第8回 光赤外線天文学大学間連携ワークショップ

月食の偏光観測高橋 隼（兵庫県立大学）

はじめに• 忘れられた謎: 月食の偏光• 月食中の月は、地球大気を透過し僅かに屈折された太陽光に照らされる。
• Coyne & Pellicori (1970) は、月食中の月が2.4%偏光していたと報告。
• 偏光の原因は解明されていないが、かれらの報告以降、研究された形跡なし。

• 「月食の偏光」に再注目する理由• 物理的な興味- 太陽-地球-月が一直線に並ぶ位置関係で偏光が生じるのは不思議。
- なぜ偏光するのか？
• 新しい研究手法への期待- もし惑星大気を透過する際に偏光が生じるのであれば、太陽系内外の惑星大気の新しい研究手法に応用できるかもしれない。

• 本研究の目標• 月食の偏光を確認し、偏光の時間変化と波長依存性から原因を解明する。
2

キャンペーン観測• 2014年10月8日 皆既月食
• OISTERキャンペーン
• 偏光撮像: ピリカ/MSI（北海道大）、60cm/同時偏光装置（兵庫県立大）、かなた/広島大(HOWPol)• 多色撮像: SaCRA/主焦点カメラ（埼玉大）、木曽シュミット/KWFC（東京大）• 2015年4月4日 皆既月食
• OISTERキャンペーン
• 2014年と同様の施設に依頼。悪天候で観測不可または有効なデー
タ取得できず。
• すばる望遠鏡/FOCAS での偏光分光観測 → Takahashi+ (2017, AJ)

2015/04/04 皆既月食

すばる/FOCASでの観測
2015年4月4日の月食を偏光分光観測した。
• 望遠鏡：すばる望遠鏡• 装置：FOCAS（Kashikawa+ 2000）• 観測対象領域: 月の南端、Le Gentil A ク
レータ付近• 4つのスリットを月に、残り4つをスカイに向けた。

• 対象領域が地球の影（本影）に入る直前から出る直後まで観測。後半は曇り。
• 取得波長域：500 - 800 nm• 波長分解能 (R=λ/Δλ): 200 (2.0ʺスリット)、1000 (0.4ʺ)

観測結果: 偏光度スペクトル6観測結果: 偏光度スペクトルO2•O2?

本影外 (入る直前)
本影内（食の最大の頃）
Coyne+ (1970)

偏光度 (%)O2O2O2

波長 (nm)•対象領域が本影に入る前は、全波長域にわたってほぼ無偏光。
•本影に入って以降、食が深くなるにつれ、波長600nm以下での偏光度が上昇した。最大で2-3%程度。Coyne & Pellicori (1970)の報告とよく一致する。

•760nm O Aバンド等、偏光度の強いフィーチャも見られる。
2

7

偏光度P, 方位角Θ 時間変化
偏光度 P

偏光方位角 Θ•本影に入って以降、食が深くなるにつれ、Vバンド波長、O Aバンド波長の偏光2度が上昇した。

•偏光方位角は、東西方向でほぼ一定だった。

8

議論: 偏光の原因
どこで偏光したのか？
(a) 1回目の地球大気透過(b) 月面での反射(c) 2回目の地球大気透過

(a)
(C)

(b)

9

議論: 偏光の原因
どこで偏光したのか？
(a) 1回目の地球大気透過(b) 月面での反射(c) 2回目の地球大気透過

(a)
(C)

(b)

10

(a) 1回目の地球大気透過•直進成分（直接屈折光+1回前方散乱光）•ほとんど偏光しない（前方散乱 P<0.005%、屈折 P<0.03%）•2回散乱成分•フラックスは水平散乱が垂直散乱より圧倒的に強い(←τ >>τ )H

V➡射出光は垂直方向に偏光するはず。
8z=zoからの射出フラックス

入射フラックス
Fin
Horizontal scattering A

FH(zo)

zo D

B

C
y

Vertical scatteringO

FV(zo)x

Scaled tangential altitude, z/H

7z

Horizontal, FH
Vertical, FV

H = 7.0 km

6
5
4
-1

3

τH(Z2)=e2

τH(Z1)=1

1

Ground

0
0

0.1

0.2

0.3
0.4
0.5
Scaled flux, FX/(Finc c′)

0.6

0.7

11

s Z1 and Z2 , where τH equals 1 andrespectively.
⎩Fethick , ∼(z) =FVthin (Z1 ) exp (−τH (z))
V(z ≤ Z )a polarization
degreesdecreasewithincreasing
wavelength(Figure 4). This wavelength0For0.2a range0.3
Z <z≤
Z , a linear
is0.7
applied.
0respectively.
0.1
0.4
0.5 connection
0.6 double
ur explanationofpolarization
causedbyscattering during the first transmisBy comparing Eqs. (A11) and (A12), we can derive the ratio of the horizontally scattered flux to the vertically
Scaled flux, FX/(Finc c′)scatteredflux ofas the
d
light
is
the
sum
unpolarizedstraightforward and polarized doubly scattered⎧ the Moon, and Φfwd is thent on the Earth’s limb as observedfrom∼= 30 τ (z) (z > Z )F∼(z) ∼ ⎨∼
(A13)=
. Altitudinal profileWeof doubly
scatteredfluxes.
The
vertical
axis
shows
the
tangential
scaledby theΦscale
component.
have
P
Φ
Φ
Φ
.
Eq.
(A14)altitude,
tells .usthat
db db = dbF =
H
H
(z) ⎩
∼
水平散乱成分flux
2回散乱成分の偏光度(~100%)) solid lines are our= 30 by F (zcc≤. ZThe
The horizontal axis shows the horizontally or vertically scattered fluxes, scaledAs
have ΦHfwd, whereiswiththeintermediate
atmospherictransmittance,
xes
(F we
; X representsor V),∝
in F
which
in aTlayer
horizontal optical
thickness is taken
in Textinction
∼
P
Φ
Φ
For
z
<
5.5H
40
km
(for
λ
=
550
nm),
F
is
larger
than
F
.
At
z
=
Z
where
F opticallyand F are at the maximum
=
db
db
H
−1
deration. F is drawn in red and F is in blue.∼
The dashed lines are extension of model fluxesboth
for thearization
canbeexpressed
in
the
form
P
(λ)
=
(1
+
aT
(λ))
,
where
P(see
=
, value(A16)
Figureare8),calculated
F is approximately
30 τtimes
than
F . Notethenm,
fluxCoﬀeen
contributione (thee fluxes(F). These modelwith =
settings(0) larger= 0.1
at λ that= 550
1979) fromand altitudes z ≥ 5.5H
Φthe+obvious
Φfwd
Φfwd1 asis negligible,
asaltitudes
isFiguredb
H8. +m. TheF
horizontal
lines
show
Z from
and
Z
,Φ
where
τ equalsand ethe, respectively.
that
iscanceled
out.
As
is
well
known
reason for the redin
We calculate vertically integrated emergent fluxes (in units of W m µm ):大気の透過率√ %& degree of the$withincreasing
wavelength.
Therefore,thepolarization
ある地点上空の232
直進成分のflux Φ ≡
∼
F as
(z)dz
+
F cc H,(A14)=
is射出光の偏光度
the polarization degree of an element on the Earth’s limb
observed
4 frome ethe Moon, and Φfwd is thegintegrated
wavelength(Figure4).
∼ ΦH . Eq. (A14) tells us that ΦH$ Pdb Φdb ∼flux of the straightforward component. We have= Φ3(−db =log u − u)
2回散乱成分のflux∼≡ ∝ FF(z)dz
F cc H,
(A15)
=
mbra
polarization(Figure4)
isexplained
in transmittance,
the−1sameame wavelength
dependence degree
as the Fin .spectrum
As we have Φ
Φfwd
T
,
where
T
is
the atmosphericineηlength dependence of the observed polarization can be expressed in the form Pe (λ) = (1 + aT (λ)) , where'At
molecular
absorption
wavelengths,
a TAsspectrum
hasa decreased
偏光度スペクトルの全体的な波長依存性
velength-independent
constant.
Note
Fin is canceledisareawellwith
known
as of
theF reason
red of 2H. We havewhereF(z)dz thatis approximatedby a out.
triangulara base(Z )forandthea height
∼
ΦT /Φ
that
iswithapproximately
20.
Hence,
is muchgreaterthan Φfeature.
. Thedegree
polarization= 0.25η,he eclipsed
increases
rapidly
increasing
wavelength.
Therefore,
the polarizationof thedegree of the doubly
rum,
theMoon,polarization
degreespectrumhasΦ anenhanced
The
scatteredcomponent
is estimatedto (Figurebe ∼90 %Moon rapidly decreases
withincreasing
wavelength4).in our model. Because horizontally scattered flux is dominant, theOistence
wavelengths
interpreted
asfollows.
At
continuum
scatteredflux isispolarized
in thedegree
verticaldirection.
Therefore,theringof theEarth’s
2 absorption
T(長波長ほど大きい)の裏返し
of enhancedemergent
featureson the in-umbra
polarization
spectrum(Figure4) istheexplained
in thesamelimb as viewed from
the Moonis expected tohavea radialabsorption
pattern of polarization.
asthe overallto
wavelength
dependence.
At
moleculara T spectrum
has a decreased
mparedpolarized
Φ
,
owing
to
a greatwavelengths,
atmospherictransmittancedb
The radial pattern of polarization is in common with Jupiter’s limb, as described in section A.1. Our estimate also
Therefore, as the inverse of the T spectrum, the polarization degree spectrum has an enhanced feature. The
seems consistent
the polarization pattern
sunlit sky viewed
from the Earth ground(Berry et al. 2004): theption
wavelengths,
thewithcontributionof Φofdbtheisshould
beas significant
owing
ontrast of
the 強偏光フィーチャの存在
feature at the ∼760
nm
O2 absorption wavelengths
interpreted
follows. At the continuum
observational and theoretical results had vertical polarization of the sky near the Sun on horizon; polarization of theths,unpolarizedΦ
dominantasto, owing
to a great
atmospherictransmittancefwd
db
larization degree
atSunthecontinuumis Φofvery
low,whereasthatat thesky isnear
thewascompared
explained
bypolarized
the eﬀect
doublescattering.
1

1

2

観測結果との整合性
τH (z)
2.5τV (Z1 )τH (Z1 )2.5τV (Z1 )

H

V

H

1

in

′

1

X

H

H

V

thin
X

H

V

2

H

−1

H

−1

−1

∞

H

H

2

0

in

′

in

′

∞

•
•

V

V

V

1

1

V

V

0

Z1
0

•

H

V

thick
X

thick
X

H

1

V

•T(吸収帯あり)の裏返し

d wavelengths. In contrast,
at eachthe absorption
wavelengths,
contributionof Φdb should
be ofsignificant
owing
Althoughelement in the
Earth’s limbthe
is expected
to be polarized,
the sum
the whole limb
would be unpolarized
eat depression of Φ
theelements
polarization
at the continuum
low, whereas
thattheat vectors
the of polarized flux
if fwdthe. allHence,
the limb
had an degree
equal polarized
flux in termsisofvery
the absolutevalue (i.e.,n band can be distinctively high.
ndand the O2 A-band increased from the time of target ingress toward
served polarization degrees at the V-band and the O2 A-band increased from the time of target ingress towardvariationis alsoconsistent
with
explanation.
As theMoon
oftimethe greatest
eclipse (Figure5). Thistime variationis alsoour
consistent
with our explanation.
As theMooneper in the umbra, the Moon becomes darker. The V-band surface brightness of the eclipsed Moon darkens
darker. The V-band surface brightness of the eclipsed Moon darkens
or of tens with respect to the brightness at the ingress time (Sekiguchi 1980). The decrease of the brightnessthat of thetime
straightforward
component
Φfwd , fwd
ratherthe doublyof
scatteredcomponent Φdb .
se attributedat the toingress(Sekiguchi1980).
Thethandecrease
the brightness
Moon approaches the umbra center, Φfwd decreases because the direct sunlight subcomponent traces a lower
rdatmosphere,
component, ratherthan thescattereddb .
kerwhich Φis afwd
resultof the requirementof a doubly
greater refraction
angle tocomponent
be directed to theΦMoon.
Φdb should remain
virtuallythe
constant
duringsunlightthe movementof the Moon becausetraces
the flux aof lower
Rayleighbecausedirectsubcomponent
dst, decreases
g varies as little as 0.1 % with a direction change of a range of ∼2◦ (Hapke 2012). Therefore, the observed•偏光度の時間変化•食が深くなるほどΦ は小さくなる。
（大きな屈折角→低い高度→大きい減光）

requirement of a greater refraction angle to be directed to the Moon.
ant 「1回目の大気透過中の2回散乱」で、月食観測結果の特徴を説明できる
during the movement of the Moon because the flux of Rayleigh緯度方向の非一様性
月食中に月から見た地球

月の地平線

1969AJ.....74..190G

KaguyaSurveyor III

月食中に月から地球を見ると、「リ•ング」に見える。
リングの偏光方位角は放射状に分•布していると考えられる(cf. 木星)。
地球からの月食観測では、リング•を積分した光を見ている。
月食が偏光するには、リングの偏•光フラックスに何らかの非一様性が必要。

木星

観測された偏光方位角が東西•なので、赤道付近が極に卓越。
•雲の分布？、H の違い？
Hall and Riley1969
taken from Gehrels+ 1969

議論: 偏光の原因
どこで偏光したのか？
(a) 1回目の地球大気透過(b) 月面での反射(c) 2回目の地球大気透過

(a)
(C)

(b)

14

(b) 月面での反射•偏光衝効果 (polarization opposition eﬀect)•位相角が非常に小さいときに(<2 )、偏光度増大が見られる現象•いくつかの小惑星や衛星で確認されている。
•典型的な偏光度は、0.3-0.5% (Rosenbush+ 2009)月について地上観測での検出例はないが、月試料の室内測定例•はあり(P~0.5%)。
大局的な波長依存性は小さい。せいぜいファクター2•(Rosenbush+2005).
大気のない月面での現象なので、O A帯(760nm) での強偏光•フィーチャの存在を説明できない。
2

月面での偏光衝効果では、月食観測結果を説明できない。

15

議論: 偏光の原因
どこで偏光したのか？
(a) 1回目の地球大気透過(b) 月面での反射(c) 2回目の地球大気透過

(a)
(C)

(b)

16

(c)2回目の地球大気透過•2回散乱で偏光？
•1回目の透過: 水平に入射 (grazing incidence)•非等方性（水平散乱と垂直散乱のフラックス差異）が最大化•2回目の透過: ほぼ垂直に入射•非等方性が小さい ➡ 偏光小さい。
•散乱成分の扱い•偏光するのは散乱成分。直進成分は偏光しない。
•2回目の透過中の散乱成分とは「スカイ」のこと。
•スカイは解析で除去している。
2回目の地球大気透過は、観測された月食偏光の原因ではない。

17

2015年4月観測 まとめ•はじめて月食の偏光分光観測を行った。
観測対象領域が本影に入る前は、全波長域にわたってほぼ無偏光•であった。
観測対象領域が本影に入って以降、600nmより短い波長やO A•帯(760nm)の偏光度が上昇した。最大で2-3%程度。
観測された偏光は、「1回目の地球大気透過中の非等方的2回散乱」•と「緯度方向の何らかの非一様性」の組み合わせにより定性的に説
2

明できる。
惑星大気透過による偏光を理解できれば、惑星の「トランジット•偏光観測」が拓ける？？
•O の検出、緯度非一様性
2

Takahashi+ (2017, AJ)

18

2014/10/08 皆既月食

2014年10月 キャンペーン
• 偏光撮像観測
（月追尾）

装置
(波長)

観測時刻
(UT 頃)

一次処理済
データ取得

偏光度、方
位角導出

北海道大学
理学研究院附属天文台

1.6m ピリカ（○）

MSI (V, R,
552nm,659nm)

9:20~13:13✔

✔ (V, R)

兵庫県立大学西はりま天文台

60cm望遠鏡（ ）同時偏光撮像／分光装置 (B, V, R)

9:30~12:40✔

✔ (V, R)

広島大学
東広島天文台1.5m かなた（○）

HOWPol(V, R)

9:30~12:10✔

✔ (V, R)

大学／施設

望遠鏡

20

2014年10月 キャンペーン
• 取得画像

東広島 HOWPol
名寄 MSI

西はりま 同時偏光装置

~30ʼʼ

1ʼ
2.2ʼ
F45

F135

F90

F0

3.3ʼ

2014年10月 観測結果
ストークス q=Q/I, u=U/I
偏光度 P= (q2+u2)1/2
名寄

東広島

2

DOMOONFIT=True, BASESHIFT0=0, MFITWID=400, MFITMARGIN=30
3

EgressIngress

DOMOONFIT=True, BASESHIFT0=-50, MFITWID=150, MFITMARGIN=15
3

Totality2
1
q, u (%)

q, u (%)

1
0

0

-1

-1

-2

-2

-3

-3

9.5

10
q(ab)

10.5
q(cd)

11

11.5
UT (h)
u(ab)

12

12.5
u(cd)

13

9.5

10

10.5
q(east)11

11.5
UT (h)u(east)12

12.5• |q|, |u| < 0.5% → P < 1%
• 2015年4月（P ~2%）に比べて、偏光度は小さかった。
• 月食中の偏光度は、回ごとに違うことが分かった。
• 何が偏光度の大小を決めるのか、今後議論。地球の気象条件？
max

13

2014年10月 観測結果
ストークス q=Q/I, u=U/I
偏光度 P= (q2+u2)1/2
名寄

東広島

2

DOMOONFIT=True, BASESHIFT0=0, MFITWID=400, MFITMARGIN=30
3

EgressIngress

DOMOONFIT=True, BASESHIFT0=-50, MFITWID=150, MFITMARGIN=15
3

Totality2
1
q, u (%)

q, u (%)

1
0

0

-1

-1

-2

-2

-3

-3

9.5

10
q(ab)

10.5
q(cd)

11

11.5
UT (h)
u(ab)

12

12.5
u(cd)

13

9.5

10

10.5
q(east)11

11.5
UT (h)u(east)12• |q|, |u| < 0.5% → P < 1%
• 2015年4月（P ~2%）に比べて、偏光度は小さかった。
• 月食中の偏光度は、回ごとに違うことが分かった。
• 何が偏光度の大小を決めるのか、今後議論。
max

12.5

13

今後について•2014年10月のデータ解析をもうすこし精査。
•何が月食中の偏光度大小を決めるのか、2014年10月と2015年4
月の雲や温度の分布を比較して議論。

→ 論文化•2回の月食観測結果だけで、月食の偏光の支配要因を決定づけるのは困難だと考えられる。

•月食偏光モニター観測をOISTERキャンペーンとして提案することを検討中。

•目標サンプル数: 5回•直近の皆既月食: 2018年1月31日
24