広島大学宇宙科学センター 川端弘治
およびSGMAPグループ

Heiles (2000); Whittet (2003)2013年度岡山ユーザーズミーティング 2013年8月1-3日

SGMAP

Search for the Galactic Magnetic-field by All-sky Polarimetric Survey

2m広視野タイプ専用望遠鏡~14等より明るい恒星の可視3-４バンド偏光サーベイ
初の全（半）天偏光サーベイ → カタログ化• 天の川銀河の詳細な三次元磁場構造（円盤面、ハロー）– Gaia, JASMINE衛星による恒星の高精度距離計測との融合– ALMAの超精細偏光マッピングとも相補的• 新種の偏光天体の発見• 恒星の光球形状や表面活動の統計的研究– SDSSのスペクトルカタログとの相乗効果• 星間ダストの統計的性質– 現状では全天1万個程度の非一様で単一バンドのカタログ
前景 星間偏光の高精度見積もり（ＣＭＢ、遠方銀河・超新星）ほか）•• 前景 星間吸収の高精度見積もり（Rvの位置依存性）：

渦巻き銀河では普遍的に存在 数～10μG
星間物質のエネルギー密度
天の川銀河の太陽系近傍 （Boulares & Cox 1990）
磁場、星間乱流、宇宙線 がそれぞれ同程度

銀河全体（NGC 6946； Beck 2004）
磁場（B2/8π）
星間乱流（1/2ρv2, v~7km/s）
電離ガス（3/2nekT, T~104K）
中性ガス・分子（3/2nHkT, T~50K ）宇宙線（C∫E-2αdE） ～磁場と同程度

磁場
電離ガス

乱流

中性ガス・分子

参考： 銀河回転（1/2ρVrot2, v~170km/s）～乱流の500倍（だが外縁部では磁場エネルギーが匹敵している）

中心付近を除き、磁場のエネルギーが卓越広がった電波（cm連続波）のシンクロトロン放射
星間磁場と宇宙線電子との相互作用
全放射強度からBtotal,⊥、 偏波成分強度からBreg,⊥ 、 偏波の向きから磁場の向き

ビームサイズに応じた大局的な磁場の強度と向きの測定
但し、距離情報は縮退し、分離は困難 （系外銀河では有効）
低周波数帯／銀河面ではファラデー回転による影響を受ける

やや赤化を受けた背景星の星間偏光（可視・近赤外）
及び星間ダストの熱放射の偏光（遠赤外）
非等方な星間ダストが星間磁場との相互作用で整列。選択吸収ないし放射。
偏光方向が磁場と並行（可視～近赤外）ないし垂直（遠赤外）

高い空間分解能での磁場の向きの情報
個々の星の星間吸収ないし距離との相関で距離情報を分離可観測限界等級を下げるとサンプル数は飛躍的に増大
様々なスケールの磁場をプローブ

M51 4.86GHz(VLA + Effelsberg100m)(Fletcher+ 2011)

系外銀河では大局磁場はよく理解されているが、分解能が不足
ＷＭＡＰ 23GHz (Hinshaw +2009)

星間偏光 ～ 天の川銀河の磁場
銀河座標での偏光ベクトルマップ

２つの恒星の偏光度の波長依存性

Heiles (2000); Whittet (2003)

全天の星の偏光観測 → 遠くの星は「星間吸収」・「星間偏光」
星間偏光の向きは、銀河磁場の向きを表す
銀河磁場は一様成分とランダム成分の合成（Heiles 1987, 1996）
ランダム成分のスケール長 ～100pc (diffuse) or 数百pc (all)（Jones et al. 1992）

星間偏光• 整列した非等方ダスト（固体微粒子）による選択吸収による偏光
銀河面に近い恒星磁気緩和モデル：
回転モーメントが磁場の向きと整列

無偏光

見かけの磁場の向きに偏光

星間ダスト

7

Heiles (2000); Whittet (2003)

多バンドカタログ••

Serkowski+ (1975) UBVR 180星（主に南天）
Whittet+ (1992) UBVRI-JHK 105星

10°

半天球のV=14等より明るい星は>500万個

5-8kpc2-5kpc
距離により全く異なる
Kawabata et al (2000); Heiles (2000)

偏光方向＝磁場 は局所的に変化→ 銀河全体の磁場構造の理解には、より遠くまで、空間分解能 と 距離分解能 を上げた観測が必須

偏光サーベイのインパクトの例
Aumont (2007); Guillet+(2011)

100pc>>1000pc©JASMINE検討室＠NAOJ

Gaia, JASMINEにより恒星の距離が決まれば、ＳＧＭＡＰと付き合わせて天の川銀河全体の磁場構造も精密に判る
銀河の構造進化の謎の解明へ• 銀河面付近は可視では厳しいがその上下は遠くまで見通せるCMB（宇宙マイクロ波背景放射）の偏光の精密測定（Planck衛星など）によるBモード偏光の検出（原始重力波～インフレーションの証拠）には、前景の星間偏光（ダスト＋シンクロトロン）の精度良い見積もりが必須。

建設計画（MAGNUM望遠鏡＋東広島天文台）
吉田（2013）

望遠鏡候補： MAGNUM望遠鏡
5125
高度軸の床面からの高さ

主鏡

副鏡

2694
主鏡・副鏡間距離

主鏡材 口径2032mm 中心穴径 398mm
厚さ101.46mm 材質ULE 重量725kg
反射面 AL ＋保護兼増反射コート
副鏡材 口径437.2mm 反射面 AL

視野1325
バックフォーカス

直径 33.3 arcmin （Corrector要）サーベイ計画（33’ φの場合）• V=14.0等G5型星を3分間（40秒×4露出+オーバーヘッド）で⊿p=0.2%を達成
シーイング1.8秒角、スカイ18等/平方秒角、総合効率20%という余裕をみた見積もり••

V=13.0等G5型星を3分間（40秒×4露出+オーバーヘッド）で⊿p=0.1%を達成
実効視野 0.20平方度• 銀河面サーベイ– |b|<30°, l=0-220°（12605平方度）– 12605/0.2056=61308露出でカバー、595晩で完了– 晴天率0.333なら1786晩=4.9年で完了• 中高銀緯サーベイ– b=+30 - +90°, l=0-360°（10313平方度）– 10313/0.2056=50161露出でカバー、487晩で完了– 晴天率0.333なら1461晩=4.0年で完了

5年 + 4年で完了（もっと早くならないか）

50’広視野化の検討（未完）
ビームサイズカセグレン穴341.1mmφ
第1レンズ f=600mm 322.6mmφ
第2レンズ f=-400mm 163.9mmφ
焦点面（50分角） 140.5mmφ
瞳～124mmφ
検出器60.6mmφ(0.74”/pix ; 4043pix×15μm)

コリメータ： D=254mm, f=450mm
カメラ: D=127mm, f=200mm

1950

φ61

Cam φ127

Colli φ254

焦点φ141

φ164

φ323

瞳－カメラ間 150mm、 f/D ~1.57

バックフォーカス~2mで現実的な解か引き続き検討

カメラ

コリ観測装置概念
FOCAS波長板
直径~12cm

FOCASウォラストンプリズム~12cm立方••••焦点面の前に、全バンド共通の大型半波長板
焦点面の後に、ダイクロイックミラー1（２バンドへ分離）
コリメータ(1,2)の後に、ダイクロイックミラー2,3（計４バンドへ分離）各バンドの瞳位置付近に、バンドフィルター＋グランプリズム
1,2,3,4（互いに直交する2つの偏光成分に分離）• カメラ+CCD (1,2,3,4,5,6,7,8)

引き続き検討吉田（2013）

進行中の半天偏光サーベイプロジェクト（南天）• SOUTH POL（ブラジルのグループ PI: A. M. Magalhaes）
広視野0.84mロボット望遠鏡（CTIO）+ EEV 9k9kCCD
視野 2.0deg2を一度にカバー（但し、1 broad band）
２０１３年に望遠鏡設置予定
偏光ユニット： 半波長板＋方解石プリズム
南天δ<-15°を１バンド⊿p～0.1%でサーベイ= 0.83arcsec/15μm

Magalhaes (2012) ESO Surveys

SGMAPサイエンスミニＷＳを開催しました2013年7月17-18日 （広島大）
長波長電波観測で探る天の川銀河の電離物質--- 赤堀 卓也 (シドニー大)大学VLBI連携及び日韓VLBI観測網の偏波観測モードの現状について--- 新沼 浩太郎 (山口大)CMB偏光観測--- 羽澄 昌史(KEK)
可視域での星間偏光データからの星間構造--- 松村 雅文(香川大)
偏光/多色掃天についての考察--- 佐藤 修二 (名古屋大)
位置天文観測衛星計画について ～GaiaとJASMINE～--- 郷田 直輝 (国立天文台)
Synergy with SGMAP and current and future high-energy missions--- 田中 康之 (広島大)http://1601-031.a.hiroshima-u.ac.jp/sgmap/workshop/201307/miniws.html

SGMAP まとめ
広島大可視多バンド偏光サーベイ計画
現カタログの１００倍以上の個数
バンド数も複数に銀河磁場の構造、他多彩なサイエンス
ＭＡＧＮＵＭ望遠鏡＋東広島天文台（望遠鏡改修）