かなた望遠鏡/TRISPECによる変 動天体観測 笹田真人 （広島大学） 目次 • • • • • • • かなた望遠鏡とTRISPEC ガンマ線バースト X線連星 新星 矮新星 ブレーザー その他 かなた望遠鏡の利点 • 突発天体への即時対応 – 毎晩の観測体制による突 発天体への対応 – 速い機動の望遠鏡 • 豊富な観測時間によるモ ニター – 毎晩の観測による長期間 のモニター観測 – 撮像、分光、偏光モードと いう多次元的な観測 TRISPECの観測モード 名古屋大学Z研が開発した装置 天文台開設当時から主力観測装置として使用 • 撮像観測 – 可視1バンド、近赤外2バンドでの 同時撮像 – 視野 : 7’ x 7’ • 分光観測 – 可視から近赤外までをカバーした 低分散分光 • 偏光撮像観測 – 撮像と同様のバンドでの偏光観測 – 視野 : 7’ x 1.5’ • 偏光分光観測 – 低分散での可視近赤外同時偏光 分光観測 ガンマ線バースト Uehara et al. 2010 ガンマ線バースト(GRB) • 宇宙論的距離での爆発 現象 • ガンマ線で突如明るくな る • その後可視光などでの残 光を検出 • 2007年11月12日と2008年5月6日にGRB発生 • かなた/TRISPECでの即時多バンド観測を実施 GRB071112Cと080506の光度曲線 • X線フレア時に可視は変化しない • GRB080506では減光のべきが変化 X線連星 Arai et al. 2009 X線連星とは • 高密度星（中性子星 やブラックホール）と 恒星の連星 • ジェットを伴う天体も 存在 • 電波からガンマ線の 多波長での観測も GRS1915+105の近赤外モニター • KsバンドとX線、電波 光度が反相関 • Delayなし • X線、電波からは ジェット放射 • 近赤外からは降着円 盤放射の可能性 新星 Arai et al. 2010 新星とは • 白色矮星(WD)と恒星 の連星系 • 降着による質量増加 での水素の核暴走反 応 • 周囲にダストを形成 するダスト新星も存 在 ダスト新星V2362 Cyg • 爆発後70日から可視 光で減光 • 一方近赤外では急激 な増光 → ダストの形成 • スペクトルから1500K, 1000Kのダストの形成 を示唆 矮新星 Matsui et al. 2009 矮新星とは • 白色矮星(WD)と恒星 の連星系 • WDのまわりに降着 円盤を形成 • 降着円盤の不安定性 のためアウトバースト の発生 WZ-Sge型V455 Andの多色観測 • 早期スーパーハンプの検出 – 色変化があり低光度時に青 くなる • スーパーハンプ – 早期スーパーハンプとは異 なった色の挙動 ブレーザー ブレーザーとは • 変光星の一種 • 活動銀河核ジェットを 真正面に受けて観測 • 観測的特徴 – 速く激しい光度変動 – 電波からガンマ線まで の広帯域放射 – 高い偏光と変動 44天体の種類と変動 Ikejiri et al. 2011 光度、色、偏光の変動 • 光度、色、偏光共に観測期 間中において変動 • 3C 66Aにおいて1.6等光度が 変化 • V-Jの色が0.4等変化 • Vバンドの偏光度が25％変 化 • 偏光方位角は180度付近に 集中 天体によって各変動の大 きさにばらつきがある 各天体でのピーク周波数 と変動の振幅を調べる 光度振幅とピーク周波数 • 縦軸：観測期間中の 光度の振幅 ΔV （VMAX - VMIN） • 横軸：シンクロトロン 放射のピーク周波数 ピーク周波数が低い 天体ほど光度変動が 激しい 同じピーク周波数で のFSRQとBL Lacに変 動振幅の違いはない • BL Lac天体 • FSRQ • 観測点の少ない天体 偏光度振幅とピーク周波数 • 縦軸：観測期間中の偏光 度の振幅 ΔP （PMAX - PMIN） • 横軸：シンクロトロン放射 のピーク周波数 ピーク周波数が低い天体 ほど偏光が変化 紫外に熱的成分がある 3C273とQSO 0454-234は 偏光の変化が小さい 同じピーク周波数での FSRQの方がBL Lacより変 動振幅が大きい可能性 • BL Lac天体 • FSRQ • 観測点の少ない天体 ブレーザーの種類と変動 • ピーク周波数が低い天体ほど可視光での変動が 大きい • ピーク周波数が違う天体を同じ可視光帯域で観測 する → 異なるエネルギーの電子からのシンクロ トロン放射を観測 高エネルギー電子からのシンクロトロン 放射が激しく変化する 偏光ベクトルの回転 Abdo et al. 2010 Sasada et al. 2010 Sasada et al. 2012 accepted • アウトバースト中に偏光ベク トルが約360度回転 • 活動的な時期には逆方向に 回転を検出（約270度） 8 6 4 2 25 偏光度 (%) • アウトバーストのピーク時に 偏光度が2%とアウトバース ト中でもっとも低い → その後上昇し22%へ到 達 偏光方位角 (deg) • アウトバーストが存在 光度 ×10^-11 (erg/s/cm^2) 2009年の3C 454.3 20 15 10 5 -100 -300 -500 -700 -900 5000 5100 JD - 2450000 2009年以外にも偏光ベクトルの回転を検出 5200 複数の回転の検出；3C 454.3 2005〜2009年において5回の 回転を検出 2005 outburst 2007 outburst 回転達において時計、反時計 回りの両方が存在 偏光ベクトルの回転率はそれ ぞれ 8.7, 22, -5, -26 , 9.2 (deg/day) (2005, 2007, 2008, 2009) 2008 outburst Jorstad + 2010 First rotation Sasada+ 2010 Second rotation 偏光の回転の解釈 • 偏光ベクトルの回転から螺旋磁場が示唆される (Marscher+ 08) • 両方向の回転を説明するためにBent jet modelが提唱 (Abdo+ 10) 問題点 螺旋磁場：両方の回転方向で回転が観測 Bent jet：400度以上一定の回転率 フレアと偏光 Sasada et al. 2011 PKS 1510-089 +0.79+0.05 −0.07 偏光度 (%) 方位角 (deg) • 2009年から観測を開 始 • 光度が10倍増光する 20日以内の大フレア を検出 • フレアに相関して偏光 度が上昇 • 光度と偏光度の相関 係数； Sasada+ 2011 光度 20日 29 フレア中の光度と偏光度 20日以内に変動するフレアに伴って偏光度が上昇 仮説 短期間のフレアにおいて光度と 偏光は普遍的に相関して変化する 検証 多数の天体に対しての偏光モニター観測から、 フレアの光度と偏光度の変動を系統的に調べる 30 検出したフレア • • • • 観測天体数 44天体 総フレア数 166個 フレア検出天体 29天体 光度が二倍以上変化した大フレア 28個 • 大フレアを検出した天体 12天体 • 大フレアの光度と偏光度の相関（相関係数で判断） （正, 負, 有意な相関なし）= （13, 5, 10） 相関なしの中には誤差が大きいもの、データ点の少ないもの も含む 31 偏光度振幅 (Pmax – Pmin) 光度と偏光度振幅の相関 正の相関が存在 r=0.62±0.05 光度比 (Fmax / Fmin) フレアは固有の偏光成分を持つ 32 その他 その他の観測天体 • 超新星 – 測光、分光、偏光撮像 • マイクロレンズ天体 – 偏光観測 • 彗星（ホームズ彗星） – 偏光分光による偏光の変化 • 太陽系内天体 – 近赤外での低分散分光 おわり
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