宇宙線伝搬とdiffuse emission
柴田
徹
(青学大理工)
01/Oct/’09
講義内容:
1) 宇宙線とは
2) 銀河構造と宇宙線伝播
3) 核素過程と電磁素過程
4) 基本方程式
5) 一次成分解(一次核、電子)
from source
6) 二次成分解(二次核、g , . . .)
2-ry products
(diff. compo.)
7) 観測データとの比較
8) open questions
1) 宇宙線とは
◎
裸の原子核(陽子、ヘリウム核、. . . . 、鉄核、. . . )、電子
◎
反粒子(反陽子、反ヘリウム核?、 反炭素核?、陽電子、. . . )
◎
ニュートリノ、光子(電波、赤外、 X 、γ )
◎
=>
エネルギーが非常に高い(天与の加速器)
世界最大の加速器(LHC)の1万倍以上のエネルギーも観測されている。
◎
エネルギーの高い宇宙線は急激に数が減る(逆2乗則で減少する)
一次宇宙線:
広い意味での宇宙線
宇宙空間から地球に飛来する宇宙放射線
◎
二次宇宙線: 一次宇宙線が大気と衝突して生成される
大気中での宇宙線の振る舞い
膨大な電子群
(電子シャワー)
光を発する
(シンチレーション光)
(チェレンコフ光)
宇宙線全粒子スペクトル
電子成分
(~1/100)
FNAL
LHC
エネルギー収支:
宇宙線微分強度 = dI/dE cm-2 sec-1 sr -1 GeV-1
エネルギー密度 = (4p /c) × ∫ E[dI/dE]dE
~ 1eV/cm3
全エネルギー
~
~
必要なパワー
SN爆発パワー
1eV/cm3 ×p rd2 hd
1055 erg
disk 体積
~
宇宙線寿命
1055 erg/107y
3 ×1040 erg/sec
~
1051~ 52 erg/30y
~
1041~ 42 erg/sec
~
爆発頻度
Φ ( r, E; r 0 , E 0 ) : structure function
2) 銀河構造と宇宙線伝播
→
(r0 , E0 )
→
(r, E )
: solar system →
r (r ~ 10kpc, z ~ 0)
×
→
:
source
r
×
0 (r 0 , z0 )
ガス 密度の r-依存性
SS
SS
[H2 + HI] 密度の r-依存性
SS
SS
SS
光子スペクトル
核成分に対しては透明
ガウス分布
プランク分布
:
:
with
光子エネルギー密度の r-依存性
SS
Leaky-Box model
Gas density : uniform
CR source : uniform
CR density : uniform
- or exp(-t/t- )
exp(-x/x)
very simple with only one parameter !!!
(average path length , x, or residence time ,t )
◎
well mixed in Galaxy (no anisotropy in CR’ s)
but valid only for stable CR’s !!!
(not valid for isotope, g, X, radio)
◎
Ginzburg-Ptuskin model
(Diffusion-halo model)
Dh : Diff. coeffi.
halo
disk
2 ~3 kpc n : Gas density
h
SS
.2 ~.3 kpc
Dg : Diff. coeffi.
ng : Gas density
(constant)
(constant)
20 ~30kpc
halo
2 ~3 kpc
Dh : Diff. coeffi.
nh : Gas density
(constant)
3) 銀河内での宇宙線素過程
1)強い相互作用
2)弱い相互作用
3)電磁相互作用
s (E0, E) が必要
◎ 粒子生成(p+H
p, K, p, p,…)
◎ 原子核破砕(C+H
10
B, Be ,..,+X)
◎ 粒子崩壊(p m +n, m e+n +n-,…)
◎ 原子核崩壊(Be Be ,…)
10
9
◎ 電離損失、◎制動放射、
◎ シンクロトロン放射、
(◎ p 0
◎ 逆コンプトン散乱、
4)novel sources
2g )
◎ dark matter (DM) 消滅 ,…
◎ primordial black hole (PBH)
4) 基本輸送方程式
H = Huni + Hran
< H > = < Huni >
CRの閉じ込め
< Hran > = 0
CRの散乱- 拡散
磁気雲
vM ~ 20km/s
l
~ 1pc
v~ c
CR
D = 13 cl ~ 3×1028 cm2/s
random walk:
源
[cm-3sec-1GeV-1]
銀河内での一般的な宇宙線輸送方程式
衝突
崩壊
j i 衝突
源
E 変化
i 粒子の密度
j i 崩壊
with
平均エネルギー損失と平均利得の和
エネルギー変化の揺らぎ
energy loss of electrons in ISM
bremsstrahlung
ionization
with
~ constant
free parameter
in the case of charged CR’s (but g-rays)
[H2 + HI] 密度の r-依存性
SS
energy loss of electrons in ISRF
synchrotron
Klein-Nishina
IC by CMB
IC by IR
with
in the case of electrons (but g-rays & radios)
KN-effect
1kpc
1kpc
free parameters
comparison between with and without approx.
comparison between with and without approx.
energy gain
DE = E´ - E =
+(vM /c)E:正面衝突
- (v
M
衝突確率
1 +vM /c
1 - vM /c
/c)E:追突
DE = 2(vM /c)2E (Fermi の2次加速)
k -2+a
磁気雲
vM~ 20km/s
E´
CR
E; v ~ c
vM
(Kolmogorov)
total energy-loss of electrons in ISM and ISRF
ISM
ISRF
energy-loss (-gain) of electrons at SS
energy-gain
5) 一次成分解(一次核、電子)
diffusion :
source :
interstellar environment perturbative terms
for
path length
(for HE)
Astrophysics
Nuclear physics
;
;
6) 二次成分解(二次核、g, radio, . . .)
emissivity of secondary products at r :
(IC の場合)
一次成分 二次成分生成率
(e, p, He ,…) (p, B, Be10, g , X, n…)
intensity for charged components :
生き残り確率
Intensity for g -ray (radio) components :
;
_
,E
) from
: structure
function
emissivityΦof( r,e E;
’s, rγ’s,
p’s
cosmological
origin
0
0
∓
emission site ? ; qDM(r)
E-spectrum ? ; fDM(E)
???
→
(r0 , E0 )
→
(r, E )
: solar system →
r (r ~ 10kpc, z ~ 0)
×
→
× : source r (r
,z
)
electron flux at SS
emissivity at r´
Green function for
(survival probability)
astronomical origin and/or cosmological one
g -ray flux at SS
7) 観測量との比較
[7-1] CR-hadronic components
●
●
●
●
1-ry rich components (p, He, …, Fe)
2-ry stable components (Li, Be, B,…)
2-ry unstable components (10Be, 26Al, …)
antiprotons
key parameters for CR’s:
●
(disk-to-halo ratio)
●
●
●
or
(average path length at SS)
(reacceleration efficiency)
Energy spectra for 1-ry components
normalized CR density at SS
2.6-2.8
secondary-to-primary ratio
radio-nuclide abundance ratios
◎
, normalized to
: halo thickness
: isotope spread
note 15-20% uncertainty in s-frag.
Galactic plane
antiproton-to-proton ratio
Summary for CR hadronic components :
●
(Kolmogorov-type)
(disk-to-halo ratio)
●
●
●
or
(average path length at SS)
(reacceleration efficiency)
[7-2] electron components
[7-3] diffusive g -ray component
●
hadron-induced
note !!!
_
●
electron-induced
n(r)
_
e (r)
,
,
,
estimation of the extragalactic-g’s
(EGRET)
EG-g
:   2
:   2
:   2
Boer, W. 2005
CERN COURIER
45, 17
Summary and open questions
1) Diffusion + reacceleration with  = 2.7-2.8 and a = 1/3
=> consistent with CR’s & electrons (< 100 GeV) data
2) EGRET data on (Eg , l, b-dist) are in harmony with
CR’s & electrons data, both in shape and absolute
value for 30MeV < Eg < 1GeV
3) FERMI-LAT data on Eg -spectrum are in harmony with
CR’s & electrons data, both in shape and absolute
value for 0.2GeV < Eg < 10GeV
4) Electron spectrum in 0.1-1TeV => new components ?
contradiction among PPB/BETS-ATIC, FERMI, EC
need further studies for cross-checks each other !!!
new results from PAMELA, AMS, BESS are required
radio, TeV-g
electron anomaly
[7-2] electron components
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宇宙線伝搬と diffuse emission