| 研究課題/領域番号 |
20H01944
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| 研究機関 | 甲南大学 |
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研究代表者 |
井上 剛志 甲南大学, 理工学部, 教授 (90531294)
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| 研究期間 (年度) |
2020-04-01 – 2024-03-31
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| キーワード | 宇宙線加速 / 衝撃波 / 磁気流体力学 / シミュレーション |
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| 研究実績の概要 |
宇宙線は最高エネルギーが10の20乗電子ボルト以上にも達する核子からなり、宇宙空間に広く分布しているが、 その加速天体や明確になっていないという大きな問題が存在する。宇宙線の中でもエネルギーが1PeV以下の粒子は年齢が数百年程度の超新星残骸(SNR)で加速されると信じられてきたが、近年のγ線天文学の進展により若いSNRであっても宇宙線の最高エネルギーは100TeV程度に留まることが明らかになっている。
SNRでの宇宙線粒子の加速機構としては、衝撃波近傍で磁気波動によって粒子が散乱され徐々に加速していくフェルミ加速が有力であると考えられている。しかしながら、フェルミ加速で粒子を1PeVまで加速する為には、1mGaussレベルの磁場強度が必要であり、この磁場強度は星間媒質の平均強度を大きく上回っている。加速に必要とされる磁場を増幅する機構は幾つか提唱されているが、中でもBell不安定と呼ばれる宇宙線と磁気流体の間に働く不安定が有効である。
本研究では申請者がこれまでに開発した衝撃波や磁場増幅といった磁気流体のダイナミクスと宇宙線の加速および伝搬のダイナミクスを同時にシミュレート可能な流体と宇宙線のハイブリッドコードを用いて宇宙線加速を解明することを目的とする。
本年度は昨年度までに終了した星周媒質が取り巻く超新星爆発ごく初期での宇宙線加速に替えて、より観測的な検証が容易な爆発後数百年が経過したSNRにおける宇宙線加速に焦点を当てた。このような環境下で特に重要となる、星間媒質の密度について特に重点的にパラメータを振ってシミュレーションを重ねた。その結果、前年度の成果と同様に、Bell不安定による磁場増幅レベルはこれまでに期待されたものよりも１桁程度小さく、その結果として実現される宇宙線の最大エネルギーは観測が示唆するエネルギーである数十TeV程度にとどまることが明らかとなった。
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| 現在までの達成度 (区分) |
現在までの達成度 (区分)
2: おおむね順調に進展している
理由
1PeVに及ぶ宇宙線加速が可能である環境をシミュレーションを用いて定量的に予言しただけに留まらず、今年度はこれまでに多くの観測的研究がなされている、爆発後数百年が経過した超新星残骸における宇宙線加速の直接シミュレーションに成功した。この研究成果は現在査読付き欧文論文誌に投稿すべく、論文を執筆中である。
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| 今後の研究の推進方策 |
昨年度までの研究成果として得られた1PeVに及ぶ宇宙線加速は、重力崩壊型超新星爆発において、爆発後の１０日程度後に達成される。このシミュレーションから得られた予言は、近年始動しはじめた最新のガンマ線望遠鏡である Cherenkov Telescope Array (CTA) による検出可能性が残されている。特に我々のモデルでは、爆発直前に星風密度が１００倍程度増加するという最新の観測的知見を取り込んでおり、この効果によって加速された宇宙線を起源とするガンマ線が従来考えられてきたシナリオよりも増光されるはずである。これらの過程を考慮した１００TeVエネルギー帯のガンマ線放射強度を予言することによってPeV宇宙線の起源天体の検証可能性を定量的に示していくことが今後必要となる。
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