[论文解读] Can Cosmic Rays Heat the Intergalactic Medium?

Saumyadip Samui, Kandaswamy Subramanian+1 more|arXiv (Cornell University)|May 30, 2005

Astrophysics and Cosmic Phenomena参考文献 2被引用 3

一句话总结

本文提出，早期星系中超新星和星系外流产生的宇宙射线（CR）质子可显著加热星际介质（IGM），抵消绝热冷却效应，并解释在红移 $ z \sim 2 $–$4 $ 时观测到的 IGM 温度 $10^4$–$3\times10^4$ K。该模型表明，宇宙射线加热可使高红移 IGM 温度与早期再电离相容，即使在 $ z \approx 10 $ 时，也能通过宇宙射线能量沉积维持热能。

ABSTRACT

Supernova explosions in the early star forming galaxies will accelerate cosmic rays (CRs). CRs are typically confined in the collapsed objects for a short period before escaping into the intergalactic medium (IGM). Galactic outflows can facilitate this escape by advecting CRs into the IGM. An outflow that results in a termination shock can also generate more CRs. We show that the CR protons from the above processes can significantly affect the thermal history of the IGM. Within plausible range of parameters, cosmic ray heating can compensate for adiabatic cooling and explain the measured IGM temperature at redshifts z between 2 to 4, even with early reionization.

研究动机与目标

• 调查宇宙射线（CR）加热是否能解释高红移（$ z \sim 2 $–$4 $）时星际介质（IGM）的观测热状态。
• 解决由 WMAP 所暗示的早期再电离与观测 IGM 温度之间的矛盾，否则由于绝热冷却，IGM 温度将过低。
• 评估超新星和终端激波产生的宇宙射线在通过能量沉积维持 IGM 温度方面的作用。
• 在真实的宇宙学条件下，建模宇宙射线从星系传播至 IGM 时的光谱演化与能量损失。

提出的方法

• 采用标准平坦 $\Lambda$CDM 宇宙学模型，参数为 $\Omega_m=0.27$，$\Omega_b=0.04$，$H_0=70$ km s⁻¹ Mpc⁻¹，以模拟 IGM 热演化。
• 利用观测的恒星形成率密度 $R(z)$、每单位恒星质量的超新星率 $f_{\rm SN}$ 和超新星能量 $10^{51}$ erg，结合效率 $\epsilon=0.15$，计算宇宙射线质子的注入速率。
• 将宇宙射线质子能谱建模为幂律形式 $n(p)dp \propto p^{-q}dp$，其中 $q=2.2$，并利用包含库仑、电离和绝热损失的能量损失方程进行演化。
• 通过速率方程 $-d\beta/dt$ 跟踪宇宙射线能量损失，其中包含电子密度 $n_e$、中性氢密度 $n_{\rm HI}$ 和宇宙膨胀效应。
• 从能量损失率 $dE/dt$ 和宇宙射线数密度 $N_{\rm CR}(\beta,z,z_0)$ 计算宇宙射线加热率 $\Gamma_{\rm CR}$，并对其动量进行积分。
• 求解热演化方程 $d\cal E/dz = 5\cal E/(1+z) - \Gamma_{\rm CR}$，以推导 $T(z)$，假设 IGM 均匀且在再电离红移 $z_r$ 处初始温度为 $T(z_r)$。

实验结果

研究问题

• RQ1 超新星和星系外流产生的宇宙射线加热能否解释在 $ z \sim 2 $–$4 $ 时观测到的 IGM 温度 $10^4$–$3\times10^4$ K？
• RQ2 如果再电离发生得如此之早（$ z \approx 10 $），宇宙射线加热在多大程度上可补偿 IGM 中的绝热冷却？
• RQ3 预测的 IGM 温度对高红移星系中宇宙射线约束（单位面积质量）的敏感性如何？
• RQ4 星系外流的终端激波在宇宙射线注入和后续 IGM 加热中起什么作用？
• RQ5 宇宙射线加热能否消除再电离的热记忆，从而调和早期再电离与高温观测之间的矛盾？

主要发现

• 宇宙射线加热可在 $ z \sim 2 $–$4 $ 时维持 IGM 温度在观测范围内（$10^4$–$3\times10^4$ K），即使再电离早至 $ z \approx 10 $。
• 对于逃逸星系的宇宙射线谱，其单位面积质量 $\lesssim 10$ g cm⁻² 时，模型可重现观测到的 IGM 温度，且在 $ z=0 $ 时预测 $U_{\rm cr} \sim 6\times10^{-3}$ eV cm⁻³。
• 在考虑绝热损失（情形 II）或终端激波（情形 III）的模型中，由于低能宇宙射线高效注入，IGM 温度更高，分别在 $ z=0 $ 时达到 $U_{\rm cr} \sim 1.5\times10^{-4}$ 和 $5.7\times10^{-4}$ eV cm⁻³。
• 即使采用类似银河系的约束（$x=10$ g cm⁻²），只要宇宙射线加速效率 $\epsilon$ 达到 $0.3$–$0.4$，宇宙射线加热即可匹配观测结果，与激波加速模型一致。
• 引入宇宙射线加热后，IGM 温度在 $ z \sim 2 $–$4 $ 范围内可保持在 $10^4$ K 以上，尽管存在强烈的绝热冷却，表明宇宙射线是一种可行的加热机制。
• 模型表明，宇宙射线能量密度和 IGM 温度对恒星形成率标度因子 $\eta$ 敏感，但由于电离辐射逃逸分数的补偿效应，温度仍保持稳健。