200 likes | 1.62k Views
~ Key Science Program 提案 ~ 低光度 AGN. 土居明広( ASTRO-G ISAS/JAXA ) + AGN- subWG /VSOP-2 SWG . Marscher et al., Wolfgang Steffen, Cosmovision , NRAO/AUI/NSF. 現在まで に関わっているメンバー. - 土居明広 (ISAS/JAXA) 全体、観測提案 - 秦和弘 ( 総研大 ) 観測計画、解析、 M81, M104 - 浅田圭一 (ASIAA) 偏波 , M87
E N D
~ Key Science Program 提案 ~低光度AGN 土居明広(ASTRO-G ISAS/JAXA)+AGN-subWG/VSOP-2 SWG Marscher et al., Wolfgang Steffen, Cosmovision, NRAO/AUI/NSF
現在までに関わっているメンバー - 土居明広 (ISAS/JAXA) 全体、観測提案 - 秦和弘 (総研大) 観測計画、解析、M81, M104 - 浅田圭一 (ASIAA) 偏波, M87 - 亀野誠二 (鹿児島大) 全体、M87-M84 ペア - 永井洋 (NAOJ) disk-jet connection, M81 - 山田真也 (東大/すざく) X線観測、disk-jet connection - 紀基樹 (NAOJ) 円盤/ジェット理論, Cen A - 高橋労太 (理研) 円盤理論 - 羽賀崇史 (総研大) 解析、NGC 4261
動機 ■ VSOP-2: AGN降着円盤の直接撮像ができる 初めての望遠鏡 ■ M 87 以外の有力候補天体 - 望遠鏡を向けないわけがない - 「円盤の見えやすさ度」の分散に備えたい - ジェット成分の卓越 ⇒ 円盤見えづらい? - 天体の個性(傾き/降着率 etc.) - BH質量、距離のエラー ⇒ 予想視直径のブレ - 観測条件 ■ 広いパラメータ空間にわたるサンプリング -天体個性 ← 異なるBH質量/降着率/ジェット有無
なぜ低光度AGNか? ■ 空間分解には近傍天体が有利 - ほとんどが低光度AGN ■ VLBI感度で検出可能な高温円盤 - 低エディントン比 ⇒ ADAF/RIAF - VSOP-2 輝度温度感度 10^(8-9) K ■ 電波で明るい - 典型的セイファートよりも - 特に大質量BHの天体
スペースVLBIの可能性 HALCA (VSOP-1) ◆ 降着円盤の輝度温度>10^9 Kで光る範囲の半径 ∝ ν^-(0.8~1.1) ◆ 空間分解能 ∝ D^-1 ν^-1 ⇒ 降着円盤の撮像には、原理的に、基線長Dの延長が有効 地上VLBI 分解能 M87 降着円盤半径 (推定) 大気でリミット VSOP-2 分解能 角度スケール マイクロ秒角 進行中 ブラックホールシャドウ半径 2.5 Rs (M 87) ※ 円盤半径: ADAF scaling model (Mahadevan 1997) から算出 ※ 基線長: 地上VLBI8500 km,VSOP-235000 km 周波数 GHz
地上VLBIではまだ見えていない (M 87) 43 GHz 86 GHz での円盤(80 μas)? 43 GHz での円盤(140μas)? 43 GHz VSOP-2 分解能(40μas) 1 mas 86 GHz 分解能 200 x 70 μas http://www.mpifr-bonn.mpg.de/staff/tkrichbaum/3c274.html (Krichbaum et al.)
HALCA (VSOP-1) では見えなかった ■ 空間分解能は到達していたのかも ■ しかし低周波帯のためジェットが強すぎた VSOP 5 GHz (Biretta+2002) 5 GHz の円盤 VSOP 分解能
高周波観測の可能性 ◆ 有利な点 - 円盤が明るく ジェット混入が小 - よりBH近傍に 迫る ◆ 不利な点 - ジェットが暗く フリンジ検出に難 - 観測装置感度 ⇒ 観測的には板挟み 天体個性に依存 要:複数天体にトライ ジェットスペクトル HALCA 5 GHz HALCA フラックス強度 降着円盤スペクトル 8.4 GHz 22 GHz 43 GHz 周波数 GHz
ターゲット天体候補 ■ サンプル選択の視点 1. 視直径 2. 電波強度 3. 降着率、ジェット ■ 有力候補6つ (TBD) ※CenA は降着率が高く、標準円盤かもしれない。 また、南天なので十分なイメージングができないかもしれない。 ※ADAF視直径は Mahadevan (1997) の scaling model で算出
M 84 (NGC 4374) VLA 5 GHz HST ~80 mJy ? VLBA 43 GHz (Ly+2004) 距離: 18.4 Mpc BH: 10^9.2 M◎ BH視直径: 3.4 μas ADAF視直径: 75μas @ 43 GHz, 130μas @ 22 GHz VSOP-2 ビームの~2倍弱?
Centaurs A (NGC 5128) http://chandra.harvard.edu/photo/(X/Submm/Opt) ~130 mJy ? VSOP 5 GHz (Horiuchi+2006) 距離: 4.2 Mpc BH: 10^8.4 M◎ BH視直径: 2.3 μas ADAF視直径: 180μas @ 43 GHz, 300μas @ 22 GHz VSOP-2 ビームの~4倍?
Sombrero Galaxy (M 104) ~70 mJy ? HST VLBA 8.4 GHz (Hada et al. in prep) ポスター出展中 距離: 9.8 Mpc BH: 10^9.0 M◎ BH視直径: 4.5 μas ADAF視直径: 130μas @ 43 GHz, 210μas @ 22 GHz VSOP-2 ビームの~3倍?
NGC 4261 (3C 270) HST ~90 mJy ? VSOP 5 GHz(Jones+2001) 距離: 31.6 Mpc BH: 10^8.7 M◎ BH視直径: 0.7 μas ADAF視直径: 30μas @ 43 GHz, 51μas @ 22 GHz VSOP-2 ビームの~0.7 倍?
M 81 (NGC 3031) SDSS ~110 mJy ? VLBA 8.4 GHz (Hada et al. in prep) 距離: 3.6 Mpc BH: 10^7.8 M◎ BH視直径: 0.7 μas ADAF視直径: 60 μas @ 43 GHz, 110μas @ 22 GHz VSOP-2 ビームの~1.5 倍?
IC 1459 2MASS ~90 mJy ? VLBA 8.4 GHz 距離: 27.0 Mpc BH: 10^9.4 M◎ BH視直径: 3.7 μas ADAF視直径: 100μas @ 43 GHz, 160μas @ 22 GHz VSOP-2 ビームの~2倍?
観測要求 ■ 高感度の地上望遠鏡 - 低光度 AGN は弱い (<100 mJy) - 要: GBT 100 m, phased-VLA ■ 偏波観測 - 磁場構造の解明 ■ 多周波観測 (22 + 43 GHz) - スペクトル指数マップ取得 → ジェット/円盤、熱的/非熱的の切り分け - 円盤サイズの周波数依存性+イメージクオリティ → むしろ 22 GHz で分解するかも ■ 多数回観測 - 円盤検出の再確認 - 円盤回転の時間スケール: 日~週
観測のスコープ ■ 明らかになること - 直接撮像による降着円盤の実証 - 輝度温度 >10^8 K ≒ 電子温度 > 10^8 K の領域の範囲 → RIAF 的な降着流モデルの検証とチューニング - Disk-Jet Connection - ジェット発生イベントと円盤状態の関係 - スペクトル指数分布 - 電子は熱的か、非熱的か? - 大局的な円盤・ジェットの磁場構造 (分解能~10-100 Rs) ■ 明らかにならないこと - 密度分布 (光学的に厚い; 非熱的?) - 降着流の速度場 (連続波だから) - 3次元空間構造 (2次元投影のみ) [ 要: 理論研究との協力]
研究グループ (素案/提案) ■ 現在までに検討に関わっているメンバー - 土居明広 (ISAS/JAXA) 全体、観測提案 - 秦和弘 (総研大) 観測計画、解析、M81, M104 - 浅田圭一 (ASIAA) 偏波, M87 - 亀野誠二 (鹿児島大) 全体、M87-M84 ペア - 永井洋 (NAOJ) disk-jet connection, M81 - 山田真也 (東大/すざく) X線観測、disk-jet connection - 紀基樹 (NAOJ) 円盤/ジェット理論, Cen A - 高橋労太 (理研) 円盤理論 - 羽賀崇史 (総研大) 解析、NGC 4261 ■ 今後、チームに必要なメンバー像 - サブミリ(ALMA)、IR/可視光(すばる?)、X線(ASTRO-H)との 連携観測を担える方 - Pre-Launch Study (次ページ)を担える地上観測局の共同研究者 - 各天体のデータを深く掘り下げて分析できる学生研究者
打ち上げまでの準備 ■ 地上 VLBI 観測による Pre-Launch Study - 22/43 GHz での低光度 AGN の観測は まだまだ経験が少ない - 候補天体の VSOP-2 での観測可能性の検討 - 相関フラックスの推定 - 観測要求・ターゲットリストの詳細化 - 研究手法・研究グループの確立 - 他波長(サブミリ・可視・X線など)との連携観測の準備