高エネルギージェット天体の偏光分光観測
深沢泰司、川端弘治、植村誠、吉田道利、田中康之、伊藤亮介、高木勝俊（広大理 宇宙科学センター）（広大理、宇宙科学センタ）、笹田真人（京大理）笹田真人（京大理）高エネルギージェット天体
Ｘ線ガンマ線で明るいジェットを伴う系外突発天体
ブレーザーなどの系外ジェット天体（電波銀河などのRadio‐loud銀河も含む）
ガンマ線バースト
系内ジェット天体？
突発天体を重要天体にするなら、偏光（分光）モ タ は非常に有効
突発天体を重要天体にするなら、偏光（分光）モニターは非常に有効
大型望遠鏡では、できない。
世界の他の中型望遠鏡に対して世界の他の中型望遠鏡に対してユニークク
かなた望遠鏡の例
フェルミ衛星（今後５年以上）、CTA‐TeV（３年後）、CALET（数年後）などによる高エネルギー天体のガンマ線観測が続く
偏光装置の開発 … 広島大学の協力できるか？？？

高エネルギージェット天体の可視偏光観測の重要性
磁場 情報を引き出す
磁場の情報を引き出す
複数成分の分離
各成分の偏光度や偏光角の違いを利用
高エネルギ 成分の放射機構の情報
高エネルギー成分の放射機構の情報

BLAZAR

電波からガンマ線までジェット放射（シンクロトロン、逆コンプトン）
電波線
ジ ッ 放射（シ ク、逆）が明るい
フェルミ衛星により、ガンマ線で数年間の連続モニター中電波、可視光領域で強い偏光。高エネルギー側も偏光の可能性。
多波長偏光観測にふさわしい天体
電波

可視光
Ｘ線
Fossati+98
FSRQ型

ガンマ線

BL Lac型
シンクロトロン

逆コンプトン

BLAZARの放射モデル
Leptonic model

電子陽電子が放射源

分子雲トーラス
分子雲トラスBroad LineRegion

降着円盤

ECSSC

Synchrotron Self-Compton

ジェット中の電子がシンクロトロン放射した光子を そばの電子ン放射した光子を、そばの電子が逆コンプトン散乱
BL Lac,Lac FSRQ
External Comptonp

別の場所（降着円盤、broad lineRegion、分子雲ト ラス）から来Region、分子雲トーラス）から来た光子を、ジェットの電子が逆コンプトン
F RQFSRQ
降着円盤（紫外線）、broad lineregion（可視から紫外）、分子雲トーラス（遠赤外線）が明るいフェルミ衛星を中心とした多波長測光モ タ 観測が盛
波長測光モニター観測が盛んに行われている
PKS2155‐304
PKS2155304
Abdo+09
可視光
Ｘ線

TeV

GeV

G V
GeV
TeV

X線

可視

X線とTeV、可視光とGeVが相関していない時期がある。
可視とTeVが相関している時期がある。
可視とTeVが相関している時期がある
One‐zone の描像では合わない（複数の放射成分）

かなた望遠鏡によるブレーザー集中観測2008年5月～2009年秋

全部で42天体Fermiでも見えている天体
1ES 0323+022
1ES 0647+250
1ES 0806+524
1ES 1959+650
1ES 2344+514
3C 371
3C 454.3
3C 66A
3C 273
3C 279AO 0235+164
BL LacH 1722+119
4C 14.23

MisV 1436
Mrk 421
Mrk 501
OJ 287
OJ 49
ON 231
ON 325
OQ 530
PG 1553+113
PKS 0048-097
PKS 0215+015
PKS 0422+004
PKS 0754+100

詳細は、Ikejiri+11
PKS 1222+216
PKS 1502+106
PKS 1510-089
1510 089
PKS 1749+096
PKS 2155-304
QSO 0454-234
QSO 0948+002
QSO 1239+044
RX J1542.8+612
S2 0109+22
S4 0954+65
S5 0716+7143
S5 1803+78

3EG 1052+571
QSO 0324+341

フレア時に、偏光度が非常に高くなる（40‐50%）場合もある
PKS1510‐089
Sasada+11
V‐band 等級

偏光度FSRQ型

フレア時の可視偏光度は、FSRQ型の方が高い
フレア時の可視偏光度は
FSRQ型の方が高い（シンクロトロンピーク付近）
BL Lac型は
Lac型は、Ｘ線で高い偏光度の可能性。
Ｘ線で高い偏光度の可能性

可視光

フレア時の可視偏光度の増大

FSRQ型
BL Lac型

シンクロトロンのピーク周波数

BL Lac型型

偏光の変動の振る舞い
短期変動と長期変動の２成分が少なくとも存在
PKS1510‐089
PKS1510089

偏光フラックス色

Sasada+08
Uemura+10
Ik ji i 11
Ikejiri+11
Sasada+11
Itoh+13
Sakimoto+13

TeVフレア 可視偏光回転 電波ノットの放出が同時期に観測された
TeVフレア、可視偏光回転、電波ノットの放出が同時期に観測されたMarscher+08
偏光角Abdo+10

フレアに関係するジェットの磁場構造の情報(3C279)
‐rayray (LAT)‐ray photonindex (LAT)
X‐rayXrayガンマ線フレアとともに、可視偏光面の角度が回転（20日で208度回転）
放射領域
放射領域D~1019cm

optical‐UVp

Kanata KVA
Kanata,optical polarization
degree (PD)

広島大学かなた望遠鏡

optical polarization
angle (EVPA)
Near‐InfraredRadio

電波は変動が見られないシンクロトロン自己吸収放射領域のサイズは、領域のサイズはRb < 5 x 1016 cm

3C454.3 偏光面の回転現象が複数回（回転向きも一定でない）

Sasada+10,12

フラックス

偏光方位角

2007

2008

2009

2010

フレアに伴うブレーザーの可視偏光の回転は、最近検出され始めた(広島大学かなた望遠鏡でも、いくつか)ジェットの構造に対して制限を与える
1. helical magnetic field model(Marscher et al.
al 2008)

Marscher+08,10; Sasada+09
2. bend jet modeljetガ
ガンマ線放射領域の位置は線放射領域 位置は :~ 105 シュワルツシルド半径
3 “fl3.
“flow-through”hh” (jet(j wobbling)bbli ) scenarioi
ジェットのビーミング効果が入らないので、ゆっくりと変動
放射領域の位置:放射領域
位置 revent ~ cDtevent ~ 103 シ
シュワルツシルド半
ワルツシルド半径
シナリオ１と３は、常に同じ方向の偏光面回転を予測するが、3C279では過去に逆方向の回
シナリオ１と３は常に同じ方向の偏光面回転を予測するが 3C279では過去に逆方向の回転が観測されている(Larionov+08).3C454.3でも観測されている(Sasada+10)。

偏光度を連続的に追える天体は限られている。
明るい天体で、大きなフレアは、数が限られる（可視だと季節外の場合も）。
現状では、比較的近い天体に限られている。
CTAによるTeVガンマ線観測が始まる
暗いTeVブレーザーが多数見つかる
TeVブレーザー(HBL)は、可視域では暗めで低い偏光度
精度良い観測が必要（母銀河光の混入にも注意)
近赤外分光モニター観測により、BLR光子を種とした逆コンプトン
近赤外分光モニタ観測により BLR光子を種とした逆コンプトン
散乱をプローブ（フェルミ衛星との同期観測）External Compton

分子雲トーラス
分子雲トラスBroad LineRegion

降着円盤

EC

可視ガンマ線

SSC
External Comptonp

ガンマ線放射起源は複雑
種光子の情報が必要
プロトン放射の可能性も別の場所（降着円盤、broad lineRegion、分子雲ト ラス）から来
Region、分子雲トーラス）から来た光子を、ジェットの電子が逆コンプトン
F RQ
FSRQ
降着円盤（紫外線）、broad lineregion（可視から紫外）、分子雲トーラス（遠赤外線）が明るい

Spectroscopy
ppy with HOWPol
Spectroscopic monitoring of broad lines
e.g. 3C 273, 3C 454.3
多くのFSRQは、z>0.5
1,200,[s][ ] exposurep
近赤外線分光が重要

ItohH

H

H
3C 273(z=0.158)

Preliminary

3C 454.3 (z=0.859)
Atmosphericabsorption

HDavid P. requested.

Itoh

Mrk 421 HOWPol
最も明るい ブレ ザ の１
最も明るいTeVブレーザーの１つ
TeVブレーザーは、偏光度が低い
ブ
ザ は 偏光度が低

Flux

Polarization

Needs further
systematic corrections.

LAT新しい部類のガンマ線AGN:電波銀河
Blazarの母集団ジェットを斜めから見ているので ビージェットを斜めから見ているので、ビミング効果が弱く、明るくない
EGRET:EGE
Cen
en A とと２，３の電波銀河からのGeVガンマ線放射の兆候， の電波銀河からのGeVガン 線放射の兆候
3EG catalog: Hartman et al. (1999)
see also Sreekumar et al. (1999)

他に、3C111 and NGC6251?

2000年代に入り、M87からTeVガンマ線が検出された
年
ガ
線が検れジェットをいろいろな角度から見ることにより、ジェットの構造の情報を得られる（Blazarはビーミングで、ジェット中心部のみ見見え）フェルミでは、数か月で代表的な３つの電波銀河が検出された
NGC1275(Per A)

M87(Vir A)

Cen A(NGC5128)
円は、エラーサー
円は
エラ サ
クル

多波長スペクトル

SSCモデルで、だいたい再現できる
ただし、可視光からＸ線は、ジェット放射がはっきり捉えられていない
(1)
(2)
(3)
δB


2-3 1.8-5 1-5
0 06 00.06
0.05-0.2
05 0 2 00.2-2G
2 2G
10 20-30 20-30度(1)M87Fermi

可視では、母銀河の光に埋もれやすい

ジ トの角度θが大きめ Γ δも小さめ？
ジェットの角度θが大きめ、Γ～δも小さめ？

((2)NGC1275)(3)Cen A

Fermi
Fermi

KANATA optical/NIR observations
Yamazaki+12

偏光分光観測が重要
・Polarization <2%・Interstellar
I t t ll polarizationl i tiIs estimated to be 1.47%
・Systematic error is 0.3%
0 3%⇒Upper limit 1.5%
1 5%2010 Oct.

2012 Mar.

観測
観測日

NGC1275

・Spectroscopic
pp observations
2010 Aug.～2011 Feb.
Variability of the continuum is <15%.

Y
Yamazaki+12
ki 12

偏光分光観測が重要

KANATA

SuzakuAbdo et al. 2009

新しい部類のガンマ線AGN：
Narrow-LineNw LRadio-loudu Seyfertyfgalaxygy (NL(NLSy1)y )PMN J0948+0022

ガンマ線光度~1048 erg s‐1• 小さいBH質量 (106.7-108.2 M.) でとても高い降着率 (～90% Eddington)（Blazarや電波銀河は、107-1010M.）• Blazarや電波銀河と異なり、渦巻銀河に含まれる•電波の構造は非常にコンパクト（ジェットやローブが不明）

多波長スペクトルは、Blazarと同じく、SSC+ECモデルで合う。
ジ
ジェットのパワーは、FSRQ型とBL
パは F型とB Lac型の中間程度

降着円盤とジェットの関係を探るために重要な天体

フェルミで検出されたNLSy1の多波長スペクトル比
放射 強 、放射クも複雑ブレーザーに比べてdisk放射が強く、放射スペクトルも複雑可視放射を区別するにい偏光観測が非常に有効かなた望遠鏡によるNL RL Sy1の系統的な偏光観測偏光度が高い傾向にある。
偏光度 前後 も偏光度5%前後のものは、不定性大きい。
、不定性大。
もっと暗い天体まで精度良くサーベイしたい。
偏光度(%)

かなた望遠鏡で偏光測定できるものは、限られる（電波flux/可視flux）

PWN 0948+0022
ある日は、１時間で偏光度も激しく変動（ジェット放射卓越）

Itoh

ある日は、ほとんど変動なし（disk放射卓越？）

2m以下の望遠鏡だと、こうした電波銀河やNL RL Sy1などの偏光観測は限られる
偏光分光観測が必要
大型望遠鏡では、突発フレア対応やモニター観測できない

CTA TeV観測で、さらに新たな種族の暗いジェット天体が見つかる可能性がある
多波長スペクトルと正体の理解には、可視偏光が重要

ＧＲＢ残光の偏光メカニズムと磁場GRBのジェットの内部構造をプロ ブする重要な手段
GRBのジェットの内部構造をプローブする重要な手段
シンクロトロン放射： 種磁場の生成

Cf. 當真氏講演 プラズマ不安定性（Weibel instability）によるランダム磁場生成・増大（フィラメント状の構造へ） (Medvedev & Loeb 1999など)
 フィールド磁場の流体力学的不安定性による増強(Sironi&Goodman 07; Inoue+ 11など)

Kato & Takabe 11

コヒーレントな磁場を持つ独立なパッチの集合 Gruzinov & Waxman (1999)
Local rest frame での磁場 coherent length l ~ c τ (τ： shockからの固有時間)→ Coherentなパッチの数 ~ ５０
→ 偏光度 ～60% / √50 ～ 8.5%

完全にはキャンセルアウトしない数％の偏光

ランダム磁場の圧縮＋視線からわずかに反れたジェットのビーミング効果(Sari 1999; Rossi+ 2004など)

偏光
光度

視線から反れるほど偏光大ジェットブレーク前後で方位角が90°変化
ジットブレ ク前後で方位角が90 変化

爆発からの時刻

数個のＧＲＢで爆発から0.2～1日後で1‐4%の偏光 0.2日より早期のデータは殆ど無かった

GRB 091208B
Normalな残光の特性
lな残光の特性

Uehara+12

Gamma‐ray prompt emission
T90 (15‐350keV) = 14.9±3.7sec
14 9±3 7sec (GCN RepRep. 266266.1)
1)
T0 と T0+8 sec の間に２つのピーク(前者の方が暗くてソフト)

時間平均スペクトルは単純指数則 指数 1.74±0.11

Eγ,iso > 2×1052 erg (15(15‐150keV)
150keV)

X‐ray afterglow
Xft l
光度曲線にバンプやミニフレア (3‐10keV)

Swift/BAT光度曲線

2/sec at T +156 sec
g
1.6×10‐10 erg/cm
0
光度曲線は broken power‐law で表される
T0+3.1×105sec にジェットブレーク？
ブレーク前
ブレ
ク前 α
α=1
1.1
1後α
α=22.3
3NH = (2.9±0.5)×1021cm‐2 from best‐fit spectrum

Optical afterglow
R=16.1 mag at T0+77sec (Nakajima+ 09)
Spectroscopic z = 1.063 (Perley+ 09)

Swift/XRT光度曲線

GRB 091208B: HOWPol観測GCN Notice at 09:50:09:50:23
3 (T0+25秒)
5秒)
Exposure started at 09:52:27 (T0+149秒)

最も早い観測開始例(1000秒以内の観測報告例としては３例目)
Cf. Mundell+ 2007, Science; Steele+ 2009, Nature

P = 10.4% ± 2.5% （t = 149 − 706 s）※器械偏光補正精度 ⊿p~0.4%、
星間偏光（天の川銀河<0.5%）
フィールド星ＧＲＢ

Uehara, Toma, KSK et al. (2012)

早期残光偏光観測（<104秒） サマリー
• GRB 060418 (Mundell+ 07; 観測開始 To+203 s; z=1.489)
ノーマルな残光
ノマルな残光 （external（l forwardfd shock）
h k）
無偏光 (upper-limit p < 8 %)Liverpool
2m/RINGO• GRB 090102 (Steele+(St l + 09;
09 観測開始 To+161 s; z=1.547)
1 547)
急減光期（emission from external reverse shock）
p 10%±1%
p=10%±1%• GRB 091208B (Uehara+ 12; 観測開始 To+149 s; z=1.063)
ノ マルな残光 （external forward shock）
ノーマルな残光
p~10%±3%• GRB 111228A (This study; 観測開始 To+243s; zz=00.714)
714)
ノーマルな残光 ？ただし進化ゆっくり （可視光ピーク ~ To+103s その後 α=-0.6）
p ~ 17%±4%（増光期）→ 10%±1%付近; 方位角 おおよそ９０°回転• GRB 121011A (This study; 観測開始 To+92 s; z不明)
ノーマルな残光？ （可視光ピーク ~ To+650s 前後で α = +1 → -1）
無偏光 (upper-limit p < 4 %)Kanata1.5m/HOWPolもっと暗くなるまで偏光観測したい
偏光の変化の測定をすることにより ジ ット構造を制限
偏光の変化の測定をすることにより、ジェット構造を制限
偏光測定精度を向上したい
偏光が弱いものについて、上限値ではない値を求めたい。
Ｘ線でもプロンプト放射の偏光観測が進みつつある
残光の可視偏光とともに相補的