Multi-λ で探る活動銀河核ジェットの高エネルギー放射領域 永井　洋

( 国立天文台 ALMA 推進室 )

内容• 活動銀河核ジェットで観測される高エネルギー放射に関係する最近の観測成果（多波長電磁波観測）の紹介– 電波（ VLBI ） + 可視光偏光 +γ 線

• ALMA 時代の活動銀河核ジェット研究

Radio-loud zone

Radio-quiet zone

Blazars-BL Lacs-FSRQs Radio galaxies

-FRI & FRII(misaligned blazars)

規模の差はあれど、たいていの AGN にジェットは存在

Jets, everywhere!

3C 273 (FSQRs) 3C 219 (FRII RGs)

NGC 7674 (Sy2)

Sy2

Sy1 RQQSO

PMN0948 (NLSy1)

超光速運動 (3C 120) -> 相対論的スピードで物が動いている

Jets

～ 20 桁にもおよぶエネルギーレンジで非熱的放射が卓越

シンクロトロンIC

SED of Mrk 501

非熱的プラズマの塊をバルクに加速非熱的プラズマを生成（粒子加速）

Paneque+

逆コンプトン

非熱的放射の起源はどこか？

降着円盤は熱的プラズマによる放射である一方、ジェットは非熱的プラズマからの放射で光っている

円盤からジェットに至るどこかで、粒子加速を行わなければいけない

標準降着円盤における“ Big blue bamp” （黒体放射）の存在や、 ADAF の熱的シンクロトロン＋制動放射は、円盤が熱的な世界であることを示唆円盤：熱的世界

ジェット：非熱的世界

標準的描像

Lister+ 2001

Kataoka+ 2001

ブレーザーの時間変動

ブレーザージェットの速度

変動のタイムスケール～ 1 day

ジェットの VLBI 観測R ～ (0.001×δ ) pc

δ ～ Γ ～ 10 （光速の 99.9% ）～ 0.01 pc

～0.1

pc

※ 開口角～ 1/Γ を仮定

3C 454.3 (z=0.859, FSRQ)フラックスは桁で変化している一方で、ブレイクの位置はほとんど変化しない

Fermi による GeV ブレイクの発見Ackermann+ 2011

Tanaka+ 2011

Fermi による GeV ブレイクの発見

4C 21.35 (z=0.434, FSRQ)3C 454.3 で見られたブレイクとほぼ同じ位置に現れる

Poutanen+ 2010

～0.1

pc

Broad Line Cloud

BLR から出る Ly continuum photon と γ-ray photon との photon-photon pair creationによって説明可能⇒ 放射領域は ~0.1 pc （ ~103 Rs ）以内

Hydrogen Ly continuum

He II Ly continuum

Hydrogen Ly continuum

γ-γ absorption

Polarization P.A. Swing

Marscher ＋ 2011

可視光偏光角の回転が起こるタイムスケール (tpol) = ブラックホールから出たノットがガンマ線放射領域にまで到達する時間 ⇒ D =vjet x tpol = ~1-10 pc （ ~104-5

Rs ）

PKS1510-089

電波～ γ 時間変動 可視光偏光VLBI ムービー（電波）

Polarization P.A. Swing

他にも 3C279 でも同様の現象が観測されている（ Kanata 望遠鏡）Jorstad+ 2010

電波・可視光変動 VLBI ムービー（電波）

例外： HST-1

TeV フレアと同期して、中心核から~100 pc も離れた成分が電波～ X 線で明るくなる2008 年、 2010 年にも TeV フレアが確認されたが、 X 線では中心核が明るくなった（ Raue+ 2011 ）

Cheung+ 2007

非熱的放射源の所在をめぐる議論1. 近傍説：ブラックホールからの距離が ~0.1 pc (~103 Rs) 以内

• ガンマ線の典型的時間変動や GeV ブレイクによって示唆される2. 遠方説：ブラックホールからの距離が ~1-10 pc (~104-5 Rs)

• 可視光偏光角の回転とガンマ線フレアのタイミング、ガンマ線フレア時に超光速ノットが出現することによって示唆される• 電波コアは τ~1 光球面を見ているのではなく、 standing shock など

問題点•同じ天体において、あるガンマ線フレアでは GeV ブレイクが見えるが、異なる時期に発生したフレアでは GeV ブレイクが見えないと言った例や、同様に偏光角の回転を伴うフレアとそうでないフレアがあったりなど（逆回転の例も！）、まだ統一的な解釈にはいたっていない。 ⇒より系統的な研究•ガンマ線変動のタイムスケールは day-week だが、 VLBI のサンプリングはせいぜい ~month 　⇒密な VLBI モニター観測

高頻度 VLBI による放射領域の同定強度

時間 時間 時間

強度 強度ガンマ線電波コア

ガンマ線電波コア ガンマ線

電波コア（あるいはジェット）

(a) (b) (c)

電波コアにガンマ線源がある 電波コア上流にガンマ線源がある 電波放射とガンマ線放射は空間的に異なる（例えば多層構造）

電波コアガンマ線源電波コア = ガンマ線源

ガンマ線電波

ねらい：密な VLBI モニター観測によって、電波コアとガンマ線変動の関係を明らかにし、ガンマ線源の所在ならびに電波コアの本質を理解する

永井洋（天文台）紀基樹（天文台）新沼浩太郎（山口大）秦和弘（総研大）小山翔子（東大）秋山和徳（東大）本間希樹（天文台）徂徠和夫（北大）日浦晧一朗（北大）G. Giovannini (INAF-IRA)M. Giroletti(INAF-IRA)M. Orienti (INAF-IRA)++

GENJI programme

GENJI プログラムのトリガー： 3C 84

Fermi

EGRET

Abdo+ 2009

γ-ray

Radio

gamma-ray and radio lightcurve of 3C84

Kataoka+ 2010

2006/May 2007/Sep 2007/Nov 2008/Apr 2009/Apr

Nagai+ 2010

2-yr lightcurve

Brown&Adams 2011

VERA@22GHz

3C 84 は非常に明るい電波源のため、VERA がキャリブレーターとして頻繁に観測していたキャリブレーター枠を使って、同様の研究を展開できないものか？⇒

GENJI—2010/Nov から開始—DA55, 3C84, M87, PKS1510-089,

NRAO530, BL Lac, 3C454.3, DA406, OJ287

GENJI プログラムのトリガー： 3C 84

3C454.3 flare

一方、 M87 では・・・

電波コアは τ ～ 1 surface一方、 22 GHz コアは BH からわずか ~0.01 pc の距離にあるHada et al. 2011, Nature

我々が期待している描像

D230GHz D≦ gamma ＜ D22GHz

22GHz 電波コアガンマ線源

ミリ波・サブミリ波で見える領域

1. GENJI ＋ Fermi によるガンマ線放射領域の所在の系統的調査2. ガンマ線源を見通すであろうミリ波・サブミリ波を使った研究（ ALMA ）

– ミリ波・サブミリ波と γ 線変動との相関– Polarization swing の有無

もし、 M87 と同じ物理が他のジェットも支配しているとすると、 D22GHz は~0.01 pc

ALMA 時代の活動銀河核ジェット研究

What’s ALMA?

チリのアタカマ高地に建設中の大型ミリ波サブミリ波干渉計合計 66 台のアンテナから成る日米欧とチリの協力によって推進される

ALMA facilities

Joint ALMA Observatory (JAO) office

Operation Support Facilities (OSF)@ 2900 m

Array Operation Site (AOS)@ 5000 m

Band毎の性能（ specification ）Band 周波数

[GHz]分解能 [“]Compact / Extended

連続波感度 [mJy/beam]

ライン感度 [K]Compact/Extended

3 84-116 4.9-3.6 / 0.05-0.038 0.05 0.07 / 482

4 125-163 3.3-2.5 / 0.035-0.027 0.06 0.071 / 495

6 211-275 2.0-1.5 / 0.021-0.016 0.1 0.104 / 709

7 275-373 1.5-1.1 / 0.016-0.012 0.2 0.29 / 1128

8 385-500 1.07-0.82 / 0.011-0.009 0.4 0.234 / 1569

9 602-720 0.68-0.57 / 0.007-0.006 0.64 0.641 / 4305

10 787-950 0.52-0.43 / 0.006-0.005 1.2 0.94 / -

分光性能： 2GHz帯域幅（ 1ベースバンド）を最大 8192 点分光 ⇒ 110GHz で観測した場合、 0.01 km/s の速度分解能に相当全バンドで Full stokes parameters の取得が可能

※60秒積分における感度※ ラインは 0.1km/s のチャンネル幅

Recent News12/20 ： 26 台目のアンテナが到着

12/21: 5 台目の ACA7m アンテナが到着

1/24 ： 27 台目のアンテナが到着

現在、 16 台のアンテナで初期科学運用を開始している（ Cycle 0 ）

Cycle 1 Capability (Preliminary!)• Number of antennas:

– Target: Thirty-two 12m antennas and six 7m antennas (ACA, TA)• 12m Array Configurations:

– Maximum baseline lengths will be from 150 to 1km

• Bands 3, 6, 7 and 9 (100, 230, 345, 650 GHz)

• Polarization, solar observation, band 4 & 8 (150, 450 GHz) will not be offered in Cycle 1

Band Frq. [GHz] Maximum angular resolution [arcsec]

3 100 0.62

6 230 0.27

7 345 0.18

9 650 0.12

ALMA で探るブレーザー研究1. ミリ波サブミリ波の時間変動（多波長研究に参加）2. ミリ波サブミリ波帯データを加えた SED 研究

M87PKS1510-089

これまでの多波長 SED 研究から示唆されている SSA peak や LECの位置を、 ALMA はダイレクトに観測することができる ⇒ one-zone SSC モデルの妥当性の検証

ALMA で探る large-scale jet 研究

Uchiyama+ 2006ALMA で埋まる帯域

•2 成分のシンクロトロン•上流と下流で成分比が異なる

ALMA で探る large-scale jet 研究kpc スケールのノット構造の成因は？-母銀河中の ISM との衝突？ノット周辺に分子ガスが存在するか？ジェットとの相互作用があれば、分子ガス雲の速度構造に反映されるはず-> サブミリ波分子輝線の観測

今後のタイムライン（暫定版）• Cycle 1 anouncement: 4月• Call for Proposal: 5月• Proposal deadline: 7月• Cycle 1 観測開始： 2013 年 1月是非、積極的なプロポーザル投稿を！必要があれば、チュートリアルを実施します

まとめAGN ジェットからの高エネルギー放射領域の探査をテーマに、 multi-λ 観測の最近の動向を紹介

γ 線放射領域をめぐっては、近傍説（ <0.1pc, 103Rs ）と遠方説（ 1-10pc, 104-5Rs ）が議論されているが、まだ決着をみない系統的な VLBI 観測「 GENJI」の取り組みを紹介ALMA 時代の研究の展望