S散潮搠Works桯瀠o渠䝡lؖ - PDF document

S散潮搠Works桯瀠o渠䝡l慣tic P桹sic猠wit栠VERITAS † † ††† † ††† † ††† † ††† † ††† † ††† † ††† ⁍慹‸,′〱4 Sp慴楡氠d楳t物扵tionf⁧慭浡­牡礠敭楳獩o渠f牯m 祯畮木楳栩⁳異敲湯癡⁲敭n慮ts 却数桥n P.⁒eyn潬摳ⰠN䌠却ate U. G347.3ⴰ.5 ⡡歡 R堠䨱713⤠⡈.䔮匮匮 2007) ICC䵂 model ⠱ Te嘩 I.  C污獳e猠of Te嘠獵pernova remnants II. What can we 汥arn w楴h 獰at楡氠楮format楯n?  III. Model楮g 楮homogeneous sour捥s S散潮搠Works桯瀠o渠䝡l慣tic P桹sic猠wit栠VERITAS † † ††† † ††† † ††† † ††† † ††† † ††† † ††† ⁍慹‸,′〱4 T敖 s異e牮ov愠牥m湡湴猠⡓乒s) ㄮ  Old敲 SNR猠i湴敲慣ti湧 wit栠d敮獥  m潬散畬慲 条猺 桥r攬 圵ㄠ捯m灬數  (MAGIC; Alek獩 +㈰ㄲ).  M慹 i湶olv攠 敳ca灩湧 CR猠慨敡搠潦 s桯ck ㈮ P畬獡r­wi湤 湥b畬慥  (湯t 灲潰敲l礠SNR猩  (HESS t敡m ㈰ㄲ) ㌮  Yo畮木i獨) SNRs i渠l潷  摥nsity r敧i潮猺 f慳t s桯捫s,  湥wl礠慣捥l敲at敤 灡rticl敳 (V敬愠Jr.: HESS t敡m ㈰〷) S散潮搠Works桯瀠o渠䝡l慣tic P桹sic猠wit栠VERITAS † † ††† † ††† † ††† † ††† † ††† † ††† † ††† ⁍慹‸,′〱4 † †† †††††† H⹅⹓.S⸠潢s敲v敳‴⁳桥ll SNR猠慴⁔eV 敮er杩es 䜳4㜮㌭〮5 噥l愠䩲. R䍗‸6 华‱0〶 R体AT ASCA S散潮搠Works桯瀠o渠䝡l慣tic P桹sic猠wit栠VERITAS † † ††† † ††† † ††† † ††† † ††† † ††† † ††† ⁍慹‸,′〱4 Cas A Tycho ⸮.慮d⁖ERITAS⁩渠瑨eo牴h S散潮搠Works桯瀠o渠䝡l慣tic P桹sic猠wit栠VERITAS † † ††† † ††† † ††† † ††† † ††† † ††† † ††† ⁍慹‸,′〱4  ††††††† †† M慸im畭 °ȃȄԆȇ°μ́ࠆ∝∝ਇμ °θ఍ฏ°ဎขlȄဒμഃ° Di晦u獩on㨠   晰‽ ° 捯浭onl礠as獵浥d,⁳o   ‱/° Rapid⁡捣elera瑩on 景爠high  (獨o捫⤮ ⁃u瑯f晳: 1⸠⁡ge ⡯r⁳i穥⤠o映牥mnan琺† max  (獨o捫) 2  ­1 2⸠a捫映sca瑴ering⁡bo癥⁳ome  ⡍HD⤺  max  3⸠⁲adia瑩veo獳e猠(ele捴牯n猠onl礩㨠  max  (獨o捫⤠ ­1/2 ­1/2    䥮⁡ll⁣a獥s,⁥a獩l礠rea捨‱0₱‱00⁔eV. So ob獥r癩ng⁦requenc礠a琠whi捨 獰e捴牵洠rolls晦 gi癥猠in景r浡tionn 牥mnan琠p牯pe牴ie献 † S散潮搠Works桯瀠o渠䝡l慣tic P桹sic猠wit栠VERITAS † † ††† † ††† † ††† † ††† † ††† † ††† † ††† ⁍慹‸,′〱4 剡摩a瑩癥⁰牯捥獳敳 One  hadronic  proce獳:  ­deca礮   Only potential evidence for  cosmic­ray ion猠in SNR献    Distinguishing feature:  70 MeV “bump.”  Three  leptonic  proce獳es.     Synchrotron radiation:   Important from radio to soft X­rays. Flux          fixe猠only combination of magnetic field, electron energ礠density     Bremsstrahlung:   Can be important from 獯ft X­ray to TeV. Constrained           above 100 MeV where same electrons produce radio s祮chrotron      Inver獥­Compton:   Pre獥nt wherever relati癩獴ic ele捴rons are present          through ICCMB.  Detection gi癥s electron energy directly, allows          inference of B from 獹nchrotron fluxe献  All of these 浡y cont物bute to high­ene牧y photon emission f牯m SNRs S散潮搠Works桯瀠o渠䝡l慣tic P桹sic猠wit栠VERITAS † † ††† † ††† † ††† † ††† † ††† † ††† † ††† ⁍慹‸,′〱4 W桡琠捡渠w攠l敡r渠晲潭⁳瑵摹ing⁳畣栠潢j散瑳? Require knowing whether TeV emis獩on i猠from  pion decay  or  inver獥­Compton emi獳ion  ( hadronic  or  leptonic ) (or even bremsstrahlung 1.   Firm up evidence for ion acceleration and its properties 2.   Find ma硩mum (ion) energies:  not limited by radiative losses 3.  Con獴rain other shock physics:  effi捩ency?  dependence on       other ph祳i捡l parameters:  shock velo捩ty, shock obliquity 4.  Test diffusion models 5.   Infer magnetic field, filling factor S散潮搠Works桯瀠o渠䝡l慣tic P桹sic猠wit栠VERITAS † † ††† † ††† † ††† † ††† † ††† † ††† † ††† ⁍慹‸,′〱4 呹p楣a氠獰ectra氠calcu污t楯n:  homogeneous source Par慭整敲s:   magn整ic­fi敬d 獴r敮gth  (f潲 s祮捨r潴r潮 敭i獳io温 numb敲 敦fici敮cy  (fracti潮 潦 t桥rm慬 i潮猠t桡t 来t 慣cel敲慴敤) 歟e:  r敬慴ivi獴i挠敬散tron/ion r慴io  (1 GeV CR猠慴  Earth:  ~〮〲)  ma硩mum 敮敲gy for ions  (s整 批  , 摩ff畳ion 捯敦fi捩敮t, 獨潣k 癥l潣it礬 r敭湡nt 慧e, si穥) ma硩mum 敮敲gy for 敬散trons  (摩ff敲敮t if limit敤  批 r慤i慴ive los獥猩 卩浰汩獴i挠p慲瑩捬攠s灥捴牡㨠s楮g汥⁰o睥爭污睳 w楴栠數p潮e湴楡氠捵瑯晦猠 S散潮搠Works桯瀠o渠䝡l慣tic P桹sic猠wit栠VERITAS † † ††† † ††† † ††† † ††† † ††† † ††† † ††† ⁍慹‸,′〱4 Ty灩捡l湥­z潮攠晩瑳⁴漠r慤i漠—呥V扳敲癡瑩o湳  䵡湤敬慲t稠☠Tj畳′〱㌠慲塩瘺1㌰1⸲㐳㝶1 S散潮搠Works桯瀠o渠䝡l慣tic P桹sic猠wit栠VERITAS † † ††† † ††† † ††† † ††† † ††† † ††† † ††† ⁍慹‸,′〱4 H慺慲dsfn攭zo湥
ꩺe牯ⵄ먩 浯摥汳 Radio image (1.4 GHz, ATCA) of G347.3­0.5 S散潮搠Works桯瀠o渠䝡l慣tic P桹sic猠wit栠VERITAS † † ††† † ††† † ††† † ††† † ††† † ††† † ††† ⁍慹‸,′〱4 H慺慲摳fn攭zo湥 ⢪ze牯ⵄ먩 浯摥汳 Radio image (1.4 GHz, ATCA) of G347.3­0.5, with ROSAT contour Poor correlation of radio, X­ray 獨ould give pause to attempts to fit a uniform­source model! Sparse nature of radio synchrotron may suggest small filling fa捴or  for  H.䔮匮匮 i浡ge (2007) S散潮搠Works桯瀠o渠䝡l慣tic P桹sic猠wit栠VERITAS † † ††† † ††† † ††† † ††† † ††† † ††† † ††† ⁍慹‸,′〱4 Why m楧ht 睥 expect spat楡l variation猿 1.  Rad楡氠癡r楡t楯n猠are 捥rtain汹       expe捴ed (e.g., steep drop 楮        dens楴礠to睡rd 楮ter楯r of Sedo瘠       blast wa癥)      2.  Even round remnants 捡n ha癥       污rge den獩t礠variat楯ns out獩de! T祣桯 i渠X­r慹s C桡湤ra T祣桯 慴 ㈴  S灩瑺敲 ;  Willi慭猫㈰ㄳ) D敮獩t礠扥桩湤⁔yc桯's b污獴⁷慶e 癡物es  by  晡c瑯r ~ 10 
条畧e搠批⁴e浰e牡瑵牥 潦  獨o捫⵨e慴敤⁤u獴⤮† S散潮搠Works桯瀠o渠䝡l慣tic P桹sic猠wit栠VERITAS † † ††† † ††† † ††† † ††† † ††† † ††† † ††† ⁍慹‸,′〱4 Spat楡氠癡r楡tions II:  Magnetic ob汩qu楴y SNR encountering uniform magneti挠field:  獨o捫  velocit礠makes 癡rying obliquit礠angle  Bn  with upstream magnetic field. Quasi­pa牡llel  shocks are e硰e捴ed to allow  easier injection  of particles into shoc欠acceleration. But  quasi­pe牰endicula爠 shocks may allow  浯牥 牡pid accele牡tion  to high energie献  ­­ At the lea獴,   is la牧e爠by shock co浰牥ssion 牡tio where  Bn  縠90 (fa捴or 4, larger for efficient 獨o捫s).  Influences acceleration rate, radiative­loss rates. S散潮搠Works桯瀠o渠䝡l慣tic P桹sic猠wit栠VERITAS † † ††† † ††† † ††† † ††† † ††† † ††† † ††† ⁍慹‸,′〱4 Va物慴楯n映r潬l潦映f牥q略ncy w楴h⁡zi浵瑨 䵩c敬i et⁡l.′0〹⁁♁Ⱐ5〱Ⱐ㈳9:† 塍䴭乥wton Rolloff frequen捹 varies by fa捴or 縱0; highe獴 where rims are brightest Not 捬ear if high­rolloff rims are poles or equator!  But strong variation in maximum energies i猠clearl礠required. S散潮搠Works桯瀠o渠䝡l慣tic P桹sic猠wit栠VERITAS † † ††† † ††† † ††† † ††† † ††† † ††† † ††† ⁍慹‸,′〱4 Pre癩ous 睯rk:  s祮捨rotron, I䍃MB with obl楱u楴y­dependen捥 SPR ㄹ9㠺 ㄠGHz D祥r+0ㄺ  ㄠTeV ICCMB Orl慮摯+㈰1ㄺ  MHD + 癡rio畳 慳獵m灴i潮s 慢o畴 潢liq畩ty­d数敮摥湣e 潦 i湪散tion S散潮搠Works桯瀠o渠䝡l慣tic P桹sic猠wit栠VERITAS † † ††† † ††† † ††† † ††† † ††† † ††† † ††† ⁍慹‸,′〱4 䥭慧攠m潤敬i湧⁡琠ㄠT敖㨠⁨慤r潮ic 䉥獨汥y ☠健瑲畫′〱㈺†浯摥l猠景爠华‱0〶 慴‱⁔e嘮†䅳獵浥 捯n獴a湴 䈠桯物穯湴慬⸠ 呯p 牯w:ⁱ畡獩⵰a牡汬敬⁩湪e捴i潮.†䉯t瑯m 牯w:†q畡獩⵰敲灥湤楣畬慲⸠  S散潮搠Works桯瀠o渠䝡l慣tic P桹sic猠wit栠VERITAS † † ††† † ††† † ††† † ††† † ††† † ††† † ††† ⁍慹‸,′〱4 ⸮⹡湤⁶敲礠r散敮瑬y Ferrand et al. 2014 arXiv:1405.0614: Couple nonlinear shock model to 3D h祤rodynami捳.  Here:  0.01 – 10 TeV integrated ICCMB emission .   Left column: no shock modification  b礠cosmic ray献  Top row:  no extra amplification of  magnetic field.  S散潮搠Works桯瀠o渠䝡l慣tic P桹sic猠wit栠VERITAS † † ††† † ††† † ††† † ††† † ††† † ††† † ††† ⁍慹‸,′〱4 Ex灬ori湧 spatial/s灥ctral variati潮s:     spher楣al汹 s祭metr楣 (1­䐩 mode汳 of             bremsstrahlung, I䌬 ­decay Assume a  dynamical subst牡te :  here Sedov dynamics At shock, endow each fluid element with  population of        牥lativistic ions and elect牯ns  (may depend on obliquity) Calculate  浡xi浵洠ene牧y  mi  fo爠ions  based on remnant age       or e獣ape (free parameter) Calculate  浡xi浵洠elect牯n ene牧y  me  from radiati癥 losses,       if lower than  mi Evolve pa牴icle dist物butions behind the shock  due to adiabatic       e硰ansion, radiative lo獳es on electrons Calculate  浯del i浡ges  with raster­scan of line­of­sight integrations       of emis獩癩ties for all four proce獳es Integrate over image for  spatially integ牡ted spect牵m Magnetic field may va特 a牯und 物洺    “1.5 D” 浯del  (dynamics        don't 捡re) S散潮搠Works桯瀠o渠䝡l慣tic P桹sic猠wit栠VERITAS † † ††† † ††† † ††† † ††† † ††† † ††† † ††† ⁍慹‸,′〱4 An楳otrop楣 d楦fusion:  quas椭perpendicu污r favor楴ism Along field:  assume “Bohm­like” diffusion, mfp   gyroradius with proportionality constant  . A捲oss field lines, expect  ηଌ 1. So have different parallel and perpendi捵lar diffusion coefficients if  η > 1 (and mean field is well ordered).  Combine:                 °∝ [r c/3](捯s 2  Bn  + sin 2  Bn  /(1 +  )) Additional obliquity­dependence from different upstream and  downstream residence times.   Result: a捣eleration time猠can easily 癡ry by fa捴or of 10 around SNR shoc欮    S散潮搠Works桯瀠o渠䝡l慣tic P桹sic猠wit栠VERITAS † † ††† † ††† † ††† † ††† † ††† † ††† † ††† ⁍慹‸,′〱4 Potent楡氠effects of var楡t楯ns of B, acce汥ration t業e Synch牯t牯n 牡diation:   clear morphologi捡l effects.  Spectrum rolloff” i猠go癥rned by maximum energy. But e癥n if B i猠not involved in emissivit礬 獥e effect猺 IC:   Not only lo捡tion of IC peak, but po獳ible suppre獳ion from Klein­Nishina effe捴猠(highe獴­energ礠electrons, where photon energ礠in electron re獴­frame ~  : effect猠become significant  for  E 㸠30 TeV).  Highest­energy IC emission is reduced. 0  ­decay e浩ssion:   Higher maximum energy mean猠spectrum e硴ends further. S散潮搠Works桯瀠o渠䝡l慣tic P桹sic猠wit栠VERITAS † † ††† † ††† † ††† † ††† † ††† † ††† † ††† ⁍慹‸,′〱4 S潭攠敡rl礠r敳畬瑳㨠⁉⸠⁉m慧敳⁡琠㄰〠M敖 Bㄠ= 10 ⴴ  Bㄠ= 3 x ㄰ ⴶ  扲em獳tra桬畮g          IC from CMB 灨潴潮猠                Uniform up獴ream magnetic field B1 in plane of sky, vertical.  v  ~ 3000 歭/献 S散潮搠Works桯瀠o渠䝡l慣tic P桹sic猠wit栠VERITAS † † ††† † ††† † ††† † ††† † ††† † ††† † ††† ⁍慹‸,′〱4 ⸮⹡湤⁡琠ㄠT敖 扲em獳tra桬畮g          IC from CMB 灨潴潮猠                B1 = ㄰ ­4  B1 = ㌠砠㄰ ­6  S散潮搠Works桯瀠o渠䝡l慣tic P桹sic猠wit栠VERITAS † † ††† † ††† † ††† † ††† † ††† † ††† † ††† ⁍慹‸,′〱4 B1 = ㄰ ­4  B1 =  ㌠x ㄰ ⴶ  T潴慬 im慧攠㄰〠M敖 Spectra氠獨apes and tota氠images can vary with  T潴慬 im慧攠ㄠT敖 S散潮搠Works桯瀠o渠䝡l慣tic P桹sic猠wit栠VERITAS † † ††† † ††† † ††† † ††† † ††† † ††† † ††† ⁍慹‸,′〱4 ㄠT敖,  ­摯mi湡瑥d ㄠT敖,⁉C­摯mi湡t敤 C潮瑲a獴i湧⁲慤i慬⁰r潦il敳 S散潮搠Works桯瀠o渠䝡l慣tic P桹sic猠wit栠VERITAS † † ††† † ††† † ††† † ††† † ††† † ††† † ††† ⁍慹‸,′〱4 䥮瑥杲慴敤⁳灥捴r愠捡渠摩晦er⁳ub獴慮瑩慬ly R慮来 潦 捯湤iti潮s 慴 diff敲敮t  灯獩tio湳 獵灥r灯獥s 摩ff敲敮t sp散tr愮  H敲e, i湴敧rat敤 獰散trum 潦  i湶敲獥­C潭灴潮  捯m灯湥湴  摩ff敲s 摲astically 扥tw敥渠 桯m潧e湥潵s 慮搠ㄮ㔭D m潤敬s. S散潮搠Works桯瀠o渠䝡l慣tic P桹sic猠wit栠VERITAS † † ††† † ††† † ††† † ††† † ††† † ††† † ††† ⁍慹‸,′〱4 Can bremsstrahlung ever dominate at 1 TeV? Need high relativistic electron/ion ratio (CRs at 1 GeV: ~ 0.02; need 㸠0.15 here).  But then, yes.  (Model:   B1  㴠10  G,  = 10 cm ­3 .) S散潮搠Works桯瀠o渠䝡l慣tic P桹sic猠wit栠VERITAS † † ††† † ††† † ††† † ††† † ††† † ††† † ††† ⁍慹‸,′〱4 C潮c汵獩潮s⁡n搠愠睡牮i湧 1. TeV studies of 祯ung SNRs 捡n gi癥 important information       on the physics of particle a捣eleration to high energie猬 and       on the conditions in SNR献 2.  There are good reasons to expect both radial and azimuthal       inhomogeneities in these SNRs. 3.  Such inhomogeneities can produce 獵b獴antially different       integrated spectra as well as morphologies.   4.  Modeling these inhomogeneities is just beginning.  More        sophisticated ac捥lerated­parti捬e 獰e捴ra need to be        merged with modeling of spatial variations. 5.  Spatiall礠resolved TeV 獰e捴ro獣opy ma礠be needed to       unravel these comple硩ties!