突発電波発光に対応した SKA の仕様に関して 今井 裕 鹿児島大学大学院理工学研究科 日本 SKA 懇談会

講演内容 SKA とは – 一般的解説 / transients & pulsars Science WGs – 注目すべき仕様 SKA による電波源掃天探査 SKA による突発電波発光源の監視・同定 – Pulsar survey and timing – 位置同定 ( アストロメトリ） SKA 参加への道のり – Pathfinders/precursors へのアクセス – 日本 (SKA-JP) での取り組み – Transients Science WG への加入は？

SKA (Square Kilometre Array) とは 各周波数バンドで有効開口面積 A e =1,000,000 m 2 周波数バンド： 低周波数域をカバー – Low: MHz, Mid: 350 MHz—10 GHz (High: GHz) ２段階のタイムライン – Phase 1: Full SKA の 10% スケール、 2020 年科学的運用開始 SKA1-low( 豪 ), SKA1-mid( 南ア ), SKA1-survey( 豪 ) – Phase 2: Full SKA 、 2020 年建設開始 国際プロジェクト – Board members: 11 countries (and more) – International Science Working Groups  KSPs

[MHz]

SKA1-survey [MHz] ASKAP Phased Array Feed (30deg 2 coverage)

Sky noise

SKA によって拓かれる新しい天文学 SKA (Square Kilometer Array) ： センチ波メートル波の電波望遠鏡 3000 台を南アフリ カ・オーストラリアにイギリス、南アフリカ、オーストラリア、オランダ、ドイ ツ、イタリア、カナダ、中国、インドの国際協力事業として 2016 年度から建設を 開始する。 既存のセンチ波電波望遠鏡 VLA （米） 次世代センチ波電波望遠 鏡 画期的な発展を 感度 50 倍 解像度 100 倍 宇宙最初の星・銀河による水素原始ガ スの電離過程 パルサー観測による重力理路の検証 宇宙磁場の構造と進化 など 国際協力による世界一の電波望遠鏡 可視光画像 センチ波画像 ガスの分布 近傍銀河 NGC6946 近傍宇宙の水素ガス分布 → 銀河・宇宙進化の解明 宇宙初期の水素とヘリウムしか存在しない時代まで遡る 高感度、高分解能、広視野、 広帯域の長波長大陸望遠鏡 10

中性水素原子ガス観測で解き明かす宇宙史 ビッ グバ ン 100 万年 1 億年 10 億年 137 億年 初代星誕生 暗黒時代 宇宙 背景放射 最初の超新星爆発 とブラックホール誕生 原始銀河の合体衝突 現在 中性水素原子ガスの放射する波長２１ cm 線の電波観測により、 宇宙初期の水素とヘリウムしか存在しない時代まで遡る TMT Planck SKA ALMA 11 天体形成以 前・直後のガ スの進化を見 る

パルサー観測で銀河系を重力波望遠鏡に 数万個のパルサーを観測 Pulsar Timing Array → 重力波の直接観測 二重パルサー探査 → 重力理論の検証 12

高感度・広帯域偏波観測による宇宙磁場研究 2 次元情報から３次元情報へ（広帯域） → 宇宙磁場の構造と歴史を解明 年代： ’60-’70 ’80-’90 ‘00-’10 ‘20 検出天体数が 飛躍的に増加 （高感度） ５０平方度あたり の偏波天体数 13

SKA の科学的目標・装置仕様の特長 低周波数バンドをカバー (70 MHz – 10 GHz) – 中性水素 21 cm 線 (1440 MHz): 赤方偏移 20 までカバー 非常に大きな比帯域 Δν/ν center ~1 広視野 – 複数視野・多数視野 (SKA1-survey) も想定 – Receiving  beam forming, channeling  signal processing (correlation, spectroscopy) – 同時に多目的の観測が可能 像合成データ＋時系列データ (non-imaging processing) 突発電波発光天体の探査に必要な仕様になっている

突発電波発光源の観測に必要な仕様とは？ ALMA やすばる： 神に祈るのみ ( 偶然視野に入るよ うに ) ToO はほとんどの天文観測装置で想定済み（運用上の問題） 定期的な全天探査 時系列・スペクトルデータの ( 一時 ) 保存と ( 即時 ) 分析 – 電波干渉計として必須： Time average, band width smearing の影響を低減 – 処理速度に限界がある – 保存可能なデータ容量にも限度がある – 突発現象の有無を即時に判断する必要がある 突発電波発光そのものの位置測定 – e.g. GRB: 残光源の赤方偏移と位置同定

SKA による電波源掃天探査 とにかく全天探査をするはず – 銀河面： パルサー・高分子・原始惑星円盤系探査 1-10 GHz – 銀極方向： 深宇宙探査 70 MHz – 1000 MHz 銀河面前景放射の影響を考慮する必要がある（感度・偏 波） 探査の手順は要検討 – “Discovery of unknown”: 突発発光源探査だけを行う提案は不要（のはず） – 長時間積分 (~1000 時間 / 視野 ) = 定期的（１日ずつ？待ち受け式？）複数回観測（のは ず） – 南中方向で待ち受け ?: 電離層、 RFI の影響を最小限に – 多目的同時観測 ? Imaging & non-imaging processing 望遠鏡配置は SWGs 間で交渉中 : – 広い視野 v.s. 高角分解能

Example: intensity maps Target sciences – HI maps of galaxies at cosmological distances (z>>1) – EoR, proto-planetary disks Imaging dynamics range: 3×10 6 (1000 hr integration)

Example: intensity maps Continuum Line 3π str within 2 years 1000 hour integration

Example: SKA1-mid Pulsar Survey 2 年間で 36,000 平方度を探査、 １視野 600 秒積分 Non-imaging processing 50μs sampling: ミリ秒パルサー同定、 pulse timing, Dispersion Measure 計測 (DM<3000 cm -3 pc)

Example: SKA1 Pulsar Timing Array 毎月 48 時間観測、 10 年間継続 ~300 MSPs (?) 信号雑音比 > 1000 Timing の分解能 : Δτ=100ns

Radio Astrometry with the SKA 年周視差・固有運動計測 (σ<1 mas with VLBI) 電波源同定 (σ<10 mas, in SKA1) SKA を想定した電波像合成・位置計測シミュレー ション ( 内野、鹿児島大学卒業論文） – 対象は OH メーザー源 ( 周波数幅 1kHz) – 銀河系内： 5 分間程度観測できれば撮像・位置計測可 能 – 局所銀河群： 帯域 300MHz, 数時間の撮像が必要 M31*: 20μJy など

Baseline and array sensitivity in SKA1 Baseline sensitivity (for calibration) mJy-level continuum calibrators useful (~10 mJy at present) c.f. SEFD=42 64-m L-band Image sensitivity (core-remote baselines only) 10 mJy-level OH masers as astrometry targets (~1 Jy)

Number of continuum reference sources Residual contributed from the atmosphere – Dynamic component (Asaki et al. 2007) Δθ (target – reference) < GHz for 10 μas-level astrometry – Static component (ionosphere) should be taken into account.  multiple calibrators ~ calibrators with S ν >0.5 mJy (estimated from rfc_2013b)  Calibrators for all targets at longest within 1°.2 Number of Reference sources per primary 15-m antenna beam (0.7°) (SKA Memo 135) SKA2 detection limit

SKA 参加への道のり Pathfinders/precursors へのアクセス – Pathfinders: SKA 仕様に現在最も近い装置 LOFAR, WSRT/Apertif ( 北半球 ) – Precursors: SKA 建設地にある観測装置 MWA, AKSAP, MeerKAT ( 国際共同観測公募 ) 日本 (SKA-JP) での取り組み – 推進コミュニティーによるセンチ波天文観測の展開 – ソフトウェア・バックエンド・データベース開発への 参入 International SKA Science WG への参加 – Cosmology, Galaxy evolution, Pulsars – Transients Science WG への加入は？

Structure of SKA Japan consortium Chair T.Handa (Kagoshima Uni.) NAOJ liaison Y.Hagiwara(NAOJ) Industry Forum T.Kumazawa(TOYO) Vice Chair H.Nakanishi (Kagoshima Uni.) K.Takahashi (Kumamoto Uni.) Science Working Group Chair T.Takeuchi (Nagoya Uni.) Engineering Working Group Chair H.Nakanishi (Kagoshima Uni.) Outreach K.Ichiki (Nagoya Uni.) Funding Procurement H.Imai (Kagoshima Uni.) Adviser N.Sugiyama (Nagoya Uni.) Magnetic field T.Akahori(KASI) High-z H.Hirashita(ASIAA) Astrometry H.Imai(K.U.) AGN H.Ito(Kyoto U) Pulsar O.Kameya(NAOJ) Astrochemistry DSP H.Nakanishi(K.U.) Software T.Kurayama(Teikyo) Wideband feed H.Ujihara(NICT) 126 members International SKA Pulsar SWG

SKA-JP engineering activities Octave band receiving feeds (H. Ujihara, K. Takefuji) Broad band correlator – Make a spectrometer with ROACH Spectral channel allocation in Δlog(ν) step – Test on a new RX installed NRO 45 m telescope 早稲田大学那須観測所 → 青木さん講演

SKA に関する重要文献 SKA-JP wiki: SKA Design Reference Mission (version 3 on 2012 May 28) SKA1 Baseline Design (version 1 on 2013 March 12) SKA memo 130, SKA1 Preliminary System Description At the entrance gate of the Murchison Radio Astronomy Observatory on 2013 February 15