第9回 光赤外線天文学大学間連携ワークショップ

月食の偏光観測

PI: 高橋 隼（兵庫県立大学）

はじめに• 忘れられた謎: 月食の偏光• 月食中の月は、地球大気を透過し僅かに屈折した太陽光に照らされる。
• Coyne & Pellicori (1970) は、月食中の月が2.4%偏光していたと報告。
• 偏光の原因は解明されていないが、かれらの報告以降、研究された形跡なし。

• 「月食の偏光」に再注目する理由• 物理的な興味- 太陽-地球-月が一直線に並ぶ位置関係で偏光が生じるのは不思議。
- なぜ偏光するのか？
• 新しい研究手法への期待- もし惑星大気を透過する際に偏光が生じるのであれば、惑星大気の新しい研究手法に応用できるかもしれない。

• 研究目標• 月食の偏光を確認し、偏光の原因を解明する。
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観測• 2014年10月8日 皆既月食
• OISTER 偏光撮像キャンペーン: ピリカ/MSI（北海道大）、60cm/POL（兵庫県立大）、かなた/HOWPol(広島大) → Takahashi+(submitted to PASJ)• 2015年4月4日 皆既月食
•すばる望遠鏡/FOCAS での偏光分光観測 → Takahashi+ (2017, AJ)•2018年1月31日 皆既月食
•かなた/HONIR（広島大）、SaCRA/MuSaSHI（埼玉大）

2015/04/04 皆既月食
(Takahashi+, 2017, AJ)

観測結果: 偏光度スペクトルO2•O2?

本影外 (入る直前)
本影内（食の最大の頃）
Coyne+ (1970)

偏光度 (%)O2O2O2波長 (nm)•対象領域が本影に入る前は、全波長域にわたってほぼ無偏光。
•本影に入って以降、食が深くなるにつれ、波長600nm以下での偏光度が上昇した。最大で2-3%程度。Coyne & Pellicori (1970)の報告とよく一致する。

•760nm O Aバンド等、偏光度の強いフィーチャも見られる。
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議論: 偏光の原因
どこで偏光したのか？
(a) 1回目の地球大気透過(b) 月面での反射(c) 2回目の地球大気透過

(a)
(C)

(b)

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議論: 偏光の原因
どこで偏光したのか？
(a) 1回目の地球大気透過(b) 月面での反射(c) 2回目の地球大気透過(a) の過程で起きる非等方的な2回散乱+リムに沿った「何らかの非一様性」が偏光の原因である可能性が高い。
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非等方的な2回散乱•直進成分（直接屈折光+1回前方散乱光）•ほとんど偏光しない（前方散乱 P<0.005%、屈折 P<0.03%）•2回散乱成分•フラックスは水平散乱が垂直散乱より圧倒的に強い(←τ >>τ )HV➡射出光は垂直方向に偏光するはず。
8z=zoからの射出フラックス

入射フラックス
Fin
Horizontal scattering A

FH(zo)zo D

BCy

Vertical scattering

OFV(zo)x

Scaled tangential altitude, z/H

7z

Horizontal, FH
Vertical, FV

H = 7.0 km

6543

τH(Z2)=e-12

τH(Z1)=11

Ground

00

0.1

0.2

0.3
0.4
0.5
Scaled flux, FX/(Finc c′)

0.6

0.7

8

リムに沿った非一様性
月食中に月から見た地球

月の地平線

1969AJ.....74..190G

KaguyaSurveyor III

月食中に月から地球を見ると、リ•ムからの光がリング状に見える。
リムの偏光方位角は放射状に分布•していると考えられる(cf. 木星)。
地球からの月食観測では、リムを•積分した光を見ている。
月食が偏光するには、リムの偏光•フラックスに何らかの非一様性が必要。
雲の分布？、スケールハイトH•の違い？
1回の月食観測データだけでは•非一様性の原因の特定は難しい

木星Hall and Riley1969
taken from Gehrels+ 1969

➡複数回の観測で制限したい2014/10/08 皆既月食
2015年との比較(Takahashi+, submitted to PASJ)

2014年 観測結果: q, u

ストークス q=Q/I, u=U/I

3

EgressIngress

偏光度 P= (q2+u2)1/2
Vバンド
Totality

2

Rバンド
3

q (MSI)q (HOWPol)u (MSI)u (HOWPol)

2
1q, u (%)

q, u (%)

10

0-1-1-2-2-3

q (MSI)q (HOWPol)u (MSI)u (HOWPol)

-3

9.5

1010.51111.5
UT (h)

1212.5• |q|, |u| < 0.5% → P < 1%

139.5

1010.51111.5
UT (h)

1212.5132014年 観測結果: P
3V, MSIV, HOWPol
R, MSI
R, HOWPol

Totality

1.5Egress

2Ingress

Deg. of polarization, P (%)

2.5

10.5
09.5

1010.51111.5
UT (h)

1212.513• MSIとHOWPolはほぼ一致するが、 一部で0.5%程度の食い違い。
• 有意な偏光度の検出は主張できない。
• 2014年10月の月食中の偏光度は、1%未満であった。
2015年4月(Pmax~2–3%)よりも、2014年10月は偏光度が小さかった

何が偏光度の違いを生むのか？
月食中に月から見た地球○方位角θの定義
リム上の点Xの位置を方位角θで表す。
北 方位角θ

月の地平線

X

リム
KaguyaSurveyor III•偏光の原因は「非等方的な2回散乱」

月直下点S+「リムに沿った大気非一様性」•非一様性の程度の違いが、正味偏光度の違いを生むのではないか？
•リムの明るさは非一様。雲の分布で説明される (Shoemaker+ 1968)。
•類推で雲の分布に注目。Terra/MODISデータから雲被覆率を取得。

180 で折り返し雲分布の比較f : 雲被覆率
θ : リム上の地点の方位角|ベクトルf の平均|
非一様性指数 ≝絶対値 f の平均

• 雲頂高度: 7km(スケールハイト)以上
2014年（偏光非検出）40

絶対値 f の平均

20f0f sin(2θ) (%)

f sin(2θ) (%)

402θ-20-40

2015年（偏光検出）200-20ベクトルf の平均-40-40-20020f cos(2θ) (%)

40非一様性指数 = 0.13-40-2002040f cos(2θ) (%)

非一様性指数 = 0.32

2015年のほうが2014年より雲分布の非一様性が大きかった。
➡高い雲の分布が正味偏光度を決定づけている？

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偏光方位角の整合性•2015年に観測された偏光方位角Θは~90 (東西)。
•リム上で、雲が多い方位角θ（ベクトルfの平均）は~80 (ほぼ東西)。
•水平方向の光学的厚みτ が中間的(1程度)な雲が、偏光の原因だと考Hえると、雲の分布と偏光方位角が整合的になる。

•上層(高度7‒15km)の巻雲や巻層雲は、垂直方向より水平方向に広がっている(Lamb & Verlinde 2011)•雲の粒子による散乱光の偏光は、散乱面に垂直 (Coﬀeen 1979)。
➡Takahashi+ (2017)で想定した「非等方的な2回散乱」は起こりうる。

巻層雲
Simon Eugster CC BY-SA 2.0 DE
https://en.wiktionary.org/wiki/cirrostratus

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まとめ
•2014年10月の月食偏光度(<1%)は、2015年4月(~2‒3%)よりも小さかった。

•高度7km以上の雲分布は、2014年は一様に近かったのに対し、2015年は非一様だった。

•雲の分布が、地球大気透過光の正味偏光度を支配している可能性がある。

•さらなる観測データの収集によって、仮説を検証できるだろう。

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