重要な効果 ブラックホールや中性子星（パルサー）磁気圏 銀河団スケールの加速(L×Bが大きい) 1020 eV以上 宇宙では相対論的プラズマが現れる場面がいくつかある。 ブラックホールや中性子星（パルサー）磁気圏 銀河団スケールの加速(L×Bが大きい) 1020 eV以上 重要な効果 粒子加速領域で電子陽電子対プラズマの生成 相対論的 MHD では電気力ρe E が無視できないこと： 電磁場の慣性 （遠心力風の加速効率の問題(σ問題)、磁気中性面と衝撃波との相互作用。永田・星野講演) 時空の構造の効果： ブラックホール磁気圏 富松講演
電子陽電子対の生成 粒子加速対生成プラズマ加速機構へのフィードバック 対プラズマと粒子ビームとの相互作用電波放射（メーザー） γ線放射 電子の加速 粒子加速対生成プラズマ加速機構へのフィードバック 対プラズマと粒子ビームとの相互作用電波放射（メーザー）
Result of 3D particle simulation (Wada and Shibata 2005) E//, pair creation: Gamma-ray emission Outer Gap rotating disc induction of rotation; Vφ→ｃ; γ increased; radiation drag; outflow
Result of 3D particle simulation (Wada and Shibata 2005) 電子のoutflow 混合したoutflow 中性子星による 非常に強い電磁誘導 共回転でγ増大 E⊥ Radiation drag drift 陽電子のoutflow 電子陽電子対を作るギャップ E//
静電気力：電磁場の慣性 ρE + j×B/c –grad p + … =0 プラズマが入っていないのになぜ開くか？ B2/8π>>nmc2 でもhot plasma sheetなし リコネクションRateをパラメータとして導入 プラズマが入っていないのになぜ開くか？ 軸対称回転磁気圏のforce-free 数値解 McKenney 2006 MNRAS 368, L30 開くBC 磁気中性面がちゃんと解けているかに依存 Force-free で Y-point がlc にあるときは E>B になりforce-freeと矛盾する 局所的な解析 (Uzdenski 2003)
Open field 領域は force-free の結果に非常に近い： γ～γw1/3 Bφ Jp r2 軸対称遠心力問題 RMHD Komissarov 2005 MN 237, 19 Open field 領域は force-free の結果に非常に近い： γ～γw1/3 γw =B2/8πnmc2 log(γ2h/B2) B2 σ=ME/KE >> 1 ところが、 全wind luminosity の15%がcurrent sheet 内の plasma energy で運ばれている。 磁気中性面の取り扱いがいずれも不完全 σ=ME/KE >> 1 は受け入れるか？
Termination shock of the pulsar wind Crab Nebula から σ<<1 を結論することは早計かもしれない。 多数の磁気中性面で加速・過熱があるかもしれない。 Wind 中では不十分(Zenitani D論) 衝撃波での散逸 (永田、星野) シンクロトロン星雲 B～0.2mg, γ～106 Rg～1011cm Termination shock of the pulsar wind 磁気 中性面 間隔cP=109cm