高感度近赤外線高分散分光器WINEREDとそれを用いた銀河 ...milkyway-spiral.sakura.ne.jp/MW2017/Proceedings/Ikeda.pdf高感度近赤外線高分散分光器WINEREDと

高感度近赤外線高分散分光器WINEREDとそれを用いた銀河の化学進化の研究

2017年10月25日 Milky way workshop＠鹿児島大学

池田優二（京都産業大学神山天文台 LiH／フォトコーディング）,

小林尚人, 松永典之（東京大学）, 河北秀世（京都産業大学 LiH）+ WINERED開発／運用グループ

*LiH = Laboratory of Infrared High-resolution spectroscopy

高感度近赤外線高分散分光とWINERED

• 近赤外領域（特に, z,Y,J=short NIR）での高分散分光は天文学において実りが多い、新しいツール

①可視光では暗い天体の高感度観測－低温度星（M型矮星、褐色矮星、炭素星…）－星間／星周ガスに埋もれた天体（銀河内縁部天体、YSO、LBVなど）－高赤方偏移天体（QSOsなど）

②可視光領域には現れない（or 弱い）原子・分子種の観測－S, P, heavy elements（s-, r-process元素）など－transitions between high energy levels

－2原子分子（CO, C2, CNなど）③可視光領域より大きなゼーマン分裂（Δλ/λ ∝ λ2)

－磁場星の観測に有利

K-bandH-band

J-bandY-band

z-band

近赤外線高分散分光とその利点

• 2000年～、数多くの赤外線高分散分光器の開発

近赤外線高分散分光装置の発展

■ 2000年～● 2010年～


• しかし、高S/N（>200）のスペクトルの取得は技術的に困難→ 可視光で伝統的に行われてきた化学組成解析を応用した

サイエンスには不適であった

①低感度（光学系：低スループット < 25%、検出器：コスメティクス、大きな検出器ノイズ > 20e-）



• しかし、高S/N（>200）のスペクトルの取得は技術的に困難→ 可視光で伝統的に行われてきた化学組成解析を応用した

サイエンスには不適であった

①低感度（光学系：低スループット < 25%、検出器：コスメティクス、大きな検出器ノイズ > 20e-）

②赤外線ファイバーによるモーダルノイズ

modal noise


高感度赤外線高分散分光観測WINERED

• 京都産業大学神山天文台（Laboratory of Infrared

High-resolution spectroscopy, LiH）にて開発• 1～10mクラスのさまざまな望遠鏡に取り付けることを考慮した設計

• 高S/N観測を実現するために特化した設計（高スループット、no ファイバー光学系、低サーマルBG光…）




(Ikeda+2016, Otsubo+2016)





(Ikeda+2016, Otsubo+2016)


• 赤外線分光器としてはこれまでにない高スループット／低ノイズによる高感度／高S/N観測を実現

DIBs

WINERED WIDE mode (R~20,000)

S/N ~ 700

おそらく赤外線高分散分光装置のレコード!?

（VLT/CRIRESのスペクトルアトラスでも最大S/N～200）


• 赤外線分光器としてはこれまでにない高スループット／低ノイズによる高感度／高S/N観測を実現


S/N=30

1

8

典型的な観測時間

実質的な限界等級

Subaru/IRCS

2005

2010

2014

2016

2017

2012

検討開始(@東大)

拠点を神山天文台へ

2012年5月 Engineering FL

w/ Araki 1.3m telescope

サイエンス観測＠神山天文台

2017年1月 NTTにて観測開始

NTT: 3.58m telescope

2016年6月

HIRES-mode (R=70,000) FL

WINEREDのこれまでの歩み

2014

2016

2017

2018～

La Silla

Las Campanas

2018年夏～Magellan (6.5m)＠Las Campanas

にて観測開始？

車で1.5時間程度

WINEREDのこれまでの歩み

WINEREDが切り拓くサイエンス

NTT/Magellanにおけるテーマ：OSIRIS

• OSIRIS(=Oscillating Stars with wIneRed near-Infrared Spectroscopy)• 脈動変光星（Cephide, Mira, RR Lyr）の赤外線高分散分光サーベイ• 松永（東大）、G. Bono氏（ローマ大）を中心とした国際共同研究（伊、独、墺、米などから４０人規模の研究者が参加）

WINERED(J-band)でセファイドが狙える範囲

Gaiaで固有運動が計測できる範囲

• OSIRIS(=Oscillating Stars with wIneRed near-Infrared Spectroscopy)

• 銀河系とマゼラン銀河のCepheid、Mira、RR Lyrをそれぞれ～200-300天体観測し、銀河の化学動力学進化の解明を目指す(～2020年の完了を目標)

• 脈動変光星は距離、年齢、運動、化学組成を個々の星で決定できるため、銀河進化の良いトレーサ（松永発表）

Genovali et al. (2015, A&A, 580, 17)

[Na/Fe]

[Al/Fe]

[Si/Fe]

RGC [kpc]

Genovali et al. (2014, A&A, 566, 37)

[Fe/H]

RGC [kpc]

セファイドが示す金属量勾配


Mira (M2-7e, <3500K)

Illegular LPV (M0II,

Teff=3500—4000 K)

Arcturus (K0III, ~4275K)


• OSIRIS(=Oscillating Stars with wIneRed near-Infrared Spectroscopy)

• 銀河系とマゼラン銀河のCepheid、Mira、RR Lyrをそれぞれ～200-300天体観測し、銀河の化学動力学進化の解明を目指す(～2020年の完了を目標)

• 脈動変光星は距離、年齢、運動、化学組成を個々の星で決定できるため、銀河進化の良いトレーサ（松永発表）

• 現在までに、各タイプに対して～50個の良質のスペクトルを取得済

近赤外領域での組成解析

①Teff

②Log[g]

③[X/H]

恒星スペクトル

大気モデルの作成合成スペクトル

観測装置

化学組成 [X/H]

①ラインリスト②ミクロ乱流③装置関数

LDR法

BS法

自動解析

PL

fitting

• WINEREDスペクトルから化学組成の導出までを同クオリティでスピーディに行うことができる「ツール開発」と「データベース整理」を独自に実施

組成解析の全工程を網羅的に実施


①Teff

②Log[g]

③[X/H]



観測装置

化学組成 [X/H]


LDR法

BS法

自動解析

PL

fitting


自動解析パイプラインの開発

• 取得したエシェルスペクトルの解析パイプラインの開発（濱野、近藤、福江）

• 「生画像」→「1次元スペクトル」までを自動生成

大気吸収線の除去

• 新しい高精度大気吸収線補正方法の開発（鮫島）• 標準星＋モデルを用いたハイブリッド法（Sameshima+ in prep.）


①Teff

②Log[g]

③[X/H]



観測装置

化学組成 [X/H]


LDR法

BS法

自動解析

PL

fitting


有効温度の決定

• Self-consistentな、WINEREDスペクトルからの有効温度Teffの決定手法の確立（谷口、松永、福江）

• LDR(=Line Depth Ratio)による（Fukue+2015, Taniguchi+ 2017）• ΔT～±10Kの精度で推定可能（谷口ポスター参照）

(Taniguchi+ 2017)


①Teff

②Log[g]

③[X/H]



観測装置

化学組成 [X/H]


LDR法

BS法

自動解析

PL

fitting


WINERED

• 高S/NのWINEREDスペクトルに耐えうるラインリストが存在しない• 全スペクトルタイプを網羅するastronomical line listの整備（鮫島、池田、福江）

近赤外線のラインリストの整備

(Ikeda+ in prep., Sameshima+ in prep.)

• 高S/NのWINEREDスペクトルに耐えうるラインリストが存在しない• 全スペクトルタイプを網羅するastronomical line listの整備• 希少ラインの再発見


confidential

• 高S/NのWINEREDスペクトルに耐えうるラインリストが存在しない• 全スペクトルタイプを網羅するastronomical line listの整備• ライン定数（波長、振動子強度）の補正



①Teff

②Log[g]

③[X/H]



観測装置

化学組成 [X/H]


LDR法

BS法

自動解析

PL

fitting


近赤外線領域での組成比の導出

• 近赤外線領域における組成比の導出ツールの確立• 金属量標準星を用いて、開発したツール／手法の検証（福江発表を参照）

(Fukue+ in prep.)

(K1.5III)

(K2III)

(G1II)

ミクロ乱流の決定

• ラインのセレクションバイアスによらないミクロ乱流の導出方法の確立(BS法)

Grey (2005)

その他の周辺テーマ

輝線天体：Herbig Ae/Be星（安井）

• Ae/Be星の輝線サーベイ• さまざまな年齢のAe/Be星のH,He輝線プロファイルから円盤内での角運動量移送のプロセスの解明

• 進化段階によって、角運動量移送のメカニズムが異なることを示唆する結果

• 微弱元素のラインも検出

(Yasui+ in prep.)

confidential

輝線天体：LBVs （水本、小林）

• 輝線輪郭解析によるP Cygの星周ガスの運動学• AD1600のアウトバーストに起因しない、新たな速度成分を持つ膨張ガスの発見

• 明るいLBVsについての微弱輝線のサーベイ

(Mizumoto+ in prep.)

輝線天体：Nova （新井、河北）

• 明るいnovaに対してのラインリスト作成• CNO（特に可視光では弱い）Cのラインが豊富

→ hot-CNOサイクルの解明へ• Phase毎に（early decline & nebular phases）作成

(Arai+ in prep.)

confidential

近赤外線DIBプログラム• WINERED波長域でのDIBの系統的な観測研究• DIBで強いと考えられる星間吸収が強い領域で有利

• これまでに～50本の新DIBを発見（Hamano+ 2015, 2016, in prep.）

DIBs

DIBの強度分布 (可視光~H-band)

WINEREDで発見したDIB

(hamano+ in prep)

(Takenaka+ in prep.)

近赤外線DIBプログラム

• WINERED波長域でのDIBの系統的な観測研究• これまでに～50本の新DIBを発見• （Hamano+ 2015, 2016, in prep.）• プロファイルの調査によるキャリアの同定• 星間領域の物理環境の研究： w/ C2, CNなど

(hamano+ in prep.)

confidential

まとめ

• 超高感度赤外線高分散分光器WINEREDは、波長0.9-1.35um(z,Y,J-bands)で波長分解能R=28,000と70,000の可視光レベルの高S/Nスペクトル（S/N=200-1,000）が得られる観測装置である。

• 2017年よりチリに移設し、変光星を用いた銀河系進化の研究プログラム（OSIRIS）を始めとした多くの観測的研究を進めている。

• 均一かつハイクオリティの組成解析のために、同波長域で必要なツール（LDR法、BS法など）の構築とデータベース（ラインリスト、スペクトルアトラス）の整備から行っている。

• 他にも高S/N比やライン輪郭をプローブとした－輝線天体（HAeBe stars,LBVs, novae）－星間分子（DIB）－銀河系外天体

などの研究にも広く活用されている。

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