[논문 리뷰] Radio Halos of Galaxy Clusters from Hadronic Secondary Electron Injection in Realistic Magnetic Field Configurations

Klaus Dolag, T. A. Enßlin|arXiv (Cornell University)|2000. 08. 22.

Astrophysics and Cosmic Phenomena인용 수 13

한 줄 요약

이 논문은 은하단 내 라디오 할로우가 우주선 양성자(CRp)가 은하단 내 매질(ICM)과 입자 상호작용을 통해 생성된 제2차 전자에 의한 싱크로트론 복사에서 기인한다고 제안한다. 실제 자기장 구조를 반영한 천체물리학적 자기유체역학(MHD) 시뮬레이션을 사용하여, 4–14%의 일정한 CRp-열에너지 비율(최소 에너지 $E_{\rm p,min}^{-0.375}$로 스케일링)이 코마 은하단의 라디오 복사원도, 반경 방향 프로파일, 낮은 편광도, 그리고 $T_X$–$L_{\rm 1.4GHz}$ 관계를 잘 재현함을 보여주며, 향후 관측 기준에 도달할 수 있는 감지 가능한 감마선 및 뉴트리노 복사원도를 예측한다.

ABSTRACT

We investigate the possibility that radio halos of clusters of galaxies are caused by synchrotron emission of cosmic ray electrons (CRe), which were produced by cosmic ray protons (CRp) interacting hadronically with the intra-cluster medium (ICM) protons. We perform cosmological magneto-hydrodynamics (MHD) simulations to obtain a sample of ten magnetized galaxy clusters. They provide realistic models of the gas and magnetic field distribution, needed to predict the CRe production rates, their cooling, and their synchrotron emissivity. We assume a CRp population within the ICM with an energy density which has a constant ratio to thermal energy density. This ratio is adjusted in such a way that one of the simulated clusters reproduces the radio luminosity of the radio halo of the Coma cluster of galaxies. Our model exhibits the observed low degree of radio polarization and has a similar radial emission profile as the Coma cluster. We provide estimates for the expected gamma ray and neutrino flux. The necessary CRp/thermal energy ratio is 4 ... 14% ${(E_{p,min}/GeV)}^{-0.375}$ (for the range of magnetic field strengths suggested by Faraday measurements), where $E_{p,min}$ is the lower kinetic energy cutoff of the CRp with spectral index $\\alpha_p \\approx 2.375$. Assuming this ratio to be the same in the whole set of simulated clusters a $T_x-L_\ u$ relation is predicted which follows the observed relation well.

연구 동기 및 목표

• 은하단 내 라디오 할로우가 우주선 양성자(CRp)가 은하단 내 매질(ICM)과 탄성 입자 상호작용을 통해 생성된 제2차 전자에 의한 싱크로트론 복사로 설명될 수 있는지 테스트하는 것.
• 이전 모델이 균일한 자기장을 가정한 것과 대비하여, 실제적인 비균일한 자기장 구성이 라디오 할로우의 형태와 편광에 미치는 영향을 조사하는 것.
• 특히 코마 은하단에 대해 관측된 라디오 복사원도를 재현하기 위해 필요한 CRp-열에너지 비율을 결정하는 것.
• 동일한 탄성 입자 과정으로부터 발생하는 감마선 및 뉴트리노 복사원도를 예측하고, 관측 한계와 비교하는 것.
• 모델이 시뮬레이션된 은하단 샘플 전반에서 관측된 $T_X$–$L_{\rm 1.4GHz}$ 상관관계를 재현하는지 평가하는 것.

제안 방법

• 천체물리학적 자기유체역학(MHD) 시뮬레이션을 사용하여, 자기장과 기체 분포가 자율적으로 일관된 10개의 실제적인 은하단 모델을 생성하였다.
• 시드 자기장 증폭 시뮬레이션을 통해 비균일하고 실제적인 자기장 구성이 도출되었으며, 이는 파라데이 회전 측정과도 일치하였다.
• 모든 은하단에서 CRp 에너지 밀도와 열적 ICM 에너지 밀도 간의 비율을 일정하게 가정하였으며, 시뮬레이션된 코마 유사 은하단의 라디오 복사원도를 관측치와 일치시키기 위해 정규화하였다.
• 제2차 전자의 생성은 CRp가 ICM 양성자와 탄성 입자 상호작용을 통해 모델링되었으며, 지수 $\alpha_{\rm p} \approx 2.375$의 단일 멱법칙 CRp 스펙트럼을 가정하였다.
• 시뮬레이션된 자기장과 전자 에너지 스펙트럼을 바탕으로 싱크로트론 복사원도 및 냉각 시간을 계산하였으며, 재가속화 또는 확산이 유의미하게 영향을 주지 않는다고 가정하였다.
• 동일한 탄성 입자 상호작용에서 생성된 불안정한 피온의 붕괴를 통해 감마선 및 뉴트리노 복사원도를 추정하였으며, 유도된 양성자 스펙트럼과 자기장에 의존하는 에너지 손실률을 사용하였다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 실제 자기장 조건에서, CRp–ICM 상호작용에 의해 생성된 제2차 전자에 의한 탄성 입자 기원의 라디오 할로우가 코마 은하단의 관측된 반경 방향 강도 프로파일을 재현할 수 있는가?
• RQ2 실제 자기장 구성 조건에서, 코마 은하단의 관측된 1.4 GHz 복사원도를 재현하기 위해 필요한 CRp-열에너지 비율은 얼마인가?
• RQ3 모델이 관측된 것과 유사한 낮은 편광도를 예측하는가? 그리고 이는 주로 자기장 구조에 의해 결정되는가?
• RQ4 이와 같은 탄성 입자 기원 모델이 시뮬레이션된 은하단 샘플 전반에서 관측된 $T_X$–$L_{\rm 1.4GHz}$ 상관관계를 재현할 수 있는가?
• RQ5 이러한 탄성 입자 기원 메커니즘으로부터 기대되는 감마선 및 뉴트리노 복사원도는 얼마이며, 현재 및 향후 관측 한계와 비교해 볼 때 어떻게 되는가?

주요 결과

• 코마 은하단의 1.4 GHz 복사원도를 재현하기 위해, $(E_{\rm p,min}/{\rm GeV})^{-0.375}$로 스케일링된 4–14%의 CRp-열에너지 비율이 필요하다.
• 코마 유사 은하단에서의 시뮬레이션된 라디오 할로우는 코마 은하단 라디오 할로우의 관측된 프로파일과 매우 유사한 반경 방향 프로파일을 보인다.
• 모델은 약 $10^{-6}$ 수준의 라디오 편광도를 예측하며, 이는 은하단 라디오 할로우에서 관측된 낮은 편광도와 일치한다. 이는 주로 비균일한 자기장 구조에 기인한다.
• 코마 유사 은하단에서의 라디오-엑스선 표면 빛기인도 상관관계는 관측된 관계($b \leq 1$)보다 기울기가 더 급하다($b \approx 1.26$)는 점에서, 만약 탄성 입자 모델이 옳다면 CRp 에너지 밀도가 열 기체보다 더 넓게 분포되어 있어야 함을 시사한다.
• 일정한 CRp-열에너지 비율을 가정할 경우, 시뮬레이션된 은하단 샘플이 관측된 $T_X$–$L_{\rm 1.4GHz}$ 관계를 놀랍도록 잘 재현한다.
• 코마 유사 은하단의 예측 감마선 복사원도는 100 MeV 이상에서 $\leq 5.2 \times 10^{-8}\, {\rm cm^{-2}\,s^{-1}}$이며, EGRET의 상한선와 유사하며, 현재의 기기에서는 감지 기준 이하이지만 향후 관측기구에서는 감지 가능할 수 있다.