1. Fermi-LAT Study of Cosmic-rays/Diffuse Gamma-rays and Implications on Particle Physics
Mar. 7, 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

2. 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
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

3. 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)

4. 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

5. 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

6. 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

7. 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

8. Example: GeV Excess (EGRET Era)
EGRET ( ) 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
GeV
Hunter+97

9. 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,
G ~ 2.7
GeV

10. 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,
GeV

11. 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?

12. 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

13. Fermi-LAT Instruments
まず装置の話
次いで観測の詳細

14. 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 Florida 14

15. 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

16. 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

17. 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

18. Performance of the LAT Large FOV (2.4 sr)
Large Aeff (>=8000 cm2 in GeV)
Good PSF (0.6 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

19. 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

20. 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

21. 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

22. 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,
(CA: Johannesson,
Porter, Strong)
GeV

23. 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)
GeV

24. 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

25. 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

26. 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)

27. 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)

28. 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)

29. 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)

30. 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

31. 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

32. 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

33. 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 % 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

34. Single PL, softer than EGRET result
The Fermi EGB
Fermi data + improved diffuse model
new EGB spectrum in 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,  
GeV
(CA: Ackermann, Porter, Sellerholm)
+”EGB”

35. 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%)
GeV
Abdo+10, ApJ 720, 435
(CA: Ajello, Tramacere)

36. 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
GeV
Abdo+10, ApJ 720, 435
(CA: Ajello, Tramacere)

37. 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
GeV
Abdo+10, JCAP 4, 14
(CA: Conrad, Gustafsson, Sellerholm, Zaharijas)

38. 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)

39. 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)

40. 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)

41. Remarks on EGB and DM search
“New” EGB spectrum in 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

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

43. 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
GeV

44. 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,
(CA: Latronico, Moiseev)
GeV

45. 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

46. 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,
(CA: Moiseev, Sgro)
GeV

47. 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,
(CA: Moiseev, Sgro)
GeV

48. 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: GeV
Angular scale: 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,
(CA: Mazziotta, Vasileiou)

49. 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,
(CA: Mazziotta, Vasileiou)

50. 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

51. 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

52. Backup Slides

53. 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
GeV

54. 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)

55. 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 = TeV
High Energy CR e-/e+ can probe nearby sources
D~(1-4)x1029

56. 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 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