南極天文学研究部門
活動報告
久野成夫

南極天文学研究部門
1. 高精度望遠鏡を南極高原地帯に設置し、暗黒銀河等を探索し、南極天文学を推進

2. 鹿島34m鏡、野辺山45m鏡、アルマ等の望遠鏡を用いた、銀河、銀河系、宇宙構造等の観測的研究
3. 宇宙・銀河等の構造と進化の理論的研究

南極内陸部は地上唯一の観測場所①南極内陸部：水蒸気の影響が非常に少ない地上で唯一の場所◆高地（3000m～4000m、空気が薄い）
遠方銀河◆極寒の地（気温 －20℃～－80℃）
ピークが移動
赤方偏移→大気中の水蒸気が極めて少ない
銀河の放射
←←

昭和基地

日本

スペクトル

受信する
・宇宙からのテラヘルツ波が地上で銀スペクトル
河唯一届くの明るくなる
明・大気放射（ノイズ）が非常に少ないる・大気が安定 さ

米国

リッジA
米国

中国
ボストーク
(3,490m)
露国
欧州

電波②越冬基地（ドームＣ等）がある→周波数→ ここにテラヘルツ望遠鏡をテラヘルツ
設置し観測すればよい
10ｍテラヘルツ望遠鏡
・口径10m 超広視野・世界最大の電波カメラ（2万画素）
・高精度
アンテナ主鏡面の凹凸＜0.02mm（髪の毛の太さの約4分の1以下）
・耐寒対策（－80℃）

赤外線→光コンコルデイア
基地

チリ（ALMAサイト）2012
チリ（ＡＬＭＡサイト）2013

大気
中の水蒸
気量
南極リッジ A, 2013
1月1日

2013年

(アリゾナ大学測定)冬1. 南極テラヘルツ望遠鏡計画• 10mテラヘルツ望遠鏡に向けた技術開発• 超伝導電波カメラの開発 ⇒ 新田さん講演• 45m電波望遠鏡用109素子MKIDカメラの開発（Mandal D2、 村山、翟 D1）• ヘテロダイン受信機の開発• 30cm望遠鏡用500GHz受信機の広帯域化（佐藤 M2）• 鏡面測定法の開発• リッチー・クレチアン光学系での近傍界Phase
Retrieval Holography （周 D2）• 点回折干渉計による波面測定 （奥村 D2）

可搬式南極30cmサブミリ波望遠鏡

By
佐藤（M2）（瀬田：関学）＊CO,CI同時観測の意義

可搬式南極30cmサブミリ波望遠鏡

南極用のプロトタイプとして開発が進められてきた30cm可搬型サブミリ波望遠鏡
は、星形成の母体となる分子雲中のCO(𝐽 =4-3)(461GHz)ならびにCI[ 3𝑃1 - 3𝑃0 ](492GHz)の銀河面サーベイを目的としている。これらの2輝線は、大気透過率の時間変動や周波数依存性が大きいサブミリ波に存在している。CO、CIを同時観測することによって、観測効率の向上、安定したデータ取得のみならず、銀河面サーベイ時におけるアンテナのポインティング精度が高まり、より正確な輝線強度比を求めることができる。

冷凍受信機とブロックダイアグラム

SISミクサ
1stHybrid

2ndHybrid

USB：4-8GHz

Horn

LSB：8-18GHz
SISミクサダブルサイドバンド（DBS）での受信はシングルサイドバンド(SSB)に比べてイメージバンドからの大気雑音が余分に含まれる。大気透過率の時間変動が大きいサブミリ波において、この大気雑音の増加及び時間変動は正確な輝線強度を求める際の妨げとなる。
したがって、本受信機は目的の輝線を同時、かつ、それぞれSSBでの受信が可能な2SB受信方式を採用している。

広帯域IFの重要性

LSB

USB

LSB

緑:LSB

USB

橙:USB

RF信号

IF帯域

以前のIFの増幅帯域

現在のIFの増幅帯域

ヘテロダイン受信機では、中間周波数帯域(IF)の広帯域化は重要な開発要素である。
以前の2SB受信機は、IFの増幅帯域がUSB,LSB共に4-8GHzであったため、観測する輝線に合わせてLocal周波数を変化させて測定を行なっており、CO、CIの同時観測は不可能であった。近年、帯域がより高周波かつ広帯域で使用可能なIFハイブリット、サーキュレーター、低雑音増幅器(LNA)が入手可能になったことで、周波数を固定したままで２つの輝線をそれぞれUSB,LSBの増幅帯域に入れることが可能となった。

1. 南極テラヘルツ望遠鏡計画• 10mテラヘルツ望遠鏡に向けた技術開発• 超伝導電波カメラの開発 ⇒ 新田さん講演• 45m電波望遠鏡用109素子MKIDカメラの開発（Mandal D2、 村山、翟 D1）• ヘテロダイン受信機の開発• 30cm望遠鏡用500GHz受信機の広帯域化（佐藤 M2）• 鏡面測定法の開発• リッチー・クレチアン光学系での近傍界Phase
Retrieval Holography （周 D2）• 点回折干渉計による波面測定 （奥村 D2）

By 周（D2）（西堀：JAXA）
10-m RC telescope & Near-field PRH holography-Ritchey–Chrétien(RC) optical system-Primary and secondary mirror :hyperboloid-Designed as wide field of view:~1°-Antenna gain decided by primary surface
accuracy :< 20µm(RMS value)-Surface measurement : near-field phaseretrieval holography*Radio holography(far-field case):-Fourier Transformation between aperturefield and beam pattern- Beam pattern → Aperture field, by FT &IFT
- Aperture field phase term→ surface error- Surface accuracy- Converting primary mirror’s surface

phase*10-m THz Antarctic radio telescope:
Surface error 𝜀r

Phaseerror

Path-length
Beampattern

IFT

Secondaryreflector(Hyperboloid)

Field distribution(complex number)on aperture plane𝜀(surfaceerror)
Primary reflector(Hyperboloid)

Phase distributionr
Distortional surface
Feed10-m RC telescope & Near-field PRH holography*Near-field phase retrieval holography:-Relative low accuracy but convenient- Saving cost: no additional reference antenna- High signal to noise ratio:>80dB- Few researches on such field: significant & helpful
for future measurements*Near-field PRH principle:-In near field incident wave from radio source(transmitter)→ spherical wave
- RC telescope is special→ more complex pathlength- Move sub-reflector in different positions→different defocus near-field pattern- Deriving aperture field by beam pattern: Misellalgorithm (defocus beam pattern & phase shift)- Add phase correction value into final result- Estimate the primary surface’s accuracy

Sphericalwave

Plane wave

2

Secondaryreflector(Hyperboloid)1

Δ𝜙 :phase shift3𝜀(surfaceerror)rPrimary reflector(Hyperboloid)

Defocus
point

Feed

Defocusdistance:
parameter ofphase correctionterm

by 奥村(D2)（永井：NAOJ)
点回折干渉計(Point-Diffraction Interferometer, PDI)
波面を測定したい→直接『位相』を検出するのは難しい→きれいな波との干渉像の測定から求める
基本的な光学系例

点回折干渉計

主鏡

収束鏡
副鏡

入射波：
波面誤差あり

波面誤差のない波を生成

半透明鏡
ピンホール
参照波：
波面誤差なし収束鏡

試験波：
波面誤差あり（=入射波）

干渉像

電波点回折干渉計(RPDI)
本研究で考案する測定方法：
偏波を利用した点回折干渉計を用いた波面測定法『偏波点回折干渉計』
偏光ビーム
参照波 試験波
スプリッタ （横波） （縦波）

入射波

参照波
波面誤差
なし

試験波
波面誤差あり

ピン
ホール

フィード
偏波分離器
伝送路

入射波
-π/2+π/2π0

ピンホール

ピンホール面

偏波の利用によるコンパクトな光学系

焦点面
レンズ
焦点距離
位相変調

干渉検出器
受信機

干渉像

干
渉
像

電波点回折干渉計(RPDI)
入射波
本研究で考案する測定方法：
参照波
偏波を利用した点回折干渉計を用いた
波面誤差
偏光ビームスプリッタの例
波面測定法『偏波点回折干渉計』
なし
参照波
波面誤差
なし

偏光ビーム
参照波 試験波
スプリッタ （横波） （縦波）

フィード
偏波分離器
入射波
-π/2+π/2π0

ピンホール

ピンホール面

偏波の利用によるコンパクトな光学系

焦点面
y
レンズ
焦点距離
位相変調試験波
波面誤差ありピンホール
金属製のワイヤー
干
ピンワイヤーとは 渉
ホール
直交した向き 像の偏波だけを通す
周辺部とピン
伝送路
ホールで異なる偏波を通す
ピンホール:
横波だけ通す周辺部:
縦波だけ通す

干渉検出器
受信機

干渉像

物理光学手法によるシミュレーション
鏡面形状推定精度
悪→ 位相のずれの推定誤差のRMS= 4.72*10-2[rad]位@空間分解能0.48[mm2]相= λ/133 (半径50[mm]、1282点)
差

鏡面分
布の良推
定
精度

悪
鏡面分布

★南極テラヘルツ望遠鏡の鏡面測定としての目
5[mm2]
標：λ/10 @空間分解能3.0*10(半径5.0*103[mm]、約270点)→十分な空間分解能で目標精度を達成

RPDIは南極テラヘルツ電波望遠鏡の波面測定法として実装し、鏡面形状を推定できる可能性がある

２．既存の望遠鏡による観測的研究• ALMA• 棒渦巻銀河のパターン速度（田中D2、久野）• 鹿島34m鏡（齋藤他）• 野辺山45m鏡• CO輝線による銀河面サーベイ（久野、齋藤、院生）• CO輝線による近傍銀河サーベイ（久野、渡邉、院生）

情報通信研究機構
鹿島宇宙技術センター３４ｍ鏡• 筑波大学‐NICT：共同研究契約を締結• 大学連携VLBI観測（クェーサー、銀河系中心BH）• 単一鏡としてアンモニア、水メーザーによる星形成領域・銀河の観測• 34m鏡能率測定• ホログラフィーによる鏡面測定

２．既存の望遠鏡による観測的研究• ALMA• 棒渦巻銀河のパターン速度（田中D2、久野）• 鹿島34m鏡（齋藤他）• 野辺山45m鏡• CO輝線による銀河面サーベイ（久野、齋藤、院生）• CO輝線による近傍銀河サーベイ（久野、渡邉、院生）

• 野辺山宇宙電波観測所レガシープロジェクト• 45m電波望遠鏡＋マルチビーム受信機FOREST• 観測時間およそ1000時間/１プロジェクト（2014年‐2017年）• 国立天文台と大学の連携（筑波大学は中心メンバー）• FOREST Unbiased Galactic plan imaging survey withNobeyama 45-m telescope (FUGIN)• 一酸化炭素3輝線による銀河面サーベイ• CO Multi-line Imaging of Nearby Galaxies (COMING)• 近傍銀河の一酸化炭素3輝線による撮像サーベイ

FOREST Unbiased Galactic plan imaging survey
with Nobeyama 45-m telescope (FUGIN)• 観測範囲：2°×40°• CO 3輝線
12CO(J=1-0) >~102 cm-313CO(J=1-0) >~103 cm-3

C18O(J=1-0) >~104 cm-3

FUGIN
・これまでにない空間ダイナミックレンジ
・銀河系構造（数万光年）～巨大分子雲～高密度クランプ（＜1光年）

・異なる密度領域をカバー⇒ ・分子雲衝突による大質量星形成・分子雲の詳細な内部構造
・フィラメント状構造→星形成など

巨大分子雲W51 （藤田D論2017）• W51内部の詳細構造• 内部分子雲同士の衝突⇒大質量星形成のトリガー• 超新星爆発による分子ガスの加速⇒新たな衝突へ
Spitzer + 21 cm 連続波+: 21cm連続波ローカルピーク

超新星残骸Kes79（栗木修論2017）• 超新星残骸Kes79に付随する分子雲の同定• Kes79の運動学的距離の決定• ガンマ線光度（宇宙線と星間陽子から）とガス密度⇒Kes79からの宇宙線陽子全エネルギーを推定⇒超新星による宇宙線陽子の加速効率

COMING

CO Multi-line Imaging of Nearby Galaxies•近傍銀河 146個 世界最大のサーベイ•CO 3輝線
12CO(J=1-0)>~102 cm-313CO(J=1-0) >~103 cm-3C18O(J=1-0) >~104 cm-322

COMING
電波可視NGC628• 147個の銀河（世界最大の撮像サーベイ）• 銀河の種類による分子ガスの分布・運動の違い• 銀河の構造と分子ガスの物理状態、星形成活動との関係⇒銀河進化との関係

電波可視NGC3627

南極天文学研究部門• 南極天文学の推進• 野辺山45m電波望遠鏡鏡超伝導電波カメラの開発• ヘテロダイン受信機の広帯域化• 鏡面測定法の検討（点格子干渉計、PRH法）• 30m級テラヘルツ望遠鏡のサイエンス検討• 10m級テラヘルツ望遠鏡のフィジビリティースタディ、低コスト化の検討• 南極での運用、国際連携にむけた体制の検討• 既存の観測装置による観測的研究• 野辺山45m鏡レガシープロジェクト• CO分子輝線による銀河面サーベイ（FUGIN）• CO分子輝線による近傍銀河サーベイ（COMING）• 鹿島34mアンテナ• 大学連携VLBI• 性能測定• ALMAによる銀河観測