[論文レビュー] Cosmic-ray propagation in the turbulent intergalactic medium

Rafael Alves Batista, E. M. de Gouveia Dal Pino+2 more|arXiv (Cornell University)|Nov 7, 2018

Astrophysics and Cosmic Phenomena参考文献 1被引用数 7

ひとこと要約

本研究では、宇宙線（CR）の乱流的銀河団磁場内での伝播を、宇宙論的MHDシミュレーションとCRPropaコードを用いて調査した。10^17 eV未満のエネルギーを持つCRは強い磁場拡散のため銀河団内で磁気的閉じ込められることが判明し、低エネルギーの銀河間CRの起源が局所的である可能性を示唆する。一方、高エネルギーCRは球状伝播に移行し、磁場の複雑さにもかかわらず源の特定が可能になる。

ABSTRACT

Cosmic rays (CRs) may be used to infer properties of intervening cosmic magnetic fields. Conversely, understanding the effects of magnetic fields on the propagation of high-energy CRs is crucial to elucidate their origin. In the present work we investigate the role of intracluster magnetic fields on the propagation of CRs with energies between $10^{16}$ and $10^{18.5}$ eV. We look for possible signatures of a transition in the CR propagation regime, from diffusive to ballistic. Finally, we discuss the consequences of the confinement of high-energy CRs in clusters and superclusters for the production of gamma rays and neutrinos.

研究の動機と目的

• 10^16–10^18.5 eVのエネルギー範囲における銀河団内磁場が宇宙線伝播に与える影響を理解すること。
• 乱流的銀河間媒体内における拡散的および球状伝播の遷移を調査すること。
• 銀河団およびスーパースタージャンクション内の磁気的閉じ込めが高エネルギーガンマ線およびニュートリノ生成に与える影響を評価すること。
• 磁場が銀河間宇宙線スペクトルをどのように形作り、磁気的視界効果を制限するかを評価すること。

提案手法

• Dolagら（2004）の3次元宇宙論的MHDシミュレーションをGADGETを用いて実行し、乱流的銀河間媒体をモデル化した。
• CRPropaコードを用いてCRの軌道をシミュレートし、エネルギー依存の拡散係数（準線形的状態ではD ∝ E^{1/3}、非共鳴状態ではD ∝ E^2）を組み込んだ。
• Virgo銀河団からのCR伝播を追跡し、E^{-1}に従う源スペクトルを仮定し、宇宙膨張に伴う断熱的エネルギー損失を考慮した。
• これらのエネルギー範囲ではCMB/EBL光子との光核反応や光核反応を無視し、代わりに磁場による偏光と閉じ込めに焦点を当てた。
• 銀河団中心からの距離とエネルギー関数としての拡散係数を計算し、Hubble時間と比較した脱出 timescale を評価した。
• 3次元のシミュレーションボリュームにおけるスライスを用いて、異なるエネルギーおよび磁場強度領域における伝播行動を可視化した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 乱流的銀河団磁場内において、宇宙線伝播が拡散的から球状伝播に遷移するのはどのエネルギーで起こるか？
• RQ2 E < 10^17 eVの宇宙線が、磁場のため銀河団内でどの程度閉じ込められるか？
• RQ3 磁場強度およびコhereneces長が磁気的視界および銀河間宇宙線フラックスの抑制に与える影響は？
• RQ4 銀河団内でのCR閉じ込めが二次的ガンマ線およびニュートリノ生成に与える影響は？
• RQ5 CRが約10^17 eV未塔で閉じ込められるならば、観測された宇宙線スペクトルはスーパースタージャンクション内の局所的源によって説明可能か？

主な発見

• 10^17 eV未塔の宇宙線は、磁場強度が最大となる銀河団中心部で磁気的閉じ込められる。
• 銀河団コア部（r < 500 kpc）における拡散係数は非常に低く（D ≲ 10^27 m²/s）、CRはHubble時間と同等の期間、閉じ込められる。
• 10^17 eVを超えるエネルギーでは、拡散的から球状伝播への遷移が起こり、CRは磁場の影響を弱く受け、銀河団環境から脱出可能になる。
• E ≲ 10^17 eVのすべての銀河間宇宙線は、周囲の銀河団の磁気的閉じ込めのため、局所的スーパースタージャンクション内に起源を持つとされる。
• 低エネルギー領域における銀河間宇宙線スペクトルの抑制は、磁気的視界効果によるものではなく、局所的構造内での閉じ込めによるものである。
• 今後の研究で、銀河団内媒体内での光核反応およびハドロン核反応を組み込むことで、二次的ガンマ線およびニュートリノ生成が顕著に増加すると予想される。