'

Ускорение космических лучей и генерация нетеплового излучения в остатке сверхновой Кассиопея А

Понравилась презентация – покажи это...





Слайд 0

Ускорение космических лучей и генерация нетеплового излучения в остатке сверхновой Кассиопея А В.Н.Зиракашвили, Ф.А.Агаронян


Слайд 1

Ускорение КЛ ударными волнами Крымский 1977; Bell 1978 Замечательная особенность-степенной спектр ускоренных частиц ?=(?+2)/(?-1), где ? степень сжатия ударной волны, для сильных ударных волн ?=4 and ?=2 Максимальная энергия Emax : D(Emax)?0.1ushRsh Т.е. необходимо усиление магнитного поля для ускорения до 1015 эВ для Бомовской диффузии D=DB=crg/3 Для молодых ОСН : ushRsh ~1028 см2 с-1 а в Галактике D ~1028 см2 с-1 при Е~10 ГэВ, т.е. коэфициент диффузии КЛ должен быть сильно уменьшен вблизи фронта УВ


Слайд 2

observations radio emission ?MHz = 4.6 B?GEe,GeV2 E = 50 MeV – 30 GeV (100 GeV for IR) ? = 1.9 – 2.5 We = 1048 – 1049 erg Ginzburg & Syrovatskii 1964 Shklovsky 1976 nonthermal X-rays ?keV = 1 B?G(Ee/120 TeV)2 ?max ~ 100 TeV SN1006 Koyama et al. 1995 Cas A Allen et al. 1997 RX J1713-39 Koyama et al. 1997 RX J0852-46 (“Vela jr”) Slane et 2001 ?-rays (?0) ? = 30-3000 MeV ? Cygni, IC443 Esposito et al. 1996 Sturner & Dermer 1996 TeV ? – rays electrons/protons ?max ~ 100 TeV SN1006 Tanimori et al 1998 RX J1713 Muraishi et al. 2000 Aharonian et al. 2004 Cas A Aharonian et al. 2001 RX J0852-46 (“Vela jr”) G338.3-0.0; G23.3-0.3; G8.7-0.1… Aharonian et al. 2005 e ? synchrotron e ? inverse Compton ?? = ?0(Ee/mec2)2 p ?0 ? SNR confirmed by HESS (2008) !


Слайд 3

Рентгеновское изображение Кассиопеи А (Chandra)


Слайд 4

Радио-изображение: Atoyan et al. 2000


Слайд 5

Гэв-ное и ТэВ-ное гамма-излучение от Кассиопеи А также зарегестрировано Радио-изображение


Слайд 6

Ускорение на обратной ударной волне? Вероятно имеет место в Cas A (Helder & Vink 2008) Все зависит от величины магнитного поля в выбросе (ejecta) B~R-2, 100 Гс при R=1012 см - 10-12 Гс при R=1019cm=3 пк Поле может усилиться и стать радиальным – благоприятные условия для инжекции на обратной ударной волне +дополнительное усиление при развиттии нерезонансной потоковой неустойчивости (Bell 2004)


Слайд 7

Численная модель нелинейного ускорения на ударных волнах (естественное развитие существующих моделей Berezhko et al. (1994-2006), Kang & Jones 2006) Сферически симметричные уравнения гидродинамики+ уравнение переноса космических лучей Ускорение на внешней и обратной ударных волнах


Слайд 8

Численные результаты


Слайд 9

Зависимость физических параметров от радиуса Внешняя ударная волна не модифицирована давлением КЛ. В противном случае поток гамма-излучения в 10 раз превысил бы наблюдаемый (Fermi LAT). Наиболее вероятная причина – азимутальное магнитное поле звездного ветра, в котором внешняя ударная волна распространяется.


Слайд 10

Спектры ускоренных частиц Х 10


Слайд 11

synchrotron thermal bremsstrahlung IC pp Спектры электромагнитного излучения от Кассиопеи А


Слайд 12

Выводы Положение обратной ударной волны в остатке сверхновой Cas A соответствует взрыву типа IIb с небольшой массой выброса 2.2 солнечных масс и энергией взрыва 1.7·1051 эрг. Внешняя ударная волна движется по плотному звездному ветру предсверхновой (красный гигант) с массовым расходом 2.2·10-5 солнечных масс в год. Наблюдаемое рентгеновское, гамма и радио-излучение удовлетворительно объясняется в рассматриваемой модели с ускорением частиц на внешней и обратной ударной волне. Основная часть излучения производится на обратной ударной волне. Внешняя ударная волна доминирует только в радиодиапазоне и в жестком рентгене. 3. Внешняя ударная волна не модифицирована давлением КЛ. В результате максимальная энергия ускоренных протонов порядка 10 ТэВ в настоящий момент. Энергия «колена» - 100 ТэВ для Кассиопеи А. Сверхновые типа IIb рассматриваются как наиболее перспективный кандитат для ускорения КЛ до энергий «колена» и выше. Однако внешняя ударная волна должна быть для этого модифицирована давлением КЛ. В остатке Кассиопея А это не так, что вероятно связано с азимутальным магнитным полем звездного ветра. Возможно, что более перспективными для ускорения до высоких энергий являются сверхновые типа Ib. Быстрый ветер звезды Вольфа-Райе непосредственно перед взрывом сверхновой этого типа сметает звездный ветер красного гиганта и разрушает азимутальную геометрию магнитного поля. Несферический взрыв сверхновой типа IIb также вероятно приводит к ускорению до более высоких энергий.


×

HTML:





Ссылка: