SKA＋VLBIによる電波天文学の新展開

本間 希樹
国立天文台 水沢VLBI観測所

国立天文台 水沢電波望遠鏡
水沢（奥州市）

奥州宇宙遊学館
木村記念館

スパコン「アテルイ-II」

この話の位置付け
理論・光他

VLBI
メーザー・
ブラックホール

銀河進化宇宙論

SKA

VLBI (Very Long Baseline Interferometry)
超長基線電波干渉計

VERA

KaVA

EAVN

EHT

VLBIの特徴：ミリ秒角以下の超高分解能！ （超低感度…）

EAVNからグローバルVLBIへ
EAVN

EVN
FAST

SKA

波長：センチ波～メートル波• 電波：電磁波の中でも低周波、低エネルギー
E = hν, T ~ hν/k
• 周波数約30GHz以下, 波長1cm以上
← 短波長

長波長 →

ALMA

VERA
SKA

← 高周波

低周波→

VLBI観測可能な放射源• 観測可能： 非熱放射
シンクロトロン放射、メーザーなど
AGN、パルサー、突発天体
若い星、年老いた星• 不可能： 熱放射
HI （中性水素）
電離領域、ダスト
宇宙背景放射日本における電波天文ミリ波（熱的世界）

6m mm-wave
telescope(1970’s)

Nobeyama 45m
and NMA(1980’s~)

ALMA(2011~)
SKA?
EHT

センチ波
（非熱的世界）EAVN
VSOP(1997~2005)

VERA(2002~)

VERAの望遠鏡
視力10万の電波望遠鏡ネットワーク（VLBI）

水沢

入来

石垣島

小笠原

観測結果の例
オリオン分子雲： 太陽に最も近い、大質量星形成領域
分子ガスから星が生まれている現場
距離 1560 光年

オリオン星雲オリオン座と分子雲

オリオン星雲内の電波源の動き
Hirota+(2007)

Galactic constants
As of 2017 (preliminary)

Honma+ (2012)

144 SFRs

52 SFRs

R0 = 8.16±0.26 kpc

R0 = 8.05±0.45 kpc

0 = 237±8 km/s

0 = 238±14 km/s

0 = 28.99±0.39 km/s/kpc

0 = 29.57±0.78 km/s/kpc(U, V, W) = (11.10, 12.24, 7.25) km/s (Schorich, Binney, Dehnen 2012) assumed

Rotation curve from 144 SFRs

KaVA as Imaging machine
KaVA

M87 with HST

AGNジェットと高エネルギー現象
AGNジェットのガンマ線フレア観測• VeritasのM87VHE増光にともなう電波増光を確認

M87 VHE and radio flare: Hada+(2014), ApJ, 785, 165将来展望• より広範な国際協力の時代
KaVA

KaVA→東アジアVLBI
日中韓台、タイ、その他

SKA: 欧州＋南アを中心にした国際協力（アフリカに建設）+VLBIも国際協力でより良い装置と成果を！

EAVNからグローバルVLBIへ
EAVN

EVN
FASTSKA

From VLBI to SKA
VERA

KaVA

EAVN

GlobalEAVN+
VLBI SKA-1 SKA-2
QTT110(EA/Eu/ (mid) (mid)mUS)

運用
開始年

2004

2014

2018?

2022?

?

2023?

2028??

最長基線
(km)

2300

2300

5000

5000

10000

150

3000

集光面積
(m2)

1250

2300

15000

23000

70000

32600

440000

VERA/KaVA/EAVN → SKA (+global VLBI)

Science cases• Galactic structure• AGNs• Maser+• Radio transients/Pulsars• Early universe(?)• SETI (!?)
and hopefully more

1: FRB cosmology• FRB (Fast Radio Burst):
millisec radio burst with large
DM (Dispersion Measure)• Origin is still unknown• Candidates vary fromcosmological source (e.g.,mergers of compact sources)
to man-made artificial noise(such as microwave oven)
The Lorimer Burst (Lorimer+ 2007)

Chatterjee+2017

Repeating FRB！
位置とホスト銀河の観測に成功（星形成矮小銀河）
FRB宇宙論へ

Spitler+2016

2nd repeating FRB by CHIME
DM=189.4 pc/cm^3CHIME collaboration (2019)

ASKAP FRB survey• 20 new detection
with ASKAP 12m• Repeating FRB is adifferent population?
• FRB Cosmology?
(dark baryon measure)
Shannon+(2018)

Key: FRB localization• Shadowing observations
with larger telescopes(FAST 500m, Parkes, etc)
• If a FRB is detected, thencorrelate the data as VLBI,
allowing sub-arcsec
localization

同一視野を同時に観測

VERAFAST

2: AGN at early universed

近傍LL AGNの典型輝度を100 mJy/beamとすると、2時間積分で• EAVNでz~6• Global+SKA VLBIでz~10

相対輝度

宇宙初期の観測可能なAGNをすべて検出することを目指す。

まで検出できる可能性がある→ SKAのサーベイデータをベースに、宇宙誕生以降のブラックホールの進化史を解き明かすことが可能に
他に、宇宙ジェットの多様性研究も。

zEAVN
Global VLBI

赤方偏移 zCosmic dawn signal by EDGES
宇宙初期の銀河誕生前後の水素ガスを検出

宇宙誕生から2億年程度の中性水素ガス？
予想より大きな吸収？

Excess in radio background?
• Black holes in early universe may be able toproduce the radio excess?
10uJy

Ewall-wice+(2018)

Target flux: 10-0.1 uJy (depending on black hole formation
scenario). This certainly requires VLBI!!

3: SETI ?
SKA1で近傍15 pc以内の人工電波が観測対象に電波強度

惑星間通信
空港レーダー
等

SKA1
SKA2

SETIにはVLBIが最適（混信防止、アストロメトリ）

周波数

SETI and astrometry• Full SKA is sensitive enough to detect artificial radioemission from nearby exo-planets within a few tensof pc from the Earth• Exo-planets orbiting around their host should be
easily measured with astrometry
Amplitude ~ 1 AU → larger than 10 mas
Period ~ 1 yr
Astrometry of ETI signal should provide fundamental parameters for exo-planets,
such as planet orbit, temperature & environment.

SKA時代のVLBIにご期待ください