宇宙線の起源と加速と伝搬大平豊青山学院大学内容銀河宇宙線の標準モデル標準モデルと観測の矛盾まとめ

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えつみとりこし
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1 宇宙線の起源と加速と伝搬大平豊青山学院大学内容銀河宇宙線の標準モデル標準モデルと観測の矛盾まとめ

2 宇宙線のエネルギースペクトル dn/de E -2.7 (E< ev) dn/de E -3.0 ( ev<e< ev) dn/de E -2.6 ( ev<e) 大平山崎寺澤, 物理学会誌, 2012

3 宇宙線は非常に高エネルギー 10 9 ev ev 未だ宇宙線の起源と加速機構は謎宇宙線のエネルギー密度は 1eV/cm 3 銀河の構成要素の 1 つ ~10-9 /cm ~GeV ~10-19 /cm ~PeV 宇宙線宇宙線はガスの電離度を決めたり 10 B などの軽元素の起源である雷や雲生成のきっかけとして重要かも? E knee = ev (1particle /m 2 /yr) Gaisser 2006 地球の気候変動にも重要?

4 宇宙線 : 宇宙から地球に降り注ぐ高エネルギー粒子発見以来 100 年が経つが未だ宇宙線の起源と加速機構は謎宇宙線までまたは ev までは銀河系内の SNR が起源それ以上は銀河系外の GRB AGN 銀河団やマグネターが起源と思うのがの主流 E knee = ev (1particle /m 2 /yr) Gaisser 2006

5 超新星残骸 (SuperNova Remnant) 超新星残骸 (SNR) : 星の大爆発の残骸電波赤外線可視光紫外線 X 線 GeV- γ 線 TeV-γ 線で観測 Cas A X 線写真 Kepler Stage et al, Nature Physics 2, (2006)

6 超新星残骸 (SuperNova Remnant) Shocked ISM Ejecta Shocked ejecta 星の爆発 Supernova 星の外層が熱膨張 V~(E exp /2M ej ) 1/2 ~0.03c 星間ガス (ISM) や星周物質 (CSM) と衝突し 2 つの衝撃波を形成 (Forward shock, reverse shock) Supernova remnant

7 超新星残骸 (SNR) の観測 radio X-ray TeV γ-ray Cassam-Chenai et al Acero et al 電波 : 電子の GeV までの加速 (~300 SNRs) X 線 : 電子の TeV までの加速 (~10 SNRs) GeV-γ: 陽子の TeV までの加速 (~10 SNRs) TeV-γ: 電子 or 陽子の 10TeV までの加速 (~10 SNRs) Hα E max,p ~ ev?, E CR ~10 50 erg/sn? 謎

8 銀河宇宙線銀河宇宙線 :p, He,, Fe, e-, e+, p, dn CR p /de E -2.7, N CR e- /de E -3.1, 標準モデル CR nuclei と CR e - の起源は超新星残骸 (SNR) 加速機構は衝撃波統計加速 (DSA) dn/de E -s SNR がなくなるとき CR は SNR から解放 dn s /de E -s (s=2) (s=2) s は CR の種類によらない D xx E δ で銀河内を拡散的に伝播して (Leaky box model) dn CR p /de E -(s+δ), dn CR e- /de E -(s+(1+δ)/2) s+δ = 2.7, s = 2 δ = 0.7

9 銀河宇宙線の起源起源は超新星残骸 (SNR) ガンマ線の観測から ( 田中さんの発表 ) SNRは Type Ia SN と重力崩壊型 SNの2つの起源がある ( type Ib/c, type IIp, type IIb,...) どの Type の SNR がどの CR をどれだけ作るか? 謎 SNR の X 線観測ではどちらの Type も電子を少なくとも TeV までは加速している Ejecta を伝播する reverse shock? ISM or CSM を伝搬する forward shock? à 謎 SNR の X 線観測では Reverse shock での TeV 電子加速は Cas A だけ

10 Diffusive Shock Acceleration(DSA) L diff ~ cm (B~3µG, E~1GeV) r gyro,p ~10 10 cm (B~3µG, v sh ~0.01c) r gyro,e- ~10 7 cm λ Debye ~10 4 cm Scholer 宇宙線は電磁場の波に散乱される宇宙線は電磁場を励起する u 1 /u dn/de E -s s = u = 2 1 /u 2-1 Axford 1977, Krymsky 1977, Blandford&Ostriker 1978, Bell 1978

11 磁場中の荷電粒子の運動そろった磁場 ( r g << λ δb ) 螺旋運動磁場に束縛乱れた磁場 ( r g ~ λ δb ) 複雑な軌道 r g =cp/eb 磁場の乱れがランダム位相拡散運動と見なせる <(Δx) 2 > ~ D xx t, D xx ~ v 2 τ sc ~ vl mfp, l mfp = ηr g η = (B 0 /δb k ) 2 距離 Lだけ広がるのにかかる時間 t diff ~ L 2 /D xx 磁場の乱れに位相の相関あり拡散運動と見なせない <(Δx) 2 > t α (α 1)

12 Diffusive Shock Acceleration(DSA) L diff ~ cm (B~3µG, E~1GeV) r gyro,p ~10 10 cm (B~3µG, v sh ~0.01c) r gyro,e- ~10 7 cm λ Debye ~10 4 cm Scholer 宇宙線は電磁場の波に散乱される宇宙線は電磁場を励起する u 1 /u dn/de E -s s = u = 2 1 /u 2-1 Axford 1977, Krymsky 1977, Blandford&Ostriker 1978, Bell 1978

13 粒子と壁の 1 次元的散乱 Shock の場合ベキ型分布 v, p u shock u 1 u 2 散乱後 Δp = 2 Δp 4(u 1 - u 2 ) n 回往復 p n = p 0 (1+δ) n ~ exp(nδ) p = δ = 3v 上流から拡散的 ( 等方的 ) に下流に入るCR flux: n CR v/4 十分下流に流れるCR flux: n CR u 2 下流に流れる確率 :P esc = 4u 2 /v 上流に戻る確率 :P ret = 1 - P esc N(>p n ) (1 - P esc ) n ~ exp(-np esc ) p -3u 2 /(u 1 -u 2 ) n f(p)dp dn(>p)/dp p -s u u s = 1 /u /u 2 =4 2 u 1 /u 2-1 スペクトルは粒子の種類によらない u v 壁に相当する散乱体は電磁場の波 ( プラズマ波動 MHD wave) p Bell, 1987

14 マッハ数とベキ指数 dn/de E -s s~2.0 (M>10) s~2.3 M~4

15 銀河内の宇宙線の拡散加速源から解放された宇宙線は銀河内を拡散しながら地球に届く銀河の外は磁場が急に弱くなって一度銀河の外に出た宇宙線は二度と戻ってこない (Leaky box) d 2 N CR dtde = dn CR /de t esc (E) + Q sour (E) 定常 dn CR de = t esc (E) Q sour (E) t esc (E) = L size 2 / D diff (E) D diff (E) E δ Q sour (E) E -s dn CR de E -(s+δ)

16 B/C, Be 10 /Be 9 加速された宇宙線の C がガス中の陽子と原子核の衝突をすることで宇宙線の B が作られる星間ガスや星の中では B はほとんどないので直接 B が加速されることは考えなくてよい銀河内に長時間滞在するほど C à B の反応が生じる à 宇宙線 B と宇宙線 C の比のエネルギー依存性は滞在時間 L 2 /D のエネルギー依存性を教えてくれる à Be 10 は不安定 Be 10 /Be 9 のエネルギー依存性も滞在時間 L 2 /D のエネルギー依存性を教えてくれる

17 B/C の最新の観測結果 Adriani et al.arxiv: D xx E δ, δ~0.4 à dn CR,s /de E -2.3 標準モデルE -2 と矛盾

18 Dark Matter? SNRs? Pulsar Wind Nebula? (Pulsar)

20 p/p Mocchiutti, arxiv:

21 最近の宇宙線の観測 Mocchiutti, arxiv: p より He の方がハードなスペクトル Ahn et al. ApJL, 2010 標準モデルは粒子の種類によらないスペクトルを矛盾

22 Galactic CR e - のスペクトル f - D f + (E f) = q sour (E,x,y,z,t) = q sour (E)δ(z) t E 銀河面内に広がっている源 CR nuclei とは違い CR e - は銀河から逃げる前に冷える銀河からの逃走でスペクトルが決まるわけではない d 2 N e dedt = dn e /de 定常 + Q t cool (E) sour (E) dn e /de = t cool (E) Q sour (E) 定義 : 地球に寄与する源 R d {D diff (E) t cool (E) } 1/2, D diff (E) E δ, t cool (E) E -1, q sour (E) E -s Q sour (E) R d 2 q sour (E) R d 3 E -{s+0.5(δ-1)} dn e de E -{s+0.5(δ+1)} B/C 観測 γ ~ 0.4, s + 0.5(δ+1) = 3.1 s ~ 2.4 ~ s proton s<3 より SNR で冷却が効いてはだめ長時間の閉じ込めはだめ

23 最近の宇宙線電子陽電子の観測 Aharonian et al. A&A, 2009, 508, 561 CR e - spectrum dn e /de E -3.1 折れ曲がりカットオフ E b ~ TeV. CR p spectrum dn/de E 折れ曲がりカットオフ E b ~ PeV.

24 宇宙線の非等方性 Di Sciascio & Iuppa, arxiv:

25 宇宙線の非等方性観測値は一様な CR 源の理論予想より小さい Blasi &Amato, JCAP, 2012 D xx E -δ, δ=0.6 は観測と矛盾非一様なCR 源で δ=0.3は問題ない?

26 宇宙線の非等方性 (ARGO-YBG) ARGO-YBJ Cui et al., ICRC, 2011 ~10 スケールの揺らぎ Di Sciascio & Iuppa, arxiv:

27 宇宙線の非等方性 (IceCube,IceTop) Abbasi et al.,apj, 2012 Aartsen et al., ApJ 2013 Di Sciascio & Iuppa, arxiv:

28 ~10 スケールの非等方性の起源 Dipole anisotropy + Local B-field fluctuations で説明可能 Giacinti&Sigl(2012) 地球磁気圏尾部で期待される 100AU x 1nT x 10 6 cm/s ~100MV のポテンシャル差で TeV 粒子を加速 Drury, ICRC2013 Hotspot は地球磁気圏尾部磁気再結合による粒子加速で TeV 粒子を加速 Lazarian&Desiati(2010)

29 超新星残骸 (SNR) の観測 radio X-ray TeV γ-ray Cassam-Chenai et al Acero et al 電波 : 電子の GeV までの加速 (~300 SNRs) X 線 : 電子の TeV までの加速 (~10 SNRs) GeV-γ: 陽子の TeV までの加速 (~10 SNRs) TeV-γ: 電子 or 陽子の 10TeV までの加速 (~10 SNRs) Hα E max,p ~ ev?, E CR ~10 50 erg/sn? 謎

30 Spectral index of radio synchrotron flux, f ν ν - α Not universal? ( Δα) 2 ~ 0.1 Reynolds et al., 2011, SSR α = (s-1)/2 dn/de E -s α 標準加速理論 (DSA) s = 2 (α = 0.5) 宇宙線の観測 s source ~ 2.4 (α ~ 0.7)

31 Anderson & Rudnick 1996 Spectral index in Cas A (radio) Revserse shock 付近はハード <α>~0.77 Forward shock 付近はソフト

32 Image courtesy of NRAO/AUI Cassiopeia A 電波

Spectral index at the shock, s Cas A Abdo et al., 2010, ApJ s = 2.1-2.3 Cas A 斜め衝撃波中の加速での非等方 Bell, Schure, Reville (2011) ycho Giordano et al.

33 Spectral index at the shock, s Cas A Abdo et al., 2010, ApJ s = Cas A 斜め衝撃波中の加速での非等方 Bell, Schure, Reville (2011) ycho Giordano et al., 2011 s = 中性粒子の効果 Ohira et al., ApJL, 2009 Ohira&Takahara, ApJL, 2010 Ohira, ApJ, 2012 Blasi et al., ApJ, 2012 Ohira, PRL, 2013 s > 2

34 Middle-aged(10 4 yr) SNRs の観測 Color : 2-10GeV Contour : 4.5µm IR (shocked H 2 ) SNR W44 Break Very steep Abdo et al., 2010, Science, 327, 1103 SNR は分子雲とぶつかっている単純な 1 つのベキ型関数でないとってもソフト dn/de E -3 加速理論 dn/de E -2 と矛盾宇宙線観測 dn/de E-2.4

Very Young SNRs (SN1993J) Marti-Vidal et al., 2011 dn/de E -2.

35 Very Young SNRs (SN1993J) Marti-Vidal et al., 2011 dn/de E Image courtesy of NRAO/AUI and N. Bartel, M. Bietenholz, M. Rupen, et al.

36 SNR CR 観測と標準モデルの矛盾銀河宇宙線の源として期待されるスペクトルは E E -2.4 衝撃波加速理論は dn/de E -2 陽子とヘリウムで異なる宇宙線スペクトル衝撃波加速理論はイオンの種類によらない最高エネルギーが E knee ~ ev に達していない? Middle-aged SNRs(~10 4 yr) の γ 線スペクトルから期待される dn/de は Broken power law で steep (dn/de E E -3 ) 個々の矛盾は理論的説明は沢山ある SNR からの CR の逃走過程を考慮するとこれら全てが説明できる宇宙線陽電子が予想よりハード DM 起源の可能性あり Young SNRs(~10 3 yr) の電波とガンマ線観測は dn/de E E -2.4 標準 DSA 理論の予言よりソフト Radio SNe(~<10yr) の電波観測は dn/de E E -3 理論的説明はいくつかあるどれも正しい可能性ある

37 これまでの標準モデルのおさらい E max 宇宙線は衝撃波で加速 dn/de E -s E max は時間とともに増加 ( t < t Sedov ) E max はほぼ定数 ( t > t Sedov ) t Sedov ~ 200yr t t acc (E) D/u sh2 E/(u sh2 B) 衝撃波が弱くなりマッハ数が 1 になると SNR 内の宇宙線が解放される Q sour (E) E -s スペクトルは粒子の種類によらない銀河内を伝搬して地球にたどり着く D diff (E) E δ, dn/de E -(s+δ) 異なるエネルギーを持った宇宙線は同時に解放される

38 宇宙線の加速源からの逃走自由膨張段階 ( t < 200yr ): E max は年齢で決まる Sedov 段階 ( t < 10 5 yr ) : E max は閉じ込め条件で決まる E m,esc は t esc = t acc で決める E max SNR E max = E knee ( t / t Sedov ) E knee R sh = R Sedov (t / t Sedov ) ( t < t Sedov ) (t / t Sedov ) 2/5 ( t > t Sedov ) R diff (Dt) 1/2 D は拡散係数 ( 磁場の増幅が必要 ) t acc = η D acc u, t 2 esc = η R 2 sh ce esc, D = ηg sh D 3eB t Sedov B(t)t E m,esc -1/5 = E knee (t / t Sedov ) η -α g (t) t E m,esc は時間とともに減少する

39 加速源から逃げた宇宙線のスペクトル dn/de 最高エネルギー E max t -α, α > 0 E = mc 2 の CR の数 N(E=mc 2 ) t β, β > 0 E -s N t β E -s SNR 内全部の CR スペクトル f SNR t β E -s 逃走 E max t -α SNR から逃げた CR スペクトル f esc (E) E-s esc 逃走 E f esc (E) de = f SNR f esc E -s esc β s esc = s + α de max dt dt 一般に s s esc 逃走過程でスペクトルが変わる β Ohira et al, A&A, 2010 地球で観測される冪 s obs = s + α + δ β p >β He なら CR He がハードなのも説明可 (Ohira & Ioka, ApJL, 2011)

40 スペクトル指数 s についての研究 Standard DSA theory 宇宙線圧力の効果 Alfven 波の効果 dn/de E -s s = 2 Blandford & Ostriker(1978) s < 2 Drury & Volk(1981) s > 2 Zirakashvili & Ptuskin(2009) 宇宙線の逃走の効果 s > 2 Ohira et al. (2010) 宇宙線の非等方散乱の効果 s > 2 Bell et al.(2011) 中性粒子の効果宇宙線の準拡散の効果 s > 2 Ohira (2012), Ohira PRL(2013) s > 2 Kirk et al.(1996) 2 次加速の効果 s > 2 Ohira ApJL(2013) どれが正しい? 謎

41 宇宙線の圧力の効果 (Nonlinear DSA Model) Vx Shock rest frame dn/de up down X E ~1GeV 上流に染み出した宇宙線によって衝撃波構造が変化全体の圧縮率は大きく不連続の跳びは小さくなる 1GeV 以下は s > 2, 1GeV 以上は s < 2 となる dn/de E -s e.g., Drury & Volk (1981), Malkov & Drury (2001)

42 Vx 非線形宇宙線加速モデル Shock rest frame dn/de up V A down X E 宇宙線によって励起された磁場の波は衝撃波上流に向う宇宙線の散乱体の速度が V 1 V 1 V A. 磁場が増幅されると V A ~ V 1 衝撃波上流と下流の散乱体の速度差が小さくなる V 1 -V 2 -V A その結果 dn/de E -2 よりソフトになる e. g., Ptuskin & Zirakashvili (2008)

43 α と β についての研究 dn/de B(t)t E m,esc -1/5 = E knee (t / t Sedov ) η -α g (t) E -s N t β E -s 逃走 E-s esc α は磁場 SNR 近傍の磁場の時間進化が重要 β は宇宙線注入の時間進化が重要 E max t -α 逃走 E à Maxwell 方程式と沢山の荷電粒子の運動方程式を同時に計算するプラズマ粒子シミュレーションによる研究が盛ん

44 Simulation(Maxwell eqs.&eom of many p) M=20 Caprioli&Spitkovsky (2014) DSA を再現 dn/de E -2 ρ B Caprioli&Spitkovsky(2014)

45 銀河宇宙線のその他の問題 1( 磁場 ) SNR は E knee ~ ev まで陽子を加速できるか? SNR は E ankle ~ ev まで鉄を加速できるか? à SNR の衝撃波近傍の磁場をどれだけ増幅できるか? CRによる磁場の増幅 (e.g. Bell 2004) 水素原子の電離による増幅 (e.g. Ohira et al.2009) 上流の密度揺らぎによる増幅 (e.g. Inoue et al.2009) Rayleigh-Taylor 不安定による増幅 (e.g. Guo et al.2012) これらの研究は粒子加速と磁場増幅を同時に解いていない最近粒子加速と磁場増幅を同時に解く計算がされだした simulation: Bell et al.(2013), Caprioli & Spitkosky(2013, 2014) r g,knee ~ 10 6 r g,gev ~ 10 8 r g,th 第一原理計算で knee まで計算するのはまだまだ遠い未来!!

46 銀河宇宙線のその他の問題 2( 宇宙線量 ) 全ての SNR が 1 つあたり E CR ~10 50 erg をつくる? à p の衝撃波加速への注入機構やその依存性は何か? simulation:caprioli & Spitkovsky(2013, 2014), Ohira(2013) 重元素の衝撃波加速への注入機構やその依存性は何か? ダストの加速 (Ellison et al. 1997) à GeV 程度のCRの加速機構は本当に衝撃波加速 (DSA)? Fermi 2 次加速の可能性 (Ohira 2013) なぜ e - /p ratio ~ à e - の衝撃波加速への注入機構やその依存性は何か? simulation:riquelme & Spitkovsky(2011), Matsumoto et al.(2013), Kato(2014) 水素原子の電離の際に生じる反跳電子 Ohira(2013)

47 粒子加速宇宙線の研究 L diff ~ cm (B~3µG, E~1GeV) r gyro,p ~10 10 cm (B~3µG, v sh ~0.01c) r gyro,e- ~10 7 cm λ Debye ~10 4 cm Scholer L galaxy ~ 10kpc Escape Radiation R~10-100pc 無衝突衝撃波衝撃波構造宇宙線反作用電子加熱加速磁場の増幅散乱過程銀河内伝搬宇宙線の逃走放射過程

48 まとめ B/C の観測や非等方性の観測から D xx E E 0.4 dn CR,sour /de E -2.3 E -2.4, dn CR,e- /de E -3.1, E max,e- ~TeV 宇宙線陽子より宇宙線ヘリウムの方がハード宇宙線陽電子が単純な伝搬モデルの予言よりハード SNR の観測は E -2 よりソフト最近の衝撃波加速理論は E -2 よりソフトなスペクトルを予言加速領域からの逃走後 CRスペクトルはソフトになる β dn/de t β E -s, E max t -α s esc = s + α プラズマ粒子シミュレーションで無衝突衝撃波の形成宇宙線加速磁場増幅が見え始めたまだ現実的なパラメータではない AMS02, ISS CEAM, CALET, Super Tiger, CTA, Astro H, と宇宙線に関する新しい観測が沢山行われる予定

スライド 1

スライド 1 相対論的プラズマにおける PIC シミュレーションに伴う数値チェレンコフ不安定の特性ついて宇宙物理学研究室 4 年池谷直樹研究背景と目的 0 年 Ie Cube 国際共同実験において超高エネルギーニュートリノを検出 780Tev-5.6PeV 890TeV-8.5PeV 相互作用が殆んど起こらないため銀河磁場による軌道の湾曲が無く正確な到来方向の情報を得られる可能性があるニュートリノから高エネルギー宇宙線の起源を追う

宇宙線の起源と加速と伝搬 大平豊青山学院大学 内容 銀河宇宙線の標準モデル 標準モデルと観測の矛盾 まとめ

宇宙線の起源と加速と伝搬大平豊青山学院大学内容銀河宇宙線の標準モデル標準モデルと観測の矛盾まとめ