[論文レビュー] Constraints on the cosmic ray diffusion coefficient in the W28 region from gamma-ray observations

S. Gabici, S. Casanova+2 more|arXiv (Cornell University)|Sep 27, 2010

Astrophysics and Cosmic Phenomena参考文献 4被引用数 15

ひとこと要約

本稿は、W28超新星残骸領域における多エネルギー・ガンマ線観測を用いて、宇宙線（CR）の拡散を調査する。観測されたGeVおよびTeVガンマ線放射は、超新星残骸（SNR）から漏れ出たCRのバリオン的相互作用に起因すると提案され、データと一致させるには、銀河平均に対して著しく抑制された拡散係数（χ ≈ 0.06）を要することが示唆される。これは、CR源付近で強化された磁気乱流を示唆している。

ABSTRACT

GeV and TeV gamma rays have been detected from the supernova remnant W28 and its surroundings. Such emission correlates quite well with the position of dense and massive molecular clouds and thus it is often interpreted as the result of hadronic cosmic ray interactions in the dense gas. Constraints on the cosmic ray diffusion coefficient in the region can be obtained, under the assumption that the cosmic rays responsible for the gamma ray emission have been accelerated in the past at the supernova remnant shock, and subsequently escaped in the surrounding medium. In this scenario, gamma ray observations can be explained only if the diffusion coefficient in the region surrounding the supernova remnant is significantly suppressed with respect to the average galactic one.

研究の動機と目的

• W28超新星残骸周辺の分子雲からのガンマ線放射が、SNRから漏れ出た宇宙線のバリオン的相互作用によって生じるかどうかを特定すること。
• 特に銀河平均値からの逸脱を含め、W28周辺における宇宙線拡散係数の制約を求めること。
• CRの流れが磁気乱流を強化し、源付近で拡散を低下させることをテストすること。
• モデルがTeV（HESS）およびGeV（FERMI, AGILE）ガンマ線データの両方と整合するかどうかを評価すること。

提案手法

• 点源としてのSNRからのCR注入を仮定し、等方的かつ均一な拡散（D = χD_gal ∝ E^0.5）を想定して、CR拡散方程式を解く。
• CRの空間的分布をR_d = √(4Dt_diff)でモデル化し、R < R_dに対してf_CR ∝ ηE_SN / R_d^3を適用する。
• ガンマ線生成断面積およびスペクトルパラメータ化（Kamae et al. 2006）を用いて、CRと分子雲の相互作用による放射を計算する。
• HESSが観測した3つの分子雲からのTeVデータを同時にフィットして、χおよびηの制約を求める。
• 背景減算効果を考慮したFERMIおよびHESSのバンド幅スペクトルとモデル予測を比較する。
• CR脱出時間の不確実性および有限なSNRサイズの影響を考慮して、モデルの頑健性を評価する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 W28領域の分子雲からの観測されたガンマ線放射は、SNRから漏れ出た宇宙線のバリオン的相互作用によって説明可能か？
• RQ2 観測されたガンマ線スペクトルを再現するため、W28領域における宇宙線拡散係数χが銀河平均値に対してどの程度抑制されている必要があるか？
• RQ3 観測されたガンマ線の空間的分布およびスペクトルは、CR駆動乱流に起因する拡散の著しい抑制を示唆するか？
• RQ4 モデルはTeVおよびGeVガンマ線データの両方とどの程度整合するか？また、GeVエネルギー領域における制限は何か？
• RQ5 有限なSNRサイズと進化を考慮すると、低エネルギーCRに対して点源仮定が妥当か？

主な発見

• HESS J1801-233, J1800-240 A/Bの3つのTeVガンマ線源を同時にフィットするには、加速効率η = 30%を仮定した場合、χ ≈ 0.06が必要であり、銀河平均値に対して著しく抑制された拡散係数であることが示唆される。
• TeVエネルギーCRの拡散半径はR_d ≈ 60 pcと推定され、モデルが成立するためには、分子雲までの物理的距離がこの範囲内にある必要がある。
• FERMIおよびHESSのバンド幅ガンマ線スペクトルに対し、モデルは定性的に整合しており、特にCR背景および源の近接性を考慮した場合に顕著である。
• HESS J1800-240 AからのGeV放射が観測されないことは、雲がCR拡散半径（65 pc > 60 pc）を超過している場合にモデルと整合し、有意なCRフラックスが到達しないことを示唆している。
• 結果は、CR駆動乱流に起因する拡散の抑制を支持するが、CR脱出時間の不確実性および有限なSNRサイズの影響により、GeVバンドでの精度は制限される。
• 将来のCherenkov Telescope Arrayの観測により、残存する曖昧性が解消され、このメカニズムが他のSNR–分子雲系に対しても適用可能かどうかのテストが可能になると予想される。