可視１露出型偏光撮像器HOWPolの開発○小松智之、田中祐行、千代延真吾、永江修、川端弘治（広島大学）、中屋秀彦、鎌田有紀子（国立天文台）、大杉節、吉田道利、植村誠、山中雅之、上原岳士、宮本久嗣、 笹田真人、先本清志、伊藤亮介、奥嶋貴子、原尾達也（広島大学）☆かなた と HOWPol★ガンマ線バーストの初期残光等の時間変化が激しく且つ位置誤差の大きい天体を観測するために、開発されている装置。
このHOWPolは広視野で、ウェッジ付きダブル・ウォラストン・プリズムをつかうことで１回の露出で４方位の直線偏光像を取り出すことができる。

★国立天文台の「赤外シュミレータ」を広島大学が譲り受け、東広島天文台に設置されたもの。
口径1.5mクラスの望遠鏡としては世界最高水準の駆動性能。
カセグレン焦点：TRISPEC、HONIR（開発中）
ナスミス焦点：HOWPol（第１焦点）、高速分光器（第２焦点）光学系

リッチー・クレチアン光学系

波長域

450nm - 1100nm

主鏡有効径1540mm/主鏡のＦ比=2.0

焦点モード

カセグレン焦点(Ｆ/12.0)・ナスミス焦点(Ｆ/12.0)

観測モードと視野

焦点面スケール

カセグレン11.15″/mm・ナスミス11.15″/mm

焦点距離18,300mm

撮像: 15 分φ（広視野偏光撮像: 7 分× 7 分）
狭視野偏光撮像: 15 分× 1 分
分光: 2.3 秒× 15 分

分解能1″FWHM

視野15′φ

最大駆動速度

5°/sec以上（方位角）・3°/sec以上（高度軸）

フィルター

B,V,R,I,z‘+Y, 偏光フィルター(青/赤), 減光フィルター

グリズム

低分散(420/mm,R=400)

ウォラストン・プリズ
ム

広視野用ウェッジ付きダブルウォラストンプリズム
狭視野用ウェッジ付きダブルウォラストンプリズム
シングルウォラストンプリズム

ＣＣＤ

完全空乏型CCD 2k-4k × 2ヶ(浜松ホトニクス、国立天文台), 空乏層の厚さ200 μ m

限界等級

撮像: R=19.2mag(10 分露出, 測光精度0.02mag)
偏光撮像: R=16.0mag(10 分露出）

☆ＧＲＢモード・広視野ウォラストンプリズム☆分光モード★HOWPolの駆動系を制御しているWindowsＰＣを観測室のLinuxＰＣからソケット通信を使って制御できるように整備した。これによって制御室ＰＣ１台から望遠鏡への命令、検出器系の制御、駆動系の制御が行えるようになり、観測効率も向上した。
そして、ＧＣＮのＧＲＢアラートを受け取ると自動でその時行われている観測を中止し、アラートのあった方向を偏光観測するモードを実装した。
これまで８回実行され、アラートを受けてから約１分間で観測が開始されている。
★2010年5月より広視野偏光モード用のウォラストンプリズムを実装し試験観測を行っている。それに伴ってＧＲＢモードはこの広視野モードで行っている。

★2010年１月より低分散用のグリズムによる分光観測がスタートした。
主な仕様と観測から得られたスペクトルの例（SN10Y）を示す。
素材

BK7 頂角25.67°

分散

分散：平均2.45Å/pix

格子数420/mm 620mmブレーズ

分解能18.8Å Ｒ～300

波長域450-1050mm(中心620mm)☆器械偏光★無偏光の光でも観測装置を通ると光学系の丌完全性より器械偏光が起こる。
カセグレン焦点では光軸に対称に光を集めるので通常0.1%以下であるが、ナスミス焦点では第３鏡での90°反射によって数%の器械偏光が起こる。
よって0.1%オーダーでの偏光度を求めるために器械偏光を補正する必要がある。
今後の大口径望遠鏡においてはナスミス焦点のみ実装される例も多いと予想されることから、どの程度の偏光測定精度が達成できるか、どういった補正方法が可能かをテーマに研究を行っている。

☆器械偏光の導出①半波長板（θ=0,22.5,45,67.5)を使用した場合ひとつのウォラストンプリズムから得られた光の強度I1o(θ),I1e(θ)からQ/I,U/Iそれぞれが求まる
得られた光の強度には、通常プリズムの効率ko,keと天候による係数ξがかかっているのでそれを打ち消すように計算しQ/I,U/Iを求める
Q/I = ( 1 – a1) / ( 1 + a1 )a12 = { I1e(0) / I1o(0) } / { I1e(45) / I1o(45) }とすると
b12 = { I1e(22.5) / I1o(22.5) } / { I1e(67.5) / I1o(67.5) }U/I = ( 1 – b1) / ( 1 + b1 )同様にI2o,I2eからも求まるので４枚の画像から２組のQ/I,U/Iが求まる
さらに、k1oとk1e,k2oとk2eの比も以下のようにしてそれぞれ求めることができる
k1e/k1o = { I1e(0)・I1e(22.5)・I1e(45)・I1e(67.5) } / { I1o(0)・I1o(22.5)・I1o(45)・I1o(67.5) ｝
k2e/k2o = { I2e(0)・I2e(22.5)・I2e(45)・I2e(67.5) } / { I2o(0)・I2o(22.5)・I2o(45)・I2o(67.5) }I1o :常光I1e:異常光

I1o

I1e

I2o

I2e

I2o :常光I2e:異常光②１露出モードを使用した場合①で求めたk1e/k1oとk2e/k2oを使って、一枚の画像からQ/I,U/Iそれぞれを求めることができる
Q/I = ( I1o × K1e/k1o – I1e ) / ( I1o × K1e/k1o + I1e )U/I = ( I2o × K2e/k2o – I2e ) / ( I2o × K2e/k2o + I2e )☆器械偏光の補正★2009年秋までに第３鏡による偏光がQ-Uプレーン上でほぼ原点を中心に円を描くことが分かっており、円フィットの結果から約3.8%の器械偏光（σは半波長板使用で0.17%、1露出モードで0.59%）を見積っていた。それ以降データを増やして、以下のモデル曲線を使った方法で１露出モードでもQ,Uともに0.2%(1σ)以下で補正ができるようにした。
U
観測した無偏光標準星については以下の通り。
P
名前

赤経

赤緯

Ｖ等級

観測期間

フィルタ

HD125184

14 18 00.7

-07 32 32.6

6.5等

2009.727～8/31

R

HD154892

17 07 41.3

+15 12 37.6

7.8等

2009.727～8/31

B,V,R,I,zHD212311

22 21 58.6+56 31 53.0

8.1等

2009.727～8/31

RU0Q02θ

名前

HD125184

HD154892

HD212311

平均

OneshotPθ0(度)

0.391 +- 0.000176
1.129 +- 0.129

0.04027 +- 0.000196
139 +- 0.1394

0.03863 +- 0.000173-0.0461 +- 0.1281

0.03933 +- 0.000487

チップ1Ｐ0.0394 +- 0.000126
θ0(度) 79.3 +- 0.08918

0.03549 +- 0.000140
39.34 +- 0.1121

0.0372 +- 0.000133
79.06 +- 0.1026

0.03736 +- 0.001131

チップ0Ｐ
θ0(度)

0.03971 +- 0.000145
84.49 +- 0.1049

0.03788 +- 0.000124-53.29 +- 0.09424

0.03828 +- 0.000740

0.03724 +- 0.000121-52.96 +- 0.09562

Q（写野角等については「山下泰正 国立天文台報 １９９３」参考にした）★無偏光標準星を観測した結果から得られる偏光パラメータQ,UをQ-U平面上にプロットすると上図緑線のように円を描く。よって、QとUはそれぞれQ = Pcos{ 2(θ - θ0 ) } + Q0
U = Psin { 2(θ - θ0 ) } + U0

P,θはそれぞれ第３鏡由来の偏光度、偏光方位角とみなす
θ0は偏光方位角の初期値。Q0,U0はほぼ0なので0とした。

ここで偏光方位角は望遠鏡の高度hのみに依存しhが0～90°でθは90°変わるので
θ= h(h=0でθ=0とする)

実際は北の方向を視野内で常に同じにするためにローテタが付いているので、そのナスミスロー
テタによる写野回転角θ_nasを考慮して★それぞれの天体データに左の式でフィットした様子（oneshot）。
θ = h – θ_nas
青い線は３つフィット結果から求めたパラメータの平均値から導いたモデル曲線。実際の器械偏光の補正はこのモデル曲線を用いて行う予定。
さらに、hもθも時角HAであらわすことができて、最終的に
φ:観測地の緯度
θ(HA) = -π/2 – atan2{ sinHA, (tanφcosδ – sinδcosHA) }δ:天体の赤緯(Dec)★このモデル曲線を使って0.2%以下の精度で器械偏光補正ができるが、今後器械偏光の波長依★各天体oneshot、チップ1(I1o,I1e側)、チップ0(I2o,I2e側)ごとに縦軸にQ/I,U/I、横軸に時角(HA)の 存性や視野内依存性の考察が必要である。
また、今回は狭視野モードでの補正でありGRBモードである広視野モードでの補正のモデル曲線をグラフ上にデータをプロットし、上の式でフィッテングを行うことで、Pとθ0を求めた。
考える必要がある。現在、広視野モードのデータを取得中＆解析中である。
またそれらの平均値からoneshot、チップ1、チップ0それぞれでのモデル曲線を求めた。