Ускорение космических лучей и генерация нетеплового излучения в остатке сверхновой Кассиопея А

Ускорение КЛ ударными волнами
Крымский 1977; Bell 1978
Замечательная особенность-степенной спектр ускоренных частиц γ=(σ+2)/(σ-1), где σ степень сжатия ударной волны, для сильных ударных волн σ=4 and γ=2
Максимальная энергия Emax : D(Emax)~0.1ushRsh
Т.е. необходимо усиление магнитного поля для ускорения до 1015 эВ
для Бомовской диффузии D=DB=crg/3
Для молодых ОСН : ushRsh ~1028 см2 с-1
а в Галактике D ~1028 см2 с-1 при Е~10 ГэВ, т.е. коэфициент диффузии КЛ должен быть сильно уменьшен вблизи фронта УВ

observations
radio emission
νMHz = 4.6 BμGEe,GeV2
E = 50 MeV – 30 GeV
(100 GeV for IR)
γ = 1.9 – 2.5
We = 1048 – 1049 erg
Ginzburg &
Syrovatskii 1964
Shklovsky 1976
nonthermal X-rays
εkeV = 1 BμG(Ee/120 TeV)2
εmax ~ 100 TeV
SN1006 Koyama et al. 1995
Cas A Allen et al. 1997
RX J1713-39 Koyama et al. 1997
RX J0852-46 (“Vela jr”) Slane et 2001
γ-rays (π0)
Ε = 30-3000 MeV
γ Cygni, IC443
Esposito et al. 1996
Sturner & Dermer 1996
TeV γ – rays
electrons/protons
εmax ~ 100 TeV
SN1006 Tanimori et al 1998
RX J1713 Muraishi et al. 2000
Aharonian et al. 2004
Cas A Aharonian et al. 2001
RX J0852-46 (“Vela jr”)
G338.3-0.0; G23.3-0.3; G8.7-0.1…
Aharonian et al. 2005
e
γ
synchrotron
e
γ
inverse Compton
εγ = ε0(Ee/mec2)2
p
π0
γ
SNR
confirmed
by HESS (2008) !

Рентгеновское изображение Кассиопеи А (Chandra)

Радио-изображение:
Atoyan et al. 2000

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

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=1012 см -
10-12 Гс при R=1019cm=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)

Численная модель нелинейного ускорения на ударных волнах
(естественное развитие существующих моделей Berezhko et al. (1994-2006), Kang & Jones 2006)
Сферически симметричные уравнения гидродинамики+ уравнение переноса космических лучей
Ускорение на внешней и обратной ударных волнах

Численные результаты

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.

Спектры ускоренных частиц
Х 10

synchrotron
thermal bremsstrahlung
IC
pp
Спектры электромагнитного излучения от Кассиопеи А