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かなた望遠鏡/TRISPECによる変
動天体観測
笹田真人 （広島大学）
目次
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かなた望遠鏡とTRISPEC
ガンマ線バースト
X線連星
新星
矮新星
ブレーザー
その他
かなた望遠鏡の利点
• 突発天体への即時対応
– 毎晩の観測体制による突
発天体への対応
– 速い機動の望遠鏡
• 豊富な観測時間によるモ
ニター
– 毎晩の観測による長期間
のモニター観測
– 撮像、分光、偏光モードと
いう多次元的な観測
TRISPECの観測モード
名古屋大学Z研が開発した装置
天文台開設当時から主力観測装置として使用
• 撮像観測
– 可視1バンド、近赤外2バンドでの
同時撮像
– 視野 : 7’ x 7’
• 分光観測
– 可視から近赤外までをカバーした
低分散分光
• 偏光撮像観測
– 撮像と同様のバンドでの偏光観測
– 視野 : 7’ x 1.5’
• 偏光分光観測
– 低分散での可視近赤外同時偏光
分光観測
ガンマ線バースト
Uehara et al. 2010
ガンマ線バースト(GRB)
• 宇宙論的距離での爆発
現象
• ガンマ線で突如明るくな
る
• その後可視光などでの残
光を検出
• 2007年11月12日と2008年5月6日にGRB発生
• かなた/TRISPECでの即時多バンド観測を実施
GRB071112Cと080506の光度曲線
• X線フレア時に可視は変化しない
• GRB080506では減光のべきが変化
X線連星
Arai et al. 2009
X線連星とは
• 高密度星（中性子星
やブラックホール）と
恒星の連星
• ジェットを伴う天体も
存在
• 電波からガンマ線の
多波長での観測も
GRS1915+105の近赤外モニター
• KsバンドとX線、電波
光度が反相関
• Delayなし
• X線、電波からは
ジェット放射
• 近赤外からは降着円
盤放射の可能性
新星
Arai et al. 2010
新星とは
• 白色矮星(WD)と恒星
の連星系
• 降着による質量増加
での水素の核暴走反
応
• 周囲にダストを形成
するダスト新星も存
在
ダスト新星V2362 Cyg
• 爆発後70日から可視
光で減光
• 一方近赤外では急激
な増光
→ ダストの形成
• スペクトルから1500K,
1000Kのダストの形成
を示唆
矮新星
Matsui et al. 2009
矮新星とは
• 白色矮星(WD)と恒星
の連星系
• WDのまわりに降着
円盤を形成
• 降着円盤の不安定性
のためアウトバースト
の発生
WZ-Sge型V455 Andの多色観測
• 早期スーパーハンプの検出
– 色変化があり低光度時に青
くなる
• スーパーハンプ
– 早期スーパーハンプとは異
なった色の挙動
ブレーザー
ブレーザーとは
• 変光星の一種
• 活動銀河核ジェットを
真正面に受けて観測
• 観測的特徴
– 速く激しい光度変動
– 電波からガンマ線まで
の広帯域放射
– 高い偏光と変動
44天体の種類と変動
Ikejiri et al. 2011
光度、色、偏光の変動
• 光度、色、偏光共に観測期
間中において変動
• 3C 66Aにおいて1.6等光度が
変化
• V-Jの色が0.4等変化
• Vバンドの偏光度が25％変
化
• 偏光方位角は180度付近に
集中
 天体によって各変動の大
きさにばらつきがある
 各天体でのピーク周波数
と変動の振幅を調べる
光度振幅とピーク周波数
• 縦軸：観測期間中の
光度の振幅 ΔV
（VMAX - VMIN）
• 横軸：シンクロトロン
放射のピーク周波数
 ピーク周波数が低い
天体ほど光度変動が
激しい
 同じピーク周波数で
のFSRQとBL Lacに変
動振幅の違いはない
• BL Lac天体
• FSRQ
• 観測点の少ない天体
偏光度振幅とピーク周波数
• 縦軸：観測期間中の偏光
度の振幅 ΔP
（PMAX - PMIN）
• 横軸：シンクロトロン放射
のピーク周波数
 ピーク周波数が低い天体
ほど偏光が変化
 紫外に熱的成分がある
3C273とQSO 0454-234は
偏光の変化が小さい
 同じピーク周波数での
FSRQの方がBL Lacより変
動振幅が大きい可能性
• BL Lac天体
• FSRQ
• 観測点の少ない天体
ブレーザーの種類と変動
• ピーク周波数が低い天体ほど可視光での変動が
大きい
• ピーク周波数が違う天体を同じ可視光帯域で観測
する
→ 異なるエネルギーの電子からのシンクロ
トロン放射を観測
高エネルギー電子からのシンクロトロン
放射が激しく変化する
偏光ベクトルの回転
Abdo et al. 2010
Sasada et al. 2010
Sasada et al. 2012 accepted
• アウトバースト中に偏光ベク
トルが約360度回転
• 活動的な時期には逆方向に
回転を検出（約270度）
8
6
4
2
25
偏光度 (%)
• アウトバーストのピーク時に
偏光度が2%とアウトバース
ト中でもっとも低い
→ その後上昇し22%へ到
達
偏光方位角
(deg)
• アウトバーストが存在
光度 ×10^-11
(erg/s/cm^2)
2009年の3C 454.3
20
15
10
5
-100
-300
-500
-700
-900
5000
5100
JD - 2450000
2009年以外にも偏光ベクトルの回転を検出
5200
複数の回転の検出；3C 454.3
 2005〜2009年において5回の
回転を検出
2005 outburst
2007 outburst
 回転達において時計、反時計
回りの両方が存在
 偏光ベクトルの回転率はそれ
ぞれ 8.7, 22, -5, -26 , 9.2
(deg/day)
(2005, 2007, 2008, 2009)
2008 outburst
Jorstad + 2010
First rotation
Sasada+ 2010
Second rotation
偏光の回転の解釈
• 偏光ベクトルの回転から螺旋磁場が示唆される
(Marscher+ 08)
• 両方向の回転を説明するためにBent jet modelが提唱
(Abdo+ 10)
問題点
螺旋磁場：両方の回転方向で回転が観測
Bent jet：400度以上一定の回転率
フレアと偏光
Sasada et al. 2011
PKS 1510-089
+0.79+0.05
−0.07
偏光度
(%)
方位角
(deg)
• 2009年から観測を開
始
• 光度が10倍増光する
20日以内の大フレア
を検出
• フレアに相関して偏光
度が上昇
• 光度と偏光度の相関
係数；
Sasada+ 2011
光度
20日
29
フレア中の光度と偏光度
 20日以内に変動するフレアに伴って偏光度が上昇
仮説
短期間のフレアにおいて光度と
偏光は普遍的に相関して変化する
検証
多数の天体に対しての偏光モニター観測から、
フレアの光度と偏光度の変動を系統的に調べる
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検出したフレア
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観測天体数 44天体
総フレア数 166個
フレア検出天体 29天体
光度が二倍以上変化した大フレア 28個
• 大フレアを検出した天体 12天体
• 大フレアの光度と偏光度の相関（相関係数で判断）
（正, 負, 有意な相関なし）= （13, 5, 10）
相関なしの中には誤差が大きいもの、データ点の少ないもの
も含む
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偏光度振幅 (Pmax – Pmin)
光度と偏光度振幅の相関
正の相関が存在
r=0.62±0.05
光度比 (Fmax / Fmin)
フレアは固有の偏光成分を持つ
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その他
その他の観測天体
• 超新星
– 測光、分光、偏光撮像
• マイクロレンズ天体
– 偏光観測
• 彗星（ホームズ彗星）
– 偏光分光による偏光の変化
• 太陽系内天体
– 近赤外での低分散分光
おわり