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

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1 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

2 100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

3 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

4 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)

5 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?

6 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！

7 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！

8 ＳＮＲから 逃走したＣＲのお話

9 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

10 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

11 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

12 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, G ) 拡散係数が銀河平均に比べ小さくないと、暗くなる

13 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。

14 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) = D cm2 s-1 Rd(Elow) 1GeV δ > 0 (Galactic mean value δ= ) 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)

15 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？

16 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

17 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！