超高解像度の遠赤外線干渉計を作る
松尾 宏（国立天文台）
Acknowledgements to江澤 元, 柴﨑清登, 岩井一正,
篠原徳之, 下条圭美, 本間希樹（国立天文台）
村田泰宏（宇宙科学研究所）

FIR atomic fine structure lines
 OI– 63.185µm– 145.54µm

4.745THz
2.060THz

5.0×105 cm-3
1.5×105 cm-3

5.786THz
3.393THz

3.4×103 cm-3
5.0×102 cm-3

2.461THz
1.460THz

2.8×102 cm-3
4.5×101 cm-3

5.229THz

3×103 cm-3

1.901THz

2.7×103 cm-3

 OIII35.1eV– 51.815µm– 88.356µm
 NII 14.5eV– 121.80µm– 205.30µm
 NIII 29.6eV– 57.330µm
 CII 11.3eV– 157.68µm

Example of [OIII] observations
in submillimeter-wave~ 10 -18 W/m2Ferkinhoff (2010)

High-z Star-Forming Galaxies
M82

Line Intensity W/m2

10-17

[NeII][SiIII]
z=0.1[OI] [OIII] [CII][OIII]

ALMA Bands
10 9876Herschel

z=0.2

10-18
z=0.5

10-19

SPICA
z=110-20z=2
z=310-21z=5z=8z=10

10 um

100 umWavelength1 mm

ALMAによる[OIII]の検出？
 [OIII]はどこから出てるのか？
 Our galaxy, nearby galaxy
 High angular resolution observation

To identify sources of cosmic re-ionization

Carina Nebula by ISO LWS[CII]Mizutani, Onaka, Shibai. (2002)

30Dor region andR136
300 Mo stars

[OIII] 88µm isobserved widelydistributed around
R136
Contour: MIPS 24µm
Kawada et al. (2011)

Low metal, High UV field[OIII] 88 µm line intensities Single massive cluster– 1 ×10-5 W/m2/srfrom Carina– 10 arcmin in diameter @ 50 kpc from 30 Dor
7 × 10-11 W/m2 at z=10-5
2 × 10-22 W/m2 at z=8
1.7 mJy for 10 km/s @ 350 GHz
angular diameter 10 milli-arcsec

THz Gap of Spatial Resolution

AKARI
SOFIA
Herschel
SPICA

THz
gap

Original from W.Wild

NEFD(mJy) in space
ASTE_NEFD(mJy)
Q_limit(mJy) B=100G

104

10-13

1000

10-14

100

10-15

1010-16110-17

0.1

10-18

0.01

10-19

0500

1000
1500
Frequency(GHz)2000

NEP (W/Hz0.5)

NEFD (mJy)

Observingsensitivity
using
Sensitivity
in Space
D=10m telescope
NEFD(1sec, 1sigma)

Space THz Interferometer
The Road Map
SPECS

SPIRIT
FIRI ESPRITSPICA
Millimetron
AKARI
HerschelSpitzer

Narrabri Stellar Intensity Interferometer

Hanbury-Brown et al. (1974)
Diameter of 32 early-type stars weremeasured.

光子計数型テラヘルツ干渉計
Photon Counting THz Interferometry(PCTI) HBT強度干渉計の発展型– Hanbury-Brown, Twiss (1956, Nature) テラヘルツ帯での光子バンチ測定– 高い干渉効率 (輝度温度100 K以上)

 光子バンチを用いた遅延時間測定– 位相情報として使えるか？

熱放射の揺らぎ∆n = n + n , where n =12ehν kT

−1(個/Hz)n : 光子占有数(photon occupation number)A⋅Ω = λ2

NEP = 2 P ⋅ (hν + kTB ) [ W
References

Hz ]A. Einstein (1909)
J. Mather (1984)
J. Zmuidzinas (2003)

テラヘルツ波の粒子性、波動性
NEPdirect =2 P ⋅ (hν + kTB ) [ W

10 cm

10 µm

1 mm

kT 1 nWhν 1 nWHz ]250 K

hν 10 pW

2.5 K

kT 10 pW

B = 100 GHz

Matsuo （2009）

遅延時間の測定精度は？
 期待される光子レート 100 MHz

測定時間 100 sec
総光子数 1010 個
 光子到来時刻の揺らぎは１光子で 1/100MHz = 10-8 sec
１００秒積分すると10-8 / sqrt(1010) = 10-13 sec テラヘルツ波長以内で時刻測定が可能！

太陽電波による強度干渉計実験
April 7-15, 2014
野辺山電波ヘリオグラフ
80cm antennas 16台を用いる
HEMT受信機 Trx=360K
RF17 GHz
IF200 MHz
BW100 MHz

横河電機DLM4058
2x 8ch 1.25 G sample/sec
帯域幅 500 MHz
16chの中間周波信号50 msecの連続データ記録

振幅・強度による相互相関の例
Amplitude correlation
17 GHz Nobeyama Heliograph
最短基線 4.8 msec 積分

80 nsec
遅延時間
強度相関Intensity correlation
最短基線 4.8 msec 積分

遅延時間測定精度
 強度相関による遅延時間測定– ∆t = 3-10 psec (BL < 1.5 m, t = 50 msec)– c ∆t = 1-3 mm vs. 17 GHz (λ 17 mm)– 約1/10波長で遅延時間を測定

 光子数の推定– 太陽のアンテナ温度 約６００Ｋ

kTB = 800 fW (B=100MHz)= 70 G photons/sec= 400 photons/bunch (τ= 1/2B = 5 nsec)

量子光学的考察
 コヒーレント時間当たり１光子レベルでの相関強度測定
 光子バンチによる遅延時間精密測定
 強度干渉計による複素ビジビリティー取得
 光子計数型テラヘルツ干渉計への応用
受信機雑音 360 K
量子雑音 hν/k = 0.8 K
受信機雑音は 400 photons/Hz
太陽からの光子は 400 photons/bunch
積分 50 msecで S/N ≒ 3000が期待される

超長基線干渉計への応用

RecorderB > 1GHz

RecorderB > 1GHz

Calculate correlation and delay強度（光子計数型）干渉計の特徴
 超高感度直接検出器が使える
 位相雑音の影響を受けない
 超長基線干渉計が実現可能 地上観測では、– 高輝度天体の観測– FIR lines, BH shadow, stars

 宇宙空間からは、– exo-planet imaging– 300 K source with micro-arcsec resolution

南極大陸
South Pole

Dome F
Dome A

Dome CUSGS image

[OIII] 52um
[NIII] 57um

Frequency [GHz]

8000
7000
6000
5000
4000
3000

[OI] 63um[OIII] 88um

[NII] 122um[OI] 145um[CII] 158um

0.8

2000
1000
00

[NII] 205um

0.60.4

TransmittanceDome_A_winter_75um
10.2

Space THz Interferometer
The Road Map
SPECS

SPIRIT
FIRI ESPRITSPICA
Millimetron
AKARI
Herschel
Spitzerまとめ 量子光学的手法による天体観測 光子計数型テラヘルツ干渉計（ＰＣＴＩ）
 強度干渉計による遅延時間測定
 将来展望