光結合推進室のパラダイムシフト（日本列島光結合からサブミリ波VLBIへ）

小山友明
国立天文台VERA観測所

VERAUM 08/10/10

Contents• 過去～現在
１）記録レート128 Mbpsに対してGbitの高感度観測
２）ATM, IP, 10 GbE 技術的発展
３）日本全国 Gbit観測網構築
・ 今後の展開
４） インフラとしての光結合
５） 10 Gbit＞ の高感度サブミリ波VLBI観測
後半部は9/5 VLBAシンポとほぼ同様光結合（その１）• OLIVE（Optical LInked VLBI Experiment）– 1995～、1998/1 First Fring– NRO、USUDA→NTT武蔵野研究所、そして三鷹相関局・宇宙研相模原「はるか」運用室へと光ファイバが敷設– 256Mbps（回線2Gbps）– リアルタイムフリンジ（インフラ的）•
国立天文台 川口則幸 Kawaguchi Noriyuki•
小林秀行 Kobayashi Hideyuki•
藤沢健太 Fujisawa Kenta•
井口 聖Iguti Satoru•
徂徠和夫 Sorai Kazuo•
宇宙科学研究所 平林 久 Hirabayashi Hisasi•
村田泰宏 Murata Yasuhiro•
NTT情報流通プラットフォーム研究所 魚瀬尚郎•
岩村相哲 Iwamura Sotetsu•
NTTアドバンステクノロジ株式会社 星野隆資
HPより
http://veraserver.mtk.nao.ac.jp/evlbi/olive/outline/index.ht

光結合（その２）• Galaxy– OLIVE+KSP（基線長拡張）– 1998～（256Mbps）– 2001～（1 Gbps）

光結合（その３）• VONUS（Vlbi Optically linked Network Using SINET）– 2002～ スタート
– 2002年12月11日 初フリンジ （臼田６４－つくば３２）– ２ Gbps観測– イメージング試験スタート

光結合（その４）• OCTAVE（Optically ConnecTed Array for Vlbi Exploration）OCTAVEの帯域幅ごとのSNR
Band-Width

鹿島

臼田

山口

80420420350

324780

780

700

帯域幅４倍
感度約2倍

SNR

バンドパス補正後の帯域幅別ＳＮＲ
900
800
700
600
500
400
300
200
1000

KASHIMA&B
USUDA&B
YAMAGU&B

0100

200
300
Band-Width

400500基線感度OK
１ｍJy@60秒

1329+315
Degrees

DIR1000
time

OCTAVE

Degreesの比較
CLOSURE PHASEOCTAVE

DIR1000
4C32.44time

強い光源(点源)を用いてのCLOSURE PHASE検証-1.5-0.9

鹿－臼 臼－つ つ－鹿 合計-0.1-0.9-0.5-1.5

鹿－つ つ－山 山－鹿 合計
0.5-0.8-0.5-0.8

イメージング結果(DIR1000)との比較
3mJy

DIR1000

3mJyOCTAVE
570mJy380mJy70mJy130mJyイメージング結果(VLBAとの比較)
4C32.44OCTAVE

VLBA

570mJy520mJy(0,0)(-35,40)140mJy

(0,0)

青：座標軸
赤：天体強度(-35,40)130mJyディスク記録装置の進展（２００５～）• HD単体記録速度向上– ２０Mbyte/s（1999）→100Mbyte/s（現在）– 24台RAID→８Gbps可能– Byte単価減少 （１Gbyte/100Yen）– DIR2000（600Gbyte）→6000円– VERA全テープ交換（1800万）• Disk Buffer開発

Fantech– RVDB（VDB2000、KJJVC用）– ４ Gbps/DDB– 24時間記録/DDB@2Gbps－ Fantech– ２ Gbps/DDB– 24時間記録/DDB@2Gbps– カートリッジタイプ

RVDB（VDB2000）

光結合（その６）OCTAVE以降• １０GbE化（小金井ー鹿島）• 臼田局 2008/8月– 光空間伝送実験– VDB2000（ディスクバッファー）設置– 光結合バックアップ（４Gbps記録可）• 苫小牧局 2008/8月– リンクアグリゲーション– 1Gbps×3＞ 2 Gbps
– VDB2000（ディスクバッファー）設置– 光結合バックアップ（４Gbps記録可）

2008年8月20日 苫小牧１１ｍ

現状
・ 苫小牧(08/08/20)、臼田局(08/08/06）光結合、
Disk Bufferの導入によるGbps化完了
・ 相関局ディスクバッファー整備完了
・ VDB-2000（RVDB)、Fantech、K5/VSI、Mark5B→光結合＋Disk Buffer
日本列島Gbit VLBI観測網構築完了（萌芽的）・ イメージング試験、精度検証（Closure 1度offset）

光結合いままで• Gbit観測網の構築ほぼ完了（高感度）• ATM専用線から光伝送10GbE汎用回線化• 広帯域観測に必要なアナログ系、サンプラー、Gbit相関器、解析系も整備（開発経験を積む）→光伝送を含めた上記技術開発が各プロジェクトの発展に寄与（VERA、KVN、VSOP2、EAVN）
今後は今までとは異なるフェイズになる事は明らか光結合これから（１）（インフラ的な観点）• 従来の光結合アレイは運用ベースに– 大学連携のサブアレイ（プロポーザル）– リアルタイムは数局、高感度観測はJVN Gbit観測• VSOP2、EAVN、東アジアへの発展– 簡易なデータ転送– リアルタイムフリンジチェック

光結合これから（２）（広帯域高感度、萌芽的な観点）• センチ波では比帯域10% 数GHzを達成• ATM専用線から10GbE汎用回線• EVLA、eEVN、eMERLIN
SKA?
• 大容量光伝送（１Tbyte/s 大陸間）
• RF サンプリング技術
サブミリ波?
• 比帯域ではフロンティア（350GHz×10%＝35GHz帯域）• VLBI観測自体がフロンティア

見かけ上最も大きいブラックホールはSgrA*
何故Sgr A* でサブミリ？

～５Rs～５Rs

サブミリ波VLBI(Sgr A*)

Falcke et al 2000

フリンジ振幅

実は1000～2000kmの短基線が重要
フリンジ振幅の基線長に対する変動からSgrA*の形状が推定できる
内緒の数字：SgrA*
350万太陽質量、スピン0.4、傾斜角70°
基線長（Kato・Miyoshi inMiyoshi 2002
長基線も重要（Flux はモデル依存）prep.)イメージングシミュレーション
2004PThPS.155..186M
Miyoshi et al
2004ApJ...611..996T
Takahashi et al
2005MNRAS.363..353B Broderick et al
2006ApJ...636L.109B
2006ApJ...638L..21B
2006MNRAS.367..905B
2007MNRAS.379..833H
Huang et al
2007Publ. Natl Astron 10.15-23 Miyoshi et al

２３０GHｚSgrA*i＝４５°view)

i＝８０°(almost edge onKerr
ADAF（H=1)、
AxissymmetricSchwarzschild
ADAF(H=1)
Axis symmetric

12RsTakahashi
et al. (04)

Shadowの形状はブラックホールの質量、スピン、電荷が決めている（メトリックがわかる）。（R. Takahashi)

RIAF シュミレーション

Huang et al 2007

Hot spot model
シミュレーション

Broderick et al 2006

偏波

Broderick et al 2006

VLBI検出の試み
••
•
•••
•
•
•
•
•
•
•

Lo et al. 1985
elongated structure, size<20AU@3.6cm
Jauncey et al. 1989
64m parks and Tidbinbilla @8.4GHz
Marcaid et al. 1992
Lo et al 1993
Krichbaum et al. 1993
First 43 GHz VLBI detection, VLBA 4 antenna
Alberdi et al. 1993
First 22 GHz VLBI image, VLBA 5 antena + phase VLA
Rogers et al 1994
3mm observation, Incoherent fringe search
Bower et al 1998
43 GHz , Full VLBA observations
Lo et al 1998
Intrinsic size of Sgr A*, 72RscKrichbaum et al 1998
86, 215 GHz obs, fringe detect ,110±60μas
Doeleman et al 2001
86 GHz obs, Closure Quantities
Bower et al 2004(science) Closure amplitude
Shen et al 2005(nature)
86 GHz detection, 512Mbps obs , 1au size
銀河中心は新アレイ、新技術、新解析手法が活躍

SgrA*のセンチ波からミリ波観測が過去に行われてきたが、ぼんやより中心へり広がった像しか得られていない。

5, 8, 15, 32, and 43 GHz でみたSgrA*の見かけの大きさ
http://www.astro.ru.nl/~falcke/bh/sld10.html

核周プラズマによる電波散乱により低い周波数では像がぼける。ボケは観測波長λ＾２で効く

Lo他1999

SgrA*はおよそ太陽系（太陽ー地球軌道）程度の大きさ

VLBA 86GHz 512Mbps
A size of ～１AU
Shen et al 2005(Nature)

http://www.astro.ru.nl/~falcke/bh/Pictures/sgrastar-size-solarsystem-small.jpg

Sgr A* VLBI検出の試み
••
•
•
•
•
•
•••
•
•
•

Lo et al. 1985
elongated structure, size<20AU@3.6cm
Jauncey et al. 1989
64m parks and Tidbinbilla @8.4GHz
Marcaid et al. 1992
Lo et al 1993
Krichbaum et al. 1993
First 43GHz VLBI detection, VLBA 4 antenna
Alberdi et al. 1993
First 22GHz VLBI image, VLBA 5 antena + phase VLARogers et al 1994
3mm observation, Incoherent fringe search
Bower et al 1998
43GHz , Full VLBA observations
Lo et al 1998
Intrinsic size of Sgr A*, 72Rsc
Krichbaum et al 1998
86, 215 GHz obs, fringe detect ,110±60μas
Doeleman et al 2001
86GHz obs, Closure Quantities
Bower et al 2004(science) Closure amplitude
Shen et al 2005(nature)
86 GHz detection, 512Mbps obs , 1au size

Doeleman et al 2008(nature) 230GHz detection. 4 Gbps recording（2008年9月4日）、（URSI 2008年8月13日）

Event horizon-scale structure in the super-massive black hole
Candidate at the Galactic Centre
Doeleman et al. 2008

SNR≒５＠４Gbps

ARO/SMT－CARMA(600km)

ARO/SMT－JCMT･ 37μ±(16,10) Intrinsic diameter of Sgr A* （obs ４３μ）
･ Non detection on the JCMT-CARMA（３０７５ｋｍ）

3500kmDoeleman et alの結果• Intrinsic diameter of Sgr A*：37μ±（16,10）→まだ3σ(obs 43μ）
• Implies that Sgr A* is offset from SMBHBH• 1.3 mm VLBI confirms 4 Rsch diameter for Sgr A*

最先端の技術成果• ４ Gbit/s recording（2Gbit×２）
しかし SNR＝５ （10分積分） 3500km→さらなる広帯域観測要･ Incoherent Fringe Search（Triple Product or Bispectrum)（Rogers 1995、TMS 329p）
URSI 2008･ Mark5C upgrade by early 2009: x4 in sensitivity over current VLBA sustainable rate･ Move to 345GHz and dual polarization

日本（光結合、VERA）からの具体的な貢献方法は？

シミュレーションによる貢献

It is expected that a VLBI of submm telescopes will exist,
Providing 20-μas resolution imaging capabilities(Doeleman 2004, Miyoshi et al 2004). Thus, theoretical
Efforts to compute the images of realistic accretion flows arewarranted.
Broderick et al 2006

実際にサブミリ波VLBIに参加できるか？
（作業仮説）･ 現実にはグローバルサブミリ波VLBIに参加する事から経験を積む
ASTE, ACAによる参加はどうか（ミリ波グローバルVLBI、 J-NET）
プロジェクトの乱立にはならないのでは？
･ 超高速サンプラー（８ Gsps）、８ Gbpsレコーダ、水素メーザー
高安定ローカル、ソフト相関、位相補償、自主開発解析ソフトの技術（VEDA)、解析手法SMI（Miyoshi et al 2008)･ ASTE１０ｍ･ ACA（Phased array)
手持ちの武器はこれだけ揃っている。（アメリカ以外日本のみ）
使えるかどうか？
一刻を争う！

どう使う？
Visibility amp

新装置でSNR向上
チリ基線追加によるnull点検出（長基線FLUX検出による）

Doeleman et al. 2008

どう使う？
Fish et al. 2008
230GHz Closure phase（Hot Spot model）

ASTE+16Gbps

ACA+16Gbps

345GHz Closure Phase（Hot Spot model）

Doeleman et al. 2008

ASTE+4 or16Gbps
Net offset exsist ( non zero ), ASTE+4Gｂｐｓでもオフセットは検出可能230 GHz Closure Amplitude（Hot Spot model) Doeleman et al. 2008

ASTE + 4 Gｂｐｓでも優位性あり！ Closure amplitudeは４局以上必須

武器は使える？（Capability)
水素メーザー OK?

VERA小笠原水素メーザー予備は地理院のメーザー信号を伝送→予備品チリへ？、 科研費、他に借りれるか？

武器は使える？（Capability)
８Gspsサンプラーは？

光結合推進室、野辺山観測所共同開発（新型観測システム）、ASTEに導入？
→出力は１０GbE、RVDB（KJJVC用バッファー）改修要
すぐに持ち込むにはADS1000×８台か？（10GbE連続観測用に使用→チリ？）

武器は使えるか？８ Gbpsレコーダ
VDB-2000（RVDB）

1 or 2Gbps VSI-H
×４I/O
K5/VSIMark5

10 GbEHub

VOA200（VSI-H－10 GbEConverter）
三鷹局：2台Disk Buffer （DDB）
Disk Buffer （DDB）

10 GbE

Disk Buffer （DDB）
Disk Buffer （DDB）

DIR2000

VOA200（VSI-H－10 GbEConverter）
光結合観測局

10 GbE
10 GbE

2+2 Gbps I/O @1 unit
4 Gbps I or O@1 unit

Amplitude & Phase
VDB2000 test observation results

Real time correlation

After recording , Playback correlation

Closure PhaseVDB2000 test observation results

Real time correlation

After recording , Playback correlation

使用可能、三鷹に１６ Gbps分、K5VSI、ファンテック合わせ10 Gbps分

武器は使えるか？ ソフト相関器
観測局：VERA4局
観測データ：2003/328 01:40:00-02:40:00
観測天体：3C345/NRAO512(2ビームモード)
水沢-入来-小笠原基線のクロージャー位相（3C345
観測モード：VERA-1(A-beam:256Msps/2bit ×1ch 、 B-beam:256Msps/2bit×1ch )水沢‐入来‐小笠原（3C345）
クロージャ位相 度

三鷹FX相関器との結果の比較
クロージャー位相の比較

フリンジ位相追尾速度等確認要だが、とりあえずOK武器は使える？（Capability)• 解析ソフト→VEDA（VERA用解析ソフト） OK• SMI Method（三好 2008 PASJ Accept）• 位相補償？（ラジオメーター？）• ASTE（230GHz、345GHz、LO等改修で可能）• ACA Phase up（機能あり）
脈々と開発実験を行っている事が活かせる
コミュニティの皆さんの知恵を結集する必要

武器が動作可能でも（Capability)使用できるのか？（using）• 武器があっても運送部隊（司令官）の合意なくば運搬できず• 武器があっても前線部隊（司令官）の合意なくば搭載できず• 武器があっても戦略部隊（司令官）の合意なくば使用できず部隊とはコミュニティ、現在はどの合意形成急速に進展（9月中）
コミュニティからの正式？な合意はない。
ASTEチーム
合意はどうとるのか？
国際チーム（Doeleman、Mirabel）（小川の流れを滝にする？貯めておく）

メリット• ASTE, ALMAグループとの共同研究• 国際的なハード開発グループとの協力• サブミリ波に明るくなる（ALMA時代見据え）• 技術的にもフロンティア、検討する事も多い（例 4 GHz/345 GHz＝200 MHz/22 GHz）
• 既存開発プロジェクトの向上（Motiv、性能）• 巨大プロジェクトの中の萌芽的研究（cf 電波望遠鏡を作る 海部著、星の手帳93冬 躍進する電波天文学）• 装置サイエンティスト育成（装置が切り開くサイエンス）

デメリット• マンパワー、予算分散による既存プロ（VERA含む）への影響（しかしながらきちんとグループを形成すれば科研費でまかなえる？）日本のコミュニティとしてどうするべきか？
１、VERA、VSOP2、EAVN、ALMAやるべき事は目白押し
２、次期大型計画との兼ね合いは？
３、VLBA支援との比較は？(比較必要？）実際にやりたい人はいるのか？
（やって欲しい人はたぶん多数）（昨今のVLBIコミュニティにはサブミリ波出身の方も増えてきた？）
やりたい人は具体的に集まってきている。9月以降（小山、本間、川口、宮崎、河野、三好他）

やれる人はいるのか？

やれるか？（兼務多い）他には？

武器は国立天文台に集中、キックオフだけでも天文台で行うべきでは？

パラダイムシフト？

光結合推進室↓サブミリ波VLBI推進室へ

ALMAと現有装置のバランス
近田義広
国立天文台
2002-07 NRO UM2002-07 NRO UM

ALMAと現有装置（野辺山）• これまで議論されてきた• 「ALMA最優先、そのほかは"best effort"(risk-share)」

着想の良さで隙間をねらってやってきた日本の天文学が、大手スーパーの真向かいで体力勝負の商売することになった。
2002-07 NRO UM考えるべきこと

ALMAVLBI
SKA• 若手の養成• グループ間の協力の推進– 国立天文台ーー大学– ALMAーーVLBI• 近未来（１０－１５年）の展望– SKA (Square Kilometer Array, 2016) は数十ＧＨｚ以下をすべてカバー？
– 日本のVLBIの未来は？
– ALMAと現有設備の関係を考えているだけでは完結しない。

2002-07 NRO UM若手の養成ALMAVLBI
SKA• ALMAは２，３年内に全デザインを決定。
あとは１０年突っ走る。
• ALMAは今後十年間、新しい着想を抑圧する機構としても機能する。
• ですから、わたしたちは組織のどこかに、着想を培養できる場所を持っておく必要がある。

2002-07 NRO UM若手の養成ALMAVLBI
SKA• 着想を培養できる場所を持っておく必要がある。
– VLBIグループとの協力– 大学との協力– ASTE– 45m, NMA

2002-07 NRO UM

VLBIコミュニティは？
• プロジェクト制、VERA, VSOP2, EAVN
• ALMA同様新しい着想を抑制する機構が働きつつある？（若干の若手除く）• 光結合VLBI推進室は着想を培養できる場所？
– VLBAシンポ、VERAUMでのこの発表を行う事ができるのは光結合推進室のおかげです。

•サブミリ波VLBIも体力勝負になるつつある。
（体制、国際協力）

まとめると（小山）• プロジェクト制の中の萌芽的研究– 着想を培養するには→他のグループが鍵– ALMAとVLBI– VLBIにとっては光結合？
– （少なくとも単純に看板の架け替えが良いといえない？）• サブミリ波VLBI– SKA等の電波部将来プロジェクト候補のプレプロ？
• ALMAにとってのVLBI（諸刃の剣）• プロジェクトをまたぐプロジェクト（電波部プロジェクト）サブミリ波VLBIにおける光結合• 光結合の高データレートはサブミリ波VLBIでこそ威力を発揮するのは自明• 100Gbps＠500GHz×10%を媒体で？
• フリンジを検出するのも困難、トラブル多い– VSOPの初期と似ている？
– サブミリ波VLBIでこそリアルタイムフリンジ重要では（ASTE-APEX-ALMAのフリンジモニター）• 光空間伝送（サブミリ望遠鏡は山の上）• 基準信号（メーザー）共有（ASTE, APEX, ALMA)

高感度光結合サブミリ波VLBI• Sgr A*以外
• M87、CenA• LLAGN• その他• サイエンスドライブ• 技術的観点• 南米光結合サブミリ波アレイ（SEST, ALMA, Peru、、）

パラダイムシフト
インフラとして• 日本列島Gbit観測網構築→運用、保守→東アジア、オーストラリア、サブミリ波望遠鏡へ

サイエンスとして• VLAとVLBAの狭間、高感度、速報性– 星本体、星形成コア、スターバースト銀河、、→実運用、プロポーザル化– 高感度サブミリVLBIの利点？
– SKA？
今すぐの単純な看板の架け替えではなく、まだ検討する事（楽しい事）が多数あると思う。（新しい着想の培養）（ただしマンパワー等の問題は大きい）