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 )

• 宇宙線陽子起源の電磁波– 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

陽子起源 γ線検出の有力候補SNR RXJ1713.7-3946

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

-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)

-SNR 周辺に分子雲が豊富に存在

Aharonian et al. 2006

ＳＮＲ

電子

陽子

陽子

陽子

陽子

分子雲γ 線望遠鏡

π0

γ 線γ 線

電波望遠鏡

電波

陽子

12CO

13CO

12CO分子雲• 密度： 100 cm-3 以上• 温度： 10 K 程度

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

ピーク C

ピーク D

ピーク A

先行研究 (電波観測 )

ピーク B5pc

ミリ波望遠鏡「なんてん」・観測輝線　　

⇒12CO(J=1-0)

サブミリ波望遠鏡 ｢ ASTE ｣・観測輝線　　

⇒12CO(J=3-2)

← 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)。

Vlsr = -11 - -3 km/s

ASTE による観測結果

Moriguchi et al. 2005

Fukui et al. 2003

・ 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

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)

ピーク Dピーク A

ピークB

ピーク C

　 (従来は Slane et al. 1999 による～ 6kpc が用いられていた )

• 領域全体：高分解能観測 (12CO(2-1))• 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

• 領域全体⇒ 12CO(1-0)、一部の領域⇒ 12CO(3-2)　観測しか行われていない

• 12CO(2-1)の空間分布との比較を通し、 γ線放射機構の理解を目指す

• 高エネルギー放射の研究は、 X線と γ線の空間分布、エネルギースペクトルの比較が中心

本研究の狙い

10 K,700cm-3

200 K,700cm-3

回転準位間1-0 7-66-55-44-33-22-1

輝線

強度

•高温または高密度の分子雲では、ＣＯは高励起状態へ励起される。

•異なる励起線を観測する事によって分子雲の物理状態 ( 温度・密度 )を推定できる。

観測

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

・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

←ミリ波サブミリ波望遠鏡 NANTEN2

解析に使用

観測領域

ピークＣ

ピークＤ

ピークＡ

CO(J=2-1)12

CO(J=2-1)13

CO(J=4-3)12

・領域全体　　 ～ 1.5°× 1.5°

・ピーク Ｃ 中心部 ～ 3’× 3’

・ピーク Ａ , Ｂ , Ｃ , Ｄ　　　　を含む ～ 22’× 22’

観測結果

　　 CO(J=2-1) vs X 線 （ XMM ）12　　 CO(J=2-1) 積分強度図 ( -16 km/s - -3km/s )12

ピークＣ

ピークＤ

ピークＡ

Cont. lev. ４ σ + 3.5σ

　 CO(J=2-1) 積分強度図 ( -16 km/s - -3km/s)

Cont. lev. ４ σ+ 4σ

ピークＣ

ピークＤ

ピークＡ

13

CO(J=4-3) 積分強度図 (-18 km/s – 0 km/s)

Contour level min. = 3K km/s interval = 7K km/s

ピーク C

12

解析

イメージ：積分強度比コントア： CO(1-0)　　　　　　積分強度図

Vlsr = -16km/s - -3km/s

12

CO(2-1)/ CO(1-0)積分強度比

積分範囲

　　⇒強度比の値が高い場所：高温 又は 高密度

12 12

・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　　Ｗ 44 ～ 1.3 – 1.7 (Seta 1998)　　 IC443 ＜ 3 (Seta 1998)

　　　・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。

→ SNR と相互作用している分子雲では、比が高くなる傾向

・ LVG解析　・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

・ n(12CO) / n(13CO) = 75 (Gusten et al. 2004)・ 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Ａ、Ｄ： 12CO(3-2, 2-1),13CO(2-1) 輝線ピークＣ： 12CO(4-3, 3-2),13CO(2-1) 輝線

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

・仮定

・計算に用いた輝線

ＬＶＧ解析

CO(J=2-1) 積分強度図 ( -16 km/s - -3km/s )

ピークＣ

ピークＤ

ピークＡ

12

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 ～ 0.7-1.5 x 104

～ 11-18

ピーク C

～ 0.8-1.8 x 104

～ 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

-30 – 7 km/s

-30 - -15 km/s

-8 - 7 km/s

MSX バンド A (8.28μm)

Moriguchi 200512CO(J=3-2)

本研究12CO(J=4-3)

ピークＣ中心部

先行研究では起源は未特定

IRAS で得られた赤外線源のＳＥＤ

双極分子流状の分布

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/sLowest:4σInt.:3.5σ(NANTEN2)

イメージγ線 (HESS)

ピーク Dピーク A, C コントア12CO(2-1)イメージX線 (0.5keV-12KeV)(Suzaku XIS: Suzaku data archive)

12CO(2-1) と Ｘ線 (Suzaku 　 XIS) の分布の比較⇒電子成分の分布

強度

強度

ピークＤピークＣ ピークＡ

CO(2-1)積分強度

Ｘ線強度

CO(2-1)積分強度γ線強度Ｘ線強度

γ 線

Ｘ線

ピークＤ

強度

強度

ピークＣ ピークＡ

ＣＯの空間分布に対する、　　　　　　 γ 線とＸ線の空間分布の様子は異なる。

・ 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。

磁場 Ｂ ~200μ Ｇ を仮定磁場 Ｂ ~15μ Ｇ を仮定

π0崩壊(陽子起

源 )

シンクロトロン放射(電子起源 )

Suzaku XIS

Suzaku HXDHESSEGRET

Tanaka et al. 2008

エネルギースペクトルの比較

ATCA逆コンプトン散乱(電子起源 )

逆コンプトン散乱(電子起源 )

シンクロトロン放射(電子起源 )

π0崩壊(陽子起

源 )

エネルギースペクトルの比較Suzaku XIS

Suzaku HXDHESSEGRET

ATCA

Tanaka et al. 2008

• 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) ⇒ Ｗ p ～ 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。

• 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。

まとめ