Gamma-ray pulsars

29/May/2002 A.Asahara研究室コロキウム

The sound of Crab

Contents1.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

Today’s Talk

References

D.J.Tompson astro-ph/0101039

A.K.Harding astro-ph/0012268

Observation

Models and Predictions

Diego F.Torres et al. 2001, ApJ, 560,L155

§1. Observation summary

Multi wave length spectrum of Crab pulsar(Kuiper et al. 2001)

Example: Observation of Crab

1MeV – 30 MeV COMPTEL20MeV – 10GeV EGRET10GeV – 300GeV UnexploredUnexplored300GeV – 1TeV Whipple1TeV – 50TeV CANGAROO

1MeV – 30 MeV COMPTEL20MeV – 10GeV EGRET10GeV – 300GeV UnexploredUnexplored300GeV - Upper limit only

EGRET

COMPTEL

Whipple

CANGAROO

EGRET

COMPTEL

**

*

Number of pulsars

Radio

MeV-GeV Gamma(CGRO)

VHE Gamma(Air Cherenkov Telescope)

～ 1990 ～ presence

Over 1000(Camilo et al.2000)

0 6 ～ 10(Tompson 2000)

1(De Jager et al. 1988)

0(Weekes et al. 1998)

558(Taylor el al. 1993)

Q:“How many γ-ray pulsars are there?”A1: “At least six”

○ ○ ○ ○ ○ × ○ Radio

○ × ○ × × × × optical

Thompson astro-ph/0101039

Double peak with bridge

Q :“How many γ-ray pulsars are there?”

A2: “Ten pulsars”

Relatively Low significance

Major 7 > 10Candidate 3 ～ 10

-9-4

★Statistical Probability

(Optimist?)

Characteristics of 10 pulsars

★★High magnetic fieldHigh magnetic field# but not magnetar level ;-) 10 　～　 10 　 gauss (about 9)

★★Relatively young ageRelatively young age10 　～ 10 　 year (about 9)

★★High open field line voltageHigh open field line voltage～ 10 　 Volt (about ALL)

PSR0218+4232(msec pulsar)

13 14

2 5

14

Magnetars

V=μΩ/c2 2

Other candidates

Torres et al. astro-ph/0109228

GLAST expected

PSR0218+4232(msec pulsar)

GLAST detect500 ～ 1000 pulsarsModel dependent

★Population study

Radio quiet or loud ?Young or old ?…..

Pulsars at GeV region

Note:★Dominated by one of the two pulses.★Except PSR1706, dominated by the trailing pulse.

Cf. COMPTEL0.1KeV – 30MeV

Thompson

astro-ph/0101039

High energy spectrum

10counts(E>10GeV)

Sync IC

Asahara and Mori 2001

§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

白色矮星なら

中性子星なら

パルサーは なので、中性子星なら OK 。

( 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 )

速度分散(dispersion measure) から距離がわかる。

などなど。詳しくは、 G.Lyne and Graham-Smith“Pulsar Astronomy”がわかりやすい。

パルサー磁気圏の様子 (1)

定性的な理解

パルサーのまわりは真空でなく、プラズマが存在

ρ 　 = ------------- --------------------------------Ω ・ B

2πc

1

[1 – ( Ωr / c ) sin 　０ ]2 2

Goldreich-Julian 密度

N.S e+ or e- or ion

1. 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 )

2. 強磁場 -> particle は磁力線に凍結　　　 E ・ B = 0

電荷密度　 = G.J 密度

2001/10 月研究室コロキウムより

( 導体 )

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。

パルサー磁気圏の様子 (2)

Electron が分布

ion が分布

Null 面 (Ω ・ B = 0)

ρ 　 = ------------- --------------------------------Ω ・ B

2πc1

[1 – ( Ωr / c ) sin 　０ ]2 2

電荷密度 0

ー

＋

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

開いた磁力線

E ⊥ B磁力線　 = 等電位線

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。

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、、、、

ー

ーーー

ーー

＋ ＋

＋＋ ＋

磁極付近に存在するのは全て負電荷

Outer-flow は全て負電荷

中性子星が帯電してしまう ??

J×B の力

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

電流は無限遠まで届かず、十分遠方で閉じている。

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

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。

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。

★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 )

ρ≠ρ G.J E ・ B ≠0

EX2. 光円錐近くの Null 面近傍 (Outer gap)

F.Curtis Michel“Theory of Neutron Star Magnetospheres”より

ρ≠ρ G.JGap 内では、もちろんっていうか、 ρ=0

E ・ B ≠0

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。

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 Compton 　 or Curvature photon放射に寄与するのが両極 or 一つの極

Space Charge Limited Flow (SCLF) model

IC induced Pair cascade (ICPC) model

CRPC model

★Electron – positron pair

Single polar cap (SPC) model

Double peak with bridge 　を実現するため

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

Electron の一部は星に帰る。

帯電の心配無用。

強磁場

γ

γ*

ee

-+

Outer Gap modelFirst 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 19951 つの GAP から。 -> Light curve も OK 。

★Electron-positron pair

(Double peak with bridge)

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

γ

e

e+

今日はここまでですが。。。

1.Spectral shape and cutoffs

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)

★Polar cap の場合

★Outer gap の場合Curvature radiation reaction(Cheng, Ho & Ruderman 1986)によって制限される。

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)

普通の exponential cut off

例

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。