JVN高感度少数基線による
高赤方偏移AGNジェットの統計的研究~ 大規模フリンジ検出探査観測の途中報告 ~古谷庸介（山口大学）
共同研究者：藤澤健太、新沼浩太郎、鶴田大樹、松田将紀（山口大学）「銀河進化と遠方宇宙」2019 (第五回) @ 神奈川大学

2019/03/11-13

導入：赤方偏移とAGNジェット「銀河進化と遠方宇宙」2019 (第五回) @ 神奈川大学

2019/03/11-13

導入：高赤方偏移AGNジェット
AGNジェットの電波構造は宇宙史に渡って M87; z = 0.0042
進化するか？
低赤方偏移AGN

20 kpc- pc - kpcスケールに広がる電波ジェット- 電波ローブを形成

高赤方偏移AGN

1pc- kpcスケールに広がった電波構造はほとんど検出されていない- pcスケールのコンパクトな電波構造- 特異なスペクトルを持った天体が存在

J1026+2542; z = 5.3

周辺ガスによる閉じ込め効果が寄与?
「銀河進化と遠方宇宙」2019 (第五回) @ 神奈川大学

100 pc1 kpc

2019/03/11-13

Figure 3. The 8.4-GHz VLA A-array image of the quasar J1026+254(experiment AP204, 1991 June 19). The lowest contours are draw
at ±0.35 mJy beam−1 (∼3σ image noise level). Further positive contou
levels increase by a factor of 2. The peak brightness is 102 mJy beam−1

導入：多天体VLBI観測
これまでにVLBIイメージが得られた天体は赤方偏移3以上で84天体!

(Petrov+17)• 周波数ごとの検出数( z > 3)
- S帯: 19天体
- C帯: 27天体
- X帯: 26天体

- U帯: 7天体
- K帯: 5天体

• 高赤方偏移側で高光度の傾向＆VLBI検出天体数が少ない-> 高光度な天体は宇宙初期には少ない?
-> 宇宙初期の方が高光度である?
「天体選出基準が統一されていないため，セレクションバイアスの可能性大!」N = 555

N = 638

N = 783

S-bandC-bandVLBI @ X-band

N = 101

N = 146

N = 13811

U-bandK-bandFIRST∩SDSS「銀河進化と遠方宇宙」2019 (第五回) @ 神奈川大学

2019/03/11-13

導入：高赤方偏移AGNジェット
宇宙論的には．．．
・宇宙の平均ガス密度は(1+z)3に比例・CMB輻射場は(1+z)4に比例

高密度ガス
ホットスポット

環境効果あり（高密度ガス）• コンパクトな領域でホットスポットを形成

電波コア• ホットスポット外に広がるジェットは形成されない-

高周波で明るい
コンパクトな構造

環境効果なし（低密度ガス）• コンパクトな領域でホットスポットを形成しない

低密度ガス
暗いジェット• 広がったジェット構造を形成-

低周波で明るい
暗く広がった構造

多周波/高分解能/高感度/高ダイナミックレンジな
VLBI観測が必要！

「銀河進化と遠方宇宙」2019 (第五回) @ 神奈川大学

電波コア

2019/03/11-13

導入：多周波VLBI観測

A radio-loud q

Table 2. Parameters of the KaVA observations.
zFrequency(GHz)

Flux density(mJy)

Restoring beam(mas2 )

J0906+6930

5.47

J0131−0321

5.18

J1026+2542

5.27

22
43
22
43
22
43

74 ± 11< 57 (3σ )< 53 (3σ )< 43 (3σ )< 29 (3σ )< 54 (3σ )1.90 × 0.91
0.78 × 0.48
1.30 × 0.99
0.90 × 0.52
1.10 × 1.10
0.73 × 0.47

3 R E S U LT S A N
SOURCES3.1 J0906+6930

多天体の統計的議論 (z > 4.5 30天体 @ 1.7/5 GHz)

その他
4天体

J0906+6930 (also kn
ered as a high-redsh
Romani et al. (2004)
the most distant blaza
luminous quasar at z >Romani et al. 2004).
Chandra (Romani 20
It was once suggested
however, it has not be
The first VLBI im(2004) at 15 GHz sho
the south-west. The flu
115 ± 0.3 and 6.3 ± 0them is less than 1 m
with a flux density omarginally detected w
3.7 times the rms noisof archival VLBA 15
summarized in Table
Fig. 1 shows the em
the KaVA and VLBA dsources also failed to show fringes. We then imaged J0906+6930
at 22 GHz in the Caltech DIFMAP package (Shepherd, Pearson &Taylor 1994). As J0906+6930 is relatively weak, its total flux density measured with the Very Large Array (VLA) by Romani (2006)is ∼80 mJy, and the source was marginally detected on KaVA
baselines at 22 GHz; no self-calibration was attempted as it might
introduce a spurious source at the phase centre or increase the flux
density abnormally (Martı́-Vidal & Marcaide 2008). Therefore, weonly performed CLEANing in order to reduce the image noise.
The parameters of KaVA observations, including the flux densityof J0906+6930 and upper limits of J0131-0321 and J1026+2542,
are listed in Table 2.
In order to supplement the new KaVA data, we also re-analysedarchival Very Long Baseline Array (VLBA) data of J0906+6930
taken at 8.4 GHz (project code: BC196) and at 15 GHz (projectcodes: BR093 and BG154). Table 3 summarizes the VLBA observations. All ten antennas participated in the VLBA observationsin 2011 June, 2004 February and 2005 May. Eight telescopes (allVLBA stations but St. Croix and Pie Town) participated in the 2005
March experiment. The data analysis followed the standard VLBA

(Coppejans+16)

FSRQ
13天体
MPS/GPS
13天体

Source namedata reduction proced
combined the three 1
age. The combined daenables us to obtain th• FSRQ (Flat Spectrum Radio Quasar) とMPS/GPS天体がそれぞれ半数を占める．

• 低ダイナミックレンジの観測のため天体構造を検出できていない．

Table 3. Summary of the archival VLBA data sets.
Project code

多周波数帯でのVLBI観測 (J0906+6930; z=5.47)
低周波数帯

BC196
BR093aBG154

ν (GHz)Date

Bandwidth (MHz)On-source tim

8.4
15.4
14.4
15.4

2011 Jun 03
2004 Feb 27
2005 Mar 222005 May 15

128
16
64
16

7 min
75 min40 min
120 minPublished in Romani et al. (2004).
J0906+6930 (z =Note.
5.47)
Romani+06 (43 GHz), Coppejans+17 (Spectrum)a

A&A
proofs:manuscript
no. no.
32711
A&A
proofs:manuscript
32711

(a)
2.3
2.3GHzGHzBM:2.8
x 2.8 mas 2.3 GHz

Frey+18 (2.3/8.6 GHz), Zhang+16 (15/22 GHz)

BM: 0.7 x 0.7 mas
σim: 0.07 mJy/bm
SNR: 1013

σim: 0.12 mJy/bm
SNR: 797(b)
BM: 1.5 x 0.43 mas 15 GHz
σim: 0.13 mJy/bm

8.6
8.6GHzGHz

Radio spectra of z>4.5 sources

SNR: 892

13- 高ダイナミックレンジな観測によって天体構造を検出
ROMANI ET AL.

- 高角度分解能な観測により天体構造を分解- コアよりもジェット成分の方がスペクトルがフラット

100 pc

10
pc610
Vol.

−1 −1
Fig.Fig.
2. Naturally
weighted
ofmas
J0906+6930.
Left:
at 2.3GHz.
The BM:peakbrightness
is 95.6
mJymJy
beam
. The
The
lowestcontours
are are2. Naturally
weighted
VLBI
imagesof J0906+6930.
Left:
at 2.3GHz.
brightness
is 95.6beam. The
contours
BM: VLBI
1.9
ximages
0.91
FigureThe16. peakThe
radioof J1628+1154.
fit tolowest
the0.55
xspectrum
0.30
mas
Figure 17. The radio spectrum of J0324 2918.
−1 −1
at ±0.35
mJymJybeam(∼3σ),
the thepositive
contourlevelsdrawn
withwith
solid
lines
increasebyasbya afactor
of 2.
image
is restored
withwitha circular
at ±0.35
beam(∼3σ),
positive
contourlevels
drawn
solid
lines
increasea factorof The2. Theimage
is restoreda circular
spectrum
is
shown
solid
line.
−1 image: (FWHM)
1 (FWHM)mJy/bm:GHz.
1.1
mJy/bmimmas
1.left
VLBI
imagesof
J0906+6930.
(a)at 22 GHz. The peak intensity is 63.6 mJy b
Gaussianbeam
of 2.8mas
as indicatedin Figure
the
lower
left
corner.
Right:
at σ
8.6
The
peak
brightness
is 70.9
mJyKaVA
beam
. −1
The
lowestGaussian
beam
of σ
2.8
as indicatedin thelower
corner.
Right:
atim8.6
GHz.
The
peak
brightness
isThe
70.9
mJy
beam
. The
lowest
−1 −1
SNR:
38
contours
are areat ±0.2mJybeam(∼3σ),
thepositive
contourlevelsincreasebyafactor
of
2.
The
image
is
restoredwithacircularGaussianbeam
contours
at ±0.2mJybeam(∼3σ),
thepositive
contourlevelsincreasebyafactor
of
2.
The
image
is
restoredwithacircularGaussianbeam◦
SNR: 64of
20. 7,brightness
whichis shown
incomponents
thebottomleft-handcorner of the image. The contours are 3 Jyof 0.7masmas(FWHM).
Openstarstarsymbols
indicate
theposition
locationsofanglefittedGaussiandistributionmodel
at 8.6GHz.
TheThefilledof 0.7(FWHM).
Open
symbols
indicatethelocationsof fitted
Gaussiandistribution
model
components
at 8.6GHz.
filled
4.2.8 brightness
J1628+1154
symbolshows
the thepositionof thejet component
fittedto the2.3 2.3
GHz
datadata(seeTable2) 2) the observations on 2005 May 15. The peak intensity is 116 mJy beam−1 . The
symbolshows
positionof thejet component
fittedto the
GHz
(see
Table
15-GHz
VLBA
image
from

43 GHz22 GHzWe fitted the spectrum of J1628+1154 (Fig. 16) with a

2.3
2.3GHzGHz

100
powerlowest
law with contours↵ = 0.94 ± 0.04.
represent intensity values of±0.4 mJy beam−1 (three times the rms noangle of −0.◦ 4. Theof 2. (c) The VLBA image created from the combined 15-GHz data. The TGSS
peak intensity
is 116.0 mJy bea
CLASS
8.6
GHz
Peaked-spectrum
8.6
GHz
lowest contour is4.3at ±3σ(the rms sources
noise levelis 0.25
mJy beam−1 ), and the WENSS
contoursR2006
increase by a factor of

The following ten sources all have peaked spectra. Where
appropriate, and following Orienti et al. (2007), Scaife &Heald (2012) and Orienti & Dallacasa (2014), we fitted
the spectra with log parabolas of the form log10 (S) =a[log10 (⌫) log10 (⌫o )]2 + b, where a and b are constants
and S is flux density.

-> ジェットと周辺ガスとのショックを示唆? Fig. 1.—HET/LRS spectrum of Q0906!6930.

10

10 pc

102

NVSS
R2006
GB6
87GB
R2006
R2006

RMP2011
RSG2004(V)R2006
RSG2004(V)
R2006

103

104

Frequency (MHz)

4.3.1

spectrum has a dispersion of 4 Å pixel"1 and an effective resolution
˚ , covering 5200–10,000 A˚ .
of 16 AIn the spectrum Lya is strong but absorbed; we estimate apreabsorption rest equivalent width (EW) of 50–60 Å. The redshift,z p 5.47 " 0.02, is best constrained by the N v and O iv

Flux Density (mJy)

高周波数帯

L10

J0324 2918

There is a discrepancy between the 4.8 and 8.6 GHz AT20G

18. The radio spectrum of J0906+6930. The solid line
Fig. 2.—VLBA snapshot images of
Left:
Emission
2 cmFigure
flux Q0906!6930.
densities, and the 8.4 GHz
CRATESand 4.9 GHzat
PMN
shows the fitted log parabola. The range of flux density values
densities in the spectrum
J0324 2918 (Fig. 17). Rewhich RMP2011 observed 15 GHz variability is indicatedwavelength, with a peak flux of 115flux
mJybeam"1 andof contoursat (2n mJybetween
gardless of which set of points are considered, it is clear
by the thick uncertainty bar.
the 148at
MHzP.A.
TGSS pflux 225!
density.that
J0324 2918
is abeam"1, n p 0, 1, …). A jet shows fromclearly
Right:
Emissionpeaked-spectrum source. The spectral turnover would be at
at 7 mm (gray scale with a hard stretch)andcontours
theobservations
2 cm image⇠ 1.4 GHzor 7 GHz(dependingfrom
on whichare
4.3.2 J0906+6930
considered).
overlaid. The jet appears marginally detected
at the ∼3 j level. The convolvingThe spectrum of J0906+6930 (Fig. 18) shows a clear specThere are two possible explanations for the discrepin flux densities between these observations. First,
tral turnover. RMP2011 observed J0906+6930 55 times atbeams are shown in each panel (top ancy
right).

「銀河進化と遠方宇宙」2019 (第五回) @ 神奈川大学

2019/03/11-13

導入：観測計画
JVN/EAVN観測で多天体の高赤方偏移AGNジェットの電波構造を統計的に議論~ フリンジ検出/高周波数帯/低周波数帯の3つの観測を実施~
Japanese VLBI Network

Japanese VLBI Network

山口-茨城の1基線VLBI観測

Japanese VLBI Network ●●EAVN観測Yamaguchi 32m© Yosuke. F● 6.7 GHz ● 8.4 GHz ● 22 GHz© Yosuke. F● 6.7 GHz ● 8.4 GHz ● 22 GHz© Yosuke. F

JVN観測● 6.7 GHz ● 8.4 GHz● 22 GHz
Usuda 64m ●●Gifu 11m ●Mizusawa 20m ●●●Japanese VLBI NetworkMizusawa 20m ● 6.7 GHz ● 8.4 GHz ● 22
Yamaguchi 32m ●●Gifu 11m ●Usuda 64m ●●Mizusawa 20m ●●●●●●●Japanese
VLBI
Network
Japanese
VLBI
Network● 6.7Hitachi
GHz ● 32m
8.4 GHz ● 22 GHz ●Japanese
VLBI Network●●●
Japanese
VLBI
Network●● VLBI● Network●● 6.7 GHz ● 8.4 GHz ● 22 GH
Japanese© Yosuke. F© Yosuke. F

50 90

100

110

140

130

120

150 0
5

6.7 GHz

8.4 GHz22 GHz43 GHz© Yosuke. F● 6.7 GHz ● 8.4 GHz ● 22 GHz© Yosuke. F

Yamaguchi 32m ●●NANSHAN40

YONSEI

観測網

TAMNA

30

TIANMA

20

周波数

90

ULSAN

IRIKI
Iriki 20m

110

120

130

40

●●

Ishigaki 20m ●●●Mizusawa
20m
Gifu 11m● ●●● Usuda 64m ●●Ishigaki 20m ●●●30

Gifu 11m ●Usuda 64m ●●Kashima 34m ●●●Iriki 20m ●●●Ishigaki 20m ●●●Kashima 34m ●●●Iriki 20m ●●●20
150© Yosuke. F

Ogasawara 20m ●●●Ogasawara
20m ●●●
Iriki 20m ●●●Yamaguchi 32m ●●Gifu 11m ●Takahagi 32m ●●● Usuda 64m●●

Hitachi 32m ●●Takahagi 32m ●●●Hitachi 32m ●●●Japanese
VLBI Network
Iriki 20m ●●●Iriki 20m ●●●Mizusawa 20m ●●●Usuda 64m ●●Mizusawa 20m ●●●Japanese VLBI
Network● 6.7 GHz ● 8.4 GHz

Iriki 20m●●●●

Mizusawa
20m ●Takahagi 32m●●●
Hitachi
32m
Gifu
11m
● ●●● Mizusawa
Usuda20m
64m●●●
●●
Usuda
64m
●●

Yamaguchi
Gifu 11m 32m● ●●Yamaguchi 32m ●●Yamaguchi 32m ●●Gifu 11m ●OGASAWARA

140

Hitachi 32m ●●●UsudaYamaguchi
64m ●●
32m ●●

Iriki 20m●●●32mYamaguchi 32m ●●Yamaguchi●●●

ISHIGAKI
100

Iriki 20m ●●●Gifu 11m ●MIZUSAWANOBEYAMA© Yosuke. F© Yosuke. F

Hitachi 32m ●●●Hitachi
32m ●●●●
6.7 GHz ● 8.4 GHz● 22 GHz
Hitachi 32m ●●●© Yosuke. F

Usuda 64m ●●Kashima 34mMizusawa 2●●●

Ishigaki 20m●●●●

Ishigaki 20m ●●●Gifu 11m

Ishigaki● 20m ●●●

Kashima 34m ●●●Ishigaki34m
20m●●●●●●
KashimaOgasawara 20m ●●●Kashima 20m
34m ●●●●●●
Ogasawara
Ogasawara 20m

Takahagi 32m ●Ogasawara
20m●●●
Takahagi
32m●●●

Yamaguchi 32m ●●Gifu 11m ●Usuda 64m ●●●●●● Mizusawa 20m ●●●Ishigaki 20m ●●●Kashima 34m ●●●Ogasawara 20m ●●●Takahagi 32m ●●●Ishigaki 20m ●●●Kashima
34m●●●
Ogasawara
Hitachi 32
Ogasawara 20mIriki 20m ●●● Takahagi 32m20m ●●● Takahagi 32m ●●●Kashima 34m ●●●

●●●

●●●

8.4 GHz

22/43 GHz

高い基線感度/操作性

高い基線感度/イメージング感度

無バイアスにVLBI天体の選出

pcスケールホットスポットの空間分解

広がった暗い電波構造の調査

方法

552天体への大規模探査

スペクトルでホットスポットの同定

VLBIイメージで電波構造を確認

進捗

142天体の観測が終了

EAVN2019bを提出予定

JVN2019bを提出予定

特徴
目的「銀河進化と遠方宇宙」2019 (第五回) @ 神奈川大学

6.9/8.4 GHz

Iriki 20m ●●●十分な基線感度●●●

Ishigaki 20m ●●●Ishigaki 20m ●●●Kashima 34m

Kashima 34m ●●●Ogasawara 20m ●●●2019/03/11-13

Hitachi 32m ●●●Ogasawara 20m ●●●Takahagi 32

Takahagi 32m ●●●研究目的
高赤方偏移AGNジェットの電波構造やスペクトルは宇宙論的タイムスケールで進化するのか？

1．VLBI未検出天体に対する多天体VLBIサーベイ
・山口-茨城VLBI観測によって無バイアスなVLBI検出天体カタログを作成
・光度/個数密度の赤方偏移依存性について統計的議論
・今後のイメージング観測天体の候補を選出
2．VLBI研修天体に対する多周波イメージング観測
多天体の多周波VLBIイメージの電波構造とスペクトルに着目することで，
高赤方偏移AGNジェットへのガスの閉じ込め作用（環境効果）の寄与について統計的に考察．
「銀河進化と遠方宇宙」2019 (第五回) @ 神奈川大学

2019/03/11-13

観測：天体選出と観測概要「銀河進化と遠方宇宙」2019 (第五回) @ 神奈川大学

2019/03/11-13

観測：観測天体の検出
これまでにVLBIイメージがある天体は700天体程度 (z < 5.3 @ X帯)

天体選出条件• FIRST∩SDSS DR7およびDR10のうち，→ 赤方偏移が3.0以上．
→ 8.4 GHzの予想フラックス密度が4.0 mJy以上．
→VLBI観測が行われていない．

➡ 554天体選出

観測方法• 554天体を10回に分けて観測（142/522天体の観測が終了）• 赤経赤緯順に近い天体から観測（フラックス，赤方偏移にバイアスなし）「銀河進化と遠方宇宙」2019 (第五回) @ 神奈川大学

2019/03/11-13

観測：観測概要

山口第一電波望遠鏡• 口径：32 m• Tsys：~40 K• 周波数：6.9/8.4 GHz• 運用：山口大学

日立電波望遠鏡• 口径：32 m• Tsys：~30 K• 周波数：6.9/8.4/22 GHz• 運用：茨城大学

観測日時
周波数 分解能 感度 検出条件 観測
天体数(UT)(MHz) (mas) (mJy)
1 2017/12/05 16:45-27:15 8192-8704
69
8.3
2.8 SNR > 7
2 2018/06/28 03:15-13:15 (RHCP)
73「銀河進化と遠方宇宙」2019 (第五回) @ 神奈川大学

相関器

ソフトウェア
相関器"GICO3"

2019/03/11-13

結果：山口-茨城VLBI観測結果「銀河進化と遠方宇宙」2019 (第五回) @ 神奈川大学

2019/03/11-13

結果：検出状況
142天体中73天体が検出！
K-S検定より，z = 4を境に赤方偏移別の検出状況- z = 3.0-3.9：50%程度- z > 4.0：ほぼ100%
0.02
0.015

Rate [Hz]

0.01
0.005

1e-05

Delay: 0.14 nsec
Rate: 0.031 psec
SNR: 7.1 (360 sec)
Flux: 7.1 ± 0.4 mJy

30

9e-06
8e-06
7e-06
6e-06

0

5e-06

-0.005

4e-06

-0.01

3e-06

-0.01520

した検出率の違いについては統計的ゆらぎ．

J1057-013

-0.02
-5

2e-06
1e-06
0

0
5
Delay [Sample]

Epoch: 2018/179 09:00:43「銀河進化と遠方宇宙」2019(第五回) @ 神奈川大学

2019/03/11-13

考察：光度/個数密度の赤方偏移依存性について「銀河進化と遠方宇宙」2019 (第五回) @ 神奈川大学

2019/03/11-13

考察：VLBI天体の統計的議論
Petrov+17と合わせて赤方偏移3.0-4.6のVLBI天体について統計的議論
・天体サンプルは103天体 (先行研究の約3倍)
・光度は~1026 W/Hzに集中 (FRI:~1023-25 W/Hz, FRII: >~1025 W/Hz)「銀河進化と遠方宇宙」2019 (第五回) @ 神奈川大学

2019/03/11-13

考察：VLBI天体の統計的議論（光度）光度
光度Lv

Petrov+17
DL：光度距離z ：赤方偏移
Stot：トータルフラックス密度• z=3.0-4.6にかけて光度が上昇• エラーバーが大きい
本研究• 赤方偏移によらず一定• ~1026 W/Hz

「銀河進化と遠方宇宙」2019 (第五回) @ 神奈川大学

2019/03/11-13

考察：VLBI天体の統計的議論（個数密度）
個数密度
共動座標系時空の微小体積dVc2

dVc = DH p
⌦M2
(1 + z) DA(1 + z)3 + ⌦k + ⌦⇤d⌦dz

Petrov+17
DH：ハッブル距離
z ：赤方偏移
DA：角距離,ΩM, Ωk, ΩΛ：密度パラメータ<latexit sha1_base64="MogfW9oOX1wF1D6EW1sNdUD12B4=">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</latexit>• 密度によらずほぼ一定
本研究• 赤方偏移が4未満で密度が~10倍に上昇!

• 赤方偏移が4以上での密度は先行研究と同程
度 (サンプル不足?)「銀河進化と遠方宇宙」2019 (第五回) @ 神奈川大学

2019/03/11-13

考察：AGNジェットの光度と密度の進化
光度と個数密度に着目• 光度は時間に依存しない．
• 個数密度は時間とともに増加．
→ AGNジェットは不連続なエネルギー変化をする→ AGNジェットの光度には典型値が存在→ 宇宙論的タイムスケールの周辺環境の変化に依存しない傾向
より広い赤方偏移の範囲かつ，多くのサンプルによる統計的議論が必要!
「銀河進化と遠方宇宙」2019 (第五回) @ 神奈川大学

2019/03/11-13

展望：EAVN/JVNによるイメージング観測「銀河進化と遠方宇宙」2019 (第五回) @ 神奈川大学

2019/03/11-13

展望：高赤方偏移AGNジェットの撮像観測 (EAVN)
目的：pcスケールジェットの空間分解とホットスポット構造の検出
周波数- 22/43 GHz (BW: 256 MHz)
観測局
- 水沢，小笠原，入来，石垣島，
廷世，蔚山，耽羅，野辺山，天馬，南山 (22 GHzのみ)
角度分解能- 0.55 mas @ 22 GHz- 0.63 mas @ 43 GHz
イメージ感度 (on-source: 2 hr)- ~60 μJy/beam @ 22 GHz- ~80 μJy/beam @ 43 GHz

50 90

100

110

140

130

120

NANSHAN4040
YONSEITAMNA

30

TIANMA

20

90

150 0
5

ULSAN

IRIKI

MIZUSAWANOBEYAMA

OGASAWARAISHIGAKI

100

110

120

22 GHz「銀河進化と遠方宇宙」2019 (第五回) @ 神奈川大学

130

30

140

20
150

43 GHz

2019/03/11-13

Japanese VLBI Network

展望：高赤方偏移AGNジェットの撮像観測 (JVN)
Japanese VLBI Network

Japanese VLBI Network● 6.7 GHz ● 8.4 GHz ● 22 GHz© Yosuke. F© Yosuke. F● 6.7 GHz ● 8.4 GHz ● 22 GHz● 6.7 GHz ● 8.4 GHz● 22 GHz
Usuda 64m ●●© Yosuke. F
Yamaguchi 32m ●●Gifu 11m ●Mizusawa 20m ●●●Japanese VLBI NetworkMizusawa 20m ● 6.7 GHz ● 8.4 GHz ● 22 G
32m ●●
Gifu 11m ●Usuda 64m ●●Mizusawa 20m ●●●●●●●Japanese
VLBI
Network
目的：ホットスポットよりも外側に広がる Yamaguchi
Japanese
VLBI
Network● 6.7Hitachi
GHz ● 32m
8.4 GHz ● 22 GHz ●Japanese VLBI Network●●●
VLBI
Network● Japanese● VLBI● Network●● 6.7 GHz ● 8.4 GHz ● 22 GHzJapanese© Yosuke. F© Yosuke. F© Yosuke. F© Yosuke. F●●●
暗いジェット構造の検出●●●●●●
Yamaguchi 32m ●●Gifu 11m ●Usuda 64m ●● ●● Mizusawa 20m
●●●
●
●●
●●
●●●
周波数
●●●
● ●●●
●●
●●
● ●●
●●
●●●
●●
●● ●
●
●●
●●●
●●
●●
●●●
- 6.9/8.4 GHz (BW: 512 MHz)Japanese
VLBI Network
●
●
●
●●●
●●●
●●●
●●●
●●●●
●●●
観測局
●●●●
●●●
●●●
●●●
●●● ●●●●●●
Iriki 20m ●●●Hitachi●●●
32m ●●●
Japanese●●●VLBI Network- 水沢，小笠原，入来 (6.9 GHzのみ),●●●●● ●●●●
●●●
●●
●
●●
●●●
●●●●
石垣島，鹿島，日立，(高萩)，山口第1，
●●●
●●●
●●●
●●
●●●
●●●
●●●
●●●
●●●
●●●
●●●
●
山口第2，(臼田)●●●●●●●●●
●●●
●●●
●●●
●●●
●●●
●●● 20m ●●●●●●●●●Takahagi 32m ●●●●●●●●●Ishigaki 20m ●●●Kashima 34m ●●●Ogasawara
角度分解能
8.4 GHz
6.9
GHz- 3.2 mas @ 6.9 GHz
●●●
●●●
●●●
●●●
●●●
- 3.9 mas @ 8.4 GHz
イメージ感度 (on-source: 2 hr)
●●●
●●●
●●●
●●●
- ~40 μJy/beam @ 6.9 GHz- ~40 μJy/beam @ 8.4 GHz
6.7 GHz

8.4 GHz22 GHz43 GHz© Yosuke. F

6.7 GHz© Yosuke. F

Iriki 20m

8.4 GHz22 GHzHitachi 32m

Yamaguchi 32m

Iriki 20m
Yamaguchi 32mYamaguchi 32m
Yamaguchi 32m

Yamaguchi 32m
Gifu 11m

Gifu 11m

Usuda 64m

Yamaguchi
Gifu 11m 32m

Hitachi
32m
Gifu
11m
Usuda
64m

Gifu 11m
Usuda 64m

Mizusawa
20m
Takahagi 32m

Usuda20m
64m
Mizusawa

Usuda 64m
Mizusawa 20m
Mizusawa 20m
6.7 GHz© Yosuke. F

Ishigaki 20m

Kashima 34m

Ogasawara 20m

Iriki 20m

Iriki 20m

Ishigaki 20m

Hitachi 32m

Kashima 34m
Iriki 20m

Iriki 20m

8.4 GHz

Usuda 64m

Takahagi 32m

Ogasawara
Iriki 20m 20m

Iriki 20m
Yamaguchi 32m

Takahagi 32m© Yosuke. F

Gifu 11m

Hitachi 32m

Hitachi
32m
6.7 GHz 8.4 GHz
22 GHzHitachi
32m
Usuda 64m
Kashima 34mMizusawa 20

Ishigaki 20m

Ishigaki 20m

Kashima 34m

Ogasawara 20m

Takahagi 32m

Gifu 11m

Ishigaki34m
20m
KashimaIshigaki 20m

Kashima 20m
34m
Ogasawara

Ogasawara
20m
Takahagi
32m

Ogasawara 20m

Yamaguchi 32m
Gifu 11m
Usuda 64m
Mizusawa 20m
Ishigaki 20m
Kashima 34m
Ogasawara 20m
Takahagi 32m
Ishigaki 20m
Kashima
34m
Ogasawara 20m
Takahagi 32m
Iriki 20m
Hitachi 32m

Iriki 20m

Hitachi 32m

Ishigaki 20m

Ishigaki 20m

Kashima 34m

Kashima 34m「銀河進化と遠方宇宙」2019 (第五回) @ 神奈川大学

Ogasawara 20m

Ogasawara 20m

Takahagi 32m

2019/03/11-13

Takahagi 32m

まとめ謎：AGNジェットの電波構造は宇宙初期の環境効果を受けるのか？

観測：高赤方偏移AGNジェットのコンパクト/広がったジェット構造を検出するために多周波数帯/高角度分解能/高感度/高ダイナミックレンジ

な観測が必要．

JVN/EAVNイメージング観測を計画！

非検出
13%

現在：EAVN観測に適した天体の選出を目的とした
JVN探査を実施中

7σ検出
14%

現在までに142天体中74天体が7σ以上で検出！ 今後観測予定
73%

先行研究と合わせた天体サンプルより，光度と個数密度について議論- 光度の赤方偏移に依存した進化は本観測では見られない．
- 個数密度は赤方偏移3.0-4.0で~10倍に増加．

AGNジェットは宇宙論的に進化せず，高赤方偏移AGNジェットとしての活動には典型値が存在する可能性を示唆．

「銀河進化と遠方宇宙」2019 (第五回) @ 神奈川大学

2019/03/11-13