[論文レビュー] New developments in the ancient PulsarWind Nebulae scenario

O. Tibolla, K. Mannheim+2 more|arXiv (Cornell University)|Sep 14, 2011

Pulsars and Gravitational Waves Research参考文献 2被引用数 10

ひとこと要約

本稿では、長寿命の相対論的電子による継続的逆コンプトン（IC）放射のため、古くなったパulsar風ネビュラ（PWN）がX線放射が消えるのとは対照的に、非常に高エネルギー（VHE）ガンマ線で長期間にわたり明るいままでいられると提案する。このシナリオにより、特に銀河平面に位置するX線対応物のない未解明TeV源の起源が説明され、時間に依存する磁界の減衰と電子冷却時間スケールをモデル化することで説明される。

ABSTRACT

In a Pulsar Wind Nebula (PWN), the lifetime of inverse Compton emitting electrons exceeds the lifetime of its progenitor pulsar, but it exceeds also the age of the electrons that emit via synchrotron radiation; i.e. while the PWN grows older, it can remain bright in IC, whereas its GeV-TeV gamma-ray (for $10^5-10^6$ years) flux remains high for timescales much larger than the Pulsar lifetime and the PWN visible in X-rays. The shell-type remnant of the supernova explosion that led to the formation of the pulsar also has a much shorter lifetime. In this scenario, the magnetic field in the cavity induced by the wind of the progenitor star plays a crucial role, but also the magnetic field in the interstellar medium cannot be negligible and its outward decrease away from the Galactic disk further reduces their X-ray brightness. This is in line with the discovery of several unidentified sources in the TeV gamma-ray band without X-ray counterparts. Moreover, the consequences are important also in order to reinterprete the detection of starburst galaxies in the TeV gamma-ray band considering a leptonic origin of the gamma-ray signal.

研究の動機と目的

• 銀河平面に位置するX線対応物のない未解明TeVガンマ線源の起源を説明すること。
• 初期のX線が明るい段階を過ぎた後のパルサー風ネビュラ（PWN）の長期的進化を調査すること。
• 時間に依存する磁界の減衰が、古くなったPWNのガンマ線可視性を長期間にわたって延長する役割を評価すること。
• PWN寄与を用いて、M82 や NGC 253 のような星形成銀河におけるレプトン的起源のTeV放射を再評価すること。
• 宇宙線加速メカニズムのテストとして、銀河内PWNからの高エネルギーニュートリノ検出可能性を検討すること。

提案手法

• MHDおよび流体力学的シミュレーションに基づき、$ \beta = 1.3 $ として、磁界時間変化を $ B(t) \propto t^{-\beta} $ のべき乗則でモデル化する。
• 同期放射（$ \tau_{\text{sync}} \propto t^{2\alpha} $）および逆コンプトン（$ \tau_{\text{IC}} \propto 1.2 \times 10^6 (E_e/1\text{TeV})^{-1} $ 年）による電子冷却時間スケールを計算する。
• G21.5-0.9/PSR J1833-1034 などの既知の系のスペクトルエネルギー分布（SED）の進化を、古くなったPWNのテンプレートとして用いる。
• 逆シャワー時間スケール式 $ T_R = 10~\text{kyr} \left( \frac{\rho_{\text{ISM}}}{10^{-24}~\text{g/cm}^3} \right)^{-1/3} \left( \frac{M_{\text{ej}}}{10 M_\odot} \right)^{3/4} \left( \frac{E_{\text{ej}}}{10^{51}~\text{erg}} \right)^{-2/3} $ を用いて、PWNの年齢および磁界減衰の開始時刻を推定する。
• Fermi-LATデータからの外挿を用いて、星形成銀河における予測されたTeVランプネスと観測値を比較する。
• Ice立方上昇限界を根拠として、銀河内PWNのスタッキング解析による高エネルギーニュートリノ検出可能性を評価する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 なぜ、多くの未解明TeVガンマ線源が銀河平面に存在するが、VHEエネルギーでは明るいにもかかわらず、X線対応物を持たないのか？
• RQ2 パルサー風ネビュラ内の時間に依存する磁界減衰が、逆コンプトン放射の持続性にどのように影響するのか？
• RQ3 PWNは、M82 や NGC 253 のような星形成銀河で観測された高いTeVランプネスをどの程度説明できるのか？
• RQ4 古くなったPWNでX線放射が検出されないことは、特異な物理を必要とせず、電子冷却と磁界減衰によって自然に説明可能か？
• RQ5 PWN関連の宇宙線加速に起因する高エネルギーニュートリノの検出シグナルは何か？スタッキング解析は感度をどのように向上させるか？

主な発見

• パルサー風ネビュラ（PWN）は、パルサーの回転減速後、最大で $ \sim 10^6 $ 年にわたり、長寿命の相対論的電子による逆コンプトン放射のおかげでVHEガンマ線で明るいままでいられる。
• PWN内の磁界減衰を $ B(t) \propto t^{-1.3} $ とモデル化すると、同期放射の時間スケールがパルサー寿命を上回り、X線対応物の消滅が説明できる。
• 1 TeV電子の逆コンプトン寿命は $ \sim 1.2 \times 10^6 $ 年であり、X線可視性が失われた後も、顕著なVHEガンマ線放射が長期間にわたり持続可能である。
• このシナリオにより、X線対応物のない複数の未解明TeV源（例：HESS J1507-622, HESS J1427-608）の説明が可能であり、それらのSEDは古くなったPWNと整合的である。
• 星形成銀河（例：M82, NGC 253）における高いTeVランプネスを説明するには、PWN寄与が不可欠であり、宇宙線モデルのみでは10 GeV以上の観測放射を説明できない。
• 高エネルギーニュートリノ探索、特に銀河内PWNのスタッキング解析は、VHE放射のPWN起源を検証する有望な手法であり、現在のIce Cubeの上昇限界は理論予測に近い。