一般认为，激波可以通过Weibel不稳定性产生小尺度强-南京大学天文系.ppt

超新星遗迹中的非热辐射 李江涛 南京大学天文系，南京，210093 X射线观测到的部分SNR的非热辐射 CasA: Tycho: Kepler: SN1006 激波 高能带电粒子 非热辐射 磁场 无碰撞激波可以将电子加速到幂率分布。 由于星际磁场通常比较弱，难以产生观测到的非热辐射，所以产生非热辐射的磁场必须由激波自身产生，一般认为，激波可以通过Weibel不稳定性产生小尺度强磁场。 应用领域：AGN，GRB，giant flare，soft gamma-ray repeater，PWN，cosmological structure formation，SNR，planetary bow shocks。 1. 非热辐射中强磁场的产生 在极端相对论等离子体中，电子和离子会产生Weibel二流不稳定性， Weibel二流不稳定性会产生电流片，进而产生小尺度纤维状的强磁场。 这里的两种流体是指upstream和counterstream流体。 一个正电子组成的电流片的示意图。 开始时（更靠近激波上游），由于电子较轻，电子首先受到Weibel二流不稳定性的影响产生小尺度的磁场，这些小尺度的磁场互相并合，使磁场逐步加强，并变得规则，这时离子被磁场俘获，并在二流不稳定性下激发出更强的磁场。 数值模拟的结果，磁场产生中电子主导和离子主导过程。 上页图为y方向电流密度的分布，上图为x方向磁场的分布，z方向为激波传播方向。可见对于较小的Lorentz因子， Weibel二流不稳定性激发的磁场和电流密度都较强。 2. 非热辐射中高能粒子的加速 磁场产生过程中本身就伴随着电子加速的过程。 其他的加速粒子的方法： （1）库仑碰撞 （2）各种等离子体不稳定性 观测证据： 光学波段观测到的Balmer双线结构证明激波后存在高能粒子。 Kepler超新星遗迹中观测到的超强的FeK线无法用热辐射来解释。 库仑碰撞仅仅对于高密度等离子体起作用，对低密度等离子体，库仑碰撞的平均自由程大于激波前沿的尺度，激波可以看成是无碰撞的。 观测上发现，如果仅仅考虑库仑碰撞的加热作用，得到的电子温度低于观测值，因此，必然存在非碰撞加热。 等离子体扰动对电子的加热： （1）准垂直激波： 激波速度大于电子热运动速度 Buneman不稳定性 T升高 Buneman不稳定性条件破坏 离子声不稳定性起作用 电子被加热到大约300倍质量正比加热的温度。 （2）准平行激波： 啸声扰动起主要作用。 宇宙线的作用： （1）宇宙线 在激波上游区域激发等离子体不稳定性 放大上游磁场 产生更加有效的宇宙线加速过程。 （2）宇宙线的速度可以超过激波速度，进而在激波到达之前对上游气体进行加热，激发，电离（precursor）。 通常认为，宇宙线产生于激波中的一阶费米加速，一阶费米加速可以将粒子加速到幂率分布，而幂率分布的谱指数由粒子的加速时标和逃逸时标决定。 宇宙线前导的尺度： 通常宇宙线前导处于一个非常薄的壳层中，将宇宙线前导简化为一个宇宙线的扩散过程，则在超新星遗迹演化的Sedov相，其尺度约为 。 问题： 估算的激波加速的宇宙线的最大能量为：10^5GeV，远小于观测到的宇宙线的最大能量（5*10^6GeV）。如果宇宙线产生于超新星遗迹中的激波加速，则需要更有效的加速机制。 3. 小结 自从Chandra和XMM-Newton上天以来，人类得到了超新星遗迹更高空间分辨率和谱分辨率的数据，越来越多的超新星遗迹被证实存在非热辐射，非热辐射中的磁场产生，粒子加速和宇宙线的问题也受到了越来越多的关注。目前关于非热辐射还只能进行有限的定量计算，观测上的波段范围，空间分辨率和谱分辨率也都还不够。希望进一步的理论和观测工作能够给出更加精细的结论。 * *