{"created":"2023-06-20T13:20:23.696024+00:00","id":405,"links":{},"metadata":{"_buckets":{"deposit":"140de8d2-7930-49bd-abdb-d8ddcf9e596c"},"_deposit":{"created_by":1,"id":"405","owners":[1],"pid":{"revision_id":0,"type":"depid","value":"405"},"status":"published"},"_oai":{"id":"oai:ir.soken.ac.jp:00000405","sets":["2:427:11"]},"author_link":["6745","6747","6746"],"item_1_creator_2":{"attribute_name":"著者名","attribute_type":"creator","attribute_value_mlt":[{"creatorNames":[{"creatorName":"関戸, 衛"}],"nameIdentifiers":[{"nameIdentifier":"6745","nameIdentifierScheme":"WEKO"}]}]},"item_1_creator_3":{"attribute_name":"フリガナ","attribute_type":"creator","attribute_value_mlt":[{"creatorNames":[{"creatorName":"セキド, 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B0329+54　　α:03<SUP>h</SUP>32<SUP>m</SUP>59<SUP>s</SUP>. 37577（0.0004）　δ:54°34'43''.5179（0.003）\nEpoch:1995.00　　μα:17.3（0.35） mas/year　　　μ<SUB>&oacute;</SUB>: -10.6（0.37） mas/year\n\nPSR B0355+54　　α:03<SUP>h</SUP>58<SUP>m</SUP>53<SUP>s</SUP>. 713（0.003）　δ:54°13'13''.75（0.1）\nEpoch:1995.00\n\nPSR B0950+08　　α:09<SUP>h</SUP>53<SUP>m</SUP>9<SUP>s</SUP>.30（0.01）　　δ:7°55'35''.8（0.8）\nEpoch:1996.36\nEpoch:1998.40　　　α:09<SUP>h</SUP>53<SUP>m</SUP>9<SUP>s</SUP>.309（0.001）　δ:7°55'36''.154（0.07）\n\nPSR B1933+16　　α:19<SUP>h</SUP>35<SUP>m</SUP>47<SUP>s</SUP>.824（0.006）　δ:16°16'40''.07（0.27）\nEpoch:1995.20\n\nPSR B2021+51　　α:20<SUP>h</SUP>22<SUP>m</SUP>49s.866（0.005）　δ:51°54'50''.302（0.01）\nEpoch:1995.20\n\n　\n　また、パルサー B0329+54，B0355+54，B1257+12，B1937+21，B2021+51のタイミング観測から得られた座標値、及びVLBI観側から得られた座標値（我々の結果及び、文献値）を使い、太陽系惑星暦DE200の座標系とICRF座標系の回転行列を推定した。その結果、回転ベクトルとして（-7.4±3，-11.9±5，-9.1±3）（mas）を得た。これはFolknerらの結果と誤差の範囲で一致している。これまでFolknerら（1994）がLLRの観測から求めたDE200とICRFの結合を、パルサーPSR B1937+21のVLBI観測結果とパルサータイミング観測の座標を比較して検証した例（1996）はあったが、パルサーを使った座標系の結合はまだ報告されていない。現状では、パルサーの位置精度が十分でないこと、使用できるパルサーの数が少ないことにより、Folknerらの結果を上回る座標結合には至っていないが、今後パルサーのタイミング観測及びVLBI観測の継続により、パルサーを使ったより高精度の座標系結合が可能になると期待される。\n　上記の結果を導くに当たり、二つの点で新しく開発した技術を用いた。一つは、ミリ秒周期のパルサーに対応したパルサーゲート機能をもつK4型相関器の開発であり、もう一つはGPS観側により得られた電離層モデルを使った、電離層遅延補正である。\n　パルサーの信号は一般に -2から -3程度の負の大きなスペクトル指数を持ち、高周波で急速に電波強度が弱くなる特徴を持つ。そのため、マイクロ波帯でパルサーのVLBI観測を行うには、信号対雑音比（SNR）を改善するために大型のパラボラアンテナを使い広帯域の観測を行うといった観測手法の工夫の他に、VLBIデータの相関処理時に、受信したパルスに同期してパルスの部分だけで相関積分をとることにより、実効的に平均Flux密度を増加させSNRを改善する“パルサーゲート”処理が有効である。筆者らは上に述べたパルサーのVLBI観測データを処理するに当たり、ミリ秒周期に対応したパルサーゲート処理機能を持つK4型相関器を開発し、信号対雑音比を5-6倍改善することに成功した。\n　また、我々の観測は、低周波で大きくなる電離層の影響と、高周波で小さくなるパルサーのFluxの兼ね合いから1.4GHz及び2.2GHzの周波数を使ってパルサーを観測した。しかし、これらの周波数においても電離層遅延量が最も大きな誤差要因であることに変わりなく、数mのExcess path lengthが誤差として観測量に付随する。このような大きな誤差要因を取り除くため、GPS衛星の観測によって電離層の電子密度分布を推定する方法について検討した。その結果、ベルン大学によって求められた全地球的な電離層電子密度分布のマップを使うことにより、電離層補正を行わない場合に付加される60ミリ秒角もの系統誤差を取り除くことができることを実証し、我々のパルサー観測データに適用した。\n　また、パルサーは信号の空間周波数がコヒーレントであるため、クエーサのVLBIデータでは見られない星間シンチレーション現象が観測された。我々は観測データからシンチレーションバンド幅、及びシンチレーションタイムスケールを見積もり、星間電子密度分布としてThin screenモデルを仮定してscattering disk sizeを求めた。その結果1.4及び2.2GHzの周波数帯では、ほとんどのパルサーでscattering disk sizeは1mas以下であることがわかった。","subitem_description_type":"Other"}]},"item_1_description_18":{"attribute_name":"フォーマット","attribute_value_mlt":[{"subitem_description":"application/pdf","subitem_description_type":"Other"}]},"item_1_description_7":{"attribute_name":"学位記番号","attribute_value_mlt":[{"subitem_description":"総研大乙第92号","subitem_description_type":"Other"}]},"item_1_select_14":{"attribute_name":"所蔵","attribute_value_mlt":[{"subitem_select_item":"有"}]},"item_1_select_8":{"attribute_name":"研究科","attribute_value_mlt":[{"subitem_select_item":"数物科学研究科"}]},"item_1_select_9":{"attribute_name":"専攻","attribute_value_mlt":[{"subitem_select_item":"09 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