Fermi-LAT Study of Cosmic-rays/Diffuse Gamma-rays and Implications on Particle Physics Mar. 7, 2011 @ Kyoto Univ. Tsunefumi Mizuno (Hiroshima Univ.) On behalf of the Fermi-LAT collaboration Fermiによるガンマ線観測の話 英文タイトル

Fermi衛星による広がったガンマ線・ 宇宙線電子の観測と基礎物理への制限 2011年3月7日 @ 京都大学基礎物理研究所 水野　恒史 (広島大学理学部) On behalf of the Fermi-LAT collaboration 日本語にすると、、、 Fermi = ガンマ線衛星による 空間的に広がったガンマ線放射と 宇宙線電子の 観測および解釈

Outline Introduction Fermi LAT instrumentation Galactic Diffuse Gamma-rays Behind the diffuse gs: EGB and DM search Cosmic-ray Electrons 広がったガンマ線、宇宙線電子の観測の導入 Fermiの観測装置 以下は観測の話 　天の川銀河からの広がったガンマ線放射 　背景に広がる放射：系外からの放射と系内外DMからの信号の探査 　宇宙線電子(主に宇宙物理)

Gamma-ray Sky GeV gamma-ray sky = Point sources + Diffuse Gamma-rays >=80% of g-rays Vela Geminga おととし発表した全天ガンマ線マップ 銀河座標 銀河面が水平の帯 明るいガンマ線源： 　かに星雲、パルサー 　銀河面のパルサー 　系外の活動銀河核 「実は」広がったガンマ線放射が主成分 Crab 3c454.3 Fermi-LAT 1 year all-sky map

What makes Diffuse g-rays? InterStellar Medium InterStellar Radiation Field Diffuse Gamma-rays = Cosmic-rays x (ISM, ISRF) Galactic plane 広がったガンマ線は何をみているのか？ Planckによるマイクロ波マップ =「星間ガスのマップ」 よく似ている ガンマ線＝宇宙線陽子と星間ガスの反応 宇宙線(陽子電子)星間ガス、星間光子の反応 nearby gas in high latitude Planck microwave map = ISM gas

Gamma-ray Sky GeV gamma-ray sky phys. processes are well understood GeV gamma-ray sky ~ Diffuse Gamma-rays = CRs x (ISM, ISRF) ここまでの復習 ガンマ線宇宙 ~ 広がったガンマ線放射 ~ 宇宙線と星間ガス、光子 「物理」はよく分かっている。不定性は主に「天文」 Fermi-LAT 1 year all-sky map

Why are they important? Diffuse Gamma-rays are “probe” to study Galactic CRs and ISM “foreground” to study exotic physics, e.g., signal from dark matter (DM) extragalactic g-ray background (EGB) annihilation or decay new source classes or DM signal なぜ重要なのかはおのずと分かってくる 宇宙線および星間物質をプローブ 　主成分である陽子、水素を調べることができる 標準パラダイムを超えた現象に対するバックグラウンド 　対消滅、崩壊による系内DMの探査。 　EGB:系外背景ガンマ線放射 新種のガンマ線天体の探査、系外DMの探査 2つの例を紹介 Fermi-LAT 1 year all-sky map

Example: GeV Excess (EGRET Era) EGRET (1991-2000) reported excess emission when compared with a standard diffuse g-ray model variety of explanations including DM signal E2 x Flux G ~ 2.7 (CR protons) excess 例その１：広がったガンマ線 「GeV超過信号」 1990年代に活躍したEGRET検出器(pre-Fermi) 標準的な予想に対する超過を発見 横軸縦軸 宇宙線陽子のベキ2.7になるはず 「GeV超過信号」 様々な解釈 0.1 1 10 GeV Hunter+97

Example: GeV Excess (Fermi Era) EGRET GeV excess not confirmed. However, Fermi data allow us investigating more subtle “anomalies” (and detailed study of CRs/ISM) E2 x Flux EGRET Fermi-LAT 残念ながらFermiによって否定 青がEGRET。赤のFermiには「超過」がない しかしFermiは感度大きく向上 はるかに微細な超過や欠損を研究することが可能。 詳しくは後半で Abdo+09 PRL 103, 251101 G ~ 2.7 0.1 1 10 GeV

Fermi-LAT as Electron Detector Fermi-LAT reported a harder CR e- + e+ spectrum compared with a conventional model highest statistics: 4.5 M events (6 months) E3 x Flux 第２の例 宇宙線電子で（ある種の）超過が見つかった 横軸がエネルギー。縦軸がフラックス。 青は従来の標準モデル 統計が他のミッションより圧倒的によい 僅かな「ずれ」も検知できる。 Fermi Data (2009) Abdo+09 PRL 102, 181101 10 100 1000 GeV

Fermi-LAT as Electron Detector Fermi-LAT reported a harder CR e- + e+ spectrum compared with a conventional model Lots of interpretations (astrophysical and exotic) Fermi e- + e+ PAMELA e+ ratio + 同時期にPAMELAによる「陽電子比超過」 様々な解釈が提案 宇宙物理：近傍の強い陽電子源天体 物理：DM対消滅、崩壊 = DM? Nearby objects?

Fermi-LAT as Electron Detector Fermi-LAT reported a harder CR e- + e+ spectrum compared with a conventional model Lots of interpretations (astrophysical and exotic) … and the paper is highly cited 2009 Jan. – 2010 Sep. 宇宙物理&物理で多くの論文 =>たくさんのcitation Fermiコラボレーション会議の資料： 2009/1~2010/9 カタログなどを抑えtopに

Fermi-LAT Instruments まず装置の話 次いで観測の詳細

Fermi Launch Fermi=LAT+GBM Cape Canaveral Air Station @ Florida Launched on June 11, 2008 Science Operation on Aug 4, 2008 Orbit: 565 km, 26.5o (low BG) 5-yr mission (10-yr goal) Fermi=LAT+GBM 2008年6月打ち上げ 初期運用でその場に 科学観測を8月に開始 低周回軌道=低いバックグラウンド ミッションライフは5年、目標10年 LAT + GBM Fermi = LATとして進める Cape Canaveral Air Station @ Florida 14

Fermi-LAT Collaboration France Italy Japan Sweden US Hiroshima Univ. Tokyo Tech ISAS/JAXA Waseda Univ. Tokyo Univ. Nagoya Univ. Aoyama Gakuin Univ. 日米欧の国際協力ミッション 日、米、仏、伊、瑞 +個人でも参加する著名な研究者有 広大ほか７機関 運用、論文で高いアクティビティ 日本が本格参加した初のガンマ線ミッション ~400 members

Large Area Telescope Pair-conversion type g-ray telescope 20 MeV- 300 GeV Tracker: Si-strip detectors direction measurement ~200 um pitch => high precision tracking ACD: plastic scintillators BG rejection 対生成を利用したガンマ線検出器 飛跡からガンマ線の到来方向を e-/e+のエネルギーからガンマ線のエネルギーを 3つのサブシステム ACD: BG除去 TKR: 方向測定 CAL: エネルギー測定 優れた特徴 ACD: self-vetoを抑える TKR: 高い分解能と広い視野 CAL: 高いエネルギーまで測定 segmented tiles => prevent self-veto Calorimeter: CsI scintillators Energy measurement hodoscopic crystals => shower profile

Large Area Telescope Pair-conversion type g-ray telescope Tracker: Si-strip detectors direction measurement シリコンストリップ検出器はLATの鍵 HPK + 広大で開発。加速器で培われた技術 低ノイズ 高い品質 LATの性能を飛躍的に向上 Key-element of LAT, developed by HPK and Hiroshima Univ. Low-noise (~2.5nA/cm2) High-quality (dead strip: <0.01%) ~106 channels in total SSD

Performance of the LAT Large FOV (2.4 sr) Large Aeff (>=8000 cm2 in 1-100 GeV) Good PSF (0.6 deg@ 1GeV) sensitivity to point sources EGRET 3rd Catalog 271 sources Fermi-LAT 1st year catalog 1451 sources 性能の諸元 広い視野、大きな面積、高空間分解能 感度の図の説明 全天の20%を一度にカバー 突発天体に強い、広がった放射に強い +高統計 僅か1年でガンマ線天体の数を5倍以上に Atwood+09

Science Breakthroughs of 2009 Fermi is recognized as one of the top science breakthroughs 打ち上げ直後から科学成果 サイエンス誌「2009年のブレークスルー」の一つ 記事の写し、文言 １６個のガンマ線パルサーの「発見」 その他、ガンマ線バースト、広がったガンマ線、 電子スペクトルなどで成果 Science, December 2009 Discovery of 16 new pulsars

GeV Gamma-ray Sky by LAT and provides us with high-quality data! g-ray sources, diffuse g-rays and more >100 publications as of Feb. 2011 順調に観測を続けている ガンマ線天体＋広がった放射のデータ 論文は100を超えた 今後も増やしていく Fermi-LAT 1 year all-sky map

Diffuse g-rays as probe of CRs and ISM ここから観測の話 まず天の川銀河の広がったガンマ線

GeV “Non” Excess Fermi does not confirm EGRET GeV excess EGRET local (<= 1 kpc from the sun) Diffuse Gamma-rays E2 x Flux EGRET Fermi-LAT 「GeV」非超過の復習 広がったガンマ線の比較 銀河面から離れた=近傍の宇宙線と星間ガス EGRET GeV excessはない Abdo+09, PRL 103, 251101 (CA: Johannesson, Porter, Strong) 0.1 1 10 GeV

GeV “Non” Excess Fermi does not confirm EGRET GeV excess Instead, data is compatible with a standard model Gamma = CR x (ISM, ISRF) E2 x Flux EGRET Fermi-LAT 「GeV」非超過 ガンマ線放射の標準的なシナリオ Gamma線=CRx(ISM, ISRF) 新しい知見は? G ~ 2.7 Abdo+09 (CA: Johannesson, Porter, Strong) 0.1 1 10 GeV

Diffuse gs in the Outer Galaxy Any unexpected in diffuse gs? Yes. New information on CRs and ISM The outer Galaxy (from outside) sun L=90deg L=270deg 宇宙線と星間ガスで新しい情報 上から見た図 銀河中心、太陽系 outer Galaxyで新しい知見 座標軸に見立てる II quad III quad L=180deg

Diffuse gs in the Outer Galaxy Any unexpected in diffuse gs? Yes. New information on CRs and ISM The outer Galaxy (from the Fermi-LAT) Abdo+10, ApJ 710, 133 Ackermann+11, ApJ 726, 81  上から=>Fermiが見た銀河=中から見た銀河 銀河中心、反対方向 ２つの領域の広がったガンマ線の詳細 GC anticenter

ISM not visible by Standard Tracers Fermi revealed ISM gas not traced by radio surveys Residual when fitted by N(HI)+CO excess gammas = residual gas まず星間ガス 伝統的な電波サーベイが見逃していた星間ガス 左：電波で測られたガスのみを考慮した際のガンマ線残差マップ 超過有 電波で測れないガスの存在 Ackermann+11, ApJ 726, 81 (CA: Grenier, Mizuno, Tibaldo)

ISM not visible by Standard Tracers Fermi revealed ISM gas not traced by radio surveys confirming an earlier claim based on EGRET study (Grenier+05) Residual when fitted by N(HI)+CO Residual gas inferred by dust クロスチェック 右：ダスト分布で予想される残差ガスマップ 両者は良く対応 EGRET時代の示唆を確認(はるかに高精度,分解能) Ackermann+11, ApJ 726, 81 (CA: Grenier, Mizuno, Tibaldo)

More CRs than Expected Fermi detected more gs (more CRs) than a prediction based on SNR distribution and standard CR halo Gamma-ray intensity 宇宙線にも「超過」 標準理論: CR from SNR 分布が予想できる 横軸：GCからの距離 縦軸：ガンマ線強度(宇宙線強度) 予想よりも強い宇宙線 Sun Ackermann+11 ApJ 726, 81 (CA: Grenier, Mizuno, Tibaldo) Distance from GC (kpc)

More CRs than Expected Fermi detected more gs (more CRs) than a prediction based on SNR distribution and standard CR halo More CR sources or larger CR halo Gamma-ray intensity 宇宙線にも「超過」 より多くの宇宙線 or 大きな閉じ込め領域 閉じ込め領域の大きさを変えたモデル線 多くの宇宙線源 (数倍) or 大きな閉じ込め領域(10kpc) が必要 Sun Ackermann+11 ApJ 726, 81 (CA: Grenier, Mizuno, Tibaldo) Distance from GC (kpc)

Basis to search for anomalies (in spectral and spatial distribution) Remarks on Diffuse gs g-rays = CR x (ISM, ISRF) “dark gas” is confirmed (more ISM gas) More CRs than expected in outer Galaxy Improvement of diffuse g-ray model Basis to search for anomalies (in spectral and spatial distribution) Gamma = CR x (ISM, ISRF) 電波でトレースできない星間ガス 予想よりも多くの宇宙線 広がったガンマ線の理解,精度のよいモデル化 「新しい現象」の探査を可能に

Behind Diffuse g-rays: Study of EGB and DM search 観測の話その２ 天の川の広がったガンマ線の背後に潜むもの 系外背景ガンマ線放射 DM探査

Extragalactic Gamma-ray Background “Cosmic” Extragalactic Gamma-ray Background (EGB) has been known since 1970s G ~ 2.1 E2 x Flux そもそも「背景ガンマ線放射」とは何か CMBのガンマ線版。全天から一様にくるガンマ線放射 X線からGeVガンマ線での系外放射まとめ X線はほぼ点源に分解 EGRETは分解能が悪く、EGBへの制限はゆるかった CXB (resolved into AGNs) GeV background (EGRET) Sreekumar+98 keV MeV GeV

Why is EGB Important? The EGB may encrypt the signature of the most powerful processes in astrophysics Star forming galaxies Point sources or diffuse 73% Dark Energy 4% Atoms 23%Dark Matter Blazars contribute 20-100% of the EGB 物理的、宇宙物理的に興味深い起源 ブレーザー(系外ガンマ線源の主要メンバ) 　EGRET時代の最有力候補 通常の銀河(天の川銀河)、スターバースト 　最近のはやり 銀河間空間での宇宙線加速 DMの対消滅、崩壊 Markevitch+05 Annihilation of Cosmological Dark Matter Particles accelerated in Intergalactic shocks

Single PL, softer than EGRET result The Fermi EGB Fermi data + improved diffuse model new EGB spectrum in 0.2-100 GeV carefully examine systematic uncertainty + = LAT sky gal. diffuse point sources Instrumental BG Single PL, softer than EGRET result 精度の良くスペクトルを決めることが重要 　高品質のデータ 　優れた銀河系のディフューズモデルが役立つ 全ガンマ線放射=gal. diffuse + 点源 +　装置BG + EGB 系統誤差も注意して評価 単一のPL 従来より「ソフト」で低いEGB G ~ 2.4 Abdo+10, PRL 104, 101101  0.1 1 GeV 10 100 (CA: Ackermann, Porter, Sellerholm) +”EGB”

Blazar Contribution Blazars account for a minimum of 16+-2% Even if we extrapolate and integrate logN-logS to zero, contribution is still <40% logN-logS: Most of un-associated sources are likely to be blazars Fermi EGB vs. source contribution flatter in F<=6x10-8 ブレーザーの寄与は確定分は16% 左図：logN-logS(ある明るさ以上の天体の数) 未同定天体 ~ ブレーザー 感度を考慮し、分解できない天体の寄与を見積もると16% 最低でも16%あるが、反面確定分は16%しかない 右：バンド毎の未分解天体の寄与 どのエネルギー帯でも不足 フラックスを0まで積分しても、最大で40%にしかならない (best estimateは23+/-5%) 0.1 1 GeV 10 100 Abdo+10, ApJ 720, 435 (CA: Ajello, Tramacere)

Blazar Contribution Blazars account for a maximum of 40% of EGB g-ray “Fog” by Mysterious Dragons star-forming galaxies, normal AGNs or truly diffuse? Fermi EGB vs. source contribution 左図：模式図 　ブレーザーの寄与は確定分は16%, 最大でも40%程度 残りは未知のガンマ線天体 or 真に広がった放射 ガンマ線天体：星形成銀河や通常の活動銀河核 広がった放射の例:DM対消滅 0.1 1 GeV 10 100 Abdo+10, ApJ 720, 435 (CA: Ajello, Tramacere)

Limits on DM Annihilation Limits on DM by imposing the EGB is not violated 1.2 TeV m+m- 1.2x10-23 cm3/s 180 GeV gg 2.5x10-26 cm3/s DMの対消滅に制限がつけられる 　EGBを超えてはいけない EGB、それと矛盾しないDMモデルの例 ３つのチャンネルの例(クオーク、レプトン、ガンマ線)(WIMP質量と断面積) Muonに対消滅するモデルがFermi電子陽電子+PAMELAからは支持 概ね「もっとも断面積が大きい場合」 200 GeV bb 5x10-25 cm3/s 0.1 1 10 100 GeV Abdo+10, JCAP 4, 14 (CA: Conrad, Gustafsson, Sellerholm, Zaharijas)

Limits on DM Annihilation Limits on DM by imposing the EGB is not violated w/o astrophysical sources m+/m- w/ astrophysical sources 10-22 <sv> (cm3/s) Fermi PAMELA EGBからDMの対消滅に制限がつけられる 　EGBを超えてはいけない 質量-対消滅断面の制限 Fermi/PAMELAの結果を説明する領域。緑はEGBによる棄却域 左はもっともゆるい制限(上限)。解がある。 10-25 1000GeV WIMP mass Abdo+10, JCAP 4, 14 (CA: Conrad, Gustafsson, Sellerholm, Zaharijas)

Limits on DM Annihilation Limits on DM by imposing the EGB is not violated already excluded some models, e.g., m+/m- channel favored by PAMELA/Fermi e-/e+ w/o astrophysical sources m+/m- w/ astrophysical sources 10-22 <sv> (cm3/s) Fermi fit 右はブレーザーと星形成銀河の寄与を考慮した場合 Fermiのデータと相容れない=>モデルを棄却 いくつかのDMモデルは、ガンマ線天体の寄与も考えることで、 背景ガンマ線放射から棄却 10-25 1000GeV WIMP mass Abdo+10, JCAP 4, 14 (CA: Conrad, Gustafsson, Sellerholm, Zaharijas)

Other Constraints on DM Dwarf Spheroidal Galaxies are DM dominated small BG (gas, star-forming activity) No detection give constraints on some models, particularly m+/m- channel m+/m- UL with CMB IC dwarfs Dwarf spheroidal = 矮小楕円体銀河 明るさの割に質量が大きい(DMが多い) 従ってDM信号探査の有力候補 ガスが少ない、星生成が少ないのも有利 FermiおよびPAMELAを説明する領域 14個のターゲットから未検出、上限 CMBのICを入れると、u+/u-チャンネルにきつい制限 D0依存 Diffusion coeff. dwarfs Abdo+10, ApJ 712, 147 (CA: Cohen-Tanugi, Farnier, Nuss, Profumo, Jeltema)

Remarks on EGB and DM search “New” EGB spectrum in 0.2-100 GeV Blazars account for <40% of EGB room for star-forming galaxies, normal AGNs or truly diffuse No evidence for DM annihilation Constraints on models, in particular m+/m- channel Astrophysical source contribution is important 系外背景ガンマ線放射 ブレーザーの寄与は40%しかない DMの信号は未検出 特にレプトンへのチャンネルに意味のある制限 宇宙物理的なソースの寄与の評価が重要

Cosmic-Ray Electrons 最後は宇宙線電子 宇宙物理の立場で議論

PAMELA Positron Excess Convincing evidence of e+ ratio excess in >10 GeV 2ndary e+ should be softer than primary e- Sources of “Primary” e+ are required 電子陽電子について、復習 PAMELAの結果：陽電子比が、右肩上がり 星間空間で生成された2ndaryは、右肩下がりになるはず 陽電子源が存在 Adriani+08 0.1 1 GeV 10 100

CRE by Fermi-LAT (2009) Fermi-LAT reported hard e- + e+ spectrum Standard models with proper choice of params are able to reproduce Fermi data alone, but not Fermi + PAMELA 6 months data 4.5 M events Fermiによる電子スペクトルは、標準的なモデルよりハード モデルパラメタの変更でFermiのデータ自体は説明できる PAMELA+Fermiは矛盾が生じる =>電子陽電子源を定量的に制限 Fermi Data (2009) Abod+09 PRL 102, 181101 (CA: Latronico, Moiseev) 10 100 1000 GeV

e-/e+ probe nearby sources CR e-/e+ loose energy via synchrotron and IC, hence probe nearby sources We are here Our Galaxy 高エネルギー電子、陽電子は冷却が大きく、遠くまで届かない 近傍の電子陽電子源をプローブする 陽子との違い e+ sources KEK 井岡氏の トラぺより借用

CRE by Fermi-LAT (2010) CREs collected for 12 month (data is doubled) Cross-check with events with long path in CAL (>=13X0) LE extention using high latitude (low cutoff) data Noticeable deviation from a single PL 2010年版の電子スペクトル データ量を２倍に CALを斜めに通ったイベントでクロスチェック 低エネルギーまで延長(7GeV-1TeV) 明らかに単一のPLではない 20 GeV Fermi Data (2010) pre-Fermi model Ackermann+10 PRD 82, 092004 (CA: Moiseev, Sgro) 1 10 100 GeV 1000

CRE by Fermi-LAT (2010) Noticeable deviation from a single PL Additional e-/e+ sources (astrophysical or extocis) can provide a good fit to Fermi CRE and PAMELA e+/(e- + e+) Anisotropy of arrival direction may reveal sources or give constraints 電子陽電子源の存在を示唆 DMの対消滅は、かなり制限がついている 宇宙物理ソースを検討 異方性が期待される Example of an additional component Ackermann+10 PRD 82, 092004 (CA: Moiseev, Sgro) 1 10 100 GeV 1000

CRE Anisotropy No evidence of anisotropy No-anisotropy map Construct no anisotropy map from flight data shuffling and direct integration Compare obtained map with data search for anisotoropy Eth: 60-480 GeV Angular scale: 10-90 deg Flight data sky map No evidence of anisotropy in energies/angles investigated 異方性を探す手順 Exposureを考慮して”No anisotropy map”を作成 実データから作成している(systematics小) 実際の到来方向と比較 定性的には上のマップと合致 エネルギー：60GeV-480GeV スケール：10度-90度 60GeV以上で、有為な非等方性はない Significance map Ackermann+10 PRD 82, 092003 (CA: Mazziotta, Vasileiou)

Limit on Sources No evidence of anisotropies Upper limit for the dipole anisotropy: 0.5-5% Limit already comparable to the value expected for a single nearby source dominating HE spectrum will improve as more data are collected CRE spectrum at Earth Dipole Anisotropy Fermi (3s UL) Fermi HESS どのような制限がつけられるか？ 0.5-5%以下の非等方性　右図の点 近傍の２つのパルサーを検討 左図：電子スペクトル。年齢を反映 右図：左のモデルで予言される非等方性 今の上限は、単一起源のモデルの予想と近い Monogem Vela Vela Monogem Ackermann+10 PRD 82, 092003 (CA: Mazziotta, Vasileiou)

Thank you for your Attention Summary Diffuse g-ray emission is a powerful probe for studying CRs and ISM Constraints on some DM models. Study of diffuse g-rays and g-ray object is important UL of CR anisotropy is close to what is expected for single nearby source Thank you for your Attention

Thank you for your Attention Summary 広がったガンマ線は, 宇宙線と星間ガスを研究する強力な手段. DM探査で意味のある上限値が得られている. 広がったg線+ g線天体の理解は, DM探査にも資する. 電子陽電子源スペクトル+等方性も, 意味のある上限に近いところまできている. Thank you for your Attention

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GeV “Non” Excess instead, data is compatible with a model based on directly-measured CRs solid basis to explore g-ray sky Proton (pi0) E2 x Flux Isotropic (EGB+BG) 標準的な宇宙線 x 星間ガス・光子で説明できる Pi0, 制動放射, IC + EGB プロセスはよく分かっている わずかな「ずれ」を検知できる良質のデータ Electron (inverse Compton) Electron (bremss) Abdo+09 0.1 1 10 GeV

More CRs than Expected Fermi detected more gs (= more CRs) than a prediction based on SNR distribution and standard CR halo. LAT data vs. standard model 宇宙線にも「超過」 標準理論: CR from SNR 予想よりも強い宇宙線 横軸：GCからの距離 縦軸：ガンマ線強度(宇宙線強度) 外側で「超過」つまり宇宙線が多い Gamma-ray intensity Abdo+10, ApJ 710, 133 (CA: Grenier, Tibaldo) Sun Distance from GC (kpc)

e-/e+ probe nearby sources They loose energy via synchrotron and IC dE/dt = -bE2 T= 1/(bE) = 2.5x105 yr/(E/TeV) hence are not able to reach far from the source R = (2DT)0.5 = 0.4-0.8 kpc @ 1TeV High Energy CR e-/e+ can probe nearby sources D~(1-4)x1029 cm2/s@TeV

CRE by Fermi-LAT (2010) CREs collected for 12 month (data is doubled) Cross-check with events with long path in CAL (>=13X0) LE extention using high latitude (low cutoff) data 15.9 X0 avg. (1TeV shower peak @ 11 X0) Consistent within their own systematics CALを斜めに通ったイベントを使用 高エネルギー分解能 左図：イベントサンプルの比較 イベント数は減る(systematics評価) 分解能は格段に向上 右：二つのサンプルでの電子スペクトル @1TeV DE~14% DE~5% GeV 1000