JVN Reports
大学ＶＬＢＩ連携研究成果報告書
２００９年１月１日

第１巻

第４号

目次
U08230A JVN 観測の報告

・・・

1

・・・

18

・・・

32

JVN で初めての S / X バンド同時観測 ＆ 内之浦局の JVN 観測初参加 のイ
ベントを含むデータ
土居明広 (ISAS/JAXA)
再帰する活動を示す活動銀河中心核の JVN 観測
藤沢健太、原田慶一朗（山口大学）、土居明広（ＪＡＸＡ）
編集担当者より

発行者：

大学ＶＬＢＩ連携観測事業

編集

：

山口大学

U08230A JVN 観測の報告（JVN で初めての S / X バンド同時観測 ＆ 内之浦局の JVN 観測初参加 のイベントを含むデータ）
執筆者： 土居明広 (ISAS/JAXA)
関係者： 望月奈々子、村田泰宏、浅田圭一 (ISAS/JAXA)、
藤沢健太（山口大学）、柴田克典、寺家孝明、小山友明（NAOJ）、
東島英志（鹿児島大学）
2008 年 12 月 1 日
概要
JVN 観測 U08230A (2008 年 8 月 17 日) は、Broad-Absorption Line (BAL) Quasars の多周波観測でした。 この観測には、S / X バンド同時観測への初めての挑戦と、内之浦の JVN デビュー戦というイベン
トが盛り込まれていました。 本報告では主に、観測計画とデータ解析についてご紹介いたします（S / X
同時観測と内之浦 VLBI 局化の実現については、担当者による紹介の機会に譲るとします）。 いずれの試みも概ね成功していました。

１．U08230A とは？
この観測は、JVN へ提出された観測提案「BALクェーサー２天体の 8.4 GHz JVN 観測（土居明広・
浅田圭一）」が実行されたものです。 光結合 VLBI 網 OCTAVE による世界初の BAL クェーサー
VLBI サーベイにより、21天体のベースライン検出を報告いたしましたが1、その中から連続波スペクト
ルが右上がりになっている (Sν∝να：α>0) らしい興味深い天体を抽出し、イメージング観測をおこなうという提案でした。
当時、提案書のカバーシートには「内之浦34m」は選択肢にはありませんでしたが、書き加えて提出しました。 VSOP ターミナルによる VLBI フリンジ試験に成功したばかりでした。 内之浦局の JVN デビュ
ー戦では成果創出が求められたため、試験観測ではなく科学観測に参加する必要がありました。 宇宙研の人間が PI になっているこの観測が、内之浦局デビュ
ー戦のリスクを負う形としました。
また、提案書では X バンド 1 周波でしたが、観測２週間前になってから、この研究テーマ本来の科学
1 JVN レポート 2008 年 4 月 1 日第一巻第一号 を参照。

-1-

図１： ＪＡＸＡ 内之浦 ３４ ｍ

的見地から、S / X バンド同時観測の実現を関係者にお願いしました。 図２はターゲットの BAL クェーサーの連続波電波スペクトルのプロットです。 GHz 帯にスペクトルピークを持つ可能性があり、シンクロトロ
ン自己吸収または自由―自由吸収のメカニズムが働いている可能性がありました。 これは謎となっている
BAL クェーサーの正体を明らかにする、直接的な情報になります。 シンクロトロン自己吸収ならば、ブレー
ザーのように pole-on で見るジェットを持つ可能性を示唆し、BAL クェーサーの face-on パラダイムを破綻させます。 自由―自由吸収ならば、非熱的ジェットを包み込む BAL outflow の熱的プラズマガスのパラメータを直接測定することができるようになる可能性があります。 また、GPS 天体のように若い電波源であるならば、BALクェーサーのもう一つの対立するパラ
ダイムである進化シナリオに対し、観測的な証拠を提供できます。 S / X 観測は、BAL クェーサーの研究に

図２： ２つの BAL クェーサーの JVN 6.7 GHz イ
メージと、電波スペクトルのプロット。

対し、決定的な情報を提供する可能性があったのです。
JVN の多くの局は測地観測をしてきた関係上 S/X
同時観測の能力を持っていましたが、JVN 天文観測としては実現していませんでした。 この U08230Aに限らず、科学的観点からの要求が周囲から聞こえていたこともあり、この機会に挑戦させていただく
ことにしました。 急ごしらえのセットアップはリス
ク要因になりますが、得られる科学的意味は、本観測にとって絶大でした。 私たちは、内之浦デビュー戦とともに、２重のリスクを負うことにしました。 S
バンドを受信できる JVN 局は、VERA×4、臼田、鹿島、筑波、内之浦の計８局も存在します。 さらに、
43 GHz 帯とともに実現すれば、JVN は５周波の本格
アレイとなります2（図３）。
図３： JVN 5 周波網？

2 JVN レポート 2008 年 10 月 1 日第一巻第三号を参照。

-2-

２

観測計画

■

観測の概要
日時

2008 年 8 月 17 日

参加局

VERA 20m ×４（S/X 同時）臼田 64m（S/X 同時）

内之浦 34m（S -> X 時間切替）

鹿島 34m

（X のみ）

山口 32m

（X のみ）

CH 設定

00:00-09:00(UT)CH1 = X-band 8400-8416 MHz 偏波＝RHCP
CH2 = S-band 2256-2272 MHz 偏波＝RHCP

記録

VSOP モード 128 Mbps, 2bit, 2ch

モード

スイッチング位相補償（１サイクル＝６分間）

CH1 は通常の JVN X-band の設定と同じにし、ここではミスが起こらないようにしました。 CH2 のS-band の周波数帯を選んだ観点は、(1) JAXA ２局の通過特性の範囲内、(2) VERA のデジタルフィル
ターで対応可能なところ、でした。 VERA の GEO1SX モードの設定に特別に変更を加えていただき、S11->DIR1000 ch1, S2->DIR1000 ch2 としていただきました。 内之浦が S/X 同時となっていないのは、
ダウンコンバータ入力が１つであったからです。 鹿島はもちろん S/X 同時可能で VERA 観測で実績もあったのですが、準備は直前であったため、今回は無理をしないことにしました。 山口は S-band を持っていません。 鹿島と山口の CH2 は無駄にすることにしました。
■

観測スケジュール
-------------------------------------------------------------------天体名

別名

座標

役割

J0958+47 POINT

09 58 19.67164 +47 25 7.8424

ゲイン較正天体

J0928+44 BAL1

09 28 24.13711 +44 46 4.7995

ターゲット A

J0920+44 BALPR1

09 20 58.45849 +44 41 53.9851

位相較正天体 A

J1020+43 BAL2

10 20 27.20311 +43 20 56.3394

ターゲット B

J1023+39 BALPR2

10 23 11.56567 +39 48 15.3853

位相較正天体 B

J0854+20 OJ287

08 54 48.87493 +20 06 30.6409

フラックス標準天体

4C39.25 $09 27 3.01393 +39 02 20.8519

バンドパス較正天体-------------------------------------------------------------------ターゲットは BAL1, BAL2 ですが、2/3 の時間は較正天体を見るのに費やしています。 その理由は、
較正天体のスキャンがしっかりあれば、想定外・想定内の解析上の問題をかなり救えることができるか
らです。

-3-

位相補償較正天体： ターゲット強度は、臼田局の感度があればフリンジ検出できる程度でしたが、臼田局（筆者が運用）が失敗した場合に備えて、位相補償観測にしました。 ターゲットのオンソース時
間が 1/4 程度に減ってしまいますが、全滅するよりはマシです。
ゲイン較正天体： 今回参加局の多くは Tsys 測定ができませんでしたので（これはもはや不測の事態ではないが。
。。
）、ゲイン較正天体も必要でした。 1 時間に１回程度点源を見て（JVN の基線長では、VLBIといえども点源である天体は 10 度以内に 1 つ程度は見つかります）、セルフキャル解を使ってアレイの振幅項を結合させます。 位相較正天体は構造を持っていたり強度不足で、たいてい代用できません。 また、ゲイン較正天体の強度は、フリンジの Delay 項の決定にも利用します。 位相較正天体はあくまで位相の較正のためのもので、その程度の強度しかない可能性があります（そういうことは多いです）。 つまり、フリンジフィッティングは、たまに見るゲイン較正天体でしかできない事態を想定します。 その点で、ゲイン較正天体は、この観測で最も大事な天体であり、慎重に配置しました。
フラックス較正天体： ゲイン較正天体では絶対フラックス強度を得られませんので、とくにこの較正天体が必要です。 JVN では OJ287 を推奨しています。理想的には、単一鏡フラックスと VLBI 相関フ
ラックスが一致する天体である必要があります。 いくつかコンパクト電波源を調査しましたが3、実際にはそのような天体はなく、OJ287 は単一鏡フラックスの 90%を VLBI で拾える最善のものでした。OJ287

VLBA @ 8.4 GHz
図４： フラックスキャリブレータ OJ287 のプロファイル。 JVN 最長基線は約 50 Mλ＠ 8.4 GHz

3

http://www.astro.sci.yamaguchi-u.ac.jp/~kenta/jvnhp/VLBIfluxcalib.html-4-

は激しく強度変動しますので、VLBI の観測日の数日以内に取得された単一鏡フラックス測定値(山口 32m
へ単一鏡測定を依頼するか、VLA モニターを参照 4)の 90%の値を AIPS に入力して校正します。しかし、OJ287 は JVN の基線長で分解しますので(図４)、VLBA などで取得された天体構造をアプリオリで入れる必要があります。 フラックスは大きく変わりますが、短い基線に反応する構造は大きく変わりません
ので、比較的近い時期ならばどのデータでも良いと思います。 例えば NED から OJ287 の FITS イメー
ジをダウンロードし5、AIPS タスク CALIB に入力します。 フラックス較正天体とゲイン較正天体の比較によって、ゲイン較正天体のフラックス密度を決定します。 これは VLA で使われている一般的な手法なため、これをおこなうタスクが AIPS に用意されています。 比較は、アンテナ感度が同じ状態でやる必要があります。 ２つの天体の EL が同じなる時間帯を見計らって、連続スキャンをスケジュールに組みます。 保険として、EL の違う時間帯にもスケジュールを組みます。
バンドパス較正天体： 全局で高い SN 比のフリンジを検出する必要があります。 10 分間程度のスキャンを１度得られれば良いのですが、どこかの局かがダウンしている状況は多々あります。 観測中、何度もスキャンを入れるようにしました。
（観測計画、解析については http://www.astro.sci.yamaguchi-u.ac.jp/~kenta/jvnhp/manual.html
を参照ください）4

http://www.vla.nrao.edu/astro/calib/polar/

5 http://nedwww.ipac.caltech.edu/cgi-bin/nph-imgdata?objid=61911&objname=OJ%20%2B287

-5-

■

スケジュール

観測スケジュールを以下に示します。 これは DRG スケジュールではなく、相関処理ログとしてのス
ケジュールです。 三鷹相関器は、スキャンの頭５秒間とスキャンの尾１秒間を捨ててしまいます。 位
相補償観測には不利なのですが。。
。
Scan

SourceQual Calcode Sub

Timerange

FrqID

START

1 4C39.25: 0000

1 0/00:00:04 -0/00:05:49

1

1

2 OJ287: 0000

1 0/00:08:37 -0/00:11:39

1

5191

3 POINT: 0000

1 0/00:15:25 -0/00:18:19

1

8794

4 BALPR1: 0000

1 0/00:19:05 -0/00:21:39

1

12469

5 BAL1: 0000

1 0/00:22:05 -0/00:24:39

1

15724

6 BALPR1: 0000

1 0/00:25:05 -0/00:27:39

1

18979

7 BAL1: 0000

1 0/00:28:05 -0/00:30:39

1

22234

8 BALPR1: 0000

1 0/00:31:05 -0/00:33:39

1

25510

9 BAL1: 0000

1 0/00:34:05 -0/00:36:39

1

28765

10 BALPR1: 0000

1 0/00:37:05 -0/00:39:49

1

32020

11 BALPR2: 0000

1 0/00:41:05 -0/00:43:24

1

35485

12 BAL2: 0000

1 0/00:44:05 -0/00:46:24

1

38425

13 BALPR2: 0000

1 0/00:47:05 -0/00:49:24

1

41365

14 BAL2: 0000

1 0/00:50:05 -0/00:52:24

1

44305

15 BALPR2: 0000

1 0/00:53:05 -0/00:55:24

1

48225

16 BAL2: 0000

1 0/00:56:05 -0/00:58:24

1

52145

17 BALPR2: 0000

1 0/00:59:05 -0/01:01:24

1

56093

18 BAL2: 0000

1 0/01:02:05 -0/01:04:24

1

60013

19 BALPR2: 0000

1 0/01:05:05 -0/01:07:39

1

63933

20 BALPR1: 0000

1 0/01:09:05 -0/01:11:39

1

68273

21 BAL1: 0000

1 0/01:12:05 -0/01:14:39

1

72613

22 BALPR1: 0000

1 0/01:15:05 -0/01:17:39

1

76953

23 BAL1: 0000

1 0/01:18:05 -0/01:20:39

1

81293

24 BALPR1: 0000

1 0/01:21:05 -0/01:23:39

1

85633

25 BAL1: 0000

1 0/01:24:05 -0/01:26:39

1

89973

26 BALPR1: 0000

1 0/01:27:05 -0/01:29:39

1

94313

27 BAL1: 0000

1 0/01:30:05 -0/01:32:39

1

98653

28 BALPR1: 0000

1 0/01:33:05 -0/01:35:39

1 102993

29 POINT: 0000

1 0/01:36:25 -0/01:40:19

1 107333

30 OJ287: 0000

1 0/01:47:37 -0/01:51:29

1 113913-6-

31 BALPR1: 0000

1 0/02:00:05 -0/02:02:29

1 120437

32 BAL1: 0000

1 0/02:03:05 -0/02:05:19

1 124497

33 BALPR1: 0000

1 0/02:06:05 -0/02:08:19

1 128277

34 BAL1: 0000

1 0/02:09:05 -0/02:11:19

1 132057

35 BALPR1: 0000

1 0/02:12:05 -0/02:14:19

1 135837

36 BAL1: 0000

1 0/02:15:05 -0/02:17:19

1 139617

37 BALPR1: 0000

1 0/02:18:05 -0/02:20:19

1 143397

38 BAL1: 0000

1 0/02:21:05 -0/02:23:14

1 147177

39 BALPR1: 0000

1 0/02:24:05 -0/02:26:14

1 150817

40 POINT: 0000

1 0/02:28:05 -0/02:30:29

1 154485

41 BALPR2: 0000

1 0/02:33:05 -0/02:35:09

1 158545

42 BAL2: 0000

1 0/02:36:05 -0/02:38:09

1 162045

43 BALPR2: 0000

1 0/02:39:05 -0/02:41:09

1 165545

44 BAL2: 0000

1 0/02:42:05 -0/02:44:09

1 169045

45 BALPR2: 0000

1 0/02:45:05 -0/02:47:09

1 172545

46 BAL2: 0000

1 0/02:48:05 -0/02:50:09

1 176045

47 BALPR2: 0000

1 0/02:51:05 -0/02:53:09

1 179545

48 BAL2: 0000

1 0/02:54:05 -0/02:56:09

1 183045

49 BALPR2: 0000

1 0/02:57:05 -0/02:59:09

1 186545

50 BALPR1: 0000

1 0/03:05:05 -0/03:07:29

1 190045

51 BAL1: 0000

1 0/03:08:05 -0/03:10:29

1 194105

52 BALPR1: 0000

1 0/03:11:05 -0/03:13:29

1 198165

53 BAL1: 0000

1 0/03:14:05 -0/03:16:29

1 202225

54 BALPR1: 0000

1 0/03:17:05 -0/03:19:29

1 206285

55 BAL1: 0000

1 0/03:20:05 -0/03:22:29

1 210345

56 BALPR1: 0000

1 0/03:23:05 -0/03:25:29

1 214405

57 4C39.25: 0000

1 0/03:27:05 -0/03:36:59

1 218465

58 POINT: 0000

1 0/03:40:25 -0/03:44:19

1 23512559 OJ287: 0000

1 0/03:52:05 -0/03:55:59

1 241705

60 POINT: 0000

1 0/04:00:05 -0/04:04:09

1 248285

61 BALPR1: 0000

1 0/04:06:05 -0/04:08:39

1 253451

62 BAL1: 0000

1 0/04:09:05 -0/04:11:39

1 256706

63 BALPR1: 0000

1 0/04:12:05 -0/04:14:39

1 259961

64 BAL1: 0000

1 0/04:15:05 -0/04:17:39

1 264161

65 BALPR1: 0000

1 0/04:18:05 -0/04:20:39

1 268501

66 BAL1: 0000

1 0/04:21:05 -0/04:23:39

1 272841-7-

67 BALPR1: 0000

1 0/04:24:05 -0/04:26:59

1 277181

68 BALPR2: 0000

1 0/04:28:05 -0/04:30:39

1 282081

69 BAL2: 0000

1 0/04:32:05 -0/04:34:04

1 286449

70 BALPR2: 0000

1 0/04:35:05 -0/04:37:04

1 289809

71 BAL2: 0000

1 0/04:38:05 -0/04:40:04

1 293169

72 BALPR2: 0000

1 0/04:41:05 -0/04:43:04

1 296529

73 BAL2: 0000

1 0/04:44:05 -0/04:46:04

1 299889

74 BALPR2: 0000

1 0/04:47:05 -0/04:49:04

1 303249

75 BAL2: 0000

1 0/04:50:05 -0/04:52:04

1 306609

76 BALPR2: 0000

1 0/04:53:05 -0/04:55:14

1 309969

77 POINT: 0000

1 0/04:56:37 -0/04:59:59

1 313609

78 BALPR1: 0000

1 0/05:01:05 -0/05:03:39

1 319321

79 BAL1: 0000

1 0/05:04:05 -0/05:06:39

1 323661

80 BALPR1: 0000

1 0/05:07:05 -0/05:09:39

1 328001

81 BAL1: 0000

1 0/05:10:05 -0/05:12:39

1 332341

82 BALPR1: 0000

1 0/05:13:05 -0/05:15:39

1 336681

83 BAL1: 0000

1 0/05:16:05 -0/05:18:39

1 341021

84 BALPR1: 0000

1 0/05:19:05 -0/05:21:39

1 345361

85 BAL1: 0000

1 0/05:22:05 -0/05:24:39

1 349701

86 BALPR1: 0000

1 0/05:25:05 -0/05:27:39

1 354041

87 BAL1: 0000

1 0/05:28:05 -0/05:30:39

1 358409

88 BALPR1: 0000

1 0/05:31:05 -0/05:33:39

1 362749

89 POINT: 0000

1 0/05:34:37 -0/05:38:29

1 367089

90 4C39.25: 0000

1 0/05:40:05 -0/05:49:59

1 373613

91 OJ287: 0000

1 0/05:52:05 -0/05:55:59

1 390273

92 BALPR2: 0000

1 0/06:00:05 -0/06:02:19

1 396881

93 BAL2: 0000

1 0/06:03:05 -0/06:05:19

1 400661

94 BALPR2: 0000

1 0/06:06:05 -0/06:08:19

1 404441

95 BAL2: 0000

1 0/06:09:05 -0/06:11:19

1 408221

96 BALPR2: 0000

1 0/06:12:05 -0/06:14:19

1 412001

97 BAL2: 0000

1 0/06:15:05 -0/06:17:19

1 415781

98 BALPR2: 0000

1 0/06:18:05 -0/06:20:19

1 419561

99 BAL2: 0000

1 0/06:21:05 -0/06:23:19

1 423341

100 BALPR2: 0000

1 0/06:24:05 -0/06:26:19

1 427121

101 POINT: 0000

1 0/06:27:37 -0/06:30:59

1 430929

102 BALPR1: 0000

1 0/06:32:05 -0/06:34:39

1 436613-8-103 BAL1: 0000

1 0/06:35:05 -0/06:37:39

1 440953

104 BALPR1: 0000

1 0/06:38:05 -0/06:40:39

1 445293

105 BAL1: 0000

1 0/06:41:05 -0/06:43:39

1 449633

106 BALPR1: 0000

1 0/06:44:05 -0/06:46:39

1 453973

107 BAL1: 0000

1 0/06:47:05 -0/06:49:39

1 458313

108 BALPR1: 0000

1 0/06:50:05 -0/06:52:39

1 462653

109 BAL1: 0000

1 0/06:53:05 -0/06:55:39

1 466993

110 BALPR1: 0000

1 0/06:56:05 -0/06:58:59

1 471361

111 BALPR2: 0000

1 0/07:00:05 -0/07:02:24

1 476261

112 BAL2: 0000

1 0/07:03:05 -0/07:05:24

1 480181

113 BALPR2: 0000

1 0/07:06:05 -0/07:08:24

1 484101114 BAL2: 0000

1 0/07:09:05 -0/07:11:24

1 488021

115 BALPR2: 0000

1 0/07:12:05 -0/07:14:24

1 491941

116 BAL2: 0000

1 0/07:15:05 -0/07:17:24

1 495861

117 BALPR2: 0000

1 0/07:18:05 -0/07:20:24

1 499781

118 BAL2: 0000

1 0/07:21:05 -0/07:23:24

1 503701119 BALPR2: 0000

1 0/07:24:05 -0/07:26:39

1 507649

120 OJ287: 0000

1 0/07:28:37 -0/07:33:29

1 511989

121 POINT: 0000

1 0/07:36:05 -0/07:41:59

1 520193

122 4C39.25: 0000

1 0/07:43:05 -0/07:54:59

1 530133

123 BALPR1: 0000

1 0/08:00:05 -0/08:02:39

1 550181124 BAL1: 0000

1 0/08:03:05 -0/08:05:39

1 551731

125 BALPR1: 0000

1 0/08:06:05 -0/08:08:39

1 553281

126 BAL1: 0000

1 0/08:09:05 -0/08:11:39

1 554831

127 BALPR1: 0000

1 0/08:12:05 -0/08:14:39

1 556381

128 BAL1: 0000

1 0/08:15:05 -0/08:17:39

1 557931

129 BALPR1: 0000

1 0/08:18:05 -0/08:20:59

1 559481

130 BALPR2: 0000

1 0/08:22:05 -0/08:24:29

1 561241131 BAL2: 0000

1 0/08:25:05 -0/08:27:29

1 562691

132 BALPR2: 0000

1 0/08:28:05 -0/08:30:29

1 564141133 BAL2: 0000

1 0/08:31:05 -0/08:33:29

1 565591

134 BALPR2: 0000

1 0/08:34:05 -0/08:36:29

1 567041

135 BAL2: 0000

1 0/08:37:05 -0/08:39:29

1 568491

-9-

３

観測結果

いくつかの局でフリンジが検出できませんでした。 しかし、大満足といえる結果を得ることができました。
S-band フリンジ

X-band フリンジ

コメント

VERA×4○○

S/X 同時

臼田 64

○

○

S/X 同時

局

S→X 時間切替の予定が、ミスで X→S
内之浦 34×○と運用。S-band の LO 周波数設定ミス。
相関処理で周波数ズレを吸収させてフリンジが見えたが、損失が大きく断念。

鹿島 34

―

○

山口 32

―

×
表１：

４

もともと X-band のみ。
もともと X-band のみ。フリンジ未検出
は原因不明。

フリンジ検出のステータス

データ解析

以下に解析メモを示します。
■ 初期解析
fitld
msort
indxr

-> NX1, CL1

listr
prtan
accor

■

-> SN1, CL2

フラッギングsplit, fittp -> ***_flag.fits (for into DIFMAP),-> flag.txt※ 視覚的にフラッグすべきデータを見つけるために、DIFMAP に入れてビジビリティをチェック。

uvflg -> FG1--------------------------------antenna 0; baseline 0- 10 -

antenna 7,5,0
bif 1;eif 1
timerang 0 00 00 00 0 08 40 00;goantenna 7,0
bif 1;eif 2
timerang 0 04 00 00 0 08 40 00;go※ ここからアンテナスルーが追い付いていない時間帯のフラッグ
antenna 6,0
bif 1;eif 2
timerang 0 04 00 00 0 05 18 40;gotimerang 0 03 05 00 0 03 13 30;gotimerang 0 02 24 40 0 02 26 15;gotimerang 0 02 36 00 0 02 36 25;gotimerang 0 02 39 00 0 02 39 25;gotimerang 0 02 42 00 0 02 42 25;gotimerang 0 02 45 00 0 02 45 25;gotimerang 0 02 48 00 0 02 48 25;gotimerang 0 02 51 00 0 02 51 25;gotimerang 0 02 54 00 0 02 54 25;gotimerang 0 02 57 00 0 02 57 25;goantenna 5,0
bif 1;eif 2
timerang 0 01 18 00 0 01 35 40;gotimerang 0 04 14 00 0 01 14 40;gotimerang 0 01 16 00 0 01 17 40;gotimerang 0 05 32 00 0 05 33 40;goantenna 1,0
bif 1;eif 2
timerang 0 02 51 00 0 02 59 00;go※ここから意味不明の不具合フリンジ（５章参照）の基線フラッグ
antenna 0- 11 -

bif 1;eif 1baseline 3,6,0
timerang 0 00 00 00 0 00 05 00;gotimerang 0 00 56 00 0 01 01 25;gobaseline 3,5,0
timerang 0 01 09 00 0 01 10 30;gobaseline 1,3,0
timerang 0 02 42 00 0 02 47 10;gobaseline 1,5,0
timerang 0 03 40 25 0 03 44 20;gobaseline 1,6,0
timerang 0 05 31 00 0 05 33 40;gotimerang 0 05 40 00 0 05 50 00;gobaseline 1,2,0
timerang 0 06 50 00 0 06 50 30;gobaseline 2,4,0
timerang 0 06 56 30 0 06 58 00;gotimerang 0 07 36 00 0 07 42 00;gobaseline 6,7,0
timerang 0 07 36 00 0 07 42 00;gobif 2;eif 2baseline 2,4,0
timerang 0 07 36 00 0 07 42 00;go■ Parallactic angle 補正
CLCOR (PANG)（本来はやるべきだが、やるの忘れた。 結局ターゲットでセルフキャルしたので影響なし）- 12 -

■

バンドパス較正

fring (4C39.25)-> SN2

snsmo (delay,rate)-> SN3,4

clcal-> CL3bpass-> BP1■ Delay 補正
fring (OJ287 & POINT) with CL2-> SN5snedt (solution flag)-> SN6,7

snsmo (Delay)-> SN8,9

sncor, opcode=ZPHS, ZRAT -> new SN9
clcal

■

CL2

-> CL4 (delay-calibrated table)

振幅較正

setjy

OJ287 = 1.7685 Jy (S-band IF1), 2.6028 Jy (X-band IF2)

※ 単一鏡フラックスの 90 %※ OJ287 & 3C147 単一鏡強度比較＠臼田 64ｍ ->OJ287/3C147 = 0.1283

3C147 15.315 Jy @ 2.264 Jy (calculation, see VLA calibrator manual)-> OJ287 = 1.965 Jy @ 2.264 GHz※ VLA monitor より20080810 2.915±0.027 Jy
20080823 2.869±0.014 Jy (X-band)-> OJ287= 2.892 Jy @ 20080817
Download FITS of OJ287 from NED
calib (OJ287 & POINT)-> SN10※ OJ287 image FITS を使った。
※ EL がほぼ同じ時間帯のみの timerange で。
snedt (solution flag)-> SN11getjy

calib (POINT & OJ287)-> SN12snedt-> SN13snsmo-> SN14 <- SEFD

sncor, opcode=ZPHS-> new SN14 : gain-table !!

clcal-> CL5 (delay- & amp-calibrated table)

CL4※ rate は補正する必要がないほど小さかった。以降無視。

- 13 -

■

位相補正(IF-1 S-band)
split (BALPR1, BALPR2) with CL5-> BALPR1.S-band.1, BALPR2.S-band.1

fittp-> BAL1PR-Sband.fits, BALPR2-Sband.fits

DIFMAP imaging (CLEAN & selfcal) -> calibrator image FITS
AIPS へ読み込み
calib (BALPR1) CL4-> SN21calib (BALPR2) CL4-> SN21snedt-> SN22

snsmo (amp)-> SN23

clcal

CL4

-> CL6(IF2 X-band)※ 同様■

ターゲットイメージング

split (BAL1, BAL2) with CL6-> BAL1.S-band.1, BAL2.S-band.1

fittp-> BAL1-Sband.fits, BAL2-Sband.fits

DIFMAP imaging (CLEAN & selfcal) -> taget image FITS

- 14 -

５

解析結果

■

SEFD
上記解析メモ SN14 に SEFD の平方根が書かれている。 多少は時間変化するが、最小値を以下に示す。
局

SEFD S-band (Jy)SEFD X-band (Jy)

水沢

14220

5041

入来

10502

5329

小笠原

16053

12100

石垣

11478

6084

鹿島

―

289

臼田

231

121

内之浦

×

625

表２： U08230A VLBI データから逆算した SEFD 値■

バンドパス特性

図５－１： S-band バンドパス較正テーブル。
Refant = 石垣

図５－２： X-band バンドパス較正テーブル- 15 -

■不具合？

１分間程度のタイムスケールで、フリンジ振幅が急増し、フリンジ位相が高い SN 比で現れ高速回転する(図５)。 この現象はどの JVN データにもよく見られる現象である（以前にも報告）。 特定の局、基線、天体、時間帯はないように感じる。 このデータでは S-band に頻発し、X-band では１回見られた。 フラッグするしかない。

図６－１：

図６－２：

臼田基線のビジビリティの時間プロット

黄枠部分の拡大図。 振幅（上段）位相（下段）。 期間は 10 分間。

- 16 -

■

結果イメージと連続波スペクトルU08230 を含め、この研究テーマのために合計４周波５観測の VLBI 観測をおこなった。 すべて１年以内の観測である。図６に本観測で得られた VLBI イメージと、連続波電波スペクトルのプロットを示す。
プロット中の黒点は VLBI、白点は干渉計(VLA FIRST/NVSS, MERLIN) のデータである。 美しいピークス
ペクトルを示している。 今回の S/X 同時観測が重要な役割を果たしていることがおわかりいただけるだろう。 なお、8.4 GHz の OCTAVE と JVN の観測のフラックス密度値は、いずれの天体でも 5% 以内で一致した。
---- our VLBI observations-----------------------1.7 GHz EVN+MERLIN

2008Mar

2.3 GHz JVN

2008Aug

6.7 GHz JVN

2008May

8.4 GHz OCTAVE

2007Nov

8.4 GHz JVN

2008Aug<- U08230A<- U08230A--------------------------------------------------JVN 2.2 GHz：JVN 8.4 GHz：

σ=4.2 mJy/b, S=448 mJy

σ=1.0 mJy/b, S=302 mJy

JVN 2.2 GHz：JVN 8.4 GHz：

σ=4.2 mJy/b, S=330 mJy

BALQSO J0928+4446

BALQSO J1020+4320

σ=1.2 mJy/b, S=206 mJy

図７： U08230A の結果イメージと連続波スペクトルプロット。

- 17 -

再帰する活動を示す活動銀河中心核の JVN 観測
藤沢健太、原田慶一朗（山口大学）、土居明広（ＪＡＸＡ）
2008 年 11 月 30 日

要旨
GPS 天体はコンパクトな構造などの特徴から 102-3 年という若い天体であると考えられている。しかし、この単純な解釈では若い AGN が多すぎるという AGN の人口分布問題が生じる。GPS 天体にはしばしば kpc スケールに広がる構造が見られる。これは 105 年程度の年齢に相当するため、このような構造を持つ GPS 天体は、活動が再帰したという解釈がなされている。活動の再帰性は若い天体の数を増大させるため、AGN の人口分布問題を解決する可能性がある。
我々は JVN を用いて活動が再帰する特徴を示す 0108+388、0424+328、1758+388 の 3 天体について観測をおこない、105 年以下の時間スケールの活動の痕跡を示す構造の探査をおこなった。その結果、単色体積放射率に換
算して 0108+388 では 3.29、0424+328 では 1.90、1758+388 では 5.53 [10-29Js-1Hz-1m-3]を検出限界としてマップ中心から 50 [mas]の範囲に過去の活動の痕跡がないことが明らかになった。
また、今回得られた観測結果と VLBA アーカイブデータを用いて、102-3 年に対応する VLBI 構造のシンクロト
ロン自己吸収スペクトルの重ね合わせをおこない、VLA で観測されるスケール（104-5 年の構造に対応）のスペク
トルを表現できるかどうかを調べた。その結果 0108+388、0424+328 では 102-3 年に相当する VLBI 構造の足し合わせで 104-5 年のスペクトルを表現できることがわかった。
マップ上の構造とスペクトルの重ね合わせの２つの独立な方法によって、検出された VLBI 構造と kpc スケー
ルに広がる過去の活動の痕跡以外に放射構造がなく、再帰の時間スケールが 104-5 年であることが推定された。
1758+388 は高周波数で単一のシンクロトロン自己吸収スペクトルでは説明できない、フラットなスペクトルを示したため、若い電波銀河ではないと考えられる。

１． イントロダクション
１－１．コンパクトな電波銀河
AGN に付随する電波ローブの広がりは典型的に、100 kpc ~ 1 Mpc である。しかし VLBI 観測により 1 kpc 以
下の小さい電波銀河も発見されている（Phillips & Mutel, 1982; Carvalho, 1985）。Fanti et al. (1990) は全体の大きさが 15 kpc 以下のコンパクトな天体、かつスペクトルインデックスαが-0.5 以下のスティープスペクトル天
体を CSS (Compact Steep Spectrum)と定義した。CSS 天体は電波銀河と同様に 2 つ（または 1 つ）の電波ローブを有する天体である。さらに、O’Dea, Baum & Stanghellini (1991) は大きさが 1 kpc 以下、凸型のスペクトルを持ち GHz 帯にスペクトルピークを持つ天体を Gigahertz Peaked Spectrum (GPS)天体と定義した。CSS 天体と GPS 天体は、低周波数で吸収を受け凸型のスペクトルを取っている。統計的な研究によって、吸収のメカニズ
ムはシンクロトロン自己吸収である可能性が高いことが示されている。

１－２．電波銀河の進化と GPS 天体
GPS 天体や CSS 天体のコンパクトな構造を説明する物理的な解釈として、若い電波銀河であるためにコンパク
トであるとする考えが主流である。天体が若いためにコンパクトな構造を示すとする説は、"Youth Scenario"と呼ばれている。この考えによれば、天体の大きさは電波源の活動が経過してからの時間を指標となる。ほとんどのGPS 天体は電波銀河のような対称なローブを電波銀河の 10-3 -10-2 倍の空間スケールで持っていることから、GPS
天体は電波銀河の進化の初期段階であるとみなされている。巨大電波銀河が 108 年の年齢を持っているのに対し- 18 -

て、GPS 天体は 102-3 年という非常に若い天体であると考えられている。

１－３．Youth Scenario の問題点
GPS 天体が電波源に占める割合は、S4 カタログ（Peacock & Wall, 1982）では 8.5%、1Jy カタログ（Kuhr etal. 1981）では 10%である。巨大電波銀河の年齢 108 年が AGN の最高齢であり、AGN の出生が時間に対して一定であると仮定すると 102-3 年の年齢の GPS 天体が AGN 全体に占める割合は、0.001-0.0001%（10-5～10-6 倍）になるはずである。しかし、カタログに占める GPS 天体の割合は約 10%であり、若い天体が多すぎる。この問題
は AGN の人口分布問題と呼ばれている。この問題が提起することは、GPS 天体が単なる若い天体ではないということである。

１－４．GPS 天体に見られる kpc スケールの構造と活動の再帰
GPS 天体 0108+388 において中心核から東に 60kpc はなれた場所に kpc スケールに広がる構造が検出された（Baum et al. 1990）。Stanghellini et al. (1998) のサンプル 33 天体のうち 3 天体で、Tinti et al. (2005) では 45
天体の GPS 天体の内 14 天体で kpc に広がった構造が検出されている。この kpc スケールに広がった構造の放射強度は弱く 0108+388 では 20mJy 程度であり、大部分の天体は中心構造から 15-100 kpc 程度、離れているとされている（Tinti et al. 2005）。Baum et al. (1990) は、動力学的な年齢の観点から kpc スケールに広がった構造
が現在 pc スケールで検出されている中心核の「過去の活動の残骸」であると考え、pc スケールの構造は中心核の
最近の活動性を示し、pc スケールと kpc スケールの構造を結ぶ放射がないことから、活動性が再起したという解釈をしている。この GPS 天体の活動の再帰のことを recurrent activity、活動が再帰した天体であるという解釈
は reborn scenario と呼ばれている（Augusto et al. 2006）。
reborn scenario は、GPS 天体の pc スケールの構造は若いという観測的な事実と AGN の人口分布問題を解決する 1 つの考えとなりうる。本研究では、広がった構造として存在するかもしれない過去の活動性について観測的研究をおこなった。直接的な画像観測として JVN によるＶＬＢＩ観測を、またスペクトルの再現性という観点
から JVN および文献・アーカイブデータを用いた。

２． 観測天体
２－１．天体の選択
recurrent activity が期待される GPS 天体を以下の 3 つの条件で選択した。
１． 数年の時間スケールをおいても、GPS 天体である
２． pc スケールに構造をもっていること
３． kpc スケールに広がった電波構造があることが知られている
１番の条件は、一時的に GPS を示すブレーザーを除外するためである。２，３の条件は、recurrent activity が期待される天体を選択する基準である。
この条件を満たす天体として、0108+388、0424+328、1758+388 の 3 天体を Tinti et al. (2005) から選択した。
この 3 天体の座標および赤方偏移を表１に、2002 年に VLA で観測されたスペクトルを表２と図１に示す。

- 19 -

表１．観測天体
観測天体

種別

IAU

common0108+388

OC314

OT398

赤緯

赤方偏移

(J2000.0)

距離*

1 mas*[1027 cm]

[1019 cm]G

01 11 37.3168+39 06 28.103

0.669

12.4

2.16

G

04 28 05.8087+32 59 52.043

0.479

8.28

1.84

QSO

18 00 24.7653+38 48 30.697

2.092

51.4

2.61

0424+328
1758+388

赤経*H0=71, ΩM =0.27

表２．ＶＬＡで観測した全フラックス密度
天体

周波数（上段、GHz）毎のフラックス密度（mJy）
1.4

1.7

4.5

4.9

8.1

8.5

15.0

22.5

0108+388

476

594

1313

1286

978

937

507

315

0424+328

117

202

493

506

525

514

375

263

1758+388

313

331

702

748

1044

1063

1174

1076

（Tinti et al. (2005）による。フラックス密度測定精度は 1.4-8.5GHz は 3%、15.0GHz では 5%、22.5GHz では 10%）

図１．観測天体のスペクトル。左から 0108+388, 0424+328, 1758+388。

２－２．個別の天体について
２－２－１．0108+388
0108+388 は Baum et al. (1990) により中心核から東に 20 秒角離れた位置に kpc スケールの構造が検出されている。pc スケールの構造について Taylor et al. (2000) は 8 - 43GHz でのスペクトルの形状とコンパクトな構造から、図２右に十字で示した C3 が中心核であるとしている。両端の構造（C1 と C7）のセパレーション速度は Taylor
et al. (2000) は 11±2、Owsianik, Conway & Polatidis (1998)は 9.27±1.21 μas yr-1 であるとしている。

- 20 -

図２．0108+388 のマップ。左：VLA, 1.4GHz による kpc スケール構造（Tinti et al. 2005）。右：VLBI, 15 GHz による pc ス
ケール構造（Taylor et al. 2000）。

２－２－２．0424+328
0424+328 は z = 0.429 にある電波銀河である。Tinti et al. (2005) の VLA 観測で、1.465GHz と 1.665GHz において NW-SE 軸に僅かに分解された kpc スケールの構造（図３左）が検出されている。pc スケールの構造では15GHz と 22GHz での VLBA による観測（Orienti et al. 2006）により、3 つの構造（図３右）が検出されている。

図３．0424+328 のマップ。左：VLA, 1.4GHz による kpc スケール構造（Tinti et al. 2005）。右：VLBA, 15 GHz による pc ス
ケール構造（Orienti et al. 2006）。

２－２－３．1758+388
1758+388 は z = 2.092 のクエーサーと分類される天体で、Tinti et al. (2005) の VLA 観測で 1.465GHｚと1.665GHz で、kpc スケールのわずかに分解された構造が得られている（図４左）。pc スケールの構造は、Kellermann et al. (1998) の VLBA, 15 GHz の観測で、放射のピークから西の方向に天体の構造が見えている（図４右）。VLBA 2cm survey によれば、同図で見えているコンポーネントの速度が 1.18c (14±4 μas yr-1 であるとされている。

- 21 -

図４．1758+388 のマップ。左：VLA, 1.4 GHz による kpc スケールの構造（Tinti et al. 2005）。右:VLBA, 15 GHz による pc
スケールの構造(VLBA 2cm survey)。

３．JVN 観測とデータ解析
観測は JVN の 8GHz 観測における標準的なパラメータで行われた。すなわち、周波数は 8400-8416,
8432-8448MHz、偏波は RHCP、VSOP/K4 ターミナルを用いて、2bit-2ch-32Msample/s、全ビットレートは 128
Mbps である。観測は、0108+388 に対して 3 回、0424+328 と 1758+388 は各 2 回行われている。観測システムの不備などを補うために、複数回の観測を行った。表３に観測の概要を示す。

表３．観測概要
天体0108+388

0424+328

1758+388

コード

観測時間 UT

参加局

U05296

12:15-13:55

RR,II,GG,MM,UD,TK,YM

U05306*13:00-20:55

RR,II,GG,MM,UD,KB,YM,GF

U0606923:00-09:00

UD,KB,TK,YM,GF

U0530715:00-20:55

RR,II,GG,MM,KB,TK,YM,GF

U06099*00:00-07:55

RR,II,GG,MM,UD,KB,TK,YM,GF

U05352*00:00-07:55

RR,II,MM,UD,KB,YM,GF

U0600700:00-05:55

RR,II,GG,MM,KB,YM.GF*以下の解析で重点的に説明するデータ。

データ解析は、Astronomical Image Processing System(AIPS)と Difmap を併用して相対較正法にておこなった。JVN は人工雑音源を搭載していない観測局、有効開口面積がわかっていない観測局がありアプリオリ較正をおこなうことができないため、フラックス密度と構造が既知である点源の較正天体を観測することで SEFD を導出し、観測目標天体に適用する（相対校正法、Doi et al. 2006）。キャリブレータ天体のフラックス密度は、2005
年 11 月 12 日に山口 32m 電波望遠鏡の単一鏡観測で得られたフラックス密度を用いた。

- 22 -

ずべての観測のうち、U05306、U05307、U05352、U06007、U06069、U06099 の観測では岐阜局、U06069、
U06099 ではつくば局にデータの異常が見られたため、各観測のデータを解析する際にはデータを利用しなかった。
各天体について行った複数の観測のうち、条件が良いものをそれぞれ１つ選んで（表３の観測コードに*印を付した）以下で述べる。

４．結果
全ての較正が終えたデータに対して、クリーンアルゴリズムを用いて描いた天体の輝度分布を、図５－７に示す。各マップともイメージ r.m.s.の 5 倍を最小のコントアとしてとった。この結果に対して Difmap のモデルフィ
ット機能を用いて、円形ガウシアンのモデルでフィッティングを行い、輝度構造をモデル化した。各観測のイメージングの結果とモデルフィットの結果をそれぞれ表４、表５に示した。

表４．イメージングの結果
天体

コード

時間
(hr)

合成ビーム

画像ノイズ

θmaj

θmin

p.a.

1σ

(mas)

(mas)

（°）

(mJy/beam)

利用可能データ

0108+388

U05306

8

4.83

2.35

-76.6

0.82

RR,II,GG,MM,UD,KB,YM

0424+328

U06099

8

5.12

2.82

-32.4

0.79

RR,II,GG,MM,UD,KB,YM

1758+388

U05352

8

5.09

2.28

-54.9

1.23

RR,II,MM,UD,KB,YM

表５．モデルフィットの結果
天体

0108+388

0424+328

1758+388

コード

U05306

U06099

U05352

成分

フラックス

中心距離

位置角

サイズ

Sν

r

Θ

θ

(mJy)

(mas)

(°)

(mas)

A

292

4.67

-121.6

0.60

B

229

0.57

-87.0

0.43

C

318

0.90

69.9

0.37

D

25

3.26

76.7

3.30

E

37

2.41

109.4

<0.38

Ce

323

0.06

24.7

<0.38

W

99

0.96

-65.7

0.43

Ce

1270

0.01

126.0

0.95

W

15

2.38

-78.0

<0.34

※モデル成分の位置は画像の中心に対する位置である。モデルフィッティングによって得られた天体サイズθがビームの 10 分の
1 以下のサイズである場合は、上限値として円形のビームサイズの 10 分の 1 を示している。

- 23 -

図５．0108+388

図６．0434+328

図７．1758+388

５．考察
５－１．構造５－１－１．構造成分の同定観測で得られた成分を同定するために過去の観測結果と比較をおこなった。0108+388 は Taylor et al. (2000) に
より中心核の位置が決定されている。Taylor et al. (2000) による 15GHz の観測画像（図 2 右）の C1 と我々の観測で得られた成分 A を重ねると、我々の成分 B は Taylor et al. (2000) の C4 と C5 に、我々の成分 C は同 C6、- 24 -

我々の D は同 C7 によく対応する（図８）。今回の観測では中心核を検出できていない。
0424+328 については、Orienti et al. (2006)で 3 つの構造が検出されている（図３右）。今回検出された構造は、
この 3 つの構造とよく一致しているが、中心核の位置については明らかになっていない。また 1758+388 の観測は多数おこなわれているものの、中心核の位置はわかっていない。よって、この 2 天体について成分を同定することはできなかった。

図８．と U05306 で得られた構造の重ね合わせ。コントアは Taylor et al. (2000)、円は JVN の観測で得られた構造モデルを示す。中心核と考えられる位置もあわせて示した。

５－１－２．動力学的な年齢の推定
ホットスポット膨張速度(セパレーション速度)と空間的な広がりから年齢を推定した。セパレーション速度は今回の観測では得ることができなかったため、0108+388 と 1758+388 については論文とウェブ上のデータを使い、0424+328 については観測で得られていないため GPS 天体のセパレーション速度の一般的な値 0.2c を仮定した。
参照したセパレーション速度とその値を表に示す。

表６．各天体のセパレーション速度の値
v

天体

Ref

h-1 c

μas yr-1

0108+388

0.197±0.026

9.27±1.21

0424+328

0.2±0.1*

11±61758+388

1.18

14±4

1

2

Ref 1 : Owsianik et al. (1998), 2 : VLBA 2cm survey*仮定値

この値を用いてそれぞれの観測で得られた構造の年齢を表７に示す。ただし、0108+388 については中心核の位置
を Taylor et al. (2000)との重ね合わせによって推定し、ジェットは中心核からの伝播速度が表６に示す値を 0.5- 25 -

倍した速度で伝播すると仮定して、動力学的な年齢を算出した。こうして得られた年齢は、102-3yr であり、現在観測されているジェットの年齢の若さを示している。

表７．動力学的な年齢
天体

成分

R [mas]t [yr]

0108+388A

3.0

650±220B

1.0

210±200C

2.4

520±200D

4.8

1030±730E

3.4

310±220

Ce

1.0

90±50

W*

-

-

Ce*

-

-

W

2.4

170±700424+328

1758+388*基準とした成分。0108+388 は Taylor et al. (2000)のマップとの比較によって中心核の位置を決め、そこからの距離を使っている。

５－２．輝度分布と体積放射率
図５－７のコントアは、イメージ上の揺らぎを表すイメージ r.m.s.の値の 5 倍を最小の単位として取っている。
図には中心の構造から 50mas の範囲にイメージ r.m.s.の 5 倍以上の放射はない。観測量である輝度 Bν（単位はJy/beam）の上限値はビームの大きさに依存する量であるため、次の式によって天体の系の量である単色体積放射率εν（単位は Js-1Hz-1m-3）の上限値に変換した。

D 2 Bν
V2D Bν

ε ν = 4π= 24

3θ beam

ここで、V は観測ビームサイズθbeam を直径とした球の体積である。広がった構造に対する輝度および単色体積放射率の上限値を表８にまとめて示した。

表８．広がった構造に対する輝度・体積放射率の上限値
輝度上限値(5σ)

ビームサイズ

天体距離 D

単色体積放射率 εν

[10-29 Js-1Hz-1m-2beam-1][1017 m][1027m]（10-29Js-1Hz-1m-3）

0108+388

4.10

7.28

12.4

3.92

0424+328

3.94

6.99

8.28

1.90

1758+388

6.15

8.90

51.4

55.3

天体

- 26 -

５－３．スペクトル
VLBI 観測で検出された各成分のスペクトルをシンクロトロン放射の式であてはめを行う。VLBI 構造のスペクトルを得るために、今回の観測で得られたデータに加えて、論文で紹介されているデータ、VLBA アーカイブデ
ータを用いた。各コンポーネントのスペクトルを表に示す。

表９各成分のスペクトル天体

0108+388

0424+328

1758+388

成分

フラックス密度（mJy）
1.7 GHz

2.3

5.0

8.4

15.3

22.2

A

42

98

400

292

134

-

B

214

340

409

229

153

-

C

31

54

291

318

158

-

D

-

-

-

25

-

-

E

44

61

-

-

-

-

F

221

180

30

-

-

-

G

-

-

-

-

22

-

E

-

-

-

39

23

12

Ce

-

-

-

319

233

168

W

-

-

-

99

93

40

Ce

-

342

828

1270

1060

768

W

-

130

91

15

39

-

※8.4 GHz の値は我々の観測結果から、0424+328 の 15.3, 22.2 GHz の値は Orienti et al. (2006)、1758+388 の 5.0 GHz は Xu
et al. (1995)、その他は VLBA アーカイブデータを解析して得た値。0108+388 の成分 E、F、G は我々の観測では検出されていない。

GPS 天体は低周波数ではシンクロトロン自己吸収が起きていると考えられる。3 周波数以上で検出された VLBI構造に対してスペクトルフィッティングをおこなった。フィッティングをおこなった式は⎛ν ⎞Sν = S 0 ⎜⎜ ⎟⎟⎝ν 0 ⎠

2. 5

α − 2.5 ⎫
⎧
⎞⎪
⎛
⎛ν ⎞
⎪
⎟
k −α + 2.5 ⎨1 + exp⎜ − τ s ⎜⎜ k ⎟⎟
⎟⎬
⎜
ν0 ⎠
⎝
⎪⎩
⎠⎪⎭
⎝

である。ここで、Sνは周波数νでの放射強度を表し、ν0 = 1 GHz は、GHz で規格化するための値、S0 はシンクロ
トロン自己吸収のスケーリングファクター、τs はシンクロトロン吸収係数、αはスペクトルインデックス（Sν∝ν+α）である。フィッティングの際には、S0、τs、αをフリーパラメータとしてフィッティングをおこなった。データのある周波数帯にスペクトルピークが無い場合、k をフリーパラメータとして、全 VLBI 構造のフィッティング結果を重ね合わせた関数を VLA で得られたデータ Tinti et al. (2005) に対してフィッティングをおこなった。観測周
波数内で吸収が起きていないと考えられる 0108+388 の成分 F と 1758+388 の成分 W については光学的に薄い場
合のシンクロトロン放射の式- 27 -⎛ν ⎞Sν = S 0 ⎜⎜ ⎟⎟⎝ν 0 ⎠

αにおいて、スケーリングファクターS0 とスペクトルインデックスαをフリーパラメータとしてフィッティングをおこなっている。
フィッティングで得られたパラメータの値を表１０、各天体のスペクトルフィッティングの結果と各構造の足し合わせたスペクトルを図９に示す。

表１０．スペクトルフィッティング結果
天体

0108+388

0424+382

1758+388

成分

S0

τs

α

reduced χ2

A

11.8±0.4483±103-1.38±0.10

0.60

B

54.6±5.2

26.0±9.9-0.80±0.16

4.41

C

7.38±0.9387±210-1.05±0.19

1.26

F

696

E

25.3

15.7

-1.14

Ce

3.3

980

-0.95

W

0.5

2.10x105

-2.53

Ce

42.7±6.2W

4.08±2.8x102-1.91-1.37±0.544.0

図９から分かるように 0108+388、0424+328 では、VLBI 観測で得られた成分のフラックス密度をシンクロト
ロン放射のモデル関数で良くスペクトルフィッティングできた。さらに、VLBI で得られた成分のスペクトルの重ねあわせが、VLA で観測されたフラックス密度をよく再現している。このことは、VLBI で検出された pc スケー
ルの構造がこれらの天体の放射のほとんど全てを占めていることを意味する。そのほか VLA で観測された微弱な
kpc スケールのジェット構造が存在するが、それ以外に放射構造がなく、kpc－pc スケール（104-5－102-3yr）の間はこれらの天体の活動性はごく低かったことが推測される。
1758+388 については、成分 Ce がフラットスペクトルを示すためシンクロトロン自己吸収スペクトルでは表現できなかった。この天体のフラットなスペクトルは、ドップラービーミングの効果によって現れた可能性が高く、したがって 1758+388 は若い電波銀河ではなく、ビーミングが効いているブレーザーである可能性が高い。

５－４．活動再帰の時間スケール
観測した３天体のうち、0108+388、0424+328 は活動が再開した AGN であり、年齢が 102-3 yr であると考えられる結果が得られた。また、これらの天体には 104-5 yr の過去の活動性が存在する。単純に、活動期と停止期が繰り返していると仮定すると、活動期と停止期の時間比率は 10-1 ～10-3 である。これは電波で活動的とされる
AGN において GPS などの天体が占める割合に近い。すなわち、電波で見た AGN の活動性は 10-1 ～10-3 の割合
で「若い」、Youth Scenario を支持する可能性が考えられる。
しかし、この単純な過程を受け入れると、GPS として活動を再開する前の約 105 yr の間は、過去に活動して現在は活動が停止している状態の天体が多く存在し、それが観測される AGN の 90-99.9%を占めることになる。こ- 28 -

図９．VLBI 構造のスペクトルフィッティングと VLBI 構造の足し合わせでのトータルフラックス密度。トータルは、未検出は２つ以下の周波数で見つかったフラックス密度を除いたトータルフラックス密度、comp は各成分、fit はフィッティング結果、
spectrum はスペクトルを表している。

- 29 -

れは現実の観測結果と一致しているようには思われない。
Youth Scenario と AGN の人口分布問題において、GPS などの若い天体はやがて巨大電波銀河に進化するという仮定がある。しかし必ずしも全ての GPS が巨大電波銀河に進化しない可能性も考えられる。GPS として誕生
しても、短時間のうちに活動が停止し、AGN として認識されなくなるのかも知れない。その場合、GPS として出現したジェットが観測限界以下になるまでの時間などのジェットの消長を含めた観測と考察が必要である。

６．まとめ
GPS 天体はコンパクトな空間的な広がりから、102-3yr の｢若い｣天体であると考えられている。しかし GPS 天
体には kpc スケールに広がる構造（104-5yr に対応）がしばしば見られる。このような構造を持つ GPS 天体は、活動が再帰したという解釈がなされている。これを確かめるには GPS の活動の再帰の時間スケールを明らかにすることが必要である。
我々は、活動が再帰する特徴を示す３つの GPS 天体 0108+388、0424+328、1758+388 について JVN を用いて観測をおこなった。その結果、5mas 以下の範囲に複数の成分からなる放射構造を検出した。これは過去の観測と対応させることができる結果である。いっぽう、観測を行った 50mas の範囲内で、5mas 以上はなれた位置には放射構造が見られなかった。このことは体積放射率に対する強い上限を与え、この空間スケールに対応する過去の活動がない、あるいはごく小さいことが明らかになった。
また、今回得られた観測結果と VLBA アーカイブデータを用いて、VLBI で観測される個々の成分に対してシンクロトロン自己吸収スペクトルを当てはめた。その結果、0108+388、0424+328 のスペクトルはシンクロトロ
ン自己吸収スペクトルでよく当てはめることができた。さらに、個々の成分のスペクトルを足し合わせると、VLAで観測された全フラックス密度のスペクトルをよく再現することができた。すなわち、VLBI で検出された pc ス
ケールの構造がこれらの天体の放射のほとんど全てを占めていて、これらの天体の活動性はごく最近だけ出現していると考えられる。また VLA では微弱な kpc スケールのジェット構造が観測されている。この kpc スケールには 104-5 yr の時間スケールに対応するため、VLBI で観測された 102-3 yr の活動性と、VLA で観測された 104-5 yrの活動性の間は、これらの天体の活動性はごく低かったことが推測される。
輝度分布とスペクトルの 2 つの手法から、103-4 yr に対応する過去の構造が無い、あるいはごく小さいことを示す結果を得た。
1758+388 のスペクトルフィッティングの結果は、高周波数で単一のシンクロトロン自己吸収スペクトルでは説明できない、フラットなスペクトルを示した。この天体は若い GPS というより、ドップラー増幅効果が強く作用する高速なジェットを持ったブレーザーであると考えられる。

参考文献

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Fanti R., Fanti C., Schilizzi R. T., Spencer R. E., Nan Rendong, Parma P., van Breugel W. J. M., Venturi T.
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Kellermann K. I., Vermeulen R. C., Zensus J. A., Cohen M. H. 1998, AJ, 115, 1295
Kuehr H., Witzel A., Pauliny-Toth I. I. K., Nauber U. 1981, A&AS, 45, 367
O'Dea C. P., Baum S. A., Stanghellini C. 1991, ApJ, 380, 66
Orienti M., Dallacasa D., Tinti S., Stanghellini C. 2006, A&A, 450, 959
Owsianik I., Conway J. E., Polatidis A. G. 1998, A&A, 336, L37
Peacock J. A., Wall J. V. 1982, MNRAS, 198, 843
Phillips R. B., Mutel R. L. 1982, A&A, 106, 21
Stanghellini C., O'Dea C. P., Dallacasa D., Baum S. A., Fanti R., Fanti C. 1998, A&AS, 131, 303
Taylor G. B., Marr J. M., Pearson T. J., Readhead A. C. S. 2000, ApJ, 541, 112
Tinti S., Dallacasa D., de Zotti G., Celotti A., Stanghellini C. 2005, A&A, 432, 31
Xu W., Readhead A. C. S., Pearson T. J., Polatidis A. G., Wilkinson P. N. 1995, ApJS, 99, 297
VLBA 2cm survey

http://www.cv.nrao.edu/2cmsurvey/- 31 -

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