宇宙電波懇談会シンポジウム＠NAOJ

2013年12月18～19日

スペースからの低周波観測の検討
岩田 隆浩、 村田 泰宏（宇宙航空研究開発機構 宇宙科学研究所）

協力：固体惑星科学研究系,
月・惑星探査プログラムグループ、ほか

はじめに天文学の発展は、新たな観測周波数領域の開拓や、空間分解能と感度の向上など、新たな観測装置の登場によって引き起こされてきたことから、これまで為し得なかった観測方法の実現が常に求められている。スペースからの電波天文学は、大気による遮蔽や減衰が無い観測、地球サイズを超える長基線のVLBIによる高分解能観測を可能にする。「はるか」に続くスペースVLBI計画であった ASTRO-G は計画中止となったが、 2020年代後半を見据えて技術的課題を克服して、スペースからの電波天文学に再チャレンジする事は重要である。その際、ASTRO-Gの主たる科学目標の対象であった、活動銀河やブラックホール研究においては、サブミリ波を含む高周波化とのトレードオ
フ、スペース基線必要性の再検討、中国が2020年打ち上げを目指しているスペースVLBI計画（Hong el al., 2013）についても考慮する必要がある。
その一方で、いわゆる「電波の窓」より波長の長い低周波電波領域（ν<10MHz）は、電離層を通過できないために地球上からの観測が不可能であることから、観測天文学に残された最後の未開拓分野の一つとなっている。この領域の電磁波は、太陽及び木星をはじめとする太陽系内惑星の電磁現象から、超新星残骸、銀河間物質、さらにはhigh-zの分子線として見られる宇宙の初期構造まで、宇宙の様々なスケールでの現象を提示しているものと考えられている。低周波電波観測の困難さは、地上では電離層による遮蔽のため観測できないこと、地球周回軌道においても地球起源の強い自然・人工電波雑音の影響を受けることに加えて、波長が長いために高い空間分解能を得るには大型の観測装置が必要であることにもある。例えば口径30mの電波望遠鏡で10GHzを受信する場合と同じ空間分解能を、10MHzで得るためには、基線長30kmの干渉計を必要とする。このため、宇宙空間で実現するには、常時相対位置決定を行う編隊飛行が有力な方法である。一方で、月面では安定な地盤が得られることに加え、月の裏側では地球からの遮蔽を確保できることから、
特に低周波では優位な方法と考えられてきたが、環境・システム要求・運搬効率などを総合的に判断する必要がある。

スペース電波天文学の展望••••

BH (black hole)の観測、ジェット等など天文学で解決すべき問題を解決する有効なアプローチは解像度を上げることである。
解像度を上げるためには波長/基線（口径）をできるたけ小さくする。
一方、波長が１桁変わると見えるものは変わる。
基線を宇宙に伸ばすというスペースVLBIは、必要な観測手法である！

SVLBIの freq.
方向性 (GHz)

科学
動機

考慮ポイント

技術的レベル

検討事項例

備考

High

86‐350

BHシルエット
降着円盤

BHシルエットを確実に見るには？

ソリッドアンテナ
サブミリ波（SMILES)
高周波の困難地上サブミリVLBIでどこまでできる？
基線をスペースに伸ばす意義は？
地上VSスペースSpace‐Space
サブミリ干
渉計、
スペースALMAMid

8‐43(22)

ジェット降着円盤
水メーザ‐

ASTRO‐G成果を利用しミッション再定義

22 GHzまでは見通し有り。43
GHzをGoalとする。

２０２０年代でASTRO‐Gのサイエンスは有効か？

中国のスペースVLBI

Low<3パルサー
水素吸収線
ジェット
超新星残骸

SKAとの共同観測で何ができるか？

ETS‐8、VLDR (パラボラ）もしくは別の構造物

低周波高分解能サ
イエンスを新規検討

Astro‐Gと異なるサイエンス

将来のスペースＶＬＢＩ計画に影響を与えるプロジェクト
project

freq.
(GHz)

Baseline(km)

/ D(arcsec)

when?

sensitiv
ity

imaging

ASTRO-G8, 22, 43

35,0004 x 10^-5

Cancelled

Low○

ChineseSpace
VLBI

6-8, 22,4372,000

1.4x10^-52020
launch?

Low○

Concept study
in 2012-2014

Groundsub-mm
VLBI

230, 350

9,0002 x 10^-5On going

Low

△×

Resolution issave asASTRO-GLow sensitivity
Phase-up
ALMA

ALMA

31.5 950

18.54 x 10^-32012
initialscenceHigh

◎

Lower
resolution for
AGN in VLBIRadioastro
n0.4, 1.6,5, 22

350,000

8 x 10^-6July 2011

Low

△×

How high Tb
is?

SKA

0.07 - 10

3,000

2 x10^-32019
initial2024 FullHigh◎

Low frequency
SVLBI

2020? ＋ALMA
phase-up

comments

低周波の電波天文学
地球近傍で観測される、最も強力な低周波電波の一つは木星からのデカメートル波（DAM）であるが、にも関わらずDAMの電波放射機構は未知の部分が多く，電波放射機構を解明することによって，宇宙空間プラズマ物理学の重要な本質に迫ることが可能になると考えられている．木星電波の期限として、例えばサーチライト状のビーム構造（Imai et al., 2008）が提唱されているが、その検証には地球サイズを超える長基線による分解能が必要であり、かつ木星探査機によるinsitu観測では得られない、木星全体の同時モニタが必要である。このような方法で木星電波の理解が進展すれば、将来より高感度な観測により、太陽系外木星型惑星電波の観測によって、恒星系の普遍的な理解につながることが期待される。
太陽系外の強力な電波源は、我々の銀河系（Our Galaxy）である。これまでのUHF帯での全天サーベイはIRASの赤外線サーベイ等と比べて、銀河面より拡がった構造が確認されており、より低周波の観測は銀河系を低温・低密度領域まで理解する上で重要である。特に、銀河中心付近の観測では，従来の高い周波数では観測の網に掛からなかった多くの超新星残骸（SNR）が検出されており（La Rosa, et al., 2000）、SNRの存在確率が従来の予測を大きく上回ることが明らかになった。このことは低周波電波の無バイアスサーベイによって、より低エネルギーのSNRが検出され、銀河と星の進化に対する大きな制約を与えるものと期待される。
低周波で観測される電波には大きな赤方偏移を受けた電波源も含まれており、即ち宇宙初期の姿を表していると考えられる。ビッグバン直後の初期宇宙では、z～1000の時に電子の再結合によって宇宙が晴れ上がり，その後z=20～10の時に最初の星の誕生，再電離によるHII領域の誕生，そして最初のクエーサの誕生が起きたと考えられる．物質の分布をよく表す1.4GHz中性水素線は，赤方偏移によってz～10の時140MHz帯、z～14の時10MHz帯で観測される．従って高いzの水素線の観測から，宇宙初期の大規模構造の生成過程や銀河・銀河団の起源が明らかになることが期待される．

電波望遠鏡の historical streams

higher resolution
 ～ / D

higher frequency
Jansky's antenna (replica) E = h 
RRL（現NICT）鹿島 30m(Japan’s 1st radio telescope)

NROLOFAR

ALMAOLFAR

http://www.lofar.org/

ASTRO-GLLFAST-X

lower frequency低周波電波の観測的制約←高周波、高エネルギー

E = h 

宇宙空間と長波長→

光の窓

電波の窓

大気の窓
電磁波

γ線

Ｘ線
0.3pm

波長

紫外線
10nm

超新星・パルサー
活動銀河・クエーサ

現象
ΔE = h = hc/光

400nm 800nm

晩期型星 恒星連星系 星雲活動銀河 銀河

電波

赤外線
1mm

原始星
星間現象

星間ガス
銀河中心

30m

惑星大気
太陽活動
銀河系

観測天文学：最後の未開拓地

低周波電波；  < 10MHz ( > 30m)
電離層

＜１０ＭＨｚ＞１０ＭＨｚ・電離層の遮蔽効果→地上 ：大気を透過しない
軌道上：地球が雑音源
・空間分解能～/D （D; 口径・基線長）→長い基線長を要する
ex. 100GHz, 3m単一鏡＝10MHz, 30km干渉計

10-15

低周波電波のスペクトル←月で観測される低周波電波

地球・月の表側では地球からの放射が卓越
10（S-bursts）
太陽（Type III）
銀河背景輻射10-19-2-1

フかラックス密度 (Wm Hz )

-17

木星

Io-DAM

♃木星

10-21

HOM

LRS
non-Io-DAM

10-23

♄土星
♅天王星
太陽（静穏時）10-25♆海王星
周波数 (MHz)波長 (m)

0.1
3000

1300

(after Zarka et al, 1997

1030

「かぐや」月レーダサウンダ（LRS）データに見る
地球からの放射の影響 (Kumamoto et al. 2008)↓裏（掩蔽）↓表・昼↓表・夜低周波電波の太陽系科学 – 木星型惑星からの放射
木星-Io系デカメートル波（Io-DAM）の放射機構は未解明。
→地上観測結果からサーチライトビームモデルが提唱 (ex. Imai et al., 2008)→検証には、電波源サイズ (1km以下)を分解する高分解能と、探査機in-situ（その場）観測で不可能な南北半球同時観測が必要→スペース基線VLBIにより達成可能⇒感度向上により、太陽系外木星型惑星の普遍的理解につなげる

conical-sheet
beam structure(Kaiser et al., 2002)

Iocoherent beam
area

search-lightbeam structure(Imai et al., 2008)

Jupiteralong
a parallelof latitude↑
radio sources of km-size

低周波電波の天文学 – SNR：超新星残骸
低周波↓
低エネルギー
SNRの検出
↓SNR/PSR系の無バイアスサーベイ↓
初期銀河・銀河団と星の進化への制約？

銀河中心付近の330MHz帯観測→(La Rosa et al. 2000)

低周波電波の天文学 – 低温物質の分布 ←高周波、高エネルギー

IRAS Survey•••(Beichman et al. 1988)

長波長→Bonn 408 MHz Survey

低温・低密度free-free吸収
シンクロトロン自己吸収

Cane (1979)•銀河系から拡がった低温・低密度のハロー• 恒星系・星間空間・銀河間空間の境界• 再電離後の熱輻射とSNRによるfree-free吸収→ダークマターの手掛かり？

銀河背景輻射：低温・低密度プラズマによるFree-free absorption?
↓
Te=6000 [K], Ne = 0.1 [cm-3] ？

低周波電波の天文学 – 宇宙初期の観測z ～1000
再結合・晴れ上がり↓

z ～10
再電離 (reionization)↓ Djorgovski et al.

z = 1 ; 1420 MHz↓
z = 13 ; 100 MHz
z = 130 ; 10 MHz↑ビッグバンz ～20z ～7
再電離過程の３次元輻射輸送シミュレーション→ 宇宙初期のweb構造

high-z（赤方偏移）の中性水素線↑
星の誕生↑クエーサの誕生••

宇宙初期のweb構造の解明？
銀河団・銀河系の起源の解明？

LLFAST：低周波電波観測のロードマップ
1st : LLFAST-1
月－地球干渉計

月面小規模干渉計

LLFAST-X
月面大規模干渉計

SELENE-2
への提案

月面↑
月周回軌道

「かぐや」 LRS
自然電波観測etc.

月周回編隊飛行

単一鏡 → 干渉計

after 岩田 他（2009）

軌道上 vs. 月面 比較
項目・要求

月面裏側

月周回軌道

配列
測位精度
環境
ｼｽﾃﾑ要求運搬効率◎安定◎安定△熱、ダスト△保温・発電方式△ 悪い△要維持△要校正◎安定◎既存技術◎ 良い

観測からの要求：◇感度 →アンテナ素子数に依存◇マッピング（イメージング）の質

LLFAST-X→アンテナ配列・測位精度に依存

位相誤差、アンテナビームの効率・パターン・サイドローブレベルを考慮する
最適アンテナ配列(mλ)1.7 ; m=1,…,n→安定な配列：→測位精度 ：

基線長 < 17 km を維持する必要がある
常時 < 1.5 m で推定する必要がある低周波スペース観測提案の比較projects freq.
(MHz)orbiterantennas

main targets

DARIS

1-10

terrestrial small
satellites (<100kg)
within 100km

3 orthogonal
dipoles

extragalactic survey,
solar/planetary bursts

FIRST<106 spacecraft at SunEarth L2

6 monopoles all-sky survey

SURO

0.1-30

9 spacecraft onsolar orbita tripole

extragalactic source
populations, helio physics,
planetary emissions

OLFAR

1-30

>10 (lunar) nanosatellites (<10kg)
within 100km

a dipole ortripole

cosmology, etc.

a lunar satellitea cross
dipoleplanetary emissions

2 bi-conicaldipolescosmology – the firststars and black holes, etc.

LLFAST 15-25
DARE

40-120 a lunar satellite

海外提案の宇宙機コンフィギュレーションと軌道例
SURO (Space based Ultra longwavelength Radio Observatory):上） 母船・子機、下）太陽回軌道

OLFAR (Orbital Low FrequencyARray):上） nano satellite、下）月周回軌道(Baan, 2010)(Wolt, 2013)

参考文献
Baan, 2010, a prpposal for ESA’s Cosmic Vision.
Djorgovski et al., http://www.astro.caltech.edu/~george/reion/
Hong el al., 2013; Status of the Chinese Space VLBI Array.
Imai et al., 2008, AGU Fall Meeting.
岩田 他、2009, 宇科連, 1C05.
Kaiser et al., 2002, JGR, 105, A7, 16053.
Kumamoto et al., 2008.
La Rosa, et al., 2000, Astron. J., 119, 207.
Wolt, 2013, DEX white paper 2013.
Zarka et al., 1997, Planetary Radio Emission IV.