「あかり」遠赤外線分光観測の成果

宇宙物理学研究室　赤外線グループ　（UIR）

川田光伸

２００９ 宇宙ブロック研究発表会 2009/11/19-20 @ エコトピア

・「あかり」遠赤外線分光器FIS-FTS

・FIS-FTSによる観測

セレンディピタス分光サーベイ

・FIS-FTSのデータ解析

キャリブレーションと標準ツール

・初期成果

銀河中心　Yasuda et al.

星形成領域　Okada et al.

・今後の解析

LMC（セレンディピタスサーベイ）

・将来の展望

遠赤外線分光サーベイの時代へ ～SPICA/SAFARI～

はなしの概要

「あかり」遠赤外線分光器～撮像型フーリエ分光器～

UIR研で開発したスペース用遠赤外線フーリエ分光器

特徴

・天文観測用冷却遠赤外線フーリエ分光器スペース用としてはCOBE/FIRASに次ぐ２番目の装置

・分光と撮像が同時にできる世界初　（Herschel/SPIREに先んじる）

・空間分解能が高い１分角を切る空間分解能での撮像分光

⇒　細かな空間構造でのスペクトル観測を効率よく行える

ISO/LWSとの比較Gratingによる分光（比分解能：R=150 – 200）

Fabry-Perots分光器による高分解能モードあり（R=6800 – 9700）シングルピクセル（空間分解能：～80”）

Optics Type : polarized Michelson interferometer (Martin-Puplett type)Mirror Driving Type : leaf springs axis support with voice coil actuatorPosition Sensor : optical scale (resolution: 2 µm in o.p.d. ) /wo zero path detectorSpectral Coverage : 55–200 cm-1 (50–180µm)Maximum o.p.d. (L ) : - 0.9 ~ + 2.8 cmSpectra Resolution (R) : 0.19 cm-1 (Full-res. Mode; L=2.8 cm)

[d = 1/(2L)] 1.2 cm-1 (SED mode, L=0.42 cm)Mirror Scan Speed : ~ 0.08 cm s-1

AKARI FIS-FTS

FIS (without top cover) Mirror Driving Mechanism4

Kawada et al., 2008

FIS DesignMartin-Puplett Interferometer

5

12m

m15m

m

LW detector SW detector

SW detector (50 – 110 µm) - direct hybrid type - Ge:Ga + Si RO /w In bump - format: 3 x 20 & 2 x 20

LW detector (110 – 180 µm) - compact stacking type - stressed Ge:Ga + Si RO - format: 3 x 15, 2 x 15

Two positionFilter Wheel

Array Alignment(on the sky)

LW

SW

Neptune Image

Detector System: 2D Photoconductive Detector Arrays (Ge:Ga) with CTIAs (Si)Detector Unit Name: SW LWDetector Type: monolithic Ge:Ga array stressed Ge:Ga arrayArray Format: 3 x 20 3 x 15Pixel Size (pitch): 0.5 (0.55) mm 0.9 (1.0) mmPixel FOV: 26.8 x 26.8 arcsec2 44.2 x 44.2 arcsec2

FWHM (major/minor): 44” / 39” 57” / 53”Spectral Coverage: 85–200 cm-1 55–90 cm-1

Sampling Rate: 85.336Hz 170.672HzPSF (x: array major axis): PSFFTS (x, y) = PSFphot (x-7”, y) + PSFphot (x+7”, y)

6SW: e = 0.8; σ1 = 14”; σ2 = 40”LW: e = 0.65; σ1 = 17”; σ2 = 46”

PSF PHOT x , y= exp x2y2

212 1−exp x2

y2

222

xy

AKARI FIS-FTS

FIS-FTSによる観測

指向観測モードで観測

１回約20分間の観測（含む、約8分間のキャル測定）

２種類の検出器で50 – 180μｍ同時観測3 x 20 pixels / 3 x 15 pixels の撮像分光

分解能の選択Full-res.: 0.2 cm-1; SED: 1.2 cm-1

観測の種類プライマリーモード

ターゲット提案に基づく観測１１５点（MP、OT、DT）

パラレルモードIRCとの同時観測（IRC優先モード）

４５２点（MP-FISS3）　（IRC指向観測の約１割）

Observation Sequence

SHUTTER CLOSE SHUTTER OPEN CLOSE

Internal B.B.(37K)(~362s)

FTS MODE SCANNER MODE

FTS modestart

Seq. Restart

observing the sky(719s)

FWrotating

FWrotating

FTS modestop

sequence of one pointing observation

30 minutes

Pointing Observation: - up to 3 times in an orbital period the telescope is held to the specific directions. - duration time of one pointing observation is about 30 minutes - effective observing time is about 12 minutes

~7.5 round scans for full-res. mode, ~30 round scans for SED mode - internal blackbody source (~35K) is measured for about 6 minutes in SED mode

prior to the observation - FIS FTS can operate with the IRC observation: parallel observation mode

observing direction is different from the IRC view 8

Observations (2006/04/19 – 2007/08/25)✔ Total Number of Observations: 597 points (12 minutes each)

➔ PV phase : 30 points➔ Primary obs. : 115 points (MP: 62, OT-ISAS: 7, OT-ESA: 24, DT: 22)➔ Parallel obs. : 452 points (MP-FISS3)-----------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------➔ SED mode : 259 points (PV: 21, Primary / Parallel: 50 / 188)➔ Full res. Mode : 338 points (PV: 9, Primary / Parallel: 65 / 264)

(data for several obs. are lost by downlink troubles)

Observing Area (Galactic coordinate)

concentrated on

the Galactic plane (~ 55%)

& Large Magellanic Cloud (~30%)

┼: Parallel Observations□: Primary ObservationsSED mode / Full-res. mode

LMC

9

フーリエ分光器とは

２光束の光路差に対する干渉強度の変化＝インターフェログラム

時間軸方向への分散　⇔　空間軸方向への分散：グレーティング

インターフェログラムのフーリエ変換　⇒　スペクトル

キャリブレーション　（Murakami et al. 2010)

標準天体：惑星（準惑星）～Uranus, Neptune

ISO/LWSとの比較：連続成分＆輝線（[CII], [NII], [OIII]）

高輝度領域に対して検証

中・低輝度領域への拡張が必要

標準ツールの提供

IDLベースの解析ツールを提供

データ解析

Data Processing & Calibration

- non-linearity correction- differentiation- spike removing

- separate each scan- ZPD determination- opd correction- transient response correction

- apodization- numerical integration

of Fourier transform equation- phase correction

- flat fielding- spectral response correction- absolute flux correction- fringe correction

First Data Reduction

Second Data Reduction

Fourier Transform

Corrections

Raw Data

Sky Spectra

Interferograms

Raw Spectra

Calibration:

- laboratory characterizationinternal/external sources

- in flight correction- well-known

astronomical sources- internal blackbody source

11

Murakami et al., 2010

Data Processing (1)

12

First Data Reduction:

⇐ non-linear correction

⇐ differentiation& spike removing

Second Data Reduction:

⇐ ZPD determination& o.p.d. correction

Fourier Transform:

⇐ raw spectra& phase correction

Data: SED mode

LW07 SW32

13

Data Processing (2)Flat Correction

SW(0.6~1.5)

LW(0.2~7)

Spectral Response Correction

LW01 LW19 LW31 SW (all)

(from measurement of aperture lid)

Fringe Correction (by model template method)

LW array has much wider variety of responsivity

SW LW

Wavenumber [cm-1]60 60 60 90909090 130

LW array has wider variety of spectral response

14

Calibration- planets as the absolute calibrator,

which have well defined spectral model- comparing with the ISO/LWS observations

for lines and integrated power

⇒ both ISO/LWS and AKARI/FTS calibration is consistent for brighter sources, at least

Lines

Integrated Power

Murakami et al., 2009

FIS-FTSによる初期成果

高い空間分解能と効率のよいマッピング能力

銀河中心領域：Quintuplet and Arches clusetesAKARI Far-Infrared Spectroscopic Observations of the Galactic Center

RegionYasuda et al. (2009)遠赤外線の禁制線（[OIII], [NII], [CII]）を用いて、クラスター近傍の物理構造を

明らかにした

銀河系内星形成領域：G3.270-0.101, G333.6-0.2, NGC3603, M17Properties of active galactic star-forming regions probed by imaging

spectroscopy with the Fourier transform spectrometer (FTS) onboard AKARIOkada et al., (2010)遠赤外線輝線マップを用いて、星間物質の構造と隠れた励起星を明かにする

近傍銀河のスペクトルマッピングTakahashi et la.

ηカリーナ領域のスペクトルマッピングMatsuo et al.

Scientific Results of AKARI/FTS (1)Line & Continuum Maps

of the Galactic Center RegionYasuda et al. (2009)

[OIII] 88.4µm [NII]122.0µm [CII] 157.7µm

88µm 122µm

(MSX 12µm) (20cm radio continuum)

5 pointing obs.

16

Scientific Results of AKARI/FTS (2)

G333.6-0.2

Line mapping of the Galactic HII regions

Full-range Spectrum of the AKARI/FTS

[OIII] 88µm [NII] 122µm [CII] 158µm

17

Okada et al. (2010)

9um

18um

18

G3.270-0.101

NGC3603

M17

contour: IRC 18µm / MSX 21µm

[CII]158µm [CII]158µm [CII]158µm

[OII]88µm[OII]88µm[OII]88µm

12min 30min 11min

LS-LMC：IRCによるLMCの多バンド広域サーベイの裏観測

２期にわたり１８８点の観測

前半：SEDモード（30 Dor 近傍）

後半：Full-res.モード（それ以外）

無バイアスな広域スペクトルサーベイ

複数の禁制線（[OIII], [CII]）を検出

星形成領域、星間物質の空間構造を明かにする

LMC領域の観測

3 de

g

AKARI 90µm map

6 de

g

IRAS 100µm map

AKARI/FTS Observations of the LMC region

20

Full-res. modeSED mode

[CII]158µm[CII]158µm [OIII]88µm

188 observing points~50 pixels for each points

AKARI 90um (ASS)

30 Dor ～ Molecular Ridge領域の解析

RED : 90umGREEN : 65um

[OIII]輝線強度マップ

3 x 10 - 6

2 x 10 - 6

1 x 10 - 6

0

輝線強度[W/m2/sr]

RED : AKARI 65umGREEN : MSX 8umBLUE : H

連続成分に対する[OIII]輝線強度

等価幅（EW）と連続成分の強度

or　傾きとの相関

+ Wolf-Rayet+ O stars+ B stars (B0-B2.5)+ B stars (B3-B9)+ others

+ Wolf-Rayet+ O stars+ B stars (B0-B2.5)+ B stars (B3-B9)+ others

AKARI 65um map (ASS)

遠赤外線分光サーベイの時代へ

将来への展望

Herschel Space Observatory (3.5m telescope)- PACS (Photodetector Array Camera and Spectrometer)

Integral Field Spectrometer: 55-105 & 105-210um (47”x47”:5x5 pixels)

- SPIRE (Spectral and Photometric Imaging Receiver)

Imaging Fourier Transform Spectrometer: 194-672um (2.6' FOV: 37/19 pixels)

- HIFI (Heterodyne Instrument for the Far Infrared Instrument)

157-625um (7bands/12-47”beam) R < 107

SPICA (Space Infrared telescope for Cosmology and Astrophysics)

-SAFARI (SPICA Far Infrared Instrument)

Imageing Fourier Transform Spectrometer: 34-210um (2'x2' FOV)

an off -source part of a 250 μ m ESA SPIRE publicity image(credit: ESA and the SPIRE consortium)

Spitzer/AKARIによる近傍銀河の近・中間赤外線分光診断を遠方銀河（z<～5）に拡張する

個人的には、　オフソース領域の分光

＝背景放射の分光に興味がある

ライン構造だけでなくブロードなスペクトル構造を精密に決めたい

⇒フーリエ分光器に厳しい要求