[論文レビュー] Observations of SNR G328.4+0.2 at 19 GHz

S. Johnston, N. M. McClure‐Griffiths+1 more|CERN Bulletin|Dec 11, 2003

Astrophysics and Cosmic Phenomena被引用数 4

ひとこと要約

本研究では、アップグレードされたオーストラリア・テレビジョン・コンパクト・アレイを用いて19 GHzで高周波数の偏光観測を実施し、SNR G328.4+0.2の偏光特性を明らかにした。その結果、中心にバー構造を有する円形の高偏光SNRが得られ、縁部にはトロイダル型の磁場構造が確認された。著者らは、このSNRがパルサー風ネビュラを有する複合型SNRであると提唱し、蟹星雲とは異なりG11.2–0.3に類似している。この仮説により、従来のエネルギー推定における矛盾が解消され、パルサーのスピンダウン光度が約3×10³⁷ erg s⁻¹、パルサー周期が約50 msであると特定された。

ABSTRACT

We report on the first polarimetric observations at 19 GHz made with the upgraded Australia Telescope Compact Array. Observations were made of the Galactic supernova remnant (SNR) G328.8+0.2. We find the SNR has circular morphology with a strong central bar, similar to that seen at lower frequencies. The SNR has high linear polarization throughout, with fractional polarization in the bar up to 50 per cent. The orientation of the magnetic field lines follow the filamentary structure of the SNR. The magnetic field at the edge of the SNR is generally toroidal, interspersed with radial fingers, likely caused by Rayleigh-Taylor instabilities. Although the SNR has been identified as Crab-like, we prefer an interpretation in which the bar is a pulsar powered wind nebula with the rest of the SNR consisting of the shell. The proposed pulsar parameters make the SNR / pulsar system more like SNR G11.2--0.3 than the Crab Nebula.

研究の動機と目的

• 高周波数偏光観測を用いてSNR G328.4+0.2の磁場構造を解明し、分類とエネルギー収支の問題を解決すること。
• 中心バー構造が蟹星雲に類似したネビュラではなく、パルサー風ネビュラであるかどうかを検証し、従来のエネルギー推定における不一致を解消すること。
• 観測された磁場の形態を、パルサー風ネビュラの発達を模擬したMHDシミュレーションと照合すること。
• 電波および偏光特性のモデリングを通じて、パルサーのパrametersと残存年齢を特定すること。
• G11.2–0.3 や 3C58 といった既知の複合型残骸と比較し、SNRの類似性を評価すること。

提案手法

• 観測は、アップグレードされたオーストラリア・テレビジョン・コンパクト・アレイ（ATCA）を用い、19 GHzで実施された。2つのアレイ設定（750CおよびEW367）を用い、6基の22-mアンテナが使用された。
• 2つの周波数帯（18.752 GHzおよび18.880 GHz）で、それぞれ128 MHzのバンド幅、32チャンネル（各4 MHz）を有する。同時にストークスパラメータ（I, Q, U, V）が記録された。
• SNRの直径5 arcminをカバーするため、ヘキサゴナルパターンで7点の点源を設定した。18.8 GHzにおける主ビームは1.8 arcminであった。
• フラックスおよび位相校正用に、PKS 1934–638およびPKS 1613–586を用い、バンドパスおよび指向補正を施した。
• データリダクションにはMIRIADソフトウェアパッケージを用い、高い観測周波数のためファラデー回転効果は最小限に抑えられた。
• 磁場ベクトルはQおよびUストークスパラメータから導出され、合計強度および細線構造と照合された。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 G328.4+0.2の中心バー構造が、蟹星雲に類似したネビュラではなくパルサー風ネビュラであるとすれば、従来のモデルにおけるエネルギー収支の問題は解消されるか？
• RQ2 観測された磁場構造は、パルサー風ネビュラ発達のMHDシミュレーションとどのように整合するか？
• RQ3 電波および偏光特性に基づいて、推定されるパルサーのスピンダウンエネルギーと年齢は何か？
• RQ4 SNRの形態および磁場構造は、G11.2–0.3に類似した複合型SNRとしての分類を支持するか？
• RQ5 パルサーはおそらくどこに位置しているのか？バーの幾何的中心からのずれからその位置を推定できるか？

主な発見

• SNRは円形の形状を示し、中心に顕著なバー構造を有しており、全構造が高線形偏光を示しており、バー部では最大で50%に達する。
• 磁場線は主にSNR縁部にトロイダル型に整列しており、特に北および西側で顕著である。西南部の径方向の指状構造は、レイリー＝テイラー不安定性に起因すると考えられる。
• 磁場は細線構造に沿って整列しており、中心バーの主要軸に平行に延在しており、パルサー風ネビュラ起源を支持する。
• パルサー風ネビュラモデルにより、スピンダウン光度は約3×10³⁷ erg s⁻¹、パルサー周期は約50 ms、残存年齢は約10 kyrと推定され、従来のエネルギー収支の不一致が解消された。
• SNRの幾何的中心はバーの中心からずれており、これによりパルサーの速度が約300 km s⁻¹であると推定され、既知のパルサー速度と整合的である。
• SNRは、バーがパルサー風ネビュラ、外側シェルが通常の衝撃加熱シェルである複合型SNRとして最も適切に分類される。これは蟹星雲とは異なり、G11.2–0.3 や 3C58 に類似している。