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

100年の謎 SNR? 1015.5 eV ? 1050 erg/SN? 銀河宇宙線 宇宙線の起源、加速機構 Eknee=1015.5eV (1particle /m2/yr) 1050 erg/SN? 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） でも宇宙線について探れる 赤外線（H3+） 熱的X線

CTAでは？ 100TeVの光子を観測できる 感度がHESSの１０倍 幅広い観測波長域 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 εobsF(εobs) ~ σpp c n εobs Ncr,p(>10εobs) / 4πd2 陽子起源(π0崩壊)　　　Ecr,p = 10εobs εobsF(εobs) ~ σpp c n εobs Ncr,p(>10εobs) / 4πd2 2-s -2 Wcr,p n 10εobs d ~ 10 eV/cm2/s 1050erg 1/cm3 mpc2 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?

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、 -2 εobs 0.5 Kep d ~ 102 eV/cm2/s 10-2 1 TeV 1kpc εobs 0.5 FIC Kep n Hess で沢山見つ かるはずなのに ~ 10 Fπ0 10-2 1 TeV 1/cm3 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 閉じ込められたCRなら、電波などより区別可能？ 電子起源？ 陽子起源？ エネルギーごとの広がりから、区別可能 SNRに閉じ込められたＣＲ？ SNRから逃げたＣＲ？ 他波長より広がっていると、逃げたＣＲ SNR起源？ 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 ush 衝撃波静止系 衝撃波面 密度 Low energy CR high energy CR x Lesc 宇宙線の拡散長 : Ldiff = D(E) / ush 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 は Ldiff = Lesc で決まる Emax Eknee Ldiff = D / ush ( D ∝ rgc ) Lesc = κRsh とすると Emax ∝ κBRshush ∝ κB(t)t-1/5 ( Rsh ∝ t2/5 ) tSedov t 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 ∝ B(t)t-1/5 Emax 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 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 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 fesc(E) はQs(E)よりソフトになる。 Aharonian & Atoyan(1996) 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 E D(E) = D0 cm2 s-1 Rd(Elow) 1GeV δ > 0 (Galactic mean value δ=0.3-0.6) r fesc (E,r) ∝ Qs (E) / Rd(E)3×exp[-(r/Rd)2] Rd(Ehigh) ∝ Qs(E) E-1.5δ fesc(E) はQs(E)よりソフトになる。　Aharonian & Atoyan(1996)

IC π0 逃走宇宙線からのγ線スペクトル（点源） νＦν ν 実線：逃走宇宙線 IC π0 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 CTAでTeV-γ線の起源が解明 CTAでKneeが見えるかも！ tage ~ 3×104 yr W28 も Kneeが見える可能性あり d ~ 6 kpc

まとめ CTAはKnee、CR逃走、CR拡散、 CR e- CR起源を解明可能！ 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 e- 　　　　　　　　　　　　CR起源を解明可能！