「あかり」アーカイブデータを用いた
近赤外線面輝度スペクトルの成分分離
Tsumura et al. 2013, PASJ 65, 119: 黄道光(ZL)、データリダクション
PASJ 65, 120: 銀河光(DGL)
PASJ 65, 121: 背景放射(EBL)
JAXA/ISAS赤外線グループ Webリリース
http://www.ir.isas.jaxa.jp/ASTRO-F/Outreach/results/results.html
津村耕司
宇宙航空研究開発機構 宇宙科学研究所 宇宙物理学研究系
(4月から)
東北大学 国際高等研究教育機構 学際科学フロンティア研究所
Collaborators:
松浦周二、和田武彦(ISAS/JAXA)、松本敏雄(ASIAA, ISAS/JAXA)
左近樹(東大)、Pyo Jeonghyun(KASI)、田中昌宏(筑波大学)
赤外線での面輝度観測



点源が何も写っていない空のスペクトル
大気光から逃れるため、スペースからの観測必須
SKY = ZL + ISL + DGL + EBL




ZL(Zodiacal Light):黄道光
ISL(Integrated Star Light):銀河系内の星の積算
DGL(Diffuse Galactic Light):銀河系内のダストによる拡散光
EBL(Extragalactic Baclground Light):銀河系外からの光
太陽系・銀河系・遠方宇
宙を同一のデータセット
から探れる!
Spitzerのデータ
遠方宇宙を探る2つのアプローチ

暗い点源を大望遠鏡で点源検出
• z~10の銀河をHSTで観測!? Bouwens et al. (2011)
• きわめて明るい特異な天体に限られる
• 初代天体(Population III at z>10)の点源検出
はSPICAやTMTをもってしても困難
AB等級で34等 @Kバンド, 300Msolar

背景放射(EBL)として観測!
• 点源として分解されない天体からの光を含むはず
• 様々な光の放射・吸収の全ての歴史を反映
• EBLより数倍明るい前景光(ZL・DGL)を分離する
必要
「あかり」 InfraRed Camera



過去のIRTSと比べて高い空間分解能でより暗い点源
(19mag)まで除去
• 銀河系内の星によるコンタミの影響無し(ISL~0)
コールドシャッターがないSpitzerでは得られない
データ
マスク領域を利用した独自の暗電流評価法を開発
• 「あかり」データ解析ツールに採用
•
Tsumura&Wada 2011 PASJ 63,755
面輝度スリット分光
得られたスペクトルと観測天域の分布
広い空にわたる空のスペクトル
データを取得
SKY = ZL + DGL + EBL
10
7
1
2
空間相関を利用して前景光分離
黄道光 (ZL)  黄緯依存性
銀河光(DGL)  銀緯依存性
背景光(EBL)  一様分布
拡散光分光カタログの公開
http://www.ir.isas.jaxa.jp/AKARI/Archive/
Catalogues/IRC_diffuse_spec/
天域
データ数
① 「あかり」北黄極(NEP)領域
80
② Spitzer dark 領域
38
③ 銀緯5度以上の領域(①と②を除く)
56
④ 銀河面(-5度<銀緯<5度)領域
35
⑤ 銀緯-5度以下の領域
69
IRC 9μm(名大提供)
銀河光の分離
銀河光(DGL)=銀河系内のダス
トからの放射
 ダストの量に相関
 Galactic dust ∝ FIR(100um)
SKYλ = ZLλ + DGLλ + EBLλ
SKYλ – ZLλ = DGLλ + EBLλ
= aλ*I100um + bλ
 各波長ごとに遠赤外線データと相
関を取り、近赤外線での銀河光を
初めて抽出
 得られた銀河光スペクトルを遠赤
外線輝度でスケーリングする事で、
各天域でのDGLが求まる

黄道光の分離

黄緯依存性を利用して黄
道光スペクトルを抽出
• 散乱光成分(<3um)と熱放射
成分(>3um)を分離して評価
• 高温成分(300K)の検出
サブミクロンサイズのダスト
の存在を確認

黄道光のモデル輝度
(Kelsallモデル)との相関
解析
SKYλ – DGLλ = ZLλ + CIBλ
= cλ*DIRBE + bλ
Cλ~1(±5%)
Y切片がEBL
得られたEBLスペクトル
CIBE
R
銀河の足し合わせからの有意
なEBLエクセスを確認
EBLエクセスの原因は?

黄道光モデルの不定性?
• 今回の「あかり」の解析では、星の影響を取り除いた
上での広い空間分布相関による前景光評価
• DIRBE、IRTS、「あかり」はいずれもKelsallモデル
をベースにしている
• Kelsallモデルには取り込まれていない黄道光の
一様成分の存在?
(地球周辺のダストシェル? 有松・オールト雲ダスト?)
• ロケット実験CIBER/LRS・NBSによるEBL/黄道光
の直接測光を進めている
• ガリレオ衛星食掩蔽法による黄道光不定性によらな
い観測も進めている
EBLエクセスの原因は?

赤方偏位z~10での大規模星形成?
• EBLゆらぎの結果とはコンシステント(δI/I~0.01)


あかり:Matsumoto et al.(2012)
Spitzer: Kashlisky et al.(2013)
• 一般的なモデルから予想される星形成率と比べて10倍程度高
い星形成率が必要
• TeVガンマ線Blazerによる制限に関しては新たな進展




z>0.6のblazerの発見(Furniss et al. 2013)
遠方blazerと「普通の」EBLとの矛盾を解決する新たなモデル
• 宇宙線からの2次ガンマ線 (Essay&Kusenko 2010等)
• Axionからのガンマ線 (Sanchez-Conde et al. 2007等)
それらのモデルを含めると、EBLエクセスも許容される
他の起源の可能性は?
まとめ

「あかり」IRCを用いて1.8-5.3umのEBLスペクトルを
求めた
• コールドシャッターが無いSpitzerでは不可能
• 高い点源検出限界のため、星からのコンタミが無い初めての
EBL観測
• 広く分布したデータセットから、黄緯・銀緯などの空間分布相
関を用いて前景成分を分離

<4umの波長域で既知の銀河の足し合わせからの
EBLエクセスを確認
• 過去のIRTSやDIRBEの結果と一致
• ただしKelsallの黄道光モデルに依存

EBLエクセスの原因についてはまだ詳細な議論が必要
• ロケット実験CIBERによる観測結果に乞うご期待
補足
EBL excess
EBL excess
ZL subtraction error?
SKY = ZL + DGL + CIB
10
7
1.5
1.5
Leinert et al. (1998)
EBLとILG

銀河積算(ILG)の背景放
射に対する寄与はAB等
級23等辺りで飽和
• これ以上深く観測しても銀
河ではEBLを説明不可



初代天体は大質量
Keenan et al. (2010)
強力な紫外線が周りの中性水
素に吸収され、Lyαとして再放
射
CIBの1.5umピークはz~12に
対応
• CMBによる再電離期の結果とよく
一致(z:20~6)
Dwek et al. (2005)
面輝度分光解析に用いたデータセット

プリズム分光している公開データをDARTSから取得
• Phase-1,2で地球光コンタミがない期間 (2006年9月~2007年5月)
• 全部で 349点

これらのうち、使えないデータを除外 (349点278点)
• 迷光やコンタミによる汚染
• 特定の領域を観測したデータ
SAAによる暗電流の増加
南大西洋異常帯 (South Atlantic Anomaly, SAA)
では、荷電粒子の衝突確率が激増
荷電粒子の衝突により、暗電流が増加する
検出器上の暗電流の分布の構造はSAA通過前後で異なる
増加した暗電流の緩和時間は約10000秒(1周期以上)
拡散光のデータ解析において、SAA通過後の
暗電流値の増加とその分布の補正が必要
大
小
SAAによる影響
Doi et al. in prep.
マスク領域を用いたダークフレーム推定法
Tsumura & Wada (2011) PASJ 63, 755



液体ヘリウム枯渇前(Phase-1,2)の全
ダークフレーム約4500枚を解析
マスク領域の暗電流値の平均と、各ピクセ
ルの暗電流値の間に良い線形関係
この線形関係を用いて、天文観測中であっ
ても、マスク領域の暗電流値から、ダークフ
レームを推定可能!
本手法
AOT00-04: 3463枚
AOT05: 1072枚
SAAによる影響
小
従来のSuperdark
約100枚
IRCデータリダクションパイプラインに、本手法によるダークフレームが正式採用
大
点源のマスク

スリット上の星はマスクして、拡散光の
スペクトルを抽出
• <19Vega等級@2umの星を除去
• ISLはほぼ無視できるレベル ISL=0


宇宙線によるホットピクセルもマスク
マスク後に足し合わせて1次元のスペ
クトルを得る
IRCで検出されたDGL中のPAHバンド

DGL中に3.3umPAHバンドの
検出
• 過去のIRTSより高波長分解能
• 星の影響(ISL)もより小さい

非対称なバンド形状
• 3.4um、3.5umバンドの存在
• 高分散分光データではそれらは
分解されて検出されている
(Onaka et al. 2011)
5.25 µm PAH
Br-α
IRTSデータ@銀河面
あかりによるスペクトル@銀河面
Tanaka et al. (1996)
高分散スペクトル
Onaka et al. (2011)
PAHバンドの抽出

3.2umと3.6umの強度から連
続成分を推定し、3.3umでの強
度を求める
• IRTSでの手法と同じなので直接比
較が可能 (Tanaka et al. 1996)

銀緯と良い相関
• 銀緯>15degあたりからPAHバンド
を検出している
• IRTSでは銀緯>5deg
• PAHバンドの黄緯依存性は確認で
きなかった
 黄道光に付随するPAHはなし
星間ダスト・ガスとの相関

星間ダスト(SFD100um)、星間ガス(nH)と良い相関
•
•
•
銀河面で知られていた相関を一般の星間空間に拡張
星間ガスより星間ダストとの方が良い相関
 空間分解能の違いによる影響
PAHはダストやガスとよく混ざっている
可視光DGLとの比較


CIBERによる可
視-近赤外線
DGLと連続的に
つながるスペク
トル
CIBERと「あか
り」が初めて
DGLスペクトル
の抽出に成功
新井D論
黄道光スペクトルの黄緯依存性

過去の観測から、熱放射成分の
ピーク付近(>5um)で決めた色
温度は黄緯によって異なる
IRAS 12, 25, 60 um
Plane: 244±44 K
Pole: 275±57 K
(Hauser+84)
ISO 5-16um分光 (Reach+03)
Plane: 268.5±0.4 K (60deg)
244.1±0.6 K (120deg)
Pole: 274±1.1 K

黄道面では、遠くの冷たいダストま
で見ているため
IRTSでは<5umで黄緯変化しない
高温成分(300K)を検出 (Ootsubo+

98,00)
Kelsall et al. 1998
IRTS
(Ootsubo et al. 1998)
黄道光スペクトルの黄緯依存性
「あかり」でも、黄緯変化が検出されなかった



黄緯によらず300K (<5um)
IRTSの高温成分を確認
高温成分を説明するためには、サブ
ミクロンサイズのダストの存在が必要


はやぶさサンプル上の
マイクロクレーター
同様の温度差は彗星等にも例
17P/Holmes(2007)

360±40K @3-4um
(Yang et al. 2009)

~200K @12.4um, 24.5um
(Watanabe et al. 2009)

サブミクロンダスト(高温)と大きな
ダスト(>1um)の混合
(Ishiguro et al. 2010)
Reach et al. 1998
黄道光の季節変化


同じ天域では、黄道光のスペクトル形状は変化せずに
季節変化
散乱成分と熱放射成分の強度比は、天域に依存する
 黄道光を2成分に分けてモデル化して分離
黄道光のモデル化

黄緯依存性用いて黄道光スペ
クトルのテンプレートを抽出
• 散乱光成分(5800K)と熱放射
成分(300K)に分離

黄道光の絶対値はDIRBEモ
デル(Kelsall et al.1998)を用いる
• 散乱光成分:2.2umモデル値
• 熱放射成分:4.9umモデル値
TeVγ線blazer観測からの制限



CIBが銀河系外起源なら、TeVγ線とCIBが反応し、 TeVγ
線はCIBによって銀河間吸収を受ける
γ(NIR) + γ(TeV) → e ‐ + e+
2
E(NIR) + E(TeV) > 2mec
吸収前のスペクトルをべき乗と仮定し、
Γが観測や理論と一致するか(Γ>1.5)を調べる
→ CIB直接観測と矛盾 Aharonian et al.(2006)
TeVガンマ線とCIBを共存させる
最近のアイディア
 Cosmic rayからの2次ガンマ線
(Essey&Kusenko 2010 等)

ガンマ線<->Axionカップリング
(Sanchez-Conde et al. 2007 等)
など
CIB and TeV-gamma rays
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発表資料 - C-SODA