パルサー星雲を伴うパルサーの回転進化について田中　周太大阪大学　宇宙進化グループ D2 共同研究者　高原　文郎

パルサー星雲を伴うパルサーの回転進化について田中　周太大阪大学　宇宙進化グループ D2共同研究者　高原　文郎コンパクト天体で探る極限物理@京都大学

パルサー星雲(PWN) • 中心パルサー & ジェット+トーラス構造 • =>回転駆動パルサーのエネルギー供給!! • 超新星残骸(SNR)の殻 &膨張速度～1000km/s • =>SNRにより閉じ込め!! • 広波長域の非熱的シンクロトロン放射 • =>加速粒子と磁場で構成!! Chandra Hester 08 パルサー、磁気圏、パルサー風の物理をパルサー星雲から抜き出す!! コンパクト天体で探る極限物理@京都大学

研究内容 パルサー星雲のスペクトルモデルを用いてその中心パルサーの回転進化を調べる。 • Braking Indexを用いたパルサーの回転進化モデル • パルサーの回転進化のモデル • 観測でのパルサーの初期周期を求め方 • その他のパルサーの初期周期の求め方 • 用いたパルサー星雲のスペクトルモデル • 若い、TeVガンマ線観測のあるパルサー星雲 • 注入されたエネルギーと断熱膨張の影響コンパクト天体で探る極限物理@京都大学

パルサーの回転進化Braking Index 1 n = const. : Braking index, n = 3, when magnetic braking. . (τ0 = P0 / 2P0 ) 年齢 t のみが不定のパラメータ . 注　1.characteristic age tc = P / 2P は年齢 t は違う。 2.k は磁場の大きさに関連、また n = 3 では磁場は一定。コンパクト天体で探る極限物理@京都大学

パルサーの回転進化Braking Index 2 L(ｔ) spin-down powerの進化 τ０ｔ L0と τ0が個々のPSRに固有の量である。 L0・τ0 = 1/2 I Ω02 :回転エネルギー B = B0 (B2 R*3/ 6) :磁場エネルギーが個々のPSRに固有の量である。コンパクト天体で探る極限物理@京都大学

観測から得られる初期周期: 方法 . P(t), P(t)の観測があれば、(n = 3) 年齢 t を決めればよい。 A. 過去にSNが観測された記録がある(と思われている)。 B. PSR周りのSNRの半径(e.g. Sedov解など)。 C. PSRの固有運動とSNRの中心のずれ。コンパクト天体で探る極限物理@京都大学

プロット(観測より) P0(ms) B(1012 G) コンパクト天体で探る極限物理@京都大学

その他の初期周期の求め方 SNR内のPWNの力学(膨張)進化のモデル化(Chevalier 05) RSNR / RPWNの観測より (SNR周囲のlocal ISM, SN typeなどの仮定が必要) コンパクト天体で探る極限物理@京都大学

プロット(Chevalier 05) P0(ms) B(1012 G) コンパクト天体で探る極限物理@京都大学

ここまでのまとめ • パルサーの回転進化をBraking indexを仮定して求める。 • 観測的もしくは、PWN特有のモデルを介して年齢を求めることで個々のパルサーの固有のパラメータについて考察。 • ここまでに紹介したモデルで含まれる可能性がある不定性 • Braking index n が一定という仮定。 • モデルの不定性(SNR+PWN進化両方のモデル化)。 • 膨張速度などの観測の不定性。以下で我々のパルサー星雲スペクトル研究から得られる独立な方法での結果を見る。コンパクト天体で探る極限物理@京都大学

パルサー星雲のスペクトル進化 • 若いパルサー星雲のスペクトルを加速された電子陽電子からの • シンクロトロン放射、逆コンプトン散乱で説明する。 • 一様な球状のパルサー星雲内の粒子エネルギー分布関数の進化⇒スペクトルの進化。 e±, B パルサー近傍での粒子加速の情報。放射冷却+断熱冷却磁場の見積もり等速膨張を仮定コンパクト天体で探る極限物理@京都大学

かに星雲 • 観測をよく再現する。 • 1kyrで磁場は～85μG • ガンマ線はSSC優勢。 • シンクロトロン光度は • 　逆コンプトン散乱成分 • 　よりも早く減衰。 • (～100TeVで増光) • 電波や可視光の減光率 • 　を説明できる。 Tanaka & Takahara 10 Vi;nyaikin 07 (radio), Smith 03 (opt.) コンパクト天体で探る極限物理@京都大学

適用可能な天体 • 大きさが分かっている。 (断熱膨張の効果) • パルサー(P, Pの観測)が見つかっている。 (あたりまえ) • 電波、X線での非熱的成分の観測 • (シンクロトロン成分、broken power-law) • ガンマ線の観測がある。(逆コンプトン成分) . このような条件に合うものについて調べる。コンパクト天体で探る極限物理@京都大学

適用した天体 G0.9+0.1 G21.5-0.9 B ～ 15μG B ～ 60μG Kes 75 B ～ 20μG G54.1+0.3 B ～ 10μG 3C58 TeV upper limit 星間光子場の寄与を考慮すると、かに星雲と同じモデルでよく説明される。コンパクト天体で探る極限物理@京都大学 14

若いTeVPWNの性質 • かに星雲を除いて逆コンプトン散乱の種光子は星間ダスト • 　からの赤外線放射が優勢。 • パルサーか供給された回転エネルギーの大部分を粒子の • 　エネルギーとして保持し、磁場のエネルギーは1000分の • 1程度しかない。 • すべてのTeV PWNは、X線領域の放射はベキ～2.5の粒子 • を注入することで説明できる。これらを踏まえて non-TeV PWN(3C58)にも適用。コンパクト天体で探る極限物理@京都大学

PSRの年齢の決め方: ざっくり • TeVガンマ線観測があるもの。(空間構造の不定性小) • 星間光子場のエネルギー密度を決めると決まる。 • TeVガンマ線観測がないもの。 (空間構造の不定性大) • ηの値がパラメータとなる。(典型的に103程度) P0が直接求まるコンパクト天体で探る極限物理@京都大学

断熱膨張の効果など • Klein-Nishina効果や粒子の冷却を無視した議論だったので • Klein-Nishina効果は計算には取り入れている。 • まだ手で計算可能 • 現在の年齢では放射冷却はあまり効かず、断熱冷却優勢 • スペクトルの進化計算が重要になる • (τ0、年齢、冷却時間の関係が複雑, 例えばτ0が年齢より小さい天体は断熱冷却がよく効くなど。) 比較的精度よくパルサーの初期周期が見積もれる。コンパクト天体で探る極限物理@京都大学

プロット(パルサー星雲スペクトル) P(ms) Kes75 B(1012 G) コンパクト天体で探る極限物理@京都大学

PWNスペクトルのまとめ • 若いなどの条件を満たしたPWNに適用。 • TeV PWNについてはUphの不定性のみでP0が決まる。 • Braking indexの仮定への依存性小(P0を求めるには)。 • これまでの観測的な方法、PWNの力学進化を考えた方法 • とは独立の方法である(PWNの非熱的放射に着目)。 One-Zoneのモデルから PWNを伴うPSRの性質を抜き出せた。コンパクト天体で探る極限物理@京都大学

プロット(全部) 被っている天体あり P(ms) B(1012 G) コンパクト天体で探る極限物理@京都大学

問題点 • 基本的にはどの方法でもPWNを伴うPSRしか • 初期周期(年齢)が測られていない。 • どのモデルも一長一短。 • Braking index n = const. = 3 を仮定。 • PSRの質量や半径(慣性モーメント)などは仮定。 • (むしろ回転エネルギーという形で入っている。) • 同じ天体でも方法に依ってP0が違うものがある。 • どちらが正しいと思うのか? コンパクト天体で探る極限物理@京都大学

まとめ • PSRの初期周期、初期磁場は、SN progenitorや • SN形成時の現象と関連している。 • PSR初期周期の統計的な分布は? • 初期にmsec程度PSR(magnetar)は存在するのか? • 統計が足りないが、全体では特にP0の値に傾向はない。 • 逆にPWNに見られる多様性がPSR起源で • どれくらい説明できるか。 • ガンマ線光度が小さいPWN、PWN内の磁場の大きさ • 膨張速度(大きさ) • Broken power-lawのベキ、multiplicity コンパクト天体で探る極限物理@京都大学

パルサー星雲を伴うパルサーの 回転進化について 田中 周太 大阪大学 宇宙進化グループ D2 共同研究者 高原 文郎