「銀河中心ブラックホ－ルSgrA*とサブミリ波VLBI」

1. 「銀河中心ブラックホ－ルSgrA*とサブミリ波VLBI」「銀河中心ブラックホ－ルSgrA*とサブミリ波VLBI」 三好　真（国立天文台） MHD的天体物理ワークショップ： 2009年9月1日国立天文台・三鷹

2. SgrA*は最確度の大質量ブラックホ－ル SgrA* 銀河中心での星の軌道運動 (Genzelらによる近赤外観測） データ解析に相対論は使っていない。

3. 見えないと思われていた近赤外線でSgrA*が見えた。フレアが起きた。(Genzel 03)

4. フレア時の光度曲線には周期性が見受けられる（QPO)　フレア時の光度曲線には周期性が見受けられる（QPO)　 P=16.8±2.0 min.(Genzel 03) 　P=22 min.( Eckart et al 06) Genzel et al. 2003

5. QPO at X ray too. Periodicity is also found from X ray flare. P~100 s, 219 s, 700 s, 1150 s, and 2250 s were suggested (analysis by Achenbach et al. 2004)

6. SgrA* 、電波では？ （１）SgrA*の発見は電波で（Brownら‘74)銀河中心分子雲SgrAに付随するコンパクトな電波源として見つかる。 （２）つまり、電波ではいつも光っています（観測したら見えなかったということは、まだない）。 （３）当初、強度変動はない、と思われていたが、高周波(ミリ波からサブミリ波）ではフレアをおこす。 (注） （ミリ波での）フレア は坪井・宮崎が 最初に見つけた。 Zhaoら(2003)

7. SgrA* Millimeter Flare at 6th March 2004 Flare IV in 2004 Maximum flux density Mar 6, 2004 2.7±0.5 Jy at 146GHz 2.6±0.5 Jy at 134GHz Our Observation: VLBA obs at 43GHz Mar 8, 2004! (512Mbps – highest sensitivity) Unlike with X-ray & NIR, We can observe SgrA* with radio all time..

8. SgrA* image At 43GHz (VLBA) (whole time integrations) Here 1Rs on assumptions, D=8kpc, M=3.7×１０６M◎ Rectangulars0.1mas（10Rs)×0.15mas（15Rs) 209（＝19×11） in all We defined these 209 small regions, measured the flux density variations of them from 360 snap shot maps with 5-min integrations, then checked the spatial distributions of the QPOS.

9. Sum up of 209 rectangulars Left (0.1 mas east) Center Right (0.1 mas west) Noiselevel Time variations of flux densities in the central 3 rectangulars, & sum-up

10. ← wholeobservingtime → ← →oneperiodcircle( P min) ←　→　sub-divisions (8 phases) → phase 1 map → phase 2 map → phase 3 map → phase 4 map → phase 5 map → phase 6 map → phase 7 map → phase 8 map SMI method (Miyoshi, PASJ, accepted）

11. SMI(Ndiv=8) P=16.8min P=22.2min P=31.35min P=56.35min

12. We found Periodic Structure Change Patterns with the 4 Periods

13. Periodic Structure change pattern of the P=56.35 min ① 1 peak ② 2 peaks ③ 2 peaks 2 peaks appear during the half period. ④ 2 peaks ⑤ 2 peaks 「Ｒｅａｌなピーク数変化」説は は99.9%棄却できない。 ⑥ 1 peak 1 peak appears during the other half period. ⑦ 1 peak ⑧ 1 peak

14. Periodic Structure change pattern of the P=56.35 min ① 1 peak ② 2 peaks This seems as if the central intensity of the period is larger than those of next outer radii. We observe the change with edge-on angle. ③ 2 peaks ④ 2 peaks ⑤ 2 peaks ⑥ 1 peak ⑦ 1 peak 「Ｒｅａｌなピーク数変化」説は は99.9%棄却できない。 ⑧ 1 peak

15. Periodic Structure change pattern of the P=56.35 min The amplitude of the Period is concentrated at the center. <mas>

16. Periodic Structure change pattern of the P=31.35 min ① 2 peaks ② 1 peak ③ 2 peaks Opposite Opposite ④ 2 peaks ⑤ 1 peak Opposite Opposite ⑥ 2 peaks All Phase maps show different opposite peak number with the corresponding map half periods apart. ⑦ 1 peak ⑧ 1 peak

17. Periodic Structure change pattern of the P=31.35 min ① 2 peaks This can be explained with 3 bright arms model. We observe the pattern motion from edge-on angle. Far side is unseen. ② 1 peaks Opposite ③ 2 peaks Opposite ④ 2 peaks Opposite ⑤ 1 peak Opposite ⑥ 2 peaks ⑦ 1 peak m = 3 ? ⑧ 1 peak

18. Periodic Structure change pattern of the P=22.2 min Peak is the cross in the figure. Peak position moves along east-west direction with the period. P=22.2min enlarged images along east-west direction m = 1 ?

19. Peak Position Shift in SMI maps. P=22.2min 0.1mas 0.1mas T R.A. offset Dec offset 0.1mas Deviation in R.A.＞that in Dec. （If this is noise effect, the deviation should be larger in declination –direction of worse spatial resolution) Dec offset R.A. offset

20. Periodic Structure change pattern of the P=16.8 min P=16.8min ① Peak at right side ② Peak at center side The peak position seems to move with the period. This can be explained with one arm structure pattern rotating with the period. And we observe it from edge-on . ③ Peak at left side ④ Peak at left side ⑤ Peak at left side ⑥ Peak at center ⑦ Peak at right side m = 1 ? ⑧ Peak at right side

21. Peak Position Shift in SMI maps. P=16.8min 0.1mas 0.1mas T R.A. offset Dec offset 0.1mas Dec offset R.A. offset

22. SgrA*をミリ波VLBIで観測すると、円盤（振動）が見える。SgrA*をミリ波VLBIで観測すると、円盤（振動）が見える。 ー新しいことを新しい解析法で主張しているので、まだ論文になっていません）ー ただし、これは ぼやけた像である。 →サブミリ波へ P=16.8min P=22.2min P=31.35min P=56.35min

23. SgrA*のセンチ波からミリ波観測が過去に行われてきたが、ぼんやり広がった像しか得られていない。SgrA*のセンチ波からミリ波観測が過去に行われてきたが、ぼんやり広がった像しか得られていない。 核周プラズマによる 電波散乱により 低い周波数では 像がぼける。 ボケは 観測波長λ＾２で効く Lo他 1999 5, 8, 15, 32, and　43 GHz　でみたSgrA*の見かけの大きさ http://www.astro.ru.nl/~falcke/bh/sld10.html

24. サブミリ波帯では 散乱の影響が なくなる： ４３、８６GHｚで その予兆が見える。 見かけサイズ 2乗測からの ずれ 観測波長 Doelemanら（２００１）

25. SgrA*はおよそ太陽系（太陽ー地球軌道）程度の大きさSgrA*はおよそ太陽系（太陽ー地球軌道）程度の大きさ http://www.astro.ru.nl/~falcke/bh/Pictures/sgrastar-size-solarsystem-small.jpg

26. KerrADAF（H=1)、 Axis symmetric i＝４５°i＝８０°(almost edge on view) Shadowの形状はブラックホールの質量、スピン、電荷が 決めている（メトリックがわかる）。（R.　Takahashi) ２３０GHｚ SgrA* Schwarzschild ADAF (H=1) Axis symmetric Takahashi et al. (04) 12Rs

27. ブラックホール近傍が解像できそう。 周囲を取り巻くプラズマによる電波の散乱の影響から逃れるために、サブミリ波帯でのVLBIを行えばよい。 我々の銀河中心 SgrA*

28. 見かけ上最も大きいブラックホールはSgrA* ～５Rs ～５Rs

29. ブラックホール近傍が解像できそう。 周囲を取り巻くプラズマによる電波の散乱の影響から逃れるために、サブミリ波帯でのVLBIを行えばよい。 そして南半球がよい。。 我々の銀河中心 SgrA*

30. SgrA*から見た地球回転の様子 (δ=-30°)

31. The Earth Rotation seen from SgrA* (δ=-30°) The uv coverage of VLBA seems poor for SgrA*.

32. ほらいずん望遠鏡： 南半球・アンデス山脈を中心に 10局を展開したら。。。

33. SgrA* 230GHz モデル像 北半球 VLBAの配置 南半球サブミリ波 VLBI： ほらんずん望遠鏡 どちらも10局構成、８千kmの広がり。 南半球、ほらいずん望遠鏡の勝ち。 250 mas

34. 装置基本コンセプト 観測サイト：南半球高地（アンデス山脈） （サブミリ波を受信するため） 観測局数：　10局程度の観測局数 （画像の解像力をあげるため） 観測局の広がり：　8千km程度 （解像度10μ秒角=1Rsを達成するため） 観測周波数：　230GHzから340GHz （核周プラズマによる散乱から逃れるため） これで、SgrA*のブラックホ－ル数Rsの撮像観測ができる。

35. 現在の技術水準で実現可能 口径D=１５ｍ、開口効率ηe＝７０(35)％ Tsys＝１５０K（２３０GHｚ） 量子化効率ηｑ＝０．７ 積分時間１００sec 観測バンド幅B=１０２４(4096)MHz ＝＞ノイズレベル（１σ）１０ｍJy 　　100mJy detection with SNR 10 時計（周波数標準）は大丈夫か。。。これもOK 現にDoelmanが２３０ＧＨｚ帯のフリンジ検出に成功。 OK OK OK OK OK

36. 周波数標準（原子時計）は30年前から準備OK！周波数標準（原子時計）は30年前から準備OK！ ～300GHz帯まで （現在は図より一桁近く良い） 1980年撮影　水素メーザ＠電波研 「独立行政法人 情報通信研究機構提供」

37. 科学目標：ブラックホ－ル近傍の観測天文学 事象の地平線の検出 　　　　　数Rsの物理現象の像的観測 技術的妥当性：サブミリなら感度・分解能は十分。 　　ALMAのサブミリ波技術と現VLBI技術で。 必要予算：事象の地平線検出（30±10億円） 　　　　　　　　高画質イメージ（100億円～） 体制・資金：（日本・世界とも）これから。日本（三好、T,K,）、ペルー（イシツカ）、中国（Shen）、米（D).、欧（K.）。。 　　“事象の地平線”は強重力場における相対論の検証。 　　それだけなら￥30億。安い！(すばる380億ALMA千億） サブミリ波VLBI網：とりあえずのまとめ ほらいずん望遠鏡（SgrA*専用のモニター装置）

38. 我々の銀河中心 SgrA*　が一番大きく見える。 周囲を取り巻くプラズマによる散乱の影響から逃れるために、サブミリ波帯でのVLBIが必要である。 SｇｒA*を観測するには南半球がよい。 ブラックホールを解像するには？ 　まずは「事象の地平線」の検出を行おう。 　小規模サブミリ波VLBIで十分できる！

39. 実は 1000～2000km の短基線が重要 フリンジ振幅 フリンジ振幅の基線長に 対する変動から SgrA*の形状が推定できる 内緒の数字：SgrA* 350万太陽質量、 スピン0.4、傾斜角70° （Kato・Miyoshi in prep.) 基線長

40. ほらいずん望遠鏡（ミニ）　--事象の地平線を検出可ほらいずん望遠鏡（ミニ）　--事象の地平線を検出可 ペルー ワンカヨ 3300m 1000km ワンカヨ３２ｍ センチ波 ボリビア・ラパス近郊5300m 世界最高所のスキー場、宇宙線研究所 　　　チャカルタヤ ALMA 2005年2月 Mirabel候補地 4600m ラ・シラ 2400m 旧SEST15m鏡

41. サブミリ波VLBIによるブラックホ－ル解像日本は千km規模の東西基線を1本、アンデスにつくるべきサブミリ波VLBIによるブラックホ－ル解像日本は千km規模の東西基線を1本、アンデスにつくるべき 事象の地平線の検出 ALMA12m鏡改（350GHzまで）を2台（30億円？） 日本（Miyoshi）＋ペルー（Ishitsuka）＋アルジェンチン（Mirabel）＋中国（Shen）がその実行部隊。 本格的VLBI網建設の妥当性の確認。 =>そのあと本格10局、ブラックホ－ル解像装置へ

42. 専用・モニター型望遠鏡 １）太陽：唯一の詳細を観測できる恒星 　　　　　　ひので、ようこう、電波ヘリオグラフ。。。 ２）SgrA*：唯一、ブラックホ－ル近傍が見えるAGN 　　　　　　“ほらいずん望遠鏡（南半球サブミリ波VLBI） 提供：Drew Medlin, NRAO/AUI/NSF） 南半球サブミリ波VLBI 野辺山電波ヘリオグラフ

43. サブミリVLBIブラックホ－ル周辺の研究。 事象の地平線の検出・解像、高温降着円盤 • 魅力的。だが、日米欧ともに資金・人材の余裕が • 無かったので始め（られ）なかった。 • （１）Mirabel（ESO) • ALMAの予算の峠を越えた、この10年で始めたい。 • アルジェンチンは余裕あり。ALMAから180km南東にALMAと同じアンテナ1台を作る。 • （２）Doelman(MIT)らがSｇｒA*の230GHzフリンジ検出に成功！ • もうすぐNatueに載るそうです。 • 日本のVLBIは、 • 　　“またも”重要な仕事を喪失しそうなので(三好は）慌てています！それで署名活動から始めています。ご協力ください。

44. サブミリVLBI始める、署名運動を、始めてますが。。。。サブミリVLBI始める、署名運動を、始めてますが。。。。