ELT HDS (EHDS) 検討会 第１回 比田井　昌英 東海大学 ２００４／１０／２１＠ＨＤＳゼミ

これまでの経過 ・２００４／３ 家さんの呼びかけに対して、 JELT (ELT）用の機器として、高分散分光器の素案を提案。 （比田井） ・２００４／３　群馬県立ぐんま天文台での高分散分光研究会で、今後検討することが合意される。　（世話人：　比田井、泉浦） ・２００４／６　天文台にて、提案された機器関係者の集まり。 EHDS素案の簡単な説明をする。　（比田井） 　　６－７月頃を目処に、ELT WGの理論班に装置仕様を開示して、サイエンスを検討してもらう予定。（これは既に遅れている。） ・２００４／８　世話人でこれからの進め方を議論。　サイエンスを議論しながら、仕様を決めよう。　ＨＤＳゼミを使わせてもらう。 　　 ・２００４／１０／２１　第１回検討会。　

２．素（粗？）案 ELT用観測機器思いつき案 提案者：比田井昌英（東海大学） 機器:光近赤外多天体高分散エシェル分光器 　　　　　　　　　　　　 提案者：比田井昌英（東海大学） 機器:光近赤外多天体高分散エシェル分光器　 　 (2) 波長域・・・300～2500nm (3) ファイバーによる多天体モード・・ 最低100天体が観測可 能 研究対象（例）　　　　　　　　　　　　　　　　 （１） 暗い天体でも10万の分解能、S/N ＞ １００ で観測可能　と思われるので、QSO吸収線解析、銀河系及び銀河における恒　星の化学組成解析をより精度良く行う。 （２） 系外惑星の直接分光観測を、他の機器と連動させて行　う。　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　 （３） 明るい天体の場合、30万以上の分解能で観測する。 例えば、星間吸収線の構造と組成、恒星の元素同位体比の決　　定、物理基本定数（微細構造定数、陽子電子質量比）の時　　間変化。　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　 　

３． これまでのコメントのまとめ ＜方向性＞ １） 青木： （A) 効率（透過＋検出器）の向上 ＝＞ １５％ 以上を狙う。 ３．　これまでのコメントのまとめ ＜方向性＞ １） 青木： 　（A) 効率（透過＋検出器）の向上 ＝＞ １５％ 以上を狙う。 （B) 分解能 。。。 R=50000 を標準にする。 10万以上は8mク　　ラス望遠鏡にまかせたらどうか。 　（C) 波長域 。。。 ３１００ A まで可能にする。 　（D) 多天体分光 。。。 これはエシェル フォーマットの場合、　　天体数に制限がかかり、かつ、データ解析でもスカイ補正 　　　の困難性等の問題がある。 　＜比田井コメント＞ １オーダーのみの観測モードを100天体用にして、10天体くら　いは通常エシェル モードでやれないか？ AO を併用すればHDSの現状よりは良かろう。

分、秒、秒以下の時間分解能 ＝＞ CCD読み出し時間の制限 （B) SALT 関連 （ http://www.salt.ac.za 参照） ２） 佐藤（文）： 　　　 （A) 視線速度精密測定と高時間分解能の機能 　　１m/s 以下の精度を、ヨードセル（標準装備はする）以外の分光器自身の安定性からも達成させる。 ３） 野上： （A) 高分散＋高時間分解能観測の方向性 　　 分、秒、秒以下の時間分解能 ＝＞ CCD読み出し時間の制限 （B) SALT 関連 （ http://www.salt.ac.za 参照） 　　１１m口径。 初期観測装置 ＝＞可視光・近赤外同時測光・分光装置、高分散分光装置(m/s の観測を目指す)、高速測光装置(20msec 程度の読み出し時間) ＜比田井補足＞ ＊ 高分散エシェル分光装置（HRS)＝＞ 単一モード中心、 R=30000～100000 　＊ Fiber Instrument Feed at prime focus から HRS へ供給される。

４） 安藤： 　多天体分光情報。（EHDSとの関連で） KAOS（ファイバー多天体分光器）について。 ８m 望遠鏡につける次世代MOS. 天体数：　４０００ 波長分解能：１０００～３０，０００ 波長域：　０．３９ー１．９μｍ http://www.noao.edu/kaos/KAOS_Final.pdf ５）家： 多天体分光 関連のVLT情報。 ＊ ＶＬＴ次期超大型装置ＭＵＳＥ：可視多天体分光器をナスミス台に 　 ２０台ほど並べるという構想。SPIE5492-150 J.Lewis 　 これはＥＬＴ用観測装置のリハーサル的な大がかりな装置構想です。 ６）泉浦： 　　機能について； 　・多天体（多いに越したことは無いが、10でも画期的だろう） 　・Ｖで２０等級まで行ける感度　 　・適度な高分散（～50,000、せいぜい100,000） 　・適度な波長カバレッジ（広いに越したことは無いが、～100nm 　でもどうにかなるのでは？）

・簡易ＡＯを標準で装備（必ずしも回折限界を目指す必要は無い、分光器をなるべく小さくするため） 新しい研究領域を開拓するという場合の提案 ； ・高時間分解能かもしれませんし、高空間分解能かもしれません。場合、場合によると思います。 ＜高時間分解能観測関連＞ 高速読み出しＣＣＤ や、ＭＣＰなどについての情報が、家さん、宮崎さん、吉田（道）さん、野上さん、比田井などにより議論された。 　この分野はこれからの新たな研究分野となる可能性が大きい。

４． 検討項目 （９） AO  必須 （分光器を小さくできる） （１）高分解能  10万までは必須。 それ以上はどうするか？ ４．　検討項目 （１）高分解能  10万までは必須。 それ以上はどうするか？ （２）視線速度精密測定機能  1m/s ？ （３）高時間分解能観測機能 　１s を標準装備？、 １ms まで？ （４）多天体観測機能  いくつまで？ 10個を標準装備？ 10以上は？ （５）波長域　 3100 A -- 1.0 um or 2.5um (?) （６）波長範囲／フレーム  ２０００ A 以上？ （７）観測効率の向上  CCD感度、 光学系設計、AO装備、等々。 （８）ファイバー  多天体には必須。 分光器設置場所の自由度。 　 （９）　AO　　必須　（分光器を小さくできる）

５． 観測提案例 （１） 宇宙論的変数の直接測定： ５．　観測提案例 （１）　宇宙論的変数の直接測定： 　　　Hubble parameter Ho, matter density parameters (Ωm), cosmological constant (Ωλ) を観測的に決める。 　　　Ref) A. Loeb, 1998, ApJ 499, L1１４ 手順：　 　　　　（１）　Ly-alpha forest の超精密視線速度測定 　　　　（２）　速度変動量（赤方偏移ｚの関数）導出 　　　　（３）　理論予測との比較　　宇宙論的変数の決定 　　　計算： * light emitted from source at ts and ts + dts, and received by observer at to and to + dto. 　　　*　scale factor a(t)=1/(1+z)  constant for small time difference dts, dto * dz = source z change in dts = [ (dzs/dt)/(1+zs) - (1+zs)dzo/dt]dto * Ho=(dao/dt)/ao where ao=a(to) Firedman eq. * velocity shift for dz= cdz/(1+zs)=-{[Ωm(1+zs) + Ωr + Ωλ (1+zs)^-2]^0.5 – 1}Ho dto c

Example : Ωλ=0, Ho=100ho, dto = 100 yr unit,v = -3.07 ho[(1+Ωm)^0.5 -1] (dto/100 yr) [m/s] Keck HIRES: R=1.5x10^5=2 km/s, ho=0.65, dto=100yr -2m/s change  corresponding to 1/1000 pixel　 LAF profile change from pixel to pixel =1/10 (assumed)  overall signal level ~ 1/10000 per pixel  SN=1/100 per pixel  signal level~1 with SN=100 per pixel needs 10^4 pixel.  dto=10yr with 100 QSOs ELT HDS R=10^6=0.3km/s~ 1/10 of HIRES, photon collection = ~10 x HIRES  cancel out R=> 1/50 pixel , ho=-0.65, dto= 5yr  dv~0.1 m/s  If 0.1m/s accuracy is possible, 5yr is OK for detect dv for 1 qso. ** request for EHDS ** rad . vel. accuracy 0.1 m/s  vacuum spectrograph like HARPS :

（２）　Detection of variation of fine-structure (α) constant. 　　α＝２πe^2/hc　の　ｚ　についての変動／非変動を検証する。 　　他の物理定数（Ｇ、陽子・電子質量など）の変動・非変動と関連して重　　　　　　　　要であるが、　人間原理の観点からも興味ある検証。 ＜観測＞ ωz = ωo + ｑ　x 　　　 ωz、　 ωo　はそれぞれ　ｚ　と　実験室における吸収線波数　（ｃｍ＾－１） 　　　ｑ　は　遷移に対する相対論的係数（計算値） 　　　ｘ　＝　（αｚ／αo）^2 – 1 　　ある　ｚ　のQSOの鉄などの吸収線を観測し、その波長偏移ｄω＝ωｚ－ωoを　　　測定する。 　　　ｘ　が求まるので、　ｄα／α　が得られる。

Table 2. Shift in the rest frame wavenumber, wavelength and velocity space for 　　　　　　ｄα/α = +10＾－5 Transition ｄω ｄλ ｄ v 10^-2cm^-1 10^-3A kms^-1 Mg i λ2853 　 0.17 -0.14 -0.015 Mg ii λ2796 　0.42 　　　　-0.33 　　　-0.035 Mg ii λ2803　 0.24 　　　　-0.19　　　-0.020 Al ii λ1670 　　0.54 　　　　-0.15 　　　-0.027 Al iii λ1854　　0.93 　　　　-0.32　　　 -0.052 Al iii λ1862　　 0.43 　　　-0.15　　　　-0.024 Si ii λ1526 　　　0.14 　　　-0.032　　　-0.0062 Si ii λ1808 　　　1.06 　　　-0.35 　　　-0.058 Fe ii λ1608 　　2.57 　　　　-0.66 　　　-0.124 Fe ii λ2374 　3.56 　　　-2.01 　　-0.254 Fe ii λ2383　　3.28 　　-1.86 　　　-0.234 Fe ii λ2587 　3.23 　　　-2.16 　　-0.250 Fe ii λ2600 　2.91 　　　-1.97 　　-0.227

観測条件 ＊　ｄλ　は　１０＾－４　Å　 　　　　　　　R　＝（０．５－１）ｘ１０＾６　 ＊　Ｓ／Ｎ　＞　１００ ＊　ｚ＞３　も観測可能なように、近赤外２ミクロン位ま　　で欲しい。　 ＊　対象ＱＳOの明るさ　１５－１８等

観測例に関する分光器性能リクエスト 分散度：　　最高１００万　まで可能にする。 視線速度測定精度：　０．１　ｋｍ／ｓ 　　　I2　セル法以外での可能性？ ・　波長域：　３１０－２０００　nm ・　安定であること　　時間的、熱的に