題名

宇宙とそこに在るもの—広域観測を通して理解する

Title

Understanding the Universe and the Things That Live in It
Through Astronomical Surveys

著者名ジェームズ・ガン

Author(s)James Gunn

言語 Language

日本語・英語 Japanese, English

書名

稲盛財団 : 京都賞と助成金Book title

The Inamori Foundation : Kyoto Prizes & Inamori Grants

受賞回

35

受賞年度

2019

出版者

公益財団法人 稲盛財団

Publisher

The Inamori foundation

発行日 Issue Date

10/31/2019

開始ページ Start page140

終了ページ End page

179

ISBN

978-4-900663-35-0

●記念講演会

Commemorative Lectures

宇宙とそこに在るもの―広域観測を通して理解する

Understanding the Universe and the Things
That Live in It Through Astronomical Surveys

ジェームズ・ガンJames Gunn

多くの子供たちがそうであるように、私は初めて見た時から夜空に魅了されましLike many children, I was fascinated by the night sky from the beginning. I wasた。父は地球物理学者で、幸運なことに天文学にも強い関心を持っていました。私はlucky enough to have a father who was a geophysicist who also had great interest in

かなり幼い頃から文字を読むことを覚え、天文学の本を読み、父と一緒に望遠鏡を作って使うようになりました。そして、その道を進んで天文学者を職業とし、60年近くに及ぶキャリアを積んできました。
私の幼少時代と、どのように育ち、どのような教育を受けたのか、そしてこの発表

astronomy, and since I learned to read at a very early age, I began reading books about
the subject, and, with my father, began building and using telescopes. I followed thatpath to become a professional astronomer, and have stayed on it for a career whichspans nearly six decades.
I will tell you a bit about my childhood and growing up and education, and aboutのタイトルが示す主題について少しお話しします。天文学者が天体を研究すること

the subject of the title of this presentation. You will see that all astronomers study

は皆様もご存知のとおりですが、その研究の着眼点と方向性は、1 つまたは少数の天objects in the heavens, but the emphasis and direction of that study can either be the体について詳細に研究するか（多くの場合、天文学者は単一の天体または少数の天体

detailed study of one or a few objects (in many cases astronomers spend their wholeの集合の研究に一生を費やします）、あるいは包括的な視点で天体全体の研究をする

careers studying a single object or a small class of objects) or, for the generalists,（サーベイ）
かのいずれかに分かれます……と言っても、その違いは、人文科学における伝記文学と社会学の違いくらい僅かなものです。私が常にいちばん興味を持っていたのはサーベイだったので、それを行うための特殊な機器を設計し、得られる情報量が最大になるように工夫し、生成された膨大な量のデータの処理と保存に取り組んできました。スローン・デジタル・スカイ・サーベイ（SDSS）
は、十分に較正されたデ

surveys which deal whole populations...the distinction is a bit, in human studies, like thedifference between biography and sociology. I have always been most interested insurveys, designing specialized instruments to perform them, designing them in ways
which maximize their information return, and dealing with the processing and storageof the vast amounts of data which they can produce. The first very large optical sky
survey producing well-calibrated digital data was the Sloan Digital Sky Survey (SDSS),

ジタルデータを生成するための、光学望遠鏡によるこれまでになく大規模なサーベイ

which I designed and originated, and served as Project Scientist for many years. It was

であり、私が考案して組織し、長年プロジェクト研究員を務めた事業です。この研究

primarily for this work that the Inamori Foundation graciously awarded me this prize,

こそが、有り難いことに稲盛財団が京都賞を授与してくださった第一の理由であり、
本日私が皆様の前に立っている理由でもあります。
1 . 生い立ちand so was the primary reason I stand before you today.
1. Growing up
I was born in 1938, which was a very long time ago, to a mother who was a very
talented artist but who gave up art as soon as she married, and a father who was a

私は1938年に生まれました。ずいぶん昔のことです。母はとても才能のある芸術

geophysicist who worked for an oil company prospecting for new oil and gas deposits.

家でしたが、結婚後は芸術の道を断念しました。父は地球物理学の専門家で、石油会

His work carried him all over the southern United States, and my mother and I traveled

社で油脈やガス鉱床の探査に従事していました。その仕事のため、父は米国南部をあwith him, staying typically in one place for a few months to a year. It was a rather strange

ちこち回り、母と私も父と共に一カ所に数カ月から一年ほど住んでは別の場所へと転々としました。かなり変わった幼少時代でした。私は一人っ子でしたし、親しい友人を作れるほど長く一カ所で暮らすこともありませんでした。父は少人数の探査チームのリーダーで、チームのメンバーの家族には私と年齢が近い子供も何人かいました。しかし、メンバーは頻繁に入れ替わりました。父の仕事は第二次世界大戦の遂行に不可欠とみなされたため、父は戦時中も兵役には就きませんでした。ちょうど、私
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childhood; I was an only child, and we did not stay in a place long enough for me tomake close friends. My father led a small prospecting group, and there were a few otherchildren close to my age in the group. But we never overlapped very long. My father’s
work was considered essential to the war effort during World War II, so he did not servein the military during the war, which was during my early childhood, he was responsible
for maintaining the vehicles and instruments necessary for his work, and parts werevery difficult to find during and in the few years after the war, so he became an expert

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●記念講演会

Commemorative Lectures

がまだ幼かったころの話です。父は、仕事に必要な車両や機器のメンテナンスを任さ

machinist and we carried with us as we moved about a small machine shop built into a

れていましたが、戦争中と戦後数年間は部品を手に入れるのが非常に困難でしたの

trailer. This shop was very much part of my childhood, and I learned to use the tools—

で、機械工としての腕も上がり、私たちはトレーラーに工作室を備え付けて転々と移動しました。この工作室は、私の幼少期において極めて重要な役割を果たしました。
私は幼いうちに旋盤、研磨機、ボール盤、溶接機などの工作機械の使い方を習得し、光学や望遠鏡の作り方についても少し学びました。私が最初に読んだ天文学の本は、
子供向けの自然シリーズの一冊として書かれた『The Stars for Sam』という美しlathe, grinder, drill press, welders—when I was quite young, and learned a bit about
optics and building telescopes. My first astronomy book was a beautiful little bookcalled “The Stars for Sam” written as part of a nature series for children. My second was
my father’s undergraduate textbook, and I learned for the first time a little bit about
what astronomers actually do, though I did not really understand that for many years.
In 1950, when I was twelve years old, my father, at age 43, died of a massive heart

い小さな本でした。2 冊目は父の大学の教科書で、天文学者が実際に何をしているのattack. He was my mentor, guide, best and only good friend, and I was completely

か初めてほんの少し知りましたが、本当に理解したのはその後何年も経ってからでしdevastated. We were in a small town in Arkansas, Camden, and did not know others

た。

very well, but I still remember how wonderfully the people around us to support us in

1950年、私が12歳のとき、父は重い心臓発作によって43歳で亡くなりました。父は私の師であり、案内役であり、また最高かつ無二の親友でしたので、私はすっかり打ちひしがれてしまいました。住んでいたのはアーカンソー州のカムデンという小さな町で、あまり親しい人は居ませんでしたが、大変な状況の私たちに、周囲の人々がthis trouble. My mother and I moved to a little town in south Texas, Beeville, where she
had a sister. I finally settled down and began to be a somewhat more normal child, withfriends and sports (tennis), and interested some close friends in astronomy and rockets
and model airplanes, in all of which I was very active.
My mother married again after about four years to a very wonderful man who was

とても力になってくれたのを今でも覚えています。母と私は、母の姉妹がいるテキサ

a career soldier, but not a fighting soldier; Bill was in military education, attempting to

ス州南部のビービルという小さな町に引っ越しました。私はついに定住し、それまでcomplete the education of many young men who joined the military before finishing

よりもいくらか普通の子供らしくなっていきました。友人を作り、スポーツ（テニス）

high school. But Army meant moving again, and we moved to a town called New

を楽しみました。私の影響で、私が夢中だった天文学やロケットや模型飛行機に、何人かの親友が興味を持つようになりました。
母は約 4 年後にとてもすばらしい男性と再婚しました。Billという名で、職業軍人でしたが、戦闘兵ではありませんでした。軍隊で教育に携わり、高校卒業前に軍に入隊した多くの若者の教育を修了させようと尽力していました。しかし、軍人が父親にBoston. The base where my stepfather was stationed had a large shop which thesoldiers and their families could use, and I began again in earnest building telescopes.
Then my stepfather was sent to a base in Japan, and my mother and I returned to
Beeville. I soon started my most ambitious amateur telescope project, an eight-inch f/ 5
reflector, for which I ground and polished the mirror, built all of the mount, a camera,
and later built a solid state oscillator and drive for the motor so that the telescope could

なったことで、再び引っ越し生活が始まり、私たちはニューボストンという町へ引っ

be run from a car batter y far from sources of electricity (Fig. 1). I was able to get

越しました。継父が駐留していた基地には軍人とその家族が利用できる大型店舗があphotographs with this instrument of galaxies and nebulae, and this resulted in my first

り、私は再び本格的に望遠鏡作りを始めました。その後、継父は日本の基地に派遣さastronomical publication, in 1965 (Fig. 1). During my high school years I encountered

れ、母と私はビービルに戻りました。程なく私は、最も野心的なアマチュア望遠鏡計
画として口径200mmのf/ 5 反射望遠鏡の製作に着手しました（Fig. 1 ）。この計画では、反射鏡を削って磨き、あらゆるマウントやカメラを作製した後、電源から離れていても車のバッテリーで望遠鏡を作動させられるように、固体発振器とモーターの駆動装置を組み込みました。この機器で銀河や星雲の写真の撮影に成功し、1965年には

my third important astronomy book, Fred Hoyle’s “Frontiers of Astronomy”, which
finally tied my interests in mathematics, physics, and astronomy together and told me alittle about what being a professional astronomer was like. It was clear at this point what
I would try to do with my life, and I wanted to do all of the three things I knew: theory,
observation, and instrument making.

初めて天文学関連の出版物を発表しました（Fig. 1 ）。高校時代に私にとって重要な
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3 冊目の天文学の本、Fred Hoyleの『天文学の最前線（Frontiers of Astronomy）』に出会い、ついに私の数学・物理学・天文学への興味が 1 つに結びつきました。この本を読んで、私は職業としての天文学者とはどういうものなのかを少し理解し、人生で挑戦したいことがこの時はっきりしました。理論・観測・機器製作の 3 つをすべてやりたいと思ったのです。
2 . 教育Commemorative Lectures

2. My Education
I went to undergraduate school at Rice Institute in 1961, took a degree inmathematics and physics, and was introduced in those ver y early days of scientificcomputing to computational mathematics.
Then, in the fall of 1965, to Caltech to graduate school in astrophysics. My first“professional” instr ument came in my first year. Since I knew about solid-stateelectronics from my telescope project, I could use that knowledge to design and build amachine which could calibrate the scans of photographic plates to the intensity of light

私は1961年にライス大学で数学と物理学の学位を取得し、科学計算のごく初期に計算数学に出会いました。
その後、1965年の秋にカルフォルニア工科大学（カルテック）の天体物理学の大学院へ進み、最初の年に「職業として」初めての機器を作りました。自分の望遠鏡計画で固体電子装置について知識がありましたので、その知識を使って、露光させる光の強さに合わせて写真乾板の走査を較正するよう機械を設計して製作することができました。その結果、写真画像とスペクトルの定量的な解釈が可能になりました。写真は当時の天文学者が画像を記録する唯一の方法でしたが、写真媒体は較正が難しく、非線形かつ不均一で、とても非効率的でした。写真をできるだけ上手に使いこなし、その後は写真でできる以上の実績をあげることが、私の研究生活におけるごく初期から、重要なテーマになっていました。
学位論文は宇宙における銀河の統計に関するもので、銀河がどのように分散し集合しているかを研究しました。これが私の初めての観測研究で、パロマー天文台の1. 2mシュミット望遠鏡のガラス製特大乾板に効率の良い新たな写真乳剤を使用しました。

which exposed the plate, and thus allow quantitative interpretation of photographic
images and spectra. Photography was the only way astronomers could record images at
the time, and the photographic medium was difficult to calibrate, nonlinear, nonuniform,
and very inefficient. Using photography as well as possible, and later, doing better thanphotography could do has been a major theme of my career since the very beginning.
My dissertation was on the statistics of galaxies in space, how they are distributedand clustered, and was the first sur vey work I did, using new, more ef ficientphotographic emulsions on very large glass plates for the 1. 2-meter Schmidt camera at
Palomar.
After obtaining my Ph.D., I had a military obligation, which I was able to serve as
a liaison to NASA at the Jet Propulsion Laboratory instead of going to Vietnam, thanks
to Jesse Greenstein, chairman of the department at Caltech. During my time at JPL, I
developed the optical design code which was to be used for instruments from then on,
and designed and built several instruments for their ver y nice 0.6-meter planetar ytelescope.
3. Early Career: Princeton and Caltech

博士号を取得した後は兵役に就きましたが、カルテックの学部長であったJesse
Greensteinのおかげで、ベトナムには行かずジェット推進研究所（JPL）
でNASAとの連絡役を務めることができました。JPL時代には、それ以降の機器に使用することになる光学設計のコードを開発し、非常に優れた0. 6m惑星望遠鏡用の機器をいくつか設計・製作しました。

Then to Princeton as a junior faculty member, and worked with Jerry Ostriker on
the theory of pulsars and Richard Gott on spherical but fully nonlinear perturbations incosmology, which allowed a number of insights into the just-developing field of theformation of galaxies and giant clusters of galaxies.
In 1970, I returned to Caltech as faculty, and began work with Bev Oke on a
photographic survey of distant clusters of galaxies, again with the new photographic
emulsions. Bev had developed a 32-channel spectrometer for the 200-inch telescope
which was the most sensitive instrument in the world for recording the spectra of faint

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3 . 初期の経歴：プリンストン大学およびカルテック
その後、准教授としてプリンストン大学に赴任し、パルサー理論についてJerry
Ostrikerと、宇宙論における球状かつ完全非線形の摂動についてRichard Gottと、共同で研究を行いました。これによって、銀河や巨大銀河団の形成という、ちょうど成長しつつあった分野に多くの見識がもたらされました。
1970年には教員としてカルテックに戻り、再び新しい写真乳剤を使用してBev
Okeと共に遠く離れた銀河団の写真観測に取り組み始めました。Bevは5, 080mm望Commemorative Lectures

galaxies, albeit with fairly low spectral resolution.
Technical Aside: Spectroscopy
A word about spectra, which I have mentioned before, and which play anenormous role in astrophysics and my career (Fig. 2). The light which comes to us fromastronomical objects is usually ver y complex. Most of the light from a galaxy, forinstance, comes from tens of billions of stars and large but very tenuous hot gas clouds
in the galaxy. The sun has a surface temperature of about 6,000 degrees Kelvin, and our

遠鏡用の32チャンネル分光器を開発しました。スペクトル分解能は極めて低いもの

biology has adapted so that we see light from the sun as “white”. Cooler stars, whichの、暗い銀河のスペクトルを記録するには、世界で最も感度の高い機器でした。

emit more long-wavelength light, appear red; hotter ones, which emit more short-

技術の話：分光法
先ほど触れたスペクトルについて一言添えさせて頂くと、スペクトルは天体物理学
や私の仕事において非常に大きな役割を果たしています（Fig. 2 ）。天体から地球に

wavelength light, blue. But the light is much more complicated than just simple
perceived color. When the light is broken down into hundreds or thousands of colors bywavelength, the light tells us much more than temperature, because individual chemicalelements emit or absorb light at characteristic wavelengths. Thus the spectrum of anastronomical object, the amount of energy we receive at each wavelength, also tells us
what the object is made of. We can tell that a galaxy billions of light-years away has stars

届く光は、大抵非常に複雑です。例えば、銀河からの光のほとんどは、銀河にある数

containing hydrogen, calcium, carbon, nitrogen, all of the elements we know on earth,

百億個の恒星や巨大で極めて希薄な高温のガス雲から届きます。太陽の表面温度は約

though it is far too distant to actually get material from it. But there is even more. When

6, 000Kで、私たちの目は太陽からの光が「白く」見えるように適応しています。よan object is approaching us or receding from us at some speed, the spectral features

り長い波長の光を放つ低温の星は赤く見え、より短い波長の光を放つ高温の星は青く見えます。しかし、光は単純に知覚される色よりもはるかに複雑です。光を波長によって数百色から数千色に分解すると、個々の化学元素が固有の波長で光を放出または吸収するので、光は温度以外にもはるかに多くのことを教えてくれます。このように、天体の「スペクトル」は、各波長で私たちが受け取るエネルギーの量であり、そfrom the elements in it are shifted in wavelength by the Doppler effect, to the blue
(shor ter wavelengths) when approaching, to the red (longer wavelengths) whenreceding, so we can measure the velocity of an object along the line of sight to it as wellas its composition. It is the motion of stars in a galaxy which support the galaxy against
its own gravity, just as it is the orbital motion of the planets in the solar system whichkeeps them from falling into the sun. We can seldom see the individual stars in a galaxy,の天体が何で出来ているかも教えてくれます。数十億光年離れた銀河には、水素、カbut we can infer how fast they are moving by looking at the width of these spectral

ルシウム、炭素、窒素など、地球上で知られているあらゆる元素を含む星があることfeatures, because the stars moving away shift to the red, those moving toward us to theが分かっていますが、遠すぎて実際に銀河から物質を採取することはできません。にもかかわらず、さらに多くのことが分かります。天体がある速度で我々に対して近づ
いたり遠ざかったりしていると、天体から放たれるスペクトルの特性が変わって波長が変化します。これはドップラー効果と呼ばれ、天体が近づくときは青色に
（より短
い波長）
、遠ざかるときは赤色に（より長い波長）変化します。そのため、天体の組成

blue, and all added together make a wider feature than would be seen from a star at rest.
So by analyzing the light from a distant galaxy with a spectrograph, which is the
instrument which does this analysis, we can learn many things about it:a. The temperature of a star or the mean temperature of a collection of stars, suchas a galaxy

だけでなく、我々のいる方向への天体の速度を測定することができるのです。こうし

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●記念講演会

た天体の動きがなければ、銀河は自らの重力のためにその構造を保ち続けることができません。これは太陽系の惑星が軌道運動をすることで太陽に落ちていかないのと同じようなことと言えるでしょう。銀河の中の個々の星を見ることはほとんどできませんが、遠ざかる星の波長は赤色に変化すること、近づく星の波長は青色に変化すること、また総合すれば、静止した状態の星を観察した場合よりも多くの特性情報が得られることから、このスペクトルの変動幅を観察することで、星がどれほどの速度で運Commemorative Lecturesb. The chemical composition of the objectc. The bulk motion of the object toward or away from us from the Doppler shift
d. The internal velocities within an object
So spectroscopy is the fundamental tool for astrophysics. We can learn much from

動しているかを推測できます。したがって、この解析を行う機器である分光器を用い

pictures, but we really have not much idea about the nature of objects we see withoutて遠方の銀河からの光を解析すれば、次に示すように銀河について多くを知ることがspectroscopy. We can learn about the universe only by using both imaging andできるのです。

spectroscopy, and at that really only if we cover as much wavelength range as we can.
The atmosphere of the Earth (fortunately) is transparent in the wavelength range ina. 星の温度、または銀河などの星の集合体の平均温度
b. 天体の化学組成
c. ドップラーシフトから推測される、近づくまたは遠ざかる天体のバルク運動

which most of the energy from the sun is radiated, but to study very hot objects we need
the ultraviolet and for some very energetic objects even shorter wavelengths, in the Xand gamma-ray regions, where the atmosphere is opaque, and for very cool—or very
rapidly receding—objects we need the infrared, where the atmosphere is both muchless transparent and is itself strongly radiating, which makes working on faint objects
very difficult. It is for these reasons, as well as the turbulence in the atmosphere which
severely limits the detail we can see in astronomical imaging, which has driven the needd. 天体内の内部速度

for astronomy from space.

ですから、分光は天体物理学にとって基本的なツールです。写真からも多くの情報

light at many wavelengths, even with color filters which select only blue, green, red, orを得ることができますが、実のところ分光を行わなければ、見えている天体の性質について深く知ることはできません。撮像と分光法の両方を利用してこそ、そしてそのうえで、できるだけ広い範囲の波長を網羅して初めて、宇宙について知ることができ

Now notice a very important thing about spectroscopy. The image of a galaxy uses
near infrared light. Spectroscopy, on the other hand, splits the light into many, manycolors, and the amount of energy in each one is a tiny fraction, a percent or much less,of the total light. So the detectors used in spectroscopy must be much more sensitive
than the detectors used in imaging for an astronomical source of a given brightness, or,るのです。地球の大気は、幸いにも太陽エネルギーのほとんどが放射される波長域でwith a given detector, one can only study objects very much brighter than the faintest

透明ですが、超高温の天体を調査するには紫外線が、一部の高エネルギーの天体を調

ones you can image.

査するにはさらに短い波長が必要であり、X線やガンマ線の波長域では大気は不透明です。超低温の（または超高速で遠ざかる）
天体の調査には赤外線が必要ですが、赤外線波長域での大気の透明度は極めて低いうえに、大気自体が強く放射しているため、暗い天体の研究は非常に困難になります。こうした理由に加え、天体の撮像から得られる情報を著しく制限する大気中の乱流があることからも、宇宙から行う天文学の必要性が高くなっています。
ここで、分光について非常に重要なことが 1 つわかります。銀河の画像には、青、
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4. Late Caltech, Westphal, CCDs, and Space Telescope
So astronomers are very intent on finding and using the most sensitive detectors
possible. The efficiency of such detectors is measured by a quantity called the quantum
efficiency or QE, which is the probability that one incoming photon of light produces ameasurable signal. Also important is the detector noise, which limits how small a signal
can be measured. When I began my career, the only detectors used for both imaging

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●記念講演会

Commemorative Lectures

緑、赤、または近赤外光のみを選択するカラーフィルターを通しても、なお多くの波

and spectroscopy were photographic plates, for which the QE is less than one percent.

長の光が含まれます。一方、分光では光を非常に多くの色に分割しますので、各光のThere were detectors called photomultipliers which ad QE of twenty percent or so, but

エネルギー量はすべての光のごく一部であり、1 ％以下です。そのため、分光で使用される検出器は、所定の明るさの天体光源の撮像で使用される検出器よりも、はるかに感度が高くなければなりません。そうでなければ、一定の検出器では、撮像できる
最も暗い天体よりもはるかに明るい天体しか調べられないことになります。

they just measured light and did not make an image; they were used to measure thebrightness and colors of objects using colored filters. Bev Oke’s spectrometer used 32of these on the output of a spectrograph, so measured the light at 32 wavelengths
simultaneously.
While I was at Caltech I met Jim Westphal, who was an astronomer who mostly
studied planets but was also very interested in detectors (and everything else—he was

4 . カルテック後期、Westphal、CCD、宇宙望遠鏡

truly amazing), and the development of detectors for very low-light level applications
like astronomy was ver y active. We used this technology as it developed both for

そのため、天文学者は、可能な限り感度の高い検出器を探し出して利用しようと懸命です。こうした検出器の効率は、量子効率またはQEと呼ばれる、単一の入射光子が測定可能な信号を生成する確率を示す量で測られます。また、測定可能な最小信号を制限する検出器「ノイズ」も重要です。私がこの仕事に就いた当初、撮像と分光の両方に利用される唯一の検出器は写真乾板であり、そのQEは 1 ％未満でした。20％程度のQEを謳った光電子増倍管と呼ばれる検出器がありましたが、光を測定するだ

imaging and spectroscopy. The Jet Propulsion Laboratory (JPL) was closely associatedwith Caltech, and Jim Janesick at JPL was working with Morley Blouke at Texas
Instruments on a marvelous detector which had been invented a few years before by
Bell Laboratories called a charge-coupled device (CCD), which had QEs near unity (i.e.,
perfect), made images, and had detector noise small enough to allow the measurementof very faint objects. NASA were interested in these for planetary space missions, but it
was clear that they would be very useful for astronomy from the ground as well. We

けで画像は作成しませんでしたので、カラーフィルターを用いた天体の明るさと色のwere able to become involved in this work, and managed to build instruments for the

測定に使用されました。Bev Okeの分光器は、出力に32本の光電子増倍管を使用し、Hale 5-meter telescope which were very much more sensitive than anything else in the

光を32波長で同時に測定できました。
カルテック在任中、私はJim Westphalと出会いました。彼は主に惑星を研究する天文学者で、検出器（およびその他のあらゆる物）にも強い関心を持っていました（彼は本当にすばらしい人でした）。当時、天文学のような超微光用途向け検出器の開発が非常に盛んでした。開発が進むにつれて、私たちは撮像と分光の両方にこのworld. At about that time (1976), an opportunity became available to make proposals forthe camera aboard what was then just called Space Telescope and is now called the
Hubble Space Telescope. Jim and I knew that CCDs would make possible a truly
magnificent camera. He and I proposed through JPL and won the competition. We
started to design and build the Wide Field/Planetar y Camera (WF/PC) for Space
Telescope.

技術を採用しました。ジェット推進研究所（JPL）
はカルテックと密接に連携しており、JPLのJim Janesickは、テキサス・インスツルメンツ社のMorley Bloukeと共同で、ある高性能の検出器の研究に取り組んでいました。この検出器は、電荷結合装置（CCD）と呼ばれるもので、数年前にベル研究所によって発明されました。QEはほぼ 1（すなわち、効率100％）
で、画像が作成でき、ノイズが小さいために極めて暗い天体の計測も可能でした。NASAは惑星宇宙探査ミッション用としてこの検出器に関心を示しましたが、地上からの天文学にも大変役立つことは明らかでした。私たちはこの研究に関わることができ、世界に類を見ない高感度な 5 mヘール望遠鏡用機器の製作に成功しました。その頃（1976年）、望遠鏡に搭載するカメラの提案をする機
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5. Back to Princeton, and the Seeds for the Sloan Survey
In 1980 Jill Knapp, soon thereafter to become my wife, and I moved back (for me)
to Princeton. I had at Caltech begun the construction of a very large CCD camera andspectrograph for the 5-meter telescope, a kind of ground-based analog of the Space
Telescope camera, called four-shooter (Fig. 3). With this instrument we discovered thehighest-redshift quasars, the most distant clusters of galaxies, and studied in detail how
the populations of these clusters evolved (and the evolution is very strong) over cosmic
time from about half the present 13 billion year age to the present.

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●記念講演会

Commemorative Lectures

会に恵まれました。そのカメラが搭載された望遠鏡は、当時は単に宇宙望遠鏡と呼ばCCDs then were very sensitive but pretty small. The big ones at the time were the

れていましたが、現在ではハッブル宇宙望遠鏡と呼ばれています。Jimと私は、CCD

ones we used in four-shooter and in the WF/PC, which had 640, 000 pixels and wereを採用すれば本当にすばらしいカメラができると確信していましたので、JPLを通じて提案したところ、審査に通りました。こうして、宇宙望遠鏡用の広視野惑星カメラ（WF/PC）の設計・製作が始まりました。
5 . 再びプリンストン大学へ、そしてスローン・サーベイの種まき

about a centimeter square. Four-shooter used four of these, 2. 5 megapixels (seems verysmall today) with a field on the sky of about 0. 15 degrees square. It would require amillion pictures with this camera to cover the northern sky, and taking one-minuteexposures in five filters would take 60 years to accomplish even with perfect weather,and there are no observatory sites on Earth with perfect weather, so more than 100
years with any real existing site.
A few years later, in 1986, I was visiting at Caltech to meet with Jim Westphal about

1980年には、その後間もなくして私の妻となるJill Knappと共にプリンストン大continuing work on the WF/PC, and Morley Blouke, the CCD sensei who meanwhile

学に移り（私の場合は戻り）ました。私はカルテック時代に、4 シューターと呼ばれ

had moved to Tektronix in Oregon and was visiting in Los Angeles, knocked on theる、宇宙望遠鏡カメラの地上版の一種である 5 m望遠鏡の超大型CCDカメラと分光器の製作に取りかかっていました（Fig. 3 ）。私たちはこの機器を用いて、最遠の銀河団である最大限に赤方偏移したクェーサーを発見し、こうした種族の銀河団が、現在の宇宙年齢130億年の約半分から現在に至るまで、宇宙時間の中でどのように進化してきたか（また、その進化がいかに力強いか）を詳細に調査しました。

door. He came in and announced to us that he wanted to show us something interestingthat he was working on. That something was a silicon wafer with a single large CCD
built on it which had 6 million pixels and was nearly 7 cm square (Fig. 4).
Finally, here was a CCD detector which would allow a sky survey to be done!
I will pause here for a moment to discuss the state of sky surveys at the time. The
standard tool used by astronomers was the Palomar Observatory Sky Survey (POSS), a

当時のCCDは、感度は極めて高いものの、あまり大型ではありませんでした。当

photographic sur vey done in the 1950s at Palomar using the 1. 2-meter Schmidt

時大型のものは、私たちが 4 シューターとWF/PCで使用したものでしたが、画素数

telescope with which I had done the cluster survey work in the early 1970s. There wereは64万ピクセルで大きさは約 1 cm四方でした。4 シューターでは、これを 4 枚使いましたので、空の視野約0. 15平方度に対し250万ピクセルの画素数でした（現在ではとても少なく思えますね）。このカメラで北天を覆うには100万枚の写真が必要で、5つのフィルターの露光に 1 分ずつかかりますので、天候が完璧だったとしても完成までに60年かかることになりますが、地球上には完璧な天候の観測所はありません
ので、実在の観測所では100年以上もの時間を要することになります。
数年後の1986年、私はカルテックを訪ね、WF/PCの研究を続けることについて、
Jim Westphalと話し合っていました。その際、CCDの先生であるMorley Blouke
が、私たちがいる部屋のドアをノックしたのです。彼はオレゴン州のテクトロニクス社に移っていて、そのときはロサンゼルスを訪問中でした。彼は部屋に入ってくると、彼が取り組んでいる面白いものを見せたいと告げました。それは 7 cm弱四方で画素数600万ピクセルという、「一枚でできた」大型CCD搭載のシリコンウエハーでした（Fig. 4 ）。
ついに、サーベイを実現可能にするCCD検出器が現れたのです！
152

photographs in red light and in blue of the entire northern sky, and when any new
object was discovered in other bands, such as the infrared, X-ray, or radio, one would
immediately go to the POSS to try to find it and see, perhaps, what it WAS—a star, agalaxy, a nebula, whatever. We are visual creatures, and need to see what a thing looks
like so we can identify it. But the POSS was photographic, it did not show very faintobjects, and so ver y little really quantitative information could be obtained. I had
dreamed for years about replacing the POSS with a new electronic, digital sky survey
with quantitative, accurate data, but this was waiting on the big CCDs, which Morley
Blouke was developing.
The Challenger disaster occurred in 1986, about this time, and it was not clear
whether the Space Shuttle would ever fly again, and so whether the Space Telescope
would ever be launched. This was resolved, of course, but was not certain at the time.
I was still ver y involved in the Space Telescope camera, which was nearing
completion, but became instantly intrigued by this new device, and soon began working
on the design of an instrument which could use these new detectors for a sky survey.
Various technical considerations, including the nature of the detectors, the size and153

●記念講演会

Commemorative Lectures

ここで少し話を中断して、当時のサーベイの状況について説明します。天文学者がnumber of their pixels, the image quality obtainable from good obser vator y sites,

利用していた一般的なツールは、1950年代にパロマー天文台で1. 2mシュミット望遠

possible optical designs for the telescope, and not-so-technical considerations like how

鏡を使って行われた、写真による「パロマー天文台スカイ・サーベイ（POSS）」で、そのデータは私が1970年代初頭に銀河団サーベイを行った際にも使用しました。北天全体の赤と青の可視光の写真があり、赤外線、X線、電波など可視光以外のバンドで新しい天体が発見されると、すぐさまPOSSのデータと照らし合わせて、それが何なのか――ひょっとしたら星か、銀河か、星雲か――を探りだそうとしました。私

long a survey would take, how much it would cost, and who one might persuade to fundit, led finally toward a design which was close to optimal for the instrument and thesurvey. I worked on this for a number of years in the late 1980s.
When the Space Telescope was finally launched, in 1990, it was very soon clearthat there was a terrible optical problem which prevented the telescope from obtaining
the wonderful images for which it had been designed. I was convinced, quite incorrectly,

たちは視覚で物事を捉える生き物ですので、どういう状態なのかを目で見ることで、that the problem could not be fixed, and left the team Jim Westphal and I had led for

それが何なのかを識別します。しかし、POSSのデータは写真であり、非常に暗い天体

more than a decade. I turned instead to fully developing the design for the big CCD

は写っていなかったので、実のところ定量的な情報はほとんど得られませんでした。

survey.

私は何年もの間、POSSに取って代わる、定量的で正確なデータを備えた新しい「電子的」で「デジタルな」サーベイを夢見ていましたが、その実現には大型CCDの登場を待たねばなりませんでした。それをMorley Bloukeが開発していたのです。
1986年の今頃、チャレンジャー号の大惨事が発生し、スペースシャトルが再び飛ぶかどうかは定かではなかったため、宇宙望遠鏡が打ち上げられるかどうかも不明でした。もちろん、この問題は解決されたのですが、当時は分かりませんでした。
私はまだそのときも宇宙望遠鏡カメラに深く関わっていて、カメラが完成間近であったにもかかわらず、この新しい装置にたちまち興味をそそられ、この新検出器が使えるサーベイ機器の設計にすぐさま取りかかりました。検出器の性質、ピクセルサ
イズと数、観測条件が良い場合に得られる画質、望遠鏡に適した光学設計などのさま
ざまな技術的な問題の検討に加え、サーベイにかかる時間や費用、誰が資金を調達す
るのかといった非技術的な事項も考慮した結果、最終的に機器およびサーベイのほぼ最適な設計に辿りつきました。私は1980年代後半の数年間をこれに費やしました。

New instr uments, including a new, modified WF/PC, were built for Space
Telescope which compensated the optical error in the telescope internally. These weresuccessfully installed by a heroic group of astronauts, and the mission, now called the
Hubble Space Telescope, has gone on to do really wonderful science that could never
have been done from the ground, and we have all been properly impressed by the
fantastic Hubble images. But I am not sorry I left the effort, because the survey I was
designing and to which I devoted my career thereafter happened, was ver y, ver y
successful, and is, again, certainly the reason I am speaking to you today.
6. The Sloan Digital Sky Survey
So let us talk a little about it. The optimal size of the telescope turned out to be notvery large even by the standards of the day—the 8-meter Japanese Subaru telescope,
which we will talk about more later, the 10-meter Keck telescope, the 8-meter Gemini
and VLT telescopes were being built and commissioned at about this time. But the best

宇宙望遠鏡が1990年についに打ち上げられると、望遠鏡には厄介な光学的問題がsize for this survey telescope was about 2. 5-meters (Fig. 5). The optical design had toあり、設計どおりのすばらしい画像を撮影できないということがすぐに明らかになり

be very special and new, because I wanted very much to use the big CCDs in a scanning

ました。私は、ひどい間違いだったのですが、この問題は修正できないと思い込んで、10年以上Jim Westphalと協力して主導してきたチームを去りました。そして代わりに、大型CCDを使ったサーベイの計画に全面的に取り組むことにしました。
新たに改善されたWF/PCをはじめとする新しい宇宙望遠鏡用機器は、望遠鏡の光学系の誤差を内部補償するよう製作され、勇敢な宇宙飛行士たちが設置に成功しました。現在ハッブル宇宙望遠鏡と呼ばれるこのミッションは、地上からではできなかっ154

mode which had been developed by the U.S. Air force for reconnaissance satellites andaircraft looking at the ground. In this mode the image moves across the CCD and one
moves the electronic image at exactly the same rate, so the picture comes out as acontinuous tapestry of the sky—one never needs to stop, close the shutter, and read thedetector, because the detector is reading continuously, and the observing is 100 percent
efficient. But this required optics with no distortion and a very flat focal surface, andthis required a new kind of optical design, which I was successful in producing—but

155

●記念講演会

Commemorative Lectures

た実にすばらしい科学的研究へと発展し、私たちは皆、ハッブルのすばらしい画像にthere were no telescopes like this in the world, so the survey would require making a

すっかり感銘を受けています。しかし、私はこの研究を離れたことを後悔してはいま

new telescope. The camera would use thirty of the new big Tektronix CCDs (Fig. 6),

せん。私が構想してその後の研究人生を捧げたサーベイは、極めて大きな成功を収めたからです。繰り返しになりますが、それこそが私が今日皆様にこうしてお話しさせて頂いている理由です。
6 . スローン・デジタル・スカイ・サーベイ

which in the end were 4 megapixel devices, so 120 megapixels on the sky, on a field
which was 2 degrees square but was not completely filled with detectors. We were touse 5 filters to cover the range from the ultraviolet to the near infrared, with exposure
times of about one minute, and since the filters and detectors were arranged in columns
and the scanning image moved along those columns, we got images in those five colorsof any object within about 5 minutes, which proved very useful for measuring variableobjects, which usually vary on much longer timescales.

さて、少しお話ししておきたいことがあります。今日の基準でも、望遠鏡の最適な大On this same telescope could be permanently mounted two spectrographs fed by

きさは、あまり大きくはないことが分かっています。日本の 8 mのすばる望遠鏡――

another new technological marvel, optical fibers. Each spectrograph could accept the

これについては後ほど詳しくお話ししますが――他にも10mのケック望遠鏡、8 mのジェミニ望遠鏡とVLT望遠鏡などが、この時期に製作され運用開始されています。
しかし、このサーベイに最適な望遠鏡の口径は約2. 5mでした（Fig. 5 ）。大型CCDには、偵察衛星や航空機で「地上」を観測するために米空軍が開発した走査方式を是非採用したかったので、極めて特別で新しい光学設計が必要でした。この方式では、写

inputs from 320 fibers, so the spectra of 640 stars or galaxies could be obtained at thesame time. With exposure times of about one hour (remember that spectra take much
longer than images!) we could obtain a million spectra in about 5 years allowing formoonlight and weather. With a conventional single-object spectrograph this sur vey
would take 3,000 years!
The size of the field and the number of fibers balanced nicely—galaxies for which

される対象がCCD上を移動していくと、まったく同じ速度で「電子」画像も動いてgood spectra could be obtained in an hour or so—that is, were of the right brightness,

いくので、空の写真はつながったタペストリーのように出てきます。検出器は継続的

were also of about the right number to fill 600 or so fibers, so we would use the fullに作動しており、観測は完全に無駄なく実施されますので、人がシャッターを止めた
り閉めたり、検出器を読み取ったりする必要はありません。ただし、歪みがなく、極めて平坦な焦点面を持つ光学系が必要であり、そのためには新たな光学設計が必要でした。私はその光学設計の実現に成功しましたが、世界にはこのような望遠鏡はありませんでしたので、サーベイを実施するには新しい望遠鏡を製作する必要がありま

capability of the telescope and instruments.
We had to find money to build it, a site to build it on, vendors to supply equipment,
and, especially, skilled people to help develop the hardware and software. It was a
project unlike any other ground-based astronomy project, though NASA had done a few
similar things, most notably the IRAS project, in space. Jerry Ostriker, then department
chair at Princeton and later provost of the University, helped organize the projectした。カメラは、結局テクトロニクス社の 4 メガピクセルの新しい大型CCDを30個

through a consor tium of universities called ARC, the Astronomical Research

使用しましたので（Fig. 6 ）、120メガピクセルになり、視野は 2 平方度となりました

Consortium, to which Princeton belonged and were developing an obser vator y site

が、視野を完全に検出器でカバーすることはできませんでした。紫外線から近赤外

called Apache Point in New Mexico. Professor Don York, at the University of Chicago,線までの範囲を網羅するために 5 つのフィルターを使用することになり、露光時間
は約 1 分でした。フィルターと検出器は縦方向に配置され、走査画像はこの向きに沿って移動するので、5 分もかからずにこれらの 5 色でどんな天体の画像も取得できます。この手法は変光天体の測定に極めて有用であるとわかりました。こうした天体
は「通常」、もっと長い時間尺度で変光します。
同じ望遠鏡に、これもまた驚異的新技術である光ファイバーから入力を受ける分光
156

became director, and I served as Project Scientist.
By the end, more than twenty universities and laboratories joined the project,mostly in the U.S., some from Europe and Latin America, but notably a large group of
astronomers from Japan, called the JPG, Japan Promotion Group (Fig. 7). This was anatural step for Princeton, because we had had close ties with Japanese astronomers fora very long time, and two young researchers at the University of Tokyo, Maki Sekiguchi
and Mamoru Doi, had been working on multi-CCD cameras for some years. They spent157

●記念講演会

器 2 台を恒久的に取り付けることができました。各分光器は320本の光ファイバーからの入力を受け取ることができるので、同時に640個の恒星または銀河のスペクトルを取得できました。約 1 時間の露光時間で（スペクトルを得るのは画像よりもはるかに長く時間がかかるのです！）、月明かりや天候も考慮しつつ、約 5 年で100万のス
ペクトルを得られました。従来の単一の天体分光器では、このサーベイに3, 000年かかったでしょう！
使用した視野の広さと光ファイバーの数は銀河のサーベイに最適でした。というCommemorative Lectures

a lot of time in Princeton and were crucial to the development of the camera.
An aspect of the survey which was also very new to astronomy was the very large
software effort required to obtain the data with this new survey mode, record it all,analyze it for its own sake and to prepare target lists for the spectrographs, and finally tostore it and to serve it in a way that astronomers could use it. The JPG had the task oftesting the imaging reduction software being prepared mostly at Princeton by Robert
Lupton and managed by Jill Knapp, and Masataka Fukugita, then at Kyoto University,
led the testing effort.

のも、1 時間程度の露光できれいなスペクトルを得られる銀河は、適度に「明るく」、It was to take 10 years to prepare all of the pieces of the sur vey and many

数も600本程度の光ファイバーを利用するのにちょうど良かったのです。そのため、administrative, managerial, and financial problems to solve along the way. The project

望遠鏡と機器の能力を最大限に活用することができました。

ended up costing many times our initial naive estimate, partly because it took much

私たちは、望遠鏡を製作するための資金や場所、機器を供給してくれるメーカー、そして特に、ハードウェアとソフトウェアの開発を手伝ってくれる技術者を探す必要がありました。最も注目すべきIRASプロジェクトなどNASAが宇宙でいくつか同様のプロジェクトを実施してはいましたが、私たちの望遠鏡は、他の地上天文プロジェ
クトとは一線を画するものでした。プロジェクトの組織化は、当時プリンストン大学
で学部長を務め、のちに学長となるJerry Ostrikerが、天体物理学研究連合（ARC）という大学コンソーシアムを通じて支援してくれました。ARCにはプリンストン大学も加わっており、ニューメキシコ州のアパッチポイント天文台を開発していました。シカゴ大学のDon York教授がディレクターに就任し、私はプロジェクト研究員を務めました。
結局、主に米国から、一部はヨーロッパや中南米から、合わせて20を超える大学や研究所がこのプロジェクトに参加しました（Fig. 7 ）。日本からは日本推進グルー

longer than we initially thought it would because of the technical complexity, andpartially because the very large software job, which was very different from anythingwhich had been done before, was enormously more expensive than we had guessed.
The funding came from many sources; the first large grant was from the Sloan
Foundation, who were very supportive through the long years of preparation, but themember institutions, the National Science Foundation, and NASA provided the bulk of
the nearly 100 million U.S. dollars the survey cost in the end.
All of this has been ably described in a book by the excellent science writer Ann
Finkbeiner, called “A Grand and Glorious Thing.” Please go read it if you want to know more.
So what did SDSS accomplish? It was sold to the funding agencies as a telescopeand survey which would map the large scale structure of the distribution of galaxies in
the universe: clusters, filaments, voids, which we see today. These structures, we
believe, formed by the action of their own self-gravity from the tiny tiny lumps in thevery early universe which we see in the microwave background radiation, a sea of radioプ（JPG）という特に大規模な天文学者団が参加しました。プリンストン大学は日本のradiation which fills the universe and very accurately represents a cold body at only 2. 7

天文学者と非常に長期にわたり緊密に連携してきましたし、東京大学の関口真木と土

degrees above absolute zero. We accomplished this, but also very much more.

居守という 2 人の若手研究者が何年もマルチCCDカメラの開発に取り組んでいまし
たから、日本から大規模な学者団が参加したことは、プリンストン大学にとって自然な展開でした。東京大学の 2 人は、プリンストン大学で多くの時間を過ごし、カメラの開発に決定的な役割を担いました。
このサーベイで、天文学にとっても全く新しい側面は、非常に大がかりなソフト
ウェア開発作業が必要な点でした。具体的には、この新しいサーベイに適した方式でデータを取得してすべてを記録し、目的に則した分析を行い、分光対象のリストを作
158

We obtained excellent spectra for a million galaxies, a hundred thousand quasars,of order half a million stars, and performed photometric analyses (brightnesses, sizes,
shapes) of about 100 million objects in the northern sky. The smaller part of thesouthern sky visible from New Mexico in the fall was treated somewhat differently—
there a single 2-degree wide strip was imaged over and over again to go about six times
fainter to look for and measure even fainter objects, and to discover variable objects likethe exploding stars called supernovae.
A short list of the things the survey did of which I am proudest are159

●記念講演会

Commemorative Lectures

成して、最終的にデータを保存して天文学者が使える形でデータを提供するための作

a. Weak gravitational lensing. When light goes by a massive body like a star or業です。画像処理ソフトウェアの試験作業を担当したのはJPGで、主にプリンストン

galaxy, its path is bent slightly; this is a prediction of General Relativity which

大学でRobert Luptonが作成してJill Knappが運用したソフトウェアを、京都大学の福来正孝が主導して試験しました。
サーベイの全部品の製作と、その途上で解決すべき多くの管理上、運営上、資金上の問題の対策に10年かかると考えられていました。プロジェクトは、最終的には当初の甘い見積もりの何倍もの費用を要しました。技術的な複雑さから最初に考えていhas been verified in detail. The angles are very small and the effect is very hardto measure, but is a direct way of measuring masses of distant objects. SDSS
was accurate and consistent enough to do this.
b. SDSS found and measured a predicted effect in the distribution of galaxies
which result from sound waves in the very early universe formed by the tiny

たよりもずっと時間がかかったことや、非常に大がかりなソフトウェアの開発作業がbump which was to become a galaxy. This is called the Bar yon Acoustic

過去に実施されたどの作業とも全く異なり、想像していたよりもはるかに費用がかさ

Oscillation phenomenon. It gives astronomers an accurate meter stick by which

んだことが、その原因です。

the expansion of the universe can be measured.

資金は、さまざまな財源から調達されました。最初の大きな助成金は、長年の準備期間にわたり大いに支援してくれたスローン財団からのものでした。しかし、最終的には、加盟機関、全米国立科学財団、NASAが、1 億米ドル近いサーベイ費用の大部分を出資してくれました。
こ の 話 の 全 容 は、 優 れ た 科 学 作 家Ann Finkbeinerの 著 書『A Grand andGlorious Thing』に分かりやすく説明されていますので、詳しく知りたい方は読んでみてください。
では、SDSS が達成したこととは何でしょうか。SDSSは、私たちが今日目にする銀河の分布を示す宇宙の大規模構造、すなわち銀河団、フィラメント、ボイドを描き出した望遠鏡とサーベイとして、資金提供機関に認められました。こうした構造は、極めて初期の宇宙でごく小さな塊から自己重力作用によって形成されたと私たちは考えています。それについては、絶対温度2. 7度という極めて低温で宇宙を一様に満たす電波放射であるマイクロ波背景放射から分かります。私達はこれ以外にも、さらに多くのことを成し遂げました。
100万個の銀河、10万個のクェーサー、50万個の恒星の見事なスペクトルを取得し、北天にある約 1 億個の天体の測光分析（明るさ、大きさ、形状の分析）を行いました。
秋にニューメキシコから見える南天の一部を、多少異なる方法で（幅 2 度の細長い領域を一カ所につき何度も撮像して明るさを約 6 倍にし、暗い天体も探し出して測定できるようにした）サーベイを実施し、超新星と呼ばれる爆発している恒星などの変光天体を発見しました。
私がサーベイによる成果で最も誇りに思っているものを簡単にまとめると、次の通160c. T he SDSS not only told us about the distribution of galaxies, but also
revolutionized the study of the proper ties of galaxies—sizes, colors, thepopulation of stars which make them up, their chemistry and ages. The imaging
and spectroscopy worked together beautifully for this, and our understanding of
the life cycle of galaxies and how they evolve largely is the result of thesestudies.
d. The SDSS was not conceived at all as a tool for studying the solar system, but
we imaged completely serendipitously thousands of asteroids, and ourphotometry showed clearly that the various asteroid families which had been
discovered from earlier, sparser data had clear chemical signatures.
e. Astronomers had been looking for years for stars which are of too low mass toignite the thermonuclear reactions in their interiors which make the sun andother stars shine. Called “brown dwarfs”, a few of these stars had been found inbinar y systems and in the field serendipitously, but they appeared in large
numbers in the SDSS imaging, bright in the most infrared SDSS band.
f. The large-scale structure results on which the survey had originally been sold.
The statistics of the galaxy population emerged with high accuracy, and thesample is large enough that we can say for sure that galaxies of different
properties are distributed quite differently. This was known before, but withnothing like the precision which came from the SDSS sur vey. The sur vey

161

●記念講演会

りです。

Commemorative Lectures

shows clearly that the distribution of matter in the universe is very structured
into long filaments, clusters at the intersections of these filaments, and vasta. 弱
 い重力レンズ効果。光が恒星や銀河のような巨大な天体の近くを進む際、その経路がわずかに曲がります。これは、詳細に検証されてきた一般相対性理論
による予測です。角度が非常に小さく、影響の測定は極めて困難ですが、遠方の天体の質量を測定する直接的な方法です。SDSSには、これを実現するのに十分な正確さと一貫性がありました。

voids in which there are very few galaxies. All of this is in agreement with large
numerical simulations which evolve the tiny bumps we see in the microwave
background to the present.
The impact on the field has been quite profound. As of about a month ago, there
were 9,299 scientific papers using SDSS data, most of them not from SDSS scientists—
the data are completely open, which we will talk about in a moment. The number ofb. ご く初期の宇宙におけるわずかな物質密度の揺らぎによって、銀河が形成されたと考えられています。その揺らぎによって生まれた音波に起因した影響が銀河分布に見られると予測されていましたが、SDSSではこの影響を発見し、測定しました。これは、バリオン音響振動現象と呼ばれ、天文学者にとって宇宙の膨張を測定することができる正確な物差しとなっています。
c. SDSSは銀河の分布を示しただけでなく、銀河の特性（大きさ、色、銀河を構成

citations for these papers is about half a million, and a thousand of these papers havebeen cited a hundred or more times.
But it is not only the beautiful scientific results which have changed the field. It
was our intention from the beginning that the data be completely open to thecommunity; not only the data but all of the software used to reduce it, archive it, andserve it. There were no restrictions within the collaboration, either. No-one “owned” anydata. Anyone within the collaboration could work on anything, even if it were alreadybeing investigated by someone else, even if that someone else was an important,する星の種族、化学的性質、年齢）の研究に革命を起こしました。撮像と分光がpowerful professor at one of our institutions. This was certainly not what astronomers

見事にうまく働き、銀河のライフサイクルと銀河の大いなる進化について理解

were used to; they were not used to large collaborations, were not used to sharing data,

できたことは、こうした研究の成果です。
d. S
 DSSは、太陽系を研究するためのツールとしては全く想定されていませんでしたが、全く偶然にも私たちは何千もの小惑星を画像化し、初期の少ないデー
タから発見されていた様々な小惑星群が明確な化学的特徴を持っていることを、測光によって明らかにしました。

were not used to forming collaborations with people they did not know who might behalfway around the world but had similar interests—this last was not mandatory by anymeans, but its utility for getting work done and understanding things soon became
apparent. There was, of course, opposition to these policies early in the project, andmaking them the rules by which we lived was not by any means easy, but I think there
is almost no one now who has worked with SDSS who thinks this way of doing scienceis a bad idea.
The openness of the data and tools have also changed the way people do research.

e. 天
 文学者は、質量が小さいために太陽や他の恒星を輝かせる内部の熱核反応を引き起こせない星を何年も探していました。
「褐色矮星」と呼ばれるもので、こうした星のいくつかは連星系や、思いがけず望遠鏡の視野中に偶然発見されていましたが、SDSSの撮像で多数見つかり、SDSSの最も赤外側のバンドが明るく見られました。

You do not need to go to small telescopes for a couple of nights a year to study yourgalaxy. For many of the things you might want to do, you need only to access the SDSS
database; the data are already there.
It is obvious from these remarks that I regard this project very highly. Personally,it has been a strange journey. I was a very active scientist before about 1990, when the
SDSS planning and construction was beginning in earnest, but since then I have beenreally only involved in the building, survey planning, and data handling aspect of thef. SDSSが元々売りにしていた、大規模構造の観測結果。銀河種族の統計が高精度
162

project, and, later for other survey projects that we will discuss. In a real way the project163

●記念講演会

Commemorative Lectures

で示されており、サンプル数も十分だったので、異なる特性を持つ銀河の分布

was my child, and the wonderful young people who have done most of the science withは全く異なることがはっきり分かりました。これは以前から知られていました

the survey my children as well. I am enormously proud of them, for staying with theが、SDSSのサーベイで得られたような精度のものはありませんでした。このサーベイによって、宇宙における物質の分布が、長いフィラメント、こうしたフィラメントの交点にある銀河団、銀河がほとんど無い広大なボイドによって構成されていることが明らかになりました。これはすべて、マイクロ波背景放射に見られる小さなピークを現在まで進化させる大規模な数値シミュレーショ
ンの結果と一致しています。

project through its long financial difficulties at a real risk to their careers, and, of course,
for all of the truly marvelous science they have done.
7. What Next?
What the SDSS did, as I have remarked before, is to take a complete and accurate
census of the objects in the universe as it is today, or was in the immediate past.
Let me amplify on that remark. Light travels at the enormous speed of 300, 000

天文学分野への影響は非常に大きなものでした。今から約 1 カ月前の時点で、SDSSのデータを使用した科学論文は9, 299本あり、そのほとんどがSDSSに参加して「いない」科学者が執筆したものでした。この後すぐ触れますが、データは完全に公開されているのです。こうした論文の被引用数は約50万回で、100回以上引用された論文が1, 000本あります。
しかし、天文学分野に変化をもたらしたのは、すばらしい科学成果だけではありま

km/sec, and we are not at all aware in everyday experience that it takes time at all totravel. To go across this hall, a photon takes a ten-millionth of a second. But even in thesolar system, the light from the sun takes eight minutes to reach the earth, and several
hours to reach Neptune. Four years to reach the nearest star, and 60, 000 years to travel
across the galaxy, two million years to reach the nearest large galaxy in Andromeda.
The most distant quasars and galaxies we observe sent the light we observe today onlya small fraction of the age of the universe after the Big Bang, and the microwave

せん。私たちは最初からデータだけでなく、データの処理・保存・提供に使用したすbackground photons we see today left when the universe was only about 400, 000 years

べてのソフトウェアを天文学界に完全に公開するつもりでした。共同研究においてもold, to be received by our radio antennas today, 13. 7 billion years later.

制限はありませんでした。データは誰の「所有」でもありませんでした。共同研究に参加した誰もが、どんなテーマにも取り組むことができました。たとえ既に他の誰かが研究していたとしても、たとえその他の誰かが所属機関の重要で有力な教授であったとしても、です。これは、確かに天文学者がそれまで慣れていた環境とは異なるものでした。天文学者は大規模な共同研究にも、データの共有にも、地球の裏側にいる

So when we look out at the universe, we look back in time. The SDSS studied
galaxies out to about two billion light years distant, so looked back only about fifteen
percent of the age of the universe. Things have not changed much, astronomicallyspeaking, in that time. To study how things form and evolve in their most active timerequires that we go much deeper, fainter.
We know from small samples that most of the mass of the universe now in stars

かもしれないが同じ関心を持つ世界中の知らない人たちと共同研究を立ち上げること

was formed since about redshift z= 2, which means that the universe was 1/(1+z), aにも、不慣れでした。最後の項目は決して必須のものではありませんが、仕事を成し

third, of its present size and a little less than a quarter of its present age. Bright galaxies

遂げ、物事の理解を早めるのに有用であることは、すぐに明らかになりました。もちat that time and distance, about ten billion light years, are much too faint to have been

ろん、プロジェクトの初期にはこうした方針への反対もあり、この方針を活動していく上でのルールにすることは決して容易ではありませんでしたが、SDSSで働いた人の中で、この科学のやり方を悪いと考える人は今ではほとんどいないと思います。
データやツールの公開は、人々の研究方法も変えました。対象の銀河を研究するた

recorded by the SDSS. This period of the universe, called its “high noon” is of intenseinterest, since that was the period that most of what we see in the universe (and,doubtless, in our Galaxy) was formed. The universe today is very much in its old age,
winding down (like me.)Thus the universe provides us with a history book of how it evolved with time, but

めに、年に 2 、3 日、小さな望遠鏡を覗きに行く必要はありません。やりたいことのto read it requires very powerful instruments to study very faint objects. How is this to

多くは、SDSSのデータベースにアクセスするだけで済みます。データは既に存在しbe done?

164165

●記念講演会ているのです。
こうした発言から、私がこのプロジェクトを非常に高く評価していることは、すぐにお分かり頂けるでしょう。個人的には、奇妙な道のりでした。私はSDSSの企画・構築が本格的に始まった1990年ごろより前は非常に活動的な科学者でしたが、それ以降は、実のところ、このプロジェクトとこれからお話しするその後の他のサーベイ
プロジェクトの望遠鏡製作、サーベイ計画、データ処理の部分に携わるのみでした。
プロジェクトは実質的に私の子供同然であり、サーベイで多くの成果を出したすばら

Commemorative Lectures

Japan has what is probably the finest really large telescope in the world, Subaru,
and had the foresight to design it as the only large telescope in the world with a large
field of view, so it is a perfect instrument to perform powerful surveys of the sort weneed to read the history book.
And such surveys are under way. Maki Sekiguchi’s student Satoshi Miyazaki, took
up Sekiguchi-san’s cause and designed and built a marvelous multi-CCD camera with
440 million pixels for Subaru, HyperSuprimeCam (HSC), and a large imaging survey
with this instrument is more than half complete.

しい若者たちも、同様に私の子供同然でした。自らの研究人生を懸けて、長い資金難

I contributed a small amount to the HSC effort (Fig. 8), but have been, since theの時代もずっとプロジェクトに従事し続けてくれた若者たちを、そしてもちろん、彼SDSS, mostly concerned with the spectroscopic part of the same deep survey, which

らが出してきた本当にすばらしい成果のすべてを、私は大変誇りに思っています。

together with the HSC imaging sur vey is called Sumire. The project was partially

7 . 今後について
SDSSの成果は、これまで述べたように、今日の、あるいは直近の過去の状態の宇宙における天体の完全かつ正確な調査です。

funded by the Japanese ministry on a proposal put forward by Hitoshi Murayama, thendirector of the newly formed Kavli Institute for the Physics and Mathematics of the
Universe (Kavli-IPMU) in Kashiwa, a research branch of the University of Tokyo, andpartly by a large consortium of institutes around the world, from Japan, Taiwan, the U.S.,
France, Germany, and China.
The spectrograph is called simply PFS (Prime Focus Spectrograph), a large,

詳しく説明します。光は30万km／秒というものすごい速度で進みますので、私2,400-fiber spectrograph which uses the same optical setup as HSC at the Subaru Prime

たちは光が進むのに時間がかかるということを、日常の経験では全く意識していま

Focus (Fig. 9). The instrument and spectroscopic survey is being very ably managed by

せん。光子はこのホールを1, 000万分の 1 秒で横切ります。しかし、太陽系では、太陽からの光が地球に到達するまでに 8 分かかり、海王星に到達するには数時間かかります。最も近い恒星までは 4 年、銀河系の横断には 6 万年、最も近い銀河である
アンドロメダ大銀河に到達するには200万年要します。私たちが観測する最も遠方のクェーサーや銀河の今日観測される光は、ビッグバンからほんのわずかしか経って

Naoyuki Tamura at IPMU. The spectroscopic survey is to begin in 2022.
The instrument consists of a machine at the prime focus of Subaru which has 4,800
tiny motors to position the 2,400 fibers, a 50-meter run of 2,400 optical fibers to thespectrographs, which live off the telescope in a room in the Subaru dome. There are 4
large spectrographs in that room, each of which take 600 spectra simultaneously inthree bands, one blue, one red, and one near infrared, to cover completely the

いないころのものです。今日見られるマイクロ波背景放射の光子は、宇宙がわずか約

wavelength range 3,800 nm in the near ultraviolet to 1,260 nm in the near infrared. My

40万歳のときに放出されたもので、それを137億年後の今、私たちが電波アンテナでcolleagues and I at Princeton and Johns Hopkins and the Laboratoire d’Astrophysique in

受信しています。

Marseille, France are building the 12 cryogenic cameras and the spectrographs; theですから、宇宙を眺めるとき、私たちは時間を振り返っていることになります。
SDSSでは約20億光年離れた銀河まで調査しましたが、宇宙年齢のたった約15％を振り返ったに過ぎません。天文学的に言えば、宇宙の状態はその頃とあまり変わっていません。最も活発な時期における宇宙の形成・進化を調査するには、「はるかに」遠く、より暗い天体まで対象を広げる必要があります。
現在の宇宙における恒星の質量のほとんどが、赤方偏移z= 2 程度のころから形成
166

prime focus machine is being built at Caltech and at ASIAA in Taiwan, and the fiber
system by the Laboratorio Nacional de Astrofisica in Brazil. The software effort is
supported by IPMU, Princeton, Caltech, and the Max Planck Institute in Garching,
Germany, and the project office is at IPMU. The project is, if anything, even more
distributed than the SDSS was, but it is a very productive and happy collaboration, and I
am proud to be part of it and contributing to it.
It is worth mentioning in the context of this occasion that the most difficult part of167

●記念講演会

Commemorative Lectures

されたことが、わずかなサンプルから分かっています。これは宇宙の大きさが現在の

the large spectroscopic cameras was the optical/mechanical structure in the near infrared1（/ 1 +z）
つまり 3 分の 1 で、年齢は現在の 4 分の 1 以下であったことを意味しま

cameras, and the current design was made possible by a quite wonderful ceramic material

す。その当時の約100億光年離れた明るい銀河は、あまりに暗くてSDSSでは記録できませんでした。
「全盛期」と呼ばれる宇宙のこの時代は、宇宙に見えるもののほとんど（そして、間違いなく私たちの銀河系）が形成された時期ですので、強い関心が向けられています。今日の宇宙は、（私のように）
かなり老齢で、衰退しつつあります。

called Silicon Carbide made by Kyocera. The HSC camera also used it for the large
coldplate which holds the more than 100 CCDs. It is extremely stiff, does not change
dimensions when going very cold, conducts heat extremely well, and is very stable. It
would have been difficult if not impossible to build these instruments without it.
The sur vey itself will consist of three main parts. The first is to improve the

このように宇宙は、時間とともにどのように進化してきたかについて、1 冊の歴史

Bar yon Acoustic Oscillation measurements to greater distances in order to better

書を与えてくれますが、それを理解するには、非常に暗い天体を調査するための極め

measure the histor y of the expansion of the universe and use a gravitational probeて強力な機器が必要です。この問題はどうすれば良いのでしょうか？

called redshift space distortion to study the growth of structure in the universe as it

日本が所有するすばるは、おそらく世界最高性能の大型望遠鏡です。世界で「唯一」の広視野大型望遠鏡として設計する先見性が日本にあったおかげで、すばるは宇宙の歴史書を読み解くのに欠かせない有力なサーベイの実施に最適な機器となっています。
そして、そのような有力なサーベイが現在進行しています。関口真木の教え子である宮㟢聡が、関口のテーマを引き継ぎ、すばる向けに 4 億4,000万ピクセルのすばら
しいモザイクCCDカメラ、ハイパー ・シュプリーム・カム（HSC）を設計・製作しました。この機器を使用した大規模撮像サーベイは、半分以上完成しています。
私はHSCの取り組みに多少は貢献しましたが（Fig. 8 ）、SDSS以来、HSC撮像
サーベイと共にすみれ計画と呼ばれる同様の遠方サーベイの分光部分に主に携わっています。このプロジェクトは、当時、東京大学の研究支部として柏に新設されたカブ
リ数物連携宇宙研究機構（Kavli IPMU）の機構長であった村山斉によって出されたプ
ロポーザルに対して、日本の省庁から一部、そして日本、台湾、米国、フランス、ドexpands. The combination of these provide information on the dark energy which iscurrently causing the expansion of the universe to accelerate and on the correctness ofEinstein’s General Theory of Relativity on the very largest cosmic scales. The second is
to investigate the formation and evolution of galaxies to beyond the universe’s highnoon. The sample size and sampling in distance (and therefore time) will tell us how
galaxies evolve in different environments in the cosmic web and come to be the vastvariety of things we see in SDSS at the present time. The third will look at faint, distant,very old stars in our Galaxy and in our immediate neighbor galaxies for chemical anddynamical clues to how the Galaxy and its friends formed. All these are attempts invarious ways to read the histor y book which the universe opens for us to read bylooking very faint and very far, but we must learn to read it.
We do not know what it will tell us, but we do know that it will bring us closer tounderstanding where we came from and, perhaps, where we are going.

イツ、中国など世界中の研究機関による大規模なコンソーシアムから一部、資金提供を受けました。
簡潔にPFS（主焦点分光器）と呼ばれるこの分光器は、2, 400本の光ファイバーを備えた大型分光器で（Fig. 9 ）、すばる主焦点にHSCと同一の光学装置を使用しています。機器と分光サーベイはIPMUの田村直之によって非常にうまく管理されており、分光サーベイは2022年に開始される予定です。
この機器は、すばる望遠鏡の主焦点に設置された機械から成り、2, 400本の光ファ
イバーの位置を調整する4, 800個の小型モーターを備えています。望遠鏡からは、すばるドーム内の一室に置かれた分光器まで、およそ50 mにわたって2, 400本の光ファ
イバーケーブルが延びています。その部屋には 4 台の大型分光器があり、それぞれ
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169

●記念講演会

Commemorative Lectures

が600本のスペクトルを青、赤、近赤外の 3 つのバンドで同時に取得し、近紫外の380nmから近赤外の1, 260nmまでの波長範囲を完全に網羅します。プリンストン大学、ジョンズ・ホプキンス大学、フランスのマルセイユ天文物理研究所の同僚たちと私は、12台の極低温カメラと分光器を製作しています。主焦点装置はカルテックと台湾の中央研究院天文及天文物理研究所（ASIAA）
で、光ファイバーシステムはブラジ
ル国立天文台で製作されています。ソフトウェアの開発は、IPMU、プリンストン大学、カルテック、ドイツのガルヒングにあるマックスプランク研究所によって支援されており、プロジェクト事務所はIPMUにあります。プロジェクトは、どちらかとい
えばSDSSよりもさらに分散していますが、非常に生産的で楽しい共同研究です。私はこれに参加し、貢献していることを誇りに思います。
大型分光カメラで最も難しいのは近赤外線カメラの光学・機械構造であり、現在の設計が京セラ製の炭化ケイ素と呼ばれる非常にすばらしいセラミック素材によって可能になったことは、この機会に触れておくべきことだと思います。HSCカメラでも、100個を超えるCCDを保持する大型冷却板に使用しました。この素材は非常に硬質で、超低温での寸法安定性に優れ、熱伝導性が非常に高く、大変安定しています。こ
の素材無くしてこうした機器を製作することは、不可能ではないにしても、困難だったでしょう。
サーベイ自体は、主に 3 つの部分で構成されています。1 つ目は、宇宙の膨張の歴史をよりよく測定するため、はるか遠方にある天体に対するバリオン音響振動測定を向上させることと、赤方偏移空間歪みと呼ばれる重力プローブを利用して膨張に伴う宇宙の構造の成長を調査することです。これらを組み合わせることによって、現在宇宙の膨張を加速させているダークエネルギーについて、また極めて大きな宇宙規模におけるアインシュタインの一般相対性理論の正しさについて、情報を得ることができます。2 つ目は、宇宙の最盛期の前からの銀河の形成と進化を調査することです。このサーベイのサンプルサイズと観測する距離（すなわち遡る時間）
であれば、宇宙のネットワーク構造の中にあるさまざまな環境で銀河がどのように進化し、現在SDSSで見られるような膨大な種類の天体がどのように出来てきたかが分かってくるでしょう。3 つ目は、私たちの銀河とその近傍の銀河がどのように形成されたかを知る化学
的かつ力学的な手がかりを得るため、これらの銀河にある暗くて遠い、非常に老いた星を観測します。これらはすべて、宇宙が開いてくれている歴史書を様々な方法で読み解こうとする試みです。極めて暗く非常に遠方にある天体を観察することが必要で
170

171

●記念講演会

Commemorative Lectures

すが、私たちはこの書の読み方を習得しなければなりません。
この歴史書が何を教えてくれるかは分かりませんが、私たちがどこから来たのか、
そしてひょっとしたらどこに向かっているのかについての理解にも、きっと一歩近づけてくれるでしょう。

172

173

●記念講演会

Commemorative Lectures

望遠鏡と馬頭星雲
左は、高校・大学時代に製作した200mm反射望
遠鏡の写真。右は、この望遠鏡で撮影したオリオン座の馬頭星雲の写真。馬の頭にあたる部分は塵雲で、オリオン・アソシエーションの若い高温の星に照らされて輝くガス雲の前にある。

Fig. 1

Photos of telescope and horsehead nebula
On the left is the eight-inch ( 20 cm) photographic
reflecting telescope I built in my high school andundergraduate years. On the right is aphotograph of the Horsehead Nebula in Oriontaken with this instrument. The horse’s head is a
cloud of dust in front of a glowing gas cloudilluminated by hot, young stars in the Orion
association.

SDSSによる銀河のスペクトル
Iskra Stratevaの初期のSDSSの論文で示された、種類と距離が異なる銀河のスペクトル。上の方にある図ほど老いた恒星種族から成る赤い銀河で、下へ行くにしたがって多数の若い高温の星から成る青い銀河となる。上向きのピークは高温のガス雲内にある元素の輝線であり、下向きのピークは星からの吸収線である。これらの線は、異なる銀河では同じ波長で見られない。これは赤方偏移と呼ばれる効果で、zとして示している。赤方偏移zとは、銀河が地球から遠ざかる速度の光速に対する割合である。

Fig. 2174

Fig. 34 シューター開発メンバー
4 シューターカメラの製作に多大な貢献をした
メンバーの集合写真。カメラを囲んで撮影。奥から、Michael Carr（最近引退したが、1970年代初頭から実質すべての機器プロジェクトで共に研究を行った）、Ernie Lorenz（Jim Wastphalの下で働いていた優れた技師）、Richard Lucinio（電子機器設計士）、DeVere Smith（電子技師）、右側がEd Danielson（惑星科学者でNASAの権威）、
その前がJim Westphal（惑星科学者、地質学の第一人者、小機器の設計者、ハッブルWF/PCカ
メラの研究責任者、そしてほとんどの技術的なことでの私の師匠）、最前列がDon Schneider（大学 院 で の 教 え 子 ）、 左 側 へ 行 っ て、Vic Nenow（電子技師、電子機器全般の天才）、私（今よりずっと若いですね）、Barbara Zimmerman（パロマー天文台のCCDと機器すべてのソフトウェア
を書いた優秀なコンピュータプログラマー）。
Four-shooter crew photographThis photograph shows the people who madesignificant contributions to the construction of
the four-shooter camera, here grouped under
and around the instrument, including (fromback) Michael Carr, a mechanical engineer who
recently retired but worked with me for
essentially all of my instrument projects since
the early 1970s, Ernie Lorenz, a superb
technician who worked for Jim Wastphal,
Richard Lucinio, electronics designer, DeVere
Smith, electronics tech, Ed Danielson (on right,
planetary scientist and NASA guru, andforward in that group, Jim Westphal, planetaryscientist, geological guru, gadgeteer, PI on the
Hubble WF/PC camera, and my mentor in most
matters technical, and in the foreground Don
Schneider while he was my graduate student.
Then the group on the left includes Vic Nenow,
electronics tech and general electronics genius,me (I was much younger then), and Barbara
Zimmerman, superb computer programmer
who wrote all the CCD and instrument software
for Palomar.

SDSS spectra of galaxies
A set of spectra of galaxies of several kinds anddistances as featured in the classic SDSS paper
by Iskra Strateva. The galaxies from top tobottom go from red objects with old stellar
populations to blue objects with many young,hot stars. The features which spike up are lines
of elements in hot gas clouds; the ones which go
down are absorption lines from stars. Noticethat the lines do not occur at the same
wavelength in different objects. This is theeffect of redshift, which is listed (z). The redshift
z is the fraction of the velocity of light which
the galaxy is receding from us.

175

●記念講演会

Commemorative Lectures

SDSSカメラの焦点面
SDSSカメラの焦点面の写真。5台ずつ6列に並ぶ
CCDの前面にフィルターがかかっている。色は上（右）から赤、近赤外線、紫外線、遠赤外線、緑。
メインのCCDの上下に11個の小型検出器があり、星の位置測定に使用された。これらはすべて、直径約0. 5m、厚さ5cmの石英ガラスの複合光学素子に搭載されている。これは望遠鏡の光学設計の一部であり、写真のとおり、CCDがとりつけられる8台の真空クライオスタットの真空窓が1つ取り付
けられている。

大型CCDウエハー
Morley Bloukeが1986年にJim Westphalの研究室に持ち込んだ、ウエハーに搭載した超大型CCD。
約60mm四方、2,400×2,400の580万ピクセル。当時最大のCCDは約12mm四方だった。
Big CCD Wafer
This is a photograph of the very large CCD on its
wafer which Morley Blouke brought to Jim
Westphal’s office in 1986. It is about 60 mm square,
2,400 ×2,400, 5. 8 million pixels. The largest CCD
available at that time was about 12 mm square.

Fig. 6

Fig. 4SDSS Camera focal plane
Photograph of the focal plane of the SDSS camera,
showing the filters in front of the CCDs in six
columns of five detectors, from top (right), red,near infrared, ultraviolet, farther infrared, andgreen. There are 11 smaller detectors above andbelow the main array which were used tomeasure the positions of stars. All of this ismounted on a complex optical element of fusedsilica about a half meter in diameter and 5 cm
thick, which is part of the optical design of thetelescope and forms the vacuum window for theeight vacuum cryostats seen here in which the
CCDs are mounted.

日没時のSDSS望遠鏡
日没時の2. 5mSDSS望遠鏡の美しく印象的な写真。先端部の花びらは、折り畳んで望遠鏡を覆ったり、較正用のスクリーンとして使用されたりする。望遠鏡上部を覆う金属の箱と下の白いフレー
ムは、風と光の調整設備で、望遠鏡と一緒に移動するが接触はしない。ほとんどの天文台の望遠鏡にあるような昔ながらのドームはない。

Fig. 5176

SDSS telescope at sunset
A dramatic photo of 2. 5-meter SDSS telescope atsunset. The flower-petals on the end fold down tocover the telescope and are used as screens forcalibration. The metal box covering the top of
the telescope and the white frame below are awind- and light baffle which moves with thetelescope but does not touch it. There is noclassic dome as most observatory telescopes
have.

177

●記念講演会

Commemorative Lectures

COSMOSフィールドの極めて遠方にある銀河団のHSC画像
HSCカメラで撮像された遠方の空のごく一部（約13×8分）。写っている天体のほぼすべてが銀河である。中央すぐ右と、中央左やや上方にある極めて赤い銀河の集合2つは、非常に遠方の銀河団で、その光は宇宙の年齢が約半分のときに放出されたものである。赤く見えるのは、赤方偏移している
ためと、実に70億歳という非常に老いた星から成る天体のためである。

Fig. 8Fig. 7
プリンストン大学SDSSメンバー
プリンストン大学でSDSSのカメラとソフトウェアの開発に取り組んだチームのメンバー。後列で立っているのが、左からConnie Rockosi（当時の学生。カメラとサーベイのほぼすべてのエンジニアリング面で力を貸してくれた）、Xiaohui Fan（当時の学生。SDSS
データの大きく赤方偏移したクェーサーの検出を限界まで押し上げた）、George Pauls（望遠鏡製作におけるカメラプロジェクトマネージャー）、Ernst de Haas
（引退した機械技師だが、カメラの開発を手伝うために現役復帰した）、関口真木（国立天文台。CCDと電子機器の専門家で、カメラの設計と製作に多大な貢献をした）、Michael Richmond（カメラのソフトウェア
開発に従事）、Fred Harris（ローウェル天文台。カメラの電子機器の設計に協力）、Mike Carr（カメラのチーフ機械技師。長年私と共にさまざまな機器の開発に従事）、Robert Lupton（ソフトウェア科学の第一人者、カメラデータ処理パイプラインソフトウェ
ア並びに多くのサーベイ計画ソフトウェアの主要作
成者）。次に、着席またはしゃがんでいるのが、左からRob Simcoe（当時の学生。ソフトウェア開発に従事）、Jill Knapp（ソフトウェア研究のプロジェクトマネージャー。チーム全体の総合コーディネーターで母親代わり）、Brian Elms（機械工。現在はヒロの国
立天文台ハワイ観測所に勤務）、私、土居守（当時は東京大学に在籍し、その後国立天文台に勤務。カメラの較正システムを構築したCCDの専門家。おかげで、長年にわたるサーベイの間、機器の健全性と性能の監視が可能になった）。土居守と私の右側には、SDSSカ
メラの枠の輸送用木箱がある。木箱の上には枠本体があり、望遠鏡に搭載されたカメラの周辺機器を支える。Fred HarrisとMichael Richmondの背後には、カメラ焦点面の実物大の図があり、カメラ内のカラーフィルターと52個のCCDが表示されている。

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Princeton SDSS crew
The team of people at Princeton who worked on the
SDSS camera and software. Back row, standing,from left: Connie Rockosi, student at the time, whohelped me with essentially all engineering aspects ofthe camera and the survey, Xiaohui Fan, student at
the time, who pushed the detection of high-redshiftquasars in the SDSS data to the limit, George Pauls,
camera project manager during its construction,
Ernst de Haas, retired mechanical engineer whocame out of retirement to help with the camera,
Maki Sekiguchi of NAOJ, CCD and electronics
expert who contributed enormously to the designand construction of the camera, Michael Richmond,
who worked on the camera software, Fred Harris,from Lowell observatory, who helped design thecamera electronics, Mike Carr, chief mechanicalengineer for the camera, with whom I had worked
for many years and many instruments; Robert
Lupton, primary software scientist and primaryauthor of the camera data reduction pipeline as wellas much of the survey planning software; Then,
seated or kneeling from the left: Rob Simcoe, student
at the time, who worked on software, Jill Knapp,project manager for the software effort and generalcoordinator and mother for the whole team, BrianElms, machinist (now at Subaru in Hilo), me, andMamoru Doi, then at the University of Tokyo on his
way to NAOJ, CCD expert who built the calibration
system for the camera, which allowed us to monitor
the health and performance of the instrument
through the many years of the survey. To the rightof Mamoru and me is the shipping crate for the
SDSS camera cradle and, on top of the crate, thecradle itself, which supported the camera peripheral
equipment on the telescope. Behind Fred Harris andMichael Richmond is a full-sized image of thecamera focal plane, showing the color filters and the
52 CCDs in the camera.

HSC Image of a very distant cluster in the
Cosmos Field
A small piece of sky (about 13 × 8 arcminutes)
imaged deeply by the HSC camera. Almost all
objects in this picture are galaxies. The twogroups of very red galaxies just to the right ofcenter and again to the left and slightly above
center are very distant clusters of galaxies, whoselight left them about half the age of the universe
ago. They are red because of the redshift andbecause they are objects with very old stars even7 billion years ago.
すばるのPFS図
すばる望遠鏡のPFSシステムの概略図。PFSは、
HSCと広視野集光器を共有し、直径1度を超える
広視野で優れた画像を提供する予定。HSCは焦点面にCCDを並べているが、PFSは2, 400本の光ファイバーを動かす位置制御装置を備えた機器を使用する。位置制御装置それぞれに小型モーターを2台搭載して、焦点面上でスペクトルを取得したい銀河の映像がある所望の位置に光ファイバーを移動させる。光ファイバーの位置は、光ファイバーを見上げる高性能な小型望遠鏡であるメトロ
ロジカメラで測定される。光ファイバーに入射した光は、2, 400本の光ファイバーから成る長さ55mのケーブルで、望遠鏡からドーム内に取り付けられた4台の分光器へと送られ、各分光器はそれぞれ600本の光ファイバーの光からスペクトルの取得を行う。

Fig. 9Diagram of PFS on Subaru
Schematic diagram of the PFS spectrographsystem for the Subaru telescope. PFS will share
the wide-field corrector with HSC, providing
excellent images over a field larger than adegree in diameter. In place of HSC’s focal plane
tiled with CCDs, PFS will use a machine with
2,400 fiber positioners, each with 2 tiny motors
to move the fibers to the desired location in the
focal plane where there is the image of a galaxy
whose spectrum is desired. The positions of thefibers are measured by a powerful small
telescope, the metrology camera, looking up at
the fibers. The light entering the fibers is
carried by a 55-meter long cable of 2,400 opticalfibers to four bench spectrographs mounted in
the dome off the telescope, each of which makes
spectra from the light from 600 fibers.

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稲盛財団2019――第35回京都賞と助成金
発

行 2020年10月31日

制

作 公益財団法人 稲盛財団
〒600 -- 8411 京都市下京区烏丸通四条下ル水銀屋町620番地
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E-mail press@inamori-f.or.jp URL https://www.inamori-f.or.jp

ISBN978-4-900663-35-0 C0000