広島大学宇宙科学センター
吉田道利、広島大学SGMAPグループ

12m望遠鏡＋広視野光学系＋偏光解析撮像系・・・専用化~14等より明るい恒星 数百万個の可視3バンド偏光サーベイ
初の北天偏光サーベイ → 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– 低周波の全天偏波マップやALMAの超精細偏光マッピングとも相補的– 星周域・SNRにおける磁場の圧縮・乱れ、外縁部の磁場、磁場の起源…

• 新しい偏光天体の発見（連星系、ＡＧＮ等）• 恒星の光球形状や活動性・質量放出の統計的研究– SDSSのスペクトルカタログなどとの相乗効果• 星間ダストの統計的性質• 前景 星間偏光の高精度見積もり（ＣＭＢ、系外銀河・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）
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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）

バルジより外側では磁場のエネルギーが卓越

3電波域でのシンクロトロン放射の偏波マッピング
M51 4.86GHz (VLA + Effelsberg100m)(Fletcher+ 2011)

ＷＭＡＰ 23GHz (Hinshaw +2009)

低周波だけでなく、FRの影響を受けにくい高周波（>5GHz）でも全天偏波サーベイが行われてきている。
系外銀河では大局磁場は捕えしかし距離情報は得にくい。
やすいが、分解能が不足
4Aumont (2007); Guillet+(2011)
センチ波

ミリ波

サブミリ波

長波長ミリ波帯

短波長

星間磁場のシンクロトロン放射
整列した星間塵の遠赤外偏光
桁で弱い

Ｂモード偏光

CMBのBモード偏光（原始重力波～インフレーションの証拠）は、前景の星間偏光（シンクロトロン放射＋星間ダスト）に比べて弱い→ 観測値に対し、精度の良い差し引き／マスキングが必要（e.g., Bouchet+ 1999; Kogut & Hinshaw 2000; Tegmark+ 2000）
5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

λ=0.33μm

λ=0.5μm

可視域で偏光極大λ=1μm

磁場の向きに偏光偏光度(%)

無偏光

角運動量ベクトルが磁場の向きと整列

２つの恒星の偏光度の波長依存性とSercowski curve

遠方の星の多くは「星間吸収」・「星間偏光」星間偏光の向きは、（距離積分した）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）

6

偏光ベクトルの全天マップ （棒の長さ５°が偏光度1%に対応）

909286685 stars (all)((distanced > 3000
2891
10004654
300known)
6346
100pcpc) )8065

Heiles (2000)

b (deg)60300-30-60-90
180

120

600-60-120-180l (deg)7広視野 → Ｆ比小・入射角大・ビーム径大
高精度偏光測定（σp<~0.1%）※最低3方位での直線偏光成分の光量測定が必要→ 地球大気の透過率変動の補償→ 高速の測定（>~10Hz）、ないしは直交偏光成分の同時測定→ 複屈折性素子（光学結晶）が必要だが、許容角が限られ、且つ大型結晶材の手配や加工の問題があり、困難8多層膜偏光ビームスプリッタと偏光特性多層膜を用いたキューブ型偏光ビームスプリッタ(TEXHSPEC © EdmundOptics )入射角±10°で、消光比𝑇𝑇𝑝𝑝/𝑇𝑇𝑠𝑠＞4多層膜仕様の偏光ビームスプリッターにおけるp偏光及びs偏光成分の透過率及び反射率の計算結果。 9

2m望遠鏡＋広視野光学系＋偏光解析撮像系

可視多色偏光サーベイ
北天域（δ＞-30°）
V＜14等（～106個）の偏光計測
カタログ化世界に公開
105125
高度軸の床面からの高さ

主鏡

副鏡鏡筒（光学系）以外の架台や制御系（および副鏡）は作り直す予定
2694
主鏡・副鏡間距離1325
バックフォーカス

視野

直径 33.3 arcmin （Corrector要）11

1800mm以内

カメラ#5

カメラ#6

CCD#5

バンド＃３フィルター＋ビームスプリッタ

CCD#4コリメータ#2

一次像

レデューサ

カメラ#3
カメラ#4

主鏡面

CCD#3
副鏡からの収束光

ダイクロ＃1

バンド＃２フィルター＋ビームスプリッタ

コリメータ#1

視野50分角

ダイクロ＃2

バンド＃１フィルター＋ビームスプリッタ

カメラ#2

CCD#2

広帯域
半波長板
（ビーム径130mmφ）

CCD#6

CCD#1

検出器：
6×4k4K CCD (15μ pix)

80% encircled energy半径 <0.7秒角
有効波長 バンド１ B: 380-495nm
バンド２ V: 495-600nm
バンド３ R: 600-720nm

12

13

SGMAPサーベイ領域
～2年

～2.5年

14

初年度

2年度

3年度

4年度

5年度

6年度

7年度

現在、建設予算獲得の努力中
2016年度概算要求には乗らなかった
Observation15

銀河面領域
4°×4°

高銀緯領域
4°×4°

赤丸：V=14等
より明るい星（SGMAPで観測）
黒四角：既存のカタログにエントリされている星既存カタログの星はゼロ

既存カタログの星は14個のみ
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100pc
10kpc©JASMINE検討室＠NAOJ

GAIA/JASMINEにより10kpc/15等までの星の距離を10%精度で測定（20等までカタログ化）
SGMAPの偏光サーベイと付き合わせて天の川銀河全体の磁場構造を精密に決定
17• SOUTH POL （PI: A. M. Magalhaes@Univ de Sao Paulo）
広視野0.84mロボット望遠鏡（CTIO）+ EEV 9k9kCCD
視野 2.0deg2 を一度にカバー可視1バンド（広帯域）のみの観測
南天 赤緯δ < -15°をサーベイ
２０１４年に望遠鏡設置• GPIPS: Galactic Plane Infrared Polarization
Survey （PI: Dan Clemens@Boston Univ）

1.8m望遠鏡（CTIO）+ 10分角視野 1k1k InSb array
近赤Hバンドのみ （より遠くまで見通す）
銀河面のみのサーベイ（|銀緯 b|≦1°）

GPIPS DR1 ( l=18-56°-1<b<1°)
18

Hiroshima Univ. (at Kanata telescope site)
ＭＡＧＮＵＭ telescope (U-tokyo) will be modified
Northern hemisphere will be covered within 4 yrs.
One hundred times more objects
Structure of magnetic field in milky-way galaxy,interstellar dust, and other variety sciences
今年は概算要求に乗らなかった今後の進め方は不透明望遠鏡・サイトを含めて再検討19

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