マグネター星雲の放射モデル

田中　周太Shuta J. Tanaka

105, Jun., 2014, 高エネルギー天体現象小研究会 @ 明野観測所

今回は出番なし !?

Magnetic braking by

strong B-

field ~ 1012GPulse lumi. ~ a few % x

Lspin

　 Most of Lspin releases

as

pulsar wind!~ 50 of 2000 pulsars

have observable PWNe.

パルサー

2

Spin period P ~ 102-3ms Rotating Neutron StarP derivative P ~ 10−(11-13) s/s ( パルサー星雲がいるやつ )

Spin-down power: Lspin> 103L◎(1036erg/s)

Kaspi10

P – P diagram.

NASA

.

Magnetic braking by

strong B-

field ~ 1012GPulse lumi. ~ a few % x

Lspin

　 Most of Lspin releases

as

pulsar wind!~ 50 of 2000 pulsars

have observable PWNe.

パルサー

3

Spin period P ~ 102-3ms Rotating Neutron StarP derivative P ~ 10−(11-13) s/s ( パルサー星雲がいるやつ )

Spin-down power: Lspin> 103L◎(1036erg/s)

Kaspi10

P – P diagram.

NASA

.

パルサー磁気圏の標準描像

4磁気圏内では相対論的 e± プラズマが生成される

パルサーは回転する磁石である !

(B ~ 1012G, P ~ 10ms)

1016V の電池( 単極誘導 )Goldreich&Julian69

大きな電気エネルギーの極一部が磁気圏内で解放

粒子加速と電磁カスケードによる e± 生成( パルサーからのパルスを生成 )

Daugherty&Harding82

パルサー風

パルサー磁気圏

?

?

?

パルサー風

B-γ or γ-γpair creation

5

パルサーとマグネター

楽観的に考えれば ...単独パルサーなら , パルサー風が吹くことを期待していいので

は ?( マグネターって言っても , 磁場強いだけでしょ ?)

回転駆動型 主に単独 , 磁場を介して回転エネルギーを放射にする .

降着駆動型 主に連星 , 伴星からの降着物質の重力エネルギーを放射にする .

磁場駆動型 たぶん単独 , 回転制動から見積もられる磁場が大きい , 磁場エネルギーを放射にする .

熱駆動型 たぶん単独 , 誕生時の熱エネルギーを保持し , 熱放射する .

P と P を測れるのが , パルサーのいいところ .

=> 回転エネルギーが正確に見積もれる !

.

放射 E > 回転Eであるために , 別のエネルギー源を必要とする

パルサーとパルサー星雲

6

パルサーからのエネルギー供給で輝く .

供給された磁化した e± プラズマは超新星残骸に閉じ込められている .

誕生時からのパルサーの情報を保持

かに星雲シンクロトロン成分( 電波ー X 線 )

中心パルサー ( イメージ )

NASA

G21.5-0.9 (Chandra)

かに星雲 (Chandra)

へいっ !

だれ ?

マグネターとマグネター星雲

7

マグネターからのエネルギー供給で輝く .

供給された磁化した e± プラズマは超新星残骸に閉じ込められている .

誕生時からのマグネターの情報を保持 ?

1E 1547-5408(Chandra)

Wikipedia

G327.24-0.13 ( 電波 )

マグネター ( 凶悪 )

Vink&Bamba09

Gelfand&Gaensler07

8

マグネター星雲 (MWN) なんてあるの ?

新しい MWN を見つけると , 叩かれる ( 否定される ).

中々 , 手を出す気にならない .例 1. 1E 1547.0-5408Vink&Bamba09 発見 → Tiengo+10, Olausen+11 によって

否定

例 2. Swift J1834.9-0846Younes+12 発見 → Esposito+13 によって否定

観測された MWN 候補天体 ( 上記 2 天体 ) の特徴X 線のみで見えている .PWN に比べて soft なスペクトル (Γx > 3.0).PWN に比べて LX / Lspin が大きい .

→ MWN でなく , マグネターからの放射の (Lx > Lspin) dust scattering halo で説明

可とされている

9

マグネター星雲 (MWN) なんてあるの ?

まず , 第一に spin-down している .

マグネターからの particle outflow SGR 1806-20 の Giant Flare ( 寺澤 burst, Terasawa+05)

後に radio afterglow を発見 (Gaensler+05).

High B Pulsar の周りに PWN が見つかっている .PSR J1119-6127 (B = 4.1 x 1013G) in G292.2-0.5

(SNR が有名人 , e.g., Kumar+12)

PSR J1846-0258 (B = 5.0 x 1013G) in Kes 75( パルサーがマグネター activity!!, Gavriil+08)

PSR J1819-1458 (B = 5.0 x 1013G)( パルサーは RRAT, ヘンテコパルサー )

と言いつつ , negative な意見ばかりでもない

10

モチベーションMWN を調べて中心天体の性質の違いを知りたい .

マグネターの磁場増幅機構 (Thompson&Duncan93)

millisecond magnetar?

近年は , SLSN の候補としても注目されている(e.g., Kotera+13, Metzger+13)

wind braking (e.g., Harding+99, Tong+13)マグネターは本当に強磁場 ?

磁気圏内で σ < 1 の wind を生成していれば , 強磁場でなくても回転減衰率が大きいことは説明できる .

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One-zone モデル 1

e±, B等速膨張、球状、一様の MWN を仮定RMWN = VMWN x t

Lspin を e± プラズマと磁場に分けるパラメータ η を導入

Lspin = Le± + LB = (1-η) Lspin + ηLspin

MWN 内の磁場の時間進化

時刻ｔでの MWN 内の全磁場エネルギー

時刻ｔまでに MWN に注入された全磁場エネルギー

ST&Takahara10 を踏襲

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シンクロトロン、逆コンプトン散乱光度進化を計算

非熱的分布の e± プラズマを注入(Broken Power-law)

(1-η)Lspin = Le± = ∫Qinjγmc2dγ

プラズマのエネルギー分布の進化

),(),(),(),( inj tQtNttNt

パルサーから供給放射 +断熱冷却

logγγmin γb γmax

∝γ-p1

∝γ-p2Le±

logN

One-zone モデル 2

13

MWN と PWN の違いmillisecond マグネターを考える場合 , 何と言っても違うのは , 回転進化 .braking index

を用いると , 4 パラメータで回転進化が決まる .

P = 1s, P = 10-11s/s (B = 2 x1014G), n = 3とすると ,P0 がパラメータ .

.

年齢 [yr]初期周期が短く (P0 小 ),

初期磁場が強いほど (n 大 ),初期回転光度が大きく , 回転減速が早い .

回転

光度

Lsp

in

[erg

/s]

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誕生初期の振る舞い

1. 非常にコンパクトであるため , 磁場が大きく放射冷却が効く .

2. そもそも超新星がoptically thin になるのに ~ 0.1yr はかかる .

Fireball の形成 ?MWN が小さいうちに (t ~ τ0 までに ) ほぼすべての初期回転エネルギーを注入 !

??

放射冷却のみ考えても初期の注入は無視できる

15

MWN のモデル化粒子の注入 : (γmin =102, γb =105,γmax = 108, p1 = 1.5, p2 = 2.5)

回転進化 :P = 2.07 s, P = 2.32 x 10-11s/s で固定 .n = 3, B = 2.2 x 1014G, Lspin = 1035 erg/s, P0 ~ (1 - 10)ms(NS の 年齢はほぼ特性年齢 ~ 1.4kyr)

MWN の 膨張速度 :vMWN = 6 x102 km/s (RMWN ~ 0.87pc) e±, B

logγγmin γb γmax

∝γ-p1

∝γ-p2Le±

logN

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MWN 粒子スペクトル : tthinの依存性AXP 1E1547.0-5408 @ 4kpc のパラメータで考える .

fireball が晴れ上がる時刻にMWN スペクトルは依存するのか ?磁場として , 注入されたエネルギー

EB = 2 x 1045 ergB(tage) = 25 μG

EB = 2 x 1046 ergB(tage) = 78 μG

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EB = 2 x 1047 ergB(tage) = 250 μG

MWN の晴れ上がりの時刻から粒子分布の進化を追う必要はない .( スペクトルに関係ない低エネルギーは少しだけ違う )

残存している粒子のエネルギーは , 磁場が大きいほど小さくなる .

スペクトルはどうなる ?

EB = 2 x 1049 ergB(tage) = 2.5 mG

EB = 2 x 1048 ergB(tage) = 780 μG

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MWN スペクトル

シンクロトロン成分はほとんど変化なし ?

逆コンプトン成分が大きく変動する .

絶対値はちょっと自信がない .

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まとめMWN は存在するのか ?

観測的には , かなり不確か . (個人的には , あると思う )

MWN と PWN の基本的な違いは NS の回転進化 .回転減速が非常に早く , 極初期の SNR との相互作用

は現在の スペクトルにさほど影響ないと思われる .

One - zone モデルPWN では NS の回転進化の情報を得られる .MWN では , 磁場の値 ( 磁化率と P0) を求めることになる .

P0 に対するシンクロトロン成分の依存性は小さいかも .

ガンマ線成分が見つかれば , P0 と磁化率の値に制限が付く .