[論文レビュー] Unidentified Gamma-Ray Sources as Ancient Pulsar Wind Nebulae

A. Djannati-Ata, Ferreira, S. E. S.+7 more|ArXiv.org|Jun 15, 2009

Astrophysics and Cosmic Phenomena参考文献 3被引用数 29

ひとこと要約

本稿では、未解明の非常に高エネルギー（VHE）ガンマ線源が、磁界の崩壊によって同期放射が消えていくが、逆コンプトン（IC）ガンマ線放射はまだ明るいままの古代のパルサー風ニューボラ（PWN）であると提案する。時間に依存する回転減速パワーと粒子注入を含む磁気流体力学（MHD）モデルを用いて、PWNの磁界が $ t^{-1.3} $ のように減少し、X線放射が減少する一方で、断熱的およびICエネルギー損失のため、ICガンマ線放射がピークに達した後減少することを示し、古くなったPWNにおいてもGeV/TeV帯での可視性が長期間にわたって持続することを説明する。

ABSTRACT

In this paper we explore the evolution of a PWN while the pulsar is spinning down. An MHD approach is used to simulate the evolution of a composite remnant. Particular attention is given to the adiabatic loss rate and evolution of the nebular field strength with time. By normalising a two component particle injection spectrum (which can reproduce the radio and X-ray components) at the pulsar wind termination shock to the time dependent spindown power, and keeping track with losses since pulsar/PWN/SNR birth, we show that the average field strength decreases with time as $t^{-1.3}$, so that the synchrotron flux decreases, whereas the IC gamma-ray flux increases, until most of the spindown power has been dumped into the PWN. Eventually adiabatic and IC losses will also terminate the TeV visibility and then eventually the GeV visibility.

研究の動機と目的

• 未解明の非常に高エネルギー（VHE）ガンマ線源が、同期放射が消えても継続的なICガンマ線放射を持つ進化したパルサー風ニューボラ（PWNe）としての性質を説明すること。
• 中心パルサーからの時間に依存する回転減速パワー入力を用いて、PWNの磁界強度と多波長（MWL）放射の時間的変化をモデル化すること。
• 若い複合超新星残骸SNR G21.5-0.9をモデル例として用い、電波、X線、GeV/TeV帯の観測された放射度とPWNの進化状態を一致させること。
• PWNが電波およびX線での可視性が失われた後もガンマ線帯で検出可能である条件を特定すること。
• 断熱的および逆コンプトン損失が、古くなったPWNのガンマ線可視性の終焉に果たす役割を定量化すること。

提案手法

• 球座標系における1流体MHDモデルが、質量、運動量、エネルギー保存のオイラー方程式を解き、比熱比は5/3とする。
• 磁界の時間的変化は、反応がない流体に影響を与えない形で、誘導方程式 $ \partial\mathbf{B}/\partial t + \nabla \times (\mathbf{v} \times \mathbf{B}) = 0 $ を用いて力学的にモデル化する。
• パルサーの回転減速光度は $ L(t) = L_0 / (1 + t/\tau)^2 $ としてモデル化され、$ \tau $ はパルサーの誕生時および現在の周期と回転指数3から導出される。
• 粒子注入は2成分のパワーロー分布でモデル化され、$ E < E_b $ の領域では $ Q(E,t) = Q_0(t) E^{-p_1} $、$ E > E_b $ の領域では $ Q_0(t)(E/E_b)^{-p_2} $ となる。ここで $ p_1 = 1 $、$ p_2 = 2.6 $、$ E_b = 40 $ GeV である。
• 全注入電子エネルギーは $ W_e(t) = \eta \Delta E_{\text{rot}} $ で与えられ、$ \eta $ は回転減速パワーから粒子への変換効率を表す。
• ICガンマ線放射度は、CMBR、25 Kの銀河的ダスト、および星光（1 eV/cm³）からの放射場を用いて計算され、エネルギー密度は銀河中心部に一致する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 未解明のVHEガンマ線源の観測的性質は、同期放射が消えても継続的な逆コンプトン放射を持つ進化したPWNによって説明可能だろうか？
• RQ2 PWN内の磁界強度は時間とともにどのように変化するのか？また、パルサーの回転減速時間スケールに依存するか？
• RQ3 なぜ一部のPWNはX線および電波放射が消えた後もGeV/TeVガンマ線帯で明るいままなのか？
• RQ4 断熱的および逆コンプトン損失が、PWNのガンマ線可視性の寿命を決定づける役割を果たすか？
• RQ5 時間に依存する粒子注入モデルと変化する磁界を用いて、G21.5-0.9の多波長スペクトルを再現できるか？

主な発見

• PWN内の平均磁界強度は $ t^{-1.3} $ のように減少し、時間の経過とともに同期放射X線放射度が著しく低下する。
• 逆コンプトン（IC）ガンマ線放射度は時間とともに増加し、断熱的およびICエネルギー損失のためピークに達した後減少する。
• G21.5-0.9の現在の年齢（約1 kyr）における予測されたX線、電波、GeV/TeV放射度は観測値とよく一致し、モデルの妥当性が裏付けられる。
• 観測されたX線およびTeV放射度を再現するには高い粒子注入効率 $ \eta = 0.7 $ が必要であり、回転減速パワーが相対論的電子に効率的に変換されていることを示唆する。
• 40 GeV（電波で約 $ \sim 10^{12} $ Hzに対応）の固有スペクトルの折り返し点は、放射損失によるものではない。これは、極めて強い磁界が必要になるため現実的ではない。
• PWNのガンマ線可視性は、電波およびX線可視性よりもはるかに長期間にわたって持続し、IC放射度は損失または構造的破壊が発生するまで検出可能であるまま残る。