2017/7/24 2017年度光学赤外線天文連絡会シンポジウム@国立天文台三鷹キャンパス

Second-Earth Imager for TMT(SEIT) 開発の現状と国際協力
1. SEITについて
2. SEITのプロトタイプ機SEICAについて
3. SEIT/SEICAの国際協力について
河原創(東京大学)、小谷隆行(ABC/NOAJ)、松尾太郎(大阪大学)、村上尚史(北海道大学)、○山本広大(京都大学)、田村元秀(東京大学/ABC/NOAJ)SEIT (Second-Earth Imager for TMT)
u背景：Keplerによる多数の地球型惑星検出報告やトランジット法/RV法による｢ハビタブルゾーン(HZ)内の地球型惑星｣の検出報告(Gillon+2016など)→惑星の表面温度測定/バイオマーカ検出などの｢キャラクタリゼーション」が必要

u目的：ハビタブルゾーン内の地球型惑星検出およびバイオマーカ検出。とりわけM型星まわりのハビタブル惑星をターゲットに

u手段：TMTの大集光力/高解像度による惑星の直接撮像/分光観測
Kepler-186f想像図(NASA Ames)S N for O2 1.2

10SEITのターゲット&要求仕様
5(点源1時間露光)
2 10mas(分光5時間露光)
2.0
3.0
5.0
7.0
10.0
15.0
distance pc→SEITの観測領域.
O2 1.27µm 5hrs

10 -7710u目標：近傍(<10pc)のM型星

S N 105planet
contrast
Planet StarContrast• 豊富に存在 (N>200)• ハビタブルゾーンが主星に近い-9(0.1—0.3AU)ので反射光が強い 1010
10 -88
10Planet Detection
J band 1 hour

10 S N 5M

5 SN 3K

3 SN 1

G55

↑

F

595

10
10-10
10

Photon-noise limit
IFS Kasper 10u必要な性能：
1.5λ/D(0’’.01@J-Band)以遠
10-8よりよいコントラスト

GF

EPOL Kasper 1010 1151050100500 1000

Angular Separation mas

Angular SeparaVon [mas]Figure 8. Detectability of the 1.27 µm band from an Earth twin at the innerhabitable edge with the 30 m telescope at Mauna Kea (declination > −40◦ )during a five-hour exposure. We assume that the stellar leakage is smaller than
the sky background (see Section 2.4). The upper panel displays the signal-tonoise ratio as a function of distance. Filled circles indicate the candidates with
detection S/N > 5σ for a photon-noise limit (1 hr observation) on TMT and withthe star–planet angular separation larger than 8.7 mas. The vertical line is theapproximate detection limit of the photon-noise-limited detector for a one-hourexposure. The lower panel shows S/N on the angular separation—the planet–starcontrast. The 5σ detection limits for the photon-noise-limited detector, IFS and
EPOL for EPICS/E-ELT, are shown by the solid, dashed, and dash-dotted lines

TMTから観測可能な地球近傍星のハビタブルゾーンに惑星が存在する場合の惑星検出/酸素検出可能性(Kawahara+2012)

SEITの基本構成

TMTよりu 極限補償光学: 波面補正
極限補償光学u コロナグラフ (ナル干渉計):
主星光を強く低減コロナグラフu ポストプロセス装置(SPLINE)(干渉計撮像/高分散分光装置など):コントラストのさらなる改善および惑星光のキャラクタリ 干渉撮像
ゼーション
空間分解・
惑星系の再構成••••獲得できる情報
Planetary radialvelocity (質量, 軌道)
Planet spectrum
AtmosphericcharacterizaVon
Albedo, etc

高分散分光

Stellar & Terrulic spectrum

Doppler shifed planet spectrum

H.Kawahara, N. Murakami, T.Matsuo, T. Kotani 2014, ApJS,212,27

Wavelength

SEITの進捗＆組織
uTMT第2期装置として提案中
uSEITコンセプト実証装置の原理実証試験済
u組織：サイエンス＋技術開発を5+1の国内機関で横断的に行っている
サイエンス

ポストプロセス開発

コロナグラフ開発

補償光学開発東京大学
ABC/NAOJ

ABC/NAOJ
北海道大学(大阪大学)

京都大学
大阪電気通信大学

uSEITへの道のりとしてSEICAおよびSCEｘAOをテストベッドとして活用する

SEICA (Second-generaFon Exoplanet Imager with Coronagraphic AdapFve OpFcs)

u 目的：
u 0’’.2(2AU@10pc)以遠で木星型ガス惑星の検出/キャラクタリゼーション
u SEITに接続可能な技術のテストベッド
u FPGAによる補償光学制御
京大岡山3.8m望遠鏡
u 位相計測型波面センサ
u ナル干渉型コロナグラフ
u スペックルナリング
u 干渉撮像計
u 分割鏡における高コントラスト技術の獲得 etc....
u 京大岡山3.8m望遠鏡に搭載予定
u TMTと同じく分割主鏡(18枚)
u 国内設置のためアクセスが容易

望遠鏡 (主-第三鏡)

SEICAの構成

分散分光器）SEICA ： 近年、望遠鏡→前置光学系からの入射光線
400
800

前置光学系
リゼーション技術

Velocimetry）が話題々は、コロナグラフとより、世界に先駆けExAO
1100

極限補償光学は恒星のドップラー偏(ExAO): λ/20るのに対し、PRV(@H band)まで法
ポ
波面補正
ら大きくドップラース
接検出する手法であ トコロナグラフ:プ
惑星に一酸化炭素や水ナル干渉計型
ロ(SPLINE)れている（Brogi et セSnellen et al. 2014, ス
赤外カメラ

5枚の軸外し放物面鏡(OAP)

コロナグラフ
赤外カメラ

SEICA-ExAO:仕様と構成
位相計測: Tweeter
高速、高精度波面制御

傾斜計測: T/T＋Woofer
低速、粗い波面制御
Tip/Tilt部 視野内で星像を安定させる
T/T
望遠鏡
より→

CPU1

Woofer部 λ/4程度まで波面補償する

Tweeter部 λ/20程度まで波面補償する

Woofer DM
88 actuators

Tweeter
TweeterDM
DM
952
492actuators
actuators

BS1
DM1

BS2
DM2

λ:0.4-0.5µm

λ:0.5-0.7µm

T/T sensor

Frame rate: 100HzLimiVng magnitude: 16mag

CPU2SHWFS

Frame rate: 1kHz
LimiVng magnitude: 12mag

FPGABS3DM3コロナ
グラフ・λ:0.7-0.9µm

分光装置へ

位相波面センサ

Frame rate: 6kHz
LimiVng magnitude: 7mag

目標

高精度 (λ/20; rms→ストレール比0.9 )
高頻度 (5-10 kHz)→0”.2—0”.3で105—6
高空間周波数 (1辺24素子)

SEICA-ExAO: ExAO後コントラスト
補償後の波面(一様強度,波面乱れ)をシミュレーション
無補償 (±5λ) 低次 (PV: 2.5λ) 高次 (PV: λ)岡山上空 r0=10cm, 風速10m/s
10-1

波面の乱れ
主鏡面

10-2

一回折限界
一Tweeter後
一Woofer後
一補償なし

10-310-4

点源像(全体:半径20秒角)

点源像(中心拡大:半径1秒角)
Strehl比00.2 0.4 0.6 0.8
中心星からの距離[秒角; 5μrad]

5’’0’’.50.017

0.350.84

回折限界像

SEICA-ExAO: 進捗

偏光ビームスプリッタ

u低次補償光学(WooferAO)の試験, 実機制作:
波面センサ(WFS)52素子/可変形鏡(DM)88/PC制御→ストレール比0.03—0.1(目標値>0.3)
SR=0.4%SR=3.7%

領域B
風速 10m/s 制御無し

風速 10m/s 制御周波数900Hz

λ=633nm 風速10m/s 星像モニタ(16秒間平均 26fps)

u高次補償光学(TweeterAO)
u位相計測波面センサ(点源回折干渉計:領域APDI)の原理実証試験/性能評価中
uFPGA(Field Programmable Gate Array) Tweeter波面センサのためのピンホール型偏光制御器の開発開始
ビームスプリッタ

SEICA-コロナグラフ: SPLINEuSPLINE(Savart-Plate Lateral-shearing Interferometric Nullerfor Exoplanets)：共通光路シアリング干渉計
光路概念図

偏光子1 (0o)Savart板

打ち消し合う光波⼲渉

偏光子2 (90o)π

⼊射光波

ナル⼲渉出⼒0横シフト

望遠鏡からの入射0
光波分離＋横シフト＋位相シフトπ

リヨストップナル干渉出力vアクロマティックvシンプルで安定的

SEICA-コロナグラフ: SPLINEuSEICA搭載用実機の設計/試験中
u方解石プリズムによる偏光2チャネル構成èスループット向上
uSEICA補償光学と組み合わせた目標コントラスト：およそ10-1.5
uXeランプ (λ=500-700nm) で1.7×10-2のコントラストを実証
偏光分離1

横シア

偏光分離2

入射光

方解石プリズム

射出光

LB4サバール板
方解石
ﾌﾟﾘｽ ﾞﾑ a

方解石
ﾌﾟﾘｽ ﾞﾑ b
LB4ｻ ﾊ ﾞｰ ﾙ 板

方解石
ﾌﾟﾘｽ ﾞﾑ c1

方解石
ﾌﾟﾘｽ ﾞﾑ c2

黒田他、日本天文学会2016年秋季年会 V235a/2017年秋季年会（講演予定）

SEICA-ポストプロセス
u Speckle nulling技術

u コロナグラフの残留スペックル②波面センシを光波面制御により低減
干渉計を用いた波（ダークホール形成）
シングにより、波面
u 液晶空間光変調器 (LCSLM)
高精度に測定および可変形鏡 (DM) によるLCSLMによるspeckle nulling実験。ダーク室内試験を推進

SEIT コンセプト

From TMT
u 高分散分光器

u IRDのHeritageを活用
u 新しいアイデアに基づく空間分解能を持つ高分散分光器の実証試験中

ホール形成により、 1桁以上コントラストが向上
IRD装置①主星の光を弱める

u 干渉撮像計（瞳再配置法）

打ち消し合う干渉の効果を用いて、主星
u 光干渉計技術によるポストプロの光を3桁弱めるセス技術。三鷹実験室実験や、
SCExAO/FIRSTで実証試験中③像再生②での波面情報を用元の天体像を高コンストで復元（5桁）

SEIT/SEICAの国際協力状況と今後
uSEITの国外メンバは現在の所なし
uSEICA-ExAO/FPGA開発でO. Guyon (SCExAO),B. Mazin (UCSB)両氏を共同研究者としてTMT戦略基礎研究費(H29年度)を獲得→採択されたためFPGA開発の共同研究を開始
uSEICA開発をはじめ、SEITと目的の似る
SCExAOグループとの合流を検討中
サイエンス

ポストプロセス開発

コロナグラフ開発

東京大学[国際協力開始]

ABC/NAOJ

ABC/NAOJ
北海道大学(大阪大学)

補償光学開発京都大学
大阪電気通信大学

まとめ
u地球近傍のM型星のハビタブルゾーンに存在する地球型惑星の直接撮像/分光観測を目指したSEITを開発中
uSEIT実現に必要な各要素技術の開発を複数機関の協力により推進中
u極限補償光学、コロナグラフ、ポストプロセス

uSEITのプロトタイプとしてSEICAを京大岡山
3.8m望遠鏡用に開発中
uSCEｘAOグループとの共同研究が始まっており、合流も検討中