1 / 15

Przyspieszanie cząstek w dżetach pozagalaktycznych

Przyspieszanie cząstek w dżetach pozagalaktycznych. Łukasz Stawarz KIPAC, Stanford University OA, Uniwersytet Jagielloński. Pytania:. Jakie widma cząstek produkowane są w relatywistycznych dżetach galaktyk aktywnych?

vui
Télécharger la présentation

Przyspieszanie cząstek w dżetach pozagalaktycznych

An Image/Link below is provided (as is) to download presentation Download Policy: Content on the Website is provided to you AS IS for your information and personal use and may not be sold / licensed / shared on other websites without getting consent from its author. Content is provided to you AS IS for your information and personal use only. Download presentation by click this link. While downloading, if for some reason you are not able to download a presentation, the publisher may have deleted the file from their server. During download, if you can't get a presentation, the file might be deleted by the publisher.

E N D

Presentation Transcript

  1. Przyspieszanie cząstek w dżetach pozagalaktycznych Łukasz Stawarz KIPAC, Stanford University OA, Uniwersytet Jagielloński

  2. Pytania: • Jakie widma cząstek produkowane są w relatywistycznych dżetach galaktyk aktywnych? • Jakie procesy akceleracji dominują produkcje nietermicznych cząstek w dżetach pozagalaktycznych? • Szoki vs. turbulencja (vs. rekoneksja magnetyczna?)

  3. Dżety galaktyk aktywnych 1022-1024 [cm] zdominowane materią ? Rj ~ 1021-1024 [cm] MHD/HD (Perucho et al. 07) rg ~ Ee/eB ~ 109-1021 [cm] MC (Niemiec & Ostrowski 04) λe ~ c/ωe ~ 108 [cm] PIC (Spitkovsky 05) 1016-1017 [cm] zdominowane polem magnetycznym ?

  4. Słońce: turbulencja i rekoneksja Przyspieszanie stochastyczne: (oddziaływanie cząstek z turbulencją magnetyczną w obszarach rekoneksji pola magnetycznego w chromosferze) wyjaśnia dane obserwacyjne dotyczących nietermicznych elektronów i jonów w błyskach słonecznych (Liu, Petrosian+ 04/06). Rekoneksja magnetyczna: nie do końca zrozumiana. Tempo, wydajność, i produkowane widma cząstek intensywnie dyskutowane w kontekście heliosfery i ziemskiej magnetosfery (np., Drake et al. 06). Rekoneksja relatywistyczna jeszcze mniej zrozumiana! (Zenitani & Hoshino 02/08, Lyutikov & Uzdenski 03, Lyubarsky 04/06) Rekoneksja magnetyczna moze byc jedynie zroódłem turbulencji dla procesów stochastycznych typu przyśpieszanie Fermiego.

  5. Słońce: fale uderzeniowe (szoki) Fale uderzeniowe powstają na wskutek “Coronal Mass Ejections” (CMEs) w wewnętrznej heliosferze (~10 promieni słonecznych). Często stowarzyszone są z “Solar Energetic Particles” (SEPs), które unoszą do 20% energii kinetycznej CME (bardzo efektywna akceleracja!; Lin 08). Jony: Ej ~ 1-10 GeV Etot ~ 1031 erg Ltot ~1028 erg/s in 103 s Elektrony: Ee ~ 0.1-1 GeV Etot ~ 3 * 1031 erg Ltot ~ 3 * 1028 erg/s in 103 s (Mewaldt+ 04).

  6. Blazary 3C 454.3 1) Rozmiary obszarów emisji: R ~ 1014-1016 cm 2) Prędkości obszarów emisji:  ~ 3-30 3) Ekwipartycja energii: UB ~ Ue >> Up 4) Pola magnetyczne: B ~ 0.1-1 G 5) Odleglości od centrum: r ~ 1015-1018 cm Modele leptonowe (Dermer & Schlickaiser 1993, Sikora, Begelman & Rees 94, Blandford & Levinson 95)

  7. Blazary kwazarowe • Widmo energetyczne • ultrarelatywistycznych elektronów: • ne()  •  -1.35 dla  < br ~ 100 • -3.35 dla  > br ~ 100 konsystentne z akceleracją na frontach relatywistycznych fal uderzeniowych w plazmie zdominowanej inercją protonów. Kataoka+ 08: PKS 1510-089 Γ ~ 20 r ~ 1 pc , R ~ 1016 cm Ne/Np ~ 10 , B ~ 0.6 G Lp ~ 2 * 1046 erg/s Le ~ 0.1 * 1046 erg/s LB ~ 0.6 * 1046 erg/s

  8. Terminale gorące plamy Kino & Takahara 04 Chandra + VLA “Gorące plamy” galaktyk radiowych rozumiane są jako terminalne fale uderzeniowe formowane w miejscach oddziaływania dżetów z materią otoczenia, w których energia kinetyczna wypływu zamieniana jest na energię wewnętrzną plazmy dżetu (cząstki i pole magnetyczne). Gorące plamy galaktyki radiowej Cygnus A (dL = 250 Mpc) obserwowane w zakresach radiowym, podczerwony, optycznym, i X (Stawarz et al. 2007).

  9. Szoki! UB ~ Ue >> Up dominacja energetyczna zimnych protonów Procesy Fermiego dla rg > Rsh Niemiec & Ostrowski 04 Procesy rezonansowe dla rg < Rsh Hoshino+92, Amato & Arons 07 mp/me

  10. Blazary typu BL Lacertae Gwałtowna zmienność sugeruje obszary emisji w pobliżu supermasywnej czarnej dziury, gdzie nie spodziewamy się formowania silnych fal uderzeniowych (silne pole magnetyczne!) Aharonian et al. (HESS Collaboration) 2007: tvar < 200 s R < c tvar  MBH ~ 109 Msun R ~ (/100) * Rg

  11. Wima synchrotronowe Mkn 501 1H 1100 Widma synchrotronowe obiektów BL Lacertae w zakresie UV-X nie mają charakteru potęgowego, ale mogą byc opisane jako widma “zakrzywione” (np, typu “log-parabolic”) F(E) ∝ E- a + b·log(E/Ecr) (Landau+ 86, Krennrich+ 99, Giommi+ 02, Perri+ 03, Massaro+ 03, Perlman+ 05)

  12. Akceleracja stochastyczna Stochastyczne oddziaływanie cząstek z turbulencją magnetyczną prowadzi w sposob naturalny do produkcji widm energetycznych typu “modified ultrarelativistic Maxwellian” n(E)  E2 exp[ - (1/a) (E/Eeq)a] trad ∝ Ex W(k) ∝ k-q a = 2-q-x tacc(Eeq) = trad(Eeq) (Stawarz & Petrosian 08 Schlickeiser 84 Park & Petrosian 95) Tavecchio et al. 09

  13. Szoki/rekoneksja i turbulencja? Ushio et al. 09: Shocks/Reconnection ---- variable ---- broken power-law ??? Turbulent ---- steady ---- Maxwellian ???

  14. “Płaty radiowe” Jakie procesy akceleracji dominują w rozciągłych płatach radiowych takich jak w pobliskiej galaktyce Centaurus A (~8deg ~ 600 kpc)? Czy takie obiekty mogą być źródłami promieniowania gamma? Centaurus A: dL = 3.7 Mpc

  15. Centaurus A: potężny akcelerator? Ee ~ 0.1-1 TeV WMAP Pierre Auger Observatory Ep ~ 10-100 EeV Procesy stochastyczne! (Hardcastle et al. 09, Moskalenko et al. 09)

More Related