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衝撃波加速研究の現状 寺沢敏夫 ( 東工大 )

衝撃波加速研究の現状 寺沢敏夫 ( 東工大 ). 2008.11.14 @ 高原さん還暦記念研究会. 衝撃波加速研究の現状 寺沢敏夫 ( 東工大 ). 2008.11.14 @ 高原さん「還暦」記念研究会. 年齢デノミ論 : 10 歳の切り下げを提案. 段階的年齢デノミ論 : Δn 歳の切り下げを提案 if n<=24 then Δn=0 else if n<=30 then Δn=5 else if n<=40 then Δn=7 else Δn=10. 子曰、

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衝撃波加速研究の現状 寺沢敏夫 ( 東工大 )

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  1. 衝撃波加速研究の現状 寺沢敏夫(東工大) 2008.11.14 @高原さん還暦記念研究会

  2. 衝撃波加速研究の現状 寺沢敏夫(東工大) 2008.11.14 @高原さん「還暦」記念研究会 年齢デノミ論: 10歳の切り下げを提案 段階的年齢デノミ論: Δn歳の切り下げを提案 if n<=24 then Δn=0 else if n<=30 then Δn=5 else if n<=40 then Δn=7 else Δn=10 子曰、 吾十有五而志于学、三十而立。 四十而不惑、五十而知天命。 六十而耳順、七十而従心所欲不踰矩。 論語為政第二

  3. 衝撃波加速研究の現状 寺沢敏夫(東工大) 2008.11.14 @高原さん「還暦」記念研究会 年齢デノミ論: 10歳の切り下げを提案 段階的年齢デノミ論: Δn歳の切り下げを提案 if n<=24 then Δn=0 else if n<=30 then Δn=5 else if n<=40 then Δn=7 else Δn=10 子曰、 吾十有五而志于学、三十而立。 四十而不惑、五十而知天命。 六十而耳順、七十而従心所欲不踰矩。 論語為政第二

  4. 衝撃波加速研究の現状 寺沢敏夫(東工大) 2008.11.14 @高原記念天命研究会(?) 何が天命か?、福島さん(宇宙線研TAリーダー)のpptを参考に考えてみる ‘Who ordered muon?’ said I. Rabi. ‘Who ordered UHECR?’ said M. Fukushima.

  5. 天命その2 電磁場のローレンツ変換 & ローレンツ力 サイクロトロン共鳴条件 天命その1 (Hillas 条件)

  6. 天命その1 (rephrased) E→プランクエネルギーのとき、l→プランク長さ 天命その2 (rephrased) ←MHD乱流があれば、必ず非熱的 粒子が生まれる • ただし、条件 • 磁場・乱流があれば →加藤さん、大平さん • (2) 加速の種があれば → injection 問題

  7. Cosmic ray energy spectrum 前史: Parkerほかによるsolar modulation研究 (1958:太陽風理論に続き60年代半ばまで) 現在の宇宙物理学の 最大の謎 1020eV(=16J)に達する超高エネルギー宇宙線の存在 衝撃波加速研究史 60年代末にDSA理論が完成してもよかった (道具立ては出揃った)。しかし、まだ期が熟していなかった。 1978年DSA理論の提唱 1977年～ 同時進行した無衝突衝撃波研究の急速な進展(ISEE衛星群) 計算機シミュレーション技法の発展 ‘70-’80年代はfull particle法は無理 →ハイブリッドシミュレーション全盛期 電子: 流体 + イオン: 粒子 ’90年代後期以降、ようやくfull particle法の適用が現実的なものとなった。 e.g. Shimada & Hoshino, 2000

  8. 日本における衝撃波加速および関連テーマ研究(個人史)日本における衝撃波加速および関連テーマ研究(個人史) 1970年代 (夜明け前) …自前のデータなし、弱小計算機power 1975 … 修士論文 shock drift加速計算 (→Terasawa, 1979) まだ、‘drift加速’という呼び名はなかった。その名で呼ばれるのは 80年代以降 1979 … 宇宙線国際会議(Kyoto) 「衝撃波加速」という概念の存在の認知 1980年代前半までの無衝突衝撃波研究者はほんの一握り (ISAS:TT, 羽田、星野 富山大:坂井、ほか大沢さんなど核融合系数人) 1983-4 高原さんとの共同研究 野辺山45mによるCasA観測 (foreshockの厚み?) 1986年 ハレー彗星ミッションSUISEI Geotailにつながるプラズマ計測技法の獲得 彗星起源中性粒子(H2O, OH,Oなど)→ピックアップ→ピッチ角散乱 1992年 Geotail衛星プラズマ・電磁場データ: 世界水準を一挙に達成 向井利典氏の70年代初めからの努力の結晶 当初はロケットによる電離層イオンの観測から 1994年2.21 ‘Shimada’ shockの観測…電子衝撃波加速、非線形衝撃波の存在証明 1995年 Koyama et al. 1995 Nature論文 SN1006 as 非熱的X線源

  9. an IP shock on 21 Feb 1994 Energy spectra e(60eV-40keV) p(50keV-10MeV) GOES MeV protons 2/ 19 20 21 22 23 solar wind alphas solar windprotons 5 1 0.3 keV/q 07 08 09 10 11 UT on 21 Feb 1994 IPS ‘Shimada’ shock 電子衝撃波加速、非線形衝撃波の存在証明 Vshock~375 km/s in the upstream plasma rest frame MA~5.8 shock angle~68o E-t plot

  10. 衝撃波加速研究…残された問題 ○衝撃波角: 準平行か? 準垂直か? ○被加速粒子の反作用・非線形効果 スペクトル形状 concaveか? → X～TeVのfittingの問題(山崎さん) CR組成異常(非揮発性元素のexcess) → ダストのままinjectされて加速? ○磁場増幅(山崎さん、大平さん) ○電子のinjection問題 サーフィン加速で解決? 2D/3Dだと電子加熱↓で駄目? (TSI, 大平さん) イオンの励起した低周波Alfven波→whistler波 へのカスケード過程

  11. 衝撃波加速研究…残された問題 ○衝撃波角: 準平行か? 準垂直か? ○被加速粒子の反作用・非線形効果 スペクトル形状 concaveか? → X～TeVのfittingの問題(山崎さん) CR組成異常(非揮発性元素のexcess) → ダストのままinjectされて加速? ○磁場増幅(山崎さん、大平さん) ○電子のinjection問題 サーフィン加速で解決? 2D/3Dだと電子加熱↓で駄目? (TSI, 大平さん) イオンの励起した低周波Alfven波→whistler波 へのカスケード過程

  12. SN1006 shock-accelerated TeV electrons → synchrotron radiation Supernova shock B Volk, Berezhko model …. quasi-parallel shock We expect that the spherical shock is seen circular (projection effect). However, the hard X ray image has a bipolar shape. Why? The magnetic shock geometry should be responsible for this bipolar nature. Chandra Hard X ray image (Weisskopf and Hughes, astro-ph/0511327)

  13. SN1006 shock-accelerated TeV electrons → synchrotron radiation Supernova shock B Which geometry is more likely? Yamazaki, Bamba model ... quasi-perpendicular shock Volk, Berezhko model B We expect that the spherical shock is seen circular (projection effect). However, the hard X ray image has a bipolar shape. Why? The magnetic shock geometry should be responsible for this bipolar nature. Chandra Hard X ray image (Weisskopf and Hughes, astro-ph/0511327)

  14. This VHT dependence can be understood in terms of a combined effect of shock drift acceleration and diffusive shock acceleration . shock front upstream downstream MHD waves MHD waves supersonic subsonic u1 u2 Purely perpendicular shock Purely parallel shock Shock drift acceleration Diffusive shock acceleration Scholer (1985) Chuieh (1988)

  15. This VHT dependence can be understood in terms of a combined effect of shock drift acceleration and diffusive shock acceleration . shock front upstream downstream MHD waves MHD waves Oblique shocks (q-perp & q-para) supersonic subsonic u1 u2 Both processes should contribute (Theoretical expectation). Shock drift acceleration Diffusive shock acceleration Scholer (1985) Chuieh (1988) Purely perpendicular shock Purely parallel shock

  16. shock 2000 flare flare flare 2003 1994 72 hours From Terasawa et al., 2006 Local shock geometry seems to control the energy range of SEPs affected by the shock. quasi-parallel One of the remaining problems: How to understand the different roles of quasi-parallel shocks and quasi-perpendicular shocks? oblique (~45deg) quasi-perpendicular

  17. 衝撃波加速研究…残された問題 ○衝撃波角: 準平行か? 準垂直か? ○被加速粒子の反作用・非線形効果 スペクトル形状 concaveか? → X～TeVのfittingの問題(山崎さん) CR組成異常(非揮発性元素のexcess) → ダストのままinjectされて加速? ○磁場増幅(山崎さん、大平さん) ○電子のinjection問題 サーフィン加速で解決? 2D/3Dだと電子加熱↓で駄目? (TSI, 大平さん) イオンの励起した低周波Alfven波→whistler波 へのカスケード過程

  18. 衝撃波加速研究…残された問題 ○衝撃波角: 準平行か? 準垂直か? ○被加速粒子の反作用・非線形効果 スペクトル形状 concaveか? → X～TeVのfittingの問題(山崎さん) CR組成異常(非揮発性元素のexcess) → ダストのままinjectされて加速? ○磁場増幅(山崎さん、大平さん) ○電子のinjection問題 サーフィン加速で解決? 2D/3Dだと電子加熱↓で駄目? (TSI, 大平さん) イオンの励起した低周波Alfven波→whistler波 へのカスケード過程

  19. 衝撃波加速研究…残された問題 ○衝撃波角: 準平行か? 準垂直か? ○被加速粒子の反作用・非線形効果 スペクトル形状 concaveか? → X～TeVのfittingの問題(山崎さん) CR組成異常(非揮発性元素のexcess) → ダストのままinjectされて加速? ○磁場増幅(山崎さん、大平さん) ○電子のinjection問題 サーフィン加速で解決? 2D/3Dだと電子加熱↓で駄目? (TSI, 大平さん) イオンの励起した低周波Alfven波→whistler波 へのカスケード過程

  20. Gradual SEP … acceleration at CME shocks Lee, 2005 程度まで h ~ (B1/dB)2~（0.1-1） Diffusive shock acceleration アルフェン波の自己励起の実例

  21. 磁場強度 (unit: nT=10-5G) ショック到着 shock 経度角 flare 2時間 緯度角 14-16 July 2000 72 hours 2000 <~50 MeV protonsと共鳴するアルフェン波の励起 2003 1994

  22. Power spectra of MHD turbulence (15 July 2000 event) Igarashi et al., 2005 Doppler shifted freq. f ～10-2 Hz = kVsw/2p k ～10-9 cm-1 gyro resonance condition kw～Wci =1 rad/sec ⇩ w～ 109 cm/sec ⇩ E～ 500 keV Quiet time level How does the spectrum continue to higher frequnecy? 50MeV ? 500keV 5keV 30 min before the shock arrival R mode L mode Compressive mode frequency (Hz)

  23. 2000/7/15 shock upstream region Nakata et al., 2003 ion freq. range 500keV 5keV nT2/Hz nT2/Hz 100 10 10 1 electron freq. range (whistler waves) 1 0.1 quiet time level 0.01 0.001 artificial noise Energy flow from ion waves nonlinear cascade? whistler waves

  24. ３大加速過程 衝撃波(1D的基本構造) リコネクション(2D的基本構造) 乱流統計加速(1～3D??) …解かれているのは1.5D位 衝撃波加速が標準的とされているのは1D性のゆえに、 境界条件設定が単純でモデルが作りやすいからとも言える。 リコネクションによる粒子加速でも巾スペクトルはできる 地球磁気圏周辺 bow shockでのDSA …300keVどまり magnetotailリコネクション …MeVまでの加速 Van Allen帯生成(統計的ベータトロン加速) …数十MeVまでの加速 DSA加速の例…velocity shear acceleration

  25. Ostrowski, AA 335, 134-144 (1998) 今はこちらに注目 Smith et al. (1985) Ostrowskiの考えたのはshock+shear加速 Cyg Aなどのhot spotの先端 jet

  26. Lyutikov and Ouyed, Astropart Phys. 27, 473-489 (2007) Inductive acceleration of UHECRs in sheared relativisitc jets “Shear flowの作る-VxB電場のもとでの粒子加速” 本当か? shearは必要ではない。 (論文のタイトルも内容とミスマッチ)

  27. Vz >0 B0 Shear velocity field Vz(y)=c tanh(y/ys) Stable orbit Ey injection z y x Lyutikov and Ouyed

  28. Vz <0 B0 Shear velocity field Vz(y)=-c tanh(y/ys) Unstable orbit Ey injection z y x Lyutikov and Ouyed

  29. Vz <0 B0 Shear velocity field Vz(y)=-c tanh(y/ys) Unstable orbit Ey injection z y x Lyutikov and Ouyed

  30. Ey z y x Shear velocity field Vx(y)=-c tanh(y/ys) の作る不均一電場が加速に本質的と述べているが、加速が起きているのは | y/ys|>>1の部分。 Lyutikov and Ouyed

  31. ここでcとしたからである。 より現実的なVshear<cの場合には 加速は有限で止まる (左下の図は0.9c, 0.8cの場合) Ey z y x 加速が際限もないように見えたのは Vx(y)=- c tanh(y/ys) 静電場によるpickup時の加速である。 →パルサー風内でのピックアップ過程の考察 (1996頃 寺沢、内藤) → PSR+Be星連星系への応用? Lyutikov and Ouyed

  32. 0.3c -0.3c Ey (t) Cluster衛星が観測した乱流構造(速度場、磁場) z y x 時間依存性をもたせたらどうか? 速度境界層(亜音速なら)は一般にKH-unstable

  33. 0.3c -0.3c Ey (t) z y x 時間依存性をもたせたらどうか? Toy モデル

  34. 基本周波数wとその４倍高調波まで “乱流”振幅の合計を1 (Bohm limitをイメージ) 電場 のもとで、次の運動方程式を解く:

  35. 0.3c -0.3c Ey (t) g z y x time 時間依存性をもたせたらどうか? 基本周波数w=0.1 (Negative shear) Preliminary

  36. 0.3c -0.3c Ey(t) g z y x time 時間依存性をもたせたらどうか? 基本周波数w=0.1 (Positive shear) Preliminary

  37. 0.3c -0.3c Ey(t) g z DSA Bohm limit ebB ~ 0.1 y = dg dg 3 x time 20 dt dt ~0.1 時間依存性をもたせたらどうか? 基本周波数w=0.02 (Positive shear) Preliminary

  38. Terasawa and Nambu, GRL 16(5), 357-360 (1989) Ion heating and acceleration by magnetosonic waves via cyclotron subharmonic resonance Usual cyclotron resonance for parallel propagating Alfven waves Subharmonic resonance for magnetosonic waves purely perpendicular propagation k z B0+dB y x nonlinear coupling

  39. ３大加速過程 衝撃波(1D的基本構造) リコネクション(2D的基本構造) 乱流統計加速(1～3D??) …解かれているのは1.5D位 衝撃波加速が標準的とされているのは1D性のゆえに、 境界条件設定が単純でモデルが作りやすいからとも言える。 リコネクションによる粒子加速でも巾スペクトルはできる 地球磁気圏周辺 bow shockでのDSA …300keVどまり magnetotailリコネクション …MeVまでの加速 Van Allen帯生成(統計的ベータトロン加速) …数十MeVまでの加速 種々の場合について、虚心坦懐にありうべき加速過程を見直すことが必要に思える

  40. この場を借りて宣伝:

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