超新星残骸から逃走した宇宙線のスペクトル

宇宙線と粒子加速
大平豊
高エネルギー加速器研究機構(KEK)
内容
宇宙線の観測
超新星残骸の観測
加速理論と観測の矛盾
まとめ
地球に降り注ぐ宇宙線スペクトル
宇宙線：宇宙から地球に降り注ぐ
高エネルギー粒子
宇宙線の発見以来100年が経つ
未だ宇宙線の起源と加速機構は謎
宇宙線のエネルギー密度は、
1eV/cm3。銀河の構成要素の１つ
宇宙線はガスの電離度を決めたり、
10Bなどの軽元素の起源である。
までは、銀河系内の
SNRが起源と考えられている
1015.5 eV
Type Ia or II ?
宇宙線スペクトル
dN/dE ∝ E-2.7 (E<1015.5eV)
Eknee=1015.5eV
(1particle /m2/yr)
Gaisser 2006
太陽圏内の非熱的粒子
Typical energy spectra of
energetic oxygen nuclei
resulting from the various
particle populations in
the heliosphere.
(Stone et al., SSR, 1998)
太陽風の非熱的粒子
The spectrum of particles accelerated at and immediately
downstream of a shock observed by the SWICS and
ULEIS instrments on ACE. (Figure courtesy of L. Fisk)
低エネルギー宇宙線の組成
Lingenfelter & Higdon(2007)
⇒ダストになりやすいも
のは太陽組成より多く、
Aによらない。
揮発性はA、Zによる。
ダストの加速
Ellison et al.（1997）
は
太陽の５倍
⇓
WR Origin ?
22Ne/20Ne
Binns et al.(2007)
最近の宇宙線組成の観測
500-3980 GeV/n
Refractory
Volatile
< 30 GeV/n
Refractory
Volatile
Ahn et al. (2010)
CRはEjecta起源？ ISM起源 ?
C + p  Be ( spallation ) Beは宇宙線が起源｡CR p ? or CR C ?
ISMの組成は、時間とともに重元素が多くなる。Be/Fe=const.と矛盾。
Ejectaは常に同じ組成。Be/Fe=const.と矛盾しない
Ramaty et al., Physics Today, 1998
Diffusive Shock Acceleration(DSA)
rgyro,p~1010cm (B~3mG, vsh~0.01c)
rgyro,e-~107cm
lDebye~104cm
Ldiff ~ 1014 cm
(B~3mG, E~1GeV)
Scholer
宇宙線は電磁場
の波に散乱される
宇宙線は電磁場を
励起する。
dN/dE ∝ E-s
u1/u2 + 2
s = u /u - 1 = 2
1 2
Axford 1977, Krymsky 1977, Blandford&Ostriker 1978, Bell 1978
粒子加速の研究
rgyro,p~1010cm (B~3mG, vsh~0.01c)
rgyro,e-~107cm
lDebye~104cm
Ldiff ~ 1014 cm
(B~3mG, E~1GeV)
Scholer
Lgalaxy ~ 10kpc
Escape
Radiation
R~10-100pc
無衝突衝撃波衝撃波構造宇宙線反作用電子加熱・加速
磁場の増幅、散乱過程銀河内伝搬宇宙線の逃走放射過程
ベキ型分布
粒子と壁の1次元的散乱
v,p
Shock の場合
u
shock
u1
u2
Δp = 2
散乱後
u
p
v
壁に相当する散乱体は電磁場の波
（プラズマ波動、MHD wave）
n回往復
4(u1- u2)
Δp
pn = p0(1+d)n ~ exp(nd)
=d=
p
3v
上流から拡散的（等方的）に下流に入るCR flux: nCRv/4
十分下流に流れるCR flux: nCRu2
下流に流れる確率：Pesc = 4u2/v、上流に戻る確率：Pret = 1 - Pesc
N(>pn) ∝ (1 - Pesc)n ~ exp(-nPesc) ∝ pn-3u /(u -u )
2
f(p)dp ∝ dN(>p)/dp ∝
p-s
スペクトルは、粒子の種類によらない
s=
1
2
u1/u2 + 2
u1/u2 - 1
u1/u2=4
2
銀河内の宇宙線の拡散
加速源で加速された宇宙線は、銀河内を拡散しながら地球に届く
銀河内の平均的な宇宙線スペクトル
d NCR
dt
=
NCR
tesc(E)
（Leaky box model）
定常
+ Qsour(E)
tesc(E) = Lsize2 / Ddiff(E) ,
NCR(E) ∝ E-(s+g)
NCR = tesc(E) Qsour(E)
Ddiff(E) ∝ Eg , Qsour(E) ∝ E-s
B/C観測 ⇒ g = 0.3 - 0.6
宇宙線観測 ⇒ s + g = 2.7
s = 2.1 - 2.4 衝撃波加速の理論 ( s = 1.5 - 2 ) と矛盾？
B/Cの観測結果
Obermeier et al., ApJ, 2011
本当だったら、
。。。。
CR B の起源は、CR C。
さまざまなエネルギー
のCR Cが、
同じような領域で作ら
れた場合。
B/C による拡散係数の観測と研究
B/C
Bernardo et al. (2010)
Pato et al. (2010)
Kinetic energy [GeV/nucleon]
Ddiff(E) ∝ E0.45 で
VA = 0, 10, 15, 0, 30 km/s
と再加速効率による違い
g = 0.3 - 0.6
AMS-02 : 今年結果を公開？
TeV領域でも十分な統計が得ら
れ、有効数字１桁目が決まる！
最近の宇宙線原子核の観測
Ahn et al. ApJL, 2010, 714, L89
p より He の方がハードなスペクトル
全組成が 200GeV/n でスペクトルが
ハードになっている。
Ahn et al. ApJL, 2010, 714, L89
(CREAM, ATIC-2, PAMELA)
DSAは粒子の種類によらない単一スペクトル  矛盾？ 2成分？
Vladimirov et al. arXiv:1108.1023
Vladimirov et al. arXiv:1108.1023
Vladimirov et al. arXiv:1108.1023
非等方性
p / He
反陽子
反陽子/ 陽子
最近の宇宙線電子陽電子の観測
Aharonian et al. A&A, 2009, 508, 561
CR e- spectrum
dN/dE∝E-3.1
折れ曲がり
カットオフ
Eb ~ TeV.
CR p spectrum
dN/dE∝E-2.75
折れ曲がり
カットオフ
Eb ~ PeV.
陽電子のスペクトル
Ackermann et al., PRL, 2012
Dark Matter？ Nearby SNRs? Pulsar Wind Nebula (Pulsar)?
宇宙線電子陽電子の間接観測（~GeV）
銀河面のシンクロトロン電波を合わせるためには、
dN/dE∝
E-1.6 ( E < 4 GeV )
E-2.5 ( E > 4 GeV )
低エネルギー側でハード
Strong et al., A&A 2011
Galactic CR e- のスペクトル
∂(E ・f) = q (E,x,y,z,t) = q (E)d(z)
sour
sour
∂E
銀河面内に広がっている源
CR nuclei とは違い、CR e- は銀河から逃げる前に冷える
 銀河からの逃走でスペクトルが決まるわけではない。
∂ f - ∇D∇f +
∂t
d f(E)
dt
=
定常
f(E)
tcool(E)
+ Qsour(E)
f(E) = tcool(E) Qsour(E)
定義：地球に寄与する源
Rd ∝{Ddiff(E) tcool(E) }1/2, Ddiff(E)∝E-g, tcool(E)∝E-1, qsour(E)∝E-s
Qsour(E) ∝ Rd2 ×
qsour(E)
Rd3
∝E-{s+0.5(g-1)}  f (E)∝E-{s+0.5(g+1)}
e
B/C観測 g = 0.3-0.6, s + 0.5(g+1) = 3.1  s = 2.3-2.45
s<3 より、SNRで冷却が効いてはだめ  長時間の閉じ込めはだめ
Galactic CR p のスペクトル
CR e- とは違い、CR p は銀河から冷える前に逃げる
 銀河からの逃走でスペクトルが決まる（Leaky box model）
d fCR
dt
=
fCR
tesc(E)
定常
+ Qsour(E)
tesc(E) = Lsize2 / Ddiff(E) ,
fCR = tesc(E) Qsour(E)
Ddiff(E) ∝ Eg , Qsour(E) ∝ E-s
 fCR(E) ∝ E-(s+g)
(Rd=LsizeQsour∝qsour)
源のベキが p と e- で同じとすると ( 必ずしもその必要はない！)
Proton
: s + g = 2.75
Electron : s + 0.5 ( g + 1 ) = 3.1
 s = 2.45 , g = 0.3
s<3 より、SNRで冷却が効いてはだめ  長時間の閉じ込めはだめ
宇宙線の非等方性
観測値は一様なCR源
の理論予想より小さい
非一様なCR源
なら、問題ない？
Blasi & Amato, JCAP, 2012
銀河宇宙線
（原子核、電子、陽電子）
の起源は超新星残骸？
⇓
超新星残骸の観測
（光子、ニュートリノ）
超新星残骸（SuperNova Remnant）
超新星残骸(SNR) ：星の大爆発の残骸
電波、赤外線、可視光、紫外線、X線、GeV- g線、TeV-g線で観測
Cas A
X線写真
Stage et al, Nature Physics 2, 614 - 619 (2006)
Kepler
http://chandra.harvard.edu/photo/2007/kepler/
若い（~103yr）超新星残骸の典型的な値
温度が数keVの熱的電子が存在
1014eVの非熱的電子
物理機構は未解決
典型的な若い超新星残骸の物理量の値
大きさ
衝撃波速度
http://chandra.harvard.edu
Tycho
L 〜 1019cm
Vsh〜 0.01c
衝撃波近傍の磁場
B 〜 3-100μG
衝撃波上流の数密度
n 〜 0.1-1cm-3
衝撃波上流の温度
T 〜1eV
衝撃波下流の電子温度 Te〜0.2-2keV
超新星残骸からの放射
Continuum
ee+
p
Ion
Synchrotron radiation
Inverse Compton scattering
Electron bremsstrahlung
Jitter radiation 阪大の寺木さん
の講演
(IC of plasmon)
p0 decay gamma ray
Proton bremsstrahlung
Recombination
Two photon transition
Positron annihilation in flight
e+
Positronium annihilation to
3 photons
dust Thermal emission from dust
Line
Atomic lines
Hα
O, Si, Fe, etc.
Nuclear lines
C, N, O, etc.
Annihilation line
of positronium
511keV
Molecular lines
CO
H3+, H2+
超新星残骸からの多波長スペクトル
nFn
輝線は他にも沢山ある
Hα
Fe
Solid line：primly CR eDashed line：CR proton
Dash-doted line：secondary e+-
H2+
IC
511keV
C,N,O
CO
p02g
e- Bremss
2nd e+- IC
2nd e-+ Bremss
2nd e-+ synch
Radio
IR Opt.
X ray MeV
g ray
GeV
g ray
TeV
g ray
n
多波長スペクトルから分かる物理量（入門編）
nFn
nFnsyn,max∝NCR,eEe,max2 UB
dNCR/dE∝E-s
IC
nFnIC,max∝NCR,eEe,max2 Usoft
n(3-s)/2
nFnp0∝NCR,pngas
n2-s
n(3-s)/2
TeV
g ray
X ray
nsyn,max∝Ee,max2 B
nIC,max∝Ee,max2 nsoft
連続成分のベキからCRの分布関数のベキ s を求める。
nFnp0 よりNCR,pngasを求める。
p02g
n
np0,max=
0.1Ep,max
lmfp=hgrg
tacc=tsyn,cool  Ee,max∝hg-1/2ushB-1/2  nsyn,max∝hg-1ush2よりhgを求める。
nFnsyn/nFnIC = UB/UCMB よりBを求める。 nsyn,maxよりEe,maxを求める。
 nFnsyn,maxよりNCR,eを求める。
超新星残骸（SNR）の観測
radio
TeV g-ray
X-ray
Cassam-Chenai et al. 2008
Acero et al. 2010
電波：電子の GeV までの加速 (~300 SNRs)
X線：電子の TeV までの加速 (~10 SNRs)
GeV-g：陽子の TeV までの加速 (~10 SNRs)
TeV-g：電子 or 陽子の 10TeV までの加速(~10 SNRs)
Ha
1015.5 eV?, 1050 erg/SN ?
これまでのモデル
宇宙線は衝撃波で加速 dN/dE∝E-s
Emax
Emaxは時間とともに増加 ( t < tSedov )
Emaxはほぼ定数
( t > tSedov )
tacc (E) ∝D/ush2∝E/(ush2B)
tSedov ~ 200yr
t
衝撃波が弱くなり、マッハ数が１
になると、SNR内の宇宙線が
解放される
Qsour(E) ∝ E-s
スペクトルは粒子の種類によらない
銀河内を伝搬して、地球にたどり着く
Ddiff(E) ∝ Eg , dNobs/dE∝E-(s+g)
異なるエネルギーを持った宇宙線は同時に解放される。
超新星残骸からのTeV ガンマ線
Energy flux of TeV g-ray (p0 decay) from CR p ( N(E)∝E-2 )
d
n
~ 0.1 eV/cm2/s
1050erg 1/cm3 10kpc
UCR,p
-2
n~0.01? Superbubble?
Energy flux of TeV g-ray (IC with CMB) from CR e- ( N(E)∝E-2 )
-2
0.5
hn
~1
eV/cm2/s
Kep
obs
10-2 1 TeV
d
10kpc
HESS sensitivity ~ 0.1eV/cm2/s. 全てのSNRsで観測されるはず？
現在、電波では 300 個のSNRが観測されている。
HESSは ~10 個のSNRからのみTeV g-ray を観測。
Kep < 10-2 ?, TeV SNR の寿命が短い?  早期にSNRから逃走？
Spectral index at the shock, s
Spectral index of radio synchrotron flux, fn∝n-p
Reynolds et al., 2011, SSR
Not universal?
p = (s-1)/2
dN/dE∝E-s
p
Spectral index at the shock, s
Cas A
s = 2.1 - 2.3
Abdo et al., 2010, ApJ
Cas A
斜め衝撃波中の
加速での非等方
Bell, Schure,
Reville (2011)
Tycho
s = 2.1 - 2.3
中性粒子の効果
Ohira,Terasawa,Takahara
ApJL, 2009
Ohira&Takahara,
ApJL, 2010
Ohira, arXiv:1202.4620
Giordano et al., 2011
s>2
マッハ数とベキ指数
dN/dE∝E-s
s~2.3  M~4
ISM: Cs ~ 10 km/s
SNR: Vsh ~ 3000 km/s
Middle-aged（104yr） SNRs の観測
Color : 2-10GeV
Contour : 4.5μm IR
(shocked H2)
Abdo et al., 2010, Science, 327, 1103
SNR W44
Break
Very steep
Broken power law
Very steep spectrum (N(E)∝E-3)
加速理論 (N(E)∝E-2)
と矛盾
-2.1-2.4
宇宙線観測(N(E)∝E
)
SNRは分子雲とぶつかっている
SNR、CR観測と加速理論の矛盾
銀河宇宙線の源として期待されるスペクトルはE-2.1-2.4
衝撃波加速理論はE-2
陽子とヘリウムで異なる宇宙線スペクトル
衝撃波加速理論は、イオンの種類によらない
最高エネルギーが1015.5 eVに達していない?
Radio SNRsは300個、 TeV g 線では10個程度
現在のTeV g 線望遠鏡（Hess）の感度なら、全てのSNRに1050erg
のCRが存在すれば300個のSNRからTeV g 線が観測されるはず
Middle-aged SNRs の g 線スペクトルから期待される
CR spectrumは、Broken power law で steep （dN/dE∝ E-2.7-3）
個々の矛盾は理論的説明は沢山ある。
SNRからのCRの逃走過程を考慮するとこれら全てが説明できる
Young SNRs の g 線スペクトルから期待されるCR spectrumは、
DSAの予言よりsteep （dN/dE∝E-2.3）理論的説明はたくさんある
加速領域からの宇宙線の逃走
衝撃波面
密度
衝撃波静止系
ush
Low energy CR
high energy CR
x
宇宙線の拡散長 : Ldiff = D(p) / ush
Lesc ~ Rsh
Escape boundary
Ldiff = Lesc となると、SNRから逃げ出す
D=vLmfp / 3
ushが減速しだすと、高エネルギー粒子から先に逃げ出す
宇宙線の加速源からの逃走
SNR
Rsh = RSedov ×
(tage / tSedov)
( t < tSedov )
(tage / tSedov)2/5 ( t > tSedov )
Rdiff ∝ (Dt)1/2 Dは拡散係数
自由膨張段階 ( t < 200yr ): Emax は年齢で決まる
Emax = Eknee ( t / tSedov )
(磁場の増幅が必要)
Sedov 段階 ( t < 105 yr ) : Emax は閉じ込め条件で決まる
Emax
Em,esc は tesc = tacc で決める
Eknee
2
D
R
cE
sh
tacc = hacc
,
t
=
h
, D = hg
esc
esc
2
3eB
ush
D
tSedov
B(t)t-1/5
Em,esc ∝
= Eknee (t / tSedov)-a
hg(t)
t
E
は時間とともに減少する
m,esc
SNRから逃げた宇宙線のスペクトル
E = mc2 のCRの数 N(mc2) ∝ tβ , β <
>0
最高エネルギーEmax ∝ t-α , α > 0
Nesc
E-s
SNR内全部のCRスペクトル fSNR ∝ tβ E-s
SNRから逃げたCRスペクトル
N ∝ tβ
Nesc(E) dE =
E-sesc
Emax ∝ t-α
tβ
E-s
Nesc ∝ E-s
dEmax
dt
dt
esc
β
sesc = s +
α
E
一般に
s ≠ sesc
逃走過程でスペクトルが変わる
Y. Ohira, K. Murase, R. Yamazaki, 2010, A&A, 513, A17
宇宙線スペクトルと
加速領域でのスペクトルの関係
Leaky box model
Steady state
dNCR(E)
NCR(E)
NCR = tesc(E) Qsour(E)
=
+ Qsour(E)
dt
tesc(E)
tesc(E) = Lsize2 / Ddiff(E) ,
Ddiff(E) ∝ Eγ , Qsour(E) ∝ E-s
β
-(s+ α+g)
NCR(E) ∝ E
β
CR obs. : s + α + g = 2.7
β
g = 0.3 - 0.6,
～ 0.23
α
Qsour(E) ∝ E
-sesc
s ~ 1.9 - 2.2
CR helium と CR proton と違い
CR proton と CR helium のスペクトルの違いを考える。
加速領域内のスペクトルは成分によらない → 逃走宇宙線を考える
スペクトルの違いΔs = 0.08 は
1014eVの宇宙線の He/p が 109eVの宇宙線のHe/pの３倍
宇宙の平均的なHeの量は、ビッグバン元素合成以降変わらない。
非一様なアバンダンス分布中を伝搬するSNRを考える。
Superbubble の中心付近や Red giant wind など
p と He の密度プロファイル
が異なるとする。
非一様な陽子とヘリウムの密度比
Ohira, Y. & Ioka, K., 2011, ApJL, 729, L13
理論モデルと観測との比較
Φ = 450MV
He
p
np = const.
nHe ∝ r-0.715
D ∝ p0.43
T = 106 K
CR He hardening
T = 106K
Ohira, Y. & Ioka, K., 2011, ApJL, 729, L13
200GeV付近で
hardening
Superbubble!
も
superbubbleを支持
22Ne/20Ne
Superbubble
Superbubble size ~ 700pc
~700pc
ISM
ISM
Rsh(tend)~200pc
Star cluster size ~ 30pc
SNR size at tSedov ~ 20pc
SNR size at tend ~ 200pc
SN ejecta dominate within
1/3 of 700pc ~ 230pc
Higdon et al. (1998)
~30pc
Rsh(tSedov)
Weaver et al.(1997)
ISM
ISM
Middle-aged（104yr） SNRs の観測
Color : 2-10GeV
Contour : 4.5μm IR
(shocked H2)
Abdo et al., 2010, Science, 327, 1103
SNR W44
Break
Very steep
Broken power law
Very steep spectrum (N(E)∝E-3)
加速理論 (N(E)∝E-2)
と矛盾
-2.1-2.4
宇宙線観測(N(E)∝E
)
SNRは分子雲とぶつかっている
SNRからの宇宙線の逃走
高いエネルギーの宇宙線は、
より早く広がる
Rd(E) = [ 4D(E) t ]1/2 ∝ E0.5g
g
SNR
Rd,(Elow)
r
Rd,(Ehigh)
E
D(E) = c
cm2 s-1
10GeV
g>0
(Galactic mean value g=0.3-0.6)
fesc (E,r) ∝ Qs (E) / Rd(E)3×exp[-(r/Rd)2]
∝ Qs(E) E-1.5g
fesc(E) はQs(E)よりソフトになる。
Aharonian & Atoyan(1996)
10GeV 付近の折れ曲がり
SNの前のstellar wind を考えると、
分子雲
L1 ~ 10pc
Weaver et al.(1977)
Rsh = L1のとき、宇宙線は一瞬で逃げる
SNR
その時の SNR 内の Emax~10GeV
L1
Emax = t-α , α → ∞
fesc (E,r) ∝ Qs (E) E-1.5g ∝ E- ( s + b / a + 1.5g )
W51C
W28
W44
IC 443
Ohira, Y., Murase, K., Yamazaki, R., 2011, MNRAS, 410, 1577
Review paper: Heng, 2010
Hα （その１）
衝撃波上流は完全電離とは限らない（fi~0.1-0.5）
X ray
(Ghavamian et al. ApJ 2000,2002)
無衝突衝撃波
電化交換反応
1015-16cm
下流
上流
Cold neutral
Cold plasma
Cold plasma
Hot neutral
Hot plasma
荷電粒子は無衝突衝撃波で減速、加熱
中性粒子は無衝突衝撃波を通過
Cold neutral
Cassam-Chenai et al. ApJ 2008
Hα
Chevalier&Raymond(1978)
Winkler et al. ApJ 2003
Hot neutral Ghavamian et al. ApJ 2002
Hαの観測（その２）
Raymond et al., ApJ 2010
Non-Gaussian ? Superposition?
Hαの観測（その３）
Lee et al.,2010, ApJ, 715, L146
衝撃波上流からも狭いHα (Lee et al.,2010)
狭い方と広い方の強度比  Te / Tp
（ただし、CRの影響が無視できるときだけ）
狭い方の幅  上流の温度
広い方の幅  下流の温度
Tycho
RCW86の場合、固有運動から衝撃波速度
ush ~6000±2800 km/s が観測されている。
Helder et al.,Science, 2009
RCW 86
Tp = 3mpush2/16 = 70 keV
広い方の幅は、2.2 keVの温度に対応
 CRがエネルギーを持ち去った？
狭い方の幅も広い  Tup ~ 30-100eV
 CRが上流を加熱？
中性の水素の効果でも、上記を説明可能
Ohira et al.(2009), Ohira & Takahara (2010), Ohira(2012
部分電離プラズマ中の衝撃波構造
上流
Cold neutral
下流
Cold plasma
Cold plasma
上流で高温の
Pickup Ion
Hot neutral
イオン化
下流から中性水素が染み出す
Hot plasma
上流でできたPickup ions は、無限上流で0.衝撃波面近くで多くなる
Pickup ions の圧力勾配により、衝撃波上流でプラズマ流が減速
全圧縮率は４
衝撃波圧縮率は４以下になるs<2
Ohira(2012)
Indriolo et al., 2010
Tavani et al., 2010
H3 +
Galactic CR によるイオン化
IC443
IC443 GeV-TeV g ray
Indriolo et al., 2009
H3+ による吸収線の観測  H3+ の量からCR ionization rate を求める。
CR + H2  CR + H2+ + eH2 + H2+  CR + H3+ + H
H3+ + e- H2 + H or H + H + H
Ionization = recombination
z2n(H2) = kenen(H3+)
 z2 ~ 10-15 s-1 > 10-16 s-1
H2 +
+の輝線
H2
H3+の輝線
H3+の輝線
低エネルギー
CRによって
イオン化率が
大きくなり、
H2+, H3+の輝線
も観測できる
ガンマ線で観測
できない
低エネルギーCR
の観測に重要
Becker et al, arXiv:1106.4740
Nuclear lines
Cas A
Fermiの観測から dNCR/dp ∝ p-2.3
MeV 領域の
CRの情報、
アバンダンス
などが分かる
Summa et al., arXiv:1107.4331
511keV, proton Bremss,
radiation from 2nd e±
t = 3×104 yr
Ohira et al.,
MNRAS Letter,
2012
R=30pc
n=300cm-3
B=30mG
e+-Brems.
pBrems.
電子の冷却時間陽子の冷却時間
e+-Annihilation Total
対消滅時間
拡散逃走時間
pp→p+- からの100MeVの2次e+Fermi F>100MeV = 10-6 ph cm-2 s-1
は 3×104 yr で冷える
F511keV ~ 10-7 ph cm-2 s-1
511keV line が Advanced Compton Telescope で観測可能！
陽子の制動放射が ASTRO-H で観測可能！
場合によっては2nd e±のシンクロトロンも ASTRO-H で観測可能！
まとめ
銀河宇宙線の源として期待されるスペクトルはE-2.1-2.4
標準的衝撃波加速理論はE-2
陽子とヘリウムで異なる宇宙線スペクトル
標準衝撃波加速理論は、イオンの種類によらない
Radio SNRsは~300個、 g 線では~数10個
Middle-aged SNRs の g 線スペクトルから期待される
CR spectrumは、Broken power law で steep （dN/dE∝ E-2.7-3）
SNRからのCRの逃走過程を考慮するとこれら全てが説明できる
Young SNRs の g 線スペクトルから期待されるCR spectrumは、
DSAの予言よりsteep （dN/dE∝E-2.3）理論的説明はたくさんある
AMS-02, CALET, Astro-H, CTA, LHAASO と新しい観測は沢山
SN1006
X線の半径方向の分布
下流で暗くなっている
下流
上流
シンクロトロン冷却
 B~100mG
Berezhko et al.,2003, A&A, 412, L11
Leptonic の問題: Small B、TeVが広がりすぎ、TeV specrum
Hadronicの問題: sproton = 2.0 < selectron ~ 2.2
どちらがよいとは言えない
Acero et al.,2010, A&A, 516, A62
Abdo et al., 2011, ApJ, 734, 28
RXJ1713
Uchiyama et al., 2007, Nature
~1yr の変動加速、冷却が~1yr B~1mG
GeV-TeVのスペクトルはICを示唆
 nFnsyn/ nFnIC より B~10mG
Wp < 0.3×1051(n/0.1cm3)-1erg
Tycho
Giordano et al, arXiv:1008.0265
X線フィラメントの厚み
 B~100mG
接触不連続面と
先進衝撃波の間が狭い
 圧縮率 r > 4
s = (r+2)/(r-1) s < 2
dN/dE∝E-s
電波、ガンマ線スペクトルは s = 2.3 < 2 （ Cas A も s > 2 )
加速された電子が少ない
Nonthermal e- bremsstralhung
Synchrotron
Synchrotron X線より高いエネルギー
では、nonthermal e- の制動放射
加速されはじめの
e-の量が分かる
Nonthermal e- bremss.
~10keV
Cas A
すでに観測されている？
Tycho
すでに観測されている？
Vink, 2008, A&A
Fe satellite lines
wは6.7keV
以上の
e-が寄与
j は4.69keV
d13 は5.81keV
のe-だけが寄与
Kaastra et al., A&A, 2009
Nonthermal
があると、
wが多く出る
Gabriel & Philips,
MNRAS, 1979
e-
銀河団の場合、ASTRO-H や IXO で
nonthermal e- の存在を確認できる。
SNRでもできる？

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