WFGS2偏光モードの開発
川上碧、⼾塚都、⾼橋隼、伊藤洋⼀（兵庫県⽴⼤学）

1.WFGS2

2.偏光撮像モードの開発

名古屋⼤学が開発した可視光分光撮像装置 (Uehara et al., 2004)。
ハワイ⼤学2.2m望遠鏡で運⽤されていたが、2017年に兵庫県⽴⼤学⻄はりま天⽂台に移管され、2mなゆた望遠鏡で運⽤されている。

偏光観測では4⽅向の偏光成分の明るさが必要となる。
半波⻑板の⾓度を0,22.5,45,67.5°に回転させるための回転ステージを取り付けた。
また、偏光モードと撮像・分光モードを切り替えるため半波⻑板を出し⼊れさせる直動ステージを取り付けた。

A.半波⻑板ユニット

広視野グリズム分光撮像装置 (Wide Field Grism Spectrograph 2)

基本性能
項⽬

ウォラストンプリズムは⼊射光を⼆つの直交する直線偏光成分に分離するプリズムである。今回は⽅解⽯ウォラストンプリズムを使⽤した。
また、プリズムを取り付けるためのホルダーの製作をした。

波⻑域380-970nm
コリメータレンズ焦点距 285 mm
離(※1)
カメラレンズ焦点距離185 mm(※2)
光学系拡⼤率
0.65倍 =( 2)/( 1)サイエンスカメラ
種別: 冷却CCDカメラ
製品: FLI PL23042-1-B
ピクセル数: 2048(H)×2064(V)
ピクセルサイズ:15 μm ×15 μm※

C.アパーチャーマスク

ウォラストンプリズムによって分けられた像を検出器上で重なることなく結像させるために、望遠鏡焦点⾯にアパーチャーマスクを取り付けた。
マスクの⼤きさは光学系の拡⼤率によって決定する。

※

WFGS2偏光モードの観測視野↓6.81分⾓×2.90分⾓↓アパーチャーマスク設計図

6.76分⾓ (H) ×6.81分⾓ (V)0.198秒⾓/pixel
広帯域: g', r', i', z', B(new), V, Rc(new), Ic
狭帯域: wide-Hα (有効波⻑:651.5 nm / 波⻑
幅:25 nm ),オーダーカット: LWP (透過波⻑ > ~470 nm)

⻄はりま天⽂台NICの観測視野光学系の拡⼤率＝0.65倍↑WFGS224x69(arcsec^2)

3.光学系

単位:mm
半波⻑板ユニット

アパーチャーマスク

望遠鏡焦点⾯（アパーチャーマスク）

光

天体画像の明るさの観測値(flux)から偏光度Pと偏光⽅位⾓θを計算する。
qは0°-90°⽅向の偏光、uは45°-135°⽅向の偏光を表している。
偏光は横軸をq、縦軸をuとしたQU平⾯で表すことができる。この時、偏光度Pは原点からある値までの距離、偏光⽅位⾓αは偏光度の直線とｘ軸のなす⾓の半分で表される。
直線偏光のストークスパラメーターの導出には以下の式を⽤いた。

ウォラストンプリズム

WFGS2による偏光観測

4.偏光の導出

フィルタ―・グリズムホイールθ

異常光（e）：Ie(θ)

𝐼%,'° 𝐼*,+,°, 𝑅. =𝐼),'° 𝐼%,+,°𝑅" =ウォラストン
プリズム

試験観測

観測所：⻄はりま天⽂台
望遠鏡：２ｍなゆた望遠鏡
装置：WFGS2
フィルタ―：B(440nm),V(550nm)

図A

60

9.00

10-60
1060,1209.07 10.00 SP
7.08 7.56 SP
10.34 11.01 SP

sigmaP vs TotalCount

9.21

UP

図B TotalCount vs exptime

2.0E-031.2
1y = 9E-10x - 0.0093

total count

1.5E-030.8

sigmaP

望遠鏡や装置によって発⽣する偏光を器械偏光という。これを評価するために無偏光標準星を観測した。無偏光標準星とは⼀般には偏光度が0.1％以下の星のである。
●観測天体
Bバンドでの解析結果を以下に⽰す。 ●⽂献値

1.0E-03

0.40.2y = -2E-12x + 0.0015
0.0E+00

0.E+002.E+084.E+08

total count

6.E+088.E+0800.E+00

q-0.02

-0.01

-0.01

0.015

0.015

0.01

0.01

0.005

00.00

0.01

0.01

0.02

-0.02

0.02

P=0.017±0.030(%) -0.005
θ=28.63 (deg)

-0.02

-0.01

P=0.015±0.027(%)
θ=113.86 (deg)

-0.01

-0.01

00.00

-0.02

-0.02

β Cas

⽂献値

0.01

0.02

0.02

-0.02

-0.02

-0.01

-0.01

00.00

-0.005q=-0.006±0.0007
u=0.013±0.0005
P=1.414±0.0540(%)
θ=57.65±1.095(deg)-0.01-0.015

u0.01-0.005-0.015

P=0.111±0.036(%)
θ=93.62(deg)0.005

uHD21447

⽂献値

0.010.02

0.02

q=-0.005±0.0012
u=-0.014±0.0005
P=1.462±0.0598(%)
θ=-55.81±1.173(deg)-0.01-0.015

-0.02

0.01

uHD14069

⽂献値

偏光度は1.2〜1.4%前後だったが、偏光⽅位⾓にばらつきが⾒られた。
この要因としては、画像処理に利⽤したドームフラットが偏光している可能性がある（望遠鏡のローテータを回転させる必要がある）ことや、CCD画像上の結像位置に偏光が依存している可能性があることなどが考えられる。

まとめと今後について

・WFGS2の偏光撮像モードの開発をおこなった。
・Bバンドで観測した偏光標準星の解析をした。
・BバンドにおけるWFGS2の性能評価と器械偏光を求めた。

0.65.0E-04

q=0.012±0.0018
u=-0.002±0.0020
P=1.244±0.1785(%)
θ=-4.053±4.111(deg)

0.005

-0.02

0.02

0.02

0.02

0.01

HD14069

HD21447

β Cas
0.015

積分時間 積分時間 VB
UP/SP ←観測天体リスト（V）s（B）s
等級 等級
観測天体はSchmidt et al.
(1992)の天体リストより
10/20,270.05
0.1
2.27 2.61 UP選択した。
10/20,27,30 0.05-1
35.10 5.14 UP

HD14069
10/20,27,30 0.05-10
BD+59°389 10/20,271HD19820
10/20,2710
BD+64°106 10/20,2730

QU平⾯

tan 2𝜃 = 𝑢/𝑞

観測⽇
2020/

β Cas
HD21447

θ6.器械偏光の評価

5.性能評価偏光の測定の正確性を評価するために、偏光標準星を観測した。
偏光度のランダム誤差、積分時間、天体の等級を関連付けた。
これによって積分時間に対する偏光度のばらつきを⾒積もることができる。
今回はBバンドの画像を解析した。

P

u𝑞/ + 𝑢/

𝑃=q

半波⻑板

q

1 − 𝑅"
1 − 𝑅.
𝑞=,𝑢 =
1 + 𝑅"
1 + 𝑅.
q,uより、偏光度P,偏光⽅位⾓θは以下のように表される。

常光（o）：Io(θ)
天体

𝐼%,//.,° 𝐼*,12.,°𝐼),//.,° 𝐼%,12.,°q

半波⻑板ユニット天体

半波⻑板

B.ウォラストンプリズム（偏光分離素⼦）

内容

撮像視野
ピクセルスケール
フィルター

半波⻑板ユニット→

5.E+081.E+094N*exp(s)*10^(-mag/2.5)

図Bは総積分時間（4⽅位＊Nセット＊exptime(s)）
図Aは総カウント数（４⽅位＊Nセットの ＊10^(-m/2.5)に対して総カウント数をプロットし常光・異常光測光値の合計）に対して偏た。
光度のばらつき（ランダム誤差）sigmaPをプロットした。総カウント数が⼤きく ⼆つのグラフで得られた近似直線の式から、なるほどsigmaPは⼩さくなるはずである。
sigmaP、積分時間、等級を⾒積もることができる。

・今回はBバンドの解析を⾏ったが、引き続きVバンドの画像の解析もおこなっていきたい。
・以前、POLで観測した惑星（⼟星、⽊星）や⽕星なども観測しているので、その解析を進め、POLとの⽐較などをしたい。
・器械偏光についてはまだ改善の余地があるので、画像処理に注意しながらVバンドの画像で解析をしていきたい。