Multiband analysis of blazars

Abstract

Data for 18 blazars observed with the X-ray satellite ASCA (Advanced Satellite for Cosmology and Astrophysics) are presented. Half of the data are those ones that were also observed contemporaneously with the EGRET (Energetic Gamma Ray Experiment Telescope) instrument onboard Compton Gamma-ray Observatory as parts of multi-wavelength campaigns. The observations show a clear difference in the spectra between three subclasses of blazars, namely the High-energy peaked BL (Blazer type) Lac objects (HBLs), Low-energy peaked BL Lac objects (LBLs), and Quasar-Hosted Blazars (QHBs). The ASCA X-ray spectra of HBLs are the softest, with the power law energy index alpha approximately equal to 1-2, and they form the highest observable energy tail of the Low Energy (LE, synchrotron) component. The X-ray spectra of the QHBs are the hardest (alpha is approximately 0.6) and are consistent with the lowest observable energy end of the High Energy (HE, Compton) component. For LBLs, the X-ray spectra are intermediate. It was found that the radiation process responsible for the HE peak for HBLs can be explained solely by Doppler-boosted Synchrotron-Self-Compton (SSC) emission, with the Doppler factor delta consistent with the VLBI (Very Long Baseline Interferometry) and/or gamma-ray variability data. For many QHBs, on the other hand, the gamma-rays cannot be solely due to the SSC mechanism unless delta is significantly in excess of that inferred from VLBI data. An alternative scenario consistent with the measured values of delta was considered, where the SSC component is still present in QHBs and it dominates in the X-ray band, but it is below the observed gamma-ray spectrum. With an assumption that the peak of the SSC emission is on the extrapolation of the X-ray spectrum, and adopting delta of ten, the following were inferred: the magnetic field B to be 0.1 - 1 Gauss, and Lorentz factors gamma (sub b) of electrons radiating at the peak of the upsilon F(upsilon) spectrum of approximately 10(exp 3) for QHBs; this is much lower than gamma(sub b) approximately 10(exp 5) for HBLs, even though the values of B are comparable in the two sub-classes. This difference of gamma(sub b) is most likely due to the large photon density expected in QHBs (e.g. from thermal components visible in these objects) as compared with that of HBLs; Compton upscattering of these photons may well provide the observed GeV flux.

X線衛星ASCA(「あすか」)により観測した18個のブレーザを報告する。うち半分は同時期にコンプトンガンマ線天文台衛星に搭載したEGRET(強力ガンマ線実験用望遠鏡)により多波長帯キャンペーンの一部として観測したデータである。観測によると高エネルギーにピークを持つBL(ブレーザ型)Lac(とかげ座)天体(HBLs)と低エネルギーにピークを持つBL Lac天体(LBLs)およびクエーサ主体のブレーザ(QHBs)の3群の間にはスペクトルに明白な違いがあった。HBLsのASCAによるX線スペクトルは最もソフトでエネルギーのべき指数αは1〜2程度で、低エネルギー側(LE、シンクロトロン)成分は最も高い観測エネルギー終端を形成していた。QHBsのX線スペクトルは最も硬くαは0.6程度を示し、観測可能な端は高エネルギー(HE、コンプトン)の最低側と一致し、LBLsについてはX線スペクトルは中間的であった。HBLsのHEのピークの放射過程は、ドップラー加圧によるシンクロトロン自己コンプトン(SSC)放射で完全に説明可能であり、そのドップラー因子δはVLBI(長基線干渉計)のデータおよびガンマ線変動性データと一致した。一方多くのQHBsについては、δがVLBIデータから導かれた値よりかなり越えていない限り、ガンマ線は完全にSSC機構によるとは言えない。δの測定値と適合する別のシナリオとして、SSC成分はまだQHBsの中に残っておりX線領域で優勢であるが、観測されたガンマ線スペクトルより低いと考える。SSC放射のピークはX線スペクトルの延長上にあり、δを10と仮定すると、次のことが推論される。磁場Bは0.1-1gaussであり、νF(ν)スペクトルのピークでの電子放射のローレンツ因子γ(sub b)はQHBsでは10(exp 3)で、Bの値が同程度であっても、HBLsのγ(sub b)が10(exp 5)程度であるのと比べてQHBsよりかなり低い。このγ(sub b)の違いはHBLsに比べてQHBsの大きな光子密度による(例えばこれらの天体で見られる熱成分に起因する)ものと思われ、これらの光子のコンプトン上方散乱は観測されたGeVフラックスを与えると思われる。