Westerlund2 のジェットとアーク

名古屋大学　天体物理学研究室 (Ae 研 )古川　尚子

超新星残骸ワークショップ2009 年 3 月 13 日 ( 金 )

Joanne Dawson, 大浜 晶生 , 河村 晶子 , 山本 宏昭 , 大西 利和 , 福井 康雄 ( 名大 ),

Felix Aharonian, Werner Hoffman, Emma de Ona Wilhelmi (MPIK), Gavin Rowell (Adelaide), Thomas M. Dame (Harvard-Smithsonian CfA),

長滝 重博 ( 京大基研 ) and NANTEN グループ

本発表の概要• 若い大規模星団 (Westerlund 2, Wd2) 領域で、ア

ーク状、直線状 ( 名称：アーク、ジェット ) の分子雲を発見

• Wd2 方向には TeV/GeV ガンマ線源が発見されている

• 星団のメンバーによる超新星爆発でこれらの分子雲が形成された可能性を提案

• 超新星爆発のモデルとして、磁場駆動型のジェット状爆発を伴った超新星爆発モデルを採用

Wd 2HII 領域

RCW 49

•星の総質量 : 4500 Msun (Rauw et al. 2007)

•年齢： 2-3 Myr (Piatti et al. 1998)•O 型星： 12 (Rauw et al. 2007)•Wolf-Rayet 星 (WRs) ： 2 (Rauw et al. 2007)•距離： 5.4 kpc (Furukawa et al. submitted.)

l, b = 284.25, -0.33

Spitzer IRAC 3.6, 4.5, 5.8, 8.0 m

WR20aWR20b

Westerlund 2

ガンマ線源HESS J1-23-575 (TeV) (Aharonian et al. 2007), Fermi (GeV)(Abdo et al. 2009)

(Churchwell et al. 2004)

(Aharonian et al. 2007)

HESS J1023-575

12CO(J=1-0) 銀河面分子雲探査

望遠鏡 ( 口径 )

なんてん (4m)

輝線 12CO(J=1-0)静止周波数 115.271 GHz空間分解能 2’.6 (4.1 pc @ 5.4 kpc ) 速度分解能 1 km s-1

雑音温度 ~1.0 K/ch観測時期 1996 - 2004 @ チリ・ラスカンパナス天文台

母体分子雲候補 Dame 2007

12CO(J=1-0) による分子雲アークとジェットの発見

母体分子雲候補Furukawa et al. 2009, 　　　　　　　　　 submitted

白： Wd2赤： HESS J1023-575

アーク24 VLSR 28 km s-1

ジェット28 VLSR 30 km s-1

•ジェットと TeV/GeV ガンマ線源が直線状に一致•アークが TeV ガンマ線源の縁に沿って分布

ガンマ線源との付随

Wd2

HII 領域 ( 電波連続波 843MHz) Whiteoak & Uchida 1997

TeV ガンマ線源 HESS J1023-575

GeV ガンマ線源の重心

12CO(J=1-0) 高分解能観測望遠鏡 Mopra口径 22 m輝線 12CO(J=1-0)

静止周波数 115 GHz手法 On The Fly

サンプリング間隔

15”(Nyquist)

空間分解能 47” (1.2 pc @ 5.4 kpc )速度分解能 0.087 km s-1

雑音温度 ~0.7 K/ch領域 0.3 degree2

観測時期 2008 年 7~8 月

オーストラリア

12CO(J=2-1) 観測

望遠鏡 NATNE 2 (4 m)輝線 12CO(J=2-1)

静止周波数 230 GHz手法 On The Fly

サンプリング間隔

30”(Nyquist)

空間分解能 100” (2.4 pc @ 5.4 kpc )速度分解能 0.38 km s-1

雑音温度 ~0.4 K/ch領域 0.7 degree2

観測時期 2008 年 10 月

@ 　チリ・アタカマ高地

Arc 24-28 km s-1

Jet 28-30 km s-1

積分範囲

十字： Wd2緑： HESS J1023-575

質量：ジェット　 M(H2) ~ 1.0-2.7 104 Msun

アーク　 M(H2) ~ 2.0-5.2 104 Msun

仮定：・ CO の積分強度と水素分子の変換　　　　ファクター 　　　 N(H2)/Wco = 2.0 1020 cm-2 (K km s-1)-1

・距離 5.4+1.1-1.4 kpc

Mopra 12CO(J=1-0)

(Bertsch et al. 1993)

ジェット先端の速度分散　大

青： Wd2緑： HESS J1023-575

中性水素原子 (HI) ガスとの比較

グレースケール： HI (McClue-Griffiths et al. 2005)アーク・ジェット 12CO(J=1-0)十字： Wd2青：ガンマ線源 HESS J1023-575

HI ガス•ガンマ線中心方向を取り囲むように分布•ガンマ線中心方向に空洞•アークと反相関•アークと共にシェル状の構造•膨張速度　小•ジェットの方向にも豊富に存在

アークと HI ガス ~ 1 1048 ergs

M(H2)arc ~ 1.0-2.7 104 Msun M(HI) ~ 0.5-1.4 105 Msun アークの平均速度分散 ~ 1 km s-1

~1-2 1049 ergs

ジェット

運動エネルギー

M(H2)jet ~ 2.0-5.2 104 Msun

最大速度分散 ~ 10 km s-1

分子雲とガンマ線源の形成シナリオ

　　非等方超新星爆発　　　　　球対称＋ジェット状の非等方な爆発

　　－ 球対称爆発： アーク＋ HI ガスのシェル

　 　－ ジェット状爆発： 分子雲ジェット　

Hwang et al. 2004

X線Cas A

Wd2

HII 領域 ( 電波連続波 843MHz) Whiteoak & Uchida 1997

TeV ガンマ線源 HESS J1023-575

GeV ガンマ線源の重心

• Hypernova ( 極超新星爆発　 Eexp ~1052 ergs) のモデルのひとつ

• 鉄コアの重力崩壊や原始中性子星の高速回転により磁場を増幅

• ~1015G の磁場エネルギーで爆発• 立体角の狭い、相対論的速度を持ったジェット状の爆発

• 中心には高速回転する中性子星　　 (= マグネター ) を形成 Sawai et al. 2008

非等方超新星爆発の理論モデル磁場駆動型超新星爆発

e.g. Burrows et al. 2007, Komissarov et al. 2007

分子雲とガンマ線源の形成シナリオ

　　非等方超新星爆発　　　　　球対称＋ジェット状の非等方な爆発

　　－ 球対称爆発： アーク＋ HI ガスのシェル

　 　－ ジェット状爆発： 分子雲ジェット　

Hwang et al. 2004

X線超新星残骸

カシオペア A

相対論的ジェット

ジェット状爆発による分子雲形成のメカニズム

•相対論的ジェットが密度のむらを持つ HI ガス(~0.5-50 cm-3) を通過•衝撃波面が円筒状に広がり、 HI ガスを圧縮して分子雲を形成

マイクロクエーサージェットによる分子雲形成を適用Yamamoto et al. 2008

衝撃波

分子雲

CTB37A

CTB37B

ヘリカル構造

ジェット状爆発による分子雲形成の検証　１

•Wd2 の分子雲ジェットの先端でヘリカル構造が多数見られる。

•ヘリカル構造をした分子雲の報告

• 相対論的ジェットのヘリカルな軌跡を反映している可能性

Galactic Longitude (degree)

MJG348.5Yamamoto et al. in preparation.

MJG347.5Nakamura et al. in preparation.

ジェット状爆発による分子雲形成の検証 2

12CO(J=2-1)/12CO(J=1-0)強度比

•分子雲の先端で比が高い。

　　 R2-1/1-0 ~ 1.1-1.3

•先端で相対論的ジェットと相互作用し、分子雲が加熱されている可能性

赤　 HESS J1023-575白　 Wd2

ガンマ線の発生プロセス

・超新星爆発の残存粒子

・残された天体 (e.g. SNR, PWN) での加速粒子

陽子起源 (0崩壊 )

陽子起源、電子起源　　　　　　　　 (逆コンプトン散乱 )

候補天体

Pulsar wind nebula (PWN)ガンマ線の広がりは宇宙線のエネルギーに依存

ガンマ線の発生プロセス

RX 1713.7-3946 Aharonian et al. 2007

GeV/TeV 比より、陽子起源と電子起源を切り分ける。

今後の課題

形状とエネルギースペクトルからガンマ線起源天

体の正体を解明

Wd2 方向で起きている現象の解明

まとめ• 大規模星団 (Westerlund 2) 方向に、ガンマ線源と

分布が一致したアーク状、直線状分子雲を発見• Wd2 方向には TeV/GeV ガンマ線が発見されてい

る。• 分子雲形成メカニズムとして、磁場駆動型非等

方的超新星爆発を提案• ガンマ線・分子雲の起源天体を明らかにする為

にもガンマ線発生プロセスを明らかにする事が重要

Wd2

HII 領域 ( 電波連続波 843MHz) Whiteoak & Uchida 1997

TeV ガンマ線源 HESS J1023-575

GeV ガンマ線源の重心

陽子起源　シンクロトロン放射や IC による残存電子の損失が大きい

分子雲の観測方法

分子雲

中性水素 HI ガス (密度 ~1個 /cm3)

H2

H2

H2

H2CO

H

H

H

H2

典型的な分子雲　・温度 ~10 K, 密度 ~100個 /cm3

　・主要成分 H2

・一酸化炭素 (CO) の回転遷移輝線　　　－　次に存在量が多い。　　　―　化学的に安定　　　 12C16O(J=1-0)　　　－　周波数　 115 GHz －　 E/k ~5 K で励起 　

その他の起源天体の可能性

(1) 超新星爆発＋マイクロクエーサー　　　ガンマ線起源を説明できるかが重要 (例　 LS 5039; Aharonian et al. 2006, A&A, 640, 743)

(2) 超新星爆発＋ PWN ＋ PWN ジェット　　分子雲ジェットを形成するほどのエネルギーが足りず、ジェットのサイズも小さい。

　　　例： Crab パルサー (Gaensler & Slane 2006)

　　　　スピンダウンエネルギー： ~5 x 1038 erg s-1 　　　　　 サイズ： 0.25 pc

CO の他の励起線との比較

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

•高温または高密度状態で、ＣＯは高励起状態へ励起される。•異なる励起線の強度比は、分子雲の密度や温度を反映する。•物理状態を推定できる。

12CO(J=1-0) 12CO(J=2-1)

12CO(J=2-1) 観測

アークと HI ガス ~ 2-6 1048 ergs

M(H2)arc ~ 1.0-2.7 104 Msun M(HI) ~ 0.5-1.4 105 Msun アークの平均速度分散 ~ 1.9 km s-1

~1-2 1049 ergs

ジェット

運動エネルギー

分子雲と HI ガスの運動エネルギー

i j k

GkHkin VVkjiME 2),,(21

2

S軸　

T軸　

i=1 i=2j=1j=2

・・・

・・

・

視線速度　 Vk 　k=1 k=2

質量　

重心速度　 VG

質量 M(i,j,k)

上記の運動エネルギーを与える高エネルギー現象が必要

ガンマ線起源(PWN に付随するガンマ線源との比較 )

天体 Photon index

Flux nomalization 0

(10-11 TeV-1 cm-2 s-1)Luminosity L(erg s-1)

HESS J1023-575

~2.5 (PL) 0.45 (PL) ~6.8 x 1034 (5.4 kpc)(>380GeV)

Aharonian et al. 2007

HESS J1825-137

~2.3 (EL) ~2.1 (EC) ~3 x 1035

(>200GeV)Aharonian et al. 2005A&A, 615, L117

MSH 15-52

~2.3 (PL) ~0.57 (PL) ~1.0 x 1035

(<40TeV)Aharonian et al. 2005, A&A, 435, L17

Vela X ~1.5 (EC) ~1.3 (EC) ~9.9 x 1032

(550GeV-65TeV)Aharonian et al. 2006, A&A, 448, L43

Crab ~3.5 (PL) ~2.6 (PL) ~8.0 x 1034 ICRC ’07 より

PL EdEdN

0cEEeE

dEdN /

0 EC

PWN

背景１．大規模星団の一員である大質量星 ( 8Msun) は、星間物質に大きな影響を及ぼす。

紫外線、恒星風　　・・・　周囲の星間ガスを電離・散逸、次世代星形成誘発の可能性超新星爆発　・・・　星間ガスの圧縮、重元素の供給、　　　　宇宙線加速現場の有力候補

Arches Cluster, Quintuplet Cluster, Central ClusterHST•NICMOS, VLT•NOAS•CONICA

1 pc

Figer et al. 1999; Genzel et al. 2003

２．系内の大規模星団

大規模星団が周囲に与える影響は、銀河進化において重要

銀河中心： Arches, Quintuplet, Central　　腕： Westerlund 1, Westerlund 2

( 星の総質量　 ~103-4 Msun)

系内に数例

Hayakawa 1956

Elmegreen & Lada 1977

本研究の目的• 大規模星団 Westerlund 2(Wd2) 周辺の広域に渡る分子

雲の研究　－　母体分子雲　－　超新星爆発や恒星風・紫外線の影響を受けた　　　　分子雲• 銀河進化における大規模星団の影響を分子雲の観点から探る。

• ガンマ線源と付随している可能性のある特徴的なふたつの分子雲を発見

• 分子雲とガンマ線源の正体と形成メカニズムを探る。

Images : Spitzer IRAC image at 3.6, 5.8 and 8.0 microns (Churchwell et al. 2004)Contours : Integrated intensities in 12CO(J=2-1) by NANTEN2

RCW49/Westerlund2 (Wd2) and Molecular Clouds

11 < Vlsr < 21 km/s 1 < Vlsr < 9 km/s -11 < Vlsr < 0 km/s

Min. 20 K km/sInterval 10 K km/s

Min. 17 K km/sInterval 15 K km/s

Min. 30 K km/sInterval 15 K km/s

G.L. 284.2-284.4Contour: 12CO(J=2-1) Image: Spitzer IRAC 8.0 m Blue: +4 km/s Cloud Red: +16 km/s Cloud 16 km s-1

Furukawa et al. submitted, Ohama et al. in preparation.

0崩壊

逆コンプトン散乱

シンクロトロン放射

宇宙線陽子起源宇宙線電子起源

p (CR) + p (proton/nuclei) 0 2 e (CR) + photon e +

Aharonian et al. 2006 Tanaka et al.

Worrall et al. 2007