Meeting on data analysis software in Princeton / データ解析ソフト会議がプリンストンで開かれました


Written by  Naoki Yasuda (Kavli IPMU)

The galaxies PFS will observe are more than 8 billion light years away and their brightness is less than one to a 10 million of the stars visible to naked eyes. To measure the properties of these faint galaxies accurately, we have to develop data analysis software which can deal with various kinds of noises included in the acquired data.

From 20th to 22nd September 2017, researchers who will develop 2D data reduction pipeline have gathered at Princeton University, New Jersey, USA. Researchers coming from Princeton University, National Astronomical Observatory of Japan, and Kavli IPMU have discussed the
items to develop and roles of each person. Here “2D” data reduction means the processing to extract 1 dimensional spectra from the 2 dimensional images of detectors which record the output of 2394 fibers. After it, “1D” data reduction will follow to measure redshifts of galaxies and intensity of emission/absorption lines etc..

Within PFS, the light from each object will be directed to spectrograph through different fibers and the spectra will be recorded side by side on the detectors. The separation of the adjacent spectra is a bit small to maximize the number of objects to be observed and the spectra will overlap with each other. These spectra should be optimally separated. The characteristics of the fibers are slightly different and these effect also should be taken into account. Needless to say, both wavelength and flux should be calibrated precisely.


(Spectra taken at the laboratory. Since one 2D image has about 600 spectra, their separation is a bit small.)

In addition to these, the sky is 1000 times brighter than the objects we are planning to observe, even at the summit of Mt. Mauna Kea where Subaru telescope is placed (~4200 m high). This is caused by the OH air-glow. The emission lines by OH molecule is though to be observed at the specific wavelengths, so we have to remove the sky OH emission lines cleanly from the observed spectra.

In the meeting, we have listed up and confirmed these challenges we will face and decided to start development using simulated images assuming the observational conditions. We will prepare for the real observing data which will be delivered in 2019 at the engineering run.


文:安田直樹(カブリIPMU)

PFSが観測を予定している銀河の多くは80億光年以上遠くにあり、肉眼で見える星の1千万分の1より暗いものです。このような非常に暗い天体の光から銀河の性質を正しく測定するには、観測データに含まれる誤差要因を丁寧に取り除く処理が、データ解析ソフトウェアに求められます。

9月20日から22日にかけて、米国はニュージャージー州にあるプリンストン大学 (Princeton University)に、PFSの2次元データ解析パイプラインを開発する、プリンストン大学、国立天文台、カブリIPMUの研究者が集まり、データ解析の方針、開発分担などについて議論しました。ここで『2次元』データ解析とは、2394本のファイバーから出てきた光を並べて記録した検出器の2次元の画像から、それぞれの天体の1次元スペクトルを取り出すまでの処理を指します。この後に、そのスペクトルから銀河の赤方偏移を決めたり、天体の輝線・吸収線の強さを測定したりする、1次元データ解析という処理が続きます。

PFSでは各天体からの光はそれぞれ別のファイバーを通って分光器まで導かれ、分光したスペクトルは検出器の上に並べて記録されます。多くの天体を同時に観測できるように、並べられたスペクトルの間隔はあまり広くなく、隣同士のスペクトルと重なっていますが、これらを正しく分離する必要があります。また、それぞれのファイバーは性質が微妙に異なるので、それらの影響を取り除くことも求められます。また、当然ながら、波長較正、フラックス較正なども精度よく行う必要があります。


(分光器の実験室ファーストライトの画像から。1枚の画像で約600本のスペクトルを取得する為、間隔が余り広くありません。)

さらに、すばる望遠鏡のあるマウナケア山頂のような観測条件の良いところでも、空が天体よりも1000倍くらい明るく光っています。この原因は大気中のOH分子の輝線です。OH夜光輝線は特定の波長で観測されますが、暗い銀河の光を捉えるためには、このOH輝線の影響をきれいに取り除いてやる必要があります。

会議では、上記のデータ解析上の問題点を確認し、観測されるスペクトルを模したシミュレーション(疑似)データを使ってソフトウェアの開発を進めていく方針で同意しました。2019年から開始予定の試験観測時に出てくる実際の観測データが処理できるように、準備していく予定です。


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