南極サイト調査用DIMM (シーイング測定装置) の開発と試験観測

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1 南極サイト調査用DIMM (シーイング測定装置) の開発と試験観測
10月から行ってきたシーイング測定装置の開発について 東北大学理学部宇宙地球物理学科 　　天文学コース4年 　　　　　　　　　　沖田博文 2008年2月1日 4年生発表会

2 目次 ・Introduction ・シーイングとは ・DIMMの開発 ・DIMMの概要 ・理論 ・装置 ・観測、解析結果
　　　・シーイングとは 　　　・DIMMの開発 ・DIMMの概要 　　　・理論 　　　・装置 ・観測、解析結果 ・Future work まず、イントロダクションとして、シーイングとは何か、を簡単に説明します。 次に今回DIMMを開発した動機、 そしてDIMMの原理の紹介、 開発した観測装置の概要 そして観測、データ解析と結果を紹介します。 最後にFuture Workとして、DIMMに関する今後の課題を説明していきたいと思います。 2008年2月1日 4年生発表会 南極40cm望遠鏡に取り付けたDIMM

3 Introduction シーイングとは？
地上から天体を観測すると大気の攪乱によって光の波面が揺らぎ、星像も揺らぐ。 長時間露出したときに得られる星像輝度分布のFWHMで定量化 →シーイング（星像輝度分布のFWHM） サイト シーイング値 　　　　　　　[arcsec] 岡山天体物理学観測所 1.21±0.23 すばる望遠鏡 0.6 南極　ドームC 0.54 南極　ドームふじ 0.5以下? 大気のないスペース(宇宙空間)で得られる星像の分解能(Rayleigh limit)は まずシーイングとは、大気の・・・ 長時間露出したときの星の大きさをシーイングサイズと定義 ところで大気のない宇宙では？ 昴の理論分解能は2ミクロンで0.06秒 実際の観測結果では0.6秒 十倍なまされた光を見ている、細かい模様が見えない、暗い天体が検出できない シーイングの良いサイトを選ぶことが本質的に重要 大型望遠鏡ではシーイング値を遥かに下回る理論分解能が出る →シーイングのよいサイトを選ぶことが本質的に重要 2008年2月1日 4年生発表会

4 Introduction DIMMの開発 南極 →DIMMの開発 宇宙に開かれた最後の窓 極寒 → 乾燥 内陸部は穏やかな天気 高い晴天率
大気の赤外線雑音が非常に小さく、赤外線～サブミリ波の 透過率が極めて高い → 乾燥 内陸部は穏やかな天気 常に下降気流 → 高い晴天率 良シーイングサイト 市川グループは南極に注目 南極 極めて寒い→乾燥 ブリザードは沿岸部、内陸は下降気流で安定、晴天率高い 宇宙に開かれた最後の窓 シーイングはドームCでは0.54秒、もっと標高の高いドームふじは？ DIMMを開発し、ドームふじが本当に良いサイトか検証 ドームC（標高3250m）　　～0.54” ドームふじ（標高3810m）　　≦0.5” ?? →DIMMの開発 2008年2月1日 4年生発表会

5 DIMMの概要 DIMM(Differential Image Motiron Monitor)は対物プリズムのついた
2つの開口を持つ、望遠鏡の先端に取り付けた観測装置 天体からの光 ↓ 大気によって波面が乱れる ↓ DIMM板 ↓ 2つの星像 長時間露出すればシーイングは得られる、が小型望遠鏡では追尾精度や震動の問題で難しい DIMM 大気を通過した経路の違う2つの星の相対運動でシーイングを測定 ↓ 相対位置の揺らぎを測定 ↓ 長時間露出した時に得られる 星像輝度分布のFWHMに換算 2008年2月1日 4年生発表会

6 DIMMの概要 理論(1) 天体からの光・・・平面波 大気で波面が乱れる・・・波面 ・・・位相誤差 光の進行方向のズレ・・・ αの共分散
↓ 大気で波面が乱れる・・・波面 ・・・位相誤差 光の進行方向のズレ・・・ 宇宙からの光　平面波 大気によって波面が乱れるz(x,y) この結果生じる光の進行方向のズレα αが知りたい αの共分散、φの共分散、構造関数Dを定義、コルノニコフ乱流を仮定してこれらの関係式を作る αの共分散 、φの共分散 、光の位相構造関数 を定義 Kolmogorov乱流を仮定　→ 2008年2月1日 4年生発表会

7 DIMMの概要 理論(2) → と星像輝度分布のFWHMの関係・・・ 天頂角補正・・・ これらから求めるシーイングは D・・・開口直径
光の進行方向の角度　　 の変動 　　　＝星像位置の変動 2つの星の角度差　　　　の二乗平均 　　＝2つの星像の相対的な揺らぎの分散 → と星像輝度分布のFWHMの関係・・・ 天頂角補正・・・ これらから求めるシーイングは αが星の瞬き 望遠鏡の追尾エラーなども含めた値 キャンセルする為、2つの差分Δαをとる、この2乗が得られるシーイングの2乗 瞬間の星の位置変動と長時間露出したときのシーイングサイズの関係式は 0.98何とか 天頂角の補正も加える よって、以下の式 これに各パラメーター、観測結果を代入→シーイングが得られる D・・・開口直径 d・・・開口間距離 →星像の相対的な揺らぎ　　　　　 　 からシーイング測定が可能 2008年2月1日 4年生発表会

8 DIMMの概要 装置 東大TAO計画で開発されたUT-DIMMとほぼ同じ構造 観測ソフトも同じものを使用 南極40cm望遠鏡 口径
焦点距離 5190mm 今回開発したDIMMは東大TAO計画のDIMMとほとんど同じ ソフトウェアはすでに東大で開発済み→短期間で観測可能に 最大の特徴は開口が2つではなく4つ それぞれ対角線2つの開口を用いてシーイングを測定 上空の風の影響を考慮する為 右の写真は屋上の小さいドームに納めてある40cm南極望遠鏡にDIMM板を取り付けた状態 東大DIMM DIMM板 開口間距離d 250[mm] 開口口径D 74mm[mm] 頂角 30[arcsec] ピクセルサイズ 水平方向 0.3903[“/pix] 垂直方向 0.4553[“/pix] 2008年2月1日 4年生発表会

9 観測、解析結果 2008年1月13-14日 ピクセルサイズ測定 ピクセルサイズ決定はM42のFits画像を5枚取得し、これらから決定
2008年1月16-17日 DIMM観測 　　　ふたご座β星ポルックス(天頂角15°)で10分間観測 ポルックス 土星 まず観測装置のピクセルサイズを求める観測を行った 次に実際のDIMM観測 天頂付近のふたご座の星で観測、10分間 動画 参考までに土星 この観測で得られたシーイングは、およそ2秒 仙台としてはまあまあ良いほう？ これが今回の観測結果 解析結果 Average 2.09” Median ” 2008年2月1日 4年生発表会

10 Future Work ・1晩のみ、10分間のみの観測 →シーイングの1日の時間変動、季節変動を 調べる為、長期間の観測が必要
　 調べる為、長期間の観測が必要 ・そもそも正しいシーイングなのか？ →広大DIMMと比較観測 広大DIMM ・4つのシーイング値の意味 →上空の風向に依存 ・さらなる考察 ・十分な観測 が必要 今回のDIMM観測はまだ試験的要素が多い 観測時間をもっと長く、もっと長期に 正しいシーイング値を測定できているか、広大DIMMと比較観測 得られたシーイング値から上空の風向等がある程度わかる 露出時間によってもシーイングは異なる 南極用に開発したDIMMなので、シーイングサイズが1.8秒より大きいと正しい値を得られないかも？ これらの効果を南極に行くまでにきちんと検証し、また仙台での観測を続け、 南極でのサイト調査を成功させたい。 以上 ・露出時間の補正 →シーイングは露出時間にも依存 ↓ ・開口直径Dの調整 仙台で問題点を洗いだし、 南極サイト調査を成功へ →典型的な空気の塊の大きさに依存 2008年2月1日 4年生発表会