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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

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1 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
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)

2 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」

3 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」

4 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)

5 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)

6 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

7 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

8 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 火~金  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)

9 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」

10 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

11 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

12 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 : 本/mm, プリズム頂角37° スリット幅 : ” (0.12mm) スリット長 : ~ 3' (12mm) 波長域 : nm 波長分解能 : 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: 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

13 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.

14 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 A 1度に観測可能な範囲 : A—3000A R~ 実測で 偏光測定誤差 ≦ 0.1%を達成( ) β Lyr : V= sec (= 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

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

16 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

17 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

18 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 ( nm) 電源 電源 制御PC 制御PC(WinXP) 電源ユニット 長波長側カメラ ( nm)

19 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 ( nm) 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 ( nm)

20 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 ( nm) 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 ( nm) 2012年3月より、B,V,Rc,Icが追加される予定

21 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.),   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 (B.I.), (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

22 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  

23 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

24 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

25 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 60s 180s 300s ※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。

26 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」

27 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

28 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

29 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

30 シミュレーション Yonehara, 2012

31 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) NZ: 日本など 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)

32 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

33 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’)

34 MOA Microlensing Alerts からフォローアップ可能な天体を選定
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

35 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

36 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

37 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
MOAのフォローアップ マイクロレンズ現象:  MOA-BLG 11年9月7日 9月15日 10月7日

38 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   ・・・ 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  ・・・ 増光率・・・5.07 θE=アインシュタインリング半径

39 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)

40 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」

41 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

42 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

43 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 J 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

44 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 J WZ Sge型 SDSS J g’ g’ i’ i’ g'-i' 115min g'-i' 時間(ユリウス日) 時間(ユリウス日)

45 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)

46 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」


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