[論文レビュー] Kinetic theory of cosmic ray and gamma-ray production in supernova remnants expanding into wind bubbles

Evgeny Berezhko, H. J. Voêlk|arXiv (Cornell University)|Feb 22, 2000

Astrophysics and Cosmic Phenomena被引用数 11

ひとこと要約

本稿は、星風によって形成された風バブル内に拡張する超新星残骸（SNR）における宇宙線（CR）およびガンマ線生成の運動論的モデルを開発し、非線形CRの逆作用と衝撃波の幾何学的形状を考慮した。その結果、CRは爆発エネルギーの20–40%を効率的に吸収し、最大エネルギーが約10¹⁴ eVに達する硬いパワーロー法則スペクトル（γ ≈ 2.0–2.1）を形成するが、低密度の風バブルではガンマ線放射が著しく抑制される。ただし、前身星が赤超巨星（SN II）の場合、30 kpcまでの距離で数百年間にわたりTeV線が検出可能である可能性がある。

ABSTRACT

Abbreviated Abstract: A kinetic model of particle acceleration in supernova remnants (SNRs) is extended to study the cosmic ray (CR) and associated high energy gamma-ray production during SN shock propagation through the inhomogeneous circumstellar medium of a progenitor star that emits a strong wind. The wind forms a low-density bubble surrounded by a swept-up shell of interstellar matter. Gamma rays are produced as a result of decay of pions which in turn are the result of collisions of CRs with nuclei of the thermal plasma. The time evolution of the SNRs is followed numerically, taking into account the nonlinear backreaction of the accelerated CRs. Examples typical for SN type Ib and SN type II explosions are considered. Apart from the confirmation of the known fact that acceleration is extremely rapid and that the upper momentum cutoff is reached almost immediately after the explosion due to the high wind magnetic field, it is also shown that the CRs are accelerated with high efficiency. The CR energy spectrum, ultimately produced in the SNRs, has a power law form with index = 2.0 to 2.1 in a wide energy range up to a maximum energy which is about 10^14 eV if the CR diffusion coefficient is as small as the Bohm limiting value. However, the expected pi^0-decay gamma-ray flux is considerably lower than in the case of a uniform interstellar medium; a relatively high gamma-ray luminosity in the TeV band, detectable at distances of several kpc, is only expected in the case of a relatively dense ISM with a number density above 10/cc.

研究の動機と目的

• 前身星の星風によって形成された不均一な周囲星間物質中に拡張する超新星残骸（SNR）における宇宙線（CR）加速と関連するガンマ線放射をモデル化すること。
• 低密度の風バブルと高密度の殻の存在が、核反応による中性π粒子崩壊を通じて生じるCR加速効率とガンマ線生成に与える影響を調査すること。
• 非線形CR逆作用、衝撃波の変形、およびアルヴェーン波の散逸が、CRスペクトルとガンマ線の輝度をどのように決定するかを検討すること。
• SN型II（赤超巨星前身星）とSN型Ib（ワルフ＝レーマン星前身星）の高エネルギーガンマ線放射の検出可能性を比較すること。

提案手法

• エネルギー依存性を持つ拡散係数を組み込んだ拡散的衝撃加速を含む、宇宙線分布関数の輸送方程式を解くための運動論的手法を用いる。
• CR逆作用による衝撃波の変形を自己無撞着に取り入れ、時間に依存する衝撃波速度と進化するプリカリブス構造を含む。
• プリカリブス内でのアルヴェーン波の散逸が、熱いプラズマを加熱し、超熱的粒子の加速プロセスへの注入を可能にする。
• ガンマ線フラックスは、CRと殻内の熱的プラズマ核との非弾性核反応に続く中性π粒子（π⁰）崩壊から計算される。
• 定常衝撃波速度を仮定して、類似解を用いて方程式系に適用し、類似変数における時間に依存しないプロファイルを導出する。
• 数値シミュレーションによりSNRの時間発展を追跡し、自由拡張期から断熱期への移行を含み、CRエネルギー予算とスペクトル形状に注目する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 風バブルの存在が、SNRにおける宇宙線加速の効率とスペクトル形状にどのように影響を与えるか？
• RQ2 非線形CR逆作用と衝撃波の変形が、最大CRエネルギーとスペクトルを決定づける役割を果たすか？
• RQ3 風バブルと均一な星間媒体との間で、中性π粒子崩壊に起因するガンマ線輝度はどのように異なるか？
• RQ4 風バブル内のSNRが検出可能なTeVガンマ線放射を発生させる条件は何か？また、その持続時間はどの程度か？
• RQ5 CRスペクトルと組成はエネルギーと時間とともにどのように変化するか？また、それは前身星の星風組成をどのように反映するか？

主な発見

• 注入率がη = 10⁻³の場合、周囲星間環境のパラメータに応じて、宇宙線は爆発エネルギーの20%～40%を吸収する。
• CR運動量スペクトルは、広いエネルギー範囲で指数γ = 2.0～2.1のパワーロー法則に従い、拡散係数がボーム限界にある場合、最大エネルギーは約10¹⁴ eVに達する。
• 低密度星間媒体における風バブル内では、中性π粒子崩壊に起因するガンマ線フラックスが、均一なISMよりも著しく低くなる。
• SN型II（赤超巨星前身星）の場合、1 kpcの距離でTeVガンマ線フラックスが約300年間、10⁻⁹ cm⁻² s⁻¹を超えるため、現在の機器で30 kpcまでの距離で検出可能となる可能性がある。
• SN型Ibの場合、ISM密度が0.3 cm⁻³未満であれば、TeVガンマ線フラックスは10⁻¹¹ cm⁻² s⁻¹未満にとどまり、高閾値アレイによる非検出が説明できる。
• ボーム拡散下では、ガンマ線スペクトルのカットオフエネルギーは約10¹³ eVであり、多くの現在のガンマ線望遠鏡の感度閾値を下回っているため、検出不能な要因の一部が説明できる。