Monte Carlo Simulations of Relativistic Shock Acceleration

Abstract

Vi studerer såkalt første ordens Fermi-akselerasjon for kosmisk stråling, altså partikkelakselerasjon i sjokkbølger, som er den mest populære mekanis- men for å forklare energispekteret til kosmisk stråling for for energier under det såkalte ”kneet”. Vi tar utgangspunkt i en eksisterende Monte Carlo metode som simulerer sjokkaskelerasjon i ikke-relativistiske sjokkbølger, og oppgaven gjannomgår det teoretiske grunnlaget samt implementasjo- nen av de modifikasjonenen som er nødvendige for å generalisere mod- ellen til også fungere for relativistiske sjokkbølger. Underveis gis også en gjennomgang av fundamental og underliggende transportteori som er nødvendig for å forstå sjokkdannelse både i ikke-relativistiske og rela- tivistiske fluider, samt teori som er nødvendig for å beskrive bevegelsen til ladde partikler in turbulent plasma, og de grunnleggende prinsippene bak Fermi-mekanismen. Til slutt presenterer vi energispektra for kosmisk stråling produsert i både ikke-relativistiske og relativistiske sjokkbølger, som er beregnet med den forbedrede modellen. Vi påpeker også noen begrensninger med metoden og fremmer noen forbedringsforslag som til eventuelle framtidige arbeider, samt noen mulige anvendelser koden.

We consider the first order Fermi acceleration process of cosmic ray par- ticles, i.e. shock acceleration, which is the most popular mechanism for explaining the spectrum of cosmic ray energies below the so called ”knee”. Starting from a Monte Carlo simulation valid for acceleration in non- relativistic shocks, the thesis reviews the theoretical groundwork for and implements the modifications required to generalize the model to work also for the case of relativistic shock velocities. Along the way we review the required transport theory needed to understand both relativistic and non-relativistic shock dynamics, as well as cosmic ray propagation in tur- bulent plasmas, and we provide a review of the fundamentals of the Fermi process. Finally we present the cosmic ray spectra computed with the improved method, which are in good agreement with expectations and observations. We also identify some limitations of the model and propose how it can be improved further in future works, as well as some possible applications for the code.