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ジェットの本質的理解に向けて： 　　　　　最新の話題から

ジェットの本質的理解に向けて： 　　　　　最新の話題から. ⓒ NASA/CXC/M.Weiss. 片岡　淳 ( 東工大院理工 ). ＶＳＯＰグループセミナー 2007.06.20. お話の流れ. ジェットと加速について 　　　（ イントロ ）. 「本当の」加速スペクトル ( Tavecchio+ 07 ). X 線で探るジェットの組成 　 ( kataoka+ 07 ). 大規模ジェットとの比較 ( Stawarz+07/Uchiyama+05 ). コメント & まとめ. Centaurus A In radio/X-ray.

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ジェットの本質的理解に向けて： 　　　　　最新の話題から

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  1. ジェットの本質的理解に向けて： 　　　　　最新の話題から ⓒ NASA/CXC/M.Weiss 片岡　淳 (東工大院理工) ＶＳＯＰグループセミナー 2007.06.20

  2. お話の流れ • ジェットと加速について 　　　（イントロ） • 「本当の」加速スペクトル (Tavecchio+ 07) • X線で探るジェットの組成 　 (kataoka+ 07) • 大規模ジェットとの比較 (Stawarz+07/Uchiyama+05) • コメント & まとめ Centaurus A In radio/X-ray

  3. 宇宙における様々な「ジェット」 X-ray radio optical 活動銀河 3C46 超新星残骸 CasA 原始星L1551-IRS5 X-ray X-ray BH(?)バイナリ SS433 ガンマ線バースト (想像) パルサー PSR1509-58

  4. ~ 30 Rg なぜ活動銀河ジェットか？ M87 • 大きさ: Rg ～1013 cm ～1AU. • 近傍の銀河であれば、かなり • 「根元」まで画像分解できる • (e.g., ～100 Rg for M87) • ジェットの構造、開き角や • 絞込みに「直観的」な制限 Junor+ 99 • パワー: Ptot ～ 1044-48 erg s-1 • : Etot ～1058-60 erg • (寿命 ～ 10 Myr 程度を仮定) • 個数: n ～ 10-7 AGN/Mpc3 近傍から最遠方のQSO (z～7)まで。 「宇宙線」加速の現場！？

  5. シンクロトロン放射（電波・光学） 逆コンプトン放射 （Ｘ線・ガンマ線） 電子 Γjet ~ 10 ランダム運動 γ> 1000 バルク運動 とランダム運動 ジェットの下流へ 並進(バルク)運動 Γjet ~ 10 • ジェット全体は、ΓBLK ～10で並進（バルク）運動 • 相対論的電子は γ≳1000でランダム運動

  6. 磁場 • クーロン散乱　(熱化) rc = 1.6 x 104 T82 nth,-4-1L-1 kpc (T=108 T8 [K], nth=10-4 nth,-4 [cm-3]) • 磁場による散乱 (ラーマ半径) rL =1.2 x 10-13 T8-1/2 B-6-1 kpc 粒子 (B=10-6 B-6 [G]) vup vdown ジェット内での衝撃波加速 • 地上と違い、宇宙では 「磁場散乱 >> クーロン散乱」 例： AGN ジェット: rL ～10-14 kpc << rc ～104 kpc 「無衝突」衝撃波 (collisionless shock) による加速 • Fermi 加速による粒子分布： N(E) = E-s (where, s～2) En = (1+ 4β/3)n

  7. N(E) 2003　国税局 （世帯あたりの所得） 熱的分布 非熱的分布 E-s 電子のエネルギー Emin Emax 「非熱的」な粒子分布 「加速」は、一般大衆（熱浴）から、お金持ち（非熱的）を作る • Emin …熱浴電子が持つエネルギー （実は大勢を占める！） • Emax …電子の加速限界：　加速・冷却の釣り合い tcool =[ Ee/ (dEe/dt) ] ∝Ee-1 tacc =(20c/3vs2)rg z ∝Ee • ｓ　　…加速の性質 (一次Fermi, s=2, 相対論s=2.3 etc…)

  8. 相対論的 ビーミング 米国 CGRO 衛星 高エネルギーで輝く AGNジェット：　ブレーザー ドイツ H.E.S.S. (ナミビアに設置) • GeVガンマ線(109 eV)で検出された • AGNは～70個。 全て“ブレーザー” • 地上の大気チェレンコフ望遠鏡により、 • >20個 の AGN からTeVガンマ線 少なくとも、幾つかのジェットは （γ～106）まで電子を加速 ビーミング効果による増光 ∝δ4 ジェットを研究する上で理想的

  9. ブレーザーの多波長スペクトル 　　電波 　　光学 X線 GeV TeV QSO ホストブレーザー (= QHB, e.g. PKS0528-134) ERC Sync SSC 低エネルギーピーク BL Lac (= LBL e.g., 0716+714) 高エネルギーピーク BL Lac (= HBL e.g., Mrk421) 低エネルギーピーク (シンクロトロン) 高エネルギーピーク （逆コンプトン） LE HE Kataoka 02 Kubo+ 98 これまでの研究 • 「加速された」電子からの放射を対象 • 放射物理量への制限: R～0.01pc, B～0.1 G、γmax～103-6 • 明るいものほど、加速エネルギーは低い (Blazarシーケンス)

  10. “Blazar シーケンス” B[G] 1 BLR cloud 0.1 γmax HBL 105 LBL 104 暗い ブレーザー (HBL/LBL) 明るい ブレーザー (QHB) QHB 103 Log freq [Hz] 13 15 17 Kubo+ 98 • 最大加速エネルギー：　冷却と加速のバランス • tcool ～ 106 (1+usyn/uB +Γ2uext/uB)-1 B0.1G-2 γ6-1 [sec] • tacc ～ 106 B0.1G-1γ6ζ5[sec] γmax∝ (uB +usyn+Γ2uext)-1/2 • Γ2 uext ～3x10-1[erg/cm3] >>uB or usyn γmax[HBL]～102-3 γmax [QHB]

  11. 16 kpc 700 kpc ノット ノット ローブ 8 pc FR I (M87) FR II (3C47) kpc-Mpcジェットの特徴 ホット スポット • 電波銀河 :core と　lobe の明るさの比で 2種類に分かれる FRI : core bright FRII : lobe bright • 電波銀河とブレーザーの関係 FRI を真正面から見たもの ... HBL/LBL FRII を真正面から見たもの ... FSRQ

  12. radio X-ray 3C219(FR-II) M87 (FR-I) ノット radio optical ホット スポット ローブ X-ray Marshall+ 02; Comastri+02, Kataoka+ 03 ... and many ! kpc-Mpc ジェットのX線観測 • FR-I. FRI-II ともに、Ｘ線で明るい • Ｘ線の放射機構？ FR-I ジェット ... Sync 詳しい話は Kataoka &Stawarz 05 放射機構は、ブレーザー と殆ど同じ！ FR-IＩ ジェット ... Sync/EC(CMB) ホットスポット ... SSC ローブ 　　　　 ... EC(CMB)

  13. ＡＧＮジェット；概観 BH BHからの距離 10-5 pc 10-2~0 pc 10 3~6 pc outer jet/ hotspot/ lobe Kpc/Mpc領域 （大規模ジェット） inner jet ｓub-pc 領域 BH近傍 ジェットで重要な、3つの領域 BH 近傍... 円盤、形成、組成 VSOP2、観測が困難… inner jet... 最初の「輝き」 VSOP2、X線*、ガンマ線* outer jet... コリメート, E輸送 VLA、近年のX線, Hubble

  14. AGNジェット：本当の謎（１） 降着円盤からプラズマを誘導し、噴出すには強い磁場が 必要（ＭＨＤシミュレーション）。一方で、観測からジェットは 「やや粒子優勢」　　 Kubo+98, Kataoka+02, 05, Kino+ 02 • 磁場の強さはせいぜい • 0.1 -1Ｇ　（ブレーザー） • μＧ～mＧ(電波銀河) • ブラックホールの周りで • 　 磁場に捻られ放出する • 　 ジェット １04～5 G ! (MHD計算) Private comm: 小出先生[熊本大] Koide+ 99, Meier+ 01, etc etc ......

  15. AGNジェット：本当の謎（2） ジェットが降着流の噴出しなら、バリオンが主体のはず。 一方で、電波による偏光観測は、e- e+ ジェットを示唆する 方法１： 円偏波成分の観測 3C279 • 3C279の円偏波成分が示す • 　　周波数依存性 Faraday conversion γmin ～ 20を示唆 • 一方で、直接偏波は～10% e-p で消偏波しないため には γmin >100のはず Wardle+ 98 e-e+ ジェット（ペアプラズマ）を示唆

  16. AGNジェット：本当の謎（２：続） 方法2： シンクロトロン自己吸収 (SSA) • SSA のピーク周波数 νm=8 B1/5Sm q-4/5(1+z)1/5 磁場 Bが求まる • SSA の条件 Ne B2 > 10-4/γmin • ガンマ線観測からの制限 Reynolds+ 96, Hirotani+99,05 (e-e+) Neq2 Lkin = (e-p) 100 Neq2 e-e+ ジェット（ペアプラズマ）を示唆

  17. 10 AGNジェット：本当の謎（3） ローブの圧力平衡を考えると、相対論的電子だけでは 不足？　「見えない」陽子や「冷たい」電子の寄与? 3C442A　（Chandra） 熱的 >非熱的 外部の熱的圧力/電波ローブの圧力 Hardcastle & Worral 00, Hardcastle+ 07 ローブの大きさ [kpc] • ローブの圧力 P= ue/3 ～ Ne<γ>mec2～ Nemec2γminln(γmax/γmin)

  18. 3C279 γmin の重要性 • ジェットの運動学に直接リンクする量である i.e., 「少数の金持ち」より、一般大衆がジェットの運動を決める • 円偏光を含め、ジェットの組成を知る手がかりとなる • (Kino & Takahara 04　も参照） • しかしながら、γmin は 電波で「見れない」？ nsync ～ 106 Bδγ2 γmin～10の電子の放射 は1MHz帯 で観測 強い吸収 (SSA) X線ならγ逆コンプトン散乱のγminを観測可

  19. 　 「本当の」加速スペクトル Tavecchio, Maraschi, Ghisellini, Kataoka, Foschini, Sambruna, and Tagliaferri 2007, ApJ, in press (astro-ph/0705.0234)

  20. すざく衛星とは… • 日本で 5番目のＸ線天文衛星 - 宇宙の構造形成を探る - ブラックホール極近傍の調査 観測手段として - 高分解能 Ｘ線スペクトル測定 - 軟X線～ガンマ線の広域観測 XMM や Chandra と相補的メリットを持つ • 2005 7/10 に　JAXA’s M-V-6 • 　 で無事、打ち上げに成功 • 2007年6月までに、400天体以上 • 　　を観測 すざくＦＭ試験の様子

  21. すざく衛星の観測装置 硬Ｘ線検出器 (HXD: 10-600 keV) 高分解能カロリメータ (XRS: 0.3-10 keV) Ｘ線CCD 撮像検出器 (XIS:0.3-10 keV)

  22. すざく XIS チャンドラ ACIS すざく HXD すざく衛星のメリット • 「広い」エネルギー帯で「高い」感度： 0.3～300 keV. -1000 cm2 を誇る、XIS有効面積 (XMM衛星と5keV以上で同等) -ＸＩＳ，ＨＸＤともに超低バックグラウンドを実現 • とくに 1keV 以下で、優れたエネルギー分解能 有効面積で規格化したバックグラウンド SNR E0102.2-729のスペクトル比較 RXTE PCA

  23. 0.5 5 1 Page+ 05 Energy [keV] 「すざく」による 遠方QHBの観測 • RBS 315 とは? - Rosat Bright Survey で見つかった、z=2.69の QHB ブレーザー - 電波や光学でも明るい (461 mJy @ 1.4GHz) • Ｘ線と光学・電波は全くつながらず、Ｘ線は逆コンプトン成分の • 　 低エネルギー端 (～γmin)を見ている - ＸＭＭ で、極めて「フラットな」Ｘ線スペクトルと、折れ曲がり Γ= 1.2 の PL

  24. 「すざく」による広域スペクトル RBS315 Gal abs +Bkn PL model • 0.4mCrab (@2-10 keV; 3C279 と同レベル) • HXD/PIN で 50keV まで初検出 ソースフレーム(z =2.7)では、E～200keV までのスペクトルを探査

  25. 「すざく」によるスペクトル (XIS) Tavecchio+ 07 0.5 1 5 10 Energy [keV] • 強い吸収 (NH ～3x1022 cm-2 : 銀河系の >１０倍)＋ＰＬ • 　 もしくは • 折れ曲がりのある PL (Γ1 =0.7, Γ2 =1.4, Ebrk =1.2 keV) • で良くフィットされる • XMMの観測を比べると、PL成分のベキが大きく変化

  26. ＲQ_ＱSO BAL_ＱSO ＲＬ_ＱSO (QHB) Suzaku の 観測範囲 “吸収”or“折れ曲がり”? Page+ 05 折れ曲がり 吸収 • 観測データから、二つを区別するのは無理 • もし吸収ならば... 遠方のQSO ほど、厚い吸収体に覆われてる？ • (QSO の宇宙進化と直接リンク？) • しかしながら、、、 光学では吸収の影響は全く見られない • ジェットの有無(RL/RQ)で吸収量が変わる？

  27. ジェット放射の折れ曲がり？ Sync +ERC モデル ＧＬＡＳＴ シンクロトロン 逆コンプトン • 逆コンプトン成分の「低エネルギー端」として、自然に説明。 • 物理パラメータ：　B= 1G, Γjet=20, γp =102, γmax =104 ... γmin ～１ でないとダメ 電子スペクトルのベキは s=1.5

  28. N(γ) s=1.5 s=3.5 γ Γ<1.5 ⇔ s< 2 の電子スペクトル γp=102 γmin=1 γmax=104 エキゾチックな（？）加速スペクトル Page+ 05 • 通常の Fermi 加速で s<2を作るのは困難。 • γp ～100での「急激な (Δs=2)」折れ曲がりも、放射冷却 • 　　では説明できない • γmin～1 の粒子は、そもそも衝撃波を跨げないのでは？ • injection の問題

  29. 衝撃波面 Injection 問題： “2-step”加速 電子のジャイロ半径は、エネルギーに比例 Rg = γmc2/eB 衝撃波には「厚さΔ」があるので、 Rg < Δ の低エネルギー電子は、いつまでも 衝撃波を跨げない (Bell 78, Eilek &Hughes 90) • 厚さΔ～ 「熱的な」陽子のジャイロ半径 程度 • （一声でいえば、γp～100-1000≲ mp/mp(質量比) • 　　　　　　　　　 以下の電子は、加速プロセスにすら入れない！） • γmin → γp - stochastic な 2次加速 - Two-stream instabilities (Hoshino+ 92) （陽子→ 電子の加熱） - 磁場のリコネクション (Ramanova & Lovelace 92) • γp → γmax - 通常の衝撃波加速（1次加速）

  30. Ｘ線で探る、ジェットの組成 Kataoka, Madejski, Sikora et al. 2007, ApJ, submitted

  31. (1) 陽子シンクロトロン放射？ 放射効率　∝m-4 ; まず見えない 陽子が cold（加速されてない）なら、見えない (2) pp → 2πを使う？ ジェットの中の、粒子密度がたりない Ｅ～ 100 MeV の観測は将来計画 (３) バルクコンプトンを用いた「間接」検証 ジェットのバルク運動(Γjet～10) で、ＵＶ光子を叩きあげる EBC～ Γjet2 EUV～ 102 ・10eV ～ 1 keV バルクコンプトンの輝度は、ジェットの組成に依存 ＬBC∝(ne/np)Ljet 「見えない」陽子を検出するには？ • RBS315 の例を見ても、陽子は「電子の加熱」に必要。。。

  32. Ehν γ2Ehν バルクコンプトン散乱？ EUV Γjet2 EUV Γjet ～10 • 基本は、通常の逆コンプトン散乱と同じ。 • 　 光子を跳ね返す母体が、相対論的電子 • 　 でなく、バルク運動をする “cold な”電子 • AGN の周りに満ちている UV光を叩き • 　 あげ、「鏡像」となるピーク(Sikora バンプ) • を、X線領域で形成するはず。　 • # “擬似”熱的スペクトル　

  33. X線領域 BeppoSAX 観測ターゲットの選択 • ジェットの強い放射を避けつつ、軟Ｘ線探査できるもの ガンマ線ブレーザー PKS 1510-089 (z=0.361) • ガンマ線輝度　Ｌ～ 1047 erg s-1 • Sync/IC の谷間に軟Ｘ線が来る • 紫外バンプが明確で、軟Ｘ線超過？ UVバンプ 「Swift」衛星 BCバンプ 「すざく」衛星 電波、光学観測も含めて 世界的な多波長キャンペーン Tavecchio+ 2000

  34. 電波（VLBA）でみた PKS1510-089 MOJAVE 2cm Homan+ 01, Wardle+ 05, Jorstad+ 05 • 画像分解能： 5.03 pc/mas • 見かけの速度: 606±61μas/y ～ 13.53 c

  35. 観測提案の準備。。。 • すざく衛星... 公募式 (年に一度。AO-1で提案)。 • A4 で 4ページ　日本語。倍率 3倍　　 • Swift 衛星... 本来 GRB 観測衛星。fill-in ターゲットとして、 • 　　　　　　　　　 バーストの起きてない時間に観測 非公募式。Swiftチーム限定 A4 で1ページ。英語。倍率(～1倍！？) • 地上望遠鏡... 友達に頼みまくる • 世界中に友達を持つ • 　　　　　　　　　　ことが一番重要！

  36. 採択されてから；観測のアレンジ 同時観測では、日程を厳密に決めて「こまめに」アナウンス すざく衛星... 観測モードやオペレーションは自分で調整。 Swift衛星... Penn.State の友人にヘルプ。 　　　　　　　　　 希望の観測日程は、こちらで調整 光学/電波... 基本は「おまかせ」。データをとって欲しい 　　　　　　　　　　バンド と、日程だけ知らせる 　　　　　　　　　　（特に Phil Edwards に感謝!!） 2006 8/1 8/10 8/20 8/30 すざく Swift REM ATCA/ RATAN

  37. soft excess! 「すざく」による観測： XIS+HXD スペクトル F2-10 keV = 0.5 mCrab • 3日間 (120 ksec)にわたる、連続観測 • 非常に硬いスペクトル (Γ=1.2) と 軟Ｘ線バンプ の検出 • 加速された電子スペクトル： N(γ) ∝γ-1.4(RBS315に類似) • 軟Ｘ線バンプ Blackbody (～ 0.2keV)

  38. 「すざく」による観測：時間変動 Kataoka+ 2007 0.4-1 keV 3-10 keV 12-40 keV 1 0 2 3 Time [day] 軟Ｘ線の変動だけ、明らかに違う。。。

  39. Swift/XRT による観測 • 期せずして、Suzaku/Swift のクロス・キャル ができた • 50% 程度の変動と、スペクトルの変化を“初”検出 QHBも、明るくなるとハードになる！

  40. Swift/UVOT による観測 • 約 2分ごとに、6種類の • 　 フィルターを切り替える • 顕著な時間変動はなし

  41. Optical/UV データ (UVOT/REM/Heidelberg) • ３つの望遠鏡で、完全にコンシステント • Cardelli et al. 1989 に従い、Gal.extinction を補正 • → x1.32 (V), x1.45 (V), x1.56 (U), x1.82 (UVW1), • x1.92 (UVM2), x2.06 (UVW2)

  42. 多波長スペクトル + ジェット放射モデル 逆コンプトン (ERC) 逆コンプトン (SSC) シンクロトロン • 一見すると、良く合っている。。。 • 　＃ バルク・コンプトン成分は不要なのか！？

  43. バルクコンプトンの検出？ • シンクロトロン成分 • 外部コンプトン成分 • + バルク・コンプトン成分 • シンクロトロン成分 • 外部コンプトン成分 • シンクロトロン・自己コンプトン成分 BC の方が良く合う。しかし、断言するには少し厳しい。。。 以下では軟X線超過を BC の上限値として計算

  44. ジェットの組成への制限（１） • 加速されてない(coldな)電子が、バルクコンプトンで失うエネルギーは よって、cold な電子の運動エネルギーは Suzaku 観測より、LBC < 2.6x1044 erg/s • 一方で、ERCモデルフィットより　加速された（ホットな）電子の • 運動エネルギーが求まり、Le, hot  8x1044 erg/s.　つまり Le, hot / Le, cold ≳ 30 もしジェットがペア・プラズマであるなら Le,hot / Le,cold <1 ゆえ おかしい。　Le,hot / (Le,cold + Lp, cold) ＜１　であるべき

  45. ジェットの組成への制限（２） • もしプロトンが、ジェットのエネルギーの大半を占めるなら ここで Ljet  Lp,cold はジェットの全運動エネルギー 運動エネルギーのh 倍がγ線のフラックスに転化されるならば PKS 1510-089 のγ線フラックス Lg =7x1046 erg/s や BEL の明るさ LBEL = 5x1044 erg/s を代入すると. . . １< ne/n p ≲ 5.6 x (hg /0.1) hg はガンマ線へのエネルギー変換効率 つまり、ジェットは数的に電子が卓越するかもしれないが、 エネルギーとしては殆どをプロトンが担っている！

  46. 　 大規模ジェットでは？ Stawarz et al. (電子加速) 2007, ApJ, 662, 213 Uchiyama et al.（組成など） 2005, ApJ, 631, L113

  47. 理想的なラボ: Cyg-A モデル : Begelman & Cioffi 89, Ｘ線観測: Wilson+ 00 hotspot -A hotspot -D FR II (Cygnus A) • パワフルなジェット（FRII）…「ホットスポット」, 「cocoon」 etc • ジェットが運んできた物質は、星間物質を押しのけながら、 • “ゆっくりと”膨張 →　ジェットのダイナミクス(Kino & Kawakatsu 05) • 大規模ジェットの加速・相互作用を探る、理想的な実験室

  48. Spitzer の Cyg-A 観測 Stawarz+ 07 8μm 8μm hotspot-A hotspot-D X-ray X-ray Wilson+ 00 • hotspot-A, D の両方から、有意な赤外放射を観測

  49. Hotspot-A/D のスペクトル νp=3x109 Hz • 電波～赤外は シンクロトロン、光学～X線は SSCで説明 • “標準的な” s=2の電子スペクトルでは合わない　（点線） s=1.5 →3.3に急激に折れ曲がる電子分布 （実線） ブレーザー PKS1510, RBS315 と同じ特徴

  50. 加速電子のスペクトル： 再考 • 多波長スペクトルから、磁場の強さ B  200 μG 放射冷却から計算される折れ曲がり νbr  1x1012 Hz 実際の折れ曲がり位置 (νp =3x109 Hz) は、別な起源 • 電子のエネルギーとしては、γp 103 ～ mp/me に対応 陽子→電子へのエネルギー注入と、 2-step加速

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