[論文レビュー] Science cases for a visible interferometer

P. Stee, F. Allard+55 more|arXiv (Cornell University)|Mar 7, 2017

Stellar, planetary, and galactic studies参考文献 42被引用数 5

ひとこと要約

本論文は、可視光帯域でサブミリアーセコンドの空間分解能を達成する可視光干渉計を提案し、活動銀河核（AGN）、原始星系列星、星の表面といった天体物理学的現象の直接像撮影および高スペクトル分解能研究を可能にする。可視光帯域の望遠鏡を統合することで、単一鏡望遠鏡の分解能限界を克服し、GRAVITY や MATISSE などの既存の近赤外干渉計の能力を拡張する。

ABSTRACT

High spatial resolution is the key for the understanding various astrophysical phenomena. But even with the future E-ELT, single dish instruments are limited to a spatial resolution of about 4 mas in the visible. For the closest objects within our Galaxy most of the stellar photosphere remains smaller than 1 mas. With the success of long baseline interferometry these limitations were soom overcome. Today low and high resolution interferometric instruments on the VLTI and CHARA offer an immense range of astrophysical studies. Combining more telescopes and moving to visible wavelengths broadens the science cases even more. With the idea of developing strong science cases for a future visible interferometer, we organized a science group around the following topics: pre-main sequence and main sequence stars, fundamental parameters, asteroseismology and classical pulsating stars, evolved stars, massive stars, active galactic nuclei (AGNs) and imaging techniques. A meeting was organized on the 15th and 16th of January, 2015 in Nice with the support of the Action Specific in Haute Resolution Angulaire (ASHRA), the Programme National en Physique Stellaire (PNPS), the Lagrange Laboratory and the Observatoire de la Cote d'Azur, in order to present these cases and to discuss them further for future visible interferometers. This White Paper presents the outcome of the exchanges. This book is dedicated to the memory of our colleague Olivier Chesneau who passed away at the age of 41.

研究の動機と目的

• 可視光帯域で1ミリアーセコンド未塔の星の光球を解像できない単一鏡望遠鏡の限界を解消すること。
• 既存の近赤外干渉計（例：GRAVITY、MATISSE）の能力を可視光帯域に拡張し、天体物理学的診断の精度を向上させること。
• 活動銀河核（AGN）、大質量星、原始星系列系などのコンパクトで明るい天体の直接像再構成と高スペクトル分解能測定を可能にすること。
• 今後の距離測定を「ダストパララックス」法を用いて支援し、AGN統合モデルにおける「調整係数」の制約を改善すること。
• VLTI や CHARAアレイなどの施設に新たな世代の可視光干渉計を導入するための科学的根拠を確立すること。

提案手法

• 可視光帯域（Vバンド）における長基線干渉計を活用し、約10μasの角分解能を達成し、Kバンドで1kmの基線に相当する。
• 高スペクトル分解能（R ~ 5000）と閉ループ位相測定を備えた4望遠鏡ビームコンビナーを用い、像再構成と非対称性の検出を実現する。
• MIRC や PIONIER と同様に外部フレームトラッキングを統合し、干渉縞の安定化と、やや明るいまたは拡張した源に対する高感度観測を可能にする。
• 高安定性スペクトルアストロメトリーと干渉計可視度測定を応用し、AGNの幅広い線領域および狭い線領域の運動をマッピングする。
• GRAVITY や MATISSE の近赤外観測データと可視光データを統合し、AGN構造の物理的モデリングにおける不確実性を解消する。
• VEGA および FRIEND プロトタイプ機器を用い、可視光帯でファイバー結合型、スペクトル分解能あり干渉計の概念実証を行う。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 可視光干渉計は、サブパーセクスケールのAGNの幅広い線領域（BLR）および狭い線領域（NLR）を、十分な感度とスペクトル分解能で解像可能か？
• RQ2 NLRおよびBLRのガス発生領域における物理的状態（密度、イオン化度、温度）は何か？ そして、干渉計データによってどのように制約可能か？
• RQ3 可視光干渉計は、近赤外データと組み合わせることで、「ダストパララックス」法によるAGN距離測定をどの程度向上できるか？
• RQ4 可視光干渉計は、原始星系列星や進化した星の星の表面および周囲の円盤をどの程度解像可能か？
• RQ5 可視光帯データの導入により、特にリバーブレーションマッピングおよびスペクトルアストロメトリーと組み合わせた場合、AGNの質量および距離測定の精度はどの程度向上するか？

主な発見

• 可視光干渉計がV=13–15等級の感度とスペクトル分解能R~3000–5000を備えていれば、近傍のAGNにおけるBLRおよびNLRを解像可能であり、流出ガスの運動学的マッピングが可能となる。
• V=14の対象に対して、BLRおよびNLRの信頼性ある像再構成を実現するためには、1.8m補助望遠鏡（ATs）でVバンドでStrehl比>0.2、8mユニット望遠鏡（UTs）で>0.5の必要がある。
• 可視光帯観測により、ダストトルイの可視光連続スペクトルへの寄与が検出可能となり、「ダストパララックス」距離測定の適用範囲が拡張される。
• 可視光帯でR~5000の高スペクトル分解能を実現することで、リバーブレーションマッピングにおける「調整係数」の制約が改善され、質量および距離推定のモデル依存性が低減される。
• 可視光干渉計とGRAVITY・MATISSEのデータを統合することで、AGN構造モデリングにおける不確実性が解消され、特にBLR、NLR、およびトルイジアメトリの面で有効である。
• 提案される機器により、可視光帯でサブミリアーセコンド分解能で星の表面および周囲円盤の直接像撮影が可能となり、E-ELTの可視光帯での4ミリアーセコンドの限界を上回る。