TeV γ 線源および UHECR 起源天体としての Centaurus-A について２０１３年８月２２日＠乗鞍観測所佐々木　健斗

内容“Centaurus A as TeV γ-ray and possible

UHE cosmic-ray source”(A&A 506,L41-44,2009) のレビュー

•Centaurus-A は TeV γ 線源となり得るか？•Centaurus-A は Ultra High Energy

Cosimic Ray(UHECR) の起源となることが可能か？

Centaurus A(NGC 5128,Cen A)

•距離 3.4Mpc のところにある楕円銀河•非ブレーザー型

AGN( ジェットは視線方向を向いていない )•中心に大質量ブラックホール (mBH~108M☉)• rs~1013cm

可視光＋ガンマ線でみた Cen A(NASA)

ガンマ線ローブの発見

• 電波ローブ ( 右 ) のところでガンマ線ローブ ( 左 ) が発見される• 高エネルギー (~TeV,EeV) ガンマ線も検出？

Fermi LAT(>200GeV)

WMAP(22GHz)Adbo et al.(2010)

Cen A での粒子加速•加速は光円柱付近 (rL~5-10rs) で効率的• rL 近くで電磁場のエネルギー→粒子の運動エネルギーの変換 (σ≾1)•Ω=c/rLで剛体回転•磁場に沿った方向の加速を考えると、

2/14/1~21

mtacc

22

202

0 )1(

1~

Lrr

m

2

2

2

2

1

1

cr

rr

L

r/rL( 回転 )

β//( 磁場 )β

Cen A における降着円盤•r~rt(>30rs) を境に、内側は ADAF( 移流優勢円盤 ) 、外側は Standard disk•降着率は•Ｘ線での光度は LX~5×1041[erg/s]• r~rL(~10rs) での領域を考えるので、 ADAF について考慮すればよい (B(rL)≿50G)• 　 　 　 　 　エネルギー密度は ≾ 1[erg/cc]• 　 　 　 　 　 　 　 　シンクロトロンのピーク光度は　 　 　

Eddmm 4~310~

crLUt

Xph 24~

5/75/45/6~ sBHsR mmLL

s

冷却時間と加速上限•電子の逆コンプトン散乱のタイムスケールは

•tacc<tcool より、電子のローレンツ因子の上限は

•曲率放射による損失は、これよりローレンツ因子に対する制限が緩いので無視する

sec10343 7

phphT

ecool UU

cmt

22148

max,/110~103

phL

ICe U

ccergrcmm

冷却時間と加速上限•陽子の BW 近似が妥当となるには、相対論的ジャイロ周波数の逆数と加速時間の間に tacc>tgyro が成り立つ必要がある。すなわち、　　　　より、陽子のローレンツ因子の上限は、 eB

mtacc

2

3/2

14

3/26/16

max, 1050)(~10

cmr

GrBm LLBB

p

TeV ガンマ線のスペクトル•電子のローレンツ因子の上限は γ ～ 107 なので、逆コンプトン散乱によって、 γmec2~5 [TeV] のガンマ線を作れる•ADAF の場合、シンクロトロン光子を逆コンプトンで叩きあげると、 Lν~Lν(ν/νs)-α のべき分布が得られることが期待される。 Cen A では α ～ (1.2-

1.9) 程。•HESS の VHE(>300GeV) 観測で得られたスペクトルの指数 α ～ 1.7±0.5 と矛盾しない•粒子加速が rL 付近で起こるとすると、 TeV ガンマ線の変動タイムスケールは rL/c~1 時間程。

TeV ガンマ線のスペクトル•TeV ガンマ線は Cen A から脱出できるか？•TeV 光子は赤外線と効率よく反応してしまう→ 吸収の光学的厚みはとなり、 α≿1.4ならば TeV光子は脱出可能

TeV

ERr

sergLRE

IR

LIRIR 1/103300

4~),( 391

Centaurus A は TeV ガンマ線の起源となり得る！

TeV ガンマ線起源としての Cen A の観測•Cen A の TeV での最大光度 LIC~ρnPcΔV を見積もる•Alfven 共回転条件　　　　 を用いて n の上限から決定すると、

•γ0 ～ 10 の下では Cen A の TeV 光子は HESS の感度の限界ギリギリ (Crab の 1% 程度 )

22

8cmnBe

sergcm

rGrBL LLTeV

IC /1010105.150

)(10~2/172/1

02

14

239

CTA などの次世代望遠鏡の活躍が待たれる

UHECR 起源としての Cen A•Auger によると、 57EeV を超えるデータ 27 個のうち 4 つは Cen A のあたりが起源か？→Cen A が UHECR の起源である可能性がある？•Cen A の中心 BH 付近での加速で、 UHECR を説明できるか？

ふつうの衝撃波加速や統計加速で説明するのは困難

•Size limit から Emax~ZeBRβs

•観測から、 shock 速度について Vs≾0.5c•磁場が ρ倍に増幅されたとしても、

UHECR 起源としての Cen A

eVGBE s

1.0104102 4

019max

50EeV を超えるのは難しい・・・

•2 次 Fermi 加速を考えると、 tacc<tdf より、UHECR 起源としての Cen A

gyro

gyro

A crR

cr

vc 22

3

eVGB

kpcR

cvE A

6

19max 101001.0

106.1

　 vA≌0.3cなら 5×1019eVまで陽子を加速できる→ローブからの放射を説明するには、この条件が適切かあやしい・・・

•衝撃波加速・統計加速では Cen A で UHECR を作り出すことは難しい→Cen A は UHECR 起源天体ではありえないのか？

UHECR 起源としての Cen A

“shear 加速”を考えれば可能性がある！

Shear 加速による陽子加速•Cen A の X 線ジェットは縁にいくほど明るい→ ジェットが層状構造を形成している•内側で衝撃波加速などでつくられた ~1018eV の陽子が、外側に拡散していく過程で加速される

eVGBE

4

20max 10

10

UHECR 起源になり得た！

まとめ•シンクロトロン光子の逆コンプトン散乱を考えることで、 Cen A は TeV ガンマ線起源になり得る•Cen A の TeV ガンマ線の一時間スケールの変動をみるには、 CTA など次世代観測器が必要•衝撃波加速・統計加速だけでは、 Cen A が UHECR起源天体になるのは困難•shear 加速を考慮すると、 Cen A が UHECR の起源となる可能性が ある