京都産業大学 神山天文台 における 可視光多色同時観測の取り組み ミニWS「多バンド観測による時間変動現象の研究」@広島大学 2012年3月7・8日 京都産業大学 神山天文台 における 可視光多色同時観測の取り組み 京都産業大学 神山天文台 特定研究員（ＰＤ） 新井 彰 共同研究者 : 米原厚憲、磯貝瑞希、荒木望遠鏡チーム（京都産業大学）

ミニWS「多バンド観測による時間変動現象の研究」 もくじ 京都産業大学 神山天文台 荒木望遠鏡と観測装置 同時多色観測による系外惑星探査の試み 矮新星の可視同時多色観測 　　　　　　　　　　＋その他の取り組み ミニWS「多バンド観測による時間変動現象の研究」

ミニWS「多バンド観測による時間変動現象の研究」 1. 京都産業大学 神山天文台　 こう やま ミニWS「多バンド観測による時間変動現象の研究」

ミニWS「多バンド観測による時間変動現象の研究」 天文台設立の経緯 創立50周年を記念した大学天文台の設立 文部科学省 私立大学戦略的補助金(H20—H24) コアサイエンス：太陽系・系外惑星探査 Koyama Astronomical Observatory (KAO)

ミニWS「多バンド観測による時間変動現象の研究」 神山天文台のビジョン 学校法人　京都産業大学 天文学コミュニティー 学校法人全体にメリットを！　 ⇒ 教育・研究、社会貢献、 　　就職支援・広報利用、・・・ 研究面での協調と競争 装置開発 技術の提供 ⇔ 資金・人材のGive&Take 天文台設備 実験室 1.3m 荒木望遠鏡 一般社会・産業界 実社会との接点として社会の負託に応える ⇒　知の還元、社会・学校教育への貢献、 　　 産業界との協働（社会の一部として）

ミニWS「多バンド観測による時間変動現象の研究」 天文台　設備 玄関 最大120名 望遠鏡ピラー

ミニWS「多バンド観測による時間変動現象の研究」 天文台　設備

ミニWS「多バンド観測による時間変動現象の研究」 公開スケジュール 月 火～金 土 日 　10時～14時 休館 (機材 調整) 学校・教育関係 予約利用 ※ 見学・講義・ 天体観望会 休館(公開準備) 　14時～16時 一般公開(予約不要) 見学、質問コーナー 16時～19時 (冬季16時～18時) ロビーとサギタリウスホールを開放 　　(観望準備) 19時～21時 (冬季18時～20時)

ミニWS「多バンド観測による時間変動現象の研究」 2. 荒木望遠鏡と観測装置　 ミニWS「多バンド観測による時間変動現象の研究」

ミニWS「多バンド観測による時間変動現象の研究」 1.3m 荒木望遠鏡 神山天文台　荒木望遠鏡 2009年12月完成、 2010年4月オープン 初代学長の名前 口径　： 1.3 m 光学系： リッチー・クレチアン Ｆ値　： F/10 焦点 ：　カセグレンｘ１、ナスミスｘ２ 取付装置数：３（観望鏡含まず） (ナスミス１に眼視観望鏡。 駆動式ミラーで観望鏡／ナスミス台上装置に配光可能) 架台　 ：　経緯台 限界高度： 10.0 deg 駆動速度： 3 deg / sec (Az)、2 deg / sec (Alt) 導入精度： ～3”(best) 追尾精度： 1”/ 10 min (best) 副鏡 ： アルミメッキ、金メッキ ２０１１年　光・赤外 大学間連携　 に協力機関として参加

ミニWS「多バンド観測による時間変動現象の研究」 観測装置 ２色同時 赤外高分散 （制作中） 眼視 観望鏡 4つの装置 可視低分散 偏光分光

ミニWS「多バンド観測による時間変動現象の研究」 可視低分散分光器 LOSA/F2 (Low Dispersion Optical Spectrograph for ARAKI /w F/2 optics) 再結像光学系 : F/2.32 グリズム : 600本/mm, プリズム頂角37° スリット幅 : 2.9” (0.12mm) スリット長 : ～ 3' (12mm) 波長域 : 380 -- 780nm 波長分解能 : ～580 @λ=600nm CCDカメラ : Apogee Alta U47 (-MB) chip : E2V CCD47-10 (13μm, 1024x1024pix) 冷却 : 室温-50℃ (2段ペルチェ + 水冷) gain : 1.4 e/ADU 読み出しノイズ : ～28 e (カタログ値: 9e@700kHz読み出し) 限界等級 : ～16mag (S/N=30, 1時間積分) QL用パイプラインでToO対応 彗星、新星、超新星、矮新星、共生星、Ｘ線連星 のモニター観測、同定観測に利用

ミニWS「多バンド観測による時間変動現象の研究」 LIPS / WINERED 調整中・開発中の装置 ・LIPS　：　直線偏光分光器 　R= 7,000—10,000 @ 400nm—800nm UH88で利用されていたLIPSを移設するために改造 　（東北大学・広島大学・国立天文台と共同研究） 　 カセグレン焦点（test run : 2011年10月～2月） 2011年12月6日 ファーストライト　 　 ターゲット：明るい 連星系, YSO, 新星など ・WINERED : Y — J – bandの高分散分光器 　 2012年度　ファーストライト予定 　(東京大学と共同研究) 　ナスミス焦点 　銀河間吸収線、恒星のNIRカタログ etc.

新装置ＬＩＰＳ 線スペクトル偏光分光装置 （LIne Polarimeter and Spectrograph：ＬＩＰＳ) 　　2009年より改修作業を実施。 観測波長 　　　　　　 ： 4000A -- 8400A 1度に観測可能な範囲　： 2000A—3000A R~7000--10000 実測で 偏光測定誤差 ≦ 0.1%を達成(2011.12.06) β Lyr : V=3.5 400sec　(= 100sec ×4方位) 限界等級などは実際のデータから確認中 連星系、新星爆発や原始星の時間変化を追うのに適している オートガイダーのインストール、 解析ツールの整備を進行中

LIPSのFirst Light 2011/12/06 Conparison画像 天体（β Lyr）画像

β Lyr : 偏光スペクトル Preliminary ジェット、円盤の構造に制限が付けられる Intensity Ha V=3.5 　 B0-B6 の近接食連星 Ha Polarization(%) Preliminary βLyr の模式図 Position Angle(deg) Lomax et al. (2011) ジェット、円盤の構造に制限が付けられる

ミニWS「多バンド観測による時間変動現象の研究」 2色同時撮像装置 ADLER 2色同時撮像装置 (Araki telescope DuaL-band imagER) ・銀河系内マイクロレンズ現象 (MOA発見天体のフォローアップ) ・系外惑星トランジット ・各種突発天体（アウトバースト天体含む） ・彗星 の即時観測を目的とする。 ファーストライト : 2010年4月 観測運用開始 : 2010年9月

ミニWS「多バンド観測による時間変動現象の研究」 ADLER ダイクロイックミラー カセグレン穴 ダイクロイックミラー （2枚搭載可能、手動切り替え） 480nm分割、670nm分割 短波長側カメラ （380-700nm） 電源 電源 制御ＰＣ 制御PC（WinXP） 電源ユニット 長波長側カメラ (500-900nm)

ミニWS「多バンド観測による時間変動現象の研究」 ADLER 縮小光学系 カセグレン穴 短波長側カメラ （380-700nm） 縮小光学系： F/10 ⇒ F/6 に 1チップCCD(2048x2048, 13.5μ) 視野12’x12’ (0.357”/pix) 電源 電源 制御ＰＣ 制御PC（WinXP） 電源ユニット 長波長側カメラ (500-900nm)

ミニWS「多バンド観測による時間変動現象の研究」 ADLER フィルター カセグレン穴 短波長側カメラ （380-700nm） 電源 電源 制御ＰＣ フィルターホイール（6穴2層、 1ビームにつき、最大10枚搭載可能） 実装済み：g’, r', i', z ' + Stromgren-y + コメット分子輝線用狭帯域4枚 制御PC（WinXP） 電源ユニット 長波長側カメラ (500-900nm) 2012年３月より、B,V,Rc,Icが追加される予定

ミニWS「多バンド観測による時間変動現象の研究」 ADLER用 CCDカメラ CCDカメラ: Spectral Instruments社 850シリーズ 冷却方法: 電子冷却＋水冷 冷却温度: -90℃ (外気30℃) CCDチップ: e2v CCD42-40 (13.5μm x 13.5μm, 2048x2048 pixels) 裏面照射（短波長側）+ 表面照射（長波長側） デジタル階調: 16bit 飽和電荷量: 100,000 e- (Single pixel) 読み出し速度: 100, 200, 500, 830 kHz 読み出しノイズ[e-]: 2.7(B.I.), 2.1(F.I.) @100kHz, ATTN=0 ― 23.9(B.I.), 22.6(F.I.) @830kHz 　 ゲイン[e-/ADU]:　最小0.63(B.I.), 0.64(F.I.) ― 18.2(B.I.), 17.6(F.I.) @830kHz 暗電流 (@-90℃): 0.00012(B.I.), 0.00006(F.I.) [e-/pix/sec] 最速読み出し速度: 5.1sec (1-port, 1x1bin, 830kHz) 市販の水冷式CCDカメラの採用でメンテナンスフリーな状況を実現

ミニWS「多バンド観測による時間変動現象の研究」 ソフト、解析 観測ソフト（作 磯貝氏） perlベースのコマンドライン 1枚ごとセルフガイド 露出中はオープントラック 望遠鏡の制御と組み合わせて自動観測が可能 解析：　 一次処理までは自動化 Aperture photometry : パイプライン by 磯貝氏 　

ミニWS「多バンド観測による時間変動現象の研究」 スカイの明るさ　g’ スカイ等級[mag/□"] airmass

ミニWS「多バンド観測による時間変動現象の研究」 スカイの明るさ　i’ スカイ等級[mag/□"] airmass

ミニWS「多バンド観測による時間変動現象の研究」 ADLER 限界等級 条件: airmass=1.2 i.e. ZD ～ 34°, seeing=10pix=3.6" ※1 CCD読み出し速度:500kHz(~8sec), gain~ 5 e/ADU, σ_ro ~ 9e 積分時間 S/N 限界等級 ※2 g' i' 10s 100 15.5 14.7 60s 20 18.4 17.8 180s 10 19.8 19.2 300s 10 20.0 19.5 ※1 seeing=3.6": 神山天文台での冬の典型的なseeing値 ※2 空の条件が悪い場合には、限界等級が約1mag浅くなる。

3. マイクロレンズ現象を利用した 系外惑星探査 3. マイクロレンズ現象を利用した 系外惑星探査　 の試み ミニWS「多バンド観測による時間変動現象の研究」

ミニWS「多バンド観測による時間変動現象の研究」 系外惑星探査 ドップラー法 恒星のふらつきを観測する トランジット法 惑星が横切ることで起こる食を観測する ★マイクロレンズ法 　重力レンズ現象を使って惑星の増光を観測する

ミニWS「多バンド観測による時間変動現象の研究」 重力レンズが起きる状況 私たちから何か物体を見た時、 　方向が近く、奥にある物体が影響を受ける θ β

ミニWS「多バンド観測による時間変動現象の研究」 典型的なスケール ２つの像の離角 ～ １[mas] ⇒ 空間分解困難 （“アインシュタインリング半径”） 現象のタイムスケール ～ 1 [month] ⇒ 時間分解可能 現象の増光には典型的なスケールが無い 　　　　　　　　　　↓ 時間とともに、明るさが変化する現象として観測

シミュレーション Yonehara, 2012

ミニWS「多バンド観測による時間変動現象の研究」 系内マイクロレンズ現象 銀河の構造・系外惑星探査に有効 銀河バルジ（明るい、近い）： 　τ～10^-6 （e.g., Sumi et al., 1997） MOA-Ⅱ @ NZ： 日本など OGLE-Ⅳ @ Chile： ポーランドなど 　現在、～103 [event / yr] ＋ 多くの副産物 　（前シーズン：MOA-Ⅱ 485、OGLE-Ⅳ 1562）

ミニWS「多バンド観測による時間変動現象の研究」 系外惑星の検出例 マイクロレンズ天体が惑星を持っている場合 恒星と惑星の２つのレンズ天体 OGLE2005-BLG-390 5.5 M(earth) の発見例 マイクロレンズによる 年間発見数　~< 5天体 / yr http://www.stelab.nagoya-u.ac.jp/ste-www1/div3/moa/o390/　参照

観測例＠京都産業大 1st run 2011年4月—10月 MOAで発見されたバルジ領域の天体 （elevation < 30 deg） r’ -band(short) λc = 619.8nm z’ -band(long) λc = 921.7nm 荒木望遠鏡／ADLER で観測した天の川中心の ３色合成図（CCD: 2k x 2k、FOV: 12’ x 12’）

MOA Microlensing Alerts からフォローアップ可能な天体を選定 http://www.phys.canterbury.ac.nz/moa/microlensing_alerts.html 明るさ、座標、振幅ピーク(Amax)、ピーク前か？  観測可能天体を選定

ミニWS「多バンド観測による時間変動現象の研究」 解析 ・MOAチームが作成したパイプラインを利用 ・位置合わせ ・基準となるイメージと他のイメージの差し引き ・変光天体の検出と測光

これまでの観測例 2011年11月まとめ時点 増光率 100以上 10以上100以下 10以上 MOAのすべて (001～485) １４２個 74個 ２１６個 京産大 観測 期間中のもの (049～450) 44個 29個 ７３個 京産大 観測数 １１個 4個 15個 2011年11月まとめ時点

これまでの観測例 MOAのフォローアップ マイクロレンズ現象： MOA-BLG-2011-325 １１年９月７日 ９月１５日 １０月７日 ① ② ③ MOAのフォローアップ マイクロレンズ現象： 　MOA-BLG-2011-325 １１年９月７日 ９月１５日 １０月７日 ① ② ③

ミニWS「多バンド観測による時間変動現象の研究」 Preliminary results r’-band 光源～レンズ天体の距離・・・0.2θE 光源の横切る速さ　　　・・・0.07θE ピーク時間　　　　　　　・・・5823.5 元の明るさ・・・100.0 基準画像の明るさ　　　・・・10000.0 増光率・・・5.07 z’-band 光源～レンズ天体の距離・・・ 0.2θE 光源の横切る速さ　　　・・・0.07θE ピーク時間　　　　　　　・・・5823.5 元の明るさ・・・ 73.0 基準画像の明るさ　　・・・ 7500.0 増光率・・・5.07 θE＝アインシュタインリング半径

ミニWS「多バンド観測による時間変動現象の研究」 多色同時のメリット ・点源のマイクロレンズ現象は色変化はない  増光時の色を調べると距離に制限(2色図) ・もしも色が変われば、、、、 　マイクロレンズ以外の増光の可能性 　　　　　　（エネルギー注入による増光） 　星周構造（Ha diskの存在など）

ミニWS「多バンド観測による時間変動現象の研究」 4. 矮新星の可視多色同時観測　 ミニWS「多バンド観測による時間変動現象の研究」

多色で矮新星 広島大学でのTRIPSECでの矮新星 （ref. 笹田さんトーク、植村さんトーク） 実践するには Matsui et al. 2009 実践するには 大量のマシンタイム、晴天率、当り天体が出る運が必要  京都産業大学には多色撮像装置あり

多色で矮新星 ADLERの利点を生かせる観測対象： 短時間で変光し、変光の振幅が波長によって異なる天体 2色同時観測 → 放射が黒体放射である場合には 放射領域のサイズ・温度変化の情報が得られる。 テーマ： 1. WZ Sge型矮新星の早期スーパーハンプの起源の研究 　　 ・可視２色でも原理的には、V455 Andと同様の研究が可能 　　 ・Uemura(2012)マッピングコードが利用可能に 2. SU UMa型矮新星のスーパーハンプの色変化の多様性の研究

ミニWS「多バンド観測による時間変動現象の研究」 観測例 WZ Sge型矮新星の早期スーパーハンプの ３色同時測光観測 g’-, I’-band(京産大)　＋　Rc-band(大教大) WZ Sge型 OT J012059.6+325545 円盤の厚み(h/r)再構成マップ Uemura et al. (2012) in press. ｇ’ ｇf-i' 82min Nakagawa et al. (submitted to PASJ) 伴星の方向

ミニWS「多バンド観測による時間変動現象の研究」 SU Uma型矮新星の他バンド観測 SU UMa型矮新星のスーパーハンプの 　　　　色変化の多様性についてのサンプル集め ・連星パラメータ（i, q）との関係は？ ・アウトバーストごとに同じか？ 食のある天体（ i ~ 90°） SU UMa型 SDSS J081207.63+131824.4 WZ Sge型 SDSS J080434.20+510349.2 ｇ’ ｇ’ i’ i’ g'-i' 115min g'-i' 時間(ユリウス日) 時間(ユリウス日)

ミニWS「多バンド観測による時間変動現象の研究」 その他の研究テーマ 天体（バンド）　　テーマ -------------------------------------------------------- 彗星(BC, CN)　　 CN(狭帯域フィルター)による ガス mapping 共生星(g’,i’) flickering などの短時間変動の色変化 新星　（y, i’） 連続光成分の評価、flux calibrationの補助 超新星　高度曲線, 同定画像（広報画像になりやすい）

ミニWS「多バンド観測による時間変動現象の研究」 まとめ 京都産業大学 神山天文台 ・1.3m 望遠鏡 + 4つの装置 で観測体制を整えつつある ・ADLER : g’, r’, i’, (z’)の同時多色 ・系外惑星探査byマイクロレンズ現象に挑戦中 ・矮小新星の多色測光 ・その他にも利用（新星、共生星） ミニWS「多バンド観測による時間変動現象の研究」