光赤外線分野の展望
次世代天文学 −大型観測装置とサイエンス−
2004/12/25 於東大理
土居 守（東大・理）

光赤外線分野のプロジェクト紹介①土居 守（東大） 世界情勢・HOP・JTPF・JASMINE・ILOM②中川貴雄（JAXA)SPICA他③家 正則（国立天文台） JELT・国立天文台プロジェクト室関連

Yerkes 1m (1897)

Palomar 5m (1948)
Subaru 8m (1999)

世界の大型光学赤外線望遠鏡（口径6.5m以上）
Large Binocular Telescope(LBT)
8.4m×２ Mt.Grahamに建設中

１３台完成＋３台建設中
さらに18台の3m-6m望遠鏡（理科年表による）、より多くの小型望遠鏡
東大・京大によるアタカマ6.5m望遠鏡計画・岡山3m級望遠鏡計画もあり建設中のもの

スペース望遠鏡
Hubble Space Telescope
口径2.4m 紫外〜近赤外(0.115μ)〜2.5μ
Spitzer Space Telescope
口径85cm 中間赤外〜遠赤外
3.6~160μmGALEX
紫外
口径50cm0.135〜0.280μm
Astro-F（soon） 近赤外〜遠赤外
口径67cm2〜200μm

Frontierその１ 最遠の銀河
z~6.6のライマンα輝線銀河
Kodaira et al. 2003

Subaru Suprime-Cam(左）FOCAS(右）による

915nm
z~7の銀河候補(重力レンズ天体)
Egami et al. 2004

935nm

HST/NICMOS(左）SpitzerST他（右）による

Frontierその２ M31のHR図

From HST press release(光赤外将来計画検討会千葉柾司氏資料より)

Frontierその３
VLTI/MIDI 8.2m望遠鏡103mベースライン
による約20masの空間分解能でproto-planetary diskを内外に分離して中間赤外線分光
from van Boekel et al. 2004
cf. Okamoto et al. 2004

世界の超大型（汎用望遠鏡）計画① 地上超大型望遠鏡
TMT（CELT,GSMT） 30ｍセグメント鏡 2012??
Giant Magellan 8.4m×7(有効口径~21m)
OWL 100m …
② スペース大型望遠鏡
JWST 6.5m 2011??
⇔ 日本① 地上超大型望遠鏡
JELT → 家氏講演
30m 級
日本独自の技術開発を進めながら国際協力も視野にいれて② スペース大型望遠鏡
SPICA → 中川氏講演
3m級
JWSTよりも長波長側で相補的に、冷却望遠鏡

30m Ground-Based Telescopes:
TMT
HST

TMT

(Figures by Richard Ellis)

30mの威力ｚ=1.5の銀河のHαスペクトルHα in typical spiral galaxy: 105 sec exposurez=0z=1.58m

z=1.520m

z=1.530m

Giant Magellan Telescope

8.4m×7(有効口径~21m)

LBT 8.4m×２

THE OWL 100-M
TELESCOPE

James Webb Space Telescope
口径 6.5m
観測波長域 0.6-28μm
空間分解能 ~0.1arcsec
打ち上げ予定 2011年８月
観測装置
Near Infrared Camera (NIRCam)
0.6-2.3, 2.5-5μm 2×5分角Near Infrared Spectrograph (NIRSpec)
0.6-5 μm 3.4分角
R~100grism, R~1000 MOS, R~3000 IFU
Mid Infrared Instrument (MIRI)
5-27 μm 1.5分角

30m TMT vs 6.5m JWST（近赤外〜中間赤外域） Adaptive Opticsなし
TMTがS/N良い

R=10,000
R= 1000
R=530m wins

JWST wins

スペースの魅力 → 中間〜遠赤外線域
広視野高空間分解
t=4×1000s, S/N=10, no AO!

By Richard Ellis
CELT: adapted fromGillett & Mountain (1998)

日本の光赤外将来計画• 地上超大型望遠鏡 → 高空間分解能・高分散→ JELT (家氏)
• スペース大型望遠鏡→ 中間・遠赤外で高感度→ SPICA（中川氏）• スペース広視野望遠鏡 → 広視野高空間分解→ HOP• スペース高コントラスト望遠鏡 → 惑星探査
→ JTPF• スペース位置天文衛星 → 高精度astrometry→ JASMINE• 月面望遠鏡 → 月惑星科学(with位置天文）→ ILOM

スペース広視野望遠鏡
宇宙へ出る利点の一つ
Adaptive Opticsなしでも高空間分解能→ 広視野が可能

SNAP (Supernova Acceleration Probe)→ 2m広視野望遠鏡
2014以降？
HOP（VWFI）

SNAP（Supernova Acceleration Probe）
2.0m広視野宇宙望遠鏡（視野1.37平方度）
撮像・分光 （0.35-1.7μm, 0.34平方度×３） L２軌道
数千個のIa型超新星によるダークエネルギー測定など
かなり大変なプロジェクト 2014? 米国中心

Hubble Origins Probe 衛星
Very Wide Field Imager 計画

HOP望遠鏡可視広視野カメラVWFI

Hubble Origins Probe とは？
ハッブル宇宙望遠鏡・・放置すれば、２００７−２００８年に運用停止
残された２つの製作済み観測装置は？
（１）スペースシャトル有人サービスミッション（２）ロボットによる修理・装置交換・deorbit（３）ハッブルの遺産を活用し、後継機（コピー）を迅速に製作、打ち上げ = Hubble Origins Probe

HOP 望遠鏡 ２．４ｍ軽量鏡、球面収差無し、ロケットによる２０１０年打上予定（サービスミッションは無し）
Wide Field Camera 3

Cosmic Origins Spectrograph

基本機能

撮像・グリズムスリットレス分光 紫外・近赤外２チャンネル

基本機能

紫外線分光。 NUV と FUV で低・中分散分光

観測波長IR: 850-1700 nm UVIS: 200-1000 nm 3grisms, 100filters
IR: 2.’1 x 2.’3 (0.13”/ pix) UVIS: 2.’7 x 2.’7 (0.04”/pix)
IR: H=26 UVIS: 29.1 (10h, S/N=5, point source)

波長範囲

FUV: 115-205 nm

開口・分解能2.5” 円形開口

検出限界

F(130nm)=10-14 erg/s/cm2/Å S/N=30, 9200sec,R=20000

視野
検出限界

NUV: 170-320 nm

2000-3000 および 20000-24000

詳細は、http://www.stsci.edu/hst/HST_overview/instruments日本の参加：Very Wide Field Imager
HOP 第３の主要観測装置として、日本が開発・製作する超広視野カメラ
観測波長500-1000 nm (短波長側検討中）

空間解像度0.05” pix

視野~150 平方分角 HST ACS の１５倍

フィルタ

検討中 撮像のみでグリズムは無し(PSF ~0.1” 80%EE)運用イメージ 大規模サーベイ中心の運用
すばるや ALMA との有機的結合
検出限界

VWFI Key Science☆ 遠方超新星の探査と宇宙論☆ z=6-9 の初期宇宙銀河探査☆ 銀河形態の起源☆ 広視野・重力レンズ観測による宇宙論

m~29等 (20h、 点源、SN=5)

日本が主導する VWFI の特徴● 波長１μm (=1000 nm) までの高い量子効率をもたらす完全空乏型ＣＣＤの採用● 広視野に渡って高解像度の星像を実現する
補正光学系

VWFI の視野を150□’ とした場合、5000 orbits(正味約１．５年）で達成出来るサーベイ視野と深さ。
限界

目安

Obts.

色数

達成可能な面積

極・深探査

~29等

HUDF

50

4約１平方度

深い探査

~28

HDF-N

74約７平方度

浅い探査

~27

COSMO
S

11約２００平方度

Goals of VWFI Surveys (I) Cosmology

DEEPSURVEY

高赤方偏移の Ia 型超新星探査と宇宙膨張
赤方偏移 0.5 < z < 2 において、〜１０００個に達するIa 型超新星を検出（mlim~26-27等、２バンドで少なくとも５点以上の光度曲線）・同定し、数％の精度で過去１００億年に及ぶ宇宙の減速・加速膨張の歴史を明らかにする。
VWFI サーベイ + WFC3 によるグリズム分光+ 地上 AO 分光

Goals of VWFI Surveys (II) Galaxy Formation

DEEPSURVEYz =6-9 高赤方偏移星形成銀河の広域探査
z=6-9 の初期宇宙における星形成銀河の広域（0.1-1 deg2）探査とマッピングを行う- i-drop (z~6) ~104 個- z-drop (z~7) >103 個 + limited coverage byWFC3- zR-drop (z~8-9) WFC3 との共同で・・・ALMA / JWST へのターゲット供給も

Goals of VWFI Surveys (III) Galaxy Evolution

DEEPSURVEY

ハッブル系列の起源： z~1.5 での静止系可視銀河形態

HUDF の深さ (z~26 等の銀河まで形態分類が可能）で、１平方度の観測が出来る！
GOODS
5 orbits

HUDF
144 orbits
zAB=26.3
zphot=1.52

No evolution で M*+1 の銀河まで形態を調べることが可能

zAB=25.7
zphot=1.45

zAB=26.1
zphot=1.60

Photo-z is possible with ground-base
UBVRI (m < 27-29) + JHK (m < 25)

Goals of VWFI Surveys (IV)

Weak Lensing による Mass Mapping

WIDE
SURVEY- 宇宙からの観測で、高解像度 m~27 等の銀河まで、〜１００／□ʼの銀河サンプルを用いて weal lensing 解析-広い視野での撮像により、点源を用いた星像更正がより有効に働く-A few x 1013 Msun のダークマタ−ハローまで検出できる => 宇宙の質量分布
質量で見る大規模構造〜１０−１００平方度の広視野撮像により、宇宙の質量分布、その統計的性質を解明する

Hamana et al. 2003

2004年 NASA Origins: Future Mission Concept Study のひとつとして公式に検討開始
2004年 5月 ~ 検討開始 HOP 国内 WG（天文台、東北大、東大、企業）
2004年 5-12 月 ４回の国内 HOP 会議＋個別検討会議多数
３回の米国 HOP 全体会議 (STScI, JHU)
2005年 1月 NASA roadmap ワークショップ （ヒアリング）
次回 HOP 国内会議 ２００５年１月１８日＠三鷹

JTPF
太陽系外地球型惑星検出ミッション
 JTPFとは？：地球型系外惑星の直接検出を主サイエンスドライバーとして、さまざまな天文分野への応用を追求する日本のスペース将来計画。
 大別して2つのアーキテクチャー：‒ 可視光高コントラスト望遠鏡（HCST）：シャープな画像を得やすい可視光望遠鏡で第2の地球を探す。クリーン、高コントラスト、かつ安定した星像性能を追求した望遠鏡。
‒ 赤外線干渉計（名称未定）：恒星と惑星の明るさのコントラストが小さい中間赤外線波長で第2 の地球を探す。スペース赤外線ナル干渉計望遠鏡。

コロナグラフ望遠鏡（HCST）案
望遠鏡 口径 3.5m 軸はずし単一鏡
波長

可視・近赤外が主（λc = 0.5μm、λλ=0.2-5μm)

紫外線もカバー打上

2015年頃

寿命

5年以上

軌道

太陽-地球 L2

衛星ミッション想像図

可視近赤外コロナグラフ装置

広視野可視近赤外撮像分光器
紫外線分光器

詳細は以下サイトの提案書参照
ftp://optik3.mtk.nao.ac.jp/pub/hide/jtpf/

高ｺﾝﾄﾗｽﾄと広視野を兼ねた望遠鏡光学系案

JTPFが目指すサイエンス
系外惑星の「直接」観測

10pc以内に22個
地球型惑星の直接撮像（<10pc） G:
K: 42個木星型惑星の直接撮像（<50pc） M: 240個

惑星の質量明るさ、色、アストロメトリから導出 惑星の分光5000Å

9000Å

 生命存在の指標：酸素(760nm), 水(940nm),メタン(890nm)など 地球照のスペクトル 巨大惑星：太陽系内巨大惑星と褐色矮星を併せた比較惑星分光学を展開

惑星の測光・変光
気象学的変化や生物学的変化

 系外惑星探査以外にも豊富なサイエンス
 9桁以上の高コントラストを生かしたもの
 褐色矮星のʻ砂漠、晩期型星の質量放出・非対称性、若い星の星周構造、クエーサー母銀河、スターバースト銀河核周、AGN核周、重力レンズ 10ʼ視野・0.1”解像度・30等の可視近赤外深撮像能力を生かす 初期宇宙天体（First Object）の検出、宇宙で最も古い銀河の探査、広視野での形態・恒星質量マッピング、銀河の内部構造の進化の解明

特徴と技術開発要素（HCST）
z これまでの天文観測では、波長・感度・解像度を重視。
z 本計画の鍵となるのは、コントラストという、明るい天体のすぐ近くの暗い天体を観測するための技術であり、これまで本格的に追及された事が無いパラメータ。
z 鍵となる技術

10桁9桁以上のコントラストを持つ星像

z 高性能スペース用コロナグラフ
z 9桁以上の高ｺﾝﾄﾗｽﾄを得るための工夫
z 最近さまざまなアイデアが提案されている

z 波面補償光学
z コロナグラフを有効稼動させるための鏡面補正（惑星存在空間周波数でσ<0.1nm）
z 21x21素子で既に0.025nm実現（JPL）

z 高精度鏡面z 口径3.5m程度（SPICAの短波長化）
z 波面補償を必要最低限にする

ｽﾍﾟｰｽ用波面補償光学

理論懇シンポ2004.12.25

JASMINE(赤外線位置天文観測衛星)
郷田直輝（国立天文台）、JASMINEワーキンググループ★JASMINE〜Galactic Structure Surveyor〜ーJapan Astrometry Satellite Mission for INfrared Exploration−

★JASMINEのミッション概要
観測：近赤外線（z-band:0.9μm付近)によるアストロメトリ（位置天文）観測を衛星を用いて行う。
星の距離、運動という天文学の様々な分野に役立つ基本情報を提供
精度：星の位置、年周視差、1年当たりの固有運動を約1億個の星に対し、約10万分の１秒角の高精度で測定(z<14mag)
観測対象：銀河系内、特に銀河面、バルジなどの天体をサーベイ（ハロー方向も部分的に行う）
サイエンス： 天文学の基本情報を提供
様々な分野に関連。

★位置天文精度：1ミリ秒角(1mas) [ヒッパルコス衛星]
10マイクロ秒角(10μmas)の時代へ（天文学の大革命）

今後の高精度アストロメトリ計画
計画

機関装置

打ち上 星 の 観 測 限界等級

精度

げ予定 数 （個）Hipparcos

ESA

望遠鏡

1989

120000121mas@V=10SIM

NASA

干渉計

〜 2009１万20

4 μ as@V=20GAIA

ESA

望遠鏡

〜 2012

10 億2010 μ as@V=15（全天）
OBSS

USNO

望遠鏡

〜 2015

10 億2010 μ as@V=14JASMINE日本望遠鏡〜 2014

1億z=17

10 μ as@z=14（銀河面）
cf.地上
VERA

メーザー源
日本

電波運用

干渉計

開始

を 1000 個

10 μ asRemark:欧米の計画はすべて可視光

★日本の戦略：
天の川面探査（バルジやディスクの探査）星が密集し、銀河系形成史や星の情報の宝庫である、バルジやディスク面の高精度な位置天文情報を得る。
可視光ーーー＞ダストによる減光効果が大吸収効果が少ない波長へ
電波干渉計：VERA*メーザー源を１０００個程度観測
赤外線スペース望遠鏡：ＪＡＳＭＩＮＥ*星自体を約1億個観測

望遠鏡主鏡直径 1.5m
視野0.24平方度

★その他の仕様
打ち上げ目標：約１０年後（目標）。
H-IIAロケット(dual launch)
またはＧＸロケットでの打ち上げを想定
軌道：太陽ー地球のL2点周りのリサージュ軌道が有力
しかし、高々度略円極軌道や地球ランデブー軌道と呼ばれる地球周回軌道もトレードオフ中。
観測期間：約５年間

★ JASMINEで拓けるサイエンス○天の川銀河の力学構造（本当の“姿”）
・バルジ
・ディスク: 渦巻きの正体、ディスクの湾曲の原因, …

大規模な自己重力多体系の物理法則の解明○天の川銀河の形成・進化の“化石”を探る・バルジ、ディスク・星形成史

銀河の形態

○距離指標
○ディスク星等によるマイクロレンズ効果○恒星物理、変光星、超新星、連星○ 系外惑星 ○ 基礎物理（一般相対論の検証）

月面小型（20cm級）望遠鏡計画（ILOM：
In situ Lunar Orientation Measurements)

ILOMグループ（国立天文台：花田英夫）

ILOMの科学目標
月の回転変動（物理ひょう動、自由ひょう動）、潮汐を１ミリ秒角以下の精度で１年以上観測し、月の内部構造、物性を通して月の起源・進化を解明する
月に金属核があるか無いか？
→ 月は地球のマントルと成分が同じか？
月に流体核があるか無いか？
→ 月の熱史、過去のダイナモ、マグマオーシャンへの制約
月のマントルの物性
月面望遠鏡の第一段階（技術実証）
月の基準座標系の確立

月の核、流体核の存在を何の観測で調べるか？
現象

（観測）

→

計画

慣性モーメント （力学的扁平率＋低次重力場係数）→ SELENE／RISE
核 マ ン ト ル 境 界 の 形 状（ 月 震 観 測 等 ）→LUNAR-A
自転速度のカッシニ状態からの進み (自転速度）→
LLR→ILOM
自由ひょう動の消散 （自由ひょう動の振幅と減衰）→
LLR→ILOM
物 理 ひ ょ う 動 の 消 散（ 物 理 ひ ょ う 動 の 位 相 ）→
LLR→ILOM
LLR：月レーザ測距

LLRのみではなぜ不十分か
長期観測（約25年）で測定精度3cm以下を達成しているが、大きな振幅の地球回転や月の公転運動が含まれる
視線方向の観測のみ
満月や新月での観測が困難
逆反射器の位置の不確定→ LLRと独立なもう一つの観測を組み合わせることによって月の公転運動、月回転パラメータが分離でき、精度が飛躍的に向上する。系統誤差の議論も可能になる。

月面天測望遠鏡の略図（左）と熱モデル（右）月面天測望遠鏡の仕様
口径0.2m焦点距離2m

形式

PZT

検出器

CCD

1画素の大きさ

10mm×10mm (1"×1")

画素数

4,096×4,096

視野

1°× 1°

積分時間10s

観測星の等級M < 12

読みとり精度

1画素の1/1,000 (1mas)

１視野約４５星月面の評価

月面

人工衛星

地球

空気のゆらぎ

無し

無し

不可避

振動雑音

静穏

機械振動

微動、地震

安定な基盤

可能

無し

可能

温度環境

過酷

きびしい

平穏

ダスト

多い

少ない

少ない

機械制御

困難

困難

容易

環境維持

困難

困難

容易)

月面と地球の振動レベルの比較
Displacement (m/Hz1/2 )Apollo LPZ Ground Noise (m)1.E-04
1.E-05
1.E-06
1.E-07
1.E-08
1.E-09
1.E-101.E-111.E-12
1.E-13
1.E-14
1.E-150.01

Detection limit

Estimated

0.1

110Frequency (Hz)1001000

資料：重力波推進室

世界的に見たILOM計画の位置づけ

月回転関連の観測計画
月レーザ測距（米国、継続中）
能動型月レーザ測距計画（日本NICT、ILOMと相補的）
月回転観測月面望遠鏡（ロシア、構想、詳細不明）

月面天文台計画
月からの天文観測（IAU、20年間の天文観測計画）
月面天文観測基地（中国の月探査プログラム、2020まで）
月探査長期計画検討中（日本）
その他の関連望遠鏡による火星回転観測の提案（Hilton、1980年代）

日本の光赤外将来計画• 地上超大型望遠鏡 → 高空間分解能・高分散→ JELT (家氏)
• スペース大型望遠鏡→ 中間・遠赤外で高感度→ SPICA（中川氏）• スペース広視野望遠鏡 → 広視野高空間分解→ HOP• スペース高コントラスト望遠鏡 → 惑星探査→ JTPF
• スペース位置天文衛星 → 高精度astrometry→ JASMINE• 月面望遠鏡 → 月惑星科学(with位置天文）→ ILOM

JASMINE: 7.3×105 stars of the bulge in the survey area(with σ/π<0.1)

GAIA: 400 stars in the same area as that in JASMINE(with σ/π<0.1)(excluding Baadeʼs window)

Resolving the stars in Virgo(60 million light years away)

HSTOWLAAT 3.9-m• Hi precision HRD
down to 1 M~

口径、積分時間と観測限界等級、観測星の数（括弧内）

等級（星の数）

口径

積分時間
1秒

10秒

100秒

15cm

8.7（2.2）

11.2（26）

13.7（259）

20cm

9.3（4.0）

11.8（45）

14.3（442）

30cm

10.2（9.8）

12.7（104）15.2（972）