Transcript PPTX - 名古屋大学

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
金沢大学集中講義
1
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
金沢大学集中講義
2
超新星1987A
1987年2月24日
1987年2月23日
大マゼラン星雲
大マゼラン星雲
金沢大学集中講義
3
新星(nova)・超新星(supernova)
突然明るく発生する星。
光度
新星 … 太陽の~105 倍
9
超新星 … 太陽の~10 倍
新しい星の誕生と思われていた。
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4
新星
©Wikipedia
白色矮星周辺の降着円盤(恒星+白色矮星)
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5
超新星Ia型
白色矮星+連星系。核反応の暴走。
金沢大学集中講義
6
超新星II型
大質量星の重力崩壊。後に中性子星やBH。
金沢大学集中講義
7
ぎんが衛星
ちなみに
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
金沢大学集中講義
8
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
• Type II … スペクトルに水素有り
• 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。
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9
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)
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10
恒星の釣り合い
重力エネルギー＝粒子の運動エネルギー
基本的な量
𝑀
核子数𝑁𝑝 =電子数𝑁𝑒 =
𝑚𝑝
核子数密度𝑛𝑝
=電子数密度𝑛𝑒 ∼
半径R, 質量M
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𝑀
𝑚𝑝 𝑅 3
11
恒星の重力エネルギー
𝑀2
𝐸𝐺 ∼ −𝐺
𝑅
半径R, 質量M
ln |𝐸𝐺 |
2
∝𝑀 𝑅
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−1
ln 𝑅
12
縮退星の粒子の運動エネルギー
密度が高く、不確定性関係で激しく暴れる
(縮退圧>>熱エネルギー密度)
粒子数密度𝑛𝑒 ∼ 𝑛𝑝 ∼
1
−
3
半径R, 質量M
𝑀
𝑚𝑝 𝑅 3
1
−
3
1
3
粒子間隔𝑙 = 𝑛𝑒 ∼ 𝑀 𝑚𝑝 𝑅
ℏ
𝑙
1
3
1
−
3
不確定性関係 𝑝 ∼ ∼ ℏ𝑀 𝑚𝑝 𝑅
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−1
13
縮退星粒子の運動エネルギー
1
3
1
−
3
運動量𝑝 ∼ ℏ𝑀 𝑚𝑝 𝑅
電子が光速に近い
電子が遅い
𝜖𝑒 =
𝑝2
2𝑚𝑒
∼ ℏ𝑀
(𝜖𝑒 ≫ 𝜖𝑝 )
𝐸𝐾 =
𝑀
𝜖
𝑚𝑝
−1
2
3
2
−3
𝑚𝑝 𝑚𝑒−1 𝑅 −2
5
3
5
−3
∼ ℏ𝑀 𝑚𝑝 𝑚𝑒−1 𝑅−2
(𝐸𝑒 ≫ 𝐸𝑝 → 𝐸𝐾 = 𝐸𝑒 + 𝐸𝑝 ∼ 𝐸𝑒 )
𝜖𝑒 = 𝑝𝑐 ∼
(𝜖𝑒 = 𝜖𝑝 )
𝐸𝐾 =
𝑀
𝜖
𝑚𝑝
1 −1
ℏ𝑐𝑀3 𝑚𝑝 3 𝑅−1
∼ ℏ𝑐𝑀
4
3
4
−3
𝑚𝑝 𝑅 −1
(𝐸𝑒 = 𝐸𝑝 → 𝐸𝐾 = 2𝐸𝑒 )
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14
縮退性粒子の運動エネルギー
ln 𝐸𝐾
∝
4
𝑀3 𝑅−1
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or
5 −5
= ℏ𝑀3 𝑚𝑝 3 𝑚𝑒−1 𝑅 −2
4 −4
= ℏ𝑐𝑀3 𝑚𝑝 3 𝑅 −1
∝
5
−2
3
𝑀 𝑅
𝐸
ln 𝑅
15
通常の白色矮星
ln 𝐸
𝐸𝑘
∝
4
−1
3
𝑀 𝑅
|𝐸𝐺 |
2 −1
∝𝑀 𝑅
∝
5
𝑀3 𝑅−2
釣合半径
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ln 𝑅
16
ちょっと重い白色矮星
ln 𝐸
𝐸𝑘
∝
4
−1
3
𝑀 𝑅
|𝐸𝐺 |
2 −1
∝𝑀 𝑅
∝
釣合半径
金沢大学集中講義
5
−2
3
𝑀 𝑅
ln 𝑅
17
重い白色矮星
ln 𝐸
𝐸𝑘
∝
|𝐸𝐺 |
2 −1
∝𝑀 𝑅
4
𝑀3 𝑅−1
∝
5
𝑀3 𝑅 −2
釣合うところがない！
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ln 𝑅
18
ちょうど重なる白色矮星
ln 𝐸
𝐸𝑘
∝
|𝐸𝐺 |
2 −1
∝𝑀 𝑅
4
𝑀3 𝑅−1
∝
5
𝑀3 𝑅 −2
Chandrasekhar質量と呼ぶ
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ln 𝑅
19
Chandrasekhar質量
電子が光速に近い条件で、|𝐸𝐺 | = 𝐸𝐾
2
𝑀
𝐺
=
𝑅
ℏ𝑐
𝑀=
𝐺
3
2
4 −4
ℏ𝑐𝑀3 𝑚𝑝 3 𝑅−1
𝑚𝑝−2 ∼ 3.7 × 1033 𝑔 ∼ 1.9𝑀⊙
詳しく計算して、𝑀 = 1.4𝑀⊙
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20
放出エネルギー概算: Type Ia
33
白色矮星 𝑀 ∼ 2 × 10 g
核子数
2×1033 𝑔
2×10−24 𝑔
57
= 10 個
放出エネルギー
57
63
51
1MeV/個× 10 個 = 10 eV = 10 erg
白色矮星の重力束縛エネルギー
𝑀2
−𝐺
𝑅
50
𝐸𝑔 =
∼ 4 × 10
(𝑅 ∼ 6 × 108 cm)
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erg 吹っ飛ぶ。
21
Type Ia重元素合成
理論計算の例(Nomoto + 1984, Thielemann + 1996)
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22
SN1006 (1006年の超新星爆発)
藤原定家 明月記
すざく衛星X線画像
23
大量の鉄原子。Type Ia確定？
X線の到来数
ネオン
硫黄
アルゴン
鉄
酸素
マグネ
シウム シリコン
カルシウム
エネルギー(KeV)
24
Type Ia光度
最大光度はどれも同程度らしい標準光源
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25
観測的宇宙論で活躍
見かけの明るさ
距離
距離 vs 赤方偏移
宇宙論パラメター
ダークエネルギー
を示唆
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26
放出エネルギー概算: Type II
中性子星の重力エネルギー
33
M~1.4Msun=3 × 10 g
6
R~10km=10 cm
2
53
E~− 𝐺𝑀 𝑅 = 6 × 10 erg
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 1%の∼ 1051 erg
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27
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%
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28
超新星爆発の影響
星間物質の運動エネルギー
1
𝑀
𝑉
2
57
𝑀𝑉 ~10 𝑒𝑟𝑔
2
1010 𝑀 100𝑘𝑚/𝑠
2
超新星爆発
1発
10
59
10 𝑒𝑟𝑔 ×
× 10 年～10 𝑒𝑟𝑔
100年
51
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29
超新星残骸
E~1051ergで星がふっとぶ。
爆風速度
1
2
1
2
 E   M 
 2E 
9
V ~
 ~ 10 cm / s  51


33 
M 
10 erg   2 10 g 

音速(～105 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)
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30
1
2
Chandra X-ray image: Shell
Cassiopeia A
SN1006
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©CXC
31
Chandra X-ray image: Plerionic
Crab
3C58
パルサー風星雲と関連
©CXC
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32
Chandra X-ray image: Composite
Kes 75
SNR0540-69.3
金沢大学集中講義
©CXC
33
Chandra X-ray image: Mixed Morphology
ＩＣ４４３
Kes 79
赤:可視光
緑:電波
青:X-ray
Seward et al. 2003
©CXC
電波でシェル型、X線で中心集中
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34
SNRの進化(1): Ejecta 自由膨張期
星間物質
ejecta
金沢大学集中講義
35
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
接触不連続面
星間物質
加熱された
ejecta
逆行衝撃波
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36
衝撃波の位置
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37
Seward & Charles “Exploring the X-ray Universe”
SNRの進化(3): 放射冷却期
51
E0(~10 erg)に比べて、放射で失った
エネルギーが無視できない。
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38
有名なSNRの例
名前
年
齢
距離
直径 視直径
段階
タイプ
kyr
kpc
pc
分角
Cas A
3.4
3
3.5
4
1-2
シェル
38
Kepler
0.40 5?
4.4?
3
1-2
シェル
10
Tycho
0.43 3
7.0
8
1-2
シェル
6
SN1006
1.00 1
9
30
1-2
シェル
1
Lx
1035
erg/s
E0102-72.3 1
60
13
0.73
1-2
シェル
210
W44
7
3
26
30
2
MM
20
Kes79
7
7
22
11
2
MM
25
Cyg Loop
20
0.8
40
170
2~3
シェル
11
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1.自由膨張
2.セドフ
3.放射冷却
Mixed
Morphology
39
断熱膨張期: Sedov解
時刻t
ρ
E
r
定性的導出 1
75
𝑟 𝑡 =
8𝜋
5
1
1 2
−
5
𝐸 𝜌 5𝑡5
2 75
𝑣 𝑡 =
5 8𝜋
1
5
1
1 3
− −
𝐸5𝜌 5𝑡 5
金沢大学集中講義
40
さらなる詳細は坂下・池内「宇宙流体力学」など
衝撃波
実験室系
衝撃波静止系
V2
V1
V1
質量保存 𝜌1 𝑉1 = 𝜌2 𝑉2
エネルギー保存(単位質量あたり)
𝑃1
𝜌1
+
𝑉12
2
+
1 3
𝑘𝑇1
𝑚 2
運動量保存
=
𝑃2
𝜌2
+
2
𝜌1 𝑉金沢大学集中講義
1 + 𝑃1
𝑉22
2
=
+
1 3
( 𝑘𝑇2 )
𝑚 2
2
𝜌2 𝑉2
+ 𝑃2
41
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
𝑃1
≪ 𝑉1
𝜌1
金沢大学集中講義
𝑘𝑇1
≪ V1
𝑚
42
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 𝜌1 𝑉1 = 𝜌2 𝑉2
エネルギー保存
𝑉12 𝑃2 𝑉22 1 3
= +
+ ( 𝑘𝑇2 )
2
𝜌2
2 𝑚 2
運動量保存
2
2
𝜌1 𝑉金沢大学集中講義
1 = 𝜌2 𝑉2
+ 𝑃2
43
解
𝑃=
𝜌
𝑘𝑇と組み合わせて解くと、
𝑚
𝜌2 = 4𝜌1
1
𝑉2 = 𝑉1
4
3
3
2
2
𝑘𝑇2 =
𝑚𝑉1 ~ 𝑚𝑝 𝑉1
16
32
(主成分水素原子)
金沢大学集中講義
44
Sedov解と組み合わせる
75
𝑟 𝑡 =
8𝜋
2 75
𝑉 𝑡 =
5 8𝜋
1
5
1
5
1
1 2
−
5
𝐸 𝜌 5𝑡5
1
1 2
−
5
~1.24𝐸 𝜌 5 𝑡 5
1
1 3
− −
5
𝐸 𝜌 5𝑡 5
1
1 3
− −
5
0.50𝐸 𝜌 5 𝑡 5
∼
2
2 6
3
− −
2
5
𝑘𝑇 𝑡 =
𝑚𝑝 𝑉 ∼ 0.023𝑚𝑝 𝐸 𝜌 5 𝑡 5
32
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45
現実のSNR
51
−24
𝐸 ∼ 10 𝑒𝑟𝑔, 𝜌 ∼ 10
𝑟 𝑡
1
1 2
−
~1.24𝐸 5 𝜌 5 𝑡 5
𝑉 𝑡 ∼
1
1 3
− −
0.50𝐸 5 𝜌 5 𝑡 5
𝑘𝑇 𝑡 =
3
10
𝑔 𝑐𝑚 , 𝑡 ∼ 3 × 10 𝑠
19
∼ 1.9 × 10 𝑐𝑚 ∼ 6𝑝𝑐
∼ 2.6 × 108 𝑐𝑚 𝑠
2
2 6
− −
5
0.023𝑚𝑝 𝐸 𝜌 5 𝑡 5
∼ 6.4𝑘𝑒𝑉
温度が少し高めだが、いい線いってる。
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46
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
鉄ライン
中心エネルギー
6.445+0.001-0.001keV
Tamagawa et al. 2009
Hayato et al. 2010 金沢大学集中講義
高階電離して
いない！
47
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
12
3
𝑛𝑒 × 𝑡 ∼ 10 𝑠 𝑐𝑚 で 𝑇𝑒 ∼ 𝑇𝑧
それ以下の場合は 𝑇𝑒 > 𝑇𝑍
𝑛𝑒 : 電子数密度
𝑡: 電離開始からの時間
𝑇𝑍 : 電離の度合いを示す温度
𝑇𝑒 : 電子の運動を示す温度
Masai et al. 1994
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48
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
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49
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
金沢大学集中講義
50
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
金沢大学集中講義
51
NEI plasma
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？
金沢大学集中講義
52
すざく衛星 IC433観測
Yamaguchi et al. 2009
カラー: X線、緑:可視光
金沢大学集中講義
スペクトル
53
不思議な残差
CIEプラズマモデル+Si, S, Ar Ly α+Si Ly β
金沢大学集中講義
54
Radiative Recombination Continuum
Mg, Si, Sの水素状イオンのfree-bound
金沢大学集中講義
55
Free-bound放射
0
電子の
運動E
の範囲
光子数
E
スペクトル
電子の運動E
の範囲
-Eb
Eb
F-B放射からも温度がわかる。
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E
56
パラメター
RRCの幅
=プラズマモデル
のkTe
金沢大学集中講義
57
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 𝑇𝑍 ∼1.0keV S 𝑇𝑍 ∼1.2keV 𝑇𝑒 ∼0.6keV
金沢大学集中講義
58
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 𝑘𝑇𝑍 =1.0keV, S 𝑘𝑇𝑍 =1.2keVなので、He状イ
オンの存在比異なる。修正すると、
𝑍𝑆𝑖 ～ 2.2 solar
𝑍𝑆 ～2.6 solar
金沢大学集中講義
59
プラズマ量
𝐹𝑅𝑅𝐶 = 𝛼1 𝑇𝑒 𝐴𝑍 𝑓0 × 𝐸𝑀
−3 −1
𝛼1 :K殻RRC割合 (𝑝ℎ𝑜𝑡𝑜𝑛 𝑐𝑚 𝑠 )
𝐴𝑍 : アバンダンス
𝑓0 : fully ionized ionの割合
2
−5
EM: emission measure (/4𝜋𝐷 ) (𝑐𝑚 )
Si RRCから: 𝐸𝑀 ∼ 9.9 × 1012 𝑐𝑚−5
S RRCから: 𝐸𝑀 ∼ 9.4 × 1012 𝑐𝑚−5
12
−5
Bremsから: 𝐸𝑀 ∼ 6.4 × 10 𝑐𝑚
大雑把に一致する
金沢大学集中講義
60
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。
金沢大学集中講義
61
IC443
過電離プラズマSNR
W28
W49B
Yamaguchi et al. 2009
Ｗ４４
Sawada et al. 2012 Ozawa et al. 2009
G359.1-0.5
全てすざく衛星
の成果
Uchida et al. 2012
金沢大学集中講義
Ohnishi
et al.2011
62
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
–爆発当時は暗かったのか？
• 多くがガンマ線天体
–IC443, W28, W49B, W44
金沢大学集中講義
63
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)
金沢大学集中講義
64
シンクロトロンX線
Koyama et al. 1995
輝線がない
輝線
金沢大学集中講義
65
電波シンクロトロンとつながる
金沢大学集中講義
66
シンクロトロン放射だろう
𝐸𝑠𝑦𝑛𝑐
𝐵
𝐸𝑒
= ℏ𝜔𝑐 ∼ 6.6𝑘𝑒𝑉
10𝜇𝐺 10𝑇𝑒𝑉
高エネルギー電子の存在!
金沢大学集中講義
2
67
フィラメント状のシンクロトロン放射
©CXC
Bamba et al. 2003
金沢大学集中講義
68
I(E)∝E-α
宇宙線
• 主成分:陽子
• Knee 以下: 銀河
Knee~1015eV
系起源
α～2.7
• Ankle以上:銀河系
外起源
α～3.0
• Knee~ankle:両方
の混合
Ankle~1018 eV α～2.8
金沢大学集中講義
©Wikipedia
69
宇宙線のエネルギー収支
エネルギー密度: ~1eV/cc
銀河全体
2
66
3
𝑉 ∼ 𝜋 20𝑘𝑝𝑐 × 100𝑝𝑐 ∼ 3 × 10 𝑐𝑚
66
54
𝐸 ∼ 3 × 10 𝑒𝑉 = 5 × 10 𝑒𝑟𝑔
7
宇宙線の年齢:∼ 10 yr (同位体比など)
エネルギー供給: 1048 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)
金沢大学集中講義
70
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
金沢大学集中講義
71
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
𝑝+1
Γ=
 p～3
2
Power-lawを生みだす機構は？
金沢大学集中講義
72
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。
金沢大学集中講義
73
散乱による加速
実験室系 V
散乱体静止系
𝜖′
𝑐
𝜖
𝑐
𝑝
𝑝′
𝜖′
𝑐
′
=𝛾
𝜖
+𝛽𝑝
𝑐
𝑝 =𝛾 𝑝+
𝜖
𝛽𝑐
∼
𝜖
+𝛽𝑝
𝑐
∼𝑝+
𝛽 = 𝑉 𝑐 ≪ 1,
金沢大学集中講義
𝜖
𝛽𝑐
𝛾=1
1 − 𝛽2 ∼ 1
74
散乱による加速
散乱体静止系
実験室系
𝜖′′
𝑐
𝜖’
𝑐
−𝑝′′
−𝑝′
𝜖′′
𝑐
=𝛾
′′
V
𝜖′
+𝛽𝑝′
𝑐
′
𝑝 =𝛾 𝑝 +
∼
𝜖′
𝛽𝑐
𝜖′
𝜖
𝜖
′
+𝛽𝑝 ∼ +2𝛽𝑝∼(1+2𝛽)
𝑐
𝑐
𝑐
′
∼𝑝 +
𝜖′
𝛽𝑐
∼𝑝+
𝛽 = 𝑉 𝑐 ≪ 1, 𝛾 = 1
金沢大学集中講義
𝜖
2𝛽 𝑐
1 − 𝛽2 ∼ 1
75
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𝑡𝑐𝑜𝑙 として、𝑑𝜖 = 𝛼𝜖 ×
𝛼
𝜖 𝑡 = 𝜖0 𝑒 𝑡𝑐𝑜𝑙
金沢大学集中講義
𝑑𝑡
𝑡𝑐𝑜𝑙
𝑡
76
落ちこぼれもいる
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、
𝑑𝑡
𝑑𝑁 = −𝑁𝑃
𝑡𝑐𝑜𝑙
𝑁 𝑡 = 𝑁0 𝑒
金沢大学集中講義
−
𝑃
𝑡𝑐𝑜𝑙
𝑡
77
粒子エネルギー分布
𝜖 𝑡 = 𝜖0
𝑑𝑁
𝑑𝑁
=
𝑑𝜖
𝑑𝑡
𝛼
𝑒 𝑡𝑐𝑜𝑙
𝑡
𝑑𝜖
−
∝𝑒
𝑑𝑡
𝑁 𝑡 = 𝑁0 𝑒
𝑃
𝛼
+
𝑡
𝑡𝑐𝑜𝑙 𝑡𝑐𝑜𝑙
𝑑𝑁
∝𝜖 𝑡
𝑑𝜖
=
−
𝑃
𝑡𝑐𝑜𝑙
𝑡
𝛼
𝑃
−
𝑡(1+ )
𝑡
𝛼
𝑒 𝑐𝑜𝑙
𝑃
−(1+ )
𝛼
「金持ち勝つ」と、「落ちこぼれ」がポイント
金沢大学集中講義
78
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？
金沢大学集中講義
79
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。
金沢大学集中講義
80
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？
金沢大学集中講義
81
衝撃波加速
衝撃波静止系
衝撃波は、互いに迫り
V/4
V
よる「壁」を実現。
正面衝突だけ発生。
下流静止系
3V/4
V/4
実験室系=上流静止系
3V/4
金沢大学集中講義
V
82
衝撃波加速
金沢大学集中講義
83
衝撃波加速 (Fermi 1次加速)
Δ𝜖 =
4𝑉
𝜖
3𝑐
(𝛼 =
4𝑉
)
3𝑐
4𝑉
𝑃=
3𝑐
高原文郎「天体高エネルギー現象」など
𝑑𝑁
∝𝜖 𝑡
𝑑𝜖
𝑃
− 1+
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
金沢大学集中講義
84
フィラメントの幅
フィラメント射影
2-10keV
0.4-0.8keV
rL ~ 1 pc[
E
B 1
][
]
10TeV 1mG
ショック上流～4秒角(0.04pc) 下流～20秒角(0.2pc)
E
B 1
rL ~ 1 pc[
][
]
ラーマー半径
10TeV 1mG
金沢大学集中講義
85
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
金沢大学集中講義
86
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
金沢大学集中講義
87
SNR RXJ1713.7-3946
Chandra image
Uchiyama et al. 2007
X線フィラメントが数年で点いたり消えたりする。
金沢大学集中講義
88
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
2
4𝑒 𝑒𝛾𝛽𝐵
𝑃= 3
9𝑐
𝑚
𝑡𝑐𝑜𝑜𝑙
2
E
= 2.54 × 10 𝑒𝑉 𝑠
1TeV
3
𝐸
𝐵
∼ 𝐸 𝑃 = 12.5𝑦𝑟𝑠
1𝑇𝑒𝑉 1𝑚𝐺
2
−2
B
1mG
2
シンクロトロン放射でエネルギー𝜖𝑥 の光子を
出す電子の寿命
−1.5
−0.5
𝜖𝑥
𝐵
𝑡𝑐𝑜𝑜𝑙 ∼ 3.2𝑦𝑟𝑠
1𝑘𝑒𝑉
1𝑚𝐺
ミリガウスの磁場が必要
金沢大学集中講義
89
加速で点くのか？
𝑙
𝑉
往復のタイムスケール 𝑡𝑐𝑜𝑙 ∼
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
𝑡𝑎𝑐𝑐 ∼ 𝑡𝑐𝑜𝑙 𝛼 ∼ (𝑙 𝑉)/(𝑉 𝑐) = 𝑙𝑐 𝑉 2 ∼ 𝐷/𝑉 2
拡散係数𝐷 ∼ 𝑙𝑐 ∼
𝑡𝑎𝑐𝑐
𝐵
∼ 0.36𝑦𝑟𝑠
1𝑚𝐺
−1
𝐸
𝑒𝐵
𝑐
𝐸
𝑉
1𝑇𝑒𝑉 3000 𝑘𝑚 𝑠
金沢大学集中講義
−2
90
加速で点くのか？
加速のタイムスケール
𝑡𝑎𝑐𝑐
𝐵
∼ 0.36𝑦𝑟𝑠
1𝑚𝐺
∼ 1.4𝑦𝑟𝑠
−1
𝐸
𝑉
1𝑇𝑒𝑉 3000 𝑘𝑚 𝑠
−2
−2
𝐵 −1.5 𝜖𝑥 0.5
𝑉
1𝑚𝐺
1𝑘𝑒𝑉
3000𝑘𝑚 𝑠
ミリガウスの磁場が必要
金沢大学集中講義
91
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。
金沢大学集中講義
92
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？
金沢大学集中講義
93
ヒント
TeVガンマ線天体
Chaves et al. 2009 arXiv:0907.0768v1
金沢大学集中講義
94
TeVガンマ線起源
• 高エネルギー電子起源
–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
金沢大学集中講義
95
X線で非常に暗いTeV天体がある
HESSJ1616-508
X-ray
TeV
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？
金沢大学集中講義
96
SN1006にまつわる最近の話題
内部のスペクトル: 原子の特性X線
すざく衛星
金沢大学集中講義
Uchida et al. 2013
97
ケイ素の分布
重元素は非対称分布非対称爆発
Type Iaは本当に標準光源か？
金沢大学集中講義
98