[論文レビュー] H.E.S.S. deeper observations on SNR RX J0852.0-4622

M. Paz Arribas, Ullrich Schwanke+4 more|arXiv (Cornell University)|Mar 12, 2012

Astrophysics and Cosmic Phenomena参考文献 2被引用数 3

ひとこと要約

本研究では、Vela Junior超新星残骸（SNR RX J0852.0-4622）のより深いH.E.S.S.観測を行い、100 GeVを超える非常に高エネルギー（VHE）ガンマ線バンドにおけるスペクトル的・空間的構造を分析した。0.5〜7 TeVのエネルギー範囲で、残骸全体にわたりスペクトル指数が2.11 ± 0.05（統計）± 0.20（系）として一定であることが判明した。一方、PSR J0855−4644と関連するとされる脈動星風ネビュラ（PWN）に対しては、クレーマー・フラックスの約2％未塔の上限が設定され、PWNからの顕著なVHE放射は観測されなかった。これは、PWNの放射が殻状放射に比べて顕著でないことを示している。

ABSTRACT

Supernova Remnants (SNRs) are believed to be acceleration sites of Galactic cosmic rays. Therefore, deep studies of these objects are instrumental for an understanding of the high energy processes in our Galaxy. RX J0852.0-4622, also known as Vela Junior, is one of the few (4) shell-type SNRs resolved at Very High Energies (VHE; E > 100 GeV). It is one of the largest known VHE sources (~ 1.0 deg radius) and its flux level is comparable to the flux level of the Crab Nebula in the same energy band. These characteristics allow for a detailed analysis, shedding further light on the high-energy processes taking place in the remnant. In this document we present further details on the spatial and spectral morphology derived with an extended data set. The analysis of the spectral morphology of the remnant is compatible with a constant power-law photon index of 2.11 +/- 0.05_stat +/- 0.20_syst from the whole SNR in the energy range from 0.5 TeV to 7 TeV. The analysis of the spatial morphology shows an enhanced emission towards the direction of the pulsar PSR J0855-4644, however as the pulsar is lying on the rim of the SNR, it is difficult to disentangle both contributions. Therefore, assuming a point source, the upper limit on the flux of the pulsar wind nebula (PWN) between 1 TeV and 10 TeV, is estimated to be ~ 2% of the Crab Nebula flux in the same energy range.

研究の動機と目的

• 2004年から2009年までの72時間のライブタイムにわたるH.E.S.S.チェレンコフ望遠鏡アレイによるγ線光子7286個のデータセットを用いて、Vela Junior SNRの非常に高エネルギー（VHE）ガンマ線バンドにおけるスペクトル的・空間的構造を研究すること。
• SNRの空間的広がりにわたりスペクトル指数が変化するかどうかを検証し、エネルギー依存性のある放射メカニズムの有無をテストすること。
• SNR縁に近接するPSR J0855−4644と関連する脈動星風ネビュラ（PWN）が観測されたVHE放射にどの程度寄与しているかを評価すること。
• X線スペクトル指数と比較することで、レプトン的放射モデルの整合性を評価し、電子冷却やハドロン的過程を制約すること。
• SNRの拡張した殻状放射から分離可能な、潜在的VHE PWNのフラックスに対するきわめて信頼性の高い上限を導出すること。

提案手法

• ナミビアに位置するH.E.S.S.チェレンコフ望遠鏡アレイを用いて、2004年から2009年までの間、72時間のライブタイムにわたって収集された7286個のγ線光子の分析。
• 空間的構造解析における歪みを低減し、角度分解能を向上させるために、ハードイベント選別とリング背景モデルの適用。
• 0.5〜7 TeVのエネルギー範囲で、パワーロウ法モデルを用いて複数の領域（中心円と6つの殻セグメント）のスペクトルフィッティングを実施。
• 統計的評価と独立した解析パイプラインによるクロスバリデーションのため、Li & Maの有意性式の適用。
• 露出補正済みの過剰マップから方位角プロファイルを抽出し、SNR殻の周囲における非一様な放射を検討。
• 脈動星位置に点源を仮定し、殻状放射を超えた固有のPWN放射がないと仮定して、スペクトルフィッティングによりPWNフラックスの上限を導出。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 Vela Junior SNRのスペクトル指数は、VHEバンドにおける殻全体にわたり空間的に変化するか？
• RQ2 PSR J0855−4644と関連するとされる仮説的な脈動星風ネビュラ（PWN）の1〜10 TeVエネルギー範囲におけるフラックス上限は何か？
• RQ3 VHEスペクトル指数とX線スペクトル指数を比較すると、どのような意味を持つのか？これは、根本的な放射メカニズムに何を示唆するか？
• RQ4 SNRの西北縁における強化された放射は、PWN由来か、それとも固有の殻構造由来か、それぞれの寄与度はどの程度か？
• RQ5 観測されたγ線放射は、冷却電子を伴うレプトン的モデルで説明可能か？それともハドロン的起源は依然として妥当な可能性を有するか？

主な発見

• Vela Junior SNRのスペクトル指数は、全残骸にわたり一定であり、0.5〜7 TeVのエネルギー範囲で2.11 ± 0.05（統計）± 0.20（系）の値を示した。
• VHEガンマ線からのスペクトル指数（2.11）は、X線指数（2.66 ± 0.05）と90％信頼水準で顕著に異なるため、レプトン的モデルにおける電子冷却が示唆された。
• SNR殻の方位角プロファイルから、西北領域に強化された放射が観測され、PSR J0855−4644の位置付近に局所的なピークが確認された。
• PSR J0855−4644と関連する可能性のあるVHE PWNのフラックス上限は、1〜10 TeV範囲で3.8 × 10⁻¹³ cm⁻² s⁻¹であり、同エネルギー帯でのクレーマー・ネビュラのフラックスの約2％に相当する。
• 検出確率が70％以上（距離d = 0.9 kpcの場合）にもかかわらずPWN信号が検出されなかったことから、PWNが弱いか、またはVHEバンドで支配的でないことが示唆された。
• 観測された形状とスペクトルの一貫性は、ハドロン的または複雑なレプトン的放射を伴う殻型SNRを支持するが、単純なレプトン的シナリオでは冷却効果が除外できない。