SKAによる電波アストロメトリ

アンテナ４台から2000台へ

今井 裕
鹿児島大学大学院理工学研究科

8年後のSKA
参加を目指して1994年の水沢観測センターへ合流
2002年VERA完成
2012年のパース長期滞年のパース長期滞在2020年頃
年頃SKA(Phase 2)
年頃
合流（目標）

銀河系の歴史を紐解くための次世代電波アストロメトリ
10,000天体以上の銀河系電波源測量 近傍銀河も(固有運動)
広視野・多天体同時 絶対座標 ・固有運動計測
多彩な長波長電波源（BH、パルサー、メーザー源[OH, CH3OH]、フレア星）
銀河系の広範囲をカバー（銀河系バルジ、マゼラン雲、局所銀河群）

高精度・高安定度を持つ時空座標系の構築
クェーサー準拠座標系の維持、銀河回転による「光行差」の計測
重力レンズ効果、星間シンチレーション、突発天体の監視※パルサーを使った重力波検出には年周視差・固有運動計測
年周視差・固有運動計測が不可欠
固有運動計測が不可欠

現在の電波アストロメトリがカバーできる範囲

太陽系を別の場所から眺めた場合の予想位置
2MASSNASASKAによる天の川銀河測量に関する試算• VERAアストロメトリ (最高効率の場合)– １天体年周視差計測の所要時間（概算）： ４時間x6回/年 × 1.5年=36時間/計測– 全体の天体数: 600天体/１５年間 → 600 x 36 / 15 = 1440時間 / 年
計測所要時間はこれより長い。しかし、計測数をもっと増やせるはず• SKAの場合 (15 m鏡 2000台を仮定）– Tsys ~50 K (VERAの半分程度)、ηA~0.7 (VERAの1.3倍）– 輝線周波数幅は1/14 (22 GHz/1.6 GHz)
– 基線感度その１： 1000 x 15 m 鏡 (core sta1on) ― 36 x 15 m 鏡 (remote station)→ VERAの約80倍の感度、データ校正段階でVERAがカバーする距離のがカバーする距離の9倍をカバーがカバーする距離の 倍をカバー– 基線感度その2： remote ― remote → VERAの約17倍の感度– 検出感度： 27 remote sta1ons + core → VERAの約300倍の検出感度→ 同じ積分時間ならば VERAがカバーする距離がカバーする距離の倍をカバーがカバーする距離の17倍→ 観測時間換算で90倍の効率
観測時間換算で 000倍の効率– 角分解能： (22 GHz / 1.6 GHz) x (2300 km/ 10000 km) = 3.2→ 信号雑音比 が 3.2倍必要 → 同じ感度ならば10倍の積分時間が必要• 銀河系測量の効率– 距離は3.2倍倍の効率
距離は 倍で同じ精度→ 90倍の効率– 複数天体同時測量（1-3天体同時、平均２天体？）→ 180倍の倍の効率
倍の効率

SKA年間運用総時間の年間運用総時間の0.6%程度で実行可能のはず。
程度で実行可能のはず。
年間運用総時間のBaseline and array sensitivity in SKA1
• Baseline sensitivity (for calibration)mJy-level continuum calibrators useful (~10 mJy at present)
σ i, j =SEFDi SEFD j2∆ν tint

( SEFDcore 2.1Jy) ( SEFDremote 42Jy)≈ 0.03[mJy]( ∆ν 0.5GHz) ( tint 100s)c.f. SEFD=42 Jy @Parkes 64-m L-band• Image sensitivity (core-remote baselines only)
10 mJy-level OH masers as astrometry targets (~1 Jy)
σ image ≤σ baseline
N station ∆t tint

≈ 1.9[mJy]

1( Nstation 4) ( ∆t 400s) ( ∆v 1km s-1 )Number of continuum reference sources• Residual contributed from the atmosphere– Dynamic component (Asaki et al. 2007)Δθ(target – reference) < 24° @1.5 GHz for 10 μas-level astrometry– Static component (ionosphere) should be taken into account.

multiple calibrators• ~30 000 calibrators with Sν>0.5 mJy (estimated from rfc_2013b)
Calibrators for all targets at longest within 1°°.2SKA2detection limit

Number ofReference sources
per primary
15-m antenna beam
(0.7°)(SKA Memo 135)

Pulsar astrometry at L-band:
J1023+0038 (Deller et al. 2012)

Trigonometry of OH masers• Only three papers!
– van Langevelde et al. 2000;
Vlemmings et al. 2003, 2007
– Towards 6 Mira variables• Possible, but challenging!

π=731±22 μas
1665&1667 MHz OHtowards U Her

π=3760±270μas

Testing L-band astrometry (EVN, LBA, VLBA)• OH maser + QSO(s) within a single beam
For perfect phase-referencing
A few pairs available from the OH maser catalog (Engels 2012)• More calibrators within X(<5) deg fromFor estimating error contribution due to different angles

θ FoV ≈ 0°.32 ( λ 18cm ) ( D 32m )Stellar 1612 MHz OH maser sources
distributed in the whole Milky Way

GASKAP survey area

• From young population (supergiants), to old population (Miravariables, OH/IR stars, post-AGB stars– Any location: Galactic thick disk, bulge, halo (globular clusters)– ~10 000 Galactic OH masers promising2245 catalogued source, http://www.hs.uni-hamburg.de/~st2b102/maserdb

SPLASH (Southern Parkes Large Area Survey in Hydroxyl)
Dawson et al.

• ~100 1612-MHz OH maser sources within 10° x 4°area> 3000 OH masers along Galactic plane detected withSPLASH sensitivity (~300 mJy at 6-σ)
SKAprimary• Mildly localized distribution
beam
mixture of SFRs and OH/IR stars

Not available in proceedings, sorry.

GASKAP Galactic ASKAP Spectral Line Survey
Dickey et al. 2013

will start from 2015

• Simultaneous mapping of HI and OH• Galactic dynamics probed by OH masers• Present sits of star formation and stellar mass loss in the Milky Way

5σ~20 mJy
5σ~40 mJy
5σ~10 mJy

Issues• No documents of specifications for VLBI in SKA• Feedback to the latest baseline design by this September– Recording phased-up signals onto hard disks– Optical fiber links between SKA core and existing telescopes• Limited chance of VLBI in SKA– Field of view: How about SKA1-survey?
– Remote stations (stations in EAVN?)• Moderate-length baselines are necessary.
– <3000(?) km for OH masers– Common sky coverage, good (u,v) coverage• Demonstrations of OH maser astrometry– Supported by JSPS grant-in-aid (挑戦的萌芽研究）– With EVN, LBA, and VLBA (medium-size project?)• Synergy with pulsar teams

SKA-JP Astrometry Working Group
http://milkyway.sci.kagoshima-u.ac.jp/groups/skajp/wiki/a8d3e/Astrometry.html

Synergy with JASMIN and VERA/KaVAAt the entrance gate of the Murchison Radio
Astronomy Observatory on 2013 February 15