[논문 리뷰] What sources are the dominant Galactic cosmic-ray accelerators?

Jacco Vink|arXiv (Cornell University)|2022. 12. 20.

Astrophysics and Cosmic Phenomena인용 수 4

한 줄 요약

이 논문은 은하계 우주선의 주요 원천인 초신성 잔해(SNRs)가 약 10 테라전자볼트(10 TeV) 이하에서 지배적이지만, 약 3×10¹⁵ eV에서 '무릎(knee)'으로 알려진 영역까지의 우주선은 초신성 잔해만으로는 설명되지 않으며, 별 형성 영역이나 펄서와 같은 다른 성분이 필요하다고 주장한다. H.E.S.S. 관측을 통해 웨스터룬드 1에서 낮은 확산 계수(~10²⁶ cm² s⁻¹)와 높은 알프레드 속도(>100 km s⁻¹) 조건이 제2종 파라메트릭 펌프(2nd-order Fermi acceleration)를 통해 페타전자볼트(PeV) 에너지까지의 우주선을 가속화할 수 있음을 보여주며, 이는 별 형성 영역이 집합적 PeVatron으로 작용할 수 있음을 시사한다.

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.

연구 동기 및 목표

• 초신성 잔해(SNRs)가 은하계 우주선의 주요 원천임에도 불구하고 약 3×10¹⁵ eV에서 '무릎'으로 불리는 영역까지의 우주선을 설명하지 못하는 오랜 문제인 PeVatron 문제를 해결하는 것.
• 특히 초거대블롭(superbubbles)인 웨스터룬드 1과 같은 별 형성 영역이 제2종 파라메트릭 펌프를 통해 집합적 PeVatron으로 작용할 수 있는지 평가하는 것.
• 밀도가 높고 자기장이 강한 환경에서의 우주선 가속 및 확산 이론 모델과 LHAASO 및 H.E.S.S.의 관측된 감마선 데이터를 조율하는 것.
• 별 형성 영역이 PeV 우주선을 지속적으로 가속화하기 위해 필요한 에너지 및 물리 조건, 즉 확산 계수, 자기장 강도, 알프레드 속도 등을 평가하는 것.

제안 방법

• 구형 셸 내에서 우주선의 운반과 가속을 모델링하기 위해 확산-반응 방정식을 사용하며, 확산 계수 D는 감마선 형태와 시간 상수에서 유도된다.
• 알프레드 속도 V_A ≥ 100 km s⁻¹를 가정할 때 제2종 파라메트릭 펌프의 가속 시간 상수 τ_acc ≈ 8D₁/V_s²를 적용하여 가속 효율을 추정한다.
• 쉘 반경 R_shell과 탈출 시간 상수 τ를 사용하여 R_shell = √(6Dτ)를 통해 확산 계수 D를 추정하며, 100 테라전자볼트에서 D ≈ 3×10²⁶ cm² s⁻¹를 도출한다.
• 알프레드 속도 공식 V_A = B/√(4π·1.4·n_H·m_p)를 적용하여 높은 V_A와 낮은 D를 유도하기 위한 자기장 및 밀도 조건을 추론한다.
• 관측된 웨스터룬드 1의 감마선 스펙트럼(약 40 테라전자볼트에서 절단)을 이론적 기대치와 비교하여, 탈출 이전에 우주선이 100 테라전자볼트 이상으로 가속된 것으로 추론한다.
• 관측된 우주선 에너지 밀도와 초신성 발생률을 고려하여 에너지 예산을 평가하며, U_cr ≈ 1 eV cm⁻³ 및 ˙E_sn ≈ 10⁴¹ erg s⁻¹ 조건과 일치함을 확인한다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 초신성 잔해(SNRs)만으로는 관측된 감마선 스펙트럼 절단이 100 테라전자볼트 이하인 것으로 보이는 바, 약 3×10¹⁵ eV에서 '무릎'을 설명할 수 있는가?
• RQ2 웨스터룬드 1와 같은 별 형성 영역에서 제2종 파라메트릭 펌프가 페타전자볼트 에너지까지 도달할 수 있는 물리적 조건은 무엇인가?
• RQ3 웨스터룬드 1의 관측된 감마선 형태와 스펙트럼은 낮은 확산 계수와 높은 알프레드 속도와 일치하는가?
• RQ4 초거대블롭 내에서 다수의 초신성 폭발과 항성 바람의 집합적 에너지 입력이 페타전자볼트 우주선 가속을 지속시킬 수 있는가?
• RQ5 LHAASO에서 관측된 약 10 테라전자볼트에서의 우주선 스펙트럼 경화 현상과 페타전자볼트 감마선 소스가 두 번째 고에너지 우주선 성분 존재에 대해 어떤 제약을 가하는가?

주요 결과

• 웨스터룬드 1의 관측된 감마선 스펙트럼은 약 40 테라전자볼트에서 절단되어 있으며, 이는 탈출 이전에 우주선 양성자가 100 테라전자볼트 이상으로 가속된 것으로 추론되며, PeVatron 활동과 일치한다.
• 10 테라전자볼트에서 추정된 확산 계수 D ≈ 10²⁶ cm² s⁻¹는 보함 확산 한계(η ≈ 3)에 가까워 강한 자기장 난류를 시사한다.
• 높은 알프레드 속도 V_A ≥ 100 km s⁻¹가 요구되며, 이는 내부 수소 밀도 n_H ≤ 0.2 cm⁻³와 자기장 B ≈ 10 μG를 의미하며, 진화한 초거대블롭의 조건과 일치한다.
• 낮은 확산과 높은 알프레드 속도의 조합이 약 200,000 년 이내에 제2종 파라메트릭 펌프를 통해 페타전자볼트 에너지까지 도달할 수 있으며, 이는 웨스터룬드 1의 연령과 일치한다.
• 에너지 예산은 관측된 우주선 에너지 밀도와 초신성 발생률과 일치하며, 별 형성 영역이 집합적 PeVatron으로 작용할 수 있음을 뒷받침한다.
• 논문은 초신성 잔해가 약 10 테라전자볼트 이하에서 은하계 우주선의 주요 원천임을 확인하면서도, '무릎'까지의 우주선은 초신성 잔해 외에 별 형성 영역 또는 일부 초신성 잔해에서 유래한 제2의 성분이 있어야 한다고 결론내린다.