光赤天連シンポジウム2017, 2017年7月24-26日, 国立天文台

Subaru/Kyoto3D II + AO188 による
高速電波バーストFRB 121102母銀河の可視光面分光観測

Kokubo et al. 2017, ApJ in press, arXiv: 1705.04693

小久保 充 (東北大学）

満田和真、 菅井肇 (東京大学)、 尾崎忍夫、 美濃和陽典、 服部尭、 早野裕、 松林和也 (国立天文台)、 下農淳司、 酒向重行、 土居守 (東京大学)

概要

高速電波バーストFRB 121102は、可視光観測による母銀河の赤方偏移(z=0.193)の測定が初めて可能となったFRBである。 我々は、
FRB121102の母銀河に対して、Subaru/Kyoto3DII+AO188による可視光AO面分光観測 (0.73-0.92μm) を実施した。 その結果、母銀河の星の分布に比べてコンパクトな、単一のHα放射領域(< 0.57秒角 at FWHM)が検出された。 このHα放射領域の中心位置とFRB121102の位置との間のオフセットは約0.08秒角であり、 FRB121102がHα放射(=星形成)領域の内部で生じていることを示している。
この観測結果は、FRB121102が若いパルサー/マグネター起源であるというモデルを支持している。 また、観測されたHα領域によるdispersion measure(DM)寄与の上限値から、銀河間空間に存在するバリオン密度について ΩIGM > 0.012 (90% C.L.) という制限を得た。

The repeating fast radio burst FRB 121102


高速電波バースト = Fast Radio Burst (FRB): 近年発見された、ミリ秒電波パルス.
これまでに 20天体ほど報告されているが、 起源は謎.
観測される電波パルスの分散指標 (Dispersion Measure; DM)が大きいことが特徴→ FRBが宇宙論的距離で発生していることを示唆する (銀河間物質[IGM]中の自由電子によってDM超過が生じている)。 このことから、FRBはIGM中の物質密度(いわゆる“missing baryons”)を測定するプローブとしても注目されている.

VLA電波干渉計による FRB 121102 電波パルスの検出 (2.5–3.5GHz 帯)(Chatterjee et al. 2017). Dispersion delayから推定される分散指標(DM)はDMobs = 558 pc cm−3.

i'-band

Red: Fourground star
Blue: FRB 121102母銀河

z'-band

FRB 121102母銀河
Foreground star

FRB121102
電波パルス
r'i'z'

Gemini/GMOSによる、FRB121102母銀河の撮像、ロングスリット分
光 (Tendulkar et al. 2017); z = 0.193, 直径 〜 4 kpc,星質量 M* 〜 4–7 × 107Msun .
z'-bandはstellar continuumに対応し、 r'-band, i-bandはstrongemission linesとstellar continuumの両方を含む

FRB 121102母銀河のHα輝線面分光観測



FRB121102の電波パルスの発生位置は、母銀河のstellarcontinuum(z'-band)の重心位置から約0.3秒角オフセットしている (Tendulkar et al. 2017).
さらに、強い輝線放射を含むr'-band, i'-bandの光の重心位置は, z'-band重心位置からオフセットしている.
← 母銀河はirregularな形態を持っている ?
母銀河中の星形成領域(輝線放射領域)とFRB発生位置との関係はどうなっているか ?

Hα輝線放射領域の位置、形態を調べるため、 FRB121102母銀河に対する Subaru/Kyoto3D II 面分光を実施した.

FRB母銀河のHαマップ

観測

Δt ∝ DM × ν -2

FRB 121102 は、これまでに発見されているFRBの中で唯一繰り返しパルスを生じている天体である。 繰り返されるパルスの観測により、 VLBI観測によるミリ秒角精度の位置決定が可能となり、可視光撮像/分光観測により、 z = 0.193の母銀河(低質量、低金属量矮小銀河)が同定された (Chatterjee et al. 2017; Tendulkar et al. 2017)。

r'-bandDispersion delay

Foreground starの連続光 (PSF)

すばる望遠鏡/Kyoto 3DII + AO188
可視光( 7300 – 9200 Å )補償光学付き面分光 on February 9, 2017
FWHM = 1.2 − 1 .4 秒角 (AO off) → 0.5 – 0.6 秒角 (AO on)
Keck/LRIS R-band

Foreground star を観測することでPSFを測定。 FRB母銀河の位置の較
正は、”foreground starからの相対座標”としてキャリブレーション

中心 7×7 ピクセルのHαスペクトル(点線がHα輝線 at z = 0.193)

Foreground starからの相対座標結果
●●

FRB母銀河の内部に Hα輝線領域 = 星形成領域 を検出PSFサイズよりも少し広がった構造を持っていることから、Hα輝線放射領域のサイズは rHα 〜 0.14 – 0.24 秒角 at 1σ半径
〜 0.33 – 0.57 秒角 (1.1 – 1.9 kpc) at FWHM
Hα放射領域の中心とFRB121102位置との間のオフセットは0.08 ± 0.02 秒角→ FRBの発生位置は Hα放射領域 = 星形成領域の内部であることがわかった.

ブラック : Hα輝線領域の広がり
マゼンタ: z'バンド (stellar continuum)の広がり

議論
FRB121102の発生源に対する示唆

FRB121102は 低金属量矮小銀河の星形成領域中で発生している.
↔ ロングガンマ線バースト(Long GRB)や水素欠乏型超高輝度超新星(SLSNe-I)の発生環境の観測結果と似ている.
このことから、 FRBと大質量星形成/爆発との関係性が示唆される← 若いパルサー/マグネターがFRBの起源であるというシナリオと無矛盾● FRB121102のDMはDMobs = 558.1 ± 3.3 pc cm−3
● FRB121102の視線方向におけるMilky Wayのハロー + 円盤中のプラズマの寄与:
DMMW = 218 ± 44 pc cm-3大質量星 → (LGRB/SLSNe-I) → マグネター誕生 → FRB● ΛCDM宇宙論パラメータ + IGM中に含まれるbaryonの割合(“missing baryon”) fIGMを与えた
場合のIGMの寄与:

Hα放射領域によるDMの寄与観測された母銀河中のHα放射領域によるDMの寄与を、Hα放射強度と領域のサイズから推定.
 Hα放射領域のフィリングファクター f が0.1よりも小さいとすると、
fDMhost Hα, obs < 225 (± 28) pc cm-3
→ IGM中のバリオン密度についてΩIGM > 0.029 (>0.012 at 90% C.L.)という制限を得る.

他のFRBも同様に星形成領域内部で生じているとすると、Hα放射領域のDM寄与の定量的評価は困難 → ΩIGM への制限は弱い.


多波長でのFRB同定はこれまで無い ← FRB発生源の制限のために非常に重要→ パークス, アレシボ, SKAなどの電波望遠鏡と、すばる望遠鏡広視野可視撮像の同期観測を継続してコーディネートする必要がある (e.g., Keane et al. 2016)

参考文献: Thornton et al. 2013, Science, 341, 53; Chatterjee et al. 2017, Nature, 541, 58; Tendulkar et al. 2017, ApJL, 834, L7, Keane et al. 2016, Natur, 530, 453