Numerisches Zweizonenmodell für Blazar-Jets Leonard Burtscher (Universität Würzburg) Astroteilchenschule Obertrubach-Bärnfels 9. Oktober 2006
2 Aktive Galaxienkerne Zentraler Bereich (pc-skala) strahlt soviel Energie ab, wie eine ganze Galaxie (30 kpc) Nichtthermische Kontinuumsemission Schwarzes Loch treibt Jets an Produktion von Radio bis Gamma-Strahlung Wird detektiert vom 17m MAGIC-Teleskop
a factor of 10 (but predicts the correct spectral shape). We note a Lehrstuhl f!r Astronomie, Astroteilchenschule Bärnfels Leonard Burtscher Zweizonenmodell für Blazar-Jets Universit 3 only five g-ray detected objects fall in this bin. Tuorla Observatory, F * corresponding author: L.The Burtsche (i) Two peaks are present in all the SEDs. first one (sync The results derived from the above analysis (see in partic b Figs 10 12) can then be summarized as follows. Blazar-Modelle Figure 11. X-ray and g-ray spectral indices plotted against radio luminosity. tron) is anticorrelated with the source luminosity (see Figs 7 Table 4), moving from "1016 1017 Hz for less luminous source "1013 ¹ 1014 Hz for the most luminous ones. (ii) The X-ray spectrum becomes harder while the g-ray s trum softens with increasing luminosity, indicating that the sec (Compton) peak of the SEDs also moves to lower frequencies f "1024 1025 Hz for less luminous sources to "1021 1022 Hz for most luminous ones. (iii) Therefore, the frequencies of the two peaks are correla the smaller the npeak;sync, the smaller the peak frequency of the h energy component. A comparison with the analytic curves sh that the data are consistent with a constant ratio between the peak frequencies. (iv) Increasing L5GHz increases the g-ray dominance, i.e. ratio of the power emitted in the inverse Compton and synchro components, estimated with the ratio of their respective p luminosities (see also Fig. 9). Ground!based gamma ray observations with the M Synchrotron Self currently backed up in the optical by simultaneous Compton (SSC) partia#y robotic mode. In order to improve its sens faint sources, we plan to upgrade the telescope in th Flares in verschiedenen Fossati et al. 1998 Figure 12. Average SEDs for the total blazar sample binned according to radio luminosity irrespective of the original classification. The overlaid curves are analytic approximations obtained according to the oneparameter-family definition described in the text. Wellenlängen (KVAMAGIC) The fact that the trends present when comparing the diffe samples (e.g. Fig. 10) persist when the total blazar sampl considered and binned according to radio luminosity only, sugg that we are dealing with a continuous spectral sequence within blazar family, rather than with separate spectral classes. In p cular the continuity clearly applies also to the HBL LBL groups: HBL have the lowest luminosities and the highest p frequencies. An interesting result apparent from the average SEDs is variety and complexity of behaviour shown in the X-ray band expected, the crossing between the synchrotron and inverse Co Diplomarbeit: Synchrotron-Modell um Invers-Compton-Term zu einem SSCrepresenting the onset of the hard inverse Compton component, is summed to this curved synchrotron component. The normalization Modell erweitern of this second X-ray component is kept fixed relative to the radio
4 Modell Nach Kirk/Rieger/Mastichiadis 1998 (A&A 333, 452) Schockfront (am ISM) führt zu Shockbeschleunigung Beschleunigung am Schock und Abstrahlung in verdichtetem Magnetfeld dahinter Beobachtung nahe Jet-Achse (Blazar-Phänomen) führt zu relativistischer Verstärkung der beobachteten Intensität
5 Kinetische Gleichung Beschleunigungszone N t + γ [( ) γ β s γ 2 t acc N ] + N = Qδ(γ γ 0 ) t esc β s B 2 ( ) Charakteristische Zeitskalen: Beschleunigungszeit: tacc Entweichzeit (katastrophale Verluste): tesc Energieverlust durch Synchrotron-Verluste: t cool = 1 β s γ
6 Elektronenverteilung ( ) [( ) ] N(γ, t) = Q 0 ) γ(γ) Θ [ Analytische Lösung [ t dγ ] γ γ(γ) 0 γ ] [ exp [ γ dγ ] γ t 0 esc (γ ) γ(γ) ( ) ] Strahlungszone: n t γ (β sγ 2 n) = N(γ, t) t esc δ(x x s (t)) ( ) ( ) n(γ,t): differentielle Teilchenzahldichte
7 Elektronenverteilung Kirk et al. 1998 1 500 tacc 50 tacc 5 tacc Stationäre Verteilung: spectral break unterscheidet Elektronen die in der Quelle kühlen (rechts) von denen die außerhalb kühlen (links). 1
8 Photonenspektrum Kirk et al. 1998 mit Daten aus Catanese et al. 1997 α=0,25 tesc tcool Fν ν -α α=0,75 tesc tcool tacc tcool tacc tcool Mkn 501 [ ] ] Falten mit Synchrotron- Green-Funktion bzw. (Delta-)Näherung: t esc P (γ, ν) δ(ν ν c ) c ν c = 4 B γ 2 3 B c Synchrotron-Spektrum mit break von der Elektronenverteilung
9 Photonenspektrum Fν ν -α Kirk et al. 1998 mit Daten aus Catanese et al. 1997 4 freie Parameter Spektralindex links vom break tacc tcool νc(γmax) α=0,25 tesc tcool α=0,75 tesc tcool tacc tcool Mkn 501 Ausdehnung der Quelle (tesc) Absoluter Flusslevel (Entfernung)
10 Relativistische Effekte Umrechnen der beobachtbaren Größen vom shock frame in den observer frame: Relativistic beaming 3 c t obs 1 γ t shock I obs 8γ 3 I shock
11 Zeitabhängigkeit Vergleich mit Beobachtungen Schock trifft dichtere Region evtl. Änderung der Magnetfeldstärke / tacc Zeitabhängigkeit wird dominiert von der kürzesten Zeitskala Beobachtung: cw / ccw-verhalten von Spektralindex gegen Intensität I(t) leicht beobachtbar, I(x) nicht
12 Zeitabhängigkeit z.b. Mkn 421 Takahashi et al. 1996 Q(t) = Q0 für t < 0, t > tf Q(t) = (1 + ηf) Q0 für 0 < t < tf 4.5 z.b. PKS 2155-304 Sembay et al. 1993 4 3.5 3 2.5 0 10 20 30 40 50-1.5-1.5-1.55-1.55-1.6-1.6 0 10 20 30 40 50 2.5 3 3.5 4 4.5 Kirk et al. 1998
13 Numerisches Modell mit IC Synchrotron Self Compton Bisher: DGL analytisch lösbar Diplomarbeit: DGL erweitern um IC-Term (proportional zur Photonendichte, Photonen aus Synchrotron-Prozess), macht das Gl.-System nichtlinear Fossati et al. 1998 Numerisches Modell soll im Grenzfall das analytische Modell ergeben
Danke für Eure Aufmerksamkeit