Transcript マグネター

マグネター
星雲の放射モデル
田中 周太
Shuta J. Tanaka
05, Jun., 2014, 高エネルギー天体現象小研究会@明野観測所
今回は出番なし!?
1
NASA
パルサー
Spin period P ~. 102-3ms
Rotating Neutron Star
P derivative P ~ 10−(11-13) s/s (パルサー星雲がいるやつ)
Spin-down power: Lspin> 103L◎(1036erg/s)
Lspin = IWW
 Magnetic braking by
.
P – P diagram
strong B-field ~ 1012G
 Pulse lumi. ~ a few % x Lspin
Most of Lspin releases as
pulsar wind!
 ~ 50 of 2000 pulsars
have observable PWNe.
Kaspi10
2
NASA
パルサー
Spin period P ~. 102-3ms
Rotating Neutron Star
P derivative P ~ 10−(11-13) s/s (パルサー星雲がいるやつ)
Spin-down power: Lspin> 103L◎(1036erg/s)
Lspin = IWW
 Magnetic braking by
.
P – P diagram
strong B-field ~ 1012G
 Pulse lumi. ~ a few % x Lspin
Most of Lspin releases as
pulsar wind!
 ~ 50 of 2000 pulsars
have observable PWNe.
Kaspi10
3
パルサー磁気圏の標準描像
Daugherty&Harding82
?
パルサー磁気圏
?
?
パルサー風
パルサーは
回転する磁石である!
(B ~ 1012G, P ~ 10ms)
1016Vの電池
B-γ or γ-γ
pair creation
(単極誘導)
Goldreich&Julian69
パルサー風
大きな電気エネルギーの極一部が磁気圏内で解放
粒子加速と電磁カスケードによるe±生成
(パルサーからのパルスを生成)
磁気圏内では相対論的 e± プラズマが生成される
4
パルサーとマグネター
.
P と P を測れるのが, パルサーのいいところ.
=> 回転エネルギーが正確に見積もれる!
放射E > 回転E
であるために,
別のエネルギー
源を必要とする
回転駆動型
主に単独, 磁場を介して回転エネルギーを
放射にする.
降着駆動型
主に連星, 伴星からの降着物質の重力エネ
ルギーを放射にする.
磁場駆動型
たぶん単独, 回転制動から見積もられる磁
場が大きい, 磁場エネルギーを放射にする.
熱駆動型
たぶん単独, 誕生時の熱エネルギーを保持
し, 熱放射する.
楽観的に考えれば...
単独パルサーなら, パルサー風が吹くことを期待していいので
は?
5
(マグネターって言っても, 磁場強いだけでしょ?)
パルサーとパルサー星雲
へいっ!
かに星雲
シンクロトロン成分
(電波ーX線)
かに星雲 (Chandra)
中心パルサー (イメージ)
NASA
G21.5-0.9 (Chandra)
 パルサーからのエネルギー供給で輝く.
 供給された磁化したe±プラズマは超新
星残骸に閉じ込められている.
誕生時からのパルサーの情報を保持
6
マグネターとマグネター星雲
だれ?
No. 2, 2009
A PWN AROUND THE MAGNETAR CANDIDATE AXP 1E1547.0-5408
L149
マグネター (凶悪)
1E 1547-5408
(Chandra)
Vink&Bamba09
Wikipedia
Figure 1. Left:a Chandra ACIS-I image of the diffuse emission surrounding 1E1547.0-5408 in the energy range 1.5–7 keV. Several point sources, including 1E1547.05408, were removed, and the image was then smoothed with a kernel of σ = 11. 8 (24 pixels). Right: the radial brightness profile in the 1.5–7 keV band (black
squares) and radio (dotted line, based on the SUMMS survey; Bock et al. 1999). We have normalized the radio profile such that the central enhancement coincides with
extended emission in X-rays. The X-ray background intensity is indicated by the dashed line, and the spectral extraction regions for the PWN, shell, and background
(bgd) by two-sided arrows. With cyan triangles we also indicate the profile in the 3–7 keV range.
G327.24-0.13 (電波)
 マグネターからのエネルギー供給で輝く.
which does not allow for imaging. This leaves only the 9.6
ks long observation on 2006 July 1, with the ACIS-I detector,
as a suitable observation for extended source analysis. Several
XMM-Newton observations are present in the archive, but the
point-spread function (PSF) of XMM-Newton is much broader
(∼6 FWHM, with extended broad wings) than that of Chandra
(∼0.5 FWHM). Therefore, the Chandra data, although poor in
statistics, provide a more convincing case for the presence of an
extended source. However, we note that the XMM-Newton data
are consistent with the results presented here.
contribution of dust-scattered X-ray emission from 1E1547.05408 (see Section 2.4). The profile clearly shows the presence
of an extended emission component that falls off with radius
and disappears at r ≈ 45 . Further outward there is a small
enhancement out to r ≈ 150 , which coincides with the radio
shell. Also the radio map gives a hint of centrally enhanced
emission with an approximate flux density of ∼0.008 Jy at
843 MHz and a radial profile similar to that in X-rays, but with
a different brightness ratio between shell and central emission.
The radial brightness profiles allow us to make an estimate
of the statistical detection significances. Fitting the first three
bins, labeled PWN, with a flat background model results in
χ 2 / dof = 55.0/ 3, corresponding to a 6.9σ detection. In the
 供給された磁化したe±プラズマは超新星
残骸に閉じ込められている.
Gelfand&Gaensler07
2.2. Imaging
誕生時からのマグネターの情報を保持?
7
マグネター星雲 (MWN) なんてあるの?
新しいMWNを見つけると, 叩かれる (否定される).
中々, 手を出す気にならない.
例1. 1E 1547.0-5408
Vink&Bamba09発見 → Tiengo+10, Olausen+11によって否定
例2. Swift J1834.9-0846
Younes+12発見 → Esposito+13によって否定
観測された MWN 候補天体 (上記2天体) の特徴
 X線のみで見えている.
 PWN に比べて soft なスペクトル (Γx > 3.0).
 PWN に比べて LX / Lspin が大きい.
→ MWN でなく, マグネターからの放射の (Lx > Lspin)
dust scattering halo で説明可とされている
8
マグネター星雲 (MWN) なんてあるの?
と言いつつ, negative な意見ばかりでもない
 まず, 第一に spin-down している.
 マグネターからの particle outflow
SGR 1806-20 の Giant Flare (寺澤 burst, Terasawa+05) 後に
afterglow を発見 (Gaensler+05).
radio
 High B Pulsar の周りに PWN が見つかっている.
PSR J1119-6127 (B = 4.1 x 1013G) in G292.2-0.5
(SNRが有名人, e.g., Kumar+12)
PSR J1846-0258 (B = 5.0 x 1013G) in Kes 75
(パルサーがマグネター activity!!, Gavriil+08)
PSR J1819-1458 (B = 5.0 x 1013G)
(パルサーはRRAT, ヘンテコパルサー)
9
モチベーション
MWN を調べて中心天体の性質の違いを知りたい.
 マグネターの磁場増幅機構 (Thompson&Duncan93)
millisecond magnetar?
近年は, SLSN の候補としても注目されている
(e.g., Kotera+13, Metzger+13)
 wind braking (e.g., Harding+99, Tong+13)
マグネターは本当に強磁場?
磁気圏内で σ < 1の wind を生成していれば,
強磁場でなくても回転減衰率が大きいことは説明できる.
10
One-zone モデル 1
ST&Takahara10を踏襲
 等速膨張、球状、一様のMWNを仮定
RMWN = VMWN x t
e±, B
 Lspinをe±プラズマと磁場に分けるパラメータηを導入
Lspin = Le± + LB = (1-η) Lspin + ηLspin
 MWN内の磁場の時間進化
4p 3 B 2 (t)
ò 0 LB (t ')dt ' = 3 RMWN 8p
t
時刻ｔまでにMWNに注入
された全磁場エネルギー
時刻ｔでのMWN内の
全磁場エネルギー
11
One-zone モデル 2

logN
∝γ-p1
非熱的分布のe±プラズマを注入
(Broken Power-law)
(1-η)Lspin = Le± =
Le
∫Qinjγmc2dγ
∝γ-p2
±
γmin
γb
γmax logγ
 プラズマのエネルギー分布の進化
放射+断熱冷却
パルサーから供給


N ( , t )  ( , t ) N ( , t )  Qinj ( , t )
t

シンクロトロン、逆コンプトン散乱光度進化を計算
12
MWN と PWN の違い
millisecond マグネターを考える場合, 何と言っても違うのは, 回転進化.
braking index
1050
0
回転光度
Lspin
Spin-Down
Energy[erg/s]
Lspin [erg/s]
1048
を用いると,
4 パラメータで回転進化が決まる.
.
P = 1s, P = 10-11s/s
(B = 2 x1014G), n = 3
とすると,
P0 がパラメータ.
1046
10
44
10
42
10
40
10
38
10
15
(P0, B) = (10 ms, 10 G)
(101 ms, 1015 G)
2
15
(100 ms, 1014 G)
(10 ms, 10 G)
(101 ms, 1014 G)
0
13
(10 ms, 10 G)
-6
-4
10
-2
0
10
10
Age of Pulsar t age [yr]
2
4
10
10
年齢 [yr]
初期周期が短く (P0小),
初期磁場が強いほど (n大),
初期回転光度が大きく, 回転減速が早い.
13
誕生初期の振る舞い
1. 非常にコンパクトであるた
め, 磁場が大きく放射冷却
が効く.
??
1. そもそも超新星がoptically
thin になるのに ~ 0.1yr は
かかる.
MWN が小さいうちに (t ~ τ0 ま
でに) ほぼすべての初期回転エ
ネルギーを注入!
Fireball の形成?
放射冷却のみ考えても初期の注入は無視できる
14
MWN のモデル化
粒子の注入:
(γmin =102, γb =105,γmax = 108, p1 = 1.5, p2 = 2.5)
logN
∝γ-p1
Le
∝γ-p2
±
回転進化:
P = 2.07 s, P = 2.32 x 10-11s/s で固定.
n = 3, B = 2.2 x 1014G,
Lspin = 1035 erg/s, P0 ~ (1 - 10)ms
(NS の 年齢はほぼ特性年齢 ~ 1.4kyr)
MWN の 膨張速度:
vMWN = 6 x102 km/s (RMWN ~ 0.87pc)
γmin
γb
γmax logγ
e±, B
15
MWN粒子スペクトル: tthinの依存性
AXP 1E1547.0-5408 @ 4kpc のパラメータで考える.
fireball が晴れ上がる時刻に
MWN スペクトルは依存するのか?
磁場として, 注入されたエネルギー
1047
tinj = 30 yr
tinj = 10 yr
1046
1046
1045
1045
1044
2
10
43
2
g me c N(g)[erg]
2
2
g me c N(g)[erg]
1047
10
42
10
41
100
EB = 2 x 1045 erg
B(tage) = 25 μG
101
102
103
104
105
Lorentz Factor
106
107
108
tinj = 30 yr
tinj = 10 yr
1044
10
43
10
42
10
41
100
EB = 2 x 1046 erg
B(tage) = 78 μG
101
102
103
104
105
Lorentz Factor
106
107
108
16
1047
tinj = 100 yr
tinj = 30 yr
1046
1046
1045
1045
1044
2
43
2
g me c N(g)[erg]
2
2
g me c N(g)[erg]
1047
10
10
42
10
41
EB = 2 x 1047 erg
B(tage) = 250 μG
0
10
1
10
2
10
3
10
4
5
10
10
Lorentz Factor
1047
10
6
10
7
8
10
2
2
1044
10
43
10
42
10
41
100
EB = 2 x 1048 erg
B(tage) = 780 μG
101
102
103
104
105
Lorentz Factor
106
107
108
MWN の晴れ上がりの時刻から粒子
分布の進化を追う必要はない.
(スペクトルに関係ない低エネル
ギーは少しだけ違う)
tinj = 300 yr
1046
g me c N(g)[erg]
tinj = 100 yr
1045
1044
10
残存している粒子のエネルギーは,
磁場が大きいほど小さくなる.
43
10
42
10
41
EB = 2 x 1049 erg
B(tage) = 2.5 mG
0
10
1
10
2
10
3
10
4
5
10
10
Lorentz Factor
10
スペクトルはどうなる?
6
10
7
8
10
17
MWN スペクトル
-14
10
-16
CTA
SYN
IC/CMB
IC/IR
IC/OPT
SSC
Total
10-18
10
10
-14
10
-16
CTA
SYN
IC/CMB
IC/IR
IC/OPT
SSC
Total
10-18
-20
1010
-12
2
10
10
10-10
1015
1020
10
1025
1010
1015
10
-14
10
-16
CTA
SYN
IC/CMB
IC/IR
IC/OPT
SSC
Total
10-18
10
1025
-12
10
-14
CTA
10
1015
1020
n[Hz]
1025
10
10
-14
10
-16
CTA
SYN
IC/CMB
IC/IR
IC/OPT
SSC
Total
10
-20
1010
1015
1020
1025
シンクロトロン成分
はほとんど変化なし?
-16
SYN
IC/CMB
IC/IR
IC/OPT
SSC
Total
10-18
-20
1010
10
-12
n[Hz]
10-10
2
-12
1020
n[Hz]
nFn[ergs/cm /sec]
2
nFn[ergs/cm /sec]
10
10
10-18
-20
n[Hz]
10-10
nFn[ergs/cm /sec]
-12
2
10
10-10
nFn[ergs/cm /sec]
2
nFn[ergs/cm /sec]
10-10
-20
1010
1015
1020
n[Hz]
1025
逆コンプトン成分が
大きく変動する.
絶対値はちょっと自信
がない.
18
まとめ
 MWN は存在するのか?
観測的には, かなり不確か. (個人的には, あると思う)
 MWN と PWN の基本的な違いは NS の回転進化.
回転減速が非常に早く, 極初期のSNRとの相互作用は現在
の スペクトルにさほど影響ないと思われる.
 One - zone モデル
PWN では NS の回転進化の情報を得られる.
MWN では, 磁場の値 (磁化率とP0) を求めることになる.
 P0 に対するシンクロトロン成分の依存性は小さいかも.
 ガンマ線成分が見つかれば, P0と磁化率の値に制限が付く.
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