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Gamma-ray pulsars

Gamma-ray pulsars. The sound of Crab. 29/May/2002 A.Asahara 研究室コロキウム. Today ’ s Talk. Contents. 1.Gamma-ray pulsars – observation summary – Major seven Candidate three EGRET unidentified source – Parks new catalog Pulsars at the highest energies 2.High-energy emission models

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Gamma-ray pulsars

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Presentation Transcript

  1. Gamma-ray pulsars The sound of Crab 29/May/2002 A.Asahara 研究室コロキウム

  2. Today’s Talk Contents 1.Gamma-ray pulsars – observation summary – • Major seven • Candidate three • EGRET unidentified source – Parks new catalog • Pulsars at the highest energies 2.High-energy emission models • Exercise! • Goldreich & Julian density • Overview • Problems • Build-up “GAP”. • Overview • Polar cap model • Outer gap model 3.Models say… • Spectral shape and cutoffs • Luminosities • Population study • TeV γ emission ? 4.Future prospects • Next generations -- GLAST, H.E.S.S, CANGAROO III, CheSS++ • Atacama –γ

  3. References • D.J.Tompson astro-ph/0101039 Observation • A.K.Harding astro-ph/0012268 Models and Predictions • Diego F.Torres et al. 2001, ApJ, 560,L155

  4. §1. Observation summary Example: Observation of Crab 1MeV – 30 MeV COMPTEL 20MeV – 10GeV EGRET 10GeV – 300GeV Unexplored 300GeV – 1TeV Whipple 1TeV – 50TeV CANGAROO EGRET COMPTEL Whipple * * CANGAROO 1MeV – 30 MeV COMPTEL 20MeV – 10GeV EGRET 10GeV – 300GeV Unexplored 300GeV - Upper limit only COMPTEL EGRET * Multi wave length spectrum of Crab pulsar (Kuiper et al. 2001)

  5. Number of pulsars • Radio • MeV-GeV Gamma(CGRO) • VHE Gamma(Air Cherenkov Telescope) ～1990 ～presence 558 (Taylor el al. 1993) Over 1000 (Camilo et al.2000) 6～10 (Tompson 2000) 0 1 (De Jager et al. 1988) 0 (Weekes et al. 1998)

  6. Q:“How many γ-ray pulsars are there?” A1: “At least six” Thompson astro-ph/0101039 Double peak with bridge

  7. Q :“How many γ-ray pulsars are there?” A2: “Ten pulsars” (Optimist?) Relatively Low significance ★Statistical Probability -9 Major 7 > 10 Candidate 3 ～10 -4

  8. Characteristics of 10 pulsars Magnetars ★High magnetic field # but not magnetar level ;-) 10 　～　10 gauss (about 9) 13 14 ★Relatively young age 10 　～ 10 year (about 9) 2 5 PSR0218+4232 (msec pulsar) ★High open field line voltage ～10 Volt (about ALL) 14 2 V=μΩ/c 2

  9. Other candidates Torres et al. astro-ph/0109228

  10. GLAST expected GLAST detect 500～1000 pulsars Model dependent PSR0218+4232 (msec pulsar) ★Population study Radio quiet or loud ? Young or old ? …..

  11. Pulsars at GeV region Cf. COMPTEL 0.1KeV – 30MeV Thompson astro-ph/0101039 Note: ★Dominated by one of the two pulses. ★Except PSR1706, dominated by the trailing pulse.

  12. High energy spectrum IC Sync 10counts(E>10GeV) Asahara and Mori 2001

  13. §2. γ線放射モデル • 練習問題 　–T(周期),T(～の変化率)だけから、ここまで引き出せます -- 観測量 星が安定であるためには、 遠心力 << 重力 (磁気双極子放射) (同じ式を積分してΩを 求め、Tの時間変化を導く) 白色矮星なら 速度分散 (dispersion measure)から 距離がわかる。 中性子星なら なので、中性子星ならOK。 パルサーは 詳しくは、G.Lyne and Graham-Smith “Pulsar Astronomy” がわかりやすい。 などなど。

  14. パルサーのまわりは真空でなく、プラズマが存在パルサーのまわりは真空でなく、プラズマが存在 • Ω・B 1 ρ= ------------- ------------------------------- 2 2 2πc [1 – ( Ωr / c ) sin　０ ] パルサー磁気圏の様子(1) Goldreich-Julian 密度 2001/10月 研究室コロキウム より • 圧力　<< 重力　<< 電磁気力 • Charged particle は外に噴出す • （中性プラズマは外にでれません) • 強磁場 -> particleは磁力線に凍結 • E・B = 0 定性的な理解 e+ or e- or ion N.S (導体) 電荷密度　= G.J密度 詳しくは Goldreich and Julian ApJ,157,1969 でも元ネタ論文より、”Black Holes, White Dwarfs, and Neutron Stars” (hear after B.W.N)の方が わかりやすい。

  15. Ω・B 1 ρ= ------------- ------------------------------- 2 2 2πc [1 – ( Ωr / c ) sin　０ ] パルサー磁気圏の様子(2) Electronが分布 E ⊥ B 磁力線　= 等電位線 ー Null 面(Ω・B = 0) 電荷密度0 Note. ★中性子星 外部の電場を打ち消すよう (導体内部は電場=0)、 電荷密度分布が変化。 (ただし微視的には分離していない) ★閉じた磁気圏: 同じく導体だが、この場合完全に 荷電分離するはず。 ＋ ion が分布 開いた磁力線 共回転できる磁力線 内部は中性子星と同じく、導体のようなモノ

  16. 疑問点 もし、光円錐内部で完全な荷電分離がなされているとしたら、、、、 磁極付近に存在するのは全て負電荷 ー Outer-flowは全て負電荷 ー ー ー ー 中性子星が帯電してしまう?? ー ＋ ＋ ＋ ＋ 電流は無限遠まで届かず、 十分遠方で閉じている。 ＋ J×Bの力 電流が流れ込む。 ＯＫ。 実際に観測ではパルサー風領域では プラズマの運動エネルギー　>> 磁場のエネルギー 光円錐内部 磁場のエネルギーが卓越 パルサー風領域 運動エネルギーが卓越 しかし、これではパルスはつくれない ※この仮説はある部分で真実かもしれない。しかし、 利用できる静電ポテンシャルのうち、いくらかが光円錐 内部で粒子加速に使われなければならない。

  17. Gapの形成 光円錐内部であっても、ρ=ρ でない箇所があるはず。 G.J EX1.磁極近く(polar cap) ★磁場構造から 電流は磁力線に沿って流れる。 電流密度は磁場の強さに比例。 しかし、値は一定。 ρ≠ρ E・B ≠0 G.J ★G.J電荷密度から 完全にG.Jをみたすような電荷密度分布の場合、 一般には電流密度は一定にならない。 (回転軸と磁軸が平行でない時) EX2.光円錐近くのNull 面近傍(Outer gap) Gap内では、もちろん ρ≠ρ G.J っていうか、ρ=0 E・B ≠0 F.Curtis Michel “Theory of Neutron Star Magnetospheres” より

  18. Polar cap model 歴史 First version Ruderman & Sutherland(1975) 以来、様々なバージョンが存在する。 Space Charge Limited Flow (SCLF) model IC induced Pair cascade (ICPC) model EX) N.S表面から、ionの放射を許す or 許さない カスケードを起こすPrimary の粒子がInverse Comptonor Curvature photon 放射に寄与するのが両極 or 一つの極 CRPC model Single polar cap (SPC) model Double peak with bridge　を実現するため ★Electron – positron pair 強磁場 GAPで加速されたelectronが、CRphoton (hが大きい時)、またはICphoton(hが小さい時) を出す。 - カスケード e γ + e Electronの一部は星に帰る。 帯電の心配無用。 * γ

  19. Outer Gap model First Outer gap model (Chang, Ho & Ruderman 1986) ２つのGAPから放射を仮定 スペクトルはOK。Light curveが合わない。 Romani and Yadigaroglu 1995 1つのGAPから。-> Light curveもOK。 (Double peak with bridge) ★Electron-positron pair 磁場はそんなに強くない Curvature photon + Polar capからのThermal X-ray Vela-like Non-thermal X-ray (synchrotronとか)Crab-like γ e γ + e

  20. 今日はここまでですが。。。 次回は2つのモデルの違いが観測データに どう反映されていくのか、みていきたいと思います。 （スペクトル、ルミノシティ、ポピュレーション、etc) 例 1.Spectral shape and cutoffs ★Polar cap の場合 強磁場 -> 数GeVでのone-photon pair production スペクトルのカットオフは激しい。 (Super-exponential) ★Outer gap の場合 Curvature radiation reaction (Cheng, Ho & Ruderman 1986) によって制限される。 普通のexponential cut off

  21. ここまでのまとめ • とりあえず、現在のところγ線パルサーは　Major 7つ、Minor 3つ　である。 • GLASTが無事あがれば、γ線パルサーの数は10倍～100倍に増える。 • 10GeV– 300GeV は非常に重要であるにもかかわらず、未開拓である。 • 同じハードγ領域でも、5GeV以上では、light curve がかなり違う。 • パルサー磁気圏はプラズマにみたされている。 • G.J電荷密度との不釣合いから、”GAP”が形成される。 • “GAP”の発達する場所は、磁極付近(polar cap)と、光円錐近傍の 　電荷中性面(outer gap)、の２つが提唱されている。

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