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現在の大型望遠鏡■

望遠鏡 400 年【3】現在の大型望遠鏡〜すばる望遠鏡で見えてきた宇宙〜
臼田-佐藤 功美子（国立天文台ハワイ観測所）
1. 大口径望遠鏡の時代
人類の持つ宇宙の描像は、望遠鏡技術とともに発展してきたと言っても過言ではない。
宇宙を調べる方法は、カミオカンデ、スーパ
ーカミオカンデ [1] のようなニュートリノ
を使う手法を除いては、宇宙から届く（電波からガンマ線まで多波長での）電磁波を受けるのがほとんど唯一の方法で、望遠鏡は電磁波を受ける重要な道具だからである。重力波も重要な観測手法になる可能性があるが、検出に成功したという報告はまだ聞いていない。
これまで誰も見たことのないより暗い天体を見たい、天体のより細かい構造を見たいと

図 1

ハワイ島マウナケア山頂に並ぶ望遠鏡群。中央付近、円筒形のドームが日本国立天文台のすばる望遠鏡。（Credit: 国立天文台）

ためしてみよう！

いう人類の宇宙への興味と探求心が、より大口径の望遠鏡を作りあげた。そして光学望遠

マウナケア山頂にある、 すばる望遠鏡。その鏡の主流はレンズを使った屈折望遠鏡から鏡

主鏡の直径 8.2m がどのくらい大きいか、巻きを使った反射望遠鏡へと移行した。大きなレ

尺で測って実感しよう！ 小学校低学年であれンズで、波長（色）によって異なる屈折率のば、クラスのみんなで手をつないで直径 8.2m

違いから生じる色収差をキャンセルできる様、 の円をつくってみよう。すばる望遠鏡の主鏡と教室、どちらが大きいかな？
精度良く研磨するのが難しいことと、屈折望
遠鏡は反射望遠鏡に比べて一般的に焦点距離が長く、屈折望遠鏡に見合った高いドームの建設が困難なことが主な理由である。

1.1 マウナケア山頂の大型望遠鏡
マウナケア山頂には、世界各国 13 台の望現在は、8m ~ 10m クラスの大口径反射望

遠鏡が並んでいる。光学赤外線望遠鏡が 9

遠鏡の全盛期と言える。理科年表（平成 20

台、電波（サブミリ波）望遠鏡が 2 台、電年版だと天文部 85 ページ）[2] で調べると、波（サブミリ波）干渉計が 1 台、超長基線

2008 年現在、 口径 8m 以上の光学赤外線望干渉計 (VLBI) 用電波望遠鏡が 1 台、とい

遠鏡は世界に 13 台ある。ハワイに 4 台、南う内訳になっている。

米チリに 5 台、スペイン・カナリア諸島に 1

光学赤外線望遠鏡の中で一番大きな口径を台（建設中）、アメリカ・アリゾナ州に 1 台、持つのは、すばる望遠鏡・・・・ではなく、同テキサス州に 1 台、南アフリカに 1 台と、 そ の と な り に あ る ２ 台 の ケ ッ ク 望 遠 鏡(Keck I & Keck II) [3]。 口径 10m だが、すハワイとチリに集中している。
ばるの主鏡のような単一鏡（一枚鏡）ではな
Vol.20 No.3

■

連載

望遠鏡 400 年【3】 ■―3―

く、六角形のセグメントを 36 枚並べた複合

逆に、波長が長いほど、空間分解能は大きく鏡だ。
（単一鏡では、 8.2m のすばるが最大。）（悪く）なる。例えば野辺山宇宙電波観測所

すばるとほぼ同じ大きさの口径 (8.1m) を持[6] にある口径 45m の電波望遠鏡は、すばつジェミニ北望遠鏡は、名前の通り双子の望る望遠鏡 (8.2m) の６倍近い口径を持ってい遠鏡で、かたわれ（ジェミニ南）は南米チリ

るのに、視力は （可視光線での）人間の目とにある。ジェミニ天文台 [4] は、アメリカ、同程度しかない。それは電波の波長が可視光

イギリス、カナダ、オーストラリア、アルゼ

線に比べて３桁から４桁長いためである。

ンチン、ブラジル、チリ、７カ国の共同で運集光力（光を集める能力）は鏡の面積で効いてくる。口径 1 の望遠鏡 A と口径 2 の営されている。

望遠鏡 B を比べてみよう。B は A に比べて 2 倍空間分解能が良く（2 倍小さいものが見え）、2 2 = 4 倍集光力が高い（4 倍暗いものが見える）。

計算してみよう！
望遠鏡を使って宇宙を見るということは、より大きな「目」で宇宙を見るということである。
では、望遠鏡を使うと、人間の目と比べてどのくらい細かく暗いものが見えるだろうか ？口
径 10cm の望遠鏡の空間分解能と集光力は、それ ぞ れ 人 間 の 目 の 何 倍 だ ろ う か ？ 口 径 8.2mのすばる望遠鏡ならば？自分や友達の目 の大きさ（直径）を測り、計算してみよう。
図 2

マウナケア山頂にある光学赤外線望遠鏡の主鏡の大きさ比較 (Art by Wendy Nakano,Credit:Institutefor

Astronomy,

University of Hawaii [5])2. きらきら光るお空の星よ、なぜ星を★形に書くの？

〜観測に適したサイトとは〜

第１節で紹介した通り、大口径望遠鏡は特1.2 なぜ大きな鏡が必要なの？
〜望遠鏡の空間分解能と集光力〜

定のサイトに集中して建設されている。良いデータを得るためには、良い観測サイトを選

望遠鏡がどのくらい細かいものを分解しぶ必要があるからだ。このような書き方をすて見えるかという能力「空間分解能」（ ＝視力）

ると、小口径の望遠鏡は、もはや時代遅れでは観測波長に比例し、望遠鏡の口径に反比例最先端の研究には適さないような誤解を受けする。

るかもしれないが、全くそんなことはない。
[空間分解能] ~ [波長] / [口径]

大口径でしかできない観測があるように、小空間分解能の値が小さいほど、細かいものが口径でしかできない観測もある。大口径望遠

分解されて見えることになる。つまり同じ波

鏡は空間分解能が良い反面、一度に観測でき

長では、望遠鏡の口径が大きければ大きいほる視野 (FOV: Field of View) が小さいので、

ど、小さい（良い）空間分解能が得られる。

広い範囲を観測するのには適さない。つまり、天文教育 2008 年 5 月号

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■

現在の大型望遠鏡■「森」の全体像を大局的に調べたいようなサー ベ イ 観測 には 小 口径 望 遠鏡 が 適し 、そ の「森」の中で気になる「木」数本の枝葉を細かく調べたいという詳細観測には、大口径望遠鏡が適する。大口径と小口径の望遠鏡は相補的な関係にある。
それでは、天文観測に適したサイトとはどのようなところだろうか。
「きらきら星」という童謡があるが、「星がきらきら瞬く」とはどういうことだろう？星の本当の形は丸（●）
なのに、なぜ星は星形（★）で表現されるのだろう？そのカギは地球の大気にある。大気は常にゆらゆら揺れ動いて、星からの光を乱

図 3-1用意するもの：水を入れた透明な容器（水は尐量で可）と、星（複数の●）を書き込んだ紙（この写真の場合は三重星）している。例えば、プールの底に五円玉を沈めた時、水面が静かな時は五円玉の像がはっきり見えるが、風が吹いてさざ波がたつと、像が揺らいで見える。これと同じことが大気と星像にも言える。大気揺らぎが激しく、星像が乱れ、星が瞬いて見える（＝星の形が★
形に見える）ところでは良い観測データが得られない。大気が安定し、シーイングの良い（シャープな星像が得られる）ところが観測に適したサイトである。
すばる望遠鏡が建設されたマウナケア山頂
は、標高 4,205m（13,796 フィート）と富士山 (3,776m)よりも高い。（13,796 フィート

図 3-2

は「悲惨な(137) 苦労(96)」と覚えると忘れち、「大気」を介して「星」を見る。容器を揺ない（笑））。大気が薄くて安定しているだけ

らして「大気揺らぎ」を作ると、何個の星を分でなく、晴天率が高い、湿度が低い、夜空が解して見られるかな？

「星」の手前にプラスチック容器を持

暗い、下界から車でアクセスしやすい、といった条件が整っている。南米チリと並んで最2.1 すばる望遠鏡の、空気の流れを考慮したも観測に適したサイトといえるだろう。

円筒形ドーム
大気がゆらゆら揺れて「きらきら星状態」

ためしてみよう！
水を大気と見立てて、大気揺らぎを実感しよう。

になると困るのは上空だけではなく、ドーム内も同じだ。すばる望遠鏡のドームは、設計段階で水流実験やコンピュータシミュレーシ
ョンを行い、その結果円筒形のドームを採用した。風通しを良くすることにより、ドーム
内で空気がよどむのを防ぎ、かつ、内部の熱

Vol.20 No.3

■

連載

望遠鏡 400 年【3】 ■を効果的に排出することができる。
昼間はドームを閉めきり、エアコンを夜間―5―

3. すばる望遠鏡のココがすごい！
〜科学的成果を支える最先端技術〜の温度以下に設定している。もしも昼間にド望遠鏡でシャープな画像を効率よく得るたームを開けておくと、夜になって冷たい外気

めには、主鏡が大きいだけでなく、次の４点が入った時に対流がおきるので、それを防ぐが重要だと考えられる。

ためだ。ドーム内には至る所に通気口がある。

(1) なめらかな鏡面

温度管理に細心の注意を払っている。

(2) 精度のよい鏡の形

夜間観測中は、ドーム内は無人になる。ドーム内に人間がいると、体温で気流が乱れ、観測に悪影響を及ぼすからだ。また、赤外線での観測の場合は、人間の出している赤外線が雑音になる。人間にとっても寒いドーム内に留まるのは嬉しくない。更に観測中、ドー
ムは望遠鏡と同期して動いており、ドーム側の出口の扉をあけても、いつも観測棟への入り口とつながっているわけではない。観測者
は制御棟のコンピュータから望遠鏡を制御している。現在はヒロ山麓施設からのリモート観測も可能である。リモート観測の場合、観測者は山麓施設からテレビ会議システムを使(3) 精度よい天体の追尾(4) ぴかぴかの（反射率の高い）鏡
3.1 なめらかな鏡面
すばる望遠鏡の主鏡はアメリカ本土、ペンシルバニア州の探鉱あとで研磨された。 裏面
3 年、表面１年以上かけて磨きあげた、主鏡面の平均誤差（理想面からはずれたデコボコ）
は 14 nm（0.014 ミクロン）。主鏡 (8.2m) を
ハワイ島の大きさ（約 100km：四国の半分の大きさ）にしても、鏡面のでこぼこは紙一枚（0.2mm）程度の厚さにしかならない。

こぼれ話：大きな鏡を運ぶのは大変！

って、山頂のオペレーターと相談しながら観測を行う。リモート観測の場合でも、 オペレ

すばるのホームページ等で、アメリカ本土のーター２名は山頂に上がるので、山頂施設が広い高速道路２車線（＋路肩）からはみ出る主無人になることはない。安全のため、ドーム

鏡輸送箱をトラックが運んでいる写真をご覧を開ける作業は、山頂からでないとできないになったことがあるかもしれない。船でハワイようになっている。

島に着いた後、カワイハエ港からマウナケア山
頂までパトカーに先導され、時速 10km のノロ
ノロ運転で半日以上かけて運ばれた。ハワイ島の道は本土の高速道路ほど広くない。運んでいる途中に道路脇の標識が邪魔になる。 警察官
が道路標識を抜いた後、主鏡をつんだトラックが進み、警察官が標識を埋め直すという作業を行った。
日本に地震が多いことが、主鏡が日本で磨かれなかった一番の理由だが、もう１つの理由は輸

図 4すばる望遠鏡のドーム（右）と制御棟（左）。（Credit: 国立天文台）送の問題だった。そう、日本の高速道路には料金所がある。さすがに警察官でもすばるの主鏡のためだけに、（ハワイ島の道路標識のように）料金所の撤去はできないだろう（笑）。
天文教育 2008 年 5 月号

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■

現在の大型望遠鏡

3.2 精度のよい鏡の形：能動光学
望遠鏡は、方位角 (azimuth) 方向の動き（＝左右の動き）と仰角 (elevation) 方向の動き（＝上下の動き）を組み合わせて動く。
直径 8.2m もある大きく重い鏡だと、 仰角が変わるたびに自己重力で変形する。常に正しい鏡の形に保っていないと 焦点で像を結ばず、ピンぼけになるが、重力変形の問題をどう解決すればよいのだろうか。
すばる望遠鏡の主鏡は、できるだけ軽くするために厚みが 20cm しかない。それでも8.2m 鏡の自己重力は無視できない。そこで登場するのが「アクチュエーター」とよばれる、261 本のロボットの指。アクチュエータ
ー１本１本に力のセンサーがついており、一円玉の重さも感じることができる。センサーつきのアクチュエーターたちが裏側から主鏡を支え、鏡の形を制御している。このような技術を能動光学 (active optics) という。

■

穴をくりぬいて厚さ 5cm という薄い鏡の裏から非常に「能動的に」形状を制御しているのはすばる望遠鏡だけである。
3.3 精度よい天体の追尾
地球の自転に伴い、天体は日周運動を行っている。精度よく天体を追尾しないと、星像
がぼやけてしまう。555 トンのすばる望遠鏡
を動かすのに 1/1000 mm の精度が要求され る 。 鉄製 の方 位 軸レ ー ルの 上 に薄 い（ 約
100 ミクロンの）油膜をはり、その上にのった望遠鏡を電磁石で動かす。もしもギアを使うと、ギアの振動が望遠鏡に伝わり、星像がぶれてしまうが、リニアモーターカーと同様
電磁石で動かすことにより、なめらかに望遠鏡を動かすことができる。すばる望遠鏡は油膜の上に浮いている状態なので、ブレーキを解除すれば大人 2,、3 名で動かすことができる。観測時は、天体の近くにある星の動きをモニタし、0.1 秒ごとに補正をかけながら天体を追尾している。
3.4 反射率の高い鏡
望遠鏡は光を集める道具である。鏡面の反射率が低くて効率よく光を集められないと、暗い天体の観測が困難になる。毎晩観測していると、鏡面にほこりが付着し、反射率がおちてくる。すばる望遠鏡では 2 ~ 3 週間に一

図5

単体のアクチュエーター（左）と、ア

ルミニウムコーティング前の主鏡（右）。裏面に多数取り付けられたアクチュエーターが透けて見える（Credit: 国立天文台）。
すばる望遠鏡の主鏡の裏面にはアクチュエ

度、昼間に主鏡を傾けてドライアイスを吹き付け、ほこりを除去している。雪のようなドライアイスは、鏡面のほこりを洗い流した後気化するので後片付けが楽だ。ドライアイスによる洗浄システムは望遠鏡本体に組み込まれている。

ーターをはめる穴がくりぬかれており、そのすばる望遠鏡の主鏡はアルミニウムでコー部分の厚みはたった 5cm。主鏡の裏面を磨く

ティングされている。銀ほどアルミニウムののに３年かかったと書いたが、穴を１個１個

务化は激しくないが、それでも何年も使ってくりぬいていたため時間がかかった。ケック、

いると务化する。すばる望遠鏡では、２、３ジェミニといった他の大型望遠鏡もアクチュ

年に一度コーティングし直している（この作

エーターで制御する能動光学を使っているが、 業を再蒸着という）。蒸着は大変大がかりな作
Vol.20 No.3

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連載

望遠鏡 400 年【3】 ■―7―

業で、全行程を終えるのに 2、3 週間かかる。

調べてみよう！

銀とアルミ、どっちの反射率が高い？
すばるの主鏡はアルミのメッキ。ジェミニの主鏡は銀メッキ。どちらも光赤外望遠鏡 なのに、この違いはどこからくるのだろう？答えを得るために、理科年表 [2] 内、「金属面の分光反射率」を見ていただきたい。（平成 20 年版
だと、物理/化学部 99 ページ。）赤外域（0.800
ミクロンより長波長）でアルミニウムと銀の反射率を比べると、銀の反射率の方が高い。 可視域（0.38 ミクロンから 0.75 ミクロン）でも銀の反射率の方が高い。しかし、銀は紫外域

図 6

すばるの焦点（遠藤孝悦・画、日経サイエンス 1996 年 2 月号より）の 0.34 ミクロンより短くなると、急激に反射率が落ちる。すばる望遠鏡では U バンド（0.31天体からの光が主鏡で反射して最初に像を結から 0.41 ミクロンあたり）の観測を行うこと

ぶのが主焦点、主焦点に副鏡をおき、そこでがあるので、銀メッキは不適当となる。一方ジ

再び反射して望遠鏡のおしりで像を結ぶのがェミニ望遠鏡では U バンドでの観測を行わな

カセグレン焦点、光路の途中に第三鏡をおいいため、可視光・赤外域でより反射率の高い銀

た場合、両脇で像を結ぶのがナスミス焦点。

でメッキしている。（こういう、データから答大口径望遠鏡で、4 つの焦点全てに観測装置

えを導く演習、高校生向けにいかがでし ょう

を搭載しているのは、すばる望遠鏡だけであ？）る。
（ ケック望遠鏡はカセグレン＆ナスミス焦点、ジェミニ望遠鏡はカセグレン焦点のみを

実はすばる望遠鏡では、 アルミメッキされ使っている。）

た可視副鏡（第二鏡）と、銀メッキされた赤外副鏡、それから主焦点観測装置を観測波長・目的に応じて交換している。

4.1. 主焦点
主焦点にカメラを取り付けるということは、頭に重いものを置くようなもので、バランス

第１節で「人類の持つ宇宙の描像は、望遠が悪くなる。しかも、望遠鏡の支柱が頑丈で鏡技術とともに発展してきたと言っても過言ないと重い「頭」を支えられない。主焦点カではない」と書いたが、最先端の科学的成果

メラをつけるためには、技術力も費用も必要を出すためには最新の（細心の？）技術が必となる。実際主焦点を使用している望遠鏡は、

要ということを、実感していただければ幸い

口 径 8m 以 上 で は す ば る 望 遠 鏡 と ア メ リである。

カ ・ ア リ ゾ ナ 州 の LBT (Large Binocular

4. 反射望遠鏡の４つの焦点と観測装置

Telescope) [7] のみだ。理科年表（平成 20 年

図 6 に、すばる望遠鏡と 4 つの焦点を示す。

版だと天文部 85 ページ）[2] を見ると、南アフリカの SALT とアメリカ・マクドナル
ド天文台のホビー・エバリー望遠鏡も主焦点
天文教育 2008 年 5 月号

―8―

■

現在の大型望遠鏡■を使っているではないか、と思われるかもし
れない。この２台の望遠鏡は、仰角(elevation) が固定された主焦点専用望遠鏡
で、特定の空の領域しか見ることができない
ため、すばる望遠鏡、LBT と区別した。

LBT (Large Binocular Telescope) って何？
アメリカ・アリゾナ州にある望遠鏡。
“Binocular”（双眼鏡） という名前通り、１台の望遠鏡に直 径 8.4m の２ 枚の鏡が並 べられ、連動して動く。ちなみに、すばる望遠鏡が保持していた「世界最大の単一鏡」という記録
をぬりかえたのも、LBT。
4.1.1

すばるの主焦点カメラ Suprime-Cam

搭載するのが大変でも、主焦点カメラには大きな利点がある。一度に広い空の領域を観測できる点だ。すばる望遠鏡の誇る主焦点カ
メ ラ Suprime-Cam (Subaru Prime Focus

図 7

Suprime-Cam をとりつけたすばる望遠

Camera) の視野は 34 分角 × 27 分角で、鏡（Credit: 国立天文台）

満月（直径約 30 分角）をほぼまるごと撮影できる（「分角」は角度の単位で、1 分角は 1°

こんなにパワフルな主焦点カメラを持っての 1/60 ）。すばるのカセグレン焦点カメラのしても、研究者たちの宇宙をもっと詳しく調

視野は、 広い 視野を 誇る MOIRCS でも 4

べたいという野望を止めることはできない。

分角 × 7 分角。この値から主焦点の視野がい将来計画として Suprime-Cam よりもっとかに大きいか、おわかりいただけるだろう。

視野の広い、Hyper Suprime-Cam (HSC) を

Suprime-Cam は2048 × 4096 画 素 のCCD カメラ 10 個をすき間なく並べた、全体で 8000 万画素のスーパー・デジタルカメ
ラと言うことができるだろう。
すばる望遠鏡は「最も遠い銀河」を見つけ

開 発 し よう とい う 計画 が 進め ら れて いる 。
HSC が 稼 働 す る と 、 Suprime-Cam の 10倍近い視野が一度に観測でき、アンドロメダ
銀河 (M31) を一度に観測することが可能となるだろう。

るのがとても得意だ。それは広視野の主焦点カメラを使って、空の広い領域を効率的に観4.1.2 フ ァ ー ス ト ラ イ ト を 迎 え たば か り の測できるので、遠い銀河候補を見つけやすい

FMOS（エフモス）

からである。
（もちろん候補天体の距離は、分

昨年 (2007 年) 12 月に新しい主焦点用装光装置で赤方偏移を測定して同定される。）

置がファーストライトを迎えた。その名はファイバー多天体分光器 FMOS (Fiber Multi
Object Spectrograph)。主焦点の広い視野の中で、400 個の天体を近赤外線で同時に分光

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■

連載

望遠鏡 400 年【3】 ■―9―できる。国立天文台、京都大学、イギリス、

名 が MOIRCS の開 発 と観 測 デー タ で学 位

オーストラリアの 共同で開発された。主焦点をとった。大学院生が観測装置の開発に深くで受けた多数の天体からの光を、名前通り光関わり、自分の開発した装置で観測するといファイバーで分光装置まで届ける。大きく重うスタイルは、日本のお家芸といえるかもしい分光装置を望遠鏡本体（しかも主焦点）にれない。

据え付けるのは困難だが、カメラの部分と分MOIRCS は 8 ~ 10m クラス望遠鏡の中で光装置を切り離し、光ファイバーでつなげる

は、近赤外線で世界最大級の視野（4 分角 ×ことにより、400 個もの天体を同時分光でき

7 分角）を持つだけでなく、多天体の分光をる装置が実現した。

同時に行えるのが最大の特徴である。分光観

4.2

測では天体にスリットをあてるので、以前はカセグレン焦点

カセグレン焦点は望遠鏡のおしりの部分にあるため、他の焦点に比べて装置交換が容易だ 。 す ばる 望遠 鏡 では 観 測目 的 に応 じて 、COMICS（冷却中間赤外線分光撮像装置）、
FOCAS（微光天体分光撮像装置）、MOIRCS（多天体近赤外撮像分光装置）、CIAO（コロナグラフ撮像装置）の４つの装置を交換して使っている。 観測装置の交換は注意を必要とする作業で、空気の薄いマウナケア山頂では特に困難になる。すばる望遠鏡では素早く、安全、正確に装置を交換するため、カセグレ
ン焦点観測装置自動交換システム CIAX（著者の写真参照）や、トップユニット交換装置

一度に一天体しか分光できないのが普通だった。最近はマルチスリットによる多天体分光
MOS （Multi Object Spectroscopy: モスとよぶ）が主流となった。可視光線での多天体分光装置は、すばる望遠鏡でも FOCAS がファーストライト当時（1999 年 ~ 2000 年）
から稼働しているが、赤外線での観測は装置を冷却しなければいけないため、困難であった。8 ~ 10m の大型望遠鏡の中で、冷却マル
チスリットによる近赤外線での多天体分光を実現させたのは、すばる望遠鏡 ＋ MOIRCS
が世界で初めて。同時に 50 天体以上を分光できる。

TUE（副鏡、主焦点カメラの交換装置）など、計算しよう！赤外線での分光観測はなぜ重自動交換装置を多く取り入れて作業の効率化

要？

をはかっている。
ここでユニークなカセグレン装置を２つ紹

MOIRCS も FMOS も、近赤外線での多天体分光装置。 可視光線ではなく、何故近赤外線の介する。

装置なのだろう？
4.2.1

大学院生の熱い思いが実を結んだら遠ざかっている。（ここでは宇宙膨張、ハッMOIRCS（モアックス）
多 天 体 近 赤 外 撮 像 分 光 装 置 MOIRCS(Multi-Object

Infrared

遠い天体（銀河）ほど速く私たちのところか

CameraandSpectrograph) は 2004 年 に フ ァ ー ス ト ラ
イトを迎えた、新しい観測装置。東北大学と国立天文台が共同で開発した。東北大学・博士課程の学生数名はハワイ（ヒロ市）に住み、

ブルの法則の話は省略する。）遠ざかる天体からの光は、ドップラー効果により長波長側（赤い側）にシフトする。これを赤方偏移という。
遠ざかる速度が速い天体ほど、つまり遠い天体
ほど、赤方偏移の値が大きくなる。赤方偏移をz、静止波長をλ 0 、観測波長を

λ obs とすると、現地で MOIRCS の開発に尽力した。既に４
天文教育 2008 年 5 月号

―10―

■

現在の大型望遠鏡

z = (λ obs － λ 0) /λ 0 =λobs /λ 0 － 1という関係で表される。つまり、赤方偏移 z の天体で観測される波長λobs は、
λ obs =λ 0 (z + 1)■

頃から、野辺山宇宙電波観測所 [6] の NMA(Nobeyama Millimeter Array) のような電波干渉計で、円盤の質量分布やガスの運動が調べられてきたが、最近では赤外線でも観測されるようになった。
電波ならともかく、近赤外線で観測しようとなり、z = 0（近傍）では観測波長は静止波とすると、中心星からの光が明るすぎて円盤長と同じ、z = 1 では観測波長が２倍、z = 2 でがよく見えない。昼間、太陽が明るすぎて他は３倍・・・になることが上式からわかる。

の星々が見えないのと同じだ。それでも昼間

赤方偏移の測定には、水素原子輝線/吸収線の星々が見える時がある。そう、日食の時だ。

Hα （エッチ・アルファ、 λ 0 = 656.28 nm）

すばる望遠鏡のコロナグラフ撮像装置 CIAO

や、Lyα（ライマン・アルファ、λ 0 = 121.56 nm）(Coronagraphic Imager with Adaptiveがよく使われる。

Optics) は中心星からの光が届く部分にマスすばるが 2006 年 9 月「最も遠い銀河の世界記

クをして光を遮ることにより、人工的な「星録を更新」で発表した銀河は z = 7.0 なので、食」を作りだして恒星のまわりの暗い天体を

Lyα の観測波長は８倍に伸びて 972.48 nm (=撮像する装置である。
（人工的に「食」作るコ

0.97 ミクロン)と近赤外線になる。ということ

ロナグラフはもともと太陽のコロナを見るたで、赤外線での観測が必要不可欠になる。

めに、太陽の光球からの光を抑えるように作とまあ、こんな単純なかけ算をして波長を認識するだけでも、電磁波のよい演習になる。 高
校生向けにいかがでしょう ？

られた装置だった。）
CIAO で 若 い 恒 星 の まわ り の 原 始 惑 星 系
円盤を撮像すると、これまでに見たこともない構造が見えてきた。

4.2.2 惑 星 の う ま れ る 現 場 を 探 れ ！ CIAO（チャオ）と HiCIAO（ハイ・チャオ）
惑星はどのようにできるのだろうか？どのくらいの質量の惑星が、中心星（恒星）からどのくらいの距離にできるのだろうか？惑星系
形成は、（主焦点カメラのところで触れた）遠図 8方銀河の探査・宇宙論と並んで、大型光学赤始惑星系円盤。おうし座 GG 星（ドーナツ型）、

外線望遠鏡で探る、二大「旬のテーマ」と言ぎょしゃ座 AB 星（渦巻き型）、HD 142527（バってもいいだろう。

ナナスプリット：２本のバナナが向き合った

恒星は宇宙の（厳密には分子雲内の）ガス
とちり（固体の微粒子）が自己重力で収縮しすばる望遠鏡 + CIAO で撮像された原形状）と、様々なパターンが見えてきた。
（Credit: 国立天文台）てうまれる。恒星がうまれた後も、残りのガ
スとちりがまわりをまわり、円盤をつくっている。これを原始惑星系円盤という。惑星はそこから形成されると考えられているので、原始惑星系円盤の観測は重要だ。1980 年代
Vol.20 No.3

コロナグラフ撮像装置の次の目標は、太陽系外惑星（系外惑星）の直接撮像だ。ご存知の通り、系外惑星（太陽ではなく、別の恒星のまわりをまわる惑星）は既に 200 個以上

■

連載

望遠鏡 400 年【3】

■

―11―

発見されているが、全てドップラー遷移法やることができる。CIAO よりもっと暗い天体

トランジット法を使った間接的な観測による（中心星とのコントラストがもっと大きい）もので、直接「撮影」された前例はない。が、天体を捕らえようと Hi-CIAO が開発され、すばる望遠鏡や南米チリにあるヨーロッパの2007 年 12 月にファーストライトを迎えた。

望遠鏡 VLT (Very Large Telescope) [8] は

Hi-CIAO では、中心星より５桁（10 万倍）

その一歩手前まで来ているようだ。VLT とは、 かそれ以上暗い天体を観測することができる。
南米チリにあるヨーロッパ南天天文台 ESO

地球型惑 星を撮 像す るには 10 桁のコントの 8m 鏡で、４台ある。

ラストが必要で、HiCIAO を使っても難しい

すばる望遠鏡 + CIAO で、おうし座 DHが、木星型惑星の検出が十分可能だと期待さ星の「伴星」の 撮像に成功 し ている（2005れている。さらに、HiCIAO を用いて系外惑

年 2 月リリース）。
「伴星」の質量は木星の約星の直 接撮 像を 目指す “SEEDS” プロジェ

40 倍あり、惑星と呼ぶには質量が大きすぎ

クトが、2008 年 3 月に「すばる望遠鏡第一る、褐色矮星だった。また、VLT＋コロナグ

回戦略枞」として採択された。すばる望遠鏡

ラフ (NACO: NAOS-CONICA) では、褐色＋ HiCIAO が系外惑星の直接撮像に成功す

矮星 2M1207 の惑星（13 ~ 14 木星質量）をる日を楽しみにしている。地上の大口径望遠

撮像 している [9] 。恒星＋褐色矮星、褐色鏡で現在コロナグラフを持っているのは、す矮星＋惑星の撮像例はあるが、最初に恒星＋ばる (CIAO) と VLT (NACO)。そこに新し惑星の撮像に成功するのはどの望遠鏡だろう

く仲間入りしたのがジェミニ南の NICI とか？

すばるの HiCIAO。NICI は HiCIAO の良きライバルとなるだろう。
4.3

ナスミス焦点

主焦点、カセグレン焦点は望遠鏡の仰角方
向（上下方向）とともに動くため、大きく重い装置を搭載することができない。
（ カセグレン焦点の装置はみな 2m 立方、重さ 2 トン程
度）それに対し、装置の姿勢変化を伴わない
ナスミス焦点には、精密で重量の大きな装置を設置することが可能だ。すばる望遠鏡では、
ナスミス焦点の一方に IRCS（近赤外線分光
撮像装置）と新補償光学装置（AO188、第 5
節参照）が、もう一方に HDS（高分散分光器（可視光））が設置されている。
図 9

おうし座 DH 星と伴星（褐色矮星）。

２つの分解能：空間分解能と波長分解能

中心星はコロナグラフで隠されているため、暗くなっている。（Credit: 国立天文台）

この節をお読みになってお気づきになっただ
ろうが、 観測には撮像と分光、２つのモード

すばる望遠鏡で現在稼働中の CIAO は中がある。 撮像は、市販のデジカメで写真を撮

心星より 1 万倍かそれ以上暗い天体をとらえるのと同様、ある空の領域の２次元写真をとる
天文教育 2008 年 5 月号

―12―

■

現在の大型望遠鏡■

手法。分光は、天体からの光を（回折格子など

あるか２枚あるかが見分けられるくらいの視の）分光器で分光し、得られたスペクトルをデ力である（視力 100）。しかしこの視力、8.2m

ジカメで撮る手法。現在では、CCD を使ってデ鏡の能力を最大限に活かした値ではない。マジタルデータを得る望遠鏡がほとんどなので、

ウナケア山頂は空気が薄くて安定していると「デジカメ」という表現を使った。

そし

はいえ、影響が全くないわけではないからでて「分解能」にも、空間分解能と波長分解能のある。どんなに空の条件の良いサイトを選ん

２種類がある。空間分解能は、前述の通りどのでも、地上望遠鏡は宇宙望遠鏡に匹敵する空くらい小さいものが見分けられるか（＝視力）間分解能を達成できないのだろうか？

で、望遠鏡の口径で決まる。波長分解能は、分

心配ご無用。リアルタイムで大気揺らぎを光した時、どのくらい細かい波長に分解できる補正する装置、補償光学（Adaptive Optics:

かで、個々の分光装置によるもので、望遠鏡本

以下 AO とよぶ）を使うことで大気の影響を体の性能とは独立に決まる。分光装置の中にキャンセルすることができる。観測天体の近は、観測目的により波長分解能を変えられるもくにある明るい星（参照星）からの光を観測のも多い。

し、波面の曲率を「波面センサー」を使って測定する。
（参照星の星像がどのくらい●（まる）からずれているかを測る。）制御システムを通して可変鏡に補正をかける。36 分割された可変鏡のガラス１つ１つについたピエゾ
素子に電圧がかけられ、その形を変える。この、可変鏡で乱れた波面を補正する制御ルー
プを 1,000 Hz（１秒間に 1,000 回）で動かす。AO の原理については、ジェミニ天文台が面白いアニメーションを作成したので[10]、是非ご覧になっていただきたい。

すばる望遠鏡の各観測装置でカバーで

現在すばる望遠鏡（や他の大口径望遠鏡）

きる波長域（横軸）と波長分解能（縦軸）の関

では、近赤外線波長域にて AO が稼働してい係。（Credit: 国立天文台）

る。AO を使うと、空間分解能が 10 倍良く

図 10なり、0.06 秒角を達成できる（視力 1000）。
この視力だと、東京から富士山頂のピンポン
5. きらきら光るお空の星よ、 どうすれば大玉が見分けられる（ラージ・ピザ上のサラミ型 地 上 望遠 鏡の 視 力が 良 くな るの ？

が何枚あるか見分けられる）。2006 年 10 月、〜補

償光学 (AO)〜

すばる望遠鏡で新しいAO シ ス テ ム

数々の発見を生みだしている、すばる望遠(AO188) がファーストライトを迎えた。可変鏡。8.2m の巨大な「目」で一体どのくらい鏡が 36 素子から 188 素子になり、短波長

細かいものが見えているのだろう。マウナケ

で特に大気補正精度が高まった（第 4 節で紹ア山頂の典型的なシーイングが 0.6 秒角（1介 し た CIAO と Hi-CIAO も AO と 組 み

秒角 = 1/60 分角 = 1/3600°）だが、この空合わせて使われる。Hi-CIAO は AO188 と間分解能だと、東京から富士山頂（約 100km

組み合わされる）。

先）にある直径 30cm のラージ・ピザが１枚
Vol.20 No.3

■

連載

望遠鏡 400 年【3】

■

―13―

可変鏡と、制御ループでのより速い計算処理能力が必要とされる。もしも可視 AO が稼働
す る と 、 す ば る 望 遠 鏡 で 0.02 秒 角 （視 力
3000）の空間分解能が達成できる。その場合、東京から富士山頂のパチンコ玉が見分けられる程度の視力となる。
AO システムにも弱点がある。観測天体の近くに明るい参照星がないと、AO が働かな
すばる望遠鏡を用いて K バンド

い。ケック、ジェミニ、すばる望遠鏡ではレ（2.15 ミクロン： 近赤外線）で撮像した連ーザーガイド星・生成システムを搭載するこ星 HR 1852 (Takami et al. 2004 [11])。36 素とで、この弱点を克服した。
（すばる望遠鏡の子の AO システムなし（左）では何個星があレーザーガイド星システムは、国立天文台とるのか見分けられないが、AO システムを働か理化学研究所の共同で開発された。）黄色いナ

せると（右）0.36 秒角間隔の２個の星が分解トリウム D2 線（波長 589 nm）にチューニされて見える。星の形もまるく、回折リング

ングしたレーザーを照射すると、上空 90kmも見えている。

のナトリウム層にあるナトリウム原子が発光

図 11

し、人工星を作る。

図 12

補償光学系とレーザーガイド星・生成システムの原理（Credit: 国立天文台）
赤外線だけでなく、可視光線でも AO を稼働させたいという将来計画がある。可視光線

図 13

すばる望遠鏡から、レーザーガイド

星・生成用レーザービームを初照射（2006 年
10 月）。（Credit: 国立天文台）

で AO を効かせるには、さらに素子数の多い
天文教育 2008 年 5 月号

―14―
5.1

■

現在の大型望遠鏡■

大口径望遠鏡 + AO 見えてきたもの

5.1.1

木星の環（すばる望遠鏡）

木星の環は暗いため、地球から観測することができず、ボイジャー探査機が木星に近づいた時に発見された。すばる望遠鏡 + AO で撮像したこの赤外線画像は、木星の環をくっきりととらえている。

図 15

ケック望遠鏡 + AO で撮像した天王星[13]。AO なし（左）と AO あり（右）の画像を比較している。AO が働くと、天王星の環が何層にも分解されて見える。（ Credit: W.M.
Keck Observatory）
5.1.4
図 14

木星と衛星アマルテア（Credit: 国

立天文台）
5.1.2

木星の衛星・イオの火山マップ（ケック望遠鏡）
イオは木星から近いため、潮汐力を強く受けた活発な衛星である。ケック望遠鏡＋ AO
でイオの火山分布をマッピングしたアニメー
ション [12] は必見。

銀河中心のブラックホール（VLT）

私たちの住む天の川銀河（銀河系）にはブ
ラックホールがあると考えられていたが、その証拠となる観測データを得たのが VLT +AO [14]。彼ら (Genzel et al.) は 1992 年から 2006 年まで 14 年間かけて、天の川銀河の中心（いて座 A*）付近、数 10 光日（1 光
日 = 光が 1 日かけてすすむ距離）にある星の固有運動を調べ、その運動から中心の質量は太陽の 300 万倍と求めた。電波・X 線の天王星の台風（ケック望遠鏡）

観測からいて座 A* の大きさを 10 光日以

天王星本体に散らばる「白い」点々。これ下と見積もって密度を求め、ブラックホール

は天王星の台風・嵐だ。マウナケアから、大が存在する間接的証拠をつかんだ。ヨーロッ口径望遠鏡 + AO を使って天王星の天気予

パ南天天文台 (ESO) のホームページにいく報ができる時代となった。

と、星の固有運動のムービー [15] が見られ

5.1.3

る。必見！である。
（年期のはいった、あまりにもすごいデータなので、初めてムービーを見た時は「すげーすげーすげー」と絶叫してしまった（笑）。さすが、 Genzel 大先生。）

Vol.20 No.3

■

連載

望遠鏡 400 年【3】6. すばるの次は？ 30m 鏡計画

■

―15―

住み、そこでの文化を尊重し、人々と交流を現在、日本、アメリカ、ヨーロッパ等で、深めながらコミュニティにとけ込むことが、

8 ~ 10m 鏡よりさらに大きい、口径数十メー

望遠鏡プロジェクトの成功につながる。マウトルの次世代望遠鏡を計画中だ。ここまで大ナケア天文台群普及委員会(MKOOC:きなプロジェクトになると、 単独の機関また

Mauna

Outreach

Kea

Observatories

は国で全ての予算をまかなえるところはない。 Committee) のメンバーで、各観測所で普及計画の中で日本と密接な関係がある TMT活動に携わる私たちは、真剣に地域貢献を考(Thirty Meter Telescope) [16] について少し

え、天文台と地域社会のかけ橋となるべく、紹介する。TMT はアメリカ・カリフォルニ

日々努力を続けている。この手の仕事は成果

ア工科大学（通称カルテク）、同カリフォルニが見えるようになるまでに長い時間を要する

ア大学、カナダ三者のプロジェクトで、名前が、少しずつでもハワイの人々が天文学を好の通り口径 30m の望遠鏡だ。この口径です

きになり、観測所にポジティブな気持ちを持

ばる望遠鏡のような単一鏡を作るのは難しい。 ってくれるようになればいいなあと思ってい主鏡がケック望遠鏡のような複合鏡になるが、 る。
現在のスペックでは 492 枚のセグメントを

参考文献

組み合わせるにことなっている。ドームの直径は 61.8m、ジェット機がまるごと収まる大すばる望遠鏡ホームページ

きさになる。

http://SubaruTelescope.org/j_index.html

現在、日本も参加の方向に向けて検討中だ。
国 立 天 文 台

ELT(Extremely

Large

すばる望遠鏡パンフレット（日本語版）
国立天文台発行（2007 年）

Telescope) 室のメンバー（実はメンバーのほ[1] スーパーカミオカンデ

とんどがハワイ観測所と併任）や大学の光赤

http://www-sk.icrr.u-tokyo.ac.jp/sk

外スタッフが TMT の会議に参加して、日本[2] 理科年表・平成 20 年(2008 年)版

は主鏡、装置、人材等でどのような形の関与

国立天文台編が可能かを考えている。

[3] ケック天文台 W.M. Keck Observatory

さて、この TMT、どこに建設されるのだ

丸善株式会社

http://www.keckobservatory.org

ろうか。ハワイ、メキシコ、チリの合計５箇[4] ジェミニ天文台 Gemini Observatory

所がサイト候補に挙げられ、各候補地でシー

http://www.gemini.edu

イングの測定が行われている。ハワイのマウ[5]

ナケアと チリのア ルマソ ネス (Armazones)

Institute for Astronomy, University ofの２箇所が、最有力候補だと言われているが、Hawaii

たとえマウナケアが建設サイトとして選ばれhttp://www.ifa.hawaii.edu

たとしても、正念場はその後からだ。ハワイ[6] 国立天文台・野辺山宇宙電波観測所に住む人々が TMT 計画を理解し歓迎して

http://www.nro.nao.ac.jp

くれるように働きかける努力を惜しんではな[7] Large Binocular Telescope Observatory

らない。現存のすばる望遠鏡や他の外国の望

http://medusa.as.arizona.edu/lbto/

遠鏡もそうだが、良い望遠鏡を作って良い科[8]

学的成果をあげればそれでいいというものでObservatoryはない。望遠鏡の建設や運用を通じて現地にhttp://www.eso.org/paranal

ハワイ大学

Very

天文学科

Large

Telescope/

Paranal

天文教育 2008 年 5 月号

―16―

■

現在の大型望遠鏡[9] VLT +NACO で と ら え た 、 褐 色 矮 星
2M1207 と惑星
http://www.eso.org/public/outreach/press-r
el/pr-2005/pr-12-05.html[10] ジェミニ天文台の AO ムービーhttp://www.gemini.edu/files/docman/press_
releases/pr2003-2/aoanim.mov[11] すばる望遠鏡 36 素子 AO システム
Takami et al. PASJ, 56, 225 (2004)[12] ケック望遠鏡 + AO で描いたイオの火山マップのムービーhttp://alamoana.keck.hawaii.edu/news/arc
hive/io/index.html[13] ケック望遠鏡 + AO で撮像した天王星
http://www.keckobservatory.org/article.php?id=3[14] VLT +NACO でとらえた、銀河系中心付
近の星々の固有運動
http://www.eso.org/public/outreach/press-r
el/pr-2002/pr-17-02.html[15] 文献[14] のムービー
http://www.eso.org/public/outreach/press-r
el/pr-2002/video/vid-02-02.mpg[16] TMT (Thirty Meter Telescope)
http://www.tmt.org/

臼田-佐藤 功美子

Vol.20 No.3■