Hyper Digital Sky Survey High redshift quasars Low temperature brown dwarfs Faint high proper motion stars を求めて。 中島　紀

Motivation 今までスバルを用いて褐色矮星の分光をやってきたが、ターゲットは他の人が見つけたものばかりで、frustration がたまった。 褐色矮星の研究は一段落したので、新しいことをやりたい。但し、二番煎じはやりたくない。 天文学としてインパクトのあることをやりたい。 巨大プロジェクトの合間を縫って、アイデアで勝負することで、時間的にも、金額的にも中小規模の計画が立てられないか。 天文台のリソースを最大限に利用したい。

Scientific Motivation Cosmological parameters がほぼ確定した現在、観測天文学に残された大問題の一つは、宇宙の星形成史とそれに関連するであろう再電離の解釈である。 銀河を使った星形成史研究で問題になるのは、IMFとダストであろう。 z=7 までは、QSOの metal absorption line　で、metallicity が追える。 Our galaxy の情報は、Population II,III stars が持っている。

Technical Motivation UK Schmidt Telescope (1.2m)で、SDSSに近い感度で、TDI survey ができることがわかった。

Technical Motivation UH88-inch は空いているとの情報。 世界で2m 級の望遠鏡は軒並みshutdown 既存の２m級望遠鏡を占有し、TDI mode で使った時どれだけのことができるかをSDSSと定量的に比較検討した。 サーベイのスピードはどうか。 サーベイの深さはどうか。 iz band の imaging+低分散分光　なら、point sources に対してSDSSを越えることがわかった。

Optics for UH88

UH88 vs. SDSS FOV per Band Area # of filters On chip int. time Seeing FWHM Moon phase Q.E. of CCDs Frac. Clear Nights Spec. info. UH88 34’x34’ = 0.3 sq.deg D=2.2 10%ob 3.41 m**2 iz 2 136s 1.0” Dark Gray 0.9 at 0.8 um 0.6 at 1um 40~ 50% R~40 Grism TDI SDSS 13’x13’ x6 D=2.5 30%ob 3.43 ugriz 5 54s 1.5” 0.7 at 0.05 at 1 um ? worse than Mauna Kea R ~ 1800 Fiber

UH88 vs. SDSS Survey speed (area coverage) Survey depth Comparable Survey depth iz では background limited Integration time, seeing, QE(CCD)、optical throughput で決まる感度は、i(imaging), z(grism）ともに、SDSS の３倍程度。z(imaging)なら、８倍。 Grism を使うメリットはどれだけあるか。 ３倍の感度の向上がサイエンスにどう関わってくるかが問題。

Merit of z band grism Hamamatsu CCD では、z band での感度の向上が大きい iz imaging では、余り赤くないものまで　i drop. z band grism spectra を同時に取ることで、follow up が楽になる。 Grism は、0次の像および 2pixels 毎spectral segment の感度ともに、SDSS の z imaging より 3倍よい。

Scanning along a great circle

QSO at z=6.4

Brown Dwarfs

i dropout objects （QSOｓ） High luminosity end of QSO LF dN/dL ~ L^(-2.6)　　at z=4 3 倍感度が上がると、数は17倍増える。 　Hamamatsu CCD + z band grism Selection function の redshift dependence がゆるくなる。 Broadband magnitude limit ではなく、Lyman alpha より長波長側のcontinuum flux density limit になる。

i dropout objects (BD) i-z 及び 0.85-1.1um の slope から L/T の区別ができる。M dwarfs も区別できる。 High z QSOs とは区別できる。 600 K　 T dwarfs まで検出できる　－－　いままで最も低温のBDは、750K。

i dropouts (UH88 vs. SDSS) 10,000 sq. deg (est. from 1300 sq. deg data) QSO at z>6 15 255 +  (z=7) T dwarfs 69 352 + (T=600K) M/L dwarfs 342 distinguishable false detection 102 ?

Faint high proper motion objects SDSS と同じ field を 5 年以上の interval でsurvey する。限界等級は、i=21 (10) 。 Photographic survey より　time baseline が短い。Photographic survey の　maximum proper motion は、5”/yr。 限界等級が深くなることにより stellar populationが変わる。 　近傍の　population I stars （写真）から少し遠い population II stars が増える。 >5”/yr の天体のなかには galaxy に bound されない星もあるかも知れない。

r mag distribution of stars with >1”/yr in LHS catalog

LHS stars with >1”/yr r=13 の peak の解釈 　Pop I で一番多いのは M dwarfs (Mr~8, ~50km/s)  100 pc の所にある M dwarf なら　~1”/yr。　 =20”/yr*(Vp/100km/s)*(10pc/d) Pop II はどこにある？ Vp=200km/s, ~1”/yr とすると、DM=8。Local subdwarf LF の peak は、Mr~11なので、peak は r=19 あたりに来るはず。LHS catalog は、PopII を十分sample していない。 Vp=200km/s, <5”/yr とすると、d<80pc のPop II, Pop III starsは LHS catalog に入らない。 　LHS stars のうち metallicity が最も小さいのは[Fe/H]=-3。

Predicted pop II star count HST star count で calibrate された star count model を用いると、i<21 mag の K,M subdwarfs の surface number density は、370 per sq. deg.(b=90 deg)。 地上CCD parallax は、>5mas程度まで測れる。(~1mas) そういうsubdwarfs の数は、0.22 per sq. deg Proper motion は、>1”/yr*(Vp/100km/s) DM<6.5 apparent i mag = 14~18 一方 LHS stars with >1”/yr は500 個程度で、その殆どは、Pop I stars。　Photographic survey は、magnitudeの点でも、proper motion の点でも、不完全なのでは。 仮に SDSS field を完全にcover すると、200pc 以内の subdwarfsが、2000 個見つかるという予想。気長にfollow up すれば metallicity distribution が求まる？。SDSS photometry だけで何がわかるか。

Differential star count at i (b=90d) 13-15 15-17 17-19 19-21 Pop I + Int PopII 280 per Sq. deg 660 1040 1280 Halo 0.13 1.9 29 347 Mean * interval 215” 140” 110” 89”

Spectra of K subdwarfs (Tsuji)

Spectra of M subdwarfs (Tsuji)

Zero metal stars Do zero metal K,M subdwarfs exist? Theory predicts massive pop III stars (Jeans mass ~ 100Mo). However in pop I, many BDs (<0.08Mo) exist for Jeans mass ~ 1Mo. Accretion of metal rich gas in disk may eliminate zero metal subdwarfs. Intergalactic stars (V>Vesc=400km/s) >80”/yr*(d/10pc) Bottom of zero metal seq  Mi=12 (T=3000K) d<630pc  >1.2”/yr, i<21 mag

Follow up observations K subdwarfs SDSS color だけでは Metallicity の情報がない。 Ca HK の観測が必要なのでは？ M subdwarfs 　TiO band, CaOH band H2 CIA の効果が大　IR photometry が有効。 Parallax measurements USNO のような専用望遠鏡がいるかもしれない。

Photometry & Astrometry SDSS field を観測する限り、 　Photometry & Astrometry 共に SDSS と相対的に行えばよい。特別な calibration 用の観測はいらない。 SDSS field 以外。 　 iz photometry  standard star network astrometry は USNO catalog に対して相対的に行う。

Final goal 最終目標を 10,000 sq. deg におくと 　30 sq.deg/night. Dark+gray nights. Clear night fraction ~40%  3yrs 492 KB/sec. 100GB/night.  夜観測したら、昼のうちに解析して、follow up 計画を立てる。 QSO, BD candidates を拾い出す。 　High proper motion objects を拾い出す。 Survey が終わってから follow up するのではなく、同時進行でサイエンスを出したい。

Science & Telescope sites Northern Hemisphere (Hawaii) QSOs, BDs  SDSS を大幅に上回るのが条件。 South Galactic Cap （ALMA)への access は限られる。 Proper motion objects  SDSS data が使える。 Southern Hemisphere (Chile,S. Africa) QSOs  SDSS と相補的。ALMA と一致。 Proper motion objects 　２度掃く必要。

Team Core members: Science/Technical advisers/collaborators 水本 (Data archive, VO) 安田　(SDSS experience, data analysis) 高田　(Data pipeline) 宮崎、中屋 (CCDs,dewar,electronics) 中島+genesia （Optics) Science/Technical advisers/collaborators Astro-F? Jasmine (Galactic plane) 海老塚　(Optics/Grism) Core members に大学院生を recruit する必要。 大学巡りを予定している。

UH88 inch について 西村徹郎さんからの情報 Andrew Pickles からの情報 寿命が延びる場合、汎用望遠鏡としてではなく、年限を限って、まとまった時間を買い取るプロジェクトが望まれる。 もし、天文台/日本に買い取るプロジェクトがあれば西村さんが窓口になってくださる。 Andrew Pickles からの情報 UH88 には TDI Scan をやるだけの Non-sidereal tracking の精度はあるはず。