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宇宙線と粒子加速 - PowerPoint PPT Presentation


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大平 豊 高エネルギー加速器研究機構 (KEK). 宇宙線と粒子加速. 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/cm 3 。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、 10 B などの軽元素の起源である。. E knee =10 15.5 eV. 10 15.5 eV までは、銀河系内の

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- - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - E N D - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - -
Presentation Transcript

大平 豊高エネルギー加速器研究機構(KEK)

宇宙線と粒子加速

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。

Eknee=1015.5eV

1015.5 eV までは、銀河系内の

SNRが起源と考えられている

(1particle /m2/yr)

Type Ia or II ?

Gaisser 2006

宇宙線スペクトル

dN/dE ∝ E-2.7(E<1015.5eV)


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)

22Ne/20Ne は

太陽の5倍

    ⇓

WR Origin ?

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 ejecta ism
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
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

u1/u2 + 2

s = = 2

dN/dE ∝ E-s

宇宙線は電磁場を

励起する。

u1/u2 - 1

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

R~10-100pc

Radiation

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

u

散乱後

Δp = 2 p

v, p

v

u

shock

u1

u2

Shock の場合

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-3u2/(u1-u2)

u1/u2 + 2

u1/u2=4

f(p)dp ∝ dN(>p)/dp ∝ p-s

s = 2

u1/u2 - 1

スペクトルは、粒子の種類によらない


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  (Leaky box model)

d NCR

定常

NCR

NCR = tesc(E) Qsour(E)

=

+ Qsour(E)

d t

tesc(E)

tesc(E) = Lsize2 / Ddiff(E) ,Ddiff(E) ∝ Eg, Qsour(E) ∝ E-s

B/C観測⇒ g = 0.3 - 0.6

NCR(E) ∝ E-(s+g)

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、

       。。。。

CRB の起源は、CR C。

さまざまなエネルギー

のCRC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]

AMS-02 : 今年結果を公開?

Ddiff(E) ∝ E0.45 で

VA = 0, 10, 15, 0, 30 km/s

と再加速効率による違い

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!

g = 0.3 - 0.6


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 10232
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 pspectrum

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、

E-1.6 ( E < 4 GeV )

低エネルギー側でハード

dN/dE∝

E-2.5 ( E > 4 GeV )

Strong et al., A&A2011


Galactic cr e
Galactic CR e-のスペクトル

f - ∇D∇f + (E f) = qsour(E,x,y,z,t) = qsour(E)d(z)

∂t

∂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。

d f(E)

定常

f(E)

f(E) = tcool(E) Qsour(E)

=

+ Qsour(E)

d t

tcool(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)

fe(E)∝E-{s+0.5(g+1)}

Qsour(E) ∝ Rd2 × ∝E-{s+0.5(g-1)}

Rd3

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
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

定常

fCR

fCR = tesc(E) Qsour(E)

=

+ Qsour(E)

d t

tesc(E)

tesc(E) = Lsize2 / Ddiff(E) ,Ddiff(E) ∝ Eg, Qsour(E) ∝ E-s

(Rd=LsizeQsour∝qsour)

 fCR(E) ∝ E-(s+g)

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

 s = 2.45 , g = 0.3

Electron : s + 0.5 ( g + 1 ) = 3.1

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)


Supernova remnant
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

Kepler

X線写真

http://chandra.harvard.edu/photo/2007/kepler/

Stage et al, Nature Physics 2, 614 - 619 (2006)


10 3 yr
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           L 〜 1019cm

衝撃波速度       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

http://chandra.harvard.edu

Tycho


超新星残骸からの放射

Continuum

Line

Synchrotron radiation

Atomic lines

Inverse Compton scattering

e-

e+

Electron bremsstrahlung

O, Si, Fe, etc.

Jitter radiation

(IC of plasmon)

阪大の寺木さん

       の講演

Nuclear lines

p0 decay gamma ray

C, N, O, etc.

p

Ion

Proton bremsstrahlung

Annihilation line

of positronium

Recombination

Two photon transition

511keV

Positron annihilation in flight

e+

Molecular lines

Positronium annihilation to

3 photons

CO

H3+, H2+

Thermal emission from dust

dust


超新星残骸からの多波長スペクトル

Solid line:primly CR e-

nFn

輝線は他にも沢山ある

Dashed line:CR proton

Fe

Dash-doted line:secondary e+-

H2+

IC

511keV

C,N,O

p02g

CO

dust

e- Bremss

2nd e+- IC

p Bremss

synchrotron

2nd e-+ Bremss

2nd e-+ synch

IR

Opt.

X ray

MeV

g ray

GeV

g ray

TeV

g ray

n

Radio


多波長スペクトルから分かる物理量(入門編)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

synchrotron

p02g

n(3-s)/2

TeV

g ray

X ray

n

np0,max=

0.1Ep,max

nIC,max∝Ee,max2nsoft

nsyn,max∝Ee,max2 B

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。

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(多波長スペクトルから分かる物理量(入門編)SNR)の観測

radio

X-ray

TeV g-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)

1015.5 eV?, 1050 erg/SN ?

Ha


これまでのモデル多波長スペクトルから分かる物理量(入門編)

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)

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

tSedov ~ 200yr

t

Qsour(E) ∝E-s

銀河内を伝搬して、地球にたどり着く

スペクトルは粒子の種類によらない

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。


超新星残骸からの多波長スペクトルから分かる物理量(入門編)TeV ガンマ線

Energy flux of TeV g-ray (p0 decay) from CR p (N(E)∝E-2 )

-2

d

UCR,p

n

~ 0.1 eV/cm2/s

10kpc

1/cm3

1050erg

n~0.01? Superbubble?

Energy flux of TeV g-ray (IC with CMB) from CR e- (N(E)∝E-2 )

-2

0.5

hnobs

Kep

d

~ 1 eV/cm2/s

10-2

10kpc

1 TeV

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TeVg-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 at the shock, s多波長スペクトルから分かる物理量(入門編)

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 s1
Spectral index at the shock, s多波長スペクトルから分かる物理量(入門編)

s = 2.1 - 2.3

Cas A

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多波長スペクトルから分かる物理量(入門編)

dN/dE∝E-s

s~2.3  M~4

ISM: Cs ~ 10 km/s

SNR: Vsh ~ 3000 km/s


Middle aged 10 4 yr snrs
Middle-aged多波長スペクトルから分かる物理量(入門編)(104yr) SNRs の観測

Break

SNR W44

Color : 2-10GeV

Contour : 4.5μm IR

(shocked H2)

Very steep

Broken power law

Very steep spectrum(N(E)∝E-3)

Abdo et al., 2010, Science, 327, 1103

加速理論 (N(E)∝E-2)

宇宙線観測(N(E)∝E-2.1-2.4)

と矛盾

SNRは分子雲とぶつかっている


Snr cr
SNR多波長スペクトルから分かる物理量(入門編)、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、 TeVg 線では10個程度

現在のTeVg 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TeVg 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多波長スペクトルから分かる物理量(入門編)

衝撃波静止系

衝撃波面

ush

密度

Low energy CR

high energy CR

x

Lesc ~ Rsh

宇宙線の拡散長 : Ldiff = D(p) / ush

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多波長スペクトルから分かる物理量(入門編)

SNR

(tage / tSedov) ( t < tSedov )

Rsh = RSedov ×

(tage / tSedov)2/5 ( t > tSedov )

Rdiff∝ (Dt)1/2Dは拡散係数

自由膨張段階 ( t < 200yr ):Emaxは年齢で決まる

(磁場の増幅が必要)

Emax = Eknee ( t / tSedov )

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

D

Rsh2

cE

tacc = hacc

, tesc = hesc

, D = hg

3eB

ush2

D

B(t)t-1/5

Em,esc∝ = Eknee (t / tSedov)-a

hg(t)

tSedov

t

Em,esc は時間とともに減少する


SNR多波長スペクトルから分かる物理量(入門編)から逃げた宇宙線のスペクトル

<

E = mc2のCRの数 N(mc2) ∝ tβ, β0

>

最高エネルギーEmax∝ t-α , α > 0

Nesc

SNR内全部のCRスペクトル fSNR∝ tβE-s

E-s

SNRから逃げたCRスペクトル

N ∝ tβ

dEmax

Nesc(E) dE = tβ E-s dt

dt

E-s

esc

Nesc∝ E-s

esc

β

一般に 

s ≠sesc

sesc = s +

α

Emax∝ t-α

E

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多波長スペクトルから分かる物理量(入門編)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)

d t

tesc(E)

tesc(E) = Lsize2 / Ddiff(E) ,Ddiff(E) ∝ Eγ, Qsour(E) ∝ E-s

-sesc

Qsour(E) ∝ E

β

NCR(E) ∝ E-(s+ +g)

α

β

CR obs.:s + + g = 2.7

α

s ~ 1.9 - 2.2

β

g = 0.3 - 0.6,

~ 0.23

α


Cr helium cr proton
CR多波長スペクトルから分かる物理量(入門編)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多波長スペクトルから分かる物理量(入門編)

Ohira, Y. & Ioka, K., 2011, ApJL, 729, L13


理論モデルと観測との比較多波長スペクトルから分かる物理量(入門編)

Φ = 450MV

np = const.

He

nHe∝ r-0.715

p

D ∝ p0.43

T = 106 K

CR He hardening

T = 106K

200GeV付近で

hardening

Superbubble!

Ohira, Y. & Ioka, K., 2011, ApJL, 729, L13

22Ne/20Ne も

superbubbleを支持


Superbubble
Superbubble多波長スペクトルから分かる物理量(入門編)

~700pc

Superbubble size ~ 700pc

Star cluster size ~ 30pc

ISM

ISM

SNR size at tSedov ~ 20pc

Rsh(tend)~200pc

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 10 4 yr snrs1
Middle-aged多波長スペクトルから分かる物理量(入門編)(104yr) SNRs の観測

Break

SNR W44

Color : 2-10GeV

Contour : 4.5μm IR

(shocked H2)

Very steep

Broken power law

Very steep spectrum(N(E)∝E-3)

Abdo et al., 2010, Science, 327, 1103

加速理論 (N(E)∝E-2)

宇宙線観測(N(E)∝E-2.1-2.4)

と矛盾

SNRは分子雲とぶつかっている


SNR多波長スペクトルから分かる物理量(入門編)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

E

SNR

D(E) = c cm2 s-1

10GeV

Rd,(Elow)

g > 0

(Galactic mean value g=0.3-0.6)

r

fesc (E,r) ∝ Qs (E) / Rd(E)3×exp[-(r/Rd)2]

Rd,(Ehigh)

∝ Qs(E) E-1.5g

fesc(E) はQs(E)よりソフトになる。 Aharonian & Atoyan(1996)


10gev
10GeV 多波長スペクトルから分かる物理量(入門編)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 )

IC 443

W44

W28

W51C

Ohira, Y., Murase, K., Yamazaki, R., 2011, MNRAS, 410, 1577


10多波長スペクトルから分かる物理量(入門編)15-16cm

上流

下流

Cold neutral

Cold plasma

Hot neutral

Hot plasma

Review paper: Heng, 2010

Hα (その1)

X ray

衝撃波上流は完全電離とは限らない(fi~0.1-0.5)

(Ghavamian et al. ApJ 2000,2002)

無衝突衝撃波

電化交換反応

Cold plasma

Cassam-Chenai et al. ApJ 2008

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

Chevalier&Raymond(1978)

Cold neutral

Winkler et al. ApJ 2003

Hot neutral

Ghavamian et al. ApJ 2002


多波長スペクトルから分かる物理量(入門編)の観測(その2)

Raymond et al., ApJ 2010

Non-Gaussian ? Superposition?


多波長スペクトルから分かる物理量(入門編)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±2800km/s が観測されている。

Helder et al.,Science, 2009

Tp = 3mpush2/16 = 70 keV

RCW 86

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)


上流多波長スペクトルから分かる物理量(入門編)

下流

Cold neutral

Cold plasma

Hot neutral

Hot plasma

部分電離プラズマ中の衝撃波構造

Cold plasma

上流で高温の

Pickup Ion

イオン化

下流から中性水素が染み出す

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)


H多波長スペクトルから分かる物理量(入門編)3+

Indriolo et al., 2010

Tavani et al., 2010

Galactic CR によるイオン化

IC443

IC443GeV-TeVg 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+ + e-

Ionization = recombination

z2n(H2) = kenen(H3+)

H2 + H2+ CR + H3+ + H

 z2 ~ 10-15 s-1> 10-16 s-1

H3+ + e- H2 + H or H + H + H


H多波長スペクトルから分かる物理量(入門編)2+

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

H3+の輝線

H2+の輝線

H3+の輝線

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
Nuclear lines多波長スペクトルから分かる物理量(入門編)

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 2 nd e
511keV, proton Bremss, 多波長スペクトルから分かる物理量(入門編)radiation from 2nd e±

Ohira et al.,

MNRAS Letter, 2012

t = 3×104 yr

R=30pc

n=300cm-3

B=30mG

電子の冷却時間陽子の冷却時間

対消滅時間拡散逃走時間

e+-Brems. pBrems.

e+-Annihilation Total

pp→p+- からの100MeVの2次e+-

は 3×104 yr で冷える

Fermi F>100MeV = 10-6 ph cm-2 s-1

F511keV ~ 10-7 ph cm-2 s-1

511keVline 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!


まとめ多波長スペクトルから分かる物理量(入門編)

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
SN1006多波長スペクトルから分かる物理量(入門編)

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


Rxj1713
RXJ1713多波長スペクトルから分かる物理量(入門編)

Abdo et al., 2011, ApJ, 734, 28

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
Tycho多波長スペクトルから分かる物理量(入門編)

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 ( CasA も s > 2 )

加速された電子が少ない


Nonthermal e bremsstralhung
Nonthermal e多波長スペクトルから分かる物理量(入門編)- 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

Tycho

すでに観測されている?

すでに観測されている?

Vink, 2008, A&A


Fe satellite lines
Fe satellite lines多波長スペクトルから分かる物理量(入門編)

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 e-

があると、

wが多く出る

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?

Gabriel & Philips,

MNRAS, 1979


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