高コントラスト惑星探査カメラ	
松尾太郎、夏目典明、木野勝、栗田光樹夫、岩室史秀、長田哲也（京都大学）、小谷隆行、田村元秀（国立天文台）、村上尚史（北海道大学）、河原創（東京大学）、入部正継（大阪電気通信大学）、大屋真（すばる望遠鏡） 他	  	  SEITメンバー	

•	  	  	  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	

Habitable	  Zone	

Keplerで発見された	  惑星候補	

木星	

海王星	
Habitable	  planets	  ?	

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)	

TMTで地球型惑星を狙えるか?	

主星-惑星コントラスト	

10 -7	

MKGF!

10 -8	

10 -9	

10 -10	

10 -11	

1時間の検出限界	

1.27um	  酸素吸収線検出S/N	  ○	  	  	  2021年にすばる望遠鏡に続く次世代の大型望遠鏡TMTはファーストライトを迎える。地球型惑星探査ができる最初の機会である。	  
○ TMTに理想的な高コントラスト装置を搭載すれば、K、M型星の周りの100の地球サイズの惑星を直接観測し、大気分光から酸素の吸収線を検出できる。	

距離	  [pc]	  0.1	
0.01	
1.0	
5時間積分での1.27um酸素吸収線検出のS/N	  4	主星からの離角 [秒角]	

Kawahara	  et	  al.	  ApJ,	  2012;	  Crossﬁeld	  et	  al.	  A&A	  2013	  	  	意義	世界初の	  
「分割式望遠鏡での極限補償光学	  	  による超高コントラスト実験」	  京大望遠鏡での実証は	  地球型系外惑星の直接観測の	  
重要なマイルストーン 	  惑星質量（地球質量）	

○	  京大3.8m望遠鏡からTMT(30m)へ	  将来のすばる	  (点線)	
京大3.8m	

10000	  1000	  100	  現すばる	

10	  1	  TMT/SEIT	0.1	  0.001	   0.01	  0.1	  1	  10	  

軌道長半径（AU）	
これまでに発見されている惑星の	  
質量と軌道長半径分布	  赤：京大3.8m、青：すばる、緑：TMT	  の10pcにおける検出限界	  目指すサイエンス	
高コントラスト実証を通して目指すサイエンス	  	  	  	  	  「惑星探査から惑星・惑星系のキャラクタリゼーションへ」	
望遠鏡の占有性を活かして、	  ○ 惑星検出から「惑星の形成・進化」の解明へ	  ○ 惑星のキャラクタリゼーション	

1.	  惑星進化の解明	

明るい	背景: 	  直接観測で発見された惑星の質量推定は	  進化モデルとの照合により行なう。	  
惑星の進化モデル（上図）には	  大きな光度の不定性があり、	  惑星の推定質量に	  大きな不定性が伴う。	  

光度	形成モデル1	  暗い	 (実線)	
若い	
古い	
年齢	
惑星進化モデルの比較（Marley	  et	  al.	  2007改変）	

望遠鏡の占有性を活かして、	  「世界に先駆けて」これらの惑星を直接観測し、惑星の明るさと質量の相関	  を世界で初めて明らかにする。	  
 惑星進化モデルを観測的に制限する	  	  惑星質量	手法： 	  次期位置観測衛星（GAIA）では	  木星軌道付近に「若い」惑星を発見し、	  質量を精密に決定する（下図）。	  

形成モデル2	  	  	  	  (点線)	  京大望遠鏡の	  探査領域	

10	  1	  0.1	  GAIAの検出限界	  0.01	  0.1	  1	  10	  100	  軌道長半径	  (AU)	
年齢の若い（1Gyr未満）惑星の分布	2.	  惑星のキャラクタリゼーション	-­‐	  木星型惑星の温度マッピング	  -­‐	  木星型惑星の分光	  モデル惑星の温度分布	  光度曲線	

フラックス密度	

望遠鏡の占有性を活かして	  木星軌道付近の惑星の	  キャラクタリゼーションを行なう	  （橙:	  1000K	  、黄：1200K	  	  	  	  黒：800K	  )	  公転の位相	
Kostov	  &	  Apai	  2012	
構築された温度マップ	

次世代の高コントラスト装置	
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

観測装置（補償光学系）の仕様設定	
補償光学系と他の観測装置の結合を議論する為に、	  以降は補償光学系に集中 （高コントラスト光学系は省略）。	
目標値	
波面精度	  -­‐	  	  Tip/Tilt補償後		  1	  λ	  	  (λ:	  635nm)		  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  -­‐	  	  Woofer	  DM補償後		  1/3	  λ	  ;	  	  Strehl	  ~	  0.5	  	-­‐	  Tweeter	  DM	  補償後		  1/20	  λ;	  Strehl	  ~	  0.9	視野	

±	  10	  arcsec	

観測波長	  	  -­‐	  	  Woofer	  DM	  	  補償後		  >	  0.7um		  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  -­‐	  	  	  Tweeter	  DM	  補償後		  >	  0.9um	

-­‐	  Woofer	  DM	  補償後 	~	  0.83	  (装置のみ)		  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  -­‐	  Tweeter	  DM	  補償後	~	  0.70	  (装置のみ)	

透過率

• 大気による光波の歪み	  	   低次ほど大きい	  	  	  	  	  	  -­‐	  1.2	  arcsec	  	  	  	  	  (~	  10	  λ	  @	  λ:	  1.5um)	  • 2つの可変形鏡（DM）を	  	  	  	  用いて光波の歪みを補償	  	  -­‐	  	  Woofer	  +	  Tweeter	  	  	  	  	  	  構造関数	  D	  	  	  	  	  	  （radian2）	

補償方法	

大気の構造関数	D	  ∝(ρ/r0)5/3	  	  	  (radian2)	
r0~	  シーイング長	
距離 ρ	  	  	  	  	  	  	  	  	  （m）	

補償光学系構成	

（限界等級）	
（フィードバック周波数）	

補償光学系全体図	
OAP5	  (λ/10)	

キャリブレー	  ションユニット	

Tweeterセンサ	

高コントラスト光学系にさらに適応させて	  DM1020(φ9.3)	

0.9m	

Image	  Rotator	

Tip/Tilt	  (φ45.8)	

望遠鏡の焦点	

OAP1	
OAP2	

OAP3	

DM88	  (φ20)	

Wooferセンサ	  OAP4	1.2m	

視野	○ 焦点、瞳の両方に対して収差を測定し、最適化を行なった。	  
回折限界	  光軸中心	  	  	  	  	  	  +5秒	赤：
黄：＋10秒	  ＋15秒	

20µm	

Airy	  disk	  radius=20μm	  視野〜±10秒	  Woofer	  Sensor	
• 設計方針：	  波面の大きな傾きまで測定可能なもの。	  

• 設計結果： 	  ±	  3	  arcsecまでの傾きまで測定可能。	  
 Tip/Tiltセンサ省略	  	  	  	  	  	  高速低ノイズセンサと組み合わせて	  
限界等級はr’	  ~	  12等で精度 λ/3	  SHWFSの原理	

頻度	

• 原理：	  瞳での波面の傾きを焦点面上の	  スポットの位置として測定。	  
原点出しはキャリブレーション光源を使用。	  

FWHM	  (秒角)	  岩田生	  2005	

Tweeter	  Sensor	
○ 設計方針：	  	  Shack-­‐Hartmann	  WFSは	  波面の傾きから波面を再構築。	  
↓	  波面の大きな歪みに対しては、	  測定感度がないが、精密な	  位相測定が可能なセンサ。	  
○ 先行研究の問題点：	  光学系の安定性	  空間分解能の犠牲	   時間と空間を両立することが	  測定性能を上げる鍵	  Self-­‐referencing	  interferometer	  	  	  (Angel	  1994;	  Millerd	  2004;	  Macintosh	  2006)	  	光学素子が揃っている所から随時組立中	  SHWFS	  Shack	  Hartmann	  WFS	

88素子DM	  Conceptual	  Design	  Review	  (6-­‐7月)	   最終仕様決定	  

Woofer光学系の補償制御実験	  2014年度	  

Woofer+Tweeter光学系の補償制御実験	  2015年度	  

補償光学系と高コントラスト系との組み合わせ	  2016年度	  ファーストライト	  2013年度