高宇連研究会 2011/08/11

VERA 43 GHzによる銀河系中心核 Sgr A*のモニター観測秋山 和徳(東京大学 / 国立天文台 水沢VLBI観測所 修士2年)

Collaborators
高橋労太 (苫小牧高専), 本間希樹, 小山友明、
小林秀行 (国立天文台 水沢VLBI観測所)

2011年8月11日木曜日

Sgr A

Downloaded from www.sc

temperature (Te ) is much lower than that of theprotons (Tp ) (Te $$ Tp ), because it is the electrons that do the radiating.
One reason why the emissivity of Sgr
A* is so low is that the magnetic field in thecaptured plasma is below its equipartition

Sgr A* is the nearest AGN!
Declination (E1950)

4’ ~ 9 pc7 Aug 2001

16:19

AR

AR137-09-COLOR.tex

VLA 6 cm
AR137-09-COLOR.SGM

ARv2(2001/05/10)

P1: GDLRight ascension (E1950)

Fig. 4. VLA radio continuum image of the Galactic center showing the shell-like structure ofnonthermal Sgr A East (light blue and green)
and the spiral-shaped structure of thermal SgrA West (red) at % & 6 cm with a resolution of
3.4 ' 2.9 arc sec. A cluster of HII regions
associated with Sgr A East is also evident to theeast of the shell. The weak extended features(dark blue) surrounding the shell are part of the
Sgr A East halo.

. Rev. Astro. Astrophys. 2001.39:309-352. Downloaded from www.annualreviews.org
by KOKURITSU-TENMONDAI LIBRARY on 09/06/10. For personal use only.

portion of this wind plasma captured
black hole falls inward toward thewith increasing speed as it approaches
nt horizon. In the more energetic coresnt galaxies, the outward push from theg radiation can decelerate the flow;
not so in the Galactic center. Sgr A*
t radiate at a level sufficient to drive
alling gas away, and the end result isually all of the plasma within a tenthht-year or so is funneled into the black
bservationally, the key issue is why
alling gas maintains a low radiativecy. If we naı̈vely take the calculated
n rate onto the black hole and estie radiative power produced by therelease of gravitational energy (42),r a total luminosity in excess of what
lly measured for Sgr A*. In fact, somees have it at 104 or 105 times thebserved power.
observations do not yet provide sufinformation for us to identify theof accretion when the infalling gas
tes to within about 103 or 104
zschild radii of the central object
ht can escape when it has crossed thezschild radius of a black hole). Thed plasma is magnetized and highly, but it is not clear how much spegular momentum it carries, what they of the magnetic field is, what the1°~150 pc

87.org SCIENCE VOL 287 7 JANUARY 2000

Sgr A WestVLA 90cm
Yusef-Zadef+

Sgr A*VLA 2 cm

Figure 1 Subarcsec (2 cm) image of Sgr A West and Sgr A∗ . The cometary-likefeature to the north of Sgr A∗ (identified as the bright central spot in this image) is
associated with the luminous star IRS 7, seen at the corresponding location in Figure 2.
(From Yusef-Zadeh & Wandle 1993.)

Eisenhauer+2005

コンパクトな 電波/近赤外/X線源Distance ~ 8 kpc
Mass
2011年8月11日木曜日~ 4 x 106 Msun

1 Rs ~ 10 AU~ 10 μas

Sub-mm VLBIのメインターゲット

Radiation mechanism of Sgr A*① 降着円盤 (Radiation Inefficient Accretion Flow) ? (e.g. Yuan+2003)② 非熱的ジェット ?
③ 熱的なアウトフロー?

2011年8月11日木曜日(e.g. Falcke+2001, Yuan+2002)(Loeb & Waxman 2007)

Radiation mechanism of Sgr A*① 降着円盤 (Radiation Inefficient Accretion Flow) ? (e.g. Yuan+2003)② 非熱的ジェット ?
③ 熱的なアウトフロー?

(e.g. Falcke+2001, Yuan+2002)(Loeb & Waxman 2007)

Still under the discussion

2011年8月11日木曜日

Radiation mechanism of Sgr A*① 降着円盤 (Radiation Inefficient Accretion Flow) ? (e.g. Yuan+2003)② 非熱的ジェット ?
③ 熱的なアウトフロー?

(e.g. Falcke+2001, Yuan+2002)(Loeb & Waxman 2007)

Still under the discussion
詳細なSgr A*の構造はVLBIを持ってしても撮像できない--> 星間散乱の影響で像がボケてしまう。

2011年8月11日木曜日

① 降着円盤 (Radiation Inefficient Accretion Flow) ? (e.g. Yuan+2003)1999ASPC..186...72L

1999ASPC..186...72

Radiation mechanism of Sgr A*② 非熱的ジェット ?
③ 熱的なアウトフロー?

(e.g. Falcke+2001, Yuan+2002)(Loeb & Waxman 2007)

1999ASPC..186...72L

Still under the discussion

詳細なSgr A*の構造はVLBIを持ってしても撮像できない--> 星間散乱の影響で像がボケてしまう。

3.6 cm
6.0 cm2011年8月11日木曜日

2.4 cm

1.3 cm

0.7 cm(Lo + 1999)

① 降着円盤 (Radiation Inefficient Accretion Flow) ? (e.g. Yuan+2003)
1999ASPC..186...72L

1999ASPC..186...72

Radiation mechanism of Sgr A*② 非熱的ジェット ?
③ 熱的なアウトフロー?

(e.g. Falcke+2001, Yuan+2002)(Loeb & Waxman 2007)

1999ASPC..186...72L

Still under the discussion

詳細なSgr A*の構造はVLBIを持ってしても撮像できない--> 星間散乱の影響で像がボケてしまう。

3.6 cm
6.0 cm2011年8月11日木曜日

2.4 cm

1.3 cm

0.7 cm(Lo + 1999)

① 降着円盤 (Radiation Inefficient Accretion Flow) ? (e.g. Yuan+2003)
1999ASPC..186...72L

1999ASPC..186...72

Radiation mechanism of Sgr A*② 非熱的ジェット ?
③ 熱的なアウトフロー?

(e.g. Falcke+2001, Yuan+2002)(Loeb & Waxman 2007)

1999ASPC..186...72L

Still under the discussion

詳細なSgr A*の構造はVLBIを持ってしても撮像できない--> 星間散乱の影響で像がボケてしまう。
しかし、SgrA*の散乱則を用いて、観測されたSgr A*のサイズからSgr A*本来のサイズを推定可能(Bower+2004, 2006, Falcke+2009)→ 電波強度 と サイズの測定が可能
3.6 cm

6.0 cm2011年8月11日木曜日

2.4 cm

1.3 cm

0.7 cm(Lo + 1999)

Frequency dependence of the intrinsic size of Sgr A*
No. 1, 2009

Sgr A* 本来のサイズは周波数依存性を持つ~43 Rg @ 22 GHz,VLBI PARAMETER EST

τ~1~28 Rg @ 43 GHz~13 Rg @ 86 GHz,
~ 4 Rg @ 230 GHz
サブミリ波より長い波長では光学的に厚い

optically
thick

opticallythin

Figure 1. High-frequency radio data and the range of fitted model spectra. The
red circles are taken from Yuan et al. (2004, and references therein), the yellow
squares are from Marrone (2006), and the blue triangle is the single-dish flux
during the VLBI observations discussed here. Since all of the data points were
not taken coincidentally, errorbars on the radio data shown by the red circles
are indicative of the variability, not the intrinsic measurement errors (in contrast
to the yellow squares which were determined by coincident observations, andthe blue triangle not used in the fit). The gray regions show the envelope of themodel spectra, with the dark gray region showing a ! 0.9, and the light grayshowing 0.9 < a ! 0.998. Finally, the black line shows the spectrum for thespin and inclination shown in Figure 2.
(A color version of this figure is available in the online journal.)

Broderick + 20092011年8月11日木曜日

of coefficient values. For every inclination and black hole spinpresented here, this was possible with extraordinary accuracy(reduce χ 2 < 1 in all cases and ! 0.2 for many), implying that
this model is presently significantly underconstrained by thequiescent spectrum alone.5 Subsequently, we obtained the appropriate model parameters for arbitrary spins and inclinations

Frequency dependence of the intrinsic size of Sgr A*
No. 1, 2009

VLBI PARAMETER ESTSgr A* 本来のサイズは周波数依存性を持つ

τ~1~43 Rg @ 22 GHz,
~28 Rg @ 43 GHz~13 Rg @ 86 GHz,
~ 4 Rg @ 230 GHz
サブミリ波より長い波長では光学的に厚い

optically
thick

opticallythin

Figure 1. High-frequency radio data and the range of fitted model spectra. The
red circles are taken from Yuan et al. (2004, and references therein), the yellowsquares are from Marrone (2006), and the blue triangle is the single-dish flux
during the VLBI observations discussed here. Since all of the data points were
not taken coincidentally, errorbars on the radio data shown by the red circles
are indicative of the variability, not the intrinsic measurement errors (in contrast
to the yellow squares which were determined by coincident observations, andthe blue triangle not used in the fit). The gray regions show the envelope of themodel spectra, with the dark gray region showing a ! 0.9, and the light grayshowing 0.9 < a ! 0.998. Finally, the black line shows the spectrum for thespin and inclination shown in Figure 2.
(A color version of this figure is available in the online journal.)

Broderick + 2009

サブミリ波より長い波長帯で見えるのはSgr A*の光球面--> より長い波長帯で、より外側の層が見える

coefficient values. For every inclination and black hole spin(e.g., Ozel+2000,Loeb &ofpresented
Waxman2007,
here, this waspossibleFalcke+2009)
with extraordinary accuracy

2011年8月11日木曜日(reduce χ 2 < 1 in all cases and ! 0.2 for many), implying that
this model is presently significantly underconstrained by thequiescent spectrum alone.5 Subsequently, we obtained the appropriate model parameters for arbitrary spins and inclinations

Variability of Sgr A*・intra-day scale (min ~ hour)・longer scale: Sgr A*の構造の変化に起因(day ~ month) : あまり研究が進んでいない。

--> 多波長ではない + 結合型干渉計での研究が中心。

Long-time variation of Sgr A*
Previous VLBI Study
43 GHz で本来のサイズに60 %程度の変動が報告されている。
--> 電波強度に関する情報は無し (e.g. Bower+2004)

This Study
次の疑問：電波強度とサイズの変化の関係は？
長期スケールでのSgr A*の電波強度とサイズの関係を探るため、
VERA 43 GHzでモニター観測を行った。
2011年8月11日木曜日

Observation

Array：VERA
Frequency : 43 GHz

Spatial Resolution : 0.6 mas x1.1 mas= 60 Rg x 110 Rg
Epoch： 10 epochs during 2005 - 2008

1年以上のタイムスケールに渡ってSgr A*の電波強度およびサイズの時間変化をモニターしたのはこれが初めて
2011年8月11日木曜日

Result (1/3) Observed images

観測されたSgr A*のイメージ
・Sgr A*の構造
３年間に渡って単一成分
・Sgr A*の電波強度@43 GHz
rmsで〜18 %ほど変動した。
電波強度に変動が見られたにも関わらず、Sgr A*からのジェット成分等の噴出は検出できなかった

2011年8月11日木曜日(Akiyama et al. Submitted)

Result (2/3) Model-fitting results
電波強度とサイズの変化
・ 電波強度@43 GHzはrmsで〜18 %ほど変動した。
・ 見かけのサイズはrmsで〜3 %ほど変動した。
電波強度とサイズの変動は、単一の輝度温度では説明が出来ない。
Total fluxObserved size

Brightness temp.

(Akiyama et al. Submitted)
2011年8月11日木曜日

Result (3/3) The comparison with VLBA
2007年に観測された電波増光 (以下 Radio-Loud State) (Lu+2011)
・22 / 43 / 86 GHzで、過去最大の電波強度を観測
・持続時間 >10日間
Total flux

・電波強度：2倍・サイズ：ほぼ等しい(within~3 %)-> 輝度温度 〜 2倍Observed size

Brightness
Temperature
increased

Brightness temp.

(Akiyama et al. Submitted)
2011年8月11日木曜日

Result (3/3) The comparison with VLBA
2007年に観測された電波増光 (以下 Radio-Loud State) (Lu+2011)
・22 / 43 / 86 GHzで、過去最大の電波強度を観測
・持続時間 >10日間
Total flux

・電波強度：2倍・サイズ：ほぼ等しい(within~3 %)-> 輝度温度 〜 2倍Observed size

Brightness
Temperature
increased

Brightness temp.

(Akiyama et al. Submitted)
2011年8月11日木曜日

Discussion -Radio Loud State の原因は？局所的かつ一時的な粒子加速現象(e.g. 磁気リコネクション、非熱的ジェット成分の噴出)などで説明が可能か？
1) Sgr A*はRadio-Loud Stateが観測された22 ~ 86 GHzでは光学的に厚く光球面を見ている。
光球面より外側で粒子加速が起きない限り増光は見えないが、サイズや構造の特徴に大きな変化は見られなかった。
22 GHz43 GHz86 GHz2) シンクロトロン放射による減光のタイムスケールは、典型的な磁場(〜10 G)で１日@86 GHz--> Radio-Loud Stateの持続時間(〜１０日間)が説明できない。
Radio-Loud Stateは、Sgr A*の定常的な構造の輝度温度の変化が原因と考えるのが自然である。
2011年8月11日木曜日

Discussion -Radio Loud State の原因は？降着円盤モデルで説明が可能か？
電波帯ではOptically-thickな熱的シンクロトロン放射(=黒体放射)。
電子温度(〜輝度温度@43 GHz)の変化が原因と考えるのが自然。
放射スペクトルを最も良く説明した降着円盤モデルの一つ(RIAF:Yuan+2003)に類似した自己相似解を導出し、電子温度の変化(~2倍)が降着円盤中のどのパラメータの変化によって説明できるかを調べた。
RIAF self-similar model (K.Akiyama & R.Takahashi)
ADAFの自己相似解 (Mahadevan 1997)に、Windへのmass lossの効果を入れた。
--> 内縁部での降着率の減少
ただしYuan+2003と同様にWindへのエネルギー輸送、角運動量輸送の効果、Windからの輻射の寄与は無視

2011年8月11日木曜日

降着円盤風強大

質量降着率

小強強小

質量降着率

大

境界面での質量降着率
粘性エネルギーの電子への輸送率

2011年8月11日木曜日

小最内縁半径

降着円盤最内縁半径(Rs)

ガス圧 / 全圧

輝度温度の比(Radio Quiet-Stateとの比)

輝度温度の比(Radio Quiet-Stateとの比)

弱弱磁気圧の寄与~5 x 10-4 %: 非現実的mass loss index

粘性による電子加熱

磁気圧

輝度温度の比(Radio Quiet-Stateとの比)

弱輝度温度の比(Radio Quiet-Stateとの比)

輝度温度の比(Radio Quiet-Stateとの比)

Discussion -Radio Loud State の原因は？-(Radio Quiet-Stateとの比)

降着円盤風

強大

質量降着率

小

強強

小

質量降着率

大

境界面での質量降着率
粘性エネルギーの電子への輸送率

2011年8月11日木曜日

小最内縁半径

降着円盤最内縁半径(Rs)

ガス圧 / 全圧

輝度温度の比(Radio Quiet-Stateとの比)

輝度温度の比(Radio Quiet-Stateとの比)

弱弱磁気圧の寄与~5 x 10-4 %: 非現実的mass loss index

粘性による電子加熱

磁気圧輝度温度の比(Radio Quiet-Stateとの比)

弱輝度温度の比(Radio Quiet-Stateとの比)

輝度温度の比(Radio Quiet-Stateとの比)

Discussion -Radio Loud State の原因は？-(Radio Quiet-Stateとの比)

降着円盤風

強大

質量降着率

小

強磁気圧

弱磁気圧の寄与~5 x 10-4 %: 非現実的輝度温度の比(Radio Quiet-Stateとの比)

弱輝度温度の比(Radio Quiet-Stateとの比)

輝度温度の比(Radio Quiet-Stateとの比)

Discussion -Radio Loud State の原因は？小

最内縁半径

RIAFのSelf-similar Solutionに基づくと
ガス圧 / 全圧境界面での質量降着率
粘性エネルギーの電子への輸送率

2011年8月11日木曜日降着円盤最内縁半径(Rs)降着率に非常に大きな変化を与えないと粘性による小質量降着率大
電子加熱
弱強輝度温度の変化は説明できない。
輝度温度の比(Radio Quiet-Stateとの比)

輝度温度の比(Radio Quiet-Stateとの比)

mass loss index(Radio Quiet-Stateとの比)まとめThe image of Sgr A*
・Sgr A*は３年間に渡って、シングルコンポーネントだった。
・電波強度に 〜18 % の変動があった。

The variation of total flux and size
・電波強度、サイズともに変動性があった。
・これらの変動は単一の輝度温度では説明できない事が分かった。

Radio loud state in radio band in 2007
・輝度温度が2倍程度上昇した。
・サイズが変わらなかった事やフレアの持続時間から、
Sgr A*の光球面の外側で起こった局所的な粒子加速現象では説明が困難(e.g. expanding plasma, new jet component, hotspot)
・降着円盤の場合 (RIAF self-similar model)

質量降着率に大きな変化がなければ説明できない
2011年8月11日木曜日

Event Horizon Telescope

Broderick+2009
2011年8月11日木曜日

Event Horizon Telescope

空間的に広がった成分で増光が見られる。

広がった成分2011年8月11日木曜日

コンパクトな成分

Fish + 2011