Odstředivý mechanismus zrychlení - Centrifugal mechanism of acceleration

Odstředivé zrychlení z astočástice k relativistickým energiím může dojít v rotujících astrofyzikálních objektech (viz také Fermiho zrychlení ). Je tomu pevně věřeno aktivní galaktická jádra a pulsary mít rotující magnetosféry, proto mohou potenciálně řídit nabité částice na vysokou a ultravysokou energii. Jedná se o navrhované vysvětlení pro ultra-vysokoenergetické kosmické paprsky (UHECR) a kosmické paprsky extrémní energie (EECR) přesahující Limit Greisen – Zatsepin – Kuzmin.

Zrychlení na vysoké energie

Je dobře známo, že magnetosféry z AGN a pulsary jsou charakterizovány silnými magnetickými poli, která nutí nabité částice sledovat siločáry. Pokud se magnetické pole otáčí (což je případ takových astrofyzikálních objektů), částice nevyhnutelně podstoupí odstředivé zrychlení. Průkopnické dílo Machabeli & Rogava^[1] byl myšlenkový experiment ve kterém se korálek pohybuje uvnitř rovné rotující trubky. Dynamika částice byla analyzována analyticky i numericky a bylo prokázáno, že pokud je udržována tuhá rotace po dostatečně dlouhou dobu, energie perličky se asymptoticky zvýší. Zejména Rieger & Mannheim,^[2] v návaznosti na teorii Machabeli a Rogava ukázal, že Lorentzův faktor korálky se chová jako

${ displaystyle gamma = { frac { gamma _ {0}} {1- Omega ^ {2} r ^ {2} / c ^ {2}}}}$

(1)

kde ${ displaystyle gamma _ {0}}$ je počáteční Lorentzův faktor, Ω je úhlová rychlost otáčení, ${ displaystyle r}$ je radiální souřadnice částice a ${ displaystyle c}$ je rychlost světla. Z tohoto chování je zřejmé, že radiální pohyb bude mít netriviální charakter. V průběhu pohybu částice dosáhne povrchu lehkého válce (hypotetická oblast, kde se lineární rychlost otáčení přesně rovná rychlosti světla), což vede ke zvýšení poloidální složka rychlosti. Na druhou stranu celková rychlost nemůže překročit rychlost světla, proto musí radiální složka klesat. To znamená, že odstředivá síla mění své znaménko.

Jak je patrné z (1), má Lorentzův faktor částice sklon k nekonečnu, pokud je zachována tuhá rotace. To znamená, že ve skutečnosti musí být energie omezena určitými procesy. Obecně lze říci, že existují dva hlavní mechanismy: inverzní Comptonův rozptyl (ICS) a takzvaný rozpad korálku na drátu (BBW) mechanismu.^[3] Pro tryskové struktury v AGN bylo prokázáno, že pro širokou škálu úhlů siločar siločar vzhledem k ose otáčení je ICS dominantním mechanismem účinně omezujícím maximální dosažitelné Lorentzovy faktory elektronů ${ displaystyle gamma _ {ICS} ^ {max} sim 10 ^ {8}}$. Na druhou stranu se ukázalo, že BBW se stává dominantní pro relativně nízkou svítivost AGN ${ displaystyle L <8 krát 10 ^ {40} mathrm {erg} / mathrm {s}}$, vedoucí k ${ displaystyle gamma _ {BBW} ^ {max} sim 10 ^ {7}}$.

Odstředivé efekty jsou účinnější v milisekundách pulsary protože rychlost otáčení je poměrně vysoká. Osmanov & Rieger ^[4] považováno za odstředivé zrychlení nabitých částic v oblasti lehkého válce Krabího typu pulsary. Ukázalo se, že elektrony mohou dosáhnout Lorentzových faktorů ${ displaystyle gamma _ {KN} ^ {max} sim 10 ^ {7}}$ přes inverzní Compton Klein – Nishina rozptyl nahoru.

Zrychlení na velmi vysoké a ultravysoké energie

Přestože přímé odstředivé zrychlení má svá omezení, protože analýza ukazuje, že účinky rotace mohou stále hrát důležitou roli v procesech zrychlování nabitých částic. Obecně se věří, že odstředivé relativistické účinky mohou vyvolat plazmové vlny, které by za určitých podmínek mohly být nestabilní a účinně čerpající energii z toku pozadí. Na druhém stupni může být energie vlnových režimů transformována na energii plazmatických částic, což vede k následnému zrychlení.

V rotujících magnetosférách odstředivá síla působí odlišně na různých místech, což vede ke generování Langmuirových vln, nebo plazmové oscilace prostřednictvím parametrické nestability. Lze ukázat, že tento mechanismus účinně funguje v magnetosférách AGN^[5] a pulsary.^[6]

S ohledem na Krab -jako pulsary bylo prokázáno, že prostřednictvím Tlumení Landau odstředivě indukované elektrostatické vlny účinně ztrácejí energii a přenášejí ji na elektrony. Bylo zjištěno, že energetický zisk elektronů je dán vztahem^[7]

${ displaystyle epsilon cca { frac {n_ {p} F_ {reac} delta r} {n _ {_ {GJ}}}}}$,

(2)

kde ${ Displaystyle delta r sim c / Gamma}$, ${ displaystyle Gamma}$ je přírůstek nestability (podrobnosti viz citovaný článek), ${ displaystyle F_ {reac} přibližně 2mc Omega xi (r) ^ {- 3}}$, ${ displaystyle xi (r) = doleva (1- Omega ^ {2} r ^ {2} / c ^ {2} doprava) ^ {1/2}}$, ${ displaystyle n_ {p}}$ je hustota čísla plazmy, ${ displaystyle m}$ je hmotnost elektronu a ${ displaystyle n _ {_ {GJ}}}$ je hustota Goldreich-Julian. Lze ukázat, že pro typické parametry Krab -jako pulsary, částice mohou získat energie řádově ${ displaystyle 100s}$ z ${ displaystyle TeVs}$ nebo dokonce ${ displaystyle PeVs}$. V případě milisekund nově zrozených pulzarů mohou být elektrony zrychleny na ještě vyšší energie o ${ displaystyle 10 ^ {18} eV}$^[8]

Zkoumáním magnetosfér z AGN, zrychlení protonů probíhá prostřednictvím Langmuirův kolaps. Jak se ukazuje, tento mechanismus je dostatečně silný, aby zaručil efektivní zrychlení částic na ultravysoké energie pomocí Langmuirova tlumení ^[9]

${ displaystyle epsilon _ {p} vlevo (eV vpravo) přibližně 6,4 krát 10 ^ {17} krát M_ {8} ^ {- 5/2} krát L_ {42} ^ {5/2 }}$,

kde ${ displaystyle L_ {42} equiv L / 10 ^ {42} mathrm {erg} / mathrm {s}}$ je normalizovaná svítivost AGN, ${ displaystyle M_ {8} equiv M / (10 ^ {8} M _ { odot})}$ je jeho normalizovaná hmotnost a ${ displaystyle M _ { odot}}$ je sluneční hmota. Jak je zřejmé, pro pohodlnou sadu parametrů lze dosáhnout enormních energií řádově ${ displaystyle 10 ^ {21} eV}$, tak AGN staňte se vesmírnými Zevatrony.

Reference

Další reference

• Gudavadze, Irakli; Osmanov, Zaza; Rogava, Andria (2015). "O roli rotace při odtoku Krabího pulsaru". International Journal of Modern Physics D. 24 (6): 1550042. arXiv:1411.7241. Bibcode:2015IJMPD..2450042G. doi:10.1142 / S021827181550042X.CS1 maint: ref = harv (odkaz)
• Osmanov, Zaza (2013). „O roli nestability driftu zakřivení v dynamice elektronů v aktivních galaktických jádrech“. International Journal of Modern Physics D. 22 (13): 1350081. arXiv:0907.4268. Bibcode:2013IJMPD..2250081O. doi:10.1142 / S0218271813500818.CS1 maint: ref = harv (odkaz)
• Osmanov, Z. (2010). „Je velmi vysoká emise energie z BL Lac 1ES 0806 + 524 odstředivě poháněna?“. Nová astronomie. 15 (4): 351–355. arXiv:0901.1235. Bibcode:2010NewA ... 15..351O. doi:10.1016 / j.newast.2009.10.001.CS1 maint: ref = harv (odkaz)
• Osmanov, Z .; Shapakidze, D .; Machabeli, G. (2009). „Dynamická zpětná vazba nestability driftu zakřivení na její proces nasycení“ (PDF). Astronomie a astrofyzika. 503 (1): 19–24. arXiv:0711.0295. Bibcode:2009A & A ... 503 ... 19O. doi:10.1051/0004-6361/200912113.CS1 maint: ref = harv (odkaz)
• Osmanov, Z. (2008). "Účinnost odstředivě vyvolané nestability driftu zakřivení ve větrech AGN" (PDF). Astronomie a astrofyzika. 490 (2): 487–492. arXiv:0803.0395. Bibcode:2008A & A ... 490..487O. doi:10.1051/0004-6361:200809710.CS1 maint: ref = harv (odkaz)
• Osmanov, Z .; Dalakishvili, G .; Machabeli, G. (2008). „O rekonstrukci magnetosféry pulzarů poblíž povrchu lehkého válce“. Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 383 (3): 1007–1014. Bibcode:2008MNRAS.383.1007O. doi:10.1111 / j.1365-2966.2007.12543.x.CS1 maint: ref = harv (odkaz)
• Rogava, Andria; Dalakishvili, George; Osmanov, Zaza (2003). "Odstředivě řízená relativistická dynamika na zakřivených trajektoriích". Obecná relativita a gravitace. 35 (7): 1133–1152. arXiv:astro-ph / 0303602. Bibcode:2003GReGr..35.1133R. doi:10.1023 / A: 1024450105374.CS1 maint: ref = harv (odkaz)