広島大学 大学院理学研究科
山崎 了加速できる最高エネルギー(R = source size) > (gyro-radius) より
Emax ～ e B R ～ 1015 eV BμG Rpc
どのくらい作る必要あるか？

E2dN/dE [GeV cm-2 sr-1 s-1 ]Knee energy (1015.5eV) 以下の宇宙線は銀河系内の超新星残骸が起源と考えられている。
knee=1015.5eV

Gaisser (‘06)

これは超新星残骸(SNR)でまかなえる。

超新星残骸 (Supernova Remnant = SNR)
超新星爆発後に残る残骸。
約1000年で10pc程度にまで広がる高温(~keV)のガス球。
数1000km/sで膨張する衝撃波（爆風波）に囲まれ、宇宙線加速が起こっている。

H.E.S.S.

SN 1006
青色：X線
黄色：可視光
赤色：電波

宇宙線の加速源をつきとめるには？
（荷電）粒子の直接観測では難しい。
星間磁場(B~mG)での宇宙線のジャイロ（ラーマー）半径：
rg = E /qB ~ 1pc for E~1015eV
これは地球から天体までの距離（~kpc）に比べてすごく小さい。

そこで、加速源で宇宙線の発する電磁波を観測する必要がある。
（将来はニュートリノも）宇宙線（荷電粒子）

電磁波

地球

CR proton + (target) gas => p0 => g + g・エネルギー E をもつ proton １個が放射する g のエネルギー:

hn ~ 0.1 E( => n ∝ E )・Proton スペクトル:

N(E) dE ∝ E -p dE・放射スペクトル Fn [erg s-1 cm-2 Hz-1] :Fn d n ∝ E・E -p dE ∝ n 1-p dn=> nFn ∝ n 2-p

CR electron + (target) gas => brems . g （制動放射）
・エネルギー E をもつ electron １個のbrems-g のエネルギー:hn ∝ E

より、放射スペクトルは上記と同じ結果（nFn ∝ n 2-p ）を得る。

CR electrons によるシンクロトロン・逆コンプトン放射・エネルギー E をもつ electron １個の放射する光子エネルギー:hn ∝ E 2・Electron スペクトル:

N(E) dE ∝ E -p dE・放射スペクトル Fn [erg s-1 cm-2 Hz-1] :Fn d n ∝ E 2・E -p dE ∝ n (1- p)/2 dn=> nFn ∝ n (3- p)/2Cooling が効く場合、・放射スペクトル Fn [erg s-1 cm-2 Hz-1] :∝ E ・E -p dE ∝ n - p/2 dn
Fn d n => nFn ∝ n 1- p/2

nFn
bremssp 0 -decayICp ~ 2 とすると、
p 0 -decay :電子起源 brems.
:IC:

陽子起源nnFn ∝ n 2-p ∝ n 0nFn ∝ n 2-p ∝ n 0nFn ∝ n (3-p)/2 ∝ n 0.5

nFn
bremss

p 0 -decayICn
mp0 ~ 134 MeV(cut-off)

Emax,e < Emax,p(cooling effect)

nFn

Fermi

CTA

bremss

p 0 -decayICn
mp0 ~ 134 MeV(cut-off)

Emax,e < Emax,p(cooling effect)

TeV gamma- rays from young SNRs
TeV(=1012eV) g-rays detected by H.E.S.S.
TeV’s from shock waves of young SNRs--- Direct evidence for 10-100TeV
electrons and/or protons !!
BUT, we don’t know whether the TeV
emission is hadronic or letonic.
SN 1006

RX J1713.7-3946

RX J0852.0-4622

RCW 86

SNRs as sources of Galactic CRs• Evidence for hadron acceleration?
- Gamma-rays are leptonic or hadronic?
- Classical but still important problem• SNRs are really PeVatrons ?
- When, where, and how to reach 1015.5eV ?
• Electron acceleration efficient or inefficient?
- Nonlinear model predicts e/p ~10-5 << 1/200 @Earth…
- Contribution from pulsars/PWN negligible?
• When, where, and how to disperse CRs into ISM?
- Lessons from W51C/W44/W28,… and predictions for CTA.
• Acceleration at reverse shock ?
• Nature of TeV unIDs ?
- middle-aged (old) SNRs, or PWNe ?

SNRs as host of strong shocks• Strong shocks accelerate particles.
- Plasma physics point of view.
- Source spectrum is E-2 or not?
- Nonlinear model of particle acceleration.
- Magnetic field amplification.
- Injection rate of high-energy particles, e/p ratio,…
- Application to other objects w/ shocks.
- Toward interdisciplinary science…
• Particle acceleration at reverse shock.
- Dependence of different upstream state (low-B?)- Non-Fermi process may occurr?

衝撃波粒子加速理論 (フェルミ加速)
A

B

下流

上流
衝撃波面

Spectral index of accelerated particles
Bell(‘77), Blandford & Ostriker (‘77) :In the test-particle case (accelerated particles does not affectthe background plasma), the energy distribution of particles
is given by

where “r” is the shock compression ratio.
(1) Ms → ∞, γg = 5/3, => r = 4,p = 2.0(2) Ms = 10, γg = 5/3, => r = 3.88, p = 2.04
(3) Ms = 4,γg = 5/3, => r = 3.37, p = 2.27

(4) Ms → ∞, γg = 4/3, => r = 7,

p = 1.5

衝撃波周辺で本当に p= 2 なのか？
強い衝撃波の極限(Ms > *10)で、宇宙線をテスト粒子として扱えばp=2 となるが、以下のような効果を考慮するとpは2からずれる。
1. Nonlinear model :a) 宇宙線の「圧力」を考慮すると、衝撃波の圧縮比があがり、p < 2 となる?
b) 増幅された磁場により上流・下流の散乱体の相対速度が4倍以下となって、p > 2 となる?
2. 中性粒子の影響 (Ohira+09) ：圧縮比を下げる効果により、p > 2 となる。
3. Non-diffusive transport (Hada & Otuka, 09):Sub-diffusive (advection dominated) => p > 2.
Super-diffusive (その反対) => p < 24. 加速域を抜け出した宇宙線スペクトル一般に p=2 からずれる(Ohira, Murase, RY 09)。

Injection Rate ↑ECR , PCR ↑
衝撃波
圧縮比 ↑

Spectralhardeningnear ~ Emax

B-field ↑UpstreamturbulencedB ~ B0Emax ↑Advection veloc.
(CR-散乱体相対速度) ↓Upstream
fluid veloc. ↓Emax ↓

衝撃波
圧縮比 ↓

Spectralsofteningnear ~ Emax

波の減衰→上流熱化→ sub-shock圧縮比↓
Low-Eでの加速効率 ↓ECR , PCR ↓Gamma- rays from young SNR, Cas A
SNRの淵の部分からガンマ線を検出(12.2s)。 スペクトルはProton起源のような形をしているが、Young SNR (age~340yrs)にもかかわらず、p=2.0でEmax=1015.5eV (knee) まで伸びている兆候は見られない。
p = 2.4, no cutoff
p = 2.1, Emax= 10 TeV

S. Funk @ Fermi Sympo. 2009

Gamma- rays from young SNR, RXJ1713
RX J1713.7-3946 : age~1000yrs のSNR.
* スペクトルから、 “1-zone” Inverse Compton model (電子起源)は苦しくなってきたが、Proton起源であるとは結論されていない。
* p=2.0でEmax=1015.5eV (knee) まで伸びている兆候は見られない。

S. Funk @ Fermi Sympo. 2009

B~ mG at RX J1713.7- 3946 ?
Synch. X-ray imageTeV-gH.E.S.S.

Uchiyama et al. ‘07

B~ mG at RX J1713.7- 3946 ?
Synch. X-ray image

TeV-g
Time-variable
synchrotron X-rays observed!!
If synch. cooling time ~1yr, B~mG is indicated.
( for X-ray emitting electrons, tsynch~1.5(B/mG)-1.5yr )H.E.S.S.

Uchiyama et al. ‘07

Problem: observed dim radio synch.
・ If TeV-g is hadronic (pion decay), => Eproton ~1049-50 erg.
・ If B~1mG, => Eelectron ~1044 erg (via synch. radio/X).
Þ Extremely small e/p ratio, Kep ~10-5 , is required!
(equivalently, observed radio is too dim for reasonable e/p ratio.)

Radio flux

Hadronic TeV-gamma model

Observed radio flux
Constraints
via M33 SNRs

For SNRs in M33
SNR diameter
Ref: Katz & Waxman (08), Butt+(08)Electron-to-proton ratioProblem: low- energy cutoff of TeV- g
Gradual steepening in TeV
spectrum observed.

10-92Suzaku
10-10=> If TeV is hadronic,Emax,p ~ 30-100TeV.

H.E.S.S.

10-11

Maximum energy of proton in theAge-limited acceleration (tacc=tage):

10-12
10-13

X-ray spectrum analysis (Tanaka+08)= 0.67 keV=>“Hadronic TeV w/ age-limited, B=0.1-1mG” はTeV・X線観測と矛盾。

Escape- limited acceleration?
• Age-limited model (tacc=tage) で決まる Emax以下の被加速粒子に対しても、加速領域外へエスケープしてしまう効果が大きくなると、Emaxは小さくなってしまう。詳しくは以下参照：
Ohira, Murase, RY (2010), submitted to A&A (arXiv:0910.3449)• このEscape-limited model のシナリオでは、RX J1713.7-3946のガンマ線スペクトルが100TeV以上まで伸びていないことは説明可。
• そのかわり、「Young SNR がGalactic CRsの源」 であるためには、「昔(age~100yrs ) knee まで加速していた」とすることになる(Gabici, Aharonian 08)。
• これをどうやって観測的に検証するのか？
• Cas A(age=340yrs) はkneeまで届いている兆候なし。
Youngest SNR (G1.9-0.3)はCTAをもって観測するのは難しいようなので(Ksenofontov+08)、新たな若いSNRを探し出す必要ある？
=> TeV un ID sourceの中にないか？もしくはCTAで発見されるか？

Gamma- rays from old SNRs
“分子雲と相互作用する” Middle age, old SNRsからGeV帯域ガンマ線を検出（IC443,W51C, W44, W28）。
スペクトルに折れ曲がりが存在(W51,W44)？
分子雲は単に宇宙線ターゲットだけではなく、宇宙線解放の場？

W51C; Fermi LAT collaboration (2009), ApJLGeV- TeV Morphology

SNRGeV- TeV Morphology
Low-ECRs(~GeV)

SNR

Gabici, Aharonian, Atoyan…
Energy-dependent
propagation of CRs.

High-E CRs(~TeV)GeV- TeV Morphology
10TeV-gGeV-gGabici, Aharonian, Atoyan…
Energy-dependent
propagation of CRs.

TeV-g

10GeV-g
SNR(radio/X)

10TeV-g

TeV-g

GeV-g

GeV-g

10TeV-g

GeV- TeV Morphology
DE ∝ Ea (a: unknown)
vkickPulsar~Vkick tage

∝ tage2/5(DTeV t0)1/2

TeV-g(DGeV t0)1/2

GeV-g

10TeV-g(D10TeV t0)1/2

SNRの年齢が時刻 t = tage – t0 にCRのISMへの解放がおこったことがわかると同時に、CRの伝播の様子が詳細に明らかになる？

TeV unIDs are old SNRs or PWNe?
TeV unIDソースの空間分布はこれまで議論されていない。
これはCTA時代の課題。以下の2天体は典型例。

X-ray PSR
(Magnetar?)

CTB37B
Radio shell
Grey scale: X-raysHESSextent
Grey scale: X-rays

Halpern & Gotthelf (09)G353.6-0.7
Radio shellElectron acc. at Cas A’s reverse shock
Uchiyama+, Helder & Vink, …
Evidences for acceleration
at reverse shock.

Helder & Vink (08)Helder & Vink (08)

Ellison et al. (2005)
Reverse shock のすぐ内側（上流）の磁場B0は、Ejecta の磁場であり、compact starの磁場がSNRの膨張にともなって引き延ばされたもの。
（右図：BWD=1011G, 3x1010G）
従って、一般に、B0 << BISM ~ a few mG .
このような場合、reverse shockでの加速は、synch. X-rayを出すほどではない？
B0 : shock上流の磁場
rtot : shock圧縮比
pmax : for protons
nc : charac. synch. freq.

RS:
BWD=1011G
BWD=3x1010G

FS