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パルサー風領域における 誘導コンプトン散乱について

パルサー風領域における 誘導コンプトン散乱について. 阪大宇宙進化グループ　 D3 田中　周太 共同研究者：高原　文郎. パルサー星雲. パルサー星雲は中心パルサーが作る. Ⅰ. Ⅱ. Ⅲ. Ⅳ. Ⅴ. パルサー. 光 円柱 ~10 8 cm. 衝撃波 ~0.1pc. 不連続面 ~2pc. （衝撃波）. Ⅰ 磁気圏　 Ⅱ パルサー風領域 Ⅲ パルサー星雲 Ⅳ 超新星残骸 Ⅴ 星間 物質. KC モデル. 終端衝撃波で加速された粒子が溜まり、輝いている. パルサー風を 1/100 以下に減速 σ ~10 -3 @ R TS が必要 !!

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パルサー風領域における 誘導コンプトン散乱について

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  1. パルサー風領域における誘導コンプトン散乱についてパルサー風領域における誘導コンプトン散乱について 阪大宇宙進化グループ　D3 田中　周太 共同研究者：高原　文郎 24, Feb., 2012, Multi-Messenger Astronomyで迫るコンパクト天体@京大

  2. パルサー星雲 パルサー星雲は中心パルサーが作る Ⅰ Ⅱ Ⅲ Ⅳ Ⅴ パルサー 光円柱~108cm 衝撃波~0.1pc 不連続面~2pc （衝撃波） Ⅰ磁気圏　Ⅱパルサー風領域Ⅲパルサー星雲Ⅳ超新星残骸Ⅴ星間物質

  3. KCモデル 終端衝撃波で加速された粒子が溜まり、輝いている • パルサー風を1/100以下に減速 • σ~10-3@ RTSが必要!! • スペクトルの折れ曲がり@1014Hz • Γw~106@ RTSが必要!! 速度 距離 Kennel&Coroniti1984a⬆,b⬇ 光度 可視 X線 Crabの膨張速度、スペクトルを説明

  4. 電波スペクトル The Crab Nebula X線と電波のベキ指数の差 >0.5はシンクロトロン冷却ではできない。 Tanaka & Takahara 10 Broken-PLでないと合わない

  5. Γw問題 logN(γ) • 1 < p1 < 2 < p2 < 3 & σ<<1 ∝γ-p1 1. ∝γ-p2 2. γmin γb γmax logγ 3. 1 と粒子数保存: Γw~103, κ~106 for Crab [γbは何が決める?] 2 と衝撃波加熱: Γw~106, κ~103 for Crab [粒子数が非保存] σ問題とは独立のΓw問題

  6. Γw問題の解、その壱 • Broken PL particle -> 乱流スペクトル • シンクロトロン放射(青) • →ジッター放射(赤) • 低振動数側のベキ指数が乱流の波数スペクトルに依存 • →天体ごとに違うスペクトル Fleishman & Bietenholz 07 放射メカニズムに押し付ける

  7. Γw問題の解、その弐 • One-zone -> Multi-zone • シンクロトロン冷却モデル • 断熱冷却モデル Reynolds 09 Tanaka.com • 冷却が効きすぎる • →KC modelは使えない。 • 速度プロファイルに依存 • →KC modelは使えない。 磁場の空間構造に押し付ける

  8. モチベーション • 上記以外にも、SN explosion起源説(Atoyan&Aharonian 96)やFilament起源説(Lyutikov 03) ->わかった気になるモデルはない。 • κΓw~109(for Crab)は、Lspinより明らかだが、κとΓwが独立に決まる物理はないのか。 -> 電波パルスの誘導コンプトン散乱を考える パルサー風の物理状態を制限したい

  9. 誘導コンプトン散乱 • パルサー風による電波パルスの散乱 • (Tbが大きいので誘導項が重要) • 誘導項を含んだ散乱の式 • 電子の反跳が必要 • 平坦でない分布関数が必要 自発散乱率 < 1@光円柱 誘導項の効果 > 1015@108Hz これだけだとτ>1010になる

  10. Wilson & Rees 78 • 5重積分を含んだ • 非線形微分積分方程式 • 冷たいプラズマ、プラズマと光子の向きが一致などを仮定 • →τ < 1にはΓw > 104が必要(電波パルスは見えてる) • →Γw問題に制限(PWNの電波観測と矛盾) 仮定にどの程度依存? τ>1ではどうなる?

  11. 定式化 • 冷たいプラズマを仮定 • 図(→)のようなgeometryを仮定 • θv=θv0 • ∝ (Γw)-4 ~ 1016 for Crab • スペクトルを仮定して、積分を数値的に評価 Γw, θv, θkmaxがパラメータ

  12. 光学的厚み: 静止プラズマ • 静止プラズマ(Γw =1)の場合解析的に積分可能, θvに依らない ／ • |τ(ν)| • ν/ν0 θkmaxによって絶対値が変化

  13. 光学的厚み: パルサー風 • θkmaxとθvを(Γw)-1で規格化するとΓw依存性は消える • θkmax = 0.1 / Γw • θkmax = 10 / Γw • 色の違いは • θvの違い • 左右で • 縦軸が違う • 縦の広がり, τ∝(θkmax/θv)4 • 横の広がり θkmax,θvと(Γw)-1の大小が重要

  14. まとめ1 • n(ν)がbroken PLの場合に関して、局所的なτ(ν)を求めた。 • 静止プラズマでは、解析解を再現。 • τ∝(Γw)-4, θkmax, θvは(Γw)-1で規格化できる。 • θkmaxとΓwの大小により、τ(ν)の形状が大きく変化。 • →n(ν)の発展の仕方も大きく変わる。 • Crabでτ<1を要請するなら、光円柱でΓw > 104は必要そう。 • (Giant Pulseの場合もう一桁は大きくないとダメ) τ > 1でどうなるかわからない

  15. Zel’dovich & Sunyaev 72の落書き まとめ2 Coppi+ 93の数値計算 • 数値計算の手法を改良する必要がある • Zel’dovich & Sunyaev 72などで言われている通り、静止プラズマでν空間のshockが起ちそう(上図)。 • →shockを解く物理がないと、スペクトルの発展は追えない。 • パルサー風の場合は、shockが起つかさえ不明。 • →τ>1でスペクトルがどこまで変化するのかも不明。 スペクトルの発展はまだ追えない

  16. 課題 • スペクトルの発展を追えるようにする。 • →数値発散の原因を特定。 • 静止プラズマの場合でshockをならす物理を調べたい。 • Background光子の影響が重要(右上図)? • 有限温度の効果はどこまで無視できるか。 • 偏光、磁場の効果(σの値)、etc. Coppi+ 93の数値計算

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