2014日本天文学会秋季年会＠山形大学
2014, 9/11-13

B37b

高感度VLBI 観測による未同定ガンマ線源に付随する高輝度電波源サーベイ
新沼浩太郎 （山口大学）
藤永義隆, 藤澤健太, 元木業人（山口大学）, 澤田-佐藤聡子, 小山友明, 河野祐介（NAOJ）, ほか大学VLBI連携関係者

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目的• 活動銀河核（AGNs）ジェットのγ線放射メカニズムを探るため– カタログ化されているγ線源のうち大きな割合を占めるブレーザーの特徴を理解• 暗いブレーザーを含んだ系統的特徴の議論（”ブレーザーシーケンス”）– ブレーザー以外のγ線AGNの数の増加をめざし,高銀緯の未同定γ線天体に対して高感度VLBI観測を行う！！

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目的• 未同定γ線天体の電波同定を目指すうえでVLBIを選択
メリット：AGN（~高輝度温度天体）を選択的に検出– 仮定として“γ線源 = AGN”

• 従来のVLBI観測は非常に明るいAGNのみが対象（感度の問題）• 従来の検出感度よりも暗いAGN(それでも高輝度温度)もサンプルとして増やす必要→統計的議論の有意性– 従って高感度VLBI

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ndFermi/LAT 2 カタログ

2008年から始動
受信帯域  :  20[MeV]  –  300[GeV]以上(  γ線帯域  )http://fgst.slac.stanford.edu/WhatIsFGST.asp

2年間(2008-2010)で検出した、1873のγ線源のカタログ
観測帯域  :  100[MeV]  –  100[GeV]1298天体
575天体

127天体    ・・・  種類まで判明
1171天体  ・・・  対応天体と思われる天体を発見
対応天体不明2014日本天文学会秋季年会＠山形大学
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ndFermi/LAT 2 カタログ

同定・対応付けが行われている天体の61％がブレーザー(  1298天体のうち806天体  )→  特に高銀緯の天体の場合、ほとんどがブレーザー(  Ackermann  et  al.  2011  )同定γ線天体中のAGNの割合のヒストグラム

同定γ線天体(  青  )とその中のAGN(  赤  )のヒストグラム

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天体の選定
条件	
銀緯	

-­‐5度以下,	  5度以上	

赤緯	-­‐30度以上	

銀緯赤緯・・・ 銀河面から離れている      ＝  系外天体の可能性が高い
・・・ 観測可能は範囲

未同定γ線天体の銀河座標での分布

575天体の未同定γ線天体

234のγ線天体を選定選定したγ線天体の銀河座標での分布

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天体の選定選定したγ線天体の位置誤差内にある電波天体を既存のカタログから選出
選定に用いた電波カタログ
NVSS  ＠1.4  GHzFIRST  ＠1.4  GHz
⇛ 1211天体の電波天体を選定

2FGL  J0158.4+0107(  http://www.cv.nrao.edu/nvss/postage.shtml  )赤丸：ガンマ線源の位置誤差2014日本天文学会秋季年会＠山形大学
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光結合VLBI（高感度VLBI観測）
光結合VLBIシステム ‒ OCTAVE ‒(Optiically ConnecTed Array for VLBI Exploration) •高速光回線（国立情報学研究所のSinet4を利用）による数Gbpsのデータ伝送レート– 各局から国立天文台三鷹相関局へのデータ伝送＋記録– 専用H/W相関器による実時間相
関処理

OCTAVEホームページ	  h.p://veraserver.mtk.nao.ac.jp/evlbi/network/	

• 大学VLBI連携のサブアレイとして広帯域記録システム同様,512 MHzの帯域を処理可能

詳細は大学間連携セッション	  B22a（小山ほか）参照	

– 2Gbps = 2bit x 1024 Msps

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観測概要
観測エポック情報
観測日及び時間

観測周波数[GHz]天体数

12月1日 6時間13分	  	  	  8.192～8.704

85	  12月2日 21時間27分
12月3日 5時間8分

248
66

12月8日 12時間30分

154

12月24日 22時間27分

292
観測できた天体数は計845天体(  時間不足  )光結合VLBI

山口－つくば基線

角分解能  :  9.2  mas

(  基線長  :  約800km  )θ≅

予想雑音レベル  :  〜0.8  mJy ΔSij = 1

ηS  １天体あたり３分のスナップショット観測λD

θ :  λ : 
D : 

SEFDi SEFD j2ΔBτ

ΔS : η S :  ΔB : τ: 

SEFD :  

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検出天体
積分時間を120s,  150s  170sと変化させてもクロスパワースペクトルのピーク位置（右図参照）が変化しない,  及びS/N  が6以上  →  検出天体
S/N  が6程度→  準検出天体    検出天体・・・15天体
準検出天体・・・14天体
計29天体検出  結果として出力されるクロスパワースペクトル

本観測での最大角分解能(9mas)を天体の大きさと仮定して計算

検出・準検出天体は全て輝度温度の下限値が〜107  [K]！

観測対象した未同定γ線天体の銀河座標での分布
赤：今回新たにVLBI天体が検出されたγ線源（28天体）(Fujinaga,  KN  et  al.,  submitted  to  PASJ)

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検出天体の種類の推定• 検出天体は輝度温度が非常に高い（TB >~107 K）– IDされている2FGLのγ線源の多くはAGNである• その多くにVLBI天体が付随– Nolan et al. (2012)では~500天体– 現時点では2FGLの同定γ線源のうち〜800天体でVLBI天体が見つかっている(http://astrogeo.org/faps/)•

輝度温度の観点から検出天体はAGNである可能性が高い→ どの種族のAGNであるのかを以下の３通りの手法で推定（VLBI天体とγ線源が対応しているという仮定）
1. WISE gamma-ray strip (WGS; Massaro et al. 2012) を用いた推定
28個のγ線源のうち、14天体がWISEカウンターパートを伴う.
上記14天体, 9天体がγ線ブレーザー
2. 他のカタログとの比較（Massaro et al. 2013a, b, c）
検出した28天体中15天体がγ線ブレーザー
3. 同定済みγ線源と、相関図を用いて比較を行う

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検出天体の種類：相関図
FSRQ	LSP	
ISP	
HSP	

Fossati+98

Fujinaga+  in  prep.

電波フラックス(1.4GHz)–Photonフラックス(1-100  GeV)  ->  HSP寄りの傾向

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検出天体の種類：相関図

Fossati+98

Fujinaga+  in  prep.

Photonフラックス(1-100  GeV)-Photon  index  (1-100  GeV)  ->  ISP-FSRQ寄りの傾向

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まとめ• 未同定γ線源の位置誤差内に存在する全ての電波源に対し広帯域かつ高角度分解能な観測（高感度VLBI）を行
い, 計29の新しい高輝度電波源を検出（28個のγ線源の位置誤差内）• 新しく検出されたVLBI天体が他のγ線源の大半と同様にγ線ブレーザーであると仮定すると, 従来のブレーザーシーケンスには従わない可能性– もしくはブレーザーに比べ非常に数の少ない他のγ線AGNの可能性

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2014, 9/11-13今後• 2013年秋に準検出だった天体に対し、追観測を実施したところ数個の天体が有意に検出（下図右）– 観測時間を3 min/天体 à 5 min/天体に増加– 2012年の観測時、山口局の水素メーザに大きなドリフトが見られた（レート）→ 実質の有効積分時間は1分程度（2013年春季年会にて報
告：V50b, 下図左）S / N ∝1.0 τ

200

Plot file version 1 created 04-JUL-2014 10:04:02
J1614.8M W13273A.SUB SP.1
Calibrated with CL # 2 but no bandpass applied

1000-100
HITA - YAMA

141-2

12108642IF 1(LL)

00204060
80100
Channels
Lower frame: Milli Ampl Jy Top frame: Phas deg
Vector averaged cross-power spectrum Baseline: HITACHI (01) - YAMAGU32(02)Timerange: 00/04:18:15 to 00/04:28:15

縦軸：信号対雑音比、横軸：積分時間の1/2乗 2013年
春季年会（新沼ほか,	  V50b）	

120

山口-­‐日立基線での追観測	  (OCTADISK記録)によりフリンジ検出が確認された2FGL	  J1614.8+4703に付随する電波源（S/R	  >	  16）	  2014日本天文学会秋季年会＠山形大学
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今後• まだ観測を行えていないor前回の観測では高輝度電波源を見つけられていない未同定γ線源に対し、大口径望遠鏡（山口・茨城・臼田）を用いた大規模な追観測を計画
中• 対象とするγ線源は~200,電波源は~1,000– 10 min/電波源とすることで1σ~0.5 mJyの検出感度で観測
h.p://www.astro.sci.yamaguchi-­‐u.ac.jp/jvn/index.html	

– 前回の実時間相関処理に対し、今回はディスク記録システムの利用を検討→2014年7月末にJVNへ観測提案済み（藤永, 新沼ほか）

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参考文献••••••••

Fujinaga  et  al.  2014,  submitted  to  PASJ
Nolan  et  al.  2012,  ApJS  199,  31
Massaro  et  al.  2012,  ApJ  750,  138Massaro  et  al.  2013a,  ApJS  206,  13
Massaro  et  al.  2013b,  ApJS  207,  4
Massaro  et  al.  2013c,  ApJS  209,  10
Fossati  et  al.  1998,  MNRAS  299,  433-448
新沼  ほか,  2013,  日本天文学会春季年会,  V50b