VLBI観測とマルチメッセンジャー天文学

本間 希樹 (国立天文台 水沢VLBI観測所)

Contents• 自己紹介、観測所紹介など• VLBIの紹介（装置面、研究面）• マルチメッセンジャー天文学の可能性自己紹介など
氏名：本間希樹
所属：国立天文台 水沢VLBI観測所
職名： 教授、所長（2015年4月～）
専門： 電波天文学

水沢（奥州市）の位置

水沢本館と桜国立天文台水沢の主な施設
電波望遠鏡

奥州宇宙遊学館
木村記念館

スパコン「アテルイ」

VLBI (Very Long Baseline Interferometry)
超長基線電波干渉計

VERA

KaVA

EAVN

EHT

Angular resolution of telescopes• angular resolution: Θ～λ / D
cm waveθmm waveIR

opticalResolution in mas

AKARI
1 arcsec

Connectedarray

VLBI
VERA

SUBARU

ALMAHSTSingle dish

1 mas

VLBA
Submm VLBIλSgr A* BH sizeλ

VLBIの特徴• 長所• 短所

高い分解能 （全波長帯で最高）
低い感度…

• 見える天体は高輝度・非熱的放射のみ
メーザー
星、星形成、AGN周辺ガス
シンクロトロン
AGN、SNR/パルサー etc.

装置的な特徴• 基本プロセス
各局でGbps程度のレートで記録 → 相関処理
• 時間分解能は極めて高い （最大ns）• 視野は狭い （通常 秒角程度）• 結果に時間がかかる （相関処理まで３週間）→ ピンポイントのフォローアップは得意
サーベイ・探査や、位置の不明な天体は苦手

水沢に関連したVLBI装置• VERA
フル運用、位置天文• KaVA
月100時間、イメージング• EAVN
試験整備中、2018以降• EHT
年10日ほど、最高分解能

VERA： VLBI Exploration of Radio
Astrometry
位置天文観測に特化

水沢

入来VERA

石垣島

小笠原

The first parallax : obtained in 2007
• A few first parallaxes reported
in 2007 (Orion KL)

Hirota et al. (2007)
D = 437 +/- 19 pc
pi = 2.29 +/- 0.1 mas

Orion nebula with Subaru

Galaxy’s fundamental constants• Combined with VLBA/EVN data, we have determined
Galactic parameters using 52 sources.

First Galactic parameter analysis by using more than 50 sources
with VLBI astrometry (Honma et al. 2012)

Maser astrometry as of 2016

159 sources from VLBA/VERA/EVN (86 sources from VERA)VLBI位置天文による銀河定数
最新(2016)143 sources
R0 = 8.26±0.24 kpc
0 = 28.84±0.37 km/s/kpc
0 = 238±8 km/s

Honma+ 1252 sources(8.05±0.45 kpc)
(29.57±0.78 km/s/kpc)
238±14 km/s)

星形成領域143天体の銀河回転曲線

Japanese VLBI Network (JVN)
Specifications– 13 telescopes (11m ~ 64m)
– Baseline 50 - 2500 km– Frequency 6.7/8/22 GHz– Sensitivities (8 GHz, 128 Mbps) ~3 mJy– High-Speed e-VLBI (2 Gbps)
sub-array
Participating institutions
Hokkaido, Ibaraki, Tsukuba, Gifu
Osaka Pref., Yamaguchi, Kagoshima
Univ.
+ GSI, JAXA/ISAS, NAOJ, NiCT

単⼀鏡でのモニター＋VLBIイメージング

JVN Stations

KaVA• KVN and VERA Array• 短基線の充実により撮像力が劇的に向上

VERA

KaVA

KaVAがブラックホール近傍でのジェット超光速運動を検出

M87 with HST
Hada et al(2016)

M87

First image with
KaVA + Tianma 65m(2016 Spring)EAVN + TVN• Baseline doubled, astrometry accuracy doubled)
800 km1200 km1000 km

EAVN UV coverage with
one of TVN stations

The radio telescope in Thailand should have a big impact !

FAST 500m in China

Comparison of SKA, EAVN and other array
GlobalVLBI
SKA‐1(EA/Eu/ (mid)
US)

EAVN

EAVN+FASTEAVN+Q
T,FAST

EVN

VLBA+
GBT+VLA

Operating2018?
from2022?

2022?

OperatingOperating?

Max.
Baseline
(km)

5000

5000

2000‐
10000

8000

10000

150

86000 96000 20000 26000

61000~
14200032600 440000

5000

Collecting
15000
area (m2)

SKA‐2(mid)2023? 2028??

FAST 500m corresponds to an effective diameter of 300m
QT: Planned new 110m in Urumqi

3000

EHT (Event Horizon Telescope)
視力300万でブラックホールの直接撮像を！

EHT with ALMA
• ALMA12m x 54台、6m x 12台
圧倒的な感度を持つ
ALMA (NRAO/ESO/NAOJ)

ALMAを含むEHT観測が2017年4月にスタート！

ブラックホールシャドーの検出• 降着円盤を背景に「黒い穴」としてブラックホールを見る

Fukue et al

ブラックホールの想像図

Shiokawa et al

巨大ブラックホールの見かけの大きさ天体質量（太陽比）(1pc~3.3光年）

Sgr A*

4 x 10^68 kpc

10 μasM87

6 x 10^915 Mpc

7 μas

M104

1 x 10^910 Mpc

2 μas

Cen A

5 x 10^74 Mpc

0.25 μas

距離視半径シャドウの大きさ：ブラックホール視半径の1～5倍程度
10μasの分解能があればシャドウが見える→ 波長1mm程度で地球サイズの干渉計が必要

EHT のイメージングを巡る競争
現在日米で３つのチームが、よりよりブラックホールの画像取得を目指した解析手法を開発中。

仮定した画像

スパースモデリング(ours)MEM

EHTによる撮像シミレーション例
異なる手法で結果が再現されれば、結果の確実性が増す

CHIRP

Multi‐messenger astronomy with VLBI
• ガンマ線AGN（ブレーザー、電波銀河）
電波、光、X/γ線、 ν？
• 近場のブラックホール（Sgr A, M87など）• FRB等の突発天体

PeV Neutrino from AGN ?
• HESE‐35 (PeV event)by Ice Cube
• Mas‐scale jet detectedin PKS1414 in the same
period (γ‐ray active phase)
Association between blazar
activity and PeV neutrino ?
Kadler+(2016)

Gamma‐ray emitting AGNs
• Example : 3C84, radio jet detection (VERA) after γ‐VLBI map (2 x 2 pc), at 22 GHz
ray flare (Fermi)
Nagai+(2010)

Radio light curve

cm + (sub-)mm VLBI will leadcomprehensive understanding(higher resolution &lower optical depth …)

SSC modelfor Mrk 501(Kino+2001)
γ-ray mittingregion:<1000 AU

TeV

M87 Radio+Gamma
M87: VERITAS によるTeV 増光のSMA
検出 （2012/3月）

VERA 43G

VERA/GENJI 22G

M87 VERITAS

Hada et al (2014)

Size limit to TeV emitting region ?
• Lower limit : ~50 Rs from EHT (Akiyama+2015)• Upper limit : ~100 Rs from VERA (Hada+2014)~Expected size ?
M87@43G Hada+(2013)

Sgr A* long‐term variation• Scale : less than 70 Rs• Long‐term variability:~+/‐15% (0.7 – 1 Jy)• Radio‐loud state in May 07
S ~ 2 Jy at 43G (Lu +2010)• Size is basically constant> Brightness temperature change !

VERA image

Blue : VERA (Akiyama+13)
Orange : VLBA (Lu+10)Time domain astronomy with FRB• FRB (Fast Radio Burst):
millisec radio burst with large
DM (Dispersion Measure)• Origin is still unknown• Candidates vary fromcosmological source (e.g.,mergers of compact sources)
to man‐made artificial noise(such as microwave oven)
The Lorimer Burst (Lorimer+ 2007)

Nature, 24/Feb/2016

FRB (Parkes) →Radio afterglow (ATCA) →Elliptical galaxy (Subaru) →Redshift of 0.5 (Subaru) →cosmological origin !
But debate still on‐going…
Need FRB localization

Nature (online), 2/Mar/2016• Repeating FRB !
• A non‐coalescenceorigin(at least this case ?)Nature, 5/Jan/2017

First direct localization of repeating FRBYoung pulsar+SN in a dwarf SF Galaxy ?

FRB121102 detection with VLBI
• Detected with EVN (European VLBI Network)

Marcote+(2017)

Position consistency between transient and persistent emission

ただし、このようなVLBI観測ができるのはrepeating burstのみ…
何らかの方法でターゲット候補を絞れればVLBIもできる？

VLBIでやってみたことがある方、ご相談ください