超高エネルギ-宇宙線の加速機構

1.最高エネルギ-が10^<20>eVを超えるような超高エネルギ-宇宙線の起源と加速機構について検討した。衝撃波による一次フェルミ加速が最も有力な機構であるが、銀河内の衝撃波ではこのエネルギ-まで加速するのは困難であり、電波銀河のジェットやホットスポットにおける準相対論的な衝撃波が最も有力な候補になることを明らかにした。中心核近傍の衝撃波による加速では光子との衝突によって加速が妨げられるという困難があり、ホットスポットが第一候補として残る。観測される超高エネルギ-宇宙線のエネルギ-密度を説明するためには、それぞれの電波銀河が電波光度の数%程度のエネルギ-を宇宙線として放出していればよい。このモデルを観測的にチェックするためには、宇宙線の非等方性を調べることがよいことを論じた。2.衝撃波による統計加速において、磁場と衝撃波面とが斜めに交わる場合に加速効率が数十倍上昇することをモンテカルロシミュレ-ションで示した。これは加速粒子が衝撃波面における磁場の不連続によって上流から入射した時に反射される確率が大きく、上流側に閉じこめられやすいことに起因している。この時は通常の統計加速に加え、ドリフト加速が加わることにより加速効率が著しく増大する。加速粒子のエネルギ-スペクトルはあまり変化がない。この結果は超新星残骸で加速される陽子の最大エネルギ-を10^<16>eV近くまで上昇させうるので、観測されるスペクトルの折れ曲がりの位置を説明する可能性を与える。また電波銀河のホットスポットでは陽子の最大エネルギ-は10^<20>eVをこえうることになる。

1.最高エネルギ-が10^<20>eVを超えるような超高エネルギ-宇宙線の起源と加速機構について検討した。衝撃波による一次フェルミ加速が最も有力な機構であるが、銀河内の衝撃波ではこのエネルギ-まで加速するのは困難であり、電波銀河のジェットやホットスポットにおける準相対論的な衝撃波が最も有力な候補になることを明らかにした。中心核近傍の衝撃波による加速では光子との衝突によって加速が妨げられるという困難があり、ホットスポットが第一候補として残る。観測される超高エネルギ-宇宙線のエネルギ-密度を説明するためには、それぞれの電波銀河が電波光度の数%程度のエネルギ-を宇宙線として放出していればよい。このモデルを観測的にチェックするためには、宇宙線の非等方性を調べることがよいことを論じた。2.衝撃波による統計加速において、磁場と衝撃波面とが斜めに交わる場合に加速効率が数十倍上昇することをモンテカルロシミュレ-ションで示した。これは加速粒子が衝撃波面における磁場の不連続によって上流から入射した時に反射される確率が大きく、上流側に閉じこめられやすいことに起因している。この時は通常の統計加速に加え、ドリフト加速が加わることにより加速効率が著しく増大する。加速粒子のエネルギ-スペクトルはあまり変化がない。この結果は超新星残骸で加速される陽子の最大エネルギ-を10^<16>eV近くまで上昇させうるので、観測されるスペクトルの折れ曲がりの位置を説明する可能性を与える。また電波銀河のホットスポットでは陽子の最大エネルギ-は10^<20>eVをこえうることになる。