📝 Abstract

We report about the search for short-term variability in the high-energy gamma-ray energy band of three flat-spectrum radio quasars (3C 454.3, 3C 273, PKS B1222+216), whose flux at E > 100 MeV exceeded the value of 10^-5 ph cm^-2 s^-1 for at least one day. Although, the statistics was not yet sufficient to effectively measure the characteristic time scale, it allowed us to set tight upper limits on the observed doubling time scale (< 2-3 hours) – the smallest measured to date at MeV energies –, which can constrain the size of the gamma-ray emitting region. The results obtained in the present work favor the hypothesis that gamma rays are generated inside the broad-line region.

💡 Analysis

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1. 연구 배경 및 동기

• BL Lac vs. FSRQ: BL Lac은 주변 광자 밀도가 낮아 몇 분 수준의 초단기 변동이 이론적으로 가능하지만, FSRQ는 강한 광대역선(BLR)과 디스크 광자를 가지고 있어 γ‑레이가 쌍생성(γ‑γ absorption)으로 억제될 위험이 있다. 따라서 FSRQ에서 “분‑단위” 변동을 관측하는 것은 모델을 크게 재검토하게 만든다.
• Fermi‑LAT의 기회: Fermi‑LAT은 전천후 스캔 모드(3 시간 주기)와 포인팅 모드(특정 대상 집중 관측)를 제공한다. 고플럭스 사건을 포착하면 짧은 시간 구간에서도 충분한 photon 통계가 확보돼 변동성을 탐색할 수 있다.

2. 데이터 선정 및 분석 방법

📄 Content

arXiv:1101.1085v3 [astro‑ph.HE] 2011년 4월 26일
Astronomy & Astrophysics 원고 번호. aa˙v2
© ESO 2021
2021년 11월 2일

감마선에서 플랫 스펙트럼 라디오 퀘이사들의 최단 변동성 탐색

(Research Note)

저자
L. Foschini¹, G. Ghisellini¹, F. Tavecchio¹, G. Bonnoli¹, A. Stamerra²,³

¹ INAF – 브레라 천문대, via E. Bianchi 46, 23807 Merate (LC), Italy
 e‑mail: luigi.foschini@brera.inaf.it
² 시에나 대학교, via Roma 56, 53100 Siena, Italy
³ INFN 피사, Via Buonarroti 2, 56127 Pisa, Italy

수신 –; 승인 –

초록

우리는 3개의 플랫 스펙트럼 라디오 퀘이사(3C 454.3, 3C 273, PKS B1222+216)에서 고에너지 γ‑ray(에너지 > 100 MeV) 대역의 단기 변동성을 탐색하였다. 이들 소스는 최소 하루 이상 동안 γ‑ray 플럭스가 10⁻⁵ ph cm⁻² s⁻¹ 를 초과하였다. 통계량이 아직 충분히 높지는 않아 특성 시간 척도를 정확히 측정하기는 어려웠지만, 관측된 플럭스 두 배 증가(또는 감소) 시간 τ₍obs₎ < 2–3 시간(현재 MeV 에너지에서 가장 짧은 측정값)이라는 강력한 상한을 설정할 수 있었다. 이는 γ‑ray 방출 영역의 크기를 제한하는 데 활용될 수 있다. 본 연구 결과는 γ‑ray가 광대역선(BLR) 내부에서 생성된다는 가설을 지지한다.

주제어: 은하: 퀘이사(개별: 3C 454.3, 3C 273, PKS B1222+216) – 은하: 제트 – 감마선: 은하

1. 서론

최근 지상형 체렌코프 망원경(HESS, MAGIC 등)은 BL Lac 객체 PKS 2155‑304 (Aharonian et al. 2007)와 Mkn 501 (Albert et al. 2007)에서 몇 분 수준의 플럭스 변동을 발견하였다. 이러한 극단적인 사건은 방출 영역의 크기와 위치에 대한 기존 가정을 크게 뒤흔들었다.

전통적인 모델에 따르면, 방출 영역의 반경 r은 중력반경 (r_g = GM/c^2) 보다 크며((r > r_g)), 중심 블랙홀로부터 거리 (R \sim r/\psi) 에 위치한다. 여기서 ψ는 제트의 개구각(보통 ψ ≈ 0.1–0.25; Ghisellini & Tavecchio 2009, Dermer et al. 2009)이다. 방출 블롭에서 방출되는 복사는 관측된 특성 시간
[ \tau_{\rm obs} = \frac{r}{c,\delta},(1+z) ]
보다 길어야 하며, 여기서 δ는 제트의 도플러 인자이다.

BL Lac 객체는 광자 빈도가 낮은 환경을 가지고 있다. 이들 소스의 흡수 디스크는 약하고(ADAF 형태), BLR을 충분히 이온화시키지 못한다. 따라서 몇 분 수준의 변동성은 작은 블롭이 작은 R에 존재한다는 가정으로 설명될 수 있다.

반면, FSRQ(Flat‑Spectrum Radio Quasar)에서는 디스크가 Eddington 비율의 수십 퍼센트에 달하는 높은 질량 흡수율을 보이며, 이는 BLR을 강하게 이온화시켜 광대역 광학 방출선을 만든다. 이러한 풍부한 광자 환경은 외부 컴프턴(EC) 과정에 의한 전자 냉각을 효율적으로 만들지만, 동시에 방출 블롭이 디스크에 너무 가깝다면 γ‑ray는 쌍생성에 의해 크게 흡수될 위험이 있다.

이 문제를 해결하기 위해 여러 연구팀이 도플러 부스트 증가 혹은 특수 제트 구조(‘needle‑jet’, ‘jet‑in‑jet’ 등)를 제안하였다(Begelman et al. 2008; Finke et al. 2008; Ghisellini & Tavecchio 2008; Giannios et al. 2009). 이러한 모델은 BL Lac과 FSRQ 모두에 적용 가능하지만, 현재는 다소 임시방편적인 해결책으로 여겨진다. 따라서 가장 중요한 검증은 FSRQ에서 몇 분 수준의 변동성을 실제로 관측할 수 있느냐가 된다.

FSRQ에서 지금까지 측정된 최단 시간 척도는 약 30 분 정도이며, 이는 NRAO 530의 하드 X‑ray(20–40 keV) 플럭스가 2004년 2월에 급증한 사례가 대표적이다(Foschini et al. 2006). 그러나 이 에너지 대역에서는 X‑ray 코로나가 플레어를 일으켰을 가능성도 있다. 라디오 편광도 상승이 제트와 연관성을 시사하지만, 관측 시계열이 충분히 촘촘하지 않아 확정적인 결론을 내기 어렵다.

만약 하드 X‑ray에서 몇 분 변동성이 확인된다면, 이는 SED(스펙트럼 에너지 분포)의 역컴프턴 고리의 저에너지 부분을 샘플링하는 것이므로, 고에너지 γ‑ray(E > 100 MeV)에서도 유사한 변동성이 존재할 가능성이 있다. 고에너지 γ‑ray는 제트 외에 다른 천체 구조가 생성하기 어려우므로, 변동성 탐색은 제트 물리학을 직접적으로 검증한다.

고에너지 γ‑ray에서 알려진 변동 시간은 보통 몇 시간 수준이며, 이는 현재 패러다임과 일치한다. 1990년대 CGRO/EGRET 관측에서는 PKS 1622‑29(≈ 4 h)와 3C 279(≈ 8 h)가 대표적이었다(Mattox et al. 1997; Wherle et al. 1998). 최근 Fermi/LAT 관측에서도 PKS 1454‑354, PKS 1502+106, PKS B1510‑089, 3C 454.3, 3C 273 등에서 비슷한 시간 척도가 보고되었다(Abdo et al. 2009, 2010a, 2010b; Tavecchio et al. 2010; Ackermann et al. 2010).

Fermi 위성은 광범위한 γ‑ray 데이터를 제공하며, LAT(Large Area Telescope)은 이전 기기 대비 감도 20–30배 향상된 최신 γ‑ray 관측 장비이다(Atwood et al. 2009). Fermi는 3시간마다 전천구를 스캔하는 모드로 운용되어, 블랙홀 제트 변동성을 연속적으로 모니터링할 수 있다. 그러나 스캔 모드에서는 소스가 LAT의 최적 시야에 있지 않을 때가 많아, 1시간 이하의 변동성을 탐지하기 어려운 단점이 있다.

2010년 4월에 3C 454.3이 100 MeV 플럭스 10⁻⁵ ph cm⁻² s⁻¹ 를 초과하는 강렬한 폭발을 보였을 때, Fermi/LAT은 포인팅 관측(2010 4 5–8)을 수행했지만, 변동성은 약 3 시간 규모로만 관측되었고, 큰 변동은 없었다(Foschini et al. 2010; Ackermann et al. 2010).

따라서 우리는 보다 활발한 다른 기간과 소스를 대상으로 탐색을 확대하였다. 플럭스가 하루 이상 10⁻⁵ ph cm⁻² s⁻¹ 를 초과한 FSRQ를 찾은 결과, 3C 454.3(z = 0.859), 3C 273(z = 0.158), PKS B1222+216(z = 0.432) 세 개를 선정하였다. 두 개의 후보(PKS B1510‑089, PKS 1830‑211)는 몇 시간만 초과했으므로 제외하였다. 또한 2010년 11월에 3C 454.3이 다시 초과했지만, 데이터는 2010년 11월 말까지로 제한하였다.

2. 데이터 분석

우리는 Fγ > 10⁻⁵ ph cm⁻² s⁻¹(하루 평균, E > 100 MeV)인 소스를 찾았다. 세 후보는 다음과 같다:

• 3C 454.3 – 2009 12월, 2010 4월, 2010 11월에 플럭스 초과
• PKS B1222+216 – 2010 5–6월
• 3C 273 – 2009 9월

Fermi/LAT 데이터는 HEASARC의 Fermi Science Support Center(https://fermi.gsfc.nasa.gov/ssc/data/ )에서 다운로드하였다. 데이터는 최신 LAT Science Tools(v 9.18.6)와 최신 캘리브레이션 파일을 사용해 전처리, 필터링, 분석하였다(Foschini et al. 2010 참고).

포인팅 관측 시에는 GTI(good‑time intervals)보다 짧은 시간 구간을 만들 수 있었지만, 스캔 모드에서는 GTI가 최소 시간 구간이 된다. 일반적으로 GTI는 몇 킬로초(한 궤도 미만) 정도이며, 더 짧은 구간은 인공적인 아티팩트를 만들 수 있다(HEASARC LAT Science Tools 웹페이지 참고).

또한 각 구간의 플럭스는 오류보다 최소 2배 이상 커야 하며, 충분한 이벤트 수가 확보된 경우에만 사용하였다.

2.1. Light Curve

아래 그림(1–3)은 각각 3C 273, PKS B1222+216, 3C 454.3의 100 MeV 이상 γ‑ray 라이트 커브이다.

• 3C 273 – 2009 9월 15–23일, MJD 55074 기준, 시간 구간은 수천 초 수준(시각적으로는 보이지 않음).
• PKS B1222+216 – 2010 4 29–6 20일, 좌측 전체 구간, 우측 첫 10일 확대.
• 3C 454.3 – 2009 12월, 2010 4월(포인팅 관측 구간 포함), 2010 11월 전체 및 11월 16–22일 확대.

특히 2010 11월 20일 01:45–03:03 UTC 사이에 3C 454.3은 (1.0 ± 0.1) × 10⁻⁴ ph cm⁻² s⁻¹(E > 100 MeV)의 피크 플럭스를 기록했으며, 이는 AGN에서 사상 최고 γ‑ray 플럭스이다. 이때 LAT은 110개의 이벤트를 검출했으며(22σ 검출), 동시에 γ‑ray 스펙트럼에 유의한 변화가 관측되었다(Abdo et al. 2011).

2.2. 변동 시간 측정

플럭스가 두 배(또는 절반)로 변하는 최소 시간을 찾기 위해 다음 식을 사용하였다.

[ F(t)=F(t_0),2^{-(t-t_0)/\tau}\tag{1} ]

여기서 (F(t))와 (F(t_0)\

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