VLBI懇談会シンポジウム2019@大妻女子大学

11月23-24日

High resolution imaging of the molecular torus
in NGC1052 with VLBIVLBIによる NGC1052の分子トーラスの高角分解能撮像
ref. Sawada-Satoh et al. 2016, ApJL, 830, L3
Sawada-Satoh et al. 2019, ApJL, 872, L21

澤田-佐藤聡子 (山口大学)

トーラスとは？
活動銀河核 (AGN) 統一モデル
ブラックホールを取り囲むトーラス
トーラス：AGN のエネルギー貯蔵庫
銀河の中の星間物質はトーラスへ落下
トーラスに溜まる
トーラスから更にブラックホールへ落下物質のエネルギーが解放
トーラスのサイズ：典型的に <10 pc

ブラックホールへの質量降着機構を知るためにトーラス内部の物理・化学過程の調査は重要<10pc
Urry & Padovani 19952

トーラスの様々なガス相

ダスト & プラズマ

VLBIがこれまで見てきたトーラスの一部の描像
水分子(メーザー)

中性水素原子0.1 pc

HI absorption in NGC 3894
HSTNGC 4258
340pc

Ferranres+ (1996)

0.5pc

VLBA5pc
Miyoshi et al. 1995,Herrnstein et al. 1998

Peck & Taylor (1998)

Jones & Wehrle (1997)3

トーラスの様々なガス相
Figure 1. (a) The dust continuum emission at 694 GHz (432 µm) mapped by ALMA in the CND of NGC 1068. The natural (NA)-weighted
map is shown in color scale (in Jy beam 1 -units) and (black) contour levels (3⌅, 5⌅, 7⌅, 9⌅, 12⌅, and 16⌅ where 1⌅ = 0.5 mJy beam 1 ).
The red-filled ellipse at the bottom left corner represents the beam size at 694 GHz (0.00 07 ⇥ 0.00 05 at P A = 60 ). Grey contours (10%,20%, 30% to 90% in steps of 20% of the peak value: 49 mJy beam 1 ) identify the dust emission obtained in GB14 using ALMA witha lower resolution: 0.00 4 ⇥ 0.00 2 at P A = 50 (black ellipse). The dashed lines highlight the location of the AGN at ( 2000 , ⇥2000 ) =(02h 42m 40.709s , 00 000 47.9500 ). (b) A close-up of the dust continuum emission shown in left panel. (c) Same as middle panel but usinga uniform (UN)-weighted set of data with a spatial resolution: 0.00 06 ⇥ 0.00 04 at P A = 82 . Contour levels are 3⌅, 4⌅, 5⌅, 6⌅, and 8⌅ whereidentifies the disk
solution found by the task UV_FIT.
1⌅ = 0.7 mJy beam 1 . The white ellipse
García-Burillo+(2014)”
García-Burillo+ (2016)

近年の ALMA によるトーラスへのアプローチ
CO分子
HCN分子
HCO+分子cumvented in the submillimeter using interferometers like
ALMA, whoseNGC1068
large number of antennas and baselines assure a much more complete coverage of the (u,v)-plane.
We used ALMA in Cycle 0 to image the dust continuum and CO(J = 6 5) line emissions at 689 GHz in thecircumnuclear disk (CND) of NGC 1068 with a spatialresolution of ⌅ 20 pc (Garcı́a-Burillo et al. 2014, hereafter GB14). The CND appeared as a 300 pc⇥200 pcsized off-centered ellipsoidal ring with two prominent
knots located east and west of the AGN. Although significant continuum and line emissions were also detected
at the position of the AGN, the insu⇤cient spatial resolution of these observations prevented us from isolatingthe torus. The new ALMA Cycle 2 observations of theCND of NGC 1068 presented in this Letter have a spatial resolution of ⌅ 4 pc. This factor of ⇤20 smaller
beam area compared to GB14, has allowed us to resolve
the CND and image, for the first time, the dust emission and the distribution and kinematics of molecular
gas from the torus of NGC 1068 in the submillimeter
wavelength range.

• 2016年：トーラスからの輝線放射を周囲の明るい放射から分離できた

2. ALMA OBSERVATIONS AND DATA REDUCTION• 2018年：視線方向の情報から回転が導出

We observed the CO(J = 6 5) line and its underlying continuum emission (at 432 µm) in NGC 1068with ALMA during Cycle 2 using the Band 9 receiver(project-ID: #2013.1.00055.S). The projected baselines
range from 41 m to 2251 m. The data were calibratedusing the ALMA reduction package CASA (McMullin etal. 2007). The calibrated
uv-tables
Imanishi+(2018)were exported toGILDAS22 for mapping and CLEANing. One track wasobserved with 35 antennas during September 2015 using
the extended configuration of the array, which allowed us
to reach a spatial resolution of 0. 07 ⇥ 0. 05 using natural(NA) weighting, and a field-of-view of 9 that covers theトーラス内部の情報にはまだ4Figure 2.
(a) The CO(6–5) intensity map of the CND ofNGC 1068.
The color scale and contours span the range:3⌅, 5⌅, 9⌅, 12⌅, 15⌅ to 40⌅ in steps of 5⌅, where 1⌅ =

トーラス内のガスの複層の提案
電離/暖かい分子/冷たい分子の複層
NGC1068: (Gallimore+ 1997)
この時、冷たい分子ガスは1pcスケールでは撮像されておらず

NGC 1068

1 pc

Greenhill & Gwinn, 1997, Ap&SS, 248, 261
Gallimore et al. 1997, Nature, 388, 852

NGC 1068 (Gallimore+ 1997)
5

観測天体：NGC1052
近傍電波銀河

Sawada-Satoh+ 2008

Impellizzeri+ 2009

OH absorption
H2O maser spots

AGN: LINER/Sy20.2pc

東西方向の電波ジェット

核周領域に様々なガス
プラズマ自由自由吸収Radio Continuum

密度 ~1023 cm-2
H2O メーザー
銀河系統速度より赤方偏移

OH 吸収線銀河系統速度より赤方偏移

複層トーラス構造の提案

Vsys

0.1pc

Sawada-Satoh+ 2008

近づくジェット

approaching
jet
0.2pc

receding jet

水メーザー
BH

Kameno+ 2003

FFA opacity

プラズマ

遠ざかるジェット

6

NGC1052のミリ波分子吸収線
ミリ波帯で分子吸収線 (PdBI干渉計)

Liszt & Lucas 2004 (PdBI)

HCO+(1-0), HCN(1-0), CO(1-0)
速度: 1400--1800 km/s
Vsys より赤方偏移
OH や H2O と同じ傾向
これらもトーラスに付随し BH に落下？

空間分解能は kpc レベル

トーラスの分離には足りない
pc レベルまで分解する観測が必要

ミリ波VLBI観測をやろう

Vsys

7

韓国VLBI観測網 KVN
韓国国内のミリ波VLBI観測網
口径：21m
局数：3局 (ソウル、蔚山、済州島)
基線長：300--500km
吸収線の背景の連続波成分を分解し過ぎない長さ

受信機：22, 43, 90, 130 GHz帯
複数の周波数で同時観測が可能

多周波数位相補償で高周波数帯の高感度化

8

観測
韓国VLBI観測網 (KVN) HCN J=1-0 & HCO+ J=1-0
Correlator
KJCC
Rest Frequency 88.632 [GHz]

TargetTransition

NGC 1052
HCN J=1-0

Beam size

1.5x0.9 [mas] (0.1pc)

Obs. date

2015/03/05

Bandwidth

128 [MHz]On-source time

7.5 hr

時間差 : 27ヶ月
Correlator

KJCC

TargetNGC 1052

Rest Frequency 89.188 [GHz]Transition

HCO+ J=1-0

Beam size

1.5x0.9 [mas] (0.1pc)

Obs. date2017/06/17

Bandwidth

512 [MHz]On-source time

7.5 hr

9HCN J=1-0 観測結果
0.1pc スケールの HCN (1-0) 初検出
line/continuum

速度成分 1656 & 1719 km/s
どちらも銀河系統速度 (Vsys) より赤方偏移遠ざかるジェット側に高い optical depth
プラズマや OH による吸収と同じ傾向

Liszt & Lucas 2004

PdBI

0.00

-0.05

-0.10

Vsys
(I)

00.2(a) I

Optical Depth

00.341634-1677
1656 km s-12DEC Offset [mas]DEC Offset [mas]40.10-20.2pc-4642-4(b) II-6HCN spectral profile

Optical Depth

0.2

0.3-1
1698-1741
1719 km s20-20.2pc

receding jet

0-2
RA Offset [mas]0.1

Flux Density [mJy]HCN 1-0 optical depth maps

-4642-40

HCN(1-0)-20-40

1400
-6KVN

(c)

(I)
(a)

Vsys

receding jet

0-2
RA Offset [mas]

(II)

1500

1600

-1

Radial Velocity [km s ]

(II)
(b)
1700

Sawada-Satoh+ (2016)10中心構造の提案遠ざかるジェット側で吸収線 => 傾いたトーラス
最低２つの速度成分 => HCN ガスの構造は複数の雲状
赤方偏移の速度 => BHへ落下中
(a)

(b)

水メーザー
XDR

Circumnucleartorus

Plasmaregion

プラズマ

Westernreceding
jet
Easternapproachingjet
HCN
clouds
HCNの雲

The line of sight

11HCO+ J=1-0 観測結果
0.1pc スケールの HCO+ (1-0) 初検出
遠ざかるジェットで強い吸収 => トーラスモデル(a)100-10Vsys

1600

1800-10Vsys

-20
1200

KVN

04Vsys-20

1600

Radial Velocity [km s-1]

2000

1200

1600

Radial Velocity [km s-1]

0Vsys

-20
2000

1200

10(f)

2

1600

Radial Velocity [km s-1]

2000(d)

検出

0-10

Vsys

-20
1200

010-20.2 pc-4
6

Sawada-Satoh+ 2019(c)

-10Flux Density [mJy]1400

10Flux Density [mJy]

-0.05

(b)
Flux Density [mJy]

Flux Density [mJy]10

Flux Density [mJy]

Liszt & Lucas 2004

PdBI

0.00

DEC offset [mas]line/continuum

広い速度幅 FWHM=272km/s => infall + turbulence + interaction ?

42

receding jet

0-2
RA offset [mas]

-4

1600

Radial Velocity [km s-1]

2000

(e)

0-10-6Vsys-20

Sawada-Satoh+ 2019

1200

1600

Radial Velocity [km s-1]

2000

12

物理量計算 (HCN)HCN 1-0 吸収線の柱密度 (カラムデンシティ)
Labelab

VpVp-Vsys

Δv

NHCN(T=100K)

NHCN(T=230K)[km/s][km/s][km/s][1014 cm-2][1014 cm-2]

1656
1719

149
212

31.7
52.9

9.5
2050
101N(H2) : 1024-1025 cm-2 (HCN/H2比109; Smith & Wardle 14)
プラズマ自由自由吸収から得られた電子密度 (~1023) より1~2桁大13物理量計算 (HCO+)
HCN+ 1-0 吸収線の柱密度 (カラムデンシティ)
Label

Vp

Vp-VsysΔv

NHCN(T=100K)

NHCN(T=230K)[km/s][km/s][km/s][1015 cm-2][1015 cm-2]

1658

151

272

1576

N(H2) : 1024-1025 cm-2 (HCO+/H2比2-3x10-9;Liszt & Lucas 00)
HCN観測からの結果と矛盾なし

柱密度比 HCN/HCO+ : ~6.5 (HCN1656/HCO+1658)
RHCN/HCO+ (~2.5) NGC1068のCND knot (Garicia-Burillo+ 14)
RHCN/HCO+ (~2.0) NGC1097のAGN (Izumi+ 13)
ただし、HCNとHCO+ の観測間隔は27ヶ月。この間に背景のジェット成分は0.18pc (ビームサイズ分) 動く
14

ALMA 観測との相乗効果
ALMA Band 6&7 による NGC1052 観測 (P.I. 亀野)
いくつかの分子吸収線を新検出
354GHz で H13CN/H12CN 高い同位体比 (0.6)
88GHz で H13CN 観測を KVN で挑戦 (2020年観測公募)
Spectra of molecular absorption with ALMA (Kameno+ in prep)

229.0

229.5

230.0

230.5

Frequency [GHz]

231.0

231.5

213

214

215
Frequency [GHz]

216

217

−100100Vsys

0.42−100100Vsys

SiO J=8−7 v=1H13CN v=0 J=4−3CO J=3−2600

500

800

7009001000−100−100200100Vsys

100Vsys

100Vsys−100300

HC3N J=38−37200

500

400

700

900

800

1000

200−100100Vsys

CS J=7−6 v=0600

100Vsys−100600

SO J_N=8_8−7_7

SiO J=8−7 v=2500

800

900

1000

200−100100Vsys−100−100

SO J_N=7_8−6_7

SiO v=0 J=8−70.40

100−100Vsys

100−100Vsys

100Vsys200

100−100Vsys

100−100100−100100

0.380.36Flux Density [Jy]J0219+0121 (x2,25)

J0334−4008 (x0.78)

J2357−5311 (x0.68)

351352353354355

Frequency [GHz]356357J0219+0121 (x2.25)

J0301+0118 (x1.9)

J2357−5311 (x0.68)

J0334−4008 (x0.78)

0.34

0.34

J0301+0118 (x1.9)

0.32J0239−0234 (x2.6)

0.32

0.48
228.5

100Vsys100−100−100

Vsys

100J0238+1636 (x0.18)
0.49

Vsys

0.36

H2S 2(2,0)−2(1,1)

HCS+ J=8−7

HCO+ J=4−30.38

Flux Density [Jy]−200200

100−100

Vsys

0.50

Flux Density [Jy]0.46

HCN v2=3 J=4−3 l=1f

J0239−0234 (x2.26)
0.42

Flux Density [Jy]HCO+ v2=1 J=4−3 l=1f

HCO+ v2=1 J=4−3 l=1eJ0238+1636 (x0.16)
0.44

Vsys

−100

HCN J=4−3 v=0HC15N v=0 J=4−3

CN N=3−2 J=7/2−5/2

CN N=3−2 J=5/2−3/2

HCN v2=2 J=4−3 l=0−100100−100

HCN J=4−3 v2=1

SiO J=5−4 v=0Vsys

100−100Vsys

HCN v2=1 J=4−3 l=1f

0.40

0.48

0.51

SiO J=5−4 v=1Vsys

1000.42Vsys

200

H2O 5(5,0)−6(4,3) v2=1HCN v2=2 J=4−3 l=2e

HC3N J=39−38

Vsys

100200−100Vsys

−200
400

600

800

1200

1000

100200−100Vsys−200

SO2 v=0 22(2,20)−22(1,21)
1400

1600

Vsys

1800

100200Vsys−100

34SO v=0 6(5)−5(4)
200

400

800

1000

1200

1400

1600

1800

100−300

200−200300−100Vsys

100200400

300−100500

Vsys

700

600

800

900

1100

1000

1200

100

200−100

Vsys

1300

H30a

SO 5_5−4_4
600

100

200

−200

−100200

100−100

Vsys

Vsys

HCN v2=2 J=4−3 l=2f

SO2 v2=1 14(3,11)−14(2,12)

SO 7_8−7_7SO2 v=0 16(3,13)−16(2,14)

CO J=2−1Vsys

0.440.52

200100−200−300300−100Vsys

200100−300300−100−200Vsys

0.50

SO2 v=0 37(10,28)−38(9,29)

NGC 1052 Cycle 2 Band 7

NGC 1052 Cycle 2 Band 7700

NGC 1052 Cycle 2 Band 6

NGC 1052 Cycle 2 Band 6358

338339

340

341

342

343

Frequency [GHz]15344345

まとめKVN を用いて NGC1052 の HCN(1-0) 及び HCO+ (1-0) 吸収線を 0.1 pcのスケールで検出し、位置を特定した。
観測結果は AGN トーラスで最も自然に説明可能吸収成分が赤方偏移した速度にて検出、おそらく中心に向かって落下中
吸収線の深さは PdBI 干渉計の結果より深いN(H2) は1024--1025 cm-2 という高い水素分子柱密度
吸収線は遠ざかるジェット側で強く検出
HCO+ の広い線幅は infall + turbulence + interaction ?

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