[論文レビュー] Turbulence and Particle Acceleration in Giant Radio Halos: the Origin of Seed Electrons

Anders Pinzke, S. Peng Oh+1 more|arXiv (Cornell University)|Mar 26, 2015

Astrophysics and Cosmic Phenomena被引用数 5

ひとこと要約

本論文は、巨大な電波ハローのフェルミII加速モデルに必要な初期相対論的電子を生成するための3つの実現可能なメカニズムを提案する：(1) より平坦な乱流エネルギー分布、(2) 宇宙線陽子のストリーミングによる平坦な二次電子分布の生成、(3) $K_{\text{ep}} \sim 0.1$ の高い一次電子加速効率。3つのシナリオとも、コマ銀河団の観測された平坦な電波輝度プロファイルとスペクトル形状を再現し、乱流再加速モデルにおける長年の欠落を解消する。

ABSTRACT

About 1/3 of X-ray-luminous clusters show smooth, unpolarized radio emission on ~Mpc scales, known as giant radio halos. One promising model for radio halos is Fermi-II acceleration of seed relativistic electrons by turbulence of the intracluster medium (ICM); Coulomb losses prohibit acceleration from the thermal pool. However, the origin of seed electrons has never been fully explored. Here, we integrate the Fokker-Planck equation of the cosmic ray (CR) electron and proton distributions in a cosmological simulations of cluster formation. For standard assumptions, structure formation shocks lead to a seed electron population which produces too centrally concentrated radio emission. Instead, we present three realistic scenarios that each can reproduce the spatially flat radio emission observed in the Coma cluster: (1) the ratio of injected turbulent energy density to thermal energy density increase significantly with radius, as seen in cosmological simulations. This generates a flat radio profile even if the seed population of CRs is steep with radius. (2) Self-confinement of energetic CR protons can be inefficient, and CR protons may stream at the Alfven speed to the cluster outskirts when the ICM is relatively quiescent. A spatially flat CR proton distribution develops and produces the required population of secondary seed electrons. (3) The CR proton to electron acceleration efficiency K_ep ~ 0.1 is assumed to be larger than in our Galaxy (K_ep ~ 0.01), due to the magnetic geometry at the shock. The resulting primary electron population dominates. Due to their weaker density dependence compared to secondary electrons, these primaries can also reproduce radio observations. These competing non-trivial solutions provide incisive probes of non thermal processes in the high-beta ICM.

研究の動機と目的

• 巨大電波ハローのフェルミII加速モデルにおける初期相対論的電子の起源という長年の問題を解決すること。
• 宇宙論的シミュレーションによる銀河団形成過程が、観測された電波ハローに適した空間的・スペクトル的特性を持つ初期電子集団を自然に生成できるかどうかを特定すること。
• バリオン衝突による二次電子または衝撃加速による一次電子が、コマのような銀河団における観測された平坦な電波輝度プロファイルとシンクロtronスペクトルを再現できるかどうかを検証すること。
• 乱流、宇宙線ストリーミング、および強化された電子加速効率が初期電子問題の解決策として実現可能かどうかを評価すること。

提案手法

• 銀河団形成の高解像度宇宙論的シミュレーションにおいて、宇宙線電子および陽子分布のFokker-Planck方程式を同時に解く。
• 宇宙論的流体力学から得られるシミュレートされた熱的および非熱的性質（密度、温度、磁場、乱流）を用いて、粒子輸送および加速をモデル化する。
• 構造形成過程における一次電子および陽子の衝撃加速（拡散衝撃加速（DSA）を含む）と、p-p衝突による二次電子生成を組み込む。
• 空間的に変化する乱流エネルギー分布を用いて初期電子の乱流再加速をモデル化し、特に半径依存性に注目する。
• 静穏なICM領域における宇宙線陽子のアルフェン速度でのストリーミングを考慮し、自己閉じ込めと平坦なCR分布をもたらす。
• 1.4 GHzおよび352 MHzでのシミュレートされたシンクロtron放射プロファイルを観測結果と比較し、潜在的なキャリブレーションオフセットを補正する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 宇宙論的シミュレーションにおける構造形成衝撃波が、巨大電波ハローの平坦な電波輝度プロファイルを説明するのに十分な空間的広がりとスペクトル的性質を持つ初期電子集団を生成できるか？
• RQ2 宇宙線陽子からの標準的二次電子モデルが、コマ銀河団のような銀河団における観測放射を再現できるか。あるいは、そのようなCR陽子分布がシミュレーションと整合しない可能性はないか？
• RQ3 ICM内での宇宙線陽子ストリーミングが、観測された電波ハローのプロファイルに一致する平坦な二次電子分布を生成できるか？
• RQ4 一次電子が支配的となり、観測された電波スペクトルおよび表面輝度を再現するために必要な加速効率 $K_{\text{ep}}$ はどの程度か？
• RQ5 乱流エネルギー密度の半径分布に関する異なる仮定が、シミュレートされた電波ハロの形状およびスペクトルにどのように影響するか？

主な発見

• 構造形成衝撃からの宇宙線陽子に基づく標準的二次電子モデルは、観測された平坦な電波輝度プロファイルを再現できない。これは、得られる二次電子分布が中心に集中しているためである。
• 従来の仮定よりもより平坦な乱流エネルギー密度の半径分布を採用することで、急峻な初期電子分布であっても、空間的に平坦な電波放射プロファイルを生成できる。
• 静穏なICM領域における宇宙線陽子のアルフェン速度でのストリーミングは、CRの平坦な分布をもたらし、その結果、観測と一致する平坦な二次電子初期集団が生成される。
• 一次電子集団の $K_{\text{ep}} \sim 0.1$（銀河系と比べて顕著に高い）を仮定することで、コマ電波ハローのスペクトル的および空間的プロファイルの両方を再現できる。これは密度依存性が弱いためである。
• 提案された3つのモデル（M-turbulence、M-streaming、M-primaries）は、いずれもコマ銀河団の観測された凸型の曲がった電波スペクトルを再現可能であり、それぞれ衝撃加速効率に $\zeta_{\text{p}} < 0.15$、$\zeta_{\text{p}} < 0.05$、$\zeta_{\text{e}} < 0.004$ の制約が得られる。
• シミュレートされた1.4 GHzプロファイルと観測プロファイルの差異は、10%のフラックスキャリブレーションオフセットによって解消可能であり、これは単一電波望遠鏡観測におけるシステム的誤差の可能性を示唆するが、理論モデル自体の欠陥ではない。