T eV γ 線源および UHECR 起源天体としての Centaurus -A について
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TeV γ 線源および UHECR 起源天体としての Centaurus-A について2013年8月22日@乗鞍観測所佐々木 健斗
内容“Centaurus A as TeV γ-ray and possible
UHE cosmic-ray source”(A&A 506,L41-44,2009) のレビュー
•Centaurus-A は TeV γ 線源となり得るか?•Centaurus-A は Ultra High Energy
Cosimic Ray(UHECR) の起源となることが可能か?
Centaurus A(NGC 5128,Cen A)
•距離 3.4Mpc のところにある楕円銀河•非ブレーザー型
AGN( ジェットは視線方向を向いていない )•中心に大質量ブラックホール (mBH~108M☉)• rs~1013cm
可視光+ガンマ線でみた Cen A(NASA)
ガンマ線ローブの発見
• 電波ローブ ( 右 ) のところでガンマ線ローブ ( 左 ) が発見される• 高エネルギー (~TeV,EeV) ガンマ線も検出?
Fermi LAT(>200GeV)
WMAP(22GHz)Adbo et al.(2010)
Cen A での粒子加速•加速は光円柱付近 (rL~5-10rs) で効率的• rL 近くで電磁場のエネルギー→粒子の運動エネルギーの変換 (σ≾1)•Ω=c/rLで剛体回転•磁場に沿った方向の加速を考えると、
2/14/1~21
mtacc
22
202
0 )1(
1~
Lrr
m
2
2
2
2
1
1
cr
rr
L
r/rL( 回転 )
β//( 磁場 )β
Cen A における降着円盤•r~rt(>30rs) を境に、内側は ADAF( 移流優勢円盤 ) 、外側は Standard disk•降着率は•X線での光度は LX~5×1041[erg/s]• r~rL(~10rs) での領域を考えるので、 ADAF について考慮すればよい (B(rL)≿50G)• エネルギー密度は ≾ 1[erg/cc]• シンクロトロンのピーク光度は
Eddmm 4~310~
crLUt
Xph 24~
5/75/45/6~ sBHsR mmLL
s
冷却時間と加速上限•電子の逆コンプトン散乱のタイムスケールは
•tacc<tcool より、電子のローレンツ因子の上限は
•曲率放射による損失は、これよりローレンツ因子に対する制限が緩いので無視する
sec10343 7
phphT
ecool UU
cmt
22148
max,/110~103
phL
ICe U
ccergrcmm
冷却時間と加速上限•陽子の BW 近似が妥当となるには、相対論的ジャイロ周波数の逆数と加速時間の間に tacc>tgyro が成り立つ必要がある。すなわち、 より、陽子のローレンツ因子の上限は、 eB
mtacc
2
3/2
14
3/26/16
max, 1050)(~10
cmr
GrBm LLBB
p
TeV ガンマ線のスペクトル•電子のローレンツ因子の上限は γ ~ 107 なので、逆コンプトン散乱によって、 γmec2~5 [TeV] のガンマ線を作れる•ADAF の場合、シンクロトロン光子を逆コンプトンで叩きあげると、 Lν~Lν(ν/νs)-α のべき分布が得られることが期待される。 Cen A では α ~ (1.2-
1.9) 程。•HESS の VHE(>300GeV) 観測で得られたスペクトルの指数 α ~ 1.7±0.5 と矛盾しない•粒子加速が rL 付近で起こるとすると、 TeV ガンマ線の変動タイムスケールは rL/c~1 時間程。
TeV ガンマ線のスペクトル•TeV ガンマ線は Cen A から脱出できるか?•TeV 光子は赤外線と効率よく反応してしまう→ 吸収の光学的厚みはとなり、 α≿1.4ならば TeV光子は脱出可能
TeV
ERr
sergLRE
IR
LIRIR 1/103300
4~),( 391
Centaurus A は TeV ガンマ線の起源となり得る!
TeV ガンマ線起源としての Cen A の観測•Cen A の TeV での最大光度 LIC~ρnPcΔV を見積もる•Alfven 共回転条件 を用いて n の上限から決定すると、
•γ0 ~ 10 の下では Cen A の TeV 光子は HESS の感度の限界ギリギリ (Crab の 1% 程度 )
22
8cmnBe
sergcm
rGrBL LLTeV
IC /1010105.150
)(10~2/172/1
02
14
239
CTA などの次世代望遠鏡の活躍が待たれる
UHECR 起源としての Cen A•Auger によると、 57EeV を超えるデータ 27 個のうち 4 つは Cen A のあたりが起源か?→Cen A が UHECR の起源である可能性がある?•Cen A の中心 BH 付近での加速で、 UHECR を説明できるか?
ふつうの衝撃波加速や統計加速で説明するのは困難
•Size limit から Emax~ZeBRβs
•観測から、 shock 速度について Vs≾0.5c•磁場が ρ倍に増幅されたとしても、
UHECR 起源としての Cen A
eVGBE s
1.0104102 4
019max
50EeV を超えるのは難しい・・・
•2 次 Fermi 加速を考えると、 tacc<tdf より、UHECR 起源としての Cen A
gyro
gyro
A crR
cr
vc 22
3
eVGB
kpcR
cvE A
6
19max 101001.0
106.1
vA≌0.3cなら 5×1019eVまで陽子を加速できる→ローブからの放射を説明するには、この条件が適切かあやしい・・・
•衝撃波加速・統計加速では Cen A で UHECR を作り出すことは難しい→Cen A は UHECR 起源天体ではありえないのか?
UHECR 起源としての Cen A
“shear 加速”を考えれば可能性がある!
Shear 加速による陽子加速•Cen A の X 線ジェットは縁にいくほど明るい→ ジェットが層状構造を形成している•内側で衝撃波加速などでつくられた ~1018eV の陽子が、外側に拡散していく過程で加速される
eVGBE
4
20max 10
10
UHECR 起源になり得た!
まとめ•シンクロトロン光子の逆コンプトン散乱を考えることで、 Cen A は TeV ガンマ線起源になり得る•Cen A の TeV ガンマ線の一時間スケールの変動をみるには、 CTA など次世代観測器が必要•衝撃波加速・統計加速だけでは、 Cen A が UHECR起源天体になるのは困難•shear 加速を考慮すると、 Cen A が UHECR の起源となる可能性が ある