南極30㎝サブミリ波望遠鏡計画
久野成夫（南極天文学研究部門）
新田冬夢、橋本拓也、齋藤弘雄、Dragan SALAK、瀧口風太、
小山 徹、加藤良寛（筑波大学）、瀬田益道、中井直正（関西学院大学）、
徂徠和夫、八嶋 裕、清水一揮（北海道大学）、永井 誠、梅本智文、小嶋崇文、
鵜澤佳徳、伊王野大介（国立天文台）、長崎岳人（KEK）
南極天文コンソーシアム

南極からの天文観測
基 地

冬季6か月 可降水量(PWV)

冬期25%

冬期50%

新ドームふじ（～ドームA）

0.10 mm0.14 mm

チャナントール
(チリ)

0.35

0.60

マウナケア

1.0

1.5

大気光学的厚さ@220GHz(Ishii et al. 2010)(Yang, et al. 2010)

サブミリ-テラヘルツの窓• 遠方銀河の星間ダスト熱放射• CO高励起輝線、[CI]、[NII]、CH、H2D+など⇒ 銀河やAGNの形成・進化(Kulesa 2017)⇒ 星間物質の進化・星形成

10Ｍテラヘルツ望遠鏡• 南極内陸部に10mテラヘルツ望遠鏡• 200 GHz‐1.5 THz• 連続波カメラ、ヘテロダイン受信機（分光観測）• 広視野 ~1°
⇒ ３０ｍ望遠鏡• 新ドームふじ基地 ⇐ 国立極地研将来構想とのリンクが重要

新ドームふじ

南極観測将来構想（南極未来ビジョン2034）（極地研）より

南極30㎝サブミリ波望遠鏡• 500GHz 2SB受信機• 角分解能 ～９′• 低消費電力 < 2.4kW• 低温対策• モーター用ヒーター、低温ケーブル• 人力による分解・組み立て可能• 総重量：800 ㎏（輸送用木箱込み）• 最も重い部分：60 ㎏• 4人で組み立て可能

Ishii et al. (2014)

CO(J=4-3)&[CI](3P1-3P0)銀河面サーベイ• 星間ガスの進化・星形成過程の理解 （星間ガスの質量、密度、温度、速度構造などの情報が不可欠）

温度 log𝑇K

Kulesa et al. (2012)

Coronal gas
HII領域
Intercloud gas

分子雲Diffuse clouds（原子ガス）（Myers 1978）•

密度 log 𝑛Τcm−3

低温の水素分子は直接観測できない（電気双極子モーメントを持たない）

参考：CO(J =1-0) @115GHz （𝐸𝑈Τ𝑘 = 5.5 K、𝑛𝑐𝑟𝑖𝑡 ~103 cm−3 ）
光学的に厚い ⇒ 分子雲の表面だけ[CI](3P1-3P0) @492GHz （𝐸𝑈Τ𝑘 = 23.4 K、𝑛𝑐𝑟𝑖𝑡 ~500 cm−3 ）•希薄な分子ガス、CO dark gas/暗黒ガス（COが解離された領域）、光学的に薄い

CO解離 ＞11.1eV⇒ 分子ガスのよいトレーサー？

•分子雲の形成・破壊 ⇒ まだよくわかっていない

CO(J =4-3) @461GHz （𝐸𝑈Τ𝑘 = 55.6 K、𝑛𝑐𝑟𝑖𝑡 ~105cm−3 ）•星形成領域の高温高密度分子ガス

H2解離 ＞14.7eV

化学進化とCI

空間変化

分子雲の組成は、時間的に変化する

分子雲表面

時間変化

(Suzuki et al.,ApJ 1992)→内部

CO(J=4-3)&[CI](3P1-3P0)銀河面サーベイ• 星間ガスの進化・星形成過程の理解

温度 log𝑇K

Kulesa et al. (2012)

Coronal gas
HII領域
Intercloud gas

分子雲Diffuse clouds（原子ガス）（Myers 1978）•

密度 log 𝑛Τcm−3

低温の水素分子は直接観測できない

参考：CO(J =1-0) @115GHz （𝐸𝑈Τ𝑘 = 5.5 K、𝑛𝑐𝑟𝑖𝑡 ~103 cm−3 ）
光学的に厚い ⇒ 分子雲の表面だけ[CI](3P1-3P0) @492GHz （𝐸𝑈 Τ𝑘 = 23.4 K、𝑛𝑐𝑟𝑖𝑡 ~500 cm−3 ）•希薄な分子ガス、CO dark gas/暗黒ガス（COが解離された領域） ⇒ 分子ガスのよいトレーサー？

•分子雲の形成・破壊 ⇒ まだよくわかっていないCO(J =4-3) @461GHz （𝐸𝑈 Τ𝑘 = 55.6 K、𝑛𝑐𝑟𝑖𝑡 ~105cm−3 ）•星形成領域の高温高密度分子ガス

CO解離 ＞11.1eV

H2解離 ＞14.7eV

オリオン分子雲のCO(J=4-3)観測
高温高密度ガス
CO(J =4−3)= 0.9 ⇒ 60K
CO(J =1−0)

Ishii et al. (2016)

CO(J =4−3)
KL :
= 1.1
CO(J =1−0)⇒ 90K

個別天体観測 ⇒ 銀河系全体の広域観測観測可能領域（ELのピーク > 20°）l = 25°l = 220°
南極の高い大気透過率と安定度⇒ 広域観測（銀河系の約半分）を可能に（観測時間～2000時間）
・分子雲の統計的な研究
・銀河系の構造との関係

CO(J =1-0) による銀河面サーベイ (Dame et al. 2001)（角分解能は南極30cm望遠鏡と同じ9’）望遠鏡設置サイト• 新ドームふじ基地（ > 3800m, 南緯77.3°東経39.7°)• 国立極地研：南極計画X期（2022年-2027年）一般研究観測• 2021年5月 申請済み（PI：久野）

8月中に審査結果• 夏季のみ観測 （将来的には冬季観測も視野に）

新ドームふじ（>3800m）

昭和基地

南極点
ドームふじ基地（極地研ホームページより）

南極での運用• 輸送• 日本⇒昭和基地： しらせ（２ヶ月）、DROMLAN（航空機）（夏隊）• 昭和基地⇒新ドームふじ： 雪上車（2～3週間） 振動対策

• 電力

昭和基地

新ドームふじ（>3800m）• 夏季：極地研が供給（掘削用）• 冬季保温用：太陽光発電用パネル＋蓄電池を設置

南極点

• 観測棟
• コンテナを雪上車の上に設置（極地研が用意）

極地研HPより極地研HPより

30㎝望遠鏡アップデート（１）２SB受信機の広帯域・低雑音化

500GHz受信機• 国立天文台共同開発研究
IF帯域：4-8GHz ⇒ 8-18GHｚ• [CI](3P1-3P0) : 492 GHz• CO(J =4-3): 460 GHz• 2輝線同時観測（小嶋さん資料から）

30㎝望遠鏡アップデート（２）光学ポインィンテグ装置• ポインティングに使える電波源がほとんどない（500 GHz） ⇒ 光学ポインティング• 南極夏季：昼⇒ 日中の光学ポインティングが必要: 広視野（～1°） （~3等星まで）・光学軸と電波軸の調整

分光計• XFFTS （帯域幅 2.5 GHz、32768 ch)• 2輝線同時観測 ⇒ 2チャンネル化
低温対策• 霜対策用ヒーター、断熱材
将来• 冬季の観測⇒ THzの観測（[CI]809μm, [NII]など）• テラヘルツ光子計数型干渉計• 南極10mテラヘルツ望遠鏡へ広帯域２SB受信機の開発（瀧口さんの講演スライドより）受信機系ブロック図

14

国立天文台ATCの広帯域SISミクサー

4-8GHz
LNA@60K

3-20GHzLNA@4K

LNA：低雑音増幅器２SB受信機
・強度校正の精度向上
・大気雑音の軽減・イメージバンドの漏れ込みを防ぐ

ミキサブロック
交換後の受信機系ブロック図1515

新しいミキサブロック(SIS+LNA)

Horn
1stHybrid

Mixer
LNA

Local

2ndHybrid

USBLSB(省略)
ミキサブロック内部

Local
Mixer

スペアナ

LNAチップ

分光計（瀧口さんの講演スライドより）

熱設計

1616

冷凍機 許容熱量MAP

南極では使用電力に限りがあるため、1.2〜1.3 kW程度の冷凍機で4Kまで冷却。
冷凍機の許容熱量(4Kstage:100mW,60Kstage:3W)を超えないよう設計。
1.38[W]
交換前

61[mW]

熱流入図

交換後（瀧口さんの講演スライドより）

光学ポインティング装置

17要求される性能• 日中に３等星まで観測• 全体の視野星に対して空の輝度を抑える
1pixelの視野は狭く

1°~2°• センサーサイズが大きい

バランスが重要• 望遠レンズ、エクステンダー• pixelサイズが小さく、pixel数が多い• 低温耐性• -40℃まで• カメラ本体が小さい• 45 x 50 x 45 mm以下
（小山さん講演スライドより）選定したカメラ
望遠レンズ(口径45 mm、焦点距離325 mm)＋エクステンダー(2倍)→ カメラ全体の視野：1°06 × 0°78

Baumer社製
VCXG-124M.I.XT• Pixel数4096 x 3000 pixel• Pixelサイズ
3.45 x 3.45 µm• センサーサイズ1.1インチ モノク
ロ• 低温耐性-40℃まで• 本体の大きさ 40 x 50 x 40 mm

18（小山さん講演スライドより）

試験観測（北極星）19• 2020/10/29 14:30頃 21.9℃

北極星のカウント(星 + 空)

3500

星の半値全幅(pixel)

4.25

中心の１pixelに入射する星のエネルギー
カメラに入射する星のエネルギー

𝑅psf

0.0442

空のカウント𝐶sky

2564

空の標準偏差(pixel)

σ

35.48

空のエネルギー(W m−2 m−1 )𝐼sky

8.66 × 10−11（小山さん講演スライドより）

何等級まで観測できるか

20

1000𝑚min 𝑇 = 2.5 log10‫׬‬640 𝐼star 𝜆, 𝑇 × 𝑅cam × 𝑅psf 𝑑𝜆𝐼Vega 550nm
×5𝜎
𝐼star 550nm, 𝑇× 𝐼sky
𝐶sky

フィル
ター• 等級の基準は0等星ベガの波長が550nmのときのエネルギー量

スペクトルタイプ

表面温度(K)

観測可能最低等級

B

29000

2.96A

9600

3.32

F

7200

3.53

G

6000

3.71

K

5300

3.86

M

3900

4.35

青白赤

南極で観測できる星の数

約120個

カメラの感度の波長依存性
𝑅cam（小山さん講演スライドより）

まとめ
南極30㎝望遠鏡計画• [CI](3P1-3P0) & CO(J =4-3)銀河面サーベイ• 極地研一般研究観測＠新ドームふじ• 採択されれば2022年から開始• 30cm望遠鏡アップデート• 500GHz受信機の広帯域・低雑音化• 日中測定可能な光学ポインティングシステム• 分光計の2チャンネル化、OTF対応、Python化