[論文レビュー] Gamma-rays from massive protostars

Gustavo E. Romero, Anabella Araudo+2 more|ArXiv.org|Aug 6, 2009

Astrophysics and Cosmic Phenomena参考文献 1被引用数 3

ひとこと要約

この論文は、高密度分子雲内での相対論的粒子加速とその後の相互作用により、巨大な原始星が駆動する高速な双極性噴流が、検出可能なGeV–TeVガンマ線放射を生成する可能性を提案している。洗練された衝撃加速および放射輸送モデルを用いて、FermiおよびCherenkov望遠鏡がそのような源を検出可能であると予測しており、特に宇宙線拡散に起因する拡散放射を通じて、最大で~10³² erg s⁻¹の放射率を示す。

ABSTRACT

Massive protostars have associated bipolar outflows with velocities of hundreds of km/s. Such outflows produce strong shocks when interact with the ambient medium leading to regions of non-thermal radio emission. Under certain conditions, the population of relativistic particles accelerated at the terminal shocks of the protostellar jets can produce significant gamma-ray emission. We estimate the conditions necessary for high-energy emission in the non-thermal hot spots of jets associated with massive protostars embedded in dense molecular clouds. Our results show that particle-matter interactions can lead to the detection of molecular clouds hosting massive young stellar objects by the Fermi satellite at MeV-GeV energies and even by Cherenkov telescope arrays in the GeV-TeV range. Astronomy at gamma-rays can be used to probe the physical conditions in star forming regions and particle acceleration processes in the complex environment of massive molecular clouds.

研究の動機と目的

• FermiおよびCherenkov望遠鏡で検出可能な高エネルギーガンマ線放射を生成する巨大原始星の条件を調査すること。
• 高密度分子雲内における原始星ジェットの端面衝撃波における粒子加速および放射過程をモデル化すること。
• 全ガンマ線放射率に及ぼす陽子-陽子衝突と逆コンプトン散乱の寄与を評価すること。
• 現在および将来のガンマ線観測所によるそのような源の検出可能性を評価し、宇宙線拡散に起因する拡散放射への感受性を検討すること。

提案手法

• 相対論的粒子の注入および磁場強度の推定値を用いて、原始星ジェット噴流における前進衝撃波および逆方向衝撃波での拡散衝撃加速（DSA）をモデル化すること。
• 非弾性陽子-陽子衝突および相対論的電子による赤外光子の逆コンプトン散乱によるガンマ線放射を計算すること。
• 粒子の脱出時定数および周囲の分子雲内への相対論的陽子の拡散を含め、拡張された拡散ガンマ線放射を生成すること。
• スペクトルエネルギー分布（SED）モデリングを用いて、予測放射とFermiおよびCherenkov望遠鏡の感度を比較すること。
• 観測された源（IRAS 16547-4247およびHH 80-81）の物理的パラメータ（ジェット放射率、雲密度、磁場、衝撃速度など）を適用すること。
• 異なる粒子スペクトル指数（a = 0 はレプトン的、a = 100 はハドロン的）における全ガンマ線放射率を推定し、観測閾値と比較すること。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 原始星ジェット衝撃波で加速された相対論的粒子が、Fermiで検出可能なガンマ線放射を生成する条件は何か？
• RQ2 電波リブスからの宇宙線拡散が周囲の分子雲内に及ぼす拡張ガンマ線放射への寄与は何か？
• RQ3 巨大原始星からの予想されるガンマ線放射率は何か？ また、現在および将来のCherenkov望遠鏡で検出可能レベルに達するか？
• RQ4 レプトン的（IC、シンチロtron）およびハドロン的（pp衝突）プロセスの相対的寄与が、観測されたガンマ線スペクトルに与える影響は何か？
• RQ5 SEDにおけるガンマ線カットオフの検出は、衝撃速度および粒子加速効率の制約に役立つだろうか？

主な発見

• モデルは、高密度分子雲内でのハドロン的プロセスが主因となり、巨大原始星のガンマ線放射率が最大で~10³² erg s⁻¹に達すると予測している。
• 雲内への宇宙線拡散に起因する拡散ガンマ線放射は、0.1–100 GeV範囲で統合放射率を~5×10³² erg s⁻¹、100 GeV以上では~6×10³² erg s⁻¹に増加させる。
• IRAS 16547-4247およびHH 80-81のような源では、100 GeV以上のエネルギーで予測されるガンマ線フラックスが~0.01 Crabに達し、約50時間の観測でCherenkov望遠鏡で検出可能である。
• レプトン的ケース（a = 0）では放射率が10³⁰ erg s⁻¹未満となり、現在の機器では検出不能である一方、ハドロン的ケース（a = 100）では強く、検出可能な放射を発生させる。
• ガンマ線SEDにおけるスペクトルカットオフの検出は、衝撃速度および拡散係数の制約に役立ち、粒子加速メカニズムに関する知見を提供する可能性がある。
• 磁場乱流による宇宙線の再加速は、源の放射率をさらに高め、将来的な調査における検出可能性を向上させる可能性がある。