Transcript RXJ1713方向の分子雲高感度サブミリ波観測

RXJ1713方向分子雲の
高感度サブミリ波観測
名古屋大学大学院 理学研究科 素粒子宇宙物理系
素粒子宇宙物理学専攻 天体物理学研究室(Ae 研)
博士課程前期
ほらち ひろたか
洞地 博隆
2009年3月13日 SNR研究会
本研究
⇒ＳＮＲ と相互作用している、分子雲の研究
• ＳＮＲの衝撃波面 ⇒ 宇宙線の加速現場候補
• 宇宙線
– 高エネルギーの陽子、電子、原子核 等
– 星間磁場で進路を曲げられてしまう
⇒宇宙線の直接観測からでは加速現場を捉えられない
• 宇宙線電子起源の電磁波
– γ線(逆コンプトン散乱、制動放射)
– Ｘ線(シンクロトロン放射)
陽子起源γ線
• 宇宙線陽子起源の電磁波
検出の有力候補
SNR RXJ1713.7-3946
– γ線(中性π0中間子生成、崩壊)
p(加速陽子) + p(星間物質) → π0 → 2γ
⇒宇宙線粒子加速の現場をトレースすることが可能
SNR RXJ1713.7-3946 (G347.3-0.5)
-CANGAROO、HESSによって、
TeV γが検出されているSNR
Aharonian et al. 2006
-エネルギースペクトルから、
陽子起源γ線が示唆されている。
(e.g,Aharonian 2006,Tanaka 2008)
γ線の起源を調べるには、
電波を用いた分子雲の観測が重要
-SNR 周辺に分子雲が豊富に存在
電波
電子
分子雲
陽子
-3以上
ＳＮＲ
• 密度：
100 cm
• 温度： 10 K 程度
陽子
陽子
12CO
0
陽子
π
分子雲
γ線
12CO
γ線
13
CO
陽子
γ線望遠鏡
電波望遠鏡
ASTE による観測結果
先行研究(電波観測)
Vlsr = -11 - -3 km/s
ピーク D
ピーク A
Fukui et al. 2003
ミリ波望遠鏡「なんてん」
・観測輝線
⇒12CO(J=1-0)
Moriguchi et al. 2005
サブミリ波望遠鏡 ｢ASTE｣
・観測輝線
⇒12CO(J=3-2)
ピーク C
5pc
ピーク B
← Fukui et al. 2003 Fig.1 より。
コントア：12CO(J=1-0)(なんてん)
イメージ：Ⅹ線イメージ(ROSAT)。
・X線のイメージを取り囲むようにCOが分布し、
いくつかのCOピークとX線ピークが空間的に強く相関
⇒ SNRと分子雲が相互作用を起こしている事を示唆
・X線に付随している分子雲の視線速度(Vlsr = -11 - -3 km/s)
から、SNRまでの距離 ～ 1kpc と推定
(従来は Slane et al. 1999 による～ 6kpc が用いられていた)
ピークD
ピークA
ピークC
ピークB
•
•
•
•
ＳＮＲの物理パラメーター
距離
～ 1 kpc
半径
～ 8.7 pc
年齢
～ 1600 yr
進化段階
～ 自由膨張期
(Fukui et al. 2003)
• 衝撃波速度 ＜ 4500 km/s
(Uchiyama et al. 2007)
本研究の狙い
輝線強度
10 K,700cm-3
• 領域全体⇒12CO(1-0)、一部の領域⇒12CO(3-2)
200 K,700cm-3
観測しか行われていない
•高温または高密度の分
•子雲では、ＣＯは高励起
領域全体：高分解能観測(12CO(2-1))
•状態へ励起される。
一部領域：多輝線観測(12CO(4-3),13CO(2-1))
周辺分子雲の物理量、物理状態をより詳細に求める
•異なる励起線を観測す
•る事によって分子雲の物
高エネルギー放射の研究は、X線とγ線の空間分布、
理状態(温度・密度)を推
エネルギースペクトルの比較が中心
定できる。
• 12CO(2-1)の空間分布との比較を通し、γ線放射機
1-0 2-1 3-2 4-3 5-4 6-5 7-6
構の理解を目指す
回転準位間
観測
←ミリ波サブミリ波望遠鏡 NANTEN2
・南米チリ、アタカマ砂漠 (標高4800ｍ)
・口径：４ｍ
・観測輝線：12CO(2-1, 4-3),12CO(2-1)
・観測時期
12,13CO(J=2-1)：2008年8月～12月
12CO(J=4-3)：2007年10月～12月
解析に使用
観測装置
NANTEN2
なんてん
ASTE
観測輝線
12CO(2-1)
12CO(2-1)
12CO(4-3)
12CO(1-0)
12CO(3-2)
ビームサイズ (HPBW)
90”
90”
38”
160”
22”
空間分解能
(距離～1kpc)
0.4pc
0.4pc
0.18pc
0.78pc
0.11pc
速度分解能
0.38 km/s
0.38 km/s
0.37 km/s
0.65 km/s
0.43 km/s
観測領域
12
CO(J=2-1)
・領域全体
13
ピークＤ
～ 1.5°× 1.5°
CO(J=2-1)
・ピーク Ａ, Ｂ, Ｃ, Ｄ
を含む ～ 22’× 22’
ピークＣ
ピークＡ
12
CO(J=4-3)
・ピーク Ｃ 中心部 ～ 3’× 3’
観測結果
12
12
12
CO(J=2-1)
積分強度図
(vs-16
- -3km/s
CO(J=4-3)
積分強度図 (-18
km/s – 0 km/s)
CO(J=2-1)
X線km/s
（XMM）
)
ピークC
13
CO(J=2-1) 積分強度図 ( -16 km/s - -3km/s)
ピークＤ
ピークＤ
ピークＡ
ピークＣ
Contour level
min. = 3K km/s
interval = 7K km/s
ピークＡ
ピークＣ
Cont. lev. ４σ+ 4σ
Cont. lev. ４σ + 3.5σ
解析
12
CO(2-1)/
12
CO(1-0)積分強度比
⇒強度比の値が高い場所：高温 又は 高密度
Vlsr = -16km/s - -3km/s
積分範囲
イメージ：積分強度比
コントア： 12 CO(1-0)
積分強度図
・典型的な暗黒星雲
～ 0.5 - 1 (Sakamoto 1994)
・SNRと相互作用している分子雲
Ｗ44 ～ 1.3 – 1.7 (Seta 1998)
IC443 ＜ 3 (Seta 1998)
→ SNR と相互作用している分子雲では、比が高くなる傾向
・ＳＮＲに近づくほど強度比が高い
・特にピークＣのエッジでは顕著に比が高い
↓
ＳＮＲの衝撃波によって分子雲が加熱されている
と解釈できる。
↓
｢分子雲がSNRと相互作用を起こしている可能性がある」
(Fukui2003, Moriguchi 2005)
を支持する結果である。
ＬＶＧ解析
ピークＡ、Ｃ、Ｄ の中心一点の温度、密度を、
ＬＶＧ解析を用いて推定
・LVG解析 12 CO(J=2-1) 積分強度図 ( -16 km/s - -3km/s )
・分子雲内に大きな速度勾配を仮定することで
輻射輸送方程式を簡略化して解き、
密度、温度を推定する
ピークＤ
・計算に用いた輝線
12CO(3-2, 2-1),13CO(2-1) 輝線
ピークＡ、Ｄ：
ピークＣ
ピークＣ：12CO(4-3, 3-2),13CO(2-1) 輝線
・仮定 ・n(12CO) / n(13CO)
= 75
(Gusten et al. 2004)
ピークＡ
・X = n(12CO) / n(H2) = 5×10-5 (Sakamoto et al. 1994)
・ピーク A, D : log X ( dr/dv ) = - 5.4
・ピーク C
: log X ( dr/dv ) = - 5.3
ピークＣ
ピークＣの
密度
～ 0.8-1.8×104/cm-3
温度
～ 15-20 K
密度(cm-3)
温度(K)
ピーク A
ピーク C
～0.7-1.5 x 104
～0.8-1.8 x 104
～11-18
～15-20
ピーク D
～0.9-1.5 x 104
～ 8-10
12CO(J=2-1)
積分強度図 ( -16 km/s - -3km/s )
１２ＣＯ（Ｊ＝４－３）
観測領域
ピークＣ
12CO(J=4-3)
観測結果
ピークＣ中心部
MSX バンド A (8.28μm)
-30 - -15 km/s
本研究
12CO(J=4-3)
先行研究では起源は未特定
-30 – 7 km/s
Moriguchi 2005
12CO(J=3-2)
-8 - 7 km/s
双極分子流状の分布
IRAS で得られた
赤外線源のＳＥＤ
高速度成分
↓
原始星からのアウトフロー
と考えられる
• ピークＣの特徴
– 高密度 (～1.0×104 cm-3)
– 中心部に原始星候補天体。
– エッジ部は12ＣＯ(2-1)/12ＣＯ(1-0) 比が高く、
ＳＮＲの衝撃波により加熱されている
↓
ＳＮＲの衝撃波にさらされながら、
密度が高いため残留している分子雲である
高エネルギー放射との比較
12CO(2-1)
と TeV γ線(HESS) の分布の比較
コントア
12CO(2-1)
V= -16
— -3km/s
Lowest:4σ
Int.:3.5σ
(NANTEN2)
イメージ
γ線(HESS)
12CO(2-1)
と Ｘ線(Suzaku XIS) の分布の比較
⇒電子成分の分布
ピーク D
ピーク A, C
ピークＤ
強度
ピークＡ
強度
ピークＣ
CO(2-1)積分強度
Ｘ線強度
コントア
12CO(2-1)
イメージ
X線(0.5keV-12KeV)
(Suzaku XIS:
Suzaku data archive)
強度
ピークＤ
強度
ＣＯの空間分布に対する、
γ線
γ線とＸ線の空間分布の様子は異なる。
ピークＡ
ピークＣ
・γ線は分子雲ピークと空間的に良い相関。
・Ｘ線は分子雲のエッジで強く輝いている傾向。
Ｘ線
CO(2-1)積分強度
γ線強度
Ｘ線強度
エネルギースペクトルの比較
Suzaku XIS
Suzaku HXD
π0崩壊
EGRET
HESS
(陽子起源)
シンクロトロン放射
(電子起源)
ATCA
Tanaka et al. 2008
逆コンプトン散乱
(電子起源)
Ｂ~200μＧを仮定
を仮定
磁場 Ｂ~15μＧ
エネルギースペクトルの比較
Suzaku XIS
Suzaku HXD
π0崩壊
EGRET
HESS
(陽子起源)
シンクロトロン放射
(電子起源)
ATCA
Tanaka et al. 2008
逆コンプトン散乱
(電子起源)
• 現状、本領域で検出された TeV γ線は、
陽子起源モデルによると結論するのは困難。
(e.g.,Aharonian 2006, Uchiyama 2007, Tanaka 2008)
• 今後、
– GeV 領域での観測データとの比較
– ピークＣの形状、物理状態を考慮した議論
• γ線が陽子起源であった際、
Wp ~ 1051 (d / 1000)2( n )-1 (Aharonian et al. 2006)
Wp = 加速陽子の総エネルギー [erg]
n = 周辺分子雲の密度 [cm-3]
d = 天体までの距離 [pc]
例)ピークＣ(n～104/cm-3) ⇒
Ｗp ～ 1047 [erg]
本研究によって得られたデータは、
宇宙線の定量において重要である。
まとめ
• RXJ1713.7-3946 方向の分子雲を、
12CO(2-1、4-3)、13CO(2-1) 輝線で新たに観測した。
• 分子雲、特にピークＣのエッジで12CO(2-1)/12CO(1-0) が高い。
– SNR と相互作用を起こしている可能性が高い。
• ピークＡ、Ｃ、Ｄの温度、密度を推定した。
• ピークＣ中心部の高速度成分は、原始星からのアウトフローに
起因するものである可能性が高い。
• ピークＣは、ＳＮＲの衝撃波に曝されながら、密度が高いため
に残留している分子雲である。
• 分子雲とTeV γ線、Ｘ線の空間分布を比較した。
– γ線は分子雲のピークと強く相関している。
– Ｘ線は分子雲のエッジに分布している傾向が強い。