2012年日本天文学会春季年会 プラズマ合同セッション 3月20日 パルサー磁気圏研究最前線 柴田　晋平 山形大学　理学部

ふつうの Pulsar と magnetar の境はなくて、、、、 ○ 磁場の形成、散逸過程 ○ 粒子加速 ○　磁場の形成、散逸過程 ○　粒子加速 ○　QEDを含んだプラズマプロセス、 　　(e+e- photon splitting, polarization mode) ○　中性子星の形成のバリエーション これから面白くなるよ！

P and Pdot HBP OP MSP Magnetar XINS RRAT -3 -10 Log [ dP/dt (sec/sec) ] RRAT Ｘ　 SGR0418+5729 MSP -20 10^9G -2 -1 1 -3 Log [ P (sec) ]

Bd と Ba は別成分 Bdは磁気トルク (spin-down)を決める Decay しにくい Ba はBd より強く Dipole component Active region magnetic field Bd と Ba は別成分 Bdは磁気トルク (spin-down)を決める Decay しにくい Ba はBd より強く Decayしやすい。 熱化＋粒子加速を する。

νFν νFν Fh Fh Fs Fs Fh Fs Magnetar のＸからγ線にかけてのスペクトル ～ ２０ High field Young magnetar Suzaku だからできる Soft-hard X同時観測 Enoto et al. 2010 νFν Observed range Fh Fs 1MeV cutoff Low field Old magnetar Observed range νFν Hardness Ratio (HR) Fh Fh Fs ～　２０ Fs 1MeV cutoff

NSのcrustの熱進化と同時に磁場の変遷を 解く(初期磁場は与える) Pons & Geppert 2007, Aap 470, 303 Pons & Perna 2011, ApJ, 741, 123

Ltot × τ = 10^48 erg Ba^2 R^3 = (10^15 G)^2 (10^6 cm)^3 = 10^48 erg 全エネルギー(the magnetar) Lx(thermal)～2x10^34 erg/s Ltot=Lx(thermal)/0.05=4x10^35erg/s τ=100kyr=3x10^12 s Ltot × τ = 10^48 erg Ba^2 R^3 = (10^15 G)^2 (10^6 cm)^3 = 10^48 erg Maybe Ba = 10^15 G = 10 – 100 Bd

1 : 20 ? P-Pdot diagram 上で Bd ～10^14 でも Ba ～ (10-100)×Bd だろう ねじるとか揺さぶるとか、、、磁気圏電流を作って散逸させる方法は？ (Ba)^2/8π × 体積 crust J・E 粒子加速 Non-thermal J・E Ohmic dissipation 1 : 20 ? どのようにして粒子加速をするか。 放射プロセス、伝播プロセスもおもしろい。

Log(Lx) [erg/s] かなりにぎやかになってきた Log(Erot) [erg/s] ？ マグネター XINS 回転駆動型 Crab マグネター B1509-58 Log(Lx) [erg/s] J1846(2006) J1821 J1930 J1846(2009) J1718 J1726 J1846(2000) J1814 XINS J1734 J1847 J1124 ？ J1819 J1622 J1119 J0720 J2143 J1308 B0154 SGR 0418 B1916 J0007 J1856 Vela J0806 J0420 Geminga 回転駆動型 Log(Erot) [erg/s]

(Particle simulation) パルサー磁気圏粒子加速 ★ outer Gap は決まり！ Pulse shape Spectrum Theory (Particle simulation) (5分) 場所変更 ★ 立体構造を明らかにする(CT) ステップがスタート Outer Gap OK, 新しい成分の話 より精密なモデルへ eg. PIC ★ Pulsar Wind Nebula formation (3分)  termination of the pulsar wind pulsar wind の診断 　　Nebula の粒子加速

Strong emf + limited plasma source E・B<0 E・B>0 Q = 1/3 真空電場 ー ＋ Equipotentials (Q=1/3) Wada & Shibata 2011 MN 418, 612 Magnetic filed lines E//=0 Force-free surfaces

Current neutral dead zone pair-discharge in the outer gap ＊Outer gap is formed with continuous pair creation ＊Polar outflow (enforced) ＊polar cap accelerator?? ＋pulsar wind formation: Outflow of positive　and negative particles trans-field drift by radiation reaction + opening of magnetic field Current -neutral zone Cusp instability (Y-point) reconnection Current neutral dead zone Yuki & Shibata 2012 PASJ in press

Pulsar aurora? Polar cap Slot gap Outer gap Current Neutral zone Magnetic axis Rotation axis Polar cap Ω Slot gap Light cylinder Outer gap Current Neutral zone Neutral sheet Magnetic reconnection Pulsar aurora?

(Particle simulation) パルサー磁気圏粒子加速 ★ outer Gap は決まり！ Pulse shape Spectrum Theory (Particle simulation) (5分) ★ 立体構造を明らかにする(CT) ステップがスタート (6分) Outer Gap OK, 新しい成分の話 より精密なモデルへ eg. PIC ★ Pulsar Wind Nebula formation (3分)  termination of the pulsar wind pulsar wind の診断 　　Nebula の粒子加速

Gamma-ray Luminosity 理論 Two-layer Outer-gap model Takata et.al. 観測 理論 Two-layer Outer-gap model Takata et.al. 2011 MN 415 1827 Rotation power

Photon index Cutoff energy Rotation power Magnetic field at LC

Caustic でない第３ピーク After Ray & Parkinson 2010 Astro-ph 1007.2183

nGJ × RLC × σT = 10^-7 (20-50)RLC で”wind”加速 EMKE さらに高エネルギーの パルス成分 (Crab) MAGIC 100MeV Klepser et al. 2012 Aharonian & Bogovalov 2012 nat 482 507 (20-50)RLC で”wind”加速 EMKE nGJ × RLC × σT = 10^-7 Windが早々に high sigma  low sigma ? と単純に考えないでください。 もともとちぎれるところは high sigma でない、reconnection もあり、 構造を考えないといけない。Multiplicity n/nGJも気になる。

Polar Cap：time dependent なモデルが研究され始めた。 Outer gap にも 同様の研究が必要 加速 電子陽電子対生成 E//消滅 Gap化 始まったばっかりです！ PIC simulation Polar Cap から着手 Outer Gap もしなければ 　 　　　　念願の電波発生機構に手がつけられるかも

Timokhin 2010 MN 408 2092

(Particle simulation) パルサー磁気圏粒子加速 ★ outer Gap は決まり！ Pulse shape Spectrum Theory (Particle simulation) (5分) ある領域で Wind 加速 ★ 立体構造を明らかにする(CT) ステップがスタート (6分) Outer Gap OK, 新しい成分の話 より精密なモデルへ eg. PIC ★ Pulsar Wind Nebula formation (3分)  termination of the pulsar wind pulsar wind の診断 　　Nebula の粒子加速

. KC model Kinetic dominant wind (low sigma) Temination shock Pulsar Wind Lwind　～Erot KC model Kinetic dominant wind (low sigma) Temination shock thermalize + acceleration wind model suggest Poynting flux dominant sync もともと 電波を出している粒子数は多すぎる 10^9nGJ 化石電子 ＩＣ Aharonian, F.A. & Atoyan, A.M., 1998 dN dE -1.5 -2.5～ -3.4 . Lyubarsky 2003 MN 345 153 折りたたまれた equatorial current sheet がショックして、磁気リコネクションが誘導。 λ=2πRLC << r_B 熱化 ＋ 加速 reconnection magnetic Fast shock

リコネクション領域での加速を体験する確率の問題 1D Petri & Lyubarsky 2D Lyubarsky & Liverts 2008 3D Sironi & Spitkovsky 2011 λ/rBσ = λ/(ωB c / ωp^2) が小さいと Maxwellian 大きいと Power law リコネクション領域での加速を体験する確率の問題 赤道にでるのは良い。Disc 粒子数と到達ローレンツ因子がこれでうまくいくかどうか怪しい。観測に合うモデルはまだない。 -1.5

(Particle simulation) パルサー磁気圏粒子加速 ★ outer Gap は決まり！ Pulse shape Spectrum Theory (Particle simulation) (5分) ある領域で Wind 加速 ★ 立体構造を明らかにする(CT) ステップがスタート (6分) Outer Gap OK, 新しい成分の話 より精密なモデルへ eg. PIC ★ Pulsar Wind Nebula formation (3分)  termination of the pulsar wind pulsar wind の診断 　　Nebula の粒子加速

ご清聴ありがとうございました 今年の雪はひどかったなぁ