【日時】5月21日(水)　10:30-12:00
【タイトル】W31A領域に付随する水蒸気メーザーによる3次元的速度構造
【発表者(敬称略)】山下一芳（総研大D3 ・三鷹、指導教員 柴田克典)
W31A領域は一酸化炭素や赤外線の観測などから，数千太陽質量相当のガスがあると見積もられている
大質量の星形成領域である。この領域は電波の連続波観測からUltra-Compact HII Regionであることも知られており，また，NH3・H66α・CS など多くの分子輝線が検出されている。
それらの分子輝線のマップから，中心に落ち込みながら回転するガス雲の系であることも分かっており，NH3の分子輝線から，この降着流の回転軸は北東-南西方向で，軸は天球面に対し視線方向に4度傾いており，我々はほぼ円盤のへりを見ているということが観測から見積もられている。(Sollins et. al. 2005)
この天体において，22GHz帯に存在する水蒸気メーザーは1991 年にVLA 干渉計でマッピング観測されている。(Hofner et.al.1996)
この時の観測結果のマップからは，水蒸気メーザーのスポットは直線状に降着円盤の北西側に，軸に垂直な方向に付随していることが確かめられていた。また，水蒸気メーザーの視線速度のドリフトも23年にわたる単一鏡観測で確認されており(Lekht et. al. 2006)，これらが降着流にのっていると示されていた。
しかしながら，2005 年10 月から2006 年3 月にかけてVERAの観測から，これらの水メーザーは円盤に付随しているものではなく，いくつかの星の系が起源であることがその速度場から推測できた。
今回はこの観測で得られた水蒸気メーザーの付随する雲の速度場と個々の水蒸気メーザーに対する考察をし，また今後の展望についても発表する。

【日時】5月14日(水)　10:30-12:00
【タイトル】Variability of Blazar ”NRAO512”
【発表者(敬称略)】貴島政親（総研大 D3・水沢、指導教員 川口則幸)
Blazars are very compact and highly variable sources.
According to unification scheme, they have a relativistic jet that is pointing in the general direction of the Earth.
They were divided into two sub-classes ”BL Lacetae Objects (hereafter”BLO”)”
and ”Flat-Spectrum Radio Quasar (hereafter ”FSRQ”)”.
The primary difference is that BLO has no(or weak) emission line, FSRQ has strong emission line. Many authors have attempted
to explain their differences in terms of evolution(FSRQ into BLO) or beaming effect or others. Discussion have been continued over 15-20yr, and haven’t completed yet.
Authors have reported many studies on flux variability of AGN , however their periodicities have been still unclear. Only OJ287 shows
the clear evidence of 12 yr periodicity. The origin of variability have been investigated using VLBI. According to recent publications,
there are two kinds of flare which has freq-lag ”core-flare” and no freq-lag ”jet-flare”.
Pyatunina et al.(2000,2007) defined the activity cycle as the time interval between two successive ”core (optically thick) flare”. Between 2000 and 2007, they found periodicities of flux variations for 6 sources, and investigated the origin of variation using VLBI mapping technique.
I found that the Blazar ”NRAO512” flared in 2007/06 using Japanese eVLBI-array ”OCTAVE”. Above-menthioned, periodicity of flare
is important. I analyzed over 100 epoch archives of VLBI. I found the periodicity of flux variation for Blazar ”NRAO512”. The periodicity is 9-10 yr.
This result is important to support existence of periodicity.
Because ”NRAO512” is very compact source, many authors could not determine the orientation of jet and their structure
using VLBI with 2 milli-arcsecond resolution. I analyzed more higher resolution (less than 1 mas) datum, and first determined the orientation and proper motion of jet knot.
Finally, I introduce a new hypothesis that the period of variability may be a good tool to investigate difference between BLO and FSRQ.

【日時】5月7日(水)　10:30-12:00
【タイトル】 多様体補正法を用いた衛星の軌道数値積分法
【発表者(敬称略)】 梅谷 真史 (総研大 D3・三鷹、指導教員 福島 登志夫)
衛星の軌道を高精度かつ高速に求める数値積分法の研究を行った。この研究では多様体補正法と呼ばれる方法を用いた。多様体補正法は Nacozy(1971) により考案された手法であり、近年 Fukushima(2003) によって改良された方法である。その原理は系の持つ物理的な保存量 (もしくは変化が微小である準保存量) を基準に数値解を補正することである。
Fukushima による多様体補正法では摂動二体問題の形で記述される運動方程式において、二体問題の保存量が摂動により時間変化する (準保存量となる)、この値から解を補正した。しかし、衛星及び人工衛星の運動では、いわゆる J2 項 (地球重力場の軸対称性からの
差による摂動) による摂動が大きく Fukushima による多様体補正法では充分な結果が得られていない。
我々は摂動を形式的に分類し全エネルギーやいわゆる Jacobi 積分と呼ばれる量を準保存量として導入した。さらに解の補正法に Ma et al.(2008) による速度スケール変換を用いた。発表では詳しい手法と数値実験による結果、そして今度の発展について報告する予定である。

【日時】4月30日(月)　10:30-12:00
【タイトル】IRTF Observation Proposal：Star-formation and the origin of SMBH-growth in nearby QSOs
【発表者(敬称略)】彭之翰 （総研大 M1・三鷹、指導教員 今西 昌俊)
活動銀河中心核 (AGN) は、太陽の数 100 万倍以上の質量を持った超巨大ブラックホール (SMBH) への 質量降着をエネルギー
源として輝いている天体である。最近の観測結果から、SMBHsの降着率とスフェロイド成分(楕円銀河、バルジ成分) の星形成の相関を発見した。
AGN では、中心核の SMBH 活動による放射が支配的であるが、上記の事実は、その周囲に星生成が生じ、AGN に影響を与えると同時に、AGN からの影響も
受けていると考えられる。しかしながら、AGN の中心核の明るい放射のために、周囲に存在しているかも知れない星形成を観測するのが、極めて困難であった。
この問題を解決するために、我々は、銀河の星間空間に広く分布している PAH(Polycyclic Aromatic Hydrocarbon; 芳香属炭化水素)の輝線を用いる。
PAH分子は、AGNの近傍では、AGN からの X 線に破壊されるため、AGNでは、PAH輝線は観測されない。それに対し、星形成領域では、星からの遠紫外線に
よって、PAH 分子が破壊されずに励起されるため、PAH 輝線が観測される。
従って、PAH 輝線は、星形成活動の優れた指標となる。PAH 放射は元々非常に強いため、弱い星生成活動をも検出できる。また、短波長の紫外線や可視光線に比べて、ダスト吸収の影響が小さく、星生成の規模を、PAH 輝線の観測フラックスから定量的に見積もることができる。
我々は、米国ハワイ島マウナケア山頂の米国 IRTF 3m 望遠鏡のSpeX赤外線分光器を用いて、赤外線の波長 3.45μm(L バンド) で、クエーサー(吸収を受けていない明るいAGN)を分光観測する。そして、静止波長3.3μmのPAH輝線の観測フラックスから星生成の規模を定量的に見積もり、中心AGNの光度との相関、及び、質量降着の激しさとの関系を調べる。