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• 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• 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

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

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• BL Lac 天体• FSRQ• 観測点の少ない天体

• 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

偏光度振幅とピーク周波数• BL Lac 天体• FSRQ• 観測点の少ない天体

• 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

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. 2010Sasada et al. 2010

Sasada et al. 2012 accepted

2009 年の 3C 454.3

5000 5100 5200

JD - 2450000

8

6

4

2

252015105

-100-300-500-700-900

光度 ×1

0^-1

1(e

rg/s

/cm

^2)

偏光度

(%)

偏光方位

角(d

eg)

• アウトバーストが存在• 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• 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）

2009 年以外にも偏光ベクトルの回転を検出

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 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)

2005 outburst 2007 outburst

First rotation Second rotation

Sasada+ 2010

2008 outburst

Jorstad + 2010

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

• 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；　

20 日

光度偏光

度(%

)方位

角(d

eg)

29

Sasada+ 2011

フレア中の光度と偏光度

30

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

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

仮説検証

20 日以内に変動するフレアに伴って偏光度が上昇

検出したフレア• 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

31

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)

偏光度振

幅 (P

max

– P

min)

32フレアは固有の偏光成分を持つ

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