部分電離プラズマ中の無衝 突衝撃波のシミュレーション 大平 豊 (青山学院大学) 内容 超新星残骸の周りの水素原子 電離過程を取り入れたプラズマ粒子 ハイブリッドシミュレーション まとめ Ref: Y. Ohira, PRL (2013), Y. Ohira, ApJ (2012) 超新星残骸の周りの水素原子 超新星残骸周りのガスの電離度は ~ 0.5 SN1006 Hα Ghavamian et al. ApJ 2000, 2002 超新星残骸は、銀河宇宙線の起源 タイプ Ia 型 or II型? ISMの中 or スーパーバブルの中? 宇宙線のエネルギースペクトル 標準的な衝撃波加速理論はdN/dE∝E-2 銀河宇宙線や超新星残骸の観測は dN/dE∝E-2.1-E-2.4 加速機構への注入問題 銀河宇宙線の観測からは、ECR~0.1ESN どのようにして加速過程に入るかは謎 Winkler et al. ApJ 2003 X ray 無衝突衝撃波の構造 衝撃波の速度構造や磁場構造は謎 Cassam-Chenai et al. ApJ 2008 ハイブリッドシミュレーション イオン , 電子 マクスウェル 方程式 à , ui と ni は粒子の xi と vi から 求める. 水素原子の電離過程 (H, p, e-) Charge exchange with proton Collisional ionization with proton Collisional ionization with electron Collisional ionization with hydrogen atom Barnett (1990) Janev & Smith (1993) CE with p CI with p CI with eCI with H v [ cm3 / s ] 10-7 H + p p + H H + p p + e- + p H + e- p + e- + e- H + H p + e- + H ν ce ≈ 10 Ωcp 5 ! $ σv ×# & 7 3 " 10 cm / s % 10-8 7 10 ! n $! B $ ×# & −3 & # " 1cm %" 3µG % 108 109 vrel [ cm / s ] 1010 1 シミュレーションパラメター Lx x Ly = 20000 c/ωpp x 400 c/ωpp Δx = Δy = 0.5 c/ωpp , Δt = 0.0125 Ωcp-1 ~ 10-4 ν-1 16個の水素原子 と 16個の陽子 / 1セル βp = βH = 0.5, np = nH , Te- = 0 , B0 // ey Vd = 10 VA = 2000km/s 2次元のシミュレーション平面 y Vd = 10 VA = 2000km/s プラズマ + 水素原子 + 磁場 x By 壁 位相空間図 下流の高温水素原子が上流へしみ出す。上流で電離してピックアップイオンになる。 Lsh~ Vd / Ωcp ~ MA c/ωpp t = 2000Ωcp-1 100 vx [vA] 50 Proton 0 -50 Pickup ions -100 Lpre~ Vd / νi ~ (Ωcp/νi) MA c/ωpp 100 50 vx [vA] 6 5 4 Vsh ~ 13.6VA ~ 2700 km/s 3 2 in the upstream frame 1 0 6 5 4 3 2 1 0 Hydrogen 0 -50 Leaking hydrogen atoms -100 3000 6000 9000 12000 x [c / pp] 15000 nleak/nH ~ 0.07 at the shock front uleak /Vsh ~ 0.23 in the shock rest frame (nu)leak/(nu)up ~ 0.016 in the shock rest frame 水素原子の速度分布 vx [vA] 50 6 5 4 3 2 1 0 p 0 -50 -100 100 vx [vA] 50 6 5 4 3 2 1 0 H 0 -50 -100 3000 6000 9000 12000 x [c / pp] 下流静止系 1 dN/dv [ arbitrary units ] 100 0.8 vy vx vz 0.6 0.4 0.2 15000 幅の狭い成分と広い成分が存在 観測されているHα 輝線の構造を再現 0 -4000 -2000 0 v [ km / s ] 2000 4000 Ghavamian et al. (2002) 衝撃波構造 1 up / up,0 0.8 0.6 ρp / (ρH + ρp ) 0.4 0.2 0.1 x ρp / ρp,0 0 11000 12000 up / up,0 0.1 x p / p,0 fi 13000 x [ c / pp ] 14000 15000 rtot = 3.77 2D effects or adiabatic index ≠ 5/3? rsub = 3.47 < rtot Lpre ~ 1015-16 cm n1/cc-1 Ldiff,Bohm ~ 1015 cm ush,3000km/s-1 B100µG-1 ETeV この速度場中で衝撃波加速が起きると、E-2よりソフトなスペクトルになる エネルギースペクトル 108 陽子 107 10% of Etot 106 E dN/dE 105 10 水素原子 4 103 102 101 衝撃波下流中 100 0.1 1 10 E [ 0.5 m vd2 ] 100 加速された粒子の軌跡 1 1800 0.8 1600 0.6 1400 0.4 1200 0.2 1000 0 time [ cp -1 ] 2000 0 40 80 12000 E [ 0.5 m vd2] 14000 x [ c / pp ] 16000 下流からしみ出した水素原子は、上流でのピックアップと、 二回目の衝撃波加熱により、初期の10倍にまで加速される。 水素原子は、衝撃波加速の注入に重要! y [ c /ωpp ] y [ c /ωpp ] 磁場と密度 (下流領域) |B|/B0 |B| と ρp は反相関 Slow mode δB / Bd0 > 1 Mirror instability P⊥/Pǁ‖ > 1. ρp/ρp,0 Rudakov & Sagdeev (1961) Hasegawa (1969) Raymond et al.(2008) 上流の水素原子は、衝撃波で 散逸せずに下流へ入ってくる。 下流で電離し、磁場の周りを 周りだす P⊥/Pǁ‖ > 1. x [ c /ωpp ] y [ c /ωpp ] y [ c /ωpp ] 磁場と密度 (上流領域) |B|/B0 |B| と ρp は相関 Fast mode δB / B0 ~ 0.5 ρp/ρp,0 (Drury & Falle, 1986 Chalov 1988) Drury instability? 拡散する粒子が必要。 でも、Pickup ionは磁化している。 P⊥/Pǁ‖ > 1 は、 slow mode と Alfven mode を励起する。 新しい不安定性? x [ c /ωpp ] 音波不安定性の物理機構 電離による Pickup ions の注入がある場合 安定な音波 δρ δρ 水素原子は高密 度領域で、より電 離される。 δρPUI Δt + Δt (δpPUI/δρPUI >> δp/δρ) 安定 TPUI >> Tup 不安定! まとめ SNRの周りの星間ガスは必ずしも完全電離状態ではない。 部分電離プラズマ中を伝搬する無衝突垂直衝撃の ハイブリッドシミュレーションを世界で初めて行った。 下流の高温水素原子が衝撃波上流へしみ出す。 上流へしみ出した水素原子は、上流で電離してPickup ionになる。 Pickup ionは、衝撃波構造を変える。 Pickup ion は上流でfast mode, 下流でslow modeを励起する。 しみ出した水素原子は加速される。 電離度は、衝撃波加速過程への注入, 加速粒子のベキ指数, 磁場を 決める重要なパラメター Type Ia がどれだけ宇宙線に寄与するか? ハイブリッドコード内での電離 (1) 水素についての電離の計算(H1について) ①同じセルにいる粒子を特定する H2, p1, p2, e-1, e-2 H1 p 1 p2 H2 電子は、陽子と同じ数とする ②H1との相対速度を計算する 電子速度は、陽子の平均速度とする ve- = <vp> Te = 0を仮定 |vH1 - vH2|, |vH1 - vp1|, |vH1 - vp2|, vrel,H1e- = |vH1 - <vp>| ③散乱断面積 σCE, σCI,p, σCI,H and σCIe-から、反応確率を求める PCI,H1H2, PCI,H1p1, PCE,H1p1, … , PCI,H1e- ④乱数により、どの粒子と、どの反応でH1水素が電離するか、 または電離しないかを決める ハイブリッドコード内での電離 (2) 電荷交換反応 反応した陽子は、水素原子になる。 水素原子の運動 自由運動とする。 電子温度 Te = 0とする。 H1 p 1 p2 H2 Sedov phase に入った頃の若いSNRの場合 (SN1006,Tychoなど) %" n %" B % ν ce σv 5" ≈ 10 $ '$ ' 7 3 −3 ' $ # 10 cm / s &# 1cm &# 3µG & Ωcp 1 計算機コストを抑えるため、人工的に全ての散乱断面積を 103倍 ν ce ≈ 10 Ωcp 2 ν << Ωcp の関係は維持
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