中性水素及び水酸基分子輝線の広視野電波干渉計探査に向けた像合成／像分析手法の開発
Development of image synthesis/analysis techniques in radio interferometry for thewide-field neutral hydrogen and hydroxyl emission survey（日本天文学会推薦）

代表研究者 鹿児島大学

今井裕

Kagoshima University

Hiroshi IMAI

協同研究者 鹿児島大学

中西裕之

Kagoshima University

Hiroyuki NAKANISHI

鹿児島大学

荘 思寧

Kagoshima University

Sze Ning CHONG

香港大学

中島淳一

The University of Hong Kong

Jun-ichi NAKASHIMA

メキシコ自治大学

ダニエル・タフォヤ

Universidad Nacional Autónoma de México

Daniel TAFOYAThe emission line of neutral hydrogen (HI) and thermal and maser (microwave amplification by stimulatedemission of radiation) ones of hydroxyl (OH) molecules at wavelengths of 21 and 18 cm, respectively (corresponding toradio frequencies of 1.4 and 1.6 GHz) are important probes for exploration of the whole Milky Way Galaxy. The HI line
traces the comprehensive distribution of interstellar medium. On the other hand, the OH maser sources indicate the sitesof stars that are newly formed from the interstellar medium and those of the final evolutional phase of stars when mostof the composing matter is released into the interstellar space. The Australia Square Kilometre Array Pathfinder(ASKAP) and one of the large survey science programs GASKAP will observe these lines simultaneously in the fastest
sky survey speed ever made using the wide field phased-array feeds covering a sufficiently large frequency band width.
Our present research aims to find out the most efficient and reliable scheme of radio source finding and identification.
We have performed a large number of simulations of OH maser source finding on the simulated image cubes. We
suggest that, in order to identify OH maser sources as faint as that expected from the thermal noise level (5σ~30 mJy),
CLEAN deconvolution in the image cube synthesis is indispensable during the first stage of the GASKAP survey even
if ASKAP will yield a high dynamic range on image cubes.

研究目的は扱う。

Square Kilometre Array (SKA)は、低い周波数帯(100

我々はその中で特に、銀河の進化につながる中性MHz—10 GHz、波長では 3cm—3 m)における世界最大水素（原子）からの電波輝線(HI)、及び、重力波検の電波天文観測装置で、2020 年頃からの初期科学運出を可能とする超高精度時空計測の技法を利用する用を経て 2024 年頃に完成・定常的科学運用が計画さ水酸基(OH)メーザー放射に注目する。HI 輝線(波長れている。宇宙創成直後に形成される最初の星や銀21cm、周波数 1.4GHz)は、宇宙に存在する星間ガス河の形成現場の直接観測、宇宙初期から現在に至るの大半の分布を把握するために観測される。
一方 OHまで銀河の進化の解明、宇宙磁場の起源の解明、重メーザー輝線(18cm、1.6GHz)は、星間ガスを集積し力波検出による一般相対性理論の精密検証、生命誕星を形成する現場と進化末期星からのガス放出の現生の起源となるアミノ酸など重分子の星間空間での場を捉える。これら 2 種輝線を観測することにより、検出など、根源的な疑問に迫る科学テーマを SKA で

天の川銀河とその周辺にわたる空間における星間空間—恒星群の間のガスの流れ=物質輪廻の全体像が明波数から換算される視線速度を示す。得られる合成らかにできるものと期待される。

像キューブには、積分時間に対応したガウス型度数

現在、SKA 建設予定地の一つである西オーストラ頻度を持つ熱雑音(標準偏差 σ)、と ASKAP アンテ

リアに SKA の 1%規模の Australian SKA Pathfinder

ナ配置とデータの重みから計算される電波干渉計合(ASKAP)が科学運用を行っている。我々は ASKAP

成ビームパターン（他分野では point spread function=が実行予定の大型掃天観測計画の一つである点状放射源に対する応答関数と呼ばれる）、すなわちGASKAP(Galactic ASKAP Spectral Survey)に参加して“サイドローブ”が付加される。こうして、Nx×Ny

おり、2014 年からの探査観測開始に向けて様々な準×Nv=1532×1532×4000 個のセルから成る 36 GB の備に関わっている。特にその中で、ASKAP が観測直データサイズに及ぶ合成像キューブが得られた。な

後に出力する電波像（二次元天球面マップが分光チ

おこれらは、本研究チームが参加する GASKAP 内のャンネル毎に数 1000 枚得られるので“電波像キューワーキンググループの作業によるものである。

ブ”と呼ばれる）の中から高い完全度と信頼度をも本研究チームは、この合成像キューブを用いて電って電波源の検出・同定を行う手法の開発を共同担波源検出・同定シミュレーションを行った。電波源当することになった。

検出・同定には、既存のソフトウェア Duchamp を用

本研究では、上記担当の中から OH メーザー源のいた。ここで、シミュレーションの具体的目的を整検出・同定に絞ったシミュレーションを系統的に行理しておく。

い、電波源検出・同定法において最も高い完全性と1.実行時に入力する Duchamp パラメータの数値の組信頼度を実現する手法の探査を行った。また、幾つみ合わせのうち、最も高い電波源検出達成度

かの観測・電波像合成の条件に対して同様のシミュ(completeness)と信頼度(reliability)の組み合わせを実レーションを行い、どのような場合でその手法が最現するものを探査する。

も有効かについて調べた。以降本報告は、天の川銀

2. 天球面におけるメーザー源の密集度とその方向河系内の OH メーザー源に話を絞る。

における合成像キューブ上の雑音レベルとの相関を明らかにする。それに伴い、実現し得る電波源検出研究経過達成度と信頼度がどのように変わるのか把握する。

本研究では、SKA/ASKAP に関連した研究を主体

3. 上記 1 と 2 を踏まえて、電波源同定法だけでなく、的 に 進 め て い る オ ー ス ト ラ リ ア の International

合成像キューブの合成法(特に、電波源輝度分布とサCentre for Radio Astronomy Research (ICRAR)に代表イドローブを分離する deconvolution について)や研究者が１年近く滞在する機会を得た。その結果、GASKAP における掃天観測の手順について、適切な当初の想定よりも遥かに大規模かつ系統的な電波源方法について考察を行う。

検出・同定シミュレーションを実行できた。

今回の電波源検出・同定シミュレーシでは、合成

このシミュレーションではまず、実際の掃天観測像キューブ全体をさらに 16×16×22=5632 セクシの対象に近い天球面上・強度上での電波源分布を再ョンに分割して、セクション毎に Duchamp を実行し現する必要がある。今回は、個々の電波源についてた。こうすることにより、各セクションでの合成像輝度分布が単純であり、銀河系中心方向で密集してキューブ上の雑音レベルを計算し、電波源密集度がいる OH メーザー源の分布を再現した（図 1）。この

低い所ではより微弱な電波源の検出が可能となる。

段階で、OH メーザー源の光度関数を外挿して仮想また、Duchamp パラメータの数値の組み合わせは的な微弱メーザー源も付け加え、1338 個の擬似メー3000 通りにも達した。検出判定に採用するフラックザー源カタログを作成した。その上で、36 台の口径スレベルだけなく、人工的な放射と区別して自然界12m ASKAP アンテナの配置を用いて 8 時間連続でからの電波放射だけを同定するためのパラメータ

上記天域を追尾観測することを想定し、電波合成像（電波源の大きさや視線速度の広がり）も設定するキューブ(x, y, v)を合成した。ここで、(x, y)は二次元から、これだけの数字になる。このように、Duchampに近似された天球面座標を示し、v はドップラー周の実行回数は合計 2000 万回にも達した。

タの組み合わせやそれに類するものでは電波源検出・同定が全く適切には行われなかった。結局、8 kpc
離れた銀河系中心付近に存在する OH メーザー源はその手前に見えるずっと明るいメーザー源が作り出すサイドローブ（場所によって最大でσ~230 mJy）に邪魔されて全く同定できなかった。
本シミュレーション当初 GASKAP チームでは、ALMA に次ぐ電波望遠鏡台数(36)を有する ASKAPが作り出す電波合成像は充分高画質で、サイドロー
ブ を 除 去 す る た め の 合 成像 キ ュ ー ブ 上 で の 処 理(CLEAN deconvolution)は不要だと考えられていた。
今回の結果はこの考えを完全に否定するものである。
それならば、どれくらい深い deconvolution 処理が必要なのだろうか？このことを確認するために、電図 1: 電波源検出・同定シミュレーションで用いられ波合成像キューブの再現の段階に立ち戻り、た OH メーザー源の天球面分布。１ピクセルは 10″

deconvolution 処理の深さを変えて合成像キューブをに対応する。

幾つか再合成し、ずっと小規模のシミュレーション

Fig 1: Distribution of OH maser sources used in theを実行した。その結果、1 Jy 程度以上の明るさを持simulations of radio source finding and identification.

つ OH メーザー源が作り出すサイドローブに対してOne pixel corresponds to 10″.

deconvolution 処理を実行しなければ期待通りの電波源同定ができないことが判明した。

このような電波源検出作業では、ICRAR が運営する数値計算用 social network である theSkyNet を利用考察した。一般会員が所有する約 2000 台のパソコンのOH メーザー源は、指向性の高いメーザー放射がCPU を利用することにより、上記のような処理を 3作り出される領域を指し、ASKAP 合成ビーム(約日以内に完了できた。theSkyNet の利用は本研究の当30″)では分解できない程度のコンパクトなスポッ初想定していなかったが、このお陰で本研究が飛躍

トの集団から成る。従って、OH メーザー源は点源的に進んだ。電波源検出・同定結果は theSkyNet 用とみなせ、メーザー源フラックス以外では検出・未データベースに格納されるので、独自に検出の結果は探査で使われる装置やデータ処理操作

python/MySQL/matplotlib を用いた分析・作図スクリにのみ大きく依存するはずである。

プトを作成し、目的の分析を行った。

しかし、銀河系中心方向では約 0.5°四方の中にシミュレーシではまず、OH メーザー源輝度分1000 個近くのメーザー源が密集しているため、布にガウス熱雑音のみを付加した合成像キューブをASKAP 合成ビームの中に複数のメーザー源が混在用いた場合について調べた。８時間積分では雑音レする場合も見受けられる。この場合は、同一ビームベルの標準偏差は σ~6 mJy (1 Jy=10-26-2-1Wm Hz )で内でただ１つメーザー源が認識されその他のメーザあり、5σ~30 mJy のメーザー源が高い信頼度で検出ー源の存在を見落とすことになる。また、合成像キできるはずである。このレベルのフラックスを持つ

ューブ全体を多数のセクションに分割した影響もあメーザー源のほぼ全部を高い信頼度(95%以上)をもるかもしれない。隣同士の複数セクションはお互いって 検出・同定できる Duchamp 入力パラメータのに重なる部分があるので、あるセクションの境界に組み合わせが存在することを確認した。

あるメーザー源（検出と判定されない）はもう１つ

ところが次に、実際の観測では存在する電波源周のセクションではすっぽりカバーできているはずで辺のサイドローブを加えて同様なシミュレーションあるが、必ずしもそうはいかないこともあるらしい。

を行ったところ、前述の合成ビームパターン付加なこれらの結果、電波源同定到達度が充分明るいメーしの場合で見つけた最適の Duchamp 入力パラメー

ザー源でも 100%にならないケースがある（図 2）。

今後その原因の追求が必要である。

天観測から得られる明るい OH メーザー源のリストを作成しておく必要がある。それを元に、次々と得られる GASKAP データに対して deconvolution と同等の効果が得られる様にメーザー源輝度分布の寄与を差し引けば、差分データのさらなる積分を通してより微弱なメーザー源の検出ができるはずだ。
ただし、OH メーザー源のフラックスは時間変化しているので、数時間積分のデータ毎にメーザー源カタログを元に所定の座標でのフラックスを測定した上でこの作業が必要である。逆にメーザー源フラックス変動のデータは、メーザー源が付随する変光星の脈動変光周期や異なる視線速度成分のメーザー間の変動時間差（＝変光星周辺ガス縁サイズ÷光速）の情報をもたらす。これらにより、後日の超長基線電波干渉計(VLBI)観測を通して測定されるガス縁の視直径と合わせれば、これらメーザー源までの距離を多数推定することができる。
GASKAP による OH メーザー源掃天観測では、約 10,000 個のメーザー源が検出されることが期待されている。現在日本の VERA(天文広域精測望遠鏡)
をはじめとする VLBI プロジェクトでは、全部合わせて約 1000 個のメーザー源（水蒸気及びメタノー

図 2: 1 Jy よ り 明 る い メ ー ザ ー 源 に 対 し てル）の年周視差計測が 10 年掛かりで行われる。メー

deconvolution 処理をした時のシミュレーションにおザー源の数だけ見ると、SKA による年周視差計測がける同定（点）及び未同定（丸）メーザー源の分布。

これらメーザー源に対して実現すれば、天の川銀河

Fig 2: Distributions of identified (dot) and unidentified

内で距離と三次元運動が把握できるメーザー源が一(circle) OH maser sources in the simulation with

気に 10 倍に増えることになる。太陽系から見て天のdeconvolution for sources brighter than 1 Jy.

川中心の向こう側に分布する遠方メーザー源の年周視差計測は容易ではないが、天の川銀河全体の立体本シミュレーションにおける最重要の結論は、非常に撮像能力が高い ASKAP であっても、電波源が構造を描き出すという、四半世紀にわたる目標が達成できるのではないかと期待される。

作り出すサイドローブの除去すなわち deconvolutionをしなければ、本来の探査対象である微弱電波源の研究の発表新検出が実現しないということである。しかしそれ口頭発表と同時に、数年掛かる掃天観測の中で随時この処理

1.

今井裕,「GASKAP に向けたメーザー源同定シをすればそれが実現できることも示唆する。

ミュレーションその１」, 日本天文学会春季年会,

Deconvolution の対象となる 1 Jy 以上の OH メーザー

V52b (2013 年３月)

源は、既存の大型電波望遠鏡を用いた掃天観測であ誌上発表れば短時間で検出可能なものである。実際本シミュ

1.

Dickey, J.M., McClure-Griffiths, N., Gibson, S.J.,

レーション結果を前後して、オーストラリアのパーGómez, J.F., Imai, H., Jones, P. Stanimirović, S., van

クス口径 64m 望遠鏡を用いた OH メーザー源の銀河

Loon, J. Th, et al., “GASKAP-The Galactic ASKAP

面探査(SPLASH)が開始された。日本でも臼田 64m

Survey”, Publications of the Astronomical Society of鏡を用いた同様な探査について検討を始めた。

Australia, 30, e003 (20 pages) (2013)

このようにして、GASKAP 観測の前にこれらの掃