[論文レビュー] The pre-shock gas of SN1006 from HST/ACS observations

J. C. Raymond, K. E. Korreck+4 more|arXiv (Cornell University)|Jan 10, 2007

Gamma-ray bursts and supernovae参考文献 1被引用数 30

ひとこと要約

HST/ACSによるSN1006のバルマー線 filamentの深さのあるHα画像を用いて、研究では衝撃波手前の水素密度を0.25–0.4 cm⁻³、視線方向のスケール長を約2×10¹⁸ cmとして測定し、X線のイオン化時間スケールと整合性を確認するとともに、リップルが約20%のISM密度ゆらぎに起因することを示した。この結果は衝撃波モデルの妥当性を裏付け、減速期における高密度雲内での爆発物質の塊が衝撃波を追い越す様子を明らかにした。

ABSTRACT

We derive the pre-shock density and scale length along the line of sight for the collisionless shock from a deep HST image that resolves the H alpha filament in SN1006 and updated model calculations. The very deep ACS high-resolution image of the Balmer line filament in the northwest (NW) quadrant shows that 0.25 < n_0 < le$ 0.4 cm-3 and that the scale along the line of sight is about 2 x 10^{18} cm, while bright features within the filament correspond to ripples with radii of curvature less than 1/10 that size. The derived densities are within the broad range of earlier density estimates, and they agree well with the ionization time scale derived from the Chandra X-ray spectrum of a region just behind the optical filament. This provides a test for widely used models of the X-ray emission from SNR shocks. The scale and amplitude of the ripples are consistent with expectations for a shock propagating though interstellar gas with ~ 20% density fluctuations on parsec scales as expected from studies of interstellar turbulence. One bulge in the filament corresponds to a knot of ejecta overtaking the blast wave, however. The interaction results from the rapid deceleration of the blast wave as it encounters an interstellar cloud.

研究の動機と目的

• 高分解能HST/ACS Hα画像を用いて、SN1006における衝撃波手前の水素密度および視線方向スケール長を測定すること。
• チャンドラデータから得られたX線のイオン化時間スケール推定値と、導出された衝撃波パラメータの整合性を検証すること。
• リップルが星間物質（ISM）密度ゆらぎに起因するのか、それとも爆発物質の塊が衝撃波を追い越すことで生じるのかを区別すること。
• Hα線放出の空間的プロファイル解析を通じて、衝撃波の前駆け（precursor）の存在を評価すること。
• Hα放射の発光度に新たな物理的知見（Heng & McCray, 2006）を組み込んだことで、衝撃波モデルを精緻化すること。

提案手法

• SN1006の西北側領域におけるHαバルマー線 filamentの深さのある高分解能HST/ACS画像を取得した。
• 衝撃波の後方にある狭いイオン化領域の厚さを測定し、これは衝撃波手前の密度に反比例する。
• 最近の衝撃波物理学を反映した更新版Hα発光度モデル（Heng & McCray, 2006）を用いて、観測された filament 構造を解釈した。
• リップルおよび明るい縁の周囲における空間的プロファイルを分析し、視線方向スケール長を推定するとともに、前駆け発光の制約を加えた。
• 観測されたHαプロファイルおよびリップルを、ISM乱流モデル（例：コルモゴロフスペクトル）および爆発物質の追い越しシナリオの予測と比較した。
• 視線方向と衝撃波面の角度幾何学的関係を用いて、ボリューム速度の寄与がライン幅に与える影響を評価した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 SN1006の西北側衝撃波における視線方向の衝撃波手前の水素密度はどの程度か？
• RQ2 導出された視線方向スケール長は、衝撃波モデルおよびX線のイオン化時間スケールの予測とどの程度一致するか？
• RQ3 観測されたHα線 filamentのリップルは、星間物質（ISM）密度ゆらぎに起因するのか、それとも爆発物質の塊が衝撃波を追い越すことで生じるのか？
• RQ4 Hα線放出に衝撃波の前駆けの兆候が認められるか。もしあるならば、主な衝撃波に比べてどれほど明るいか？
• RQ5 視線方向の体積速度が観測されたHαライン幅にどの程度寄与しているか？

主な発見

• SN1006の西北領域における衝撃波手前の水素密度は0.25–0.4 cm⁻³と測定され、以前の推定値と整合的であり、チャンドラX線スペクトルから得られたイオン化時間スケールと一致した。
• 衝撃波の視線方向スケール長は約2×10¹⁸ cmであり、HST画像で観測されたイオン化領域の厚さと一致した。
• 曲率半径が全体のスケール長の1/10未塔のリップルは、パーセクスケールで約20%のISM密度ゆらぎに起因するものと整合的である。
• フィラメントに見られる顕著な隆起の一つは、高密度星間雲内での衝撃波の減速に起因する爆発物質の塊が衝撃波を追い越したものと特定された。
• 顕著な前駆け発光は検出されず、前駆け発光の上限はフィラメントのピーク強度のおよそ1/3であり、一部の領域ではより厳しい上限（約1/10）が得られた。
• 熱的幅広がりと平方和で加算した場合、体積速度の寄与は観測されたHαライン幅の最大6%にとどまり、視線方向の速度効果は最小限であることが示された。