Square Kilometer Array (SKA) 鹿児島大学　中西 裕之

私のこれまでの研究 ～天の川銀河３Ｄガスマップ～ Hartmann & Burton (1997) Kerr et al. (1986) Burton & Listz (1983) Dame et al. （2001） HIデータ 銀河系回転曲線 COデータ Inner Galaxy Outer Galaxy inner Galaxy　（R< R0 ) : Clemens(1985) outer Galaxy （R> R0 ) : Dehnen & Binney (1998)

銀河系を真上から見た姿 赤：水素原子（ＨＩ） 緑：水素分子（Ｈ２） 画像提供：国立天文台4次元デジタル宇宙プロジェクト林満氏

渦巻銀河ＨＩ円盤の鉛直構造 Nakanishi & Sofue 2003 銀河系研究から銀河ＨＩディスクはarmで薄く、inter-armで厚いという新たな知見 銀河に一般な傾向か？ →　edge-on銀河で調べる他ない（数Mpc以遠） HIディスクの厚みは数百pc→構造を探るには数十pcの分解能（１”）のＨＩデータが必要→SKAによって初めて実現 赤：水素原子（ＨＩ） 緑：水素分子（Ｈ２） Crosthwaite et al. 2000 画像作成協力：国立天文台4次元 デジタル宇宙プロジェクト林満氏

現在ＨＩ観測ができる主な干渉計 WSRT 最大基線長 2.7 km VLA 最大基線長 36 km 25m 14台 25m 27台 ATCA　最大基線長 6 km 22m 6台

HI観測をする上での目安 ・観測したい深さ (face-on銀河の場合) 1Mo/pc2=1.3×1020H/cm2 =68 K km/s →必要なrms：　～1K 　（S/N～5の場合）

ＶＬＡの感度（ステータスレポート） （注）ＶＬＡのステータスレポートの表は連続波について の値 Frequency Band Name System Antenna RMS (10 min) (GHz) approximate letter Temperature         Efficiency         Sensitivity wavelength code (K) (%) (mJy) 0.073 - 0.0745 400 cm 4 1000-10000 15 150 0.3 - 0.34 90 cm P 150-180 40  1.4 1.24 - 1.70 20 cm L 35 55 0.056 4.5 - 5.0 6 cm C 45 69 0.054 8.1 - 8.8 3.6 cm X 63 0.045 14.6 - 15.3 2 cm U 120 58 0.19 22.0 - 24.0 1.3 cm K 50 - 80  0.1 40.0 - 50.0 0.7 cm Q 80 0.25 （注）ＶＬＡのステータスレポートの表は連続波について　　の値 　　　（バンド幅：１つのＩＦあたり43 MHz、全部でＩＦ４つ）

ＶＬＡでのＨＩ観測 配列 Ａ Ｂ Ｃ Ｄ 最高基線長(km) 36.4 11.4 3.4 1.03 角度分解能(”) 1.4 3.9 12.5 44.0 　感度(mJy/beam)　 　 (K) 1.4　(1時間積分) 430 55 5.4 0.4 速度分解能(km/s) 49kHz=10km/s 現状ではノーマル銀河はC, D配列での観測が無難　→　分解能12”以上　 　　　　　　　　　↑他波長での観測と大きな格差

SKA vs. VLA ＶＬＡ ＳＫＡ 分解能 1.4”(A配列) 1.4” 感度 1.4mJy (積分1hr, 49kHz) 28μJy 現在のＣ配列と同じ感覚で 1秒台分解能観測が可能となる

系外銀河のＣＯ・ＨＩ観測 CO vs. optical CO vs Hα CO vs HI 野辺山ミリ波干渉計によるNGC4569のCO観測 Nakanishi et al. (2005) CO vs HI HIの分解能>10” 他　1”程度

SKA (Square Kilometer Array) 周波数：0.1－25GHｚ Low-band: 100-500MHz Mid-band:500MHz-10GHz High-band: 10GHz-25GHz アンテナ： 1. 台数：2000－3000台 2. 配置： 　　半数を中心5km以内 　　最大基線長3000km 3. 開口面積: 100万m2

SKAの特徴 高感度 (開口面積＋受信機性能の向上) 広視野 （口径＋マルチビーム） 高分解能（長基線） VLAの約50倍 広視野　　　　　　　　（口径＋マルチビーム）　　　　　　　　　　 　サーベイ速度はVLAの 　一万倍以上＠1.4GHz 高分解能（長基線） 　最大基線長はVLAの80倍 　25GHzで0.8mas VLA vs SKA

アンテナのタイプ Dishes + wide-band single pixel feeds (WBSPF) Canada CART 10m 南アフリカ KAT 15m Dishes + wide-band single pixel feeds (WBSPF) Dishes + Phased Array Feeds (PAFs) Aperture arrays (AA) USA ATA 6m Dense AA Sparse AA LOFAR(NL) EMBRACE(NL)

システムの概観

サーベイのスピード Survey Speed Figures of Merit (SSFoM) SSFoM = B(NFov ΩFov/Nsa)(fc Aeff/m Tsys)2

Key Science Project 宇宙における生命 宇宙の暗黒時代 宇宙磁場の進化 重力理論の検証 銀河進化

1. 宇宙における生命 高分解能観測 生命に繋がる有機分子を探査 CH2OHCHO（13－22GHz）など I. 地球型惑星の探査 　　高分解能観測 　→数AUの原始惑星系円盤を 描き出す II. 有機高分子 　　生命に繋がる有機分子を探査 CH2OHCHO（13－22GHz）など　 III. 地球外知的生命探査 (SETI) 　　空港レーダーやTV電波など 意図せずに放射している電波 も受信可能に Credit: Bill Saxton, NRAO/AUI/NSF

2. 宇宙の暗黒時代 I. 宇宙再電離と 宇宙最初の天体 II. 宇宙最初の重元素 CO分子等の輝線探査 III.宇宙最初のブラックホール 　　宇宙最初の天体 　　z=14～5.5の間に再電離があったはず 　　→ 宇宙最初の天体誕生を示す II. 宇宙最初の重元素 　　CO分子等の輝線探査 III.宇宙最初のブラックホール z>6のクエーサが存在。この時代にブラックホールが生まれたことを示す 　　→　z>6で生まれたブラックホールを捉える（電波連続波） Jiang et al. 2008 Ohta et al. 1996

3. 宇宙磁場の誕生と進化 All Sky RM Survey 　 全天にある数億個の天体を背景としてRotation Measure (RM)を測定 　　→　z=0―5における宇宙磁場の構造変化を明らかにし、　　　“宇宙における磁場の役割”を解明 　　CMBの偏波測定も可能 　　→　初期磁場を検出

4. 重力理論の検証

4. 重力理論の検証 I. 強い重力場の 重力理論検証 II. 重力波の検証 正確な時計としてパル サーを利用 2重パルサーや 　 2重パルサーや ブラックホール-パルサー 系からのパルスを測定 II. 重力波の検証 　 正確な時計としてパル サーを利用 　　→ 重力波をパルス時間 のずれから検出

5. 銀河進化 HI 21cm線サーベイによるz=1.5までの広視野にわたる銀河分布 銀河進化と宇宙の構造形成 星形成史

建設計画 1991 コンセプト 1994 国際ワーキンググループの結成 1997 デザインとプロトタイプ製作スタート 2000 国際協定締結

建設計画 Phase I Phase II Phase III Pathfinder 0.7-2.5GHz Low & Mid bands High band 1.5億€ 15億€（アンテナ10億€、インフラ5億€） 2009 2012 2016 2020 2024 建設開始 (ASKAP, MeerKAT) 完了 System Design （SKA　low+mid の 15-20 ％） SKA low+mid 完成 Design Concept

建設候補地 最終候補 オーストラリア →2011年に決定 南アフリカ 判断基準 人口電波レベルの低さ 広大な土地（3000km以上） 最終候補　 オーストラリア　　　 　　　　　　　　　南アフリカ 判断基準 人口電波レベルの低さ 　　　　　　　　　広大な土地（3000km以上） 　　 大気の安定度 建設費 pathfinder →2011年に決定

SKA実現に向けた動き Pathfinder始動!! ASKAP(オーストラリア) MeerKAT(南アフリカ） 12m鏡 36台 　 Tsys目標：35K 　周波数：0.7-1.8GHz 　周波数帯域：300MHz 　基線長：8 km MeerKAT(南アフリカ） 　 12m鏡 80台 　 Tsys目標：30K 　周波数：0.7-2.5GHz 　周波数帯域：512MHz 　基線長：10 km

Phase I のシステム

Phase IIのシステム

SKAの組織 参加国と研究機関：15カ国、30研究機関 ヨーロッパ、オーストラリア、カナダ、アメリカ、南アフリカ、中国、インド等 組織

SKAに向けた国内の動き ’04年？ SKA検討Working Group発足 ’08年 5月 SKA consortium結成 　　　 NAOJ電波専門委員会のもとに発足 ’04年11月　　　 SKAワークショップ＠三鷹開催 ’06年 2月　　　 SKA ワークショップ＠野辺山開催 ’08年 5月 SKA consortium結成 　SKA検討WGとは独立に、ボトムアップでの検討開始 ’08年秋　オーストラリアATNFで進められているASKAPとの 共同研究/開発の可能性について議論開始(鹿児島大） 国際サイエンスワーキンググループへの参入 (祖父江、中西)

SKA consortium 現在の参加者： 43名１４機関 世話人： 活動： 主にメーリングリストによる議論および情報交換 現在の参加者：　43名１４機関 　北海道大学、東北大学、茨城大学、NICT、東京大学、国立天文台、JAXA, 　名古屋大学、京都大学、近畿大学、和歌山大学、東海大学、鹿児島大学、 　台湾中央研究院 世話人： 中西 裕之（鹿児島大学）、徂徠和夫（北海道大学）、萩原 喜昭（国立天文台） 大田泉（近畿大） 活動： 主にメーリングリストによる議論および情報交換 ワークショップの開催

SKA Workshop ’08 ～SKAに向けたサイエンスと技術開発～ 日時：2008年11月1日（土）10:00頃　～　11月2日（日）12:00頃 場所：国立天文台三鷹　解析研究棟１階 大セミナー室 トピックス：SKAに向けたサイエンスと技術開発 主催：NROワークショップ、光結合VLBI推進室、VSOP-2 推進室、 　鹿児島大学 プログラム案 　　1．SKAの概要　 　　2. SKAで狙うサイエンス 　　3. SKAに向けた開発 　　4. 議論 　　　日本におけるキーサイエンス 　　　国内におけるSKAに向けた今後の活動

日本とSKAサイト候補地 赤道

VERA vs SKA 東経 117°南緯 26°(Mileura) 東経 130°北緯 31°(入来局) 最大基線長：2300km 基線長は同程度、赤道からの距離も同程度、 南半球、北半球という相補的な関係

SKAにおける日本の独自性 Low-, Mid-bandよりHigh-band Low-bandとMid-bandは具体的な建設に向けて動いている（Pathfinderの始動） High-bandは目処がたっていない 　→　SKAプロジェクトに今から参入するなら、 　　　　High-bandが特色を生かせる分野かも 日本は比較的高周波での研究経験が豊富

High-bandによるサイエンス “Preliminary Specifications for the Square Kilometre Array” R. T. Schilizzi et al 10 Dec 2007

SKAで進めたいVERAサイエンス H2O Maser観測による位置天文学 （日本の特色＆強み） 北半球にあるVERAと協力して 　　　（日本の特色＆強み） 北半球にあるVERAと協力して 　銀河系全体の三次元地図を描くことが可能 銀河中心が天頂付近 　→Sgr A*の年周視差が観測しやすい→R0の決定

まとめ ＳＫＡはアンテナ2000-3000台、周波数0.1-25GHzの巨大電波干渉計プロジェクトであり、オーストラリアまたは南アフリカでの建設に向けて準備が進んでいる ＳＫＡでは(1)宇宙における生命(2)宇宙の暗黒時代 (3)宇宙磁場の進化(4)重力理論の検証(5)銀河進化といったキーサイエンスが掲げられ、重要な宇宙物理のテーマについての成果が期待される 現在日本からの貢献もしていくための検討を始め、ＶＥＲＡで行われている20GHz帯での位置天文などが一つの切り口として考えられる

興味のある方に 詳しい情報は ＳＫＡの公式ホームページ http://www.skatelescope.org 日本のSKA consortiumに参加 したい方は世話人（中西裕之、 徂徠和夫、萩原喜昭、大田泉） までご連絡ください hnakanis@sci.kagoshima-u.ac.jp (tennetアーカイブからもたどれます）