パルサーと宇宙線

パルサーと宇宙線
Shuta J. Tanaka
ICRR, The University of Tokyo
6, Nov., 2014, 次の10年の宇宙線研究 @ 東大柏キャンパス
1
http://pamela.roma2.infn.it/index.php
Positron Excess
PAMELA による宇宙線 (CR)
e±観測
>10GeV での増加!!
(長年の議論に一つの決着)
Moskalenko & Strong 98 のモ
デル (主に CR p & He と ISM p
の相互作用による e+)
合わないという新たな問題提起
(注: < 10GeV は solar modulation の影
響を受けていると考えられている)
Adriani+09Nat (PAMELA)
2
http://www.ams02.org/what-is-ams/
Positron Excess
最新の観測結果 by AMS02
(注: 縦横 linear-scale)
AMS02
Accardo+14PRL (AMS02)
Adriani+13PRL (AMS02)
3
http://atic.phys.lsu.edu/images/images/McMurdo2005/ATICHangtest/index.html
e± spectrum
最新の観測結果 by AMS02
(注: 縦横 linear-scale)
ATIC
(論文は PAMELA より前)
Chang+08Nat (ATIC)
AMS02
(注: 縦 linear-scale)
AMS press release 14
Accardo+14PRL (AMS02)
＊: AMS, △: HEAT, ○: BETS
×: PPB-BETS, ◇: emulsion chambers
4
Models
1. Dark Matter Annihilation / Decay
2. Modified Propagation
Energy dependent scale-height
Energy independent grammage
CR source (SNR) inhomogeneity
3. Astrophysical Sources
Pulsars
Microquasars, GRB etc.
*付け焼刃なので, フォローできてない部分や, 漏れがあると思います.
以下, どんどんコメントお願い致します.
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Models
1. Dark Matter Annihilation / Decay
2. Modified Propagation
Energy dependent scale-height
Energy independent grammage
CR source (SNR) inhomogeneity
3. Astrophysical Sources
Pulsars
Microquasars, GRB etc.
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Dark Matter Annihilation
Bergstrom+13PRL
・NFW 分布 (ΛCDM) で, ρ◎ = 0.4
GeV/cc を考える.
・対消滅 path による e+ のスペク
トルが違い (大体は mass に
peak を持つ).
・TeV DM は大きな対消滅率が必
要.
・AMS02 が与える < 100 GeV
DM に対する対消滅率へ上限は結
構厳しい.
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Models
1. Dark Matter Annihilation / Decay
2. Modified Propagation
Energy dependent scale-height
Energy independent grammage
CR source (SNR) inhomogeneity
3. Astrophysical Sources
Pulsars
Microquasars, GRB etc.
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Modified Propagation
Moskalenko & Strong 98 の propagation モデルを
CR 観測, 地上実験との整合性を保ちつつ変更.
1. Energy dependent scale-height
e.g., Katz+10 MNRAS and Blum+13PRL
1. Energy independent grammage
e.g., Cowsik&Burch+10 PRD and Cowsik+14ApJ, Ahlen&Tarle14 arxiv:1410.7239
2. CR source inhomogeneity
e.g., Shaviv+09 PRL and Benyamin+14 ApJ
難点
e+ が secondary なら, e- より soft なはず.
<-> e- と p が同じ加速, 冷却過程でなければよい?
9
Energy Dependent Scale-Height
e.g., Katz+10 MNRAS and Blum+13PRL
拡散係数の energy dependence は primary / secondary (B/C)
で与えるが, 例えば Leaky box の scale-height も energydependent にしてもよいはず.
(伝播の詳細は省いて, secondary の量を変えたい)
Blum+13PRL
e+ の cooling は考えずに, 上限を超えていないという議論にする.
(cooling, propagation のモデルは factor-out して議論)
Blum+13PRL
10
Energy Independent Grammage
e.g., Cowsik&Burch+10 PRD and Cowsik+14ApJ
B/C の観測に矛盾しない energy range (>~ 300 GV) で
grammage を energy independent にする (nH ~ 0.5/cc の領域
に ~ 2Myr 閉じ込める).
>~ 10GeV の e+ は, 高エネルギーの p が反応 (multiplicity を考
慮) してできるので, excess がある付近に e+ が溜まる.
Cowsik+14ApJ
Cowsik+14ApJ
11
CR source inhomogeneity
e.g., Shaviv+09 PRL and Benyamin+14 ApJ
CR を作る SNR は galactic arm に付随しているはず.
ほとんど, astrophysical source のモデルに近いが, 後で
出てくる SNR model とは, e+ を伝播中の p で作るという
点で違う.
Shaviv+09 PRL
↑NearbySN e↓secondary e+
primary disk e- ->
excluding local
primary arm e- ->
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Benyamin+14 ApJ
Shaviv+09 PRL
Models
1. Dark Matter Annihilation / Decay
2. Modified Propagation
Energy dependent scale-height
Energy independent grammage
CR source (SNR) inhomogeneity
3. Astrophysical Sources
SNR
Pulsars
Microquasars, GRB etc.
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SNR as e+ source
e.g., Blasi09PRL, Fujita+09ApJ etc.
SNR の加速領域ないし, SNR 周辺の dense cloud と p-p で e+
を作るという話, 先ほどと違うのは, primary として e+ を作る
ことで, すでに background よりハードである.
Fujita+09 ApJ
Fujita+09 ApJ
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Models
1. Dark Matter Annihilation / Decay
2. Modified Propagation
Energy dependent scale-height
Energy independent grammage
CR source (SNR) inhomogeneity
3. Astrophysical Sources
SNR
Pulsars
Microquasars, GRB etc.
*ここからは僕の十八番の話です.
おそらく川中さんの話があるのでパルサーから e± が逃走するまで.
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Pulsars as e+ source
近傍のパルサーがあるとよいらしい.
Kawanaka+10 ApJ
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Pulsar Magnetosphere
Daugherty&Harding82
?
パルサー磁気圏
?
?
パルサー風
パルサーは
回転する磁石である!
(B ~ 1012G, P ~ 10ms)
1016Vの電池
B-γ or γ-γ
pair creation
(単極誘導)
Goldreich&Julian69
パルサー風
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)
磁気圏内では相対論的 e± プラズマが生成される
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Pulsars in PWNe
3C58 (Chandra + VLA)
Crab (Chandra)
Spin period P.~ 102-3ms
Rotating Neutron Star
P derivative P ~ 10−(11-13) s/s (パルサー星雲がいるやつ)
Lspin = IWW
Spin-down power: Lspin > 1036erg/s
(Bow-shock PWNe are exception.)
 Magnetic braking by
.
P – P diagram
strong B-field ~ 1012G
 Pulse lumi. ~ a few % x Lspin
Most of Lspin releases as
pulsar wind!
1036erg/s
 ~ 50 of 2000 pulsars
have observable PWNe.
Kaspi10
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Introduction to PWN
The Crab Nebula (HST)
1: Central Pulsar as energy source
2: Center-filled morphology (pc-scale extent)
3: Flatter spectrum than SNR in radio
4: Spectrum extends from radio to TeV γ-ray
Crab (Chandra)
5: Flux decreasing & expansion are observed.
6: Some are clearly within SNR.
SNR shell
Crab spectrum: Kirk09
PWN
Pulsar (image)
radio
X-ray
γ-ray
G21.5-0.9 (Chandra)
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Qualitative Description
PWN is powered by central pulsar
Magnetosphere
Pulsar wind
region
Ⅰ
Ⅱ
Pulsar wind nebula
(shocked pulsar wind)
SN ejecta
(Shocked)
Ⅲ
SN ejecta
(Unshocked)
Ⅳ
Ⅴ
pulsar
Light cylinder
RLC~108cm
Termination Shock
RTS~ 0.1pc
Contact
Discontinuity
RPWN ~ 2pc
Shock
若いパルサーが作る e± は, 基本的に
SNR に閉じ込められる.
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Total Spectrum of PWNe
Total spectrum of PWNe have been studied.
(e. g., Gelfand+09, ST&Takahara 10, 11, 13, Bucciantini+11)
 Synchrotron (radio – X-ray) +
Inverse Compton (γ-ray)
 Spectral Break @ optical
Δα > 0.5 (Fν ∝ να)
 Flux decrease rate
~0.2%/yr @ radio
We obtain
• mean B-field strength inside PWN.
• total particle energy & number of PWN (particle dominant).
• magnetization at injection (the pulsar wind)
• particle injection spectrum (broken power-law required).
• spin-down evolution of the central pulsar (age of pulsar).
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Spatial Structures
Brightness & Spectral index maps in different wavelength
Bietenholz+04
Temim+06
Mori+04
More extend
at low freq.
Radio
Bietenholz+97, α〜-0.3
IR
Temim+12, -1<α<-0.3
X-ray
Mori+04, -2<α<-1
More uniform
at low freq.
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Motivation
 Classical PWN model by Kennel&Coroniti84 (KC
model) does not fit to the observations of brightness
& photon index maps.
 too small extent in X-rays.
 no gradual increase of αX with r.
Radial flux & spectral index distribution
based on KC model (Reynolds 03)
AMS-02
 Can high energy e± escape from PWN ?
 origin of observed cosmic-ray positron excess
compared with electron ?
PWN 内の e± の伝播を理解したい.
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How to
Porth+14
 Study the global structure of emission
 Consider average behaviors rather than ignore
small scale structure (e. g. 3D MHD simulation
by Porth+14MN →).
1D study of accelerated particle distribution!
We include
• energy injection by a central pulsar at inner boundary.
• spin-down evolution of central pulsar.
• radial velocity distribution (expansion) of PWN.
• radial B-field distribution of PWN.
• diffusion of accelerated particle inside PWN.
• escape of accelerated particle from PWN outer boundary.
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まとめ
>~ 10GeV での e± 超過が観測事実として認知された.
DM model: 数百 GeV の DM の対消滅は厳しく, TeV DM
は逆に Sommerfeld enhancement などが必要.
Modified Propagation model: 僕は近くに何かいるという
よりはこれが好き(Occam's Razor). 他の model との区別
のために, CR nuclei の観測との整合性などもっと詰める
べき.
Pulsar model: パルサー星雲からの e± からの逃走が肝.
パルサー星雲内の e± 伝播すらまだまだ研究の余地がある.
(SNR と違って, injection point が内側にある)
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