かなた望遠鏡 /trispec による変動天体観測
DESCRIPTION
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 - PowerPoint PPT PresentationTRANSCRIPT
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かなた望遠鏡 /TRISPEC による変動天体観測笹田真人 (広島大学)
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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
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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
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TRISPEC の観測モード• 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
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
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ガンマ線バーストUehara et al. 2010
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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
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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
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X 線連星Arai et al. 2009
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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
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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
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新星Arai et al. 2010
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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
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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
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矮新星Matsui et al. 2009
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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
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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
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ブレーザー
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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
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44天体の種類と変動
Ikejiri et al. 2011
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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
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光度振幅とピーク周波数• BL Lac 天体• FSRQ• 観測点の少ない天体
• 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
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偏光度振幅とピーク周波数• BL Lac 天体• FSRQ• 観測点の少ない天体
• 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
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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
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偏光ベクトルの回転
Abdo et al. 2010Sasada et al. 2010
Sasada et al. 2012 accepted
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2009 年の 3C 454.3
5000 5100 5200
JD - 2450000
8
6
4
2
252015105
-100-300-500-700-900
光度 ×1
0^-1
1(e
rg/s
/cm
^2)
偏光度
(%)
偏光方位
角(d
eg)
• アウトバーストが存在• 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• 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)
2009 年以外にも偏光ベクトルの回転を検出
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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 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)
2005 outburst 2007 outburst
First rotation Second rotation
Sasada+ 2010
2008 outburst
Jorstad + 2010
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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
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フレアと偏光Sasada et al. 2011
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PKS 1510-089
• 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;
20 日
光度偏光
度(%
)方位
角(d
eg)
29
Sasada+ 2011
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フレア中の光度と偏光度
30
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
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
仮説検証
20 日以内に変動するフレアに伴って偏光度が上昇
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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
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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)
偏光度振
幅 (P
max
– P
min)
32フレアは固有の偏光成分を持つ
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その他
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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
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おわり