VLBI懇談会シンポジウム＠大妻女子大学 千代田キャンパス

2019年11月 23-24日

山口干渉計で迫る、z > 5.6 の Quasar の大規模フリンジ検出試験
山口大学

M1

鶴田大樹

共同研究者：古谷庸介、鈴木美文、新沼浩太郎、藤沢健太

研究背景
クェーサーをはじめとする活動銀河核 (Active Galactic Nuclei ; AGN)とは銀河中心のコンパクトな領域から高エネルギーなAGNジェットというプラズマ噴出流を放射している天体であり、超大質量ブラックホール( SMBH: Super
Massive Black Hole )、降着円盤、AGN ジェットで構成されている。高赤方偏移クエーサーは宇宙再電離やSMBHの形成、母銀河とSMBHの共進化を理解するうえで重要な役割を担っているとされ[1-3]、宇宙年齢10億年以前に存在するz > 5.6 のクエーサーは 可視光サーベイ観測により計287天体発見されている。 しかし、これらの天体の電波での検出は非常に少なく、これまでにVLBI（Very Long Baseline Interferometry）検出がされた z > 5.6 の高赤方偏移クエーサーは４天体のみである。この4天体の先行研究から以下の特徴があることがわかっている [4-7]。
① ~100 pcの非常にコンパクトな電波構造 ( 図1 )
② 1.6GHz - 5GHzにおいてスティープなスペクトル ( スペクトル指数： α < -0.5 )この特徴が真に高赤方偏移クエーサーにおける統計的特徴であるかは、z > 5.6のクエーサーのVLBIイメージのサンプル数を増やすことで解決できると考えられている[5]。
本研究の目的は、z > 5.6 高赤方偏移クエーサーの電波ジェットの電波光度、構造、スペクトルの解明である。そのためには、可視光で検出された z > 5.6の高赤方偏移クエーサーに対して高感度なVLBIによるイメージング観測を行い、VLBIイメージのサンプル数を増やす必要がある。本研究ではその第一段階として、可視光で検出されている z > 5.6のクエーサーの電波での検出のため、山口干渉計（Yamaguchi Interferometer；YI）での大規模フリンジ検出観測を行なっている。

選出天体

図１ VLBIで得られた z ＞5.6のクエーサーの電波画像

観測概要

可視光で検出されている z > 5.6の高赤方偏移クエーサーは287天体存在する。本研究では北半球（山口）では観測できない赤緯が-40度以下の14天体と重複天体を6天体を除いた計267天体について観測を行う。これらの観測天体は表１で示している17のカタログから267天体選出した[8-25]。
現在は267天体中24天体についての観測を完了している。

以下に本観測の1エポック目であるI19221Zの観測概要を示す。
日時：2019 8/9 00:00-05:00 (UT)
周波数：6600 - 7112 MHz

山口34m

観測時間：600s (1天体あたり)
観測局：山口32m、山口34m
Tsys：47K(32m)、41K(34m)
天体数

観測天体数：24天体

110m

相関器：GICO3 (山口大学)
角度分解能：1ʼ.4
検出条件：SNR ＞ ５

山口32m

検出感度 (600s)：0.36 mJy (1σ) 図3 観測に使用した山口干渉計
表１ 使用した可視光カタログと選出した天体数

観測結果

図２ 赤方偏移ごと観測天体数

フラックスキャリブレーター：3C 286 [26]

本観測では24天体中5天体が検出された(検出率は21%)。

図４に検出天体のフリンジ、図５に赤方偏移ごとの検出、非検出天体数、表２に検出天体の赤方偏移、SNR、天体のフラックス密度（開口能率補正なし）を示す。検出天体のフラックス密度はフラックスキャリブレーターである3C 286との相対振幅の比を用いて求めた。

図5 赤方偏移ごとの検出、非検出天体数

図4 本観測で検出された5天体のフリンジ(この相関処理の分光点数は 1024 である。
Epoch、Stastion、Source、Length、Sampling、Frequency、Peak Amp、PeakPhs、Delay、Rate、SNR はそれぞれ 観測日時、観測局、観測天体名、積分時間、サンプ
リング周波数、出力レート、相関振幅値、相関位相、 Rateのオフセット、Delayのオフセット、信号対雑音比を表す。)

表2 検出された5天体の情報

今後の展望① 本観測に続き、残りの243天体に対してYIを用いて可視光で検出された z > 5.6の高赤方偏移クエーサーに対して、電波での検出観測を行う。我々は今年度中にこれらの天体を12回の5時間観測で完了させることを目標としている。
② JVN（Japanese VLBI Network）における高感度な基線で高赤方偏移クエーサーのAGNジェットが検出可能である。そのため、①で検出された天体に対して、ミリ秒角スケールの角度分解能を持つ山口局と茨城局の高感度な１基線を用いたVLBIでの検出観測を行う。
③ ②で検出された高輝度の天体を高感度、高角度分解能なEAVN（East Asia VLBI Network)等の観測網によってイメージング観測を実施し、高赤方偏移クエーサーのAGNジェットのVLBIイメージを作成する。
④ ③で得たVLBIイメージと先行研究の4天体を比較することによって、高赤方偏移クエーサーのAGNジェットの電波構造、光度、スペクトルの普遍的的理解につなげる。
参考文献 : [1] Banados E., et al. 2018,Nat, 553, 473 [2] Shen, Y.,et al 2008, ApJ, 680, 169 [3] Venemans, B.P. 2016, ApJ, 816, 37[4] Frey, S.,et al 2011, A&A, 53,L5 [5] Frey, S., et al 2008b, A&A, 484, L39 [6]Cao,H.-M.,et al. 2014, A&A, 563, A111[7 ]Frey, S.,et al 2005, A&A, 436, L13 [8] Banados, E.et al 2016 ApJ, 227, 11[9] Matsuoka, Y.,et al. 2016, ApJ,828, 26 [10] Matsuoka, Y.,et al. 2018a, PASJ, 70, S35 [11] Matsuoka, Y., et al. 2018b, ApJS, 237, 5 [12] Wang, F., et al. 2017, ApJ, 839, 27 [13] Wang, F.,et al. 2018, ApJ, 869, L9 [14] Wang, F., et al. 2018a, ArXiv e-prints: 1810.11926[15] Reed S. L., et al., 2017, MNRAS, 468, 4702 [16] Reed, S. L.,et al. 2019, MNRAS, 487, 1874 [17] Mazzucchelli C., et al., 2017, ApJ, 849, 91[18] Yang, J., et al. 2018, arXiv:1811.11915 [19] Decarli R., et al., 2018, ApJ, 854, 97 [20] Fan, X.,et al. 2019, ApJ, 870, L11[21] Banados E., et al 2018,Nature, 553, 473[22] Banados, E.et al 2018.ApJ 861, L14 [23] Koptelova, E., et al 2017,Scientiﬁc Reports, 7, 41617 [24] Pons, E., et al. 2019, MNRAS, 484, 5142 [25] Chehade, B.,et al. 2018, MNRAS, 478, 1649 [26] NRAO : https://science.nrao.edu/facilities/vla/docs/manuals/oss/performance/fdscale