宇宙電波懇談会シンポジウム2013@国立天文台三鷹

ファラデートモグラフィー：
広帯域電波観測による新たな宇宙磁場観測法
日本SKAコンソーシアム「宇宙磁場」科学検討班〃「トモグラフィー」技術検討班

出口真輔(熊本大)、高橋慶太郎(熊本大)、赤堀卓也(シドニー大)、倉山智春(帝京科学大)、熊崎亘平(名古屋大)、田代雄一(熊本大)アウトライン• イントロダクション- 宇宙磁場の観測• トモグラフィー班の活動報告- 銀河間磁場の観測可能性- 銀河磁場の複雑さ- ASKAPへの貢献- LOFARへの貢献• まとめイントロ：Faraday rotation
偏波が磁化したプラズマを伝播するときにその偏波面が回転回転角2+0

偏光角 - 波長2 プロットの傾きに磁場の情報
Rotation Measure

RM = KZ

ne B k d`

偏光角(deg)= RM

Oʼssulivan+12

傾き:RM[波長(m)]2

視線方向に積分された磁場の情報イントロ：Faraday rotation
偏波源目標天体の背景にある偏波源を観測することで磁場を測定

大マゼラン雲

目標天体

Gaensler+ 2005

イントロ：Faraday rotationの問題点
偏波源

実際はより複雑

偏光強度

偏光角

フラックス(Jy)

目標天体

偏光角(deg)• 目標天体の放射• 天の川銀河の放射、磁場[波長(m)]2天の川銀河

Brentjen&de Bryun (2005)

イントロ：Faraday rotationの問題点
偏波源

実際はより複雑

偏光角(deg)

ファラデートモグラフィー
目標天体の出番！
偏光強度

偏光角

フラックス(Jy)• 目標天体の放射• 天の川銀河の放射、磁場[波長(m)]2

天の川銀河

Brentjen&de Bryun (2005)

イントロ：ファラデートモグラフィー
偏波の観測量

偏波源

天の川銀河

観測される偏波強度は視線上の全偏波源の積分

P ( 2 ) = Q + iU
Z 1=
F ( )e2i2d1

Q,U:ストークスパラメータ
F(φ):FDF(Faraday dispersion function) 偏波源分布
φ:Faraday depth 〜磁場で測った距離

ne (x )B (x )dx
xF(q)

偏波源

0.080.060.04

天の川

0.020(x) = 0.810.1005101520-225q [rad m ]ファラデー回転：磁場の視線方向積分
ファラデートモグラフィー：磁場と偏波源の視線方向分布30イントロ：観測量P(λ2)からFDFを知る方法
2P()=

Z 1

F ( )e2i2d

1①Faraday RM synthesis(Burn 1966; Brentjen & de Bryun 2005)

F( ) =

Z 1P(2)e2i2d逆変換

21②QU-ﬁttng

Burn (1966); Brentjen & de Bryun (2005)

モデルFDFを与えP(λ2)に変換し、観測量とﬁtting
モデルQ&U

モデルFDF

観測量Q&U

0.1F(q)
[mJy]

0.08

QQUU

0.06
0.04
0.02
005101520-2q [rad m ]2530[λ(m)]2[λ(m)]2イントロ：広帯域観測の重要性
Faraday tomography

F( ) =

Z 1P(1P(QU-ﬁtting2)=2)e2i2d2

積分範囲＝観測帯域

Z 1F ( )e2i2d1

広帯域の観測が必要 SKA, pathﬁnder
0.03GHz(10m)
電離層で反射されて地上観測不可能

0.01

LOFAR

ASKAP/GMRT MeerKATSKAEVLA

MWA

0.11Frequency (GHz)10100

イントロ：ファラデートモグラフィーの適用Oʼ Sullivan+ (2012)

4つの電波源をATCAで観測し、ファラデートモグラフィーを行った• 観測帯域：1.1-3.1GHz• 4つとも電波イメージでは分解できない電波源

PKS B1610-771

ソース1つでﬁtting
偏光角イントロ：ファラデートモグラフィーの適用
Oʼ Sullivan+ (2012)

4つの電波源をATCAで観測し、ファラデートモグラフィーを行った• 観測帯域：1.1-3.1GHz• 4つとも電波イメージでは分解できない電波源

PKS B1610-771

ソース2つでﬁtting
偏光角

ファラデートモグラフィーを使うとイメージでは分解できないソースを分解することもできるイントロ：銀河間磁場
我々のターゲット
大規模構造磁場 [銀河間磁場 (InterGalactic Magnetic ﬁeld, IGMF)]‣フィラメントに付随する磁場は未発見‣程よく増幅か？[10-100nG, RM=数rad m-2] (Akahori & Ryu 10;11)‣どうやったら観測できるか？戦略の構築が急務！

21.5Mpc(Akahori & Ryu10;11)
http://www.astro.isas.jaxa.jp/~mitsuda/labo/index.php?LSS

活動：QU-ﬁttingによる銀河間磁場の観測可能性
SI, Takahashi, Akahori, Kumazaki, Ryu 2013, PASJ accepted

想定する観測のイメージ(Akahori, Kumazaki, Takahashi, Ryu submitted)
偏波源

dnuorge

For

IGMF
0.1

モデルFDF：ガウシアン2つ• 位置(Faraday depth,φ)
•幅
• 偏光角
• 明るさ
• IGMFの大きさ

F(q)
0.08
0.06
0.04
0.02
00

510

1520-2q [rad m ]2530

活動：QU-ﬁttingによる銀河間磁場の観測可能性
SI, Takahashi, Akahori, Kumazaki, Ryu 2013, PASJ accepted仮定•天の川銀河を通してコンパクトな偏波源を観測•フィラメントのIGMFは数rad/m (Akahori & Ryu10:11)•電波望遠鏡ASKAP, GMRT, LOFARの帯域を考慮•観測時間は１時間を考慮
2ASKAP

GMRT

LOFAR

20.1

P(h2)

F(q)
0.08

1.50.06

10.04

0.5

0.02
005101520-2

q [rad m ]2530

00.001

0.01

0.1

2110

h2 [m ]

Fisher解析によりモデルパラメータのエラーを見積もることができる活動：QU-ﬁttingによる銀河間磁場の観測可能性
SI, Takahashi, Akahori, Kumazaki, Ryu 2013, PASJ accepted

RMIGMF=3.0rad m-240

f=0.1mJy

δφc(0.4)

3530
252015105002468109δφc(0.4)

8f=0.5mJy

7654100
1010.10.01

AAL
AGL

0.001
0.001 0.01

32101.5

天の川銀河の明るさ[mJy]

パラメータエラーのConﬁdence region(1σ)

IGMFを検出するのに必要な明るさ(3σ)
線より右上の領域の明るさであれば検出可能

22.5

33.5

RMIGMF44.5

天の川銀河(高銀緯)
!の明るさ
0.1

110

100

偏波源の明るさ[mJy](A : ASKAP, G : GMRT, L : LOFAR)

RM~3rad/m2のIGMFは試験機でも検出できる活動：銀河磁場の複雑さ
0.1

F(q)
0.08？

0.06
0.04

銀河の理解が必要不可欠。

• 実際の銀河のFDFの形は？

？

0.020• 銀河間磁場の観測のためには

05101520-22530

q [rad m ]銀河モデル(Akahori+13)
大局的な密度・磁場・宇宙線の分布…観測値に基づく
乱流的な密度・磁場…MHD乱流の計算値に基づく
Dispersion Measure

Emission Measure

活動：銀河磁場の複雑さ
渦巻銀河の500pc 500pcの領域をface-onで観測した時のFDF

FDF(μJy)

標準モデル

B||=0G
hCR=1kpc銀河の特性はFDFに反映される
銀河面に垂直な磁場
宇宙線電子の分布
熱的電子の分布
乱流磁場

φ(rad/m2)

FDF(μJy)φ(rad/m2)

B||=1μG

FDF(μJy)hCR=3kpc

φ(rad/m2)

ファラデートモグラフィーにより磁場だけでなく 田代くん
熱的電子や宇宙線、乱流の様子を調べることも可能 ポスター

活動：ASKAPへの貢献
ASKAPの初期科学運用の策定に大きく貢献
1-σ conﬁdence
ASKAP-12
1hour
1mJy source̶̶ 1150-1450MHz
̶̶ 700-1000MHz̶̶ (700-1000+1150-1450) MHz

RMIGMF=10 rad/m2 ̶̶ 700-1800MHz

ベンチマークテスト参加•- POSSUM
2012年9月、2013年11月•- シドニー大に長期滞在、研究交流
2013年2月、2014年2月•- ソフトウェア仮実装
このソフトウェアはSKAに自然とつながる(ASKAP計画:RM map)

活動：ASKAPへの貢献
POSSUM ベンチマークテスト
模擬観測データP(λ2)からFDFを見積もる

QU-ﬁtting

緑 : 良い黄 : まあまあ
赤 : 悪いtomography

QU-ﬁtting

初期モデル◯ (必要なし)(必要あり)

FDFの見積もり△◯◯

エラーの推定tomography,QU-ﬁtting 両方の長所を生かす

活動：ASKAPへの貢献
偏波解析ソフトウェア開発• 従来のトモグラフィーとQU-ﬁttingのハイブリッド•(“tomography→modeling→QU-ﬁtting”を自動化)
MCMCを導入してパラメータ推定を高速化
Input
OutputProcessData
SeGng

Data&ProcessinghM½Ë»
Polarized&Intensity
RM&spread&funcJon

FDF&QU&FiGng

FiGng&Step
Source&List
Major&Faraday&&
Tomography

ReconstructN&ed&FDF&Tomography&StepMinor&ºË·¢.&ºË·¢<&
? Slight&Modeling&StepRMCLEAN&(Hogbom&)
ÊGain&
ÊThreshold&ÊIteraJon&Adjustment&&&
CategorizaJon
ÊMarge&areaeÊCriteria&for&&&categorizaJon&&

CLEANED&Comp.&
CLEANED&FDF&CLEAN&Step

倉山さんポスター活動：LOFARへの貢献
LOFAR Cycle1 (2013/11~2014/5)に3件のproposalが採択された(高橋, 出口)

我々は偏波データ解析・トモグラフィーを担当
・Detection of the extended disk of the nearly face-on galaxy NGC628 (2013/11/22-23)
・Magnetization of the universe -- the case of the starbursting dwarf NGC4449 (2014/2/16-17)
・The large scale magnetic ﬁeld of NGC 5775 (2014/5/9-11)銀河の広がったシンクロトロン放射と磁場を調べる

NGC628
濃淡：optical
コントア：HI(Dutta et al. 2008)

NGC5774

NGC5775(SDSS image)まとめ
磁場の情報：2次元から3次元へ
新たな宇宙磁場観測法：ファラデートモグラフィー
広帯域観測が必須
SKA, pathﬁnder
銀河間磁場探査の強力な手段

乱流磁場により銀河のFDFは非常に複雑に
銀河間磁場を調べるには個々の銀河のFDFの形が重要
銀河のFDFから銀河の特性を知ることができる

磁場解析ソフトウェア
トモグラフィーとQU-ﬁttingそれぞれの特性を生かした
ASKAP/POSSUM計画 偏波解析パイプラインに仮実装

来年にもLOFARによる偏波観測データの入手
上記ソフトウェアを用いた解析, トモグラフィーを行う