sub-pc スケールジェット

2002 GRB meeting
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
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）
明るさ
母銀河
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
相対論的 outflow ：ジェット
3C46 (1.7GHz)
- AGNの約10% に存在
（radio-loud）
ローブ
コア
ノット
10 kpc
～ 1 Mpc
ホットスポット
- ジェットを横から見る
電波銀河
- 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
超光速運動
t1 = d/c
P
r
q
d
t2 = r/v + (d - r cosq)/c
P’
v
t1
bapp= vapp/c = 1 -bbsinq
cosq
t2
観測から bappが求まれば、Γと q に制限
2 bapp
２
1/2
tanq <
Γ > ( bapp + 1)
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
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
ブレーザーの特異性
4C38.41
コア
ジェット
観測者
G ~ 10
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)
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
(1) 振動数のシフト
(2) 時間の収縮
nobs ~ njet d
tobs ~ tjet /d,
(3) 立体角の圧縮
Wobs ~ Wjet /d 2
放射輝度 ∝ n t -1W -1
Lobs ~ d4 Ljet ~ 10 4 Ljet
ブレーザー天体の放射
49
QHB
1000
HBL
γ線の卓越度
LBL
100
10
1
0.1
12
Fossati et al. 1997
Fossati et al. 1997: Kubo et al. 1998
14
16
log (nLE)
18
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
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）
gmax
Mrk 501
？
シンクロトロン放射
何かの
逆コンプトン
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
PKS2155-304
Kataoka et al. 2001
Tanihata et al. 2001
1 day
- “毎日”起こるフレア : tvar ~ 105 [s]
- PSDのベキが steep ( t < tvar)
R ~ ctvard~ 1016 [cm]
“種光子”の源 (HBL)
Lsync = 4 pR2 c d4 Usync
~ 1044 [erg/s]
Usync ~ 4×10-4 (
10 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
Usync
Lsync = UB
B ～ 0.1 [G]
nsync = 1.2×106 B d gmax 2 ~ 1018 [Hz]
gmax = 105-6
種光子の源（QHB の場合）
Kubo 1997
ERC
シンクロトロン
SSC
- 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
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
tcool(g) =
3me c
4 (UB + Usync + UBLR ) sT g
∝ g -1
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
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 1017-18 cm 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
Step (1) : 内部衝撃波
D0 ～ Rg
d ~ D0
B.H.
shock
G1
R ~ 100 D0
~ 1016 [cm]
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
フレアの生成
Tanihata 2002
- 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)
Step (2) : 時間発展 SSC モデル
escape: tesc
B=0.1G
R=1016cm
…
Kataoka 2000
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) 
N (g, t)
=
[(gsync + gSSC) Ne(g, t)] + Q(g, t ) - e
tes
g
t
c
シンクロトロン
SSC
加速領域
からの注入
escape
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
PKS2155-304の時間発展
Kataoka et al. 2000
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
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:
- 質量の指標:
AGNの「明るさ」
???
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
9
) < M < 10 ( 4 )
44
10 [erg/s]
10 [s]
106 (
エディントン光度
シュワルツシルド半径
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
synchrotron
Big
Blue
Bump
不定性が大きい
SSC
or ERC
Kataoka
et al. 2002
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
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0.5 M
- ブレーザーを含め、あらゆるAGNに適用可能
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
Mrk 501
108
109
- 電波銀河もブレーザーも、質量は同程度 (108-9 M )
- 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
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
Cen A
pictor A
3C273
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
ホットスポットからの非熱的放射
- X線と電波は、滑らかにつながらない
別の放射機構
Usync ~ 8×10 -14 [erg/cm3] < UCMB
X線はCMB の叩き上げで出る
chandra
UCMB
LX
Lradio = UB
1.5 < B < 6.7 mG
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
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
Log gmax
(sub-pc)
3C303
- ブレーザーを超える
加速器
- 10-100 TeV までの
加速が可能
Log B [G]
電子の放射冷却時間
3me c
tcool(g) ～ 4 U
CMB sT g
= 7.5×1019 gmax-1 [sec]
Log 冷却時間（秒）
電子の走行可能距離
3C303
d ～ ctcool
～ 10-70 kpc
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)
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 GBLK2 Ue = 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？
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
電子の個数
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
- 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
1
10
102
104
103
電子のローレンツ因子
105
106
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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