ミリ秒パルサーからの電子陽電子宇宙線
木坂 将大 (広島大学)
共同研究者：川中 宣太 (Hebrew Univ.)パルサー磁気圏構造
パルサー磁気圏のグローバルな構造は現状ではよくわかっていない。
パルサー磁気圏の概念図(Goldreich & Julian 1969)

Light cylinder
The last-open
field line
Null line
Polar cap

Outer gap
Dead zone

Slot gapパルサー磁気圏構造
パルサー磁気圏のグローバルな構造は現状ではよくわかっていない。
パルサー磁気圏の概念図(Goldreich & Julian 1969)

Light cylinder
The last-open
field line
Null line
Polar cap

Fermiによる観測から、若いパルサーではγ線の放射領域が外側に位置することがわかった。
・指数関数的なカットオフ
・約半分がGeminga type
・電波とγ線にずれ
VelaOuter gap
Dead zone

Slot gap Abdo et al. (2010)パルサー磁気圏構造
パルサー磁気圏のグローバルな構造は現状ではよくわかっていない。

区別する方法・カットオフエネルギー(Hirotani 2008)

・オフパルスLight cylinder(Ackermann et al. 2011)

The last-open
field line
Null line

・ピークの数(Watters & Romani 2011)・E||>B 問題

Outer gap

(DeCesar et al. 2011)

・多波長光度曲線(SK & Kojima 2011)

Dead zone

Slot gap

・ミリ秒パルサーから放出される粒子数

ミリ秒パルサー(MSP)
・P~10-3s, Bs~108.5G, τc~ Gyr, LSD~1034erg/s・伴星のガスから角運動量を受け取ることで再び活動的になったと考えられている。

Smith (2011)
Fermi Symposium-1-2-3101010

110Pミリ秒パルサー(MSP)
FermiでGeV γ線のパルスを検出。磁気圏で~TeVまで粒子が加速されている証拠。

Smith (2011)
Fermi Symposium-1-2-3101010110P

Space Charge Limited Flow
Slot gapはSpace Charge Limited Flow modelから導かれた。

Harding (2009)

hMuslimov & Harding (2003)

表面はしかし,より、 h に対して|E|||が増加。
→粒子が加速され、γ線を放出。
→magnetic pair creation→E||を消すだろうSlot Gap
Slot gapはSpace Charge Limited Flow modelから導かれた。

表面はしかし,より、 h に対して|E|||が増加。
→粒子が加速され、γ線を放出。
→magnetic pair creation→E||を消すだろう
Muslimov & Harding (2003)

しかし、rim近くではE||が小さい
ために遠方まで加速が続く

Pair-Starved Polar CapSlot gapはSpace Charge Limited Flow modelから導かれた。
MSPでは、曲率放射からカスケードを起こすことが難しくopen zone全体が加速領域となる(Pair-Starved Polar Cap)
(Muslimov & Harding 2004)。このときmultiplicityは < 1。

Harding (2009)Outer gap
以下の条件を満たせば、γ線が観測可能 (Wang & Hirotani 2011)。

Nγ τ > 1

Nγ : The number of γ-rays emitted by a single particle
τ : The optical depth for γ-γ pair production

ほとんどのMSPはこれを満たす。
multiplicityは >> 1

multiplicityに違いが期待できる。

球状星団からの高エネルギー放射

GeV放射 : MSPからの曲率放射の重ね合わせ
TeV放射 : MSPから供給されるe±の逆コンプトン放射が有力な候補。 →MSPからのe±がISMに供給されている。
もしそうならばe±宇宙線源の候補になりうる可能性がある。

Abramowski et al. (2011)

Abdo et al. (2011)

電子・陽電子宇宙線
e+ fraction

e± total flux

Adoriani et al. (2008)

Abdo et al. (2009)

超過成分の存在が示唆されている。

電子・陽電子宇宙線の候補天体
・Young pulsars
Shen 70; Aharonian+ 95; Atoyan et al. 95; Chi+ 96; Zhang & Cheng 01;
Grimani 07; Yuksel+ 08; Büesching+ 08; Hooper+ 08; Profumo 08;
Malyshev+09; Grasso+ 09; Kawanaka+ 10; Kawanaka+ 11・Supernova remnants
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

・Microquasars
Heinz & Sunyaev 02

・Gamma-ray burst

MSPについてはあまり調べられて
Ioka 08いない。寄与するならば、結果から・White dwarf pulsars multiplicityに制限が与えられる
Kashiyama+ 11
可能性がある。

Energetics
Rotation energy
Spin-down luminosity
Lifetime

Birth rate
Strong et al. (2007), Takata et al. (2011)

Efficiency

Kashiyama et al. (2011)

Comparable to young pulsars

仮定Acceleration

・Bとe±はequipartition・B, e±ともフラックスは保存,エネルギーと個数を関係づけられる。

~1-~10TeV領域に検出が期待できる。
κ : multiplicity
Ω : angular velocity

伝播の計算

拡散係数
クーリング関数

源泉関数

スペクトル
R : Birth rate

Flux ee Fe [mFlux ee Fe [mFluxee-2F-1e [m3-122-2 -1

101033101

ATICHESS(08)PPB-BETS
Fermi
HESS(09)

110+1e fraction

PAMELA

Positron fraction Fe+/(Fe++Fe-)

3Flux ee Fe [m s sre± total
101 flux
310

Flux ee Fe [m s sr GeV ]-12

結果(εcut=1TeV, εmin<10GeV)

01

3100.1101100
110 10201010
0110101

0.01
1102100
1210 103 1010100

Energy E e [GeV]

1000

1030
Energy eeEnergy[GeV]
ee504534523412232344e3e [GeV]
1010 10 10105 10101010 10 10 1010
10 10Energy
10 1010100
110102103104105

Energy eee [GeV]eV] ee [GeV]
nergy
EnergyEnergy ee [GeV]
Energy ee [GeV]e [GeV]PAMELA, Fermi, HESSの結果を再現する。
multiplicity は κ>500。

e± total flux

101

103

ATICHESS(08)PPB-BETSFermi
HESS(09)102

3-2 -1-1

2Flux ee Fe [m s sr GeV ]3Flux ee Fe [m-2結果(εe=50TeV)

101

Kistler & Yüksel(2010)01 1010103101232334454510 10102103 102 10Energy
101010 103 10104 10 10 10 1051ee [GeV]10100
110102103104105

Energyeee [GeV]
Energy ee [GeV
EnergyEnergy ee [GeV]
ergy ee [GeV]
Energy ee [GeV]e [GeV]

現状では許される。multiplicity は κ~1。
CALET, CTAで将来的に検出が十分に期待できる。

まとめ・MSPの加速モデルへの制限を目的とし、ウインド領域でequipartitionを仮定し、MSPから放出される電子・陽電子宇宙線を評価。
・εcut=1TeV, εmin<10GeVでPAMELA, Fermi,HESSの観測結果を説明可能。multiplicityはκ>500でoutergapを支持。
・εe=50TeVも現状では許される。muitiplicityはκ~1。
この場合はpair-starved polar capを支持。
・CALET, CTAで将来的に検証が期待できる。