[論文レビュー] Cosmic Rays, III. The CR spectrum between 1 GeV and 10^4 GeV and the radio emission from supernova remnants

Peter L. Biermann, R. G. Strom|arXiv (Cornell University)|Mar 25, 1993

Astrophysics and Cosmic Phenomena被引用数 3

ひとこと要約

本論文は、拡散、対流、断熱的冷却、磁場の配置を組み込んだ、超新星残骸における宇宙線の衝撃加速モデルを提案する。このモデルは、観測された宇宙線スペクトルを再現する。ガリレオ銀河のディスクからの漏出により、スペクトル指数がE⁻².⁷⁵になると予測され、重い核種のエネルギー依存性のカットオフは幾何的効果によって説明され、1 GeVから10⁴ GeVのエネルギー範囲で観測と整合する。

ABSTRACT

We develop a theory to account for the cosmic ray spectrum between 1 GeV and 10^4 GeV following the earlier papers of this series. We use the basic concept that the cosmic ray particles are accelerated in a supernova shock that travels through the interstellar medium. Physically important ingredients besides the presence of a strong shock are diffusion, drifts, convection, adiabatic cooling, the injection history, and the topology of the magnetic field, here assumed for simplicity to be homogeneous in the interstellar medium. The result is a spectrum, which for strong shocks in a gas with adiabatic index 5/3 yields a spectrum of E^-2.42. Interstellar turbulence with a Kolmogorov spectrum then leads by leakage from the galactic disk to a spectrum which is E^-2.75, as observed. We argue that the ratio of cosmic ray electrons to protons is determined by the amount of expansion which takes place from the cessation of electron injection to the break-up of the shell by cooling instabilities. Since the highest particle energy reached derives from geometrical arguments, it depends on the charge of the nucleus and so higher Z elements are predicted to reach higher energies.

研究の動機と目的

• 1 GeVから10⁴ GeVの間の観測された宇宙線スペクトルを、超新星爆発の衝撃波における粒子加速の物理的モデルを用いて説明すること。
• 銀河ディスクからの粒子漏出によって生じるE⁻².⁷⁵へのスペクトルの軟化を説明すること。
• 注入が停止した後の膨張ダイナミクスに基づいて、宇宙線における電子対陽子比の起源を特定すること。
• 重い核種が軽い核種よりも高い最大エネルギーに達する理由を、幾何的および電荷依存的効果に基づいて説明すること。
• 超新星残骸からの電波放射を、裏側の宇宙線加速および輸送プロセスと結びつけること。

提案手法

• 圧縮比5/3の気体中における強い衝撃波を想定し、初期スペクトルを導出する拡散的衝撃加速モデルを用いる。
• 均一な銀河間空間媒体内において、拡散、対流、断熱的冷却、磁場配置の物理的プロセスを組み込む。
• Kolmogorov型乱流スペクトルを用いて、銀河ディスクからの粒子漏出をモデル化し、スペクトルの軟化を誘導する。
• 時間に依存する注入履歴を導入し、冷却不安定性による殻の破壊を考慮して、電子対陽子比を決定する。
• 幾何的議論を用いて、最大エネルギーが核の電荷に比例することを示し、重い核種がより高いエネルギーに達することを予測する。
• 相対論的電子によるシンチロトロン放射を介して、得られた粒子スペクトルを超新星残骸からの観測可能な電波放射と結びつける。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 超新星残骸におけるどのような物理的プロセスが、1 GeVから10⁴ GeVの間の観測された宇宙線スペクトルを生じさせるのか？
• RQ2 なぜ宇宙線スペクトルは1 GeVから1 TeVの範囲でE⁻².⁷⁵に軟化するのか？これは粒子の漏出とどのように関係しているのか？
• RQ3 超新星残骸の膨張および冷却履歴は、宇宙線における電子対陽子比をどのように決定するのか？
• RQ4 なぜ重い核種が軽い核種よりも高い最大エネルギーに達するのか？
• RQ5 超新星残骸からの電波放射は、予測された宇宙線電子スペクトルによってどの程度説明可能なのか？

主な発見

• 強い衝撃波が圧縮比5/3のガス中で働く場合、モデルは初期宇宙線スペクトルとしてE⁻².⁴²を予測する。
• Kolmogorov型乱流による銀河ディスクからの漏出が、観測と一致するE⁻².⁷⁵へのスペクトル軟化を引き起こす。
• 電子対陽子比は、注入停止から殻の破壊までの膨張 timescale によって決定される。
• 重い核種は幾何的制約と電荷依存の加速効率により、より高い最大エネルギーに達する。
• モデルは、相対論的電子によるシンチロトロン放射を介して、宇宙線スペクトルと超新星残骸からの電波放射を成功裏に結びつける。
• 予測されたスペクトルおよび電波放射は、1 GeVから10⁴ GeVのエネルギー範囲で観測データと整合する。