超新星残骸から逃走した宇宙線のスペクトル

超新星残骸から
逃走した宇宙線（e , p）
大平豊
高エネルギー加速器研究機構(KEK)
内容
SNRから逃走した宇宙線
ＣＴＡでＳＮＲ、宇宙線の何がわかるか？
まとめ
銀河宇宙線
宇宙線の起源、加速機構
100年の謎
SNR?
15.5
10 eV ?
50
10
erg/SN?
Eknee=1015.5eV
(1particle /m2/yr)
Gaisser 2006
これまでの観測
電波：電子の GeV までの加速
X線：電子の TeV までの加速
GeV-γ：陽子の TeV までの加速 (1050erg/SN)
TeV-γ：電子 or 陽子の 10TeV までの加速
PeV ? : 100TeV 以上の観測が必要！
SNR? : 沢山のSNRの観測が必要！
可視光（Hα）
赤外線（H3+）
熱的X線
でも宇宙線について探れる
CTAでは？
100TeVの光子を観測できる
p-p collision からの光子なら PeV 陽子の証拠！！
(PeV)
感度がHESSの１０倍
遠くのSNRも見える → 数が増える（でも….）
(SNR origin)
広がって暗くなったSNRも見える → 空間分布
(拡散係数)
受からなかったとき、制限が厳しくなる！
CMBは必ずあるので、CR e- の量に強い制限！
(CR e-)
幅広い観測波長域
スペクトルを精度よく決定 → GeV CRの量を決定！ (1050erg/SN)
高エネルギー陽子からのγ線
陽子起源(π0崩壊)
Ecr,p = 10εobs
εobsF(εobs) ~ σpp c n εobs Ncr,p(>10εobs) / 4πd2
n
10εobs
2
~ 10 eV/cm /s
1050erg 1/cm3 mpc2
2-s
Wcr,p
d
1kpc
HESS はεTeVF(εTeV) ~ 0.1eV/cm2/s まで見える
300 Radio SNRs で沢山 TeV-γ線が観測できる？
実際は１０個程！！
Wcr,p < 1050 erg ?, n < 1/cm3 ?, 拡散によって広がった？
Superbubble?
-2
高エネルギー電子からのγ線
εobsF(εobs)~σTcnsoftεobsNcr,e-(>mec2(εobs/εsoft)1/2)/4πd2
s = 2, εobs = 1TeV, CMB IC とすると、
~
102
eV/cm2/s
Kep εobs
FIC
~ 10
Fπ0
10-2 1 TeV
Kep
εobs
0.5
10-2 1 TeV
0.5
d
1kpc
-2
n
Hess で沢山見つ
1/cm3 かるはずなのに
Wcr,e < 1048 erg (10-2 < Kep)?, 冷えた？拡散によって広がった？
電子の方が TeV-γ線を出しやすい！
SNRからのTeV-γ線の問題
電子起源？
閉じ込められたCRなら、電波などより区別可能？
陽子起源？
逃げたCRなら、最高エネルギーで区別可能？
SNRに閉じ込められたＣＲ？
SNRから逃げたＣＲ？
SNR起源？
エネルギーごとの広がりから、
区別可能
他波長より広がっていると、逃げたＣＲ
陽子起源とわかれば、SNR
PWN起源？
区別には、他波長を含めた、スペクトル、空間分布の解析が必須！！
大量に見つかる Un ID TeV source は区別つかない！皆で考えよう！
ＳＮＲから
逃走したＣＲの
お話
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(E) / ush
Lesc
Escape boundary
Ldiff = Lesc となると、SNRから逃げ出す
SNR shockが球だから
ushが減速しだすと、高エネルギー粒子から先に逃げ出す
加速領域のサイズで決まる最高エネルギー
Free expansion phase まで( ~ 200yr )は age limited
Emax ∝ t , Emax ( tSedov ) = Eknee （磁場の増幅が必要）
Sedov phase ( t < 105 yr )は escape limited
Emax
Emax は Ldiff = Lesc で決まる
Eknee
Ldiff = D / ush ( D ∝ rgc )
Lesc = κRsh とすると
Emax ∝ κBRshush ∝ κB(t)t-1/5
tSedov
t
( Rsh ∝ t2/5 )
Emaxは時間とともに減少
ＳＮＲ内の電子の最高エネルギー
age limited
cooling limited
escape limited
tacc ~ tage
tacc ~ tcool
tdiff = tdyn
Emax ∝ B(t)t
Emax ∝ B(t)-1/2 t-3/5
Emax
Emax ∝ B(t)t-1/5
SNRから逃げ出す電子の
最高エネルギーは、
磁場の発展による。
Eknee
最高エネルギーを見ることで、
磁場の発展に制限がつく
tSedov
t
拡散長 Ldiff = 2[D(E)( t - tesc(E))]1/2
D0,δ=0.6
青線：陽子
赤線：電子
D(E) = D0 (E/1GeV)δ
10-2D0,δ=0.3
D0 = 1028cm2/s
T=104 yr
T=103 yr
tesc (E) ∝ Eα
注）実際は1015eV電子は出ない
Knee の CR を見るなら若いSNR (e.g. Cas A, G1.9+0.3)
拡散係数が銀河平均に比べ小さくないと、暗くなる
拡散長 Ldiff = 2[D(E)( t - tesc(E))]1/2
D0,δ=0.6
青線：π0 (0.1Ecr,p)
赤線： IC (γ2εCMB)
10-2D0
δ=0.3
D(E) = D0 (E/1GeV)δ
tesc (E) ∝ Eα
T=104 yr
T=103 yr
TeV-γ線のエネルギーごとの広がりから拡散係数を探れる。
TeV領域は逃走電子の最高エネルギーを探れる。
SNRから逃走したＣＲのスペクトル
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 ∝ E0.5δ
δ
SNR
Rd(Elow)
r
Rd(Ehigh)
D(E) = D0
E
cm2 s-1
1GeV
δ>0
(Galactic mean value δ=0.3-0.6)
fesc (E,r) ∝ Qs (E) / Rd(E)3×exp[-(r/Rd)2]
∝ Qs(E) E-1.5δ
fesc(E) はQs(E)よりソフトになる。
Aharonian & Atoyan(1996)
逃走宇宙線からのγ線スペクトル（点源）
νＦν
実線：逃走宇宙線
π0
IC
破線：閉じ込めら
れた宇宙線
ν
D(E) ∝ Eδ → IC : (3-s-1.5δ)/2 , π0 : 2-s-1.5δ
逃走電子からのIC と閉じ込められた陽子からのπ0 は区別付かない？
Middle-aged SNRs からのガンマ線
Abdo et al., ApJL, 2009, 706, L1
W51C
π0
IC
CTA
W51C
Color
: 2-10 GeV
Contour : X-ray
Magenta: CO
tage ~
3×104 yr
d ~ 6 kpc
CTAでTeV-γ線の起源が解明
CTAでKneeが見えるかも！
W28 も Kneeが見える可能性あり
まとめ
HESSで多くのSNRからTeV-γ線が観測されるはずだった。
宇宙線は、すでにSNRから逃げているとすれば説明がつく
高エネルギーCRほど早く、遠くに拡散で広がる
逃走した宇宙線のスペクトルは、ソフトになる
γ線は逃走した電子からの寄与がより大きくなる
p / e-, SNR / PWN, runway CRs / confined CRs が区別できたら、
CTAはKnee、CR逃走、CR拡散、 CR eCR起源を解明可能！

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