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

1. 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

2. 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

3. Introduction　シーイングとは？ 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。 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 →シーイング（星像輝度分布のFWHM） 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 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

4. IntroductionDIMMの開発 南極 宇宙に開かれた最後の窓 極寒 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 → 乾燥 内陸部は穏やかな天気 常に下降気流 高い晴天率 → 良シーイングサイト ドームC（標高3250m）　　～0.54” ドームふじ（標高3810m）　　≦0.5” ?? →DIMMの開発

5. DIMMの概要 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 ↓ 長時間露出した時に得られる 星像輝度分布のFWHMに換算

6. 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 、光の位相構造関数 を定義 Kolmogorov乱流を仮定　→

7. 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

8. 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 観測ソフトも同じものを使用 東大DIMM

9. 観測、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 ポルックス 土星 解析結果 Average 2.09” Median 2.03”

10. 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 広大DIMM ・4つのシーイング値の意味 →上空の風向に依存 ・さらなる考察 ・十分な観測 が必要 ・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 仙台で問題点を洗いだし、 南極サイト調査を成功へ →典型的な空気の塊の大きさに依存