[论文解读] 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 5

一句话总结

本文提出了三种在巨大射电 halo的费米II型加速模型中生成种子电子的可行机制：(1) 更平坦的湍流能谱分布，(2) 宇宙射线质子运动导致产生平坦的次级电子分布，(3) 主要电子加速效率提升至 $K_{\text{ep}} \sim 0.1$。三种情景均能重现室女座星系团观测到的平坦射电亮度分布与谱型，解决了湍流再加速模型中长期存在的理论缺口。

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.

研究动机与目标

• 解决巨大射电 halo 费米II型加速模型中种子相对论性电子起源的长期难题。
• 确定星系团形成过程的宇宙学模拟是否能自然产生具有正确空间与谱型特征的种子电子种群，以解释观测到的射电 halo。
• 检验由强子相互作用产生的次级电子或由激波加速产生的初级电子是否能重现室女座星系团等天体中观测到的平坦射电亮度分布与同步辐射谱。
• 评估湍流、宇宙射线质子运动以及提升电子加速效率作为解决种子电子问题的可行性。

提出的方法

• 在高分辨率星系团形成宇宙学模拟中，同时求解宇宙射线电子与质子分布的福克-普朗克方程。
• 利用宇宙流体动力学模拟得到的热与非热性质（密度、温度、磁场、湍流）来建模粒子输运与加速过程。
• 在结构形成过程中引入初级电子与质子的激波加速，包括扩散性激波加速（DSA）以及通过质子-质子碰撞产生的次级电子。
• 使用空间可变的湍流能谱分布来模拟种子电子的湍流再加速，特别关注径向依赖性。
• 在平静的星系团介质（ICM）区域考虑宇宙射线质子以阿尔文速度运动，导致自束缚并形成平坦的宇宙射线分布。
• 将模拟得到的352 MHz与1.4 GHz同步辐射发射轮廓与观测结果进行比较，并考虑潜在的校准偏差。

实验结果

研究问题

• RQ1 在宇宙学模拟中，结构形成激波是否能产生具有足够空间扩展性与合适谱型的种子电子种群，以解释巨大射电 halo 的平坦射电亮度分布？
• RQ2 基于结构形成激波产生的宇宙射线质子所假设的次级电子模型，是否能重现室女座星系团等星系团中的观测射电发射？若不能，所需的宇宙射线质子分布是否与模拟结果不一致？
• RQ3 ICM 中宇宙射线质子以阿尔文速度运动，是否能导致次级电子的平坦分布，从而匹配观测到的射电 halo 分布？
• RQ4 初级电子的加速效率 $K_{\text{ep}}$ 需达到多大，才能使初级电子主导并重现观测到的射电谱与表面亮度？
• RQ5 对湍流能密度径向分布的不同假设，如何影响模拟得到的射电 halo 形态与谱型？

主要发现

• 基于结构形成激波产生的宇宙射线质子的次级电子标准模型，无法重现观测到的平坦射电亮度分布，因为由此产生的次级电子分布过于集中于中心区域。
• 若采用比以往假设更平坦的湍流能密度径向分布，即使种子电子分布本身较陡，也能产生空间上平坦的射电发射轮廓。
• 宇宙射线质子在平静ICM区域以阿尔文速度运动，可导致宇宙射线分布平坦，进而产生与观测一致的平坦次级电子种子种群。
• 若初级电子的加速效率 $K_{\text{ep}} \sim 0.1$（显著高于银河系中的值），则能同时重现室女座星系团射电 halo 的谱型与空间分布，因其对密度的依赖性更弱。
• 所提出的三种模型——M-湍流、M-质子运动与M-初级电子——均能重现室女座星系团观测到的凸形射电谱，对激波加速效率的约束分别为 $\zeta_{\text{p}} < 0.15$、$\zeta_{\text{p}} < 0.05$ 与 $\zeta_{\text{e}} < 0.004$。
• 模拟与观测在1.4 GHz轮廓上的差异，可能通过10%的流量校准偏差得到解释，提示单天线观测中可能存在系统误差，而非理论模型本身存在缺陷。