大学VLBI連携を用いた近傍銀河AGNのアンモニア吸収線観測計画
宮本 祐介 (茨城大学)、中井 直正、久野 成夫、瀬田 益道、SALAK Dragan、他(筑波大学)
山内 彩 (国立天文台 水沢) 、米倉 覚則 (茨城大学)

筑波大学	

茨城大学

University of Tsukuba

Ibaraki University

つくば32m電波望遠鏡を用いたNGC3079の観測と結果

導入

観測諸元

l 活動的銀河中心核(AGN)やスターバーストなど銀河中心領域の活動現象は周囲の高密度星間ガスの環境にそれぞれ大きな影響を及ぼすため、これら高密度ガスの分光観測はそのエネルギー源を探るのに強力な手段。

つくば32-m 電波望遠鏡

NGC 3079

HPBW	

観測周波数帯	 23.6 – 24.5 GHz	l アンモニア(NH3)分子は、約2GHzの周波数幅に６本の反転遷移を持つため、同時観測することで分子ガスの温度等物理状態を精度良く求めることが可能

10.5 hr	

R.A. (J2000.0)	
Decl. (J2000.0)	
距離	
システム速度	Gaussian Fitの Fitting parameters

I-bandHα+[NII]
3.8μm

Hα+[NII]Line	

10h01m57.798s	
55d40m47.26s	
16 Mpc	1116 km/s (Irwin+1995)	

周波数(GHz)	 Tmb(mK)	 FWHM(km/s)	 VLSR(km/s)	

NH3(1,1)	

23.692	

-1.4±0.4	

504±167	

1113±83	

NH3(2,2)	

23.723	-3.3±0.5	

499±57	

1122±38	

NH3(3,3)	

23.870	

non-detect	−	−	NGC3079中心領域部のガスの高速運動を示唆

カラー: NH3 積分強度図
コントア: 連続波 (10,20,30 and 40mJy/beam)Blue Systemic

NH3 (systemic & Blueshift)吸収線のpeak位置の分布%&$,-.-/%%%+/01/-2%

NGC 3079中心領域の追観測をVLAを用いて行った。

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観測諸元VLA (Configuration-A)	

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Jetの方向,-*./(01%12(324/4.*'&;&+%'&;&+'>;>+

567/*809./:%12(324/4.*'#;#+!"$!"#$)&)''<;<+%'";"+%'#;#+%!#!"#!&$!"#

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NH3 (systemic & Blueshift)吸収線の回転ダイアグラム!"#$#&#'!"')')*+,-./01!.!,%23"4!.!+*54!"&#$+,-.&/012345&6785&90:7&!);!"#$(&('&%&'!%!$!#!"!"#$%&%'(-6!*+,-!./.#-0123$4"%5&(''&)'''&))''&)%''&)*''

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!*+,-!7891#-0123$4"(:!"#"$ !%#%$!""NGC 3079中心領域のNH3スペクトル全ての遷移*でBlueshift成分(~1020 km s-1)とSystemic成分(~1116 km s-1)の吸収線を検出*NH3(3,3)はメーザによるコンタミが影響"'-6!"%#$&)$''&6@7&2&!);"%-6!"&!""#$<&=>?

(大学VLBI連携HPより転載)

Mar. - Apr. 2008	

HPBW@32-m〜100”(Cecil+2001)

VLAを用いた観測と結果 (Miyamoto+ 2014)

大学VLBI連携観測局

観測日	
積分時間

つくば32-m望遠鏡で得られたNGC3079中心領域のスペクトル(ΔV=45km/sでbinning)とNH3(1,1)、(2,2)の周波数を用いた Double
Gaussian Fit（赤線）。
緑線:NH3(1,1),
青線:NH3(2,2)
萩原 (2009博士論文)

15” =1.26kpcl 現在、sub-pcスケールでのガスの分布と物理状態 、 そ して そ の 加 熱 機 構 を 明 ら か に す る た
め、〜0.001”の角分解能を持つ大学VLBI連携での観測を計画している。

大学VLBI連携観測（角分解能~0.001”）を用いてNGC 3079中心核周りのガスの分布、物理状態をsub-pcスケールで明らかにする。

0.7 km/s @23.7GHz	

FOV @EVLA〜2.4”l NGC3079中心領域の物理状態を詳細に調べる
た め に 、 V L A を 用 い た 追 観 測 を 行 い、NH 3 (J,K)=(1,1)から(6,6)まで6本の吸収線(〜­7mJy)を検出。しかし0.09”(=7 pc@16Mpc)の分解能では分布を明らかにすることはできなかった。

大学VLBI連携を用いた観測計画

速度分解能	

(on source)	

l つくば32-m電波望遠鏡を用いたSeyfert2/
LINER銀河NGC3079のNH3観測からNH3(J,K)=(1,1)及び(2,2)遷移で、それぞれ半値幅 約500 km/sの広い線幅を持つ吸収線の検出に成功。

Telescope	
27	
アンテナ数	~0.09” (7 pc @16 Mpc)	
空間分解能	~2.4” (186 pc @ 16 Mpc, 上図)	視野	23.005-24.005 GHz (Rest)
バンド幅(NH3(1,1)-(3,3))	
(low, Dual pol.)	
24.085-25.085 GHz (Rest)
バンド幅(NH3(4,4)-(6,6))	
(high, Dual pol.)	
Oct. 2012 – Jan. 2013	
観測日	
5 hr × 2	
観測時間	

93”±6” (7.4kpc@16Mpc)	

!(!&#&$ !'#'$!(#($-";-6!)#)$!"((!%((!&((!'((6708+9!:;*<0!+8*=7>!?@:@0!,A4!$((VLA(~0.09”)ではNH3の分布は分解できない (積分強度図)
ただし、Peak位置はNuclear Jetに沿って分布している傾向
Systemic、Blueshift成分いずれも他銀河(例．T~44 K NGC 1068)に比べて高温
Jet shockによるmechanical heating?
ガスの分布、物理状態(温度)、加熱機構を明らかにするためにはVLBI観測が必要

大学VLBI連携 22GHz帯広帯域観測対応局 諸元局	口径 [m]	Tsys [K]	開口能率	 SEFD [Jy]	

つくば	

32	95	0.4	930	

高萩	

32	90	0.4	880	

鹿島	

34	150	0.4	1300	

岐阜	

11	100	0.4	8300	

山口	

32	150	0.3	2000	

水沢	

20	200	0.5	3400	

入来	

20	200	0.5	3400	

小笠原	

20	200	0.5	3400	

石垣	

20	200	0.5	3400	

*ただし、参照電波源の観測、オーバーヘッドタイムを考えると総観測時間〜100hr 程度が必要@23GHz))には、位相補償観測が必須

参照電波源 (J0956+5753)のフラックス密度S 〜 70 mJy @23GHz

積分時間=30s、帯域512MHz の設定で高萩(orつくば)̶VERA間でS/N 〜5を達成する見込み

NGC 3079中心領域のNH3吸収線のフラックス密度〜 ­7 mJy
周波数分解能0.8MHz、積分時間(on source) = 20hr の設定でイメージ感度 S/N > 4 を達成

1. NH3吸収線観測 (ΔV≤10 km s-1(=0.8MHz*0.16Jy@2.3GHz、0.13Jy@8.3GHz(VLBA calibrator search)より外挿

2. NGC 3079中心領域 吸収線観測時間の見積り

3. Backend広帯域化による観測高効率化への期待
周波数帯域幅1GHzで観測したとき、NGC 3079 中心の連続波源(~50mJy, e.g., Yamauchi+2004)を直接用いて位相補償が可能*オーバーヘッドタイムが大きく減る>	 積分時間(on source)
総観測時間 ~	
現実的な観測時間
他の近傍AGNへの展開

Reference: Cecil et al., 2001, ApJ, 555, 338,

Yamauchi et al., 2004, PASJ, 56, 605,

Miyamoto et al. 2014, PASJ submitted