3.8m望遠鏡用	  高速測光分光装置と	  可視光高分散分光装置	
野上大作（京都大学）	

2014/08/12(Tue)	

岡山ユーザーズミーティング＠三鷹	3.8m望遠鏡用観測装置	
• 高速測光分光装置	  • 可視面分光装置（KOOLS+IFU）	  • 近赤外線分光装置	  • 高コントラスト惑星探査装置（SEICA）	  、、、	

○ 高速分光器＠かなた望遠鏡 全体像	
サイズ：1100x600x864mm	  第2ナスミス焦点	

コリメーターレンズホルダ	

フィルター	
分散素子	再結像レンズ	
ホルダ	
CCDカメラ	
光学定盤	

眼視光学系斜鏡	
波長較正ランプ	
切替	

眼視用
光学系	

◎光学系：	 

HOWPolの(予備の)レンズ群を使用	 

◎分散素子	 ・超低分散用(R～20) 	 ⇒	 2素子プリズム	 ・低分散用(R～150)	 	 	 	 	 ⇒	 	 グリズム	 	 	 ・(低分散２(R～1000)も入れられないか検討中)	 	 
◎筐体	 
・フィルター5種類（BVR,ロングパス2種類（L38,	 GG495))	 
・波長較正用光路	 ・マスク/スリット	 	 	 	 	 	 	 3種類（丸穴φ0.9mm、スリット2種類(幅0.11,	 0.20mm)）	 

○高速CCDカメラ	
e2v社の電子増倍(EM)・背面照射型 frame transfer CCD (CCD87) を使って浜松ホトニクスと共同で開発されたEM-CCD カメラ(C9100-12)	

ピクセル数
512×512ピクセルサイズ 16µm×16µm
露光時間27.1 msec～10 sec
最速frame rate 35.8 frame/sec (No-­‐bin)	  電子増倍（EM） 4	  ～ 2000	  (可変)	  カメラヘッド
真空封じ切り・ペルチェ冷却+空冷	
冷却温度-­‐50℃ （@0～30度）	
読み出しノイズ 100	  [e-­‐]	  A/Dコンバータ 14	  bit	  飽和電荷量400,000	  [e-­‐]	  測光観測での限界等級 20	  mag ＠かなた望遠鏡(1.5m)→22mag@3.8m?	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  (±0.2mag,	  最長の10秒露光,	  電子増倍率:最小)	

○装置のまとめ	  積分時間： 27.1ms ～ 10	  sec	  観測視野： 2.6’	  x	  2.6’	  (撮像モード)	  	  	  	  	  (0.31”/pix)	  2素子プリズム

グリズム	

マスク

スリットレス（素通し）

0.2mmスリット	

観測波長域

360～1000nm	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  430～690nm	  波長分解能6～80nm	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  4nm	  系全体の効率

最大13%	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  最大9%	  限界等級（※）

15.7mag	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  12.4mag	

※積分時間:10秒、電子増倍率:4倍（2000倍まで増倍可能）	  ※3.8m望遠鏡用には、プリズム・グリズムとCCDカメラは流用し、その他はあらたに開発予定。２００万円程度を予定。	  速いことはよいことだ	

Kepler衛星の1分cadenceのデータと３０分cadenceのデータの比較。タイムスケールの短い現象の観測には、短時間でのデータ取得が必須。	

Science	  I：ブラックホール近傍現象	
GX339-4のLow/Hard	 stateでのX線(RXTE)と可視(VLT/ULTRACAM)の同時観測	 Gandhi	  et	  al.	  (2010)	

r',	 g'は50msec露出	 

X線と可視光のデータの相関関数。可視光での変動がX線に比べて150msec	 遅れている。さらに10sec遅れの成分もあるようだ。
(Gandhi	 et	 al.	 
2008)	 

150msecの遅れはjet内でのpropaga^onによるもの、10secの遅れはjetからの放射のdiskでのreprocessによるものと理解される(Gandhi	  et	  al.	  2010)。	  

可視光での高速観測でdisk最内縁付近やジェットの様子が見える！X線観測との連携が鍵。	

Science	  II：恒星フレア	

かなた望遠鏡に同架の25cm望遠鏡でのフレア星EV	  LacのBバンド観測(左)と高速分光で捉えられたスペクトルの変化(右)。フレアは振幅0.5等、継続時間～６分。スペクトルでは青側が主に増光していることがわかる。
(蔵本哲也2013修士論文)	

増光分を黒体放射でﬁdngして求めた温度(左)と増光した部分の面積(右)。星表面の0.04%程度の面積が10000K程度まで増光した。	

可視光高分散分光器	  科研費（特別推進）申請予定	

観測装置の予定スペック	 
波長分解能	 

50,000 (2pix sampling)	 

観測波長	 

350-1000 nm	 

システム効率	 

10%	 

温度安定性	 

0.1 ℃	 

限界等級（1時間積分）	  14等(S/N=50)	 
ファイバー直径	 

0”.9(100um)×7本	 

同時観測天体数	 

２天体	 

※参照星も同時分光観測をすることで安定性を保証。Laser	  Combを入れることも可能。	

2011年6月7日に紫外線で観測された太陽フレア	

地球	

太陽	

太陽フレアで放出された大量の物質、放射線、高エネルギー粒子が惑星間空間を飛んでいく	  	  	  	  	  	  	  à	  地球環境への影響！	

フレアの発生頻度	

キャリントン・フレア級	？		  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	 	 	  	  	  	  	  	  系外惑星探査衛星「ケプラー」	
• 惑星が星の前を横切るときに、星が暗く見えるところを捕らえるための衛星	  • 口径0.95mの望遠鏡	  	  • 限られた領域にある約15万個の星を連続的に観測	  • 約３０分間隔で非常に高い精度(<10-­‐4)で観測。	

2009年4月から2010年8月までに得られた約９万個の太陽型星(G型主系列星)のケプラーデータの観測から、約300個の星で約1500	  個のスーパーフレアを見つけた！Shibayama	  et	  al.	  2013,	  ApJS,	  209,	  5;	  see	  also	  Maehara	  et	  al.	  2012,	  Nature,	  475,	  478).	

スーパーフレアは数千年に1度は起こりうる？	

スーパーフレア星の明るさの変化	

明るさの変化の周期＝自転の周期	明るさの変化の振幅＝黒点の大きさの目安	と考えられそうだが本当か？	

自転周期と(スーパーフレア星の星全部に対する数の割合)の関係	
割合ー ー数	星
星
全部
対

自転周期（日）	

自転周期が長い星ほどスーパーフレア星の割合は少ない。でも確かに太陽くらいの自転周期(＞２０日)でもスーパーフレア星は存在する！	

すばる望遠鏡で詳しく観測して	  星の性質を徹底解明！	  
太陽と似ているのか？	

すばる望遠鏡での高分散分光観測	
• 星の自転速度、連星かどうか、表面重力(半径の指標)、温度、金属量などを調べるために、すばる望遠鏡を用いて高分散分光観測。	  
• これまでにS11B,	  S12A,	  S13Aの観測期間で、計50個のスーパーフレア星を観測。	  この中で、２つの太陽に非常によく似た星を発見！	  
(Nogami	  et	  al.	  2014,	  PASJ	  64,	  L4)	

星の名前	

周期	  [日]	
KIC9766237	 21.8	
KIC9944137	 25.3	
• キャリントン・フレアの100倍程度のエネルギーのスーパーフ
レア(明るさの変化～0.1％、継続時間：1時間強)を検出。	

活動度の指標とされる水素(Ｈα)とカルシウム(Ca II 854.2)	

太陽の双子星と言われるほどよく似ているさそり座18番星とほとんど変わらない。	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  →太陽と似たような活動度！	

星	

自転 射影自転周期	  速度	  [日]	 [km/秒]	

温度	  [K]	

表面重力Log	  g	金属量[Fe/ リチウ
H]	
ム含有量A(Li)	

KIC9766237	 21.8	

2.1(0.3)	

5606(40)	 4.25(0.11)	 -­‐0.16(0.04)	 <1.0	

KIC9944137	 25.3	

1.9(0.3)	

5666(35)	 4.46(0.09)	 -­‐0.10(0.03)	 <1.0	  

Sun	

~25	

2.0	5725	

4.4	

0.0	0.92	  この２つの星の性質は、(スーパーフレアが観測されていること以外)太陽に非常に近いことがわかった。	  
à太陽もスーパーフレアを起こす可能性があることを支持する！	

太陽でもめちゃくちゃ大きな黒点が出てきたら、	  スーパーフレアが起こるかも？	
太陽フレア
スーパーフレアの想像図（実際の観測）	  2011年9月7日	  X2.1フレア（京大飛騨天文台SMART望遠鏡）	  太陽活動は約11年ごとに変化する	
X線	

黒点の数が約11年で	増えたり減ったりする	

磁場	２０００年	

1991年	

黒点の数と地球の気温	
太陽黒点の変化	

黒点数の変動	

2000年	

1991年	

マウンダーミニマム	• 今から300年ちょっと前、黒点がほとんどない時があった	• そのころ地球はミニ氷河期だった	
• 歴史的には黒点が少ない時は地球が寒かった
ことが知られている	
•そのメカニズムはいくつか提唱されているが、本当に太陽が影響しているかどうかを含め、まだよく分かっていない	
そのころのイギリスのテムズ川をかいた絵	スーパーフレアは本当に太陽で起こるのか？	
• スーパーフレアを起こした星は本当に太陽と同じような特徴を持つのか？(すばる望遠鏡、3.8m望遠鏡)	  →活動性、磁場強度、自転速度、金属量、、、	  • スーパーフレアを起こす星はいつもスーパーフレアを起こす？スーパー活動期のみ？	  
→長期的にモニターして、活動性の変化を調べる(すばる望遠鏡、3.8m望遠鏡)	  • 何らかのモニター観測を行なって、太陽型星でのフレアを見つけたら、ToO高分散分光観測でその機構の解明(3.8m望遠鏡)	  →太陽はスーパーフレアを起こせるか？その予兆は？
大きな被害を防げるか？	  	  ※新たなスーパーフレア（候補）星を探すべく、X線強度の強いG型星を探査中。野津君のポスターP21参照。