[論文レビュー] What sources are the dominant Galactic cosmic-ray accelerators?

Jacco Vink|arXiv (Cornell University)|Dec 20, 2022

Astrophysics and Cosmic Phenomena被引用数 4

ひとこと要約

この論文は、10 TeV未満の銀河宇宙線の主な源は超新星残骸（SNRs）であるが、約3×10¹⁵ eVの'膝'に達する宇宙線を説明するには、星形成領域やパulsarからの第二の成分が必要であると主張している。H.E.S.S.によるWesterlund 1の観測から、低拡散係数（約10²⁶ cm² s⁻¹）と高いアルベーエン速度（100 km s⁻¹以上）により、2次フォン・アーベル加速がペブロンレベルのエネルギーに達することが可能であると示され、星形成領域が集団的ペブロン源として機能しうることを示唆している。

ABSTRACT

Supernova remnants (SNRs) have long been considered to be the dominant source of Galactic cosmic rays, which implied that they provided most of the energy to power cosmic rays as well as being PeVatrons. The lack of evidence for PeV cosmic rays in SNRs, as well as theoretical considerations, has made this scenario untenable. At the same time the latest LHAASO and other gamma-ray results suggest that PeVatrons lurk inside starforming regions. Here I will discuss why SNRs should still be considered the main sources of Galactic cosmic rays at least up to 10 TeV, but that the cosmic-ray data allow for a second component of cosmic rays with energies up to several PeV. This second component could be a subset of supernovae/SNRs, reacceleration inside starforming regions, or pulsars. As a special case I show that the recent observations of Westerlund 1 by H.E.S.S. suggest a low value of the diffusion coefficient inside this region, which is, together with an Alfvén speed > 100 km/s, a prerequisite for making a starforming region collectively a PeVatron due to second order Fermi acceleration.

研究の動機と目的

• 10 TeV未満の銀河宇宙線の主な源であるSNRsが、約3×10¹⁵ eVの宇宙線'膝'を説明できないという長年のペブロン源問題を解消すること。
• 特にスーパーバブルであるWesterlund 1のような星形成領域が、2次フォン・アーベル加速を通じて集団的ペブロン源として機能できるかどうかを評価すること。
• LHAASOおよびH.E.S.S.の観測されたガンマ線データを、密度が高く磁場が強い環境における宇宙線加速・拡散理論モデルと一致させること。
• 星形成領域がペブロンレベルの宇宙線加速を維持するためのエネルギー的・物理的条件（拡散係数、磁場強度、アルベーエン速度）を評価すること。

提案手法

• 球殻構造における宇宙線輸送と加速をモデル化するため、拡散反応方程式を用い、拡散係数Dはガンマ線の空間的分布と時間スケールから導出する。
• アルベーエン速度V_A ≥ 100 km s⁻¹を仮定し、2次フォン・アーベル加速の時間スケールτ_acc ≈ 8D₁/V_s²を用いて加速効率を推定する。
• 殻の半径R_shellと脱出時間スケールτからR_shell = √(6Dτ)を用い、100 TeVにおけるD ≈ 3×10²⁶ cm² s⁻¹を推定する。
• アルベーエン速度の式V_A = B/√(4π·1.4·n_H·m_p)を用い、高いV_Aと低いDを実現するための磁場および密度条件を推定する。
• Westerlund 1の観測されたガンマ線スペクトル（約40 TeVでカットオフ）を理論的期待値と比較し、宇宙線が脱出前に100 TeV以上に加速されていると推論する。
• 観測された宇宙線エネルギー密度と超新星発生率を用いてエネルギー予算を評価し、U_cr ≈ 1 eV cm⁻³および˙E_sn ≈ 10⁴¹ erg s⁻¹と整合することを確認する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 SNRsが100 TeV未満のガンマ線スペクトルカットオフを示すにもかかわらず、約3×10¹⁵ eVの宇宙線'膝'を説明できるか？
• RQ2 Westerlund 1のような星形成領域で、2次フォン・アーベル加速がペブロンエネルギーに達するための物理的条件は何か？
• RQ3 Westerlund 1の観測されたガンマ線の空間的分布とスペクトルは、低拡散係数と高いアルベーエン速度と整合的か？
• RQ4 スーパーバブル内の複数の超新星と星風による集団的エネルギー入力は、ペブロンレベルの宇宙線加速を維持できるか？
• RQ5 LHAASOが観測した10 TeV付近の宇宙線スペクトルの硬化およびペブロンガンマ線源は、第二の高エネルギー宇宙線成分の存在にどのような制約を課すか？

主な発見

• Westerlund 1の観測されたガンマ線スペクトルは約40 TeVでカットオフしており、これは宇宙線陽子が脱出前に100 TeVを超えるエネルギーに加速されていることを示唆し、ペブロン源活動と整合的である。
• 10 TeVにおける推定された拡散係数はD ≈ 10²⁶ cm² s⁻¹であり、これはボーム拡散限界（η ≈ 3）に近く、強い磁気乱流を示している。
• 高いアルベーエン速度V_A ≥ 100 km s⁻¹が要求され、これは内部水素密度n_H ≤ 0.2 cm⁻³および磁場B ≈ 10 μGを意味し、進化したスーパーバブルの条件と整合的である。
• 低拡散と高いアルベーエン速度の組み合わせにより、2次フォン・アーベル加速が約20万年以内にペブロンエネルギーに達することが可能であり、これはWesterlund 1の年齢と一致する。
• エネルギー予算は観測された宇宙線エネルギー密度と超新星発生率と整合的であり、星形成領域が集団的ペブロン源として機能しうることを支持する。
• 本論文は、SNRsが約10 TeV未満の銀河宇宙線の主な源である一方で、'膝'に達する宇宙線を説明するには第二の成分（星形成領域または一部のSNRs由来）が不可欠であると結論づけている。