２００４．６．１
Ｖ懇幹事会資料
Ｔ．ＫＯＮＤＯ

情報通信研究機構報告（昨年夏以降の主な出来事）

１．改組
2004 年 4 月 1 日に通信総合研究所は通信・放送機構（ＴＡＯ）と統合し独立行政法人「情報通信研究機構」となりました。
略称 ＮＩＣＴ: National Institute of Information and Communications Technology（４文字とも大文字）
日本語略称 「情通機構」 ３文字制限の場合は「情通研」
２．スタッフ（２名減）

３．３４ｍアンテナ
昨年度から大規模改修費用を要求していたが、安全確保のための最低限の補修費用の一部しか認められなかった。定期保守と併せて 7/1-9/30 に実施予定。場合によっては夏期と冬期の２回に分けて実施予定。
４．技術開発その他
・ソフト相関器（ソフトウェア）をライセンス契約によりＪＩＶＥ、ＭＥＲＬＩＮ，ＣＳ
ＩＲＯに対して提供した。
・ＩＶＳ ＣＲＬ−ＴＤＣ Ｎｅｗｓ Ｎｏ．２３を発行した（２００３年１１月）。
５．予定
・8/9-10 次期相関器検討ワークショップ＠鹿島（VLBI 運用小委員会、VLBI 懇談会、ＮＩＣＴ共催（希望））・10/6-7 第３回ｅ−ＶＬＢＩ国際ワークショップ開催＠幕張プリンスホテル
・10/8 APT 会議＠鹿島（？）

VLBI 懇談会 幹事会 宇宙航空研究開発機構（JAXA） 宇宙科学研究本部 （宇宙研）
2004/06/01 村田
１．宇宙研全体
2003 年 10 月より宇宙 3 機関統合。独立行政法人化。JAXA 内に４つの本部。旧宇宙研は、
ほとんど宇宙科学研究本部。略称も宇宙研。さらに旧 NASDA の SELENE 関係（V 懇関係
では岩田）、地球観測ミッション関係（稲谷、西堀）も宇宙科学研究本部。
全体的に予算が厳しくなっている。
（統合効果を期待された削減。ロケット失敗の調査など）
今年２月に Asrto-E II 打ち上げ予定。
２．VLBI 研究の Activity:
１）VSOP
２００４年の２月から８年目にはいる。２００３年１０月に姿勢制御を失い、その後観測ができていない状況。現在、復帰作業中。データアーカイブを整備中。行った観測については、VSOP の HP にあるので、欲しいデータがある場合は、関係者に連絡。
スタッフ：平林、EDWARDS、朝木、村田。
（望月は４月から２）軌道決定の支援研究員。）
２）VLBI による軌道決定の研究
軌道決定グループ（加藤、吉川ほか）、鹿島、天文台との共同研究。「のぞみ」、「はやぶさ」の観測および、R/RR 法と VLBI による決定の比較。
３）臼田６４ｍを使用した VLBI・天文観測
光結合観測、パルサー観測。（＋VSOP 観測地上局）。現在月２日の割合で天文観測時間。
FE：受信機 1.6, 2.2, 5, 8.4 22 GHz, ターミナル VSOP、S2, K5/VSSP, VERA(立ち上げ中)
４）内之浦３４ｍの VLBI アンテナ化
２）の絡みで、VLBI システムを立ち上げる（６月末）。メーザを１台臼田から移設。S/X、K5/VSSP。将来的な可能性として、22 GHz 以上もある。
３．VSOP-2
2003 年 11 月 提案書をまとめ、宇宙科学研究本部宇宙理学委員会に提出。X 線計画の NeXTも。天文学会、VLBI 懇シンポ、宇宙科学シンポ、天文台 VLBI 小委員会等で提案説明。計
画としては両者互角であるという評価であったが、体制面で VSOP-2 が若干苦しいため、
NeXT が理学委員会では選ばれたが、結局 JAXA の概算要求へは出なかった。VSOP-2 についても来年提案を出しなおす。NeXT とともに再び再審査をする。評価委員会や各種委員会でも、やるべき計画との評価を受けている。さらに検討を進めたうえで、再提案する。

VLBI 懇談会幹事会

2004 年 6 月 1 日-1-

機関報告：北海道大学
徂徠和夫
1. 苫小牧 11m 望遠鏡 22 GHz 化進捗状況（2003 年度後半以降）
・ S/X 選択副鏡及びホーンの取り外し
副鏡外周部（S/X 選択反射部）、及びホーンを取り外し、新規にホーンカバー（ゴアテックス製）を取り付けた。
・ 22 GHz 帯受信機の搭載及び連続波ファーストライト
22 GHz 帯受信機を望遠鏡に搭載し、連続波で Orion A からの電波を受信（＝ファーストライト、2003 年 12 月 24 日）。なお、VERA 型受信機の入力フランジ部は交換済み。
・ 分光計の試験及びファーストスペクトル
PC-VLBIボードを利用した分光計により、H2Oメーザのスペクトル線検出に成功（2004 年 3 月 18 日、図 1）。
・ 受信機用コンプレッサ設置小屋（図 2）の設置
・ 現在の状況軸較正観測を実施中（パラメータの絞込み中）。昨年 9 月末の十勝沖地震の影響は殆どなし。望遠鏡内の受信機室と観測局舎間の通信系の立ち上げ中。
2. 今後の予定
・ 22 GHz 化のための作業
上記の通信系が立ち上がり次第、強度較正、能率測定、ドップラー追尾等の試験を行い、試験観測を実施予定。
・ 情報通信研究機構鹿島宇宙通信研究センターとの VLBI 観測
22 GHz 帯での VLBI 観測を実施予定。

H2O maser (W49N)

Intensity (arbitrary unit)

0.00060.00040.00020-0.0002

図1

0

256

512
channel768

W49NのH2Oメーザ。横軸は16 MHz 帯域、1024 点分光。

1024

図 2 コンプレッサ室。

２００４年６月１日
VLBI 懇談会幹事会
国土地理院機関報告
測地部宇宙測地課
IVS 国際観測つくば３２ｍ局にて実施

週１回

ヴェッツェル局との UT1 観測

ドイツ
国内観測 JADE

２４時間

国内４局

（有人観測）

１時間

毎週土曜日（自動観測）（新十津川、姶良、父島、つくば）＋共同研究機関

２４時間観測

月１回（遠隔観測）

トピック（１）K5 システムによる観測を開始

４月より

次回は、７月または８月を予定
現在、K5 相関処理システムを構築中
国際インターネット回線を利用した国際観測データの転送（２）父島観測局

大改修

主鏡面を外しての建設（１９９７年）以来の初大改修。
ほとんど全てのボルト類交換、全面再塗装。今週中に完了予定。
予想通り、父島局は塩害による腐食が激しかった。
（３）測地部内の組織改編
測地第二課から宇宙測地課に名称変更
国土交通省の「特別の機関」としての国土地理院は変わっていない。
メンバー（平成１６年４月現在）
宇宙測地研究室長

IVS 評議員・コロケーション

V 懇会員

眞崎良光

宇宙測地研究室

地球回転

V 懇会員

藤原

宇宙測地課長総括高島和宏

宇宙測地課課長補佐

渉外・調整

石本正芳

技術専門職

光結合・K5、UT1 観測運用

町田守人

基線解析係長相関処理

藤咲淳一

超長基線係長観測計画

栗原

超長基線係員

基線解析

横島由紀則

SE

システム保守

谷本大輔

部外研究員

K5

松坂

茂
智

忍

高島和宏

V 懇会員

V 懇会員

VLBI 懇談会幹事会
機関報告

国立天文台

野辺山
2004 年６月１日

梅本

１．VERA の試験的共同利用に参加
・５件８観測を 2004 年１月から５月に実施
・特にトラブルなし
２．水素メーザーをスミソニンアンからアンリツに変更
・アンリツの 1.4MHz 出力から５ MHz を作る装置を新たに設置
・現在はテンポラリに５ MHz の信号系をつないでいるので、共同利用終了後正式なつなぎに変更予定
３．アンテナへの基準信号系をラウンド・トリップから光ファイバーに変更
・光ファイバーで 1.4MHz 出力をワン・ウエイで送出・信号のピュリティには問題なし
４．４５ m の定期保守／制御系更新
・５月末から９月末まで
・老朽化のためアンテナ制御系を更新
工場での試験は終了し、今後アンテナに設置して接続テスト
・ビームスイッチの改良
５．新規作業項目
・VLBI 観測用システム温度測定系を作る
６．2004 年４月より自然科学機構国立天文台野辺山宇宙電波観測所に・４月より梅本が VLBI 担当として野辺山に赴任した
７．今後の予定
・６月７日（月）４５ m 共同利用前期締切り
・７月７日（水）ミリ波干渉計共同利用締切り
・８月 21 日（土）野辺山特別公開
・10 月 25 日（月）４５ m 共同利用後期締切り

VLBI 懇談会幹事会

機関報告

国立天文台 VERA
2004 年 6 月 1 日

柴田

1. 2004 年 4 月 自然科学研究機構発足
国立天文台電波研究部 VERA 観測所となりました
スタッフ 26 名（含む併任、水沢 11 名、三鷹 13 名、野辺山 1 名、小笠原 1 名）
院生 6 名2. VERA 試験観測継続中です
前回定期保守後（2003 年 8 月）ー現在で 130 観測
DIR2000 (1 Gbps) 記録の相関処理にまだ問題あり・フリンジピークが遅延方向 2 つにわかれる
・8 時間程度の観測で遅延率残差が数百 mHz 変化
3. 第 1 次 VERA 試験的共同利用観測を実施しました
7 件採択（のべ 12 観測）5 件 8 観測は鹿島 34m と野辺山 45m 参加
2004 年 1 ー 5 月に観測
4. VERA システム 2004 年度定期保守が行われます
5 月 29 日ー7 月 17 日を予定
20m アンテナ、受信機、デジタル装置、レコーダ
5. 主な予定(1) 定期保守後、VERA 試験観測再開(2) 7 月の観測から AOC による試験運用(3) 一般公開
6 月 5 日：水沢
8 月 7 日：入来観測局
8 月 21,22 日：石垣島観測局
10 月 23 日：三鷹
11 月以降：小笠原観測局（ 13 観測 / 月）Ｖ懇幹事会メンバー各位

ｃ／ｃ

松本様

ＶＬＢＩ懇談会幹事会（２００４年６月１日）機関報告用資料です。
−−−−−−−−−−−−−−−−−−−−−−−−−−−−−−−−−−−−
九州東海大学ＶＬＢＩに関連している研究室は応用情報学部情報システム学科松本欣也研究室と工学部宇宙地球情報工学科藤下光身研究室の２研究室です。以下に研究室の現状を記載します。
−−−−−−−−−−−−−−−−−−−−−−−−−−−−−−−−−−−−
応用情報学部情報システム学科松本欣也研究室
卒研生は１４名です。
・電波天文ディジタル処理系の研究

２名

・電波科学における周波数資源問題の研究

２名

・宇宙電波可視化支援システム（教具）の研究

２名

・ＶＳＯＰデータ解析

１名

・流星電波データ解析

１名（・無線通信セキュリティの研究

６名）

ＰＲ／学研「大人の科学マガジン」Ｖｏｌ．４、Ｐ．４２に研究室の研究紹介が掲載されました！（現在発売中です。ゲルマニウムラジオキット付で１６００
円です）

内容は、電波の可視化支援システム（教具）の紹介記事です。

−−−−−−−−−−−−−−−−−−−−−−−−−−−−−−−−−−−−
工学部宇宙地球情報工学科藤下光身研究室
卒研生は３名で、研究テーマは・電波源構造による相対ＶＬＢＩ群遅延時間の計測精度への影響

１名

・重力レンズ現象／ＩＤＶなどの時間変化天体の検出

１名

・ＵＷＢによるＳＥＴＩ

１名です。他に３名の準メンバー（卒業研究未着手の学生）がいます。
＊＊＊＊＊＊＊＊＊＊＊＊＊＊＊＊＊＊＊＊＊＊＊＊＊
ｆｒｏｍ：

藤下光身（ふじしたみつみ）
九州東海大学工学部宇宙地球情報工学科

mail：mfuji@ktmail.ktokai-u.ac.jp

home page : http://www.ktokai-u.ac.jp/~space/国立天文台内 VLBI 関連委員会の報告
2005/6/1 VLBI 懇談会幹事会
小林秀行
１．
電波専門委員会
４月からの法人化後、運営会議（内部、外部半数の意志決定の台長諮問会議）に従来通り電波専門委員会（内部、外部半数の構成）を設置して、共同利用・
電波関連プロジェクトなどの外部コミュニティとの審議が必要な事項について議論を行うことになった。最近では、2004 年 4 月 26 日に開催され、野辺山、VERA の事業報告、ALMA の進捗などの報告議論があった。さらに
後述の VLBI 運営小委員会で議論されている VLBI 計画の将来に関連して、
VSOP-2 への取り組みについて、次回ヒアリングをして議論することになっている。
２．
VLBI 運営小委員会
VERA などの共同利用の進め方について議論をする一方で、VSOP,VERAのあとの将来計画について議論を進めている。現状のプロジェクト（VERA,RISE,光結合 VLBI）のヒアリングを行い、さらに VSOP-2 についても宇宙研での議論と並行して議論を進めており、推進の方針で決定された。
これを受けて、電波専門委員会での議論を始めている。
３．
VERA プログラム小委員会
VERA の共同利用の審査を行った。野辺山 45m との整合性など、今後議論
すべきことはあるが、試験的な共同利用を開始している。

次期ＶＬＢＩ相関器検討ＷＳについて
2004/6/1 VLBI懇談会幹事会
小林秀行（国立天文台)• 各プロジェクトのサイエンスと要求– ＶＥＲＡ・ＶＳＯＰ−２・光結合・東アジアネット・大学ネットワー
ク• 技術検討– 光結合分散相関器– 通総研 ＰＣ相関器 etc– ALMA ACA相関器• 日時
８月９、１０日• 場所
NICT鹿嶋• 世話人 川口・近藤・村田・小林DRAFT DRAFT DRAFT

Toward the Establishment of the Committee for the East Asia VLBI Community
2004.2.25
2004.4.9
2004.5.12
2004.5.31
1. Introduction
The idea for a Preparatory Committee (PC; the tentative name used here) was proposed by theparticipants of the Shanghai mm-VLBI Workshop in 2003 November 3-5, recognizing theimportance of a standing committee to promote and manage the East Asia VLBI Consortium(also a provisional name). The Consortium is envisaged as a body in which a variety of VLBI
activities, such as VLBI observations, data processing, scientific collaborations, systemdevelopments, personnel exchanges, etc. are performed between China, Japan, and Korea.
Each of the three countries was asked to nominate two members for the PC at the Shanghai
Workshop, and those members are listed below. The PC is expected to establish for the
consortium the Committee (hereafter referred to as "the Committee", in contrast to the PC) thatwill handle the activities in the consortium. Thus, the PC lays the foundation for theCommittee to begin its work.
2. The Mission of the PC and Members
This PC carries out discussions and makes recommendations for the possible function andstructure of the Committee for the East Asia VLBI Consortium, and takes the necessary steps toestablish the Committee. As several VLBI systems are under construction and or are being
planned in the member countries, it would be helpful to establish the Committee soon and start
actual discussions under the authority of the Committee. The AP-RASC'04 meeting will beheld in August 2004 at Qingdao, China, and this will be a good opportunity for the Committee
to meet for the first time, possibly together with the PC members.
PC Members (Countries in alphabetical order)
China
Zhiqiang Shen:
Shanghai Astronomical Observatory (zshen@center.shao.ac.cn)
Ji Yang:
Purple Mountain Observatory (jiyang@public1.ptt.js.cn)
Japan
Hisashi Hirabayashi: Institute of Space and Astronautical Science (hirax@vsop.isas.jaxa.jp)
Makoto Inoue:
National Astronomical Observatory of Japan (inoue@nro.nao.ac.jp)
Korea
Hyun-Goo Kim:
Taeduk Radio Astronomy Observatory (hgkim@trao.re.kr)
1/3

Seog-Tae Han:

Taeduk Radio Astronomy Observatory (sthan@trao.re.kr)

3. Status of VLBI Activities
Each country has been performing, participating in, or proposing, VLBI observations. In
China, two 25-m VLBI telescopes are doing regular observations with the EVN and geodetic
VLBI measurements with the IVS and APSG. The 13.7-m mm-wave telescope in Delingha isconsidering joining mm VLBI experiments. In Japan, VERA is now starting operation. SpaceVLBI observations has been successfully undertaken with the HALCA satellite, and a second
space VLBI project, VSOP-2, has been proposed. Several Japanese universities are starting
VLBI research by using their antennas. In Korea, the KVN system is under construction, andthe budget for a large correlator has been approved. It is anticipated that KVN and VERA will
collaborate to form a single VLBI network for some amount of observing time. The
Nobeyama 45-m and Taeduk 14-m telescopes have been used to make single-baseline mm
VLBI observations.
4. Subjects to be discussed by this PC
4-1. Nature and Role of the Committee
The PC needs to make recommendation on the structure of the Committee. This includes
the nature and role of the Consortium and its constitution. The items to be studied,discussed, and defined by this PC are the terms of reference, number of members from eachcountry, their term of service, and the obligation(s) of each country. Financial support is an
important issue too.
The Committee may need to serve several roles, and it is important to have a draft idea ofthese. The PC needs to formalize the basic roles for a good understanding of theCommittee's duties to be realised. The Committee will develop additional roles in detail byitself after it is established. If we have the first Committee meeting in AP-RASC'04, weneed to define the terms of reference and structure of the Committee by the end of July.
When the Committee is established, the PC will terminate its mission.
4-2. Basic Roles for the Committee
A. Coordination of Joint VLBI observations
The Committee should make some recommendations to perform VLBI experiments withthe existing facilities in each country, based on both scientific interests andtechnical/engineering developments. In particular, the PC needs to encourage
collaboration in the mm/sub-mm VLBI area, extending the mm-wave experiments
carried out by the Nobeyama 45-m telescope and Taeduk 14-m telescope.
B. Promotion of VLBI System Developments
VLBI systems have developed dramatically over the last few years, e.g., e-VLBI,
2/3

correlators, sampling systems, space VLBI, etc. For collaborative observations, wehave to think about the compatibility between the VLBI systems adopted by individual
countries/observatories.
The Committee must survey the development plans in all countries and institutes and try
to ensure the systems have the necessary degree of compatibility for futurecollaborations, taking into account worldwide trends. Furthermore, the Committee isrequested to coordinate discussions regarding the prospects for collaborative VLBI
networks, including correlation and data processing facilities.
C. Set-up of a VLBI Data and Analysis Center (tentatively, VDAC)
One main subject of the VDAC would be to correlate data of the VLBI networks andexperiments related to the member countries and those of outside networks or telescopes.
JIVE (the Joint Institute for VLBI in Europe) is an existing model of such a center. As
mentioned earlier, the Korean group is planning to build a correlator, and VERA needs
to upgrade the existing Mitaka correlator for domestic observations. The VSOP-2
project also assumes a new correlator which could be shared with ground-based VLBI
networks.The Committee is requested to coordinate discussions for the possible shapeof correlation facilities in the consortium as a high priority.
D. Scientific Meetings and Activities
In the consortium, we need frequent exchanges of information to enable smooth andtimely collaboration. It would be helpful to coordinate scientific meetings, teaching
programs, Newsletter publications, etc.
5. Others
The EAMA meeting at Seoul in October this year presents a good opportunity for theCommittee to submit a report on its activities. We need to gather basic data about the present
status of telescopes and VLBI facilities, such as recording systems, e-VLBI capability,
correlators, etc., and their plans for the future, together with activities of universities and otherinstitutes. In the process, the Committee will become active by coordinating discussion ofscientific interests, and then consider the feasibility and capability of collaborations. We needto seek collaborations with other VLBI networks (e.g., EVN, APT, the southern hemisphereLong Baseline Array, VLBA and current global mm-VLBI array). A report to the APT (Asia
Pacific Telescope) meeting should also be considered.

3/3

2004 年 ６ 月 １ 日
VLBI 懇 談 会 幹 事 会
サ ブ ミ リ 波VLBI 推 進 に つ い て（何人かの有志で話していること）
全国区幹事
三好 真
-1) サ イ エ ン ス か ら 見 てVLBI も サ ブ ミ リ 波 が 面 白 い 。
ブ ラ ッ ク ホ ー ル の event horizon 、 降 着 円 盤 の 観 測
原始星のフレア現象の観測
0) サ ブ ミ リ 波VLBI の う ち 波 長 １ ミ リ か ら ０ ． ６ ミ リ ま で はサイトを良く選べば地上で成果が出そう。
（万一、科学的成果が見込めない場合はやらない。）
だから、
1) 地 上 で （ 可 能 な 周 波 数 範 囲 を ） 推 進 す る 。
日本単独なら２，３局構成まで。
１０局構成を作る場合は国際協力。
2) そ れ は 例 え ばVSOP2 と は 並 行 で 。
日 本 の ミ リ 波VLBI が （ VSOP が 忙 し く て 仕 方 無 か っ た が ）自 然 消 滅 し て い る う ち に 世 界 は 43,86GHz へ と 進 ん で し ま い 、
世界から脱落した。
あ る い はNRO45m が ミ リ 波 グ ロ ー バ ル で 活 躍 し て い れ ば 、
もっと違った良い成果がでていたかもしれない。
今 や 、VLBA で86GHz をGBT100m な ど も 参 加 の 観 測 がプ ロ ポ ー ザ ル ベ ー ス で 可 能 （ 例 え ば Shen 氏 のBS133 観 測 ） 。
も う 日 本 が ミ リ 波VLBI で 出 る 幕 は な さ そ う 。
こ の よ う な 悲 劇 が 再 び サ ブ ミ リ 波 VLBI で も 起 こ ら な い よ う
一定の体制は作る必要がある。
3) 重 要 点 は サ イ ト 。 検 討 事 項 と し て サ イ ト サ ー ベ イ が 最 重 要 。
ALMA か ら 千km 程 度 離 れ た ア ン デ ス 高 地 で サ イ ト サ ー ベ イ を 行 い た い 。
ｃ ｆ.

局配置から見た解像シミュレーション結果はALMA メ モ#499 、PASJ へ 投 稿 済 み 。

アンテナ、受信機、記録系、位相補償、、、も重要だが、こ れ ら はALMA と 共 通 項 目 。 他 人 は や っ て く れ な い 、 と い う意味でサイトサーベイが最重要。
4) 科 学 的 重 要 性 を 伝 え る 宣 伝 も 必 要 。
「サイトを選べば可能」であることは現役のサブミリ波天文学研究者はよく理解しているが、他の人たちにはあまり伝わっていない。
これまで
２００１年以降、「ほらいずん望遠鏡計画」等の題目名で
宇 高 連 シ ン ポ01、VLBI 懇 談 会 シ ン ポ ジ ウ ム 、 IAU ア ジ ア 地 域 会 議02 、
京 都 ブ ラ ッ ク ホ ー ル ・ シ ン ポ ’03 な ど で 発 表 し た が 、 ま だ ま だ 不 足 。
それで、
２ ０ ０ ４ 年 ６ 月 １ ８ 日 、 NAOJ 談 話 会 で 御 前 講 演 （ と 言 っ た ら し か ら れ た ） 。
２ ０ ０ ４ 年 １ ０ 月 、EVN シ ン ポ 、 e-VLBI シ ン ポ 等 で 発 表
２００４年１２月、理論天文学懇談会シンポ、「大計画検討」の俎上へ申込。
等を行う。
今後、ブラックホール等の関連研究者の賛同を集め、プロジェクト化を進めたい。
ただし「分裂しないよう」少数精鋭で始め、また無駄なコストはかけずに実現したい。

サブミリ波 VLBI 梁山泊（第１回）
２００４年４月１３日（火曜日）09：30−18:00（JST)
国立天文台・三鷹・南研セミナー室
参加者

１９名

古屋(Caltech）、新永（CfA)、高橋（基研）、イシツカ、広田、亀野、井上、
浅田、小山、永井、三好、松尾、氏原、土居（以上 NAOJ）、松本（九州東海大）、
竹内（NICT)、村田、望月、朝木（ISAS)
午前
9:30〜9:40 Opening talk 三好
9:40〜10:00 「昨年度開催したミリ波サブミリ波検討会のレビュー」 永井「SgrA*の次は系外 SMBH 天体を見よう」土居（永井代読）
10:15〜10:35 「日韓ミリ波 VLBI」 亀野
10:50〜11:00 休憩
11:00〜11:20 「SMA の現状」 新永11:35〜11:55 「１０００ｍ級のサイトでのサブミリ波 VLBI 観測の可能性」古屋ディスカッション、お昼
午後13:30〜13:50「ペルーでのサイト調査」イシツカ
14:05〜14:25「アンデス北部におけるサブミリ波大気透過率測定」広田
14:40〜15:00「南天サブミリ波 VLBI 構想」三好
15:15〜15:30 休憩
15:30〜15:50「シミュレーションによる BH イメージ」高橋
飛び入り「BHimagr in SPACE」村田16:05〜16:25「サブミリ波でのメーザー観測」望月
16:40〜17:00「テラヘルツの space-space 干渉計について」松尾
17:15〜17:35「Ｋ５及び A/D の現状スペックと、今後数年で達成しうるスペック」竹内
フリーディスカッション
まとめ：・地上ででいる周波数と科学、スペースでやるべき周波数と科学のきりわけが大切。
350 GHz がその境目か？⇒次回までの検討課題。
・地上の従来サイト（2000m 以下）は大気透過率、コヒーレンス時間の点で期待できない（VLA, OVRO, NMA, 日韓ミリ波 VLBI 実験などのデータから）。ALMA、SMA のようなサイト(4000m 級）を考えるべき。そのためのサイトサーベイが重要。ALMA サ
イトの候補地探しのデータなどもあたるとよい。
・ブラックホールの影は、サブミリ波では光学的厚みの点から、構造の軸対象性の有無と見る角度によって見える見えないが決まる。遠赤外までいけば光学的に薄くなり見やすい。しかしサブミリより困難度が増す？
・原始星フレアや恒星面の観測もサブミリ波の重要なテーマか？次回まで要検討。
・VLBI 記録技術はパソコンベースへ移ってきている。相関処理はソフトウェア相関へ。
10Gsps 超える高速 VLBI サンプラ開発。

2003/12/15
2004/01/22,05/05 修正加筆

サブミリ波VLBI
サブミリ波VLBI・ほらいずん望遠鏡計画
VLBI・ほらいずん望遠鏡計画
event horizon（事象の地平線）の観測的存在証明はもう容易である。
horizon（事象の地平線）の観測的存在証明はもう容易である。
感度十分、作るだけ！
早急に研究を開始し日本で成果をあげよう。
三好真（国立天文台・VLBI
真（国立天文台・VLBI天文学）
VLBI天文学）
ブラックホールとその近傍を取りまく降着円盤の解像は VLBI 天文学の一つの大目標である。図１
は M87 中心部の VLBI マップである（VLBA
マップである（VLBA による
43GHz 観測）。最高空間分解能の観測例である。M87の宇宙ジェットの根本を捉え、その構造を明らかにしつつある一方で、降着円盤らしき姿はなかな
か見えてこない。
か見えてこない。
← 図１． M87 のジェット。M87 の中心核には 30 億太陽質量のブラックホールがある。上の２枚のマップは VLAによるもの。中心核から宇宙ジェットの吹き出す様子が見える。下の図が VLBA43GHz 観測によるもの。左下に示した白丸が６Schwarzschild 半径に相当するサイズ。降着円盤らしき姿はまだみえない。

見かけの大きさが最も大きいブラックホールはどれであるかを改めて考えてみる。
見かけの大きさが最も大きいブラックホールはどれであるかを改めて考えてみる。
指標として Schwarzschild 半径の見かけの大きさを調べてみると（表１）、我々の銀（1Rs
河系中心巨大ブラックホール（SgrA*（SgrA*）
SgrA*）が最も大きいことがわかる（1Rs＝約
1Rs＝約 6μ秒角）。
超新星爆発を起源とする stellar ブラックホールはたとえ 1pc の近傍にあっても非常に小さく（1Rs=20に小さく（1Rs=20 ナノ秒角）、近未来の VLBI の空間分解能でも見分けることは難しい。銀河中心核の巨大ブラックホールの場合、太陽質量の数十億倍にもなりうるので、メガパーセク単位の距離にあっても見かけは大きくなる。
メガパーセク単位の距離にあっても見かけは大きくなる。SgrA*
きくなる。SgrA*はたかだか
SgrA*はたかだか 260 万〜
370 万太陽質量の巨大ブラックホールであり、かなり小さい。しかし距離わずか 8kpc
であり、他の巨大ブラックホールに比べ 3 桁以上も近い距離にあるため、最も大きく見えることになる。空間分解能から考えて、最初に「見える」ブラックホールは SgrA*である。
Ghez et al.(2000), Shodel(2002)による近赤外線のよる銀河中心での恒星の固Shodel(2002)による近赤外線のよる銀河中心での恒星の固有運動の計測から、SgrA*
有運動の計測から、SgrA*は
SgrA*は 260 万から 370 万太陽質量のブラックホールである。また Chandra や XMM‑
XMM‑Newton
NewtonＸ線天文衛星は時間
onＸ線天文衛星は時間(=hour)
Ｘ線天文衛星は時間(=hour)スケールの短期Ｘ線バーストが(=hour)スケールの短期Ｘ線バーストが観測されている（Baganoff
観測されている（Baganoff et al.(2000), Porquet et al.(2003)）
al.(2003)）。また Genzel etal.(2003)は近赤外線においても同様の時間スケールでバーストが起きることを発見
al.(2003)は近赤外線においても同様の時間スケールでバーストが起きることを発見した。SgrA*
した。SgrA*は
SgrA*は 1974 年に電波で発見された。電波、特にミリ波,
年に電波で発見された。電波、特にミリ波,サブミリ波での短期時間変動ももちろん観測されている（Miyazaki,
時間変動ももちろん観測されている（Miyazaki, Tsuboi, Tsutsumi 2003, Miyoshi etal. 準備中）準備中）。銀河中心核の研究対象として。銀河中心核の研究対象として SgrA*は面白くなってきている（SgrA*は面白くなってきている（「SgrA*「SgrA*

が本当に銀河中心のスターになってきた（坪井昌人）」）。
↓表１．ブラックホールの質量、距離、Schwarzschild 半径（Rs）、見かけの影の大きさ.

StellarBH @ 1pc
M82
SgrA* @ GC
SgrA* @ GC
M31
NGC4258
M87

Mass
D(Msun)(kpc)
1.00E+00 0.001
3700
1.00E+06
2.60E+06
8
3.70E+06
8
3.50E+07
800
3.90E+077200
3.20E+09 16100(m)
2.95E+03
2.95E+09
7.67E+09
1.09E+10
1.03E+111.03
E+111.15E+11
9.44E+12

Rs
(au)
(μas)
1.97E-08
0.02
1.97E
1.97E-02
0.01
1.97E
5.11E6.39
5.11E-02
7.28E7.28E-02
9.10
6.88E0.86
6.88E-01
7.67E0.11
7.67E-01
6.29E+01
3.91

Shadow
(μas)
0.10
0.03
31.96
45.48
4.30
0.53
19.54

ブラックホールは輝く降着円盤（もしくはトーラス？）の中心にまさに黒い穴として存在する。重力レンズ効果を考えると穴の差し渡しは約５Schwarzschild
えると穴の差し渡しは約５Schwarzschild 半径になる（図２）。SgrA*。SgrA*のブラックホ−ルの影（
SgrA*のブラックホ−ルの影（shadowのブラックホ−ルの影（shadow）は直径
shadow）は直径 30μ秒
30μ秒
角 (260 万 太 陽 質 量 の 場 合 ) に な る 。 最新 の Shodel etal.(2002) による 370 万太陽質量を採用すれば直径約 45μ秒角になる。
←図２．降着円盤の中心に影がみえる。これこそブラックホール存在の証拠。

これまでも SgrA*の構造を調べようとセンチ波からミリ波のSgrA*の構造を調べようとセンチ波からミリ波の VLBI 観測が行われてきた。 残念ながら正しい SgrA*の姿を把握できずにいる。空間分解能の不足からで
SgrA*の姿を把握できずにいる。空間分解能の不足からではなく、SgrA*
はなく、SgrA*の周囲を取りまくプラズマガスによる散乱で像がぼやけるためである
SgrA*の周囲を取りまくプラズマガスによる散乱で像がぼやけるためである（観測周波数の自乗で効く）。このプラズマ散乱の影響はミリ波からサブミリ波では急速に小さくなり、SgrA*
急速に小さくなり、SgrA*の降着円盤やブラックホールの
SgrA*の降着円盤やブラックホールの shadow はサブミリ波 VLBI
ならば見えると期待されている。
←図３．周辺プラズマの散乱の影響で像がぼやけて見える。観測
波長の自乗に比例してみかけの像が大きくなる。
λ自乗則を赤、緑の線が示す。二本あるのは赤緯方向、赤経
方向で散乱の度合いがことなるため＝非等方性のためと解釈されている。
センチ波から 43GHz までの VLBI 観測の結果はおおむねこれに合致している。しかしミリ波からサブミリ波ではλ自乗則から外れ、SgrA*本来の大きさと形が見えてきている。
（Dollmann et al. 2001）

ではどのくらいの規模のサブミリ波
ではどのくらいの規模のサブミリ波 VLBI 網があればよいか？ 赤緯‑
赤緯‑30°にある
30°にある
SgrA*をターゲットにしていくつかのアレイを想定し、SgrA*をターゲットにしていくつかのアレイを想定し、uvをターゲットにしていくつかのアレイを想定し、uv カバーの見地から clean
simulation を行った。その結果、南半球にあって SgrA*を高々度角で観測可能な、SgrA*を高々度角で観測可能な、VLBAと同規模のアレイ、すなわち 10 局、差し渡し 8 千 km、km、（感度は現状の VLBA86GHz 帯と同じ性能と仮定）が実現されるとすれば図５のように中心部のブラックホ−ルのshadow が見えてくることがわかった。このような本格的なアレイの建設は予算的に2,3 百億円規模になると思われる。
百億円規模になると思われる。

↑図 5．アレイの能力を simulation してみた(230GHz)。VLBA を南北逆転させ南半球においた場合のアレイを想定し、その uv カバーによる simulation。 SgrA*の構造としてガウス的輝度分布（0.1mas×
0.08mas、PA=80°）を置き、その中心部分、直径 30 マイクロ秒角を抜いた像モデルを作った。アレイの感度に沿った熱的ノイズ（＝VLBA86GHz での値と同じと仮定）を加えた上でクリーンを行ったもの。
右のように内部の shadow を捉えることができる。広がり 8 千キロ、１0 局構成程度のサブミリ波 VLBI
アレイが南半球にあればよいことになる。

しかし、詳しく検討したところ、（実は大変当たり前だが）意外なことが判明した。
図６は uv‑
uv‑distance（投影基線長）と観測される
distance（投影基線長）と観測される visibility 強度の関係を示すものである。もしも SgrA*にブラックホールが存在しない場合、降着円盤は中心部ほど明SgrA*にブラックホールが存在しない場合、降着円盤は中心部ほど明るく輝き、shadow
るく輝き、shadow は存在しない。その場合黒線のようにガウシアン型の visibility
強度変化を示す。これに対して、ブラックホ−ルが存在し、中心部分に shadow が存在する場合、shadow
在する場合、shadow の大きさに依存する特定の uv‑
uv‑distance で visibility 強度が０となる null 点が現れる（＝緑線、青線）。一度強度が０となったあと、uv。一度強度が０となったあと、uv‑
uv‑distanceが大きくなると再び visibility の強度が増えてくる。この変化の特徴からブラック
ホールの shadow の存在、つまり event horizon の存在を観測的に示すことができる。
このような場合、uv
このような場合、uv‑
uv‑distance に対する visibility 強度の変化を測定するだけでよいことになる。つまり少数局構成、極端には１基線のサブミリ波 VLBI 基線で足り基線で足りることになる。

↑ 図 6．基線長（uv distance）と相関振幅(visibility amplitude)の関係（230GHz 帯）。
中心部に影がある場合、振幅０となる null 点が存在する。Null 点の位置は shadow の直径、ブラック
ホール質量で決まるので、ブラックホ−ルの存在を示すだけではなく、null 点の位置から SgrA*の質量まで測定可能である。SgrA*の０ベースライン強度は 230GHz 帯で３Jy 程度である。グラフでは変化がわかりやすいよう適当に０ベースライン強度を変えてある。

↓表２．感度計算（230GHz）
既存の技術で可能な数値で計算すると…

口径 Ｄ
開口効率 ηeシステム温度 Tsys
量子化効率ηｑ
積分時間 ｔ観測バンド幅 Ｂ＝＞ノイズレベル（１σ）

15 M
70 ％
150 Ｋ
70 ％
100 秒
1024 ＭＨｚ
10 ｍＪｙ

１００ｍJy
１００ｍJy 検出が SNR１０でできる
SNR１０でできる!
１０でできる!

さらに感度について計算してみる。現在のサブミリ波、および VLBI 技術で達成されている性能で十分な観測が行えることもわかった（表２）。
図 6 の赤線が 3σノイズレベルであり、
σノイズレベルであり、十分 null 点の存在を押さえることができる。
SgrA*のブラックホール質量はSgrA*のブラックホール質量は 260 万から 370 万太陽質量（＝この数値は非常に正確）である。これに対応して null 点は基線長１千〜２千 km のあたりに現れることになる(230GHz での場合)
での場合)。
ALMA 周辺 2 千 km 内外、アンデス山脈の高地にサブミリ波観測に適したサイトをみつけ、サブミリ波 VLBI 基線をまず、最低１基線つくればよい。
それだけで、誰もがブラックホール存在の証拠と認める event horizon の存在を観測的に明らかにすることができる可能性は高い。
測的に明らかにすることができる可能性は高い。
シンポジウムで坪井昌人氏から受けた質問に基づき、降着円盤をほぼ真横(89°(89°)から見た場合を検討してみた（協力＝高橋労太氏）。アレイ配列
は様々な uv がサンプル出来るよう
任意の 12 局構成である。
円盤モデルはとりあえず標準円盤、
ブラックホールの回転（スピン）はない場合である。
←図７．標準円盤モデルの場合のフリンジ振幅曲線。Face‑on の場合が黒線、
edge‑on の場合が青線である。

先駆的な Krichbaum et al.(1998)による測定点を図中に青点（＋赤線の誤差棒）で示した。

Edge‑
Edge‑on の場合、複雑な構造を反映してフリンジ振幅も投影基線長と時角に応じ複雑に変化する。もう一つの特徴は、円盤の一部分がドップラー・ブースティングによって明るく輝くことである。このコンパクトな輝点の存在によって、基線長が長くなっても比較的相関振幅は大きい。この場合 ALMA‑
ALMA‑SMA、
SMA、ALMA‑
ALMA‑CARMA、
CARMA、CARMA‑
CARMA‑SMA のような超長基線（＝ともに低高度で観測しなければならず、観測条件は、短基線にくらべはるかに悪い）でも十分なはるかに悪い）でも十分な SN で観測できることになる。
いずれにせよ、日本においてサブミリ波 VLBI を一刻も早く開始し、欧米に先んじてこの成果を日本が上げるべきである。

VLBI 懇談会幹事会資料

岐阜大学機関報告高羽 浩
１．宇宙測地研究室（工学部）
人間情報システム工学科 若松教授、高羽助教授、須藤助手
数理デザイン工学科
吉田教授
土木工学科
M1 ２名、４年 ４名
２．11m 電波望遠鏡
・国土地理院の JADE に参加（月１回の観測、左下図に結果）
・通信総研、宇宙研の「のぞみ」等の飛翔体 VLBI 観測に参加（IP-VLBI）
・IP-VLBI で 3m−11m の短基線干渉計(600m)のフリンジ検出に成功（12 月）
・スポットエアコンによる受信機室空調を設置（昨年 7 月）
・22GHz 化を開始（今年度デュワーを製作）
３．スーパーSINET による e-VLBI 実験
・「岐阜情報スーパーハイウェイ」に WDM を導入し、岐阜大−核融合研間を光接続（9 月）・核融合研を経由し、「スーパーSINET」で三鷹に接続、回線テストを開始（10 月）
・岐阜大に設置した相関器でつくばとフリンジ検出(11 月)、臼田とフリンジ検出(12 月)
・JADE 観測で K4 とスーパーSINET の同時観測を実施（1 月〜）
・三鷹と岐阜大の相関器による S/X 分散処理に成功、4Gbps の e-VLBI を実現（2 月）・K4 との比較で 50ps 程度の遅延時間決定精度を確認、測地の目処が立ちつつある（右下図）４．その他
・須藤助手米国 NRAO に出張（1-3 月）・スーパーサイエンスハイスクール（SSH）を受け入れ、活動銀河中心核のブラックホールの観測研究をテーマに。山口 32m 鏡との IP-VLBI による観測を実施(5 月 26 日)、フリンジを確認、夏休みに解析の予定。

パラボラフィット（３点）−K4

Gifu 11 m - Tsukuba 32 m
100

遅延時間差（ｐｓ）(Baseline Length)
311,067,400(mm)

90
80
70
60
50
40
2002/1/1

2003/1/1

2004/1/1

2004/12/31

Year

岐阜大 11m 鏡−つくば 32m 鏡の測地 VLBI 観測結果（K4 の 128Mbps）

1000
800
600
400
200
0
-200 0
-400
-600
-800
-1000

20

40

60

80

100

120

JD0403（2004 年 3 月）の岐阜大−つくばのスーパー
SINET と K4 の遅延時間との比較（X バンド）。
横軸は観測番号（時間方向）、縦軸は遅延時間差（ps）。