Transcript 活動銀河核ジェット観測の最新成果と今後の展望

Multi-λで探る活動銀河核ジェットの
高エネルギー放射領域
永井 洋
(国立天文台ALMA推進室)
内容
• 活動銀河核ジェットで観測される高エネル
ギー放射に関係する最近の観測成果（多波
長電磁波観測）の紹介
– 電波（VLBI）+可視光偏光+γ線
• ALMA時代の活動銀河核ジェット研究
Blazars
-BL Lacs
-FSRQs
Radio galaxies
-FRI & FRII
(misaligned blazars)
3C 273 (FSQRs)
NGC 7674 (Sy2)
3C 219 (FRII RGs)
PMN0948 (NLSy1)
Sy2
Sy1
RQQSO
規模の差はあれど、たいていのAGNにジェットは存在
SED of Mrk 501
シンクロトロン
逆コンプトン
IC
Paneque+
～20桁にもおよぶエネルギーレンジで非
熱的放射が卓越
超光速運動 (3C 120)
-> 相対論的スピードで物が動いている
非熱的プラズマを生成（粒子加速）
非熱的プラズマの塊をバルクに加速
ジェット：非熱的世界
円盤：熱的世界
標準降着円盤における“Big blue bamp”（黒体放射）
の存在や、ADAFの熱的シンクロトロン＋制動放射は、
円盤が熱的な世界であることを示唆
降着円盤は熱的プラズマによる放射である一方、ジェットは非熱的プ
ラズマからの放射で光っている
円盤からジェットに至るどこかで、粒子加速を行わなければいけない
ブレーザーの時間変動
変動のタイムスケール～1 day
R～(0.001×δ ) pc
ジェットのVLBI観測
δ～Γ～10（光速の99.9%）
Kataoka+ 2001
～0.1 pc
ブレーザージェットの速度
～0.01 pc
Lister+ 2001
※開口角～1/Γを仮定
Ackermann+ 2011
3C 454.3 (z=0.859, FSRQ)
フラックスは桁で変化している一方で、ブレイクの位
置はほとんど変化しない
Tanaka+ 2011
4C 21.35 (z=0.434, FSRQ)
3C 454.3で見られたブレイクとほぼ同じ位置に現れる
Hydrogen Ly
continuum
～0.1 pc
Broad Line Cloud
He II Ly
continuum
Poutanen+ 2010
Hydrogen Ly
continuum
BLRから出るLy continuum photonとγ-ray
photonとのphoton-photon pair creationに
よって説明可能
⇒ 放射領域は~0.1 pc（~103 Rs）以内
VLBIムービー（電波）
PKS1510-089
電波～γ時間変動
可視光偏光
Marscher＋2011
可視光偏光角の回転が起こるタイムス
ケール(tpol) = ブラックホールから出た
ノットがガンマ線放射領域にまで到達
する時間
⇒ D =vjet x tpol = ~1-10 pc （~104-5 Rs）
電波・可視光変動
VLBIムービー（電波）
他にも3C279でも同様の現象が観測さ
れている（Kanata望遠鏡）
Jorstad+ 2010
Cheung+ 2007
TeVフレアと同期して、中心核から~100 pc
も離れた成分が電波～X線で明るくなる
2008年、2010年にもTeVフレアが確認され
たが、X線では中心核が明るくなった
（Raue+ 2011）
1. 近傍説：ブラックホールからの距離が~0.1 pc (~103 Rs)以内
• ガンマ線の典型的時間変動やGeVブレイクによって示唆される
2. 遠方説：ブラックホールからの距離が~1-10 pc (~104-5 Rs)
• 可視光偏光角の回転とガンマ線フレアのタイミング、ガンマ線フレア時
に超光速ノットが出現することによって示唆される
• 電波コアはτ~1光球面を見ているのではなく、standing shockなど
問題点
•同じ天体において、あるガンマ線フレアではGeVブレイクが見えるが、異なる時期に発
生したフレアではGeVブレイクが見えないと言った例や、同様に偏光角の回転を伴うフ
レアとそうでないフレアがあったりなど（逆回転の例も！）、まだ統一的な解釈にはい
たっていない。 ⇒より系統的な研究
•ガンマ線変動のタイムスケールはday-weekだが、VLBIのサンプリングはせいぜい
~month ⇒密なVLBIモニター観測
ねらい：密なVLBIモニター観測によって、電波コアとガンマ線変動の関係を明ら
かにし、ガンマ線源の所在ならびに電波コアの本質を理解する
(a)
(b)
(c)
ガンマ線
時間
電波コア
ガンマ線
時間
強度
電波コア
強度
強度
電波コア
（あるいはジェット）
ガンマ線
時間
電波
ガンマ線
ガンマ線源
電波コア
電波コア=ガンマ線源
電波コアにガンマ線源がある
電波コア上流にガンマ線源がある
電波放射とガンマ線放射は空間的
に異なる（例えば多層構造）
GENJI programme
永井洋（天文台）
紀基樹（天文台）
新沼浩太郎（山口大）
秦和弘（総研大）
小山翔子（東大）
秋山和徳（東大）
本間希樹（天文台）
徂徠和夫（北大）
日浦晧一朗（北大）
G. Giovannini (INAF-IRA)
M. Giroletti(INAF-IRA)
M. Orienti (INAF-IRA)
++
gamma-ray and radio lightcurve of 3C84
2-yr lightcurve
Fermi
γ-ray
EGRET
Kataoka+ 2010
Abdo+ 2009
Brown&Adams 2011
Radio
2006/May
2007/Sep
2007/Nov
2008/Apr
2009/Apr
Nagai+ 2010
VERA@22GHz
3C 84は非常に明るい電波源のため、
VERAがキャリブレーターとして頻繁に
観測していた
キャリブレーター枠を使って、同様の
研究を展開できないものか？⇒GENJI
—2010/Novから開始
—DA55, 3C84, M87, PKS1510-089,
NRAO530, BL Lac, 3C454.3, DA406,
OJ287
Hada et al. 2011, Nature
電波コアはτ～1 surface
一方、22 GHzコアはBHからわずか~0.01 pcの距離にある
ガンマ線源
22GHz電波コア
D230GHz ≦ Dgamma ＜ D22GHz
ミリ波・サブミリ波で
見える領域
もし、M87と同じ物理が他のジェットも支
配しているとすると、D22GHzは~0.01 pc
1. GENJI＋Fermiによるガンマ線放射領域の所在の系統的調査
2. ガンマ線源を見通すであろうミリ波・サブミリ波を使った研究
（ALMA）
– ミリ波・サブミリ波とγ線変動との相関
– Polarization swingの有無
ALMA時代の活動銀河核ジェット研究
What’s ALMA?
チリのアタカマ高地に建設中の大型ミリ波サブミリ波干渉計
合計66台のアンテナから成る
日米欧とチリの協力によって推進される
ALMA facilities
Joint ALMA
Observatory
(JAO) office
Operation Support Facilities (OSF)
@ 2900 m
Array Operation Site (AOS)
@ 5000 m
Band毎の性能（specification）
Band
周波数
[GHz]
分解能 [“]
Compact / Extended
連続波感度
[mJy/beam]
ライン感度 [K]
Compact/Extended
3
84-116
4.9-3.6 / 0.05-0.038
0.05
0.07 / 482
4
125-163
3.3-2.5 / 0.035-0.027
0.06
0.071 / 495
6
211-275
2.0-1.5 / 0.021-0.016
0.1
0.104 / 709
7
275-373
1.5-1.1 / 0.016-0.012
0.2
0.29 / 1128
8
385-500
1.07-0.82 / 0.011-0.009
0.4
0.234 / 1569
9
602-720
0.68-0.57 / 0.007-0.006
0.64
0.641 / 4305
10
787-950
0.52-0.43 / 0.006-0.005
1.2
0.94 / ※60秒積分における感度
※ラインは0.1km/sのチャンネル幅
分光性能：2GHz帯域幅（1ベースバンド）を最大8192点分光
⇒ 110GHzで観測した場合、0.01 km/sの速度分解能に相当
全バンドでFull stokes parametersの取得が可能
Recent News
12/20： 26台目のアンテナが到着
12/21: 5台目のACA7mアンテナが到着
1/24： 27台目のアンテナが到着
現在、16台のアンテナで初期科学運用を開始している（Cycle 0）
Cycle 1 Capability (Preliminary!)
• Number of antennas:
– Target: Thirty-two 12m antennas and six 7m antennas (ACA, TA)
• 12m Array Configurations:
– Maximum baseline lengths will be from 150 to 1km
• Bands 3, 6, 7 and 9 (100, 230, 345, 650 GHz)
Band
Frq. [GHz]
Maximum angular resolution [arcsec]
3
100
0.62
6
230
0.27
7
345
0.18
9
650
0.12
• Polarization, solar observation, band 4 & 8 (150, 450 GHz) will
not be offered in Cycle 1
1. ミリ波サブミリ波の時間変動（多波長研究に参加）
2. ミリ波サブミリ波帯データを加えたSED研究
PKS1510-089
M87
これまでの多波長SED研究から示唆されているSSA peakやLECの位
置を、ALMAはダイレクトに観測することができる
⇒ one-zone SSCモデルの妥当性の検証
ALMAで埋まる帯域
Uchiyama+ 2006
•2成分のシンクロトロン
•上流と下流で成分比が異なる
kpcスケールのノット構造の成因は？
-母銀河中のISMとの衝突？
ノット周辺に分子ガスが存在するか？
ジェットとの相互作用があれば、分子ガス
雲の速度構造に反映されるはず
-> サブミリ波分子輝線の観測
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Cycle 1 anouncement: 4月
Call for Proposal: 5月
Proposal deadline: 7月
Cycle 1観測開始：2013年1月
是非、積極的なプロポーザル投稿を！
必要があれば、チュートリアルを実施します
まとめ
AGNジェットからの高エネルギー放射領域の探査を
テーマに、multi-λ観測の最近の動向を紹介
γ線放射領域をめぐっては、近傍説（<0.1pc, 103Rs）と遠方
説（1-10pc, 104-5Rs）が議論されているが、まだ決着をみない
系統的なVLBI観測「GENJI」の取り組みを紹介
ALMA時代の研究の展望