井岡 邦仁 (KEK) 共同研究者： 川中宣太 (KEK)

Adriani+ 08 Positron excess above the predicted secondary Expected Secondary Positron Excess ⇒ Primary sources - Dark matter? - Astrophysical? ⇒ Many papers >400 Jul 06 - Feb e-, 9430 e+ Solar modulation

An Excess also in (e + +e - ) Spectrum Abdo+ 09 ATIC/PPB-BETS Peak+Cutoff ~600GeV DM? Fermi Smooth E -3 No peak Aug 08 – Jan 09 4M e-

Aharonian+ 09 ◉ Consistent with Fermi ◉ No ATIC peak (but not rule out) ◉ Steep at >1TeV Primary sources 有効面積大 5×10 4 m ~8.5×10 7 m 2 sr s ( )

視野・台数増 ⇒ 有効面積大 ⇒ より高エネルギー 計画 帯域 (GeV)  E/E e/p Exposure (m 2 sr s) CTA 2013~ 10~ 15,000 ??~ ? ~10 9 (1 yr) AMS ~ 1~1,000 GeV ~10 4 (×10 2 by TRD) 3×10 6 (1 yr) CALET 2013~ 1~10,000 ~2% (>100 GeV) ~10 5 4×10 6 (1 yr) 注 : シミュレーションで proton background の評価 ⇒ E~15% 不定性 ⇒ w/ LHCf ?

 (proton) ~1eV/cm 3 ~ 超新星残骸  (electron) ~10 -2 eV/cm 3  (positron) ~10 -3 eV/cm 3 ~ 0.1% of p 起源が不明 ガンマ線、電波  -2.7

e ± cooling We are here Positron source d<~1kpc Our galaxy e ± lose energy (cool) via inverse Compton and synchroton

Annihilation Decay DM e e e  Q ~ n 2 E cut ~ m DM ~3x cm 3 /s >3x cm 3 /s boost factor ~100 Q ~ n E cut ~ m DM /2  decay ~10 26 sec (>H -1 ) 郡さんのトーク

Shen 70; Aharonian+ 95; Atoyan et al. 95; Chi+ 96; Zhang & Cheng 01; Grimani 07; Yuksel+ 08; Buesching+ 08; Hooper+ 08; Profumo 08; Malyshev+ 09; Grasso+ 09 Kawanaka, KI & Nojiri 09; Shen & Berkey 68; Pohl & Esposito 98; Kobayashi+ 04; Shaviv+ 09; Hu+ 09; Fujita+KI 09; Blasi 09; Blasi & Serpico 09; Mertsch & Sarkar 09; Biermann+ 09 Propagatio n Delahaye+ 08; Cowsik & Burch 09 Heinz & Sunyaev 02 KI 08 GRB SNRPulsar x erg/SN ~ (1sec pulsar)/SN ~ erg/10 3 SN Cosmic-ray Nuclei energy Proton Comtami. Fazely+ 09; Schubnell 09  QSO

Power-law Spectrum B Burst-like injection

For a single burst with Atoyan+ 95, Shen 70 Power law spectrum Diffusion Energy loss by IC & synchro. Injection ← B/C ratio

d=1kpc (a) 0.9d50 erg 2d5 yr  =2.5 (b) Harder 0.8d50 erg 5.6d5 yr  =1.8 (c) Older 3d50 erg 3d6 yr  =1.8 We can fit the PAMELA data well KI 08

ATIC/PPB-BETS & Fermi/HESS d=1kpc (a) 0.9d50 erg 2d5 yr  =2.5 (b) Harder 0.8d50 erg 5.6d5 yr  =1.8 (c) Older 3d50 erg 3d6 yr  =1.8 KI 08

Due to cooling Independent of initial  max ATIC peak HESS cutoff KI 08

Case 1: pulsar-type decay Case 2: exponential decay

Cutoff width  cut  t~10 5 yr e -t decay  t~10 5 yr t -2 decay  t~10 4 yr t -2 decay Kawanaka+ 09 Cutoff width CTA

Kobayashi+ 04 CTA 現在見えているとは 限らない。 t< yr

分散 CTA t cool ~10 5 t SN ~10 5 Kawanaka+ 09

A single source ⇒ A relatively large anisotropy KI 08; Mao & Shen 72 Challenging DM clump Fermi~6×10 6 erg sr s CTA~10 9 erg sr s

Fujita, Kohri, Yamazaki, KI 09 Blasi+ 09 Anti-proton fraction SNR model: pp →  → e +,e - (w/ ISM/DC) Inevitably ⇒ anti-proton excess above ~100 GeV ⇒ AMS-02

Colin+ 09 e -, e +, , anti-p Moon shadow の位置が異なる ⇒ 分離可能 CTA: 150GeV~3TeV detection<5hr 月の散乱光が background

Mertsch and Sarkar 09 Hadronic models ⇒ Secondary Nuclei Excesses Titanium-to-iron ratio Boron-to-carbon ratio Z=22Z=5

Z~7-40 with  Z/Z~5% for 10~1000TeV Fe CTA PHYS-WP-heavy nuclei balloon/space shower

Source # ~ TeV e ⇒ IC ⇒ ~TeV  観測から 電子ソース E>10 48 erg ~0.5

F min ( 電子ソース ) ＠ 20kpc N ∝ R 2 ∝ F -1 閉じ込め ~10 5 yr 点源（カロリメトリック） ⇔ 柴田さん： diffuse

N ∝ R 2 ∝ F -1 閉じ込め ~10 ４ yr 閉じ込め中 エネルギーが 大きい場合 Diffusion coefficient などにもよる ~PSR J

電子・陽電子宇宙線の起源 Astrophysical? Dark Matter? 直接観測は今後進展 有効面積： CTA >> AMS-02, CALET ⇒ >TeV: Discreteness, Injection History 非等方性 : Single or Multiple pbar, Heavy: Hadronic or Leptonic TeV 電子ソース ⇒ TeV ガンマ線ソース 閉じ込め時間は短い ? or DM? サーベイ、広がったソース

PHYS-WP 計 23 人 Dark Matter / Fund. Physics 6 EBL / Cosmology 6 AGNs 9 CR / Clusters / Starbursts 8 MQ / Binaries 3 CR / SNRs / Mol. Clouds 11 PWNe 3 Pulsars / Glob. Clusters 3 MW / Transients / GRBs 7 Surveys / Sub-arrays 1 Extended / Diffuse Srcs. 4 Intensity Interferometry 0 DC Light / CR composition 1 ◉ まずは、論文を書くとき CTA について議論 ◉ CTA-Japan は後発 ◉ 長期的には組織的に 力を合わせたほうがいい ◉ アイデアが必要 - 論文を全員に回覧 - CTA-Japan Paper を 重要なものに関しては書く Task A, B の日本版 - …