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宇宙線伝搬と diffuse emission

宇宙線伝搬と diffuse emission. 　　 柴田　　徹 ( 青学大理工 ). 01/Oct/’09. 講義内容：. 1) 宇宙線とは. 2) 銀河構造と宇宙線伝播. 3) 核素過程と電磁素過程. 4) 基本方程式. 5) 一次成分解（一次核、電子）. from source. 6) 二次成分解（二次核、 g , . . . ）. 2 - ry products. ( diff. compo. ). 7) 観測データとの比較. 8) open questions. 1) 宇宙線とは.

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宇宙線伝搬と diffuse emission

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Presentation Transcript

  1. 宇宙線伝搬とdiffuse emission 　　 柴田　　徹 (青学大理工) 01/Oct/’09

  2. 講義内容： 1) 宇宙線とは 2) 銀河構造と宇宙線伝播 3) 核素過程と電磁素過程 4) 基本方程式 5) 一次成分解（一次核、電子） from source 6) 二次成分解（二次核、g , . . .） 2-ry products (diff. compo.) 7) 観測データとの比較 8) open questions

  3. 1) 宇宙線とは ◎　　裸の原子核（陽子、ヘリウム核、. . . . 、鉄核、. . . ）、電子 ◎　　反粒子（反陽子、反ヘリウム核？、 反炭素核？、陽電子、. . . ） 広い意味での宇宙線 ◎　　ニュートリノ、光子（電波、赤外、 X 、γ ） 　◎　　エネルギーが非常に高い（天与の加速器） 　＝＞　世界最大の加速器（LHC）の1万倍以上のエネルギーも観測されている。 ◎　　エネルギーの高い宇宙線は急激に数が減る（逆２乗則で減少する） • 　一次宇宙線：　宇宙空間から地球に飛来する宇宙放射線　 • ◎ • 二次宇宙線：　一次宇宙線が大気と衝突して生成される

  4. 大気中での宇宙線の振る舞い 　膨大な電子群 （電子シャワー） 　　　光を発する （シンチレーション光） 　（チェレンコフ光）

  5. 宇宙線全粒子スペクトル 電子成分 (～1/100) FNAL LHC

  6. エネルギー収支： 宇宙線微分強度 = dI/dE cm-2sec-1sr -1GeV-1 ∫ エネルギー密度 = (4p/c) × E[dI/dE]dE ～1eV/cm3 全エネルギー　～1eV/cm3 ×pr2h disk体積 d d ～1055erg 必要なパワー～1055 erg/107y 宇宙線寿命 ～3 ×1040erg/sec SN爆発パワー～1051~52 erg/30y 爆発頻度 ～1041~42erg/sec

  7. 2)銀河構造と宇宙線伝播

  8. ガス密度の r-依存性 SS SS

  9. [H2 + HI] 密度の r-依存性 SS SS SS

  10. 光子スペクトル 核成分に対しては透明 ガウス分布 プランク分布 : :

  11. with

  12. 光子エネルギー密度の r-依存性 SS

  13. Leaky-Box model Gas density : uniform CR source : uniform CR density : uniform - - exp(-x/x)orexp(-t/t) ◎ very simple with only one parameter !!! (average path length , x, or residence time ,t ) well mixed in Galaxy (no anisotropy in CR’s) ◎but validonly for stable CR’s !!! (not valid for isotope, g, X, radio)

  14. Dh : Diff. coeffi. Dh : Diff. coeffi. (constant) (constant) nh : Gas density nh : Gas density Ginzburg-Ptuskin model (Diffusion-halo model) halo 2 ～3 kpc SS Dg : Diff. coeffi. disk (constant) .2 ～.3 kpc ng : Gas density 20 ～30kpc halo 2 ～3 kpc

  15. 3)銀河内での宇宙線素過程 s (E0, E) が必要 - ◎ 粒子生成(p+Hp, K, p, p,…) １）強い相互作用 ◎ 原子核破砕(C+H B, Be ,..,+X) 10 - ◎ 粒子崩壊(pm +n, me+n +n,…) ２）弱い相互作用 ◎ 原子核崩壊(Be Be ,…) 10 9 ◎ 電離損失、◎制動放射、 ３）電磁相互作用 ◎ シンクロトロン放射、 （◎p 02g） ◎ 逆コンプトン散乱、 ◎dark matter (DM)消滅 ,… ４）novel sources ◎primordial black hole (PBH)

  16. 4)基本輸送方程式 < H > = < Huni > CRの閉じ込め H = Huni + Hran < Hran > = 0 CRの散乱-拡散 1 磁気雲 3 l1pc ～ vM ～20km/s v～c CR D = cl ～ 3×1028 cm2/s

  17. random walk: 源 [cm-3sec-1GeV-1]

  18. 銀河内での一般的な宇宙線輸送方程式 E変化 崩壊 i粒子の密度 源 衝突 with j i衝突 j i崩壊 平均エネルギー損失と平均利得の和　 エネルギー変化の揺らぎ

  19. energy loss of electrons in ISM bremsstrahlung ionization ～constant with free parameter in the case of charged CR’s (but g-rays)

  20. [H2 + HI] 密度の r-依存性 SS

  21. energy loss of electrons in ISRF synchrotron Klein-Nishina IC by CMB IC by IR with

  22. in the case of electrons (but g-rays & radios) KN-effect 1kpc 1kpc free parameters

  23. comparison between with and without approx.

  24. comparison between with and without approx.

  25. energy gain 衝突確率 +(vM /c)E 1 +vM /c ：正面衝突 DE = E´- E = -(vM /c)E 1 -vM /c ：追突 DE = 2(vM /c)2E （Fermi の２次加速） k-2+a 磁気雲 （Kolmogorov) vM～20km/s E´ vM CR E; v～c

  26. total energy-loss of electrons in ISM and ISRF ISM ISRF

  27. energy-loss (-gain) of electrons at SS energy-gain

  28. 5) 一次成分解（一次核、電子） diffusion : source :

  29. interstellar environment perturbative terms path length for (for HE) Astrophysics Nuclear physics

  30. ; ;

  31. 6) 二次成分解（二次核、g, radio, . . .） emissivity of secondary products at r : (IC の場合) 一次成分 二次成分生成率 (e, p, He ,…) (p, B, Be,g, X, n…) 10 生き残り確率 intensity for charged components :

  32. g Intensity for -ray (radio) components : ;

  33. _ emissivity of e∓’s, γ’s, p’s from cosmological origin emission site ? ; qDM(r) ??? E-spectrum ? ; fDM(E)

  34. electronflux at SS emissivity at r ´ Green function for (survival probability) astronomical origin and/or cosmological one

  35. g-ray flux at SS

  36. 7) 観測量との比較 [7-1] CR-hadronic components ●1-ry rich components (p, He, …, Fe) ●2-ry stable components (Li, Be, B,…) ●2-ry unstable components (10Be, 26Al, …) ● antiprotons key parameters for CR’s: ● (disk-to-halo ratio) ● (average path length at SS) or ● (reacceleration efficiency) ●

  37. normalized CR density atSS Energy spectra for 1-ry components 2.6-2.8

  38. secondary-to-primary ratio

  39. radio-nuclide abundance ratios ◎, normalized to : halothickness note 15-20% uncertainty ins-frag. : isotope spread Galactic plane

  40. antiproton-to-proton ratio

  41. Summary for CR hadronic components : ● (Kolmogorov-type) (disk-to-halo ratio) ● (average path length at SS) or ● (reacceleration efficiency) ●

  42. [7-2] electron components

  43. [7-3] diffusive g -ray component ●　hadron-induced note !!! _ n(r) , ●electron-induced _ e(r) , ,

  44. estimation of the extragalactic-g’s (EGRET) EG-g

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