ジェットの本質的理解に向けて：　　　　　最新の話題から

片岡　淳 ( 東工大院理工 )

ＶＳＯＰグループセミナー 2007.06.20

ⓒ NASA/CXC/M.Weiss

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 AIn radio/X-ray

宇宙における様々な「ジェット」

原始星 L1551-IRS5 超新星残骸 CasA

パルサー PSR1509-58 BH(?) バイナリ SS433

活動銀河3C46

ガンマ線バースト ( 想像 )

optical X-ray radio

X-rayX-ray

なぜ活動銀河ジェットか？ 大きさ : Rg ～ 1013 cm ～ 1AU.

~ 30 Rg

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 ) 　

Junor+ 99

ジェットの構造、開き角や 絞込みに「直観的」な制限

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！？

M87

バルク運動 とランダム運動

ジジジジジジジジ

ジジジジジジジΓjet ~ 10

ジジジジジジジジ ΓBLK ～ 10 で並進（バルク）運動 ジジジジジジジ γ≳1000 ジジジジジジジ

Γjet ~ 10

ジジジジジジγ> 1000

ジジジジジジジジジジジジジジジジジジジジジジジジジジジジジジジジジ

ジジ

ジェット内での衝撃波加速磁場

　　粒子

vup vdown

rc = 1.6 x 104 T82 nth,-4

-1L-1 kpc

(T=108 T8 [K], nth=10-4 nth,-4 [cm-3])

rL =1.2 x 10-13 T8-1/2 B-6

-1 kpc(B=10-6 B-6 [G])

クーロン散乱　 ( 熱化 )

磁場による散乱 ( ラーマ半径 )

地上と違い、宇宙では 「磁場散乱 >> クーロン散乱」

En = (1+ 4β/3)n N(E) = E-s (where, s ～2)

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：

「非熱的」な粒子分布

EmaxEmin

N(E)

非熱的分布 非熱的分布 EE-s-s

熱的分布熱的分布

ジジジジジジジジジジジジジジジジ

2003 　国税局（世帯あたりの所得）

「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

tacc =(20c/3vs2)rg z ∝ Ee tcool =[ Ee/ (dEe/dt) ] ∝ Ee

-1

ｓ　　 … 加速の性質 ( 一次 Fermi, s=2, 相対論 s=2.3 etc…)

高エネルギーで輝く AGN ジェット：　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 　　

ドイツ H.E.S.S. ( ナミビアに設置 )

少なくとも、幾つかのジェットは （ γ ～ 106 ）まで電子を加速　　

米国 CGRO 衛星

GeV ガンマ線 (109 eV) で検出された AGN は～ 70 個。 全て“ブレーザー”

ジジジジジジジジジ

ジジジジジジジジジジジジ∝ δ4

ジジジジジジジジジジジジジジ

放射物理量への制限 : R ～ 0.01pc, B ～ 0.1 G 、 γmax ～ 103-6

ブレーザーの多波長スペクトル X 線 GeV TeV　　光学

SSC

LE HE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）

Kataoka 02 Kubo+ 98

ERC

明るいものほど、加速エネルギーは低い (Blazar シーケンス )

ジジジジジジジ

QSO ホストブレーザー(= QHB, e.g. PKS0528-134)

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)

　　電波

「加速された」電子からの放射を対象

Sync

BLR cloud

暗い暗いブレーザーブレーザー(HBL/LBL)(HBL/LBL)

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]

Γ2 uext ～ 3x10-1 [erg/cm3] >> uB or usyn

γmax∝ (uB +usyn+Γ2uext)-1/2

γmax[HBL] ～ 102-3 γmax [QHB]

103

104

105

13 15 17

Log freq [Hz]

0.1

1

B[G]

QHBLBL

HBLγmax

Kubo+ 98

“Blazar シーケンス”

明るい明るいブレーザーブレーザー(QHB)(QHB)

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

16 kpc

8 pc

ノット

FR I (M87)

ノット

ローブ

700 kpc

FR II (3C47)

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

kpc-Mpc ジェットの X 線観測

ホットスポット

ノット

ローブ

radio

optical

X-ray M87 (FR-I)M87 (FR-I)

radioradio

X-rayX-ray3C219(FR-II)3C219(FR-II)

Marshall+ 02; Comastri+02, Kataoka+ 03 ... and many !Marshall+ 02; Comastri+02, Kataoka+ 03 ... and many !

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 ... SyncFR-I Ｉ ジェット ... Sync/EC(CMB)

ホットスポット ... SSCローブ 　　　　 ... EC(CMB)

詳しい話は Kataoka &Stawarz 05Kataoka &Stawarz 05

放射機構は、ブレーザー放射機構は、ブレーザーと殆ど同じ！と殆ど同じ！

BH からの距離

BH 近傍

10-5 pc 10 3~6 pc 10-2~0 pc

inner jetｓ ub-pc 領域

outer jet/ hotspot/ lobeKpc/Mpc 領域 （大規模ジェット）

ジェットで重要な、 3 つの領域

BH

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

BH 近傍　 ... 円盤、形成、組成 VSOP2 、観測が困難…

ＡＧＮジェット；概観

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」　　

AGN ジェット：本当の謎（１）

Kubo+98, Kataoka+02, 05, Kino+ 02

ジジジジジジジジジジ 0.1 -1 Ｇ　（ブレーザー） 　 μ Ｇ～ m Ｇ ( 電波銀河 )

ジジジジジジジジジジジ　 磁場に捻られ放出する　 ジェット

Koide+ 99, Meier+ 01, etc etc ...... Koide+ 99, Meier+ 01, etc etc ......

１ 04 ～ 5 G ! (MHD 計算 )Private comm: Private comm: 小出先生小出先生 [[ 熊本大熊本大 ]]

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

AGN ジェット：本当の謎（ 2 ）

3C279方法１： 円偏波成分の観測

Wardle+ 98

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

e-e+ ジェット（ペアプラズマ）を示唆

Reynolds+ 96, Hirotani+99,05

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 の条件 Ne B2 > 10-4/γmin

SSA のピーク周波数 νm=8 B1/5Sm -4/5(1+z)1/5

磁場 B が求まる

ガンマ線観測からの制限

Lkin = Ne2

100 Ne2

(e-e+)(e-p)

e-e+ ジェット（ペアプラズマ）を示唆

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 ?

Hardcastle & Worral 00, Hardcastle+ 07Hardcastle & Worral 00, Hardcastle+ 07

AGN ジェット：本当の謎（ 3 ）ジジ

ジジジジ

ジジジ

ジジジジ

ジジ

ローブの大きさ [kpc]

3C442A 　（ Chandra ）ジジジジジ

ローブの圧力P= ue/3 ～ Ne<γ>mec2 ～ Nemec2 γmin ln(γmax/γmin)

10

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」？

sync sync ～ ～ 10106 6 BδγBδγ22

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

3C279

　 「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)

すざく衛星とは…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

すざくＦＭ試験の様子

2007 年 6月までに、 400天体以上　　を観測

すざく衛星の観測装置

高分解能カロリメータ (XRS: 0.3-10 keV)

硬Ｘ線検出器 (HXD: 10-600 keV)

Ｘ線 CCD 撮像検出器 (XIS:0.3-10 keV)

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

すざく XISチャンドラ ACIS

SNR E0102.2-729 のスペクトル比較

すざく HXD

有効面積で規格化したバックグラウンド

RXTE PCA

「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

- ＸＭＭ で、極めて「フラットな」Ｘ線スペクトルと、折れ曲がり

- 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

- 電波や光学でも明るい (461 mJy @ 1.4GHz)

1 50.5

Energy [keV]Page+ 05

Γ= 1.2 の PL

「すざく」による広域スペクトル

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

Gal abs+Bkn PL model

RBS315

「すざく」によるスペクトル (XIS)

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

Tavecchio+ 07

Energy [keV]0.5 1 5 10

“吸収” or“折れ曲がり” ?

観測データから、二つを区別するのは無理

吸収

折れ曲がり

Suzaku Suzaku のの観測範囲観測範囲

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？

Page+ 05

ＲＬＲＬ __ＱＱ SO (QHB)SO (QHB)

ＲＲ Q_Q_ＱＱ SOSOBAL_BAL_ＱＱ SOSO

ジェット放射の折れ曲がり？

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

Sync +ERC モデル

ＧＬＡＳＴ

シンクロトロン 逆コンプトン

エキゾチックな（？）加速スペクトル

γmin=1 γp=102 γmax=104

γ

N(γ)

s=1.5

s=3.5

Γ<1.5 ⇔ s< 2 の電子スペクトル

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

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

ジジジジ

- stochastic stochastic な な 22 次加速次加速（陽子→ 電子の加熱） - Two-stream instabilities (Two-stream instabilities (Hoshino+ 92Hoshino+ 92))

- 磁場のリコネクション 磁場のリコネクション ((Ramanova & Lovelace 92Ramanova & Lovelace 92))

γp → γmax - 通常の衝撃波加速（通常の衝撃波加速（ 11 次加速）次加速）

Ｘ線で探る、ジェットの組成

Kataoka, Madejski, Sikora et al. 2007, ApJ, submitted

「見えない」陽子を検出するには？

(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 ジ 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Ｌ BC∝(ne/np)Ljet

RBS315 の例を見ても、陽子は「電子の加熱」に必要。。。

バルクコンプトン散乱？

Γjet ～ 10

EUV

Γjet2 EUV

Ehν

γ2Ehν

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　

観測ターゲットの選択

　 X 線領域

BeppoSAX

ジジジジジジジジジジジジジジジジジジジジジジジジジ

ガンマ線ブレーザー PKS 1510-089 (z=0.361) ジジジジジジ ジジ 1047 erg s-1

紫外バンプが明確で、軟Ｘ線超過？

Sync/IC の谷間に軟Ｘ線が来る

「すざく」衛星「 Swift 」衛星

BC バンプUV バンプ

Tavecchio+ 2000

ジジジジジジジジジジジジジジジジジジジジジジジジジジジジジジジジジジジジジジジジジジジジジジジジ

電波（ VLBA ）でみた PKS1510-089MOJAVE 2cm

見かけの速度 : 606±61μas/y ～ 13.53 c

Homan+ 01, Wardle+ 05, Jorstad+ 05

画像分解能： 5.03 pc/mas

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

ジジジジジ Swift ジジジジジ

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！　　　

採択されてから；観測のアレンジ

すざく衛星　 ... 観測モードやオペレーションは自分で調整。　　

ジジジジジジジジジジジジジジジジジジジジジジジジジジジ

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ジジジ

SwiftREMATCA/RATAN

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： 加速された電子スペクトル： N(γ) ∝γN(γ) ∝γ-1.4-1.4 (RBS315(RBS315 に類似に類似 ))- 軟Ｘ線バンプ 軟Ｘ線バンプ Blackbody (Blackbody ( ～ ～ 0.2keV) 0.2keV)

「すざく」による観測： XIS+HXD スペクトル

soft excess!

F2-10 keV = 0.5 mCrab

軟Ｘ線の変動だけ、明らかに違う。。。

0 1 2 3Time [day]

0.4-1 keV

3-10 keV

12-40 keV

「すざく」による観測：時間変動Kataoka+ 2007Kataoka+ 2007

Swift/XRT による観測

50% 程度の変動と、スペクトルの変化を“初”検出 QHBQHB も、明るくなるとハードになも、明るくなるとハードになる！る！

期せずして、 Suzaku/Swift のクロス・キャル ができた

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

Swift/UVOT による観測

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)

多波長スペクトル + ジェット放射モデル

シンクロトロン 逆コンプトン(SSC)

逆コンプトン(ERC)

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！？

バルクコンプトンの検出？

(I) シンクロトロン成分 (II) 外部コンプトン成分(III) シンクロトロン・自己コンプトン成分

(I) シンクロトロン成分(II) 外部コンプトン成分　　 + バルク・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

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

ジェットの組成への制限（１）

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

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

ジェットの組成への制限（２）

ここで Ljet Lp,cold はジェットの全運動エネルギー

運動エネルギーのジジ γ ジジジジジジジジジジジジジジジジ

PKS 1510-089 の γ 線フラックス Lγ=7x1046 erg/s や BEL の明るさLBEL = 5x1044 erg/s を代入すると . . .

１１ < n< nee/n/n p p 5.6 x (≲ 5.6 x (≲ γγ/0.1)/0.1)

ジジジジジジジジジジジジジジジジジジジジジジジジジジジジジジジジジジジジジジジジジジジジジジジジジジ

γ ジジジジジジジジジジジジジジジジ

　 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

理想的なラボ : Cyg-A

Ｘ線観測 : Wilson+ 00

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)

モデル : Begelman & Cioffi 89,

大規模ジェットの加速・相互作用を探る、理想的な実験室

FR II (Cygnus A)

hotspot-A

hotspot -D

Spitzer の Cyg-A 観測

hotspot-Ahotspot-A hotspot-Dhotspot-D

8μm8μm 8μm8μm

X-rayX-ray X-rayX-ray

hotspot-A, D の両方から、有意な赤外放射を観測

Stawarz+ 07

Wilson+ 00

Hotspot-A/D のスペクトル

“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）

電波～赤外は シンクロトロン、光学～ X 線は SSC で説明

ブレーザー PKS1510, RBS315 と同じ特徴

νp=3x109 Hz

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

チャンドラ衛星で最初に観測した、記念すべき天体　　 ( もともとは 「点源」のキャリブレーション用に観測 )

PKS 0637-752 の場合…

Radio (ATCA: 8.6GHz) X 線 (Chandra)

Schwarz+ 00, Chartas+ 00

z=0.651 の RL_QSO ( ブレーザー ) 。　 電波では、超光速運動 (βapp=17.8) が観測

プロジェクションの効果を考えると、～ 940 kpc の長さ

Spitzer による赤外ジェットの検出Uchiyama+ 05

スペクトルと ジェット組成

明るいノットの「手前」　→ 電子は “ cold” ( 加速されてない )

CMB の BC 散乱が赤外で「見えない」： Lhot /Lcold 5≳ 　

X 線は逆コンプトン散乱された CMB 光子　 (e.g., Tavecchio+ 00)

BC成分の予想

Uchiyama+ 05

明るいノット ノットの手前

シンクロトロン 逆コンプトン(CMB/IC)

ジェットが純粋な e-e+ なら、加速の前提に矛盾　

もうひとつの帰結 : nhot/ncold 0.1≳

この効率の良さこそが、陽子存在の動かぬ証拠　

step1: 回転するブラックホール近傍で、強い磁場に誘導されて　　　　　「バリオンジェット」が吹き出す

step2: 磁気エネルギーがバルク運動に転化し、粒子優勢ジェットが生成

step3: e-p の電子が高温コロナを散乱し、大量のガンマ線 (1-3 MeV)

step4: ガンマ線とコロナ X 線が消滅して、大量の e+ e- 　（レプトンジェット）

（個人的に）想うジェットの描像

電波観測との矛盾は？ (Wardle 説 )

円偏光を用いた議論は、それほど単純ではない→ Ruszkowski & Begelman 02 で詳細な検討 → γmin , 粒子組成の選び方で“如何様にも”なる

e-p, e-e+ ジェットのどちらでも説明可能→ e-e+ ジェットの場合でも、電子数密度の１０％ほどプロトンが必要

直線偏光成分

円偏光成分

純粋なバリオン (e-p) ジェットの場合

- τ=1 (Sync の光学的厚み )

- N =15 ( 乱れた磁場の、領域数 )

- ΔΦ=18°(偏光角 )

- δ=0.25 (Bu/Brms)

- nc/nr= 0.07 ( 個数比： cold/rel)

電波観測との矛盾は？ (Hirotani 説 )

電波で SSA が起きるためには、 B と Ne が大きくないとダメ

B は観測から一意に求まり、 Ne の下限も求まる

電子の相方が、「全部プロトン」だとすると、ジェットの運動 エネルギーが大きく (Lkin>1047 erg/s) なりすぎる

つまり、“ pure な” e-p ジェットを否定しているだけで、たとえば e+ が 10%, p が 90% 混在したような組成は矛盾しない

MHD シミュレーションとの矛盾は？

Q) BH 近傍で B ～ 1T もあった磁場が、ブレーザー領域 (sub-pc) で ～ 1G, kpc で 100μG 程度まで減衰するの？

A) 知りません。 MHD 屋さんにお尋ねください！ でも。。。でも。。。

99 年に、柴田先生と高原先生の間で激しい議論アリ ...

σ ： Poynting flux/Kinetic flux @1000rg ( ブレーザー領域 )

α ： ポロイダル磁場の距離依存　　　 Bp ∝ r- （２＋ α ）

　　　　　ｒ：回転軸からの半径

α0.01 0.1 1.0

10

1

0.1

0.01

0.001

σ

α>0.6 ならば、観測を再現

Kudoh+ 99

まとめと結論（＝私からの提案）

ジジジジジジジジジジジジジジジジジジジジジジジジジジジジ

磁場優勢

粒子優勢（ e-p ）

粒子優勢（ e-e+ ）