GENJI プログラム :γ線ブレーザー NRAO 530と3C454.3のモニター観測結果
秋山和徳(東大 / 国立天文台)、紀基樹、秦和弘(総研大 / 国立天文台)、他GENJIプログラムメンバー
Abstract
ブレーザーは多くの天体でγ線放射が検出されてきた。その放射を担う高エネルギー荷電粒子の粒子加速機構を理解する上で加速領域の所在は重要な問題であるが、この領域とVLBI 観
測で見えるジェットの根元(VLBIコア) の関係は分かっていない。これを明らかにするためにはVLBIを用いてVLBIコアのフラックスの変動とγ線の変動の関係を系統的に調査することで、γ線放射領域がVLBI コア内の光学的に厚い領域に埋もれているか否か、あるいはジェットが多層構造を持っていて違う領域から放射されているかなどを検証する事が重要である。
このような背景のもと始まったVERAを用いたγ線を放射する活動銀河核の高頻度ジェットモニタープログラム「GENJIプログラム(講演 S10b)」では既にいくつかのモニター天体でγ線フレア前後のモニターに成功している。 2010/10/31〜11/2にGeVγ線のフレアが確認された[1]NRAO 530および、 2010/11/16にGeVγ線フレアが確認された[2][3]3C 454.3 はその天体の一つである。 NRAO 530に対してはフレア後の2010/11/11、3C 454.3に対してはフレア前の2010/11/5から 22 GHz帯において1〜2週間おきの密なモニターを行っている。
NRAO 530に関してはコアフラックスの増光が検出されγ線フレアとの相関が確認できたが、3C 454.3では有意な変動は検出できなかった。しかし他波長のデータをあわせた議論から3C454.3のコアは22 GHz帯ではoptically thickであり、また多波長でのライトカーブへのモデルフィットからフレア後の振る舞いは断熱冷却で説明するのは困難であることが分かった。

GENJIとはGENJIプログラムは国立天文台が所有するVERAを用いて、γ線AGNに対して約2週間に１回の高頻度でモニター観測を行い下記のテーマに取り組んでいる。
(i) VLBIコアフラックスとガンマ線フラックスの変動の関係の系統的調査 (ii) ジェットの下流領域あるいは空間的に広がった成分のフレア有無の調査(e.g. M87におけるHST1)--> ガンマ線源の所在とVLBIコアの本質の解明
変動が同期(iii) ジェットの固有速度と、γ線放射から期待されるローレンツ因子の関係

相関はあるが、電波にdelayが見られる

Observation
解釈① ジェットの光学的厚み 解釈② γ線放射領域の光学的厚み

解釈
・VLBIコアの中にγ線放射領域があり、γ線放射領域が光学的に薄い

γ線放射領域

γ線電波コア

電波

厚い
薄い
光学的厚み

Sub-mm or Space VLBIによってγ線放射領域の撮像が期待される

厚い

変動が無相関

光学的厚み

観測装置：VERA (右図) 空間分解能：~1 mas @ 22 GHz
周波数 ：22 GHz
バンド幅 ：192 MHz (16 MHz x 12 IF)○ NRAO 530

薄い(FSRQ; z~0.902; 7.82 pc/mas; c ~ 39 μas/yr ) )・VLBIコアはτ=1の光球面。
時間
観測 epoch : 2010/11/11 ~ 2011/03/09 (11 epoch)
・VLBIコアの中にγ線放射領域があるが、・γ線放射領域は光球面の中に存在モニター間隔 ： ~ 11.8 日 (最大：25日、最小：1日)・放射領域がジェットに沿って移動し、 γ線放射領域が光学的に厚い○ 3C 454.3(FSRQ; z~0.859; 7.70 pc/mas; c ~ 40 μas/yr
γ線・放射領域自体が光学的に薄くなる事で光学的に薄い領域に出る事で電波で解釈
電波
観測 epoch : 2010/11/10 ~ 2011/02/27 (6 epoch)
電波で増光が見える。
増光が見える。
電波とγ線の放射領域が空間的に異なる
モニター間隔 ： ~ 21.8 日 (最大：50日、最小：2日)
光学的厚みによってはSub-mm VLBIでγ線放射領域の撮像が期待できる。
--> たとえばJetの多層構造など)

NRAO 530 のGeV γ線フレア後のモニター観測結果
2010 / 11 / 112010 / 11 / 142010 / 11/ 15Result

2010 / 11 / 27

この図はあとで変えます。
コアの増光2010 / 12 / 01

2010 / 12 / 03

2010 / 12 / 22nimilerP

2011 / 01 / 11

コアの増光2011 / 02 / 12mile

2011 / 03 / 09r
P

図３ VERAによるNRAO 530のライトカーブ
傾きが負になったのは10000回中2回数2011 / 02 / 04!
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yrain!
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yra

図２ 2010/11/11 ~ 2011/3/09までのNRAO 530 のLight Curve の勾配 [ mJy / month]

図4 Bootstrap法によるライトカーブの傾きの推定量の分布 (試行回数 10000回)

VERA(GENJIプログラム)による22 GHzのイメージ

・Fermi/LATによって検出されたγ線フレア[2]直後から電波コアが増光している傾向が見えている事が分かった(図2および図３)。
・見えている増光の傾向が有意であるかを調べるために、観測データを重複を許してランダムにリサンプリングし、最小ニ乗法で１次式をフィットし傾きを求める作業を繰り返し行い(Bootstrap法)、傾きのバラツキを調べた(図4)。その結果、Bootstrap検定に基づくと99.9 %の信頼水準で電波コアは増光している事が分かった。

Discussion
・静穏時のNRAO 530の22 GHzにおけるコアスペクトルはoptically thickであるため[4]、電波帯のシンクロトロン電子がγ線放射粒子と同時に加速されたとすれば、コアの増光時期がγ線フレアの時期に近いことは22 GHzの電波コアとγ線放射粒子の粒子加速領域が空間的に近い(< 12 光日)ことを示唆している。
・コアスペクトルは30 GHz帯付近でピークを迎え [4] mm波では光学的に薄くなる。そのためmm波帯よりも高周波の領域では電波コアを見通すことができる。従って将来のmm 及びSub-mm VLBIといった高周波VLBIによる高分解能観測によって高エネルギー粒子加速領域の直接撮像が期待される。

3C 454.3 のGeV γ線フレア前後のモニター観測結果
VERA 22 GHz (This Work)VLBA 15 GHz (MOJAVE)

VLBA 43 GHz (BU)

SMA 230 GHz!
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yra

UMRAO 14.5 GHz

UMRAO 4.8 GHz

UMRAO 8.0 GHz

γ-ray ﬂarer
Pni
miler
PResultrain

Fermi/LATによって検出されたγ線フレア[2]前後では電波コアフラックスに有意な変化を検出できなかった(図５)。

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yOur Results

milemodel B : Ar ~ 5x10-5

断熱冷却によるフラックスの減少が速すぎて、どの周波数帯の振る舞いも説明できない。

230 GHz の振る舞いは上手く説明できるが、低周波ではoptically depthが大きく振る舞いが上手く説明できない

rain!
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2011年9月17日土曜日

Discussion 2. 電波フラックスのフレア後の振る舞いは断熱冷却モデルで説明ができるか？

mile

初期サイズ R’1、ドップラーファクター δ、膨張速度 v’と電子のエネルギー指数 pで決まる。
そこで初期サイズ、ドップラーファクターをγ線の観測から決まった制限値 (3x1015 cm, 16)、及び相対論的粒子の音速(~c/3)を用いて規格化したArとpを変数にモデルフィットを行った。
model A Ar = 1 で固定してpを求めたとき (図6左)--> p ~ several x 10

断熱冷却による冷却タイムスケールが早く、振る舞いが説明できない。
またモデルフィットから求まったpは10を越えており、不自然である。
model B Ar を固定せずと Ar と p を求めたとき (図6右) --> p ~ 3, Ar ~ 5 x 10-5

R’1 ,t1 : ﬂare時のsource-ﬂameでの放射領域のサイズ、ﬂareの時間δ : ドップラーファクター p: 電子のエネルギー指数v’ : source-ﬂameでの放射領域の膨張速度t0,τ0,S0 : ある周波数 ν0においてライトカーブがピークになった時間、光学的厚み及びピークフラックス

断熱冷却モデルでフレア後の振る舞いを説明するのは難しい？

[2] Atel #3041[7] MOJAVE Program

で放射領域の断熱膨張のみで冷却が進む。右枠にある通り、フラックスの時間変化は放射領域のmm波のライトカーブの振る舞いはよく説明しているが低周波数帯ではoptically thick過ぎて14.5 GHz等で見えているターンオーバーは説明ができない。さらにArの値が小さいため、γ線のライトカーブから見積もられた放射領域のサイズを大きくする、ドップラーファクターを小さくする、あるいは膨張速度を音速よりも小さくするといった描像が必要になる。

図6 ライトカーブへのモデルフィットの結果

Referenceのコアは、22 GHz帯ではまたoptically thick であると言える。
2011年のGeV フレアでは、230 GHz帯においてはまさに高エネルギー粒子加速領域が見えていた事になる。

[9]
モデル概要
モデル[9]を用いてモデルフィッティングを行った。このモデルでは加速粒子の注入はone-shot的

model A : Ar = 1[1] Atel #3002

γ線フレアとほぼ同時に230 GHz帯でフレアが起こった一方で、我々が観測した22 GHz帯やそれ以下の低周波では増光が遅れており、3C 454.3

多周波での電波帯のフレア後の減光が何に起因するものなのかを調べるため、断熱冷却

図5 2009年以降の3C454.3の電波帯のライトカーブ[5][6][7][8]rP

Discussion 1. 3C 454.3 の22 GHzの電波コアとγ線放射領域の関係[3] Abdo et al, 2011, ApJ, 733, L26[4] Ru-Sen Lu, 2010, Ph.D Thesis[8] Boston University, Blazer Group [9] Van Der Laan, 1966, Nature, 211, 1131

[5] SMA Calibrator List [6] UMRAO Database