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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). X-ray image of NGC1275. - PowerPoint PPT Presentation
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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