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• 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• : kinetic power dominated

• ramifications and open issues:• 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 2002Blazar sequenceFossati et al. 1998

Internal Shock Scenario

Γ＋δΓ

Γ－ δΓ

Abdo et al. (2010)

ΔΓ=1.03ΔΓ=0.90

sub pc

10-100 pcNalewajko 2012

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　　　　　　　𝛤2. 　 　 　 　 　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 観測的には　は下限のみ得られる 　数流束 を決めるには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 　 　 　 <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≈ 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 　　　　 　 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 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）

4.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

⊖⊖ ⊖

⊖

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(<,>)0Bt(<,>)0Poynting fluxが外向きであるための電場構造

B

E

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

right:

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電流は遠方では　単位磁束あたりのポインティング流束は 　　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 efficiencyf_a: acceleration efficiencyf_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 • 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 を決めるのか？𝛺

• 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 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+200extreme hard TeV emitter

z=0.1396===small B (=32μG) KN regime for TeV

• Kaufman et al. 2011

Massaro & companylog-parabolic spectra

X-ray spectral shape of HBLs stochastic + systematic acceleration

Mrk421 Ushio et al. (2009)

Flare Component : broken power lawSteady 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 (replaced from ) is as large as 0.01c

Cf. Stawarz & Petrosian (2008)

Stawarz & Petrosian 2008 1

q=2 hard sphereq=5/3 Kolmogorovq=3/2 Kraichnanq=1 Bohm

Stawarz & Petrosian 2008 2

classical Fermi 2 acceleration q=2, =, const., ; σ= - +

pure acceleration: steady flow in the momentum space with :

equilibrium solution for a fixed number of particles with :∝

Stawarz & Petrosian 2008 3

RelativisticMaxwellian-like

Stawarz & Petrosian 2008 4

Hard sphereclassical+pile-up

Stawarz & Petrosian 2008 5

Bohmmomentum diffusion dominated +pile-up orescape limited

characteristics of Fermi 2 acceleration

power law spectrum

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• 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