[論文レビュー] A new estimate of the Galactic interstellar radiation field between 0.1 microns and 1000 microns

T. A. Porter, A. W. Strong|arXiv (Cornell University)|Jul 6, 2005

Dark Matter and Cosmic Phenomena被引用数 32

ひとこと要約

本稿では、0.1〜1000 μmの範囲で、更新された星間およびダスト分布を組み合わせ、吸収、散乱、一時的・赤外線発光を完全に取り入れた物理的に自己整合性のある銀河系星間放射場（ISRF）の新モデルを提示する。最近の銀河のバー構造、ディスク構造、ダスト粒子加熱に関するデータを統合することで、拡散逆コンプトンγ線計算に用いるためにより正確なISRFが得られる。

ABSTRACT

Cosmic-ray electrons and positrons propagating in the Galaxy produce diffuse gamma-rays via the inverse Compton (IC) process. The low energy target photon populations with which the cosmic-rays interact during propagation are produced by stars, this stellar light being reprocessed by Galactic dust. Detailed modelling of the Galactic stellar distribution, dust distribution, and treatment of the absorption and scattering of light is therefore required to obtain accurate models for the low energy Galactic photon distribution and spectrum. Using a realistic Galactic stellar distribution model, and dust distribution, we calculate the diffuse radiation field from stars in the Galaxy (the `optical' radiation field), including absorption and scattering. Using a dust heating code, we self-consistently calculate the infra-red radiation field for the same dust model used for the optical calculation; both transient and equilibrium heating are included. We present the calculated radiation field spectra and distributions, and will use these to calculate the expected Galactic diffuse IC gamma-ray spectrum.

研究の動機と目的

• 0.1–1000 μmの範囲で、物理的に整合性のある3次元の銀河系星間放射場（ISRF）モデルを構築すること。
• スターリングら（2000）のISRFモデルを、星の集団、銀河構造、ダスト特性に関する新しい観測データを統合することで改善すること。
• ダストの吸収、散乱、再放射を完全に取り入れ、小粒径ダストの一時的加熱と大粒径ダストの平衡加熱を含むこと。
• 将来のGLAST時代の拡散γ線解析に使用可能な、公開可能なISRFモデルを提供すること。
• 宇宙線電子および陽電子からの逆コンプトンγ線放射の予測をより正確にすること。

提案手法

• 2MASSおよびDENISデータによる更新を反映した、SKYモデルに基づく洗練された星の分布モデルを用い、明確なバー成分と、3 kpcでの半径方向カットオフを含む。
• グラファイト、PAH、シリケート粒子を含む自己整合性のあるダストモデルを採用し、Li & Draine（2001）のサイズ依存光学特性と、Weingartner & Draine（2001）の粒子サイズ分布を用いる。
• 波長および粒子サイズに依存する非対称性パラメータを有するHenyey-Greenstein相関関数を用いて、反復的多重散乱（吸収および散乱）による光学放射場を計算する。
• 吸収された光学放射と再放射をバランスさせる方法として、Draine & Li（2001）の熱的連続法を用い、小粒径ダストの「一時的加熱」と大粒径ダストの「平衡加熱」を区別してモデル化する。
• 円柱座標系の銀河幾何構造（R_max = 20 kpc, z_max = 5 kpc）に沿った3次元体積積分を実行し、強さら（2000）のガス分布に従い、金属量勾配が指数関数的であると仮定する。
• アポロ、DIRBE、FIRAS観測結果と比較して妥当性を検証し、特に局所的ISRFおよび銀河全体における空間的変動に注目する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 明確な銀河バーと更新されたディスク構造の組み込みが、星間放射場の空間的分布にどのように影響を与えるか？
• RQ2 多重散乱と一時的ダスト加熱を考慮することで、従来のモデルと比較して光学および赤外線ISRFの正確性がどの程度向上するか？
• RQ3 新規ISRFモデルは、特に10–40 μm範囲における紫外線・可視光・赤外線帯域の観測放射場をどの程度正確に再現できるか？
• RQ4 銀河平面およびハロー領域におけるISRFの空間的変動は何か？また、ガス・ダスト分布の特徴とどのように相関するか？
• RQ5 新規ISRFが、宇宙線電子および陽電子からの拡散逆コンプトンγ線放射の予測にどのような影響を与えるか？

主な発見

• 本モデルは、CMBRを含む局所的ISRFを、アポロ、DIRBE、FIRAS観測と良好に一致させ、特に可視光および赤外線領域で高い一致度を示す。
• 光学放射場の散乱成分は、0.2〜2 μmの間で合計の10–20％を占め、観測された拡散銀河光（DGL）と整合的である。
• 紫外線放射場は予測値が低く、入力星の集団やスペクトルエネルギー分布に欠落している可能性、または不正確な点があると示唆される。
• 10–40 μmの赤外線放射は予測値が低く、これはDIRBE観測のゼニタル光による汚染の可能性があるが、根本的な欠陥とは見なされない。
• 内側銀河領域および高い高度（z ≈ 5 kpc）でもISRFは強く保たれ、R ≈ 4 kpcで100 μmより長い波長で発光に顕著な平坦なプラトーが見られ、ダスト・ガス分布のピークと関連している可能性がある。
• 新規ISRFはGALPROP宇宙線伝搬コードに統合され、GLAST時代のγ線研究に使用可能な形で公開される予定である。