[論文レビュー] Can supernova remnants accelerate protons up to PeV energies?

S. Gabici, Daniele Gaggero+1 more|arXiv (Cornell University)|Oct 24, 2016

Astrophysics and Cosmic Phenomena参考文献 1被引用数 9

ひとこと要約

本論文は、磁場増幅メカニズムを考慮した上で、超新星残骸（SNRs）が拡散的衝撃加速を経て陽子をペブロン（PeV）エネルギーまで加速できるかどうかを調査する。ベルの非共鳴不安定性およびドレイリーの勾配駆動不安定性といった妥当な磁場増幅シナリオが存在するが、解析的推定によれば、標準的なSNR条件下ではPeV陽子加速は極めて不確実である。これは、より効率的な磁場増幅、あるいは代替的なPeVatron源の存在を示唆する。

ABSTRACT

Supernova remnants are believed to be the sources of galactic cosmic rays. Within this framework, diffusive shock acceleration must operate in these objects and accelerate protons all the way up to PeV energies. To do so, significant amplification of the magnetic field at the shock is required. The goal of this paper is to investigate the capability of supernova remnants to accelerate PeV protons. We present analytic estimates of the maximum energy of accelerated protons under various assumptions about the field amplification at supernova remnant shocks. We show that acceleration up to PeV energies is problematic in all the scenarios considered. This implies that either a different (more efficient) mechanism of field amplification operates at supernova remnant shocks, or that the sources of galactic cosmic rays in the PeV energy range should be searched somewhere else.

研究の動機と目的

• 超新星残骸（SNRs）が拡散的衝撃加速を経て陽子をPeVエネルギーまで加速できるかどうかを評価すること。
• ベル不安定性、ドレイリー不安定性、およびジアコナロ-ジョキピーめかニズムといった、さまざまな磁場増幅メカニズムの有効性を評価し、PeV陽子加速を可能にするかどうかを検討すること。
• 観測された宇宙線スペクトルが、現実的な物理的条件下でSNRsによって説明可能かどうかを検証すること。
• 磁場増幅が実際に陽子エネルギーをPeV範囲まで高めうる条件を特定し、そのような現象の観測的実現可能性を評価すること。

提案手法

• 最大陽子エネルギーを推定するためにヒルズ基準が適用され、衝撃半径、衝撃速度、および下流磁場を用い、拡散長さの議論から得られる正規化パラメータ ε ≈ 1/3 を使用する。
• チェヴァリエの自己相似的解に基づくSNR衝撃の進化の解析的モデルが用いられ、Ia型およびII型超新星のR_sおよびu_sを時間、爆発時の噴出質量、爆発エネルギー、周囲密度の関数として計算する。
• ベルの非共鳴不安定性メカニズムは、成長率 γ_max ∝ (j_CR / c) × √(4π / ϱ) でモデル化され、ここで j_CR は宇宙線電流、ϱ は上流プラズマ密度を表す。
• ドレイリー不安定性メカニズムは、宇宙線圧力勾配と上流密度ゆらぎが、乱流渦度生成を通じて磁場を増幅する役割を評価する。
• ジアコナロ-ジョキピーめかニズムは、ISMの不均一性に起因する衝撃面の歪みによって駆動される、下流限定の磁場増幅プロセスとして分析される。
• 理論的限界（例：p^{-4} またはそれ以上に硬い）における宇宙線スペクトルの硬化と、宇宙線伝播に関する観測的制約を比較し、PeV加速と整合性があるかどうかを評価する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 標準的な磁場増幅仮定のもとで、超新星残骸は衝撃面で陽子をPeVエネルギーまで加速できるか？
• RQ2 SNRsがPeV宇宙線を生成するにはどの程度の磁場増幅が必要であり、これは既知の不安定性メカニズムによって達成可能か？
• RQ3 ベルの非共鳴不安定性とドレイリーの勾配駆動不安定性は、PeV陽子加速の能力においてどのように比較されるか？
• RQ4 PeV加速に必要な条件（例：極めて硬いCRスペクトルや1に近い加速効率）は、SNRsにおいて物理的に現実的か？
• RQ5 観測されたPeV宇宙線フラックスを説明するための代替的天体物理学的源が、SNRsを超えて存在する可能性はあるか？

主な発見

• ヒルズ基準によれば、標準的なSNRパラメータでは最大陽子エネルギーがPeVに大きく及ばない。Ia型では1 kyr後に約0.1 PeV、II型では約0.07 PeVにとどまる。
• 10〜100倍の磁場増幅でさえ、典型的なSNR条件下ではPeV陽子加速が現実的でないことが示され、磁場増幅が現在のモデルよりはるかに効率的に働く必要があることを示唆する。
• ベルの非共鳴不安定性は、原則的にはPeV加速に十分な磁場増幅を可能にするが、極端な条件かつ非常に短時間（1世紀未塔）に限定されるため、このような現象はまれで観測が困難である。
• ドレイリー不安定性メカニズムは理論的にはベルのメカニズムより強い磁場増幅を生じる可能性があるが、現実的に不適切な高い宇宙線加速効率（η ≈ 1）と極めて硬いCRスペクトル（p^{-3.5} に近い）を必要とし、観測された伝播制約と矛盾する。
• ジアコナロ-ジョキピーめかニズムは下流でのみ作用し、高エネルギー陽子を上流に閉じ込めることができないため、PeV加速率の向上には寄与しない。
• 直接的なPeV陽子加速の観測的証拠は存在しない。今後の100 TeVを超える多TeVニュートリノやガンマ線の検出が、SNRsによるPeVatron仮説の検証に不可欠である。