南極30mTHz望遠鏡による突発(時間変動）天体の観測
坪井昌人、井上芳幸 (ISAS/JAXA)

対象天体
井上：面白いのはGRB, Tidal Disruption などの特異な高エネルギー天体である。

ただしマッピング速度の問題で、最初から探すのはほぼ無理で、follow-upが中心になる。
他波長で検出された天体を少なくとも数日以内に観測する。
（例 2004年のSGRでは5日目に向いたNMAは15mJy@100GHzで検出できたが、１日遅れたPdBIは検出できなかった）。
その後、定期的(数日 or 数週間)で観測できればよい。
坪井：SgrA*の時間変動も相変わらず面白い。
ただし、秒スケールで観測できることが必要である。

• 面白いのはGRB, Tidal Disruption,BH-BH, ICNeutrioなどの特異な高エネルギー天体である。

光度（見かけの強度x距離の２乗）

Radio Transient Parameter Space

Fender+’15
周波数x持続時間• THz telescope will cover the unprobed parameter space.
• ＝＞これを信じればν x T<10^6~100GHzならば１~10000秒• will see unknown transient events.
• ＝＞重なるところに新しい天体がある場合もある。

古文書を紐解く。

２００５

ここで検出することになる感度：SGR の例にあるように~10mJy程度＝＞とりあえず〜1mJy程度の感度
テラヘルツ観測の重要性：
これもSGR の例にあるように基本的にシンクロトロン放射によるべき乗スペクトルの連続波なので、センチ波とミリ波との違いはそんなに重要ではない印象である。
ただ、センチ波で捉えるよりも高エネルギーの粒子を見ることができるので、粒子加速の理解では重要かとは思います（そこまで重要かと言われると自信がない。）
つまりこれらの天体はキツイ右下がりのスペクトルが多いので、検出だけならばVLA、ACTAそして動いているはずのSKA-Iにかなわない。

時間とともにブレーク周波数がシフトしていくTransient Science Strategy• Discover transients by THz telescope➡too small FoV• Follow-up

1. unknown (or new) sources (e.g. GW/neutrinos)•THz fluxes are unknown.

2. known sources (e.g. GRBs/TDEs/Magnetars)•THz fluxes can be estimated感度：SGR の例にあるように~10mJy程度の天体＝＞とりあえず1mJy程度の感度30mの場合１）３５０GHzならば１時間で４４平方度（6.5dx6.5d)を〜1mJyの感度でマッピングできるので、他波長の精度から考えて、これでとりあえず対応天体を見つける。
２）１日のうちに３５０〜１５００GHzのスペクトルを取得する。

10mの場合１）400GHzならば50時間で1平方度を〜2mJyの感度でマッピングできる。他波長の精度と感度から考えて、運が良ければ、対応天体を見つけられる。
２）数日のうちに４００〜１３００GHzのスペクトルを取得する。

Follow-up of “unknown” sources- Gravitational Waves • The electromagnetic
couterpart search is importantto understand the property ofthe origin.
• But, too large area
• >100 deg2
• with KAGRA, it will be ~10deg2• Follow-up after X-ray or Opt.
counterpart determination.

Follow-up of “unknown” sources- IceCube Neutrinos Arrival directions of the 37 very high energy
events found in IceCube after analyzing threeyears of data (2010–2013). The grey line
denotes the equatorial plane. The color mapshows the test statistic (TS) for the point-source
clustering test at each location.
No significant clustering was observed.

• TeV-PeV neutrinos are detected by IceCube• origins are still in the mystery. important for understanding the cosmic particle
accelerators.
• the IceCube team starts to issue an alert.
• the positional error circle radius is 0.8 deg (90% confidence level).
• we have already obtain VERA 22GHz ToO time. Led by Yasuyuki Tanaka (Hiroshima)

Follow-up of “known” sources

Metzger+’15• At THz, these objects become much fainter (a factor of 10 rough estimation).

• GRBs, TDEs, Type Ib/c SNe, neutron star mergers, magnetars are faint.
• Need to perform a calculation at THz.

• SgrA*の時間変動も相変わらず面白い。

NMA時代の銀河系中心SgrA*のライトカーブ
以下はNMAによる銀河系中心SgrA*の140GHz帯のライトカーブ
１bin~２分、日によっては数時間タイムスケールで変動が観測されている(Miyazaki, Tsustusmi, Tsuboi 2004)

ALMA時代の銀河系中心SgrA*のライトカーブ

Flux density (Jy)5.0

青：340 GHz

茶：250 GHz

4.0

3.0
黒：100 GHz

2.0
3:53

4:43

5:50

7:13

8:20

10:20

11:06

ALMA時代の銀河系中心SgrA*のライトカーブ
ALMAによる銀河系中心SgrA*の350GHz帯のライトカーブ数分タイムスケールで変動が観測されている。
この変動が本当の現象か大気などによって引き起こされるフェイクなものかを切り分ける必要がある。
そこで校正天体の変動を見てみたところ激しい変動は見つけることができなかった。
これは一体なんだ？？？？？（Cf. ISCOでの周期~30分（シュワルツシルトBH））
時間変動のスケールに光速度をかけると光源の大体の大きさが推定できるが、そうすると0.1天文単位程度の光源であることがわかる。

ALMA時代の銀河系中心SgrA*のライトカーブ• 0.1~0.数AU: SgrA*の場合はシュバルツシルト半径程度に相当する。
• そもそも電波で見えるSgrA*は、本当はどこが光っているのであろうか？ジェットを持たないSgrA*の本当の光源は簡単な問題ではない。

• 根拠は薄いのであるが多くの天文学者はブラックホールの周囲の降着円盤がサブミリ波で光っていると思っていて、サブミリ波VLBIによる十分な角度分解能で観測すれば事象の地平面を表す黒い穴が見えると想像している。
• しかし、今回観測されたSgrA*の激しい変動をするライトカーブは降着円盤が光っているとしても定常的に光っているのではなく、（多分）あちこちがクリスマスツリーのように光っていることを示唆しているのかもしれない。またISCOの近くのプラズマによるシンチレーションよるものかもしれない。どちらにしろVLBIでの撮像に困難をもたらす可能性もある。

３０mでこの現象は観測できるか

SgrA*はサブミリ波では１〜数Jyのコンパクト天体として観測できるが、周りに広がった成分を持つため単一鏡型の電波望遠鏡では観測が難しかった。

本当？？

ALMAによりサブミリ波でのSgrA*の時間変動が初めて高い精度で観測できるようになった。

４００GHzのFWHMたった６”！
圧倒的にSgrA*が明るい。
＝＞観測可能空き時間があったら、Sgr A*を見よう！

結論
１） 重力波天体やニュートリノ天体などの追観測は天体物理学として大変重要であり、ぜひすべきである。
３０mが建設する頃には運が良ければ検出できるほどの位置精度に達すると期待ができる。
２） 銀河系中心の時間変動も面白い！（個人的意見）
３０mが建設する頃までには解決されていると期待するが、そうでな
い時は空き時間にはSgrA*を見よう。