Westerlund2 のジェットとアーク

1. 超新星残骸ワークショップ 2009年3月13日(金) 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 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

2. 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

3. l, b = 284.25, -0.33 HESS J1023-575 WR20b WR20a HII領域 RCW 49 Wd 2 (Aharonian et al. 2007) Westerlund 2 • 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.) Spitzer IRAC 3.6, 4.5, 5.8, 8.0 m (Churchwell et al. 2004) ガンマ線源 HESS J1-23-575 (TeV) (Aharonian et al. 2007),Fermi (GeV)(Abdo et al. 2009)

4. 12CO(J=1-0)銀河面分子雲探査 @チリ・ラスカンパナス天文台

5. 12CO(J=1-0)による分子雲アークとジェットの発見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 Dame 2007 母体分子雲候補 Furukawa et al. 2009, submitted 白：Wd2 赤：HESS J1023-575

6. アーク 24  VLSR 28 km s-1 HII 領域(電波連続波 843MHz) Whiteoak & Uchida 1997 Wd2 GeVガンマ線源の重心 ジェット 28  VLSR 30 km s-1 TeVガンマ線源 HESS J1023-575 • 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

7. 12CO(J=1-0)高分解能観測 オーストラリア

8. 12CO(J=2-1)観測 @　チリ・アタカマ高地

9. 十字： Wd2 緑：HESS J1023-575 積分範囲 Arc 24-28 km s-1 Jet 28-30 km s-1

10. Mopra12CO(J=1-0) ジェット先端の 速度分散　大 質量： ジェット　 M(H2) ~ 1.0-2.7  104Msun アーク　 M(H2) ~ 2.0-5.2  104Msun 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 青： Wd2 緑：HESS J1023-575 (Bertsch et al. 1993)

11. 中性水素原子(HI)ガスとの比較 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 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

12. 運動エネルギー アークとHIガス M(H2)arc~ 1.0-2.7  104 Msun M(HI) ~ 0.5-1.4  105Msun アークの平均速度分散 ~ 1 km s-1 ~ 1 1048 ergs ジェット ~1-2 1049 ergs M(H2)jet~ 2.0-5.2  104Msun 最大速度分散 ~ 10 km s-1

13. 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 X線 Cas A Hwang et al. 2004

14. HII 領域(電波連続波 843MHz) Whiteoak & Uchida 1997 Wd2 GeVガンマ線源の重心 TeVガンマ線源 HESS J1023-575

15. 非等方超新星爆発の理論モデル磁場駆動型超新星爆発非等方超新星爆発の理論モデル磁場駆動型超新星爆発 • 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 e.g. Burrows et al. 2007, Komissarov et al. 2007

16. 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 X線 超新星残骸 カシオペアA Hwang et al. 2004

17. ジェット状爆発による分子雲形成のメカニズムジェット状爆発による分子雲形成のメカニズム 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 相対論的ジェット • 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 分子雲

18. CTB37B CTB37A

19. Galactic Longitude (degree) ジェット状爆発による分子雲形成の検証　１ ヘリカル構造 • 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 MJG347.5 Nakamura et al. in preparation. MJG348.5 Yamamoto et al. in preparation.

20. 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

21. ガンマ線の発生プロセス ・超新星爆発の残存粒子 陽子起源 (0崩壊) ・残された天体(e.g. SNR, PWN)での加速粒子 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

22. ガンマ線の発生プロセス 今後の課題 GeV/TeV比より、陽子起源と電子起源を切り分ける。 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 RX 1713.7-3946 Aharonian et al. 2007

23. 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

24. HII 領域(電波連続波 843MHz) Whiteoak & Uchida 1997 Wd2 GeVガンマ線源の重心 TeVガンマ線源 HESS J1023-575

26. 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

27. 分子雲の観測方法 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 H 中性水素HIガス (密度 ~1個/cm3) 分子雲 H H2 H2 H2 H2 H H2 CO

28. その他の起源天体の可能性 • 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

29. COの他の励起線との比較 10 K,700cm-3 200 K,700cm-3 • 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。 輝線強度 1-0 2-1 3-2 4-3 5-4 6-5 7-6 回転準位間

30. 12CO(J=2-1)観測 12CO(J=1-0) 12CO(J=2-1)

31. 分子雲とHIガスの運動エネルギー 質量M(i,j,k) 運動エネルギー ・・・ T軸　 アークとHIガス j=2 M(H2)arc~ 1.0-2.7  104 Msun M(HI) ~ 0.5-1.4  105Msun アークの平均速度分散 ~ 1.9 km s-1 ~ 2-6 1048 ergs j=1 ・・・ i=1 i=2 ジェット S軸　 質量　 重心速度　VG k=1 k=2 ~1-2 1049 ergs 視線速度　Vk 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

32. ガンマ線起源(PWNに付随するガンマ線源との比較)ガンマ線起源(PWNに付随するガンマ線源との比較) PWN PL EC

35. 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 Elmegreen & Lada 1977 1 pc Hayakawa 1956 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 Figer et al. 1999; Genzel et al. 2003 ２．系内の大規模星団 (星の総質量　~103-4Msun) 系内に数例 銀河中心： Arches, Quintuplet, Central 　　腕： Westerlund 1, Westerlund 2 Arches Cluster, Quintuplet Cluster, Central Cluster HST•NICMOS, VLT•NOAS•CONICA

36. 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。

37. RCW49/Westerlund2 (Wd2) and Molecular Clouds 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 11 < Vlsr < 21 km/s 1 < Vlsr < 9 km/s -11 < Vlsr < 0 km/s Min. 20 K km/s Interval 10 K km/s Min. 17 K km/s Interval 15 K km/s Min. 30 K km/s Interval 15 K km/s

38. Furukawa et al. submitted, Ohama et al. in preparation. Contour: 12CO(J=2-1) Image: Spitzer IRAC 8.0 m Blue: +4 km/s Cloud Red: +16 km/s Cloud G.L.284.2-284.4 16 km s-1

39. 宇宙線電子起源 宇宙線陽子起源 0崩壊 シンクロトロン放射 逆コンプトン散乱 e (CR) + photon  e +  p (CR) + p (proton/nuclei)  0 2  Aharonian et al. 2006 Tanaka et al.

40. Worrall et al. 2007