南極サイト調査用 DIMM ( シーイング測定装置 ) の開発と試験観測

2008 2 1 4年月日年生発表会

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南極サイト調査用DIMM( シーイング測定装置 )の開発と試験観測

東北大学理学部宇宙地球物理学科　　天文学コース 4 年

　　　　　　　　　　沖田博文


目次・ Introduction　　　・シーイングとは　　　・ DIMM の開発・ DIMM の概要　　　・理論　　　・装置・観測、解析結果・ Future work

南極 40cm望遠鏡に取り付けた DIMM


サイトシーイング値　　　　　　　 [arcsec]

岡山天体物理学観測所 1.21±0.23

すばる望遠鏡 0.6

南極　ドーム C 0.54

南極　ドームふじ 0.5 以下 ?

地上から天体を観測すると大気の攪乱によって光の波面が揺らぎ、星像も揺らぐ。

→ シーイング（星像輝度分布の FWHM ）

大型望遠鏡ではシーイング値を遥かに下回る理論分解能が出る

→ シーイングのよいサイトを選ぶことが本質的に重要

大気のないスペース ( 宇宙空間 ) で得られる星像の分解能 (Rayleigh limit) は

Introduction 　シーイングとは？

長時間露出したときに得られる星像輝度分布の FWHM で定量化


南極Introduction 　 DIMM の開発

極寒乾燥

大気の赤外線雑音が非常に小さく、赤外線～サブミリ波の透過率が極めて高い

高い晴天率内陸部は穏やかな天気常に下降気流

ドーム C （標高 3250m ）　　～ 0.54”

良シーイングサイト

宇宙に開かれた最後の窓

→

→

ドームふじ（標高 3810m ）　　≦ 0.5” ??

→DIMM の開発


DIMM の概要

長時間露出した時に得られる星像輝度分布の FWHM に換算

DIMM(Differential Image Motiron Monitor)は対物プリズムのついた2つの開口を持つ、望遠鏡の先端に取り付けた観測装置

天体からの光↓

大気によって波面が乱れる

DIMM 板↓

↓

2 つの星像

相対位置の揺らぎを測定↓

↓


DIMM の概要　理論 (1)

天体からの光・・・平面波↓

大気で波面が乱れる・・・波面

・・・位相誤差

光の進行方向のズレ・・・

α の共分散、 φの共分散

を定義

、光の位相構造関数

Kolmogorov乱流を仮定　→


DIMM の概要　理論 (2)光の進行方向の角度　　の変動　　　＝星像位置の変動

2 つの星の角度差　　　　の二乗平均　　＝ 2 つの星像の相対的な揺らぎの分散

と星像輝度分布の FWHM の関係・・・天頂角補正・・・

これらから求めるシーイングは

D ・・・開口直径d ・・・開口間距離

→

→ 星像の相対的な揺らぎ　　　　　　からシーイング測定が可能


DIMM の概要　装置東大 TAO 計画で開発された UT-DIMM とほぼ同じ構造

南極 40cm 望遠鏡口径 400mm

焦点距離 5190mm

DIMM 板　開口間距離 d 250[mm]

開口口径 D74mm[mm

]

頂角 30[arcsec]ピクセルサイズ水平方向 0.3903[“/pix]

垂直方向 0.4553[“/pix]

東大 DIMM

観測ソフトも同じものを使用


観測、解析結果

解析結果

2008 年 1 月 13-14 日ピクセルサイズ測定　　　ピクセルサイズ決定は M42 の Fits 画像を 5 枚取得し、これらから決定　

2008 年 1 月 16-17 日 DIMM 観測　　　ふたご座 β 星ポルックス ( 天頂角 15°) で 10 分間観測

Average 2.09”Median 2.03”

ポルックス土星


Future Work

・ 1 晩のみ、 10 分間のみの観測→ シーイングの 1 日の時間変動、季節変動を　調べる為、長期間の観測が必要

・そもそも正しいシーイングなのか？→ 広大 DIMM と比較観測

・ 4 つのシーイング値の意味→ 上空の風向に依存

・露出時間の補正→ シーイングは露出時間にも依存

・開口直径 D の調整→ 典型的な空気の塊の大きさに依存

・さらなる考察・十分な観測

仙台で問題点を洗いだし、南極サイト調査を成功へ

↓

広大 DIMM

が必要

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