Transcript Takahara_12SepAGNWS

ジェット形成機構と粒子加速機構
最近の話題
２０１２年９月６－７日
国立天文台
「巨大ブラックホールからの噴出流」研究会
高原文郎(阪大理宇宙地球)
Outline
1. 標準的描像
2. ジェット形成の理論
 基本的問題
 最近の進展
 中性子シナリオ
3. 粒子加速理論
 衝撃波加速シナリオの観測的問題
 二次加速
標準的描像
•
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•
多周波スペクトル解析と時間変動
内部衝撃波と衝撃波電子加速
synchrotron + inverse Compton with relativistic beaming
𝑢rel ≫ 𝑢mag : kinetic power dominated
•
ramifications and open issues:
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•
•
•
seed photons of IC (SSC, BLR, IR torus)
±
composition: e/p vs e (Bulk Compton problem)
origin of a large spectral break
origin of very short time scale TeV flares
role of recollimation shock
multi-zone emission region
role of stochastic acceleration
role of jitter radiation
hadronic contribution
…
Model fitting
KTK 2002
Blazar sequence
Fossati et al. 1998
Internal Shock Scenario
Γ＋δΓ
Γ－δΓ
Abdo et al. (2010)
ΔΓ=1.03
ΔΓ=0.90
sub pc
Nalewajko 2012
10-100 pc
ジェット形成機構
1. 理論の基本的目標
 バルク加速、運動学的光度、コリメーション
2. 基本的問題
 小部分へのエネルギー集中
3. 加速機構
 輻射加速、ファイアボール、MHD加速、EM加速
4. 中性子シナリオ
5. 今後の研究方向
理論の基本的目標
1. バルク加速
2. 運動学的光度
3. コリメーション
4. 構成成分
 輻射領域では
𝛤≈ 𝟏𝟎 − 𝟏𝟎𝟎
𝑳 ≈ 𝑳𝑬𝒅𝒅
𝜽𝒋𝒆𝒕 ≈
𝟏
𝛤
≈ 𝟎. 𝟏
𝑳𝒌𝒊𝒏 ≥ 𝑳𝑷𝒐𝒚
 観測的には 𝑳𝒌𝒊𝒏 は下限のみ得られる
 数流束 を決めるには 𝜸𝒎𝒊𝒏 と熱的成分を決める必要
 慣性を担うのは陽子かe±か？
基本的問題
1. エネルギー源 ブラックホールアクリーション


一粒子あたりの解放エネルギー 〜0.1mc2
大きいけれども非相対論的
2. 小部分へのエネルギー集中が必要



𝐿𝑡𝑜𝑡 = 𝜂 𝑀𝑎𝑐𝑐 𝑐 2
𝐿𝑘𝑖𝑛 = 𝛤 𝑀𝑗𝑒𝑡 𝑐 2
𝜂
𝑀𝑗𝑒𝑡 < 𝑀𝑎𝑐𝑐 ≈ 10−2 ∼ 10−3 𝑀𝑎𝑐𝑐
𝛤
3. 小部分とは何か
 表層物質 （通常は脱出速度程度）
 構成成分の分離
輻射、磁場、電子陽電子対、中性子、宇宙線、等々
加速機構の諸問題（１）
1. 輻射加速
Phinney (1982)
 optically thin e±を𝛤≈ 2-3 まで加速可能
 e/p には無効
 実際には輻射減速の方が問題となる
2. ファイアボール Meszaros & Rees (1992)
 optically thick 𝛤≈𝐸/(𝑀𝑐2 ) まで加速可能
 希薄波による方向性を持った加速 (Aloy & Rezzolla
2006)
 AGNでは熱平衡は不可能
 Wien Fireball Model (Iwamoto & F.T. 2002,2004)
 e± separation problem (Asano & F.T. 2007)
 MeV residual emission?
加速機構の諸問題（２）
3.
MHD加速 (Blandford & Payne 1982 and many others)




磁力線を解くことの困難さ（G-S eq.)
球対称等ほとんどの磁力線形状で低い転換効率
𝛤 ≈ 𝜎01/3 𝐿𝑘𝑖𝑛 ≈ 𝜎0 −2/3 𝐿𝑃𝑜𝑦
ディスク起源かBH回転エネルギー（Blandford & Znajek 1977)か
パルサー風加速問題と共通の問題
 電流閉鎖、境界条件

4.
相対論的流れでは磁気張力による閉じ込め効果は電気力で
ほとんど打ち消される（自己収束はしない）
EM加速 （Kirk & Mochol 2011)

Charge starved flow もともとはパルサーのStrong wave model
(Gunn & Ostriker 1969)
 粒子数は少なくてよいか？
CollimationとCurrent Closure
Ω
B
⊖
⊖
E
⊖
⊖
Ω
⊖
⊖
⊕
⊕
電場は斥力的
Jp<0 Bt<0
ローレンツ力は収束効果
電場は発散効果
Poynting fluxは外向き
電場は引力的
Jp(<,>)0
Bt(<,>)0
Poynting fluxが
外向きであるための
電場構造
相対論的ＭＨＤシミュレーション
• バルク加速の成功例
• Mckinney
– 真空極領域への質量注入を手で与える
• Komissarov
– 外圧(境界の磁力線形状)を手で与える
• 希薄波の特殊相対論的効果
• 質量注入と外圧とがバルク加速を決める
Komissarov, Barkov, Vlahakis & Konigl
(2007) M.N. 380, 51
𝑙𝑒𝑓𝑡:
𝛤𝜌 𝑤𝑖𝑡ℎ 𝐵 𝑓𝑖𝑒𝑙𝑑
right:
𝛤 𝑤𝑖𝑡ℎ 𝑗 𝑓𝑖𝑒𝑙𝑑
定常軸対称MHD流
磁力線方向の力学
電磁流体力学条件
粒子数保存
エネルギー保存
角運動量保存
状態方程式
𝜀, p, nの間の関係式
エントロピー保存
Bp(𝜛)を与えれば振舞いが決まる
（結果がG-S方程式を満たせばOK)
加速が有効であるための条件
電場は
𝜛𝛺
𝐸＝
𝐵𝑝
𝑐
電流は
遠方では 𝐵𝜑 ≈
𝜛𝛺
−
𝐵𝑝
𝑐
単位磁束あたりのポインティング流束は
𝜛𝛺 2
𝐵𝑝
4𝜋𝑐
これが減少すればよい
これは J が減少する（電流が磁場を横切る）ことと等価
中性子シナリオ
Toma & Takahara 2012: Ap.J.754, 148
• 磁気圏があるとして、mass loadingが𝛤を決める
• Goldreich-Julian的ならば、粒子数不足
• 円盤表面からの流れだと準相対論的にとどまる
• カスケード対生成の可能性もあるが、莫大な多重
度が必要
• バリオンの入射がありえるか？
• 円盤部で加速された陽子の中性子への転換を考
える
有限寿命の中性バリオン
f_th: accretion efficiency
f_a: acceleration efficiency
f_n: neutron conversion efficiency
結果と展望
• 適度な質量注入率が得られる
• 中性子の寿命を通じて、ブラックホール質量に依存
する 𝑐𝜏𝑛 ≈ 3 × 1013 𝑐𝑚
• パワーはそれほど大きくはない
•
•
𝛾の小さいものが質量注入に寄与
ファイアボールというより相対論的粒子群
• パワーはポインティングパワーの可能性大
• 何が𝛺を決めるのか？
•
•
円盤の回転か、注入粒子の角運動量か？
Blandford-Znajek機構の論争とも関連
• 粒子加速を考慮した降積円盤モデルの構築
粒子加速機構
 衝撃波粒子加速だけで十分か？
broken power law spectrum 𝛾 −𝑝 with cooling break
p=2 at low energy; p=3 at high energy
can be large enough
(actually too large, IT1996)
直接加速、二次加速、シア加速、、、
Recent blazar observations
objects with extremely hard TeV spectra
 0229 and few others: absence of cooling population
FSRQ
 TeV emission : recollimation shock beyond BLR ?
 large spectral break at GeV: not a simple cooling
break
X-ray spectral features
 log-parabolic, broken power law, exponential cutoff,,,
 time variation of Mrk421
1ES 0229+200
extreme hard TeV emitter
z=0.1396
γ𝑚𝑖𝑛 =3.9 × 105
γ𝑏𝑟 =6.2 × 107
γ𝑚𝑎𝑥 =1.9 × 108
small B (=32μG)
KN regime for TeV
• Kaufman et al. 2011
Massaro & company
log-parabolic spectra
X-ray spectral shape of HBLs
stochastic + systematic acceleration
Mrk421 Ushio et al. (2009)
Flare Component : broken power law
Steady Component: power law with an exp. cutoff
Suggestions for stochastic acceleration
More complicated electron distribution function
 absence of cooling population
 large spectral breaks
multiple components
 flares + steady (quiecent)
 internal shock + recollimation shock + diffuse
Stochastic (2-nd order Fermi) acceleration
can be large enough if
𝑣𝐴 (replaced from 𝑣𝑠 ) is
as large as 0.01c
Cf. Stawarz & Petrosian (2008)
Stawarz & Petrosian 2008
q=2 hard sphere
q=5/3 Kolmogorov
q=3/2 Kraichnan
q=1 Bohm
1
Stawarz & Petrosian 2008
2
classical Fermi 2 acceleration
 q=2, 𝑡loss =∞, 𝑡acc =const., 𝑡esc = const.
𝑡
1
9
 𝑛 𝑝 ∝ 𝑝−𝜎 ; σ= - + + acc
2
4
𝑡esc
pure acceleration: steady flow in the momentum space
with 𝑡loss = ∞ and 𝑡esc = ∞:
 𝑛(𝑝) ∝ 𝑝1−𝑞
equilibrium solution for a fixed number of particles with
𝑡loss ∝𝑝−1 and 𝑡𝑒𝑠𝑐 = ∞:
 𝑛 𝑝 ∝
𝑝2 exp
1
𝑝 3−𝑞
−
3−𝑞 𝑝eq
Stawarz & Petrosian 2008 3
Relativistic
Maxwellian-like
Stawarz & Petrosian 2008
4
Hard sphere
classical+
pile-up
Stawarz & Petrosian 2008
5
Bohm
momentum
diffusion
dominated +
pile-up or
escape limited
characteristics of Fermi 2 acceleration
𝑡cool ≫ 𝑡acc ≈ 𝑡esc
 power law spectrum
𝑡esc ≫ 𝑡acc , 𝑡cool
 relativistic Maxwellian like
What if the three time scales are comparable?
 low energy ; Acceleration dominated ; flat power law
 medium energy ; Balance between acceleration and
escape; steeper power law like?
 high energy; balance between acceleration and cooling ;
Maxwellian like ?
 Escape & adiabatic cooling should also work.
課題
• broken power law spectrumの起源？
• 乱流磁場のスペクトル？
• multi-zone?
• エネルギー収支
• 𝛾 あるいはγminはどこまで大きくなれるか？
• 加速電子の磁気乱流への反作用
• 時間変動
• 幾何学的配置
internal shock+recollimation shock+turbulent medium