Multi-­‐wavelength	  Modeling	  	  of	  SNRs	  in	  the	  CTA	  Era	  Herman	  S.-­‐H.	  Lee 	  YITP	  	  with	  Shigehiro	  Nagataki,	  YITP	  Don	  Ellison,	  NCSU	  Pat	  Slane,	  Harvard	  	  Dan	  Patnaude,	  Harvard	  	  	   CTA	  Workshop,	  ICRR,	  Kashiwa-­‐shi,	  Sep	  2012	  Ample	  Evidence	  for	  Energe7c	  Par7cles	  at	  SNRs	  v We are now sure that SNRs are accelerating relativistic particles efficiently	v Many questions remain 	RX J1713.7-3946(H.E.S.S.)

SN 1006 (Chandra)

TeV γ-ray

X-ray

GeV γ-ray from SNRs near Galactic plane (Fermi LAT)W44 (Fermi LAT)
See	  talks	  by	  Tanaka,	  Ohira	  and	  Sano	  Outline	  • Overview	  of	  diﬀusive	  shock	  acceleraMon	  (DSA)	  • CR-­‐hydro-­‐NEI	  code	  • Its	  many	  applicaMons	  	  • Prospects	  for	  SNR	  modeling	  with	  CTA	  and	  future	  mulM-­‐λ	  observaMons	  Diﬀusive	  Shock	  Accelera7on	  SNRs	  have	  strong	  non-­‐rela7vis7c	  collisionless	  shocks	  à	  Diﬀusive	  Shock	  Accelera7on	  (DSA)	  must	  occur	  (for	  the	  shocks	  to	  exist!)	  1. Superthermal	  parMcles	  ‘diﬀuse’	  through	  elas7c	  scaIering	  w/	  magne7c	  waves	  2. ParMcles	  repeatedly	  crossing	  the	  shock	  front	  	  3. Each	  crossing,	  momentum	  gain	  =	  △p/p	 ~	  △u/c	  à Acceleration efficiency for strong shocks easily >> 10% (e.g. Ellison+ 05)
low p

CR ʻdiffuseʼby scatteringwith magnetic turbulence

Shock Front

Undisturbed Medium

high pCompression at
forward shock

For high Mach number
shock, compression ratio R= u1/u2= (γ + 1)/(γ - 1) = 4
γ is specific heat ratio	ISM

Shocked gas

Gas flow direction

u(x) is gas velocity
u1 is shock speed(In rest frame of shock)The	  Universal	  Power-­‐law	  q CR	  can	  be	  treated	  as	  ‘test-­‐par)cles’	  when	  PCR	  <<	  Pgas	  q For	  strong	  shocks,	  comp.	  raMo	  R	  à	  4	  	  	  	  	   For	  parMcles	  with	  vp	  >>	  ushock	  	  (i.e.	  near	  isotropic	  distr.):	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  f(p)	  ~	  p-­‐q	  	  	  	  q	  =	  3R/(R-­‐1)	  =	  4	  	  à	  famous	  F(E)	  ~	  E-­‐2	  spectrum	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  ‘Universality’	  of	  q	  • Shock	  acceleraMon	  requires	  diﬀusion	  of	  CR	  • Diﬀusion	  coeﬃcient	  D(x,p)	  contains	  all	  complex	  plasma	  physics	  • Test	  parMcle	  limit	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  à	  f(p)	  does	  NOT	  depend	  on	  plasma	  condiMon	  at	  all,	  only	  on	  R	  	  But	  this	  simplicity	  almost	  never	  happens	  in	  nature!	  Modiﬁed	  Shock	  and	  NLDSA	  Strong	  shocks	  found	  in	  SNRs	  (MS	  >	  ~100)	  are	  	  intrinsically	  eﬃcient	  CR	  accelerators	  • X-­‐ray,	  γ-­‐ray	  observaMons	  • AnalyMc	  models	  and	  simulaMons	  v 	  PCR	  gets	  close	  to	  Pgas	  in	  a	  short	  Mme	  scale	  v 	  PCR	  modiﬁes	  simple	  jump	  shock	  into	  a	  smoothed	  transi7on	  	  	  	  	  	  à	  a	  CR	  precursor	  produced	  U(x)	  Incoming	  gas	  0	  CR	  precursor	  CR	  acceleraMon	  becomes	  non-­‐linear,	  since	  hydro	  and	  DSA	  are	  inter-­‐dependent	  now!	  

1	  2	  Nonlinear	  diﬀusive	  shock	  accelera7on	  Some	  robust	  predic7ons	  of	  NLDSA	  Ellison,	  SSI	  2011	  1. Highly	  modiﬁed	  shock	  structure	  	  	  2. ‘Concave’	  f(p),	  not	  simple	  PL	  	  	  	  	  	  Now	  DSA	  depends	  on	  D(x,p)	  ~	  pα/B(x)	  	  	  	  	  	  	  	  à	  CR	  with	  higher	  p	  diﬀuses	  farther	  TP	  limit	  	  	  	  	  	  	  	  	  à	  △p/p	  ~	  △u/c	  increases	  with	  p	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  Harder	  gamma-­‐ray	  spectrum	  low phigh p

Shock Front	  	  	  	  	  	  	  superthermal	  parMcles	  (i.e.	  CR),	  	  	  	  	  	  	  à	  Less	  available	  to	  gas	  heaMng	  	  (e.g.	  RCW86)	  	  	  	  	  	  	  à	  Shock	  velocity	  decays	  faster	  with	  age	  	  (e.g.	  Tycho)	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  Undisturbed Medium	  3. Lowered	  shocked	  gas	  temp.	  and	  RFS/RCD	  	  	  	  	  	  	  Large	  fracMon	  of	  bulk	  shock	  K.E.	  channeled	  into	  	  Some	  ConsideraMons	  on	  NLDSA	  f(p)	  must	  cut-­‐oﬀ	  at	  some	  max.	  momentum	  pmax	  	  à This	  implies	  par)cle	  escape	  à i.e.	  energy	  is	  drained	  from	  the	  system	  à EOS	  sohens,	  γeﬀ	  <<	  4/3	  possible	  à Comp.	  raMo	  can	  be	  indeﬁnitely	  high,	  R	  >>	  7	  à f(p)	  becomes	  harder,	  EOS	  sohens	  further,	  more	  escape	  etc…	  i.e.	  Accelera7on	  eﬃciency	  can	  become	  extremely	  high!	  	  But,	  nature	  impose	  limitaMons	  by	  self-­‐regulatory	  mechanisms:	  1. MagneMc	  ﬁeld	  ampliﬁcaMon	  (MFA)	  2. Damping	  of	  magneMc	  waves	  	  3. Finite	  speed	  of	  magneMc	  waves,	  i.e.	  vAlfven ~ ushock

When	  all	  taken	  account	  of:	  	  à	  R	  usually	  keeps	  at	  5	  –	  7	  level,	  comparable	  to	  observa7ons	  Ways	  to	  model	  NLDSA	  1. Analy7c	  –	  Diﬀusion	  equa7on	  Best	  for	  mul7-­‐λ	  models!	  

Pros:	  	  	  Fast	  and	  robust,	  covers	  most	  important	  physics	  Cons:	  	  Assumes	  isotropic	  f(p),	  parametric	  recipe	  for	  injec7on	  	  2. Monte	  Carlo	  simula7on	  Calculates	  pitch-­‐angle	  scamering	  of	  parMcles	  Pros:	  	  	  No	  isotropic	  assump7on	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  Self-­‐consistent	  injec7on	  Cons:	  	  Slow,	  hard	  to	  couple	  with	  hydro	  3. Par7cle-­‐in-­‐cell	  simula7on	  MC	  pmax	  AnalyMc	  SHL+	  (2012)	  Pros:	  	  	  Can	  start	  from	  ﬁrst	  principles	  Cons:	  	  Heavy!	  Must	  be	  3-­‐D,	  needs	  many	  7me-­‐steps	  and	  momentum	  bins	  IntroducMon	  to	  CR-­‐hydro-­‐NEI	  code	  and	  its	  ApplicaMons	  	  	  For	  details,	  see	  e.g.	  S.-­‐H.	  	  Lee+	  2012,	  ApJ	  750	  pp.	  16	  	  The	  CR−hydro-­‐NEI	  code	  q	  CR-­‐hydro-­‐NEI	  	  q	  1-­‐D	  hydro	  (VH-­‐1,	  spherical	  symmetry)	  [Blondin+	  (2001)]	  q	  Non-­‐linear	  diﬀusive	  shock	  accelera7on	  (NLDSA)	  	  	  	  	  	  q	  Non-­‐equilibrium	  ioniza7on	  (NEI)	  [e.g.	  Patnaude+	  (2009)]	  q	  Eﬀects	  like	  MFA,	  ﬁnite	  vAlfven,	  wave	  heaMng,	  parMcle	  escape	  and	  propagaMon,	  etc…	  q	  Hydro	  is	  non-­‐linearly	  coupled	  to	  DSA	  and	  NEI	  q	  Self-­‐consistent	  mulM-­‐λ	  photon	  spectrum,	  	  	  including	  thermal	  X-­‐rays	  	  q	  Fast	  and	  robust	  code	  	  Input	  Parameters	  Hydro	  environment	  v	  Upstream	  condiMons	  	  	  	  	  -­‐	  ngas,	  B0	  (in	  a	  wind	  cavity	  or	  ISM)	  v	  IniMal	  condiMons	  	  	  	  	  	  -­‐	  ESN,	  Mej,	  ρej(r)	  DSA	  related	  v	  InjecMon	  parameter	  χinj	  à	  accel.	  eﬃciency	  v	  Number	  raMo	  of	  e-­‐/p	  à	  normalize	  e-­‐	  distr	  v	  Free	  escape	  boundary	  fFEB	  à	  pmax	  of	  protons	  NEI	  related	  v	  EquilibraMon	  model	  for	  Te	  /	  Tp	  	  (e.g.	  Coulomb)	  Time	  evoluMon	  of	  CR	  spectrum	  EvoluMon	  of	  f(p)	  in	  a	  Lagrangian	  grid	  cell	  during	  100	  –	  2500	  yr	  Maxwell-­‐Boltzmann	  p4	  f(p)	  Superthermal	  parMcles	  protons	  Time	  	  Adiaba7c	  loss	  electrons	  Coulomb	  loss	  p	  [GeV/c]	  Synch	  +	  IC	  loss	  SpaMal	  variaMon	  of	  CR	  spectrum	  DistribuMon	  of	  f(p)	  from	  FS	  to	  CD	  aher	  2500	  yr	  of	  evoluMon	  p4	  f(p)	  protons	  electrons	  IntegraMon	  of	  these	  produces	  the	  total	  photon	  spectrum	  Outer	  shell	  (FS)	  Inner	  shell	  (CD)	  p	  [GeV/c]	  EvoluMon	  history	  can	  produce	  peculiar	  synch	  and	  IC	  spectra	  e.g.	  broad	  roll-­‐overs	  and	  plateau	  Volume-­‐integrated	  Broadband	  Photon	  SED	  Example	  with	  uniform	  ISM,	  pi0-­‐dominated	  γ-­‐ray	  	  	  ngas	  =	  0.03	  cm-­‐3	  	  	  B0	  =	  1	  μG	  	  	  Kep	  =	  5	  x	  10-­‐5	  Thermal	  	  E2	  F(E)	  pi0	  Total	  Synch	  and	  IC	  can	  have	  diﬀerent	  shapes	  due	  to	  spa7al	  varia7on	  of	  B-­‐ﬁeld	  IC	  pi0	  from	  escaped	  protons	  in	  ISM	  	  	  Brem	  1	  GHz	  1	  keV	  1	  GeV	  100	  TeV	  The	  importance	  of	  ﬁnite	  Alfvén	  speed	  Fermi	  LAT	  has	  discovered	  SNRs	  with	  spectrum	  sooer	  than	  E-­‐2	  (i.e.	  q	  >	  4),	  especially	  young	  SNRs	  with	  ﬂat	  radio	  index	  e.g.	  Tycho’s	  SNR	  Preliminary	  Suzaku	  E-­‐2.3	   Fermi	  VERITAS	  radio	  ConvenMonal	  NLDSA	  models	  cannot	  produce	  q	  >	  4	  unless	  the	  shock	  is	  very	  weak	  (MS	  <<	  100)	  For	  strong	  shocks	  in	  young	  SNRs,	  one	  possibility	  is	  a	  high	  vA	  for	  the	  magne7c	  scaIering	  center	  low phigh pvA	  Shock Front

Eﬀec7ve	  comp.	  ra7o	  Stot	  <	  R	  à	  sooer	  spectrum	  Undisturbed Medium	  Thermal	  X-­‐ray	  as	  a	  strong	  constraint	  Ellison+	  (2010)	  on	  RX	  J1713	  using	  CR-­‐hydro-­‐NEI	  Hadronic	  models	  require	  higher	  ambient	  gas	  density	  	  	  à Must	  be	  accompanied	  by	  Pi0	  models	  enhancement	  of	  thermal	  lines	  from	  the	  shocked	  gas	  	  IC	  model	  à Usually	  a	  problem	  for	  	  	  TeV-­‐bright,	  non-­‐thermal	  dominated	  SNRs	  	  	  	  	  	  	  	  (e.g.	  RX	  J1713,	  Vela	  Jr,	  …)	  	  Astro-­‐H	  will	  be	  most	  suitable	  for	  this	  kind	  of	  constraint	  ROI-­‐speciﬁc	  X-­‐ray	  spectra	  Spa7al	  varia7on	  of	  X-­‐ray	  spectral	  proper7es	  is	  another	  strong	  constraint	  of	  broadband	  models	  Chandra	  has	  the	  resolving	  power	  LOS-­‐projected	  	  X-­‐ray	  spectra	  	  at	  diﬀerent	  ROIs	  Close	  0.5	  keV	  whole	  SNR	  CD	  to	  CD	  FS	  whole	  SNR	  10	  keV	  Synch	  index	  vs	  radius	  Radial	  Emission	  Proﬁles	  Mul7-­‐λ	  surface	  brightness	  proﬁles	  are	  usually	  	  good	  discriminant	  and	  qualiﬁer	  for	  models	  as	  well	  	  Chandra	  e.g.	  Tycho’s	  SNR	  VLA	  	  2.4GHz	  Model	  Chandra	  (rim)	  Preliminary	  Radio	  Model	  FS	  Radial	  distance	  from	  center	  How	  CTA	  will	  help	  modelers	  ²The	  best	  ever	  angular	  resolu7on	  in	  TeV	  	  ²CorrelaMon	  study	  with	  X-­‐ray	  in	  highest	  detail	  	  	  (e.g.	  Re-­‐examine	  leptonic	  scenario	  for	  TeV-­‐bright	  SNRs)	  ²TeV	  brightness	  proﬁles	  will	  confront	  models	  ²High	  sensiMvity	  up	  to	  100	  TeV	  regime	  ²Extremely	  criMcal	  for	  locaMng	  cut-­‐oﬀ	  (i.e.	  pmax)	  ²If	  mulM-­‐λ	  models	  support	  hadronic	  scenario,	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  100	  TeV	  photon	  à	  Existence	  of	  ~1	  PeV	  proton	  ²Many	  more	  detecMons	  Prospects	  u	  We	  have	  introduced	  the	  CR-­‐hydro-­‐NEI	  simulaMon	  code	  applied	  to	  SNR	  modeling	  	  uTo	  fully	  uMlize	  mulM-­‐wavelength	  data	  from	  current	  and	  future	  observatories	  e.g.	  CTA	  and	  Astro-­‐H,	  they	  must	  be	  confronted	  with	  state-­‐of-­‐the-­‐art	  broadband	  emission	  models	  	  uWe	  advocate	  CR-­‐hydro-­‐NEI	  as	  a	  strong	  candidate	  END