南極 30cmサブミリ波望遠鏡による銀河系内暗黒ガスの観測
久野成夫（南極天文学研究部門）
１．暗黒ガスとは？
２．南極30cmサブミリ波望遠鏡
３．南極での観測計画

共同研究者
 筑波大学
 橋本拓也、本多俊介、瀧口風太、青木美和、茅野太一、岩田将輝、（新田冬夢、斉藤弘雄、小山徹、加藤良寛、石川みなみ）

 関西学院大学
 瀬田益道、中井直正

 北海道大学 徂徠和夫、Dragan SALAK、半田宙也、（八嶋 裕、清水一揮）

 国立天文台 永井誠、梅本智文、松尾宏、小嶋崇文、伊王野大介、鵜澤佳徳、石井峻 JAXA 西堀俊幸 KEK
 長崎岳人 INAF（伊） Luca Olmi

１．暗黒ガスとは？
星形成
 希薄なガス（水素原子HI）⇒分子雲（水素分子H2）⇒分子雲コア⇒星 分子ガスの観測（存在量、密度、温度、運動）⇒ H2 （星間ガスの質量の~70 %）𝑇

温度 log K

Coronal gas
HII region
Intercloud gas

Molecular cloud

Diffuse clouds（Atomic gas）
（Myers 1978）
Kulesa et al. (2012)

密度 log 𝑛Τcm−3水素分子（H2） 電気双極子モーメントを持たない
 回転遷移 ⇒ 電気四重極子放射（ΔJ=2）
 高温（>数100 K）のガスだけ 強度が弱い 分子雲に存在する低温（数10 K）のH2は直接観測できない
 存在量を測定するのが難しい
H2の電気四重極子放射
ortho-H2

para-H2

Transition

Wavelength(μm)

Aul(s-1)

EU/k (K)Transition

Wavelength(μm)

Aul(s-1)

v = 0-0, S(0)28.21883

2.95×10-11

510 Kv = 0-0, S(1)17.03483

4.77×10-10v = 0-0, S(2)12.27861

2.76×10-9v = 0-0, S(3)9.66491

9.86×10-9v = 0-0, S(4)8.025022.65×10-8v = 0-0, S(5)6.90952

5.89×10-8v = 0-0, S(6)6.10856

1.14×10-7v = 0-0, S(7)5.511162.01×10-7

CO(J =1-0)輝線 @115 GHz
 豊富に存在（CO/H2存在比 ～10-4） 比較的低温低密度でも励起可能⇒ 分子ガスのトレーサー

COの電気双極子放射Transition

Frequency(GHz)

EU/k (K)Aul(s-1)nc(cm-3)CO(J=1-0)

115.271204

5.5

7.4×10-8

3×103

CO(J=2-1)

230.538001

16.6

7.1×10-7

1×104

CO(J=3-2)

345.795989

33.2

2.6×10-6

5×104

CO(J=4-3)

461.04081

55.6

6.3×10-6

1×105

CO(J =1-0) 積分強度(I CO) ⇒ H2柱密度(N (H2))

 光学的に厚い（分子雲の内部を見通せない）
 変換係数（XCO）：観測的に決定
 光学的に薄い輝線 （例：I (13CO)∝N (13CO) ⇒ N (H2) ） ガンマ線（宇宙線＋星間ガス ⇒ 中性π中間子 ⇒ ガンマ線）（Iγ=α（N(HI)＋ 2N (H2)）＋β）
 分子雲のビリアル平衡を仮定 （M (H2+He) = Mvir∝R ・ΔV 2）
20−2⇒ 𝑋CO ≈ 2 × 10 cm
K km s −1 −1(±30% uncertainty in the Milky way)

(Bolatto et al. 2013)銀緯

CfA CO(J=1-0) 銀河面サーベイ

1.2m望遠鏡(CfA) ビームサイズ ： ～9’ （22 pc @銀河系中心8.5 kpc, 2.6 pc @1 kpc）
CfA(Centerfor Astronomy) survey(Harvard-SmithsonianCenterfor Astrophysics)(Dame et al. 2001)
ビームサイズ ~9’銀経

銀緯CO(J=1-0) 銀河面サーベイ

Nakanishi
Sofue (2006)(Dameet al.& 2001)

銀経

視線
速度
銀経
ビームサイズ ： ～9’ （2.6 pc @1 kpc, 22 pc @銀河系中心）・銀河系の構造・分子雲の性質PDR (Photo Dissociation Region)領域
 分子雲の表面：紫外線によってCOが解離、電離 ⇒ CI、CII⇒ COでは観測できない分子ガスが存在

存在量（e.g., Wolfire et al. 1990; Bolatto et al. 1999）

H2解離 ＞14.7eV
CO解離 ＞11.1eV
分子雲内部

分子雲表面
(Suzuki et al. 1992)

暗黒ガス（Dark gas）
 Plank衛星：星間ダスト熱放射 （サブミリ波）
 星間ダスト（個体微粒子）： Si, C, （Fe, Mgなど）
 質量：星間ガスの～1%

ダスト量

HI、COでは検出できていないガス⇒暗黒ガスが存在する

HI21cm輝線
で検出

CO（J=1-0）で検出

赤線：ガス・ダスト比一定(Ade et al. 2011)

N(HI)＋2XCOICO（XCO=2.3×1020 H2 cm-2/(K km s-1)）
観測されている水素原子柱密度銀河系における暗黒ガスの分布(Ade et al. 2011) 連続波観測なので、速度の情報なし⇒ 視線方向の重なりの少ない高銀緯雲⇒ 太陽系近傍のみ
 暗黒ガスの割合
 質量：HIの28%、COで検出されているH2の118%
 銀河系円盤部については不明

存在量

中性炭素原子（CI）の観測
 [CI](3P1-3P0) 微細構造線 @492 GHz 𝐸𝑈Τ𝑘 = 23.4 K、𝑛𝑐 ~500 cm−3
 近傍分子雲 例えば、オリオン分子雲（Shimajiri et al.
2013） 近傍銀河 例えば、M83（Miyamoto et al. 2021）

 CO(J=1-0)の観測が困難な遠方銀河の分子ガス観測
 例えば、submm galaxies @ z~2.5（Alaghband-Zadeh et al. 2013）

分子雲内部分子雲表面(Suzuki et al. 1992)

オリオン分子雲 COとCIの分布が一致 単純なPDRモデルでは説明できない8μm星団

CO[CI]

Shimajiri et al. （2013）

中性炭素原子（CI）の分布
Tb(CI)/Tb (CO)
重力的に束縛銀河系

 密度
 金属量
 紫外線
 宇宙線強度（GMCの内部までCIに）に依存して大きく変わる⇒ 観測データが不十分⇒ 銀河系の広域観測 暗黒ガスの分布
 各パラメータへの依存性

低金属量（0.2Z☉）

宇宙線10倍非束縛（速度分散大）

宇宙線300倍分子雲のシミュレーション
Papadopoulos et al. (2018)

CO(J =4-3) @461 GHzも同時観測可能 𝐸𝑈Τ𝑘 = 55.6 K、𝑛𝑐 ~105 cm−3

 高温高密度ガス⇒星形成領域
 CO(J=1-0)の～1/5の強度（他の高密度トレーサー（HCN, CS）CO(J=1-0)の～1/25の強度）
 COの他の輝線との強度比⇒ 非局所熱力学的平衡計算⇒ 温度、密度オリオン分子雲Ishii et al. (2016)

南極からの[CI](3P1-3P0) &CO(J =4-3)観測ドームふじ(夏）基 地

アタカマ(夏）

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

1.01.5

大気透過率(Yang, et al. 2010)

２ヶ月

大気光学的厚さ@220GHz

アタカマ(冬）(Ishii et al. 2010)

南極
ALMAサイト

南極のサブミリ-テラヘルツの窓
 高い透過率 極めて安定⇒均一な質のデータ⇒観測時間の確保(Kulesa 2017)⇒銀河系広域サーベイ観測を可能に

2. 南極30㎝サブミリ波望遠鏡
30ｃｍ＠チリ 口径：30 cm
 CfA CO(J =1-0)サーベイと同じビームサイズ

 500 GHz帯 2SB受信機
 CO(J =4-3)@461 GHz
 [CI](3P1-3P0)@492 GHz
 分光計
 帯域幅 : 2.5 GHz (1500 km/s @500 GHz)
 分解能 : 88.5 kHz (0.053 km/s @500 GHz) 全消費電力 < 2.4 kW
 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）

30㎝望遠鏡アップデート（１）２SB受信機の広帯域・低雑音化 国立天文台共同開発研究
 ALMA用に開発された広帯域ミキサー

500GHz受信機

IF帯域：4-8 GHz ⇒ 8-18 GHｚ
 [CI](3P1-3P0) : 492 GHz
 CO(J =4-3): 461 GHz ２SBによって２輝線同時観測
 低雑音（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
 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&リダクションソフト
 広帯域化（1 GHz ⇒ 2.5 GHz）
 2輝線同時観測 ⇒ 2チャンネル化 OTF対応
望遠鏡筐体改修
 受信器設置方法を簡便化
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（国立天文台 松尾他）
 南極10mテラヘルツ望遠鏡へ観測可能領域（ELのピーク > 20°）

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）
l = 25°・銀河系の構造との関係
・分子雲の統計的な研究

CO(J =1-0) (Dame et al. 2001)

l = 220°

OTF観測マップサイズ=2°
スキャン間隔=2′
グリッドサイズ=2′

項目値

実効的ビームサイズ(Bessel*Gauss)

9.2′

観測時間 （2°×2°）（X+Yマップ）2°

3.0時間

観測時間（165°×6°） ～2000時間（X+Yマップ)×2（～2か月）

Trms(Tｍｂ)

0.044 K
ＣｆＡサーベイの1/4-1/10✓ Tsys = 250 K @EL=40°
CO(J =4-3)/CO(J =1-0) ～ 0.2-1.1• τ = 0.2（天頂）@Orion A GMC (Ishii et al. 2016)• Trx = 100 K[CI](3P1-3P0)/CO(J =1-0) ～ 0.12
参考：600-1000 K (DSB)@Milky Way (Oka et al. 2005)@Pampa la Bola (Chile)(Oka et al. 2005)➢ テラヘルツ強度干渉計• 30cm望遠鏡2号機を追加 （1号機のコピー）• 2台の離れた（～10 ｍ）アンテナによる強度相関データの取得• サブミリ波（500 GHz）での初めての強度干渉計実験の成功• テラヘルツ干渉計実現に向けての課題確認３．南極での観測計画
 国立極地研：南極計画X期一般研究観測（PI久野）で採択（2023年-2028年）
昭和基地
 新ドームふじ基地（～3800 m)
 南緯77°19′1″
 昭和基地から～1000 km
 雪上車で～2週間

新ドームふじ（~3800m）

南極点

ドームふじ基地（極地研ホームページより）

観測棟• 20フィートコンテナをそりに搭載• 室温は＋0℃以上• 簡易トイレ設置（間仕切り付き）• 電力線・同軸ケーブル・LANケーブルの引き込み用口（穴）可能であれば• 入口に前室（出入りの際に外気が直接入らないように）• 望遠鏡が見える窓• 望遠鏡の南側に設置（～15m） （北側をできるだけ低高度まで観測）• 気象タワー：高さ 10 m、気温、気圧、水蒸気分圧
観測棟

・分光計
・パソコン関係
・蓄電池

望遠鏡の南側（～15m）

制御用・信号用
ケーブル×数本
・受信機・アンテナ制御ボックス

ケーブルラック（参考：ドームC）

望遠鏡設置

高床式台• 国内で組立て、２分割してコンテナで運び、現地で結合

圧雪地盤
6 m×6 m×1 m• 雪上車を利用して整備• 2号機は、できれば橇に搭載

輸送• 30cmサブミリ波望遠鏡• 総重量：800 kg• 分割後は60 kg以下

• 防振パレットの開発 （松田技術研究所）• 過去の振動データを参考
木箱• 極地研にて木箱に梱包• 内陸へは木箱単位で輸送装置• コンテナは使用しない

金属製防振サス
低温にも強い防振パレット• 低温に弱い機器は橇輸送の物資とは別に梱包し雪上車で輸送• 昭和基地内に退避

電力供給
冬季無し

・ディーゼル発電機
・バックアップ：太陽光発電＋蓄電池
・冬季：風力発電＋蓄電池

電力

望遠鏡運用（夏）・2.4 kW（2025年度まで）
・5 kW（2026年度以降）

デイーゼル発電機

蓄電池
11.3kWh

風力発電／
太陽光発電

望遠鏡保温（冬）・20 W（2025年度まで）
・40 W（2026年度以降）

越冬対策• 低温に弱い装置（アンテナ制御ボックス、分光計など）は、昭和基地に毎冬退避（雪上車にて輸送）• アンテナ本体も低温対応（グリース、ケーブルなど）• 風雪除板、断熱材で保護⇒ 冬季でも問題ない

低温試験を気象研究所＠つくばで実施予定
ヒーター• 風力発電によるヒーターも用意• うまくいけば、将来的に冬季の観測へとつながる

スケジュール➢夏季のみ観測➢現地滞在時間： 6週間(～7週間)/年 ：1日24時間観測可能⇒ ～3000時間＋α （後半3年間＋α）➢銀河面サーベイ観測時間： ～2000時間• 残りの時間は干渉計実験、保守、ポインティング測定、撤収など➢銀河面サーベイはスケジューラによる自動観測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
 希薄な分子ガス＋高温高密度分子ガス

 極地研一般研究観測に採択
 2023年－2028年
 のべ12人を南極内陸部ドームふじへ派遣

 30cm望遠鏡アップデート
 制御ボックス改修
 500GHz受信機の広帯域・低雑音化 新分光計 日中測定可能な光学ポインティングシステム