極限高コントラスト装置	
松尾太郎、夏目典明、栗田光樹夫、木野勝 他	

•	  	  	  1995年に初めて惑星が発見から、現在までに800を超える惑星が発見。発見数は年間100を超えるペース。	  
•	  	  	  Kepler衛星により「水をもつ可能性のある地球程度の大きさの惑星」が数十個発見された。	  

惑星の発見された数	

太陽系外惑星の現状	

100	

惑星の発見された年	
2x木星	

Keplerで発見された	  惑星候補	

木星	

海王星	
地球	惑星の推定温度（K）	

2	

惑星を直接「見る」ことで得られるもの	
• 惑星からの光を見ることができれば、惑星の大気や環境を探ることができる。	  
-­‐ 惑星大気の組成	  	  	  	  	  	   環境（CO2,	  H2O）、	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  生命の痕跡（O2）	  -­‐ 惑星の反射率（アルベド）	   表層の組成（雲、海、陸	  etc）	  -­‐	  	  温度 	  Y	J	H	V. S. Meadows

Albedo	30

宇宙から見た地球	波長（µm）	

太陽系惑星の理論的スペクトル	

Figure 2. Synthetic albedo spectra of Solar System terrestrial planets generated by the Virtual
Planetary Laboratory (VPL). The Mars and Earth spectra are from fully-spatially resolved
models that have been degraded to the disk average (Tinetti et al., 2005, 2006). Also shown is amodel of a cirrus cloud covered Earth, which exhibits enhancements in the O3 absorption from
0.5-0.7µm and water ice bands near 1.55µm.

(Meadows	  et	  al.	  2005)	

直接観測	
惑星の直接観測は、遠くにある灯台（主星）のまわりを飛ぶ	  ほたる（惑星）に例えられる。	

灯台のあかりがともっている時	
4	

直接観測	
遠くにいるほたるを見つけるためには、どうすればよいか？	  
1. 暗いほたるを見つけるための高い感度	  	  2. 灯台とほたるを分解する（見分ける）ための高い空間分解能	  3. 灯台とほたるの高い強度比を解消するための高いコントラスト	  灯台のあかりがともっている時	

灯台のあかりが消えている時	

5	

直接観測	

フラックス密度（Jy）	

102	
100	
10-­‐2	10-­‐4	108-­‐10	

太陽	
107	

相対強度	• 地球は可視光・近赤外線では反射10-­‐6	光で、中間赤外線では自身の熱放地球	
10-­‐8	射で輝く。	  
10-­‐10	0.1	
1.0	10.0	100	
• 可視光では10の8-­‐10乗、赤外線で波長（µm）	は10の7乗の強度比（コントラスト）	   10pcから観測した太陽と地球のスペクトル	• 惑星光は主星のハローに埋もれて主星の回折像	いる。	  
主星のハロー	-­‐2	10主星のハローだけを選択的に低減
木星型惑星	
ハロー低減	  -­‐6	する、特殊な装置「コロナグラフ」が10
地球型惑星	（コロナグラフ）	  必要。	  
10-­‐10	0.0	

ハロー	  低減後	0.04	0.08	

主星からの離角（秒角）	

6	

補償光学装置	
地上から観測すると、大気乱流によって天体からの光は乱される	   リアルタイムに波面を補償する。	

波面補償前の位相（左）と	  波面補償後の位相（右）	
A:	  センサー	  B:	  計算機	  C:	  可変形鏡	  波面補償光学装置の概念図	  （国立天文台）	

AO36の波面補償前の像（左）と後の像（右）	

次世代の高コントラスト用装置	
惑星を直接検出するための「高コントラスト装置」は	  1.	  補償光学、2.	  コロナグラフ、3.	  波面測定・補償の3つから構成。	  
補償光学:	  主星の回折光の成分を増加させる。	  
コロナグラフ：主星の回折光の成分を取り除く。	  
波面測定：回折光以外のスペックルノイズ起因の波面を測定し、フラットな波面を再生。

コントラストは波面収差でリミット。	  
 これらを有機的に結びつけることが重要。	  
補償光学系	

コロナグラフ	

回折限界像	

波面測定・補償	10の-­‐4乗	10の-­‐8乗	

回折光を取り除く

スペックルノイズ	を取り除く究極的なコントラストは何で決まるか？	
2Kawahara et al.

type stars (Pallé et al. 2011), it has not been considered• 検出面には、「スペックルノイズ」、「大気
in the context of the reflection light in detail. Recently
several missions to aim to detect the habitable planetsの光（背景光）」、「惑星光」が入射。	  
around late-type stars have been proposed (e.g. Matsuo& Tamura 2010; Kasper et al. 2010). Key concept to de• 惑星光は光波の歪みに起因するスペッtect the habitable planet on ground is the combination
スペックル	  of the coronagraph and the subsequent post processing
クルノイズに埋もれる。
(e.g. Hinkley et(背景光はオフセットなal. 2011) . Although the key technology
ノイズ	

惑星光	



＋＋of ExAO, coronagraphs and post-processing is still under
ので検出には効かない。)	  development and does not come up with sufficientlevel
大気から	  to detect the habitable planet, it is crucial for astrobiolの光子	
ogy of the exoplanets to know what kind of scienceat thehabitable planet is possible by ground-based telescopesassuming that such detector is reality in near future.
検出面	In this paper, we focus on the 1.27 micron oxyFigure 1. Schematic view of the planet detec
gen absorption band imprinted in reflection lights as aabsorption band detection (right). The photon
biomarker of oxygenic photosynthesis and examine its
the leakage of the main star, and the sky backg
painted by blue, orange, and green, correspondi
detectability with theabove
30-40
mclasstelescopes(Exコロナグラフ	 波面測定・補償	補償光学系	
fL , and fsky . Green and Red arrows indicate
treme Large Telescopes; ELTs) with near-future idealized
absorption bands and that for the continuum d
instruments against the speckle noise.
The rest of the paper is organized as follows. We firstfsky (λ) = Ssky ∆Ω is the sky backgrounddescribe the outline of the absorption detection and clarture due to the night airglow, and Ssky (ify the main source of noise in §2. In particular we esbrightness of the sky background.
timate the intensity of the sky background by analyzing
The simultaneous observation of thethe real data of the sky on Mauna Kea. With severalmain star is essential for this strategy tonearby star catalogues, we estimate the feasibility of themospheric transmission. This requireme
oxygen 1.27 micron detection assuming an Earth-twinfor nulling coronagraph (e.g. Shao et al.
at the inner edge of habitable zone (IHZ) in §3. In §4,& Baba 2010). The flux from the observa
we discuss the availability of the stellar radiation to use
star is expressed as
the oxygenic photosynthesis for our sample. Finally wefB (λ) = T (λ)f! (λ) + fsky (λ) ≈ Tsummarize our results in §5.

• 光波の測定・補償精度がそのコントラス
トを決定する。	  	  	   測定・補償精度は λ/1000	  が目標	

What’s	  the	  limitaQon	  on	  the	  contrast?	
• Wavefront	  measurement	  :	  to	  determine	  both	  “amp”	  and	  “phase”	  • Accuracy	  is	  ulQmately	  limited	  by	  uncertainty	  relaQon.	  	  	  	  	  Photon	  noise	  limit	  ΔnIm	Δφα = α eiφ

Δφt	

φ
Re	
Phasor	  diagram	  of	  complex	  amplitude	次世代大型30m望遠鏡に	  究極の性能の装置が搭載されれば	
○ 望遠鏡のサイズ	  	  入射光子数を決定	  	  	  到達コントラスト	  10 -8	コントラスト	

○ TMTでは、晩期型星を中心に数十個の地球サイズの惑星の検出が可能。	  

10 -7	

10 -9	M
KGF!

10 -10	

10 -11	

0.1	
0.01	
角距離[arcsec]	

1.0	

Kawahara,	  Matsuo,	  Takami+	  ApJ	  (2012)	  京大3.8m望遠鏡での惑星探査	
• 方針：ひとつのフェーズを3-­‐5年に設定し、「人」を育てること。	  
• TMTは10年先のプロジェクトではあるが、中期目標を設定し、段階的に進めていく。	  
1. 「室内実験での実証（3年）」	  2. 「京大望遠鏡によるOn-­‐sky実証（3-­‐5年）」	  3. 「TMTの装置設計（3年）・インテグレーション（3年）」	  実現までのシナリオ	
目標：2020年代初頭のファーストライトを目指す	  方針：ひとつのフェーズを3-­‐5年に設定し、プロジェクトとして	  段階的に進め、また「人」を育てること。	  
2012-­‐2014	2015-­‐2017	2018-­‐	実験室  京大3.8m望遠鏡	   	  TMT	  	なぜ京大3.8m望遠鏡か？	  
1. TMTと同じ分割式望遠鏡	  	  	  	  	  	  	  分割式望遠鏡での世界初の高コントラスト実験の実証を目指す。	  
2. 望遠鏡時間	  テーマを絞って観測を十分に行なう事で、第一級のサイエンスができる。	  
13	

大気を透過する波面	• 大気透過後の波面は空間周波数の-­‐3乗	補償光学の光学系の配置図	
Tip/Tiltミラー	

Tweeterセンサ	

Tip/Tiltセンサ	 Wooferセンサ	
DM88	

DM2048	「できること」と「できないこと」	
• できること：	  -­‐ 仕様要求の決定、概念設計、	  -­‐ 光学系の構築、波面センサーの構築	  • できないこと：	  -­‐ ひとつのシステムとして統合 	  	  	  	  	  -­‐ 波面制御