高エネルギー天体現象の未解決問題と将来観測計画
浅野 勝晃（東工大）

高エネルギー宇宙物理• 高エネルギー天体現象のメカニズムそのもの• 高エネルギー現象が星形成、銀河形成などに与える影響• 宇宙論などを議論する際の道具としての高エネルギー天体現象• 一般相対論の検証• 予言（○×衛星が打ち上がると年間？個※※が観測される）

高エネルギー天体• 超新星• ガンマ線バースト• パルサー• X線連星• 活動銀河核ジェット• 超新星残骸• 宇宙線・ニュートリノ

鈴木さん

村瀬さん、高見さん

ガンマ線バースト
光度曲線

Δt > 1ms
Liso=1052 erg/s,
Eiso=1051 -1054 erg
参考：太陽質量 1054 erg
頻度：観測可能なもの 1000発/1yr
0.44 Gpc-3 yr-1
参考：超新星 2.4×105 Gpc-3 yr-1
（10%がType Ib/c）
Ep～ 数100keV
平均赤方偏移（Swift）2.8

X線残光X線及び可視残光

Panaitescu et al. (2006)

080319B

標準的な描像

ISM

内部衝撃波

外部衝撃波

Γ ≈ 100 − 1000

基本、シンクロトロンだと思っている…

中心エンジンに要求されていること• Γ>100のOutflowを作る• 1051erg/s<Liso<1054erg/s• 1048erg<Eiso<1054erg/s• 激しい時間変動で、複数のシェルを作る• Γには桁でばらつく、大きな分散• 1000秒以上の活動性• 絞られたジェット<1/100(?)

内部衝撃波によるエネルギー解放効率
Efficiency
2 Γr / ΓsΓm εf ≡= 1−≈ 1 − 2 Γs / Γr2( M r Γr + M s Γs )c
1 + Γr / Γsequal mass

Γr >> ΓsIf Γr / Γs = 2⇒f=0.057
Γr / Γs = 10 ⇒f=0.43
Large Γ-dispersion is required!

標準理論における電子加速
最初は陽子がエネルギーを持っていて…
電子へエネルギーは輸送され、ベキ乗分布となるn(ε )•エネルギー輸送機構は不明•熱的な電子はいない（？）

εThermal

γe,m me c2−pεBreak Energy

BreakheB 2γ e,m ΓE break =m ec

独立なShellが光ってるはずなのに…

ブレークエネルギーの奇妙な相関

Ep～Liso1/2

Ep～Eiso1/2
Yonetoku(03)Ghirlanda+(08)GRBの問題点のまとめ• 超相対論的なジェットを作る中心エンジン• 異常に高いガンマ線放射効率• 電子の加速と分布• ブレークエネルギーの不思議な相関• わかっていたはずの残光も不思議な振る舞い

最近はやってる光球モデル
Ioka et al. 2007

Meszaros & Rees (2000) etc.

ジェットの加速が終わる前に晴れ上がり、Thermal放射が出てきている。

ヒントは低エネルギーにあるかも…

冷えた電子からの放射は-1.5を予言する一方磁場が消失すると考えるのは悪くないが…

乱流磁場
おそらく衝撃波後面で一様ではないだろう

Weibel不安定性
ニ流体不安定性

乱れた磁場、乱流が存在

By 加藤恒彦

二次加速？

Asano & Terasawa
in Prep.

MAXI
全天X線監視装置

検出限界 １日積分
3 mCrab (2-10keV)
6 mCrab (0.5-2keV)

Astro-H

2013～

EXISTz>10のGRBを狙う

JANUS
ガンマ線バーストモニター＋赤外望遠鏡
On boardで赤方偏移を測る
2012年
米・英・伊：小規模Mission

EDGE
Dark Baryon 探査SArFe
Si

X-ray redshift !

Italy, Japan, Netherlands, Denmark, France,
Germany, Switzerland, UK and the USATeV天体CTA/AGISAGNジェットはどうやって加速してるか？
Chandra Image3C273

Γ ≈ 10TeVブレーザー PKS 2155-304
z=0.117

Aharonian et al. 2007

Γ～100

Kusunose & Takahara 2008

磁場駆動モデル
必要条件

B / 8π >> ρc22

初期条件としては不適当
磁気回転不安定性により、

B / 8π > Pgas
2は可能

カーBHシミュレーションβ
非相対論的Jet（ガス圧駆動）

相対論的Jet（磁気エネルギーが支配的）
10＜σ<1000

磁気エネルギーは降着エネルギーの0.2%
Mckinney (2006)

Hawley & Krolik . 2006

電子・陽電子対• ペアの方が軽いので加速には有利• 輻射圧で加速できないか？？
ペアブラズマを示唆する例•偏光観測（Wardle et al. 1998, Wardle & Homan 1999）•Synchrotron self-absorption∝neB2（Hirotani et al. 1999）•Bulk Comptonによる議論(Sikora & Madejski 2000)•SSC+1D-Dynamics（Kino & Takahara 2004）

少なくとも純粋なp-eプラズマではなさそう
この論文では電子が陽子の10倍あると結論

SynEC(IR)SSC

Kataoka et al. 2008

電子・陽電子を作る環境は光子密度が高いだろう→輻射圧加速か？

輻射輸送入り多流体シミュレーション• ペア流体が輻射圧で流出する効果を取り入れる。
• Coulomb 散乱 (e-p, e-e, e+-e-)• 制動放射 (e-p→γ, e-e→γ, e+-e-→γ)• 対消滅 (e+-e-→2γ)• 対生成 (γ-γ→ e+e-)• Compton散乱 (γ-e)

ペアプラズマの輻射圧加速
アウトフローのLuminosity：1.6 1045 erg/s→Total Luminosityの1/60
この系全体が光速の34%程度で運動していれば、我々にはΓ=10の流れになる。
n 0 = 1010 cm -3 ,R 0 = 1014 cm
Asano & Takahara 2009

パルサー
•パルサー風でのσ問題•電波放射メカニズム•極冠電場の形成•マグネター
CrabHirotani (2007) ApJ 662 1173

その他高田さんなど

Pair Creating Gap + windParticle
distribution
粒子分布

zelectrons
zpositrons

Map of field-aligned electric
field

Outer gap

Outflow (equal amount ofelectrons and positrons are lostfrom the magnetosphere.

Outer Gap : pair creating
region with E//

柴田晋平さんのスライド Polar-capは如何に？

予備スライドGauss