γ 線電波銀河 NGC1275 の VLBI観測

永井　洋（国立天文台）

Contents

• NGC1275/3C84 のバックグラウンド• Fermi による γ 線放射の検出と、 VERA を

用いた VLBI モニター観測（ Nagai+ 2010 ）• VLBA 43GHz を用いたジェットの固有運動

の詳細研究 (Suzuki, Nagai, & Kino et al. submitted to ApJ)

• GENJI プログラムの紹介

NGC 1275 (Perseus A)

•ペルセウス銀河団の cD 銀河 (z=0.0176)

•“cooling-core” cluster.

•Seyfert 1.5

•電波源 3C84 として有名

Optical image of NGC1275

X-ray image of NGC1275

3C84 の電波構造Radio image (DRAGNs/Leahy+)

50 k

pc

pc- 数 10kpc スケールにわたって複数のローブ構造

間欠的な活動？

10 k

pc

40 p

c

5 p

c

Asada+ 2006

Vermeulen & Taylor 1996

Pedler+ 1991 VSOP 5GHz

Fermi

EGRET

COS-B

Abdo+ 2009 (Corresponding author: J. Kataoka)

γ-ray

Radio

gamma-ray and radio lightcurve of 3C84

Fermi error circle

Kataoka+ 2010

Discovery of GeV gamma-ray from NGC1275

10 年のタイムスケールで γ 線と電波の強度変動が相関 -> 電波増光領域と γ 線発生領域が同一！？

γ-loud Radio Galaxies

10 kpc

1 kpc

•3 天体とも近傍の FRI

•リカレントの兆候

•内側には若い電波源

CenA M87

NGC1275

1 pc

VERA@22GHz

Nagai et al. 2010, PASJ

VLBI Movie@22GHz

Observation date is denoted by year/(day of the year)

C1 に対する C3 の相対速度 ~ 0.2c (Γ~1)

C1

C3C2

1 pc

•電波増光は中心 1 pc 以内に起因•新たな成分 C3 の出現

ライトカーブ

Nagai et al. 2010, PASJ

•One-zone SSC model Γjet~1.8 Θjet~25 deg

•Deceleration model Γjet~ 10 -> 2

C3 の C1 に対する相対速度

•C3 の速度は Γ~1•減速の兆候？？

分解能・ FFA の問題でさらなる検証が必要

SED モデルとの比較

Suzuki, Nagai, & Kino et al. 2011 submitted to ApJ

•最高分解能を持つ VLBA@43GHz のデータ解析•より増光初期にさかのぼって、ジェットの速度を調査

•観測装置： VLBA （米国）•観測周波数： 43GHz (~0.3 mas)•データ： 2002 年 1 月 -2008 年11 月の全 28 エポック

観測データ

位置測定誤差の評価

•“ スナップショット”のデータのため、サイドローブの影響による位置推定の系統誤差が含まれている可能性がある

•近接するエポック（～ 1 週間）の観測データを比較して、成分の位置ずれを評価 -> 位置測定の誤差とする

C3 の位置変化

Kinematics

•0.1c -> 0.47 c•Subpc スケールで加速•Nagai+2010 で論じたような superluminal -> subluminal の減速は見れず•依然として sub-relativistic

VLBI 観測 vs. SED モデリングC3 が γ 線源だと想定した場合、 VLBI で測定した物理量を考慮した one-zone SSC モデルで SED を再現できるか？Fermi が初めて γ 線を検出した 2008 年 8 月頃の速度 0.44c (Γ=1.19, δ=1.65)サイズ： 1.9×1017 cm ( 実際の測定値を若干チューニング )C3 の 22-43GHz 間のスペクトル指数　 α~-0.9 (optically thin) 　

Abdo+2009 では γmin~100 -> 22-43GHz は LEC よりも低周波だったが、観測と合わないので、 γmin~1 でフィット

LEC

今回 VLBA で測定されたフラックスちょうど SSA ピークのあたり　⇔　 αobs ~-0.9

1-zone SSC including VLBI-measured quantities

γmin=1γmax=7.5×104

s=1.2B=0.37 G

まとめ• Subpc スケールにおけるジェットの加速を検出 (0.1c-

0.48c)• 測定された速度・電波強度・サイズに基づいて SSC

フィットを試みたが、 43GHz におけるスペクトル指数が α~0 になり、観測された C3 のスペクトル（ α~-0.9 ）と矛盾する

• C3 の 1-zone SSC で観測された γ 線光度を説明するのは困難

• γ 線源は C1 に埋もれている？？– 将来のサブミリ波 VLBI に期待– ALMA を使った準備研究を検討中

GENJI プログラムの紹介

GENJI プログラムとは• GENJI=Gamma-ray Emitting Notable-AGN Monitoring

by Japanese VLBI

•　 VERA を用いた、高頻度の活動銀河核ジェットモニター観測

– 観測周波数： 22GHz（典型的分解能 ~1 ミリ秒角）

– 8 天体– 1 天体あたり、約 1~2 週

間に 1 回の頻度で観測

背景• Fermiγ 線望遠鏡、チェ

レンコフ望遠鏡の登場により、 AGN の新たな多波長研究時代の幕開け– 900 を超える AGN で γ 線

を検出– 新たな AGN種族からの γ

線の発見

H.E.S.S.

MAGIC

VERITAS

Fermi.

γ 線源の所在はどこか？

電波コア？

電波コアの上流？ジェットの下流？

ねらいγ 線 AGN の系統的モニター観測1. 電波コアの変動と γ 線変動の関係

変動が同期 ⇒ γ 線放射領域は電波コアの中にある 電波が delay ⇒ 放射領域が光学的に厚い 変動が無相関 ⇒放射領域が空間的に異なる（多層構

造など）2. ジェットの下流あるいは広がった領域における

フレア成分の有無（ e.g., M87 における HST-1 ）3. ジェットの固有運動と、 γ 線放射から期待され

るローレンツ因子との関係

観測概要• VERA の“フリンジファインダー”として

GENJI 天体を観測 -> ~5 分 ×6 スキャン / 観測

• 8 天体 -> 1 天体あたり～ 2 週間の頻度• 2010 年 11 月からスタート

結果DA55 、 DA406 ：新沼3C84 ：永井、日浦（北大）M87 ：秦（総研大）PKS1510-091 ：小山（東大）NRAO530 、 3C454.3 ：秋山（東大）

NRAO530 、 3C454.3

• γ 線フレア直後のフォローアップに成功

• 22GHz帯は緩やかな反応 ⇒ γ 線放射領域は22GHz帯では光学的に厚い？

• 新たなジェット成分の噴出は未同定。さらなるモニター観測が必要。

Akiyama+ in prep.

3C84Fermi による γ 線検出に先だって、電波増光・新たな成分の噴出を確認（ Nagai+ 2010 ）

他波長との共同研究が進行中 -> Stay tuned!近赤外線：水野 + (鹿児島大 ) 、可視光・ X 線：山崎 + (広島大 ) 、 TeV-γ 線：高見 + （ MPIfP ）

Nagai+ in prep.

PKS1510, DA55, DA406PKS1510 DA55

DA406

まとめNGC1275 を中心に、電波観測の観点から見た多波長研究への展望・現時点での問題点を紹介

•NGC1275 の C3 成分について、 VLBI 観測で求められた、速度、サイズ、明るさ、スペクトルを用いると、 1-zone SSCで SED を再現するのは難しい

より根元に γ 線源が存在？1-zone の破綻？

•GENJI プログラムの紹介：他のブレーザーでも同様の研究を展開