2006年2月21日
銀河系研究会＠三鷹

東大60cm鏡による銀河面12CO(2-1)/13CO(2-1)サーベイ計画
半田利弘
東京大学 天文学教育研究センター

東大60cm鏡2SB化計画：東大＋国立天文台＋大阪府立大＋東京学芸大

銀河の構造と星間物質• 天の川銀河の構造– バルジ、棒状構造– Disk: radial-structure, arm-interarm, z-structure• 星間物質との関係– 星間ガス環境の構造との関係– Galactic shock modelの観測的検証• 星間ガスの温度・密度の2/3次元分布を得たい1

銀河面サーベイ• 天の川銀河内にある天体を調べる– ガイドマップを得る– 銀河内天体を統計的に調べる• 天の川銀河の全体像を得る– 他の銀河との比較対象となるデータを得る– 天の川銀河＝最も近い銀河– 桁違いに高い空間分解能：分子ガスの観測• 10分角@8.5kpc=1秒角@5Mpc– edge-on銀河→３次元構造

全体像を得る• Large coverage– できるだけ広く– 低輝度の領域までくまなく：完全無作為マップ• Dense sampling– 後処理で分解能を変更できる– Nyquist sampling: sampling grid≦1/2 beamsize• 詳細構造との関連：大望遠鏡による観測→Sawada et al.(本研究会ポスター)

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Face-on view Nakanishi&Sofue(2003)• HIサーベイ• COサーベイ

系外銀河との比較• 絶対的な空間分解能– 9arcmin@8.5kpc=0.9arcsec@5Mpc( = 22pc)• 銀河衝撃波モデル– 詳細構造に対する観測的検証• armとinterarmとの違いとは？
– 分子ガスの状態／分子雲構造との関連• diskの厚さ方向の構造– 厚さの変化、厚さとarmとの関連– disk厚さの観測はNGC891のみ• 対応する銀河面サーベイデータが必要

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多輝線観測の意義• 分子ガスの励起状態を知る– 遷移の違いによる励起の違い• 多準位でmodel計算

Goldreich&Kwan(1974)

Sakamoto et al. (1997)

多輝線観測のポイント• emitting regionの均一性– beamsizeが同じ– 励起条件が類似– 同一領域からの輝線である• 星間化学への依存性– 同一分子、同一分子種• 高い精度– 指向精度、強度較正

4東大60cm望遠鏡• 野辺山に設置• サーベイ専用機• オフセット光学系– 高いビーム能率– 95%以上• Beamsize=9 arcmin– 既存のCO(1-0)サーベイデータと一致
Dame et al. (2001)

旧システムでの成果• 第１期銀河面サーベイ– 内域: 20°≦l≦60°, |b|≦1°– grid spacing 1/8deg=beamsize

5旧システムでの成果• 第１期銀河面サーベイ
Sakamoto et al. (1995,1997), Handa et al. (2002)– 軸対称解析1.0– 南北半分の比較 0.8– Arm-interarm比較 0.6

Radial Distributions
20Ratio (4th Quad)
Ratio (1st Quad)

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100.4
50.2ε(1−0)ε(2−1)
0.00246810012

Galactocentric distance r(kpc)

旧システムでの成果• 銀河中心領域 Sawada et al. (2001)– 密度分布– disk領域より高温高密度

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旧システムでの成果• 銀河中心領域:face-on view Sawada et al. (2004)

望遠鏡システムの更新• 受信機– 新方式の受信機への換装• 分光器– 新分光器への交換– ２系統化• IF系– 新IF系への交換– ２系統化• アンテナ制御– ソフトウェアの書き換え

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受信機• 2SB受信機の搭載– ２周波同時観測• SSBフィルタの撤去– 透過損失の解消• 受信機室光学系の変更

受信機• 2SB受信機の原理• ポイント– ２つのmixerの特性を揃える– 90deg hybridの移相精度

8受信機• 大阪府立大学＆国立天文台と共同• Tsys=250K：実測値

受信機室・光学系• 整備– ビーム伝送の単純化– 機器配置の最適化

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分光器• 東京学芸大学と共同• 分光器設置場所の移動– 受信機室→観測室– 温度環境の改善• 新分光器の設置– 帯域幅：250MHz– ２系統– PC利用の積分器、TCP/IP通信

IF系• 第１IF系周波数変更– 1.4GHz→5GHz化– 12CO(2-1),13CO(2-1)同時観測• IFチェーン変更– 可変第２LO– 同時周波数追尾• ２系統化– ２輝線同時観測

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制御ソフトウェア• ASTROS→UltraASTROS• 稼働マシンの変更– NEC PC9801(80286)→DOS/V(Pentium)– 高速化、hardware老朽化対策• OSの変更– MS-DOS→Linux– Multi-task化, TCP/IP親和性向上• 操作インターフェースの改良– 表示部とコマンド部の完全分離– 機能のモジュール化を深化– Internetとの親和性向上

制御ソフトウェア• 機器配置／仕様の変更への対応
観測室

受信機室

RS232C
RS232CTCP/IP

システム
制御ＰＣ
(DOS)

twist‑pair cable

GPIB‑ext

M
モータドライバ
モータドライバ

観測室

チョッパ制御操作・データ保存GPIB(Linux)

受信機室

RS232C
RS232CM
モータドライバ
モータドライバ

LO周波数制御

TCP/IP
操作・データ保存(UNIX)

分光器

システム
制御ＰＣ
(Linux)flat cable
チョッパ制御GPIB
LO周波数制御分光器

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制御ソフトウェア

天体位置計算電波光路制御

周波数計算

分光器制御

基盤部

memory port

アンテナ駆動ボード専用市販ドライバソフト

天体位置計算電波光路制御motor driver

LO制御器

AOS制御器 ドライバソフト

周波数計算

RS232C port

ドライバソフトchopperTCP socket

ハー ド 部

DIO board

分光器制御

GPIB board

motor driver

LO制御器

基盤部

chopper

アンテナ駆動

自作 部

全体処理

データ保存

ハー ド 部

GPIB通信GPIB board

観測 設定

RS232C通信
DIO board

自作 部

全体処理

デー タ保存観測 設定• モジュール差替による更新

AOS制御器試験観測• 2005年1月8日：連続波first light
sky

Sun

時間

R

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試験観測
• 2005年3月21日：分光観測first light– Orion KLの２周波同時観測

試験観測：同時受信• 2005年9月29/30日

USB

LSB

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試験観測：同時速度追尾• USB/LSB同時速度追尾• 2006年２月14日– 10sec積分でのデータ

現状• 可視光による指向精度較正– peak-peakで1arcmin程度を確認• 電波天体による指向精度較正• beam能率の測定– 95%以上を確認• ソフトウェア機能の確認と向上• ２月より観測を開始

14可視光による指向精度較正
• 望遠鏡に同架の光学望遠鏡による– 恒星を用いた夜間測定– CCD画像取り込みによる自動測定– 数時間で測定可能• 直焦点モデルによる解析– ６パラメータ– Az軸＆El軸の傾き、原点オフセット– CCD中心位置のオフセット

電波天体による指向精度較正• 分子雲peakの５点法観測データによる– 特定天体の測定: OriKL, W3, NGC1333– 望遠鏡パラメータと天体構造とを同時に解く– 簡易整約と結合した自動測定– １日で測定可能• クーデ焦点＋天体構造モデルによる解析– 12パラメータでフィット• ６パラメータ：受信機位置、クーデ鏡直交度• ６パラメータ：３天体の60cm鏡ビームでの中心位置

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新・銀河面サーベイ• 内域: 6°≦l≦60°, |b|≦2°• grid spacing 1/16deg=Nyquist sampling• 12CO-13CO同時観測– ２〜３シーズンで完了– 厚さ方向の分解– 非軸対称モデルによる解析– arm-interarmの違いを求める

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