N.Giglietto1 CRs and Gamma-ray from space

Radiazione neutra dallo spazio BUONI MOTIVI PER UTILIZZARE OSSERVAZIONI GAMMA PER COMPRENDERE I CR galattici ed extra-galattici (Non è una review completa sui raggi gamma) Verificare la propagazione e diffusione dei CRs evidenziando le regioni di interazione secondaria (Componente gamma galattica diffusa) Quali sono le sorgenti di CRs: SNRs, PWNs altro? Come sono distribuite nella galassia? Individuare i siti di accelerazione CRs tramite emissione gamma (E>100MeV è la regione più sensibile), indice spettrale Osservazioni multimessenger e multifrequenza(GeV-TeV) degli AGN Studio dei meccanismi di accelerazioni delle sorgenti (e connessione con UHECRs e astrofisica neutrini) Studio della componente diffusa extragalattica: a quali sorgenti è dovuta? Contribuiscono queste ai CRs? N.Giglietto2

Comprensione dei CR galattici Sorgenti possibili di CRs che si possono studiare con raggi-gamma (e misurane lo spettro): – SNRs – “superbubbles” (multiple SNRs in ISM) – Large scale disk “flares” – PSRs and Plerions(PWN) – Microquasars – O(UV) & B (blue) stars (Cygnus Region), stelle massive – Galactic Center Verifica della propagazione e diffusione dei CRs: – Studio dei fotoni gamma diffusi

Solar modulation

N.Giglietto Bologna 15/12/2009 5

Perchè (e come) studiare la componente diffusa Struttura della nostra galassia Origine e propagazione dei Raggi Cosmici Sorgenti Propagazione e diffusione Mappatura del mezzo interstellare Distribuzione di HI, H2, HII e CO ecc. Fondo per le sorgenti puntiformi La componente diffusa è un fondo contro il quale combattere per cercare sorgenti puntiformi Eventuale presenza di dark matter potrebbe essere nascosta nel segnale continuo Componente extragalattica N.Giglietto6

Kit to model the galactic diffuse  -ray emission InverseCompton  0- decay Brems-strahlung Pulsar distribution SNR distribution Cosmic-ray source distribution Cosmic-ray propagation for example GALPROP (numerical solution of the transport equation in 3 dimensions) Interaction with interstellar medium Line-of- sight integration of produced gamma-ray intensities ISRF 0.1um – 1mm CO 1  0 (115GHz) radial velocity/longitude profile Dame et al., 2001 HI 21cm LAB-survey Kalberla et al N.Giglietto7

Diffuse Emission, Nailing the EGRET “GeV Excess” Spectra shown for mid-latitude range → GeV excess in this region of the sky is not confirmed. Sources are not subtracted but are a minor component. LAT errors are dominated by systematic uncertainties and are currently estimated to be ~10% EGRET data is prepared as in Strong, et al with a 15% systematic error assumed to dominate (Esposito, et al. 1999). EG + instrumental is assumed to be isotropic and determined from fitting the data at |b| > 10°. Galprop conventional N.Giglietto9

SNRs stato delle osservazioni Per dimostrare la produzione dei CRs da parte delle SNR occorre evidenziare una componente adronica nello spettro di emissione delle regioni delle SNR p + p  X +  0 Altro meccanismo di produzione gamma possibile è dovuto invece ad un fascio di elettroni che interagisce Bremsstrahlung (target density) Synchrotron emission (magnetic field) Inverse Compton (CMB, interstellar photons) Difficoltà: spesso i due meccanismi di emissione gamma appaiono difficili da separare e sono quasi certamente sovrapposti (percentuale di e-/p diversa caso x caso?) Esempi di FERMI e AGILE ->>  +  (~70+70 MeV)

HADRONIC LEPTONIC Morlino, Amato & PB 2009 RXJ1713

W , Science, 327, 1103 W51C 2009, ApJ, 706, L1 Hadronic acceleration favored, leptonic not excluded

AGILE IC443 Abdo et al., 2010, ApJ, 712, 459 EGRET MAGIC VERITAS PWN FERMI MAGIC VERITAS PWN FERMI

Summary of AGILE observations of SNRs direct evidence of hadronic acceleration in SNRs (IC 443, W28, …) a consistent pattern of emission and hadronic diffusion source spectral index  ~ 2.2 (close to Fermi 1st-order prediction) E-dependent diffusion coeff. D ~ E δ δ = 0.5, it agrees with CR measurements (B, C diffusion)

SNR AS SOURCES OF THE BULK OF GALACTIC COSMIC RAYS (P.Blasi) Recent developments in this direction have come from: 1.X-ray observations (rims, lines, …) 2.Optical observations (Balmer dominated shocks) 3.Gamma Ray observations (with Fermi and Cherenkov Telescopes) I expect future developments may come from: 1.Gamma rays 2.Optical 3.X-rays 4.Neutrino telescopes

Chandra Cassiopeia A Chandra SN 1006

Large Magellanic Cloud GeV gamma rays in these galaxies come primarily from the interactions of cosmic ray protons and electrons with interstellar matter and photon fields. Galaxies Dominated by Cosmic-Ray Interactions M82 NGC 253 Small Magellanic Cloud oo Starburst Galaxies Small Magellanic Cloud Spectrum

18 AGN Interesse per gli AGN: quale meccanismo per produrre i jets? Quali particelle compongono i jet emessi? Quanti sono gli AGN?

Fermi AGNs (summary) N.Giglietto19 Fermi ha scoperto centinaia di nuove sorgenti, dimostrando che le blazar dominano il cielo extragalattico Osservate diverse proprietà spettrali (correlazione dell’indice di potenza con la classe, break energetico dello spettro ) Osservate variabilità dalla scala sub-giorno ai diversi mesi Studi multifrequenza pilotata dalle osservazioni di Fermi (GeV-TeV) Studi e limiti sulla opacità dovuta alla EBL ed estrapolazione numero AGNs ->Implicazioni sul fondo diffuso extragalattico (uniforme)

 Spectrum is softer than EGRET and appear as a power-law  Unresolved AGNs contribute no more than 30% 2010, PRL 104, , ApJ, 720, = L AT sk y gal. diffus e point sourc es iso tr op ic  -ray sky Galactic diffuse model Known sources Residual instrumental bkg

Fermi Gamma-ray bursts Long GRB (>200s), radio - GeV afterglow Long GRB080916C Intense, z=4.35, to 13 GeV Short GRB Intense, z=0.9, to 31 GeV >600 GRB detected by GBM 18 long and 2 short bursts detected by LAT at GeV energies –Both types of GRB show similar phenomenology at high energies –Swift XRT has detected X-ray afterglows from the brightest LAT bursts resulting in the determination of the burst redshift/distance.

Indirect DM detection - active Fermi searches All-sky map of simulated gamma ray signal from DM annihilation (Pieri et al. arXiv: ) Satellites Low background and good source id, but low statistics, astrophysical background Galactic Center Good Statistics but source confusion/diffuse background Milky Way Halo Large statistics but diffuse background Spectral Lines No astrophysical uncertainties, good source id, but low sensitivity because of expected small BR Extra-galactic Large statistics, but astrophysics, galactic diffuse background Pre-launch estimates of sensitivities published in Baltz et al., 2008, JCAP 0807:013 [astro-ph/ ]

Conclusioni Le osservazioni gamma della componente diffusa permetteranno un considerevole miglioramento della mappa 3d della galassia e un conseguente miglioramento della comprensione della diffusione dei CR galattici Identificazioni delle sorgenti galattiche e delle particelle accelerate in situ richiedono continue osservazioni a partire da almeno MeV Le osservazioni GeV-TeV permetteranno di comprendere meglio i meccanismi alla base delle sorgenti più energetiche (SNR, AGN) Ricerca indiretta di DM-> range MeV-GeV Diffuso extragalattico, quali sono le sorgenti che contribuiscono? Sono le stesse che producono UHECRs? (Aumentare sia la sensibilità in gamma che la statistica per UHECRs) La ricerca di sorgenti di CRs richiede continui sviluppi di rivelatori (es. Polarimetria X?) Il cielo gamma è intrinsecamente variabile e riserva continuamente novità da studiare