銀河系中心領域（Sgr A*、Sgr B2、 RCW142）
Oyama（SgrB2、RCW142),Honma（Sgr A*),
Kobayashi 銀河系中心グループ

Sciecen target• proper motion and distance to Sgr A*
R0, θ0 : fundamental constants＋α flux & image monitor, etc
Most difficult source
Large distanceinterstellar scattering
apparent size of Sgr A*
2.5 mas @ 22GHz
0.7 mas @ 43GHz(Bower, Backer, 1998）

flux vs UV distance @ 22 G

SgrA*の相関フラックス
K bandQ bandSgrA* with VERA since 2004 fall
• r04318a• r05019b• r05046a• r05077c• r05134b• r05294a• r05332b• r05359c• r06048b• r06079c• r06109a• r06139d

Pointing error (Sgr A non-detection）
Pointing error (Sgr A non-detection）
IRK recorder trouble
ＯＫ （PR map、 J1745 detection）
MIZ, OGA, ISG bad weather
OGA, ISG bad waterh J1745 non-detection
ＯＫ （J1745 very low SN）
MIZ bad (Sgr A non-detection）
to be done
to be done
MIZ, OGA, ISG bad
ＩＲＫ badSgr A* motion against J1745-283• data with Reid & Brunthaler 2004
red：VLBA obs
green：VLBA fitblue：VERA r05077c
pink：expected for r05077c

1996

1999
2002

~3 mas offset
2005

Error in coordinate
trnasformation ?

Ｂｙ honma

r05332b• J1745 detected,but low S/N ratio• flux is <100 mJy ?
• position agrees withexpectation

r05332br05077c

Ｂｙ honma

Summary• If conditions are good, PR astrometry between J1745283 and Sgr A* can be done with VERA

• Currently J1745-283 is quite faint and close to thedetection limit of VERA.

• Detailed analysis are still needed to perform preciseastrometry(c.f. Mark Reid gave up Sgr A* parallax …）

Future plan
continue the monitor ….

• J1745 could be brightened up again• sensitivity improvement at 43Ｇ• Sgr B2 H2O Maser （Oyama）(c.f. M. Reid’s obs with VLBA since 2006 Apr)

銀河系中心領域
VLBI電波源分布
1745-283（系外電波源）

Sｇｒ B2（大質量星形成領域）
1748-291（系外電波源）

RCW142（大質量星形成領域）
Sｇｒ A
1度 150 ｐｃ
VERA最小離角=0.3度

半径0.3度（VERA最小離角） from Sgr A*
半径0.3度（VERA最小離角） from Sgr B2
半径 1度

Sgr B2の距離測定• 三角視差 （銀河系中心までの距離指標としても重要）
IAU
8.5kpc（平均）→ 8 kpc（Reid 1993)（極近傍星の軌道） → 7.92 kpc(Eisenhauer 2003）→7.62 kpc(Eisenhauer 2005)→8.6±0.3 kpc（2005 Kech)→7.39±0.22 kpc（2006 VLT)、7.36±0.21Kpc（2006 Keck)（Red Clump星）→7.53±0.45 kpc （Nishiyama 2006)（Reid 2006年9月よりVLBAでparallax測定開始）• Sgr A*に対する固有運動を計測↓
視線速度＋固有運動で運動学的距離の不定性を解き距離推定（c.ｆ 、XRN SgrA*の過去の活動性）• ３）統計視差（Sgr B2 N,M,S 比較）
過去の観測 Sgr B2（N）(7.1±1.5kpc）(銀河中心距離)
銀河中心距離)Reid et al 1988

銀河系中心部の回転曲線？
260km/s

220km/s

Sawada et al. 2004

２300pc（2度）

４8Kpc
Burton et al

観測• 2003年3月～2004年8月 （Sgr B2ーSgr A*）
DIR1000、DIR2000 15(5-6）エポック• 2005年10月～
DIR2000 6エポック（Sgr B2/RCW142－J1745-28）

Sgr B2（N）

Sgr B2（MN）

９０“ 36pc
Sgr B2（M）

Sgr B2（S）

Kobayashi et al. 1989

１ビーム解析 Sgr B2N メーザー分布z20年前の分布を再現
z視線速度30km/sの変化を検出
z分子雲内部構造

1ビーム解析結果
Sｇｒ B2（M）

Sgr B2(S)RCW142100 km/s-80 km/s

1ビーム解析
2ビーム位相補償解析

２ビーム解析
Sgr B２• Sgr B2の視差楕円 ２５０μas（精度検証観測先行）• Maser を参照源としたバンド幅合成、長時間積分必須（Sgr A*、他の参照源も弱い：100mJy以下）• 現在は検出のみを目的とした長時間積分（参照源の解を用いてターゲット天体にてFringe Searchを実行）のみ実施

3分

位相補償なし位相補償あり5分

SgrA*（Fring Search Result)
10分

15分

J1745-28（参照電波源）Fringe Search Results

位相補償+バンド幅合成+10分積分
R05289A (2005年10月）

位相補償＋４０分積分（IF 8のみ）

Sgr A, B2、銀河系中心領域の観測に向けて
参照源（対象天体）のFluxが低い･Sgr A*でも。。。（分解、0.7mas＠Q、 3mas＠K）･系外参照源も弱い 100mJy以下･メーザーもSgrB2、RCW142以外はほとんど１Jy程度以下、（SiOメーザーで参照源になるようなものはなし）
１）Maser（SgrB2,RCW142)を参照源とした相対VLBI観測手法確立（AIPS）
バンド幅合成２）鹿島、野辺山、山口、筑波、KVN等の短基線追加（＃５記録等）
３）広帯域、高感度観測（桁でなく、ファクター！） K（maser)
感度2/4倍@K/Q =50 mJy：連続波
感度2倍@Q=300-600 mJy：メーザー

基線(mJy)Q(maser)
K（cont）

100Image(mJy)500

5 hour 0.1 MHz

1000

5 hour 0.1 MHz

11180K 3 min 240MHz

350K 3 min 240MHz
Q （cont） 200
21（超高速サンプラー、光結合（＃５含む）、能率、K＝ 0.43、Q=0.4 にて計算
高密度記録、高感度受信機、両偏波化他）

IRS10EE

600mJyIRS15NE

300mJy120mJy