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１日目（３／７）
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高橋真聡（愛教大） ブラックホール探査の意義
本研究会開催の主旨説明を行なう。また、ブラックホール探査の天文学
および物理学分野(重力理論)へのインパクトについてまとめる。
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坪井昌人 (宇宙研) 銀河中心SgrA*の電波観測（仮題）
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本間希樹 (天文台) SgrA* の VLBI 観測
銀河系中心の巨大BH候補天体であるSgr A*の分解撮像を目指した
VLBI観測について、特に最近のミリ波サブミリ波帯での観測を中心に
紹介し、また将来展望についても述べる。
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西山正吾 (京大) SgrA* の 赤外線観測
2002年の初検出以降、VLT、Keck、HST、すばるの各望遠鏡で
数多くのSgr A*の近赤外線フレアが観測されてきた。
他の波長に比べてフレアの頻度が高いため、多くのイベントが集まり、
統計的な議論も可能になってきた。その一方で、スペクトルの
傾きやQPOの有無など、各観測によって結果が異なるものも多い。
本講演では、近赤外線観測特有の難しさとそれによる不定性について、
そして最近の結果も含めた観測状況についてお話ししたい。
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小山勝二 (京都) Ｘ線で解明したSgr A* の活動性
”Ｘ線反射星雲”に至る経過とそれが意味するもの、すなわち、Sgr A*の
巨大フレアとブラックホール仮説の確定について議論する。
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内山秀樹 (東大) 「すざく」による銀河中心5°×2°領域における星間吸収分布の測定
X線衛星「あすか」は天の川銀河中心(GC)領域の分子雲から中
性鉄輝線を伴うX線放射を発見した。これは過去に現在の
約100万倍に増光したSgr A*からの反射光(ライトエコー)だと
考えられている。「すざく」をはじめとするX線衛星はその
時間変動を近年発見した。このライトエコーはSgr A*の
過去の活動性を探るプローブとなる。
Sgr A*の過去の活動性と現在の分子雲の明るさ、時間変化
を結びつけるには、両者の正確な距離、すなわち、3次元的な
位置関係の情報が必須である。しかしながら、天体観測において
得られる画像は2次元であり、奥行き方向の分布を明らかにする
事は一般に困難である。
今回、我々は「すざく」によるGC領域 700 pc x 300 pcのデータを
用いて、銀河中心X線放射(GCXE) の星間吸収分布を調査した。
GCXEは、GC領域・Sgr A*に付随している。そのため、吸収をGCXE
のものと比較することで個々の天体の奥行き方向を明らかにできる。
本発表では得られた吸収およびGCXE強度の分布を元に、分子雲の距離、
および、Sgr A*の過去の活動性を議論する。
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秦和弘 (総研大/水沢VLBI) M87のブラックホール位置はどこか？
M87はSgrA*と並びブラックホール(BH)視直径が最も大きな天体であり、
将来submm-VLBI及びspace-VLBIによってシャドーの直接撮影が期待されている。
SgrA*とは対照的に卓越した相対論的ジェットを持つことから、
ジェット生成におけるBH/降着円盤の物理状態について史上初めて
ホライズンスケールでメスを入れることが出来る。
しかしながら、M87の中心BH位置が正確にはどこなのか、未だ決定的な手掛かりが
なかった。既存のcm-VLBI観測では、BH極近傍からのジェット放射は自己吸収に
よって見えなくなるからである。
そこでBH位置を突き止めるための切り札が、多周波を用いた位置天文VLBI観測で
ある。2010年4月にVLBAを用いてM87の6周波位置天文観測を行った。その結果、
M87のBHは43GHz放射領域から約20Rsの場所に位置していることが明らかになった。
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斉藤秀樹 (大教大) Observational Appearance and Spectra of Optically Thin
Hot Relativistic Flows around a Black Hole
ほとんどの銀河の中心には超大質量ブラックホールが存在すると考えられているが、
実際にブラックホールの存在を直接確認したという研究者は誰一人としていない。
この事実が多くの研究者たちの動機になり、ここ数年で観測技術が発展してきた
ことで、近い将来ブラックホールが架空の天体ではないということが直接観測され
ることにより棄却できるかもしれないとする期待が高まりつつある。
その中で我々の銀河中心Sgr A*は近年のサブミリ波VLBI観測により、
ブラックホールシャドー/ブラックホールシルエットを直接撮像するのに
最も適した観測対象だと言われている。
そのSgr A*やおとめ座にある楕円銀河M87は光学的に薄い降着流を
周囲にまとっていると考えられ、多くの研究者が30年以上も前から理論的に研究
をしている。
ブラックホールシャドーの存在を観測することは時空計量に制限を付けることが
でき、一般相対論の検証につながってくるであろうとされている。
またブラックホール候補天体に質量が降着する過程で、
重力エネルギーが輻射や磁場、さらには運動エネルギーに変換されることによって、
相対論的ジェットやウインドが観測されているのはよく知られている。
そしてアウトフロー（宇宙ジェット）の未解決問題として収束問題や加速機構、
エネルギー源などが挙げられるが、相対論的天体風であるブラックホール風や円盤
風が、具体的にどのように観測されるのかについても現在ほとんど研究されていない。
もともとM87からはかなり遠方にまでしぼられたジェットが噴き出しているのに
対して、Sgr A*にはジェットのようなアウトフローを直接観測したという報告は
今までのところまだない。
しかし最近の電波観測の結果よりSgr A*からアウトフローが吹いている可能性がある
と報告されはじめている今日、ブラックホールシャドーの直接観測と合わせて、
ブラックホール天体の見え方というテーマは非常に重要になってくる。
よって我々は熱的-非熱的電子シンクロトロン放射モデルを仮定し、
計算領域の中心にシュバルツシルト・ブラックホールを置き、
そのまわりの光学的に薄い高温流の特徴について相対論的効果を考慮した上で調
べてみた。
共動系と静止系（慣性系）でどのように見え方が変わるのか、スペクトルの変化に
ついても考察する。
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２日目（３／８）
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大家 寛 (東北大) デカメータ及びデシメータ波電波で観測される我が銀河中心部ブラックホール
1983年から2004年にわたった、22MHzから、25MHzにいたる、東北大学における我が銀河系中心部からのデカメータ波電波パルスの観測、その後、2006年から2008年にかけて行われた、福井工業大学における、1.4GHz帯での、同じく我が銀河系中心部からのデシメータ波電波パルスの観測を通じ、これらが、銀河系中心部に存在する、多数の巨大質量をもつ、Kerrブラックホールに起源をもち、パルス周期はそれぞれの回転周期に同期しているという結論を出してきた。1997年以降、星の運動の解明から、我が銀河系中心部に250万乃至410万太陽質量のブラックホールの存在を結論している光学観測の基づく研究グループの成果に対し、本研究はその 内部構造の究明に踏み込み、Kerr ブラックホールの極限的位置であるEvent Horizon 近傍からの情報を捉えているという立場にある。
これらの研究成果は未だ天文学界の認めるところとなっていないが、新たに追試を始め、過去の発表内容の吟味を必要としている。2010年東北大学・理学研究科における、飯舘短基線デカメータ波電波干渉計により観測を再開し、デカメータ波電波パルスが分解能１°程度でSgrAを含む我が銀河中心部より到来することを確認している。その特徴は、干渉計の指向性の範囲でS/N比は1％以下ときわめて低いが、統計的に充分有意で、その周期最大260secから、最小0.2secオーダーまで30種を超える周期のパルスの存在を示している。とくに顕著なのは、それらのパルスの存在を示す主スペクトルがことごとく系列的な多数の側帯波スペクトルを伴っていて、公転を示唆する周期的なドップラー偏移を示している。これらはいずれも単なるパルサーの特性とは大きく異なり、Binaryを形成する巨大ブラックホール群からの放射であることを示す。
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岡 朋治 （慶応大）我々の銀河系中心にMBHへの種はあるのか
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戎崎俊一 (理研) 大質量ブラックホ−ル形成へのシナリオ
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牧野淳一郎 (天文台) タイトル SgrA* 近傍の恒星系力学
近年の赤外AOでの高分解能観測により、 SgrA* 近傍の恒星系は複雑な構造を持
つことが明らかになってきた。15年周期でブラックホール周りを運動するS2 を
始めとする軌道長半径 1000AU 以下の若い星が多数見つかっている。また、半
径 0.3パーセク程度のところに若い星がリング状に分布することも示唆されて
いる。これらの星がどこでどのようにして生まれたのか、また、仮に銀河中心
からもっと遠いところで生まれたなら、どのようにして現在の位置まで運ばれ
たのか、ということの理解は、中心ブラックホールへの質量供給のメカニズム
にも関連する重要な問題である。講演では、いくつかの提案されている理論モ
デルについて紹介する。
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嶺重 慎（京大） ブラックホール近傍のガスダイナミクス
シミュレーションや多波長観測により、少しづつブラックホールへの降着および
ブラックホール近傍からのガス噴出のようすが見えてきた。ブラックホールの
直接撮像の前に、理論的・観測的にどこまで構造解明に迫れるか、展望と戦略
を議論する。内容は、降着円盤理論の基本と限界、相対論的効果の観測的検証、
放射ゆらぎのモデル、超臨界降着流、アウトフローのシミュレーションなど。
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斉田浩見 (大同大) 一般相対論的な散逸流体理論：アルファ粘性を超える散逸の現象論
『ブラックホール影』を通して得られるBH時空の情報は、その『影』の形と
（『影』の周囲に見えるBH降着物質からの光の）スペクトルである。この、形と
スペクトル、を研究する上で決定的に重要な要素の一つは、その光源である。
光源の物理メカニズムは降着流の散逸（熱流、粘性、電流、流体成分間の拡散など）
だと考えられる。そして、BH時空の情報を強く含んだ『BH影』を知るには、BHの強
重力の影響下（BHのごく近傍）での散逸現象（一般相対論的な散逸現象）を扱う
必要があるだろう。しかし、従来の粘性流体（ナヴィエ・ストークス方程式）と
熱伝導則（フーリエ則）（そしてオーム則や拡散方程式）では散逸の伝搬速度が
無限大になって因果律を破り、相対論的に矛盾することが大きな問題である。
そこで、非平衡熱力学の研究から提案されている因果的な散逸流体の理論
Extended Irreversible Thermodynamics (EIT) を採用し、これを一般相対論的な
状況でも解析的・数値的に扱いやすい形に整理する。本質的には、完全流体を0次
として、散逸の強度で展開する散逸流体の摂動論である。たとえ摂動論であっても、
従来の相対論的な流体研究は完全流体のみに基づいていることを考えれば、それな
りの進展は期待できる。また、私が提案する『EITの摂動形式』によって期待でき
るBH降着流の理論への貢献は、アルファ粘性を超えて物理的に無矛盾な散逸の現象
論を提供することである。（私の提案するEIT摂動形式の非相対論的な極限をとれば、
ニュートン的な状況でもアルファ粘性を超えた散逸の現象論を提供できる。）
そして、SgrA* が大雑把に球対称降着系だと思ってもよさそうなので、EIT摂動形式
を球対称降着流へ適用した結果も議論したい（研究会までに結果が整理できれば）。
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三好 真 (天文台) 電波天文学者は円盤震動学を理解できるか
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加藤成晃（宇宙研）銀河系中心ブラックホール大気の空間構造と
時間変動とその放射特性
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高橋労太（理研）『ブラックホール影』はどのように見えるはずか？
近い将来、ブラックホールが周囲のガスを吸い込む様子の写真または動画が得ら
れると考えられている。このような観測は、従来の観測では不可能であった重力
理論や相対論的プラズマに関するサイエンスを実証的に研究することを可能とす
る。これらのサイエンスに関する最新の研究をいくつか紹介するとともに、理論
的に未解決な問題も紹介する。
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福江 純（大教大）ブラックホール影は見えるのか？
ブラックホールの実写が射程に入りつつあるが、ブラックホールシャドーが原理
的に観測できない可能性について、指摘しておきたい。
中心の天体がブラックホールの場合に、周辺のガスの光学的厚みを計算しようと
すると、時空の曲がりによって動径方向の長さが変化する相対論的効果と、ガス
の運動に伴うローレンツ＝フィッツジェラルド短縮による光学的厚みの変化（
Abramowicz et al. 1991）の両方を考慮しなければならない。ガスがシュバルツ
シルトブラックホールに自由落下すると仮定して、無限遠からシュバルツシルト
半径までの光学的厚みを求めてみると、相対論的効果を入れない場合も、時空の
曲がりだけを考慮した場合も、光学的厚みの相対論的効果だけを考慮した場合も、
光学的厚みは、臨界質量降着率で無次元化した質量降着率程度になる。しかし、
両方を考慮した場合には、シュバルツシルト半径に近づくに連れ、光学的厚みが
対数的に発散する。
以上のことから、周囲全体からADAF的にガスが落下している場合には、ブラック
ホールシャドーを実写することは困難かも知れない。ブラックホール影が見えな
い場合の戦略も議論すべきだろう。
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３日目（３／９）
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三好 真(天文台)「移動式VLBIアンテナについて／電波観測計画の全体像」(仮題)
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ホセ・イシツカ(IGP) 海抜３，３００メートルに宇宙電波観測所が誕生
２０００年からアンデス山脈の上に設置されていた衛星通信用の３２mのパラボラ
アンテナが海底光ファイバーの利用のため衛星局は使われなくなっていた。その
衛星局をペルーのペルー地球物理研究所（IGP）が持ち主の電話局から局ごと
もらうことが出来、日本の国立天文台等の協力で電波望遠鏡に改造することに
成功した。今年の２月２５日の昼頃にメタノールメーザのラインスペクトル
メタノールメーザは6.7GHzの強い電波を出していますが、星形成領域の研究に役立ちます、
我々の銀河形成の研究も可能なります。将来電波干渉計としてVLBI観測も出来ればペルー
宇宙物理学も進展すると期待されている。
三好様が考えて移動式VLBI電波望遠鏡の一局はこのシカヤ宇宙電波観測所に設置と
考えているが、ペルー側としては大歓迎です。出来るかぎりの協力をしていきたい。
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大師堂経明 (早大) 那須の球面鏡アレイの建設と観測成果および 銀河中心観測球面鏡
のデザイン
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朝木義晴(宇宙研) Sgr A*観測専用サブミリ波スペースVLBI
Sgr A*のBHSに迫るためには高空間分解能のサブミリ波観測が望まれるが、
地上望遠鏡によるVLBIでは十分な(u, v)サンプリングを実現することが困難
である。しかし、低軌道周回のスペースサブミリ波アンテナが加わることに
より、例え地上望遠鏡が3局でも(u, v)上で非常によいサンプリングができる
ことが示されている（Asaki & Miyoshi, 2007）。本発表では、観測対象と
してSgr A*のBHSのイメージを仮定し、スペースアンテナおよび想定される
地上アンテナに振幅誤差および位相誤差を混入した場合の現実的なイメージ
ングシミュレーション結果について報告する。
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市川隆一 (情報通信研究機構/鹿島) 超小型VLBIシステムの開発とその測地観測成果
著者：(1)市川隆一、 (3)石井敦利、 (1)瀧口博士、 (1)岳藤一宏、 (1)氏原秀樹、
(1)小山泰弘、 (1)近藤哲朗、 (2)栗原 忍、 (2)三浦優司、 (3)谷本大輔、(1)
情報通信機構、(2)国土地理院、(3)(株)エイ・イー・エス
要旨：
情報通信研究機構(NICT)と国土地理院は、光波測距儀やGPS測量機などの精密測
量機器の検定を目的とした超小型VLBIシステムの開発を共同で進めてきた。従来、
これらの測量機器の精度検定は、茨城県つくば市の国土地理院から東へ数kmほど
離れた場所に設置された、延長約10kmの距離標準比較基線場において実施されて
いる。この検定は、本来は国家計量標準で定められる「長さ」に基づき、計量法
における計量標準供給度(トレーサビリティ)との繋がりを確保すべきとされる。
しかしながら、10kmの距離を隔てた場合、産業技術総合研究所の実用標準器で校
正された光波測距儀では視通を確保するのが難しく、GPS測量機との直接比較が
困難となるため、トレーサビリティは未だに確立していない。測地VLBI技術はこ
の問題を解決する手段として期待されている。実際には、超小型VLBIシステム同
士での群遅延検出が感度不足で難しいため、大口径アンテナと、この超小型VLBI
システムを組み合わせた新しい解析手法の開発も並行して進めている。この超小
型VLBIシステムと新解析手法を組み合わせた統合システムを、我々は「MARBLE
(Multiple Antenna Radio-interferometer for Baseline Length Evaluation) 」
と名付けた。2008年度に完成した超小型VLBIシステム初号機をNICT鹿島宇宙技術
センターに、また2009年度に完成させた2号機をつくば市の国土地理院構内に設
置し、2009年末より2010年12月までの間に計７回の測地VLBI実験を実施してきた。
低品質データでの観測結果を除いた場合の、鹿島ーつくば間約54kmの距離計測の
再現性を標準偏差で表すと約2.4mmという結果を得ている。我々は、2mm以下のば
らつきで基線長を計測することを最終目標としており、これまでの実証実験結果
を元にさらなる開発を進めているところである。
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秋山 和徳 (東大/水沢VLBI) VERA 43 GHzによるSgr A*の観測結果と将来計画
VERA 43 GHzを用いてSgr A*を観測した結果、アメリカのVLBAと同様にSgr A*の
構造を分解したイメージを得ることに成功した。これは東アジアの電波観測網を
用いてSgr A*に対して構造のイメージングも含めた多波長での研究が可能である
ということを意味する。本講演ではこれまでのVERAの観測結果を紹介し、サブ
ミリ波VLBIとタイアップして東アジアの電波観測網でどのようなサイエンスが
可能であるかを議論する。
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土居明広(宇宙研) スペースからのアプローチの可能性
submm-VLBI BH imager について、推定される相関強度・
宇宙望遠鏡システムの可能性について議論する。
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春日 隆 (法政大) 「複合鏡の話」
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Abstract
国立天文台研究集会 ２０１１
『銀河中心Sgr A*の観測的ブラックホール時空研究』
