[論文レビュー] Particle acceleration and magnetic field amplification in hotspots of FR II galaxies: The case study 4C74.26

Anabella Araudo, A. R. Bell+1 more|arXiv (Cornell University)|Feb 25, 2016

Astronomy and Astrophysical Research被引用数 3

ひとこと要約

本研究は、FR II電波銀河4C74.26の南ホットスポットにおける電波からX線にかけの放射をモデル化し、プラズマ不安定性によって強化された小スケールで非常に構造的である磁場内での拡散的衝撃加速によって粒子加速が起こると提案する。衝撃波の後方におけるシンチロトロン電波放射の急速な減衰は、磁場の速やかな崩壊に起因するが、これは相対論的衝撃波が粒子を超高エネルギーに加速できないことを示唆し、最大プロトンエネルギーは約100 TeVに制限され、ヒルラス基準が示唆する100 EeVよりもはるかに低い。

ABSTRACT

It has been suggested that relativistic shocks in extragalactic sources may accelerate the most energetic cosmic rays. However, recent theoretical advances indicating that relativistic shocks are probably unable to accelerate particles to energies much larger than a PeV cast doubt on this. In the present contribution we model the radio to X-ray emission in the southern hotspot of the quasar 4C74.26. The synchrotron radio emission is resolved near the shock with the MERLIN radio-interferometer, and the rapid decay of this emission behind the shock is interpreted as the decay of the downstream magnetic field as expected for small scale turbulence. If our result is confirmed by analyses of other radiogalaxies, it provides firm observational evidence that relativistic shocks at the termination region of powerful jets in FR II radiogalaxies do not accelerate ultra high energy cosmic rays.

研究の動機と目的

• 標準的なシンチロトロン冷却モデルでは説明できない4C74.26の南ホットスポットにおけるコンパクトで薄い電波放射を説明すること。
• シンチロトロン自己コンプトン放射とは不一致だが、CMB光子の逆コンプトン散乱と一致するX線放射の起源を調査すること。
• 観測された電波〜X線スペクトルを拡散的衝撃加速と一致させるために必要な磁場構造と粒子拡散特性を特定すること。
• FR IIホットスポットにおける相対論的衝撃波が粒子を超高エネルギーに加速できるかどうか、特に1 PeVを超えるエネルギーに達するかを評価すること。
• ウェイベル不安定性が、効率的な粒子加速を可能にする小スケール磁場乱流を生成・維持できるかを検証すること。

提案手法

• CMB光子をIC散乱のシード場として仮定し、シンチロトロン＋逆コンプトン（IC）放射フレームワークを用いて電波〜X線スペクトルエネルギー分布をモデル化する。
• 乱流磁場内の非ボーム輸送を考慮した修正された拡散係数$ D $を用いた拡散的衝撃加速（DSA）形式を適用する。
• 観測された電子エネルギーカットオフを説明するために必要な磁場不均一性のスケール$ s $を推定するため、$ D \rightarrow D_{\text{Bohm}} \times (r_g / s) $の条件を用いる。
• 衝撃波の後方で観測された電波放射の減衰プロファイルに従い、乱流磁場の減衰に起因すると仮定して、必要な磁場減衰 timescale を導出する。
• シンチロトロン冷却時間スケールから電子エネルギーカットオフ$ E_{\text{c}} \sim \text{TeV} $を算出し、IC X線光度と照らし合わせて電子分布を制約する。
• 同じ拡散および磁場制約を用いて、最大プロトンエネルギーを計算し、修正された加速時間スケールを適用したヒルラス基準を適用する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 なぜ4C74.26の南ホットスポットにおける電波放射は非常に狭くコンパクトであり、衝撃波の後方で急速に減衰するのか？
• RQ2 観測された電波放射プロファイルおよび電子エネルギーカットオフを生じさせるために必要な磁場構造と乱流スケールは何か？
• RQ3 X線放射はCMB光子の逆コンプトン散乱によって説明可能か？ これは電子エネルギー分布にどのような含意を持つのか？
• RQ4 観測された放射および推定された拡散・磁場特性を踏まえた場合、この衝撃環境で粒子が加速できる最大エネルギーは何か？
• RQ5 観測された放射プロファイルは、FR IIホットスポットが超高エネルギー宇宙線の源である可能性を排除するものか？

主な発見

• 4C74.26の南ホットスポットにおけるコンパクトな電波放射（FWHM <1″）は、速やかなシンチロトロン冷却では説明できないため、急速な磁場減衰という別のメカニズムを要する。
• 平坦な電波〜赤外スペクトル（α = 0.75）および光学周波数でのスペクトル折り返しは、$ D \gg D_{\text{Bohm}} $を要するが、これは小スケールでの強い散乱を示唆する。
• 必要な磁場不均一性スケールは$ s \sim 2 \times 10^7 \, \text{cm} $であり、これはイオンスクリーン厚さ$ c/\omega_{\text{pi}} \sim 2.3 \times 10^9 \, \text{cm} $よりもはるかに小さいため、乱流がイオンスケール未満であることを示している。
• 磁場は衝撃波の後方で急速に減衰する必要があり、観測された電波放射の減衰と整合的であるため、一時的増幅メカニズムが支持される。
• 最大電子エネルギーは$ \sim \text{TeV} $に制限され、CMB光子の逆コンプトン散乱による観測されたX線光度と整合的である。
• プロトン加速についても同様に制限され、最大プロトンエネルギーはわずか$ \sim 100 \, \text{TeV} $にとどまり、超高エネルギー宇宙線に必要な100 EeVよりもはるかに低い。これは、FR IIホットスポットがこのような粒子の源である役割を疑問視するものである。