2013 ೥౓ VLBI ࠙ஊձγϯϙδ΢Ϝ
ू࿥

ओ࠵ɿVLBI ࠙ஊձ/ஜ೾େֶ೔࣌ɿ2013 ೥ 12 ݄ 24 ೔–26 ೔৔ॴɿஜ೾େֶ૯߹‫ڀݚ‬౩ B ౩ 1 ֊ެ։ߨٛࣨ

ii໨࣍ϓϩάϥϜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜiv
ϙελʔߨԋϦετʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜviiiՊֶ੒Ռɾ౦ΞδΞ VLBI ‫؍‬ଌ໢Ͱ୳ΔۜՏ‫ܥ‬த৺ͷϒϥοΫϗʔϧ΁ͷΨε߱ண‫ݱ‬৅ʜʜʜʜळࢁ࿨ಙ (౦‫ژ‬େֶ)ʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜ 1
ɾDaily Monitor of Sagittarius A* at 22 GHz with the JVNʜʜ ௶Ҫণਓ (JAXA/Ӊ஦Պֶ‫)ॴڀݚ‬ʜʜʜʜʜ4ɾۜՏத৺ϩʔϒͷి೾࠶݁߹ઢʹΑΔ‫؍‬ଌ 1ʜʜʜʜʜʜʜʜʜ໊ӽང (ࢁ‫ޱ‬େֶ)ʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜ 7
ɾApparent inward motion of the parsec-scale jet in the BL Lac object

OJ287 during 2011-2012 γ-ray flaresʜʜʜᖒా–ࠤ౻૱ࢠ (ࠃཱఱจ୆)ʜʜʜʜʜʜʜ 10
ɾVLBI 43 GHz ʹΑΔ TeV γ ઢϒϨʔβʔ

Mrk 501 ͷి೾ίΞҐஔఱจ‫؍‬ଌʜʜʜʜখࢁᠳࢠ (౦େఱจ/Ӊ஦‫)ݚ‬ʜʜʜʜʜʜʜ 12
ɾVLBI ʹΑΔ௿ޫ౓ AGN M 84 ͷ‫؍‬ଌత‫ڀݚ‬ʜʜʜʜʜʜʜʜ த‫ݪ‬૱ඒ (ࣛࣇౡେֶ)ʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜ15
ɾVLBI Ϟχλʔ‫؍‬ଌʹΑΔి೾ۜՏ 3C 84 ͷ௕‫ظ‬มಈʜʜʜʜ ઍా՚ (౦ւେֶ/ࠃཱఱจ୆)ʜʜʜʜʜʜ 18ɾޫ݁߹ VLBI ‫؍‬ଌʹΑΔి೾Ͱ҉͍ϒϨʔβʔͷ୳ࠪʜʜʜʜʜ౻Ӭོٛ (ࢁ‫ޱ‬େֶ)ʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜ21ɾ೔‫ ؖ‬VLBI ΞϨΠʢKaVAʣʹΑΔ AGN ͷ‫؍‬ଌʜʜʜʜʜʜʜ ৽পߒଠ࿠ (ࢁ‫ޱ‬େֶ)ʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜ24
ɾKaVA ʹΑΔ 44GHz ଳϝλϊʔϧϝʔβʔ‫ݯ‬

G18.34+1.78 SW ͷߴ෼ղΠϝʔδϯά‫؍‬ଌʜʜʜ দຊঘࢠ (ࠃཱఱจ୆)ʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜ27
ɾVERA Ґஔఱจ‫؍‬ଌ΁ͷେ‫ؾ‬஗Ԇɺ‫ہ‬Ґஔɺϝʔβʔߏ଄ͷӨ‫ڹ‬ʜʜʜʜʜӬࢁঊ (ࠃཱఱจ୆)ʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜ30
ɾEdge-on େ࣭ྔ੕‫ܗ‬੒ྖҬʹ͓͚Δ VLBI ͱ‫ׯ‬ব‫ܭ‬Λ༻͍ͨ 3 ࣍‫ݩ‬త଎౓ɾۭؒߏ଄ͷ‫ڀݚ‬–G10.6-0.4 ʹ͍ͭͯ–ʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜࢁԼҰ๕ (ਫ୔ VLBI ‫؍‬ଌॴ)ʜʜʜʜʜʜʜ33
ɾJVN/EAVN Λ༻͍ͨ 6.7 GHz ϝλϊʔϧϝʔβʔͷ‫ݻ‬༗ӡಈ‫ܭ‬ଌϓϩδΣΫτʜʜʜʜʜʜʜʜʜਿࢁ޹Ұ࿠ (ࢁ‫ޱ‬େֶ)ʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜ36ٕज़։ൃɾͭ͘͹ VLBI ‫؍‬ଌ‫ݱہ‬ঢ়ใࠂʵΞϯςφ‫ૅج‬෦ͷଛইͱमસʵʜʜʜʜʜʜएਿ‫౔ࠃ( ߒو‬஍ཧӃ)ʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜ39
ɾ޿ଳҬ VLBI γεςϜ Gala-V ͷ։ൃʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜؔ‫ށ‬Ӵ (৘ใ௨৴‫)ߏػڀݚ‬ʜʜʜʜʜʜʜʜ42
ɾଌ஍ VLBI ղੳʹΑΔࡾୋ৽૬ؔ‫ث‬ͷධՁʜʜʜʜʜʜʜʜʜ ࣉՈ޹໌ (ࠃཱఱจ୆)ʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜ 45ɾ໺ลࢁ 45m ‫ ڸ‬VLBI όοΫΤϯυΛ
༻͍ͨ྆ภ೾‫؍‬ଌγεςϜʜʜʜʜʜʜʜਫ໺͍ͣΈ (ࣛࣇౡେֶ/ࠃཱఱจ୆)ʜʜʜ 48
ɾӓా 64 m Ξϯςφ༻৽ X όϯυड৴‫ػ‬ͷ্ཱͪ͛ʜʜʜʜʜ ্‫ݦݪ‬ଠ (౦‫ژ‬େֶ)ʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜ51ɾ‫ ٿؾ‬VLBI ϛογϣϯͷ‫ݕ‬౼ʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜ ౔‫( ޿໌ډ‬ISAS)ʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜ54‫ؔػ‬ใࠂ
ɾʮ‫ؔػ‬ใࠂʯେࡕ෎ཱେֶ Ӊ஦෺ཧֶ‫ࣨڀݚ‬ʜʜʜʜʜʜʜʜʜ໦ଜެ༸ (େࡕ෎ཱେֶ)ʜʜʜʜʜʜʜʜʜ57ɾ‫ؔػ‬ใࠂ ‫ذ‬ෞେֶʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜ ߴӋߒ (‫ذ‬ෞେֶ)ʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜ58
ɾࠃ౔஍ཧӃ‫ؔػ‬ใࠂʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜࠇా࣍࿠ (ࠃ౔஍ཧӃ)ʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜ59ɾҵ৓େֶ‫ؔػ‬ใࠂʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜถ૔֮ଇ (ҵ৓େֶ)ʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜ61

iiiɾ‫ؔػ‬ใࠂɹ๺ւಓେֶେֶӃཧֶ‫ڀݚ‬Ӄʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜ ኴኽ࿨෉ (๺ւಓେֶ)ʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜ64
ɾ2013 ೥౓ɹֶੜηογϣϯใࠂʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜ໊ӽང (ࢁ‫ޱ‬େֶ)ʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜ67ɾ্ւఱจ୆ͱ CVN ใࠂ 2013ʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜ

๘ਢլҰ໵ (্ւఱจ୆)ʜʜʜʜʜʜʜʜʜ70ର֎‫ྗڠ‬ɺ‫؍‬ଌ໢੔උɾେֶ VLBI ࿈‫ܞ‬ͷ‫ݱ‬ঢ়ͱকདྷʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜ ౻୔݈ଠ (ࢁ‫ޱ‬େֶ)ʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜ73ɾ౦ΞδΞ VLBI ࢼ‫؍ݧ‬ଌʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜഡ‫تݪ‬ত (ࠃཱఱจ୆)ʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜ76
ɾ
ʮVLBI2010ʯରԠΞϯςφͷ‫ݐ‬ઃʢͦͷ̎ʣʜʜʜʜʜʜʜʜʜ෱ ॱ༸ (ࠃ౔஍ཧӃ)ʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜ79কདྷ‫ܭ‬ը
ɾࠃࡍαϒϛϦ೾ VLBI ͷ‫ݱ‬ঢ়ʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜຊؒ‫ر‬थ (ࠃཱఱจ୆)ʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜ83
ɾALMA ֦ுΞϨΠʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜ ُ໺੣ೋ (JAO/ࠃཱఱจ୆)ʜʜʜʜʜʜʜ85ɾত࿨‫ج‬஍ VLBI ‫؍‬ଌকདྷ‫ܭ‬ըͱ GGOS ΁ͷऔΓ૊Έʜʜʜʜʜ ౔ҪߒҰ࿠ (ࠃཱ‫ۃ‬஍‫)ॴڀݚ‬ʜʜʜʜʜʜʜ88
ɾSKA ͓Αͼ SKA-JP ͷ‫׆‬ಈʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜ த੢༟೭ (ࣛࣇౡେֶ)ʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜ91
ɾதࠃεϖʔε VLBI ‫ܭ‬ըͱࠓ‫ޙ‬ͷεϖʔε VLBI ͷํ޲ੑʜʜ ଜాହ޺ (Ӊ஦Պֶ‫ॴڀݚ‬/JAXA)ʜʜʜʜ 94ϙελʔηογϣϯ
ɾਫϝʔβ͕͋Δϛϥ‫ܕ‬มޫ੕ͷޫप‫ظ‬ʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜ ւ࿝‫( ྒݪ‬ఇ‫ژ‬Պֶେֶ)ʜʜʜʜʜʜʜʜʜ97
ɾVERA Observations of SiO Masers

in Symbiotic star R AquariiʜʜʜʜCheulhong MIN(૯߹‫ڀݚ‬େֶӃେֶ)ʜʜʜ99
ɾJVN/EAVN Λ༻͍ͨ 6.7 GHz ϝλϊʔϧϝʔβͷ
VLBI ϞχλʔϓϩδΣΫτʜʜʜʜ๘ਢլҰ໵ (্ւఱจ୆)ʜʜʜʜʜʜʜʜ 102
ɾ6.7GHz ϝλϊʔϧϝʔβͷग़‫ظ࣌ݱ‬ͷ‫ڀݚ‬ʙӉ஦੺֎๬ԕ‫ ڸ‬Herschel ͷղੳσʔλ͔Βͷߟ࡯ʙʜʜʜฏຊ৴ળ (ࢁ‫ޱ‬େֶ)ʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜ 105
ɾJVN/EAVN Λ༻͍ͨ 6.7GHz ϝλϊʔϧϝʔβͷ VLBI ϞχλʔϓϩδΣΫτ
ʙ6.7GHz ϝλϊʔϧϝʔβͷ૬ର‫ݻ‬༗ӡಈ‫ܭ‬ଌʹ͍ͭͯͷ‫ڀݚૅج‬ʙʜʜʜʜʜʜʜʜྛ‫ژ‬೭հ (ࢁ‫ޱ‬େֶ)ʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜ108
ɾThe face-on view of the accretion disk

around a high mass young stellar objectʜʜʜʜ‫ݩ‬໦‫ۀ‬ਓ (ࢁ‫ޱ‬େֶ)ʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜ 111ɾ੕‫ܗ‬੒ྖҬ NGC 2264C ͱ X ઢ‫ݯ‬ʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜ ُ࡚ୡ໼ (ࣛࣇౡେֶ)ʜʜʜʜʜʜʜʜʜ 114
ɾMassive Protostar Formation in Sharpless 269 IRS 2wʜʜʜ ே໦ٛ੖ (ISAS)ʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜ 117
ɾG351.775-0.536 ʹ͓͚Δճస๲ுӡಈͷ‫͚ͯ޲ʹ໌ڀݯى‬ʜʜฏ໺େथ (ࢁ‫ޱ‬େֶ)ʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜ 120
ɾۜՏத৺ϩʔϒͷి೾࠶݁߹ઢʹΑΔ‫؍‬ଌ̎ʜʜʜʜʜʜʜʜ ‫੉ۼ‬༤ࡾ (ࢁ‫ޱ‬େֶ)ʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜ 123
ɾGHz όϯυ෯ͷ޿ଳҬ VLBI ΁Ή͚ͯʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜַ౻Ұ޺ (৘ใ௨৴‫)ߏػڀݚ‬ʜʜʜʜʜʜ 126
ɾVERA ౥ࡌ༻ 86 GHz ड৴‫ػ‬ͷ։ൃʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜԬా๬ (େࡕ෎ཱେֶ)ʜʜʜʜʜʜʜʜʜ 129ɾ‫ ٿؾ‬VLBI ༻ 22GHz ଳड৴‫ػ‬ͷޫֶ‫͓ܥ‬Αͼ RF ‫ܥ‬ͷ։ൃʜʜ໦ଜެ༸ (େࡕ෎ཱେֶ)ʜʜʜʜʜʜʜʜ 132
ɾͭ͘͹ 32 m ి೾๬ԕ‫ڸ‬ͷํҐ֯ंྠͷҠಈ‫཭ڑ‬ଌఆʜʜʜʜ ӬҪ੣ (ஜ೾େֶ)ʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜ 134ɾ೔ཱ‫ہ‬ɾߴഡ‫ʹہ‬ΑΔೋૉࢠ‫ׯ‬ব‫ܭ‬ͷ‫ݱ‬ঢ়ใࠂʜʜʜʜʜʜʜ Ճ‫ྞݹ‬Ұ (ҵ৓େֶ)ʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜ 135ɾӉ஦ߤۭ‫ڀݚ‬։ൃ‫ ߏػ‬Ӊ஦Պֶ‫ؔػॴڀݚ‬ใࠂʜʜʜʜʜʜʜଜాହ޺ (Ӊ஦Պֶ‫ॴڀݚ‬/JAXA)ʜʜʜʜ138
ɾNICT ‫ؔػ‬ใࠂʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜ ؔ‫ށ‬Ӵ (৘ใ௨৴‫)ߏػڀݚ‬ʜʜʜʜʜʜʜ 141ɾࢁ‫ޱ‬େֶ‫ؔػ‬ใࠂʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜ ౻୔݈ଠ (ࢁ‫ޱ‬େֶ)ʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜ 144
ɾࠃཱఱจ୆ VLBI ӡӦখҕһձใࠂʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜ ౻୔݈ଠ (ࢁ‫ޱ‬େֶ)ʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜ 146
ɾVERA ͓Αͼ JVN ʹؔΘΔి೾ఱจप೾਺อ‫ޢ‬ͷ‫ݱ‬ঢ়ʜʜʜ ُ୩Ꮕ (ࠃཱఱจ୆)ʜʜʜʜʜʜʜʜʜʜ 147

iv

ϓϩάϥϜ
ߨԋ࣌ؒ͸ɺ࣭໰࣌ؒΛ‫ؚ‬Έ·͢ɻ

1 ೔໨ɿ12 ݄ 24 ೔ (Ր) 13:00–18:00
։ձͷѫࡰ

13:00–13:10 ձ௕ ໘ߴढ़޺1. Պֶ੒Ռ (࠲௕: ഡ‫تݪ‬ত)
13:10–13:40 ळࢁ࿨ಙ (౦‫ژ‬େֶ/ࠃཱఱจ୆)౦ΞδΞ VLBI ‫؍‬ଌ໢Ͱ୳ΔۜՏ‫ܥ‬த৺΁ͷΨε߱ண‫ݱ‬৅

13:40–13:55 ௶Ҫণਓ (JAXA/Ӊ஦Պֶ‫)ॴڀݚ‬Sgr A*2014 ೥ࣄ৅ͷ 22GHz ଳ΄΅ຖ೔Ϟχλ
13:55–14:10 ໊ӽང (ࢁ‫ޱ‬େֶ)ۜՏத৺ϩʔϒͷి೾࠶݁߹ઢʹΑΔ‫؍‬ଌ̍
14:10–14:25 ᖒా-ࠤ౻૱ࢠ (ࠃཱఱจ୆)Apparent inward motion of the parsec-scale jet in the BL Lac object OJ287
during 2011-2012 gamma-ray flares
14:25–14:40 খࢁᠳࢠ (౦‫ژ‬େֶ)
VLBI 43GHz ʹΑΔ TeV γ ઢϒϨʔβʔ Mrk 501 ͷి೾ίΞҐஔఱจ‫؍‬ଌ
14:40–14:55 த‫ݪ‬૱ඒ (ࣛࣇౡେֶ)VLBI ʹΑΔ௿ޫ౓ AGN M 84 ͷ‫؍‬ଌత‫ڀݚ‬
14:55–15:10 ઍా՚ (౦ւେֶ/ࠃཱఱจ୆)ి೾ۜՏ 3C84 ͷ VLBI ‫؍‬ଌʹΑΔ௕‫౓ڧظ‬มಈ
15:10–15:25 ‫ܜٳ‬
15:25–15:40 ౻Ӭོٛ (ࢁ‫ޱ‬େֶ)ޫ݁߹ VLBI ‫؍‬ଌʹΑΔి೾Ͱ҉͍ϒϨʔβʔͷ୳ࠪ
15:40–15:55 ৽পߒଠ࿠ (ࢁ‫ޱ‬େֶ)೔‫ ؖ‬VLBI ΞϨΠʢKaVAʣʹΑΔ AGN ͷ‫؍‬ଌ
15:55–16:10 দຊঘࢠ (ࠃཱఱจ୆)KaVA ʹΑΔ 44GHz ଳϝλϊʔϧϝʔβʔ‫ ݯ‬G18.34+1.78SW ͷߴ෼ղΠϝʔδϯά‫؍‬ଌ
16:10–16:25 Ӭࢁঊ (ࠃཱఱจ୆)VERA Ґஔఱจ‫؍‬ଌ΁ͷେ‫ؾ‬஗Ԇɺ‫ہ‬Ґஔɺϝʔβʔߏ଄ͷӨ‫ڹ‬
16:25–16:40 ࢁԼҰ๕ (ਫ୔ VLBI ‫؍‬ଌॴ)
Edge-on େ࣭ྔ੕‫ܗ‬੒ྖҬ G10.6-0.4 ʹ͓͚Δ VLBI ͱ‫ׯ‬ব‫ܭ‬Λ༻͍ͨ 3 ࣍‫ݩ‬త଎౓ɾۭؒߏ଄ͷ‫ڀݚ‬v

16:40–16:55 ਿࢁ޹Ұ࿠ (ࢁ‫ޱ‬େֶ)
JVN/EAVN Λ༻͍ͨ 6.7GHz ϝλϊʔϧϝʔβʔͷ‫ݻ‬༗ӡಈ‫ܭ‬ଌϓϩδΣΫτ
16:55–17:10 ‫ܜٳ‬
2.

ٕज़։ൃ (Ұ೔໨)(࠲௕:‫ݪ܀‬೜)

17:10–17:25 एਿ‫౔ࠃ( ߒو‬஍ཧӃ)ͭ͘͹ VLBI ‫؍‬ଌ‫گݱہ‬ใࠂɹʵΞϯςφ‫ૅج‬෦ͷଛইͱमસʵ
17:25–17:40 ؔ‫ށ‬Ӵ (৘ใ௨৴‫)ߏػڀݚ‬޿ଳҬ VLBI γεςϜ Gala-V ͷ։ൃ
17:40–17:55 ַ౻Ұ޺ (৘ใ௨৴‫)ߏػڀݚ‬CCS ʹΑΔϝʔβʔఱମͷίώʔϨϯε‫ܭ‬ଌʹ͍ͭͯ

2 ೔໨ɿ12 ݄ 25 ೔ (ਫ) 9:00–18:00
2.

ٕज़։ൃ (ೋ೔໨)(࠲௕:ؔ‫ށ‬Ӵ)

9:00–9:15 ࣉՈ޹໌ (ࠃཱఱจ୆ਫ୔ VLBI ‫؍‬ଌॴ)ଌ஍ VLBI ղੳʹΑΔࡾୋ৽૬ؔ‫ث‬ͷධՁ
9:15–9:30 ਫ໺͍ͮΈ (ࣛࣇౡେֶେֶӃ/ࠃཱఱจ୆)໺ลࢁ 45m ‫ ڸ‬VLBI όοΫΤϯυΛ༻͍ͨ྆ภ೾‫؍‬ଌγεςϜ
9:30–9:45 ࢯ‫ݪ‬लथ (৘ใ௨৴‫)ߏػڀݚ‬޿ଳҬϑΟʔυͷ։ൃɿfirst light ฤ
9:45–10:00 ্‫ݦݪ‬ଠ (౦‫ژ‬େֶେֶӃ)

JAXA ӓా 64m Ξϯςφ༻৽ X όϯυड৴‫ػ‬ͷ্ཱͪ͛
10:00–10:15 ઒‫ޱ‬ଇ޾ (ࠃཱఱจ୆ਫ୔ VLBI ‫؍‬ଌॴ)
VLBI ٕज़Λಋೖͨ࣍͠ੈ୅ਂӉ஦௨৴Ξϯςφ
10:15–10:30 ౔‫( ޿໌ډ‬Ӊ஦Պֶ‫)ॴڀݚ‬‫ ٿؾ‬VLBI ϛογϣϯͷ‫ݕ‬౼ใࠂ
10:30–10:45 ‫ܜٳ‬
3. ‫ؔػ‬ใࠂ (࠲௕:ַ౻Ұ޺)
10:45–10:55 ໦ଜެ༸ (େࡕ෎ཱେֶ)େࡕ෎ཱେֶ
10:55–11:05 ߴӋߒ (‫ذ‬ෞେֶ޻ֶ෦)‫ذ‬ෞେֶ

11:05–11:15 ઒‫ޱ‬ଇ޾ (ࠃཱఱจ୆)ࠃཱఱจ୆ਫ୔ VLBI ‫؍‬ଌॴ
11:15–11:25 ࠇా࣍࿠ (ࠃ౔஍ཧӃ)ࠃ౔஍ཧӃ
11:25–11:35 ถ૔֮ଇ (ҵ৓େֶӉ஦Պֶ‫ڭ‬ҭ‫ڀݚ‬ηϯλʔ)ҵ৓େֶ

11:35–11:45 ኴኽ࿨෉ (๺ւಓେֶେֶӃཧֶ‫ڀݚ‬Ӄ)

vi

๺ւಓେֶ

11:45–11:55 ໊ӽང (ࢁ‫ޱ‬େֶ)2013 ೥౓ ֶੜηογϣϯใࠂ
11:55–12:05 ๘ਢլҰ໵ (্ւఱจ୆)্ւఱจ୆ͱ CVN ใࠂ 201312:05–13:30 ‫( ܜٳ‬ன৯)
4. ର֎‫ྗڠ‬ɺ‫ܭ‬ըਐ௙ɺ‫؍‬ଌ໢੔උ (࠲௕:ଜాହ޺)13:30–13:45 ౻୔݈ଠ (ࢁ‫ޱ‬େֶ)େֶ VLBI ࿈‫ܞ‬ͷ‫ݱ‬ঢ়ͱকདྷ
13:45–14:00 ഡ‫تݪ‬ত (ࠃཱఱจ୆)౦ΞδΞ VLBI ࢼ‫؍ݧ‬ଌ
14:00–14:15 ‫ݪ܀‬೜ (ࠃ౔஍ཧӃ)ΞδΞɾΦηΞχΞ VLBI ίϛϡχςΟͷ૑ઃʹ͍ͭͯ
14:15–14:30 ෱࡚ॱ༸ (ࠃ౔஍ཧӃ)
ʮVLBI2010ʯରԠΞϯςφͷ‫ݐ‬ઃʢͦͷ̎ʣ

14:30–14:45 ‫ܜٳ‬5.

কདྷ‫ܭ‬ը (Ұ೔໨)(࠲௕:౻୔݈ଠ)14:45–15:00 ຊؒ‫ر‬थ (ࠃཱఱจ୆ਫ୔ VLBI ‫؍‬ଌॴ)ࠃࡍαϒϛϦ೾ VLBI ͷ‫ݱ‬ঢ়ͱࠓ‫ޙ‬
15:00–15:15 ࡾ޷ਅ (ࠃཱఱจ୆)Ξϯσε͖ΌΒ͹ΜɾαϒϛϦ‫ܭ‬ը
15:15–16:00 (̍ ∼ ̎೔໨Λ௨ͯ͠ͷ) ٞ࿦ɺ࣭໰౳
16:00–17:00 ϙελʔηογϣϯ
17:00–18:00 VLBI ࠙ஊձ૯ձ
18:20-20:00 ࠙਌ձ (ߨٛࣨ 112 ߸ࣨ)

3 ೔໨ɿ12 ݄ 26 ೔ (໦) 9:00–12:30
5.

কདྷ‫ܭ‬ը (ೋ೔໨)(࠲௕:౻୔݈ଠ)9:00–9:15 ُ໺੣ೋ (Joint ALMA Observatory/NAOJ)
ALMA Extended Array
9:15–9:30 ౔ҪߒҰ࿠ (ࠃཱ‫ۃ‬஍‫)ॴڀݚ‬ত࿨‫ج‬஍ VLBI ‫؍‬ଌকདྷ‫ܭ‬ըͱ GGOS ΁ͷऔΓ૊Έ

9:30–9:45 খྛलߦ (ࠃཱఱจ୆)౦ΞδΞ VLBI ͷ‫ݱ‬ঢ়ͱࠓ‫ޙ‬
9:45–10:00 த੢༟೭ (ࣛࣇౡେֶ)vii

SKA ͓Αͼ SKA-JP ͷ‫׆‬ಈ
10:00–10:15 ‫ܜٳ‬
10:15–10:30 ଜాହ޺ (Ӊ஦‫ݚ‬/JAXA)
தࠃͷεϖʔε VLBI ‫ܭ‬ըͱࠓ‫ޙ‬ͷεϖʔε VLBI ͷํ޲ੑ
10:30–10:45 ઒‫ޱ‬ଇ޾ (ࠃཱఱจ୆ਫ୔ VLBI ‫؍‬ଌॴ)ਫ୔ VLBI ‫؍‬ଌॴͷকདྷ‫ܭ‬ը
10:45–12:00 কདྷ‫ܭ‬ըٞ࿦ɺ‫ͼٴ‬૯߹౼࿦ (࢘ձ:ຊؒ‫ر‬थ)(+࠷େ 30 ෼Ԇ௕)

ดձͷѫࡰ
໘ߴढ़޺

viii

ϙελʔߨԋϦετ
1. ւ࿝‫( ྒݪ‬ఇ‫ژ‬Պֶେֶ)ਫϝʔβʔ͕͋Δϛϥ‫ܕ‬มޫ੕ͷมޫप‫ظ‬

2. ࡩҪব (ఇ‫ژ‬Պֶେֶ)ਫϝʔβʔΛ‫ؚ‬Ή൒‫ن‬ଇ‫ܕ‬มޫ੕ͷมޫप‫ظ‬
3. MIN Cheulhong(૯‫ݚ‬େ)
VERA observations of SiO masers in Symbiotic Star R Aquarii
4. ๘ਢլҰ໵ (্ւఱจ୆)JVN/EAVN Λ༻͍ͨ 6.7GHz ϝλϊʔϧϝʔβͷ VLBI ϞχλʔϓϩδΣΫτ
5. ฏຊ৴ળ (ࢁ‫ޱ‬େֶ)
6.7GHz ϝλϊʔϧϝʔβͷग़‫ظ࣌ݱ‬ͷ‫ ڀݚ‬ʙӉ஦๬ԕ‫ ڸ‬Herschel ͷղੳσʔλ͔Βͷߟ࡯ʙ
6. ྛ ‫ژ‬೭հ (ࢁ‫ޱ‬େֶ)
6.7GHz ϝλϊʔϧϝʔβ૬ର‫ݻ‬༗ӡಈ‫ܭ‬ଌʹ͍ͭͯͷ‫ڀݚૅج‬7. ‫ݩ‬໦‫ۀ‬ਓ (ࢁ‫ޱ‬େֶ)The face-on view of the accretion disk around a high mass young stellar object
8. ૔ࢁஐय़ (ఇ‫ژ‬Պֶେֶ)੕‫ܗ‬੒ྖҬ GPSR 034.257+0.155 ͷ೥पࢹࠩଌఆ
9. ُ࡚ୡ໼ (ࣛࣇౡେ)੕‫ܗ‬੒ྖҬ NGC2264C ͱ X ઢ‫ݯ‬
10. ே໦ٛ੖ (Ӊ஦‫)ݚ‬
S269 ͷେ࣭ྔ੕‫ܗ‬੒
11. ฏ໺େथ (ࢁ‫ޱ‬େֶ)G351.775-0.536 ʹ͓͚Δճస๲ுӡಈͷ‫͚ͯ޲ʹ໌ڀݯى‬12. ‫੉ۼ‬༤ࡾ (ࢁ‫ޱ‬େֶ)ۜՏத৺ϩʔϒͷి೾࠶݁߹ઢʹΑΔ‫؍‬ଌ 2
13. ‫ٶ‬ຊ༞հ (ҵ৓େֶ)NGC 3079 த৺ྖҬͷΞϯϞχΞ෼ࢠ‫ٵ‬ऩઢ‫؍‬ଌ
14. ϗϏΨʔτʵϚε (৘ใ௨৴‫)ߏػڀݚ‬c5++Λ༻͍ͨӉ஦ଌ஍౷߹ղੳ
15. ງ಺ਅ࢘ (CSIRO)શఱ 32GHz ࢀর‫ج‬४‫ ͱܥ‬GAIA

16. ַ౻Ұ޺ (৘ใ௨৴‫)ߏػڀݚ‬GHz όϯυ෯ͷ޿ଳҬ VLBI ΁Ή͚ͯix

17. ਫ໺͍ͮΈ (ࣛࣇౡେֶେֶӃ/ࠃཱఱจ୆)໺ลࢁ 45m ‫ ڸ‬VLBI όοΫΤϯυΛ༻͍ͨ྆ภ೾‫؍‬ଌγεςϜ18. Ԭా๬ (େࡕ෎ཱେֶ)VERA ౥ࡌ༻ 86GHz ड৴‫ػ‬ͷ։ൃ
19. ໦ଜެ༸ (େࡕ෎ཱେֶ)‫ ٿؾ‬VLBI ༻ 22GHz ଳड৴‫ػ‬ͷޫֶ‫͓ܥ‬Αͼ RF ‫ܥ‬ͷ։ൃ

20. খࢁ༑໌ (ࠃཱఱจ୆ਫ୔ VLBI ‫؍‬ଌॴ)RF μΠϨΫτ௒ߴ଎ A/D “OCTAD” ͷ։ൃධՁͱ࣮૷‫ܭ‬ը
21. ྛ‫ژ‬೭հ (ࢁ‫ޱ‬େֶ)
6.7GHz ϝλϊʔϧϝʔβ૬ର‫ݻ‬༗ӡಈ‫ܭ‬ଌʹ͍ͭͯͷ‫ڀݚૅج‬22. ӬҪ੣ (ஜ೾େֶ)ͭ͘͹ 32 m ి೾๬ԕ‫ڸ‬ͷํҐ֯ंྠͷҠಈ‫཭ڑ‬ଌఆ23. Ճ‫ྞݹ‬Ұ (ҵ৓େֶ)ߴഡ೔ཱ̎ૉࢠ‫ׯ‬ব‫ܭ‬ͷ্ཱͪ͛24. ଜాହ޺ (Ӊ஦‫ݚ‬/JAXA)Ӊ஦‫ؔػݚ‬ใࠂ25. ؔ‫ށ‬Ӵ (৘ใ௨৴‫)ߏػڀݚ‬NICT ɹ‫ؔػ‬ใࠂ
26. ౻୔݈ଠ (ࢁ‫ޱ‬େֶ)ࢁ‫ޱ‬େֶ‫ؔػ‬ใࠂ
27. ౻୔݈ଠ (ࢁ‫ޱ‬େֶ)ࠃཱఱจ୆ VLBI ӡӦখҕһձใࠂ28. ౻୔݈ଠ (ࢁ‫ޱ‬େֶ)
VLBI ఱจֶͷকདྷʹؔ͢Δߟ࡯
29. ُ୩Ꮕ (ࠃཱఱจ୆ਫ୔ VLBI ‫؍‬ଌॴ)
VERA ͓Αͼ JVN ʹؔΘΔి೾๬ԕ‫ڸ‬ͷి೾ఱจप೾਺อ‫ޢ‬ͷ‫ݱ‬ঢ়

Kazunori Akiyama, VLBI懇談会シンポジウム, 筑波大学, 2013/12/24 (Tue)Kazunori Akiyama, VLBI懇談会シンポジウム, 筑波大学, 2013/12/24 (Tue)The Galactic Center Sgr A*

東アジアVLBI観測網で探る銀河系中心の

10 ld

ブラックホールへのガス降着現象

mas-scale @ 43 GHz

秋山和徳 (東大/国立天文台 D2)

500 ly共同研究者のみなさま

１ ly- The nearest SMBH ( 8 kpc / 4 x 106 Msolar )コアメンバー: 紀基樹 (ISAS/JAXA), B. Sohn, S.Lee (KASI), S. Trippe (SNU), 本間希樹 (NAOJ)- Largest angular size of the Event horizon ( 1 Rs = 0.1 AU = 0.01 mas )JVN/広帯域観測： 新沼浩太郎 (山口大), 小山友明 (NAOJ)- The best laboratory to study an environment around SMBH

多波長コラボ：M. Giroletti (INAF/IRA), R. Lu, V. Fish, S. Doeleman (MIT)VLBI scale: < several x 10 RSch (few RSch with EHT)

多大なるご協力を頂いているみなさま：大学連携VLBI のみなさま / KaVA AGN WG

Kazunori Akiyama, VLBI懇談会シンポジウム, 筑波大学, 2013/12/24 (Tue)Kazunori Akiyama, VLBI懇談会シンポジウム, 筑波大学, 2013/12/24 (Tue)G2/DSO observational results: the Kinematics of the gas cloudG2/DSO observational results: the gas cloud approaching to Sgr A*bc
2012 combined SINFONI image
K-band ContinuumN

Sgr A*E

Sgr A*

2011.3

The G2 Head
Br-γ emission

2008.3

2004.5
April 2011 Ks

July 2011 L′

1′′
40 mpcThe G2 Tail

Head

Gillessen et al. 2012, Nature

M-band- faint luminosity of ~ 5 Lsun

Marginally detected- low temperature of ~550 K

at K-bandKs-band- size of ~ 15 mas -> ~3 Earth Mass

(Eckart et al. 2012)=> dusty and ionized gas?

!

= Bright head (Cont. + Recombination lines)+ Faint tail part (Recombination line)
When is the pericenter passage?

Br-γ
line

- atomic recombination lines of H and He
L’-band

Emission from the gas cloud

S2

L-BandContinuumaAkiyama et al. 2013

VLT

2013.5 @ 3140 Rg (Gillessen+2012, Nature)

VLT

2013.7 @ 2200 Rg (Gillessen+2013a, ApJ)

Keck

2014.21 @ 1900 Rg (Phifer+2013, ApJ)

VLT

2014.25 @ 2000 Rg (Gillessen+2013b, ApJ)

The pericenter passage in 2014 is promising now.

Kazunori Akiyama, VLBI懇談会シンポジウム, 筑波大学, 2013/12/24 (Tue)Kazunori Akiyama, VLBI懇談会シンポジウム, 筑波大学, 2013/12/24 (Tue)!"#$%&'"()*+,%-'$%.$+/"$0*'$12%34$56$,-$+/"$5*2*1+,1$7"-+"($

G2/DSO observational results: tidal disruption of the gas cloudG2/DSO observational results: tidal disruption of the gas cloud

Position along the best-fit orbit

20122013 Apr

2011
2008

Dec. !mas"

02000.02004.5
2008.52011.5"!50 2012.5
2013.52014.5!100 2016.5

!150

a
!200
300

200

100
R.A. !mas"

0

!100

icle
part
t
s
n
te
latio
simu

b

(Gillessen et al. 2013b)

No hydrodynamic eﬀect

About 10 % of the gas cloud alreadypassed pericenter !!

has appeared until August 2013

vlsr

㻝

Kazunori Akiyama, VLBI懇談会シンポジウム, 筑波大学, 2013/12/24 (Tue)Kazunori Akiyama, VLBI懇談会シンポジウム, 筑波大学, 2013/12/24 (Tue)G2/DSO: Theoretical expectations: flares related with G2 encounterG2/DSO: Two Scenarios: “pure gas cloud” vs “gas cloud with star”
The pure gas cloud (e.g. Gillessen et al., HD simulation works )1. flaree of recombination
nation lilines
nes (i(in NIR)eted y

3 Mearth ~ 10-6 Mvirial

earer passag
before pe
beforeperic
pericenter
ricentric
enter
passage
pent
p
Not a
(mid-2(mi(mid-2013
d-2013 - early 2014)
d-2=> It should be confined by external pressure.
HD instabilities (e.g. RT&KH) would break the gas
cloud within few years.

2. flare of the G2 bow shock (in radio)around pericenter passage(early 2014?)

How did the G2 head keep its circular shape from 2002 to 2011?
The gas cloud with a star (e.g. Ghez et al., Eckart et al.)Possibly detected with VLBI

low luminosity star

3. flare in Sgr A* (in radio, NIR, X-ray)- Be star? (Morris+2012)- T-tauri? (Murray-Clay & Loeb 2012)- Narrow Line Wolf-Rayet? (Eckart+2013)

after pericenter passage(middle/late 2014?)

Increase in its radio flux and size
visible jet?

- Its orbit is similar to other S-stars- There are several objects with similar properties in GC region.

Kazunori Akiyama, VLBI懇談会シンポジウム, 筑波大学, 2013/12/24 (Tue)Kazunori Akiyama, VLBI懇談会シンポジウム, 筑波大学, 2013/12/24 (Tue)G2/DSO: Theoretical expectations: the G2 Bowshockt = 2014.6

pure gas cloud

pure gas cloudwith a star

Narayan et al. 2012

Hill radius of a star: few AU

iy/1000 RG

2014.6

G2/DSO: Theoretical expectations: Flare in Sgr A*

G2’s size > 100 AU
x/1000 RG

Abarca, Sadowski & Sironi 2013

> 90% of gas will be captured by the SMBH
(Eckart et al. in prep.)1) increase in its luminosity (detectable in Radio, IR, X-ray)with a star(e.g. Anninos et al. 2012)

Crumley & Kumar 2013

Accretion disk : L ∝ Mdot2 (Mahadevan 1997)
Jet case: L ∝ Mdot1.4 (Falcke et al. 1995)

G2 - RIAF interaction
would produce a bowshock2) increase in its size at mm-wavelength(Mahadevan 1997)
Accretion disk : size ∝ Mdot
Jet case: size ∝ Mdot0.7 (Falcke et al. private communication)=> luminous in radio?

3) first discovery of the jet ejection from the Sgr A*

Kazunori Akiyama, VLBI懇談会シンポジウム, 筑波大学, 2013/12/24 (Tue)Kazunori Akiyama, VLBI懇談会シンポジウム, 筑波大学, 2013/12/24 (Tue)G2/DSO: What can we constrain on from Sgr A* flareG2/DSO: What can we constrain on from the G2 bow shockJet

1. detection / non-detection- constrain on the cross section of G2- with / without a stary (R̃G )Disk

2. Size- the cross section of G2

Long-mm/cm emission comes fromstratified photosphere in both models

3DＳν∝ θ2

Sadowski+2013b
x R̃

Or
bit

(Mahadevan 1997, Falcke+1995)

not significantly changed in the past 10 years(Akiyama et al. 2013)

BH

An increase in Mdot will provide the first opportunity
to test this fundamental interpretationof

G2- PA/inclination of RIAF
:N

IR

as
tr
om

et
ry

Disk

㻞

3. Position and time
4. Duration of the flare- dissipation mechanism of accelerated
particles in accretion disks (Sadowski+2013a)

Kazunori Akiyama, VLBI懇談会シンポジウム, 筑波大学, 2013/12/24 (Tue)Kazunori Akiyama, VLBI懇談会シンポジウム, 筑波大学, 2013/12/24 (Tue)Preliminary results of VERA Monitor at 43 GHz until Aug. 2013
Jan 29SGR J1745-29 ﬂareMar 05 Mar 23

May 7

MaintenancePreliminary results of VERA Monitor at 43 GHz until Aug. 2013

Aug 14

Freefall time scale from pericenter to Sgr A* ~ few months

SeasonRadio flux: 8 % variationsome fraction of the head part of the G2 gas might arriveat Sgr A* in the middle of 2013.

MaintenanceSeasonMajor: < 1 % variation Minor: 7 % variation

Luminosity of the central engine
Accretion disk : L ∝ Mdot2 (Self-similar ADAF; Mahadevan 1997)
Jet base: L ∝ Mdot1.4 (Falcke et al. 1995)
size at mm-wavelength
Accretion disk : size ∝ Mdot (Self-similar ADAF; Mahadevan 1997)
Jet base: size ∝ Mdot0.7 (Falcke et al. private communication)
The absence of variability in mas-scale structure indicatescurrent feeding rate from the G2 cloud to the inner mostregion was lower than typical mass accretion rate.

Although the head part of the G2 cloud passed pericenter before April 2013,
no obvious variations appeared in the nucleus of Sgr A* until August 2013.

Kazunori Akiyama, VLBI懇談会シンポジウム, 筑波大学, 2013/12/24 (Tue)Kazunori Akiyama, VLBI懇談会シンポジウム, 筑波大学, 2013/12/24 (Tue)Mar 05 Mar 23

May 7

MaintenanceAug 14

SeasonRadio flux: 8 % variationlog フラックス

Jan 29Preliminary results of VERA Monitor at 43 GHz until Aug. 2013
GRM
(Mo HD RIA
scibF
rod Mode
zka
+12 l
An
)
a
l
(M yticah
20
ad ADAeva F/
14jen9?
7/F t modalceke+ ls95)

Preliminary results of VERA Monitor at 43 GHz until Aug. 2013

MaintenanceSeasonWeak correlation between the total flux andthe minor-axis size?

4?

201

-low -83)
wer
2
t po VERA1,
st-ﬁ
t Be st 2013ner
Cur Augu
il(untVery Preliminary

Similar correlation was suggested in a previous study during
a flare (Lu et al. 2011)log サイズ

Kazunori Akiyama, VLBI懇談会シンポジウム, 筑波大学, 2013/12/24 (Tue)Kazunori Akiyama, VLBI懇談会シンポジウム, 筑波大学, 2013/12/24 (Tue)Future observations with KaVA (March 2014 - )~ March 2014

Future observations with KaVA (March 2014 - )UV coverage and Visibility amplitude of Sgr A*

UV coverage and Visibility amplitude of Sgr A*

March 2014 ~VERAKaVA (KVN+VERA)

!"#$

!"#$

%!&
Y

M

U

T
VLBA

R
S

VERA monitor --> KaVA Monitor- More accurate determination of the size
- Better imaging quality (for possible formation of jet and bowshock)O

VERA monitor --> KaVA Monitor- More accurate determination of the size
- Better imaging quality (for possible formation of jet and bowshock)㻟Daily Monitor of Sagittarius A* at 22 GHz with the JVN
M. Tsuboi1, Y. Asaki1, Y. Yonekura2, Y. Miyamoto2, H. Kaneko3, M. Seta3, N. Nakai3, O.
Kameya4, M. Miyoshi5, H. Takaba6, K. Wakamatsu6, Y. Fukuzaki7, T. Morimitsu8, K. Uehara8,
M. Sekido9, T. Oka10, S. Takekawa10, T. Omodaka11, T. Handa11, and A. Takumi121ISAS, JAXA, 3-1-1 Yoshinodai, Chuo-ku, Sagamihara, Kanagawa 252-5210,
email: tsuboi@vsop.isas.jaxa.jp

2

Center for Astronomy, Ibaraki University, 2-1-1 Bunkyo, Mito, Ibaraki 310-8512
3
4

University of Tsukuba, 1-1-1 Ten-noudai, Tsukuba, Ibaraki 305-8571

Mizusawa VLBI Observatory, NAOJ, Mizusawa, Oshu, Iwate, 023-0861
56
7

NAOJ, Mitaka, Tokyo 181-8588

Gifu University, 1-1 Yanagido, Gifu, Gifu 501-1193

Geospatial Information Authority of Japan, Tsukuba, Ibaraki 305-0811
8

The University of Tokyo, Bunkyo-ku, Tokyo 113-0033
9

10

NICT, Kashima, Ibaraki 314-8501

Keio University, Kohoku-ku, Yokohama, Kanagawa 223-8522
11

12

Kagoshima University, Kagoshima, Kagoshima, 890-0065

The Open University of Japan, Mihama-ku, Chiba 261- 8586

Abstract. We have been monitoring the flux density of Sagittarius A* (Sgr A*) at 22 GHz since
11 Feb. 2013 with a sub-array of the Japanese VLBI Network (JVN) in order to search theincrease induced by the interaction of the G2 cloud with the surrounding structures of Sgr A*.
The flux densitiy observed until 10 Feb. 2014 is consistent with the previously observed values
before the approaching of the G2 cloud. We have detected no large flare in the period.

Introduction
The approaching of the G2 cloud to Sagittarius A* (Sgr A*) is a capital chance to explore thevicinity of the Galactic center black hole using a test probe (Gillessen et al. 2012). There aresome predictions of increase in radio emission from Sgr A* induced by the interaction of the G2
cloud with the surrounding structures of Sgr A* (e.g. Sadowski et al. 2013). If the increase
begins, it is very important for study of the mechanism of the event to observe the initial raisingphase.

㻠Observation
We have been monitoring the flux density of Sgr A* at 22 GHz since 11 Feb. 2013 with a
sub-array of the Japanese VLBI Network (Tsuboi et al.2013a, Tsuboi et al.2013b, Tsuboi etal.2013c,) in order to search the sign of the increase. The sub-array mainly consists of theMizusawa 10-m radio telescope (RT), the Takahagi 32-m RT, and the Gifu 11-m RT, which arelocated in the east half of Honshu Island in Japan. Other antennas in the area, the Tsukuba 32-m
RT, and the Kashima 34-m RT, had joined it occasionally. As known well, the angular size of
Sgr A* changes according to ∆θ[mas]= 1.3λ2 (Lo et al. 1985). The size at 22 GHz is expected to
be about 2 mas. The projected baselines of the sub-array are in the range of 90-140 km. This
corresponds to the beam size (fringe spacing) of about 25 mas. The JVN sub-array can observe
the flux density of Sgr A* itself suppressing the flux density decrease by partially resolved-out.
On the other hand, Sgr A* is embedded in the strong extended emission surrounding Sgr A*.
The spatial resolution of the array can selectively observe the flux density of Sgr A* itself
suppressing the contamination from the surrounding structure. In addition, the observation
frequency of 22 GHz is expected to be highest frequency, which is available except the summer
rainy season of Japan. Therefore, the JVN sub-array is suitable for the daily flux density
monitor of Sgr A*.

Correrated Flux density at 22 GHz (Jy)

5.0

SgrA* MONITOR
4.0

3.0

2.0

1.0

0.0

50.0

100

150

200
250
300
DOY from 1st Jan 2013

350

400

Figure 1. The light curve of Sgr A* at 22 GHz with the sub-array of the Japanese VLBI
network. The flux density observed until 10 Feb. 2014 is consistent with the previously
observed values before the approaching of the G2 cloud. We have detected no large flare in the
period.

㻡Results
Figure 1 shows the result of the flux monitoring at 22 GHz of Sgr A*. The flux densities
observed until 10 Feb. 2014 range in Sν = 1.3 ± 0.3 Jy (preliminary). They are consistent withthe previously observed values before the approaching of the G2 cloud. We have detected nosignificant variation in 1 year since 11 Feb. 2013. The daily monitor will be continued until theend of May 2014 even if there is no sign of the change.

References
Gillessen, S. et al., 2012 Nature, 481, p51
Lo, K. Y. et al., 1985 Nature, 315, p124
Sadowski, A., Narayan, R., Sironi, L., Ozel, F., 2013 MNRAS, 433, p2165
Tsuboi et al. 2013, ATEL, 4923
Tsuboi et al. 2013, ATEL, 5013
Tsuboi et al. 2013, ATEL, 5184

㻢2013 ᖺ 12 ᭶ 23-26 ᪥ 2013 ᖺᗘ VLBI ᠓ㄯ఍ࢩ࣏ࣥࢪ࣒࢘ in ⟃Ἴ኱Ꮫ㖟Ἑ୰ᚰ࣮ࣟࣈࡢ㟁Ἴ෌⤖ྜ⥺࡟ࡼࡿほ 㸯ྡ㉺ 㐶ࠊ⸨ἑ೺ኴࠊ❑℩㞝୕㸦ᒣཱྀ኱Ꮫ㸧ᴫせᡃࠎࡣࠊኳࡢᕝ㖟Ἑࡢ୰ᚰ㡿ᇦ࡟Ꮡᅾࡍࡿ㖟Ἑ୰ᚰ࣮ࣟࣈ㸦GCL㸧ࡢᵓ㐀ࢆ᫂ࡽ࠿࡟ࡍࡿࡓࡵࠊᒣཱྀ
32 m 㟁Ἴᮃ㐲㙾ࢆ⏝࠸࡚ GCL ࡢ኱㒊ศࢆ༨ࡵࡿ࡜⪃࠼ࡽࢀࡿ㟁㞳࢞ࢫ࠿ࡽᨺᑕࡉࢀࡿ㟁Ἴ෌⤖ྜ⥺࠾ࡼࡧ GCL ࿘㎶ࡢ㟁Ἴ㐃⥆Ἴほ ࢆ⾜ࡗ࡚࠸ࡿࠋ௒ᅇࡣࠊ᫖ᖺᗘࡲ࡛࡟⾜ࡗࡓ GCL ࡢୗ㒊㡿ᇦ࡟ຍ࠼ࠊ
᪂ࡓ࡟௒ᖺᗘほ ࡋࡓୖ㒊㡿ᇦࢆྵࡵࠊGCL ࡢ኱༙ࢆ࢝ࣂ࣮ࡍࡿ෌⤖ྜ⥺ᙉᗘศᕸࢆ♧ࡍࠋྠ㡿ᇦࡢ㟁Ἴ㐃⥆Ἴᙉᗘศᕸ࡜ẚ㍑ࡍࡿ࡜ࠊᮾすඹ࡟ෆഃ࡟㟁Ἴ෌⤖ྜ⥺ࠊእഃ࡟㟁Ἴ㐃⥆Ἴࡢᨺᑕࡀศᕸࡋ࡚࠸
ࡓࠋ㏿ᗘᵓ㐀ࡣࠊすഃࡣ㈇ࠊᮾഃ࡛ࡣṇࡢど⥺㏿ᗘ໙㓄ࢆࡶࡕs10km s-1 ࡢ㐜࠸㏿ᗘ࡛㐠ືࡋ࡚࠸ࡿࡀࠊ
㖟Ἑ㠃࠿ࡽ㞳ࢀࡿ࡜㏿ᗘ໙㓄ࡣ୙᫂░࡜࡞ࡗࡓࠋᨺᑕศᕸ࠿ࡽࠊGCL ࡣ㟁㞳࢞ࢫࠊࢩࣥࢡࣟࢺࣟࣥࣉࣛ
ࢬ࣐ࠊࢲࢫࢺࡢᒙ≧ᵓ㐀ࢆࡶࡘྍ⬟ᛶࡀ♧၀ࡉࢀࡓࠋ

1 ᑟධ
GCL ࡣ㔝㎶ᒣ 45 m 㟁Ἴᮃ㐲㙾࡟ࡼࡿ 10 GHz
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818T[7] C. J. Law 2009 ApJ 695, 1070

[3] Law, C. J. 2007, Ph.D. thesis, Northwestern [8] Habing & Israel 1979, ARA&A, 17, 345
Univ.

[9] Y. Sofue 1996 ApJ, 459, L69[4] Sofue & Fujimoto 1987, PASJ 39, 843

㻥VLBI 43 GHz による TeVγ 線ブレーザー Mrk 501 の電波コア位置天文観測小山翔子 (東大天文/宇宙研)、紀基樹、土居明広、新沼浩太郎、秦和弘、永井洋、
本間希樹、秋山和徳、M. Giroletti, M. Orienti, and G. Giovannini,
小林秀行、磯部直樹、浅田圭一、片岡淳、他

活動銀河核 (AGN) から相対論的速度で噴出するプラズマジェットは、中心核に潜む巨大ブラック
ホールが駆動源とみなされている。AGN ジェットの中でも特にブレーザーと呼ばれる種族は、ジェット軸がほぼ観測者の視線方向を向いているため、強いビーミング効果で増幅されたジェット放射が卓越している。そのため、ジェット根元の放射を観測することができる天体として注目されている。VLBI
で観測されるジェットの最も根元の領域を電波コアと呼ぶが、ジェット中に置ける電波コアの存在位置に関してまだあまり調査が進んでいない。通常の VLBI イメージングでは位置の絶対情報を失うた
め、電波コアの位置は不動点と仮定しているためである。さらに、電波コアは光学的に厚い場合が多いため、コアの位置を調べることは困難であった。
そこで、適切な天体と、典型的に 150 マイクロ秒角という最も高い位置決定精度を有する VLBI
位相補償観測を複数期間行うことで、電波コアの位置を精度よく決定することを試みた。観測天体は、
最近傍 (z = 0.034) に位置する TeV ブレーザー Mrk 501 を選んだ。観測周波数は、自己吸収の影響を避けるため、VLBI 位相補償観測が実現可能な最高周波数である 43 GHz を選択した。43 GHz において、Mrk 501 の電波コアはシンクロトロン自己吸収に対して光学的に薄い傾向にある (Giroletti etal. 2004, Savolainen et al. 2010)。さらに、Mrk 501 の近傍 3◦ 以内には明るい位置参照源がほぼ直線上に並んでいるため、位相補償観測を行う上で最適な天体の 1 つである (図 1)。
本研究では、VERA (VLBI Exploration of Radio Astrometry)43 GHz 帯で位相補償観測を複数回行い、全エポックで SN9 以上で Mrk 501 の位相補償イメージを得た。ほぼ点源状の NRAO 512 に対する Mrk 501 の電波コアの位置決定精度は、1 観測あたり約 200 マイクロ秒角を達成した。各エポックの位置誤差で重み付けした電波コアの平均位置は位相中心から、2 月と 10 月それぞれで、(−33 ± 100,-53±110) µas, (−94 ± 96, 13±100) µas にあることがわかった。ここから、電波コアの位置は連続した 4 日間の観測中、∼ 200 マイクロ秒角以内の範囲に存在することがわかった。ジェットの見込み角度 ∼ 4◦ (Giroletti et al. 2004) を適用すると、天体系における電波コアの存在範囲は約 2 パーセクに相当する。
本結果を、ブレーザーの標準モデルである内部衝撃波モデルに適用すると (e.g., Spada et al. 2001,

Tanihata et al. 2003)、連続 4 日間における遅いローレンツ因子の最大値と最小値の比が 1.7 以下で
1㻝㻜あることがわかった。内部衝撃波モデルは、ローレンツ因子の最大値と最小値の比が大きい (小さい)ほど、X 線の光度変動が強く (弱く) なることを予言する。本観測は X 線の光度変動が弱い時期だったため、ローレンツ因子の最大値と最小値の比が小さかったこと (電波コアの位置が有意に変動しなかったこと) は内部衝撃波モデルと矛盾しない。活動期には、ローレンツ因子の最大値と最小値の比が大きくなることで電波コアの位置の変動が見込まれるため、本研究で達成した位置決定精度によってジェット中における電波コアの位置にさらに制限がつくことが期待される。

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#201Figure 1: 天球面上における観測天体の配置図。

2

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Apparent inward motion of the parsec-scale jet in the BL Lac object OJ287
during 2011-2012 γ-ray flares
SAWADA-SATOH Satoko (Mizusawa VLBI Observatory / NAOJ), GENJI team1

Introduction

ratio.
The data collected by Fermi-LAT from 2010 November 1 (MJD 55501) to 2012 October 31 (MJD 56231)
are analyzed with the ScienceTools software v9r32p5
using an unbinned maximum-likelihood method implemented in the tool gtlike, with the instrument response function P7REP SOURCE V15, and following thestandard procedures described in the LAT documentation1 .
We adopt H0 = 71 km s−1 Mpc−1 , ΩM = 0.27 andΩΛ = 0.73, and hence 1 mas corresponds to 4.5 pc,
and 1 mas yr−1 corresponds to 19c at the distance of
OJ 287.

2

DEC Offset [mas]OJ 287 is one of the most observed blazar at a redshiftof 0.306 [1], and exhibits a rapid variability across awide range of wavelength. Recently, an increasing activity at high-energy band like γ-ray and X-ray was
detected by Fermi LAT [2] and Swift X-Ray Telescope[4] in 2011 October, and this flare was also seen at
infra-red and optical wavelengths. And in 2012 March,another increasing event was detected at optical and Xray wavelengths [3][4]. After that, a γ-ray detection by
Fermi LAT was reported at a level of 1 × 10−6 photons
cm−2 s−1 from 2012 May to June [5][6].
VLBI monitoring toward blazars allows us to identify the location of the flaring event in parsec scale.
The time scale of the flux variability seen in blazars
3 Results
is often shorter than one month [7][8], and therefore
it is important to carry out frequent VLBI monitoring
observations at shorter time interval than one month. 3.1 Parsec-scale structure
Here, we report on the results of VERA monitoring of The pc-scale core-jet structure is well represented by
OJ 287 for 2 years from 2010 to 2012, during the γ-ray three components; the core (C), the jet component (J1)flares. This research is a part of the monitoring observations GENJI (Gamma-ray Emitting Notable AGN
Monitoring by Japanese VLBI [9]), which is a moni2012/09/22
toring program of γ-ray bright AGNs with the VERA.

Observations & reductions

VERA observations were carried out toward OJ 287
from 2010 November to 2012 September at 22 GHz.
The on-source time for each observation of OJ 287 was
typically 30 minutes, spreading into several scans of 5
minutes, because OJ 287 was observed as a calibrator
source for the VERA astrometric observations.
A priori amplitude calibration was performed basedon measurements of the system temperature during observations and the antenna gain information for each
VERA station. Uncertainties in the amplitude calibration are 10% or less at 22 GHz [10]. Time interval ofthe monitoring is once or twice per month.
After the imaging, we fitted three Gaussians (thecore: C, the jet component: J1, the inner jet component located between C and J1: J2) to the images using
the AIPS task JMFIT, in order to estimate the position
and flux density of each component. The relative positional accuracy of a component in the Gaussian fitting
was within 0.02 mas, depending on the signal-to-noise

2

J2

C
0
-2

J1
2

0

-2

RA Offset [mas]Figure 1: The 22-GHz image of OJ287 taken in 2012
September with the VERA. Images are convolved witha circular beam size (FWHM) of 0.8 mas. Contours
start at 9 mJy beam−1 (3σ level), increasing by a factorof 2.
1 http://fermi.gsfc.nasa.gov/ssc/data/analysis/documentation/1㻝㻞Date [yyyy/mm]

and the inner jet component (J2) (figure 1). The components C and J1 could be identified as ‘C’ and ‘j’ ofthe VLBA 43-GHz images [11]. We did not resolve theinner jet components ‘a’, ‘l’, ‘m’, ‘n’, ‘o’ and ‘p’ visibleon the VLBA 43-GHz images [11], due to the lower resolution of the 22-GHz VERA observations. These inner components are thus included into the components
C or J2. The 22-GHz radio emission from OJ 287 isdominated by the core component C at all epochs.

2011/01

2011/072012/01

CJ1
J2
C+J1+J2(a) Radio
8

Flux Density [Jy]2012/07

6
4
2

3.2

Radio light curve0(b) Gamma-ray

Figure 2: (a) Light curve of each component in OJ 287
at 22 GHz observed with the VERA. The error on theflux density is 10%. (b) Light curve of γ-ray (0.1–100
GeV) with 7-day time bins observed using the Fermi
LAT. Only points with T S > 10 are reported. The γray flaring periods are indicated with gray rectangles.

3.3

4

Flux [10-8 photons cm-2 s-1]

Figure 2a shows the 22-GHz VERA light curve of thecomponent C in OJ 287, revealing three flaring periods during 2011–2012. The first one occurred between
2011 May and September at the peak flux density of≥ 7.8 Jy. The second radio flare occurred in 2011 October, just after the 22-GHz flux density reached theminimum in 2011 September. The third radio flare
started from 2012 January and reached the peak in2012 March with a maximum flux density of ∼6 Jy.
The time scale of those flares can be estimated to be <4 months as a period between the onset of rise and decay in flux. The second and third radio flaring events
seem to be connected with the flares detected at γ-ray,
X-ray, optical and infrared in 2011 October and 2012
March [2, 13, 14, 4, 3].
The two γ-ray flares seem to occur close in time withthe second and third radio flares unlike the previous γray flaring events in 2009 [12] when the γ-ray flare preceded the millimeter radio counterpart three months.

100
80
60
40
20
0

55600

55800

56000

56200

Date [MJD]

Radio jet motion

Discussion

The relative motion between the component C1 andC2 should be affected by both positions of the components C1 and C2, and thus the direction variation of
the relative position could be due to wobbling behavior of either or both of C1 and C2. The component
C1 could include contribution from the innermost jet
components. No newborn jet component was seen in
our VLBI images at the period the jet direction varied. However, the relative position of the component
C2 from 2011 November to 2012 August moved backward and forward along a line at a position angle of∼ −20◦ , nearly parallel to the ejection direction of theinner jet component ‘a’ detected by the VLBA 43 GHz
monitoring [11]. This fact suggests the idea that C
includes contribution from the innermost jet components, which means that the apparent inward motion
could be produced by the ejection of a new component
moving along the jet but still too close to the core component to be resolved by our observations, or too faintto be detected due to the limited dynamic range of ourimages. The apparent inward motion was seen in the

The relative motion of J1 with respect to C is shown in
Figure 3a. From 2010 November to 2012 September,the relative motion was seen toward the South-West direction, in agreement with the previous 43-GHz VLBA
images [11]. From 2010 November to 2011 April, therelative position of J1 was at the position (x, y) ≃(−0.8, −0.7) in Figure 3a, and then moved with a position angle of ∼ −160◦ until 2011 November. The
apparent velocity is estimated by using a linear fit,
and it is (0.62 ± 0.20) mas yr−1 , which corresponds tothe superluminal speed of (12 ± 4)c (Figure 3b). This
speed is twice faster than the speed of the component‘j’ [11] measured from 2008 to 2011. After 2011 November, the motion of J1 sharply changed the direction to
backward in 2011 November, just after the second radio flare. Such a synchronization between the change ofthe jet position angle and the core flux brightening wasobserved in the innermost jet region mapped with the
VLBA 43-GHz monitoring [11]. The apparent inward
motion is (0.23 ± 0.07) mas yr−1 , which corresponds to(4 ± 1) c (Figure 3b).
2

㻝㻟

(a)

(b)

Date [yyyy/mm]-0.6

2011/01

2011/072012/01

2012/07

12/07

-1.2

11/07

Date [yy/mm]

DEC-Offset [mas]

12/01

-1.0

-1.4

Angular Separation [mas]

2.0

-0.8

1.5

1.0

11/01
-1.6
-0.8

-1.0

55600

-1.2

55800

56000

56200

Date [MJD]

RA-Offset [mas]Figure 3: (a) Relative motion of the jet component J1 with respect to the core component C. (b) Time variationof the angular separation between the components C and J1, Two lines represent the rectilinear fit using thedata from 2010 November to 2011 November (dashed line) and from 2011 November to 2012 August (dot line).
We obtained the proper motion of (0.62 ± 0.20) mas yr−1 and (−0.23 ± 0.07) mas yr−1 , respectively. The γ-ray
flaring periods are indicated with gray rectangles. Each point in (a) and (b) is monthly averaged, with the
exception of January, March, June, July and August in 2011. Positional accuracy of a component is 0.1 mas.
high state period of γ rays, as shown in Figure 2b. This [2] Escande, L., & Schinzel, F. K. The Astronomer’s
Telegram, 3680 (2011)
is similar to the pattern seen in the bright TeV γ-ray
source Mrk 421 [15]. It may suggest that the γ-ray
flare is closely related to a new jet ejection event. In [3] Pihajoki, P., et al. ApJ, 764, 5 (2013)
order to confirm our result, measurements of the abso- [4] Stroh, M. C., & Falcone, A. D. ApJS, 207, 28
lute proper motions of the components with the phase(2013)
referencing VLBI observations are necessary.
[5] http://fermisky.blogspot.jp/2012/05/fermi-latweekly-report-n-206.html

5

Acknowledgment[6] http://fermisky.blogspot.jp/2012/06/fermi-latweekly-report-n.html

We are grateful to all staff members of VERA for theirefforts and continuous support on the observations.
The F ermi LAT Collaboration acknowledges support
from a number of agencies and institutes for both development and the operation of the LAT as well as scientific data analysis. These include NASA and DOE
in the United States, CEA/Irfu and IN2P3/CNRS in
France, ASI and INFN in Italy, MEXT, KEK, and
JAXA in Japan, and the K. A. Wallenberg Foundation,
the Swedish Research Council and the National Space
Board in Sweden. Additional support from INAF in
Italy and CNES in France for science analysis during
the operations phase is also gratefully acknowledged.

[7] Lazio, T. J. W., et al. ApJS, 136, 265 (2001)[8] Kadota, A., et al. PASJ, 64, 109 (2012)[9] Nagai, H., et al. PASJ, 65, 24 (2013)[10] Petrov, L., et al. AJ, 143, 35 (2012)[11] Agudo, I., et al., ApJ, 747, 63 (2012)[12] Agudo, I., et al. ApJL, 726, L13 (2011)[13] Larionov, V., et al., The Astronomer’s Telegram,
3681 (2011)[14] D’Ammando, F., et al., The Astronomer’s Telegram, 3682 (2011)

References[15] Niinuma, K., et al. ApJ, 759, 84 (2012)[1] Stickel M., et al. A&AS, 80, 103 (1989)
3

㻝㻠VLBI による低光度 AGN M84 の観測的研究
中原聡美 (鹿児島大学)、秦和弘 (IRA/NAOJ)、本間希樹 (NAOJ)、
中西裕之 (鹿児島大学)、土居明広 (JAXA)

Abstract
低光度活動銀河核 (低光度 AGN) は、質量降着率の小さな極めて暗い (≪ LEdd )AGN の種族である。その中心核における電波放射の起源については現在も議論が続いており、理論的には大きくわけて (１) 放射非効率な高輝度降着流 (ADAF) からの放射 (２) コンパクトジェットからの放射の 2 説が議論されている 。この問題を解決するには、できるだけブラックホール (BH) に近い領域を直接空間分解可能な天体を用いて調べることが重要である。乙女座銀河団の中心部に位置する M 84 (NGC 4374) は全天で 5 番目に大きな BH 視半径を持つ低光度
AGN で、低質量降着率 BH ごく近傍の物理状態を調査するにはたいへん適した天体である。しかし、M 84 の中心 BH 近傍をミリ秒角スケールで詳細に調査した例は極めて少ないのが現状である。このような背景のもと、
我々は VERA による M 84 の 2 周波 (22,43 GHz) 同時位相補償観測を約３週間に１度の頻度で行なった。その結果、２ビーム位相補償技術を用いることで VERA では初めて M84 を検出し、300Rs スケールで M84 中心核の構造をイメージングすることに成功した。さらに、これまでの観測例と類似して、電波コアから北側に伸びた
放射成分を検出した。また、電波コアは 22–43GHz 間で典型的に −0.13 程度のスペクトル指数を持つ flat なス
ペクトルを示すことがわかった。本結果は 22–43GHz 帯における M 84 電波コアの放射起源が、強い右肩上がりのスペクトルを予言する ADAF からの熱的シンクロトロン放射だけでは説明できず、ジェットによる放射成分が強く寄与している可能性を示唆している。
らの放射を考えたモデルである。ジェットは光学的に薄く、ジェットからの放射は非熱的な電子分布によるシン
低光度活動銀河核 (低光度 AGN) は Hα 光度 < 1040
クロトロン放射である。光学的に薄い場合、シンクロト
erg s−1 で定義される、質量降着率の小さな極めて暗い
ロン放射のスペクトルは、スペクトル指数が −0.5 程度(≪ LEdd ) AGN の種族である。近傍銀河の 41% が低光の steep な形をとる。光学的に厚い場合は、低周波側ほ度 AGN であり、AGN の大半はこの種族に属している
どシンクロトロン自己吸収の影響が働き、スペクトル(Ho et al. 1997)。しかし、低光度 AGN は AGN の大多指数が 0 程度の flat なスペクトルとなる。したがって、数を占める種族であるにもかかわらず、暗くて観測がジェットによる放射のモデルでは、flat から steep なス
難しいため明るい AGN に比べて研究が進んでいない。
ペクトルが得られる (Blandford et al. 1979; Falcke et
低光度 AGN の未解決問題の一つとして、中心核からのal. 1996)。これらの放射モデルから低光度 AGN の放放射起源についての議論があげられる。現在主に二つの射起源を考えるには、スペクトル指数を調べる事が鍵放射モデルが提唱され、議論が続けられている (Nagarとなる。中心核からの放射を調べるには、中心核周辺のet al 2001; Doi et al. 2005;Hada et al. 2013)。一つは放射による contamination に影響を受けないよう、中ADAF (Advection-Dominated Accretion Flow) と呼ば心核近傍の領域を直接分解して観測する必要があるた
れる、高輝度降着流からの放射モデルである。ADAF
め、VLBI 技術を用いたミリ秒角スケールの観測が重要
は低光度 AGN の低い光度を説明するために提唱されたになる (Doi et al. 2005; Hada et al. 2013)。
降着円盤のモデルで、中心 BH への質量降着率が小さ
今回我々は M 84 (NGC 4374) をターゲットに選ん
く、放射非効率で、電波波長帯では光学的に厚い円盤だ。M 84 は、乙女座銀河団の中心に位置する楕円銀河である。ADAF からの放射は熱的なシンクロトロン放で、FRI 型の電波銀河に分類される。その中心にある射で、電波で観測すると、スペクトル指数が 0.4 – 0.6
BH の視半径は全天で５番目に大きく、BH すぐ近くの程度の inverted なスペクトルが得られる (Narayan &降着円盤や、ジェット生成領域を調べるのに適している
Yi 1995)。もう一つの放射モデルは、ジェットの根元か(Doi et al. 2009; Ho et al. 1997)。VLBI を用いて観測

1

Introduction

㻝㻡1

する事により、1 ミリ秒角 ∼ 0.089pc ∼ 582RS を実現する (距離:18.4 Mpc, BH 質量: log MBH = 9.2M⊙ (Doiet al. 2009))。秒角スケールでは南北に伸びたジェッ
トが確認されているが、中心核からの放射起源についてはまだ調べられていない。今回我々は 2 周波 (22,43
GHz) 準同時位相補償観測を行い、VERA で初めて M
84 中心核の観測を行なった。本収録では VERA により
M 84 を約 300RS スケールまで分解してイメージングを行い、コアスペクトルを調べて、M 84 中心核の放射起源について議論する。

2

Observations

我々は 2012 年 2 月から 5 月、2013 年 2 月から 5 月にかけて、約 3 週間毎に合計 10 エポック、VERA による M 84 の 22, 43 GHz 2 周波準同時 2 ビーム位相補
償観測を行なった。各観測とも位相参照天体には M 84
から離隔 1.5 度離れた明るい電波源 M 87 を使用し、1Gbps 記録 (2 bit, Nyquist サンプリング, 各天体 128
MHz 帯域) で 8 時間ずつ観測した。2 周波間での大気の影響や uv カバレッジの影響を極力減らすため、テープ 1 巻 (80 分) 毎に周波数を交互に切り替えて観測を行なった。これにより 1 観測あたり各周波数 4 時間程度の積分時間を得ている。前述したように M 84 は暗い天体だが、VERA の 2 ビーム位相補償技術を使って M
87 と位相補償を行なう事で、M 84 の検出を試みた。今回の観測では、22 GHz で 1.4 × 0.8 ミリ秒角、43 GHz
で 0.65 × 0.45 ミリ秒角の分解能を達成している。

3

Results

た。平均スペクトル指数は −0.13 となり、flat な形を示した。個々のエポックのスペクトルは、10 エポック中
7 エポックが flat または若干 steep なスペクトルとなった。3 エポックはやや右肩上がりの inverted な傾向を示した。

4

Discussion

M84 中心核の放射起源を議論するにあたり、今回の観測から 2 つ重要な結果が得られた。1 つは図 1、3 で確認できるように、ジェット成分が検出された事である(22 GHz)。過去にも VLBA 43 GHz によって類似の構造が示唆されていたが (Ly et al. 2004)、今回の VERA
による詳細な検出はこれをさらに裏付けるものであり、このことは M84 の放射起源がジェットの根元である説を支持している。2 つ目は、22–43GHz 帯で平均スペク
トル指数が −0.13 の flat なコアスペクトルを得た事である。これは、22–43GHz 帯で VLBI 観測を用いて調べられた初めてのスペクトルとなる。ADAF からの熱的なシンクロトロン放射を考えると、スペクトル指数は0.4 より大きな値をとるため、観測結果から得られたス
ペクトルは熱的な ADAF だけでは説明できない事がいえる。ADAF から図４のような flat なスペクトルを得るには、非熱的な電子分布による ADAF モデル (Yuanet al. 2003) を考える必要がある。一方、ジェットからの非熱的なシンクロトロン放射による steep なスペク
トルは、シンクロトロン自己吸収の影響を受ける事で
図４のような flat な形を再現できる。したがって、22
GHz のイメージでジェット成分が得られた事も考慮す
ると、我々が得た flat なスペクトルはジェットの根元からの放射に強く寄与していると考えられる。今後は他の周波数についてもスペクトルを調べたり、放射領域
サイズの周波数依存性を調べたりなどして、本収録の結果をさらに検討する予定である。

今回の観測により、我々は VERA では初めて M 84を検出する事に成功した。2 ビーム位相補償技術を用いる事で、M 84 の弱い電波を検出でき、22, 43 GHz 各
周波数ごとに 10 エポックずつイメージを得る事ができた。図 1、2 はそれぞれ 22, 43 GHz で得られた M 84 のReferences
イメージである。
また、22 GHz のデータでは、北側に伸びるジェット成 Blandford, R. D. & Königl, A., 1979, ApJ, 232, 34分を検出する事ができた。図 3 は 0.5 ミリ秒角の super Doi, A., et al. 2009 ASP Conference Series, Vol. 402
resolution を用いて得た、22 GHz イメージ (図 1) 中心 Doi, A., et al. 2005, MNRAS. 363, 692の放射領域の拡大図である。また、楕円型のガウシアン Falcke, H. 1996. ApJ, 464, L67
モデルを放射領域にフィッティングする事で、各周波数 Ho, L. C. et al.,1997, ApJ, 112, 315E390でのコアフラックス、フィットした楕円モデルの長軸、 Ly, C et al., 2004, AJ, 547, L107
Nagar, N. M. et al., 2001 ApJ, 559, L87
楕円モデル長軸の位置角といった情報を得た。
図 4 はモデルフィット結果を用いて得た、22–43 GHz Narayan, R. & Yi, I., 1995, ApJ, 452:710
帯での平均コアスペクトルである。最小 2 乗法を用い Hada, K. et al., 2013, ApJ, 779, 6 (13pp)て、各データのコアフラックスの累乗近似曲線を描い Yuan, F. et al., 2003, ApJ, 598:301

㻝㻢2

図 1: M84 の VERA 22 GHz 位相補償イメージ Con- 図 3: 図 1 の Super Resolution イメージ (ビームサイズ
tour:ノイズレベルの 3 倍 × 係数 (図の白枠参照) [楕 0.5 × 0.5 mas にして図 1 の放射領域を拡大した)
円ガウシアンモデルフィット結果 コアフラックス: 80
mJy, 楕円モデルの長軸: 0.52 mas, 楕円の位置角: 2 度]

図 4: 平均コアスペクトル 最小２乗法を用いて各デー
タ点の累乗近似曲線を描いた。 [横軸: 周波数 log ν[GHz], 縦軸: コアフラックス log Sν [mJy] (22, 43 GHz
合わせて全 20 エポックの M84 イメージに楕円ガウシ
図 2: M84 の VERA 43 GHz 位相補償イメージ Conアンモデルをフィットして得た。)]
tour:ノイズレベルの 3 倍 × 係数 (図の白枠参照) [楕円ガウシアンモデルフィット結果 コアフラックス: 73
mJy, 楕円モデルの長軸: 0.39 mas, 楕円の位置角: 14 度]

㻝㻣3Preprint typeset using LATEX style emulateapj v. 12/16/11

VLBI ȢȋǿȸᚇยƴǑǔᩓඬ᤼ඕ 3C 84 Ʒᧈ஖‫٭‬ѣҘဋ ᓙ 1,2 , ൨ʟ බ 2 , ஜ᧓ ࠎ೔ 2 , ᙱߢ ऑӮ 1 , ኔ ؕ೔ 3 , ᅸ‫ ޛ‬ԧࣈ 2,4 ˂ GENJI ȗȭǰȩȠȡȳȐȸ
1 ிෙ‫ܖྸܖٻ‬ᢿ, 2 ‫׎‬ᇌ‫ټ‬૨Ө, 3 ‫ܬܢ‬ᑋᆰᄂᆮ᧏ႆೞನ ‫ܬܢ‬ᅹ‫ܖ‬ᄂᆮ৑, 4 ிʮ‫ܖྸܖٻ‬ኒᄂᆮᅹ

ABSTRACT
GENJI ȗȭǰȩȠǛᡫƠƨᩓඬ᤼ඕ 3C 84 Ʒኖ 2 ࠰Ҟƴบǔ 22 GHz ࠘ƷȢȋǿȸᚇยƷᚇยኽௐǛ‫إ‬ԓƢǔŵ3C 84 Ƹᩓඬ᤼ඕ NGC 1275(z = 0.0176) ƴ˄᨟Ƣǔൔ᠋ႎᡈͯƴƋǔ γ ዴ AGN ưƋǔŵ঻ŷƸ 2011 ࠰ 1 உƔǒ 2013 ࠰ 10 உƴƓƚǔμ 65 ǨȝȃǯƷᚇยኽௐƔǒŴsub-pc ǹǱȸȫƴƓƍƯ
ᧈ஖᧓ƴǘƨǓ‫ف‬ήƕឪƜƬƯƍǔƜƱǛᄩᛐƠƨŵᩓඬ࠘ưƷࢍࡇ‫҄٭‬Ʒ‫ٻ‬ҞǛਃƬƯƍǔƷƸǳǢ
Ɣǒ 1 pc ᆉࡇɦ්ƴƋǔ঺ЎưƋǓŴƜƷ঺ЎƸȟȪඬ࠘Ɣǒ GeV ࠘ǇưƷ‫ٶ‬ඬᧈư 2000 ࠰ˊࢸҞƔǒ‫ف‬ήƠƯƍǔ᪸؏ưƋǔƱᎋƑǒǕǔŵɟ૾Ŵ2013 ࠰ 1 உƴ Fermi ᘓ଩ư౨ЈƞǕƨ GeVγ ዴȕȬǢƷЭࢸưᩓඬǳǢƷ‫ف‬ήƕᙸǒǕŴӷಮƷͼӼƕ VLBA ƴǑǔ 43 GHz ƷᚇยưǋᄩᛐưƖǔŵஜኽௐƔǒŴɦ්঺Ў C3 Ƹ sub-relativistic ƳᡮࡇưҤɦƠŴ‫ف‬ήɶưƋǔƨǊŴ঺ᧈɶƷțȃȈǹȝȃ
ȈưƋǔƜƱƕᅆՐƞǕǔŵǇƨŴ‫ٶ‬ඬᧈưƷʻࢸƷͼӼǛᙸǔƜƱƴǑƬƯ γ ዴ્‫ݧ‬᪸؏ƴ࠘ƢǔᩓඬƷǫǦȳǿȸȑȸȈƴСᨂƕƭƚǒǕǔƜƱƕ஖ࢳƞǕǔŵ
1. INTRODUCTIONឬ‫ٻ‬ឋ᣽ȖȩȃǯțȸȫƔǒ્‫ݧ‬ƞǕǔႻ‫ݣ‬ᛯႎǸǧȃȈƔǒƷ᩼༏ႎ્‫ݧ‬ƸŴᩓඬ࠘Ɣǒ γ ዴǇư࠼ር‫׊‬ƴบǔŵγ ዴ્‫ݧ‬ƷɶƴƸ GeV-TeVγ ዴƷ᭗ǨȍȫǮȸ᪸؏ƴᐱǔǋƷǋᙸƭƔƬƯƍǔŵAGN ǸǧȃȈƷཋྸƴƓƍƯŴγ ዴ્‫ݧ‬ƷˮፗǍƦƷဃ঺ೞನƸŴᧈƍ᧓ွբƱƳƬƯƍǔŵᡈ࠰ŴFermi ᘓ଩Ǎ H.E.S.S.,MAGIC,VERITAS
ƳƲƷȁǧȬȳǳȕஓᢒᦟƷႆᢋƴǑƬƯŴγ ዴ્‫ݧ‬ƴ᧙ƠƯŴǸǧȃȈƷཋྸǛ੕൭Ƣǔೞ˟ǛࢽǔʙƕưƖƯƖ
ƨŵAGN Ɣǒ౨ЈƞǕƨ γ ዴเƷૠƸ EGRET ଺ˊƴൔǂ᫠៫ႎƴ‫ف‬ьƠ (e.q.,Nolan et al. 2012)Ŵᩓඬ᤼ඕƔǒƷ γ ዴ્‫ݧ‬ǋ౨ЈƞǕƯƖƨ (Abdo et al. 2010)ŵγ ዴȕȬǢƷዒዓ଺᧓ǍǹȚǯȈȫǨȍȫǮȸЎࠋ (SED) ƳƲƷᄂᆮƔǒ્‫ݧ‬᪸؏ƷǵǤǺƸСᨂƕƭƚǒǕƯƍǔ
ƕŴγ ዴ્‫ݧ‬ೞನǍ્‫ݧ‬᪸؏ƷˮፗƸசƩൿბƕƭƍƯƍ
Ƴƍŵᩓඬ࠘ƴƓƍƯឬᧈؕዴ࠮ฏᚘ (VLBI) ƴǑƬƯࢽǒǕǔ᭗ЎᚐᏡƸŴAGN ǸǧȃȈưƷ γ ዴ્‫ݧ‬᪸؏Ʒᩓඬ࠘ưƷǫǦȳǿȸȑȸȈƷᚐଢƴɧӧഎưƋǔŵsub-pc ǹǱȸȫƱƍƏ્‫ݧ‬᪸؏ƴᡐǔƨǊƴƸŴǸǧȃȈǛൔ᠋ႎ್ƔǒᙸƯƍƯŴƔƭ γ ዴƕ౨ЈƞǕƯƍǔǋƷƕஓǇƠƍŵƦƜưŴγ ዴưଢǔƍᩓඬ᤼ඕƸŴǸǧȃȈƴ᧙ᡲƠƨ γ ዴƷ્‫ݧ‬ೞನǍƦƷཋྸƷᚐଢƴஇᢘƳ‫˳ټ‬ưƋǔƱƍƑǔŵƦƷɶưǋˊᘙႎƳ 3C 84 ƴბႸƢǔŵ3C 84 ƸŴ߾‫ٻ‬౹ό᤼ඕ NGC 1275 ƱƠƯǋჷǒǕŴFermi ᘓ଩ƴǑǔᚇยƕ᧏‫ڼ‬ƞǕƯƔǒኖ 3 ȶஉࢸƴ γ ዴƕ౨ЈƞǕƨ‫˳ټ‬ƷɟƭưƋǔ (Abdo et al. 2009)ŵFigure 1 Ƹ γ ዴƱᩓඬ࠘Ʒήࡇ୺ዴưƋǔ (Abdo et al. 2009)ŵ1990 ࠰ˊƷᚇยưƸ γ ዴƸச౨ЈưƋƬƨƕŴFermi ᘓ଩ƴǑǔᚇยƕ‫ڼ‬
ǇƬƨ 2008 ࠰ˌᨀŴƦǕˌЭƷ EGRET ƷᚇยᨂမǑǓǋ 7 ̿ଢǔƍ γ ዴ્‫ݧ‬ƕ౨ЈƞǕƯƍǔŵɟ૾Ŵᩓඬ࠘ư
Ƹ 1980 ࠰ˊИ᪽ƔǒถήͼӼƴƋǔƕŴ2005 ࠰᪭Ɣǒ‫ف‬ήͼӼƴ᠃ơƯƍǔŵƜǕƸŴᢅӊƴ્‫ݧ‬ƞǕƨǸǧȃȈ
ƕǨȍȫǮȸǛ‫ڂ‬Əʙưഏᇹƴଢ଼ƘƳǓŴ2005 ࠰᪭ƔǒŴǳǢ᪸؏ƔǒƷૼƨƳǸǧȃȈ঺ЎƷဃ঺ƴǑƬƯ‫ف‬ήƕឪƖƯƍǔƜƱƕᅆՐƞǕǔᲢWalker et al. 2000;Asadaet al. 2006)ŵૠҗ࠰ƷǿǤȠǹǱȸȫưƸŴγ ዴƷ෇ѣࣱƕᩓඬ࠘Ʒήࡇ୺ዴƷਰǔᑈƍƱ˩ƯƍǔʙƔǒŴᩓඬ્‫ݧ‬᪸؏Ʊ γ ዴ્‫ݧ‬᪸؏ƕ᧙̞ƠƯƍǔƜƱǛᅆՐƠƯƍǔŵǑƬƯŴᩓඬ࠘ưƷ્‫ݧ‬ೞನǛᛦǂǔƜƱưŴγ ዴ㻝㻤Figure 1. (ɥ)100MeV ˌɥưᚇยƞǕƨ 3C 84 Ʒ γ ዴ෇ѣŵCOS-BƷࢍࡇƸǹȚǯȈȫਦૠ γ = 2.0 Ǜˎ‫ܭ‬ƠƯਖ਼‫ܭ‬ƞǕƯƍǔŵ(ɦ)1974࠰ 2 உ-2008 ࠰ 12 உƷ஖᧓ƴƓƚǔ UMRAO 14.5 GHz Ʒ 3C 84 Ʒᧈ஖Ʒᩓඬήࡇ୺ዴŵᩓඬήࡇ୺ዴƸ Fermi ᘓ଩Ʒᚇย᧏‫ˌڼ‬ᨀŴ‫ف‬ήƷཞ७ƴƋǔ (Abdo et al. 2009)ŵ

෇ѣƷឪเǛଢǒƔƴƢǔƜƱƕưƖǔƱ஖ࢳƞǕǔŵ
VERA ƴǑǔ 22 GHz ࠘ƷᚇยưƸŴ2006-2007 ࠰ƴƔƚƯɶ࣎Ʒ sub-pc ǹǱȸȫƷǳǢƕଢǔƘƳǓŴǳǢ᪸؏ƔǒૼƨƳǸǧȃȈ঺ЎƕဃǇǕǔಮ‫܇‬ƕᚇยƞǕƯƍǔ (Nagai et al. 2010)ŵƜƷૼƠƍ঺ЎƸኖ 0.23c ƱƍƏᡮࡇưҤ૾ǁᆆѣƠƳƕǒ‫ف‬ήƠƯƍǔಮ‫܇‬ǋᄩᛐƞǕƯƓǓŴγ ዴ෇ѣƕ෇ႆƳ᪸؏ƕ 3C 84 Ʒɶ᪸࣎؏ƴ᧙̞ƕƋǔƜƱƕʖेưƖǔŵǇƨŴFermi ᘓ଩ƕᚇยǛ‫ڼ‬ǊƨࢸŴ2009Ŵ2010(Brown
et al. 2011)Ŵ2013 ࠰ (ATel#4753) Ʊ 3 ࡇƴบƬƯ γ ዴȕȬǢƕᚇยƞǕƯƍǔŵƜǕǒƷ γ ዴȕȬǢƴ‫ݣ‬Ƣǔᩓඬ࠘ƷӒࣖǛᛦǂǔƜƱưŴ3C 84 Ʒ γ ዴȕȬǢƷ‫ئ‬৑ƴСᨂǛƭƚǒǕǔŵ
ƠƔƠƳƕǒŴ2009 ࠰ˌᨀŴᩓඬ࠘ƷࢍࡇƸᧈ஖ႎƴƸ‫ف‬ήƕᙸǒǕǔǋƷƷŴ1 ‫ׅ‬ႸƱ 2 ‫ׅ‬ႸƷ γ ዴȕȬǢƴ‫ݣ‬Ƣǔᩓඬ࠘ưƷჺ஖ႎƳ‫٭‬ѣƸ౨ЈưƖƳƔƬƨŵFigure2 Ƹ 2009-2011 ࠰Ʒᩓඬ࠘ưƷήࡇ୺ዴưƋǔ (Nagai etal. 2012)ŵʚஜƷጏዴƸ γ ዴȕȬǢƕƋƬƨ଺஖ǛᅆƠ

2ҘဋŴ൨ʟŴஜ᧓ ˂ƯƓǓŴᩓඬࢍࡇƸ γ ዴȕȬǢƴ᧙̞ƳƘǏǔǍƔƴ‫ف‬ήƠƯƍǔŵƜƷʙƔǒŴγ ዴ્‫ݧ‬᪸؏ƴ᧙ƠƯʚƭƷǷȊȪǪƕᎋƑǒǕǔŵɟƭႸƸŴγ ዴ્‫ݧ‬᪸؏ƕή‫ܖ‬ႎƴҽƍ᪸؏ƴᨨƞǕƯƍƯᩓඬưƸᙸᡫƢƜƱƕưƖƳƍƱƍ
ƏǋƷưŴʚƭႸƸŴƦǋƦǋ γ ዴƱᩓඬưƸ્‫ݧ‬ƠƯƍǔ‫ޖ‬ƕᢌƏƱƍƏǋƷưƋǔŵǇƨŴǸǧȃȈ঺Ў C3 Ƹ
2009 ࠰Ɣǒ 2013 ࠰ƴƔƚƯ‫ف‬ήƠƯƓǓŴC3 Ʒ‫ف‬ήƕᧈ஖ႎƳᩓඬ࠘ưƷ‫٭‬ѣƴ‫ٻ‬ƖƘ᧙̞ƠƯƍǔʙƸଢǒƔưƋǔŵˌɥƷέᘍᄂᆮǛǋƱƴƜƜưƸˌɦƷໜƴƭƍƯბႸƠŴᜭᛯǛᘍƏŵ• 2007 ࠰᪭ƔǒЈྵƠŴ‫ف‬ήƠƯƍǔ᩼ࠝƴཎီƳ঺
Ў C3 Ʒദ˳ƴᡐǔ

Figure 3. VERA 22 GHz ưƷǤȡȸǸƱȢȇȫȕǣȃȈǤȡȸǸŵrestoring beame Ʒ‫ٻ‬ƖƞƸ (1.1×0.7)mas,position angle Ƹ-60
ưƋǔŵ

35

30

C1(core)
C2
C3
C4
total

25

20
flux(Jy)

Figure 2. Metsahovi 37 GHz ҥɟᦟᚇยƱ MOJAVE 15GHz VLBIᚇยƷήࡇ୺ዴ (2009-2011 ࠰)ŵׄᚌŴɺŴɤᚌƷȗȭȃȈƸ MOJAVEƷᚇยƴǑǔ C1,C2,C3 Ʒ flux ݅ࡇǛŴ᱅ƷׄᚌƸ C1,C2,C3 Ʒ flux݅ࡇǛឱƠӳǘƤƨǋƷǛᅆƠƯƋǔŵᡲዓႎƳȗȭȃȈƸ MetsahoviƷҥɟᦟᚇยƷኽௐưƋǔŵ2 ஜƷ‫ٽ‬ዴưᅆƠƯƍǔƷƸʚ‫ׅ‬Ʒ γ ዴȕȬǢưƋǔŵ

15

10

5

0
55400

55600

55800

56000

56200

56400

56600

MJD

• இᡈ‫إ‬ԓƞǕƨ 2013 ࠰Ʒ γ ዴǤșȳȈƴԠࣖƠƨӒࣖƕǈǒǕǔƔ
ƜǕǒƴǢȗȭȸȁƢǔƨǊƴ 3C 84 Ʒ VLBI Ǜဇƍƨ᭗᫁ࡇƳȢȋǿȸᚇยǛᘍƬƨŵ
2. ᚇย
2.1. GENJI programme঻ŷƸŴGENJI ȗȭǰȩȠ (Gamma-ray Emitting Notable AGN Monitoring by Japanese VLBI) Ʒɟ࿢ƱƠƯ
3C 84 ƷȢȋǿȸᚇยǛᘍƬƨŵGENJI ȗȭǰȩȠưƸŴ
2010 ࠰ 11 உƔǒ VERA ǛဇƍƯŴ3C 84 Ǜԃǉ γ ዴƕ౨ЈƞǕƯƍǔ AGN Ǜ 22 GHz ࠘ưȢȋǿȸᚇยƠƯƍǔ (Nagai et al. 2012) Ȣȋǿȸ‫˳ټ‬Ƹ VERA Ʒˮፗ‫ټ‬૨ᚇยƷȕȪȳǸȕǡǤȳȀȸƱƠƯŴ80 Ўƴ 1 ‫ׅ‬ᆉࡇ (5-6ǹǭȣȳ) ᚇยƞǕǔƨǊŴ1-2 ᡵ᧓ƴ 1 ࡇᆉࡇƷ᫁ࡇưᚇยƞǕǔŵஜᨼ᥵ưƸ 2011 ࠰Ɣǒ 2013 ࠰ǇưƷᚇยኽௐƴƭƍƯ‫إ‬ԓƢǔŵ
2.2. ˂ඬᧈȇȸǿൔ᠋ƷƨǊƴŴ˂ඬᧈ࠘ƷȇȸǿǛ̅ဇƠƨŵγ ዴƷȇȸǿƴƸ Fermi ᘓ଩ƷǢȸǫǤȖȇȸǿǛᚐௌƠŴ1 ᡵ᧓࠯‫ר‬ưȓȋȳǰƠƨǋƷǛ̅ဇƠƨŵ43 GHz ƷȇȸǿƴƸŴBoston ‫ܖٻ‬Ʒ Blazar ǰȫȸȗƷ VLBA ƷǢȸǫȸȖȇȸǿƷᚐௌǛᘍƬƨŵ
3. ኽௐƓǑƼᜭᛯ
3.1. VERA 22 GHz ƴƓƚǔᧈ஖ȈȬȳȉ(2011-2013 ࠰)
Figure 3 ƴƸ VERA 22 GHz ƷǤȡȸǸǛᅆƠƨŵʚƭƷଢǔƍ঺Ў C1 Ʊ C3 ƸҤ҅Ʒ૾ӼƴƓǑƦ 2 milli-㻝㻥Figure 4.
VERA 22 GHz ή ࡇ ୺ ዴ (2011-2013 ࠰)ŵጏ ᠆ Ƹ
Flux(Jy), ್᠆Ƹ଺᧓ưƋǔŵC1 ƸǳǢ঺ЎŴC3 Ƹ 2007 ࠰᪭ƔǒЈྵƠƨǸǧȃȈ঺ЎŴC2,C4 ƸƦƷ˂ƷǸǧȃȈ঺ЎǛᅆƠƯƍƓǓŴtotal ƸŴ4 ƭƷ঺ЎƷࢍࡇǛឱƠӳǘƤƨǋƷưƋǔŵȗȭȃȈ
ƸƦǕƧǕŴׄᚌƸ C1ŴɺƸ C2Ŵɥɤᚌƕ C3Ŵ‫ر‬ǓƭƿƠƨɤᚌƕ
C4Ŵɦɤᚌƕμ˳ƷήࡇǛᅆƠƯƍǔŵ

arcsec ᩉǕƯƍǔŵμ˳ƷನᡯƸŴNagai et al. (2010)Ŵ
Abdo et al. (2010) ư‫إ‬ԓƞǕƯƍǔನᡯƱǑƘ˩ƯƍǔŵǇƨŴFigure 4 ƴƸ GENJI ƴǑǔᚇยኽௐƷήࡇ୺ዴǛᅆƠƨŵFigure 4 ǑǓŴC3 ήࡇƸƜƷ 3 ࠰᧓ư‫ف‬ήƠƯƓǓŴμήࡇƸƦǕƱӷಮƳ‫ف‬ήƷͼӼƕᙸǒǕǔŵƦ
ƷƨǊŴ22 GHz ƴƓƚǔࢍࡇƷ‫҄٭‬Ʒ‫ٻ‬ҞǛਃƬƯƍǔƷƸᩓඬǳǢƔǒ 1 pc ᆉࡇɦ්ƴƋǔ঺Ў C3 ưƋǔƜƱ
ƕଢǒƔưƋǔŵǇƨŴC3 ƷᡮࡇƸ 0.21c ưƋǓŴNagai
et al. (2010) ƷኽௐƱǄǅ‫٭‬ǘǒƳƍƜƱƔǒŴǸǧȃȈ
঺Ў C3 Ƹ 2009 ࠰ˌᨀǋ sub-relativistic ƳᡮࡇưҤɦƠƯƍǔƜƱƕǘƔǔŵ
ƜƜưƸŴVERA ƴǑǔ 22 GHz ƷᚇยኽௐƔǒᎋƑǒǕǔǸǧȃȈ঺Ў C3 Ʒ੨΂ƴƭƍƯᜭᛯƢǔŵχ‫׹‬ႎ
Ƴ AGN ǸǧȃȈưƸŴɶ࣎ǨȳǸȳƔǒ֩ЈƠƨȗȩǺ
ȞɶƷᩓ‫܇‬ƕ્‫ݧ‬ϬҲǍૺ༏ϬҲƴǑƬƯǨȍȫǮȸǛ‫ڂ‬ƍŴǷȳǯȭȈȭȳ્‫ݧ‬Ƹഏᇹƴଢ଼ƘƳƬƯƍƘŵɟ૾Ŵ3C 84 ƷǸǧȃȈ঺Ў C3 ƔǒƷǷȳǯȭȈȭȳ્‫ݧ‬ƸŴ଺᧓ƷኺᢅƱƱǋƴ‫ف‬ήƠƯƍǔŵƜƷʙƸ˴ǒƔƷȡǫȋǺȠƴǑǓ C3 ɶƷɶƴǨȍȫǮȸƕ̓ዅƞǕƯƍǔƜƱǛᅆƠƯƍǔŵǇƨŴǸǧȃȈ঺Ў C3 Ʒᡮࡇƕ
sub-relativistic ưƋǔƜƱǛᎋॾƢǔƱŴǸǧȃȈ঺Ўưቩ‫܇‬ьᡮƕឪƖƯƍǔƱᎋƑǔƱᛟଢƕƭƘŵƜƷǑƏƳ
ǸǧȃȈƷɦ්ưƷቩ‫܇‬ьᡮྵᝋƸŴFRII ‫׹‬ƷᩓඬȭȸȖɶƷțȃȈǹȝȃȈưᙸǒǕƯƍǔŵƦƷƨǊŴC3 Ƹ঺ᧈɶƷțȃȈǹȝȃȈƷǑƏƳǋƷưƋǔƜƱƕᅆՐƞ

VLBI ȢȋǿȸᚇยƴǑǔᩓඬ᤼ඕ 3C 84 Ʒᧈ஖‫٭‬ѣ3ήƴ᠃ơǕƹᩓඬưƷ C1 Ʒ‫ف‬ήƸ γ ዴȕȬǢƴ᡿ǕƯӒࣖƠƯƍǔƱᎋƑǒǕŴγ ዴȕȬǢƸᩓඬǳǢǑǓǋɥ්ưឪƜƬƨƱᎋƑǔƜƱƕưƖǔŵɟ૾ưŴƜƷࢸƷਰǔᑈƍƕƦƷǇǇ‫ف‬ήǛƠዓƚƯƍǕƹŴC1 Ʒ‫ف‬ήƸŴᧈ஖ႎƳ γ ዴƷ‫ف‬ήƴ᧙̞ƠƯƍǔƱᎋƑǒǕŴγ ዴƷ્‫ݧ‬Ƹ C1 Ʊӷơ᪸؏ưឪƖƯƍǔƱᎋƑǔƜƱƕưƖǔŵƜ
Ʒ 2 ƭƷӧᏡࣱǛЏǓЎƚǔƴƸŴƜƷࢸƷ஖᧓ƷȇȸǿǛᚐௌƢǔ࣏ᙲƕƋǔŵǕǔŵ
3.2. ‫ٶ‬ඬᧈƴƓƚǔჺ஖ȈȬȳȉ (2013 ࠰)

4. ǇƱǊƱʻࢸƷ‫ޒ‬ஓǇƱǊƱʻࢸƷ‫ޒ‬ஓƴƭƍƯᚡᡓƢǔŵ• ᩓඬ᤼ඕ 3C 84 Ǜ 2011 ࠰ 1 உ-2013 ࠰ 10 உƷ஖᧓
ư VLBI ȢȋǿȸᚇยǛᘍƬƨŵ• ɦ්঺Ў C3 Ƹ sub-relativistic ƳᡮࡇưҤɦƠŴ‫ف‬ήɶưƋǔƨǊŴ঺ᧈɶƷțȃȈǹȝȃȈưƋǔƜ
ƱƕᅆՐƞǕǔŵ
• 2013 ࠰ 1 உƷ γ ዴȕȬǢࢸƷᩓඬǳǢƷ‫ف‬ήƴ᧙ƠƯƸŴƦƷࢸƷਰǔᑈƍǛᛦǂǔ࣏ᙲƕƋǔŵ• ԗඬૠǛ‫ف‬ǍƠƯ୼ƴ‫ٶ‬ඬᧈ (15 GHz, 37 GHz, etcä) ưൔ᠋Ƣǔ
Figure 5. 2013 ࠰ 1 உƔǒ 11 உǇưƷήࡇ୺ዴ ưƋǔŵɥƔǒŴγዴŴ43ȷ22 GHz Ʒ C1 ঺ЎŴ43ȷ22 GHz Ʒ C3 ঺ЎƷࢍࡇǛᅆƠƯƍǔŵ‫ٽ‬ዴư‫׊‬ǘǕƯƍǔᢿЎƸ γ ዴȕȬǢƷ‫إ‬ԓƞǕƨ଺஖ǛᘙƠƯƍǔŵ

Figure 5 Ƹ 2013 ࠰ 1 உƔǒ 11 உǇưƷ‫ٶ‬ඬᧈƷήࡇ୺ዴưƋǔŵ2013 ࠰Ʒ᧓ƴŴ22 GHz ƷᩓඬǳǢƴƓƍƯ‫ف‬ήͼӼƕᙸǒǕŴӷಮƷͼӼƕ VLBA ƴǑǔ 43 GHz ƷᚇยưᄩᛐưƖǔŵ43 GHz ࠘Ʒήࡇ୺ዴǛᙸǔƱŴƦƷ
ࢸƸƦƷǇǇ‫ف‬ήƢǔƷƔถήƢǔƷƔƸŴྵെ᨞ưƸǘƔǒƳƍŵƜƜưƸᎋƑǒǕǔӧᏡࣱƴؕƮƍƯ γ ዴƷ્‫ݧ‬᪸؏ƴƭƍƯᜭᛯƢǔŵ43 GHz Ʒ C1 ঺ЎƷࢍࡇƕŴƜƷࢸถ㻞㻜

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Walker, R. C., et al., 2000, ApJ, 530, 233

ޫ݁߹ VLBI ‫؍‬ଌʹΑΔి೾Ͱ҉͍ϒϨʔβʔͷ୳ࠪ౻Ӭ ོٛ, ৽প ߒଠ࿠, ໦ଜ ಞࢤ, ౻ᖒ ݈ଠ, և઒ ‫ޗݑ‬, ਿࢁ ޹Ұ࿠, ‫ݩ‬໦ ‫ۀ‬ਓ (ࢁ‫ޱ‬େֶ)খࢁ ༑໌, Տ໺ ༞հ, ᖒా-ࠤ౻ ૱ࢠ (NAOJ), ਫ໺ ᠳଠ (AES)෱࡚ ॱ༸, ઒ാ ྄ೋ (GSI), ஛ଜ ৻࢘ (‫ذ‬ෞେֶ)

Abstractి೾Ͱ҉͍ Blazar ͷαϯϓϧ਺Λ૿΍͢͜ͱΛ໨తʹɺैདྷͷ VLBI (Very Long Baseline Interferometry) ΑΓ΋ߴ‫౓ײ‬ͳޫ݁߹ VLBI Λ༻͍ͨ Blazar αʔϕΠ‫؍‬ଌΛߦͬͨɻ‫؍‬ଌ͸ FERMI LARGE AREA TELESCOPE SECOND SOURCECATALOG (Fermi 2nd Χλϩά) ͷະಉఆ γ ઢఱମͷҐஔ‫·ؚʹ಺ࠩޡ‬ΕΔి೾ఱମΛର৅ͱͯ͠ߦ͍ɺ‫ࡏݱ‬͸ 1211 ͷి೾αϯϓϧఱମͷ͏ͪ 845 ఱମͷ‫؍‬ଌ͕‫͍ͯྃ͠׬‬Δɻ‫؍‬ଌͷ݁Ռɺ28 ͷ γ ઢఱମʹରԠ͢Δ‫ ܭ‬29 ͷి೾ఱମΛ‫ݕ‬ग़ͨ͠ɻً౓Թ౓ͷ‫͔఺؍‬Βɺ‫ݕ‬ग़ఱମ͸શͯ AGN (Active galactic nuclei) ީิఱମͰ͋ΔͱࢥΘΕΔɻి೾‫؍‬ଌ͸ଞ೾௕‫؍‬ଌʹൺ΂Ґஔਫ਼౓͕ඇৗʹߴ͍ͨΊɺి೾࠲ඪΛ‫ݕʹج‬ग़ఱମͷ੺֎‫ͼٴ‬ՄࢹରԠఱମΛ The Two Micron All

Sky Survey (2MASS)ɺThe Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE)ɺThe Sloan Digital Sky Survey (SDSS) Χλϩά͔Β୳ͨ͠ɻMassaro et al.(2013) Ͱ঺հ͞Ε͍ͯͨ WISE ରԠఱମΛ༻͍ͯ Blazar ͔൱͔੾Γ෼͚Δํ๏Λ‫ݕ‬ग़ఱମʹద༻͠ɺ‫ݕ‬ग़ఱମ͕ Blazar ͔൱͔ͷਪఆ΋ߦͬͨɻ͜ͷ݁Ռɺ6 ఱମ͸ϒϨʔβʔͰ͋ΔՄೳੑ͕ߴ͍ͱߟ͑ΒΕΔɻ͜ͷ 6 ఱମ͏ͪ 1 ఱମʹؔͯ͠ VLBA ͷ‫؍‬ଌ݁ՌΛ༻͍ͯεϖΫτϧࢦ਺Λࢉग़ͨ͠ͱ͜Ζɺ-0.25 Ͱ͋ͬͨ͜ͱ͔ΒBlazar Ͱ͋ΔՄೳੑ͕ΑΓߴ͍͜ͱ͕Θ͔ͬͨɻ

Introduction
AGN ͷதͰ΋‫؍‬ଌऀͷࢹઢํ޲ʹδΣοτΛ΋ͭఱମΛ Blazar ͱ͍͏ɻBlazar ͷ SED (Spectrum Energy Distribution) ʹ͸γϯΫϩτ
ϩϯ์ࣹʹΑΔ௿प೾ଆͷίϒͱ‫ٯ‬ίϯϓτϯࢄཚʹΑΔߴप೾ଆͷίϒͷ 2 ίϒߏ଄͕‫ݟ‬ΒΕɺγϯΫϩτϩϯ੒෼ͷίϒʹ͸ϐʔΫप೾਺ͱϐʔΫޫ౓͕൓૬ؔͷؔ܎Λࣔ͢ͱ͍͏ಛ௃తͳ܏޲͕‫ݟ‬ΒΕΔ (Fig 1)ɻ͜ͷ܏޲Λ Blazar Sequence ͱ͍͏ [1] ɻ͔͜͠͠ͷ܏޲͸ి೾Ͱ໌Δ͍ Blazar ʹ஫໨ͨ͠ࡍʹ‫͔ͨͬͭݟ‬΋ͷͰ͋Γɺ͜Ε͕ Blazar શମͷಛ௃Λද͢܏޲Ͱ͋Δ͔Λ൑அ͢ΔͨΊʹ͸ి೾Ͱ҉͍ Blazar Λߟྀ͠ɺ‫͚ͳ͠ূݕ‬Ε͹ͳΒͳ͍ɻͦ͜Ͱࢲୡ͸ి೾Ͱ҉͍ Blazar αϯϓϧ਺Λ૿΍͠ɺBlazar Sequence Λ‫͢ূݕ‬Δ͜ͱΛ໨తʹޫ݁߹ VLBI ‫؍‬ଌΛ༻͍ͨ Blazar αʔϕΠ‫؍‬ଌΛߦͬͨɻ

Fig. 1 Blazar ͷ SED[1]Sample selection and Observation‫؍‬ଌ͸ Fermi 2nd Χλϩά [2] ͷະಉఆ γ ઢఱମͷҐஔ‫ޡ‬ࠩ಺ʹ͋Δి೾ఱମશͯΛର৅ͱͯ͠ߦͬͨɻFermi 2ndΧλϩάʹ͸ 1873 ͷ γ ઢఱମ͕͋Γɺ1298 ఱମ͸ಉఆ‫ٴ‬ͼରԠ͢ΔͱࢥΘΕΔଞ೾௕ఱମ͕‫͍͔ͯͬͭݟ‬Δɻ͜ͷ͏ͪ Blazar ͸ 1298 ఱମத 806 ఱମ (62%) ͱେ൒Λ઎Ί͍ͯΔ͜ͱ͔Βɺະಉఆ γ ઢఱମͷதʹ΋ະͩʹରԠ͢Δఱମ͕‫Ͱ͚͍ͩͳ͍͔ͯͬͭݟ‬ଟ͘ͷ Blazar ͕‫·ؚ‬Ε͍ͯ
Δ͜ͱ͕‫ظ‬଴Ͱ͖Δɻ‫֎ܥ‬ఱମͷՄೳੑ͕ߴ͘ɺ‫؍‬ଌՄೳͳఱମΛબग़͢ΔͨΊʹະಉఆ γ ઢఱମʹ࣍ͷೋͭͷબఆ

Fig. 2 બఆͨ͠ γ ઢఱମͷۜՏ࠲ඪͰͷ෼෍৚݅ΛదԠͨ͠ɻ(1) ۜҢ |b| > 5◦ (2) ੺Ң δ > −30◦ ɻ͜ͷ㻞㻝1બఆ৚݅ʹΑΓɺ575 ͷະಉఆ γ ઢఱମ͔Β 231 ͷ γ ઢఱମΛબग़Ͱ͖ͨ (Fig 2)ɻ࣍ʹɺબఆͨ͠ 231 ͷ γ ઢఱମͷҐஔ‫·ؚʹ಺ࠩޡ‬ΕΔి೾ఱମͷબग़Λߦͬͨɻ͜ͷબग़ʹ͸ NVSS[3] ‫ ͼٴ‬FIRST[4] ΧλϩάΛ༻͍ͨɻ͜ΕʹΑΓ 1211
ͷి೾ఱମΛબग़Ͱ͖ͨɻ
ຊ‫Ͱڀݚ‬͸ Japanese VLBI Network (JVN) ͷ‫؍‬ଌ໢ͷ͏ͪɺࢁ‫ޱ‬ʖͭ͘͹‫ج‬ઢΛ༻͍ͯޫ݁߹ VLBI ‫؍‬ଌΛߦͬͨɻޫ݁߹ VLBI ‫؍‬ଌ͸‫ه‬࿥‫ܥ‬ͷվળʹΑΓैདྷͷ VLBI ‫؍‬ଌΑΓ΋‫ ͕౓ײ‬4 ഒ޲্͠ɺ͞Βʹ࣮࣌ؒ૬ؔॲཧ΋Մೳʹͳͬͨ VLBI ‫؍‬ଌͰ͋Δɻ͜ͷ‫؍‬ଌͰͷ‫؍‬ଌύϥϝʔλ͸ Table 1 ʹɺ‫؍‬ଌΤϙοΫ৘ใ͸ Table 2 ʹ·ͱΊ͍ͯΔɻදதͷࡶԻϨϕϧ͸ଳҬ෯΍ੵ෼࣌ؒɺ֤ΞϯςφͷγεςϜ౳ՁϑϥοΫεີ౓͔Β‫ٻ‬ΊΒΕΔ‫ࢉܭ‬஋Ͱ͋Γɺ࣮ࡍͷ‫؍‬ଌ͔Βਪఆ͞ΕΔࡶԻϨϕϧ͸໿ 2[mJy] ఔ౓ͩͬͨɻ‫ࡏݱ‬͸‫؍‬ଌ࣌ؒͷ౎߹্ɺ1211 ఱମͷ͏ͪ 845 ఱମͷ‫؍‬ଌΛߦͬͨɻTable 1 ຊ‫؍‬ଌʹ͓͚Δࢁ‫ޱ‬ʵͭ͘͹‫ج‬ઢͰͷޫ݁߹ VLBI ͷ‫؍‬ଌύϥϝʔλ‫؍‬ଌप೾਺ [GHz]‫ج‬ઢ௕ [km]෼ղೳ [mas]ੵ෼࣌ؒ [s]ଳҬ෯ [MHz]ࡶԻϨϕϧ [mJy]

8.4

804

9.2

180

512

0.83

‫؍‬ଌίʔυ

Table 2 2012 ೥ʹߦͬͨ‫؍‬ଌͷΤϙοΫ৘ใ‫؍‬ଌ೔࣌ (UT) [DOY hh:mm:ss] ‫؍‬ଌप೾਺ [GHz]ఱମ਺S12335A

336 00:43:45ʙ336 06:56:30

8.192ʙ8.704

85

S12336A

336 09:30:00ʙ337 06:56:50

8.192ʙ8.704

248

S12337B

337 18:15:00ʙ337 23:23:20

8.192ʙ8.704

66

S12342A

342 18:30:00ʙ343 06:59:25

8.192ʙ8.704

154

S12359A

359 01:00:00ʙ359 23:27:15

8.192ʙ8.704

292

Result and Discussion‫ ܭ‬5 ΤϙοΫͷ‫؍‬ଌͷ݁Ռɺ29 ͷి೾ఱମΛ‫ݕ‬ग़ͨ͠ɻ1 ͭͷ γ ઢఱମʹؔͯ͠͸ 2 ͭͷి೾ఱମ͕ॏෳͯ͠‫ݕ‬ग़͞Ε͕ͨɺ࢒Γͷ 27 ͷ γ ઢఱମʹؔͯ͠͸શͯ̍ͭͣͭి೾ఱମ͕‫ݕ‬ग़Ͱ͖ͨɻ‫ݕ‬ग़ͨ͠ఱମ͸શͯ 106 [K] Ҏ্ͱߴً౓Թ౓ͷఱମͰɺً౓Թ౓ͷ‫͔఺؍‬Βߟ͑Δͱ‫ݕ‬ग़ఱମ͸શͯ AGN ީิఱମͰ͋Δ͜ͱ͕༧૝͞ΕΔɻ͔͠͠ຊ‫؍‬ଌ͸୯‫ج‬ઢ͔ͭ୯प೾਺Ͱͷ‫؍‬ଌͰ͋ΔͨΊఱମͷߏ଄΍εϖΫτϧࢦ਺ͳͲͷ৘ใΛಘΔ͜ͱ͕ग़དྷͣɺ͜ͷ‫؍‬ଌ͚ͩͰ͸‫ݕ‬ग़ఱମͷछྨͷਪఆ·Ͱग़དྷͳ͔ͬͨɻ
ి೾‫؍‬ଌ͸ଞ೾௕ͷ‫؍‬ଌʹൺ΂ඇৗʹҐஔਫ਼౓͕ߴ͍ͨΊɺຊ‫؍‬ଌͰ‫ݕ‬ग़ͨ͠ఱମͷଞ೾௕ఱମΛి೾࠲ඪΛ‫୳ʹج‬ͨ͠ɻ͜ͷ࣌༻͍ͨଞ೾௕Χλϩά͸ 2MASS[5] ɺWISE[6] ‫ ͼٴ‬SDSS[7] ΧλϩάͰ͋ΔɻຊൃදͰ͸ WISE ରԠީิఱ
ମ͕͋Δ΋ͷʹয఺Λ౰ͯͯߟ࡯Λߦ͍ͬͯΔɻຊ‫؍‬ଌͰ‫ݕ‬ग़Ͱ͖ͨ 29 ͷి೾ఱମͷ͏ͪɺWISE ରԠީิఱମ͕‫ݟ‬͔ͭͬͨఱମ͸‫ ܭ‬22 ఱମͩͬͨɻ
ຊ‫Ͱڀݚ‬͸ Massaro et al. (2013)[8] Ͱ঺հ͞Ε͍ͯͨํ๏Λ༻͍ͯɺ‫ݕ‬ग़ఱମ͕ Blazar ͔൱͔ͷ੾Γ෼͚Λߦͬͨɻγ ઢ์ࣹΛ൐ͬͨ Blazar ͸ color-color spacing ಺ͰετϦοϓঢ়ͷ෼෍ΛͱΓ (Fig 3)ɺ‫ূݕ‬ର৅ͱͳΔఱମ͕ͦͷ෼෍ʹଐͯ͠
͍Δ͔Ͳ͏͔Ͱ Blazar ͔൱͔ͷ੾Γ෼͚Λߦ͏ͷ͕ Massaroͷํ๏Ͱ͋Δɻγ ઢ์ࣹΛ൐ͬͨ Blazar ͸δΣοτ͕‫׆‬ಈతͰ
͋Δͱߟ͑ΒΕɺ‫׆‬ಈతͳδΣοτ͔ΒͷγϯΫϩτϩϯ์ࣹ͕ Blazar Sequence ͷ༷ʹ࿈ଓతʹਪҠ͢Δ͜ͱͰ color-color

spacing ಺ͰετϦοϓঢ়ͷ෼෍ͱΔͱߟ͑ΒΕΔɻ͜ͷํ๏ΛదԠ͢ΔͨΊʹ͸ WISE ͷ‫؍‬ଌଳҬ 4 ͭશͯͰ‫ͦͱ౓ڧ‬ͷ‫͕ࠩޡ‬ඞཁʹͳΔɻै͍ͬͯͣΕ͔ͷ‫؍‬ଌଳҬͰ্‫ݶ‬஋Λ͍ࣔͯ͠Δఱମʹؔͯ͠͸͜ͷํ๏ΛదԠ͢Δ͜ͱ͕ग़དྷͳ͍ɻ
ຊ‫؍‬ଌͰ‫ݕ‬ग़ͨ͠ఱମͷ͏ͪ WISE ରԠީิఱମΛ࣋ͭ΋ͷ㻞㻞
2Fig. 3 Blazar (ࢵ) ͱ γ ઢ์ࣹΛ൐ͬͨ Blazar (ࠇ) ͷcolor-color spacing Ͱͷ෼෍ɻ͕ 22 ఱମɺͦͷ͏ͪશ‫؍‬ଌଳҬͰ‫ͦͼٴ౓ڧ‬ͷ‫͕ࠩޡ‬ଌఆͰ͖͍ͯΔ΋ͷ͕ 14 ఱମͷΈͩͬͨɻ͜ͷ 14 ఱମʹ Massaroͷํ๏ΛదԠͨ݁͠Ռɺ14 ఱମͷ͏ͪ 6 ఱମ͸ Blazar ͷՄೳੑ͕ߴ͍ͱ͍͏͜ͱ͕Θ͔ͬͨɻຊ‫؍‬ଌͰ‫ݕ‬ग़ͨ͠ఱମͷ͏ͪ਺ఱମʹରͯ͠͸ VLBA Λ༻͍ͯଟप೾Ͱ௥‫؍‬ଌ΋͓ͯ͠Γɺ‫ࡏݱ‬͸ͦͷσʔλΛ༻͍ͯεϖΫτϧࢦ਺ͷ‫͔఺؍‬Β΋‫ݕ‬ग़ఱମͷछྨͷਪఆΛߦ͍ͬͯΔɻMassaro ͷํ๏Ͱ Blazar ͷՄೳੑ͕ߴ͍ͱ൑໌͠
ͨఱମͷத͔Β 1 ఱମΛબͼɺVLBA ͷ݁ՌΛ༻͍ͯεϖΫτϧࢦ਺ͷ‫͔఺؍‬ΒछྨͷਪఆΛߦͬͨɻFig 4 ͸Ұྫͱͯ͠঺հͨ͠ఱମͷϚοϓͰ͋ΓɺFig 5 ͸ͦͷ‫౓ڧ‬৘ใΛϓϩοτͨ͠άϥϑͰ͋ΔɻFig 5 ΑΓɺ͜ͷఱମͷεϖΫτϧࢦ਺͸-0.25 Ͱ͋Δͱ‫ٻ‬ΊΒΕͨɻయ‫ܕ‬తͳ Blazar ͷεϖΫτϧࢦ਺͸-0.3 ΑΓ΋େ͖ͳ͜ͱ͔ΒɺεϖΫτϧࢦ਺ͷ‫͔఺؍‬Βߟ͑ͯ΋͜ͷఱମ͸ Blazar Ͱ͋ΔՄೳੑ͕ߴ͍͜ͱ͕Θ͔Δɻ

Fig. 4 ‫ݕ‬ग़ఱମͷ VLBA ϚοϓͷҰྫɻࠨ͔Β 2.3[GHz]ɺ8.4[GHz]ɺ15[GHz] Ͱͷ‫؍‬ଌ݁ՌΛ͓ࣔͯ͠Γɺ໨੝Γ͸ͦΕͧΕ 2[mas]ɺ1[mas]ɺ0.2[mas] Ͱ͋ΔɻFuture prospects2ࠓ‫ޙ‬͸ຊ‫؍‬ଌͰ͸‫؍‬ଌ͖͠Εͳ͔ͬͨ࢒Γͷ 366 ఱମͷ‫؍‬༷ʹࢁ‫ޱ‬ʖͭ͘͹‫ج‬ઢΛ༻͍ɺޫ݁߹ VLBI ‫؍‬ଌΛߦ͏ɻ‫ݕ‬ग़ఱମͷछྨͷਪఆʹ͸ଟप೾Ͱͷ௥‫؍‬ଌΛߦ͍ɺಘΒΕͨ݁Ռ͔Βߏ଄΍εϖΫτϧࢦ਺ͷ‫͔఺؍‬Βߦ͏༧ఆͰ͋Δɻ·ͨɺࠓճͷ݁Ռ‫ޙࠓͼٴ‬ͷ‫؍‬ଌͰಘΒΕΔ݁ՌΛ༻͍ͯ Blazar

Sequence ͷٞ࿦Λߦ͏ͨΊʹ͸ɺଞ೾௕ͰͷରԠఱମΛ୳͢ͱ‫ʹڞ‬ఱମ·Ͱͷ‫͕཭ڑ‬Θ͔͍ͬͯͳ͍ఱମ͸Մࢹ෼ޫ‫؍‬ଌΛߦ͏͜ͱͰ‫཭ڑ‬ͷਪఆΛߦ͏ඞཁ΋͋Δɻ

spectrum index α=-0.25

1.8log Fν [erg cm-2 s-1]ଌ‫ͦͼٴ‬ͷछྨͷਪఆΛߦ͏༧ఆͰ͋Δɻ‫؍‬ଌ͸ຊ‫؍‬ଌͱಉ

1.6

1.4

1.2

1
9.2

9.4

9.6

9.8

10

10.2

10.4

log ν [Hz]Fig. 5 VLBA ‫؍‬ଌͰಘΒΕͨର਺εέʔϧͰͷεϖΫτϧɻ
Reference[1] Fossati, G., Maraschi, L., Celotti, A., & Ghisellini, G. 1998, MNRAS, 299, 433[2] Nolan, P.L., et al. 2012, ApJS, 199, 31[3] Condon, J. J., et al. 1998, AJ, 115, 1693
[4] Becker, R. H., White, R. L. & Helfand, D. J. 1995, ApJ, 450, 559[5] Skrutskie, M. F., et al. 2006, ApJ, 131, 1163
[6] Wright, E. L., et al. 2010, ApJ, 140, 1868
[7] Ahn, C. P., et al. 2012, ApJS, 203, 21[8] Massaro, F., et al. 2012, ApJ, 750, 138㻞㻟
3

2013年VLBI懇談会シンポジウム＠筑波大学 12/24-26

2013年VLBI懇談会シンポジウム＠筑波大学 12/24-26

3C 273 @ K-band

日韓VLBI観測網(KaVA)を用いた試験観測•干渉計として都合の良いアレイの配置、かつ幅広い基線長（300 ‒ 2300 km、計21基線）を持つため、イメージング能力の向上が期待•

各サイエンスサブワーキンググループ（SWG）による試験観測•

日韓VLBIアレイ（KaVA）
によるAGNの観測•

SWG: Evolved Stars, Star Forming Region, AGN, Astrometry*•

各SWGの目標に特化した性能評価を実施

AGN SWGは主に1) AGNジェット構造の詳細イメージング、2) スナップ
ショットによる多天体同時モニター、3) 2周波（K/Q）によるイメージング、に主眼をおき試験観測を継続
4) AGNアストロメトリは今後※現在AGNとAstrometryは同じSWGとして試験観測を実施中

新沼浩太郎（山口大学）
on behalf of KaVA AGN sub-WG

5:4,- AGN!

2013年VLBI懇談会シンポジウム＠筑波大学

12/24-26'1+6 (KaVA"! -

6時間のスナップショット（4C 39.25@Kband）•

日時：2013年4月13日、14日
13日：Kband（6時間）•

14日：Qband（8時間）••

様々な構造を持つ天体を選択

On-source時間

各天体1時間(K) / 1.5時間(Q)••スナップショットでU-Vを埋める※観測赤緯 +39

VERA: 6基線（1000 - 2300 km）

2013年VLBI懇談会シンポジウム＠筑波大学

VERA)

12/24-26'1+6 (KaVA"

U-V平面の埋まり具合比較

KVN

2013年VLBI懇談会シンポジウム＠筑波大学

VERA)

12/24-26

U-V平面の埋まり具合比較

6時間のスナップショット（4C 39.25@Kband）

VERA

KaVA

M 87, 4C 39.25, 3C 273 (, 3C
279)•

7局21基線での観測（300 ‒ 2300 km）

KVN

天体
•

•

VERA

ともにDR1K (128Mbps)記録•'1+6 (KaVA"

12/24-26

U-V平面の埋まり具合比較

試験観測概要KVN: 3基線（300 ‒ 500 km）

2013年VLBI懇談会シンポジウム＠筑波大学

VERA)

6時間のスナップショット（観測赤緯毎@Kband）

KaVA

4C 39.25
δ = +39°

※観測赤緯 +39
KaVAのPSFは円形に近い形となっている

㻞㻠

M 87
δ = +12°

3C 273
δ = +2°

2013年VLBI懇談会シンポジウム＠筑波大学 12/24-26'1+6 (KaVA" VERA)KaVA!@Kband

2013年VLBI懇談会シンポジウム＠筑波大学 12/24-26'1+6 (KaVA" VERA)

VERA!@Kband

KaVA!@Kband

4C 39.25

VERA!@Kband

3C 273Compact structure

Extended Jet10.8 pc (z = 0.1583)

14.2 pc (z = 0.695)

Total: 6.13 Jy
Peak: 4.76 Jy/b
DR: 1081 -&/*7 #8
3

Total: 6.06
Peak: 4.43 Jy/b
DR: 313

KaVA
Amp. – UV dist.

Total: 10.99 Jy
Peak: 5.20 Jy/b
DR: 2131

Total: 6.64 Jy
Peak: 5.16 Jy/b
DR: 772

KaVA
Amp. – UV dist.

VERA
Amp. – UV dist.

2013年VLBI懇談会シンポジウム＠筑波大学

0( (4C39.25, 3C273, M87)

*7
#$.3;2) visibility%9#

12/24-26

2013年VLBI懇談会シンポジウム＠筑波大学

0( (4C39.25, 3C273, M87)

4C39.25

VERA
Amp. – UV dist.

12/24-26

4C39.25

VERA!@Kband
14.2 pc (z = 0.695)

KaVA!@Kband

KaVA!@Kband

14.2 pc (z = 0.695)

Total: 6.06
Peak: 4.43 Jy/b
DR: 313

14.2 pc (z = 0.695)

Total: 6.13 Jy
Peak: 4.76 Jy/b
DR: 1081 

2013年VLBI懇談会シンポジウム＠筑波大学

0( (4C39.25, 3C273, M87)

Total: 6.13 Jy
Peak: 4.76 Jy/b
DR: 1081 

VLBA!@Uband

12/24-26

2013年VLBI懇談会シンポジウム＠筑波大学

0( (4C39.25, 3C273, M87)

12/24-26

M87

4C39.25
KaVA!@Kband

VERA!@Kband

KaVA!@Qband
14.2 pc (z = 0.695)

Total: 6.13 Jy
Peak: 4.76 Jy/b
DR: 1081 

KaVA!@Kband
0.16 pc (z = 0.00436)

Total: 1.03 Jy
Peak: 0.92 Jy/b
DR: 307

Total: 4.03 Jy
Peak: 2.36 Jy/b
DR: 1231 㻞㻡Total: 1.59 Jy
Peak:1.01 Jy/b
DR: 1172 

2013年VLBI懇談会シンポジウム＠筑波大学 12/24-26

0( (4C39.25, 3C273, M87)

2013年VLBI懇談会シンポジウム＠筑波大学 12/24-26

0( (4C39.25, 3C273, M87)

M87

M87
VERA!@Kband

KaVA!@Kband

KaVA!@Kband

0.16 pc (z = 0.00436)

Total:
Peak: 0.92 Jy/b

2013年VLBI懇談会シンポジウム＠筑波大学

0( (4C39.25, 3C273, M87)

Total: 1.59 Jy
Peak: 1.01 Jy/b
DR: 1172

Total: 1.59 Jy
Peak:1.01 Jy/b
DR: 1172 

DR: 307
VLBA!@Uband
VLBA!@Uband

KaVA!@Qband
0.16 pc (z = 0.00436)

12/24-26

Total: 1.01 Jy
Peak:0.67 Jy/b
DR: 674 

2013年VLBI懇談会シンポジウム＠筑波大学

0( (4C39.25, 3C273, M87)

3C273

12/24-26

3C273

VERA!@Kband

KaVA!@Kband

KaVA!@Kband

10.8 pc (z = 0.1583)

Total: 6.64 Jy
Peak: 5.16 Jy/b
DR: 772

10.8 pc (z = 0.1583)

Total: 10.99 Jy
Peak: 5.20 Jy/b
DR: 21312013年VLBI懇談会シンポジウム＠筑波大学

0( (4C39.25, 3C273, M87)

Total: 10.99 Jy
Peak: 5.20 Jy/b
DR: 2131

VLBA!@Uband

2013年VLBI懇談会シンポジウム＠筑波大学

12/24-26

12/24-26

まとめ及び展望

3C273
!@Kba
Kband
Kba
nd
KaVA!@Kband

•

KaVA!@Kband

東アジア地域におけるパワフルなVLBI観測装置を得た•

広がった淡い成分の復元•

AGNの観測に有利•

東アジアVLBI観測網の基盤になるアレイ• DRKaVA / DRVERA ~ 3

10.8 pc (z = 0.1583)

• ジェットの運動学（多成分の統計的議論）•

AGN SWGによる性能評価試験も継続（1 Gbps、マルチエポック、位置天文）•

Total: 10.99 Jy
Peak: 5.20 Jy/b2131DR: 2131

キーサイエンスプロジェクトに向けた議論• 他波長迫る密なVLBIモニター（フラックス、構造）

Total: 7.02 Jy
Peak: 4.72 Jy/b
DR: 2226 e.g. extended-GENJI• AGNアストロメトリ㻞㻢  *#  $+! "(',&%)KaVAによる44GHz帯メタノールメーザー源

G18.34+1.78 SWの高分解イメージング観測
松本尚子, 廣田朋也 (国立天文台), 杉山孝一郎 (山口大学), Kee-Tae Kim (KASI),
Mikyoung Kim (KASI), Do-Young Byun (KASI), Taehyun Jung (KASI), Jongsoo Kim (KASI),
James O. Chibueze (国立天文台), 元木業人 (山口大学), 本間希樹 (国立天文台),
他 KaVA SFR sub-science WG メンバー

1. Abstract
日韓VLBI観測網 KaVA (KVN and VERA Array) により, 大質量星形成領域 G18.34+1.78 SW
領域に付随する44 GHz帯メタノールメーザー源の高空間分解イメージングに成功した. これまで
VLBIイメージング観測が難しかったClass I メタノールメーザー源の世界初の成功例である.

2. Introduction
44 GHz帯メタノールメーザーはショック励起のメーザー輝線としてClass I に分類され、大中小質量星形成領域で発見されている (e.g., Kalenskii et al. 2010; Fontani et al. 2010; Menten
1991). Extended Green Objects (EGOs) と呼ばれる4.5μm(緑色)の波長で見られるアウトフロー
が卓越した大質量星形成領域では, Class I 44 GHzメタノールメーザー源がこのアウトフローに高頻度で付随していることが知られている (Cyganowski et al. 2009). そして、44 GHz帯メタノール
メーザー源は結合素子型電波干渉計によるイメージング観測が数十天体程度行われている(e.g.,
Cyganowski et al. 2009). その結果, Class I メタノールメーザー源は原始星周辺の高温高密度コアから典型的に0.1~1.0 pc 程度離れたところに存在し, sub-pcからpcスケールの分布の広がりを持っていると考えられている (Menten 1991). また、メーザースポット自身のサイズは既存の装置での空間分解例はなく, これまで結合素子型干渉計の観測により数十mas以下だと考えられている.
そこから得られたメーザースポットの輝度温度の下限値は108 K程度である(e.g., Kogan & Slysh1998). さらに空間的に分解してメーザースポットサイズの下限値を知るには, さらに高い空間分解能を発揮するVLBI観測が有効だと考えられるが, メーザースポット自身のサイズが広がっているた
め空間的に分解される度合いが大きく, VLBI装置の感度制限との兼ね合いもあり, VLBIイメージ
ング観測の成功例は報告されていない (Lonsdale et al. 1998).
一方で, 放射励起のメーザー輝線としてClass II に分類されるメタノールメーザー源に6.7 GHz
帯のメーザー輝線がある. このメーザー輝線は現時点では大質量星形成領域のみから検出されており(Xu et al. 2009), 原始星近辺の数百AU~数千AUの広がりで分布している(e.g., Fujisawa et al.
2014). また、メーザースポット自身のサイズは数mas程度であり, VLBI観測に適したメーザー源である. これまでに結合素子型干渉計の観測やVLBI観測が数百天体行われており (e.g., Walsh etal. 1998; Bartkiewicz et al. 2009; Sugiyama et al. 2009; Fujisawa et al. 2014), ３次元固有運
動計測も行われてきている (e.g., Sugiyama et al. 2011; Matsumoto et al. 2011).
もし, Class I 44 GHz メタノールメーザー源についてもVLBI観測を行う事が出来ればClass II
メタノールメーザー源と合わせて, 特に大質量星形成領域の原始星周辺の空間速度構造を得る事で,原始星周辺物質の降着・消散の様子を探る事ができ, 未だ十分には解明されていない大質量星形成1㻞㻣  *#  $+! "(',&%)

過程の理解につながる事が期待される. また, 44 GHz メタノールメーザー源は6.7 GHz帯メタノー
ルメーザー源に比べ周波数が高く, より高空間分解能で年周視差計測を行うことができるため, 物理量を求める際に不可欠な距離情報も得ることが期待される.
近年, 韓国の短基線・高感度VLBI観測装置KVNが立ち上がり, この44 GHz帯メタノールメーザ
ー源の観測に適したアレイでVLBI観測が行えるようになった. 今回はもっとも明るい44 GHzメタ
ノールメーザー源のひとつであるG18.34+1.78 SWを, KVNとVERAによる合同アレイKaVAを用いて観測した結果を報告する.

3. Observation and data analysis
ターゲット天体 G18.34+1.78 SWに付随する44 GHz帯 Class I メタノールメーザー源のVLBIイ
メージング観測をKaVAを用いて2012年4月8日 UT17h-24hに行った. VERAとKVNのデータはSONY DIR1000レコーダーで16 MHz帯 2 IFで記録されたが, KVN Tamna局はテープ記録トラ
ブルによりデータが欠損している. それらのデータはMitakaFXにより相関処理された (~0.22 km/s/ch). また, VERA 石垣島局は悪天候のため有意なデータが得られなかった. 一方, KVN３局は別
途Mark5Bレコーダーでも44 GHz帯メタノールメーザー源を16 MHz帯域 2 IF で記録しており,
DiFXによって相関処理された (~0.22 km/s/ch). データの基線数を増やすため, 通常のAIPSを用いた解析後に２つのデータを結合し, 最終的に15基線分のデータを用いてイメージングをdifmapで行った.

4. Results&Discussions
KaVAにより短基線を持つKVNと長期線をもつVERA相互の性質を補い合いUVが大幅に向上した. 44 GHz帯メタノールメーザー源のフリンジを検出できた基線はおおよそ100 Mλ(~680 kmに相当)の範囲内の短基線側のみであったが, イメージング可能なビジビリティが得られた.
得られたauto-correlation スペクトルのピークフラックスは約400 Jyである一方, crosscorrelation スペクトルのピークフラックスは最大で約75 Jy, 典型的に10 Jy未満とほとんどのフラックスが空間的に分解された. スペクトルの視線速度は 30 km/s 程度で速度幅は 3 km/s程度であり, H13CO+(J=1-0) が示す系 (静的なガス) の視線速度とほぼ一致した.
今回Class Iメタノールメーザー源で初めてVLBI観測データのイメージングに成功し, 得られたメーザースポットの典型的なサイズは, KaVA観測データの合成ビームサイズ 〜2.7 1.5 mas2 よりも約2倍大きい 6.0 3 mas2程度であった. G18.34+1.78 SWの距離を2.7 kpcと仮定するとおおよ
そ16 AU 8 AU程度となる. この結果は, これまでの数十mas程度の空間分解能をもつVLAの観測結果から示唆されていたメーザースポットサイズ数十mas未満(Kogan&Slysh1998)と矛盾しない.
また, 輝度温度は最も明るいメーザースポットで約9.0 109 K (上限値)となり, これまで求められていた輝度温度の下限値〜108 Kを一桁上回った.
今回の観測で, 約80 mas (距離 2.7 kpcの時216 AUに相当)程度離れた３つのメーザーフィーチ
ャーを検出したが, 回転・膨張・降着等の系統的な傾向は見られなかった. また, リファレンスの視線速度 29.4 km/s のメーザースポットの絶対座標はfringe-rate mapからα(J2000.0) =18h17m49.95s 0.02s, δ = ­12d08m6.48” 1.0”と求められ, MM2 のダストピーク位置からΔα 〜 ­2.2s, Δδ 〜 ­18.5”だけ南西方向に離れている.
これまでの研究において, G18.34+1.78領域に存在するMM1とMM2の２つの大質量コアはいずれも大質量星形成領域と考えられており, MM1に比べMM2の方が, 化学的にも物理的にもより若い進化段階に位置すると示唆されている(e.g., Marseille et al. 2008; Chen et al. 2011; Sakai et2㻞㻤  *#  $+! "(',&%)al. 2012). 一方で, 大質量星形成領域にしか付随していないと考えられている6.7 GHz帯 Class II
メタノールメーザー源はMM1にのみ付随し(Beuther et al. 2002), 44 GHz帯 Class I メタノールメ
ーザー源はMM2にのみ付随している. この事から, MM2も大質量星形成領域だとすると, この天体の場合, Ellingsen et al. 2007 (Breen et al. 2010により一部改訂) が提案するようなClass Iメタノ
ールメーザー源の方が大質量星形成領域の進化の早い段階で現れる傾向があることを支持している. しかし, このような大質量星形成領域の進化段階の指標として考えたときの各種メーザー源の発生時期については未だはっきりしておらず(e.g., Fontani et al. 2010), 今後の研究の発展が期待
される.

3

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2013/12/24
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[5.50: 7.44]

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500 AUȍȫЎᚐᏡ 0.18 km s−1 ˌϋưɟᐲŴ2) ᆰ᧓ˮፗƕӳ঺ȓȸȠ ∼8 mas ˌϋưɟᐲŵႻ‫׍ݣ‬ஊᢃѣƷ(c)ᚘยƸŴᙐૠƷǹȝȃȈӷٟư࢟঺Ƣǔ “ȡȸǶȸ፭ (ȕǣȸȁȣȸ)”șȸǹưᘍƬƨ (ஜǷȳȝǸǦ
Dec offset [mas]Ƞ, ௎ ˂ȝǹǿȸᜒ๫Ӌༀ)ŵʻ‫ׅ‬ƸŴɥᚡƷவˑǛ฼ƨƠƨ 44 ̾ƷǹȝȃȈŴƓǑƼ 8 ƭƷȕǣȸȁȣȸǛӷ‫ܭ‬Ơƨŵӷ‫ܭ‬ƞǕƨȕǣȸȁȣȸƷႻ‫ݣ‬ˮፗƷ࠯‫͌ר‬Ǜ “barycenter” (‫ ׋‬1 c Ӌༀ) ƱƠŴஜᚘยƴƓƚǔɧѣໜƱ‫ܭ‬Ǌƨŵbary౨ЈƞǕƨ‫׍‬ஊᢃѣƷ‫ٻ‬ƖƞƸ 0.1–0.7 mas yr−1ư Ƌ ǓŴƜ Ǖ Ƹ ុ ᩉ 4.2 kpc ư ੗ ዴ ᡮ ࡇ 2.9–
10 km s-1

13.6 km s−1 ƴႻ࢘ƢǔŵƳƓŴ‫ ׋‬1 (a) ƔǒЎƔǔǑƏƴŴᚇยǹȑȳƷ᧓ƴ 1.5 ̿ᆉࡇƷࢍࡇ‫٭‬ѣƕᚇยƞǕƨƕŴǹȚǯȈȫ᧓ƴƓƚǔࢍࡇƷΟэ

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5.1

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ȫ; (b) 2011 ࠰ 10 உƷ JVN/EAVN ᚇยưࢽǒǕƨǹȝȃȈ(ɺҮ) Ʒᆰ᧓ЎࠋŵɺҮƷ‫ٻ‬ƖƞƸȕȩȃǯǹ݅ࡇƴ‫ݣ‬ૠưൔʻ‫ׅ‬౨ЈƞǕƨႻ‫׍ݣ‬ஊᢃѣƸŴ‫ ׋‬1 (c) ƔǒŴ̊ŵӲȡȸǶȸ፭ƝƱƷᙻዴᡮࡇር‫׊‬ƸŴ[இ‫͌ݱ‬:இ‫ ]͌ٻ‬Ʒ࢟ࡸưᘙᅆŵໜዴƷ౹όƸȡǿȎȸȫȡȸǶƷᆰ᧓Ўࠋƴ‫ݣ‬Ƣǔᆰ᧓ЎࠋƔǒʖेƞǕǔ౹όɥǛ଺ᚘ‫ׅ‬ǓƴඝƏǑஇ‫ݱ‬ʚʈȕǣȃȈƷኽௐƴႻ࢘ƠŴҗ‫܌‬ҮƸ౹όƷɶ࣎ƴႻ࢘;ƏƳ૾ӼǁƷᢃѣǛᅆƠƯƓǓŴᙻዴᡮࡇƕᅆƢᡮ(c) JVN/EAVN Ʒ 3 ‫ׅ‬Ʒ VLBI ᚇย᧓ư౨ЈƞǕƨŴȕǣȸࡇѷᣐƷͼӼƱɟᐲƠƯƍƨŵ

ȁȣȸƝƱƷႻ‫׍ݣ‬ஊᢃѣŵόᥤƷᧈƞƸ‫׍‬ஊᢃѣƷᡮࡇƷ‫ٻ‬Ɩƞƴൔ̊ƠŴࡁ᩿ƸӲᢃѣƷᛚࠀƴႻ࢘ (ǹǱȸȫƸ‫׋‬Ʒ߼ɦӋༀ)ŵbarycenter Ƹ “bary”ưᅆƞǕƨႉɺƴႻ࢘ŵ
1 Software package used for astronomical data reductions

developed at the National Radio Astronomy Observatory.

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Vrot sin θ + Vexp cos θvy=−(Vrot cos θ − Vexp sin θ) cos ivz=−(Vrot cos θ − Vexp sin θ) sin i + Vsys

ƜƜưŴvx , vy Ƹហኺ, ហዾ૾ӼƦǕƧǕƷ੗ዴᡮࡇŴvz ƸᙻዴᡮࡇŴVrot Ƹ‫᠃ׅ‬ᡮࡇ, Vexp Ƹᐔࢌᡮࡇ, Vsys ƸኒወᡮࡇŴθ ƸόႴɥưƷ૾ˮᚌŴi ƸόႴƷͼ૲ᚌưƋǔŵƳƓŴஜȢȇȫưƸŴ଺ᚘԗǓƷ‫᠃ׅ‬Ǜദ૾ӼŴƓǑƼӲȡȸǶȸǹȝȃȈ‫ ׋‬2: G002.53+00.19 ƴƓƚǔŴហ‫ٳ‬ዴ · ȟȪ · ǵȖȟȪඬƕӷ࣎όཞƴЎࠋŴƔƭ࠯᩿ɥưᢃѣƠƯƍǔƜƱ

ȇȸǿǛဇƍƨ SEDŵᡞɤᚌҮƸ IRAS ȇȸǿƷɥᨂ͌ŴໜዴǛˎ‫ܭ‬ƠƯƍǔŵɥᚡƷࡸǛဇƍƨஇ‫ݱ‬ʚʈȕǣȃƸҾ‫ڼ‬଩ƷǈưƷ SED ȕǣȃȈኽௐƴႻ࢘ŵȈƷኽௐŴVrot = 4.4 ± 1.1, Vexp = −0.2 ± 1.1,ƴПᢋƠƯƍƳƍ 15) ŵƦƷƨǊŴ‫᠃ׅ‬όႴɥưҥVsys = 12.8 ± 1.1 km s−1 ƕࢽǒǕƨŵƜǕǑǓŴǨȩȸƷር‫׊‬ϋư଺ᚘ‫ׅ‬ǓƷҥኝƳ‫ׅ‬ኝƳȀǹȈ્‫ݧ‬ƴǑǓѕឪƞǕƯƍǔƷưƸƳƘŴ
ᨀბྵᝋƴǑǔᘔએඬƳƲƴǑǓŴȡȸǶȸႆဃ‫ئ‬᠃ᢃѣǛᅆƠƯƍǔƜƱƕଢǒƔƱƳƬƨŵ
৑ƕଡ଼ǊǒǕƯƍǔӧᏡࣱƕᎋƑǒǕǔŵ

5.2

SED ƱƷൔ᠋

5.1 ራưƷȕǣȃȈƴǑǓࢽǒǕƨȑȩȡȸǿƷ‫ࣱ࢘ڲ‬ǛŴҾ‫ڼ‬଩ SED ƱƷൔ᠋Ɣǒ౨᚛ƠƯǈǔŵ
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1) Patel, N. A., et al. 2005, Nature, 437, 109

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4) Hosokawa, T., & Omukai, K. 2009, ApJ, 691, 823
5) Hosokawa, T., et al. 2010, ApJ, 721, 478
6) Fujisawa, K., et al. 2014, PASJ, in press
7) Bartkiewicz, A., et al. 2009, A&A, 502, 1558) Sanna, A., et al. 2010a, A&A, 517, 71

ƴ˄᨟ƢǔȡǿȎȸȫȡȸǶȸƕ‫᠃ׅ‬όႴɥư્‫ݧ‬9) Goddi, C., et al. 2011, A&A, L535, 8ƠƯƍǔӧᏡࣱǛᅆՐƠƯƓǓŴ౹ό࢟ཞ‫˳ټ‬ƕό10) Sugiyama, K., et al. 2014, A&A, in pressႴ˄᨟ƷͼӼǛᅆƢƜƱƕ˨ƑƨƱᚕƑǔŵ11) Walsh, A. J., et al. 1998, MNRAS, 301, 640

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12) Walsh, A. J., et al. 2003, A&A, 410, 597

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1160 AU ǛᎋॾƢǔƱŴȡȸǶȸႆဃ‫ئ‬৑ƷȀǹȈภࡇƸ ∼65 K Ʊਖ਼‫ܭ‬ƞǕǔŵƜǕƸŴྸᛯʖยƞ13) De Buizer, J. M., et al. 2012, ApJ, 754, 149
14) Robitaille, T. P., et al. 2007, ApJS, 169, 328
15) Cragg, D. M., et al. 2005, MNRAS, 360, 533

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34

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Kashima 34

33

ADS3000+

32

RF Signal

Down
Converter

K5/VSIADS3000+

31

IF Signal

K5/VSI
K5/VSI
K5/VSI

Freq. Range: 1-18GHz
NF: < 5dB
P1dB: -40dBm

30
29
28

RF Signal

Anti−Alias
FiltersPC

K6/OCTAD−G’GALAS’PC
10G Ether

27
26
25
0

2

4

6

8

10

12

14

16

18

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2

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4

band Radio Telescopes, IEEE Trans. AP, Vol.
59, pp.1918-1934, 2013.

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NICT and GSI, IVS NICT-TDC News No.31,
pp.2-5, 2010.

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NICT-TDC News, No.23, pp.12-13, 2003.

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Beamwidth Over Multioctave Bandwidth: Design and Measurements, IEEE Trans., AP,
Vol.61, pp.1099-1108, 2013.
[2] Yang,J., et al., Cryogenic 2-13 GHz Eleven
Feed for Reflector Antennas in Future Wide-3㻠㻠ᆅ VLBI ゎᯒ࡟ࡼࡿ୕㮚᪂┦㛵ჾࡢホ౯
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Stokes V ƕ 64 Hz ǄƲ Zeeman ЎᘷƢǔŵǑƬƯ

͞ඬЎήᚘ PolariS 256 Ǜ੗ዓƠɲ͞ඬƷᐯࠁႻ᧙ ·᭗ज़ࡇŴ᭗ԗඬૠЎᚐᏡ (Ჶ 64 Hz)Ŵ᭗ԗඬૠ‫ࡇܭܤ‬ႻʝႻ᧙ǛӕࢽƢǔŵ㻠㻤

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Ơƨŵ1% Ʒችࡇư 13 dB Ʒር‫׊‬ưዴࣱ࢟ƕᄩ̬ƞƴƳƬƯƓǓŴӖ̮ೞμ˳Ƹ‫᠃ׅ‬ӨƴƷƬƯƍǔ (‫׋‬ǕƯƍƨ (‫ ׋‬1e)ŵ

1b)ŵ[5, 6, 7, 8]ஓᢒᦟ᣼ᡀ‫ ޛ‬45m ᦟԗඬૠ42 − 46 GHzӖ̮ೞᩃ᪦ภࡇ

∼ 50 KӖ̮͞ඬႺʩႺዴ 2 ͞ඬ͞ඬ᠋ദᘺፗ

ȯǤȤȸǰȪȃȉ, Ӗ̮ೞ‫᠃ׅ‬Ө ǛᅆƠŴˮႻƷ೅แ͞ࠀƸ 3◦ ưƋǓŴ‫ܭܤ‬ƠƯƍƨ

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Ǆǅ 100% Ʒʴ߻Ⴚዴ͞ඬǛλщƠƨᨥƷ͞ඬྙƱ͞ඬᚌǛᚸ̖Ơƨŵ͞ඬྙƸ 97.6% Ʊࢍƍ͞ඬྙ(‫ ׋‬1f)ŵ

2.2 ͞ඬЎήᚘ PolariS 256
PolariS 256 ƸŴA/D ‫٭‬੭֥ K5/VSSP32[9, 10]Ӌᎋ૨ྂƓǑƼŴ൮ဇᚘምೞƴ GPU (Graphic Processing[1] Spitzer, L. [1968], New York: Interscience

Unit) ǛኵǈᡂǜƩǽȕȈǦǧǢႻ᧙֥ [11, 12, 13,

Publication

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Ўή࠘؏
8 MHz
ԗඬૠЎᚐᏡ

61 HzЈщᐯࠁႻ᧙ŴႻʝႻ᧙Ŵbit Ўࠋ᣽‫ ҄܇‬bit ૠ

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544, 330.

VLBI ˁಮ

[4] ࣈဋ˂, ଐஜ‫ټ‬૨‫ ˟ܖ‬2012 ࠰ᅸ஖࠰˟, V108b[5] ᭗඾˂, ଐஜ‫ټ‬૨‫ ˟ܖ‬2012 ࠰ᅸ஖࠰˟, V106b2.2.1 ͞ඬЎήᚘ PolariS 256 ƷࣱᏡᚸ̖[6] ᭗඾˂, ଐஜ‫ټ‬૨‫ ˟ܖ‬2013 ࠰ବ஖࠰˟, V30b

PolariS 256 ƴ᧙ƠƯˌɦƷ 5 ƭƷؕஜࣱᏡᛦ௹

[7] ‫ޢ‬ဋ˂, ଐஜ‫ټ‬૨‫ ˟ܖ‬2013 ࠰ᅸ஖࠰˟, V126bǛᘍƬƨኽௐŴᚇยƷˁಮǛ฼ƨƠƯƍƨ

[8] ቟̽˂, ଐஜ‫ټ‬૨‫ ˟ܖ‬2013 ࠰ᅸ஖࠰˟, V127b[9] Kondo, T., Koyama, Y., Takeuchi, H., &2.2.2 ԗඬૠЎᚐ᧙ૠ

Kimura, M. 2006, IVS 2006 General Meeting

SG ưҥɟԗඬૠǛԗඬૠ૾ӼƴੈࡽƠƯԗඬૠ

Proceedings 195.

Ўᚐ᧙ૠǛᛦǂƨኽௐŴྸᛯƲƏǓƷ Sinc2 ᧙ૠǛ

[10] Kondo, T., Koyama, Y., Takeuchi, H., &ᅆƠƨŵҞ͌μࠢƸŴ54.02 Hz ưƋǓŴྸᛯ͌Ʒ

Ichikawa, R. 2006, IVS NICT-TDC News 27,

54.07 Hz ƱǄǅɟᐲƠƨ (‫ ׋‬1c)ŵ

5.
[11] ʒ᣼˂ ଐஜ‫ټ‬૨‫ ˟ܖ‬2012 ࠰ᅸ஖࠰˟, V121b.
[12] ʒ᣼˂, ଐஜ‫ټ‬૨‫ ˟ܖ‬2013 ࠰ᅸ஖࠰˟, V129b2.2.3 ᆢЎ଺᧓ƱЎ૝Ʒ᧙̞
40 Ў᧓ᩓඬԈӓ˳Ʒ̮ӭǛλщƠŴᆢЎ଺᧓ƱЎ

[13] ൦᣼˂, ଐஜ‫ټ‬૨‫ ˟ܖ‬2013 ࠰ᅸ஖࠰˟, V128b૝Ʒ᧙̞ᛦǂƨŵ− 12 ʈƷྸᛯ୺ዴƱǄǅɟᐲƠƨ[14] Mizuno, I., Kameno, S., Kuro, M. Kano, A.
2013, IVS NICT-TDC News 33, 44.

(‫ ׋‬1d)ŵ

㻠㻥

(a) Ӗ̮ǷǹȆȠಒᙲŵɺư‫׊‬ƬƨǳȳȝȸȍȳȈǛ2012 ࠰ƴૼᚨƠƨŵ(b) Z45 Ӗ̮ೞŵ(c) ԗඬૠЎᚐ᧙ૠŵȇȸǿ (ȉȃȈ) Ǜ Sinc2 ᧙ૠưȕǣȃȆǣȳǰƠƨ (Ⴚዴ) ŵ(d) ᆢЎ଺᧓ƱЎ૝Ʒ᧙̞ŵȇȸǿ (ȉȃȈ) ǛŴ− 12 ʈ

5e+03
5e+02
5e+01

Line Strength Measured by PolariS [arbitrary unit]

5e+04ƷȢȇȫưȕǣȃȈƠƨ (Ⴚዴ)ŵ

1e-02

1e-01
1e+00
1e+01
Power of the Injection Signal [mW]1e+02(f) ∼ 100% ƷႺዴ͞ඬǛλщƠƨƱƖŴPolariS ƕЈщ(e) ᠗ዴƷλщȑȯȸƱ PolariS ƷЈщኽௐŵȇȸǿƠƨ͞ඬྙƱ͞ඬᚌŵ(ȉȃȈ) ƱͼƖ y = x (Ⴚዴ) ƷȢȇȫǛᅆƢŵ‫ ׋‬1: ᣼ᡀ‫ ޛ‬45m ᦟƴ઀᠍Ơƨ Z45 Ӗ̮ೞ +PolariS ƷǷǹȆȠƓǑƼࣱᏡᚸ̖ኽௐ

㻡㻜ᐵဋ 64m ǢȳȆȊဇૼ X ȐȳȉӖ̮ೞƷᇌƪɥƛɥҾ᫋‫( ٽ‬ிʮ‫ ܖٻ‬M1), ‫״‬ʟଡʴ, ஭ဋ඲‫( ܨ‬JAXA),‫ޛ‬ӝͤ‫ٽ‬ᢹ (ிʮ‫)ٻ‬, ඕ᣼ᘽʼ, ᣿ӝ૎ࢀ (‫׎‬ᇌ‫ټ‬૨Ө)

1 ƸơǊƴ
ᐵဋ 64m ǢȳȆȊƸ VLBI Ǜԃǉᩓඬ‫ټ‬૨‫ܖ‬Ʒᚇยƴ̅ǘǕƯƍǔƕ, ƦƷ X ȐȳȉӖ̮ೞǷǹȆȠƷǷǹȆ
Ƞᩃ᪦ภࡇƸ, Tsys ∼ 90K ᆉࡇưƋǓ, ɭမƷɼᙲƳஓᢒᦟƷǷǹȆȠᩃ᪦ภࡇƴൔǂƯ, 2 ̿ˌɥƱƳƬƯƍǔ.
ƦƷƨǊ, ঻ŷƸᐵဋ 64m ǢȳȆȊဇƴ X Ȑȳȉ˯ᩃ᪦Ӗ̮ೞǛ᧏ႆƠƯ઀᠍Ơ, ˯ᩃ᪦҄Ǜᚾǈƨ. ྵᘍǷǹȆȠƷբ᫆ໜƱƠƯ, ᐵဋ 64m ǢȳȆȊƕ੕௹ೞƷᡙួ‫ޅ‬ưƋǓ, ᡛ̮ǷǹȆȠƱӖ̮ǷǹȆȠǛᲫƭƷዅᩓኒᲢӷơȝȸȈưᡛӖ̮ᲣưܱᘍƠƯƍǔƨǊ, ੷‫ڂ‬ƕ‫ٻ‬ƖƘƳƬƯƍǔƜƱƕƋƛǒǕǔ. Ǉƨ, Ӗ̮ೞƷ᧏ႆƔǒ,଺᧓ƕኺᢅƠƯƍƯ, இૼƷǋƷưƸƳƍƜƱǋբ᫆ໜƷᲫƭưƋǔ. ˯ᩃ᪦҄ƢǔƨǊƴ, Ǉƣᩓඬ‫ټ‬૨‫ܖ‬ƷᚇยƴƓƍƯᡛ̮ͨƷᚨͳƸɧᙲƳƷư, X ȐȳȉӖ̮‫ݦ‬ဇȝȸȈƴϬҲӖ̮ೞǛᚨፗƠ, Tsys ોծǛᚾǈƨ. Ǉƨ,ྵᘍƷǷǹȆȠưࠝภƴᚨፗƞǕƯƍǔό͞ඬႺዴ͞ඬ‫٭‬੭ೞǛϬҲƠƯ, ˄ьᩃ᪦ǛɦƛǔƜƱǛᚾǈƯƍǔ.
ƞǒƴ, இᡈМဇӧᏡƴƳƬƨ, InP ҄ӳཋƷ˯ᩃ᪦‫( ֥ࠢف‬LNA) ǛМဇƠƨ.
ʻ‫ׅ‬Ƹ, ઀᠍Ơƨૼ X ȐȳȉӖ̮ೞƷࣱᏡƱʻࢸƷᛢ᫆ƴƭƍƯᡓǂǔ.

2 Ӗ̮ೞƱƦƷࣱᏡӖ̮ೞƷӖ̮ೞᩃ᪦ภࡇ, ǷǹȆȠᩃ᪦ภࡇ, ǢȳȆȊ᧏ӝᏡྙ, ȓȸȠǵǤǺƴƭƍƯย‫ܭ‬ǛᘍƬƨ.

• Ӗ̮ೞƴƭƍƯ
ʻ‫᠍઀ׅ‬ƠƨӖ̮ೞƷȖȭȃǯȀǤǢǰȩȠǛ‫ ׋‬1 ƴᅆƢ. țȸȳƔǒό࢟‫ݰ‬ඬሥƴǑƬƯ, Ӗ̮ೞƷλщȕȩȳǸƴ̮ӭǛ‫ݰ‬Ɩ, λщ̮ӭƸӖ̮ೞǯȩǤǪǹǿȃȈϋᢿƷό͞ඬႆဃೞƴᡛǒǕ, ӫ͞ඬᲢRHCPᲣƱ߼͞ඬᲢLHCPᲣƴЎƚǒǕǔ. ƦƠƯ, ӷ᠆‫ݰ‬ඬሥ‫٭‬੭֥ưӷ᠆ǱȸȖȫƴЈщƞǕ, ȆǹȈ̮ӭλщဇƷ૾Ӽࣱኽӳ֥ǛʼƠƯ˯ᩃ᪦‫֥ࠢف‬ᲢLNAᲣ ƴλщƞǕǔ. ૺ༏ჇᆰȕȩȳǸǛ‫ܬܢ‬ᄂưᚨᚘƠƨ.
ƜƷӖ̮ೞǛᐵဋ 64m ǢȳȆȊƷ X ȐȳȉӖ̮‫ݦ‬ဇƷȝȸȈƴ઀᠍Ơ, ǯȩǤǪǹǿȃȈϋᢿǛǿȸȜЎ‫܇‬ჇᆰȝȳȗưჇᆰƴƻƍƯ, GM ǵǤǯȫϬϵೞǛဇƍƯϬҲᲢ∼ 8KᲣƢǔ. ԗඬૠር‫׊‬Ƹ, 8.0-8.8GHzưƋǔ.

• ᬴ܱܴưƷӖ̮ೞᩃ᪦ภࡇƷย‫ܭ‬ࠝภᲢ294KᲣƱ, ෩˳ᆷእภࡇᲢ77KᲣƷᩓඬԈӓ˳ǛțȸȳƷЭƴƔƟ, ƦǕƧǕƷ‫ئ‬ӳƷӖ̮ೞЈщǛ൭Ǌ, ˌɦƷࡸưӖ̮ ೞᩃ᪦ภࡇ TRX ǛᚘምƠƨ.

P (294)ƨƩƠ, Y =P (77)

294 − 77Y
TRX =
Y −1

㻡㻝



ࢽǒǕƨ LHCP, RHCP ƷӖ̮ೞᩃ᪦ภࡇƸ, ƦǕƧǕ 13.5 ± 0.2K, 17.7 ± 0.7K Ʊ൭ǇƬƨ.

• ǷǹȆȠᩃ᪦ภࡇƷย‫ܭ‬R-sky ඥǛဇƍƯǷǹȆȠᩃ᪦ภࡇƷย‫ܭ‬ǛᘍƬƨ. ʻ‫ׅ‬Ƹ, ࠝภᩓඬԈӓ˳ᲢPamb ᲣƱƠƯ, ᡈƘƷ‫ޛ‬Ǜ̅ဇƠ, ‫ޛ‬ƷภࡇƸ, ƦƷ଺ЦƷൢภᲢTamb ᲣǛဇƍƯƍǔ. ˌɦƷࡸǛဇƍƯᚘምǛᘍƬƨ.

 P −P
−1
amb
sky
10
Tsys = Tamb 10−1
8.0-8.8GHz ƷȕǣȫǿȸǛᡫƠƯ, ȑȯȸȡȸǿȸƷ͌ǛᛠǜƩƱƖƷ, ࠯‫ר‬ƷǷǹȆȠᩃ᪦ภࡇƸ
Tsys ≈ 35.5K Ʊ൭ǇƬƨ. ƜǕƸྵᘍƷǷǹȆȠǑǓᲬ̿ˌɥોծƠƯƍǔ.
Ǉƨ, ȐȳȉϋᲢ8.0-8.8GHzᲣưƷ Tsys Ʒ‫҄٭‬Ǜ൭ǊǔƨǊƴ, ǹȚǯȈȫǢȊȩǤǶȸƷ͌ǛᛠǜưǷǹȆȠᩃ᪦ภࡇǛӷಮƴ൭Ǌ, ‫ ׋‬3 ƴྵᘍǷǹȆȠƷ Tsys ƱσƴᅆƠƨ. ƜƷ‫׋‬ƔǒǋྵᘍƷǷǹȆȠƷ

Tsys ƔǒᲬ̿ˌɥોծЈஹƯƍǔƜƱƕЎƔǔ.
• ǢȳȆȊ᧏ӝᏡྙ, ȓȸȠǵǤǺƷย‫ܭ‬೅แᩓඬเưƋǔ NGC7027(young planetary nebula) Ǜ 5 ໜඥưᚇยƠ, ȓȸȠǵǤǺ, ȝǤȳȆǤȳ
ǰƷƣǕ, NGC7027 ƷǢȳȆȊภࡇǛӷ଺ƴย‫ܭ‬Ơƨ. ǢȳȆȊภࡇƷఄദƸ, ԈӓόெඥǛ̅ဇƠ, ˌɦƷࡸǛဇƍƯᚘምǛᘍƬƨ. Tsys ƱӷಮƴԈӓ˳ƱƠƯᡈͯƷ‫ޛ‬Ǜ̅ဇƠƯƍǔᲢTamb = Tatm , Pamb Უ.

TA∗ = TambPNGC7027 − Psky
Pamb − PskyǢȳȆȊ᧏ӝᏡྙ ηA ƸˌɦƷࡸǛ̅ƬƯᚘምƠ, ηA ≈ 53 ± 3% Ʊ൭ǇƬƨ. ƜƷ͌Ƹ, ྵᘍǷǹȆȠƷ͌
Ტ54%ᲣƱǄǅӷơưƋǔ.

ηA =2kB TA∗Sν AP

ƜƜư, AP ƸǢȳȆȊƷ᩿ᆢ, Sν Ƹ NGC7027 Ʒȕȩȃǯǹ݅ࡇưƋǔ.
Ǉƨ, ᲯໜඥƷȇȸǿǛǬǦǹȓȸȠưȕǣȃȆǣȳǰƠƯ, ȓȸȠǵǤǺ FWHM ≈ 138” ƕࢽǒǕƨ.
ˌɥǑǓ, ૼ X ȐȳȉӖ̮ೞƴǑƬƯ, ǷǹȆȠᩃ᪦ภࡇƕྵᘍƷǋƷǑǓǋᲬ̿ˌɥોծƢǔƳƲ, ˯ᩃ᪦҄ƢǔƜƱƕЈஹƨƜƱƕЎƔƬƨ. ᘙ 1 ƴย‫ܭ‬ኽௐǛǇƱǊǔ.
ᘙ1ย‫ܭ‬ኽௐųย‫͌ܭ‬Ӗ̮ೞᩃ᪦ภࡇ TRX (LHCP)

13.5 ± 0.2K

Ӗ̮ೞᩃ᪦ภࡇ TRX (RHCP)

17.7 ± 0.7K

ǷǹȆȠᩃ᪦ภࡇ Tsys

35.5K

ǢȳȆȊ᧏ӝᏡྙ ηA

35 ± 3%ȓȸȠǵǤǺ (FWHM)

138”

㻡㻞

‫ ׋‬1 Ӗ̮ೞƷȖȭȃǯȀǤǢǰȩȠ

‫׋‬3

‫׋‬2

᬴ܱܴưƷย‫଺ܭ‬

Tsys Ʒൔ᠋

3 ʻࢸƷᛢ᫆
ʻࢸƷᛢ᫆ƱƠƯᲬໜƋƛǒǕǔ.

• RHCP ƷȁȣȳȍȫƕരǜưƠǇƬƯƍǔƨǊ, ̲ྸƢǔ࣏ᙲƕƋǔᲢ᬴ܱܴưƷย‫ܭ‬ƷƱƖƸဃƖƯƍƨᲣ.

• ఄദȎǤǺȀǤǪȸȉƷλщᢿƔǒ˷ᚘƳᩃ᪦ƕƋǔ.
20dB ƷǢȃȆȍȸǿȸᲢATTᲣƕࠝภ (∼ 300K) ƴƋǔƨǊ, ૾ӼࣱኽӳೞƷЎ‫ޟ‬ൔǛੑƚƯǋ ∼ 3K Ʒᩃ᪦ƕьǘƬƯƠǇƬƯƍǔ. ATT ǋϬҲƢǔƜƱư, ƜƷᩃ᪦ǛɦƛǔƜƱƕЈஹǔƱᎋƑƯƍǔ.

㻡㻟なお、研究期間の途中で研究環境が大きく変わる場合は、研究実施場所の確保や研究実施方法等についても記述してください。

本計画研究の研究体制
まず本計画研究の研究体制を図 に示す．
ページで述べた三つの課題のうち，【課題
】については，本間，植村，加藤と本科研費で雇用する博士研究員が遂行する．また，«¼ ĹĲīİ £õƋƨƜĚ ƩzƪĚ Ě
Ļ>_lěİķĪķ
Ē°KĜō®ĈíěĴĪĵıĜō²ěJďmJĜō[a+ƩĴĪĵıƪōÎa7wƩJƪōb¿ƩJďmÓJƪō*ĕLƩJƪōĊĖ×ƩĴĪĵıƪōĚ
【課題】では，観測は本間，野上，
\OƩĴĪĵıƪō[aàOƩJƪōaæƩĴĪĵıƪōĎg§ƩĴĪĵıƪōÊo¾ƩİķĪķ ¥Āƪō¿SƩĐìJƪōA:ƩfJƪōÑDÔqƩfJƪļĚ
秦 学振および大学院生 名が担当する．
ŔŴū$óƧś(#őşŠőţőŷŏĚ【課題】はすべての研究者が参加する．
Ļä lƩJďJƪōÌXçōè0±pō3¿9ƩİķĪķ
J«¼ƪōA\ōA ÇąƩİķĪķ úZ!vƪōéçōuéƩİķĪķ ƪō~¿ªÅƩİķĪķ ýIƪōB  ō¿±SōÛE§ƩİķĪķ Ē°Kƪōa;ō¿ÉƩİķĪķ ÿƪō®ªōÙd¯MƩİķĪķ fWƪō[eçMƩJďmÓJPƪōcÅOƩ)Jƪō[ ÍêōĚなお，本計画の 課題は，
基本的に時系列¡¿ōĉ-pōü,ō´¬ûōb¿"Mōå¿çMƩ<ÓK/ƪōïeùƩĪĭķƪļĚ
で進める．まず，前半の 年程度の期間で【課題 】を達成し，後半の 年で【課題 】，【課
題 】へとシフトする．
図 ：天文学班の研究組織 平成年度
【課題 】スパースモデリングによる超解像技法の開拓を中心的に行う．具体的には，スパースモ
デリングを用いてすでに行われたシミュレーションの結果を拡充し，以下の点を検討しつつ実観測に適用可能なものを開発する 図 ．
①．電波干渉計に最適化された超解像技法の開拓
電波干渉計に最適な手法を，予想されるイメー
ジや観測誤差の性質等を考慮しつつ確立する．
  ②．十分なグリッド数への拡張Ě ~`=ũōĘ6°ŨĒ°hŨKñ¶ŧťšţōJ«ŨsĔźŭŮRŧĄřŷŚťŨŤŗŷƆŽƐŤŐŷŎĚ ~`=ŧ¹?ŝŷ«¼
これまでのシミュレーションはþCĒ°K/ũō@ŨĒ°ăċƧƉƗƨƉŨ 点程度fìŧ©őŤÕŨñ¶ƕơƌƐƓƀƨƜťŦŶŒŷŎĚ ŏũ»?ōYŨƆ
ƔƛƢ°ƧƎơƖƣƍhŨĒ°iµôğĹĲīİ ŬŰřşƓżƨƈƒƢƎżƉƊƏżźŔŚŦŒşűŨō«¼þC ĹĲīİ ^ŨVė¨źîŜţだが，これを桁点規模に 拡張する． 図 ：スパースモデリングによる超解像技法
őŷŎĚ ĢĠġģ k ģ ŕŵ£õźčNō1ƆƔƇƉƎƜŨ¤{öôźāűŷťťŲŧōîŧŢőţũĒ°ăċƆƔƇƉƎƜŕŵÈŜĥ ŕŵPÚøÝöôōQTËŧţ Ħ ŕŵ¨¢¥ĀøÝöôōġĠ ŧć8îčNō<ÓK/ęŧţ③． şŎĚ JďmÓJŧţ
のイメージングソフトへの組み込みġĢ  Ģ ŕŵÞÓźčNōġĢ  ġĢ ŧċÜōġĢ  ġħ ŧ<ÓK/¬­ŬÐ%ōġĢ  ġĨ ŧƓŻƨƉƐơŽƐōġĢ  Ģġ ŧ
電波干渉計観測では，較正とイメージングを循環的に行うの手法が用いられてġĠƫċťŨĎŤiµôƓŻƨƉƐƓƢƦƈōġĢ  ĢĦ ŧƘƥƃơƓżƨŧŴŷċēô¶ŖR ŜşŎĚ jêŜţōþŝŷ6°¦¸·ĵĬĺĵŨþ¸źŝŝűţŔŶōĢĠġĤ
k
Ģ
ŧ
ıĪĺĪ
â¿QTÒĎñ¶ŧţō«¼½GŶO÷ėźŔŚŦŒ
UŤŐŷŎĚ ĢĠġĤおり，これに我々が開発する超解像技法を組み込む．
knŕŵōƅƦƑơƇƉƎƜŨčÂŧÈŝŷŎĚ &³Ăl]ĆJ§ÀŨĚ ıĪĺĪĚ J§ãÒQTVėFŕŵŨ¼ź}UŜō@ ĹĲīİこれらの開発を効率的に進めるために博士研究員を雇用し，実際の作業を中心的に担ってもらう．
^ťŨEßŨĎŤĚ ĢĢĚĮįŌĚ hŤŨƓƢƦƈ£ źÄŝ«¼ƛƌƇƠƦŤŐŷŎĚ Ě
ĚĚĚĚ
Ě

平成
Ē}ÊČÊ!"hÅFQV70@)
 年度以降本計画では【課題 】に約 年の期間を見込んで Ě'("#$%&
おり，平成 !""#$%&
〜 年度も引き続き【課題】が中心となる．この手法を実観測データに適用する試験も行い，フィードバックも掛けながら開発を進める．
比較的長い波長の既存の観測データなども用)*+,-./'"""
いながら，開発と試験を進める．また，平成年以ĚƔơƌƂƘƨƣƇƞƑžĒ°ŽƝƨƈŨƇƛƟƤƨƇƠƦÁŎŚŨ
降は，
図 によるサブミリ波
観測を実źEŧŜşF2ōģĠĠĮįŌ  ġĠ ƚŽƂƥÏòŨ ĹĲīİ ŖyðŎş
行し，【課題 】の超解像技法を用いて，【課題 】超ŠŜōƇƛƟƤƨƇƠƦųñ¶ŨöUŧŴšţJŗŘHŹŷŲ
ĚŨŤŐŷŎŞŨşűōVđŧñ¶ŜţůŦřŸŪŹŕŵŦőŎĚ
解像技法によるブラックホール撮像を進める．
@ƆƔƛƢ ĹĲīİ Ũ÷ůĩĚĭŋĿńŉĚįŅŇłŌŅńĚĸĿŃĿňľŅņĿĚěĭįĸĜĚ
Ě
図 ：サブミリ波の観測網Ě!"#$%&"'"()*+,*-()"((.*/%.'")"&*0'1

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300 GHz aYY VLBI ¸ĉªĎYÌóĒ
 5000 km  ALMA ¶é§>PGR=+{$• IJ#Z_c!"#$%#$e&!   h6UAP8:>LĉÚ (1)sÇç¿¤½
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 8UJ91Lĉg³(12/24—26) .B1U:*)n
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日付

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6.3

−加工パラメータ詳細−
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部番
ミスミ内部コード
表面処理

ﾋﾝｼﾞﾍﾞｰｽ ‑ｽﾀﾝﾀﾞｰﾄﾞﾀｲﾌﾟ･ﾅﾛｰﾀｲﾌﾟｰ品
名HGAH‑SU‑A44‑B40‑T40‑L16‑W27‑S6‑X6‑F32‑N5‑K8‑H32‑P10
処理無

熱処理

数量

SUS304
素 材

検図

設計

製図

目安重量(g)

尺度

NOT

559
−

株式会社 ミスミ

名称

ステイ足ヒンジ４足その3

図
番

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ÒĊ3UBEVLBI6.7 GHzM@HWRÚĵwKT<58D"ČŔéĬÏŎ2010µ2011 µ"ĦòCW@ŏ(d) K. Wajima et al.
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萩原喜昭 (国立天文台)
はじめに
東アジア地域での天文VLBIネットワーク拡大の協力は、KVN-VERAを結合した日韓VLBIアレイ(KaVA)の構築及び運用, 上海天文台25m鏡と大学連携VLBI(JVN)との共同観測, VERAと同25m鏡での試験観測などにおいて進められてきた。日中韓台のリソースを集約して、東アジアVLBI観測網(East-Asian VLBI Network: EAVN)を実現しようとする試みは、2004年から East-Asian VLBI Consortiumの下になされてきた。日韓協力の下、韓国デジョンに設置され2013年より運用を開始したKJCC (Korea-Japan Correlation Center)により最大16局,
8GbpsでのVLBIデータの相関処理が今後可能になる。これまでの東アジア地域での協力をさらに発展させEAVNを本格的に立ち上げ、定常的なVLBI観測を開始する準備が整ったといえる。

EAVN Tiger TeamEAVNによる本格的な観測の立上げ作業を進めるにあたり、日中韓台各々のVLBIネットワー
クの運用を担当する代表者が2013年のEAVN Workshop (2013年6月17-19日, 済州島) 開
催中に集まり、今後の作業の進め方を議論した。そこでは、まず観測日程調整から始まり、
実際のVLBI観測、記録媒体の集約、相関処理、フリンジサーチ/検出までに至るVLBI観測に必要な一連の”パス”を通すことを目標として試験観測を進めることで合意した。また、試験観測を集中的に進めるチーム(Tiger Team)を結成することにした。同チームのメンバーは中国VLBIネットワークを構成する上海、雲南、新疆、北京天文台の代表者と韓国KVN、
VERA、大学連携VLBIの代表者から構成されることになった。 Tiger Teamは2013年の7月
から12月まで9回の会合を重ね、試験観測に必要な観測設定やスケジュールを入念に打ち合わせをし、同年9月と11月の計2回の試験観測の実施に漕ぎ着けた。

試験観測
2013年に2回実施した試験観測の内容を以下の表にまとめた。また、本試験観測参加局の(u,v)図を作成した(図１参照)。 但し、Sh=上海25m、Tm(天馬)=上海65m, Ur=ウルムチ
25m、Km=昆明40m、Tk=高萩32m, Hi=日立32m,

Ym=山口32m,

VLBI Network, KVN-Ul=KVNウルサン局、をそれぞれ表す。

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図1： EAVN試験観測参加局による(u,v)図。X-bandは11局、K-bandは10局から成る。

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表1：2013年に実施したEAVN試験観測の性能諸元表

試験観測結果および反省点
1回目の試験観測の相関処理が、KJCCにおいて完了した。その相関処理結果に関して以下に簡潔にまとめ、報告する。
1.

X-bandでは, CVN-VERA (RCP:右偏波), CVN-KVN (LCP:左偏波) 間でフリンジを検出することが出来た。円偏波の向きを全局で合わせなかったため、日中韓CVN-KVNVERAを通してフリンジを出すことは出来なかった。次回以降は円偏波の向きを統一して(X-bandは全局右偏波受信)観測することにする。

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2.

K-bandでは、VERA/KVN共に対CVN基線でフリンジが出なかった。CVN局間でもフリンジが見えないが、 VERA-KVN間では全基線でフリンジが出ている。 CVNのデジタル
バックエンド(CDAS)の設定に問題がある可能性がある。大学連携VLBI基線のフリンジ
が, X-, K-band両方で出なかった。三鷹でDFUを通してデータをテープにコピーした際に周波数がずれた可能性がある。

3.

観測モードが各アレイで統一されていないので、相関処理時に時間がかかりかつ処理を誤り易い。次回以降の観測では、各アレイ共通の観測モードを準備する。

2回目の試験観測の相関処理は現時点で進行中である。VERA-高萩(K-band)、 VERA- 日立(X-band)基線のフリンジチェックが三鷹で済み、高萩、日立局のデータを三鷹でDFUを通した後フリンジが出たことを確認した。これからデータをKJCCに送り、CVN、 KVN基線とのフリンジサーチをする予定。

今後の課題および今後の予定
今後の課題- 観測モードの統一が必要である。
-大学連携局の記録方法に関して: 現状では局ローカルでDFUを通したdisk記録はせず、
光結合で三鷹で記録するか、 観測後に三鷹でDFUに通している。今後は、大学連携
VLBIグループと相談して、効率的な記録方法を決めていく。
- 観測logfileなど相関処理/較正に必要な情報を効率的に集約する方法を考える。
今後の予定- 第3回目の試験観測を1月末に計画している。 そのため1月中を目処に2回目のフリン
ジ試験の結果を得て、３回目の試験観測の内容と目標を決める。
- CVNは現在、蟐蛾３号ミッションの地上局として協力している。EAVN観測にはスケ
ジュールの調整が必要。
ウルムチ２５m鏡が改修予定なので、観測に参加出来ない期間がある。望遠鏡改修後は観測性能が向上することが期待される。
- フリンジ試験を終えたあと、イメージング試験観測の実施、性能評価へと進めていく- 次回の2014年のEAVNワークショップで試験観測の成功を報告するのが目標である。

まとめ
EAVNの立上げ試験観測を開始した。当面の目標は、CNV-KVN-VERA/JVN間でX帯及びK
帯の1Gbps記録での試験観測を重ね、フリンジを出すことである。2013年はEAVNを実現するための一歩を日中韓の協力の下に踏み出した。

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ALMA ਘࢌǢȬǤƸŴVLBI ƷࢊໜưƋǔ᠗ࡇภࡇज़ࡇǛӼɥƠŴ1000 K Ʒ༏ႎ્‫ݧ‬ǋ౨ЈƠƯŴVLBI ‫ټ‬૨‫ܖ‬Ʒ᪸؏Ǜ‫ࠢٻ‬ƴ࠼ƛǔᚘဒưƋǔŵ᤼ඕኒϋƷ߾଩ƷᙻႺࢲǛᚘยƠƯុᩉǛਖ਼‫ܭ‬ƢǔƜƱư VERA ƴǑǔˮፗ‫ټ‬૨‫ܖ‬Ǜႆ‫ޒ‬ƞƤŴࢊᩓඬ෇ѣ᤼ඕƷɶ࣎ఋǍ෺ƍǸǧȃȈǛજ΂ƢǔƜƱư෇ѣ᤼ඕᄂᆮǛᡶǊǔƳƲŴ
ྵ‫נ‬Ʒ VLBI ‫ټ‬૨‫ܖ‬Ǜข҄ƞƤǒǕǔŵƞǒƴŴँ଩ᘙ᩿Ʒજ΂, Ҿ‫ڼ‬଩όႴɶ᪸࣎؏Ʒನᡯ, ‫ٽ‬ᨗኒ‫ٳ‬ष଩Ʒ៽ᢊᢃѣ, Ҿ‫᤼ڼ‬ඕɶ࣎ưƷ߾‫ٻ‬Ȗȩȃǯțȸȫ࢟঺ƳƲŴVLBI ǛԃǊࢼஹƷᘺፗưƸᚇยƕᩊƠƔƬƨ‫ټ‬૨‫ܖ‬Ʒ᣻ᙲᛢ᫆ƴŴૼƨƳᚇยӧᏡࣱǛǋƨǒƢŵVLBI ƕ‫ټ‬૨‫ܖ‬ƴƓƍƯ࣏ᙲƱƞǕǔᘺፗưƋǓዓƚǔᢊƱƠƯŴ

ALMA ਘࢌǢȬǤǛଐஜƷ VLBI ‫ټ‬૨‫ܖ‬Ʒ௵ƱƠƯ౨᚛ƠƯƍƨƩƖƨƍŵ

1 ᚘဒƷಒᙲ
ALMA Extended Array (ˌɦ AEA Ʊဦᚡ) ƸŴALMA ஓᢒᦟƷؕዴᧈǛ 300 km ǇưਘࢌƠŴЎᚐᏡǛ 20 ̿ƴӼɥƢǔᚘဒưƔǔŵԗඬૠ 350 GHz ư 0.6 mas ƷᚌЎᚐᏡƱ 1000 K Ʒ᠗ࡇภࡇज़ࡇǛܱྵƠŴVLBI ƷЎᚐᏡư༏ႎ‫ܬܢ‬ǛᚇยƢǔŵ

AEA Ƹ ALMA Ʊ VLBI Ʒ᧓ƴƋǔᚇย᪸؏ƷǮȣȃȗǛ؈ǊǔᚘဒưƋǔŵALMA ƸǵȖȟȪඬ࠘ư᠗ࡇภࡇज़ࡇ ∼ 1 K ƱƍƏ᭗ज़ࡇưŴ∼ 10 mas ƷᚌЎᚐᏡư༏ႎ્‫ݧ‬เᲢҾ‫ڼ‬ष଩ኒόႴƳƲᲣǛજ΂Ƣǔŵɟ૾Ŵ

VLBI Ƹ ∼ 0.1 mas ƱƍƏឬ᭗ᚌЎᚐᏡƷજ΂ƴཎ҄Ơƨᚇย৖ඥưƋǔƕŴ᠗ࡇภࡇƷ౨ЈᨂမƸ ∼ 108 K Ʊ᭗ƘŴ‫ݣ‬ᝋƕɼƴ᩼༏ႎ્‫ݧ‬ᲢǷȳǯȭȈȭȳ્‫ݧ‬ǍȡȸǶȸᲣƴᨂǒǕǔŵAEA ƸɲᎍƷཎᧈǛ́ƤŴVLBI ƷЎᚐᏡư༏ႎ્‫ݧ‬เǛજ΂ƢǔŴƱƍƏૼƨƳȑȩȡȸǿ᪸؏Ǜᚇย‫ټ‬૨‫ܖ‬ƴǋƨǒƢŵ0.6 mas ƷЎᚐᏡƸŴុ
ᩉ 10 pc ƷᡈͯƷँ଩ư 1.3 R⊙ , ុᩉ 10 Mpc Ʒᡈͯ᤼ඕư 0.03 pc, z = 2 Ʒ‫ܬܢ‬ᛯႎុᩉư 5 pc ƴႻ࢘Ƣǔŵ‫ ׋‬1: (߼) ࠮ฏᚘƷЎᚐᏡᲢ್᠆ᲣƱ᠗ࡇภࡇज़ࡇᲢጏ᠆ᲣŵAEA Ƹ༏ႎ્‫ݧ‬Ǜஇ᭗ЎᚐᏡưᚇยƢǔŵ(ӫ) AEAƷǢȬǤᣐЗకŵAOS, OSF Ƹ ALMA Ʒ‫ޛ‬᪬ǵǤȈƱ‫ޛ‬ᰭ଀ᚨ, LLAMA ᚘဒƷ 2 ‫ޅ‬ǋᚡƠƯƋǔŵ

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‫ܖ‬ႎȷ২ᘐႎ౨᚛ǛᡶǊƯƍƘƜƱƕஓǇǕǔſžҗЎƴ ALMA ƷഏƷᩓඬ‫ټ‬૨ᚘဒƷ௵ƴƳǓƏǔſž‫׎‬ᨥႎƳ௒ኵǈƷɶư౨᚛ǍᜭᛯǛᡶǊǔǂƖſƱƠƯŴžϐſƷᚸ̖Ǜࢽƨŵଐஜ‫ܖ‬ᘐ˟ᜭ ཋྸ‫ۀܖ‬Ճ˟ ‫ټ‬૨‫ܖ‬ȷ‫ܬܢ‬ཋྸЎᅹ˟ƔǒƸŴ
ž༏ႎƳᩓඬเƷ᭗ЎᚐᏡǤȡȸǸȳǰƸŴ‫ټ‬૨‫ܖ‬ƷƢǂƯƷЎ᣼ƴ‫ٻ‬ƖƘ݃ɨƢǔӧᏡࣱǛਤƭƜƱƔǒŴ࠼ƘଐஜƷᩓඬǳȟȥȋȆǣǛࠇƖᡂǜưŴଐஜƕɭမƴᝡྂưƖǔᚘဒƱƠƯŴᧈ஖ႎƴӕǓኵǉǂƖǋƷưƋǔƱᎋƑǒǕǔŵſƱƷᚸ̖Ǜࢽƨ*1 ŵ

2 ᅹ‫ܖ‬ႎॖ፯žVLBI ƷЎᚐᏡư༏ႎ્‫ݧ‬Ǜજ΂ƢǔſƱƍƏ AEA ƷࣱᏡƸŴ‫ټ‬૨‫ܖ‬ƴ‫ٶ‬ಮƳȕȭȳȆǣǢǛǋƨǒƢŵᛇƠ
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Betelgeuse NIR image (10-mas resolution)(d)Stellar Visibility @ 350 GHz(Kervella+09, A&A, 504, 115)

T=3000 K,
R=300 R8,
d=1 kpc

5e-05

T=3000 K,
R=300 R8,
d=10 kpc

5e-06

Vislibity [Jy]

5e-04

(a)

1e-06

T=6000 K,
R=1 R8,d=70 pc
0

50

100

150

200

250

300

Baseine [km]

(c)

(b)

The sun imaged with the
Betelgeuse H-band image (9-mas resolution)

Nobeyama Radio(Haubois+09, A&A, 508, 923)

Heliograph (180 x 180 pixel)‫ ׋‬2: ߼:ASTE ưႆᙸƞǕƨ‫ٶ‬ૠƷǵȖȟȪඬ᤼ඕŵAEA ƷЎᚐᏡƸ z = 2 ư 5 pc ƴႻ࢘ƠŴ଩࢟঺᪸؏ƷȀǹȈ્‫ݧ‬Ʊ߾‫ٻ‬ȖȩȃǯțȸȫƷᨀბόႴƔǒƷ્‫ݧ‬Ǜᆰ᧓ႎƴЎᩉưƖǔŵӫ:ँ଩ᘙ᩿Ʒજ΂Ჴ(a, b) Ƹហ‫ٳ‬ዴ࠮ฏᚘƴǑǔșȆȫǮǦǹƷ΂ŵAEA Ʒજ΂ࣱᏡƸƜǕǛ 100 × 100 ဒእƴЎᚐƠŴᩓඬȘȪǪǰȩȕƴǑǔ‫ٽ‬ᨗ
΂ (c) ƴҒૣƢǔŵ(d) ƸؕዴᧈᲢ್᠆Უƴ‫ݣ‬Ƣǔँ଩ƷȓǸȓȪȆǣᲢጏ᠆ᲣưŴហዴƸ AEA Ʒ౨ЈᨂမǛᅆƢŵȓǸȓȪȆǣƷȕǣȃȈƴǑǓँ଩ƷǵǤǺǛᚘยưƖǔŵ᤼ඕ࢟঺Ʊ߾‫ٻ‬ȖȩȃǯțȸȫƷ঺ᧈ: ASTE ƳƲư‫ٶ‬ૠႆᙸƞǕƨ‫ܬܢ‬И஖Ʒ଩࢟঺᤼ඕžǵȖȟȪඬ᤼ඕſƴƓƍƯŴ ߾‫ٻ‬Ȗȩȃǯțȸȫ࢟঺ȷ঺ᧈǛᛦǂǔŵǵȖȟȪඬ᤼ඕƷȀǹȈь༏เƸŴ᤼ඕ࢟঺଺ƷИ஖

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http://www.nao.ac.jp/news/notice/2014/20140114-future-plan.html*2 http://milkyway.sci.kagoshima-u.ac.jp/groups/workshopalmaextendedarray2012/㻤㻢ǹǿȸȐȸǹȈƱŴИ஖߾‫ٻ‬ȖȩȃǯțȸȫƷ 2 ƭƕᎋƑǒǕǔŵAEA ưᨀბόႴƷ્‫ݧ‬Ǜ଩࢟঺᪸؏Ɣǒᆰ᧓ЎᩉƠŴȖȩȃǯțȸȫƷឋ᣽ȷήࡇȷᨀბྙǛยǔƜƱưŴ᤼ඕ࢟঺஖ƷȖȩȃǯțȸȫƷ঺ᧈƴƭƍƯИǊƯႺ੗ᚇยƴǑǔऴ‫إ‬ƕࢽǒǕǔŵǇƨŴᡈͯƷ෇ѣ᤼ඕƴƓƍƯƸŴAEA ƷЎᚐᏡƱज़ࡇƸȀǹȈȈȸȩǹƷϋጂನᡯǛ੕ǓŴ᤼ඕόႴƔǒȖȩȃǯțȸȫǁƷཋឋ̓ዅ (ᚌᢃѣ᣽Ǜ৷Ƙ) ೞನǛᚐଢƢǔƜƱƕӧᏡƱƳǔŵँ଩Ʒજ΂ƱᙻႺࢲȷុᩉย‫ ܭ‬: AEA ƸșȆȫǮǦǹǍǢȳǿȬǹƳƲᡈͯƷឬ߾଩Ǜ 100 × 100 Ȕǯǻȫƴᚐ΂ƠŴ‫ٽ‬ᨗኒ‫ٳ‬ưИǊƯȕȬǢƳƲƷ෇ѣྵᝋ, ‫්ݣ‬ನᡯ, ᐯ᠃ƳƲǛᛦǂǒǕǔŵǇƨŴ100 pc ˌϋƷɼኒЗ଩, 10 kpc ˌϋƷ߾଩ưȓǸȓȪȆǣ᧙ૠƴǑƬƯᙻႺࢲǛᚘยưƖǔŵܱǵǤǺƕਖ਼‫ܭ‬ưƖǕƹŴ࠰ԗᙻࠀƴ᫂ǒƣǹȊȃȗǷȧȃȈưុᩉƕਖ਼‫ܭ‬ưƖǔŵᚇย‫ݣ‬ᝋƸŴVERA ưƸᚇยưƖƳƍȡȸǶȸ໯ƠƷँ଩, GAIA Ǎ JASMINE ưᚇยưƖƳƍ᤼ඕόႴƷ‫ͨښ‬ƴǋ࠼ƕǓŴ᤼ඕኒμ᩿ƴบƬƯ‫׋ע‬Ǜ˺঺ưƖǔŵ

3 ALMA ਘࢌǢȬǤƷܱྵǁ
AEA ƸŴALMA Ɣǒ 300 km Ʒር‫׊‬ƴ 5 - 7 ‫ޅ‬Ʒ ALMA Ʊӷ‫ ׹‬12 m ǢȳȆȊǛᣐፗƢǔƜƱưܱྵƢǔŵԗ
ඬૠ 350 GHz ƷǵȖȟȪඬ࠘ư࠮ฏࣱǛᄩ̬ƢǔƨǊƴƸŴ೅᭗ 3000m ˌɥưӧᨀ൦᣽ƕ‫ݲ‬ƳƘŴ‫ٻ‬ൢƷ‫ܭܤ‬ƠƨǵǤȈƕ࣏ᙲưƋǔŵ‫ ׋‬1ƴǢȬǤᣐፗకǛᅆƢŵƜƷ‫׋‬ƴƸŴLLAMA (Long Latin American Millimeter

Array) ᚘဒƷ 2 ‫ޅ‬ƕьƑƯƋǔŵLLAMA ᚘဒƸ೅᭗ 5000m ƴᡈƍǵǤȈƴǢȳȆȊǛᣐƠƯǵȖȟȪඬ VLBIǛܱྵƢǔᚘဒưƋǓŴAEA Ʊ૾ӼࣱƕɟᐲƢǔƷưŴσӷᄂᆮƷဎƠЈǛ‫ڼ‬ǊƨƱƜǖưƋǔŵ

AEA ǛܱྵƢǔƴƸŴALMA ƴೞᏡǛ˄ƚьƑǔ ALMA Development Program ǁဎᛪƠŴ‫ݙ‬௹ǛኺƯӖྸƞǕǔ࣏ᙲƕƋǔŵ‫ݙ‬௹ƴƓƍƯƸŴ᭗ƍᅹ‫ܖ‬ႎ̖͌ƕƋǔƜƱŴኺᝲƱ˳СƸ੩కᎍƕဇॖƢǔƜƱŴALMA ƷᢃဇƴૅᨦƕƳƍƜƱŴƱƍƏவˑƕ౨᚛ƞǕǔŵAEA Ǜ੩కƢǔ଺஖ƸŴALMA ƕஜ఍ᢃဇư঺ௐǛਫƛŴǑǓ᭗ЎᚐᏡǁƷᙲ൭ƕ᭗Ǉǔ 2018 ࠰᪭ƕᢘЏƱᎋƑǒǕǔŵ

AEA ǛܱྵƢǔƴƸ‫ٶ‬ŷƷ২ᘐႎᛢ᫆ǛᚐൿƠƳƘƯƸƳǒƳƍŵཎƴŴᧈؕዴƴƓƚǔǵȖȟȪඬ࠘Ʒ࠮ฏ২ᘐŴƓǑƼ 100 km ǛឬƑǔؕዴᧈưƷ࠼࠘؏ IF ̮ӭˡᡛƸᦆƱƳǔ২ᘐᙲእưƋǔŵྵ଺ໜưƷǵȖȟȪඬ࠘࠮ฏࣱƸŴALMA ƴǑƬƯ 2 km ؕዴǇưನᡯ᧙ૠƕࢽǒǕᛦǂǒǕƯƍǔŵ2014 ࠰ϋƴ ALMA Ƹ 10 km Ʒؕዴᧈư࠮ฏ᬴ܱǛᘍƍŴᧈؕዴƴƓƚǔನᡯ᧙ૠƷƾǔǇƍƕଢǒƔƴƳǔƩǖƏŵƜ
Ʒ᬴ܱኽௐƸ AEA ƴƱƬƯǋ᣻ᙲƳǋƷưƋǔŵ

100 km ǛឬƑǔ IF ̮ӭˡᡛƸŴήኽӳ VLBI ᬴ܱƴǑƬƯήȕǡǤȐȸ੗ዓƴǑƬƯȪǢȫǿǤȠƴȕȪȳ
ǸƕࢽǒǕǔ঺ௐƕɥƕƬƯƍǔŵήȕǡǤȐȸ੗ዓƸ২ᘐႎƴƸஇǋ‫࢘ڲ‬ưƋǔƕŴȁȪ҅ᢿƴૼƨƴήȕǡǤȐȸǛ૤ᚨƠŴዜਤƢǔǳǹȈǛᎋƑǔ࣏ᙲƕƋǔŵɟ૾ưŴᨀᩋƷ‫ݲ‬ƳƍȁȪƴƓƍƯƸȬȸǶȸήǛႺ੗ᆰ᧓ˡᡛƢǔᐯဌᆰ᧓ήˡᡛ (Free-Space Optical Communication) ǋ౨᚛ƴ͌Ƣǔŵ

4 VLBI Ʊ ALMA ਘࢌǢȬǤ
AEA ƷǊƟƢ‫ټ‬૨‫ܖ‬᪸؏ƸŴྵ‫נ‬Ʒ VLBI ‫ټ‬૨‫ܖ‬ƕᘍƬƯƍǔ෇ѣ᤼ඕ, ଩᧓ȡȸǶȸ, ˮፗ‫ټ‬૨ƳƲƷ᪸؏ǛǫȐȸƠƦǕǒƷࡨᧈዴɥƴƋǔŵǇƨ AEA ǛܱྵƢǔƨǊƴƸŴVLBI ƕؔƬƯƖƨᧈؕዴƴƓƚǔ࠮ฏࣱ, ᧈុᩉ IF ˡᡛ, Ⴛ᧙ϼྸ, ˮႻᙀΝ, ΂ӳ঺ƳƲƷᙲእ২ᘐƕɧӧഎưƋǔŵƜƷǑƏƴ AEA Ƹ VLBI ‫ټ‬૨‫ܖ‬Ʊ݅੗ƴ᧙̞ƠŴVLBI ƕ‫ټ‬૨‫ܖ‬ƷƞǇƟǇƳЎ᣼Ɣǒ࣏ᙲƱƞǕǔ২ᘐƱƠƯႆ‫ޒ‬Ƣǔ૾ӼࣱǛਦƠƯƍǔŵAEA Ǜ

VLBI ‫ټ‬૨‫ܖ‬Ʒ௵ƱƠƯŴƥƻ౨᚛ƠƯƍƨƩƖƨƍŵ

㻤㻣᫛࿴ᇶᆅ VLBI ほᑗ᮶ィ⏬࡜ GGOS ࡬ࡢྲྀࡾ⤌ࡳᅜ❧ᴟᆅ◊✲ᡤ ᅵ஭ᾈ୍㑻࣭㟷ᒣ㞝୍
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International Association of Geodesy (IAG)ࡣᆅ⌫つᶍࡢ⅏ᐖࡸ⎔ቃၥ㢟࡬ᑐᛂྍ⬟࡞㧗⢭ᗘ࠿ࡘᏳᐃ࡞ᗙᶆ⣔ࡢᵓ⠏࡜⥔ᣢࢆ┠ⓗ࡜ࡋ࡚ Global Geodetic Observation System(GGOS) (http://www.ggos.org/)ࡢ☜❧ࢆࡵࡊࡋ࡚࠸ࡿࠋ᪥ᮏ

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᫛࿴ᇶᆅ࡟࠾࠸࡚ VLBI ᐇ㦂࡟⏝࠸ࡽࢀ࡚࠸ࡿከ┠ⓗ⾨ᫍཷಙ࢔ࣥࢸࢼࡣ 1989 ᖺ࡟㐠⏝ࢆ㛤ጞࡋ㸦ᖹ⃝ࡽ㸪1990㸧
ࠊVLBI ᐇ㦂㸦Kurihara et al., 1991㸧ࡢ࡯࠿ࠊEXOS-D,ERS-1/2,
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VERA Observations of SiO Masers in Symbiotic star
R Aquarii
Cheulhong MIN1,2 and VERA project team2
1 Department of Astronomical Sciences, Graduated University for Advanced Studies
2 Mizusawa VLBI observatory, National Astronomical Observatory of Japan

Abstract
Multi-epoch phase-referencing VLBI observations by using VERA (VLBI
Exploration of Radio Astrometry) were performed for the symbiotic star R Aquarii(R Aqr). Tracing one of the v = 2 J = 1 − 0 SiO maser spots, we measured an annual
parallax of π = 4.59 ± 0.24 mas, corresponding to a distance of 218+12−11 pc. In addition,
we performed the Markov Chain Monte Carlo (MCMC) simulation jointly ﬁtted theradial velocity and astrometry data to derive the orbital parameters. By adapting ourorbital parameters, the permitted mass of a hot companion would be a mass range
between 0.76 and 3.63 solar mass which is a over of the Chandrasekhar limit.
ric structure resembling a bipolar, hourglasslike shape.
The class of symbiotic stars is nowaIn addition, R Aqr is one of threedays generally understood as interacting bi- symbiotic stars that have circumstellar SiO
nary system comprising of a cool late-type star masers associated with Mira variables. Highand a hot compact companion. Phenomena resolution VLBI observations presented thatcaused by interaction between the components the SiO maser around the Mira showed a ringin symbiotic stars give unique astrophysical like structure with an approximated diameterlaboratories to investigate the evolution of bi- of 30 mas (Boboltz et al. 1997; Hollis et al.
nary systems (Kenyon 1986).
2001; Cotton et al. 2004, 2006).
R Aquarii (R Aqr) is one of the mostThe orbital parameters of the binary
studied symbiotic stars composed of a Mira system is important to understand the nature
variable with a pulsation period of about 387 of system and study of the binary phenomena
days and a putative white dwarf companion as and the binary evolution. However, its values
well as an ionized nebulae around the system. of R Aqr system are still under debated.
Characteristics in R Aqr are to have an astronomical jet, that is probably powered by an 2. Observations and Data Reduction
accretion disk around the hot companion, andThe observations of the v = 1 andthe large-scaled, extended inner and outer nebulae, that both nebulae had the same geomet- v = 2, J = 1 − 0 SiO maser transi1.

Introduction

1㻥㻥tions were performed using the VERA.
The target source of the SiO masers
around the R Aqr (αJ2000 = 23h 43m 49.s 4616,
δJ2000 = −15◦ 17′ 04.′′202) and the phasereferencing source J2348−1631 (αJ2000 =23h 48m 02.s 608532, δJ2000 = −16◦ 31′ 12.′′ 02226)
were observed simultaneously using the VERA
dual-beam system.
The separation angle
between the target and reference source isabout 1.6 degrees.
A bright continuum
source, 3C454.3, was also observed as acalibrator. The data were recorded onto
magnetic tapes at a rate of 1024 Mbps
with the VERA DIR2000 recording system.
All the data reductions were performed using the National Radio Astronomy
Observatory (NRAO) Astronomical Image
Processing System (AIPS).
3.

Parallax Measurement30

20

2005/ 9/27

Rel. Dec[mas]102005/11/23
2005/12/24
2006/ 2/14
2006/ 3/ 4

0

2006/ 5/ 8

2006/ 7/26

-10

2006/10/13-20v=2 J=1-0, Vlsr= -20.7km/s

-30
30

20

10

0
-10
Rel. RA[mas]

-20

-30

Fig. 1. Measured positions of the v = 2, J = 1−0(VLSR = −20.7 km s−1 ) SiO maser spots. The
solid line indicates the best-fitting result of parallax and proper motion.

.

In order to estimate a parallax, we assumed that the motion of the SiO maser spotis the summation of a parallax motion and alinear proper motion.
Among all the observations, we used
the SiO maser (v = 2, J = 1 − 0) spot with
the VLSR = −20.7 km s−1 to estimate parallax.
This spot was found to be persistent. We detected this spot in eight epochs at 2005/270,
327, 358, 2006/045, 062, 128, 207, and 286,
covering a period of about one year in the same
velocity channel. By setting position errors of
σRA = 0.430 mas and σDec = 0.434 mas obtainedby reduced χ2 ﬁtting, we obtained the parallax of π = 4.59 ± 0.24 mas, corresponding to a
distance of 218+12−11 pc. The proper motions arealso obtained to be µ∗α = 37.13 ± 0.47 mas yr−1
and µδ = −28.62 ± 0.44 mas yr−1 , respectively.

4.

Preliminary result of the orbital parameters

High resolution VLBI observations veriﬁed that the SiO masers in AGB stars tend
to occur in clumpy and do lie within the dust
formation region, which is located a few stellar radii away from the star and is in the formof ring-like structures. We assumed that thecenter of circular ﬁtting from the SiO maser
distributions coincides with the position of thecentral star, and estimate the stellar positions
by circular ﬁtting from the both of the SiO
maser spots. Obtained center positions of eachepochs from 2005 to 2013 are totally 13 epochs
in our observations.
For estimating orbital parameters, weused the Markov Chain Monte Carlo (MCMC)㻝㻜㻜Table 1. MCMC result for the Median and Best values

The permitted masses

with 68% confidence interval for the orbital parameters

4f(M)_min = 0.058
f(M)_mid = 0.155
f(M)_max = 0.357

Parameters

Best ValueMedian (68% CI)

T0 [JD]2442784.5

24428590+595−625

P [days]17065.65

17204+780
−590

e

0.26

0.25+0.055−0.058ω [◦ ]

73.37

73.35+15.52−13.96a [AU]

13.34

13.60+1.96−2.28

i [◦ ]

148.83149.02+3.58−4.53Ω [◦ ]

145.80+10.12
146.22−9.96

π [mas]4.59 ± 0.23 (fixed)-

MWD (Msun)

3

2

1

technique to jointly conduct the radial velocity
and the VLBI Astrometry data. The radial
velocity data were taken from the recent paper,by Gromadzki & Mikolajewska (2009), whichis the most recent RV collecting paper as wellas the Nobeyama observation data (Ukita et
al. in prep).
As a result, the summary of our preliminary orbital parameter result is shown in
Table 1 with the best values and the medianwith 68% conﬁdence level. We can derive fullorbital parameters without any ambiguity anddivide inclination information.

0.0

0.5

1.0
MMIRA (Msun)

1.5

Fig. 2. The permitted component masses constrained by the mass function. X-axis is the assumed mass for the Mira. Y-axis is the mass ofthe companion (WD). The solid line is the bestvalue for the orbital parameters of the permitted
WD masses.

for the hot companion with the assumptionof the Mira mass range between 0.1 and 1.5
solar mass. Expected the companion mass isabout 0.76 to 3.63 solar mass which is over
the Chandrasekhar limit. The critical mass for
5. Mass estimation for the companion Mira with Chandrasekhar limit of the whitedwarf is about 0.18 solar mass, which is quite
One of striking result in our simulation lower than lower limit of core-mass of Mirais that the orbital inclination in this system is variable.
presented about 149 ◦ . This result is quite difIf our inclination estimation is true, R
ferent from the previous reported inclination of Aqr system can be a progenitor of Type Ia su72◦ by Solf & Ulrich (1985) coming from the pernova in terms of inclination result. We needmorphology of the nebula shape. By adopt- to carefully analyze our data also consider how
ing our orbital parameters, the mass function this system (White dwarf companion) can beof f (M) = 0.155 solar mass. From the mass become to grow over the Chandrasekhar limit.
function, we can derive the permitted mass㻝㻜㻝   

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Abstractࡢ೥౓ɺզʑ͸େ࣭ྔ੕ͷਐԽʹ͓͚Δ 6.7GHz ϝλϊʔϧϝʔβͷग़‫ظ࣌ݱ‬ͷಛఆΛ໨తͱͯ͠ɺRed MSX Source(RMS) Λର৅ʹ 6.7GHz ϝλϊʔϧϝʔβͷλʔήοταʔϕΠΛߦͬͨɻ‫؍‬ଌର৅ఱମ͸ RMS ͷதͷେ࣭ྔ‫࢝ݪ‬੕ɺίϯύΫτ HII ྖҬͱࢥΘΕΔ 1473 ఱମͷதͰ๺൒‫͔ٿ‬Β‫؍‬ଌͰ͖ΔʢDec ʼ-20ʣ584 ఱମͰ͋Δɻ͜ΕΒʹରͯ͠ɺ೾௕ 8µm ͱ 21µm ͷϑϥοΫεൺΛͱΓɺϝʔβ‫ݕ‬ग़ఱମͱඇ‫ݕ‬ग़ఱମͰ෼෍Λൺֱͨ݁͠Ռɺ‫ݦ‬ஶͰ͸ͳ͍͕ɺϝλϊʔϧϝʔβ͸ए͍ఱମʹ෇ਵ͢Δ܏޲͕ࣔࠦ͞Εͨɻ͔ͦ͜Βɺ‫ݕ‬ग़ఱମΛର৅ʹ Herschel ߴۭؒ෼ղ
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1. Introduction
1-1. ‫ڀݚ‬എ‫ͱܠ‬໨త‫ࡏݱ‬ͷ੕‫ܗ‬੒աఔ͸ɺখத࣭ྔ੕ʹ͓͍ͯ͸‫؍‬ଌతɾཧ࿦తʹཧղ͞Ε͍ͯΔ͕ɺେ࣭ྔ੕ʹ͓͍ͯ͸ཧղʹ๡͍͠ɻͦͷཧ༝ͷҰͭͱͯ͠ɺେ࣭ྔ੕͸খத࣭ྔ੕ʹൺ΂ਐԽͷλΠϜεέʔϧ͕୹͍ͱ͍͏͜ͱ͕͋ΔɻͦͷͨΊ‫ܗ‬੒தͷ΄ͱΜͲ͸ೱ͍෼ࢠӢ಺Ͱա͝͠ՄࢹޫͰͷ‫؍‬ଌ͕‫͍͠ݫ‬ɻͦ͜Ͱɺి೾์ࣹͰ͋Γɺ‫ٵ‬ऩ͕গͳ͍໌Δ͍ϝʔβ͸੕‫ܗ‬੒ྖҬͷ‫͍ྑ͍͓ͯʹڀݚ‬πʔϧͱͳΔɻେ࣭ྔ੕‫ܗ‬੒ྖҬʹ͸ɺ༷ʑͳϝʔβ‫ݯ‬Λ൐͏͜ͱ͕஌ΒΕ͓ͯΓɺͦͷதͰ΋ 6.7GHz ଳͰϝλϊʔϧ෼ࢠ͕์ग़͢Δ 6.7GHz ϝλϊʔϧϝʔβ͸େ࣭ྔ੕‫ܗ‬੒ྖҬʹ͔͠෇ਵ͠ͳ͍ͨΊɺେ࣭ྔ੕ͷ‫ܗ‬੒աఔΛ‫͢ڀݚ‬Δ্Ͱྑ͍πʔϧͱͳΔɻͦͷͨΊɺ6.7GHz ϝλϊʔϧϝʔβΛ༻͍ͨ‫ڀݚ‬͸ଟʑߦΘΕ͍ͯΔ͕ɺ؊৺ͷ͜ͷϝʔβͷग़‫͕ظ࣌ݱ‬ະͩ͋·ΓΑ͘෼͔͍ͬͯͳ͍ɻͦ͜Ͱɺզʑͷ‫ڀݚ‬໨త͸େ࣭ྔ੕ͷਐԽஈ֊ʹ͓͚Δ 6.7GHz ϝλϊʔϧϝʔβͷग़‫ݱ‬࣌‫ظ‬Λಛఆ͢Δ͜ͱͱͨ͠ɻ͜ͷ‫ڀݚ‬ΛਐΊ্͍ͯ͘Ͱɺ‫ݸ‬ʑͷ‫࢝ݪ‬੕ʹ෼཭͞ΕΔ͘Β͍ͷߴ෼ղೳͰ‫؍‬ଌ͞ΕͨఱମͷϦετɺͦΕΛର৅ͱͨ͠ 6.7GHz ϝλϊʔϧϝʔβͷλʔήοταʔϕΠͱɺ‫؍‬ଌର৅ఱମͷ೥ྸͷ‫ܥ‬౷తͳ‫͕ڀݚ‬ඞཁͰ͋Δɻ

1-2. Red MSX Source
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1-3. ࡢ೥౓ͷ‫؍‬ଌ֓ཁɾ݁Ռ
զʑͷ‫؍‬ଌ͸ࢁ‫ ޱ‬32m ి೾๬ԕ‫ڸ‬Λ༻͍ͯߦΘΕͨɻ‫؍‬ଌର৅ఱମ͸ RMS ͷதͰେ࣭ྔ੕‫࢝ݪ‬੕ͱίϯύΫτ

HII ྖҬʹ౰ͨΔఱମͷதͰɺ๺൒‫؍Ͱٿ‬ଌՄ‫ ͭ׌‬0˃ʻۜҢʻ 180˃ͱ͞ΕΔ 584 ఱମͰ͋Δɻ584 ఱମͷ͏ͪɺ99ఱମ͔Βϝʔβ͕‫ݕ‬ग़͞Εͨɻͦͷ͏ͪɺG052.2025+00.7217A ͱ G084.9505-00.6910 ͷ 2 ఱମ͸৽‫ݕ‬ग़Ͱ͋Δɻ

1-4. ϑϥοΫεൺͷώετάϥϜ
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2. ໨ඪࡢ೥౓ͷ‫؍‬ଌɾߟ࡯͔Βɺ6.7GHz ϝλϊʔϧϝʔβ͕େ࣭ྔ੕ͷਐԽஈ֊ʹ͓͍ͯɺए͍࣌‫෇ʹظ‬ਵ͢Δ܏޲͕ࣔࠦ͞ΕΔ͜ͱ͕෼͔ͬͨɻͦ͜Ͱɺఱମͷ೥ྸͷΑΓఆྔతͳߟ࡯Λ͢Δඞཁ͕͋ΔͨΊզʑ͸ SED Fitting Tool[3]Λ༻͍ͯৄࡉͳఱମͷ෺ཧύϥϝʔλΛ‫ੵݟ‬कΔ͜ͱΛߟ͑ͨɻ͔͠͠ɺFitting Tool ʹ༻͍Δ͜ͱ͕Ͱ͖‫ͭ׌‬ΧλϩάԽ͞Ε͍ͯΔԕ੺֎ઢ೾௕Ҭͷσʔλ͸ IRAS ͚ͩͰ͋ΔɻIRAS ͸ۭؒ෼ղೳ͕ʙ3′ ͱෆे෼Ͱ͋ΓɺपғͷఱମͷࠞೖͷӨ‫ݒ͕ڹ‬೦͞ΕΔɻͦ͜Ͱɺ‫؍‬ଌ೾௕ 70 ʵ 350µmɺۭؒ෼ղೳ͕ʙ5”-37” ͱߴ෼ղೳͳ Hershel[4] ͷσʔλΛղੳ͠ɺͦͷσʔλ΋࢖༻ͨ͠ SED Λඳ͖ɺΑΓৄࡉͳ෺ཧύϥϝʔλΛࢉग़͢Δ͜ͱΛ໨ඪͱͨ͠ɻ

3. ํ๏ͱ݁Ռ
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4. ߟ࡯
4-1. ԕ੺֎ઢσʔλͷॏཁੑ
SED ϑΟοςΟϯάΛߦ͏ࡍʹԕ੺֎ઢσʔλͷ༗ແʹΑͬͯ‫͞΅ٴ‬ΕΔӨ‫ڹ‬Λߟ࡯͢Δɻԕ੺֎ઢσʔλͳ͠‫ ͭ׌‬IRAS(্‫ݶ‬஋) ͚ͩͰඳ͍ͨ SEDʢਤ 4 ͷதʣͱԕ੺֎ઢσʔλ΋‫ؚ‬ΜͰඳ͍ͨ SEDʢਤ 4 ͷࠨɺӈʣͱͰ͸ɺ

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2
㻝㻜㻢ਤ 4: ࠨɿۙɾதʴԕ੺ʢHerschelʣσʔλΛಋೖͨ͠ SED, ɹதɿۙɾதʴதԕ੺ʢIRASʣσʔλΛಋೖͨ͠ SED,ɹӈɿۙɾதʴԕ੺ʢHerschelʣσʔλʴதԕ੺ʢIRASʣσʔλΛಋೖͨ͠ SED

4-2. PACS ͷඞཁੑ

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3
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㻝㻜㻤1

3

4.3

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4.1

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4.4
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4.2 ख๏ 1ɿ֤ΤϙοΫͰ 1 ͭͷεϙοτΛ‫ Ͱ ج‬8 ‫ݸ‬ͷϑΟʔνϟʔͷॏ৺࠲ඪΛͦΕͧΕͷϑΟʔνϟʔʹ‫·ؚ‬Ε͍ͯΔಉఆεϙοτͷ૬ରҐஔ͔Β४ͱͨ͠ଞͷεϙοτͷ૬ର‫ݻ‬༗ӡಈ‫ੵݟ‬΋Δɻ(2). ֤ΤϙοΫͰϑΟʔνϟʔͷॏ৺࠲ඪͷ feature-barycenter Λ‫ٻ‬Ίɺ֤ϑΟʔνϟʔͷॏ֤ΤϙοΫͰಉఆͨ͠εϙοτͷ 1 ͭΛ૬ରҐஔ৺࠲ඪ͔Β feature-barycenter ͷ࠲ඪΛࠩ͠Ҿ͘͜ͱͷ‫ج‬४ͱͯ͠ଞͷಉఆεϙοτͷ૬ର‫ݻ‬༗ӡಈΛҎͰɺfeature-barycenter Λ‫ج‬४ͱͨ͠ϑΟʔνϟʔͷԼͷखॱͰ‫ٻ‬Ίͨɻ(1). ֤ΤϙοΫͰશಉఆεϙο૬ରҐஔΛಋग़͢Δɻ (3). ϑΟʔνϟʔ͕ 2 ೥ؒͰτͷ࠲ඪ͔Β‫ج‬४εϙοτͷ࠲ඪΛࠩ͠Ҿ͘͜ͱͰɺ
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ํ޲ͷ࣌ؒมಈʹରͯͦ͠ΕͧΕͷεϙοτΛҐஔ‫ࠩޡ‬ͷ‫਺ٯ‬ͷ 2 ৐ΛॏΈͱͨ͠௚ઢϑΟοςΟϯά
5 ݁ՌΛߦ͏ɻ͜ͷϑΟοςΟϯάʹΑͬͯಘΒΕͨ܏͖͕εϙοτͷ૬ର‫ݻ‬༗ӡಈʹ૬౰͢Δɻ(3). શಉఆε3 ͭͷख๏Λ༻͍ͯಋग़ͨ͠૬ର‫ݻ‬༗ӡಈΛਤ 5.1
ϙοτͷ૬ର‫ݻ‬༗ӡಈʹ͸‫ج‬४εϙοτͷӡಈ͕‫ࣔ͢ʹ ۉ‬ɻͦΕͧΕͷख๏Ͱಋग़ͨ͠ 6.7 GHz ϝλҰʹ‫·ؚ‬Ε͍ͯΔ͜ͱΛԾఆ͠ɺશಉఆεϙοτͷ ϊʔϧϝʔβͷ૬ର‫ݻ‬༗ӡಈͷେ͖͞͸ख๏ 1 Ͱ૬ର‫ݻ‬༗ӡಈͷฏ‫ۉ‬஋ (͜ͷฏ‫ۉ‬஋͕‫ج‬४εϙοτͷ 0.1 − 0.9 mas · yr−1 , ख๏ 2 Ͱ 0.1 − 1.0 mas · yr−1 ,ӡಈʹ૬౰͢ΔͱԾఆ) Λ‫ٻ‬ΊΔɻ(4). ͜ͷฏ‫ۉ‬஋Λ ख๏ 3 Ͱ 0.04 − 0.69 mas · yr−1 Ͱ͋ͬͨɻ͜ͷఱମશಉఆεϙοτ͔Βࠩ͠Ҿ͘͜ͱͰ‫ج‬४εϙοτʹ ·Ͱͷ‫ ཭ڑ‬4.2 kpc Λߟྀ͢Δͱɺ઀ઢ଎౓͸ख๏ 1Ө‫͞ڹ‬Εͳ͍શಉఆεϙοτͷ૬ର‫ݻ‬༗ӡಈΛಋग़ Ͱ 1.8 − 18.6 km · s−1 , ख๏ 2 Ͱ 1.5 − 19.0 km · s−1 ,͢Δɻख๏ 3 Ͱ 0.9 − 13.7 km · s−1 ʹ૬౰͢Δɻ

㻝㻜㻥2ٞ࿦ɾࠓ‫ޙ‬ͷల๬ࢀߟจ‫ݙ‬

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535, L8

20

20

20

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200

200

200

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㻝㻝㻜3

㻝㻝㻝



from disk-accretion processes. Several candidates of high mass accretion disks
were actually reported in this decade. However, all such disks are in a nearlyedge-on geometry and it is difficult to observe the innermost region that easily
becomes optically thick. We have launched new project for a systematic survey
and study of a face-on high mass young stellar object, in order to understandthe innermost accretion process.

AbstractAll stars in various mass ranges are believed to be mainly born

K. Sugiyama, K. Niinuma, K. Fujisawa (Yamaguchi Univ.), A. J.Walsh (Curtin Univ.)(Yamaguchi Univ.), K. Sorai (Hokkaido Univ.), M. Honma, T. Hirota (NAOJ), Y. Yonekura(Ibaraki Univ.), S. Matsushita (ASIAA), K. Hachisuka (Shanghai Observatory)

K. Motogi(JSPS Research Fellow PD, Yamaguchi, Univ. )The face-on view of the accretion disk
around a high mass young stellar object

㻝㻝㻞



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Massive Protostar Formationin Sharpless 269 IRS 2w
Y. Asaki (ISAS), & H. Imai (Kagoshima Univ.)

ABSTRACT
Spatial distribution of the water masers in S269 IRS 2w
indicates a bipolar outflow in the direction of northeastsouthwest from the embedded O-type protostar. This idea
is supported by the global outflow structure between S269
IRS 2w and HH191 as well as the spatial distribution of themethanol masers whose position angle is almost perpendicular to the spatial distribution of the water masers. S269
can be located in the interarm region between the Perseus
and Outer spiral arms and its peculiar motion has a large
velocity component in the anti-Galactic rotation direction.
We suppose that the star formation of S269 has been activated by a cloud-cloud collision.
INTRODUCTION
Sharpless 269 (hereafter, S269) is one of HII regions in
the outer Galaxy. There are two compact infrared sources
separated by 30”, IRS 1 and IRS 2, located in the central
dust lane and the western lobe, respectively [1], strongly
indicating active star-forming regions. In IRS 1 there isa B0.5 V star exciting the surrounding medium while itis suggested that an O9.5 V or O8 star is embedded in
IRS 2 [2]. Especially in IRS 2, astronomical masers of water [3,4] hydroxyl [5,6], and methanol [7] molecules havebeen detected. This infrared source is later recognized to
be separated into IRS 2e and IRS 2w by 4.”1 in the eastwest direction [2]. The water masers of S269 IRS 2w havebeen observed from 2004 to 2006 with the VLBI Exploration of Radio Astrometry (VERA) of the National Astronomical Observatory of Japan (NAOJ). The annual parallax of S269 IRS 2w is 0.247 ± 0.034 mas, corresponding to
4.05+0.65−0.49 kpc [8].

Figure 1. Spatial distribution of the water maser spots in
S269 IRS 2w at each epoch. Size and color of open
circles represent peak flux density in log-scale andradial velocity.

time variations of multiple water maser features in this region. It is suggested that a Herbig-Haro object, HH 191,
which is located 2.”8 to the northeast of S269 IRS 2w is
plausibly produced in a bow shock in a flow from S269
IRS 2w [2]. The alignment of the water maser features isquite similar to the direction between S269 IRS 2w and
HH 191.

SPATIAL DISTRIBUTIONS OF WATER MASERS
Figure 1 shows the maser spot distribution with color-coded
open circles. The water maser features are aligned along
the northeast-southwest direction, suggesting that water masers
trace a bipolar outflow from a massive protostar embedded
in IRS 2w. Short-term variations at VLSR ∼ 20 km s−1 of
S269 water maser spectrum at 22 GHz were found in monitoring studies for 20 yrs on the 22 m Pushchino radio telescope [9]. VERA’s monitoring program revealed that the
short-term variation in the spectrum is superimposition of㻝㻝㻣

DYNAMICAL CENTER AND SYSTEMIC PROPER
MOTION
Figure 2 shows the absolute proper motions of the watermasers in IRS 2w. We conducted kinematic model analysis
for the absolute proper motions of the water maser spots
by assuming a spherically symmetric expanding flow froma single object, in other words, the dynamical center. We
obtained the absolute position of the dynamical center as(406 ± 5, 175 ± 3) mas with respect to the phase tracking

center of S269 IRS 2w, and the systemic proper motion as(0.31 ± 0.17, −1.34 ± 0.11) mas yr−1 eastward and northward, respectively.
Using the systemic proper motion obtained in this study,
let us estimate the 3D motion of S269 IRS 2w in the MilkyWay. We adopted the Galactocentric distance of the sun of
8.3 ± 0.3 kpc, and a flat Galactic rotation curve with therotation velocity at the Sun of 239 ± 7 km s−1 [10]. For thesolar motion, we adopted the latest value [11]. The peculiar
motion of S269 IRS 2w is (Us , Vs , Ws ) =(9 ± 3, −21 ± 4,
−1 ± 3) km s−1 , where Us is towards the Galactic center, Vs
is towards the Galactic rotation direction, and Ws is towards
the Galactic north pole at the position of the object. This
peculiar motion is prominent in the anti-Galactic rotation
direction. Because the peculiar motion has a positive velocity component to the Galactic center, it could come out
from the Outer spiral arm to the interarm region.
COLLOCATION BETWEEN WATER AND
METHONOL MASERS
Methanol masers of the 51 → 60A+ transition at 6.7 GHz
in S269 IRS 2w were observed with the JVN in 2006 and2011 [12]. They revealed a wide distribution of the methanol
masers in a sub-arcsec area at around VLSR = 14.8-16.2 km s−1 .
In addition, phase referencing VLBI observations for themethanol masers of the same transition were conducted using the EVN. K. L. J. Rygl (2013, private communications)determined the absolute coordinates of two bright methanol
maser spots with VLSR = 14.6 and 15.3 km s−1 . which havebeen identified in previous methanol maser maps [12,13].
Consequently, the methanol masers can be superposed on
our water maser map via the absolute positions of the twobright methanol maser. Figure 3 shows a colocation maser
map between the water and methanol masers. The global
structure of the methanol maser distribution is clearly aligned
perpendicular to the spatial distribution of the water maser
features. We advocate that the methanol masers are associated with a disk-like structure or spherical shock bubble
surrounding the massive protostar [14].
Let us estimate an enclosed mass by the methanol masers
using a velocity gradient with the position angle perpendicular to the bi-polar outflow. If we assume that the methanol
masers are located on a part of the circular orbit of a Keplerian rotating disk and that the emission crosses over the
spin axis of the disk, the inner mass M∗ /M⊙ can be approximately estimated by 1.13 × 10−3 (∆v/∆x)2 R3 sin−2 i,where R is a rotation radius of the disk in AU, i is an inclination angle of the spin axis from the line-of-sight (i = 90◦
for an edge-on disk), ∆v/∆x is the velocity gradient acrossa region of the methanol maser emissions in km s−1 AU−1 .
The velocity gradient along the direction of a position angle at 125◦ is 1.6 × 10−3 km s−1 AU−1 [12]. Assuming
R = 2000 AU because a linear distance between the dy-

Figure 2. Positions and absolute proper motions of the water maser spots in S269 IRS 2w. Open circles andtriangles represent red and blue shifted spots withrespect to the systemic velocity of S269.

namical center obtained above and the crossing point between the water and methanol masers is ∼ 1500 AU, thensin i = 0.75, we obtain the enclosed mass of 41 M⊙ . Thisvalue is unlikely because it is rather large for an O9 V protostar. If we assume R = 1500 AU and sin i = 0.75, we
obtain the enclosed mass of 17 M⊙ . Therefore, the true position of the dynamical center may be rather closer to themethanol maser emission region and/or the velocity gradient of the methanol masers does not show a simple Kepler
rotation.
TRIGGER OF STAR FORMATION IN S269
Spontaneous star formation of GMCs can be triggered by
self-gravity instability induced by passage of the density
wave. On the other hand, assuming that S269 has been traveling 1 kpc in the interarm region with its peculiar motionof ∼ 21 km s−1 , it has been 80 × 106 yr since the molecular
cloud came out to the interarm region. Because the age of
S269 is thought to be a few of 106 yr [15], it is difficult
to find a reasonable explanation that the density wave cantrigger the star formation of S269. How did S269 get thepeculiar motion in the interarm region? What is a trigger
for the star formation of S269 during the travel through theinterarm region.
Answers to these questions can be found from an idea oftime-dependent potential spiral arms in spiral galaxies [16,17].
In large N-body+hydrodynamics simulation for spiral arm
formation, cold gas clumps traveling through interarm regions in a spiral galaxy can have random peculiar motions

㻝㻝㻤ACKNOWLEDGEMENTS
The authors acknowledge arrangements for providing the
updated VLBI correlator models by K. M. Shibata and fruitful discussions about the astrometric data analysis with T.
Oyama. The authors would like to thank K. L. J. Rygl
for kindly providing the absolute positions of the methanol
masers determined with the EVN, and S. Sawada-Satoh forfriendly showing the relative methanol maser positions determined with the JVN.
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Figure 3. Colocation map between the water masers and themethanol masers in IRS 2w reported by Minier etal. (2000), Sawada-Satoh et al. (2013), and Rygl
(2013, private communications). The cross markrepresents the dynamical center.

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Astronomy Reports, 45, 949

with a typical speed of 20 km s−1 . In addition to the above
hypothesis, we suggest that star formation of S269 can beignited by a collisional event between multiple giant molecular clouds (so-called cloud-cloud collision). In velocity
maps with [S II] of S269 [18], the most blueshifted ionizedgas is located in the center, and that the redshifted gas isseen in the outskirts of the HII region. This picture seems
to show that one cloud is colliding with another one fromthe farther side, and passing through the center of S269.
The star formation in S269 may be activated in an interface region between two clouds in the center dark lane andsouthwestern lobe.

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SUMMARY
In this paper, we discuss about the spatial distribution of
the water and methanol masers in S269 IRS 2w at 22 and
6.7 GHz, respectively. The water maser distribution indicates an existence of an outflow from the embedded massive protostar while a rotating disk structure have been observed with methanol masers. Assuming a Kepler rotation disk, the enclosed mass can be estimated to be 17 M⊙
though it is speculative at this moment because the rotation
radius and inclination of the disk are unknown. Because
this star-forming region can be located in the interarm region in the outer galaxy, it is hard to attribute the triggerof the star formation to the gravitational instability causedby the density wave. Instead, a cloud-cloud collision scenario is a charming idea to explain how to activate the starformation in S269.

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[9] Bans, A., Königl, A., 2012, ApJ, 758, 100[4] Rygl, K. L. J., et al. 2010, A&A, 511, A2[10] Greenhill, L. J., et al. 2013, ApJ, 770, L32[5] Sugiyama, K., et al. Accepted[11] Keurini, S., et al. 2011, A&A, 530, A12[6] Zapata, L. A., et al. 2008, AJ, 136, 1455

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㻝㻞㻞

銀河中心ローブの電波再結合線による観測２
窪瀬 雄三、藤沢 健太、名越 遥（山口大学）

Abstract
銀河系の中心領域に存在する、銀河中心ローブの大部分を担うとされる電離ガスの詳細な速度構造・温度分
布を調べるため、山口 32 m 電波望遠鏡を用いて 8 GHz 電波連続波観測及び電波再結合線（H92α）観測を行った。我々がこれまでに電波再結合線観測を行った領域は −1.0◦ < 銀経 < 0.53◦ , 0.10◦ < 銀緯 < 0.55◦ と、−0.87◦ < 銀経 < 0.33◦ , 0.60◦ < 銀緯 < 0.75◦ と、−1.0◦ < 銀経 < 0.33◦ , 0.80◦ < 銀緯 < 0.90◦ である。この領域を銀経方向に 3′ 間隔、銀緯方向に 4′ 間隔という密なサンプリング間隔で行った。その結果より、東西の 2
つの電波再結合線のローブは銀河面から銀緯 0.90◦ までは続いていることを明らかにした。また、電波連続波放射領域の内側に電波再結合線放射領域があるという、層状構造になっている可能性を強くした。視線速度は全体にわたって低速（±10 km s−1 以内）で分布しており、 低銀緯側では銀河回転と同方向への回転運動を示し、高銀緯側ではその傾向がなくなる傾向を得た。

1 背景
銀河中心ローブ（GCL）は、1984 年に野辺山 45 m 電波望遠鏡による 10 GHz 連続波サーベイ観測により発見された、銀河面から約 +1◦ の高さに伸びる Ω 型に広がった領域である [1]。GCL 付近には、銀河回転と同じ向きに −150 ∼ +100 km s−1 で回転する分子ガスが存在し [2]、GCL の東側では直線偏波が観測されている [3]。
過去の観測結果より、放射は内側から電波再結合線、電波連続波、中間赤外線と、層状構造になっていることが示唆されている [4]。

2 観測山口 32 m 電波望遠鏡を用いて、GCL とその周辺の領域の電波連続波観測及び電波再結合線観測を行った。山口 32 m の 8

GHz 帯のビームサイズは 4.2′ である。電波連続波観測は 2006 年に行った。観測周波数は 8380 MHz であり、−2.55◦ < 銀経 <2.45◦ , 2.42◦ < 銀緯 < 2.58◦ の領域を 1′ 間隔で観測した。積分時
間は 1 点につき 0.2 秒である。
電波再結合線観測は 2011 年から 2013 年のうち、780 時間かけて行った。観測周波数は 8309 MHz（H92α）であり、−1.0◦ < 銀
経 < 0.53◦ , 0.10◦ < 銀緯 < 0.90◦ の領域を銀経方向に 4′ 、銀緯方
向に 3′ 間隔で観測した。詳細な観測領域を Fig. 1 に示す。観測はポジションスイッチングで、1 点につき ON 点 1 分、移動 20 秒、OFF 点 1 分、移動 20 秒を 45 回（合計 2 時間）で行った。検出感度（2σ ）は 6 mK、速度分解能は 2.26 km s

−1

である。

Fig. 1 枠内の領域を山口 32 m を用いて電波再結合線観測を行った。背景は野辺山 45 m による 10 GHz 連続波マッ
プ [1] である。

3 結果と解析
観測結果については名越 遥（山口大）集録参照。
まず、観測によって得られた電波連続波と電波再結合線のそれぞれのアンテナ温度のピーク位置をモデル
フィットによって求める。連続波及び再結合線のデータを各銀緯ごとに区切って銀経方向に多成分ガウス関数モ
デルでフィッティングする。例として、銀緯 0.60◦ でモデルフィッティングを行ったものを Fig. 2 に示す。こ1㻝㻞㻟

の図は、縦軸左側が再結合線のアンテナ温度 [K] を示し、右側が連続波のアンテナ温度 [K] を示す。横軸は銀経[◦ ] である。連続波は 4 成分のガウス関数モデルで、再結合線は 2 成分のガウス関数モデルでフィッティングした。同様に各銀緯でフィッティングを行い、0.1◦ < 銀緯 < 0.90◦ で連続波と再結合線のそれぞれのピーク位置を求めたものを Fig. 3 に示す。Fig. 3 の連続波、再結合線それぞれのピーク位置の概形を見ると、内側に再結合
線ピーク位置、外側に連続波ピーク位置となっており、過去に示唆された GCL が層状構造である [4] という可能性を支持する結果となった。
次に、電波再結合線観測で得られた電離ガスの速度構造について述べる。電離ガスは、観測した領域全体で見ると非常に低速（±10 km s−1 ）で運動していた。ここで、速度構造を低銀緯側と高銀緯側に分けて考えてみる。
低銀緯側は東側で正の速度、西側で負の速度を持つという明確な速度勾配が見られていた。しかし高銀緯になるにつれて、その速度勾配がなくなったように見える。

Fig. 2 銀緯 0.60◦ における銀経方向のアンテナ温度のピーク位置を比較したものを示す。連続波は 4 成分のガウス関数モデル、再結合線は 2 成分のガウス関数モデルでフィッティングを行った。縦軸はアンテナ温度 [K]、横軸は銀経 [◦ ] である。

Fig. 3 各銀緯ごとに求めた銀経方向の連続波及び再結合線のアンテナ温度のピーク位置を示す。四角は連続波のピーク位置、黒丸は再結合線のピーク位置を示す。縦軸は銀緯 [◦ ]、横軸は銀経 [◦ ] を示す。

4 考察
電波連続波と電波再結合線のアンテナ温度のピーク位置の比較を定量的に行う。各銀緯でピーク位置のずれを求めて平均すると、GCL 東側で 0.17◦ のずれ、西側で 0.09◦ のずれがあった。山口 32 m のビームサイズは4.2′ (= 0.07◦ ) であるため、このずれは有意である。したがって、GCL を形成する電離ガスのうち、連続波放射をする領域と再結合線放射をする領域が分かれていると考えられる。

2㻝㻞㻠次に、視線速度構造について考察する。もしガスに粘性に似た性質があるとすると、低銀緯側は銀河回転に引っ張られて同方向に回転するが、高銀緯になるにつれてその影響が小さくなることが説明できる。そのため、ガスに粘性があるとして動粘度を求めてみる。
まず、Fig. 4 のようなモデルを考える。この図で縦軸を銀河回転速度、横軸を銀河面からの距離と考えると今回の場合に適用できる。
ここで、銀河回転速度を −220 km s−1 と仮定する。観測によって得られた銀緯方向の視線速度をプロットし、f (x) = −220 erfc (x/2a)の式でフィッティングを行う。使用した視線速度は、データ点がFig. 4 流体力学粘性モデル [5]最も多かった銀経 −0.60◦ のデータを用いた。フィッティング結
果は Fig. 5 のようになった。これより動粘度を求めたが、その値は ν ∼ 4.7 × 1020 m2 s−1 という値（地上での空気の動粘度∼ 10−3 m2 s−1 ）となり、この銀河面から離れた位置での視線速度は単純な粘性だけでは説明ができないという結果が得られた。
次に、GCL を構成する電離ガスにかかる単位面積あたりの重力を考える。まず、観測によって得られた電波再結合線の強度分布から

GCL の電離ガスの平均密度を ne = 6.5 cm−3 と推定した。ここで、GCL の西側に存在する分子ガス 12 CO の視線速度は −150 km s−1
である [2]。また、GCL の広がりを 100pc、奥行きを 50pc とする。

Fig. 5 ガスの視線速度から動粘度を求めるフィッティングの結果を示す。

銀河中心までの距離を 8.5kpc とすると、銀河中心からこの分子雲がある場所までの距離は ∼ 2.39 × 1018 m である。重力と遠心力が釣り合っているとすると、ガスにかかる単位
面積あたりの重力は p ∼ 1.6 × 10−10 N m−2 と求められる。
この重力を支えられる可能性として、ガス圧と磁気圧を考えた。再結合線のドップラー幅から見積もられた電子温度を 4370 K とすると、ガス圧は p ∼ nkB T ∼ 3.9 × 10−13 N m−2 となり、ガス圧では重力を支えられないことがわかる。次に、GCL 周辺の磁場を ∼ 10−7 T (= 10µG) と仮定すると、磁気圧はp ∼ B 2 /2µ0 ∼ 4.0 × 10−13 N m−2 となり、磁気圧でも重力を支えられないことがわかった。この問題は今後、
詳しく検討する必要がある。

5 まとめ
山口 32 m 電波望遠鏡を用いて銀河面から銀緯 0.90◦ までの電波再結合線観測を行った。その結果、銀緯 0.90◦までは再結合線のローブ状の構造が続いていることを確認した。8 GHz 電波連続波のアンテナ温度のピーク位
置と、電波再結合線のアンテナ温度のピーク位置を比較してみると、東側では 0.17◦ 、西側では 0.09◦ ほどずれており、連続波と再結合線では放射領域が異なると考えた。視線速度に関して、ガスに粘性があると仮定した考察を行ったが、銀河面から離れた位置での速度は単純な粘性だけでは説明ができないことがわかった。また、ガスの重力を支える圧力としてガス圧と磁気圧を考えたが、それらでは支えられないという結果が得られ、今後検討していく必要がある。

参考文献[1] Sofue & Handa 1984 Nature, 310, 568[2] Sofue 1996 ApJ, 459, L69[3] Tsuboi et al. 1986 AJ, 92, 818T
[4] Law 2010 ApJ, 708, 474[5] 巽 友正 (1982)『流体力学』(新物理学シリーズ 21) 培風館
3㻝㻞㻡

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1.

Introduction
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X-bandRHCP/LHCP
WIDE
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K-bandLHCP
Ka-band
RHCP
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X-bandRHCP/LHCP‫ݱ‬᣿ʟ 11m ǢȳȆȊ1405-1420MHz, 1600-1720MHz
2193-2350MHz
8180-9080MHz
6-14GHz22 - 24 GHz
31.7-33.7GHz
42.3-44.9GHz

SEFD ∼ 500Jy
SEFD ∼ 250Jy
SEFD ∼ 370Jy
SEFD ∼ 1500 Jy
SEFD ∼ 1300 Jy
ச̅ဇச̅ဇ

2212-2360MHz
7700-8680MHz

SEFD ∼ 4000Jy
SEFD ∼ 5000Jy

S-bandRHCP/LHCP
X-bandRHCP/LHCP
MARBLE-1 1.6m ǢȳȆȊWide
VPOL (HPOL)
MARBLE-2 1.5m ǢȳȆȊ2212-2360MHz
7700-8600MHz

SEFD ∼ 4000Jy
SEFD ∼ 9000Jy

3.5 - 14GHz

SEFD ∼ 7.e5 Jy

3.5 - 14GHz

SEFD ∼ 1.e6 Jy

Ӗ̮ೞ

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VPOL (HPOL)

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trial RElations Observatory) ᘓ଩ƷȆȬȡȈȪȀǦ
ȳȪȳǯƴ̅ဇƞǕƯƍǔŵ(http://stereo-ssc.

᧏ႆƠƯƍǔŵᚇยԗඬૠ࠘؏Ƹ‫׎‬ᨥႎƳ VGOS ˁᄂᆮܴƷȟȃǷȧȳưƋǔŴVLBI ২ᘐƴǑǔᢒᨠಮǛ᪽ࣞƴŴ3-14GHz Ʒ࠼ƍԗඬૠ࠘؏ǛᚇยƢǔŵ

nascom.nasa.gov/beacon/beacon\ secchi.shtml)
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Ưƍǔŵ2013 ࠰Ƹ MARBLE-Ძ (1.6m), MARBLE-

ȫ (Sgr-A*) ǁƷǬǹᓳɦƷȢȋǿ-ᚇยƴǋ̅ဇƠ

2(1.5m) ǢȳȆȊƷ LNA ʩ੭Ŵ࠼࠘؏Ʒ PCAL ̮ӭႆဃ֥Ŵ1-18GHz Ʒ RF ̮ӭǛˡᡛưƖǔˡᡛǷǹȆȠǛૢͳƠƨŵǇƨŴ‫׹ٻ‬ǢȳȆȊƷᲭᲮ m ǢȳƯƖƨ (ᇹ 3 ራӋༀ)ŵ

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VDIF/VTP ǽȕȈǦǧǢƷ᧏ႆ

2013/12/24-26 ሇඬ‫ܖٻ‬, 2014.

VLBI Data Interchange Format (VDIF) ƸŴȇȸ[2] Hobiger, T., et al., Observation level combination of SLR and VLBI with c5++: A caseǿƷʝ੭ࣱǛ࣏ᙲƱƢǔ VLBI ƷȇȸǿȕǩȸȞȃȈƱƠƯŴɼᙲƳ VLBI ǷǹȆȠƷ᧏ႆǛᘍƬƯƍǔ ቟

study for TIGO, Adv. Space Res., Vol. 53, pp.
119-129, 2014.

‫ ׎‬MIT/Haystack, NRAO, ഑߸ JIVEŴଐஜ/NICTŴ
ᝍ߸/CSIRO ƷӲᆔȇȸǿӓᨼೞ֥ƴᘺͳƞǕƭƭƋǔŵǇƨ VDIF ȇȸǿǛȍȃȈȯȸǯˡᡛƢǔȗ[3] Takekawa, S., et al., Flux monitoring observa-ȭȈǳȫ VDIF Transport Protocol (VTP) ǋˁಮƕС‫ܭ‬ƞǕ (http://vlbi.org/) ƯƍǔŵȉǤȄ Wettzell

tions of Sgr A at S/X bands with the NICT
Kashima-Koganei VLBI System, IVS NICT-‫ޅ‬ƱƭƘƹ‫ޅ‬ư‫᠃ׅྶע‬ƷᡆᡮƳ VLBI ᚇยǛႸႎ

TDC News No. 33, pp. 18-20, 2013.

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