名古屋大学KMI 現象解析研究センター 松本浩典 X線天文学と 宇宙の高エネルギープラズマ 名古屋大学KMI 現象解析研究センター 松本浩典 新潟大学集中講義

集中講義の内容 X線、X線放射過程 超新星残骸プラズマ 天の川銀河中心プラズマ 銀河団プラズマ 新潟大学集中講義

超新星1987A 1987年2月24日 大マゼラン星雲 1987年2月23日 大マゼラン星雲

新星(nova)・超新星(supernova) 突然明るく発生する星。 光度 新星 … 太陽の~10^5倍 超新星 … 太陽の~10^9倍 新しい星の誕生と思われていた。 新潟大学集中講義

白色矮星周辺の降着円盤(恒星+白色矮星) 新星 ©Wikipedia 白色矮星周辺の降着円盤(恒星+白色矮星) 新潟大学集中講義

超新星Ia型 白色矮星+連星系。核反応の暴走。 新潟大学集中講義

大質量星の重力崩壊。後に中性子星やBH。 超新星II型 大質量星の重力崩壊。後に中性子星やBH。 新潟大学集中講義

ちなみに ぎんが衛星 1987/2/5打ち上げ SN1987A: 1987/2/24 あすか衛星 M81 1993/2/20打ち上げ SN1993J: 1993/3/28 新潟大学集中講義

超新星爆発のタイプ 本来は、スペクトルや光度曲線で分類 Type I … スペクトルに水素無し Ia, Ib, Ic etc IIP, IIL etc 研究現場では、多くの場合は、 Type Ia = 白色矮星連星系起源 Type II = 重力崩壊起源 を意味する。 新潟大学集中講義

質量降着でChandrasekhar限界を超える。 白色矮星中心部の温度が上がる。 核反応暴走。 放出エネルギー概算: Type Ia 質量降着でChandrasekhar限界を超える。 白色矮星中心部の温度が上がる。 核反応暴走。 核反応…1MeV/核子の放出を仮定。 Cf: 原子の世界 … 数keV 分子の世界(化学エネルギー … 数eV) 新潟大学集中講義

Eg = -GM^2/R ~ 4e50 erg 吹っ飛ぶ。 (R~6e8cm) 放出エネルギー概算: Type Ia 白色矮星 M~2e33g 核子数 2e33g/2e-24g = 1e57個 放出エネルギー 1MeV/個 * 1e57個 = 1e63 eV = 1e51 erg 白色矮星の重力束縛エネルギー Eg = -GM^2/R ~ 4e50 erg 吹っ飛ぶ。 (R~6e8cm) 新潟大学集中講義

このぐらいのエネルギーが放出されるが、99%をニュートリノが持ち去る。 放出エネルギー概算: Type II 中性子星の重力エネルギー M~1.4Msun=3e33g R~10km=1e6cm E~GM^2/R=6e53erg このぐらいのエネルギーが放出されるが、99%をニュートリノが持ち去る。 小柴氏ノーベル賞 普通の物質には ~1e51 erg 新潟大学集中講義

エネルギー放出量 タイプに関わらず、E~1051erg ほとんどが物質の運動 光に行くのは数% 新潟大学集中講義

超新星爆発の影響 星間物質の運動エネルギー 1 2 𝑀 𝑉 2 ~ 10 57 𝑒𝑟𝑔 𝑀 10 10 𝑀  𝑉 100𝑘𝑚/𝑠 2 1 2 𝑀 𝑉 2 ~ 10 57 𝑒𝑟𝑔 𝑀 10 10 𝑀  𝑉 100𝑘𝑚/𝑠 2 超新星爆発 10 51 𝑒𝑟𝑔× 1発 100年 × 10 10 年～ 10 59 𝑒𝑟𝑔 新潟大学集中講義

音速(～10^5 cm/s)を超えて物質が飛ぶ。 衝撃波発生で高温プラズマ発生。 超新星残骸 E~1051ergで星がふっとぶ。 爆風速度 音速(～10^5 cm/s)を超えて物質が飛ぶ。 衝撃波発生で高温プラズマ発生。 超新星残骸 (Supernova Remnant; SNR) 新潟大学集中講義

Chandra X-ray image: Shell Cassiopeia A SN1006 ©CXC 新潟大学集中講義

Chandra X-ray image: Plerionic Crab 3C58 パルサー風星雲と関連 ©CXC 新潟大学集中講義

Chandra X-ray image: Composite Kes 75 SNR0540-69.3 ©CXC 新潟大学集中講義

Chandra X-ray image: Mixed Morphology ＩＣ４４３ Kes 79 赤:可視光 緑:電波 青:X-ray ©CXC Seward et al. 2003 電波でシェル型、X線で中心集中 新潟大学集中講義

SNRの進化(1): Ejecta 自由膨張期 星間物質 ejecta 新潟大学集中講義

掃き集めた星間物質質量 > ejecta質量 星間物質 順行衝撃波 加熱された 星間物質 接触不連続面 SNRの進化(2): 断熱膨張期 掃き集めた星間物質質量 > ejecta質量 星間物質 順行衝撃波 加熱された 星間物質 接触不連続面 加熱された ejecta 逆行衝撃波 新潟大学集中講義

衝撃波の位置 新潟大学集中講義 Seward & Charles “Exploring the X-ray Universe”

E0(~10^51erg)に比べて、放射で失ったエネルギーが無視できない。 SNRの進化(3): 放射冷却期 E0(~10^51erg)に比べて、放射で失ったエネルギーが無視できない。 新潟大学集中講義

有名なSNRの例 名前 年齢 距離 直径 視直径 段階 タイプ Lx Mixed Morphology Cas A 3.4 3 3.5 4 kyr kpc pc 分角 10^35 erg/s Cas A 3.4 3 3.5 4 1-2 シェル 38 Kepler 0.40 5? 4.4? 10 Tycho 0.43 7.0 8 6 SN1006 1.00 1 9 30 E0102-72.3 60 13 0.73 210 W44 7 26 2 MM 20 Kes79 22 11 25 Cyg Loop 0.8 40 170 2~3 Mixed Morphology 1.自由膨張 2.セドフ 3.放射冷却 新潟大学集中講義

断熱膨張期: Sedov解 時刻t ρ E r 定性的導出 𝑟 𝑡 = 75 8𝜋 1 5 𝐸 1 5 𝜌 − 1 5 𝑡 2 5 𝑟 𝑡 = 75 8𝜋 1 5 𝐸 1 5 𝜌 − 1 5 𝑡 2 5 𝑣 𝑡 = 2 5 75 8𝜋 1 5 𝐸 1 5 𝜌 − 1 5 𝑡 − 3 5 さらなる詳細は坂下・池内「宇宙流体力学」など 新潟大学集中講義

衝撃波 実験室系 衝撃波静止系 V2 V1 V1 質量保存 𝜌 1 𝑉 1 = 𝜌 2 𝑉 2 質量保存 𝜌 1 𝑉 1 = 𝜌 2 𝑉 2 エネルギー保存 𝑃 1 𝜌 1 + 𝑉 1 2 2 + 1 𝑚 3 2 𝑘 𝑇 1 = 𝑃 2 𝜌 2 + 𝑉 2 2 2 + 1 𝑚 ( 3 2 𝑘 𝑇 2 ) 運動量保存 𝜌 1 𝑉 1 2 + 𝑃 1 = 𝜌 2 𝑉 2 2 + 𝑃 2 新潟大学集中講義

強い衝撃波 実験室系 衝撃波静止系 V2 V1 V1 音速<<衝撃波速度 𝑃 1 𝜌 1 ≪ 𝑉 1 𝑘 𝑇 1 𝑚 ≪ V 1 𝑃 1 𝜌 1 ≪ 𝑉 1 𝑘 𝑇 1 𝑚 ≪ V 1 新潟大学集中講義

強い衝撃波の近似 実験室系 衝撃波静止系 V2 V1 V1 質量保存 𝜌 1 𝑉 1 = 𝜌 2 𝑉 2 質量保存 𝜌 1 𝑉 1 = 𝜌 2 𝑉 2 エネルギー保存 𝑉 1 2 2 = 𝑃 2 𝜌 2 + 𝑉 2 2 2 + 1 𝑚 ( 3 2 𝑘 𝑇 2 ) 運動量保存 𝜌 1 𝑉 1 2 = 𝜌 2 𝑉 2 2 + 𝑃 2 新潟大学集中講義

解 𝑃= 𝜌 𝑚 𝑘𝑇と組み合わせて解くと、 𝜌 2 =4 𝜌 1 𝑉 2 = 1 4 𝑉 1 𝑉 2 = 1 4 𝑉 1 𝑘 𝑇 2 = 3 16 𝑚 𝑉 1 2 ~ 3 32 𝑚 𝑝 𝑉 1 2 (主成分水素原子) 新潟大学集中講義

Sedov解と組み合わせる 𝑟 𝑡 = 75 8𝜋 1 5 𝐸 1 5 𝜌 − 1 5 𝑡 2 5 ~1.24 𝐸 1 5 𝜌 − 1 5 𝑡 2 5 𝑉 𝑡 = 2 5 75 8𝜋 1 5 𝐸 1 5 𝜌 − 1 5 𝑡 − 3 5 ∼0.50 𝐸 1 5 𝜌 − 1 5 𝑡 − 3 5 𝑘𝑇 𝑡 = 3 32 𝑚 𝑝 𝑉 2 ∼0.023 𝑚 𝑝 𝐸 2 5 𝜌 − 2 5 𝑡 − 6 5 新潟大学集中講義

現実のSNR 温度が少し高めだが、いい線いってる。 𝐸∼ 10 51 𝑒𝑟𝑔, 𝜌∼ 10 −24 𝑔 𝑐 𝑚 3 , 𝑡∼3× 10 10 𝑠 𝑟 𝑡 ~1.24 𝐸 1 5 𝜌 − 1 5 𝑡 2 5 ∼1.9× 10 19 𝑐𝑚∼6𝑝𝑐 𝑉 𝑡 ∼0.50 𝐸 1 5 𝜌 − 1 5 𝑡 − 3 5 ∼2.6× 10 8 𝑐𝑚 𝑠 𝑘𝑇 𝑡 =0.023 𝑚 𝑝 𝐸 2 5 𝜌 − 2 5 𝑡 − 6 5 ∼6.4𝑘𝑒𝑉 温度が少し高めだが、いい線いってる。 新潟大学集中講義

電離非平衡プラズマ Tycho: すざくXISスペクトル 連続成分 kT=3.48+0.59-1.19keV 高階電離していない！ 鉄ライン 中心エネルギー 6.445+0.001-0.001keV 高階電離していない！ Tamagawa et al. 2009 Hayato et al. 2010 新潟大学集中講義

n_e × t～10^12 sec/cm^3で T_e～T_z それ以下の場合は T_e > T_z 電離には時間がかかる。 Ejectaや星間物質は中性。 原子同士の衝突で徐々に電離する n_e × t～10^12 sec/cm^3で T_e～T_z それ以下の場合は T_e > T_z n_e: 電子数密度 t: 電離開始からの時間 T_z: 電離の度合いを示す温度 T_e: 電子の運動を示す温度 Masai et al. 1994 新潟大学集中講義

各種温度の時間発展 温度 陽子温度 数百年 電子温度 数万年 イオン化温度 ショック通過後の時間 新潟大学集中講義

Non-Equilibrium Ionizationモデル計算例 kT=3keV, Ab=1solar nt=1e10 s/cm^3 nt=1e11 s/cm^3 nt=1e12 s/cm^3 新潟大学集中講義

NEIモデル計算例 鉄輝線のアップ nt=1e10 s/cm^3 nt=1e11 s/cm^3 nt=1e12 s/cm^3 kT=3keV Ab=1solar 新潟大学集中講義

多くのSNRで、NEI plasmaが発見されている。 Tycho, Cas A, E0102-72.3 など多数 イオン化温度<電子温度の NEI イオン化温度>電子温度のNEIは 存在しないのか？ 新潟大学集中講義

すざく衛星 IC433観測 Yamaguchi et al. 2009 スペクトル カラー: X線、緑:可視光 新潟大学集中講義

CIEプラズマモデル+Si, S, Ar Ly α+Si Ly β 不思議な残差 CIEプラズマモデル+Si, S, Ar Ly α+Si Ly β 新潟大学集中講義

Radiative Recombination Continuum Mg, Si, Sの水素状イオンのfree-bound 新潟大学集中講義

Free-bound放射 スペクトル E 電子の 運動E 電子の運動E の範囲 の範囲 光子数 -Eb E Eb 光子数 -Eb E Eb F-B放射からも温度がわかる。 新潟大学集中講義

パラメター RRCの幅 =プラズマモデルのkTe 新潟大学集中講義

Si T_z～1.0keV S T_z～1.2keV T_e～0.6keV イオン化温度 実線: 過電離プラズマモデル、点線:CIE 観測値 Si T_z～1.0keV S T_z～1.2keV T_e～0.6keV 新潟大学集中講義

Si kT_z=1.0keV, S kT_z=1.2keVなので、He状イオンの存在比異なる。修正すると、 アバンダンス イオン化温度=電子温度を仮定し、He状イオン Kαから 決まった値。 Si kT_z=1.0keV, S kT_z=1.2keVなので、He状イオンの存在比異なる。修正すると、 Z_si ～ 2.2 solar Z_s～2.6 solar 新潟大学集中講義

f_0: fully ionized ionの割合 EM: emission measure (/4πD^2) (cm^-5) プラズマ量 𝐹 𝑅𝑅𝐶 = 𝛼 1 𝑇 𝑒 𝐴 𝑍 𝑓 0 ×𝐸𝑀 α1:K殻RRC割合 (ph/cm^3/s) A_Z: アバンダンス f_0: fully ionized ionの割合 EM: emission measure (/4πD^2) (cm^-5) Si RRCから: EM~9.9e12 cm^-5 S RRCから: EM~9.4e12cm^-5 Bremsから: EM~6.4e12 cm^-5 大雑把に一致する 新潟大学集中講義

Radiative Recombination Continuum 過電離プラズマの発見 水素状イオン輝線が強い Radiative Recombination Continuum RRC幅が、制動放射の電子温度と一致 EMが、制動放射から求めたものと一致 なぜか電子温度<イオン化温度 になっている。 新潟大学集中講義

過電離プラズマSNR IC443 W28 W49B Ｗ４４ G359.1-0.5 全てすざく衛星の成果 Sawada et al. 2012 Yamaguchi et al. 2009 Sawada et al. 2012 Ozawa et al. 2009 Ｗ４４ G359.1-0.5 全てすざく衛星の成果 Uchida et al. 2012 新潟大学集中講義 Ohnishi et al.2011

過電離プラズマSNRの観測的特徴 全てMixed Morphology型 Historicalな記録なし 多くがガンマ線天体 爆発当時は暗かったのか？ 多くがガンマ線天体 IC443, W28, W49B, W44 新潟大学集中講義

濃い分子雲中で爆発したSNが、分子雲を突き破り、急速に広がる。急速な断熱膨張で電子だけ冷えた？(Itoh & Masai 1989) 過電離プラズマの原因 まだよくわかっていない。 例えば… 濃い分子雲中で爆発したSNが、分子雲を突き破り、急速に広がる。急速な断熱膨張で電子だけ冷えた？(Itoh & Masai 1989) 新潟大学集中講義

シンクロトロンX線 Koyama et al. 1995 輝線がない 輝線 新潟大学集中講義

電波シンクロトロンとつながる 新潟大学集中講義

シンクロトロン放射だろう 高エネルギー電子の存在! 𝐸 𝑠𝑦𝑛𝑐 =ℏ 𝜔 𝑐 ∼6.6𝑘𝑒𝑉 𝐵 10𝜇𝐺 𝐸 𝑒 10𝑇𝑒𝑉 2 𝐸 𝑠𝑦𝑛𝑐 =ℏ 𝜔 𝑐 ∼6.6𝑘𝑒𝑉 𝐵 10𝜇𝐺 𝐸 𝑒 10𝑇𝑒𝑉 2 高エネルギー電子の存在! 新潟大学集中講義

フィラメント状のシンクロトロン放射 ©CXC Bamba et al. 2003 新潟大学集中講義

宇宙線 I(E)∝E-α 主成分:陽子 Knee 以下: 銀河系起源 Ankle以上:銀河系外起源 Knee~1015eV α～2.7 α～3.0 α～2.8 Ankle~1018 eV 新潟大学集中講義 ©Wikipedia

宇宙線のエネルギー収支 エネルギー密度: ~1eV/cc 銀河全体 V~π(20kpc)^2*100pc~3e66cm3 E~5e54 erg 宇宙線の年齢:~1e7 yr (同位体比など) エネルギー供給: 1e48 erg/yrが必要 超新星爆発: 100年に1発1049 erg/yr (宇宙線の超新星起源説の根拠の一つ) 新潟大学集中講義

電子が加速されていれば、陽子も加速されているだろう(これは推測だが…) X線シンクロトロンの意味 電子がknee近くまで超新星残骸で加速 電子が加速されていれば、陽子も加速されているだろう(これは推測だが…) 銀河系宇宙線の起源(の一つ)は、超新星残骸 新潟大学集中講義

フィラメントのX線のphoton index Γ=2.1～2.3 電子のスペクトル フィラメントのX線のphoton index Γ=2.1～2.3 加速電子のスペクトルもpower-law 電子のエネルギー分布 N(E)∝E^-p Γ=(p+1)/2  p～3 Power-lawを生みだす機構は？ 新潟大学集中講義

統計加速 磁場を持つ分子雲が粒子を弾き飛ばす。 正面衝突が多いので、全体として加速。 新潟大学集中講義

散乱による加速 V 𝜖′ 𝑐 𝑝′ 𝜖 𝑐 𝑝 𝜖′ 𝑐 =𝛾 𝜖 𝑐 +𝛽𝑝 ∼ 𝜖 𝑐 +𝛽𝑝 実験室系 散乱体静止系 𝜖′ 𝑐 𝑝′ 𝜖 𝑐 𝑝 𝜖′ 𝑐 =𝛾 𝜖 𝑐 +𝛽𝑝 ∼ 𝜖 𝑐 +𝛽𝑝 𝑝 ′ =𝛾 𝑝+𝛽 𝜖 𝑐 ∼𝑝+𝛽 𝜖 𝑐 𝛽= 𝑉 𝑐 ≪1, 𝛾= 1 1− 𝛽 2 ∼1 新潟大学集中講義

𝜖′′ 𝑐 =𝛾 𝜖′ 𝑐 +𝛽𝑝 ′ ∼ 𝜖′ 𝑐 +𝛽 𝑝 ′ ∼ 𝜖 𝑐 +2𝛽𝑝∼(1+2𝛽) 𝜖 𝑐 散乱による加速 散乱体静止系 実験室系 V 𝜖′′ 𝑐 −𝑝′′ 𝜖’ 𝑐 −𝑝′ 𝜖′′ 𝑐 =𝛾 𝜖′ 𝑐 +𝛽𝑝 ′ ∼ 𝜖′ 𝑐 +𝛽 𝑝 ′ ∼ 𝜖 𝑐 +2𝛽𝑝∼(1+2𝛽) 𝜖 𝑐 𝑝 ′′ =𝛾 𝑝 ′ +𝛽 𝜖 ′ 𝑐 ∼ 𝑝 ′ +𝛽 𝜖 ′ 𝑐 ∼𝑝+2𝛽 𝜖 𝑐 𝛽= 𝑉 𝑐 ≪1, 𝛾= 1 1− 𝛽 2 ∼1 新潟大学集中講義

平均の衝突時間を 𝑡 𝑐𝑜𝑙 として、𝑑𝜖=𝛼𝜖× 𝑑𝑡 𝑡 𝑐𝑜𝑙 エネルギーゲイン 先の例: Δ𝜖=2𝛽𝜖 1回の散乱で得るエネルギーが、 Δ𝜖=𝛼𝜖 になっているとする。 金持ち勝つ！ 平均の衝突時間を 𝑡 𝑐𝑜𝑙 として、𝑑𝜖=𝛼𝜖× 𝑑𝑡 𝑡 𝑐𝑜𝑙 𝜖 𝑡 = 𝜖 0 𝑒 𝛼 𝑡 𝑐𝑜𝑙 𝑡 新潟大学集中講義

落ちこぼれもいる 𝑁 𝑡 = 𝑁 0 𝑒 − 𝑃 𝑡 𝑐𝑜𝑙 𝑡 変な方向に散乱されて、系から逃げ出す粒子もいる。1回の散乱で漏れ出す確率をPとして、 𝑑𝑁=−𝑁𝑃 𝑑𝑡 𝑡 𝑐𝑜𝑙 𝑁 𝑡 = 𝑁 0 𝑒 − 𝑃 𝑡 𝑐𝑜𝑙 𝑡 新潟大学集中講義

「金持ち勝つ」と、「落ちこぼれ」がポイント 粒子エネルギー分布 𝜖 𝑡 = 𝜖 0 𝑒 𝛼 𝑡 𝑐𝑜𝑙 𝑡 𝑁 𝑡 = 𝑁 0 𝑒 − 𝑃 𝑡 𝑐𝑜𝑙 𝑡 𝑑𝑁 𝑑𝜖 = 𝑑𝑁 𝑑𝑡 𝑑𝜖 𝑑𝑡 ∝ 𝑒 − 𝑃 𝑡 𝑐𝑜𝑙 + 𝛼 𝑡 𝑐𝑜𝑙 𝑡 = 𝑒 − 𝛼 𝑡 𝑐𝑜𝑙 𝑡(1+ 𝑃 𝛼 ) 𝑑𝑁 𝑑𝜖 ∝𝜖 𝑡 −(1+ 𝑃 𝛼 ) 「金持ち勝つ」と、「落ちこぼれ」がポイント 新潟大学集中講義

日本の貯蓄額分布(H23年) 1000万円以上 べき-1.3のpower-law 中央値991万円 平均値1664万円 この国は「金持ち勝つ」か？ 新潟大学集中講義

Fermi 2次加速 V 正面衝突と、背面衝突の頻度の差で加速。 Δ𝜖∝ 𝑉 𝑐 2 𝜖。Fermiの2次加速。効率良くない。 新潟大学集中講義

効率をあげるには？ Fermi 2次加速 正面衝突と背面衝突の差 正面衝突ばかり起こる状況はないか？ 新潟大学集中講義

衝撃波加速 衝撃波静止系 衝撃波は、互いに迫りよる「壁」を実現。 正面衝突だけ発生。 V/4 V 下流静止系 実験室系=上流静止系 3V/4 新潟大学集中講義

衝撃波加速 新潟大学集中講義

SNR電波シンクロトロンΓ=(p+1)/2~1.5 p~2を示唆 衝撃波加速 (Fermi 1次加速) 𝑃= 4𝑉 3𝑐 Δ𝜖= 4𝑉 3𝑐 𝜖 (𝛼= 4𝑉 3𝑐 ) 高原文郎「天体高エネルギー現象」など 𝑑𝑁 𝑑𝜖 ∝𝜖 𝑡 − 1+ 𝑃 𝛼 = 𝜖 −2 SNR電波シンクロトロンΓ=(p+1)/2~1.5 p~2を示唆　 SNR X線シンクロトロン Γ~2.5p~4 新潟大学集中講義

フィラメントの幅 フィラメント射影 ラーマー半径 ショック上流～4秒角(0.04pc) 下流～20秒角(0.2pc) 2-10keV R=1pc(E/1e15eV)/(B/1uG) ショック上流～4秒角(0.04pc)　下流～20秒角(0.2pc) ラーマー半径 新潟大学集中講義

…shock速度、拡散係数、粒子の最大エネルギー、拡散時間 磁場と最大エネルギーの推定 Yamazaki et al. 2004 フィラメントの幅 …shock速度、拡散係数、粒子の最大エネルギー、拡散時間 新潟大学集中講義

加速にいくエネルギーの割合 フィラメント中で、 熱的n1_e~0.45cm^-3 非熱的n2_e~6.2e-4cm^-3 効率 n1/n2 ~ 1.4e-3 (Bu=10uG, Bd=40uG) エネルギー密度 磁場 6.4e-11 erg/cm^3 熱的 2.6e-10 非熱的 6.9e-11 新潟大学集中講義

SNR RXJ1713.7-3946 Chandra image Uchiyama et al. 2007 新潟大学集中講義

シンクロトロン放射でエネルギー 𝜖 𝑥 の光子を出す電子の寿命 Coolingで消えるのか？ エネルギーEの電子のシンクロトロン放射 𝑃= 4 𝑒 2 9 𝑐 3 𝑒𝛾𝛽𝐵 𝑚 2 =2.54× 10 3 𝑒𝑉 𝑠 E 1TeV 2 B 1mG 2 𝑡 𝑐𝑜𝑜𝑙 ∼ 𝐸 𝑃=12.5𝑦𝑟𝑠 𝐸 1𝑇𝑒𝑉 𝐵 1𝑚𝐺 −2 シンクロトロン放射でエネルギー 𝜖 𝑥 の光子を出す電子の寿命 𝑡 𝑐𝑜𝑜𝑙 ∼3.2𝑦𝑟𝑠 𝜖 𝑥 1𝑘𝑒𝑉 −0.5 𝐵 1𝑚𝐺 −1.5 ミリガウスの磁場が必要 新潟大学集中講義

加速で点くのか？ 往復のタイムスケール 𝑡 𝑐𝑜𝑙 ∼ 𝑙 𝑉 l:平均自由行程、𝑉:ショック速度 加速のタイムスケール 往復のタイムスケール 𝑡 𝑐𝑜𝑙 ∼ 𝑙 𝑉 l:平均自由行程、𝑉:ショック速度 高原文郎「天体高エネルギー現象」など 加速のタイムスケール 𝑡 𝑎𝑐𝑐 ∼ 𝑡 𝑐𝑜𝑙 𝛼 ∼ (𝑙 𝑉)/( 𝑉 𝑐)= 𝑙𝑐 𝑉 2 ∼𝐷/ 𝑉 2 　　　拡散係数𝐷∼𝑙𝑐∼ 𝐸 𝑒𝐵 𝑐 T_col ~ l/Vで、t_acc = tcol/alpha = (l/V)/(V/c) = lc/V^2 = D/V^2になるのだが。 𝑡 𝑎𝑐𝑐 ∼0.36𝑦𝑟𝑠 𝐵 1𝑚𝐺 −1 𝐸 1𝑇𝑒𝑉 𝑉 3000 𝑘𝑚 𝑠 −2 新潟大学集中講義

加速で点くのか？ 加速のタイムスケール ∼1.4𝑦𝑟𝑠 𝐵 1𝑚𝐺 −1.5 𝜖 𝑥 1𝑘𝑒𝑉 0.5 𝑉 3000 𝑘𝑚 𝑠 −2 𝑡 𝑎𝑐𝑐 ∼0.36𝑦𝑟𝑠 𝐵 1𝑚𝐺 −1 𝐸 1𝑇𝑒𝑉 𝑉 3000 𝑘𝑚 𝑠 −2 　　　∼1.4𝑦𝑟𝑠 𝐵 1𝑚𝐺 −1.5 𝜖 𝑥 1𝑘𝑒𝑉 0.5 𝑉 3000 𝑘𝑚 𝑠 −2 T_col ~ l/Vで、t_acc = tcol/alpha = (l/V)/(V/c) = lc/V^2 = D/V^2になるのだが。 ミリガウスの磁場が必要 新潟大学集中講義

ここまでの話は、かなり単純化されたものです。 いま発展中の研究 ここまでの話は、かなり単純化されたものです。 磁場の増幅機構 宇宙線による衝撃波へのフィードバック 宇宙線の逃げ出しの詳細 など。 新潟大学集中講義

一番の問題は 宇宙線: 主成分陽子 SNR: 電子の加速 陽子はどこで加速されているのか？ 新潟大学集中講義

ヒント TeVガンマ線天体 Chaves et al. 2009 arXiv:0907.0768v1 新潟大学集中講義

TeVガンマ線起源 高エネルギー電子起源 高エネルギー陽子起源 電子が低エネルギー光子(CMBなど)を逆コンプトン散乱で蹴飛ばして、TeVガンマ線 電子は、磁場に巻きついてX線を出す 高エネルギー陽子起源 陽子が星間物質と衝突。 π0粒子発生 π0粒子が崩壊して、TeVガンマ線 新潟大学集中講義

X線で非常に暗いTeV天体がある HESSJ1616-508 X-ray TeV Matsumoto et al. 2007 F(TeV)=1.7e-11 erg/s/cm2 F(X)<3e-13 erg/s/cm2 Matsumoto et al. 2007 電子がない。TeVは陽子起源か？ 新潟大学集中講義