大学間連携WS 151111

皆既月食の偏光観測

PI: 高橋 隼 (兵庫県立大学)

背景• 忘れられた謎: 月食の偏光- Coyne+(1970) は、月食中の月（地球大気透過光が照射）か
゙2.4%偏光(λ=534nm)していると報告。それ以前にも、複数の報告がある。
- 月食偏光の理由は解明されていないが、Coyne+(1970)以降、月食の偏光は観測的にも理論的にも研究されていない。

• 再注目する理由• 物理的な興味: なぜ偏光するのか？
• 現代的な重要性: 系外惑星への応用- もし惑星大気透過光か
゙偏光するのならば、系外惑星トランシ
゙ット時に偏光を検出できる可能性か
゙ある。
- さらに、大気透過による偏光の原理か
゙明らかになれば、「トランジット偏光観測」により系外惑星の情報を引き出すというまったく新しい調査方法を手にできる可能性がある。

2目標
• 目標
• 月食が本当に偏光しているのか、確認する• 偏光しているのならば、偏光の時間変化と波長依存性から原因を制限する。

• 考えうる偏光の原因(a) 月面反射の「偏光衝効果」（小天体の典型値 P=0.35-0.5%）(Rosenbush+ 1997, 2005, 2006, etc)(b) 地球大気透過時の屈折(c) 地球大気透過時の非対称な二回散乱(b), (C)(a)

3

非対称な二回散乱•Coyne+(1970)で、月食の偏光の要因の候補として二回散乱が言及されている。
1969AJ.....74..190G•木星のディスクに観測される放射状の偏光は、非対称な二回散乱によって説明される (Gehrels+ 1969)。
n

木星

5%

Hall and Riley1969
taken from Gehrels+ 1969

非対称な二回散乱
月食中に月から見た地球?
月の地平線Kaguya

偏光原因の特定(a) 月面反射の「偏光衝効果」•時間変化 → (a) or それ以外(c) 地球大気透過時の非対称な二回散乱(b) 地球大気透過時の屈折- (a)であれば、偏光度・偏光方位角の時間変化は、観測位置が本影に入る／から出るタイミングと無関係。
- (b) or (c) であれば、本影に入る時点から始まり、本影から出る時点で終わる時間変化が予測される。

6

測提案済)aおよび日本（広島大
1.5m かなた + HONIR）で偏光分光観測する。多色での偏光を用いて観測する（日本での観測は不可）。なお、すでに2014 年 10 月 8 日の皆既月食を可視
ring
lunar
shine
duringalunareclipseisSunlightwhich is
B, V,ドで、国内
R バンドにて、北海道大および西はりま天文台で実施する。観測領域が本影に入る前3 カ所から同時偏光観測することに成功している。これらの観測により、研究 III とtransmitted thorough and slightly refracted (by2015up 年 9 月
で継続的に観測し、偏光度および偏光方位角の時間変化を取得する。さらに、
4 回の月食の偏光観測データが集まり、過去の偏光検出報告が正しいのか、月食が常に偏光して(a) 月面反射の「偏光衝効果」
to0.75m∼ 1◦ )望遠鏡＋可視光
by Earth’s atmosphere.
to Fres食を、南アフリカ天文台の3色(g ′, r′,Accordingi′) 同時偏光装置
TRIPOLという疑問に決着をつけることができる。
arization(b)8 transmitted
地球大気透過時の屈折
nel’sequations, refracted
light beする（日本での観測は不可）。なお、すでに2014 年 10and
月日の皆既月食を可視V, R バンii) モデル計算による偏光原因の特定
月食の偏光の原因としては、少なくとも(a) 月面反射の「カ所から同時偏光観測することに成功している。これらの観測により、研究
III と合わせ計(c) 地球大気透過時の非対称な二回散乱tween
diﬀerent
media
ispolarized
inthescattering•
波長依存性→(b)or(c)
he 果」、
followingtwo(b)
地球大気透過時の屈折、(c) 地球大気透過時の非対称な二回散乱が候補として挙げら
偏光観測データが集まり、過去の偏光検出報告が正しいのか、月食が常に偏光しているのか
plane. Thus refraction in the atmosphere is a pos(c)であれば、大気レイリー散乱の強度は強く波長λに依存するため(λ­4)とそれ以外の区別は、偏光（度、方位角）の時間変化から判断する。
(b) または (c)であれば、観決着をつけることができる。
sible explanation for polarized Earthshine−4 on the
偏光度Pも強く波長に依存すると考えられる。
地球本影に入る時点から始まり、本影から出る時点で終わる偏光の変化が観測されると予想さ定数よる偏光原因の特定 月食の偏光の原因としては、少なくとも(a) 月面反射の「偏光衝効eclipsedMoon.
efractionangle (c) 地球大気透過時の非対称な二回散乱が候補として挙げられる。
であれば、本影出入りとは無関係であるはずである。
−8 we calculated−4 polar球大気透過時の屈折、
(a)
As
a
first
approximation,d oon(b) と (c) は偏光度の波長依存性で区別できる。もし(c)(c)が原因であれば、大気のレイリー散区別は、偏光（度、方位角）の時間変化から判断する。
(b)
またはであれば、観測位置がization of refracted
light through a plane parallel−4は強く波長λに依存するため(∝λ)、偏光度も強く波長に依存すると考えられる。簡単な見積る時点から始まり、本影から出る時点で終わる偏光の変化が観測されると予想される。
(a)
RVx
二回散乱を受けた光の強度
散乱を受けずに透過する光の強度
atmospherewithauniform
refractiveindex(n).
−8−4enceof the
偏光度|P |po∝ Id /Io ∝ λ /(1 − Cλ )(Io : 散乱を受けずに透過する光の強度、Id : 二回散乱し影出入りとは無関係であるはずである。
equationsgives
the degree of polarization
度、C: 定数) であり、|P/P|
∼0.25(P:xバンドでの偏光度) である。さらに、大気分子の2偏光度の波長依存性で区別できる。もし(c)が原因であれば、大気のレイリー散乱の強度|PFresnel’s/P|<0.25(1)RVxRV) of refracted light byに依存するため(∝nmλ−4の)、偏光度も強く波長に依存すると考えられる。簡単な見積りでは、（例えば、760O(P2 吸収帯) では散乱時に吸収を受けるために、隣接する連続光波長に比べ−8n に依存する。
Id /I
Cλ−4 )(Io : 散乱を受けずに透過する光の強度、Id : 二回散乱した光の強-−(b)であれば、フレネルの法則に従い偏光度Pは、屈折係数
onduringlunarさくなる。つまり、偏光度スペクトル上でも吸収波長で「谷」が形成されると予想できる（大気o ∝ λ a /(1であり、|PRfilters/PV |m∼−0.25x バンドでの偏光度) である。さらに、大気分子の吸収波長出に応用可能かもしれない）。一方、
ndRband2 が原因であれば、屈折光の偏光度はフレネルの法則か
2M(P=x : 5(log1)(2)
10d −(n(b)− 1)(cosθ − cos2 θ′ )nm とができ、屈折係数の O2 吸収帯) では散乱時に吸収を受けるために、隣接する連続光波長に比べて= 2, (1) Id が小nPに依存する。
n の波長依存性は大気散乱に比べて小さく、|PR /PV | ∼ 0.
22′′(n+1)(cosθ+cosθ)+4ncosθcosθ
まり、偏光度スペクトル上でも吸収波長で「谷」が形成されると予想できる（大気組成の検!
"される。また、n は波長に対して単調に減少するため、偏光度スペクトルには「谷」や「山」が⎞"⎛θ, θ’: 入射角、屈折角"
2 ⎛ U ⎞2かもしれない）。一方、(b)が原因であれば、屈折光の偏光度はフレネルの法則から導くこ"⎜ Q ⎟⎜"⎜
想される。以上をモデル化して計算し、観測結果と比較することで、月食の偏光の要因を特定′⎟⎟⎜⎟"⎜
whereθandθ
angles of incidenceV |andre⎟⎜⎟represent"
P=+nの波長依存性は弱い
折係数nに依存する。
nの波長依存性は大気散乱に比べて小さく、⎠⎝ →#⎝
duringalu. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .I. . . . . . . .I. .⎠. Pの波長依存性も弱い. . . . . (3). . . . . . . . . . . . . . .|P. .R./P. . . . .∼. .0.99. . . .と予想................
fraction,
respectively,
which
arerelatedbySnell’s、n は波長に対して単調に減少するため、偏光度スペクトルには「谷」や「山」がないと予•共通
さらに、偏光度スペクトル上のフィーチャのある／なしでも、(b)と(c)′−4 を区別でA)(B)(C)
30mQ級望遠鏡での応用可能性の検討
law sinθ=nsinθ
.
Inputting
n=1+2.8×10
上をモデル化して計算し、観測結果と比較することで、月食の偏光の要因を特定する。
F0 −F90きると考えられる。(b)ならフィーチャなし。(c)ならあるかも。
. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .=. . . . . . . . . . . . . . . . . . . .(4)
. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .◦. . . . . . .とそれ以外の区別は、偏光（度、方位角）の時間変化か地球本影に入る時点から始まり、本影から出る時点で終偏光原因の特定であれば、本影出入りとは無関係であるはずである。
(b) と (c) は偏光度の波長依存性で区別できる。もしは強く波長 λ に依存するため (∝ λ )、偏光度も強く波
偏光度 |P | ∝ I /I ∝ λ /(1 − Cλ )(I : 散乱を受け度、C: 定数) であり、|P /P | ∼ 0.25 (P : x バンドで（例えば、760 nm の O 吸収帯) では散乱時に吸収を受けさくなる。つまり、偏光度スペクトル上でも吸収波長で出に応用可能かもしれない）。一方、(b) が原因であればとができ、屈折係数 n に依存する。n の波長依存性は大される。また、n は波長に対して単調に減少するため、想される。以上をモデル化して計算し、観測結果と比較......................................................

(A)(B)(C)各項目について「第二の地球」での観測期待値が得られる。
TMT(Thirty-M(the typical value at the ground) and θ = 89.5
s上記によりof detectionofIF0 + F90◦′◦
causesrefraction
by∼1(θ∼88.5), but gives
30m級望遠鏡での応用可能性の検討pe)など
2020年代に実現する30m級望遠鏡を用いたとき、現実的な積分時間で必要なS/N
7 を達成
s to adequately(A)(B)(C)共通
U onlyFP =−−0.01%
F30m(a 級望遠鏡での応用可能性の検
negative sign signifies a polar-2014 10/8 キャンペーン
• 偏光撮像観測
（月追尾）

装置
(波長)

北海道大学

1.6m ピリカ

MSI (V, R,理学研究院附属天文台（○）

552nm,659nm)

兵庫県立大学

60cm望遠鏡

同時偏光撮像／分光西はりま天文台（ ）

装置 (B, V, R)

広島大学
東広島天文台1.5m かなた（○）

HOWPol(V, R)9:30~12:10

✔

✔

望遠鏡

装置
(波長)

観測時刻
(UT 頃)

一次処理済
データ取得

カラー導出

大学／施設

望遠鏡

観測時刻
(UT 頃)

一次処理済
データ取得

偏光度、方位角導出

9:20~13:13✔

✔ (V, R)

9:30~12:40✔

✔ (V, R)

• 測光撮像観測
大学／施設

（月追尾）

東京大学
木曽観測所

1.05m木曽シ
ュミット
( ?)

KWFC
(B, V, R)

10:50~11:30

埼玉大学

55㎝望遠鏡(○)

主焦点のカメラ(V, R, z)

10:26~12:22✔
8

2015/4/4 キャンペーン
• 偏光分光観測
大学／施設
国立天文台

望遠鏡
（月追尾）
8m すばる
（○）

装置
(波長)

観測時刻
(UT 頃)

一次処理済
データ取得

偏光度、方位角導出✔

✔

観測できずーー

FOCAS (VIS)

広島大学

1.5m かなたNONIR

東広島天文台（○）(Vis, NIR)

望遠鏡

装置

観測時刻

一次処理済

偏光度、方（月追尾）(波長)(UT 頃)

データ取得

位角導出

北海道大学
理学研究院附属天文台

1.6m ピリカ（○）

MSI (V, R,552nm,659nm)✔

✔ (V, R)

兵庫県立大学西はりま天文台

60cm望遠鏡（ ）同時偏光撮像／分光装置 (B, V, R)ーー• 偏光撮像観測
大学／施設

観測できず

•測光撮像観測 埼玉大、東京大（木曽）観測できず
92015年4月4日皆既月食
ハワイでの見え方

UT

JST

イベント

9:59.7

17:59.7

半影食の始め10:15.4

19:15.4

部分食の始め10:40頃

19:40頃

観測領域が本影に入る

11:54.2

20:54.2

皆既食の始め12:00.2

21:00.2

食の最大

12:06.4

21:06.4

皆既食の終り13:20頃

22:20頃

観測領域が本影を出る

13:45.1

22:45.1

部分食の終り15:00.8

0:00.8

半影食の終り10

2015Apr Subaru/FOCAS
ES/MS FOVNFOV 14ʼ
ETycho

4.5ʼ

(1)
(2)
(3)
(4)

Le Gentil A

(5)
(6)

6ʼ diam. FOV
Synthesized with
Virtual Moon Atlas forthe view from Hawaii
on 2015-04-04 UT

4ʼ

10(7)
(8)

波長方向（赤）FOCAS 取得画像
月側

スカイ側

(chip 2)

(chip 1)

↓異常光(a)↓常光(b)(1) (2) (3) (4)(5) (6) (7) (8) ←スリット

FOCAS 解析-スカイ引きUT 10:43（本影内、皆既前）
強度（感度未補正）

スカイフィット

FCSA00168515.a

FCSA00168515.a

14000

9000
8000

12000
Intensity (ADU)

Intensity (ADU)

7000
10000
8000
6000
4000

6000

4000
3000

5000

5500

スリット
1a2a3a4a6000 6500 7000
Wavelength (A)
5a6a

7a
8a

7500

8000

8500

beta

「スカイ」＝地球大気（月→観測者）による月光（地球透過光含む）の散乱光

スリット
4

3

8

7

6

0
-200

-150

-100

-50
0
50
Position (arcsec)

1000

04500

→月面

5

2000
2000

スカイ←

5000

7000--7500 (A)6000--6500 (A)

2

100

1150

5000--5500 (A)

スリット5, 6から直線で外挿し、月面での散乱成分を推定。

200

FOCAS スカイ引き再補正
UT 10:43（本影内、皆既前）

スカイ引き

再補正

スカイフィット

FCSA00168516.ss.a

FCSA00168515.a

7000

9000
8000
7000

引き残し

5000

Intensity (ADU)

Intensity (ADU)

6000

4000
3000
2000

6000

4000
3000-150-100-50
050
Position (arcsec)

7000--7500 (A)6000--6500 (A)100150200

スリット
4

3

8

7

6

0-200-150

-100

-50
0
50
Position (arcsec)

1000

0-200

→月面

5

2000
1000

スカイ←

5000

5000--5500 (A)若干、引き残し成分が残ってい7000--7500 (A)6000--6500 (A)

2

100

1150

200

5000--5500 (A)る。さらに、スリット4, 3, 2 でフスリット5, 6から直線で外挿し、ィットし、引き残し成分を推定、月面での散乱成分を推定。差し引く。

除去。
→偏光度のスリット間偏差が小さくなった。

まとめ•2015年4月4日、Subaru/FOCASで月食を初めて偏光分光観測した。
•5000-6000Aで最大2.5%程度の偏光度、酸素分子7600Aのフィーチャを導出。

•地球大気透過による偏光を検出した可能性がある。
•国内連携観測•2014年10月: 北大、広島大、西はりまで多色偏光撮像観測。Vで0.5-1.5%の偏光度を導出。装置間に結果に食い違い。

•2015年4月: 北大MSI: ランダム誤差大でFOCASとの比較困難•FOCAS の処理方法を参考に、再解析を行う。
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