Przyspieszanie cząstek w dżetach

pozagalaktycznych

Łukasz Stawarz

KIPAC, Stanford UniversityOA, Uniwersytet Jagielloński

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?)

Dżety galaktyk aktywnych

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)

1022-1024 [cm]zdominowane materią ?

1016-1017 [cm]zdominowane polem magnetycznym ?

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.

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).

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 GeVEtot ~ 1031 erg

Ltot ~1028 erg/s in 103 s

Elektrony:Ee ~ 0.1-1 GeV

Etot ~ 3 * 1031 ergLtot ~ 3 * 1028 erg/s in

103 s

(Mewaldt+ 04).

Słońce: fale uderzeniowe (szoki)

1) Rozmiary obszarów emisji: R ~ 1014-1016 cm2) Prędkości obszarów emisji: ~ 3-30 3) Ekwipartycja energii: UB ~ Ue >> Up

4) Pola magnetyczne: B ~ 0.1-1 G5) Odleglości od centrum: r ~ 1015-1018 cm

Modele leptonowe (Dermer & Schlickaiser 1993, Sikora, Begelman & Rees 94, Blandford & Levinson 95)

Blazary

3C 454.3

Blazary kwazarowe

Widmo energetyczneultrarelatywistycznych

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 GLp ~ 2 * 1046 erg/s Le ~ 0.1 * 1046 erg/s LB ~ 0.6 * 1046 erg/s

Terminale gorące plamy

“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).

Chandra + VLAKino & Takahara 04

Szoki!UB ~ Ue >> Up

dominacja energetyczna zimnych

protonów

mp/me

Procesy rezonansowe dla rg < Rsh Hoshino+92, Amato & Arons 07

Procesy Fermiego dla rg > Rsh

Niemiec & Ostrowski 04

Blazary typu BL LacertaeGwałtowna 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

Wima synchrotronowe

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)

Mkn 501

1H 1100

Akceleracja

stochastycznaStochastyczne oddziaływanie cząstek

z turbulencją magnetyczną prowadzi

w sposob naturalny do produkcji widm energetycznych

typu“modified ultrarelativistic

Maxwellian”

trad ∝ Ex W(k) ∝ k-q a = 2-q-x

tacc(Eeq) = trad(Eeq)

(Stawarz & Petrosian 08Schlickeiser 84

Park & Petrosian 95)

n(E) E2 exp[ - (1/a) (E/Eeq)a]

Tavecchio et al. 09

Szoki/rekoneksja i turbulencja?

Ushio et al. 09:

Shocks/Reconnection ---- variable ---- broken power-law ???

Turbulent ---- steady ---- Maxwellian ???

“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

Centaurus A: potężny

akcelerator?

Procesy stochastyczne!(Hardcastle et al. 09, Moskalenko et al. 09)

WMAPPierre Auger Observatory

Ee ~ 0.1-1 TeV

Ep ~ 10-100 EeV