光学望遠鏡による γ線時間変動天体自動モニターシステム

光学望遠鏡による
γ 線時間変動天体自動モニターシステム
東京大学大学院
理学系研究科 物理学専攻 修士論文
学籍番号 06095
津野尾 肇
平成 14 年 1 月 9 日
概要
本研究では、小型光学望遠鏡による自動観測システムの構築、テスト観測を行った。このシ
ステムは CANGAROO 望遠鏡の大気モニターおよび、γ線時間変動天体の観測を主な目的と
して計画され、CARROTS(CANGAROO and RIBOTS1 Robotic Telescope System) と名付
けた。CARROTS に使用する光学望遠鏡、CCD カメラ、その他周辺機器の制御プログラムの
開発、およびそのテスト観測を行い、また、大気モニター、γ線時間変動天体観測のそれぞ
れの用途としての観測方針、解析方法等の研究を行った。本論文では、計画の概要、大気に
よる CANGAROO 計画および本研究への影響、柏キャンパスおよびオーストラリアでのテス
ト観測とその結果、最後に結論とこれからの研究課題について述べる。本計画の最終目的は
完全なる自動観測システムであるが、初期開発として望遠鏡・CCD カメラ等の Linux 自動制
御プログラムのプロトタイプを完成させることができた。
1
1.3.4 参照
目次
第 1 章 序章
1.1 高エネルギー γ 線天文学概要 . . . . . . . . . . . .
1.2 高エネルギーガンマ線候補天体としての活動銀河核
1.2.1 AGN のガンマ線発生機構 (SSC モデル) . . .
1.2.2 多波長による AGN 観測の現状 . . . . . . .
1.3 GRB 追観測システムの現状 . . . . . . . . . . . . .
1.3.1 GRB とは . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
1.3.2 ガンマ線バースト探査衛星 HETE-II . . . .
1.3.3 GRB Coordinates Network(GCN) . . . . .
1.3.4 GRB 即時自動観測システム RIBOTS . . . .
第2章
2.1
2.2
2.3
2.4
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小型光学望遠鏡と地上ガンマ線望遠鏡計画
概要 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
研究計画 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
大気モニターの必要性 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
MODTRAN4 を用いた大気シミュレーション . . . . . . .
2.4.1 シミュレーションプログラム MODTRAN4 の概要 .
2.4.2 エアロゾルパラメータによる大気透過率変化 . . . .
2.4.3 大気透過率を加味したチェレンコフ光のスペクトル
2.4.4 各大気成分による吸収・散乱の様子 . . . . . . . . .
2.4.5 天体の高度による大気透過率変化 . . . . . . . . . .
2.4.6 天頂角による大気透過率の変化 . . . . . . . . . . .
第 3 章 CARROTS システムの説明
3.1 システム構成 . . . . . . . . . . . . . . . . . .
3.1.1 小型光学望遠鏡 (LX200-30) . . . . . .
3.1.2 CCD カメラ (Ap-7p) . . . . . . . . . .
3.1.3 Johnson Filter とフィルターホイール .
3.1.4 データ保存用 DVD-RAM . . . . . . .
3.1.5 PIC Network Interface Card(PICNIC)
3.1.6 アナログ温度センサー . . . . . . . . .
3.1.7 望遠鏡暴走ストッパー . . . . . . . . .
3.1.8 望遠鏡監視用赤外線 CCD カメラ . . .
3.1.9 自動開閉ルーフ . . . . . . . . . . . . .
3.2 全自動観測システム . . . . . . . . . . . . . .
2
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3.3
3.4
3.5
3.2.1 自動システム概要 . . . . . . . . . . . . .
3.2.2 観測スケジュールの設定 . . . . . . . . .
3.2.3 CCD カメラ設定温度 . . . . . . . . . . .
CCD カメラのデータ補正 . . . . . . . . . . . .
3.3.1 Bias Frame . . . . . . . . . . . . . . . .
3.3.2 Dark Frame . . . . . . . . . . . . . . . .
3.3.3 Flat Correction . . . . . . . . . . . . . .
CCD カメラ Linux 制御プログラムの概要 . . . .
FITS フォーマット . . . . . . . . . . . . . . . .
3.5.1 FITS ファイルの構成 . . . . . . . . . . .
3.5.2 へッダーレコードの概要 . . . . . . . . .
3.5.3 CARROTS データの見積もり . . . . . .
3.5.4 CARROTS 用 FITS ファイルのサンプル
第 4 章 テスト観測
4.1 柏キャンパスにおけるテスト観測
4.2 Woomera でのテスト観測 . . . .
4.2.1 設置場所 . . . . . . . . . .
4.2.2 極軸合わせ . . . . . . . .
4.2.3 追尾精度 . . . . . . . . . .
4.2.4 Focus 合わせ . . . . . . .
4.2.5 等級解析 . . . . . . . . . .
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第 5 章 まとめとこれからの課題
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付 録 A 解析方法
A.1 PC-IRAF . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
A.1.1 phot . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
A.1.2 大気透過率による等級変化 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
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80
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付 録B
B.1
B.2
B.3
B.4
B.5
望遠鏡光学
カセグレン式反射望遠鏡 . . . . .
シュミットカメラ . . . . . . . . .
シュミット・カセグレン式望遠鏡
カタディオプトリック系 . . . . .
Field of View . . . . . . . . . . .
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付 録C
C.1
C.2
C.3
C.4
CCD カメラプログラミング
パラレルポート . . . . . . .
Firmware Description . . .
撮像手順 . . . . . . . . . . .
Function . . . . . . . . . . .
C.4.1 Flush . . . . . . . .
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3
C.4.2 Expose function . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
C.4.3 BufferImage·GetImage function . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
C.4.4 追加 · 変更 · 改良 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
4
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88
88
図目次
1.1
1.2
1.3
1.4
1.5
1.6
AGN の分類 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
典型的な Blazar のスペクトル . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
Multiwave observation of AGN . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
HETE-II[13] . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
ROTSE-1 が捕らえたバースト最中からの GRB のライトカーブ。
ROTSE-1 の写真。4 本のカメラレンズが装着されている . . . . .
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2.1
2.2
2.3
Slant path through the atmosphere from point H1 to point H2 . . . . . . .
Aerosol モデルの違いによる大気透過率の変化 . . . . . . . . . . . . . . . . .
中緯度春・夏大気モデル、Desert エアロゾルパラメータにおけるチェレンコフ
光スペクトル (縦軸の値は任意) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
2.4 赤で示されているのがそれぞれ主要な 4 つの成分による大気透過率である . .
2.5 大気中のオゾン分布。オゾン層は 20km から 30km の領域であり、チェレンコ
フ光の発生高度と仮定した 10km は赤のラインで示してある。 . . . . . . . .
2.6 Ozone absorption . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
2.7 Season . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
2.8 地上 10km で発生したチェレンコフ光を観測するとしたときの、観測地の標高
の違いによる大気透過率の変化 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
2.9 天頂角による大気透過率の変化。それぞれの図中の上から順に、天頂角 0◦ 、
20◦ 、40◦ 、60◦ 、80◦ の場合を示す。(左上) 総透過率、(右上) オゾン吸収によ
る透過率、(左下)Rayleigh 散乱による透過率、(右下)Mie 散乱による透過率 .
2.10 観測高度 160m での天頂角 (0◦ ∼ 90◦ ) による透過率の変化。(上図) 発生高度
10km からの波長 400nm の光に対する透過率、(下図) 高度 150km で発生した
波長 360nm、450nm、555nm、670nm、870nm の光に対する透過率 . . . . .
3.1
3.2
3.3
3.4
3.5
3.6
3.7
3.8
3.9
CARROTS System) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
Quantum Efficiency (Ap-7p) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
Johnson/Cousins(Bessell) filter . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
Johnson Filter and Filter Wheel . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
LX200-30 に装着された CCD カメラ (Ap-7p) とフィルターホイール。Woomera
のテスト観測設置場所にて撮影 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
DVD-RAM Access Time and Transfer Rate . . . . . . . . . . . . . . . . . .
PICNIC . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
AD22100AT and Weather Monitor II の短時間変動 . . . . . . . . . . . . . .
AD22100AT and Weather Monitor II の 12 時間変動 . . . . . . . . . . . . .
5
8
11
12
16
17
19
23
24
25
26
27
29
30
31
32
33
35
37
37
38
39
40
45
46
46
3.10 OMRON 社製マイクロスイッチ。これらの一つでも押されると電源が切れる
仕組みになっている (ぐんま天文台にて撮影)。 . . . . . . . . . . . . . . . . .
3.11 望遠鏡監視用赤外線 CCD カメラ . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
3.12 Temperature vs Dark Mean Counts . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
3.13 Flat Calibration . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
47
47
49
51
13/Mar/2001 における Mkn421 データ画像 . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
13/Mar/2001 における Mkn421 のヒストグラム . . . . . . . . . . . . . . . .
13/3/2001 における Mkn421 と周辺の天体の等級 . . . . . . . . . . . . . . .
19/3/2001 における Mkn421 と周辺の天体の等級 . . . . . . . . . . . . . . .
Ap-7p カメラ、フィルターホイールを搭載した LX200-30 望遠鏡。Woomera テ
スト観測場所にて撮影 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
CARROTS setting point in Woomera . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
CARROTS test observation setup in Woomera . . . . . . . . . . . . . . . .
極軸合わせ (フルピクセル (視野 0.23(deg) 、1pixel = 0.027(arcmin)) . . . . .
極軸合わせ (拡大図) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
導入精度 (1pixel = 0.027arcmin) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
追尾精度 (POLLUX)、1pixel = 0.027arcmin . . . . . . . . . . . . . . . . . .
FITS イメージデータの座標系 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
Desert model . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
Rural(VIS=23km) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
Rural(VIS=5km) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
U バンド等級 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
B バンド等級 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
V バンド等級 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
R バンド等級 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
I バンド等級 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
56
57
59
59
A.1 Aperture Radius vs Pixel Counts . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
A.2 Aperture Radius vs Magnitude(IRAF) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
81
81
B.1 ガセグレン式望遠鏡 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
B.2 Schmidt Camera . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
B.3 Field of View . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
83
85
85
C.1 CCD Camera(Ap-7p) chip geometry . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
C.2 Telescope and CCD Program flowchart . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
89
91
4.1
4.2
4.3
4.4
4.5
4.6
4.7
4.8
4.9
4.10
4.11
4.12
4.13
4.14
4.15
4.16
4.17
4.18
4.19
4.20
6
60
61
62
63
64
65
67
67
73
73
74
75
75
76
76
77
第1章
1.1
序章
高エネルギー γ 線天文学概要
γ 線は陽子が星間物質や光と衝突してできる π 0 中間子の崩壊や、電子が長波長の光子と衝
突し電子をより高いエネルギーに跳ね上げる逆コンプトン散乱によって生成されるので、“冪
乗分布” をする高エネルギー陽子 · 電子の非熱的なエネルギースペクトルが γ 線のエネルギー
スペクトルに反映される。宇宙空間を直進するガンマ線は、到来方向の情報を失ってしまっ
た宇宙線の起源や伝搬の様子を直接的に指し示すと考えられている。
これまでの天文学において、未知の観測波長領域の開拓は、新しい天文学の発展を強く押
し進めてきた。したがって、最近のガンマ線観測に対する関心が高まっているのは当然のこと
といえよう。ガンマ線観測は大きく分類して、地上による観測と衛星での観測とに分けられ
る。ガンマ線観測は衛星による観測からスタートし、SASII(1972-1973)、COSB(1975-1982)
などにより観測が行われ成果を挙げた。
衛星による観測はエネルギー範囲が 100MeV 以上から 30GeV 付近の領域において行われ、
より高エネルギー領域での観測はアメリカ Whipple グループにより地上に設置された大気
チェレンコフ光望遠鏡によって研究が進められた。ガンマ線の大気入射によって、大気チェ
レンコフ光は高度およそ 10km の地点で発生すると言われ、地上数百 m 付近において、半径
約 130m、厚さ ∼nsec という薄い光の円盤として観測される。また、ガンマ線は一般にエネル
ギーの増加とともに Flux が減少するため、超高エネルギーガンマ線の観測において、広大な
有効面積を稼ぐことができる大気チェレンコフ光望遠鏡は有利である。荷電宇宙線によって
引き起こされる空気シャワーからもチェレンコフ光が放出され、ガンマ線に比べ圧倒的に高
い頻度で宇宙線が降り注ぐため、その背景となる雑音の除去が長年の大きな障壁となってい
た。近年、Whipple グループにより、シャワーのチェレンコフ光像をピクセル像で捕え、宇
宙線とガンマ線のイメージ形状の違いから両者を識別する方法が確立され、大気チェレンコ
フ光望遠鏡を用いたガンマ線天文学は急速な発展を見せた。現在のガンマ線天文学は大きく 2
つに分かれており、∼30GeV の領域をカバーする衛星による観測と、数百 GeV∼ の領域を対
象とする地上観測とからなる。したがって、およそ 30GeV∼ 数百 GeV の領域は観測されてい
ない未知の領域であり、衛星、地上望遠鏡の双方が観測エネルギー領域の拡大を試みている。
7
1.2
高エネルギー候補天体としての活動銀河核
Active Galactic Nuclei(AGN) とは非常に小さい領域 (一般に) から膨大なエネルギー (1040 ∼
1046 [erg/s]) を放出している天体である。一般的に数時間から数年の時間スケールでの放射輝
「膨大なエネルギー」と「激しい時間変動」ととい
度 (luminosity) の大きな変動が見られる。
う二つの局面から、AGN のエネルギー源は中心に存在するであろうブラックホール (107 ∼
1010 M ) への降着物質ではないか、と考えられている。というのも、時間変動のタイムスケー
ル (tvar ∼ 103 s) から放射領域の大きさの上限 (R ≤ ctvar ∼ 1013cm) が求まり、そのスケール
は太陽系程度の小さな領域であることが分かる。一方で、強い放射圧に耐え得る天体となる
と、106 M 程度の質量が必要になり、これらの制限から巨大なブラックホールが存在するで
あろうということになる。そのブラックホールに物質が落ち込む際に解放される重力エネル
ギーが放射の源と考えられるわけである。
AGN は更に、電波観測での強度から、
「radio loud」なものと「radio quiet」なものとに分
類されるが、高エネルギー γ 線が観測されている AGN は全て「radio loud」である。1.1 に
AGN の分類を図示する [1]。
Galaxies
AGN 1-10%
radio
loud ~10%
spirals
radio
~90% quiet
ellipticals most
broad &
no
lines most
narrow
lines
line
flat
most
BL Lacs spectrum steep
spectrum
~ 200
most
ellipticals
narrow
line
Seyfert I
OVV QSO
Seyfert II
superluminal
high polarization
RQ QSOs
BLAZARS
~ 1000
図 1.1: AGN の分類
AGN の約 10%が radio loud に分類されるが、その殆んどの AGN には銀河面に垂直に吹き
出しているジェットが存在している。ジェットは銀河核から銀河面をはさんで対称に吹き出し
ており、大きなものでは 1024 cm もの遠方まで延びているものさえある。AGN の中でも特に
特徴的なものに、「Blazar」と呼ばれるグループがある。Blazar はジェットが観測者 (すなわ
ち地球) の視線方向を向いた特異な天体であり、AGN の中でも最も早く、かつ大きな強度変
動を示す。1991 年に打ち上げられたガンマ線天文衛星 CGRO に搭載された EGRET 検出器
8
は、271 個のガンマ線天体を検出し、その内の 66 個が AGN であったが、その 66 個の AGN
の全てが Blazar であった [3]。その後、地上の γ 線望遠鏡によっていくつかの Blazar からの
γ 線は TeV 領域にまで広がっていることが発見された。
1.2.1
AGN のガンマ線発生機構 (SSC モデル)
現在検出されている Blazar のエネルギースペクトルには、少なくとも 2 つのピークが存在
し、一般的に一つのピークは赤外線から X 線付近に存在し、もう一方のピークは γ 線領域に
ピークを持つことが多い。電波、可視光での観測では強い偏光が観測されており、そのこと
から、AGN から放出されるエネルギーの内、低いエネルギー成分は相対論的電子シンクロト
ロン放射によって生成されていると考えられる。また、その後の観測から、2 つの領域で同時
に増光が発見されたことによりこの 2 つの放射過程はお互いに独立したものではなく、関連
した放射過程によってエネルギーが放出されていることが示唆された。現在考えられている
AGN の放射メカニズムは低エネルギー成分がシンクロトロン、高エネルギー成分はシンクロ
トロン成分を放射しているのと同じ相対論的な電子が、何か “seed photon” を叩き上げてい
るのではないかと考えられている。このことは、2 つのピークの形状が非常に類似しているこ
とからも信頼性が高い。
では “seed photon”の正体は何かということになる。まず、候補となる “seed photon”につ
いて考える。主に考えられるのが、3K 背景放射 (CMB)、シンクロトロン放射で生成された
光子の 2 つである。この 2 つのエネルギー密度を比較する。CMB のエネルギー密度は他の観
測からわかっていて、シンクロトロン光子については Mkn421 の観測から求められている値
を示すと、
· CMB(3K 背景放射)
UCM B ∼ 3 × 10−12(erg/cm 3)
· Syncrotron photon
Usync ∼
Lsync
∼ 3 × 10−4 (erg/cm 3)
4πR2 cδ 4
よって、後者の方が支配的であるのがわかる。中にはガンマ線放射が卓越する一部の Blazar
では、ジェット外部から入力する光子が必要なものもあるが、一般的に TeV Blazar では、
· 低エネルギー成分 :
· 高エネルギー成分 :
シンクロトロン放射
シンクロトロン - 自己コンプトン放射 (SSC)
でよく説明されている。
Self-Synchrotron Compton(SSC) とはシンクロトロン放射領域において、放射によって生
成された光子が放射領域に存在する電子に叩き上げられて (Inverse Compton Scattering) さ
らに高エネルギーを得る放射過程である。あたかも、生成元の電子が生成された光子を散乱
させるように見えることからシンクロトロン- 自己コンプトン放射と呼ばれる。
9
今、エネルギー γmec2 (γ は電子のローレンツ因子) の電子が放射するシンクロトロン光子
の周波数は、観測系で、
νsync 1.2 × 106 Bδγ 2 ,
逆コンプトン散乱で叩き上げられた光子の周波数は
νSSC = γ 2νsync
と表される。今 δ = [γ(1 − βcosθ)]−1 を相対論的なビーミング因子と呼ばれる量であり、θ
はジェットと視線方向のなす角度、β はジェットの速度 (v/c) である。Blazar の場合、θ 1/Γ
と考えられるので δ Γ が得られる。電波の観測結果から典型的な Blazar は δ 10 となる
ことが分かっているので、この値を用いると、
B ∼ 0.1G
時間変動のタイムスケール、tvar ∼ 1day を用いると、放射領域のスケールの上限、ジェット
内部の地場の強さは、
R ∼ ctvar = 3 × 108 (m/s) × 86400(s) ∼ 2.6 × 1018(m)
と芋づる式に全ての物理量が求まる。
また、別の角度で見てみると、個々の電子がシンクロトロン放射と逆コンプトン放射で単
位時間あたりに失うエネルギーは、
Synchrotron Radiation が
d
4
(γme c2 )]sync = στ cγ 2UB ,
dt
3
Inverse Compton Scattering では
d
4
[ (γmec2 )]SSC = στ cγ 2 Usync ,
dt
3
[
となる。ここで UB 、Usync はそれぞれ磁場とシンクロトロン光子のエネルギー密度であり、στ
はトムソン断面積である。放射輝度とは、エネルギー損失に全電子数をかけたものになるの
で、シンクロトロン放射と逆コンプトン放射の輝度の比は、
Usync
LSSC
=
Lsync
UB
となる。TeV Blazar の場合、Lsync ∼ LSSC となるので、Usync ∼ UB ∼ 4 × 10−4 erg/cm 3 が
得られる。仮に放射領域が半径 R の球としたとき、放射輝度と光子エネルギー密度とには、
Lsync = 4πR2 cδ 4 Usync
の関係がある。今、Lsync に 1044 erg/s を当てはめると、放射領域のサイズがおよそ R 1018 (m) になる。この見方は放射スペクトルの形状からのみ計算した値であるが、同様の放
射スケールを求めることができ、さらにこのことから AGN の時間変動が R/(cδ) ∼ 1day く
らいであることまで予想される。
したがって、図 1.2 のシンクロトロン成分と SSC 成分のピーク周波数の比をとることで、放射
に主に寄与する電子のエネルギーを見積もることができる。定常放射に関して νsync ∼ 1016 Hz、
νSSC ∼ 1026 Hz をとると、γ ∼ 105 が求まる。また、
10
L sync
υsync
υssc
図 1.2: 典型的な Blazar のスペクトル
1.2.2
多波長による AGN 観測の現状
AGN の多波長観測については Whipple、HEGRA、ASCA、RXTE を中心に、Mkn421、
Mkn501 に対してすでに 100 を越える同時観測キャンペーンが行われている。その成果として
は X 線、TeV ガンマ線での時間変動が非常に一致した周期、フレアのタイミング等 SSC モデル
を確立させるに十分な結果を示してきた。一方、赤外、可視光、電波との同時観測は多く成され
ているが、変動の他波長との相関ははっきりした結果が少ない。それでも、Blazar の多波長ス
ペクトルに見られる 2 つのピークを示すには十分な結果であった。図 1.3 は Mkn421(1998)[10] 、
Mkn501(1997)[11] について以前行われた多波長観測の結果である。
いずれもガンマ線、x 線における観測においては時間変動に非常に良い相関が見えるのに対
して、可視光ではそれほど明確な相関は見えていない。Mkn421、Mkn501 に関してはこれら
以外にも数多くの同時観測が行われており、x 線とガンマ線の時間変動には非常によい相関
が見れると共に、可視光においても微弱ながらも相関が見てとれる。以下の表 1.1 に最近の
AGN に対する可視光による観測結果をまとめる。
11
HEGRA
CAT
Whipple
RXTE
(8-15keV)
ASCA(0.5-7keV)
EUVE
Mrk421
T.Takahashi et al
Mrk501
Catanese et al
図 1.3: Multiwave observation of AGN
12
Object
Mkn421
Mkn501
BL Lacertae
3C279
ON231
表 1.1: 最近の可視光による AGN 観測結果
Site
Filter band
date
1
WEBT [5][6]
Landessternwarte[8]
WEBT
NOTetc.2 [7]
Italy[9]
UBVRI
R
R
BVRI
BVRI
Mar∼/2001
Mar/1996
Jul/2000
Jan/1999,2000
May/1998
Variability
0.8mag(V)
0.1mag(R)
0.8mag(R)
1.5mag(R)
1.5mag(V)
表 1.1 に示した AGN の時間変動の中で、Mkn501 の 0.1 等の変動が最も小さいものになっ
ているが、0.1 等の変動は Flux にしておよそ 10%の変動に相当し、CARROTS においても
√
10%の変動を観測できる必要がある。信号 (S) の 10%に対して雑音 (N) のバラツキ ( N) の
方が大きいと 10%の変動が雑音に埋もれてしまうため、最低でも
0.1S >
√
N
S
√ > 10
N
である必要がある。AGN は 13 等から 15 等と比較的明るく、Mkn421(およそ 13 等) は柏キャ
ンパスのような光害の多い場所においても 10 秒の露出で √S = 26σ で観測できている (4.1
N
参照)。
これからも多波長キャンペーンは多々行われるであろうが、x 線、ガンマ線での同時キャン
ペーンは何も新しくなく、まして、異なる観測場所でのキャンペーンでは短い時間スケール
の天体には適用しにくい。多波長観測を行う際には 1 秒と異ならない全くの同時観測を行う
ことが必要であり、その意味で CARROTS 計画は重要である。
13
1.3
1.3.1
GRB 追観測システムの現状
GRB とは
GRB(γ-Ray Burst) は現在の高エネルギー天文学における大きな謎の 1 つである。GRB は、
高エネルギー γ 線が突然爆発的に放射される現象である。バーストのエネルギーの 90%以上
は γ 線として放射される。ガンマ線強度は、数ミリ sec∼ 数 10sec で減衰する。また、GRB は
全天で約 1 日に 1 回の割合で検出され、等方的に分布していることが分かってきている。し
かし、GRBs の起源についてはよく分かっていない。よって、全天においてバーストがどこ
で発生するのか、またいつ発生するのか予想することができない。
最初の GRB 発見は、1967 年アメリカの核実験監視衛星 Vela による偶然の発見であった。
しかし、当初は、観測された γ 線は核実験によるものだと考えられていたため、1973 年まで
この発見は公表されなかった。 後にこの γ 線は宇宙に起源があることが分かった。
1978 年から 1981 年までは、PVO(Pioneer-Venus Orbiter)、Venera-11、Venera-12、そし
て他の地球に近い衛星による第 1IPN(Inter Planetary Network) というネットワークが組ま
れ、GRB の天球上での位置が精度よく決められた。
ここで、IPN とは惑星軌道上で稼働している検出器による GRB の検出の時間差から位置を
決定するネットワークである。
また、1984 年には X 線衛星によって GRB の発生による X 線が観測されていた。USAF
P78-1 や Hakucho のような回転しながら x 線を観測している衛星は長期にわたる観測によっ
て X 線についての重要な発見をし、また GRB が発生したときの X 線の flux の増加も検出し
ていた。
以上のような衛星による観測結果を元に、GINGA に搭載される GRB 検出器は計画的に作
られ、X 線スペクトルの観測に向けられた。そして、X 線前兆、X 線テール、サイクロトロ
ン線の特徴をもつような特有の GRB を見つけた。また、1990 年 10 月には Ulysses に取り付
けられた GRB 検出器による観測が始まった。そして、この Ulysses、POV、他の地球に近い
衛星による第 2IPN が、1990 年から 1992 年まで組まれていた。
次に、GRB を観測するために作られたのが 1991 年に打ち上げられた CGRO(Compton
Gamma Ray Observatory) 衛星である。この衛星には、4 個の検出器が搭載された。EGRET(Energetic
Gamma Ray Exporiment Telescope)、BATSE(Burst And Transient Source Experiment)、
COMPTEL(Imaging Compton Telescope)、OSSE(Oriented Scintillation Spectrometer Experiment) である。この衛星は、スペクトル解析ができ、高感度で激しいスペクトル変化を検
出することができる。CGRO 衛星を打ち上げることで GRB の大量の情報を得ることができ
た。中でも全天をモニターすることができ、位置分解能 5◦ でバーストの位置をきめることが
できる BATSE 検出器によって、大きな発見がなされた。
いくつかの謎は、1996 年に打ち上げられた BeppoSAX 衛星によって明らかにされた。BeppoSAX 衛星は、1997 年に本格的な観測が始まり、現在も観測を続けている。この衛星が afterglow とよばれる突発的なバースト直後から見られるガンマ線より長い波長での残光現象
(可視光でも観測されている) を発見したことで、GRB を起している天体の赤方編移が観測さ
れ距離スケールについて分かってきた。
しかし、最初の発見から 30 年以上経ち、数千個にもおよぶ GRB の観測データがある現在
でも、どのようなメカニズムで起っているのかなどについては、はっきりとした説明がなさ
れていない。
14
1.3.2
ガンマ線バースト探査衛星 HETE-II
High Energy Transient Explorer(HETE) は γ 線バースト (GRB) を探査する小型天文衛星
である。アメリカ、日本、フランスとイタリアの共同実験で、MIT を中心として運営されてい
る。soft から medium X 線、そしてガンマ線に感度のある装置が搭載されており、同時に多波
長での観測が可能にである。GRB は突然発生し、また γ 線は入射方向の決定が非常に困難な
上、数秒から数十秒という短時間だけの爆発的現象であるため、その位置を正確に決定するこ
とが困難な天体である。HETE はこの困難を解決するために計画された衛星であり、GRB から
の x 線を検出するとともに衛星上に搭載された計算機が瞬時に GRB 発生方向を計算して地上
の観測施設に速報を送る。衛星は 2000 年の 10 月に打ち上げに成功した。HETE-II に搭載され
ている検出器は 3 つあり、GRB に対して最も感度をもつ γ 線分光器 (FREGATE:6-400keV) 、
10 分角程度の位置決定能力を有する広視野 x 線モニター (WXM:2-25keV) 、そして軟 x 線カ
メラ (SXC:0.5-10keV) である。衛星の寿命はおよそ 2 年で、全ての観測装置は常に反太陽方
向を向いている。以下にそれぞれの検出器の仕様を示す。
• X 線検出器
◦ Soft X-ray Camera(SXC)(0.5-14keV)
2 つの 1 次元 X 線イメージ CCD をそれぞれ衛星の X 方向、Y 方向
に沿って
配置することで 2 次元のイメージを検出する。
有効面積: ひとつの SXC あたり 7.4cm 2、視野: ∼0.9sr.
位置分解能: 30”、 エネルギー分解能: 46eV @ 525eV、129eV @
5.9keV。
◦ Wide Field X-ray Monitor(WXM)(2-25keV)
1 次元位置検出型比例計数管。
互いに垂直に配置することによって、2 次元の位置を検出する。
有効面積: それぞれ 175cm2、位置分解能: <10’
エネルギー分解能: ∼22%@8keV。
•French Gamma-ray Telescope(FREGATE)(6-400keV)
4NaI(TI) ガンマ線検出器
有効面積: 120cm2 、視野: ∼3st.
エネルギー分解能: ∼25%@20keV、∼9%@662keV
HETE によって検出された GRB はすぐさま衛星上でその位置が割出され、GRB 発生後数秒
以内で地上で情報を待っている観測施設に送られる。
HETE 計画は、衛星上で GRB の位置を決定し、世界中の観測施設に情報を送信すること
によって多くの観測装置を用いて対応天体を同定するという計画である。
15
1.3.3
GRB Coordinates Network(GCN)
GRB Cordinate distribution Network(GCN) は GRB の発生位置をネットワークを介して配
信する通信形態である。HETE-II 衛星上で処理されたバースト発生の位置情報は 138MHz·300bps
で常時「放送」され、赤道に沿って隙間無く設置された受信専用の 12 局の副地上局 (BAS:Burst
Alert Station) で受信される。受信データはインターネットを通して MIT の運用センターに
転送され、バースト情報が抽出され、GCN を通じて観測者に配信される。通信時間は最も早
い方法 (UNIX ソケット) で、バースト発生後 10 秒程度である。HETE-II からの GRB 位置情
報は GCN に登録しておけば、誰でも無償で得ることができる。
GRB のバースト継続時間は 1 秒以下のものから、数十秒のものまで報告されている。GCN
情報の受信後すぐに観測を行うことができ、かつ衛星の位置決定誤差の範囲をカバーできる程
度の視野をもつ自動観測システムであれば、バースト最中から残光まで観測することが可能で
ある。実際、GRB990123 の観測 [14] において、ROTSE-1(Robotic Optical Transient Search
Experiment)3 [15] によってバースト最中からの観測に成功している。図 1.5、図 1.6 参照。図
1.5 の上図では、ガンマ線によるバースト後に可視光でのピークが現れており、ガンマ線領域
でも 2 度目のバーストが観測されている。この観測では、バースト検出後 22.18 秒後から観
測が開始し、47.38 秒後に可視光にてピークを得た。ピーク時の可視光等級は 8.865 等であっ
た。この結果から、小型の光学望遠鏡を用いた自動観測により GRB の残光を捕らえることが
可能であると考える。仮に、CARROTS が GRB990123 をキャッチした場合、8.8 等の明るさ
√
は 5 秒の露出でおよそ 1000σ の S/ N を得ることができ、その時間変動から GRB を同定す
ることが可能である。常時ネットワークに接続された状態であれば、GRB 発生後速くて 15
秒、遅くとも 40 秒後には観測を開始することが可能であり、GRB990123 であれば約 10 等以
上の明るさで観測することができる。
1.3.4
GRB 即時自動観測システム RIBOTS[12]
RIken-Bisei Optical Transient Seeker(RIBOTS) は 2000 年 10 月に打ち上げが成功した
HETE-II 衛星の位置速報をもとに γ 線バースト中∼直後からの可視光による追観測を目的と
図 1.4: HETE-II[13]
3
ROTSE-1 は 4 本のカメラレンズに CCD カメラを装着することにより、広視野 (16 度角) での観測を可能に
している
16
図 1.5: ROTSE-1 が捕らえたバースト最中からの GRB のライトカーブ。
17
する γ 線バースト可視光即時自動観測システムのことである。HETE-II 衛星の位置精度の高
さ (約 10 分角) と速報性 (バースト発生後約 10 秒後) を最大限に利用することにより、γ 線バー
スト発生後約 15 秒後 (HETE-II の速報時間+RIBOTS の導入時間) には地上に設置された光
学望遠鏡による観測を開始することが可能である。設置場所は岡山県美星町の美星天文台、群
馬県高山村のぐんま天文台、宮崎大学 (RIMOTS) などである。美星天文台では、BIS 分光装
置を用いて GRB の初期残光を自動分光観測する計画がある。本来我々の計画はオーストラリ
アにおける AGN および大気のモニターであるが、RIBOTS の一つの拠点として、HETE-II
衛星からの GRB 位置速報を受け、GRB の可視光による追観測も行う。我々と RIBOTS が使
用する望遠鏡はともに Meade 社製 LX200-30 であり、格納するドームも同じものを使用する
ため、多くの情報を共有でき、共同で開発できるという利点がある。
現在、RIBOTS の他にも自動観測システムが建設されており、TAROT(仏) では口径 25cm
の望遠鏡を用いており、北アメリカの BART、スペインの BOOTES はそれぞれ 25cm、30cm
の望遠鏡を用いている。しかし、現在の自動観測システムはヨーロッパ、北アメリカに集中
しており、とりわけアジア太平洋地域、南半球には存在しない。そこで、オーストラリアに
光学望遠鏡を設置する本研究は大きな期待を背負っている。
18
図 1.6: ROTSE-1 の写真。4 本のカメラレンズが装着されている
19
第2章
2.1
小型光学望遠鏡と地上ガンマ線望遠鏡
計画
概要
今日、解像型チェレンコフ望遠鏡による TeV 領域のガンマ線観測が進展し、活動銀河核や
パルサー星雲からの高エネルギー放射の研究が急速に進展を見せている。これらの非熱的な
振舞を示す天体現象の解明には、熱的な場合のように温度に対応した単一の波長領域による
観測だけではなく、広い波長領域にわたるデータを総合する必要がある。
日本 · オーストラリア共同の CANGAROO グループでは、オーストラリアの砂漠地帯に設
置した大口径チェレンコフ望遠鏡を用いた TeV ガンマ線の観測を行っており、1998 年度末に
は 7m 口径の新望遠鏡が完成し、より高い感度での観測が始まっている。
銀河系内天体からのガンマ線は直接飛来するが、活動銀河などの遠方の天体からのガンマ
線は、銀河間に存在する赤外放射と衝突を起こし、電子陽電子対を生成して失われるため、赤
方偏移 z>0.1 の天体の約 1TeV 以上での観測は困難であると考えられている。しかし、新望
遠鏡では、エネルギー閾値が従来の 3.8m 望遠鏡の約 2TeV から約 300GeV まで下がったこと
により、活動銀河の観測の可能性が赤方偏移 Z=0.2 くらいまで増大した。活動銀河からのガ
ンマ線放射は、いままで観測されている Mrk421 や Mrk501 の例に見られるように、激しく
時間変動しており、15 分程度の時間スケールの現象さえ報告されている。これはどの波長よ
りも短い時間スケールである。このような現象を他波長で同時観測するためには、ほぼ同じ
経度にある望遠鏡で観測を行う必要がる。
本研究では、短い時間スケールで可視光領域との同時観測を行うために、CANGAROO ガ
ンマ線望遠鏡のすぐ脇に小型の光学望遠鏡を設置する。活動銀河の多くは以下に示すように
十分な明るさを持っているので、小口径の望遠鏡で観測が可能であるが、上述のような短い
時間スケールで十分に感度を持つ観測を行うためには CCD カメラの導入が不可欠である。
また、活動銀河の観測に限らず、ガンマ線望遠鏡の隣で光学望遠鏡によって観測中の天体付
近の星野をモニターすることは、そらの状態を知る上でも重要である。しかし、ガンマ線望遠
天体の種別
表 2.1: ガンマ線候補天体の可視光での等級 (V band)
名称
TeV 領域での検出例 可視等級 赤方偏移 (z)
Mrk421
Mrk501
PKS2155-304
PKS2005-489
あり (多数)
あり (多数)
あり
なし
13.5
13.8
13.09
13.4
20
0.031
0.033
0.116
0.071
鏡の視野は約 3◦ と大きいため、その視野すべてをモニターすることは困難であるが、フォー
カルレデューサーを用いることによって、より広い視野をモニターすることも可能である。さ
らに、星の高度の天頂角依存性を測ることによって大気の透明度を測ることや、赤外フィル
ター (I バンドフィルター) を用いた観測により雲の存在等の観測も行うことも考えている。
2.2
研究計画
南オーストラリア州の砂漠地帯 (Woomera 近郊 (南緯 31.099 度、東経 136.786 度)) に設置
さらた大気チェレンコフ望遠鏡の傍らに小型光学望遠鏡 (LX200-30) を設置し、その主焦点に
はフィルターホイールを介して CCD カメラを装備する。光学望遠鏡および CCD カメラは、
安価にシステムを構築するために市販のアマチュア用製品を使用することにした。市販の製
品を使用することによって、システム開発に際して多くの有益な情報が容易に得られると考
えられる。目標とするのは完全なる自動観測システムの開発であり、格納ルーフの開閉から
望遠鏡の制御、フィルターの選択、CCD カメラによるデータ取得、及びデータの保存に至る
までの全システムを一台の Linux マシンでの制御を試みる。Linux で統一されたシステムを
構築することによって、ネットワークを通じたコントロールが容易になり、さらに完全自動
化することで CANGAROO 望遠鏡の観測者が観測の片手間に光学望遠鏡のコントロールも
可能になるようにすることが大前提である。1 晩フルで観測した場合の CCD データ量1 は数
百 MBytes にのぼり、一ヵ月の観測を行うと数 GBytes になるため、大容量、ランダムアク
セスが可能、なおかつ日本とオーストラリア間を持ち運べるリムーバブルな記憶媒体として
DVD-RAM を使用してデータを保存することにした。基本的に CANGAROO の観測シフト
に要求される作業は、観測スケジュールファイルの置き換えとシステムスタート、およびデー
タ格納ディスクの交換である。また、停電等のトラブル発生時にはシステムの再起動が要求
される。
2000 年、2001 年にかけて、東京大学柏キャンパスにおいてテスト観測を行いながら望遠
鏡と CCD カメラに関する制御システムを開発し、2001 年 12 月 Woomera にてテスト運用を
行った。今回の Woomera での観測目的は、柏キャンパスで開発したシステムのテストおよび
カスタマイズ、さらに、フィルターを用いた観測計画の確立と大気モニターとしての有用牲
の確認が主な目的である。
今回のテスト観測ではインターネットには接続されない形での観測であるが、将来的には
インターネットに常時接続された状態にし、普段は CANGAROO 望遠鏡の大気モニター等を
目的として運用し、GRB 発生時には南半球における即応観測の拠点の一つとして稼働する予
定である。
なお、このシステムは CARROTS(CANGAROO and RIBOTS Robotic Optical Telescope
System) と命名され、RIBOTS グループと共同で開発を行っている。
1
詳しいデータ量の見積りは後の章で述べる
21
2.3
大気モニターの必要性
大気チェレンコフ望遠鏡において観測中の大気のモニターは重要である。大気中に入射し
た高エネルギーガンマ線は大気の原子核と衝突し、電磁カスケードシャワーを起こす。この
シャワー中の荷電粒子が大気中の光速を越えた速さで走ると、チェレンコフ光が発生する。ガ
ンマ線は宇宙線などの荷電粒子と異なり、星間空間においてその軌道を変えられない上に、大
気の屈折率が小さいためにチェレンコフ光は前方に集中して放出される。したがって、観測
されるチェレンコフ光は元々のガンマ線発生場所の情報を保持したまま観測されることにな
る。しかし、大気中をチェレンコフ光が走る間には、大気の様々な成分によって吸収・散乱
を受け、観測地点に達するまでに減衰されてしまう。この減衰を正確に理解することは、発
生したチェレンコフ光の強度を知ることにつながり、さらには、入射したガンマ線のエネル
ギーまで遡ることができる。
現在、CANGAROO 望遠鏡では赤外線の量を測定する Cloud Monitor を設置し、常に雲
の有無を監視し、トリガーレートとの相関からデータに対する雲の影響の有無を調べている。
その他に大気の透明度、厚み、光の散乱等からチェレンコフ光の有意さを調べることは重要
である。大気中における光の散乱には主に、レイリー散乱とミー散乱があるが、これらの振
舞いは解析シミュレーションに反映されるべきである。一般的に、大気透過率を考える際に
考慮すべき要素は、光の軌跡に沿った大気の総量および成分である。中でも光を吸収・散乱
する成分の分布と総量は大きな要素であり、観測地点によって大きく異なってくる量であり、
また風や雲の有無によっても変化が激しい。
レイリー散乱は半径が光の波長の 1/10 以下の微粒子による光の散乱で、空気分子、雲や雨
などの水滴による散乱がこれにあたる。レイリー散乱は一様な媒質中に微粒子がランダムに
存在してるときには重要で、全散乱波の強度はそれぞれの微粒子による散乱キョウドの和で
与えられる。等法的に分布した微粒子による偏光していない光については、
(散乱波強度)
8π 4 N α2 (1 + cos2 θ)
＝
(入射波強度)
λ4 r 2
ここで、N は微粒子の数、α は分極率、θ は散乱角、λ は波長、r は散乱体から観測点までの
距離である。レイリー散乱の強度は微粒子の数に比例し、その形状には依存しないことが特
徴である。散乱係数は波長の 4 乗に逆比例し、波長の増加とともに急激に減少する。また、散
乱光強度は 1 + cos2 θ に依存し、前方 (散乱角 0◦ ) 及び後方 (散乱角 180◦ ) を 1 としたとき、側
方 (散乱角 90◦ ) では 0.5 の前後対称の角度分布を示す。
一方、ミー散乱は半径が光の波長の 1/10 あるいはそれ以上の球形粒子による散乱で、エア
ロゾルや雲などの大気成分によって引き起こされる。ミー (Mie. G,1908)[17] が、均質電媒質
球に平面電磁波が入射する場合のマクスウェル方程式の厳密解として得たミー散乱の理論は、
粒子が小さい場合の極限にレイリー散乱が現れる。ミー散乱の特徴は散乱体のサイズに依存
し、散乱体が大きいほど前方に集中した散乱を示す。。
今、散乱の指標としてサイズパラメータ (α) を導入する。
α ≡ ka =
2πN a
λ
ここで、k は波数 (k= ωc )、N は大気の屈折率、a は散乱体の半径、λ は電磁波の波長である。
α の値 ∼1 の極限ではミー散乱の角度分布はレイリー散乱のそれに似た形になる。
22
2.4
2.4.1
MODTRAN4 を用いた大気シミュレーション
シミュレーションプログラム MODTRAN4 の概要
我々CANGAROO が観測を行っている Woomera は砂漠に近い不毛な大地であり、周囲ほ
ぼ 360 度が地平線の見える土地である。周囲に大きな障害物が無いことから風の強い日は秒
速 15m もの風が吹き荒れることもしばしばある。
大気チェレンコフ光を観測する際に重要な大気の要素は、吸収・散乱成分とその量、およ
び散乱角である。大気の吸収・散乱はチェレンコフ光の発生高度から望遠鏡のある観測高度
までの間に存在する成分情報が必要である。また、その成分は季節、風の有無、天体の高度
によって左右される量であることは容易に想像がつく。これらの情報を正確に実測するには
LIDAR 法を用いた大気測定を行うのが一般的であるが、ここでは既存の大気透過率計算プロ
グラム MODTRAN4[16](MODerate resoution TRANsmittnace) を用いて様々な条件下での
大気透過率、および大気成分を計算した結果を示す。
MODTRAN4 は元々はアメリカ海軍が開発したものであり、有償ながらソースコードまで
公開されている。高度 H2(km) で発生した光を、高度 H1(km) で観測したとするとき、H2 か
ら H1 に達するまでに光がどの程度残存するかを求めるものである。その際、光が通過する大
気のモデルを選択することができ、さらに雲、風の有無、H1 から見た H2 の天頂角等を設定
することにより様々な条件下での大気透過率を計算することができる。
H2
Current wind speed
WSS
refraction
Atmosphere
zenith angle (deg)
ANGLE
H1
BETA
Earth
図 2.1: Slant path through the atmosphere from point H1 to point H2
図 2.1 のように、MODTRAN では光線の屈折を考慮して計算することができ、図に示す実
線の軌跡を描くことになる。図中に示した四角で囲んだ量は自由に設定することができる。
2.4.2
エアロゾルパラメータによる大気透過率変化
CANGAROO の観測場所は中緯度の岩石砂漠であり、高度 160m に位置する。またチェレ
ンコフ光の発生高度は高度 10km にピークを持つことが知られているので、H1、H2 の設定値
23
Transmittance
はそれぞれ 0.16km 、10km にした。大気モデルには中緯度春・夏モデルを用い、エアロゾル
のパラメータを変えて大気透過率を計算したものが図 2.2 である。図 2.2 にはエアロゾルパラ
メータが Desert、Rural の VIS= 23km と 5km、Urban モデルの 4 つに対する大気透過率を
波長毎にプロットしたものである。VIS とは大気の透明度であり、数字が大きいほど遠くま
で見えるという大気透明度の尺度になっている。
1
0.9
DESERT
RURAL (VIS=23km)
0.8
RURAL (VIS=5km)
URBAN (VIS=5km)
0.7
0.6
0.5
0.4
0.3
0.2
0.1
0
200
300
400
500
600
700
Wavelength(nm)
図 2.2: Aerosol モデルの違いによる大気透過率の変化
2.4.3
大気透過率を加味したチェレンコフ光のスペクトル
さらにチェレンコフ光が波長の 2 乗に反比例した分布を示すことから、図 2.3 のようなチェ
レンコフ光スペクトルを求めることができる。図 2.3 から、高度 10km で発生したチェレン
コフ光は、地上 160m の観測地点に到達するまでの間に大気による吸収・散乱を受け、波長
300nm から 400nm の領域にピークを持ち、300nm 付近には急激なカットオフが存在する波長
分布をもつようになる。CANGAROO 望遠鏡による実際の観測においては、予想されるチェ
レンコフスペクトルの他に、球面鏡の反射率、および光電子増倍管のガラスの透過率とフォ
トカソードの量子効率を考慮する必要があり、これらすべてを考慮すると、天頂方向から飛
来するチェレンコフ光の波長はおよそ 350n から 400nm 付近にピークを持つことが分かって
いる。[18][19]
24
transmittance
1
0.9
Atmospheric Transmittance
0.8
0.7
0.6
0.5
Cherenkov Spectrum
0.4
0.3
0.2
0.1
Cherenkov Distribution
0
200
300
400
500
600
700
wavelength(nm)
図 2.3: 中緯度春・夏大気モデル、Desert エアロゾルパラメータにおけるチェレンコフ光スペ
クトル (縦軸の値は任意)
25
2.4.4
各大気成分による吸収・散乱の様子
1
Transmittance
Transmittance
また大気透過率に大きく作用している要素として、水・オゾンによる吸収、窒素や酸素な
どの分子による Rayleigh 散乱、 エアロゾル (大気中のホコリや雲、汚染など) による Mie 散
乱がある。大気の透過率はこれらの 4 つの要素でほぼ説明することができ、光の軌跡に対す
るこれら 4 つの成分の総量に大きく依存する。
Rayleigh 散乱は大気中の分子による散乱で、
図 2.4 は中緯度春・夏大気モデルでエアロゾルが Desert の場合において、大気透過率に影
響を及ぼす 4 つの主要な大気成分による光の透過率を示したものである。それぞれトータル
の大気透過率と比較している。200nm から 300nm の紫外線領域でオゾンによる吸収が支配的
になっており、300nm から 400nm の領域では Rayleigh 散乱が、600nm よりも長波長側にお
いては水分子等による吸収と Mie 散乱の影響を強く受けているのが分かる。
0.9
0.8
0.7
1
0.9
0.8
0.7
0.6
0.6
0.5
0.5
0.4
0.4
H2O absorption
0.3
0.2
0.2
0.1
0.1
0
200
400
ozone absorption
0.3
0
600
200
400
1
0.9
0.8
0.7
1
0.9
0.8
0.7
0.6
0.6
0.5
0.5
0.4
0.4
Rayleigh scattering
0.3
0.2
0.1
0.1
200
400
Mie scattering
0.3
0.2
0
600
Wavelength(nm)
Transmittance
Transmittance
Wavelength(nm)
0
600
Wavelength(nm)
200
400
600
Wavelength(nm)
図 2.4: 赤で示されているのがそれぞれ主要な 4 つの成分による大気透過率である
ここでいうオゾンによる吸収とはオゾン層に存在するオゾンによるものではなく、観測高
26
表 2.2: 季節によるチェレンコフ光強度の変化
春・夏
秋・冬
差
波長 (nm)
300
350
400
0.25646195
0.54818797
0.67763150
0.26616040
0.56636441
0.69713944
3.64%
3.20%
2.80%
altitude(km)
度から高度 10km までの間に存在するオゾンによるものである。オゾン層は高度 20km から
30km 付近に集中して存在していることが知られており、図 2.5 に示したのは MODTRAN で
シュミレートする際に仮定された、大気中に存在するオゾン量の高度分布である。オゾン層
が 20∼30km に集中しているのがわかる。ちなみに光の発生高度を変えて、オゾンによる吸
収の変化を調べたのが図 2.6 である。オゾンは主に紫外領域の光と反応するため、発生高度
に関わらず 200nm から 300nm 付近での透過率のみが大きく落ち込む。
80
70
60
50
40
30
Ozone layer
20
10
0
0
0.002
0.004
0.006
0.008
0.01
0.012
amount of ozone(atm-cm)
図 2.5: 大気中のオゾン分布。オゾン層は 20km から 30km の領域であり、チェレンコフ光の
発生高度と仮定した 10km は赤のラインで示してある。
また図 2.7 は大気透過率の季節による違いを示したものである。チェレンコフ光の季節によ
る変化は、表 2.2 に示すように数%である。
27
表 2.3: 観測高度の違いによる大気透過率の波長毎の変化
H1(m)
160
1000
1800
3000
4000
2.4.5
300
0.25646195
0.30794168
0.35825819
0.43595967
0.81063622
Wavelength(nm)
350
0.54818797
0.60475731
0.65297538
0.71674073
0.76458579
400
0.67763150
0.72505838
0.76319605
0.81063622
0.84448212
天体の高度による大気透過率変化
また、図 2.9 に観測高度を変えたときの大気透過率を示す。CANGAROO サイトは標高
160m の高さに位置するため、チェレンコフ光がそれだけ多くの大気を通過してくることにな
り、不利になっている。図からもわかるように 300nm から 400nm の領域で大きな差が生じ
ており、300nm、350nm、400nm における大気透過率を表 2.3 にまとめた。したがって、大
気チェレンコフの観測を行う上で大気の情報を正確に得る必要がある。
2.4.6
天頂角による大気透過率の変化
さらに、天頂角よる大気透過率の変化は非常に重要な情報である。図 2.9 に示したプロット
はこれまで同様の大気モデルを用い、高度 10km で発生した光を地上 160m の高度で観測を
行った場合の大気透過率を天頂角を変えて計算したものである。天頂角は 0◦ ∼ 90◦ まで 5◦
間隔で計算させ、トータルの透過率および光の吸収、散乱に大きく寄与する 3 つの成分 (オゾ
ン吸収、Rayleigh 散乱、Mie 散乱) による透過率を天頂角 20◦ 間隔で示した。図 2.9 から天頂
角による変化によって Rayleigh 散乱、Mie 散乱が大きく影響を与えているのに対して、オゾ
ンによる吸収は 200nm から 300nm の紫外領域にのみ影響を与えており、チェレンコフ光観
測に対する影響はほとんどないと考えられる。
また、本研究において重要な、天頂角の違いによる星の等級の変化について調べる必要が
ある。図 2.10 に示すグラフは高度 150km にある光源から標高 160m の Woomera に光が入射
した場合の大気による光の減衰の様子である。大気モデルはこれまで用いてきたものを使用
した。いずれも天頂角の大きくなるにつれて透過率も小さくなり、50◦ を過ぎたあたりから急
激な減衰を見せる。したがって、天頂角が 50◦ よりも大きくなる天体については注意が必要
である。
28
transmittance
1
0.9
0.8
0.7
H2=
0.6
5km
9km
10km
0.5
30km
50km
0.4
0.3
0.2
Ozone absorption
0.1
0
200
300
300
400
400
500
500
600
600
700
700
wavelength (nm)
図 2.6: Ozone absorption
29
Transmittance
1
0.9
FALL-WINTER
SPRING-SUMMER
0.8
0.7
0.6
0.5
0.4
0.3
0.2
0.1
0
200
300
400
500
600
700
Wavelength(nm)
図 2.7: Season
30
Transmittance
1
0.9
0.8
0.7
0.6
0.5
observation height
4000m
3000m
1800m
1000m
160m
0.4
0.3
0.2
0.1
0
200
300
400
500
600
700
Wavelength(nm)
図 2.8: 地上 10km で発生したチェレンコフ光を観測するとしたときの、観測地の標高の違い
による大気透過率の変化
31
transmittance(%)
transmittance
transmittance
1
Total transmittnace
0.9
0.8
0.7
0.6
1
0.9
0.8
0.7
0.6
0.5
0.5
0.4
0.4
0.3
0.3
0.2
0.2
0.1
0.1
0
200
400
0
600
Ozon absorption
200
400
transmittance
transmittance
1
0.9
0.8
0.7
1
0.9
0.8
0.7
0.6
0.6
0.5
0.5
0.4
0.4
0.3
0.3
0.2
0.2
Rayleigh scattering
0.1
0
200
400
600
wavelength(nm)
wavelength(nm)
Mie scattering
0.1
0
600
200
400
600
wavelength(nm)
wavelength(nm)
図 2.9: 天頂角による大気透過率の変化。それぞれの図中の上から順に、天頂角 0◦ 、20◦ 、40◦ 、
60◦ 、80◦ の場合を示す。(左上) 総透過率、(右上) オゾン吸収による透過率、(左下)Rayleigh
散乱による透過率、(右下)Mie 散乱による透過率
32
transmittance
1
0.9
Wavelength = 400nm
0.8
0.7
0.6
0.5
0.4
0.3
0.2
0.1
0
0
10
20
30
40
50
60
70
80
90
transmittance
zenith angle(deg)
1
870nm
0.9
670nm
0.8
555nm
0.7
450nm
0.6
0.5
360nm
0.4
0.3
0.2
0.1
0
0
10
20
30
40
50
60
70
80
90
zenith angle(deg)
図 2.10: 観測高度 160m での天頂角 (0◦ ∼ 90◦ ) による透過率の変化。(上図) 発生高度 10km
からの波長 400nm の光に対する透過率、(下図) 高度 150km で発生した波長 360nm、450nm、
555nm、670nm、870nm の光に対する透過率
33
第3章
3.1
CARROTS システムの説明
システム構成
CARROTS とは CANGAROO and RIBOTS Robotic Optical Telescope System の略であ
る。この章で述べる全ての装置は 1 台の Linux マシンで制御する予定である。しかし、現段
階においては、格納ルーフが開発段階にあり、フィルターホイールはプログラムが組み込ま
れていないため、これら 2 つの制御はテストすることができなかった。まず、CARROTS シ
ステム全体の概略図を図 3.1 に示す。格納ルーフは矢印の方向に開閉するようになっており、
理想としては図に示す全ての装置を 1 台の Linux マシンにて制御する予定である。この章で
は個々の装置について説明していく。
3.1.1
小型光学望遠鏡 (LX200-30)4.5
使用する光学望遠鏡は市販されている Meade 社製 LX200-30 である。口径 30cm と個人ユー
スとしては大型機に属するが、多くのアマチュア天文家が使用しており、東工大が中心になっ
て進められている RIBOTS 計画でも同型の望遠鏡を使用しているため、開発等に関する多く
の有益な情報が共有できることを考慮してこの望遠鏡を選定した。赤道儀の最大回転速度が
6(deg/sec) と高速での導入が可能であるため、GRB 即応システムとしては重要な要素となっ
ている。RS-232C 規格により全ての機能が制御可能であり、口径 30cm クラスの望遠鏡にし
ては安価であった。この望遠鏡を赤道儀モードで運用する。主な仕様は以下に示す。
Optical Design
Clear Aperture
Primary Mirror Diameter
Focal Length
Focal Ratio
Limiting Visual Magnitude
Telescope Mounting
Orientation Accuracy
Max Slew Speed
3.1.2
Schmidt-Cassegrain
305mm(12 )
314mm(12.375”)
3048mm(120”)
f/10
15.0(deg)
Heavy duty fork type
< ±1(arc min)
6◦ /sec
CCD カメラ (Ap-7p)
本計画で使用する CCD カメラは Apogee 社 [21] 製の Ap-7p である。CCD カメラの選定に
当たっては、以下の条件を統合的に判断して選定した。
1. 高感度
34
AD22100 Temperature sensor
IR Camera
PICNIC
PICNIC
Telescope
LX200-30
Filter Wheel
Hub
DVD-RAM
CCD Camera
Ap-7p
parallel
RS-232C
Control PC
図 3.1: CARROTS System)
35
roof control
unit
2. フィルターの使用が可能
3. プログラム開発が容易
4. リーズナブルな価格である
5. 広い視野
6. PC へのデータ転送速度が早い
上の条件の内 1 から 4 までを Ap-7p は充分に満たしている。中でも Linux 開発者用 API(Application
Programming Interface1 ) が有償ながらも公開されていること、背面照射型 CCD であるため
高感度であることが大きな決め手である。しかしチップが小型で受光面積が小さいため、視野
が狭いというのが難点である。データ転送速度は決して早いとは言えないがパラレル通信で
あるゆえにある程度の通信速度は得られる。以下に Ap-7p の主な仕様と、使用している CCD
素子 (SITe 社製 SIA-502AB) の量子効率を図 3.2 に示す。
CCD Chip
Array (pixels)
Pixel size (µm)
Dimensions(mm)
Anti-blooming
Real Noise (e− )
Dynamic Range
Digital Resolution
3.1.3
SITE SIA502AB
512 × 512
24
12.3 × 12.3
none
10 - 15 (typical)
>86dB
16-bit(30Hz)
Johnson Filter[22] とフィルターホイール
フィルターには CCD カメラでの正確な光電測光を行うために一般的に使われる Johnson/Cousins (Bessell) filter(以下 Johnson filter) を使用する。このフィルターは UBVRI の 5
種類のバンドに分かれており、それぞれのバンド毎の透過率を図 3.3 に示す。図 3.2 に示した
Ap-7p の量子効率と比較して、いずれのフィルターの波長域においても Ap-7p が感度を持っ
ているのがわかる。この Johnson filter セットは直径 31.7mm 、厚み 5mm で同焦点になるよ
うに仕上げられており、フィルターを使わない撮像の場合はピント位置保持のために同焦点
の透明フィルターを使用する。て
写真 3.4 に Johnson filter およびフィルターホイールの写真を載せる。写真はフィルターホ
イールの内部を撮影したものであり、シリアルインターフェースにて制御する。
3.1.4
データ保存用 DVD-RAM
CCD カメラで取得するデータは 1 データおよそ 1MByte であり、一晩の観測で約 900MBytes
にもおよび、一ヵ月フルで観測した場合、10GBytes を越える。この膨大なデータを保存する
1
API とは OS とその上で稼働する Application との Interface 規定のこと。MS-DOS のシステムコールに相
当する
36
図 3.2: Quantum Efficiency (Ap-7p)
V
U
I
B
R
0
Transmission (%)
25
50
75
100
Johnson/Cousins (Bessell) UBVRI Filter Set
300 400 500 600 700 800 900 1000 1100 1200 1300 1400
Wavelength (nm)
図 3.3: Johnson/Cousins(Bessell) filter
37
図 3.4: Johnson Filter and Filter Wheel
38
図 3.5: LX200-30 に装着された CCD カメラ (Ap-7p) とフィルターホイール。Woomera のテ
スト観測設置場所にて撮影
39
ストレージとして DVD-RAM(PANASONIC 社製 LF-D200JD) を使用することにした。これ
は前述のとおり、データにランダムアクセスが可能なこと、日本とオーストラリア間での持
ち運びに便利であること、Linux での制御が可能であること、そして大容量であることを条
件に選択した。この DVD-RAM ディスクへの転送速度を計測した結果が図 3.6 である。
access time(sec)
access time(sec)
DVD-RAM access rate
800
700
600
500
500
400
300
400
300
200
200
100
100
0
0
2000
4000
8000
5
x 10
filesize(bytes)
10000
9000
8000
7000
6000
2000
4000
6000
8000
5
x 10
filesize(bytes)
8000
7000
6000
5000
4000
3000
3000
2000
2000
1000
1000
6000
4000
9000
4000
4000
2000
10000
5000
2000
0
x 10 3
access rate(bps)
access rate(bps)
x 10 3
0
6000
8000
10000
5
x 10
filesize(bytes)
6000
8000
10000
5
x 10
filesize(bytes)
図 3.6: DVD-RAM Access Time and Transfer Rate
図 3.6 の左 (青プロット) は DVD ディスクへの書き込み速度であり、右 (赤プロット) は読み
込み速度である。また、上段が転送時間、下段は 1 秒当たりの転送速度に換算したものである。
転送時間はファイルサイズに比例しているのに対して、転送速度はファイルサイズによって異
なり、ファイルサイズが大きくなるにつれて転送効率が落ちてくるのがわかる。DVD-RAM
への転送速度は SCSI インターフェースカードの仕様、および使用するディスクの可能保存
容量によって決定される。CARROTS システムで使用する SCSI インターフェースカードは
DC-315U(Tekram 社製) であり、この最大転送速度は 20(MB/sec) となっている。また、使用
するディスクは片面で最大 4.7GB の保存容量を持ち、5.2GB の保存容量のディスクに対する
規格転送速度は、
40
Write
Read
1.4MB/s
2.8MB/s
である [28]。しかし、実測では write、read ともにほぼ変わらず 1.4MB/s であることが分
かる。図に示す横線はそれぞれ 1.4MB/s 、2.8MB/s を示す。
3.1.5
PIC Network Interface Card(PICNIC)[23][24]
望遠鏡、CCD Camera、フィルターホイール、そして望遠鏡格納ルーフの制御は全て 1
台の PC で行う予定であるが、シリアルポート、パラレルポートの数の都合上全てを 1 台
のコンピュータに繋ぐことができない。そこで、我々が考えたのは PIC Network Interface
Card(PICNIC)2 の使用である。PICNIC とはネットワーク経由でシリアル、パラレル両制御
が可能なワンチップマイコンボードである。近年パラレル・ポート、シリアル・ポート、ISA
バスといったレガシー・デバイスが USB、PCI バスといった高速デバイスに取って変わられ
ようとしている。最近 Linux において USB ポートがサポートされ始めたとはいえ、USB バス
の制御プログラムを書くのは非常に難しい上に、未だ Linux 上での動作が不安定なのは否め
ない。そこで発案されたのが、ネットワーク経由で I/O を制御しようという考えであり、そ
れを実現させたのが PICNIC である。PICNIC の主要なパラメータおよび概略図を図 3.7 に
示す。
項目
仕様
通信方式
Ethernet(10BASE-T)
CSMA/CD
RTL8019AS(NE2000 コンパチブル)
PIC16F877 ー 20/P
アナログ入力 5 チャネル、デジタル出力 4 ビット
デジタル入力 4 ビット、シリアル通信 1 チャネル
10 ビット (入力範囲: 0∼ 5V)
ARP、DHCP、ICMP、IP、UDP、TCP、HTTP
5
EIA-574、MAX115.2kbps、フロー制御無し
アクセス方式
コントローラ
CPU
内蔵インターフェース
アナログ入力分解能
組込みプロトコル
最大コネクション数
シリアル通信
さらに PICNIC はボード上に 10bitADC も備えておりアナログ I/O も可能であるため、アナ
ログセンサーを PICNIC に繋ぐことで、アナログデータをネットワーク経由でデジタル信号と
して取得することが可能である。CARROTS では PICNIC にアナログ温度センサー (Analog
Device 社製 AD22100AT[27]) を接続し、格納ルーフの外部温度を LAN 経由で取得し、常時
モニターを行う予定である。取得したデータは CCD データの FITS ヘッダーに記述される。
実際に温度センサー (AD22100A) を接続し温度のテスト測定を行ったので、その結果を次の
節で述べる。
先にも述べたとおりフィルターホイール、格納ルーフは未だ開発途中段階にあるので制御
テストはできなかったが、フィルターホイールは PICNIC のシリアル通信で制御する予定で
2
Tristate 社 [25] 製 (秋月電商でのみキットで販売)
41
あり、可能であるならばルーフも PICNIC 経由での制御を予定している。このようにして、
全ての装置が Linux マシン 1 台での制御が可能になる。
3.1.6
アナログ温度センサー
ここでは温度センサー AD22100AT のテスト温度測定の結果を示す。この温度センサーは
Input Voltage(5V) に対し温度に対応した Output Voltage(0∼5[V]) を示すので、この Output
Voltage を PICNIC 上で AD 変換させ、LAN 経由でデジタル信号として読み出した後温度情
報に変換する。LAN 経由でのアナログデータ読み出しプログラムは Tristate 社から開発途中
の C 言語プログラムをダウンロードしてきて作成した。Output Voltage から温度に変換する
公式は Analog Devices 社が提供するものを使用した。この変換公式で求まる温度は正規温度
からずれる可能性があるので、Davis 社製 Weather Monitor II との比較を簡易的に行った。
図 3.9 は、段ボールの箱の中に AD22100 と Weather Monitor II を入れ、ドライヤーで箱の
中を温めた後の温度変化を示したものである。図 3.9 からわかるようにほぼ類似した温度変
化を示し、充分時間が経った状態では両者の温度差は 1◦ 以下である。CARROTS での温度
モニターは外気のおおよその温度を測るものであるのでこの程度の性能で充分である。なお、
PICNIC の ADC は 10bit であり、ADC1count 当たり約 0.22◦ C の変化を示す。
3.1.7
望遠鏡暴走ストッパー
望遠鏡には CCD カメラとフィルターホイールが搭載されるが、LX200 望遠鏡の主鏡支持
部分がフォークマウント式であるために、望遠鏡の向く方角によっては CCD カメラがフォー
クにぶつかってしまう可能性がある。主鏡移動中に CCD カメラがフォーク部に接触してし
まうと、回転を妨げられてしまうのに対し、モーターは回転し続けようとするため故障の原
因になる。また、RIBOTS グループでは LX200-30 が時々原因不明の暴走をしたという報告
がある。今のところ CARROTS では暴走の経験はないが、同じ型の望遠鏡で現に暴走の報告
があるということで、自動システムである以上できる限りの対策を施すべきである。そこで、
理研の小浜氏が発案したストッパーとして、マイクロスイッチと、半導体リレー (SSR) とを
組み合わせた暴走ストッパーを作成した。マイクロスイッチは OMRON 社製 Z-15HW24 を、
半導体リレーには秋月電子通商のキットを使用した。望遠鏡のフォーク部分の 4 箇所にスイッ
チを配置し、それぞれの方向に望遠鏡が回転し過ぎた場合、フォーク部に配置されたスイッ
チが鏡筒 (もしくは CCD カメラ) に押され、スイッチが押されることによって SSR 回路で望
遠鏡の電源を根本から切る仕組みになっている。図 3.10 に望遠鏡のフォーク部に設置された
マイクロスイッチを示す。これらのスイッチが 1 つでも押されると電源が切れる仕組みになっ
ている。なお、復旧は手動で行う必要があり、望遠鏡をスイッチから離すことで復旧する。
3.1.8
望遠鏡監視用赤外線 CCD カメラ
完全自動化システムとして稼働する際、望遠鏡が正常な動作をしているか監視する必要が
ある。そこで暗闇でも撮像可能な IR カメラをルーフ内に設置し、常に望遠鏡を監視させる。
この IR カメラは秋月電商で販売されている安価なキットを使用し、ビデオキャプチャーカー
ドを介して PC にデータを保存する。撮像は 1 コマづつ数秒ないし数分間隔で撮像し、随時
42
表示させる。IR カメラの写真を図 3.11 に示す。
3.1.9
自動開閉ルーフ
観測小屋として使用するルーフは東工大が中心となって開発を行っている。使用するルーフ
は図 3.1 に示したように矢印の方向にチューリップ形式に開くタイプのものを用いる。このタ
イプのルーフを選択した理由としては、GRB アラートに即応し、できるだけ早く GRB 発生
方向に望遠鏡を向けるためであり、視野がすでに大きく開いている特徴がある。CARROTS
では、すでに設置されている美星天文台、宮崎大学で使用しているルーフとは別に新たに開
発しているルーフを用いることになった。しかし、製作が遅れ今回の Woomera でのテスト観
測では使用できなかった。このルーフには雨滴センサーが接続され、ルーフの外に設置した
雨滴センサーは水滴が付くと電流が流れ、自動的に屋根を閉める仕組みになっている。さら
に、全ての電源は無停電電源 (UPS) 経由で供給することにし、万が一の停電時には、UPS か
らの電流で屋根が閉まるようにする。
3.2
全自動観測システム
本研究の主要テーマは全自動観測システムの開発である。Woomera においてプログラムテ
ストを行い、格納ルーフ、フィルターホイールを除く観測装置は全て自動制御が可能になり、
正常に稼働することを確認した。現時点では望遠鏡を設置できていないが、この章では将来
自動システムを稼働させる際のおおまかな概要を示す。
3.2.1
自動システム概要
実際に観測システムを運用するにあたって、観測スケジュールを立てる必要がある。スケ
ジュールには観測ターゲット、季節、目的によって若干変更が生じるが、ここではおおまか
なスケジュールの概要について述べる。スケジュールを立てる際に考慮すべき項目はおおよ
そ以下の通りである。
露出時間
望遠鏡移動時間
データ転送時間
観測するターゲット数
フィルター交換時間
同じ条件での撮像回数
CCD カメラ (Ap-7p) のデータ送受信はパラレルケーブル経由であるため、シリアルケーブ
ルでのデータ転送形式に比べ、高速転送が可能であるが、ISA バス経由の専用インターフェー
スでの転送に比べるとかなり遅い。Ap-7p において、フルフレームのデータを取得するのに
およそ 9 秒を要するため、観測スケジュールを立てる際に大きな要素となる。また、風によ
るぶれ、流星、その他の要因による解析不能なデータを排除するために、同一条件で複数個
のデータを取得する必要があると考える。複数個のデータを取得しておくことによって、後
でデータを重ね合わせて S/N を向上させることも可能である。さらに 6 つのフィルターを交
換しながらの観測を行うため、フィルターの交換に要する時間も考慮する必要がある。
仮に 5 秒間の露出時間での撮像を 10 分おきに行うと仮定する。まず、1 つのデータを取得
するのに必要な時間は、
露出時間 (5 秒) + データ転送時間 (9 秒) = 14 秒
43
であり、1 つのフィルターに関して 3 つのデータを取得するため、単純に計算して最低 42 秒
を必要とする。さらに、フィルターは 6 種類あり、フィルター交換に要する時間を仮に 5 秒
とし、データ取得間のインターバルを 5 秒とすると、
((((5 + 9) + 5) × 3) + 5) × 6 = 372(秒) = 6 分 12 秒
となり、1 つの目標天体に体して 10 分で充分に観測時間が取れる。したがって全自動システ
ムを運用する際には 1 ターゲット当たり 10 分間隔での観測を行うことにする。
3.2.2
観測スケジュールの設定
自動観測を行うために観測スケジュールを決める必要がある。基本的にはスケジュールファ
イルに指令とその開始時刻 (UT) を記述するだけでよい。プログラムはスケジュールファイル
の指令に従い順に実行する。以下に観測コマンドを列挙する。
#
1
2
3
4
5
6
7
8
9
10
11
Command
TELLAND
APCOOLON
TELMOVN
APDARK
APLIGHT
SLEEP1
APCOLOFF
HOMEPOS
TELLAND
SLEEP5
SLEEP10
Mean
地上観測モードで待機
CCD カメラの冷却を開始する
観測予定座標に望遠鏡を向ける
ダークフレームの撮像
ライトフレームの撮像
1 分間その状態で待機
CCD カメラの冷却終了
ホームポジションに戻る
地上モードに戻る
5 分間その状態で待機
10 分間その状態で待機
Comment
昼間等の観測 OFF モード状態
設定温度 < ±0.75[deg] になるまで
座標は予め別のファイルに記述
5 枚のダークフレームを連続撮像
3 枚のライトフレームを連続撮像
撮像のインターバルを取る
観測終了時に実行
観測 OFF モード準備
観測 OFF モード状態
撮像のインターバルを取る
撮像のインターバルを取る
このスケジュールの#2 は観測開始時に 1 度、#3 は観測対象が変わる毎に 1 度、#4 は 1 時間
に 1 度、#5 は観測終了時に実行することにする。具体的に書くと以下のようになる。
- 21:30
21:30 - 22:00
22:00 - 23:00
23:00 - 23:05
23:05 - 24:00
24:00 -
3.2.3
TELLAND
APCOOLON
TELMOVN
APDARK
TELMOVN
APCOLOFF
APDARK
APLIGHT
APLIGHT
HOMEPOS
TELLLAND
CCD カメラ設定温度
CCD カメラ Ap-7p の冷却能力は外気温 −50 ∼ 55[deg]( カタログ値) となっている。前述し
たように CCD 設定温度は低ければ低い方がよいが、真夏のような外気温が暑い季節では冷却
能力が低くなることがわかっている。したがって、冷却温度は
外気温 - 45 [deg]
に自動設定するようにした。
44
EIA-232
EIA-232
transceiver
(MAX232 etc.)
PIC
16F877
Desital I/O
Analog I/O
LCD display
RTL
8019AS
10BASE-T
Ethernet
Parallel I/O
(ADC
built-in)
Parallel I/O
93C46
GND GND GND GND GND GND GND GND GND GND GND GND GND
RA0 RA1 RA2 RA3 RB0 RB1 RB2 RB3 RB4 RB5 RB6 RB7 +5V
PIN assignment
図 3.7: PICNIC
45
temperature(deg)
AD22100AT and Weather Monitor II
70
65
60
55
AD22100
50
45
40
35
Weather Monitor II
30
25
20
0
200
400
600
800
1000
1200
1400
1600
1800
time(sec)
temperature(deg)
図 3.8: AD22100AT and Weather Monitor II の短時間変動
28
27.5
27
26.5
26
Weather Monitor II
25.5
25
AD22100
24.5
24
23.5
23
0
100
200
300
400
500
600
700
time(min)
図 3.9: AD22100AT and Weather Monitor II の 12 時間変動
46
図 3.10: OMRON 社製マイクロスイッチ。これらの一つでも押されると電源が切れる仕組み
になっている (ぐんま天文台にて撮影)。
IR LED
Video Capture
Card
DC
図 3.11: 望遠鏡監視用赤外線 CCD カメラ
47
3.3
CCD カメラのデータ補正
CCD で撮像された画像はそのままでは多くの余計な情報を含んでしまっている。撮像され
たデータは補正することによってより正規なデータに近づけることができる。一般に CCD に
おけるデータの種類は以下に示す 4 種類がある。
Bias Frames
Light Frames
Dark Frames
Flat Frames
Light Frame がいわゆる普通に露出して撮像した画像であり、Bias、Dark、Flat は Light
Frames を補正 (Image Calibration) するためのデータである。Image Calibration は Light
Frames に含まれてしまったノイズを減らしたり補正するために必要不可欠な作業である。一
般に Light Frame は光学系に付着したゴミによる影や乱反射によるゴースト、熱雑音 (Dark
Current) などの余計な情報を含んでしまっている。この節ではこれらの Calibration に必要
な 3 種のデータの特徴、撮像方法、さらに補正方法についても簡単に触れる。
3.3.1
Bias Frame
Bias Frame はシャッターを閉じた状態で露出時間 0 秒で撮像したデータのことである。CCD
は温度が高くなったり、露出時間が長くなると、それだけ CCD チップが受ける熱雑音による
暗電流が大きくなる。しかし、CCD カメラは露出時間が 0 秒であってもバックグラウンドが
0 にならないように、電気的に出力値をわずかに持ち上げる補正が行われている。これを Bias
というが、Bias 情報は以下に示す Dark Frame の中に含まれるので、Bias Frame による補正
を単独で行う必要なない。
3.3.2
Dark Frame
Dark frame(ダークフレーム) はシャッターを閉じた状態で露出して得られるデータである。
CCD は半導体素子の光電効果で電子を出すが、熱によっても電子を放出してしますため、イ
メージデータには必ず熱雑音を含んでしまう。この熱雑音をできるだけ少なくするために CCD
は冷却して使用される。それでも含まれてしまうノイズを除くために、ライトフレームの各ピ
クセルカウントからダークフレームの各ピクセルカウントを引く。これによってライトフレー
ムからほとんどの熱雑音を取り除くことができる。したがって、ダーク補正を行う場合には
ライトフレームと同じ温度、同じ露出時間で撮像したダークフレームを使用しなければなら
ない。さらに、ダークフレームの中には全く死んでしまったピクセル (デッドピクセル) 等も
存在するために、これらのフレーム間のばらつきをできるだけ少なくするために数枚のダー
クフレームを撮像し平均をとる。ただし、ライトフレームでも現れるような常に現れるデッ
ドピクセルは無視することができる。一般的に、CCD は冷却温度を下げれば下げる程ダーク
ノイズは小さくなると考えられるが、ある程度まで冷えるとそれ以上ノイズを減らすことは
できなくなる。温度とダークノイズとの関係を 3.12 に示した。3.12 左上図からもわかるよう
に、冷却温度が −30◦ C 以下になるとノイズの平均値は変わらない。しかし 3.12 右上図を見
てみると、温度の上昇に伴いフレーム全体のピクセル最高値が大きくなるのと逆に、ピクセ
ル最小値は小さくなっていくことに気付く。このことによって、温度上昇に伴う標準偏差は
大きくなっていき (3.12 図) 標準偏差は-30◦ C 以下でも温度が下がれば下がる程小さくなるの
48
が分かる。この標準偏差が大きくなるということは、温度が高いほどフレームに現れるピク
セル勾配が急になるということを表している。
7000
pixel counts
pixel counts
Relation between Temperature and Dark
9000
8000
6000
7000
5000
6000
4000
5000
4000
3000
Temperature vs mean
3000
pixel max value
2000
pixel minimum value
2000
1000
1000
-40
-20
0
-40
-20
pixel counts
200
180
160
140
120
100
80
60
40
20
0
0
Temperature (deg)
Temperature (deg)
Standard Deviation
-45
-40
-35
-30
-25
-20
-15
Temperature (deg)
図 3.12: Temperature vs Dark Mean Counts
3.3.3
Flat Correction
Flat Correction( フラット補正) は CCD 画像解析においてもっとも重要であり、最も難しい
補正である。CCD は数十万にもおよぶ画素で構成されているため、個々の感度特性には微妙
なばらつきが存在するのは当然のことである。半導体技術の向上から、そのばらつきはかな
り小さいものになったがそれでも暗い天体を撮像する際には無視できない程度のムラが存在
49
する。各素子の感度差を補正するには、理論上は一様な光源を用いて CCD チップ全面に一様
に照射することにより感度差を求め、その値を規格化した値でライトフレームのピクセルカ
ウントをピクセル毎に割ってやればよい。しかし、一様な光源を用意するのが困難であるた
め、一般的には天文白明の時間帯の空を短い露出時間で撮像する方法 (スカイフラット) と、
ドームを閉めた状態でドームの内部に複数の光源を設置してドームの天井を照射し、ドーム
内側を撮像する方法 (ドームフラット) が用いられている。本研究では天文白明時の空を撮像
したイメージデータをフラットフレームとして補正を行ったが、ドームフラットについては
試すことができなかった。
3.4
CCD カメラ Linux 制御プログラムの概要
望遠鏡 (LX200-30) は既に Linux で制御するプログラム (telcon)3 が開発されているので、望
遠鏡と CCD カメラを連動したシステムを構築するために CCD カメラの制御プログラムを作
る必要がある。望遠鏡制御のプログラムは C 言語で書かれているため、CCD カメラの制御プ
ログラムも C 言語で作ることにする。また、全ての制御は Linux にて行う予定であるので、
Linux 用のプログラムを作る必要がある。幸い、CCD カメラの Windows 用サンプルプログ
ラム (C++) 及びプログラム作成のための手引き [26] はメーカーから購入することができたた
め、これらを参考にして作成を行った。
CCD カメラの制御は複雑であり、ケーブルの長さ、ピクセルジオメトリ、読みだしタイミ
ング、FITS フォーマットファイルの作成等多くの困難に直面した。詳しい説明は付録 C を参
照されたい。
3
理研の小浜氏が作成
50
Normal Imaging Frame
Flat Corrected Image
図 3.13: Flat Calibration
51
3.5
FITS フォーマット
3.5.1
FITS ファイルの構成
FITS(The Flexible Image Transport System)[29] は天文データの交換及び蓄積のための標
準フォーマットとして作成さらた規約である。元々は特に天体画像データの流通における必
要から始まったものであるが、画像データだけでなく、天体カタログのようなデータベース
などの用途でもこのフォーマットが用いられるようになってきている。
FITS ファイルは ASCII テキストで書かれたへッダーとバイナリの配列（通常は多次元の）
からできている（現在ではこの「基本」FITS 要素に加えて拡張された同様の（へッダー＋
データからなる）他の FITS 要素が付け加わってもよいことになっている）。
即ち、FITS ファイルの構成は、
·（基本） FITS 要素
·（拡張） FITS 要素 1
·（拡張） FITS 要素 2
·
·
となっており、いずれの FITS 要素も整数個の（論理）レコードからなり論理レコードのサ
イズは 2880 バイト（23040 ビット=あらゆる計算機のワード長の最小公倍数）である。
１つの FITS 要素は大きく 2 つの部分に分けられる。
前半部はへッダーレコードと呼ばれ、データの目的、種類、構造、バイト数、レコード数な
どのデータに関する解説部分となっている。1 行が 80 文字からなるカードイメージの連なり
で、整数個の論理レコードに収められる（1 レコードには 2880/80=36 行が収まるので、へッ
ダーが 36 行を越える時は複数個の論理レコードが必要となる。また、へッダーが 1 レコード
に満たない場合は空白行で埋められちょうど整数個のレコードとされる。）1 つの行の各欄の
使い方や用語には一定の規約がある（次節参照）。
後半部はデータレコードと呼ばれ、へッダーレコードの直後のレコードから実際のデータ
が書き込まれる。
即ち、1 つの FITS 要素の構造は、
FITS ファイル構造
· へッダーレコード
へッダー 1（80 バイト · カードイメージ）
(2880 バイト
へッダー 2（80 バイト · カードイメージ）
×n (整数) )
へッダー 3（80 バイト · カードイメージ）
へッダー 4（80 バイト · カードイメージ）
のようになっている。
·
·
· データレコード
バイナリデータ
(2880 バイト
·
×n (整数) )
·
52
3.5.2
へッダーレコードの概要
へッダーレコードは 80 バイトのカードイメージからなり、その数は無制限であり、最後の
へッダーレコードは END というキーワードで示される。
FITS へッダーのカードイメージは次の形式に従う。
キーワード = 値 / 注釈
ここで
1-8 桁目： キーワード、8 文字以下の左詰めされた ASCII 文字列
9 桁目: = (等号)
10 桁目: 空白 (ASCII のブランク)
値については一定のフォーマットに従う。いくつかの必須のパラメータは一定の形式が要求さ
れ、その他のパラメータについてもフォーマットを固定しておくことが推奨される。また、/(ス
ラッシュ) は後ろに注釈がある場合は必須である。/ はパラメータ値の後ならどこでもよいが、
最低 1 つの空白を直前に置く。小文字はキーワードには使用しない。
推奨（場合によっては要求）される固定形式は次のとおり。
• 論理型の変数: T 又は F を 30 桁目に置く。
• 整数型の変数: 11-30 桁目に右そろえ。（虚数部分は 31-50 桁目に右揃え）
• 実数型の変数: 小数点必須。11-30 桁目。指数表現なら右揃え。(虚数は 31-50)
• 文字型の変数: 標準 8 文字（長くても可）。11 桁目に「’」、文字列、20 桁目以降に終端
の「’」を置く。
最小限必要なキーワードは以下のとおりで、順序は固定されており、形式も前述のとおりで
ある。
SIMPLE
BITPIX
NAXIS
NAXISn
END
論理型:
整数型:
整数型:
整数型:
ファイルが基本 FITS になっているかどうか。
各画素の値を何ビットで表現しているかを示す。
画素の座標軸の本数を示す。
n は 1 から NAXIS の値までで、各々第 n 軸に沿った画素の数。
値を持たない。9-80 桁は空白でへッダーレコードの終了を表す。
このうち、SIMPLE を除くキーワードは全ての FITS 要素のへッダーに必要である。また、
SIMPLE キーワードは基本 (primary)FITS 要素のへッダーの最初に現れなければならない。
NAXIS=0 の場合、NAXISn はあってはならない。
他のキーワードについては「FITS の手引き」を参照のこと。
3.5.3
CARROTS データの見積もり
CARROTS で使用する Ap-7p はピクセル数が 512×512 であり、16bit の ADC データを出
力する。この場合データとして得られる FITS データ容量の計算をする。まず FITS データ
53
は必ず 2880Bytes(= 13040bits) の整数倍のデータ容量になることに注意する。さらに Ap-7p
で撮像した場合データとして使用するのは 511×511 ピクセルであることも注意する。従って
Ap-7p でフルフレームの撮象を行った場合のイメージデータは、
511 × 511 × 4 (Bytes) = 1044484 (Bytes)
となるが、
1044484 (Bytes) = 2880 (Bytes) × 362 + 1924(Bytes)
となり、1924Bytes 余る。この場合は 2880 × 362 (Bytes) のイメージデータになる。余りはブ
ランクで埋める。さらに FITS ヘッダーが加わるが、ヘッダー部は余裕を見て 2 つのヘッダー
イメージのスペースを考慮すると 2880× 2 (Bytes) 加わることになる。したがって、Ap-7p
でフルフレームの画像を取得した場合の FITS データ容量は、
2880 × 362 + 2880 = 1048320(Bytes)
となる。一晩 (8 時間) フル稼働させたばあい、864 枚のデータを取得するので総計 905MBytes
ものデータ量になる。
3.5.4
CARROTS 用 FITS ファイルのサンプル
参考のため、CARROTS で使用している FITS へッダーのサンプルを以下に示す。
SIMPLE
BITPIX
NAXIS
NAXIS1
NAXIS2
EXTEND
=
=
=
=
=
=
COMMENT
COMMENT
COMMENT
COMMENT
CREATOR =
T
-32
2
511
511
T
/
/
/
/
/
/
file does conform to FITS standard
number of bits per data pixel
number of data axes
length of data axis 1
length of data axis 2
FITS dataset may contain extensions
FITS (Flexible Image Transport System) format defined in Astronomy and
Astrophysics Supplement Series v44/p363, v44/p371, v73/p359, v73/p365.
Contact the NASA Science Office of Standards and Technology for the
FITS Definition document #100 and other FITS information.
’Telcon(0.90) & ap7(0.1) (22/Dec/2001)’ Data-taking program
54
OBSERVER =
’H.Tsunoo’ / Name of Observer
DETECTOR =
’Apogee Ap-7p’ / Detector
OBSERVAT
=
’Woomera ’ / Observatory
INSTID
=
’CCD ’ / Instrument ID Code
TELESCOP =
’CARROTS ’ / Telescope name
EXPOSURE =
0.01 / Total Exposure Time
CCDTEMP
=
-7.619048 / Temp. in the CCD Camera at exp. end(Deg)
OUT-TEND =
25.1634 / Temp. in the dome at exp. end(Deg)
RA
=
0. / Position of Object(RA)
DEC
=
0. / Position of Object(DEC)
MJD-STR
= ’ 52266.71454861’ / Modified Julian Date at the start exp
MJD-END
= ’ 52266.71454873’ / Modified Julian Date at the end exp
TIMESYS
=
’JST ’ / Time System is JST
DATE-OBS
=
’2001-11-24’ / Date of start of observation
TIME-OBS
=
’2:8:57 ’ / Time of start of observation
GAIN
=
4.2 / [e-/ADU] CCD gain
END
OUT-TEMD は PICNIC で取得した温度を示している。現段階では最低限のヘッダーのみ
を記述しているが、フィルター情報、座標情報、撮像モード情報等加えなければならないヘッ
ダーはたくさんある。適宜必要に応じて容易に追加・削除することができるようになっている。
55
第4章
4.1
テスト観測
柏キャンパスにおけるテスト観測
ここでは 2001 年 3 月に柏キャンパスでテスト観測した AGN について述べる。観測したの
は Mkn421 と Mkn501 であり、いずれも z が 0.1 以下の近い AGN である。柏での観測は宇宙
線研究所の外 1 階部分で行い、格納ルーフ、測光用フィルターは用いていない。さらに、AGN
の露出時間は Mkn421 が 10 秒、Mkn501 は 5 秒で行ったため、風の影響のほとんどない日の
観測データのみが解析可能であった。AGN 観測で重要なのはその時間変動であり、他波長で
のフラックス変動との同時観測において、時間変動に多波長での相関が見られるかどうかが
重要である。今まで行われてきた可視光での AGN 観測において、変動の小さいものでは、
Flux で 10%程度からの変動が観測されているため、CARROTS においても最低でも 10%の
分解能が要求される。
柏キャンパスにおいて Mkn421 を露出 10 秒で撮像した画像を図 4.1 に示す。図中の矢印で
示す天体が Mkn421 であり、他の可視光グループでの観測結果と比較して同定した。
Mkn421
0.23deg
図 4.1: 13/Mar/2001 における Mkn421 データ画像
また、この時の Mkn421 のヒストグラムを図 4.2 に示す。
56
S_peak
L
図 4.2: 13/Mar/2001 における Mkn421 のヒストグラム
このデータで Mkn421 の S/N を計算する。以下の式でノイズのバラツキに対する信号の有
意性がわかり、
√
σ Speak 2π
S
√ = Nbkg L
N
Mkn421 に対して、およそ 26.2σ の有意性があると言える。この場合 CCD の ADC カウント
に対しての有意性を示しており、この値を e− に変換すると、Ap-7 のデータシートから、
Gain = 4.2(e−/ADU )
√
√
であるため、e− では 4.2=2.05 倍の S/ N が得られることになり、Mkn421(露出 10 秒) で
は 53.7σ が得られることになる。比較的安定した夜空の明るさを持った観測地点であれば、理
論的には約 5%程度の変動まで観測可能であることが分かる。しかし、実際には天体からの光
は天頂角に依存して変化するため、天頂角の低い位置にある時間の撮像データは、高い位置
にある時と比べて S/N が悪くなり、さらに、大気の変動量を見積もらなければいけないため
単純にはいかない。
柏キャンパスで行ったテスト観測では大気変動等の情報が欠如しているため、AGN の時間
変動はおおよそであり、解析によって得られた値からは、はっきりとした変動が見えている
とは今の段階では言えない。解析方法としては、撮像されたイメージ中にある天体の等級値
をカタログから調べ、さらに測光プログラム IRAF を用いてイメージデータから天体の相対
等級を計算する。求めた相対等級とカタログ等級との比較を示したものが図 4.4 である。図
4.4 は 2001 年 3 月 13 日の Mkn421 と同視野内にある天体の等級のプロットであり、等級比
較用のカタログは Guide Star Catalogue(GSC) を用いた。図に示したプロットは 5 度撮像し
たイメージデータに含まれる天体の平均等級であり、赤いラインは IRAF で求めた Mkn421
57
の相対等級の値を表す。Mkn421 を除く天体について直線でフィッティングし、その直線上で
Mkn421 の IRAF 等級と交わる地点を Mkn421 のカタログ上での等級と定義する。直線が、
y = 0.96695 ∗ x + 6.184(y:IRAF 等級、x:カタログ等級) で表されるので、IRAF で求めた等
級から Mkn421 の等級を計算すると、12.89(deg) となる。同様に 3 月 19 日のデータも計算す
ると、Mkn421 の等級は 12.81(deg) となる。図 4.4 にプロットした星は 13 日、19 日とも全て
同じ星である。
この方法を用いることによって等級の日々の変化を求めることができる。柏で行ったテス
ト観測ではフィルターを用いておらず、また比較のために用いたカタログは主に V バンド等
級である。CCD データから得られる等級は全波長に渡って積分した値であり、カタログデー
タとの比較には正確さに欠ける。正確な測光を行うには標準フィルターを用いた観測を行い、
フィルター毎の等級をカタログと比較することが必要不可欠である。
4.2
4.2.1
Woomera でのテスト観測
設置場所
2001 年 12 月に Woomera においてテスト観測した際の設置場所を図 4.6 の点 2 に示す。電源
は CANGAROO-I(3.8m) 望遠鏡のハットから供給し、ネットワーク LAN は望遠鏡、制御 PC
および PICNIC で閉じている。PC の時刻合わせは、毎晩観測開始前に 10mCANGAROO-II
ハットにある GPS サーバと同期をとり、その後はスタンドアロンで観測を行った。図 4.7 に示す
とおり、望遠鏡、CCD カメラはノート PC で制御するようにし、ノート PC は CANGAROO-I
ハットに設置したデスクトップ PC とハブを通じて LAN を形成し、PICNIC もハブに繋ぎ外
気の温度をモニターした。フィルターは手動で交換することにしたので、フィルターを交換
するときは CCD カメラを一度外し、フィルターを手動で回してから CCD カメラを元に戻す
ことにした。
4.2.2
極軸合わせ
望遠鏡の導入・追尾精度は赤道儀の水平さ、望遠鏡の極軸、観測場所の位置情報、および時
間の正確さに依存するため、観測準備としてこれらの情報はできるだけ正確に把握する必要が
ある。CCD カメラの視野は 0.23◦ と狭く、上に挙げた情報の誤差によっては目標天体が視野か
ら外れることも考えられる。時間の正確さは GPS サーバと同期させることにより信頼できる
情報が得られるが、観測場所の位置情報は望遠鏡に与える緯度・経度の値として 1(arc min) 以
下の精度までは望遠鏡の仕様上入力不可能なので、望遠鏡のシステム自体としては < ±1(arc
min) 程度の誤差は残る。CCD 視野は 13.8(arcmin) なので設置場所情報のみで < ±7.4% の
誤差を生じていることになる。赤道儀の水平さの情報は目視確認での判断になるため正確な
誤差を見積もることは不可能であった。それでも望遠鏡の極軸に関しては正確さが要求され
る。今回 Wooomera で行った観測では自動開閉ルーフが間に合わなかったため、毎晩観測終
了時に望遠鏡を取り外し片付けていたため、観測時間との兼ね合いから、極軸合わせに充分
な時間をかける余裕がなかった。しかし、完全固定する際には 1 晩ないしは 2 晩かけての極
軸合わせを行う必要があると考える。LX200 望遠鏡では極軸合わせに 2 つの基準星を用い、
それら 2 つの基準星の位置情報から望遠鏡の極軸を計算する。2 つの内の 1 つは八分儀座の σ
58
relative magnitude(IRAF)
20
13/Mar/2001
a = 0.90221
19
18
MKN421
17
16
15
10
11
12
13
12.89 (deg)
14
15
magnitude(GSC)
relative magnitude(IRAF)
図 4.3: 13/3/2001 における Mkn421 と周辺の天体の等級
20
a = 0.90695
19
18
MKN421
17
16
15
10
11
12
13
12.81(deg)
14
15
magnitude(GSC)
図 4.4: 19/3/2001 における Mkn421 と周辺の天体の等級
59
図 4.5: Ap-7p カメラ、フィルターホイールを搭載した LX200-30 望遠鏡。Woomera テスト観
測場所にて撮影
60
permanent
CANGAROO-II
N
CANGAROO-I
temporary
図 4.6: CARROTS setting point in Woomera
61
CANGAROO-I hut
DVD-RAM
Temperature sensor
AD22100
PICNIC
Telescope
LX200-30
Filter Wheel
Hub
CCD Camera
Ap-7p
NOTE PC
図 4.7: CARROTS test observation setup in Woomera
62
星であり、正確な天の南極からおよそ 1 度離れたところにある。もう 1 つの基準星は季節、お
よび時間によって異なるが、望遠鏡が自動で適した基準星を示してくれるのでその天体に合
わせるだけでよい。
しかし、1 つ目の基準星である八分儀座 σ 星は暗い星 (5.9 等星) であり、この星を探すこと
が困難である。ガイドスコープで天の南極付近に望遠鏡を向け、星の配置をスケッチし、星
図と照らし合わせながら地道に絞りこんでいった。こうして同定された目標天体をガイドス
コープのほぼ中心に合わせておき、主鏡の CCD カメラで撮像を行いながら CCD カメラの中
心に合わせていく。風が比較的強く撮像毎に星の位置が変わってしまったので、5 回の撮像の
平均をその星のおおよその位置と仮定し、平均の位置が CCD カメラの中心から ±5(pixels)∼
以内に入った場合に主鏡の中心にあると判断することにする。図 4.8 と図 4.9 に判断基準の場
合の CCD カメラに対する星の位置を示す。
y(pixels)
The Polar Alignment
500
400
300
200
100
0
0
100
200
300
400
500
x(pixels)
図 4.8: 極軸合わせ (フルピクセル (視野 0.23(deg) 、1pixel = 0.027(arcmin))
極軸補正は 2 つの基準星について行い、図 4.9 の丸プロットが八分儀座の σ 星であり、三
角プロットが ALDEBARAN である。それぞれ 5 回撮像を行いそれぞれの平均が白抜きのプ
ロットで示してある。極軸合わせは一度だけでなく、何度も行うことでより正確に合わせる
ことができる。今回の Woomera での観測では、以上のような作業を時間を空けて 4 度行い極
軸を合わせた。
63
y(pixels)
The Polar Alignment
266
1(pixel) = 0.027(arcmin)
264
262
OCTANS SIGMA
260
258
256
254
ALDEBARAN
252
0.270 (arcmin)
250
248
246
246
248
250
252
254
256
258
260
262
264
266
x(pixels)
図 4.9: 極軸合わせ (拡大図)
64
y(pixels)
4 度の極軸合わせを行った後に 5 つの天体について導入精度を調べた結果を図 4.10 に示す。
これらの 5 つの星は望遠鏡の内部メモリーに記憶されているカタログから導入したものであ
る。これらの天体を選んだ理由は、風の影響をほとんど受けない 0.01 秒の露出でも充分なデー
タが得られるくらい明るい天体であること、一晩を通して撮像可能な位置にあること、ファ
インダーで容易に同定可能なことを条件に選択した。
500
400
POLLUX
BETELGUESE
300
SIRIUS
PROCYON
1’
200
3’
FOMALHAUT
5’
100
7’
0
0
100
200
300
400
500
x(pixels)
図 4.10: 導入精度 (1pixel = 0.027arcmin)
図 4.10 の示す赤い丸は 5 回の撮像による平均値である。SIRIUS の位置が大きく異なるの
は風の影響によるものである。図 4.10 からも分かるように星によって導入精度が大きく異な
る。1 度目の極軸合わせでは図に示す 5 つの天体は全て視野内には入っていなかった。1 回の
極軸補正におよそ 1 時間半弱を要してしまうため、1 晩での補正には 4 度の補正が限界であっ
たが、実際の設置の際には 2 晩以上の連続した極軸補正を試す必要がある。以下の表に天体
毎の導入精度をまとめる。
65
天体名
中心からのズレ (arcmin)
azimuth(deg)
elevation(deg)
PROCYON
SIRIUS
POLLUX
FOMALHAUT
BETELGUESE
1.08772
2.7373
2.9888
4.1895
6.6788
159.3
115.0
168.6
60.6
129.4
51.7
62.13
29.9
8.7
36.6
表に示したとおり、4 度の極軸補正で 5 つの天体は視野 0.23deg の領域に導入できているが、
BETELGUESE などのように視野ギリギリに導入されるケースもある。CARROTS システム
を F6.3 レデューサーを使用して観測を行う場合、HETE-II の位置決定誤差をカバーするため
には導入精度 5(arcmin) 以内が必要である。今回の一時測定では平均 3.54(arcmin) の導入精
度を達成したが、BETELGUESE のように中心から 5(arcmin) 以上離れて導入されるのは問
題であり、仮に GRB アラートを受けたとしても、5 回に 1 回は観測できないことになる。今
回は仮設置であるため、正式に設置した状態で改めて測定する必要があるが、改善されない
場合は F3.3( 視野 42.7(arcmin)) レデューサーの使用を検討する必要もある。ちなみに、F3.3
レデューサーを使用した場合、CARROTS に求められる導入精度はおよそ 18(arcmin) 程度
で良いことになる。
4.2.3
追尾精度
システムの自動化において追尾精度は最重要課題である。追尾精度は極軸の正確さに依存
するため、いかに正確に極軸を合わせられているかが重要である。前節同様、1 回目の極軸補
正後、および 4 回目の極軸補正後にそれぞれ POLLUX(azimuth=150.0◦ 、elevation=23.8 ◦)
を追尾させたときの追尾精度を調べ、図 4.11 に示した。
上の 2 つのプロットは 1 回目の極軸補正後に POLLUX を追尾した際の x、y 軸方向の移動
を横軸時間 (MJD) に対する変移を示したものであり、下に示す 2 つの図は 4 回目の極軸補正
後に同様にして POLLUX を追尾した際の変移を示す。すべて時間軸は同じ時間スケールに
なっており、およそ 5 分おきに 3 回ずつ撮像したデータをプロットしてある。1 回目と 4 回
目とでは CCD カメラの角度を変えてあるので、どの方向にずれたかはグラフの矢印に示す
通りである。4 回目の極軸補正後では S-N 方向における追尾精度が明らかに向上しているが、
E-W 方向においてはそれほど改善は見られない。それぞれの追尾精度をまとめたものを以下
の表に示す。
極軸補正回数
1
4
S-N 方向
5.15(arcmin/hour)
1.00(arcmin/hour)
E-W 方向
3.41(arcmin/hour)
3.05(arcmin/hour)
仮に視野の中心に目標天体があるとすると、1 時間後には視野中心から South-West 方向に
およそ 3.2(arcmin) 離れることになり、2 時間半程度で視野から外れることになる。これを防
ぐために、1 時間毎に目標天体の座標をずれの分だけ補正してやることにする。フォーカルレ
デューサーを使用しない場合、CCD カメラの視野は、半径 6.9(arcmin) であり、イメージ上
の座標は図 4.12 のようになるので、角座標方向のずれの分だけ天体の座標を補正することに
する。なお、イメージ上の座標は 1pixel=0.027(arcmin) で計算する。
66
pixels
pixels
500
500
400
400
300
300
200
200
100
100
0
52258.7 52258.72 52258.74 52258.76
0
52258.7 52258.72 52258.74 52258.76
MJD
pixels
pixels
MJD
500
500
400
400
300
300
200
200
100
100
0
52259.72 52259.74 52259.76 52259.78
0
52259.72 52259.74 52259.76 52259.78
MJD
MJD
図 4.11: 追尾精度 (POLLUX)、1pixel = 0.027arcmin
1pixel = 0.027arcmin
y
x
RA
DEC
図 4.12: FITS イメージデータの座標系
67
4.2.4
Focus 合わせ
LX200 がフォークマウント式望遠鏡であるため、CCD カメラとフィルターホイールを装
着した状態での極付近の撮象は、CCD カメラがフォーク部に当たってしまい、撮像が不可能
になる。したがって、極軸補正を CCD カメラを用いて行う際にはフィルターホイールを外
し、CCD カメラ単体で望遠鏡に装着しての補正になる。しかし、実際の観測においてはフィ
ルターホイールを装備するため、極軸補正を行った後にフィルターホイールを装着し、改め
てフォーカス合わせを行う必要がある。Meade の LX200 望遠鏡には専用の電動フォーカサー
があり、リモート操作でフォーカスを合わせる。フォーカサーを用いることでフォーカスを
微妙に変化させていき、その星像からフォーカスを判断する。
そもそも、望遠鏡の解像力の理論的な限界は回折限界と呼ばれ、電磁波の波長 λ と望遠鏡の
λ
(rad) である。した
口径 D の比によって決定される。回折限界の点像の直径は、およそ 2.4 D
−6
がって、LX200-30 の場合可視光 (∼400nm) でおよそ 3.3×10 (rad) = 0.73 秒角になる。と
ころが、実際には 1m 級の望遠鏡で得られる星の像の大きさは 1 秒角にはなかなかならない
ことが知られている。これは、大気中の温度の揺らぎが空気の屈折率を変化させ、かげろう
のように星の像を乱してしまうためである。このようなかげろうの強さのことを、シーイン
グと呼ぶ。
口径 10cm 程度の小望遠鏡で星を観察すると、大気の乱れの影響で星像がちらつき、一点
に定まらない。一方、口径 1m 以上の大望遠鏡では、星の位置のちらつき加減は 10cm の望遠
鏡に比べ小さいが、星全体がぼやけて見える。これは、小望遠鏡のちらつきが、大望遠鏡で
は重ね合わさるためである。ちなみに平均的な星像の大きさは岡山天体物理観測所で 2.3 秒
角、木曾観測所で 2.7 秒角といわれている。われわれ Woomera においても星像の大きさは測
定する必要がある。今回の Woomera の観測においては具体的な数値でのフォーカス合わせは
行っていないが、基準として、連星に見える ACRUX(南十字星) が二つの星に分離できる状
態を判断基準とした。
一般的にシュミットカセグレン望遠鏡はフォーカス合わせが困難であり、一度ベストフォー
カス位置を過ぎてしまうと同じ程度だけ戻してももどらないことに注意する必要がある。仮
にベストフォーカスを過ぎてしまった場合には、一度大きくフォーカスをずらし、最初から
徐々に近づけ直していく必要がある。そのため、ベストフォーカスに合わせるというよりも
できるだけベストに近づけ、ベスト付近で止めるようにした。
4.2.5
等級解析
天体の等級を求める際、ノーフィルターでの測光では、天体毎にスペクトルが異なるため、
カタログ値との比較から正確な値に絞り込むのは容易ではない。今回の Woomera でのテスト
観測では、いくつかの明るい天体に対してフィルターを用いた撮像を行い、これらの天体のカ
タログ等級との比較を行った。天体の等級測光には PC-IRAF(付録参照) を使用した。IRAF
を用いてフィルター毎の等級を調べ、天体カタログ JP11[30](Johnson’s photometry)1から調
べた各フィルター毎の等級との比較を行った。
正確に等級を求める場合、大気による減光、CCD チップの量子効率、フィルターによる透
過率等を考慮する必要がある。第 2 章でも述べたとおり、大気による減光は天体の高度に大
1
UBVRIJKLMNH の 11 個の波長域において調べた等級カタログ
68
きく依存することは図 2.10 からも明らかであり、10%の透過率低下は約 0.11 等程度の減光を
意味する。下表に天体の各フィルター毎のカタログ等級 (JP11) と観測時刻における天体の高
度を示した。各欄の上段が JP11 カタログから参照した等級、下段が観測した時刻における天
体の高度 (deg) である。表中の空欄は、天体が観測不可能な位置 (CANGAROO-I ハットの影
になる等) にあり、観測データが存在しない。
天体名
U
B
V
R
I
ALNILAM
0.48
53.15
4.36
46.99
3.00
30.53
-0.55
54.27
0.82
53.52
-0.41
26.97
-0.40
34.89
5.14
52.89
-0.56
65.99
1.51
45.55
2.29
41.22
2.14
30.73
0.10
45.64
0.79
53.05
0.23
23.21
0.56
36.86
3.42
58.82
-0.6
61.59
1.69
35.25
0.40
39.10
1.14
29.17
0.13
34.15
0.37
50.10
0.39
20.36
0.81
39.11
1.97
62.24
-0.75
-
1.76
32.46
-1.19
0.39
0.12
33.21
-0.05
48.60
0.42
18.29
0.88
42.12
0.93
64.40
-0.99
-
1.93
29.43
-2.47
-0.11
0.14
28.13
-0.28
46.70
0.54
15.40
1.12
45.61
0.16
67.08
-1.19
-
BETELGUESE
POLLUX
RIGEL
PROCYON
ACHERNAR
ACRUXA
ALPHARD
CANOPUS
ここで、大気による各波長領域の減光の度合の天頂角依存の様子を MODTRAN シュミレー
ションによって調べた。大気モデルは砂漠の春・夏モデルを使用し、高度 150km で発生した
光が地上 160m に達するまでの大気による減光を天頂角 0◦ ∼ 90◦ の範囲で 5◦ 間隔でシミュ
レートした。また、エアロゾルモデルについては砂漠モデル、田舎 (VIS=23km) モデル、田
舎 (VIS=5km) モデルの 3 タイプについて計算し、それぞれのモデルにおける等級比較を行っ
た。エアロゾルが砂漠モデルにおける大気透過率の天頂角依存性は図 2.10 に示した。表 4.2
にはその透過率および等級変化の値を天頂角ごとに示した。等級変化の求め方は付録 A.1.2
参照。
今、等級の定義が、
M = M0 − 2.5 ∗ log10F lux + 2.5 ∗ log10 itime
であり、IRAF で求まる等級はこの他に log10 T (z) (T(z) は天頂角 z に依存した大気透過率) の
項が加わる。Flux が T(z) 倍になることからこの項が出て来る。今シミュレーションで求め
た大気透過率が T’(z) としたとき、IRAF で求められた等級は大気透過率 T’(z) で補正する必
要があり、補正後の IRAF 等級は上の式に 2.5 * log10T (z)/T (Z) を加えることになる。つま
り、まとめると以下の様になる。
69
天頂角 (deg)
0
5
10
15
20
25
30
35
40
45
50
55
60
65
70
75
80
85
90
表 4.1:
U(360nm)
0.48799542
0.48666245
0.48263466
0.47582409
0.46608064
0.45318592
0.43684605
0.41668180
0.39221984
0.36288953
0.32803348
0.28696233
0.23911542
0.18447381
0.12457639
0.06479988
0.01804435
0.00057672
0.00000000
天頂角による波長毎の大気透過率
B(450nm) V(555nm) R(670nm)
0.70431876
0.70337802
0.70052749
0.69567978
0.68868202
0.67930520
0.66722453
0.65199286
0.63299906
0.60940659
0.58006102
0.54335028
0.49700013
0.43779209
0.36130714
0.26238528
0.14018151
0.02561262
0.00000011
70
0.79542899
0.79473549
0.79263210
0.78904808
0.78385955
0.77687848
0.76783544
0.75635332
0.74190551
0.72375137
0.70083064
0.67159092
0.63368988
0.58346844
0.51500708
0.41855514
0.27947706
0.09507162
0.00003147
0.87077767
0.87031853
0.86892480
0.86654669
0.86309624
0.85843921
0.85238194
0.84464961
0.83485323
0.82243478
0.80657649
0.78604138
0.75888175
0.72186619
0.66926986
0.59009379
0.46132424
0.23711123
0.00114849
I(870nm)
0.93495154
0.93471169
0.93398327
0.93273908
0.93093038
0.92848337
0.92528993
0.92119581
0.91598034
0.90932178
0.90074062
0.88949358
0.87437290
0.85328710
0.82228816
0.77298778
0.68422312
0.48761830
0.02380729
表 4.2: 天頂角による波長毎の等級変化。求め方は付録 A.1.2 参照
天頂角 (deg) U(360nm) B(450nm) V(555nm) R(670nm) I(870nm)
0
5
10
15
20
25
30
35
40
45
50
55
60
65
70
75
80
85
90
CATALOG 等級
IRAF 等級
補正 IRAF 等級
0.77896
0.78193
0.79095
0.80638
0.82884
0.85931
0.89918
0.95049
1.01618
1.10056
1.21020
1.35544
1.55348
1.83516
2.26141
2.97106
4.35915
8.09759
-
MCAT
MIRAF
MIRAF
=
=
=
0.38058
0.38203
0.38644
0.39398
0.40495
0.41984
0.43932
0.46439
0.49649
0.53773
0.59132
0.66230
0.75911
0.89683
1.10531
1.45265
2.13327
3.97886
17.3965
0.24850
0.24944
0.25232
0.25724
0.26440
0.27412
0.28683
0.30319
0.32413
0.35103
0.38597
0.43224
0.49531
0.58496
0.72047
0.94562
1.38413
2.55487
11.2553
0.15023
0.15080
0.15254
0.15552
0.15985
0.16573
0.17341
0.18331
0.19597
0.21225
0.23339
0.26139
0.29956
0.35386
0.43600
0.57270
0.83998
1.56262
7.34968
0.073027
0.073306
0.074152
0.075600
0.077707
0.080565
0.084305
0.089120
0.095285
0.103206
0.113501
0.127143
0.145758
0.172262
0.212440
0.279568
0.412006
0.779800
4.058225
M0 - 2.5log 10F lux + 2.5log 10itime
M0 - 2.5log 10F lux ∗ T (z) + 2.5log 10itime
M0 - 2.5log 10F lux ∗ T (z)/T (z) + 2.5log 10itime
71
なお、観測装置による影響と基準等級等は M0 に含まれているとする。このようにして求
めたカタログの等級と補正された IRAF 等級との差を求めることにより、log10 F lux の項が
相殺され、つまり星の違いによる影響を除くことができる。また、表と天体の高度からおよ
その等級変化を計算し、元々の IRAF 等級の値を補正する。大気の補正がモデル計算によっ
て完全に一致した場合、log10T (z)/T (z) の項が消え、さらに理想的には観測装置による影響
が撮像毎に変化しない (もしくはその変化量が限りなく小さい) と仮定した場合、
MIRAF
− MCAT = M0 − M0 = Constant
になるはずである。したがって天頂角によらず MIRAF
− MCAT は一定であり、横軸に天頂角
(z)、縦軸に M0 − M0 のプロットすることにより、傾き 0 の直線に近付くはずである。また、天
頂角による大気透過率は異なる 3 つのエアロゾルパラメータを用いて MODTRAN4 をにより
計算を行い、それぞれのパラメータによる大気補正の比較を行った。エアロゾルパラメータは、
MODTRAN4 で与えられるものから選び、Desert、Rural1(VIS=23km)、Rural2(VIS=5km)
の 3 つのケースについて求めた。これら 3 つのパラメータによる大気透過率を図 4.14、図 4.15
に示した。
変えたのはエアロゾルの量であり、Mie 散乱にのみ影響を与えることになる。図 4.14 から
分かるように、Desert モデルでは Mie 散乱が波長約 490nm 以上の領域で支配的なのに対し、
Rural1(VIS=23km) では波長約 350nm 以上の領域で支配的であるのが分かる。つまり、エア
ロゾルの量が多いほど、短波長まで Mie 散乱が支配的になる。
このようにしてパラメータを変えることで、ウーメラに適したパラメータを確認すること
ができると考えた。求めた結果は図 4.16 から図 4.20 である。図中の赤いプロットは補正前
のものであり、青が Desert モデルによる補正、ピンク・緑はそれぞれ Rural1(VIS=23km)、
Rural2(VIS=5km) による補正を施した場合のプロットである。
これらの図からそれぞれフィッティングした時の傾きを求め、かぎりなく 0 に近いエアロゾ
ルパラメータが適していると考えた。大気パラメータと傾きの値をまとめたものが表 4.3 で
ある。U から R バンドにおいて、かすかにではあるが、補正前に比べてやや補正後の方が傾
き 0 に近く、正常に補正されていることがわかる。しかし、Rural2 モデルでの補正が明らか
に適していないというのが分かるのに対し、Desert モデルと Rural1 モデルによる補正の違い
は有意には判断することはできない。また、I バンドにおいては補正前のデータが最も一定で
あり、補正の必要がないように見える。これは長波長の光がミー散乱の増加によってもそれ
ほど大きな影響を受けないことによると考えられる。
72
transmittance
1
Rayleigh scattering
0.9
490nm
Mie scattering
0.8
0.7
0.6
0.5
Total transmittance
0.4
0.3
0.2
0.1
0
200
300
400
500
600
700
wavelength(nm)
transmittance
図 4.13: Desert model
1
Rayleigh scattering
0.9
0.8
Mie scattering
0.7
347nm
0.6
0.5
Total transmittance
0.4
0.3
0.2
0.1
0
200
300
400
500
600
700
wavelength(nm)
図 4.14: Rural(VIS=23km)
73
transmittance
1
0.9
0.8
Rayleigh scattering
0.7
0.6
0.5
0.4
Mie scattering
0.3
Total transmittance
0.2
248nm
0.1
0
200
300
400
500
600
700
wavelength(nm)
図 4.15: Rural(VIS=5km)
表 4.3: エアロゾルモデルによる各波長毎の a 値比較。左から補正前、Desert モデル、Rural1(VIS=23km)、Rural2(VIS=5km)。
FILTER
a 値 (補正前)
a 値 (Desert)
a 値 (Rural1) a 値 (Rural2)
U
B
V
R
I
-0.0223±
-0.0132±
-0.0059±
-0.0047±
-0.0013±
0.027
0.021
0.030
0.028
0.021
-0.0024± 0.027
0.00031± 0.027
0.0034± 0.029
0.00097± 0.028
0.0021± 0.024
74
0.0098± 0.027
0.0076± 0.028
0.011± 0.030
0.0082± 0.028
0.0077± 0.019
0.033±
0.038±
0.029±
0.024±
0.029±
0.019
0.028
0.030
0.028
0.025
Arbitrary(deg)
10
9
8
7
6
5
4
3
2
1
0
0
10
20
30
40
50
60
70
80
90
zenith angle(deg)
Arbitrary(deg)
図 4.16: U バンド等級
10
9
8
7
6
5
4
3
2
1
0
0
10
20
30
40
50
60
70
80
90
zenith angle(deg)
図 4.17: B バンド等級
75
10
9
8
7
6
5
4
3
2
1
0
0
10
20
30
40
50
60
70
80
90
80
90
Arbitrary(deg)
図 4.18: V バンド等級
10
9
8
7
6
5
4
3
2
1
0
0
10
20
30
40
50
60
70
zenith angle(deg)
図 4.19: R バンド等級
76
Arbitrary(deg)
10
9
8
7
6
5
4
3
2
1
0
0
10
20
30
40
50
60
70
80
90
zenith angle(deg)
図 4.20: I バンド等級
77
第5章
まとめとこれからの課題
○自動観測システム
• 柏と Woomera における自動制御のテストにおいて、格納ルーフ、フィルターホ
イールを除いた自動制御プログラム (telcon) のプロトタイプが完成した。使用す
る装置は全て Linux での制御が可能になり、PICNIC の使用によりポートの足り
ない 1 台の PC でも制御が可能になった。また、柏キャンパスのテスト観測にお
いて 2 日間の全自動稼働に成功している。
• 望遠鏡の極軸補正法がテスト観測で確立されたが、望遠鏡の完全な固定ができ
なかったため、追尾精度、導入精度ともに、望遠鏡の完全固定後、再度測定する
必要がある。残る 2 つの制御については単独での操作は可能な状態で納品される
ので、全自動プログラムとのインターフェース部分のみ開発を行えばよい。最後
に実際の自動観測のテストを行うことで、観測スケジュール、必要な FITS ヘッ
ダーの追加、撮像のインターバル等の微調整も必要である。
• 全自動システムとしての運用を目指す際に、万が一のトラブルを想定して予防
措置を考える必要がある。まず、停電の発生時には無停電電源 (UPS) からの電源
により、ルーフを閉じ、望遠鏡をホームポジションに戻し、コントロール PC を
正常にシャットダウンさせる必要がある。また、望遠鏡の暴走により望遠鏡の電
源が落ちた場合は、あらゆる観測スケジュールをストップし、観測シフトに電源
を入れ直してもらうようアラートを送る必要がある。
○大気モニター
Woomera でのテスト観測では、自動システムのカスタマイズとともに、大気モデ
ルの検証を行った。フィルターを用いた観測データから等級解析を行ったが、等
級の大気モデル依存性を調べることによって、Woomera の大気と MODTRAN の
大気モデルとの比較を行うことができた。結果として、エアロゾルモデルに砂漠
モデルを適用した場合の等級補正が最も適していると考えることができる。さら
に、より多くの天体を用いてキャリブレーションを行うことで、より詳しい大気
モデルの確立が可能である。最終的には、天体の高度とその等級から視野内の大
気情報を知ることが可能になり、CANGAROO データの解析に反映させることが
重要である。
○ガンマ線変動天体モニター
78
• 柏キャンパスでの AGN テスト観測により、同視野内の天体の等級と比較する
ことで AGN の等級を見積もることができた。フィルター撮像を行うことによっ
てより正確な等級を求められれば、時間変動を調べることが可能である。
• 現在、CANGAROO サイトには常時接続のネットワークが存在しないため、GCN
サイトの 1 つとしての運用はできていない。将来ネットワークを整備し、GCN サ
イトとしての本格運用を行う。
79
付 録A
A.1
解析方法
PC-IRAF
CCD データの測光、位置測定の解析には主に Image Reduction and Analysis Fcility(IRAF)
を用いた。IRAF は National Optical Astronomy Observatories(NOAO) が提供しているフ
リーの CCD 解析ソフトであり、多くのプラットフォーム上で利用でき、PC-Linux 版も提供
されている。
A.1.1
phot
IRAF の提供している測光用の機能として「PHOT」がある。これは aperture photometry
と呼ばれ、CCD 画像上の星に対して 3 つの同心円を設定し、1 番目の円の中に星の像があると
すると 1 番目の円の内側のトータルカウント値を「sum」と定義し、2、3 番目の円と円の間に
挟まれた領域の平均カウント値からバックグランドの空の明るさを求め「msky」と定義する。
また、1 番目の円の内側の面積を「area」、露出時間を「itime」、基準となる等級を「zmag」
とすると、求めた sum と msky から、
flux
mag
=
=
sum - area * msky
zmag - 2.5 * log10(f lux) + 2.5 * log10 (itime)
として星の等級を定義することにする。つまり、zmag の値に対する相対的な等級が求まる
ことになるが、ここでは zmeg = 25 で統一して計算を行った。aperture photmetry の断面図
を図 A.1 に示す。図 A.1 の 3 本の線は 3 つの同心円の半径を表し、図の場合 15∼25 ピクセル
領域からスカイバックグラウンドを求めることになり、半径 8 ピクセル内のピクセルカウン
トから相対等級を求める。
調べたい天体に対する aperture radius は天体の CCD 画像上のイメージの大きさから天体
毎に設定する必要がある。一般に aperture radius は天体の像より十分大きいことが望ましく、
他の天体が半径に入らない範囲で設定する。図 A.2 に aperture radius と求まる等級との関係
を 4 つの天体について調べた結果を示す。
x 軸が aperture radius の設定値で、y 軸は IRAF で求めた等級の値であり、4 種類の明る
さの天体について表示してある。POLLUX は 4 つの中では最も暗い天体であり、他の星に
比べ aperture radius が小さい領域で等級の値が一定になっているのに対し、CANOPUS は
aperture radius が 12 ピクセル付近でも一定にならず、より大きい aperture radius を設定す
る必要がある。したがって CANOPUS の場合は aperture radius が 14 ピクセル以上で等級を
求める必要があることになる。判断基準としては aperture radius を 1 ピクセル変化させた場
合に等級が 0.01 等程度の変化しか示さないところでの等級を使用することにする。
80
arbitrary(mag)
図 A.1: Aperture Radius vs Pixel Counts
8
7.5
7
POLLUX
6.5
6
ALPHARD
5.5
5
RIGEL
4.5
4
CANOPUS
3.5
0
2
4
6
8
10
12
Aperture radius(pixels)
図 A.2: Aperture Radius vs Magnitude(IRAF)
81
A.1.2
大気透過率による等級変化
大気透過率が x であった場合、等級にどれだけの変化が生じるかを計算する。上でも述べ
たとおり、等級を求める場合、
mag = zmag − 2.5 ∗ log10 f lux + 2.5 ∗ log10 itime
を用いる。今、大気透過率が x であるとすると、CCD カメラで観測する flux が x 倍になる。
大気透過率が 1 である場合の等級と flux がそれぞれ mag0、flux0 であるとし、大気透過率 x
の場合の等級、flux1 を mag1 としたとき、上式から、
mag1
mag1
mag1
=
=
=
zmag - 2.5 * log10f lux1 + 2.5 * log10 itime
zmag - 2.5 * log10x ∗ f lux0 + 2.5 * log10 itime
- 2.5 * log10x + mag0
となる。つまり、ある高度の大気透過率が x である場合、等級は −2.5 ∗ log10x だけ変化する
ことになる。常に x < 1 であるので、等級の値は大きくなり、見掛け上暗くなることを意味
する。
82
付 録B
B.1
望遠鏡光学 [31]
カセグレン式反射望遠鏡
図 B.1: ガセグレン式望遠鏡
B.1 に示すカセグレン式望遠鏡では、凸の双曲面鏡を副鏡として使用するため、倒立した
象が得られる。カセグレン式望遠鏡は焦点距離の割合に望遠鏡の全長が短くすることができ、
ニュートン式反射望遠鏡と違い、接眼鏡から覗く向きが目標天体と同じ向きになるため扱い
易い。
B.2
シュミットカメラ
Schmidt(シュミット) カメラとは、独の Vernhard Völdemar Schmidt が 1931 年に発明した
カタディオプトリック系望遠鏡で、B.2 にその原理を示す。主な特徴としては、コマ収差の極
めて小さい光学系であり、反射鏡を使って広い視野を得ることができる。主鏡 (球面反射鏡)
の曲率中心の位置に入射面をもち、そのことにより非点収差やコマ収差を無くすことができ
る。ここに主鏡の球面収差を補正する補正板 (Correcting Plate(P.C.)) を配置する。
B.2 で、CFB は光軸であり、光軸に対して斜めの方向からの平行光束が入射する場合を考
えて、その光束の中心線を CA とします。C が球面鏡の曲率中心ですから。入射光束は補正
板を通った後も主光線 CA に対して上下対称である。これがシュミットカメラのポイントで
あり、このためにコマ収差も非点収差もゼロになる。補正板は BK7、UBK7、溶融石英など
のような、均質で光線を良く透過する材料で作るが、厚さは強度を保てる程度であればでき
る限り薄くし、直径のおよそ 1/40 ∼ 1/150 くらいにするのが一般的である。色収差を少なく
するために、図のように外側は凹レンズ、内側は凸レンズにするが、そのことは凸でも凹で
もない中間の領域が存在することになり、その凸でも凹でもない領域は中性帯 (ニュートラル
ゾーン) という。この形状から分かるとおり、シュミット望遠鏡の口径は補正板の直径に他な
83
らず、主鏡面は補正板よりも大きな直径を必要とする。視野を広くとるには主鏡面をより大
きくとる必要がある。
B.3
シュミット・カセグレン式望遠鏡
上の二つの特徴を合わせ持った望遠鏡であり、当然その主な特徴としては、
◦ コマ収差、色収差が小さい。(シュミット式) ◦ 比較的コンパクトな鏡筒で長い
焦点距離を稼ぐことができる。
があげられる。最近の一般向けの中 ∼ 大型望遠鏡はほとんどがこの光学系の望遠鏡である。
B.4
カタディオプトリック系
光線の屈折と反射と、双方の原理を併用した光学系のことを、カタディオプトリック系と
いう。つまり、一つの光学系の中に屈折と反射の光学系双方が使用される方式をいう。した
がって、シュミットカメラは補正板で光を屈折させ、主鏡面で反射させるという 2 つの光学
系を使用しているためカタディオプトリック系のカメラという。ここでは、主にフォーカル・
レデューサーについて説明する。フォーカル・レデューサーとは、その名のとおり焦点距離
を短くする装置という意味で、焦点距離を短くするということは F 値を小さくすることにな
り、すなわち視野を広げることになる。例えば LX200-30(F10) において視野を広げたいとき
に F6.3、F3.3 のフォーカル・レデューサーを使用する。
B.5
Field of View
望遠鏡において視野がどれくらいかという情報は必須である。ここでは F10 の望遠鏡 (LX20030) に CCD(Ap-7p) が搭載されているシステムにおける視野の計算を示す。
B.3 に光学系の概略を示す。無限遠を望遠鏡で観測した場合に視野半径 OA の画像が得ら
れたとする。物体 PA は無限遠にあるので、望遠鏡によって P’A’ の実像を得る。この長さを
y、焦点距離を f としたとき、
y = f × tan ω
の関係式が得られる。今、実視野は 2×PA であり、2 × ω で表すことができるので、上の式か
ら ω を求めると、y(CCD Chip の一辺の半分)
ω
2ω
=
=
=
=
tan−1 fy
6.15
tan−1 3000
0.1174 [deg]
0.2349 [deg]
となる。ここで、前節で説明したフォーカル・レデューサー (F3.3) を使用した場合の視野を
計算してみる。F10 を F3.3 にしたとすると、焦点距離は 909mm に変換されているので、上
の式において f の値を 3000 から 909 に換えて計算すると、2 × ω = 0.7753 [deg] が得られる。
84
P
A
C
F
B
S
図 B.2: Schmidt Camera
A
Corrected Plate
CCD Chip
ω
O
P’
P
A’
図 B.3: Field of View
85
付 録C
CCD カメラプログラミング
ここでは実際の制御の大まかな流れから、使用してみて生じた問題点に対して施した回避策
まで述べる。プログラムはまだ改良する余地があり、バージョンアップする際にこの文章を
参考にしてほしい。
C.1
パラレルポート
CCD カメラは制御はパラレルポート経由で行われる。」パラレルポートとは、データ線が
複数あるため、データ線が 1 つのシリアルポートに比べて高速な通信が可能である。パラレ
ルポートには主に以下に示すような 3 つのポートアドレスが存在する。パラレルポートでの
制御はこれらのポートアドレスに特定のビットを書き込むことによって周辺機器との通信が
可能になる。
Port
·
·
·
Address (input/output)
Data port
output Base address
Status port
input
Base address + 0x1
Control port output Base address + 0x2
8bits
5bits
4bits
なお、信号レベルは TTL(0-5V) である。
このパラレルポートを介して CCD カメラの Firmware 1とデータのやりとりを行うが、CCD
カメラ側のファームウェアの構造 (レジスタ)、データ送受の手順の書かれた開発者用手引 [26]、
および C++言語で書かれた Windows 用サンプルプログラムを Linux 用に新たに書き直した。
パラレルポートによるファームウェアの制御にはきまった手順があり、その手順に従ってポー
トアドレスに信号を送ることにより通信相手のファームウェアと通信が可能になる。使用す
る CCD カメラ (Ap-7p) の場合、ファームウェアレジスタが全部で 12 個ものレジスタから構
成されており、かつ 1 つのレジスタが 16 ビットであるため、複雑な手順を踏む必要がある。
ファームウェアとの通信の大まかな流れは、
1. 12 個のレジスタから通信したいレジスタを選ぶ。
2. 通信したいビットが各レジスタの上位 8 ビットか、下位 8 ビットかを選択する。
3. 選択したレジスタとデータの送受を行う。
の 3 段階である。これらの命令を C 言語の「inb」「outb」関数を用いてパラレルポートアド
レスに直接書き込むことによって、CCD カメラとの通信が可能になる。実際の手順について
は手引 [26] を参照。
1
Firmware (ファームウェア) とは ROM 化されたソフトウェアのことである。
86
C.2
Firmware Description
使用する Ap-7p はフレーム取得方式のカメラではなく、ライン読みだしのカメラである。
如何なる中断、DMA(Direct Memory Access) は使われず、CCD データは一度に 1 ラインず
つ読まれることになる。カメラヘッド内にある、内部状態コントロールロジックとインター
フェースカードの双方、もしくは片方がカメラの状態、露出タイミング、チップの列と仰のカ
ウンティング、Flushing、そして温度コントロールを行う。Firmware は 16 ビットのレジスタ
として 12 個のグループに分かれている。12 個のレジスタの内、8 つが書き込みのみであり、
残りの 4 つは読み出しのみになっている。CCD カメラの制御に必要な情報を以下に示す。
·
·
·
Exposure Time
Binning
CCD チップのジオメトリ情報 (物理的情報。例えば、column offsets、
number of pixels per ROI(Region of Interest)、row offsets)
設定温度
イメージ情報取得開始の合図、イメージデータのデジタル化と蓄積等
その他のコントロールビット
·
·
·
Firmware から取得可能な情報を以下に示す。
·
·
·
·
C.3
イメージデータ
CCD カメラ内部温度
温度コントローラの状態とイメージ読み込み時における CCD の状態
コマンドのミラー (つまり実行したコマンド)
撮像手順
露出開始の合図からデータ取り込みまでの流れは以下のようになる。
1.
2.
3.
4.
5.
6.
7.
C.4
CCD チップのジオメトリ情報をレジスタに与える
露出時間、ビニング情報をレジスタに与える
取得したいデータのタイプ (「light flame」 or
「dark flame」) を与える
露出開始の合図を送る
露出終了の合図を受け取る
データを取り込み、メインメモリに一旦保存する
メモリに保存したデータから FITS ファイルを作成する
Function
ここではプログラム中に出て来る主要な関数についてその意味を解説する。
87
C.4.1
Flush
Flush function は、主にチップのピクセルジオメトリの設定を行う。すなわち、CCD チッ
プの並びやビニング数などの情報をレジスタに書き込む。CCD チップの情報の表し方を C.1
に図示する。
C.4.2
Expose function
ここでは露出の関数である Expose function について説明する。Expose functino は Exposure
time とデータのタイプ (Dark flame か Light flame) の指定を引数にとる。この関数で行うこ
とは、
1.
2.
3.
4.
5.
ピクセルジオメトリのチェックを行う
Flush 関数を起動させてピクセルジオメトリ、露出時間、
ビニングをレジスタに書き込む。
データタイプをチェックし、light flame なら Shutter を enable にし
、dark flame なら shutter を disable にする。
Start Timer ビットを立て、露出を開始する
露出終了の合図 (FrameDone のビットが立つ) を監視し、
合図が出たらデータの取り込みを開始する。
ピクセルジオメトリ、露出時間、ビニングをレジスタに書き込んで、Start Timer ビットを立
てると、自動的に CCD カメラは露出時間を開始し、CCD の Firmware が露出時間をカウン
トする。従って、露出開始と共に Expose 関数は制御をもとのプロセスに返してしまうため、
露出完了を待たずにデータの取得を開始してしまう。そこで露出開始の関数とデータ取得関
数の間で露出時間だけ sleep させてこの問題を回避する。
C.4.3
BufferImage·GetImage function
BufferImage Function はイメージデータの型に合わせて、データ格納用の領域をメインメ
モリ上に確保する。
GetImage function は BufferImage functino で確保したメインメモリに読み込んできたイメー
ジデータを格納し、さ r にそのデータから FITS ファイルを作成する。その後で FITS ファイ
ルは必要なヘッダを追加する。
C.4.4
追加 · 変更 · 改良
ここでは、もとの C++プログラムではおちいられていなかったが、開発中に生じた問題に
たいする対処、および実際の使用に合わせたカスタマイズについて記述する。
1. 最初に完成したプログラムでは、画像を取得すると必ず横縞模様が入り、さらに画像に
階段状の勾配ができていた。これを解消すうるために、プログラムを立ち上げる際の初
期化として、ケーブルの長さの設定 (Short cable) を与える必要があることに気付いた。
この初期化によりこの問題は解消された。
88
AIR(After Imaging Rows)
18
Image Pixels
532
511
3
BIC(Bofore Imaging Columns)
AIC(After Imaging Columns)
Image Pixels
12
511
9
532
図 C.1: CCD Camera(Ap-7p) chip geometry
89
2. 実際にデータを取得する際、データの保存形式は FITS 形式にするのが標準であるため、
FITS ファイルを作成し、そこにデータを保存するようにした。FITS に書き込むヘッ
ダーは必要に応じて増えてくるので、追加が楽になる設計にした。
3. CCD カメラを電源に繋ぎ、最初の撮象を行う際、露出は正常に行われているのにも関
わらず、データを取り込む段階で必ずハングアップすることが判明した。この原因は不
明であるが、デバッグを詳細に行った結果データ取り込み最中に「Time Out」になっ
ていることが分かった。単に取り込みのタイミングがあわなくなるのか、それとも最初
は余計なデータが残っているのではないかと考えられるが、いずれにしても初期化で必
要手順が踏めていないのであろうと思われる。そこで初期化の際にダミーでデータの読
み出しを行い、FITS ファイルを作成せずに破棄することにする。この方法でこの問題
は解消された。
4. 前のセクションでも述べた通り、露出開始の合図を CCD に送ってしまえば、後は Firmware
に制御が移ってしまい、プログラムは次のプロセスを実行しようとする。そのため、露
出終了を待たずにデータの取り込みが開始されてしまう。この対処方としてちょうど露
出時間分だけプログラムを sleep させることで回避する方法と、CCD カメラの firmware
が露出終了時に立てる flame done ビットを無限ループで監視し続け、flame done ビッ
トが立つのを確認後次の操作に移る方法と 2 つ考えた。現段階ではどちらがよいかわか
らないが、メモリの負担を無駄に増やすことと、露出時に firmware にアクセスし続け
るということの CCD データに対する影響を危惧すると前者の方が的していると思われ
る。露出時間と sleep 時間が 0.01 秒以内の精度で一致していれば何の問題もないと思わ
れる。
90
Telcon(Linux)
HETE-II
setup
read telcon_setup.prm
read schedule.dat
read patrol.dat
child process
parent process
gcn flag check
schedule check
gcn mode check
gcn_flag =1
interrupt
alert
GCN
y
n
patrol mode
delete gcn flag
exec commands
*telescope move
*ccd control
y
ap7p control
cooler on ? n
y
cooler on
filter select
if interrupted
Exposure ×3
filter end ?
gcn mode
GRB observation mode
図 C.2: Telescope and CCD Program flowchart
91
y
n
謝辞
本研究を進めるにあたってテーマを与えて頂くとともに、終始御指導頂いた東京大学宇宙線
研究所森正樹助教授に心から感謝いたします。柏キャンパスでのテスト観測の際、徹夜の観
測につき合っていただいた博士 1 年土屋健一さん、修士 2 年株木重人君、修士 1 年内田直史
君とは貴重な意見の交換ができた上に、多様なアイデアを提案していただきました。心から
感謝いたします。大気の研究を進めるにあたって、貴重な意見とともに研究を手伝っていた
だいた修士 2 年の大石理子さんに感謝いたします。また、Woomera でのテスト観測において
連夜手伝っていただいた、博士課程 1 年の片桐英明さん、甲南大学博士 2 年の林清一さんに
感謝致します。
システム開発に際して幅広いアイデアと多くの貴重な情報を頂きました理化学研究所の小
浜光洋さんに心から感謝いたします。東京大学宇宙線研究所の奥村公宏さんには、プログラ
ムに関する多大な助言をいただきました。ありがとうございました。
また、RIBOTS グループの東京工業大学の河合誠之教授、青山学院大学理工学部の吉田篤
正助教授、ぐんま天文台の衣笠健三氏、宇宙開発事業団の鳥居研一氏、東京理科大学修士 2
年の浦田裕二君、東京工業大学学部 4 年の佐藤理江さんには望遠鏡、CCD カメラに関する意
見の交換等、多くの情報交換の場を提供していただきました。心から感謝いたします。また、
本研究において多くの助言、御指導をいただきました東京大学宇宙線研究所の榎本良治助教
授、河内明子助手に感謝いたします。
最後に、2 年間の修士課程において何の不安もなく研究に専念することができたことを両親
に心から感謝いたします。ありがとうございました。
92
参考文献
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[2] Ormes, in Current Perspectives in High Energy Astrophysics, NASA 1391, 1996
[3] R.C.Hartman, et al.:Astrophys.J.Suppl. ,123 (1999) 79.
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[21] http://www.gpogee-ccd.com/
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93
[23] トランジスタ技術 1 月号 2001 年
[24] トランジスタ技術 9 月号 2001 年
[25] http://www.tristate.ne.jp/
[26] Apogee Camera Control API Development Specification,Apogee Instruments inc
[27] http://products.analog.com/products/info.asp?product=AD22100
[28] コンピュータアーキテクチャ 第 2 版
[29] FITS の手引き 第 4 版,2000 年 3 月 14 日, 国立天文台天文学データ解析計算センター
[30] http://simbad.u-strasbg.fr/guide/chG.htx#jp11
[31] 吉田正太郎, 天文アマチュアのための望遠鏡光学, 誠文堂新光社
94