NeXT で目指すサイエンス (AGN sub-group)

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1 NeXT で目指すサイエンス (AGN sub-group)
　 片岡（東工大）、田代（埼玉大）、深沢（広島大）、 磯部、高橋(JAXA) ほか学生の皆さん <NeXT として掲げるテーマ> [1] : 巨大ジェットの形成と粒子加速　　　　　　　 (片岡) [2] : AGN jet - エネルギー収支と進化 　(田代) [3] : 宇宙進化の新しいプローブとして 　　　　　（深沢）

2 AGN: “zoo” of categories!
ジェット有り ジェット無し ほかにもNLS1, LINER, 中間的なもの etc… - 「宇宙初期」から「現在」にいたるまで、広く分布 “ジェットの有るものは、しばしばガンマ線天体 膨大な重力エネルギー を、放射・バルク運動として解放

3 [1] ジェットの形成と粒子加速 ジェットを持つAGN、持たないAGN の違いは？ 高エネルギー粒子は何処で、 どのように加速されるのか？
Makishima et al. 高エネルギー粒子は何処で、 　どのように加速されるのか？ ジェットは宇宙線加速の現場に 　なりうるか？ EGRET sky map of AGNs TeV detection

4 [2] ジェットのエネルギー収支と進化 - AGN の個数密度 : ~ 10-7 AGN/Mpc3 (z<1 に~1000億個)
- 放射エネルギー : ~ erg/s/AGN ジェットにより、銀河間空間にエネルギーを開放 - 電波ローブと ISM の相互作用　etc… Kraft et al. 2003 Cen-A SW-lobe core (AGN) + inner jet knot lobe hot spot

5 [3] AGN をプローブとした宇宙進化の描像
- ASCA/BeppoSAXで確実に捕らえたのは、z= 4.7 - XMM が、SDSSで捉えた z= 5.8　を検出 - z~ 5　の　300 keV 　　⇔　　　近傍の ~2 MeV - QSOから近傍Seyfert、通常銀河への進化を追う Fabian et al. 2001 Ueda et al. 2003 (z=4.72) 暗いAGN 明るいAGN

6 1 ： ジェットの形成の謎と 粒子加速に迫る

7 やや陳腐ですが… 宇宙線のスペクトル E < 1015.5 eV - 系内に加速源 e.g. SNRs ? TeV の観測とあわせると
- 系外天体の寄与 ? g mc2 ジャイロ半径: RL = < 系のサイズ eB Emax [TeV] ~ 103 R [pc] B [mG] (R: 系のサイズ, B: 磁場) Bamba et al. 2003

8 宇宙における 「加速の現場」 系外候補天体: AGN (BH近傍・sub-pc), AGN (kpc・ローブ),
銀河団、 ガンマ線バースト… もし、活動銀河核ならば? Hillas 1984 - 典型的な放射輝度 : 1044 [erg/s/AGN] - 数密度 : 10 -7 [AGN/Mpc3] 1012 G Neutron Stars White Dwarfs 106 G AGN (inner) magnetic field : B SUNSPOTS 1 G Magnetic stars AGN (outer) “Almost equal to the energy density of CRs above the knee” (Gaisser 2000) Galaxy clusters Interpl. Space SNR 1 mG Gal disc & halo 1km 1pc 1Mpc size : R

9 内側 : “ブレーザー”領域 (sub-pc)
- １日程度のタイムスケールで激しく変動 D ~ ctvarG 2BLK ~ 1017 cm 　(sub-pc) - ASCAによる、多波長同時観測キャンペーンで飛躍的進歩 Takahashi et al. 2000 Mrk 421 TeV g Mrk 421 Inverse Compton synchrotron RXTE (8-15keV) ASCA(0.5-7keV) SAX EUVE optical X-ray GeV-g radio TeV-g 1 day

10 sub-pc 領域での加速メカ二スム - 中心ブラックホール質量: 109 M 異なる速度をもつシェルが衝突。衝撃波加速
X-ray/g-ray BLR cloud BLR cloud G 1+2 G1 cm (sub-pc) G2 G1 G2 - 中心ブラックホール質量: 109 M 異なる速度をもつシェルが衝突。衝撃波加速 　　　　　　　　　　　　　　　　: D ~ GBLK2 Rg ~ [cm] - 典型的なパラメータ 　　　 : B~ 0.1 G, R~0.01pc

11 1-1: ジェットは どこまで粒子を加速するのか？
-　ブレーザー天体の場合、明るいものほどピーク周波数が低い -　理論的な加速限界 : “加速”と“冷却”の釣り合い nsync~ 2.5x1021d10x-1 bsh2 < 10 MeV (磁場に依らない！) - ただし　nsync ∝ Lsync-1.5　で暗くなるはず 　 （MeV ピークをもつ天体は、50 keVで 4x10-13 erg/cm-2/s） Kubo et al. 1998 MeVシンクロトロン 天体？

12 最大加速エネルギー : gmax n21 g max > 3x107
B0.1d10 1/2 3x107 - 同様に、M87　などのkpc ジェットでは、gmax >107が示唆 B ~100 mG, d~1, nsync~ 1017 Hz を仮定すると gmax = 107-8 Marshall et al. 2003 少なくとも、“宇宙線knee” くらいまでは加速された 粒子が存在 M87

13 1-2: ジェットは e- e+ か？ e- p か？ - ジェットが e- e+ プラズマである場合 : gmin ~ Gsh ~ 1
- ジェットが e- p プラズマ (1温度)　　　: gmin ~ mp/me ~ 2000 - ジェットが e- p プラズマ (2温度)　　　: gmin ~ Gsh ~ 1 Kino& Takahara2003 シンクロトロン 逆コンプトン gmin を正確に決める … ジェットの構成要素に対する 強い制限を与える 電子のエネルギー密度を 正確に見積もる gmin =1 3 「谷間」は一般的に暗いため、 一般に観測が難しい 10

14 1-3 ジェットの有無の“謎”を探る ジェットを持ちつつも、BH近傍からの放射が見えている天体
　　　　　　　　　　　　　⇔　 Broad Line Radio Galaxies (BLRGs) Sy-1 との相違 (ASCA/Ginga/SAX からの示唆) Sy-1 に似ているが、コンプトン反射成分が弱い Sy-1 よりも冪がハードで、鉄輝線が強い 100 keV 付近にバンプ？ Zdziarsli & Grandi 2001 3C120 　Jet成分が混ざっているだけ？ 　そもそも降着円盤からして 　 違うのか？ broad Fe bump?

15 ちなみに Astro-E では？ 残念ながら、　100ksec 見ても 50 keV以上の統計は悪い..

16 1.4 ジェットをもつAGNの統一描像 FR-I ⇔ BL Lac天体 FR-II ⇔ Luminos ブレーザー
BLRG - ビーミングしていないため、 　ブレーザーより ∝ d-4 暗い　 - 近傍の電波銀河では既に確認済み 電波銀河 電波銀河 “Cen-A”のnucleus BH Chiaberge et al. 2001

17 1.5 もう一つの切り口： 硬X線偏光 (SGD) e B e シンクロトロン放射 逆コンプトン放射 磁場の向きさえ揃っていれば
軟光子 hn （無偏光） g2 hn B e シンクロトロン放射 逆コンプトン放射 　磁場の向きさえ揃っていれば 　最大 ~ 80 % の強い偏光 相対論的ブーストで、入射 光子の角度依存が消える 電波 VLAでは a few % VLBIでは < 40 % 光学では % 　ほとんど偏光しない（はず）

18 偏光検出できる（かもしれない）ブレーザー
-100 ksec 観測を仮定 10% pol では厳しいが、100 %近く偏光していれば　 　10 s　以上で確実に　ウカル Mrk 501 (シンクロトロン：フレア時) 3C273 (逆コンプトン)

19 Radio-Quiet ではどうか？ -無偏光の光子も、散乱で偏光 (edge-on ほど大)
-最も明るい Sy-1 (NGC4151) と 　最も明るい Sy-2 (NGC4945) で差が検出できるか？ 強い偏光 トーラス BH

20 まとめ （１）ジェットはどこまで粒子を加速？ -γmax > 3x107 の ”Extreme Blazar” を検出可能
（２）γmin は 1か 2000か？ 　　- ジェットのコンポーネントに新たな制限 　　- Jet の持つ、正確なパワー ”Ljet” の見積もり （３）ジェットを持つAGN,　持たないAGNの違い - BLRG を多波長で見ることが鍵 - 電波銀河、ブレーザーの統一理解 （４）偏光検出の可能性 - intrinsic な偏光度が高ければ (> 50 % pol) SGD で有意に検出可能。