TMT多天体補償光学系
多 体補償光学系
実現 向実現に向けた要素開発
要素開発

秋山 正幸
（東 大学 学 究科
（東北大学理学研究科・天文学専攻）
文学専攻）

2012/12/17
第二回可視赤外線観測装置技術ワ クショップ
第二回可視赤外線観測装置技術ワークショップ

すばる 8.2m 望遠鏡から
2020 年代は次世代 30m 地上超大型望遠鏡へ
16 倍の集光力、倍の集光力
4 倍の空間分解能、背景光限界では 16 倍暗い点源を検出できる。

TMT 初期装置群
補償光学系
NFIRAOSと近赤外撮像面分光器
IRIS
近赤外多天体分光器
IRMS

Courtesy TMT Observatory Corporation

可視多天体分光器
WFOS

科学目標：銀河の内部構造の進化

重力レンズを用いて有効的に 100pc(20-40mas) の分解能で z=3 銀河を観測した例 (Stark et al. 2008 Nature, 455,755) 。この空間分解能を達成することで遠方の銀河が回転している様子が始めて確実に捉えられた。

Laser Guide Star
Tip-Tilt Guide Star

装置仕様概略 (TMT-IRMOS)
波長0.8-2.4um

視野5分角直径の視野

空間サンプリング0.05x0.05秒角、2.2秒角視野~2000 空間素子数

分光器の数20台の IFU

天体の密度

波長分解能1000-20000（ 度（一度に1オクターブをカバー)
ブバ感度

スカイバックグラウンド

R~20,000 程度まで

これらの値は現状での目安であり、科学目標に基づいて技術的に可能な仕様を設定することが現在の可能性検討の目的である。
設定することが現在の可能性検討の目的である

多天体補償光学系と要素技術

NFIRAOS and IRMOS•

初期補償光学系 NFIRAOS = 多層共役 AO‒ High Strehl ratio correction in 10-30” fov.
‒ IRIS : IFU spectrographth + 1717.2”x17.2”
2” 17 2” iimager‒ IRMS: NIR multi-slit spectrograph with 120”x120” fov : KeckMOSFIRE•

次期補償光学系としての提案
次期補償光学系とし提案 IRMOS = 多天体同時
多 体 時 AO
‒ Simultaneous correction optimized for each object within d=5ʼfov.
‒ IFU observation of ~20 objects simultaneously.

AO-PSF シミュレーション : 初期(多層共役)補償光学系の場合
0”60”

120”

180”

240”

300”

K バンド
H バンド
J バンド
••
•
•

NFIRAOS PSFs in 1
1”x1”
x1 scale,scale from 0”
0 to 300”
300 .
From bottom to top : J, H, K-band
PSFs are shown in log-scale (faint end enhanced)
Ensquared Energy within 0.05” ~50% up to 30”•IRIS:‒ IFU 0.004”/element 0.5”x0.5” fov ‒ 0.05”/element 2.2”x4.6” fov‒ Imager 0.004”/pixel with 17.2”x17.2” fovAO-PSF シミュレーション : 多天体補償光学系の場合
0”

60”

120”

180”

240”

300”

K バンド
H バンド
J バンド
••
•
•

TMT-MOAO6 PSFs in 1”x1” scale, from 0” to 300”.
From bottom to top : J, H, K-band
PSFs are shown in log-scale (faint end enhanced)
Ensquared Energy within 0.05” ~50% up to 150”

TMT戦略的基礎開発研究経費

可能性検討と概念設計2015年度までの要素開発でTMTへ向けた装置提案として概念設計に至ることを計画している。内容は
R&D 1
1. 地表層＋多天体補償光学系のシミュレ
地表層＋多天体補償光学系のシミュレーションに基づくシステ
ションに基づくシステ
ム検討 (大野発表を参照)
R&D 2.

大可変形鏡製作の基礎検討

R&D 3.

オープンループ補償光学系の on-sky 実証実験

R&D 4. 地表層+多天体補償光学系の実験室実証、高速なトモグラ
フィ 計算の実現
フィー計算の実現
R&D 5.

多天体補償光学系 RAVEN の on-sky 実証試験

R&D 6
6.

小型多素子大ストローク可変形鏡の開発

TMT戦略的基礎開発研究経費
戦略的基礎開発研究経費

1.

現在の体制

東北大学補償光学系グル プ
東北大学補償光学系グループ
性能シミュレーション、要素技術開発、RAVEN開発への参加
秋山正幸、大野良人 (M2)、増田貴大 (M1)

2. すばる望遠鏡補償光学系グループ
システム検討、光学系基礎設計
大屋真、早野裕、尾崎

3. 東北大学光 MEMS グループ
MEMS 可変形鏡の開発
羽根一博、呉同 (D2)

忍夫、岩田生、高見英樹

年次計画

年次計画

改良版の多天体AOシステム

RAVEN collaboration:
MOAO Science Verification on Subaru
RAVEN MOAO is a bring-in instrument to Subaru telescope led by Univesity
Victoria group (PI: Colin Bradley)
3 NGSs + 1 LGS for tomographic correction in 2 science paths.
paths
First light is planned in 2014
DMAcquisition
cameraCLWFS
To IRCS
CL-WFS

OLWFS
Sciencepickoff
OAE
OLWFS

Room forCU
OLWFS
Beamfrom thetelescopeDM

From Dave Andersen
RoomforLGS15WFSRAVEN collaboration:
MOAO Science Verification on SubaruOpen-loop wavefront sensor design

From Colin Bradley

16

RAVEN collaboration:
MOAO Science Verification on Subaru
Real open-loop wavefront sensor

From Colin Bradley17

TMT-多天体補償光学系の可変形鏡への要求仕様：概略

TMT の補償光学系に要求される基本的仕様は開口のサイズと大気揺らぎの性質から、
1.

素子数 ~ 64 x 64 素子

2.

高空間周波数のストローク = 4um

3.

低空間周波数のストローク低空間周波数のストク = 20umである。大気揺らぎは低空間周波数でより強いパワーを持つために、開口が大きくなるほど大きなストロークが要求される(ただし、カ トオカットオフ周波数はある)。
波数 あ
多天体補償光学系ではそれぞれの面分光ユニットが可変形鏡を持つ必要があり可変形鏡のサイズは 30mm 角程度が望まれる。
角程度が望まれるTMT-多天体補償光学系の可変形鏡への要求仕様：詳細
Element count1024 = 32x32(goal: 4096 = 64x64)

Pitch

300 〜 1,000 um

Aperture size

10〜 30mm

Fill factor

98%

Actuator yield> 99%

Stroke (overall)

20 um

Stroke (at highest spatial freq.)

4 um

Surface roughness (RMS)< 20nm (goal: <10nm)

Flatness (controlled; RMS)

< 20 nm

Bandwidth> 100HzFirst resonance> 1kHzHysteresys< 0.1%

Reflective surface

Gold (Silver) w/ overcoat

Uniformity of surface reflectivity±1% RMS

Stability< 4nm

Repeatability< 4nmResolution< 4nmMaximum drive voltage< 300Vp
g temperaturep
Operating-5℃ 〜 +15℃ (g(goal: -30℃ 〜 +30℃))

Relative Humidity

0 〜 90 %Altitude

0 〜 4500 m(goal: 20〜 60mm)

小型多素子可変形鏡の現状•

MEMS 技術による小型多素子可変形鏡については現状では Boston Micromachinesの独壇場であり、素子数の最大は 25mm角 4092 素子、ストローク 3.5um、ピッチ400um。高周波数のストロークは十分大きいが、低周波数のストロークは足りない。
これまでの検討ではストロークの大きいピエゾ可変形鏡を低周波数の揺らぎを補正するように併用する (Woofer-Tweeter system)ことが提案されているが、必要な光がが学系が増える問題がある。

Boston Micromachines, AO4ELT2 presen, webpage.

小型 大ストローク多素子 MEMS 可変形鏡の開発 : 光 MEMS 羽根研 : 呉 同 (D2)
We propose a new structure membrane MEMS-DM usingSi/HfO2 Bimorphp spring
p g

Original Points
1. HfO2 crystallization-induced
stress is used to introduce
large out-of-plane deflection.
2. Relatively soft spring
structure (small springconstant) instead of fixed
posts is used to increase
the stroke.
3. High optical quality mirror
surface is guaranteed by
th ttop layer
theloff SOI wafer
fand the Si-Si plasma
activation bonding.

High-stroke MEMS-DM Structure21

小型大ストローク多素子 MEMS 可変形鏡の製作プロセス(a) Actuator chip(b) Mirror chip

小型大ストローク多素子 MEMS 可変形鏡の製作プロセス(c) Bonding and release小型大ストローク多素子 MEMS 可変形鏡の小素子試作•Actuator chip と Mirror chip を Au-Si の共晶化接合で接合する。

Au/Ti bonding pad

Actuator chip

Mirror chip

小型大ストローク多素子 MEMS 可変形鏡の小素子試作•Au-SiA
Si 共晶化接合をプロセスを変えて再度挑戦しアクチュエータチップとミ共晶化接合をプロセスを変えて再度挑戦しアクチ エ タチップとミラーチップの接合、ミラーチップのリリースに成功し、可変形鏡としての性能評価を⾏っている。

mirror with 2×2 electrode arrayy

小型大ストローク多素子 MEMS 可変形鏡の小素子試作
表面形状

Peak-valley value: ~2μm
Electrode gap: 20μm

26

小型大ストローク多素子 MEMS 可変形鏡の小素子試作

Mirror with suspension27

開ループ補償光学系の試験•BS-plate
可変形鏡の閉ループ制御と開ループ制御のパスを設ける。

開ループ制御の波面測定

DM形状のモニタ、補正の確認
閉ループ制御の波面測定

ADAPTICA
M bMembrane
DM 32ch32 h
開ループ制御WFS
2WFS
1BSplate

BSBSplate
BScubeReference
LightDM+TTstage

開ループ補償光学系の試験•

BS-plate

マイクロレンズアレイ

WFS2
WFS1
メンブレン可変形鏡と Tip-Tilt ステージ

全体の光学系

開ループ補償光学系の試験•

BS-plate開ループ補償光学系の試験•

BS-plate

電子増幅型CCDを用いた波面センサーの開発
天文補償光学系においてはターゲットが暗いので波面センサーに用いられる検出器は出来るだけ感度が高く、出来るだけノイズが低いことが求められる。
CCD では ~100%100% の感度が達成されている。>100の感度が達成されている
100 フレーム毎秒の短い読み出し時間では
フレ ム毎秒の短い読み出し時間では冷却していれば暗電流は無視できる。読み出しに伴うノイズが低いことが重要になる。
電子増幅型CCDでは各ピクセルにたまった電荷を読みだす際に増倍して読みだすことで実効的な読み出しノイズを抑えることが可能である。
効的な読み出しノイズを抑えることが可能である

Robbins et al. 2003

電子増幅型CCDを用いた波面センサーの開発
電子増幅をおこなうことで、1-100 photons 程度の低照度においてもショットノイズの70% 程度のノイズレベルを達成することができる。
g が問題である。
電子増幅のランダムさと早い読み出しに伴う Clock Induced Charge

通常の CCD

EMCCD

Daigle et al. 2009

多天体面分光器部の想定：8m VLT/KMOS の例を元に1.0-2.5um IFU で 7.2ʼ 直径の 24 天体を面分光観測する。それぞれの IFUは 2.8” x 2.8” の視野を 0.2” サンプリングでカバーする。光学系はpick-off 部分 24 台、 IFU 部分 24 台、スリット分光器部分 3 台、で構成される。Pick-off 部分以降は光学ベンチに固定されている。

多天体面分光器部の想定：8m VLT/KMOS の例を元に天体の pick-off 部分は 2 軸の回転機構で光学的には再結像系で coldstop を持つ。

多天体面分光器部の想定：8m VLT/KMOS の例を元に反射系のグレーティング分光器が 3 台で構成される。どちらの図も下面がスリット側。15面の反射+１枚レンズ+グレーティング+カメラ光学系。

まとめ

R&D 1. 地表層＋多天体補償光学系のシミュレーションに基づくシステ
ム検討 (大野発表を参照)
R&D 2.

大可変形鏡製作の基礎検討

R&D 3.

オープンループ補償光学系の on-sky 実証実験

R&D 4. 地表層+多天体補償光学系の実験室実証、高速なトモグラフィー計算の実現
R&D 5
5.

多天体補償光学系 RAVEN の on-sky
k 実証試験

R&D 6.

小型多素子大ストローク可変形鏡の開発