銀河系天体を観測する際の有限距離効果について

銀河系天体を観測する際の有
限距離効果について
関戸衛（NICT)
福島登志夫（天文台）
通常（無限遠点）と有限距離電波源の
VLBI観測方程式の比較
Consensus
Model のk
球面波の効果=>
方向ベクトルの違い
 Consensus Model：
– SSBからの単位ベクトル
太陽
 有限距離のモデル：
– 基線の中点から電波源へ
の擬似単位ベクトル
有限距離VLBI
Model のk
M
地球
有限距離の電波源に対するVLBI 遅延モデル
通常のVLBI
B  X-Y
BS

c
S
BK

c
RX0
R 0X  R 0Y
K
R0 X  R0Y
B
X
有限距離電波源
に対するVLBI
Y
RX0
K
X
(Fukuhisma 1993 A&A)
B
Y
有限距離電波現に対する
VLBI遅延モデル
コンセンサスモデル (M.Eubanks 1991)
 



 

2
Ve  2Ve  w 2  Ve  b 
S  Ve
Sb 

t g 
1

(
1

γ
)
U


1



2

c 
2c
2c 2
c



τ 2  τ1 


S  (Ve  w 2 )
1
c




有限距離 VLBIモデル (Sekido & Fukushima 2004)

 
 
 

 

2




Ve  2Ve  w 2
Ve  b
V2 K  Ve  2w 2
K b
ˆ
1  R 02 
t g 

1  (1  γ)U 

2
2

c 
c
2c
2c
c


τ 2  τ1 
  2



V2   K  B(  2   022 ) 
ˆ
1  R 02 
 1 
2 


c
2
R
(
1


)
02
02






有限距離モデルーConsensus
距離 ≧１０ｐｃ
 2


 

V

k



2
V2
b  bk  

   p 
bk 
 p  k  
2
c
c 
c
2c R02





k


X
 
R




R

k
太陽

p
視差ベクトル

X


    
p    k k
M
地球
有限距離モデルーConsensus
距離＜１０ｐｃ
  
  
c

1  k  V / c 



 h  h  b  k
2
b  k  1


 
V

k
V


k
E
2


c2
2
距離＞１０ｐｃ
の項
距離が１０ｐｃより近い場合には、
精度１ｐｓを要求するとε（月なら
1/60）が大きくなり、遅延の差は数
値的に評価する他ない。
電波源距離：年周視差に相当する項
電波源距離:年周視差
水沢ー入来→銀河中心
水沢ー石垣→Cent-A
地平視差：太陽系内
水沢ー石垣→金星
水沢ー石垣→火星
地平視差：太陽系内
鹿島ーARO→金星
鹿島-ARO→火星
まとめ
 有限距離のVLBIモデルを導出した
 距離≧１０ｐｃのときは、Consensusモデルとの
遅延の差は視差ベクトルの関数に書けて、観
測量から直接推定できる
 年周視差遅延は銀河中心で数ｐｓ、Cen-Aで数
ナノ秒
 太陽系内の電波源では地平視差の遅延
～マイクロ秒

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