超大質量ブラックホールのデータ収集とその可視化・分析江口 智士

2012 年 3 月 14 日

1 科学的背景
近年の観測により、宇宙に存在するすべての銀河の中心には超巨大質量ブラック
ホール (SMBH) が普遍的に存在することが知られている。SMBH の質量は MBH =106−9 MSun (MSun は太陽の質量) と言われており、マイクロクエーサー (銀河系内のブラックホールと恒星の連星系) の MBH ≲10MBH との間には大きな違いがある。そのため、「SMBH がどのようにしてその質量を獲得したか?」という問いは今なお最大の謎のままである。
いっぽう、SMBH の質量と母銀河のバ

図 1 近傍銀河のバルジ質量と中心の超ルジ質量との間には強い相関 (Magorrian

巨大質量ブラックホール (SMBH) の質
量との相関 [4]。

Relation) があることが知られている (図1) [3, 4]。これは SMBH 進化と銀河進化が密接に関係していることを示唆する。これを共進化と呼び、SMBH の宇宙論的進化の謎を解く鍵となる。
共進化を説明する理論はいくつか提唱されているが、いずれも仮説の域をでない。ここでは、そのうちのひとつ [1, 2] を紹介する。銀河が衝突合体するとスターバーストが起こ

1

図2

合体後の水素柱密度 (左上)、絶対光度 (左中)、B バンドでの見かけの光度 (左下) [1] と銀河進化の模式図 [2]。

ると同時に、新しくできた SMBH の周りに大量のガスが落ち込む。その結果、ダストに埋もれた活動銀河核 (AGN) が誕生する (図 2 左)。このとき水素柱密度 (水素の個数密度を視線方向に積分したもの) は NH ∼ 1025 cm−2 に達する。するとダストによる強い減光のために、可視光ではこの系を観測できなくなる (図 2 下)。しばらく経つと AGN の輻射圧により周囲のガスが吹き飛ばされ、SMBH へのガス供給が止まり SMBH の成長も止まる (AGN Feedback)、すなわち AGN としての寿命を終える。宇宙進化の間にこのサイク
ルが何度も繰り返された結果、Magorrian Relation が生まれた (図 2 右) ――以上が彼らの主張である。
このモデルを信じるならば、AGN はその初期段階において非常に濃いダストに覆われて観測が非常に困難な状態、すなわち「隠された」状態になる。言い換えると、隠された

AGN は進化段階の非常に初期の段階であり、SMBH の成長および銀河進化の謎に直接迫ることのできる貴重なサンプルなのである。ただし、繰り返しになるが、隠された AGN
は観測が非常に困難なため、同定には赤外線から硬 X 線までの幅広いスペクトル・データが必要になる。各波長のサーベイ・データに個別にアクセスして整理し、系統的に解析を行うのは非常に大変である。これに対し、VO は較正済み他波長データの巨大アーカイブでもある。そこで、VO を用いて隠された AGN の性質に迫るというのが、本実習の目標である。
時間が限られているので、本実習では• VO のデータから「隠された AGN」の候補を探し出す• TOPCAT のプラグインを作成して、VO と外部のデータベースを連携できるよう

2

にする*1
方法に絞って解説する。また、本実習は仮想マシン上の Lubuntu 11.10 で行うが、開発
環境と環境変数の設定を適宜行えば、同じ作業を Windows 等の他の OS でも行うことができる。

2 TOPCAT の使い方
この実習では TOPCAT を駆使するので、再度使用法の解説を行う。

2.1 Linux での TOPCAT の起動方法
実習用の環境には、最新版の TOPCAT を/usr/local/votools/topcat-full.jar
としてインストールしてある。ターミナル (LXTerminal) を起動して、

java -Xmx512m -jar /usr/local/votools/topcat-full.jar &と入力すれば、最大使用メモリを 512 MB に設定して TOPCAT を起動できる。-Xmx512m
を指定しない場合は、最大使用メモリは 256 MB になる。本実習では大きなカタログデー
タを読み込むので最低でも 512 MB、できれば 1024 MB (-Xmx1024m) を指定する。*2
上記のコマンドを毎回手で入力するのは大変なので、実習環境では$HOME/.bashrc に

VOTOOLS=/usr/local/votools
alias topcat="java -Xmx512m -jar $VOTOOLS/topcat-full.jar"と設定してあり、ターミナル上で単にtopcat &と入力するだけで TOPCAT が起動する。

*1 データベースは「大量の情報の中から条件に合う少数のものを抽出するタイプ (N : 1 の関係)」と「ある情報に関連する違う種類の情報にアクセスするタイプ (1 : N の関係)」とに大別される。現状の VO は前者である。
*2 実習用の仮想マシンはメモリを 1024 MB (=1 GB) しか搭載していない。物理マシンが 3 GB 以上のメモリを搭載している場合は、仮想マシンを起動する前に仮想マシンの設定を変更して、仮想マシンのメ
モリ量を 2 GB 以上に設定して仮想マシンを起動する。

3

2.2 SDSS DR-7 Quasar カタログの取得と整理
最初に、Sloan Digital Sky Survey Data Release 7 (SDSS-DR7) の Quasar カタログを取得する。

1.

の順にクリックする。

2. “Row Selection” で “All Rows” を選択し、“Maximum Row Count:” を “unlimited” にする。

3. “Catalogue Selection” で “By Keyword” タブをクリックし、“Keywords:” に4sdss quasar と入力する。そして Enter キーを押すか、“Search Catalogues” ボ
タンをクリックする。

4. 検索結果の一番最後、“The SDSS-DR7 quasar catalog (Schneider+, 2010)” を選択し、ダイアログの OK ボタンをクリックする。するとダウンロードが開始される。

SDSS DR-7 Quasar カタログは、VII 260 dr7qso と VII 260 table5 という 2 つの項目が一部異なるテーブルから構成される。データを有効活用するために、共通項目のみを残してテーブルの結合を行う。また、後で XMM-Newton のカタログとクロスマッチ
を行うが、XMM-Newton の角度分解能は ≈ 5” なので、離角が 5” 以内の天体の組はこ

5こで捨ててしまう。

1. “Table List” の VII 260 dr7qso を選択し、を押してカラムメタデータを表

示させる。

2.

をクリックして全てのカラムを不可視にし (Visible 列のチェックを外す)、

RAJ2000、 DEJ2000、SDSS、z、umag、gmag、rmag、imag、zmag のみ可視にする (Visible 列にチェックを入れる)。

を押してダイアログを閉じる。

3. 同様にして、テーブル VII 260 table5 も RAJ2000、 DEJ2000、SDSS、z、umag、6

gmag、rmag、imag、zmag のみ可視にする。

4.

をクリックする。

5. “Base Table:” と し て 1:

VII 260 dr7qso、“Appended Table:” と し て 2:

VII 260 table5 を選択する。そして、カラムの対応関係を確認した後、Concatenate ボタンをクリックする。この操作により、新しいテーブル concat(1+2) が作
成される。

7

6. Joins メニューから Internal Match を選択する。

7. “Match Criteria” の “Max Error:” に 5.0(単 位 確 認) を 入 力 し 、“Table” の“Table:” として 3:

concat(1+2) を選択し、“Action” として “Eliminate All

Grouped Rows” を選択し、Go ボタンをクリックする。この操作により、重複したデータと混んだ領域が削除された 4:
れる。

8matched という新しいテーブルが作成さ

8. “Table List” の 4:

matched を選択し、“Current Table Properties” の “Label:”に SDSS-DR7 QSOs と入力して Enter キーを押す。*3 “Table List” の表示が 4:

SDSS-DR7 QSOs と変更されたことを確認する。

以上で、SDSS DR7 Quasar カタログの取得は完了である。SDSS-DR7 QSOs 以外のテーブルは不要なので、削除して構わない。テーブルの削除は、そのテーブルを選択してFile メニューの Discard Table(s) をクリックする。

*3 Enter キーを押さないと、ラベルの変更が反映されない。

9

2.3 2XMMi-DR3 カタログの取得
続いて、XMM-Newton Serendipitous Source Catalogue Data Release 3 (2XMMi-

DR3) を取得する。SDSS のときと同様にして、→とクリックし、“Key-words:” に xmm dr3 と入力して 2XMMi-DR3 を検索してデータを取得する。2XMMiDR3 は 1 つしかテーブルはないので、SDSS のときのようなデータ加工は不要である。
後でわかりやすいように、“Current Table Properties” の “Label:” に 2XMMi-DR3 と入力して Enter キーを押す。

2.4 カタログマッチ
2XMMi-DR3 は単なる X 線源のカタログなので、X 線連星といった AGN 以外のソースが多数含まれている。そこで SDSS の Quasar カタログとクロスマッチして、AGN のみ取り出す。

1.

をクリックする。

2. “Match Criteria” の “Max Error:” に XMM-Newton の典型的な角度分解能である
5” を入力し、“Table 1” として SDSS-DR7 QSOs を、“Table 2” として 2XMMi-DR3を選択する。“Output Rows” の “Match Selection:” として “Best match, sym-

metric”、“Join Type:” として “1 and 2” を選択する。
10

3. 条件を確認して Go ボタンをクリックする。
4. 新しく作成されたテーブルを選択し、“Current Table Properties” の “Label:” にSDSS-XMM-QSOs と入力し、Enter キーを押す。

2.5 XMM AGN の Redshift 分布を調べる
XMM AGN の大まかな Redshift 分布を調べるため、ヒストグラムを作成する。

1. テーブル SDSS-XMM-QSOs を選択し、11をクリックする。

2. “Table:” に SDSS-XMM-QSOs が選択されていることを確認し、“X Axis:” として zを選択する。

3. z ≃ 1 にピークがあることを確認する。

2.6 作業内容の保存
万が一 TOPCAT がクラッシュした場合に備えて、こまめに作業内容を保存することを強く推奨する。TOPCAT の保存機能では、あるテーブル 1 つを保存 (fits やテキスト等の形式が選択可能) することに加えて、ラベルも含めて全テーブルを保存することができる。

1.

をクリックする。

12

2. “Session” タブをクリックし、“Output Format:” が fits-plus になっていることを確認する。“Filestore Browser” ボタンをクリックする。

3. 適当なディレクトリとファイル名を指定し (必ず拡張子.fits を忘れずに付けること)、OK ボタンをクリックする。ここでホームディレクトリに agn table.fitsと保存したと仮定して、以後解説を行う。

3 隠された AGN 候補探査
最初に述べたように、隠された AGN はトーラスによる強い減光のために可視光の観測が難しい。そこで透過力の強い X 線に注目する。10 keV 以下の領域では、散乱断面積13(光子が物質と反応を起こす確率) は近似的に σ(E) ∝ E −3 (E は光子のエネルギー) と書ける。つまり、同じ X 線であってもエネルギーの低い X 線よりもエネルギーの高い X 線の方が透過力が強い。ここで、適当に光子のエネルギーの閾値 E0 を決めて

• E ≥ E0 の光子の個数: H• E < E0 の光子の個数: Sとすると、隠された AGN では定性的には H > S になると期待される。これをもう少し定量的に定義したのが Hardness Ratio (HR) と呼ばれる量であり*4 、

HR ≡

H−S
H+S

で定義される。
観測するエネルギー・バンドを 2 つに別けて、それぞれのバンドについて HR を計算する。例えば、(HR1 , HR2 ) とする。スペクトルが高エネルギーまでずっとべき型である天体と、スペクトルの途中にカットオフがあるような天体では、前者の方が HR2 /HR1 の値が大きくなる。したがって、横軸に HR1 、縦軸に HR2 をとったプロットを作成すると、スペクトルに応じてそれぞれの天体が占める位置が変わる。このプロットは可視光の 2 色図に対応し、大まかに天体をふるいに掛けるときにしばしば使われる手法である。

2XMMi-DR3 カタログでは、Hardness Ratio を計算するために次の 5 つのエネルギー
バンドを定義している:• band1 = 0.2–0.5 keV• band2 = 0.5–1.0 keV• band3 = 1.0–2.0 keV• band4 = 2.0–4.5 keV• band5 = 4.5–12.0 keV。
そして、

• HR1 = (band1, band2)• HR2 = (band2, band3)• HR3 = (band3, band4)• HR4 = (band4, band5)*4 HR は純粋な観測量であり、検出器の個体差も含まれている。したがって、違う検出器どうして HR の値を直接比較することはナンセンスである。

14

の値を記載している。
本実習では、これとシミュレーションとを組み合わせ、隠された AGN の候補天体を

XMM-Newton の AGN カタログから探し出す。

3.1 隠された AGN のスペクトル・シミュレーション
中心核から放射されている X 線のスペクトルは、I(E) = AE −Γ exp (−E/Ecut ) で表せることが観測的に知られている。*5 ここで A は 1 keV での光子数の規格化定数、Γ はPhoton Index、Ecut はカットオフ・エネルギーである。実際のスペクトルでは、トーラス
による吸収と Narrow Line Region 付近にある薄いガスによる Thomson 散乱の成分*6 が入るので、観測されるスペクトルはF (E) = exp {−NH σ (E)} I (E) + fscat I (E)と書ける。ここで、NH は水素柱密度を、fscat はトーラスの透過成分に対する散乱成分の割合を表す。隠された AGN の定義は、fscat < 3% である [7]。実際に観測されるスペ
クトルはもっと複雑であるが、今回は候補探査が目的であるためそのような成分は無視する。同じ理由で、以下では中心核のスペクトルのカットオフ成分 exp(−E/Ecut ) も無視する。
では、実際に XMM-Newton で観測したときの AGN のスペクトルのシミュレーショ
ンを行う。まずターミナルで、

cd ~/hands-on/smbh/xspec_sim
lsを実行する。これで表示された epn ff20 sdY9 v11.0.rmf というファイルが XMM-

Newton の EPIC 検出器のレスポンス・ファイルである。理論的なスペクトル・モデルにレスポンス・ファイルをかけ算すると、実際に観測で得られるスペクトルになる。
シミュレーションにはこのファイル以外に、Xspec と呼ばれる X 線スペクトルの解析
ソフトウェアが必要である。本実習で使用している仮想マシンには、既に Xspec がイン*5 X 線で単に「スペクトル」と言うと、縦軸に光子数を取ったものを指す場合が多い。
*6 AGN に「吸収を受けていないべき成分」が存在することが観測的にわかっている。いっぽう X 線 CCD

はエネルギー分解能が低いので、複数の輝線が均されてあたかも連続成分のように見えてしまう。そのため、「散乱成分」を本当に単純な Thomson 散乱と取り扱って良いのか、もっと丁寧に取り扱うべきでな
いかという議論が存在する。さらに、散乱成分はトーラスの不均一成分が見えているのではないか、という主張もある。しかしここでは単純な Thomson 散乱として取り扱う。

15

ストールしてある。ただし、Xspec が内部に保持しているライブラリと OS の標準ライブ
ラリが衝突してしまうため、そのままでは起動できないようにしてある。Xspec を起動するために、ターミナルで

heainitを実行する。これで準備完了である。heainit と入力するのは、そのターミナルで Xspec
を最初に起動するときだけで良い。あとはターミナルで、xspecと入力すると、

XSPEC version: 12.7.0
Build Date/Time: Tue Feb 14 23:58:33 2012XSPEC12>と表示されて Xspec が起動する。
次は、z = 1 にある NH = 1024 cm−2 、Γ = 1.9、fscat = 10% の AGN のスペクトル・モデルを作成する手順である。

model zphabs*zpowerlw+const*zpowerlw
100
1
1.9
=2
1
0.1
=3
=2
=5
ここで=は、その後に記述した番号のパラメータとリンクさせるという意味である。結果
として、========================================================================
16

Model zphabs<1>*zpowerlw<2> + constant<3>*zpowerlw<4> Source No.: 1
Model Model Component

Parameter

Unit

Value

10^22

100.000

+/-

par

comp

1

1

zphabsnH

21zphabsRedshift

1.00000

frozen3

2

zpowerlw

PhoIndex

1.90000+/-

4

2

zpowerlw

Redshift

1.00000= 2

5

2

zpowerlw

norm

1.00000

+/-

0.0

6

3

constant

factor0.100000

+/-

0.0

7

4

zpowerlw

PhoIndex

1.90000= 3

8

4

zpowerlw

Redshift

1.00000= 2

94

zpowerlw

norm

1.00000= 5

Active/Off

0.0
0.0

________________________________________________________________________XSPEC12>と表示されれば良い。もし途中で入力を間違った (Enter キーを押した後に間違いに気づいた) 場合は、Enter キーを連打して

XSPEC12>の状態にしてしまい、再度 model と入力するところから始めて欲しい。*7
最後に表示された結果と入力を見比べて欲しい。最初の 100 は NH を 1022 cm−2 単位で入力したものである。次の 1 は Redshit = 1 の意味である。3 番目は Γ の指定、4 番目
は Redshift、5 番目は 1 keV での規格化定数 A、6 番目は fscat (% を比に変換)、7 番目
は Γ、8 番目は Redshift、9 番目は A の指定にそれぞれ対応する。

plot modelと入力すると、スペクトル・モデルが表示される。
続いて、このスペクトル・モデルに EPIC のレスポンス・ファイルを掛け合わせる。

fakeit none

*7 newpar(パラメータ番号) (新しいパラメータ) または newpar (パラメータ番号) = (リンク先のパラ
メータ番号) とすれば修正可能である。

17

epn_ff20_sdY9_v11.0.rmf(何も入力せず Enter キーを押す)
y(何も入力せず Enter キーを押す)
epn_ff20_sdY9_v11.0.fak (または何も入力せず Enter キーのみ押す)
100000,1,1
すると、

1 spectrum

in useChi-Squared =3450.73 using 4096 PHA bins.

Reduced chi-squared =0.843288 for

Null hypothesis probability =4092 degrees of freedom

1.000000e+00***Warning: Chi-square may not be valid due to bins with zero variancein spectrum number(s): 1
Current data and model not fit yet.と表示されて、シミュレーションが終了する。

ignore **-0.2 12.0-**
setplot energy
plot dataと入力すると、シミュレーションによる EPIC からの 0.2–12.0 keV の出力が表示される。
さらに、

flux 0.5 1.0と入力すると、

Model Flux

0.025784 photons (2.8749e-11 ergs)/cm^2/s range (0.50000 - 1.0000 keV)のように、0.5–1.0 keV (観測系) の Photon Flux が計算できる。

18

図3

2XMMi-DR3 の AGN カタログを HR2–HR3 平面にプロットしたものと、シミュレーションで求めた各 fscat の AGN を XMM-Newton で観測した場合の HR2–
HR3 の分布を重ねた図。

この作業を様々なパラメータに対して繰り返せば、Hardness Ratio のプロット上で隠された AGN が占める領域がわかる。しかしこれは非常に単純で冗長な作業なので、[5, 6]のパラメータ空間でシミュレーションを行うスクリプトを用意した。ターミナルでexitと入力して Xspec を抜け、カレント・ディレクトリ (~/hands-on/smbh/xspec sim) にある sim flux.sh を実行する。ターミナルで./sim_flux.shと入力してしばらく待つと、result flux.txt と result hr.txt という 2 つのファイルが作成される。そのうち後者が fscat 、log NH 、HR1、HR2、HR3、HR4 をスペース
区切りのテキスト・ファイルとして出力したものである。これをプロットすると、図 3のようになる。シミュレーション結果を示す青色の包絡線は、外側から内側に向かって

fscat = 0.5, 1, 3, 5, 10% を表す。
このファイルを TOPCAT に読み込ませ、隠された AGN 候補の切り出しに使用する。

19

3.2 TOPCAT を用いた隠された AGN 候補の切り出し
最初に result hr.txt をホーム・ディレクトリにコピーする。

cp result_hr.txt ~/そして、カレント・ディレクトリをホーム・ディレクトリにする。

cd ~/もし TOPCAT を終了している場合は、

topcat &として TOPCAT を起動し、agn table.fits を読み込ませておく。

1.

をクリックする。

2. “Filestore Browser” ボタンをクリックする。
3. “Location:” としてホーム・ディレクトリ (/home/vo2012) を選択し、ファイル一覧にある result hr.txt を選択する。“Table Format:” は ASCII にして OK ボ
タンをクリックする。

4. “Table List” から result hr.txt を選択し、をクリックする。

5. Name カラムと Description カラムを次の表のように入力する。
20

6.

Name

Description

1

fscat

fscat

2

lognh

log NH

3

hr1

HR1

4

hr2

HR2

5

hr3

HR3

6

hr4

HR4

をクリックしてダイアログを閉じる。

7. “Table List” から SDSS-XMM-QSOs を選択し、をクリックする。

8. “Main” タブの中の “Data” について、“Table:” が SDSS-XMM-QSOs となっていることを確認し、“X Axis:” として HR2 を、“Y Axis:” として HR3 を選択する。

21

9. “Main” タブのすぐ上のをクリックする。

10. “A” というタブが作成されるのでそれをクリックし、“Data” の中の “Table:” として result hr.txt を選択し、“X Axis:” を hr2 に、“Y Axis:” を hr3 にする。

11. ダイアログ右側の “Row Subsets” 内、”All” のチェック・ボックス右側にあるプ
ロット・スタイル・ボタンをクリックする。

22

12. “Marker” の “Hide Markers” にチェックを入れ、“Line” から “Dot to Dot” を選択し、OK ボタンをクリックする。

13. “Main” タブをクリックする。図を見やすくするために、をクリックして、Xと Y のスケールを変更する。今回の場合、両者とも [−1.4, 1.4] がおすすめである。
入力したら OK ボタンをクリックする。

23

14. このプロットの中から、隠された AGN (fscat < 3%) に対応する領域 (外側から数えて 3 番目の青い包絡線より外側) にいる天体を抜き出す。

をクリックする。

15. 外側から 2 番目と 3 番目の間を通る適当な領域をマウスで選択し、
クする。

24

をクリッ

16. “New Subset Name:” に Buried AGNs と入力し、“Add Subset” ボタンをクリッ
クする。

17.

をクリックして、“Scatter Plot” のダイアログを閉じる。

18. “Table List” で SDSS-XMM-QSOs を選択し、“Current Table Properties” の “Row
Subset:” を Buried AGNs にする。

25

19. “File” メニューから “Duplicate Table” を選択する。

20. コピーされたテーブルのラベルを Buried AGNs にする。
21.

→ “Session” タブをクリックして、buried agn table.fits という名前でテーブル全体を保存する。

ここまでの作業で、隠された AGN の候補天体を探し出すことができた。最後は、TOPCAT と外部データベースとの連携について解説する。

26

4 VO と外部データベースとの連携
20 万個以上の X 線天体の中から隠された AGN 候補を見つけるという、従来の方法では最低でも数日はかかる作業が、VO を使うとたった数時間でできることを実演した。これが VO の威力である。データの絞り込みが簡単にできたので、この候補に関する情報も楽して得たくなるのが人情というものである。ところが、現実はそれほど甘くない。なぜなら、関連情報というのは広がった構造を持つためテーブル化できないからである。
そこで、発想を変えてみる。ある天体の関連する情報へのリンクをひたすら集めた Web
ページがあったとする。何らかの方法で TOPCAT から Web ブラウザを起動し、このページを開くことさえできれば、「リンクをクリックする」という手間はかかるけれども、関連情報を辿る道筋ができる。
起点としては、NASA/IPAC Extragalactic Database (NED) が良さそうである。実際、撮像イメージやスペクトル、Spectral Energy Distribution (SED)、それらに関連する論文の Abstract を見ることができる。さらに都合の良いことに、名前だけでなく座標からでも天体を検索できるようになっている。テーブルに書かれている座標を NED に送って、検索結果の URL を受け取るような機能を TOPCAT に追加できないか――そんな悩みを解決致します。(^.^);
作業に入る前に、TOPCAT を一旦終了する。また、ターミナルで

cd ~/hands-on/smbh/topcatを実行する。

4.1 NED の検索インターフェース
自分で作成したプログラムから NED を利用するための方法が、http://ned.ipac.

caltech.edu/help/faq1.html#1e に書かれている。実習で使用している仮想マシンでは、この URL をブックマークしてある。デスクトップにある “Chromium ウェブ・ブ
ラウザ” のアイコンをダブル・クリックしてブラウザを起動し Ctrl + Shift + b を押すと、ブックマーク・ツールバーが表示される。その中の “NED Frequently Asked

Questions” をクリックする。次に “I have a list of thousands of objects...” のリンクをクリックする。
こ の 中 の 3) の ケ ー ス は 、(α, δ) = (233◦ .73798, 23◦ .50319) を 中 心 と す る 半 径′
1 の 円 領 域 を 検 索 す る 例 で あ る 。http://nedwww.ipac.caltech.edu/cgi-bin/27nph-objsearch?search_type=Near+Position+Search&in_csys=Equatorial&in_
equinox=J2000.0&lon=233.73798d&lat=23.50319d&radius=1.0&out_csys=
Equatorial&out_equinox=J2000.0&of=ascii_tab これを Ctrl + c でコピーして、
アドレスバーにペースト (Ctrl + v) して欲しい。すると、Results from query to NASA/IPAC Extragalactic Database (NED),
which is operated by the Jet Propulsion Laboratory, California Institute ofTechnology, under contract with the National Aeronautics and Space Administration.
This work was (partially) supported by the US National Virtual Observatory
development project, which is funded by the National Science Foundation
under cooperative agreement AST0122449 with The Johns Hopkins University.

queryDateTime:2012-03-14T04:52:56PDT

Main Information Table for Searching NED within 1.000 arcmin of 233.737980, 23.503190

Equinox:J2000.0

CoordSystem:Equatorial
No. Object Name RA(deg) DEC(deg) Type Velocity Redshift Redshift Flag Magnitude and Filter Distance (arcmin) References Notes Photometry Points
Positions Redshift Points Diameter Points Associations
1 ARP 220 233.73798
23.50319 G
5434 0.018126
13.94
0.000 807 20 173 11 14 8 1
2 ARP 220:[SDC94] 01 233.73798
23.50319 VisS 22.3R
0.000 1 0 0 0 0 0 1
3 ARP 220:[CMD2007] SN 233.73804
23.50333 VisS
0.009 1 0 0 0 0 0 1...

のような結果が返ってくる。
では次に、先ほどのアドレスバーへの入力の最後 of=ascii tab の部分を of=ascii barに変更して、Enter キーを押して押して欲しい。つまり、http://ned.ipac.caltech.

edu/cgi-bin/nph-objsearch?search_type=Near+Position+Search&in_csys=
Equatorial&in_equinox=J2000.0&lon=233.73798d&lat=23.50319d&radius=1.
0&out_csys=Equatorial&out_equinox=J2000.0&of=ascii_bar である。今度はResults from query to NASA/IPAC Extragalactic Database (NED),
which is operated by the Jet Propulsion Laboratory, California Institute ofTechnology, under contract with the National Aeronautics and Space Administration.
This work was (partially) supported by the US National Virtual Observatory
development project, which is funded by the National Science Foundation
under cooperative agreement AST0122449 with The Johns Hopkins University.

queryDateTime:2012-03-14T05:10:43PDT

Main Information Table for Searching NED within 1.000 arcmin of 233.737980, 23.503190

Equinox:J2000.0

CoordSystem:Equatorial

No.|Object Name|RA(deg)|DEC(deg)|Type|Velocity|Redshift|Redshift Flag|Magnitude and Filter|Distance (arcmin)|References|Notes|Photometry Points|Positions|Redshift P
1|ARP 220|233.73798 | 23.50319 |G| 5434| 0.018126 ||13.94| 0.000|807|20|173|11|14|8|1
2|ARP 220:[SDC94] 01|233.73798 | 23.50319 |VisS||||22.3R| 0.000|1|0|0|0|0|0|1
3|ARP 220:[CMD2007] SN|233.73804 | 23.50333 |VisS||||| 0.009|1|0|0|0|0|0|1...

のような結果が返ってくるはずである。
この反応を踏まえてもう一度入力した URL を比べてみると、(パラメータ 1)=(値281)&(パラメータ 2)=(値 2)&... という形で検索条件を与えれば良いということがわかる。重要なパラメータについて書き出すと、• lon: 赤経、度単位の数字の後に文字 d を付加する• lat: 赤緯、度単位の数字の後に文字 d を付加する• radius: 円領域の半径、単位は分角• of: 出力形式という仕様になっている。あとは受け取った文字列を解析し、必要な形に整形すればよい。
最 後 に 実 験 と し て 、of=xml main と し て デ ー タ を 取 得 し て 欲 し い 。つ ま り 、

ned.ipac.caltech.edu/cgi-bin/nph-objsearch?search_type=Near+Position+
Search&in_csys=Equatorial&in_equinox=J2000.0&lon=233.73798d&lat=23.
50319d&radius=1.0&out_csys=Equatorial&out_equinox=J2000.0&of=xml_main
である。すると、< >で囲まれた奇妙なものが表示されたと思う。これは実は、VO Tableと呼ばれる VO の共通規格であり、汎用性が高い。これを解析して人間が取り扱いやすくするためのライブラリも用意されているので、こういったサービスに直接アクセスするソフトウェアを作成するとき、そのサービスが VO インターフェースに対応しているなら、

VO Table を受け取るようにすると便利である。

4.2 TOPCAT プラグインの作成
TOPCAT の機能拡張は、「プリミティブ型の値を返す static なパブリック・メソッドを持つクラスを定義して、そのクラスを起動時に読み込ませる」ということで行う。シン
プルな例は、

public class MyPlugin {public static double sqravg(double x, double y) {return Math.sqrt(x * y);}}とすれば、相乗平均√

xy (ただし、x ≥ 0, y ≥ 0) を計算する sqravg が TOPCAT から

sqravg($1, $2) のようにして使用できるようになる。
これに倣って、(R.A., Dec.) と検索半径を与えると NED に検索を投げ、指定した中心座標に最も近い天体の名前を返す getNEDName と、その天体の情報がまとめられ29

た Web ページの URL を返す getNEDLinkURL を作成する。本当は皆さんにこの場で作って頂こうと思ったのだが、非常に時間がかかりそうだったので、私が作ったコードのコンパイル方法と TOPCAT での使い方の解説にとどめる。中身に興味ある方は、~/hands-on/smbh/topcat/NEDResolver.java を参照のこと。
NEDResolver.java は、NED の検索結果を VO Table で受け取る。実際の VO Tableの解析処理には、SAVOT (http://cdsweb.u-strasbg.fr/cdsdevcorner/savot.html)を使用している。そのため、コンパイル前に CLASSPATH 環境変数を設定する必要があるのだが、その処理を init topcat.sh というスクリプトにまとめた。ターミナルで、. init_topcat.sh
javac NEDResolver.java
このクラス (NEDResolver) は、デバッグ用にターミナル上で実行できるようにしてある。

java NEDResolver
を実行し、http://nedwww.ipac.caltech.edu/cgi-bin/nph-objsearch?search_type=Near+Position+S
earch&in_csys=Equatorial&in_equinox=J2000.0&lon=233.73798d&lat=23.50319d&radius=
1.0&out_csys=Equatorial&out_equinox=J2000.0&of=xml_main&obj_sort=Distance+to+sea
rch+center
ARP 220
http://nedwww.ipac.caltech.edu/cgi-bin/nph-objsearch?search_type=Near+Position+S
earch&in_csys=Equatorial&in_equinox=J2000.0&lon=233.73798d&lat=23.50319d&radius=
1.0&out_csys=Equatorial&out_equinox=J2000.0&of=xml_main&obj_sort=Distance+to+sea
rch+center
http://ned.ipac.caltech.edu/cgi-bin/nph-objsearch?objname=ARP+220と表示されれば正常に動作している。
あとは、この NEDResolver クラスを取り込んで TOPCAT を起動*8 すれば良いのだが、起動コマンドがjava -jar topcat-full.jar &からjava -Djel.classes=NEDResolver uk.ac.starlink.topcat.Driver*8 起動オプションに-Djel.classes=NEDResolver を付けると、クラス NEDResolver が TOPCAT に取り込まれる。

30

に変わる。これをいちいち入力するのは面倒なので、先ほどの init topcat.sh の中でエイリアスの定義を行ってあり、

topcat &とするだけで NEDResolver が使える状態で TOPCAT が起動する。
きちんと NEDResolver が取り込まれたかどうかを確認するには、をクリックして、NEDResolver が表示されているかをチェックする。

4.3 TOPCAT から NED にジャンプ!
NEDResolver 入りの TOPCAT が起動したら、隠された AGN の候補天体リストを保存した~/buried agn table.fits を読み込ませる。

1. “Table List” から Buried AGNs を選択し、2.

をクリックする。

31をクリックする。

3. “Name:” に ned url、“Expression:” に getNEDLinkURL($1, $2, 5.0/60.0)、“Description:” に access url to NED と入力する。ここで、5.0/60.0 を 5/60のように入力すると整数の割り算として処理されて正しく動かないので注意が必要である。入力したら OK ボタンをクリックする。以後、不用意にウィンドウを動かさないように注意する。

4.

をクリックしてダイアログを閉じる。

5.

→ “Session” をクリックし、テーブル全体を buried agn url.fits として保存する。このとき、NED に対して検索を行うので時間がかかる。

6. 保存が完了したら、一旦 TOPCAT を終了する。これ以降は、普通にウィンドウを32

操作しても大丈夫である。

7. ターミナルで topcat &を実行する。
8.

から先ほど保存した buried agn url.fits を読み込む。

9. “Table List” から Buried AGNs を選択し、“Current Table Properties” の “Activation Action:” 横のボタンをクリックする。

10. “View URL as Web Page” をクリックし、“Web Page Location column:” を
ned url、“Browser Type:” を basic browser にし、OK ボタンをクリックする。

11.

をクリックしてテーブルの内容を表示する。

33

図4

全ての作業を完了し、TOPCAT から NED にアクセスできるようになった状態。カタログの各行をクリックすると、その天体に関する NED のページが自動的に表示される。

おめでとうございます! これで図 4 のように、TOPCAT で興味のある天体の行をクリックするとその天体に関する NED のページが自動的に表示されるようになりました。
隠された AGN の観測は現段階ではかなり限られているので、NED に行っても実は大した情報は得られません。ただし、VO で絞り込んだデータからどのように発展させれば良いか、という 1 つのユース・ケースを今回皆様にデモンストレーションできたと思います。この実習によって、皆様と VO との距離を少しでも縮められたのであれば幸いです。
本日は長い間、お疲れ様でした。今後とも VO 並びに JVO をよろしくお願い致します。

参考文献[1] “Black Holes in Galaxy Mergers: Evolution of Quasars.” Philip F. Hopkins etal., the Astrophysical Journal, 2005, 630, 705[2] “A Unified, Merger-driven Model of the Origin of Starbursts, Quasars, the Cos34

mic X-Ray Background, Supermassive Black Holes, and Galaxy Spheroids.”
Philip F. Hopkins et al., the Astrophysical Journal Supplement Series, 2006, 163,
1[3] “The Demography of Massive Dark Objects in Galaxy Centers.” John Magorrian
et al., the Astronomical Journal, 1998, 115, 2285
[4] “The Relation between Black Hole Mass, Bulge Mass, and Near-Infrared Luminosity.” Alessandro Marconi & Leslie K. Hunt, the Astrophysical Journal, 2003,
589, L21[5] “A New Sample of Buried Active Galactic Nuclei Selected from the Second XMMNewton Serendipitous Source Catalogue.” Kazuhisa Noguchi, Yuichi Terashima,
Hisamitsu Awaki, the Astrophysical Journal, 2009, 705, 454[6] “Scattered X-rays in Obscured Active Galactic Nuclei and Their Implications forGeometrical Structure and Evolution.” Kazuhisa Noguchi et al., the AstrophysicalJournal, 2010, 711, 144[7] “X-Ray Spectral Properties of the BAT AGN Sample.” Lisa M. Winter et al.,the Astrophysical Journal, 2009, 690, 1322

35