Fermi時代におけるブレーザーと宇宙ガンマ線背景放射
井上芳幸（京大）
共同研究者：戸谷友則（京大）、 井上進（京大）、上田佳宏 (京大) 、 森正樹（東大）
第９回高エネルギー宇宙物理連絡会研究会

Introduction

OutlineBlazarの光度関数 ＆ Spectral Energy
Distribution (SED)
系外ガンマ線背景放射
Predictions for the Fermi mission(Prospects for CTA)
Summary

The Blazar Sequence andthe Cosmic Gamma-ray Background
Radiation in the Fermi Era
submitted to ApJ, arXiv:0810.3580

YI & Totani 2008

宇宙X線・ガンマ線背景放射
GeVガンマ線背景
E^2 dJ/dE (keV/cm^2/s/sr)放射の起源候補

起源は謎
AGN

Blazars? (Stecker &Salamon ’96, Chiang & Mukherjee’98, Mücke & Pohl 00, Narumoto &Totani ’06, Dermer ‘07)

Galaxy Cluster
Merger? (Loeb & Waxman ‘00;Totani & Kitayama ’00)

keV

MeV

Energy (keV)

GeV

Sreekumar et al. 1998

Dark Matter
Annihilation? (Oda et al.

’05; Horiuchi & Ando ’06; Ando+‘07 )Blazarの宇宙論的進化モデル
Blazarのガンマ線光度関数 (GLF)を構築するために。
✓Blazar population (FSRQ, BL Lac)
✓Spectral Energy Distribution (SED)✓光度関数モデル✓EGRETのデータとの比較
これら全てをきちんと考慮したモデルはない。
光度関数モデル：Luminosity Dependent Density Evolution(LDDE) (Narutmoto & Totani ʻ06)
AGNのX線光度関数モデル (Ueda+03)。
過去のモデルよりEGRET blazarのredshift、光度分布を良く再現。Blazarでガンマ線背景放射の25­50%を説明。
しかし、これまでのモデルではBlazarのSEDをpower-lawと仮定。

Blazar Sequence
49

Blazarの放射成分：
シンクロトロン成分＋逆コンプトン成分-1Log10 !L!(erg s )

48
47
4645
4443
42
41-50

5Log10 E" (eV)10Blazar sequence :ピークエネルギーが上がるにつれてbolometric光度が下がる (Fossati+ʼ97,ʼ98; Donato+ʼ01)

Blazar ガンマ線光度関数
ブレーザーガンマ線光度関数を構築する為に。

✓ Blazar Sequence SED✓ LDDE model (AGN X-ray Luminosity function):
Ueda+ʼ03 (hereafter U03)

✓ Ljet, bol

Ldisk, XEGRET blazarのデータを用いてlikelihood解析で光度関数に制限をつける。

dN/log(z)dN/log(Lγ)

EGRET Blazars

Redshift zlog(Lγ [erg/s])

Redshift分布

Luminosity分布

best-ﬁt modelExtragalactic Gamma-ray
Background Spectrum

ガンマ線背景放射スペクトル明るいBlazarが背景放射に寄与。
ガンマ線背景放射 flux (>100MeV)の~45%をBlazarで説明可。

E^2 dJ/dE (keV/cm^2/s/sr)

宇宙MeVガンマ線背景放射

AGN

keV

MeV

Energy (keV)

GeV

Sreekumar et al. 1998

AGNの硬X線スペクトル起源

YI 天文月報2008年７月号EUREKA

宇宙MeVガンマ線背景放射E^2 dJ/dE (keV/cm^2/s/sr)

コロナ中の非熱的電子によるIC散乱でMeV背景放射を説明できる。
非熱的電子分布は観測された磁気リコネクショ
ン非熱的電子分布に近い。
コロナの加熱機構➡磁気リコネクション
Energy (keV)
YI, Totani, & Ueda ‘08

加熱コロナモデル (Liu,Mineshige, & Shibata ʻ02)

宇宙X線・ガンマ線背景放射-1E2 dN/dE (MeV2 cm-2 s-1 MeV-1 sr-1)

10

Blazar: U03 (q, γ1)
Non-blazar (Γ=3.5): ITU08
Non-blazar (Γ=3.8): ITU08
Blazar + Non-blazar (Γ=3.5)
Blazar + Non-blazar (Γ=3.8)
HEAO-1
EGRET (S98)
EGRET (S04a)
Swift/BAT
EGRET (S98+S08)
SMM
COMPTEL

-2

10

10-3

X-ray
10-4 -210

MeV
10-1100GeV
101102103

104

105106

Photon Energy (MeV)

Blazar+non-blazar→ガンマ線背景放射ﬂux(>100MeV)の~80%<100MeVはnon-blazar, >100MeVはblazarが支配的。

Predictions for the Fermi
missionExpected Number of blazars and Non-blazar AGNs
109
810~1000 Blazars (1 year)

7-1N(>Flux)
N (>Flux)[(4πsr)[(4 π sr)-1]]

10Fermi
Fermi

6

10

1-30 Non-blazar AGNs.
NGC 4151 (最も明るいSeyfert) から期待されるガンマ線Flux(>100MeV)
3.8e-8 photons/cm^2/s (for Γ=3.5)

510EGRETEGRET

410103210101
100Blazar: U03(q,γ1)
Non-blazar (Γ=3.5)
Non-blazar (Γ=3.8)
Blazar + Non-blazar (Γ=3.5)
Blazar + Non-blazar (Γ=3.8)

10-1 -15 -14 -13 -12 -11 -10-910101010101010-810-2 -1-710-610

Flux(>100MeV)
Flux (>100MeV)[photons[photons cm scm] -2 s-1]

-510Detectable byFermi

10-5
10-6-2-1-1

FdN/d(log[photons cmFγFγF)γ)[photons
cm-2ss-1srsr]-1]
γ dN/d(log10EGRB distribution

10-7Fermi
Fermi
EGRET
EGRET-810FermiによってBlazarからの背景放射Fluxの~99%が分解される。

10-9-1010

10-11 -15
10

non-blazarの分解は難しい。

Blazar: U03 (q,γ1)
Non-blazar (Γ=3.5)
Non-blazar (Γ=3.8)
Blazar + Non-blazar (Γ=3.5)
Blazar + Non-blazar (Γ=3.8)
10-14

10-13

10-12

10-11

10-10

10-9

10-8 10-7-2 -1-2 -1

Flux (>100MeV)[photons[photons cm cms ] s ]Flux(>100MeV)

10-6

High-z Fermi blazars
10000

Flim(>100MeV)=2×10-9 photons/cm2/s

U03(q)
U03(q,!1)
H05(q,!1)
U03(SDSS)SDSSN(>z) [(4πsr)-1]

1000
100

Fermi衛星でz~8のBlazarが見つかるかもしれない。

γ(GeV)γ(UV)→e+e-10

宇宙再電離への制限。

10.1
02468101214zz Y. Inoue, S. Inoue, T. Totani+ (in prep.)Prospects for TeV
blazars survey by CTA
YI, Totani, & Mori (in prep.)Current TeV AGNs
Extragalactic VHE ! -ray sources
nMk

421

1420Mk

n

501

12ae

8+426

18
69n
4Mk
1+
10
1+71
6
107
5S

24
5+06+90WmCo

7M879

23C

31153+

32

15-2101150

08+6959nACe

1o+1806A
6Co

145+4Lac
4L
32B-180
89

3-4
5002
020+
9022

22-3
548

00.5

304
552121-1347

0

170+
52

09

01-3
65
32

0.4
0.3

Redshift z(E!>100 GeV)

430+
8
1o

0.2
0.1

o-900

2009-02-04 - Up-to-date plot available at http://www.mppmu.mpg.de/~rwagner/sources/

http://www.mppmu.mpg.de/~rwagner/sources/~20個のブレーザー

Cherenkov Telescope Array (CTA)

http://www.mpi-hd.mpg.de/hfm/CTA/

TeV Blazars Survey by CTATeV Blazarの統計的な議論✓AGNの種族の理解へ。
✓SMBH周辺での高エネルギー現象の理解へ。

Extragalactic Background Light (EBL)への制限✓星・銀河の形成史の理解へ。

Blazar Survey 方法1)Blank Field Survey (H.E.S.S.の銀河面探査のExtragalactic版)。
2)Fermiなど他波長での観測をFollow up。

Extragalactic Blank Field Survey
2-2 -2]
N(>EN2(>EdN/dE)[degdN/dE ) [deg]-110-1
10TextExpected
Fermi blazars

Fermiで受かるblazarの数
ExpectedText
Fermi blazars

ExpectedText
Fermi blazars-21010-2300GeV
30GeV
30 GeV-310 -310CTACTA-4100 GeV
100GeVCTA

CTA

300
GeV
Text
CTA
CTA

10 -410
H.E.S.S.

-61010-610-13

10-12
10-1110-1010-9 10-13
E2 dN/dE (30GeV) [erg cm-2 s-1]-1
10-1
10Fermiで受かるblazarの数 Expected Text
Fermi blazars
HAWC
HAWC
HAWC
HAWC

-2
N(>E2NdN/dE)(>E2 dN/dE )[deg[deg-2] ]-21010-2-310-3
10TibetH.E.S.S.
10 TeV
a1 TeV

1TeV
CTA-510-5
10-6-6101010-14

CTA

CTA
CTA
H.E.S.S.

10TeV

H.E.S.S.

Text
H.E.S.S.

10-1310-1210-1110-1010-14
E2 dN/dE (1TeV) [erg cm-2 s-1]

H.E.S.S.

10-12
10-11
10-10
10-9 10-14
E2 dN/dE (100GeV) [erg cm-2 s-1]

ExpectedText
Fermi blazars

-4-4
1010

H.E.S.S.

Text
H.E.S.S.

-5
10-5
1010-13
10-12
10-11
10-10
E2 dN/dE (10TeV) [erg cm-2 s-1]

10-13
10-12
10-11
10-10
E2 dN/dE (300GeV) [erg cm-2 s-1]

横軸 : 各エネルギーでのE2dN/dE [erg/cm2/s]
Unabs
unabs
abs
Abs
Fermi: unabs
Fermi:unabs
Fermi: absFermi:AbsCTA, H.E.S.S. : 50 hr
HAWC : 1 year
EBLのモデル :Totani & Takeuchi ʼ02

Cumulative z-distribution-1

10-1
10-2-2N(>z)
N (>z)[deg[deg-2] ]

10-2
10-3
1010-3-4

10-4
10-5
10-510-610
10-630 GeV
30GeV

100 GeV
100GeV

8×10-12 erg/cm2/s
2
5×10-12erg/cm/s-122
2×10-13 erg/cm2/s
9×10 erg/cm /s

0.01
0.01

0.1
0.1

4×10-12 erg/cm2/s
2
1×10-12erg/cm/s-122
8×10-13 erg/cm2/s
5×10 erg/cm /s

110.010.01

Redshift z-2]
N(>z)
N (>z) [deg[deg-2]0.1
0.1

5×10-13 erg/cm2/s
24×10-13erg/cm/s-13
2
3×10-13 erg/cm2/s
1×10 erg/cm /s

11

Redshift z

Redshift z-1
10-1
10300 GeV
300GeV

10TeV
10 TeV-2-5
10-5
10-6
1010-6

11

Redshift z

2×10-12 erg/cm2/s
2
9×10-13erg/cm/s-13
2
5×10-13 erg/cm2/s
2×10 erg/cm /s

Unabsorbed: thinAbsorbed: thick-3
1010-3-4
1010-40.1
0.1
Redshift z

Redshift z

10-2100.01
0.01

1TeV
1 TeV

感度よくてもEBLにより”あるredshift”でカットオフ

2
4×10-13erg/cm/s-132
2×10-14 erg/cm2/s
9×10-14 erg/cm2/s
6×10 erg/cm /s

0.01
0.01

0.1
0.1
Redshift z
Redshiftz

110.01
0.01

0.1
0.1
Redshift z
Redshiftz11Extragalactic Blank Field Survey
全サーベイ時間＝100hrでのBlazarの期待値@100GeV(1視野6平方度。感度 (観測時間/視野)-1/2。）
0.31個 (6hr /視野) : 100 平方度
1.2個 (0.5hr /視野) : 1200 平方度
他のエネルギーバンドでも大差なし。
Blank Field Surveyは期待薄。
広視野観測のHAWC, Tibetも厳しい。
銀河面探査をしてもBlazarの混入はほとんどない。

Following up Fermi blazars
Fermiによって約1000個のblazarが受かる。
(YI & Totani ʻ09)
Fermi blazarをFollow up。
CTAで~100個のblazarが受かる(~100hr程度)。
ただし、Fermiでは受からないがCTAで受かるタイプを見落とす。

EBL Determination

EBL(可視赤外背景放射) Spectrum
直接観測は難しい。

Mazin & Raue ʻ07

Constraint on the EBLγ(TeV)+γ(EBL)→e++ e3C279(z~0.5) by
MAGICが最遠方吸収前のスペクトルを仮定する事によってEBLに制限。
（個々のBlazarについて。）
Aharonian+ʼ06z distribution of Fermi blazars
1044
10-1
N(>z)
[(4πsr)N (>z)[(4! sr)-1] ]31010 31022
10110101010-110 -1
1030GeV30 GeV

100GeV
100 GeV

Fermi Blazars
28×10-12erg/cm/s-12
2
5×10-12 erg/cm2/s
2×10 erg/cm /s
9×10-13 erg/cm2/s

300 GeV
300GeV

Fermi Blazars
2
4×10-12erg/cm/s-122
1×10-13 erg/cm2/s
8×10 erg/cm /s
5×10-13 erg/cm2/s

Fermi Blazars
2
5×10-13erg/cm/s-13
2
4×10-13 erg/cm2/s
3×10 erg/cm /s
1×10-13 erg/cm2/s

410 4
1010TeV-1
N(>z)N (>z)[(4πsr)[(4! sr)-1] ]1033
100.01
0.01

0.1
0.1

11

Redshift z
Redshiftz2

10 2
101

10100101-1

10 -1
10a10 TeV

1TeV
1 TeV

Fermi Blazars
22×10-12erg/cm/s-13
2
9×10 erg/cm /s
2
5×10-13erg/cm/s-13
22×10 erg/cm /s

Fermi Blazars
2
4×10-13erg/cm/s-13
22×10-14 erg/cm2/s
9×10-14 erg/cm2/s
6×10 erg/cm /s

-2

10-2
100.01
0.01

Unabsorbed: thin
Ansorbed: thick

0.1
0.1
Redshift z
Redshiftz

110.010.01

0.1
0.1
Redshift z
Redshiftz11

EBLによりredshiftにカットオフ

New EBL Constraint Method
CTAでは統計的にTeV blazarについて議論可能。
EBLの影響でz分布にカットオフ。CTAとFermiのz分布との観測データ同士での比較。

➡各エネルギー毎のカットオフredshiftでEBLに制限をつける。(SEDの仮定なし。)
Systematic Errorの見積もりは今後の課題。

Summary
初めてblazar SED sequenceを考慮しLDDEに基づきblazar GLFをEGRETのデータとの比較から構築。
SEDを取り入れる事で背景放射のSEDまで予言。
Non-blazar AGNとblazarによってX線から10GeVまでに渡る宇宙背景放射を説明可能。
Fermiによって1000個のblazarと1­30個のnon-blazarAGNが検出。
CTAでextragalactic blind surveyをしても個数は期待できない。Fermiのフォローアップ観測が重要。
TeV blazarのz 分布からEBLに制限ができるかもしれな
い。