日本天文学会2009年春季年会

R27a：VLBIによる銀河円盤観測の意義と精度○三好 真(国立天文台), 馬場淳一(東北大), 朝木義晴（宇宙研）, 牧野淳一郎, 斎藤貴之,和田桂
一 (国立天文台)
VERA計画は10μ秒角精度の計測精度を実現し、年周視差と固有運動の精密測定により銀河系の構造とダイナミックスを研究することを科学目標に据えるものである。国立天文台・国際外部評価(2008)でも指摘されたように、その目標精度はいまだに実現されていない。仮に達成可能精度を20μ秒角とすれば、年周視差による距離測定は5kpc以内となる。また達成精度の低下は観測可能天体数を大幅に減少もさせる。
最新のN体・流体simulation研究（本年会、馬場、牧野、和田ら講演）は、現 VERAが位置精度10μ秒角精度が達成せず、かつ少数の可観測天体数であっても、銀河系研究を刷新する観測装置となりうることを示している。本講演では、成果最大となる観測戦略（統計視差法による距離測定の重視、長期観測による固有運動測定の高精度化）を提案する。統計視差法はメーザスポット群の視線速度と相対固有運動の分散を比較することで、距離を推定する手法である。1980年代にオリオンKL（480±80 pc), W49N (11.4±1.2 kpc)、SgrB2(7.1±1.5 kpc）などの星生成領域の水メーザ源の距離を計測するのに用いられた。特にW49では10 kpcの測定に成功しており、銀河全域の測定可能性を示している。また年月を稼ぐことで天体位置の変位量は大きくなるので、固有運動は長期の観測をすればするほど観測精度を上げることができる。
位置天文においては位置誤差の確度の高い見積もりこそが値打ちである。古典位置天文学においては、同一データに対して異なる手法、異なる研究者の解析を比較することで、確度をあげてきた。本講演では8μ秒角精度とされるS269の年周視差測定（本間・他2007)についての再解析結果も報告する。
国際外部評価（電波部）： http://www.nao.ac.jp/Report/Radio_Astronomy.pdf , 2008

VLBIの結果から
非円運動成分がやたら（～30km./s）
めだつ。
最初に図で示したのは朝木義晴氏。
ここに着目したのは日本が世界初。

Simulation結果からVLBI観測から

円運動の仮定には限界。
天体の運動は観測しないと詳しくはわからない。その運動は腕構造の生成と深く関わる。
↑HI観測から求めた
銀河系構造銀河系内での（メーザ）天体の軌道運動を測定する：

固有運動の測定が重要になった！
１）視線速度： ラインを使って。Ex 0.1km/sec 容易。
２）固有運動： 観測装置の空間分解能に依存すると同時に観測期間の長さspanにも依る。Spanをとれば、それだけ天体の移動量は大きくなり、やがて装置空間分解能よりも大きくなって、検出できる。
３）距離：・年周視差（仮定は少）。装置性能に強く検出限界は制限される
誤差要因はもちろんあるので、年周視差がもっとも精度がよい、ともいえない。（相対VLBIの場合）位置基準と、参照電波源が必要。
・統計視差（仮定はちょっとある）。メーザ・スポット集団の内部運動に等方性を仮定したり、速度則のモデルをおいて、視線方向成分と（スポット間の相対）固有運動成分を比較して距離を推定する。
（等方なら） D＝σｖ/σμ
D:距離 σｖ：視線速度分散 σμ：固有運動分散

星生成領域Ｗ４９Ｎの水メーザの（相対）固有運動
Gwinn et al. (1992)
105個のメーザspotの運動より
統計視差からD=11.4±1.2kpc

星生成領域の水メーザ分布と固有運動の例
オリオン
480±80pc

W51M
D=7±1.5kpc

天体名

測定者

統計視差

W 49N

Gwinn et al. 1992

11.4±1.2kpc

SgrB2 (N)

Reid et al.(1988)

7.1±1.5kpc

Orion IRc2

Genzel et al. （1981）

480±80pc

W51（M)

Genzel et al.(1981)

7W51 (N)Schneps et al.(1981)

8.3±2.5kpcW51 (N)Imai et al.

6.1±1.3kpc

W51(S)

Imai et al.

(6.0kpc)

W3 IRS 5

Imai et al (2000)

1.83±0.14kpc

VY CMaMarvel et al. (1998)

1.4±0.2kpc

RT VirImai et al. (2003)

220±30pc

S Per

Marvel et al. (1998)

2.3±0.5kpc

VX SgrMarvel et al.(1998)

1.4±0.3kpc

最近の年周視差による測定

437±19pc （Hirota et al.07)±1.5kpc

1.14+0.01-0.09kpc （Choi et al.08)
2.51±0.09kpc （Asaki et al.09)

統計視差と年周視差は概ね誤差の範囲で一致する結果（参照源のないメーザ源の距離測定に、統計視差法は有用）

銀河系内の水メーザ分布（強度100Jy以上）
力学視差から距離を推定、プロット（馬場・蜂須賀両氏の協力による）統計視差法では参照源を必要としないので図示されるこれらが観測可能(65天体)。

（ｋｐｃ）

せっかくなので、S269で統計視差法を試みる

先行論文（Honma et al. 07)によると・メーザスポット６ｃｈ（のみ）、・ＳＦＲの水メーザとして特異、メタノールメーザの分布に似る、との記述

S269の水メーザ：クロスパワースペクトル（VLBI）はダブルピーク。単一鏡でのスペクトルとの違いは、各チャンネルの構造の違いを示唆。

（先行論文・図１から） オートパワース
ペクトル（単一鏡）

2km/sec

8LSR=19.5km/sのクロージャ位相

7min after CALIB

全エポックの観測で、クロージャ位相はノンゼロ。
（点対称構造ではない）。
つまり点源ではない。
おそらく、同一速度ＣＨに複数のメーザSPOTがある。

S269の水メーザ分布

2秒角四方にメーザ源は散在。
3つは集落がある。

2秒角

2ミリ秒角
視線速度で8.5km/secから20.3km/secの成分を検出。
（＝先行論文には記述無し）
あとで気がついたがS269マップは99年出版の論文にすでにある。

2秒角

2ミリ秒角

先行論文の示す速度域だけに限ってみても、構造は複雑

2秒角

2ミリ秒角

6エポックの観測から、メーザスポット間の相対固有運動の検出を試みた。すると。

S269の水メーザ：その固有運動
視線速度分散11.8km/sec
固有運動分散1.0891mas/year（かなり大きな内部固有運動）
統計視差法からS269の距離はD=2.7（±1.5）kpcと、推定される。
2秒角

天体名

測定者

統計視差

最近の年周視差による測定

Orion IRc2

Genzel et al.
（1981）

480±80pc

437±19pc （Hirota et al.07)

VY CmaMarvel et al.
(1998)

1.4±0.2kpc1.14+0.01-0.09kpc （Choi et al.08)

S Per

Marvel et al.
(1998)

2.3±0.5kpc

2.51±0.09kpc （Asaki et al.09)

S269

本研究

2.7±1.5kpc

5.28＋0.24-0.22kpc （Honma et al 07)

他の天体では統計視差と年周視差は概ね誤差の範囲で一致する結果
S269では誤差の範囲を大きく外れ、測定値は２倍の距離の相違。
‘S269;kinematic distance 2/4kpc, 測光 3kpc’
原因を今後さぐる（と学会では言っておきました）。

（まとめというより）強調点：
銀河系の観測では若い天体の軌道（非円成分）を計測することが面白い。
銀河系内の若い天体の距離をはかるには年周視差法ばかりではない。統計視差法もある。
結構その測定精度はよさそう。
強度（100Jy以上）からみて、銀河全域に分布する
65水メーザ天体がねらえるだろう。
年周視差法、統計視差法、両者の結果を比べてゆくことは距離測定の確度を増すであろう。