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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
17, Feb., 2011
高原 文郎
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大学
1
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!!
Chandra
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!!
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!!
17, Feb., 2011
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大学
Hester 08
2
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
17, Feb., 2011
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大学
3
パルサーの回転進化
Braking Index 1
n

  k
n = const. : Braking index, n = 3, when magnetic braking.
(t )  0 (1  t  0 )
1 n 1
(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。
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4
パルサーの回転進化
Braking Index 2
L(t)
( n1 n1)
spin-down powerの進化
L(t )  L0 (1  t  0 )
τ0
t
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。
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5
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。
Name
P0 (msec)
B (1012G)
Method
J0205+6449(3C58)
60
4
A
B0531+21(Crab)
19
4
A
J0537-6910(N157)
11
1
B
J0538+2817(S147)
139
0.7
C
B0540-69
30
5
B
J1124-5916(G292.0+1.8)
90
10
B
J1811-1024(G11.2-0.3)
62
1.7
A
J1833-1024(G21.5-0.9)
55
3.6
B
B1951+32(CTB80)
27
0.5
C
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。
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6
プロット(観測より)
obs
P0 (ms)
100
obs
10
0.3
3
30
B(1012 G)
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7
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)
Name
P0 (msec)
B (1012G)
SN type
J0205+6449(3C58)
50
4
IIP
B0531+21(Crab)
20
4
IIP
J1824-0.3(Kes75)
30
4.8
Ib/c
B1509-58(MSH15-52)
10
14
Ib/c
B0540-69
40
5
Ib/c
J1124-5916(G292.0+1.8)
40
10
IIL/b
J1811-1024(G11.2-0.3)
60
1.7
IIL/b
J1930-19(G54.1+0.3)
100
10
IIP, Ib/c
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8
プロット(Chevalier 05)
Chevalier
P0 (ms)
100
Chevalier
10
0.3
3
30
B(1012 G)
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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。
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10
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。
放射冷却+断熱冷
却
パルサー近傍での
粒子加速の情報。


N ( , t )  ( , t ) N ( , t )  Qinj ( , t )
t

4 3 B 2 (t )
  L(t ' )dt' 
RPWN
0
3
8
t
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e±, B
磁場の見積もり
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等速膨張を仮定
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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。
Tanaka & Takahara 10
電波減光 [%/yr]
可視減光 [%/yr]
計算
-0.16
-0.24
観測
-0.17
-0.55
Vi;nyaikin 07 (radio), Smith 03 (opt.)
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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。
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12
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。
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13
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。
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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。
t
B 2 4 3
3 age
RPWN  10  Lspin dt
0
8 3
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。
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15
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)
tage
4
2

PIC   T c c U ph N e ( c )  U ph    Lspin dt  c mc 2 
0

3
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)
2
t
4
age
2

Psyn   T c c U B N e ( c )   (1   )  Lspin dt 
0

3
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
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16
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。
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17
プロット(パルサー星雲スペクトル)
our
P(ms)
Kes75
100
our
10
0.3
3
30
B(1012
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G)
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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。
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19
プロット(全部)
被っている天体あり
P(ms)
obs
100
Chevalier
our
10
0.3
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3
B(1012
G)
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30
20
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?
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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
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