スペースサブミリ波干渉計

南極テラヘルツ干渉計
松尾宏
Hiroshi Matsuo
Advanced Technology Center,
National Astronomical Observatory
Closing the Far-IR Spatial Resolution Gap
AKARI
SOFIA
Herschel
SPICA
THz
gap
Original from W.Wild
観測視野の比較
27分角
Suprime-Camの視野
ＡＬＭＡの視野@100GHz
34分角
ＳＣＵＢＡの視野
1000素子カメラの視野
口径10m鏡@650GHz
Probe of Distant Universe

Interstellar DUST
SMM observation of ULIRGs
 Hot Plasma
Sunyaev-Zel’dovich Effect
 Heavy Metal
Far-IR atomic lines
FIR atomic fine structure lines

OI
– 63.185mm
– 145.54mm
4.745THz
2.060THz
5.0×105 cm-3
1.5×105 cm-3
5.786THz
3.393THz
3.4×103 cm-3
5.0×102 cm-3
2.461THz
1.460THz
2.8×102 cm-3
4.5×101 cm-3
5.229THz
3×103 cm-3

OIII 35.1eV
– 51.815mm
– 88.356mm
 NII 14.5eV
– 121.80mm
– 205.30mm
 NIII 29.6eV
– 57.330mm
 CII 11.3eV
FIR SED of
Starburst galaxies

OI, OIII
 NII, NIII
 CII
Fischer et al. (1999)
Carina Nebula by ISO LWS
CIIは相対的に弱い
Mizutani, Onaka, Shibai. (2002)
Keyhole Nebula & Carina Nebula
CO(3-2) 345GHz 40’x40’
1.2mm continuum
and Ha images
Brooks et al. 2005
Yamaguchi et al. 2003
[CII]158umMap & Hα
噴出速度650km/s を
仮定すると～6000年
N. Smith 2002
[NII]122μm [OIII]88μm Map with FIS-FTS
[NII] 122μm
ηCar本星でピーク
[OIII] 88μm
本星の北西でピーク
空間分解能 32”
[OIII]88μm 電離源
N. Smith et al 2004
Keyhole
[OIII]は[NII][CII]
に比べて全体的に
強い
ηCar
O型星
Brooks et al 2000
南極高地でのサイト開発

Dome-A (China, Australia, USA, UK)
– 650GHz radiometer (Pre-HEAT)
– THz-FTS atmospheric measurement (2010-)
– Kunlun(昆仑) station 2011-2015 plan
– 3x50cm optical telescope, 5-m THz telescope
 Dome-F (Japan)
– IR telescope (Tohoku U.)
– THz telescope (Tsukuba U.)
 Dome-C (Italia, France)
– THz telescope at Concordia station
– Brain bolometric interferometer experiment
Dome_A_winter_75um
1
Transmittance
3.4 THz
[OIII] 52um
[NIII] 57um
[OI] 63um
[OIII] 88um
0.6
[NII] 122um
[OI] 145um
[CII] 158um
[NII] 205um
0.8
5.8 THz
0.4
0.2
0
0
1000
2000
3000
4000
5000
Frequency [GHz]
6000
7000
8000
FIR atomic fine structure lines

OI
– 63.185mm
– 145.54mm
4.745THz
2.060THz
×
△
good median
0% 0%
4% 0%
5.786THz
3.393THz
○
○
15% 1.5%
12% 1.5%
2.461THz
1.460THz
×
○
0% 0%
35% 15%
5.229THz
△
2%

OIII
– 51.815mm
– 88.356mm
 NII
– 121.80mm
– 205.30mm
 NIII
– 57.330mm
 CII
0%
Observing sensitivity

NEFD(Noise Equivalent Flux Density)
 Heterodyne receivers
2kTsys
2
S
W/m /Hz
  A B
 Direct detectors
NEP
S
W/m 2 /Hz
  A B 
Comparison of Sensitivity
direct (red) vs. heterodyne (blue)
Observing sensitivity from Dome_A_winter_75um
D=1m B=10GHz
NEFD [Jy sqrt s]
102
101
100
10-1
0
1000
2000
3000
4000
5000
Frequency [GHz]
6000
7000
8000
南極遠赤外線干渉計
ハーシェル望遠鏡（口径3.5m）の分解能を超える
遠赤外線観測を実現する。
 仕様
– 口径1m以上
– 基線10m以上
– 波長域 30mm-2mm
– 焦点面アレイにより広視野観測を実現する
 観測対象
– 原始惑星系円盤の中間赤外線高分解能観測
– 系外銀河の星形成領域の遠赤外線分光観測
– サブミリ波銀河の高分解能観測
– 銀河団プラズマの高分解能SZ効果観測

by QJY
OIII観測の魅力

大質量星形成領域の詳細観測
– UV放射強度および電子密度

遠方宇宙の大質量星形成領域のプローブ
– z > 6ではALMAによる観測が可能

宇宙再電離の解明
まずは、南極テラヘルツ干渉計から始めよう！
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