Ускорение космических лучей и генерация нетеплового излучения в остатке сверхновой Кассиопея А В.Н.Зиракашвили, Ф.А.Агаронян. - презентация

1 Ускорение космических лучей и генерация нетеплового излучения в остатке сверхновой Кассиопея А В.Н.Зиракашвили, Ф.А.Агаронян

2 Ускорение КЛ ударными волнами Крымский 1977; Bell 1978 Замечательная особенность- степенной спектр ускоренных частиц =( +2)/( -1), где степень сжатия ударной волны, для сильных ударных волн =4 and =2 Максимальная энергия E max : D(E max ) 0.1u sh R sh Т.е. необходимо усиление магнитного поля для ускорения до эВ для Бомовской диффузии D=D B =cr g /3 Для молодых ОСН : u sh R sh ~10 28 см 2 с -1 а в Галактике D ~10 28 см 2 с -1 при Е~10 ГэВ, т.е. коэфициент диффузии КЛ должен быть сильно уменьшен вблизи фронта УВ

3 observations radio emission ν MHz = 4.6 B μG E e,GeV 2 E = 50 MeV – 30 GeV (100 GeV for IR) γ = 1.9 – 2.5 W e = – erg Ginzburg & Syrovatskii 1964 Shklovsky 1976 nonthermal X-rays ε keV = 1 B μG (E e /120 TeV) 2 ε max ~ 100 TeV SN1006 Koyama et al Cas A Allen et al RX J Koyama et al RX J (Vela jr) Slane et 2001 γ-rays (π 0 ) Ε = MeV γ Cygni, IC443 Esposito et al Sturner & Dermer 1996 TeV γ – rays electrons/protons ε max ~ 100 TeV SN1006 Tanimori et al 1998 RX J1713 Muraishi et al Aharonian et al Cas A Aharonian et al RX J (Vela jr) G ; G ; G … Aharonian et al e γ synchrotron e γ inverse Compton ε γ = ε 0 (E e /m e c 2 ) 2 p π0π0 γ SNR confirmed by HESS (2008) !

4 Рентгеновское изображение Кассиопеи А (Chandra)

5 Радио- изображение: Atoyan et al. 2000

6 Гэв-ное и ТэВ-ное гамма-излучение от Кассиопеи А также зарегестрировано Радио-изображение

7 Ускорение на обратной ударной волне? Вероятно имеет место в Cas A (Helder & Vink 2008) Все зависит от величины магнитного поля в выбросе (ejecta) B~R -2, 100 Гс при R=10 12 см Гс при R=10 19 cm=3 пк Поле может усилиться и стать радиальным – благоприятные условия для инжекции на обратной ударной волне +дополнительное усиление при развиттии нерезонансной потоковой неустойчивости (Bell 2004)

8 Численная модель нелинейного ускорения на ударных волнах (естественное развитие существующих моделей Berezhko et al. ( ), Kang & Jones 2006) Сферически симметричные уравнения гидродинамики+ уравнение переноса космических лучей Ускорение на внешней и обратной ударных волнах

9 Численные результаты

10 Зависимость физических параметров от радиуса Внешняя ударная волна не модифицирована давлением КЛ. В противном случае поток гамма- излучения в 10 раз превысил бы наблюдаемый (Fermi LAT). Наиболее вероятная причина – азимутальное магнитное поле звездного ветра, в котором внешняя ударная волна распространяется.

11 Спектры ускоренных частиц Х 10

12 synchrotron thermal bremsstrahlung IC pp Спектры электромагнитного излучения от Кассиопеи А

13 Выводы 1.Положение обратной ударной волны в остатке сверхновой Cas A соответствует взрыву типа IIb с небольшой массой выброса 2.2 солнечных масс и энергией взрыва 1.7·10 51 эрг. Внешняя ударная волна движется по плотному звездному ветру предсверхновой (красный гигант) с массовым расходом 2.2·10 -5 солнечных масс в год. 2.Наблюдаемое рентгеновское, гамма и радио-излучение удовлетворительно объясняется в рассматриваемой модели с ускорением частиц на внешней и обратной ударной волне. Основная часть излучения производится на обратной ударной волне. Внешняя ударная волна доминирует только в радиодиапазоне и в жестком рентгене. 3. Внешняя ударная волна не модифицирована давлением КЛ. В результате максимальная энергия ускоренных протонов порядка 10 ТэВ в настоящий момент. Энергия «колена» ТэВ для Кассиопеи А. 4.Сверхновые типа IIb рассматриваются как наиболее перспективный кандитат для ускорения КЛ до энергий «колена» и выше. Однако внешняя ударная волна должна быть для этого модифицирована давлением КЛ. В остатке Кассиопея А это не так, что вероятно связано с азимутальным магнитным полем звездного ветра. 5.Возможно, что более перспективными для ускорения до высоких энергий являются сверхновые типа Ib. Быстрый ветер звезды Вольфа-Райе непосредственно перед взрывом сверхновой этого типа сметает звездный ветер красного гиганта и разрушает азимутальную геометрию магнитного поля. Несферический взрыв сверхновой типа IIb также вероятно приводит к ускорению до более высоких энергий.