パルサーによる銀河系研究
亀谷 收 （国立天文台VERA観測所・水沢観測所）
祝！！ 2月20日（本日）より
水沢市 ＞＞ 奥州市水沢区

祝トリノ五輪
ガンバレ日本！
Duncan R. Lorimer “Binary and Millisecond Pulsars ”、2005

Radio Pulsars 〜１７００SMC
Globular Cluster１ Binary
１6１７６
５１４９Planets
１Recycled
１５LMC
４Supernova１
Remnant〜２０1

Lyne &Graham-Smith, 1998, Pulsar Astronomy,Cambridge Univ. Pressより

Dispersion Measure
DM=A(t1-t2)(1/ν12 -1/ν2 2 ) –1 ,A=2.410×10-16 cm-3pc

パルサー位置天文学の何が面白いか• 銀河系内のパルサーの分布が分かる。パル
サー位置天文学の発展• パルサーの距離を求めると、パルサーの物理量が求まる。理論への貢献• 視線方向に垂直な実速度が分かる。
（1974年以降6４論文）• パルサーまでの平均電子密度が分かる。
DM=ｄ・ｎ2パルサーの銀経銀緯分布
Duncan R. Lorimer “Binary and Millisecond Pulsars ”、2005

水メーザー分布
DMから求めた距離による銀河面分布

銀河系中心
Tylor, Manchester, and Lyne,
ApJ Supple, 88, 529, 1993

DMから求めた距離による銀河面分布

銀河系中心

Duncan R. Lorimer “Binary and Millisecond Pulsars ”、2005

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Duncan R. Lorimer “Binary and Millisecond Pulsars ”、2005

τc＝ P/（2dP/dt） B∝（P （dP/dt））1/2
Lyne &Graham-Smith, 1998, Pulsar Astronomy,Cambridge Univ. Pressより

パルサーのPとdP/dtの関係

10３yr
10４yr10５yr
10６yr．

P/2P=10７yr

距離が分かれば、DMから推定される星間物質密度
Lyne &Graham-Smith, 1998, Pulsar Astronomy,
Cambridge Univ. Pressよりパルサーまでの平均電子密度が分かる。
DM=ｄ・ｎｎｄ4

視差測定の原理

相対VLBIの原理
Gwinn et al. 1986
Arecibo, North American VLBI 1.66GHz
PSR0950+08 7.9(0.8)mas
PSR0823+26 2.8(0.6)mas

PSR J0030+0451
PSR B0329+54

2006年1月までに21個のパルサーの視差
・Briskenが10個Chatterjeeが5個の天体の視差測定を行っている。
・100μ秒を切る観測精度は7天体

PSR B0355+54
PSR B0656+14
PSR B0809+74
PSR B0823+26
VELA pulsar
PSR B0919+06
PSR B0950+08

PSR B1133+16
PSR B1237+25
PSR B1451‑68
PSR B1508+55
PSR J1713+0747
PSR J1744‑1133
PSR B1857‑26
PSR B1929+10

PSR B2016+28
PSR B2020+28
PSR B2021+51
PSR J2145‑0750

3.4(0.6)mas
0.94(0.11)mas<1.5mas0.91(0.16)mas
3.47(0.36)mas

Lommen et al. 2005
Brisken et al. 2002
Chatterjee et al. 2004
Chatterjee et al. 2004
Brisken et al. 2003
Golden et al. 2005
2.31(0.04)mas
Brisken et al. 2002
1.8(0.4)mas
Gwinn 1984
2.8(0.6)mas
Gwinn et al. 1986
3.4(0.7)mas
Caraveo et al. 2001 HUBBLE
3.5(0.2)mas
Dodson et al. 2003
0.31(0.14)mas
Fomalont et al. 1999
0.83(0.13)mas
Chatterjee et al. 2000
7.9(0.8)mas
Gwinn et al. 1986
3.6(0.3)mas
Brisken et al. 2001
3.82(0.07)mas
Brisken et al. 2002
2.80(0.16)mas
Brisken et al. 2002
1.16(0.08)mas
Brisken et al. 2002
2.2(0.3)mas
Bailes et al. 1990
0.415(0.037)mas Chatterjee et al. 2005
0.89(0.08)mas
Splaver et al. 2005 timing
2.8(0.3)mas
Toscano et al. 1999 timing
0.5(0.6)mas
Fomalont et al. 1999
21.5(8.0)mas
Salter et al. 1979,<4mas
Backer & Sramek 1982
3.02(0.09)mas
Brisken et al. 2002
2.77(0.07)mas
Chatterjee et al. 2004
1.03(0.10)mas
Brisken et al. 2002
0.37(0.12)mas
Brisken et al. 2002
0.95(0.37)mas
Campbell et al. 1996
0.50(0.07)mas
Brisken et al. 2002
2.0(0.6)mas

Loehmer et al. 2004 timing

5例：Brisken et al. 2002の結果
ペルセウス腕

太陽系

G.C.
ローカル腕
いて座腕

視差を基に書いたパルサーの位置（左）、 平均密度（右）VERA・大学連携VLBI
国内７局 S帯、X帯
ＶＥＲＡ20m水沢、入来、小笠原、石垣島、臼田64m、つくば32m、鹿嶋34m、、、臼田 つくば
鹿嶋

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VERA・大学連携VLBIのS帯（またはX帯）でのパルサー観測
VERAのみ• スイッチング相対ＶＬＢＩが可能（数分周期）• ２．２ＧＨｚ帯１ビーム ４局設置
• フリンジ間隔 １２ｍａｓ＞＞位相３度で０．１ｍａｓ• 開口能率＝30%、Tsys=200K、48MHz、１ｈｒ＞＞ノイズレベル２５ｍＪｙ

VERA＋大学連携VLBI• 臼田64m、34m級アンテナの参加 ＞＞ノイズレベル７ｍＪｙ
パルサーゲーティング （相関器ソフト開発必要）• パルサーゲーティング使用 ＞＞ノイズレベル２ｍＪｙ？

ＶＥＲＡ＋大学連携VLBIで観測可能なパルサー（S帯）
＠印：視差報告無し

色：全局で観測可能（δ＞-41度）

80mJy以上 7＠４(3@1)

25mJy以上 19＠10(14＠6)

••
••••
•

•••
••••
••••
•

B0329+54 200mJy
2d 250mJy
J0437-4715 90mJy @ 2d ICRF
B0736-40 80mJy @ 1d 200mJy
B0833-45 1100mJy
1d ICRF
B0950+08 85mJy
2d 100mJy
B1557-50 145mJy @ 5d ICRF
B1641-45 310mJy @ 7d 400mJy

１0mJy以上 ４７＠３４（37＠25）

B0355+54
B0628+21
B0740-28
B0835-41
B1133+16
B1556-44
B1749-28
B1929+10
B1933+16
B2016+28
B2020+28
B2021+5125mJy25mJy25mJy25mJy30mJy40mJy35mJy40mJy40mJy30mJy38mJy25mJy

1d 250mJy@ 3d 120mJy@ 5d 130mJy@ 6d 280mJy
3d 600mJy@ 5d 380mJy@ 7d 200mJy
2d 150mJy@ 1d 360mJy
1d 240mJy
1d 240mJy
1d 150mJy

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受信機とアンテナ改造の可能性

副鏡
主鏡受信機
（１）VERAグループでは、高、他周波数化に向けて、受信機配置を検討中その中に、L帯受信機設置の可能性。
（2）現在、副鏡が大きいためにスピルオーバーが大きいことを改善するために鏡面の周りにスカートをつける。
これを、S帯で感度があるように調整すると、実質的に口径を大きくできるのではないか。２０ｍ＞２５ｍ（3）現在ある受信機を改良する。 ２B系にする。
（4）５０ｍクラスのアンテナを併設し、相対VLBI観測を行う。
＞50個以上まで可能天体増える

ＶＥＲＡ以外で三角測量できる範囲：太陽系の近所だけ（１００ｐｃ程度）

ＶＥＲＡで三角測量ができる範囲：銀河系全体
半径１０ｋｐｃの範囲で１０％の精度より良い

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VERA・大学連携VLBIは北半球にあるので、全域が見えるわけではない。
１．VERAで観測不可能な銀経（260~345度）の２．銀経（2４0~10 度）の質の高い銀河系地図作成4分の１から3分の１が観測できない。

VERA・大学連携VLBIの拡張として望まれる機能：
１．まずは、アジア大陸との連携。次に南半球に設置。
２．位相補償を行えること。
３．２３００ｋｍ以上の基線。
パルサーは４０００ｋｍは欲しい。
大陸を横断する望遠鏡？
４．パルサーは１．４〜２GHzが効率よい。

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まとめ
１．パルサーの観測により、銀河系内のパルサーの距離と速度が求まり、パルサーのみならず、星間プラズマ等研究が非常に進むであろう。
２．ＶＥＲＡ・大学連携VLBIの拡張の機能を持たせて、まずは、東アジアに展開する。次に南半球に設置すると、VERA等で残される我々の銀河系の立体地図（２４−３６％）が完成する。

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