活動銀河核ジェットの3次元磁場構造の観測
浅田 圭一 (ISAS/JAXA)
共同研究者:
井上 允 (国立天文台)
中村 雅徳 (JHU)
永井 洋 (国立天文台)

本日の内容イントロダクション
・VLBIで見るジェット
・なぜ磁場の観測をするのか？
・磁場の観測方法
VLBI偏波観測の紹介
・RMの観測・RMの時間変化の観測
・円偏波の観測イントロダクション

活動銀河の電波構造
VLA

cpk
50

1

ジェット

中心核
ホットスポット

VLBI

ローブ
Krichbaum+ (1998) A&A 329, 873

c

100 p

中心核ジェット

活動銀河の電波構造
VLA

cpk
50

1

ジェット

中心核
ホットスポット

VLBI

ローブ
Krichbaum+ (1998) A&A 329, 873

c100 p中心核ジェットVLBIで見る活動銀河核ジェット@ 1970’s-@ 1990-2000’s-▲

Gomez+Walker+Pearson+

3C 273

3C 120Resolution, Sensitivity & Image quality
are very much improved !!

VLBIで見る活動銀河核ジェット□ VLBA 2 cm survey(MOJAVE)

Freq: 15 GHz (22, 43 GHz)
Resolution: 0.5 mas
From: 1994 Sources: 110 (208 knots)△

Apparent motions βapp

distance [mas]Array: VLBA

epoch [yr]typically: 0 - 15 c
fastest: 34 c
Kellermann+VLBIで見る活動銀河核ジェット
ミリ秒角スケール (sub-pc @ 電波銀河, pc @ クェーサー)Kellermann+□ Lorentz 因子

30γ=!

11 − β2ジェットの理論モデル
Blandford & Payne type

Uchida, Nakamura+Blandford-Znajek type

Koide+

ジェットの理論モデル
Blandford & Payne type

Blandford-Znajek type

Komissarov+ (2007)

Mckinney+ (2006)

103 rgΓ 〜 102-3

Γジェットの理論モデル
Blandford & Payne type

Blandford-Znajek type

結果として特徴的な螺旋状の磁場
磁場構造の観測が大切
Uchida, Nakamura+

Koide+

磁場構造の観測方法
シンクロトロン放射と偏光

磁場の向き

加速度の向き = 偏波 (偏光)の向き
偏波角 (PA)

磁場 (B )

偏波 (偏光)の向き

高エネルギー電子
偏波角を測れば投影磁場の向きが解る「活動する宇宙」より抜粋

新しい磁場構造の観測方法
ファラデー回転
視線に平行な磁場成分を含むプラズマ中を電波が伝搬する際に偏波角が回転してしまう現象

新しい磁場構造の観測方法
ファラデー回転
視線に平行な磁場成分を含むプラズマ中を電波が伝搬する際に偏波角が回転してしまう現象

視線状のプラズマ雲

ファラデー回転ナシ

ファラデー回転アリ新しい磁場構造の観測方法
ファラデー回転
視線に平行な磁場成分を含むプラズマ中を電波が伝搬する際に偏波角が回転してしまう現象

視線状のプラズマ雲

ファラデー回転ナシ

ファラデー回転アリ新しい磁場構造の観測方法
ファラデー回転
視線に平行な磁場成分を含むプラズマ中を電波が伝搬する際に偏波角が回転してしまう現象

視線状のプラズマ雲

ファラデー回転ナシ

ファラデー回転アリ新しい磁場構造の観測方法
ファラデー回転
視線に平行な磁場成分を含むプラズマ中を電波が伝搬する際に偏波角が回転してしまう現象

視線状のプラズマ雲

ファラデー回転ナシ

ファラデー回転アリ新しい磁場構造の観測方法
ファラデー回転
視線に平行な磁場成分を含むプラズマ中を電波が伝搬する際に偏波角が回転してしまう現象

視線状のプラズマ雲

ファラデー回転ナシ

ファラデー回転アリ新しい磁場構造の観測方法
ファラデー回転
視線に平行な磁場成分を含むプラズマ中を電波が伝搬する際に偏波角が回転してしまう現象

PAobs

回転量は波長の2乗に比例

多周波偏波観測でファラデー回転量度 (RM)を求める事ができる

λ2
PAobs - PAint = RM λ2

RM = 8.1 × 105!

LOS

ne B|| dl

ヘリカル磁場の見え方
RM = 8.1 × 105

y!

LOS

ne B|| dl(a) 真横から見た場合
磁場の視線成分はToroidal 成分のみ !!

x(b) 真上から見た場合
磁場の視線成分はLongitudinal 成分のみ !!

(a)の場合(b)の場合RM = 8.1 × 105

y!

LOS

ne B|| dl

LOS component of B

ヘリカル磁場の見え方(a) 真横から見た場合

x磁場の視線成分はToroidal 成分のみ !!
pitch angle is assumed 45(b) 真上から見た場合

Offset across the jet

磁場の視線成分は視線角、螺旋のピッチ角によりLongitudinal 成分のみ !!
勾配が見られるはずである!!

(a)の場合(b)の場合3C 273のRM観測例
Asada+ (2002)B

Contour: total intensity
color: RM

BAA▲

視線成分の上限 < 16.3 !!

LOS component of B

ジェットの見かけの速度 4.7 - 7.0 c

Beam size

pitch angle is assumed 45

Offset across the jet3C 273のRM観測例
Asada+ (2002)

B

Contour: total intensity
color: RM

B
A
ファラデー消偏波の条件から、A

Beam size

Helical B fieldin spine
Helical B fieldin sheathsheathspine

LOS component of B

2層構造のジェットを示唆

Accretion disk

pitch angle is assumed 45

Offset across the jet

RM観測の現状

3C 273の例の問題点
RM = 8.1 × 105!

LOS

ne B|| dl

1. RMの勾配は普遍的な現象か？

2. RMは本当にB||によるのか？

3. RMはジェットに付随しているのか？

3C 273の例の問題点
RM = 8.1 × 105!

LOS

ne B|| dl

1. RMの勾配は普遍的な現象か？
▲

他の天体でのRM観測

2. RMは本当にB||によるのか？
▲

RMの符号による判定

3. RMはジェットに付随しているのか？
▲

RMの時間変化

1. 他の天体でのRM観測
いくつもの天体でファラデー回転量度の勾配を発見 !!
0333+321

0836+710

1150-002

SOURCEreference

0333+321 Asada+ 2008b, ApJ.
3C 120Gomez+ 2008, ApJ.

0735+178 Gabuzda+ 2008, MNRAS
0736+017 O’Sullivan+, MNRAS
0745+241 Gabuzda+ 2004, MNRAS
0820+225 Gabuzda+ 2004, MNRAS

KA+KA+KA+0836+710 Asada+ to be submitted
1055+018 Muhmad+ in prep?
1150-002

0745+2410820+225

Mrk 501

Asada+ in prep.

1156+295 Gabuzda+ 2008, MNRAS
3C 273Asada+ 2002, PASJ, Asada et al. 2008a. ApJ,

3C 279Zavala & Taylor 2004, ApJ

3C 345Taylor 1998, ApJ (recognized by Gabuzda+)

Mrk 501

Gabuzda+ 2004, MNRAS

1749+096 Gabuzda+ 2008, MNRAS
1807+698 Gabuzda+ 2004, MNRAS

Gabuzda+Gabuzda+Gabuzda+2230+114 Taylor 2000, ApJ (recognized by Gabuzda+)
2251+158 Zavala & Taylor 2003, ApJ.

1. 他の天体でのRM観測
いくつもの天体でファラデー回転量度の勾配を発見 !!
0333+321

0836+710

1150-002

SOURCEreference

0333+321 Asada+ 2008b, ApJ.
3C 120Gomez+ 2008, ApJ.

0735+178 Gabuzda+ 2008, MNRAS
0736+017 O’Sullivan+, MNRASQSO jet, BL Lac jet: 〜 30弱

0745+241 Gabuzda+ 2004, MNRAS
0820+225 Gabuzda+ 2004, MNRAS
0836+710 Asada+ to be submitted

FR I: 1 (これもone-sided jet) Khrab+
1055+018(2009)
Muhamad+ in prep?
KA+KA+KA+1150-002

0745+2410820+225

Mrk 501Asada+ in prep.

1156+295 Gabuzda+ 2008, MNRAS
3C 273Asada+ 2002, PASJ, Asada et al. 2008a. ApJ,

3C 279Zavala & Taylor 2004, ApJ

3C 345Taylor 1998, ApJ (recognized by Gabuzda+)

Mrk 501

Gabuzda+ 2004, MNRAS

1749+096 Gabuzda+ 2008, MNRAS
1807+698 Gabuzda+ 2004, MNRAS

Gabuzda+Gabuzda+Gabuzda+2230+114 Taylor 2000, ApJ (recognized by Gabuzda+)
2251+158 Zavala & Taylor 2003, ApJ.

1. 他の天体でのRM観測
いくつもの天体でファラデー回転量度の勾配を発見 !!
0333+321

0836+710

1150-002

SOURCEreference

0333+321 Asada+ 2008b, ApJ.
3C 120Gomez+ 2008, ApJ.

0735+178 Gabuzda+ 2008, MNRAS
0736+017 O’Sullivan+, MNRAS
0745+241 Gabuzda+ 2004, MNRASQSO jet, BL Lac jet: 〜 30弱天体
0820+225 Gabuzda+ 2004, MNRAS
0836+710 Asada+ to be submitted

FR I: 1天体 (これもone-sided jet)
Khrab+(2009)
1055+018
Muhamad+in prep?
KA+KA+KA+

1150-002

0745+2410820+225

Mrk 501

Asada+ in prep.

1156+295 Gabuzda+ 2008, MNRAS

3C 273 Asada+ 2002, PASJ, Asada et al. 2008a. ApJ,
すべてのジェットに勾配があるわけではないようだ。

原因はGabuzda+

3C 279Zavala & Taylor 2004, ApJ

3C 345Taylor 1998, ApJ (recognized by Gabuzda+)

・ジェットが細い 1749+096 Gabuzda+ 2008, MNRAS
1807+698 Gabuzda+ 2004, MNRAS
・偏波で弱い2230+114 Taylor 2000, ApJ (recognized by Gabuzda+)
Gabuzda+Gabuzda+・ファラデー回転量度の勾配がない
2251+158 Zavala & Taylor 2003,(小さい)ApJ.
Mrk 501

Gabuzda+ 2004, MNRAS

2. RMの符号による判定
RM = 8.1 × 105

B!

LOS

ne B|| dl

Contour: total intensity
color: RM

B

500

A100
Beam sizeA

片側のみを濃いプラズマが150
Asada+ (2002)

覆っているという解釈も可能だった

2. RMの符号による判定
RM = 8.1 × 105!

LOS

ne B|| dl

Asada+ (2008b)

Positive RM !!
Negative RM !!

RMの符号の反転

0333+321のRM分布

磁場の視線成分でしか説明出来ない !!

2. RMの符号による判定
RM = 8.1 × 105!

LOS

ne B|| dl

Asada+ (2008b)

Positive RM !!
Negative RM !!

RMの符号の反転

同様のRMの符号の反転が他の天体でも報告されている。

磁場の視線成分でしか0745+241、1652+398 (Gabuzda
et al. 2004)
説明出来ない !!
3C273(Zavala&Taylor
2005)0333+321のRM分布

3. RMの時間変化
First epoch (1995)

Second epoch (2002)

Contour: total intensity! color: RMRM = 8.1 × 105

LOS

500

Contour: total intensity
color: RM

ne B|| dl

Asada+ (2002)

Asada+ (2008a)

150

3. RMの時間変化
First epoch (1995)

Second epoch (2002)

Contour: total intensity! color: RM

RM = 8.1 × 105

LOS

500

Contour: total intensity
color: RM

ne B|| dl

Asada+ (2008a)

150

ファラデー回転量度 (RM)の分布に早い時間変化がありそうだ3. RMの時間変化
1749+701

RM : 9.5 c(c.f. total intensity: 1.9 c)

見かけspineよりも速い
sheathの運動 !!

(4. 円偏波の観測例)
viewing angle

ピッチ角が85 の場合
カラー: 円偏波強度

pole-onside-ontail-onジェット軸からの相対距離
Gabuzda+ 2007

円偏波の観測円偏波の分布も螺旋状の磁場で上手く説明出来る !!
螺旋の向きはRMの観測結果から求めたものとよい一致 !!

まとめと今後の展望

まとめると、
1. RMの勾配は普遍的な現象なようだ

Accretion disk

2. RMは本当にB||によりそうだ
Helical B fieldin spine

3. RMはジェットに付随していそうだ(4. 円偏波の観測)

RMの勾配はジェットに付随する螺旋状の磁場という解釈で矛盾はなさそうだ

Helical B fieldin sheathsheathspine

RM観測 : 現状の問題点

RM観測により螺旋磁場が示唆されている領域は極めて遠方 !!
1. より内側の磁場構造の観測
2. 外側の螺旋磁場はどう解釈するのか？
3. 磁場のエネルギー/力学的エネルギーの見積もり

VSOP-2 !!

jet

最高分解能 40μas !!

20 AUBlack Hole

VLBA beam @ 43 GHz

Accretion Disk@ M 87

VSOP-2 beam @ 43 GHz

終わり