[論文レビュー] Cosmic ray penetration in diffuse clouds

Giovanni Morlino, S. Gabici+1 more|arXiv (Cornell University)|Sep 17, 2015

Astrophysics and Star Formation Studies被引用数 4

ひとこと要約

本稿は、拡산、輸送、イオン化エネルギー損失を含む定常状態のキネティック輸送モデルを用いて、散発的分子雲への宇宙線（CR）の浸透を調査している。エネルギーが約100 MeV未塔では、ストリーミング不安定性の有無にかかわらず、雲内部のCRスペクトルは顕著に抑制されることが判明した。これは、宇宙線イオン化率が、球状伝播モデルで想定されてきた値よりも著しく低いことを示唆している。

ABSTRACT

Cosmic rays are a fundamental source of ionization for molecular and diffuse clouds, influencing their chemical, thermal, and dynamical evolution. The amount of cosmic rays inside a cloud also determines the $γ$-ray flux produced by hadronic collisions between cosmic rays and cloud material. We study the spectrum of cosmic rays inside and outside of a diffuse cloud, by solving the stationary transport equation for cosmic rays including diffusion, advection and energy losses due to ionization of neutral hydrogen atoms. We found that the cosmic ray spectrum inside a diffuse cloud differs from the one in the interstellar medium (ISM) for energies smaller than $E_{br}\approx 100$ MeV, irrespective of the model details. Below $E_{br}$, the spectrum is harder (softer) than that in the ISM if the latter is a power law $\propto p^{-s}$ with $s$ larger (smaller) than $\sim0.42$. As a consequence also the ionization rate due to CRs is strongly affected. Assuming an average Galactic spectrum similar to the one inferred from AMS-2 and Voyager 1 data, we discuss the resulting ionization rate in a typical diffuse cloud.

研究の動機と目的

• 宇宙線が散発的分子雲にどのように浸透し、そのイオン化、熱的および力学的進化に与える影響を理解すること。
• 文献における宇宙線が雲から排除される現象に関する矛盾を解消すること、特にストリーミング不安定性と拡산の役割を特定すること。
• 中性水素のイオン化によるエネルギー損失が、雲内部の宇宙線スペクトルに与える影響を定量化すること。
• 宇宙線スペクトルの変化が、雲のイオン化率およびガンマ線放射に与える影響を評価すること。
• 1次元の磁気フラックスチューブ内での空間的に変化する拡散、輸送、エネルギー損失を考慮した、自己一貫性のある宇宙線輸送モデルを提供すること。

提案手法

• 磁気フラックスチューブを通り抜ける散発的雲に沿った宇宙線の定常状態キネティック輸送方程式を解く。
• 空間依存の拡散係数、アルベール速度に伴う輸送、および中性水素のイオン化によるエネルギー損失をモデル化する。
• 宇宙線が銀河的宇宙線スペクトル（最小および最大の境界）を用いて、入力境界条件として、ボイジャー1号およびAMS-02のデータから得たパラメータ化されたスペクトルを用いる。
• 100 keV〜1 GeVの範囲で、イオン化エネルギー損失時間スケールのべき乗近似を適用する。
• 雲内部の宇宙線スペクトルとISMスペクトルを比較し、スペクトル的ブレークおよび抑制係数を特定する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 散発的雲内部の宇宙線スペクトルが、銀河的空間物質（ISM）のスペクトルから逸脱するエネルギースケールは何か？
• RQ2 中性水素のイオン化によるエネルギー損失が、雲内部の宇宙線スペクトルにどのように影響を与えるか？
• RQ3 ストリーミング不安定性に依存しない形で、100 MeV未塔の宇宙線が散発的雲への浸透をどの程度抑制されるか？
• RQ4 変更された宇宙線スペクトルが、散発的雲内の分子水素（H2）のイオン化率に与える影響は何か？
• RQ5 宇宙線スペクトルの変化が、中性ピオン生成閾値付近の散発的雲のガンマ線発光に与える影響は何か？

主な発見

• ストリーミング不安定性の有無にかかわらず、散発的雲内部の宇宙線スペクトルに約100 MeV（E_br ≈ 100 MeV）のスペクトル的ブレークが現れる。
• E_br未塔では、ISMスペクトルが ∝ p^{-0.42} よりも急である場合（より急勾配）、雲内部のCRスペクトルはISMよりもやや硬くなる（より緩やかになる）ことが判明した。
• 0.58 MeV未塔のエネルギー領域では、雲内部のCRスペクトルはISMと比較して最大で3桁の減衰が見られた。
• 典型的な散発的雲（N_H ≈ 3×10^21 cm⁻²）におけるH2分子のイオン化率は、修正なしの最大スペクトルの3.59×10⁻¹⁶ s⁻¹から、伝播効果を考慮した場合に2.61×10⁻¹⁷ s⁻¹に低下した。
• 最小スペクトルのイオン化率は3.49×10⁻¹⁷ s⁻¹から1.05×10⁻¹⁷ s⁻¹に低下し、低エネルギー領域でのイオン化の著しい抑制が示された。
• 中性ピオン生成の閾値（約280 MeV）がブレークエネルギーを上回っているため、雲のガンマ線発光は顕著に減少しなかった。