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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
Magnetar はおもしろい (4分)
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
○ 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！
10^15G
P and HBP
Pdot
Log [ dP/dt (sec/sec) ]
Magnetar
-10
10^13G
XINS
OP
RRAT
Ｘ
SGR0418+5729
MSP
-20
10^9G
-3
-2
-1
0
Log [ P (sec) ]
1
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。
Magnetar のＸからγ線にかけてのスペクトル
νFν
Suzaku だからできる
Soft-hard X同時観測
Enoto et al. 2010
High field
Young magnetar
Observed range
Fs
F
h
1MeV cutoff
Hardness Ratio (HR)
Fh
Fs
～ ２０
νFν
Low field
Old magnetar
Observed range
Fs
Fh
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
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
P-Pdot diagram 上で Bd ～10^14 でも
Ba ～ (10-100)×Bd だろう
(Ba)^2/8π × 体積
crust
J・E
Ohmic
dissipation
1
:
J・E
粒子加速
Non-thermal
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？
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]
38
かなりにぎやかになってきた
37
Crab
36
B1509-58
マグネター
35
J1821
34
XINS
33
32
31
J2143
J1847
B0154
J0806
J1726
J1734
J1718
J1819
J0720 ？
J1308
SGR
J18560418
J1814
J1846(200
6)
J1930
J1846(200
9)
J1846(200
0)
J1124
J1622
J1119
B1916
J0007
Vela
J0420
30
29
Geminga
回転駆動型
28
27
30
31
32
33
34
35
Log(Erot) [erg/s]
36
37
38
39
パルサー磁気圏粒子加速
★ outer Gap は決まり！
Pulse shape
(5分)
Spectrum
Theory
(Particle simulation)
★ 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
場所変更
Strong emf + limited plasma source
Q = 1/3 真空電場
ー
E・B>0
E・B<0
＋
Equipotentials (Q=1/3)
Magnetic filed lines
E//=0 Force-free surfaces
Wada & Shibata 2011 MN 418, 612
pair-discharge in the outer gap
＊Outer gap is formed with
continuous pair creation
＊Polar outflow (enforced)
＊polar cap accelerator??
Yuki & Shibata 2012 PASJ in press
＋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
Magnetic axis
Rotation axis
Ω
Polar cap
Slot gap
Outer gap
Current Neutral zone
Neutral sheet
Pulsar aurora?
Magnetic reconnection
パルサー磁気圏粒子加速
★ outer Gap は決まり！
Pulse shape
(5分)
Spectrum
Theory
(Particle simulation)
★ 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
観測
理論
Two-layer
Outer-gap model
Takata et.al.
2011 MN 415 1827
Rotation
power
Photon index
Rotation power
Cutoff energy
Magnetic field at LC
Caustic でない第３ピーク
After Ray & Parkinson 2010
Astro-ph 1007.2183
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
n
GJ
× 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
E//発
同様の研究が必要
生
Gap化
E//消滅
加速
電子陽
電子対
生成
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
パルサー磁気圏粒子加速
★ outer Gap は決まり！
Pulse shape
(5分)
Spectrum
Theory
(Particle simulation)
★ 立体構造を明らかにする(CT)
ステップがスタート
ある領域で
Wind 加速
(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
Pulsar Wind Lwind ～Erot
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
Kinetic dominant wind (low
sigma)
Temination shock
 thermalize + acceleration
sync
ＩＣ
Aharonian, F.A. & Atoyan, A.M., 1998
-1.5
dN
dE
.
wind model suggest
Poynting flux dominant
Fast shock
熱化
＋
加速
magnetic
reconnection
-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
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
-1.5
パルサー磁気圏粒子加速
★ outer Gap は決まり！
Pulse shape
(5分)
Spectrum
Theory
(Particle simulation)
★ 立体構造を明らかにする(CT)
ステップがスタート
ある領域で
Wind 加速
(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