美濃和 陽典 （国立天文台すばるプロジェクト研究員） データ解析概論３ （赤外） 美濃和　陽典 （国立天文台すばるプロジェクト研究員）

赤外線とは？ 可視光 （400nm～１μm) 近赤外線 （１～5μm) 中間赤外線 （5～30μm) Suprime-Cam HDS FOCAS 可視光 （400nm～１μm) CIAO IRCS MOIRCS 近赤外線 （１～5μm) COMICS 中間赤外線 （5～30μm)

赤外線で何が分かるか？（銀河系内編） 銀河系の多波長撮像データ 可視光（0.4~0.6ミクロン）--- 星間塵による吸収が顕著 近赤外線（1.25~3.5ミクロン）--- 星からの光 中間赤外線　（7~10ミクロン） --- ダストからの放射 http://mwmw.gsfc.nasa.gov/

赤外線で何が分かるか？ （系外銀河編） λ~2.2 波長 [um] 1.0<λ<1.6 λ<1.0 1 2 3 赤方偏移 静止系波長 > 5500A λ~2.2 波長 [um] 1.0<λ<1.6 静止系波長 < 5500A λ<1.0 1 2 3 赤方偏移

赤外線観測の特徴 （１）大気透過率 （２）背景光強度 （３）検出感度 （４）大気による減光量 （５）大気分散 （６）大気揺らぎとシーイング

赤外線観測の特徴 （１）大気透過率 Ｊ H K L’ M’ N Q 可視光ではほとんど大気吸収が無く、ほぼ全波長域で観測可能 CO2 CO O3 CH4 可視光ではほとんど大気吸収が無く、ほぼ全波長域で観測可能 赤外線では、大気中の分子の振動回転遷移による吸収が深く、　　　　　一部の大気の窓でしか観測できない

主な背景光の要因（赤：赤外線、青：可視） 赤外線観測の特徴 （２）背景光強度 背景光とは？ 天体以外から望遠鏡に入る光 光量が多いほどポアソンノイズが増える 主な背景光の要因（赤：赤外線、青：可視） 望遠鏡、観測装置からの熱放射（～273K） 人工光の大気中微粒子による散乱光 大気の発光（OH夜光、水蒸気の熱放射、オゾン輝線等） 月明かり 黄道光（太陽の散乱光、塵の熱放射）

赤外線観測の特徴 （２）背景光強度 可視光に比べて赤外線の放射強度は100～108倍多い ＯＨ夜光 望遠鏡、観測装置の熱放射(273K) 水蒸気からの熱放射 ＯＨ夜光 黄道光（塵の熱放射） 黄道光（太陽の散乱光） ～273Kの黒体放射はKバンド付近から効き始める http://www.kusastro.kyoto-u.ac.jp/~iwamuro/LECTURE/OBS/atmos.html

赤外線観測の特徴 （３）可視と赤外線の検出感度 天体からのシグナルとノイズの比 大気吸収：可視< 赤外  OBJopt > OBJIR 背景光：可視<赤外  SKYopt < SKYIR OBJ: 天体、SKY: 背景光、DARK: 暗電流、Ｒ：読み出しノイズ t: 積分時間、r: 天体の広がり（半径）、g: 検出器のゲイン(e-/ADU)  赤外線観測は可視と比べて感度が悪い

天体からの光が地球大気を通る距離（エアマス）が多くなるほど、天体からの光は減光される。 エアマス～1/cos(z) 大気 ｚ 赤外線観測の特徴 （４）大気による減光 天体からの光が地球大気を通る距離（エアマス）が多くなるほど、天体からの光は減光される。 平均減光量（mag/エアマス） 波長（ミクロン） 可視 中間赤外 近赤外 可視光～1.2μm 大気中の微粒子による散乱の影響大 近赤外（1.6~2.5μm) 波長が長くなり散乱の影響は小 3μm～中間赤外 散乱の影響は小 気体分子の振動回転遷移による吸収大 可視、中間赤外に比べて近赤外（1.6~2.5μm）は大気減光は少ない

赤外線観測の特徴 （５）大気分散 空気の屈折率により、天体の実際の高度と見かけの高度には差が出る（大気差） 。 大気差は波長により異なるため、高度の低い天体を観測すると、像が伸びる（大気分散）。 可視： 大気分散の影響は著しく、ほとんどの観測装置ではこれを光学的に補正している 赤外線： 大気差は小さく、ほとんど観測に支障とならない。 ただし、補償光学を用いて高分散分光を行った場合は近赤外線で影響が出るため、補正する場合がある。 大気 観測者

赤外線観測の特徴 （６）大気揺らぎとシーイング 対流層、境界層で大気の温度や密度のムラ（屈折率）が場所により異なる 成層圏 境界層 ~ 1 km 対流圏 10-12 km ドーム周りの風 光波面の位相がずれる 星像が広がる r0 ｒ0: フリード長 大気揺らぎが波長に比べて小さいとみなせる開口サイズ∝λ1.2 シーイング ～ λ/r0

赤外線観測の特徴 （６）大気揺らぎとシーイング シーイングサイズ～λ/r0∝λ-0.2 可視より赤外線の方がシーイングが良い 補償光学は、望遠鏡の開口（Ｄ）をr0のサイズに分割し、サブ開口間の位相誤差をキャンセルすることで、望遠鏡の回折限界分解能（～λ/D）を得る。  r0が大きいほどサブ開口の数が少なくてすむ　　　　　　　　　　　　　（r0>Dの場合は補償光学不要）  赤外線の方が補償光学を作りやすい。 参考 すばるの場合：　D～8.2 m; r0 ~0.25m (λ=0.6μm), 1.2m (2.2μm）, 17m (20μm)  補償光学で必要な分割数：　> 1000 (λ=0.6μm), 46(2.2μm）, 不要(20μm)

赤外線の観測/データ解析 （１）検出器 （２）近赤外線観測の流れ （３）データ解析上の注意点

赤外線の観測方法 （１）検出器 赤外線に感度がある半導体と、電荷を読むマルチプレクサからなるハイブリッドアレイ。 赤外線の観測方法 （１）検出器 赤外線に感度がある半導体と、電荷を読むマルチプレクサからなるハイブリッドアレイ。 可視CCDは受光も読出しも同じ半導体で行う。 電荷をピクセル毎に直接読み出すことが出来る。 CCDは１列毎に電荷を転送し読み出す。 非破壊読み出しが出来る 読み出しノイズは可視のCCDに比べて10倍程度悪い。 赤外アレイ検出器の模式図 http://www.kusastro.kyoto-u.ac.jp/~iwamuro/LECTURE/OBS/detector.html 赤外線に感度のある半導体： InSb(1～5μm), HgCdTe (1～2.5μm), Si:As (<27μm) 等

赤外線の観測/データ解析方法 （２）近赤外線観測の流れ 望遠鏡を天体に向け追尾する ブロードバンド撮像の場合は、積分時間が短いため、オートガイダーを使用しない場合が多い。分光や狭帯域撮像では使用する。 積分時間を決める 背景光（スカイ）の寄与が主なため、スカイを検出器上でサチらせ無いように決める。天体が明るい場合は天体のピーク値で決める。 観測視野を少しずつ変えながら積分を繰り返す（ディザリング）。 ディザリングをする目的は、 １．位置を合わせず重ねることで、背景光フレームを作るため。 ２．バッドピクセルの影響を除くため。 観測した視野の近くの標準星のデータを取得する。 近赤外線（特にH,Kバンド）は、可視光に比べて減光が少ないため、誤差0.1等以下の高精度の測光をするのでなければ、エアマスをキッチリあわせる必要は無い（エアマス0.3程度の違いは問題なし）。

赤外線の観測方法 （３）データ解析上の注意点 赤外線の観測方法 （３）データ解析上の注意点 データを取ってしまえば、基本的には可視も赤外もほとんど同じ。 注意が必要なのは、背景光と大気吸収の変動。 スカイフレームはなるべく時間の近いフレームで作る。 背景光で検出器がサチっていないかは解析前に確認する（特にKバンドより長波長）。

まとめ 赤外線観測では可視光とは独立した新しい情報が得られる。 赤外線は大気吸収率、背景光の増加により、可視光と比べて検出感度が悪い。 大気分散、大気による減光、シーイング等、可視光よりも良い面もある。 観測時は、背景光を基準に積分時間を決め、解析時にうまく背景光が引けるようにディザリングを行う。 データ解析の手法は、可視光と大差は無い。

非破壊読み出し 積分中に電荷を壊すことなく、読出しが出来る 読出しノイズの削減 N回非破壊読み出しの場合、読出しノイズは1/√N 読出しノイズが効いてくる高分散分光で重要になる。 撮像観測のように、背景光のポアソンノイズに比べて、読出しノイズが無視できる場合は必要ない。 N回非破壊読み出しの場合、読出しノイズは1/√N

ディザリング http://www.kusastro.kyoto-u.ac.jp/~iwamuro/LECTURE/OBS/atmos.html