[論文レビュー] Fermi Bubbles as a Result of Star Capture in the Galactic Center

V. A. Dogiel, D. O. Chernyshov+4 more|arXiv (Cornell University)|Sep 28, 2011

Astrophysical Phenomena and Observations被引用数 6

ひとこと要約

本論文は、Sgr A*における周期的な星の捕獲から生じる衝撃波が、電子をテラエレクトロン（TeV）エネルギーまで加速し、残存光子との逆コンプトン散乱によってガンマ線を生成することで、フェルミバブルが発生すると提案している。このモデルは、電子の拡산とエネルギー損失を用いて観測された鋭いバブル端縁とガンマ線スペクトルを説明する一方で、バブル衝撃波における陽子の再加速によって、'膝'エネルギー（約10^15 eV）以上の銀河宇宙線の起源をも説明している。

ABSTRACT

Fermi has discovered two giant gamma-ray-emitting bubbles that extend nearly 10 kpc in diameter. We propose that periodic star capture processes by the galactic supermassive black hole, Sgr A*, with a capture rate $<10^{-5}$ yr$^{-1}$ and energy release $\sim 10^{52}$ erg per one capture can produce shocks in the halo, which accelerate electrons to the energy ~ 1 TeV. These electrons generate radio emission via synchrotron radiation, and gamma-rays via inverse Compton scattering with the relic and the galactic soft photons. Estimates of the diffusion coefficient from the observed gamma-ray flux explains consistently the necessary maximum energy of electrons and sharp edges of the bubble.

研究の動機と目的

• フェルミバブルの鋭い端縁とガンマ線スペクトルの起源を説明すること。
• Sgr A*による周期的な星の捕獲が、電子および陽子を加速する衝撃波を生成できるかどうかを調査すること。
• これらの衝撃波が、'膝'エネルギー（約10^15 eV）以上の銀河宇宙線を再加速できるかどうかを特定すること。
• 逆コンプトン散乱によるガンマ線放射の空間的およびスペクトル的分布をモデル化すること。

提案手法

• 密度プロファイル ρ ∝ exp(-z/z₀)（z₀ = 1 kpc、ρ₀ = 0.25 cm⁻³）における断熱衝撃波のKompaneetz解を用いる。
• エネルギー注入と流体力学的拡張に基づく時間依存的衝撃半径 r(t) を用いて衝撃波の伝播をモデル化し、バブル半径が約2 kpcに漸近することを示す。
• Bohm拡散限界を適用して、衝撃速度 u = 10⁸ cm/s および磁場 H = 10⁻⁵ G から最大電子エネルギー Eₑₘₐₓ ~ 5×10¹³ eV を推定する。
• 残存光子（w_ph = 0.25 eV cm⁻³）との逆コンプトン散乱によるガンマ線放射を計算し、エネルギー損失率 dE/dt ∝ βE² とする。
• 衝撃波間隔 L を用いた確率的加速を用いて、多重衝撃環境における陽子の再加速をモデル化し、運動量拡散係数 κ ∝ u²p²/(cL) とする。
• 超新星残骸（SNRs）からの注入（Q ∝ p⁻⁴）とバブル内での再加速を含む宇宙線輸送方程式を解き、10¹⁵ eV 以上のエネルギー領域で指数 ν ≈ 3 のパワーロー スペクトルを得る。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 Sgr A*による周期的な星の捕獲が、フェルミバブルの鋭い外縁とガンマ線スペクトルを説明する衝撃波を生成できるか？
• RQ2 バブル内での衝撃波加速によって得られる電子エネルギー分布は何か？ これは観測されたガンマ線放射と整合するか？
• RQ3 バブル内の多重衝撃環境が、10¹⁵ eV の'膝'エネルギー以上の銀河宇宙線を再加速できるか？
• RQ4 拡散係数 D がガンマ線放射の空間的分布および端縁の鋭さに与える影響は何か？
• RQ5 残存光子との逆コンプトン散乱が、観測されたガンマ線放射を生成する役割を果たすか？

主な発見

• 電子拡散係数 D ≈ 10³⁰ cm²/s のとき、観測されたガンマ線スペクトルと鋭いバブル端縁を再現できる。
• 最大電子エネルギーは Eₑₘₐₓ ≈ 5×10¹³ eV と推定され、観測された約100 GeVでのガンマ線カットと整合する。
• ガンマ線放射の空間的分布は、単一衝撃モデルでは観測と一致しないが、多重衝撃シナリオでは一致する。
• 陽子再加速モデルは、10¹⁵ eV から 10¹⁹ eV のエネルギー領域で指数 ν ≈ 3 の宇宙線スペクトルを生成し、宇宙線スペクトルの'膝'を説明できる。
• 衝撃波の散逸時間 t_dis と音速 v_s がバブルの横方向境界を決定し、r_b ≈ v_s t_dis となる。
• ハローを通過する衝撃波の到達時間の特徴的 timescale は、E₀ = 10⁵² erg および ρ₀ = 0.25 cm⁻³ のとき t₁ ≈ 3×10⁸ yr であるが、より高いエネルギーまたは低い密度では約 3×10⁷ yr に短縮される。