かなた望遠鏡を用いたブレーザーの可視偏光モニターによる変動機構の研究笹田　真人　（広島大学）

目次• ブレーザーのイントロダクション• ブレーザー 44 天体の種類と変動• ブレーザーの光度と色変化• 偏光ベクトルの回転• フレアと偏光の変化• まとめ

ブレーザーの観測的特徴• 光度の変動

– 早く激しい光度変動を示す→変動タイムスケール：数分～年　

• 広帯域放射– 電波からガンマ線に至る放射– 放射機構：シンクロトロン放射、逆コンプトン散乱放射

• 高い偏光と変動– 電波から可視にかけて高い偏光とその変動

Dec 2005 Dec 2006 Dec 2007 Dec 2008

Villforth+ 2010

OJ 287

R (m

Jy)

PD (%

) 3020

100

840

1216

ブレーザーの分類

電波　可視光　　 X線　　　ガンマ線

Fossati+ 1998• シンクロトロン放射– 低エネルギー；電波～可視、 X線

• 逆コンプトン散乱放射– 高エネルギー； X 線～ガンマ線

• 輝線の有無– シンクロトロン放射によって母銀河からの輝線が埋もれる– 輝線が検出　→　 FSRQ– 輝線弱い 　　→　 BL Lac 天体

• ピーク周波数によって分類– HBL 　→　 X 線– IBL 　 →　可視光– LBL 　 →　赤外

シンクロトロン放射の偏光と磁場

シンクロトロン放射• 相対論的粒子が磁場と相互作用• 磁場からローレンツ力を受け放射　→　磁場に垂直な方向に直線偏光　

ブレーザーの放射から検出される直線偏光放射領域の磁場情報が取得

• 偏光：光の偏り– 天体の偏光から対象の対称性などの情報を取得

これまでの可視偏光観測• 変動の研究には連続的な観測が必要　→　モニター可能な観測施設の必要性• 偏光観測装置は世界的に少ない　現状の問題点 短期間のモニター、又は観測頻度の粗い偏光モニターしかほとんど行われていない 多天体の系統的な偏光変動の研究はほとんど無い

　求められる研究 長期で連続的なブレーザーの偏光モニターが必要 系統的な観測から変動の一般性を研究する必要

目的• ブレーザーの変動機構と磁場構造の関係は未解明• ブレーザーを偏光観測することによりジェットの磁場構造の情報を直接得ることができる• 偏光観測装置の希少さにより、ブレーザーの連続的な偏光観測例は少ないブレーザーを長期で連続的に偏光観測し、変動機構と磁場構造の関係を明らかにする

観測機器• かなた望遠鏡– 大学付設により占有可能→ 　連続的なモニター観測　　　　が可能

• TRISPEC– 可視光、近赤外観測– 直線偏光撮像観測モード TRISPEC

かなた望遠鏡 /TRISPEC を用いて、過去に例のないほど多数のブレーザーの長期で連続的な偏光モニターを計画し実施した

観測天体と期間• ブレーザー 44 天体のモニター観測– 過去に例のない多天体モニターを計画、実施

• 観測期間： 2008 年 5 月～ 2010 年 12 月1ES 0323+022 4C 14.23 ON 325 PKS 1749+0961ES 0647+250 4C 49.22 OQ 530 PKS 2155-3041ES 0806+524 AO 0235+164 PG 1424+240 QSO 0324+3411ES 1959+650 BL Lacertae PG 1553+113 QSO 0454-2341ES 2344+514 H 1722+119 PKS 0048-097 QSO 0954+5501H 0323+342 Mis V1436 PKS 0215+015 QSO 1239+0443C 273 Mrk 421 PKS 0422+004 RX J1542.8+61293C 279 Mrk 501 PKS 0754+100 S2 0109+2243C 371 OJ 287 PKS 1222+216 S4 0954+653C 454.3 OJ 49 PKS 1502+106 S5 0716+7143C 66A ON 231 PKS 1510-089 S5 1803+784

9

44天体の種類と変動

光度、色、偏光の変動• 光度、色、偏光共に観測期間中において変動• 3C 66A において 1.6 等光度が変化• V-J の色が 0.4 等変化• V バンドの偏光度が 25 ％変化• 偏光方位角は 180 度付近に集中 天体によって各変動の大きさにばらつきがある 各天体でのピーク周波数と変動の振幅を調べる

光度振幅とピーク周波数• BL Lac 天体• FSRQ• 観測点の少ない天体

• 縦軸：観測期間中の光度の振幅 ΔV（ VMAX - VMIN ）• 横軸：シンクロトロン放射のピーク周波数 ピーク周波数が低い天体ほど光度変動が激しい 同じピーク周波数での FSRQ と BL Lacに変動振幅の違いはない

偏光度振幅とピーク周波数• BL Lac 天体• FSRQ• 観測点の少ない天体

• 縦軸：観測期間中の偏光度の振幅 ΔP（ PMAX - PMIN ）• 横軸：シンクロトロン放射のピーク周波数 ピーク周波数が低い天体ほど偏光が変化 紫外に熱的成分がある

3C273 と QSO 0454-234は偏光の変化が小さい 同じピーク周波数での

FSRQ の方が BL Lac より変動振幅が大きい可能性

ブレーザーの種類と変動• ピーク周波数が低い天体ほど可視光での変動が大きい• ピーク周波数が違う天体を同じ可視光帯域で観測する→ 　異なるエネルギーの電子からのシンクロ　　　トロン放射を観測

高エネルギー電子からのシンクロトロン放射が激しく変化する

光度と色変化

S5 0716+714 の光度と色100 日

光度だけでなく V-J の色も変化する

bluer-when-brighter

• S5 0716+714 の色等級図天体が明るくなると色が青くなる　→ bluer-when-brighter増光時に高周波数側の方が上昇過去数天体で報告されている

V

redder-when-brighter と紫外放射• PKS 1510-089 の色等級図暗い時期において天体が明るくなると色が赤くなる　→ redder-when-brighter紫外領域に熱的な成分が存在　→　シンクロトロン放射　　　の増光により赤くな　　　る

V

bluer-when-brighter の一般性• 数天体で redder-when-brighter を示す• 明るい時期はシンクロトロン放射優勢　→　天体の明るい時期において相関を調べる 観測点の多い 32 天体のうち 28 天体で bluer-

when-brighter が見られる　　→　全体の 88%

bluer-when-brighter はブレーザーの一般的性質と言える

偏光ベクトルの回転

偏光の変動20 日

光度偏光

度(%

)方位

角(d

eg)

21

• 光度と同様に偏光も変化• AO 0235+164 の場合• 偏光度が 0 ～

35 ％変化• 偏光方位角は 0 ～

180 度に存在

2009 年の 3C 454.3

5000 5100 5200

JD - 2450000

8

6

4

2

252015105

-100-300-500-700-900

光度 ×1

0^-1

1(e

rg/s

/cm

^2)

偏光度

(%)

偏光方位

角(d

eg)

• アウトバーストが存在• アウトバーストのピーク時に偏光度が 2% とアウトバースト中でもっとも低い→ 　その後上昇し 22%へ到達• アウトバースト中に偏光ベクトルが約 360 度回転• 活動的な時期には逆方向に回転を検出（約 270 度）

2009 年以外にも偏光ベクトルの回転を検出

複数の回転の検出； 3C 454.3

2005 ～ 2009 年において 5回の回転を検出 回転達において時計、反時計回りの両方が存在 偏光ベクトルの回転率はそれぞれ 8.7, 22, -5, -26 , 9.2

(deg/day) (2005, 2007, 2008, 2009)

2005 outburst 2007 outburst

First rotation Second rotation

Sasada+ 2010

2008 outburst

Jorstad + 2010

偏光の回転の解釈• 偏光ベクトルの回転から螺旋磁場が示唆される　　 (Marscher+ 08)

• 両方向の回転を説明するために Bent jet model が提唱 (Abdo+ 10)

問題点螺旋磁場：両方の回転方向で回転が観測Bent jet： 400度以上一定の回転率

フレアと偏光

PKS 1510-089

• 2009 年から観測を開始• 光度が 10倍増光する 20 日以内の大フレアを検出• フレアに相関して偏光度が上昇• 光度と偏光度の相関係数；　

20 日

光度偏光

度(%

)方位

角(d

eg)

26

Sasada+ 2011

フレア中の光度と偏光度

27

短期間のフレアにおいて光度と偏光は普遍的に相関して変化する

多数の天体に対しての偏光モニター観測から、フレアの光度と偏光度の変動を系統的に調べる

仮説検証

20 日以内に変動するフレアに伴って偏光度が上昇

フレアの定義PDFlux

Time Time

1. 光度曲線のピークの検出2. 検出したピークの前後 10 日をピーク範囲として定義– 範囲内のデータが 5 点以下の場合棄却3. もしピーク範囲において検出したピークがもっとも高い場合、フレアのピークとして定義

28

検出したフレア• 観測天体数　 44 天体• 総フレア数　 166個• フレア検出天体　 29 天体• 光度が二倍以上変化した大フレア　 28個• 大フレアを検出した天体　 12 天体• 大フレアの光度と偏光度の相関（相関係数で判断）　　（正 , 負 , 有意な相関なし） = （ 13, 5, 10 ）　相関なしの中には誤差が大きいもの、データ点の少ないものも含む

29

フレアの振幅PDFlux

Time Time

光度と偏光度の最大と最小の比と差を振幅とする 長期的に変動する成分を差し引く

30

光度と偏光度振幅の相関

正の相関が存在r=0.62±0.05

光度比　 (Fmax / Fmin)

偏光度振

幅 (P

max

– P

min)

小さなフレアではあまり相関が良くない31

フレアの特徴• 小さな振幅のフレアの発生頻度は高く、大きな振幅のフレアは低い• フレアの光度と偏光度の振幅には正の相関　→　フレアによって偏光が変化

• 小フレアでの相関は弱い1. 大フレアが発生した場合、偏光が大きく変化2. 小フレアの場合、頻度が高い小フレアの重なり合せにより偏光の変化が小さくなる

各フレアが固有の偏光ベクトルを持つ

32

放射領域の磁場構造①　得られた示唆• フレアは固有の偏光ベクトルを持つ　→　フレアの発生領域での磁場は揃っている

考えられる状況• フレアによって磁場が揃う• 磁場が揃っている領域でフレアが発生

33

放射領域の磁場構造②1. 発生した衝撃波によって圧縮された磁場が揃う

圧縮される前

圧縮された後圧縮による磁場構造の変化

34

Laing 1980

衝撃波により空間が圧縮 圧縮により磁場が揃う 放射領域の磁場が揃う（モデルの使用例）• 観測される偏光度から圧縮度を計算　（ Hagen-Thorn+ 2008 ）

放射領域の磁場構造③

35

2. 磁場の揃った局所からの放射局所的に見ると磁場は揃っている

変動起源が局所的に発生 局所においては磁場は揃っている 放射領域の磁場が揃う（モデルの使用例）• 分スケール変動の偏光度の上昇　（ Sasada+ 2008 ）• ビーミングにより局所のみが見えることによる偏光の変化 (Abdo+ 2010)

まとめブレーザー 44 天体の多色偏光モニター観測を実施光度、色、偏光共に変動を起こすピーク周波数によって光度と偏光の変動振幅が異なるBluer-when-brighter はブレーザーの一般的な特徴偏光ベクトルの回転を検出フレアの光度と偏光度の振幅には正の相関

ブレーザーの変動起源1. 内部衝撃波モデル

– ジェットから噴出したブロッブが衝突し衝撃波を形成– １次 Fermi加速により高エネルギー粒子が増加し、磁場と相互作用によりシンクロトロン放射

ジェットを形成している磁場の構造と変動の関係はわかっていない

2. ビーミングの変化– 放射領域の移動、ジェット軸の微細な変化等により視線方向とジェットのなす角が変化– ビーミング因子が変化することにより観測される光度が変化

偏光の挙動

• 光度と偏光度には正の相関• 偏光を表す QU平面上でランダムな軌道• 近年長期的な偏光観測から、偏光には速く変動する成分とゆっくり変動する成分の二つが存在 (Villforth+ 2010)

Smith+ 1986 Moore+ 1982光度

偏光度

方位角

QU平面

大振幅フレアの例正の相関 負の相関 相関なし

r=0.91±0.07 r=-0.85±0.10 r=-0.14±0.30

光度偏光

度方位

角U

/I

QU平面

40

光度と偏光度の相関1. 光度と偏光度の相関は正と負の両方が存在2. QU平面上では類似した変化– どちらも起点と終点は一定場所長期的な変動成分の寄与による原点の違いによって正負に異なった相関

0 0Q

U

Q

U正 負

41