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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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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
124, Feb., 2012, Multi-Messenger Astronomy で迫るコンパクト天体 @ 京大
パルサー星雲
2
パルサー星雲は中心パルサーが作る
光円柱 ~108cm 衝撃波 ~0.1pc 不連続面 ~2pc (衝撃波)
Ⅰ Ⅱ Ⅲ Ⅳ Ⅴ
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
パルサー
KC モデル
3
Crab の膨張速度、スペクトルを説明
終端衝撃波で加速された粒子が溜まり、輝いている
Kennel&Coroniti1984a ,b⬆ ⬇
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 @1014HzΓw~106@ RTS が必要 !!
速度
光度
距離
可視 X線
電波スペクトル
4
Broken-PL でないと合わない
Tanaka & Takahara 10
The Crab Nebula
Object αr -αx
Crab 0.8
3C58 0.9
G21.5-0.9 1.2
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。
Γw 問題
5
σ 問題とは独立の Γw 問題
γmin γb γmax
∝γ-p1
∝γ-p2
eE
logN(γ)
logγ
1 < p1 < 2 < p2 < 3 & σ<<1
1.
2.
2eGJwespin )1( cmNEL
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 ]
3.
Γw 問題の解、その壱
6
放射メカニズムに押し付ける
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
Broken PL particle -> 乱流スペクトル
Γw 問題の解、その弐
7
磁場の空間構造に押し付ける
冷却が効きすぎる→KC model は使えない。
Reynolds 09
One-zone -> Multi-zone
シンクロトロン冷却モデル 断熱冷却モデル
Tanaka.com
速度プロファイルに依存→KC model は使えない。
モチベーション
8
パルサー風の物理状態を制限したい
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
誘導コンプトン散乱
9
これだけだと τ>1010 になる
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
Wilson & Rees 78
10
仮定にどの程度依存 ? τ>1 ではどうなる ?
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 )
5 重積分を含んだ非線形微分積分方程式
定式化
11
Γw, θv, θkmax がパラメータ
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
光学的厚み : 静止プラズマ
12
θkmax によって絶対値が変化
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
光学的厚み : パルサー風
13
θkmax,θv と (Γw)-1 の大小が重要
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
まとめ 1
14
τ > 1 でどうなるかわからない
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 )
まとめ 2
15
スペクトルの発展はまだ追えない
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。
Zel’dovich & Sunyaev 72の落書き
Coppi+ 93の数値計算
課題
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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