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ジェット形成機構 と粒子加速 機構 最近の話題. 2012年9月6-7日 国立天文台 「巨大ブラックホールからの噴出流」研究会 高原文郎 ( 阪大理宇宙地球 ). Outline. 標準的描像 ジェット形成 の 理論 基本的 問題 最近の進展 中性子 シナリオ 粒子 加速理論 衝撃波加速シナリオの観測的問題 二次加速. 標準的描像. 多周波スペクトル解析と時間変動 内部 衝撃波と衝撃波電子加速 synchrotron + inverse Compton with relativistic beaming - PowerPoint PPT Presentation
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ジェット形成機構と粒子加速機構最近の話題2012年9月6-7日国立天文台「巨大ブラックホールからの噴出流」研究会高原文郎 ( 阪大理宇宙地球 )
Outline
1. 標準的描像2. ジェット形成の理論 基本的問題 最近の進展 中性子シナリオ3. 粒子加速理論 衝撃波加速シナリオの観測的問題 二次加速
標準的描像• 多周波スペクトル解析と時間変動• 内部衝撃波と衝撃波電子加速• synchrotron + inverse Compton with relativistic beaming• : kinetic power dominated
• ramifications and open issues:• seed photons of IC (SSC, BLR, IR torus)• composition: e/p vs e (Bulk Compton problem)• origin of a large spectral break• origin of very short time scale TeV flares• role of recollimation shock • multi-zone emission region• role of stochastic acceleration• role of jitter radiation• hadronic contribution• …
Model fitting
KTK 2002Blazar sequenceFossati et al. 1998
Internal Shock Scenario
Γ+δΓ
Γ- δΓ
Abdo et al. (2010)
ΔΓ=1.03ΔΓ=0.90
sub pc
10-100 pcNalewajko 2012
ジェット形成機構1. 理論の基本的目標
バルク加速、運動学的光度、コリメーション2. 基本的問題 小部分へのエネルギー集中3. 加速機構 輻射加速、ファイアボール、 MHD 加速、 EM 加速4.中性子シナリオ5. 今後の研究方向
理論の基本的目標 1. バルク加速 𝛤2. 運動学的光度3. コリメーション4. 構成成分
輻射領域では 観測的には は下限のみ得られる 数流束 を決めるにはと熱的成分を決める必要 慣性を担うのは陽子か e±か?
基本的問題1. エネルギー源 ブラックホールアクリーション
一粒子あたりの解放エネルギー 〜 0.1mc2
大きいけれども非相対論的2. 小部分へのエネルギー集中が必要 <3. 小部分とは何か 表層物質 (通常は脱出速度程度) 構成成分の分離 輻射、磁場、電子陽電子対、中性子、宇宙線、等々
加速機構の諸問題(1)1. 輻射加速 Phinney (1982)
optically thin e± を≈ 2-3 まで加速可能 e/p には無効 実際には輻射減速の方が問題となる2. ファイアボール Meszaros & Rees (1992) optically thick ≈ /(𝛤 𝐸 𝑀𝑐2 ) まで加速可能 希薄波による方向性を持った加速 (Aloy & Rezzolla 2006) AGN では熱平衡は不可能 Wien Fireball Model (Iwamoto & F.T. 2002,2004) e± separation problem (Asano & F.T. 2007) MeV residual emission?
加速機構の諸問題(2)3. MHD 加速 (Blandford & Payne 1982 and many others)
磁力線を解くことの困難さ( G-S eq.) 球対称等ほとんどの磁力線形状で低い転換効率 ディスク起源か BH 回転エネルギー( Blandford & Znajek 1977) か パルサー風加速問題と共通の問題
電流閉鎖、境界条件 相対論的流れでは磁気張力による閉じ込め効果は電気力で ほとんど打ち消される(自己収束はしない)
4.EM 加速 ( Kirk & Mochol 2011) Charge starved flow もともとはパルサーの Strong wave model (Gunn & Ostriker 1969) 粒子数は少なくてよいか?
Collimationと Current Closure
Ω
⊖⊖ ⊖
⊖
Ω ⊖⊖ ⊕⊕
電場は斥力的
Jp<0 Bt<0
ローレンツ力は収束効果
電場は発散効果
Poynting fluxは外向き
電場は引力的Jp(<,>)0Bt(<,>)0Poynting fluxが外向きであるための電場構造
B
E
相対論的MHDシミュレーション
• バルク加速の成功例• Mckinney
–真空極領域への質量注入を手で与える• Komissarov
–外圧 (境界の磁力線形状 )を手で与える• 希薄波の特殊相対論的効果• 質量注入と外圧とがバルク加速を決める
Komissarov, Barkov, Vlahakis & Konigl (2007) M.N. 380, 51
right:
定常軸対称 MHD 流磁力線方向の力学電磁流体力学条件粒子数保存エネルギー保存角運動量保存状態方程式 𝜀 , p, n の間の関係式 エントロピー保存
Bp(𝜛) を与えれば振舞いが決まる(結果が G-S 方程式を満たせば OK)
加速が有効であるための条件電場電流は遠方では 単位磁束あたりのポインティング流束は これが減少すればよいこれは J が減少する(電流が磁場を横切る)ことと等価
中性子シナリオToma & Takahara 2012: Ap.J.754, 148
• 磁気圏があるとして、 mass loading がを決める• Goldreich-Julian 的ならば、粒子数不足• 円盤表面からの流れだと準相対論的にとどまる• カスケード対生成の可能性もあるが、莫大な多重度が必要• バリオンの入射がありえるか?• 円盤部で加速された陽子の中性子への転換を考える 有限寿命の中性バリオン
f_th: accretion efficiencyf_a: acceleration efficiencyf_n: neutron conversion efficiency
結果と展望• 適度な質量注入率が得られる• 中性子の寿命を通じて、ブラックホール質量に依存する • パワーはそれほど大きくはない
• 𝛾 の小さいものが質量注入に寄与• ファイアボールというより相対論的粒子群
• パワーはポインティングパワーの可能性大• 何が を決めるのか?𝛺
• 円盤の回転か、注入粒子の角運動量か?• Blandford-Znajek 機構の論争とも関連
• 粒子加速を考慮した降積円盤モデルの構築
粒子加速機構衝撃波粒子加速だけで十分か?
broken power law spectrum with cooling break p=2 at low energy; p=3 at high energy
can be large enough (actually too large,
IT1996)
直接加速、二次加速、シア加速、、、
Recent blazar observations
objects with extremely hard TeV spectra 0229 and few others: absence of cooling population
FSRQ TeV emission : recollimation shock beyond BLR ? large spectral break at GeV: not a simple cooling break
X-ray spectral features log-parabolic, broken power law, exponential cutoff,,, time variation of Mrk421
1ES 0229+200extreme hard TeV emitter
z=0.1396===small B (=32μG) KN regime for TeV
• Kaufman et al. 2011
Massaro & companylog-parabolic spectra
X-ray spectral shape of HBLs stochastic + systematic acceleration
Mrk421 Ushio et al. (2009)
Flare Component : broken power lawSteady Component: power law with an exp. cutoff
Suggestions for stochastic acceleration
More complicated electron distribution function absence of cooling population large spectral breaks
multiple components flares + steady (quiecent) internal shock + recollimation shock + diffuse
Stochastic (2-nd order Fermi) acceleration can be large enough if (replaced from ) is as large as 0.01c
Cf. Stawarz & Petrosian (2008)
Stawarz & Petrosian 2008 1
q=2 hard sphereq=5/3 Kolmogorovq=3/2 Kraichnanq=1 Bohm
Stawarz & Petrosian 2008 2
classical Fermi 2 acceleration q=2, =, const., ; σ= - +
pure acceleration: steady flow in the momentum space with :
equilibrium solution for a fixed number of particles with :∝
Stawarz & Petrosian 2008 3
RelativisticMaxwellian-like
Stawarz & Petrosian 2008 4
Hard sphereclassical+pile-up
Stawarz & Petrosian 2008 5
Bohmmomentum diffusion dominated +pile-up orescape limited
characteristics of Fermi 2 acceleration
power law spectrum
relativistic Maxwellian like What if the three time scales are comparable?
low energy ; Acceleration dominated ; flat power law medium energy ; Balance between acceleration and escape;
steeper power law like? high energy; balance between acceleration and cooling ;
Maxwellian like ? Escape & adiabatic cooling should also work.
課題• broken power law spectrum の起源?
• 乱流磁場のスペクトル?• multi-zone?
• エネルギー収支• あるいは γmin はどこまで大きくなれるか?• 加速電子の磁気乱流への反作用
• 時間変動• 幾何学的配置
internal shock+recollimation shock+turbulent medium