天体からの宇宙線電子・陽電子放射とCTAなどの将来計画

Presentation on theme: "天体からの宇宙線電子・陽電子放射とCTAなどの将来計画"— Presentation transcript:

1 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)

2 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) 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 PAMELA: e+ (Adriani et al. 2009) Fermi: e-+e+ (Abdo et al. 2009)

3 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 帯域 (GeV) DE/E e/p Exposure
(m2 sr s) CTA 2013~ 10~15,000 ?? ~103-4? ~109 (1 yr) AMS-02 2010~ 1~1,000 ~2.5% @100 GeV ~104 (×102 by TRD) 3×106 CALET 1~10,000 ~2% (>100 GeV) ~105 4×106

4 宇宙線電子・陽電子源の候補天体 パルサー（磁気圏・PWN） 超新星残骸 マイクロクエーサー (系内BH) ガンマ線バースト Ioka 10
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

5 観測される電子・陽電子スペクトルは？ diffusion equation
injection energy loss (synchrotron, inverse Compton scattering)  Spectrum from instantaneous injection from a point source (Atoyan+ 1995) : electron energy at t0 ：diffusion length In the Thomson limit, cutoff energy: ee~1/btage

6 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 a=2.5 (b) E=0.8x1050erg age=5.6x105yr a=1.8 (c) E=3x1050erg age=3x106yr Ioka 2010

7 Continuous Injection: Broadened Peak
t0~105yr background t=5.6x105yr r=1kpc Ee+ ~Ee-~1050erg a=1.7 Emax=5TeV Burst-like event (e.g. GRB) Epeak~1/bt~600GeV NK+ 2010a Flux without background

8 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 ee Assuming the Poisson statistics of the source distribution,

9 Average spectra are consistent with PAMELA, Fermi & H.E.S.S.
solid lines： fave(ee) dashed lines： fave(ee) ±Dfave e+ fraction Average spectra are consistent with PAMELA, Fermi & H.E.S.S. 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. Large dispersion in the TeV range due to the small N(ee)  possible explanation for the cutoff inferred by H.E.S.S. R~0.7x10-5/yr/kpc2 Ee+=Ee-~1048erg a~1.9 e±spectrum

10 白色矮星パルサーの寄与 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？
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 ガンマ線源としてもCTAのターゲットの一つ e±spectrum Kashiyama, Ioka & NK 2010

11 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

12 近傍の若いPWNからのe± Escape condition: 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: r shock front Lesc LE CR HE CR x

13 “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)  “Age-limited” model (Higher energy particles require a longer time for acceleration) 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 Models of eesc(t) Nesc Observed CR spectrum eesc(t) e

14 TeV e± spectrum can prove the CR escape!
Without energy-dependent escape Electron spectrum from Vela-like source (d=290pc, tage~104yr, Etot=1048erg) ee>eesc(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。 eesc(t) from Ptuskin & Zirakashvili 03 Direct Evidence of Escape-Limited Model for CR accelerators (=SNR)!

15 TeV Gamma-Ray Sky HESS sources ~40 SNR? PWN? Binaries? CTA: 感度>10倍
e± 1048erg 銀河全体見渡せる

16 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に？

17 CALorimetric Electron Telescope
A Dedicated Detector for Electron Observation in 1GeV – 20,000 GeV Energy resolution: ~2% (>100GeV) e/p selection power: ~105 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.) Red points/errorbars: expected from 5yr obs. by CALET

18 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