 2
12
 8 10 ( 50
)( 3 ) (
) T eVcm2s1
10 ergs 1cm 1kpc
E  0.1E p
 pp  30mb

= 3 10-26 cm2
Wp
n ISM
F  1 mCrab, ( 50
)( 3 )  1  d ~ 12 kpc
10 ergs 1cm
(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
Study A: 距離 @ 1kpc
@ 8kpc
系統的探査
flux: 1/64 ~ 1%Crab flux
size: 1/8 ~ 0.1°
Study B: 距離 @ 1kpc
@ 2kpc, EC = 0.2 ~ 3.7 TeV
スペクトル
精密測定
Study A：系統的探査
E: 天頂角 20°,観測時間 50
h
Crab
RX J1713
×1/64
>0.3 TeV の
significance
天頂角
20°
50°
B
18 σ
13 σ
C
20 σ
10σ
E
18 σ
14σ
・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
EC = 0.5 TeVの場合のfitting結果
significance
E2dNdE [TeV/cm/2/s]
E: 天頂角 50°,観測時間50 h
Fitting parameters
EC = 0.5 ± 0.2 TeV
Γ = 1.8 ± 0.2
B
C
E
EC（TeV)
Study B: スペクトル精密測定
Error (%）
E: 天頂角 50°,観測時間50 h（続き）
B
C
E
Error of EC
Error of Γ
EC（TeV)
・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。
Error of
the nornaization @1TeV
EC（TeV)
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
EC =3.7 TeV
1.65
2.2 TeV
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。