[論文レビュー] Positrons from pulsar winds

Pasquale Blasi, Elena Amato|arXiv (Cornell University)|Jul 27, 2010

Astrophysics and Cosmic Phenomena参考文献 4被引用数 12

ひとこと要約

本稿では、特に衝撃波を形成する高速パルサーの周囲にあるパルサー風 Nebula（PWN）が、はくちゅう陽電子の主要な源である可能性を提案している。SNRを脱出後、これらのパルサーは終端衝撃波を介して電子・陽電子対を効率的に加速でき、減速指数が2.5の場合、30–50%の効率で加速可能であり、ダークマターまたは特異な源を仮定しなくても、PAMELAが観測した陽電子過剰を自然に説明できる。

ABSTRACT

Pulsars, or more generally rotation powered neutron stars, are excellent factories of antimatter in the Galaxy, in the form of pairs of electrons and positrons. Electrons are initially extracted from the surface of the star by the intense rotation induced electric fields and later transformed into electron-positron pairs through electromagnetic cascading. Observations of Pulsar Wind Nebulae (PWNe) show that cascades in the pulsar magnetosphere must ensure pair multiplicities of order $10^{4}-10^{5}$. These pairs finally end up as part of the relativistic magnetized wind emanating from the pulsar. The wind is slowed down, from its highly relativistic bulk motion, at a termination shock, which represents the reverse shock due to its interaction with the surrounding ejecta of the progenitor supernova. At the (relativistic) termination shock, acceleration of the pairs occurs, as part of the dissipation process, so that the cold wind is transformed into a plasma of relativistic non-thermal particles, plus a potential thermal component, which however has never been observed. As long as the pulsar wind is embedded in the supernova remnant these pairs are forced to escavate a bubble and lose energy adiabatically (because of the expansion) and radiatively (because of magnetic and radiation fields). We discuss here the observational constraints on the energy and number content of such pairs and discuss the scenarios that may allow for the pairs to escape in the interstellar medium and possibly contribute to the positron excess that has recently been detected by the PAMELA satellite. Special attention is dedicated to the case of Pulsar Bow Shock Nebulae. The pairs produced in these objects may be effectively carried out of the Supernova Remnant and released in the Interstellar Medium. As a result, Bow Shock Pulsar Wind Nebulae might be the main contributors to the positron excess in the Galaxy.

研究の動機と目的

• パルサー、特に高速パルサーが宇宙線陽電子の顕著な源であるかどうかを調査すること。
• PAMELAが観測した陽電子過剰の原因として、パルサー風 Nebula が実際に有効な源であるかどうかを評価すること。
• パルサーがそのSNRを脱出後、陽電子の生成と脱出の効率を特定すること。
• 1つの天体的源モデルで観測された電子および陽電子スペクトルを同時に説明できるかを検証すること。
• 高エネルギー粒子加速器やダークマター崩壊が原因であれば予想されるはずの過剰な反プロトンが観測されない理由を説明すること。

提案手法

• 電磁カスケードを介してパルサー磁気圏で生成される電子・陽電子対のエネルギーおよび粒子含量をモデル化すること。
• パルサーからの相対論的風がSN噴出物と相互作用し、対を加速する終端衝撃波を形成するダイナミクスをシミュレートすること。
• パルサー風 Nebula の膨張する空洞内での対の進化を、断熱的および放射的エネルギー損失を考慮して分析すること。
• パルサーがSNRを脱出後、開放的かつ閉じ込められていない幾何学的構造を持つ衝撃波 Nebula を介して対が効率的に宇宙空間に脱出する仕組みを評価すること。
• 時間平均および空間平均のSN発生率を用いて、銀河間空間に注入される電子および陽電子のフラックスを計算すること。
• FermiおよびPAMELAの観測スペクトルに、SN前線衝撃波とパルサー風の寄与を組み合わせ、平坦な注入スペクトル（E⁻¹からE⁻¹.⁸）を用いてフィッティングすること。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 パルサー、特に高速パルサーがPAMELAの陽電子過剰を説明するのに十分な量の陽電子を生成できるか？
• RQ2 パルサーがSNRを脱出後、パルサー風 Nebula からの陽電子生成および脱出効率はどの程度か？
• RQ3 パルサー由来の電子および陽電子スペクトル形状は、FermiおよびPAMELAの観測結果とどのように一致するか？
• RQ4 高エネルギー陽電子源が存在するにもかかわらず、反プロトンの過剰が観測されないのはなぜか？
• RQ5 パルサー風モデルは、電子および陽電子スペクトルの両方を同時に一貫して説明できるか？

主な発見

• 減速指数n=2.5のパルサーでは、Fermiの電子スペクトルとPAMELAの陽電子比の両方を説明するには、わずか30–50%の効率で十分である。
• 電気双極子的減速（n=3）の場合は、必要な効率はわずか約1%にとどまるが、これは現実的ではなく、より高い効率を必要とするメカニズムの存在を示唆している。
• 衝撃波 Nebula の開放的幾何学的構造により、相対論的対が宇宙空間に効率的に脱出可能であり、検出可能な宇宙線寄与が得られる。
• このモデルは、PWNで観測された平坦な注入スペクトル（E⁻¹からE⁻¹.⁸）を自然に説明でき、ダークマターを仮定せずPAMELAの陽電子分率と一致する。
• パルサー風 Nebula とSN前線衝撃波の寄与を組み合わせることで、広いエネルギー範囲にわたる観測された電子スペクトルをよく再現できる。
• 反プロトンの過剰がないのは自然に説明でき、同じ加速メカニズムでは顕著な反プロトンフラックスが生成されない。