[論文レビュー] Sciences with the 2.5-meter Wide Field Survey Telescope (WFST)

WFST Collaboration, Tinggui Wang+61 more|arXiv (Cornell University)|Jun 13, 2023

Astronomical Observations and Instrumentation参考文献 256被引用数 5

ひとこと要約

WFSTは、u、g、r、iバンドで北天の空を深く、高頻度で光度測定調査を行う2.5メートルの広視野光学望遠鏡であり、0.73ギガピクセルのカメラを搭載している。年間数千もの変光天体を検出可能で、重力波イベントの電磁的対応天体、高速光度変光天体、潮汐破壊イベントを含む。6年間のレガシーデータセットを提供し、g ≈ 25.8 magまで到達する。これにより、北半球における時間領域科学および宇宙論的科学が顕著に前進する。

ABSTRACT

The Wide Field Survey Telescope (WFST) is a dedicated photometric surveying facility being built jointly by the University of Science and Technology of China and the Purple Mountain Observatory. It is equipped with a 2.5-meter diameter primary mirror, an active optics system, and a mosaic CCD camera with 0.73 gigapixels on the primary focal plane for high-quality image capture over an FOV of 6.5-square-degree. It is anticipated that WFST will be set up at the Lenghu site in the summer of 2023 and begin to observe the northern sky in four optical bands (u, g, r, and i) with a range of cadences, from hourly/daily in the Deep High-Cadence Survey (DHS) program to semiweekly in the Wide-Field Survey (WFS) program, three months later. During a photometric night, a nominal 30 s exposure in the WFS program will reach a depth of 22.27, 23.32, 22.84, and 22.31 (AB magnitudes) in these four bands, respectively, allowing for the detection of a tremendous amount of transients in the low-z universe and a systematic investigation of the variability of Galactic and extragalactic objects. In the DHS program, intranight 90 s exposures as deep as 23 (u) and 24 mag (g), in combination with target of opportunity follow-ups, will provide a unique opportunity to explore energetic transients in demand for high sensitivities, including the electromagnetic counterparts of gravitational wave events, supernovae within a few hours of their explosions, tidal disruption events and fast, luminous optical transients even beyond a redshift of unity. In addition, the final 6-year co-added images, anticipated to reach g=25.8 mag in WFS or 1.5 mags deeper in DHS, will be of fundamental importance to general Galactic and extragalactic science. The highly uniform legacy surveys of WFST will serve as an indispensable complement to those of LSST that monitor the southern sky.

研究の動機と目的

• 時間領域天文およびマルチメッセンジャ天文における重要なギャップを埋めるために、北半球に専用の高頻度光度測定調査施設を整備すること。
• 超新星、潮汐破壊イベント（TDE）、重力波および高エネルギーニュートリノイベントの電磁的対応天体など、高エネルギー変光天体を検出・特徴づけること。
• 従来の調査と比較して、深さと一様性を向上させ、ミルキーウェイの3次元ほこり分布、星族、衛星矮星族銀河をマッピングすること。
• ルービン天文台のLSSTと補完的なレガシーデータを提供し、他の調査と共同解析することで宇宙論的制約を強化すること。
• 近地小惑星、コメット、海王星外天体などの小惑星系天体の検出・特徴づけを向上させ、惑星9の仮説を検証すること。

提案手法

• 2.5メートル望遠鏡にアクティブオプティクスシステムと0.73ギガピクセルのモザイクCCDカメラを装備し、6.5平方度の視野を実現すること。
• 2つの主要な調査モードを実施：広視野調査（WFS）は週2回程度の頻度、深さと高頻度の調査（DHS）は1日数回、90秒露光を繰り返すこと。
• 光度測定条件のもとで、u、g、r、iバンドそれぞれで30秒露光の深さがABマグニチュードで22.27、23.32、22.84、22.31に達すること。
• WFSではg ≈ 25.8マグニチュードまで到達する6年間の合成画像を生成し、DHSでは1.5マグニチュードさらに深くなる。これにより、深さのある銀河および微弱天体の調査が可能になる。
• 将来的な分光調査（例：LAMOST II、MUST）と統合し、変光天体および可変天体の赤方偏移と物理的特徴づけを可能にすること。
• 積算画像データを用いて、3次元ほこり減光をマッピングし、星団を同定し、銀河ハロー接続性および宇宙論的構造形成を調査すること。

Figure 1: Expected distribution of yearly SNe Ia on the discovery magnitude vs. redshift plane in WFST deep high-cadence (circles; 360 deg 2 daily) and wide-field (squares; 2000 deg 2 in 4 days) surveys. SNe are divided into two groups according to the time of the second detection $t$ : Open and sol

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 低赤方偏移宇宙における高速で明るい光度変光天体（FLTs）および重力波イベントの電磁的対応天体の発生率と人口分布はどのようになるか？
• RQ2 大規模なTDEサンプルは、不活性の超大質量ブラックホールの人口統計を明らかにするとともに、中質量ブラックホール（IMBH）の存在をどのように探るか？
• RQ3 強いレンズ効果と降着物理学の文脈において、活発銀河核（AGN）における極端な光度変動の物理的起源は何か？
• RQ4 WFSTの深く一様な光度測定は、欠落した衛星問題とミルキーウェイの3次元ほこり分布の制約をどの程度改善できるか？
• RQ5 BAO、SNe Ia、CMB、弱レントゲン効果調査と共同解析することで、WFSTのレガシーアイメージングデータが宇宙論的制約をどの程度強化できるか？

主な発見

• WFSTは年間約100〜200件のTDEを検出可能で、検出可能な赤方偏移範囲をz ≈ 1.0まで拡大し、ブラックホールの人口統計と降着物理学の研究が可能になる。
• 深さと高頻度の調査（DHS）において、WFSTはuバンドで23マグニチュード、gバンドで24マグニチュードまで到達し、爆発後数時間以内に超新星や赤方偏移z > 1の高速光度変光天体を検出可能になる。
• 最終的な6年間の合成画像では、広視野調査でg ≈ 25.8マグニチュードまで到達し、深さ調査では1.5マグニチュードさらに深くなる。これはDESやHSC-SSPを上回る深さと一様性を持つ。
• WFSTのuバンドカバーはバルマー発光線を正確に測定可能にし、若い星形成天体およびAGNにおける降着率の推定を向上させ、ほこり減光モデルの改善に寄与する。
• 6年間で約3ペタバイトの画像データを生成し、WFSでは8,000平方度、DHSでは1,000平方度をカバーする。これにより、多波長およびマルチメッセンジャ研究の基盤となるレガシーとなる。
• WFSTのデータは、ミルキーウェイのハロー内での低表面輝度矮星族銀河の検出を2〜3マグニチュード深くすることで、欠落した衛星問題の直接的検証を可能にする。これはPan-STARRS1よりもrバンドで2〜3マグニチュード深くなる。