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活動銀河ジェットにおける粒子加速： ブラックホールからホットスポットまで

活動銀河ジェットにおける粒子加速： ブラックホールからホットスポットまで. 2002 GRB meeting. 片岡　　　淳 （ 東工大・理・物理）. <contents >. introduction　（ 予備知識）. - sub-pc スケールジェット. - 中心ブラックホール. - kpc スケールジェット （ホットスポット）. - ジェットのエネルギー輸送. 活動銀河核（ AGN） の特徴. 　約 10 % の銀河に明るい中心核 　（活動銀河核： AGN）. 母銀河. 明るさ. 中心核. NGC 4151. 半径.

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活動銀河ジェットにおける粒子加速： ブラックホールからホットスポットまで

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  1. 活動銀河ジェットにおける粒子加速：ブラックホールからホットスポットまで活動銀河ジェットにおける粒子加速：ブラックホールからホットスポットまで 2002 GRB meeting 片岡　　　淳 （東工大・理・物理） <contents> • introduction　（予備知識） - sub-pc スケールジェット - 中心ブラックホール - kpc スケールジェット （ホットスポット） - ジェットのエネルギー輸送

  2. 活動銀河核（AGN） の特徴 • 　約 10 % の銀河に明るい中心核　（活動銀河核：AGN） 母銀河 明るさ 中心核 NGC 4151 半径 • 速い時間変動: 1000秒程度のものまで　（太陽系程度） • 強い放射 : 銀河全体の星より、100倍以上明るい 中心核に巨大ブラックホール

  3. 相対論的 outflow ：ジェット 3C46 (1.7GHz) • AGNの約10% に存在 • 　 （radio-loud） ローブ • ジェットを横から見る • 電波銀河 コア ノット • ノットの多くは、 • 超光速運動 - ジェットの終点 ホットスポット 電波ローブ 10 kpc ～ 1 Mpc ホットスポット

  4. 超光速運動 t1 = d/c P r t2 = r/v + (d - r cosq)/c q d v P’ b sinq bapp= vapp/c = 1 - b cosq t1 t2 観測から bappが求まれば、Γと q に制限 2bapp tanq < Γ > ( bapp２ + 1)1/2 bapp２ - 1 観測的には　5 < G < 20 （光速の 99 % 程度） tggからの制限からも　G > 5 が必要

  5. CGRO EGRETの「発見」 EGRET sky map of AGNs CGRO (1991-2000) TeV detection • 0.1-10 GeVのガンマ線を放出する AGN : 66天体　 • わずかの例外を除き、すべて「ブレーザー」 TeV　までの粒子加速 • >1012 eVでも 6 天体

  6. 観測者 ブレーザーの特異性 4C38.41 G~ 10 コア ジェット 1ミリ秒角 • ジェットはあるが、短い（電波でも殆ど点源） ジェットが観測者の視線方向を向く • 活動銀河の中で、１％を占めるにすぎない (～ 200天体)

  7. 相対論的ビーミング d = {G (1-b cosq)}-1 ビーミング因子を定義すると便利 ブレーザーではq ~ 1/G ゆえd ～G～10 1/G 観測者 nobs ~ njet d (1) 振動数のシフト tobs ~ tjet /d, (2) 時間の収縮 Wobs ~ Wjet /d2 (3) 立体角の圧縮 放射輝度 ∝ nt -1W -1 Lobs ~ d4Ljet ~ 10 4Ljet

  8. ブレーザー天体の放射 49 QHB 1000 100 LBL 10 　γ線の卓越度 HBL 1 0.1 12 14 16 18 log (nLE) Fossati et al. 1997 Fossati et al. 1997: Kubo et al. 1998 Ghisellini et al. 1998 • 二山のピーク構造　（電波～光学/X: 　X～ガンマ線） 同じ電子による、シンクロトロン放射/逆コンプトン放射 - 明るいものほどピーク位置が低い

  9. Jet　内部の物理量–HBLの場合 “知りたい”物理量 - 放射領域のサイズ:R - 磁場の強さ : B - ビーミング因子 : d • 加速電子の分布 （最高エネルギー gmaxmc2 個数密度; ベキ） Mrk 501 gmax ？ ベキ 　何かの 　逆コンプトン シンクロトロン放射

  10. 放射領域サイズの見積もり (ASCA long-look) 光度曲線 パワースペクトル 1 day Mrk421 Mrk501 1 day PKS2155-304 - “毎日”起こるフレア : tvar ~ 105 [s] • PSDのベキが steep ( t < tvar) R ~ ctvard~ 1016 [cm] Kataoka et al. 2001 Tanihata et al. 2001

  11. “種光子”の源 (HBL) Lsync = 4 pR2 c d4 Usync ~ 1044 [erg/s] 10 Usync ~ 4×10-4 ( )2 [erg/cm3] d これは、他の“種”となり得る光子より密度がずっと高い e.g., UCMB～ 4×10-13[erg/cm3] Uext < 10-5 [erg/cm3] HBL　のガンマ線は、シンクロトロン光子の叩き上げで出る （Synchrotron self-Compton: SSC） LSSC Lsync Usync = B ～ 0.1 [G] UB nsync = 1.2×106 B d gmax2~ 1018[Hz] gmax = 105-6

  12. Kubo 1997 種光子の源　（QHB の場合） ERC SSC シンクロトロン - SSC だけでは全く足りない - Usync ～10 –2 [erg/cm3] < Uext ～10-1 [erg/cm3] External Radiation Compton (ERC)が卓越

  13. 電子の最大加速エネルギー 磁場が強いので（B～0.1G）、冷却と加速の釣り合いで決まる 3me c ∝ g -1 tcool(g) = 4 (UB + Usync +UBLR ) sT g tacc(g) ∝ gn (n > 0 の定数) gmax ∝ (UB + Usync+ UERC) –1/(n+1) “暗い”ブレーザー : gmax = 10 5-6 “明るい”ブレーザー : gmax = 10 2-3 暗い天体のジェットほど、ピュアな加速環境を提供

  14. ブレーザー放射のモデル化 近年の観測から分かったこと • 放射は R～1016 cm の領域で生じる。conical ジェット(q～1/G) • を仮定すると、B.H から 1017-18cm の距離 (sub-pc)に相当 • 多くの電波銀河でジェットが遥か遠方まで伸びていることを • 　考慮すると、sub-pc で散逸するエネルギーは、ごく僅か • sub-pc ジェットでは磁場が強く、放射と冷却の釣り合いで • 　電子の振る舞い（時間発展）が決まる 新しい時間発展モデルの構築へ

  15. Step (1) : 内部衝撃波 D0 ～ Rg d~ D0 B.H. shock R ~ 100 D0 ~ 1016 [cm] G1 G2 Gm • ブラックホール近傍 (～ Rg)　から、速度分散をもつシェル放出 - 衝突前後で、エネルギーと運動量が保存 - 衝突で生じた内部エネルギー 電子のランダム運動

  16. Tanihata 2002 フレアの生成 -Gｍ = 10, sG = 0.005, D0 = 3×1013[cm] • ブロッブが主に衝突する距離は　 D ~ 103-4 D0 = 1017-20[cm] -最も近傍でぶつかったものが、1日スケールのフレアに フレアの数 １日スケール のフレア 内部エネルギー フレアの時間スケール (ksec) log D (cm)

  17. Kataoka 2000 Step (2) : 時間発展 SSC　モデル escape: tesc B=0.1G R=1016cm … Gm Jet axis 観測者 放射領域 (tcool ) 加速領域 (tacc ) 電子の時間発展を逐次的に解く  Ne(g, t)  Ne(g, t) = [(gsync + gSSC) Ne(g, t)] + Q(g, t ) -  g tesc  t シンクロトロン 加速領域 からの注入 escape SSC

  18. シミュレーションの一例: Mrk 501 - ジェットパラメータ B ~ 0.1 [G], d= 10 R ~ 1016 [cm] gmax ~ 3×105 フレア時 gmax ~ 6×106 • 変動は、 gmax に対応する　 • 　X線とTeVガンマ線で最大 • X線とガンマ線の相関を、 • 　 完全に再現

  19. Kataoka et al. 2000 PKS2155-304の時間発展

  20. ここまでのまとめ • sub-pc スケールジェットの放射機構については、ほぼ • 完璧に理解できた （…と勝手に自負してる　） • ジェットのもっと根元、あるいは先端についても、最近 • 　理解が急速に進んでいる 目標：　「ジェットを“丸ごと”理解する」 ジェットをもつ活動銀河の中心ブラックホール kｐｃジェット、ホットスポットの放射機構

  21. AGNブラックホール質量の見積もり ブラックホールの基本的な物理量： 　質量と降着率 - 降着率の指標: 　　　　　　　　　　　　　AGNの「明るさ」 - 質量の指標: ??? 質量の見積もり – (i) : 簡単かつ明解な方法 AGNの明るさと、変動の時間スケールを測る LAGN M tvar 106 ( ) < < 109 ( ) M 1044 [erg/s] 104 [s] エディントン光度 シュワルツシルド 半径

  22. 3C273 の例 • 最初に見つかったクェーサー天体 ( z= 0.16 ) • - ブレーザーにもかかわらず、降着円盤の放射も見える 6×108 M < M < 3×1010 M 不定性が大きい synchrotron SSC or ERC Big Blue Bump Kataoka et al. 2002

  23. 質量の見積もり – (ii) 時間変動のスケーリング則 　（e.g. Hayashida et al. 1998） t2 t1 Stellar-mass B.H. 活動銀河 B.H. M1 : M2 = t1 : t2 を仮定する たとえば 　Cyg X-1 では t1～ 1 ms 活動銀河ではt2 ～ 10 4 s M2 = 108 M - 大前提の“仮定”の検証が困難 - ビーミングしてると成り立たない

  24. 質量の見積もり – (iii) : M –s 相関法 Gebhardt et al. 2000 バルジ輝度 vs 質量 速度分散 vs 質量 - ブラックホール質量と、母銀河の星の速度分散に相関 MBH = (1.5 ± 0.2)×108 (s/200)4.70.5M - ブレーザーを含め、あらゆるAGNに適用可能

  25. ブレーザーのブラックホール質量 電波銀河 Falomo et al. 2002 NGC 5831 ブレーザー 108 109 Mrk 501 -　電波銀河もブレーザーも、質量は同程度　(108-9M ) - セイファートより、だいぶ大きめ　（その割に暗い？） ex. Mrk 421 … (3.2 ± 1.5)×108 M Mrk 501 … (8.5 ± 3.2)×108 M

  26. Large スケールジェットからのX線放射 - z= 0.1の AGN … 1” = 2 kpc Chandra では分解可能 (18 天体) PKS0637-752 PKS1127-145 3C273 Cen A pictor A

  27. 3C303 のホットスポット - z = 0.14の電波銀河（BLRG）。　2001年3月、15 ksec観測 • ホットスポットの サイズが測られている (2.3’’×3.1’’ ～ 8 kpc) • ジェットの終点ゆえ、ビーミングしていない Kataoka & Edwards 2003 電波 X線 (chandra) 45 kpc 　diffuse halo? bgd QSO Hot Spot ノット

  28. ホットスポットからの非熱的放射 別の放射機構 - X線と電波は、滑らかにつながらない Usync ~ 8×10 -14[erg/cm3] < UCMB X線はCMB　の叩き上げで出る UCMB LX = Lradio UB chandra 1.5 < B < 6.7 mG ERC(CMB) SSC シンクロトロンのピークは 1014-16 Hz にあるので 電子の加速エネルギー gmax　が求まる

  29. ホットスポット内での加速 - 電波銀河のホットスポットは、磁場が弱く (B ～10 mG) 領域サイズが大きい (R > 1 kpc) - sub-pc　ジェットに比べ、放射冷却が殆ど効かない 電波銀河（hot spot） ブレーザー (sub-pc) - ブレーザーを超える 加速器 3C303 - 10-100 TeV までの 加速が可能 Log gmax Log B [G]

  30. 電子の放射冷却時間 3me c tcool(g) ～ = 7.5×1019 gmax-1 [sec] 4 UCMB sT g 電子の走行可能距離 3C303 d ～ ctcool ～ 10-70 kpc Log 冷却時間（秒） ホットスポットの内部 (R< 10 kpc)で十分 拡散可能 Log 　放射領域サイズ (pc)

  31. ジェットの“運ぶ”エネルギー - Black Hole: 108-9 M Ledd = 1046-47 [erg/s] しかし、クェーサーを除いては意外に暗い ( Lrad << Ledd) - Sub-pc スケール Lkin = pR2c GBLK2Ue = 1042-45 [erg/s] - ホットスポット Lkin = pR2c Ue = 1046-48 [erg/s] Ledd ～ Lkin(@hot spot) >> Lkin (@sub-pc) エネルギーが sub-pc, hot spot で保存しない？

  32. 熱的粒子から非熱的粒子へ • ブラックホール近傍からは、Ledd と同程度 • のエネルギーがジェットとして噴出す E熱的 1 - sub-pcでは、内部衝撃波で解放される エネルギーは全体の1% 以下　 10-2 電子の個数 - ホットスポット では、外部衝撃波 で 　 輸送エネルギーの大部分が解放 10-4 10-6 10-8 106 1 10 102 104 105 103 電子のローレンツ因子

  33. 結論 • ブレーザー天体の放射は、sub-pc 領域で生ずる。 • 　（108-9 M のブラックホールでは　103-4 Rg　に相当） • sub-pc スケールの放射は、時間変動の仕方を含め • 　SSC/ERCモデルで良く説明される。 • 電波銀河の大規模ジェット・ホットスポットは効率の良い • 　粒子の加速源である。 ジェットによって輸送された大部分 • 　の粒子は、ここで初めて放射を行う。

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