Transcript 高エネルギー天体理論 ~特に宇宙線陽電子について~

高エネルギー天体理論
~特に宇宙線陽電子について~
高エネルギー加速器研究機構
川中 宣太
総研大スクール「銀河系とダークマター」@軽井沢
2009/10/02
目次
1.
2.
3.
4.
高エネルギー天体現象について
銀河系内宇宙線とその生成
宇宙線電子・陽電子超過（復習）
天体起源の宇宙線陽電子
4-1 パルサー
4-2 超新星残骸
4-3 ガンマ線バースト
4-4 伝播中の効果
5. まとめ
1. 高エネルギー天体現象について
高エネルギー天体現象とは？
物質の流れが高エネルギー
（or相対論的）
粒子が高エネルギー
(E~109-20eV)
超新星爆発 (~1051erg)
ガンマ線バースト(GRB)(~1051erg)
活動銀河核
系内ブラックホール(BH) etc.
超新星爆発（残骸: SNR）
パルサー
活動銀河核
宇宙線etc.
放射が高エネルギー
(X線・g線)
扱う場が高エネルギー
（or強い）
活動銀河核
系内ブラックホール
ガンマ線バースト
パルサー
宇宙線etc.
ブラックホール（強重力場）
パルサー（強磁場）
超新星爆発（高密度・核力）
一部はGRB
も付随？
宇宙線
• 宇宙から降り注ぐ陽子・原子
核・電子などの粒子
• エネルギーeが108eVから
1020eVにまで広範囲にわたる
• e<1015eV (knee以下)は系内
起源の陽子が殆どとされる
• 系内成分は超新星残骸の衝
撃波でn(e)∝e-2のように加速さ
れたと思われている（後述）
• エネルギー密度：
p ~1eV/cm3
e- ~10-2eV/cm3
今回のメインテーマ
天体からどうやって宇宙線を出すの？
本当に陽電子超過を説明できるの？
ダークマター説とどういう所が違うの？
どうすればそれを確かめられるの？
2. 銀河系内の宇宙線とその生成
系内宇宙線の起源は何か？
• エネルギー密度：
p ~1eV/cm3
• 銀河系の体積
~p×(14kpc)2×600pc
~1067cm3
• 系内宇宙線の全エネルギー
~1055erg
• GeV(=109eV)の宇宙線が系内
磁場にトラップされる時間は107yr
程度
• ということは、1年につき1048erg
の宇宙線を作らなければならない
昨日の柴田さんの講義
を思い出してください
超新星残骸(supernova remnant: SNR)
SN1006
超新星爆発後、高速(~3000km s-1)で膨張する高温ガス
2006/5/1 京大宇宙線研究室にて
（写真は出身学生から拝借）
星間物質と衝突して衝撃波を形成
系内の宇宙線源の最有力候補 (E~1051erg, 100年に1発として
10%宇宙線につぎ込めばよい）
加速された電子からのX線がとらえられている
衝撃波による宇宙線加速(1)
衝撃波：超音速の流れが流体
中に作る物理量の不連続面
V1
V2
密度r1, 圧力p1,
内部エネルギーu1
r2, p2, u2
Rankine-Hugoniotの関係式
r1V1  r2V2 ,
p1  r1V12  p2  r2V22 ,
 1 2 u1  p1 
r1V1  V1 

2
r
1


 1 2 u2  p2 
 r2V2  V2 

2
r
2


（練習問題）
2日目の堂谷さんの講義
を思い出してください
衝撃波面
（静止）
単原子分子気体(u=(3/2)p)の場合、
上流のマッハ数M1=V1/(p1/r1)1/2が
無限大の極限では圧縮比r=r2/r1
は4となることを示せ。
衝撃波による宇宙線加速(2)
上流の速度の大きな散
乱体と正面衝突する
下流に飛ぶ
下流の速度の小さな
散乱体に追突する
上流に飛ぶ
衝撃波静止系から見た粒子加速の様子
・
・
・
衝撃波による宇宙線加速(3)
１回の往復での粒子のエネル
ギー増分は速度差に比例
log (dn/de)
n(>e)
e
DE/E=4(V1-V2)/3c

r 2
: 
r 1
下流は衝撃波面から速度V2で
遠ざかっていく
 粒子が波面を往復できずに
流される確率P=4V2/c
ln (1  P)
n(>e)のべきは 
ln (1  DE / E)
dn/deのべきはこれに+1
となり、V1/V2=r2/r1=rで決まる
r=4のとき=2
1+DE/E倍
log e
この章のまとめ
• 銀河系内の宇宙線は、超新星残骸の衝撃波
で加速されたと考えると、エネルギー的にもス
ペクトル（べき）についても説明がつく
• 超新星残骸のX線観測により、電子の加速が
行われていることが確かめられている
• 同じく陽子もおそらく加速されているだろう
参考） ガスとの相互作用で生成されるパイオン起源
のガンマ線と見られるものが見つかっている
3. 宇宙線電子・陽電子超過（復習）
陽電子超過: PAMELAによる発見
~1-100GeV
• 観測： e+/(e++e-) は
10GeV付近から増大し、標
準モデルを超過
• p, e-は超新星残骸で加速
され、e+はpの伝播におい
て二次的に生成されると考
えれば、e+ fractionは右下
がりになるはず（次頁）
• 何か別の陽電子源があ
(Adriani et al. 2008) る？
陽電子比が右下がりになる”はず”な理由
標準生成モデル
超新星残骸で加速された陽子
が星間物質と相互作用すること
により二次的に生成される
p+p 
p

m

e+
or p+p  p0  gg  e±
高エネルギーの陽子ほど磁場
により曲げられにくい
注入粒子
①
陽電子生成時
② のスペクトル
陽電子の観測スペクトル
 e+が銀河内で沢山できにくい
一方、電子は一次粒子として加
速を受け、脱出・冷却によるべき
の変化を受けるのみ
① 高エネルギーの粒子ほど銀河系か
ら脱出しやすいべきが急になる
② 高エネルギーの陽電子ほど脱出・
冷却しやすいべきがさらに急になる
Electron+Positron Flux
ATIC/PPB-BETS
ee~100-600GeV
bumpと鋭いcutoff(~600GeV)
が見えた
(Chang et al. 2008)
H.E.S.S.
ee ~1-5TeV
steepに落ちている
high energyでの上限
(H.E.S.S. collaboration 2008)
dark matter annihilation
の兆候？？
Recent Observations
Fermi LAT
Abdo et al. (arXiv:0905.0025)
H.E.S.S. (340GeV~)
Aharonian et al. (arXiv:0905.0105)
PAMELA results of anti-proton flux
宇宙線陽子と星間物質との
相互作用では反陽子も生成
される
こちらは標準モデルからの
超過は見られない
Adriani+ (2009)
電子・陽電子超過の起源は何か？
• 暗黒物質起源説
対消滅・崩壊により生成
ATICの~600GeVのカットオフはDM粒子の質量で決まる
数多くの研究（文献数~200）、本当なら超大発見
しかし、対消滅断面積(<sv>)が桁で足りなさそう、反陽子
を出してはいけない、などの困難あり
• 天体起源説
高エネルギー天体により生成
ATICカットオフは電子・陽電子の冷却時間で決まる(後述)
まだ論文数は少ない(~数10)ものの、今も増え続けている
天体の特定・陽電子生成効率・加速効率は決められない
（観測と合わせるしかない）
4. 天体起源の宇宙線陽電子
観測からの要請
Energetics
宇宙線中の
陽子(p) ~ 1 eV/cm3←超新星残骸に
おける加速で賄える
電子(e-) ~ 10-2 eV/cm3
陽電子(e+) ~10%×e- ~ 10-3 eV/cm3
超新星の陽子に与えるエネルギーの0.1%がe+につぎこま
れている？
1000個のうち1個の特別な超新星に伴う現象が主に寄与
している？
宇宙線陽電子の天体起源説
• パルサー
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+ 09
• 超新星残骸
Shen & Berkey 68; Pohl & Esposito 98;
Kobayashi+ 04; Shaviv+ 09; Hu+ 09;
Fujita+09; Blasi 09; Blasi & Serpico 09;
Mertsch & Sarkar 09; Biermann+ 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 08
• 伝播過程における効果
Delahaye+ 08; Cowsik & Burch 09;
Stawarz+09; Schlickeiser & Ruppel 2009
電子・陽電子の伝播過程
伝播に影響する効果
１．星間磁場により
方向をランダムに曲
げられながら伝播
dne
de e
 e e
e±
ee
２．星間磁場による
シンクロトロン放射+
星間輻射場の逆コ
ンプトン散乱でエネ
ルギー損失
dne
de e
？
ee
観測される電子・陽電子スペクトルは？
• diffusion equation




2
B(e e ) f  Q(t, r , e e )
f (t, r , e e )  K (e e ) f 
t
e e
injection
diffusion
energy loss (synchrotron,
inverse Compton scattering)
K (e e )  K0 (1  e e / 3GeV) , B(e e )  be e2GeV-1s-1
K0  5.81028cm2s-1,   0.33, b  1016
B/C ratioや背景輻射
(星光+CMB)から
point-like sourceから瞬間的にe±を注入したとき、
観測されるスペクトルは (Atoyan+ 1995)
 r2 

Q0e e
 2
G(t, r , e e )  3/ 2 3 (1  bte e ) exp  2 
p rdiff
 rdiff 
rdiff  2 K (e e )t
：diffusion length
(Q  e )

e
ee~1/btにおいて
ピーク・カットオフ
をもつスペクトル
スペクトルの例（陽電子比）
カットオフの位置は放射源の年齢で決まる
d=1kpc
(a)
E=0.9x1050erg
age=2x105yr
=2.5
(b)
E=0.8x1050erg
age=5.6x105yr
=1.8
(c)
E=3x1050erg
age=3x106yr
=1.8
スペクトルの例（電子+陽電子フラックス）
カットオフの位置は放射源の年齢で決まる
d=1kpc
(a)
E=0.9x1050erg
age=2x105yr
=2.5
(b)
E=0.8x1050erg
age=5.6x105yr
=1.8
(c)
E=3x1050erg
age=3x106yr
=1.8
4-1. パルサー
パルサー = 回転する中性子星
回転はだんだん遅くなっている
 磁気双極子放射モデル
（パルサー星雲のenergeticsは説明できる）
放射強度を時間の関数で表すと
Crab nebula
パルサーからのe±放射
回転する磁気双極子が誘導する電場
により、中性子星の周囲はプラズマで
満たされ(Goldreich & Julian 1969)、
その中でe± pair cascadeが起こる
磁力線に沿った電場によ
り電子が加速
curvature radiationg線
Bと反応して
e±生成
星表面からのX線
と反応してe±生成
電場またはパルサー風が作る衝撃波によっ
て加速できるはず？
パラメーター：
Leptonic
全エネルギーE, 年齢tage, 距離d, べき
(Zhang & Cheng 1997)
パルサー説での陽電子比
(Hooper+ 2008)
単独のパルサーのみで合わせた場合
Geminga
一定birth rateで生まれる複数の
パルサーで合わせた場合
Monogem
Profumo 2008
既知のパルサー/SNRからのe±のエネルギーやべきを適当に仮定
してe±フラックス及び陽電子比を計算し、PAMELA及びATICと合
わせる
Grasso+ 2009
既知のパルサーそれぞれからのe±のエネルギー、べき、放射開
始時期などのパラメーターを様々な値にとってプロットし、Fermiと
合わせる
連続的な電子・陽電子の注入
一般にパルサー等の放射源は有限時間輝きつづける
スペクトルのカットオフは垂直ではなく、幅を持つはず
t
F (t, e e )   dtQ0 (t  t)G(t, r, e e )
0
Case 1: pulsar-type decay
Q0 (t )  Lspindown 
cf.)
Etot
 0 (1 t /  0 )2
2
 0  7.4 103 (B / 1012G) P10ms
years
2
0
Case 2: exponential decay
Q0 (t ) 
Etot ln 4
0
 t ln 4 

exp 
 0 
0
連続的な注入の効果 (e++e-)
exponential decay,
0~105yr
background
t=5.6x105yr
r=1kpc
Ee+ ~Ee-~1050erg
=1.7
Emax=5TeV
天体のみからのフラックス
Burst-like event
(e.g. GRB)
Epeak~1/bt
~600GeV
NK+ 2009
パルサーからの平均/分散スペクトル
e+ fraction
実線：average spectrum
点線：average±s
birth rate ~1個/1.5x105 yr/kpc2
Ee+=Ee-~1048erg
~1.8
e±spectrum
• 平均フラックスはFermi/H.E.S.S.とよく
一致
• (ATIC/PPB BETS peak flux) ~ 予測
される平均フラックスから10sのずれ
異常にenergeticなパルサーを考
えない限り、ATIC/PPB-BETSを
説明するのは不可能
NK+ 2009
検証法
単独の強いソースが寄与しているとすると、フラックスの非等方性
が予言される
I max  I min

I max  I min
3K f

cf
3d
~
@ e e ~ e max
2ct
DM clumpによって
も生成可能
2. 超新星残骸(SNR)
• 衝撃波面の往復により粒子が
加速できる
• 銀河系内の宇宙線陽子・原子
核の主な生成源
SNRのschematic
picture
Hadronic
• 陽電子生成
p+p  p+  m+  e+
or p+p  p0  gg  e±
ただし、標準的な二次生成モデルとは以下の点で異なる
1. SNRの分布が非一様 (Shaviv+2009)
2. 加速中にpp反応を起こし、衝撃波でe+を加速 (Blasi 2009)
3. 平均密度より高い領域で超新星爆発が起こる (Fujita+2009)
大昔、近傍で超新星爆発が起こっていた
かもしれない
Local bubble
Loop I
太陽近傍の低密
度領域
~107yr前に20-40
発の超新星爆発
が起こったせい？
例:高密度領域での超新星爆発
Fujita+ 2009
衝撃波加速されたpが
localな領域でpp反応を
多く起こし、e±を生成
R~40pc,
n~50cm-3,
d=200pc
1.75
tpp=2x105yr
Ep=3x1050erg
検証法
1. 反陽子のスペクトルを見る
Fujita+ 2009
pp反応では陽電子だけではな
く反陽子も生成
 宇宙線源中or近傍での反応
による標準モデルからの超過
2. 原子核成分の比を見る
陽子だけでなく原子核も加速
を受けているはず
 Spallationによる
secondary-to-primary比
(B/C, Ti/Feなど)の超過
Mertsch & Sarkar 2009
4-3. ガンマ線バースト(GRB)
Ioka 2008
• 系外で見つかる、宇宙で最も明るい爆発現象(L~1051erg/s)
• １日に１発程度観測されている
• 超相対論的ジェット中の内部衝撃波により電子を加速し、ガン
マ線を放出するとされている（ファイアーボールモデル）
• 少なくとも一部は超新星が付随している大質量星の最期？
• 全エネルギー~1051erg
• Event rate~1つの銀河あたり105年に1発
• その昔、我々の銀河で起こっていたとしても不思議ではない
Standard model
optically thick
gg→e+e
（井岡さんに
借りたアニメ）
内部衝撃波
SN?
？
星間物質
G>100
Central Engine
外部衝撃波
Luminosity
Kinetic energy
↓
Shock dissipation
GRB
残光
Time
GRBからのガンマ線光子(~TeV)
と周囲のダストからの低エネル
ギー光子(~eV)で対生成
TeV光子：未確認だが存在したとしても
無矛盾
eV光子:GRBからの可視光をダストで
散乱 (cf: GRB080319B/ Naked-eye
GRB)
Leptonic
(2 p ) 2
生成した電子・陽電子
(>~TeV)は伝播中に残光の
光子を逆コンプトン散乱
 冷却 & 低エネルギーの
e±を生成
時間とともに残光は暗くなるので、電子
の冷却は~TeV程度で止まる
ee
ee
dEe
de e
~TeV
4-4. 伝播過程における効果
Delahaye+ 2008
標準モデルに含まれる不確定性
は1桁程度
 星間での二次生成で陽電子比
を説明できる可能性も十分ある
Cowsik & Burch 2009
拡散係数K(ee)がソース周辺と
星間空間（エネルギーについて
ほぼ一定）とで異なる
B/C ratioの観測とも無矛盾
Stawarz+ 2009
~TeVではKlein-Nishina
suppressionが効く
 Fermi/HESSの緩やか
な超過が再現できる
PAMELAまで合わせるためには、
星光のエネルギー密度と星間ガ
スの密度を高め(~300eV cm-3,
80cm-3)にする必要がある
加速源(SNR)の近傍ならありうる？
ガンマ線背景放射との関係
パルサー(GRB)起源の
e ±の逆コンプトン散乱
によるガンマ線背景放
射への寄与は、標準モ
デル（ppp0gg)に比
べ無視できる
ただし、ゆらぎや点源として
パルサーやGRBの分布が見
える可能性もある
パルサー
 ダークマターと区別？
Bargar+ 2009
天体現象起源の宇宙線陽電子
Leptonic model
Hadronic model
• 超新星残骸
• パルサー
• ガンマ線バースト
• 系内BH
高密度領域
衝撃波中で生成・加速
非一様分布
伝播中の効果
• 拡散係数K(e)
の不定性
• ICのKN効果
etc.
陽子の見間違い？
(Fazely+ 2009など)
5. まとめ
•
宇宙線電子・陽電子超過は天体起源か？
候補：パルサー・SNR・GRB・伝播中の効果…
ATICで得られた~500GeVのカットオフはDM説以外
にも伝播中のエネルギー損失で説明可能
•
検証するためには何を見ればよいか？
非等方性1（単独ソース）、ピークの幅2（継続時間）、
反陽子3or二次生成核4のスペクトル（ハドロン起源）、
ガンマ線背景放射とその分布5
•
PAMELA3, Fermi1,5, AMS-021,3, CALET2,4
により決着に近づくか？
補助資料
Polar Cap Model
Outer Gap Model