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天体からの宇宙線電子・陽電子放射と
CTAなどの将来計画
川中 宣太 (KEK)
共同研究者
井岡邦仁、大平豊 (KEK)
樫山和巳 (京都大学)
ガンマ線天文学～日本の戦略～@東大宇宙線研 2010/11/17
宇宙線電子・陽電子超過
• 陽電子：宇宙線陽子が伝搬中に
二次的に生成すると考えるとスペ
クトルは右下がりになるはず
PAMELA: e+
観測は右上がり
• 電子スペクトルも予想を超過
(Fermi/ATIC/PPB-BETS/HESS)
(Adriani et al. 2009)
• 別の電子・陽電子源が存在？
• ダークマターの対消滅or崩壊？
• 天体？ 今回はこちらの立場
• 将来の実験 (AMS-02, CALET,
CTA etc.)でより強い制限が得ら
れると期待
Fermi:
e-+e+
(Abdo et al. 2009)
宇宙線・ガンマ線検出器の将来計画
より高エネルギー、高統計のデータが得られる
計画
CTA
2013~
AMS-02
2010~
CALET
2013~
帯域
(GeV)
DE/E
e/p
Exposure
(m2 sr s)
??
~103-4?
~109
(1 yr)
1~1,000
~2.5%
@100 GeV
~104
(×102 by
TRD)
3×106
(1 yr)
1~10,000
~2%
(>100 GeV)
~105
4×106
(1 yr)
10~15,000
宇宙線電子・陽電子源の候補天体
• パルサー（磁気圏・PWN）
Shen 70; Aharonian+ 95; Atoyan et al. 95;
Chi+ 96; Zhang & Cheng 01; Grimani 07;
Yuksel+ 08; Buesching+ 08; Hooper+ 08;
Profumo 08; Malyshev+09; Grasso+ 09;
NK, Ioka & Nojiri 10; Kashiyama, Ioka &
NK 10; NK, Ioka, Ohira & Kashiyama 10
• 超新星残骸
Shen & Berkey 68; Pohl & Esposito 98;
Kobayashi+ 04; Shaviv+ 09; Hu+ 09; Fujita,
Kohri, Yamazaki & Ioka 09; Blasi 09; Blasi
& Serpico 09; Mertsch&Sarkar 09;
Biermann+ 09; Ahlers, Mertsch & Sarkar
09
• マイクロクエーサー (系内BH)
Heinz & Sunyaev 02
• ガンマ線バースト Ioka 10
観測される電子・陽電子スペクトルは？
• diffusion equation




2
P( e ) f   Q(t, r ,  e )
f (t , r ,  e )  K ( e ) f 
t
 e
diffusion
injection
energy loss (synchrotron,
inverse Compton scattering)
 Spectrum from instantaneous injection from a point source
(Atoyan+ 1995)

G (t , r ,  e ; t0 ) 
N e  e, 0 , t0 P e, 0 
3
 3 / 2 d diff
P e 
In the Thomson limit,
 r2
exp  2
 d
 diff

 e , 0 : electron energy at t0
 d  2 K ( )t
e
 diff
 ：diffusion length
P e   b e2 , b  1016 GeV-3s-1
 r2

N e ( e , t0 )
 2
G (t , r ,  e ; t0 )  3 / 2 3 1  bt e  exp  2
 d
 d diff
 diff

 cutoff energy:

 e~1/btage
The case of transient source: e± spectrum
The cutoff energy corresponds to the age of the source.
d=1kpc
(a)
E=0.9x1050erg
age=2x105yr
=2.5
(b)
E=0.8x1050erg
age=5.6x105yr
=1.8
Ioka 2010
(c)
E=3x1050erg
age=3x106yr
=1.8
Continuous Injection: Broadened Peak
 t 
N e (t )  exp   
 t0 
t0~105yr
background
t=5.6x105yr
r=1kpc
Ee+ ~Ee-~1050erg
=1.7
Emax=5TeV
Flux without background
Burst-like event
(e.g. GRB)
Epeak~1/bt
~600GeV
NK+ 2010a
Average e± Spectrum and Its Dispersion
NK+ 2010a; Kashiyama, Ioka & NK 2010
Average flux from nearby sources with a birth rate of R:
Flux per source
Number of sources which contribute to the energy bin of e
( b e ) 1 d diff
2K ( e ) R
N ( e )   dt  dr2rR ~
2
(
b

)
e
0
0
 e 
~ 6

 T eV
5 / 3


R


5
1
2 
 0.7 10 yr kpc 
Assuming the Poisson statistics of the source distribution,
e+ fraction
R~0.7x10-5/yr/kpc2
Ee+=Ee-~1048erg
~1.9
e±spectrum
solid lines： fave(e)
dashed lines： fave(e) ±Dfave
1. Average spectra are consistent
with PAMELA, Fermi &
H.E.S.S.
2. ATIC/PPB-BETS peak is
largely separated from the
average flux to the 10s level.
 Such a peak is hardly to
produce by the sum of
multiple pulsars.
3. Large dispersion in the TeV
range due to the small N(e)
 possible explanation for
the cutoff inferred by H.E.S.S.
白色矮星パルサー
の寄与
e+ fraction
強磁場のものはCR
sourceとなりうる
NSに比べて長寿命。
数も多い？
特に~1-10TeV領域
においてdominate
する可能性がある
e±spectrum
ガンマ線源としても
CTAのターゲットの
一つ
Kashiyama, Ioka & NK 2010
TeV電子スペクトルは面白い
宇宙線電子・陽電子は陽子に比べ伝搬中のエネルギー損失が
大きいため、TeV領域には近傍の若いソースのみが寄与
 単独（ごく少数）のソースからのスペクトルが見える
(Kobayashi+ 04; NK, Ioka & Nojiri 10)
 個別の宇宙線電子・陽電子源の特徴を探れる
例： Vela pulsar (年齢~104year, 距離~290pc)
CTA
Kobayashi+ 04
近傍の若いPWNからのe±
主にTeVスペクトルに寄与
SNRに囲まれている
衝撃波にトラップされずに脱
出しなければならない
Kennel & Coroniti 93
エネルギーが低すぎると (i.e.
diffusion lengthが系のサイズに
比べて短すぎると)逃走できない



Escape condition: e  esc
r
shock
front
LE CR
HE CR
Lesc
N e,esc  e , t   N e,pr  e , t  e   esc 
x
“Escape-Limited” Model
In the Sedov phase, higher
energy particles escape the
SNR shock earlier (Ptuskin &
Zirakashivili 03, 05; Caprioli+
09; Gabici+ 09; Ohira+ 10)
Models of esc(t)
 “Age-limited” model (Higher
energy particles require a longer time
for acceleration)
Nesc
Predict (1) the softening of the
CR spectrum from the injection
and (2) the spectral break in the
g-ray spectrum
 consistent with observations
 but NO DIRECT EVIDENCE
Observed CR
spectrum
esc(t)

TeV e± spectrum can prove the CR escape!
• Electron spectrum
from Vela-like source
(d=290pc, tage~104yr,
Etot=1048erg)
Without energydependent escape
esc(t) from Ptuskin &
Zirakashvili 03
• e>esc(tage)のe±のみが
ISMに脱出できる
 Low Energy Cutoff
• エラーバーはCALET
(5yr)からの予測。CTAだ
とさらに高い統計。
Direct Evidence of Escape-Limited Model for
CR accelerators (=SNR)!
TeV Gamma-Ray Sky
HESS sources
~40
SNR? PWN?
Binaries?
CTA: 感度>10倍
多くのsource,
より良い統計
e± 1048erg
ICによりTeVで
~5mCrab @20kpc
銀河全体見渡せる
Summary
• 宇宙線電子・陽電子超過 (PAMELA, Fermi 
将来: CTA, AMS-02, CALET)
天体起源説・ダークマター説 未決着
• 近傍のパルサー(PWN), 白色矮星が寄与す
る可能性
• 天体起源の電子スペクトルに見られる特徴
continuous injectionの効果、>TeVでのfluctuation,
SNRからのenergy-dependent escapeによる低エ
ネルギーカットオフ
• CTA, CALET, AMS-02による直接観測
• 天体がe±を閉じ込めていれば、ガンマ線源
になる。Escapeしていれば拡がったソース
CALorimetric Electron Telescope
A Dedicated Detector for Electron
Observation in 1GeV – 20,000 GeV
Energy resolution: ~2% (>100GeV)
e/p selection power: ~105
CALET
Red points/errorbars:
expected from 5yr obs. by CALET
With the high energy
resolution and statistics of
the CALET observations,
we will be able to
discriminate models of
injection.
(duration, the functional
form of Q0(t), etc.)
International Collaboration Team
Waseda University : S.Torii, K.Kasahara, S.Ozawa, Y.Aakaike, H.Murakami , J.Kataoka, N.Hasebe,
N.Yamashita
JAXA/ISAS: M.Takayanagi, H. Tomida, S. Ueno, J. Nishimura, Y. Saito H. Fuke, K.Ebisawa，M.Hareyama
Kanagawa University : T.Tamura, N.Tateyama, K.Hibino, S.Okuno, S.Udo, T.Yuda
Aoyama Gakuin University: A.Yoshida, K.Yamaoka, T.Kotani
Shibaura Institute of Technology: K.Yoshida , A.Kubota, E.Kamioka
Yokohama National University: Y.Katayose, M.Shibata
ICRR, University of Tokyo: Y.Shimizu, M.Takita KEK: K.Ioka, N.Kawanaka
National Inst. of Radiological Sciences : Y. Uchihori, H. Kitamura S.Kodaira
Hirosaki University: S. Kuramata, M. Ichimura T okyo Technology Inst.: T.Terasawa, Y. Tsunesada
Kanagawa University of Human Services : Y.Komori
Saitama University: K.Mizutani
Shinshu University : K.Munekata
Nihon University: A.Shiomi
NASA/GSFC: J.W.Mitchell, A.J.Ericson, T.Hams, A.A.Moissev, J.F.Krizmanic, M.Sasaki
Louisiana State University: M. L. Cherry, T. G. Guzik, J. P. Wefel
Washington University in St Louis: W. R. Binns, M. H. Israel, H. S. Krawzczynski
University of Denver: J.F.Ormes
University of Siena and INFN: P.S.Marrocchesi , M.G.Bagliesi, G.Bigongiari, A.Caldaroe, M.Y.Kim,
R.Cesshi, P.Maestro, V.Millucci , R.Zei
University of Florence and INFN: O. Adriani, P. Papini, L. Bonechi, E.Vannuccini
University of Pisa and INFN: C.Avanzini, T.Lotadze, A.Messineo, F.Morsani
Purple Mountain Observatory: J. Chang, W. Gan, J. Yang
Institute of High Energy Physics: Y.Ma, H.Wang,G.Chen