Marscher et al., Wolfgang Steffen,Cosmovision, NRAO/AUI/NSF

～ Key Science Program 提案 ～

低光度 AGN

土居明広（ ASTRO-G ISAS/JAXA ）＋ AGN-subWG/VSOP-2 SWG

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

地上

VLBI 分解

能

M87 降着円盤半径 ( 推定 )

HALCA(VSOP-1)

ブラックホールシャドウ半径 2.5 Rs （ M 87 ）

◆ 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　周波数 GHz

角度

スケ

ール

マイ

クロ

秒角

※ 基線長： 地上 VLBI 8500 km, VSOP-2 35000 km

進行中

大気でリミット

※ 円盤半径： ADAF scaling model (Mahadevan 1997) から算出

VSOP-2 分解

能

地上ＶＬＢＩではまだ見えていない (M 87)

86 GHz での円盤 （ 80 μas ） ?

43 GHz での円盤 （ 140 μas ） ?

分解能 200 x 70 μas

43 GHz VSOP-2 分解能（ 40 μas ）

43 GHz

86 GHz

1 mas

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)

VSOP 分解能　　 5 GHz の円盤

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

フラ

ック

ス強

度

降着円盤スペクトル

ジェットスペクトル

HA

LCA

周波数 GHz

HALC

A 5

GHz

43 G

Hz

22 G

Hz

8.4

GH

z

観測提案の案

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 ）

※ Cen A 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)

VLBA 43 GHz(Ly+2004)

～ 80 mJy ?

距離： 18.4 Mpc BH ： 10^9.2 M◎ BH 視直径： 3.4 μasADAF 視直径： 75 μas @ 43 GHz, 130 μas @ 22 GHzVSOP-2 ビームの～２ 倍弱？

HST VLA 5 GHz

Centaurs A (NGC 5128)

VSOP 5 GHz(Horiuchi+2006)

～ 130 mJy ?

距離： 4.2 Mpc BH ： 10^8.4 M◎ BH 視直径： 2.3 μasADAF 視直径： 180 μas @ 43 GHz, 300 μas @ 22 GHzVSOP-2 ビームの～４ 倍？

http://chandra.harvard.edu/photo/(X/Submm/Opt)

Sombrero Galaxy (M 104)

VLBA 8.4 GHz(Hada et al. in prep)ポスター出展中

～ 70 mJy ?

距離： 9.8 Mpc BH ： 10^9.0 M◎ BH 視直径： 4.5 μasADAF 視直径： 130 μas @ 43 GHz, 210 μas @ 22 GHzVSOP-2 ビームの～３ 倍？

HST

NGC 4261 (3C 270)

VSOP 5 GHz(Jones+2001)

～ 90 mJy ?

距離： 31.6 Mpc BH ： 10^8.7 M◎ BH 視直径： 0.7 μasADAF 視直径： 30 μas @ 43 GHz, 51 μas @ 22 GHzVSOP-2 ビームの～ 0.7 倍？

HST

M 81 (NGC 3031)

VLBA 8.4 GHz(Hada et al. in prep)

～ 110 mJy ?

距離： 3.6 Mpc BH ： 10^7.8 M◎ BH 視直径： 0.7 μasADAF 視直径： 60 μas @ 43 GHz, 110 μas @ 22 GHzVSOP-2 ビームの～ 1.5 倍？

SDSS

IC 1459

VLBA 8.4 GHz

～ 90 mJy ?

距離： 27.0 Mpc BH ： 10^9.4 M◎ BH 視直径： 3.7 μasADAF 視直径： 100 μas @ 43 GHz, 160 μas @ 22 GHzVSOP-2 ビームの～２ 倍？

2MASS

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