PPT - 宇宙線研究室

ブレーザーから電波銀河ローブまで
ASCAの成果
高橋忠幸
宇宙科学研究所
• 強いガンマ線放射
• 速い時間変動
•ジェットからの
非熱的放射
EGRETによる「発見」
宇宙の加速器
多波長観測で進んだ理解
EGRET : 1991-2000
ASCA : 1993SAX
: 1996ASCAの論文 42編
（多くが、日本人が主体、あるいは
重要な貢献をして書いたもの）
非常に密接な国際協力
博士論文
窪：ブレーザーの統一的描像
（多くのターゲットをまとめた論文)
ApJ 504, 693 (1998 )
片岡：TeVブレーザーの時間変動
の統一的描像
1. 強いガンマ線放射の謎
2. GeV BlazarとTeV Blazarの違い
ASCA
シンクロトロンピーク
GeV
コンプトンピーク
TeV
ルミノシティの高いものほど
シンクロトロンピークの周波数が低い
High Energy Peaked BL Lacs (HBLs)
からのTeV Emission
TeV Blazar
• Mkn421
• Mkn501
• PKS2155-304
• 1ES2344+514
シンクロトロンに対するコンプトン
のルミノシティの比
QSO
LBL
HBL
Kubo et al. 1998 ApJ 504, 693
シンクロトロンピークの位置
Blazarの統一的描像
L SSC u' sync

Lsync
u' B
u' sync 
• 暗いBlazarほど、冷却が効かず、効率よく加速
• Blazarのスペクトルの違いは、最大加速
エネルギーが決める
L sync
ct var
;
R

4 R2 c 4
1 z
多波長同時観測：ASCAのスペクトルから
External光子を種にしたガンマ線分布
の中のシンクロトロン自己コンプトン
(SSC)の寄与を求める
ERC
gmaxが高い
ASCA
SSC
窪D論から
TeV Blazars
SSCのみでガンマ線
放射を説明できる
see also Fossati et al. 1998, Ghisellini et al. 1998
X線の光度曲線から知る電子の冷却のプロセス(1)
(Mrk421観測--- Takahashi et al. 1996, ApJ, 470, L89)
• 磁場中で、高いエネルギーの電子ほど速く冷却する。
シンクロトロン冷却(「ぎんが」の田代Ｄ論を証明）
TsyncB3/2E 1/2
Index
1keVで6000秒(電子の冷却時間）
磁場0.14 Gauss (=10)
多波長スペクトルをSSCを仮定してフィットした
値とコンシステント
増光
5000
GIS
SIS
4000
3000
減光
2000
Flux
フレア時に
ソフトなX線の変動は
ハードなＸ線の変動より
も遅れる。
ソフトな光子の
変動の遅れ(s)
1000
0.5
0.7
1.0
Energy (keV)
2.0
3.0
X線の光度曲線から知る電子の冷却のプロセス(2)
(PKS2155--- Kataoka et al. 1999, ApJ, 470, L89)
Soft Lag
B~0.1 Gauss
硬Ｘ線のピークがソフトＸ線のピーク
に先行する(光度曲線から明らか）
TeV Blazar---Ｘ線とTeVガンマ線の強い相関
ASCAによるMrk421キャンペーンが先駆け
Mrk501
Mrk421
ASCA (0.5-7.5 keV)
Whipple (>250 GeV)
EGRET (>100 MeV)
単純なシンクロトロン
セルフコンプトンモデル
(SSC Model)から
10
12
14
16
18
Date (1994 May)
Macomb et al. 1995, ApJ, 449, L99
Takahashi, Madejski & Kubo
1999, Astroparticle Physics, 11, 177
(Catanese et al. 1997, ApJ, 487, L143)
ASCAによるMrk421の1週間連続観測(1998)と
• 毎日のように起こるフレア(はじめての発
全波長的共同観測(ASCAが主導）
見）
• フレアの形は、ほぼ対称
•ソフトラグとハードラグが混在
•「加速」の時間スケールが光度曲線にあら
われている
ハードラグ
の検出
Takahashi et al. 2000, ApJ, submitted
TeVブレーザーの時間変動を「解く」：新しいアプローチ
⇒片岡Ｄ論
•
Mrk421
Mrk501
シンクロトロンピークエネルギー
シンクロトロンピークのルミノシティとピークエネル
ギーはきれいに相関する（はじめての結果）。
• フレアは、
•入射電子の増加
•入射電子の最高エネルギーの増加⇒高いエネ
ルギー程大きな変動
シンクロトロンルミノシティの動き
X線ライトカーブを支配するタイムスケール
電子の加速時間<<電子の冷却時間
低いエネルギーの電子ほど、ゆっくり冷える
（明確なエネルギー依存性）
⇒ ソフトX線の変動がハードＸ線に遅れる（ソフトラグ）
電子の加速時間〜電子の冷却時間
高いエネルギーの電子ほど加速に時間がかかる
⇒ソフトＸ線の変動がハードＸ線に先行する（ハードラグ）
(Kirk et al. 1998, 片岡Ｄ論 2000)
Light Crossing Timeの効果
フレアのライトカーブの時間発展の定式化
Mrk421の1998長期
キャンペーンは加速時間と冷却時間
が拮抗している。
TeV
Soft-X
Hard-X
GeV
観測者が見るライトカーブは
手前のレイヤーから、段々奥のレイ
ヤーの放射が足されていく。
電子の加速、冷却時間がR/Cよりも
短いと、観測されるライトカーブは“な
まされ”て対称な形になる
Kataoka et al. 2000, ApJ, 528, 243
Structure Functionによる時間変動の解析
(Kataoka et al. 2000 ApJ submitted)
• スティープなべき
（速い変動はt_crsでなまされてしまう）
• 4つのTeVブレーザーに共通する特徴的なタイムスケー
ル（１日）
• ジェット中のブロッブが追突してフレア
が起こるとする（Internal Shock Model)
とエミッション領域に制限（~1017cm)
PSD Index
時間変動でブレーザーの物理状態を探る
-BL Lacの例 (Tanihata et al. 2000, ApJ, submitted) During High Gamma-ray State
ge ~104-105
ge ~100
ソフトＸ線のみに非常に
速い変動⇒
gmaxの電子のシンクロトロン放射
(SAXではON231から, Tagliaferri et al.)
normalized countrate
TeV Blazarの長期観測(AO7, AO8)
0.6 - 2keV
2 - 10keV
1.5
1.0
0.5
Mrk501
Mrk421 (‘98)
0
200
400
600
time (ks)
• 日々のフレアの重ね合わせ
• 異なる変動パターン
• ブレーザーの連続、長期ライトカーブは、最近の
われわれの観測が初めて。
•これまでになかったアプローチの解析ができる。
•加速や冷却の時間発展の物理
• マイクロQSOとの比較や、Radio銀河、セイ
ファートの時間変動とのつながりが興味深い
PKS2155-304
電波ローブからの硬Ｘ線の検出
Fornax A (NGC1316)
Kaneda et al. 1995 ApJ (ASCA)
Feigelson et al. 1995 ApJ (ROSAT)
イメージ
X線：カラー (ASCA)
電波(1.4ＧＨｚ): コントア
（Ekers et al． 1983）
電波ローブに付随した
硬Ｘ線を検出！
高エネルギーまで感度を持つ
「あすか」で初めて可能となった」
Cen B, NGC 612 (ASCA)
3C216 (SAX) ...
逆コンプトンＸ線の担う物理
逆コンプトンＸ線
シンクロトロン電波
電子
電子
磁場
Soft光子
FIC ∝ ue usoft V
Fsync ∝ ue uB V
Fsync ∝ uB
FIC
usoft
usoft は既知
（uCMB
or uANG ）
(Harris & Grindlay 1979 MNRAS)
uB , ue が求まる
エネルギー等分配などの
仮定が必要ない！！
磁場と粒子のエネルギー密度
（ローブ全体での平均）
等分配が成立していない！
粒子優勢なローブ
中心核強
AO9 観測提案
もっとも身近で明るい電波銀河
CenAの
• Middle Lobeからの逆コンプトン
• MiddleからOuterへの磁場密度と電子密度
の移りかわりをおさえる
• Outer Lobeは観測ずみ
• コアの時間変動
（セイファート⇒電波銀河⇒ブレーザーへのつながり）
(Scale bar = 1 arc minute)
予想イメージ
(一部実測）

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