ハワイハレアカラ望遠鏡による
1
惑星⼤気の光⾚外モニタリング観測

坂野井 健（東北⼤理）
鍵⾕将⼈, 中川広務, ⾼⾒康介, 前⽥春暁, ⼩野紘夢，岡野章⼀, ⼩原隆博, 笠⽻康正, ⼟屋史紀（東北⼤理）
JEFF KUHN, JOE RITTER, ISABELLE SCHOLL(ハワイ⼤IFA）
⽶⽥瑞⽣, S. BERDYUGINA（ドイツ・ケーペンハウワー研）
第5回 可視⾚外線観測装置技術ワークショップ
⽇時︓2015年12⽉7⽇(⽉) - 12⽉9⽇(⽔)
場所︓東北⼤学理学研究科 ⻘葉サイエンスホール
招待講演

内容
観測の狙い

 太陽系惑星・衛星の連続モニタリング観測の意義

東北⼤学のハワイ・ハレアカラ観測施設
 T40(40cm望遠鏡）

広⾓単⾊イメージャー(1-1)
可視ファイバー・エシェル分光器(1-2)
T60（60cm望遠鏡）
⾚外⾼分散ヘテロダイン分光器（2-1）
可視エシェル分光器・コロナグラフ(2-2)
多波⻑偏光カメラ(2-3)
 現在進⾏中の計画
1.8m⾮軸望遠鏡PLANETS(3-1)
近⾚外エシェル分光器ESPRIT(3-2)

2木星・イオトーラス

目指すサイエンス（1）明るい天体周辺（天体中）の
3
微弱光観測～高ダイナミックレンジ・高分散分光～

by Spencer

主に太陽系天体の惑星（主星）の周りの衛星起源ガスや流出大気などを捉える。

土星・エンケラドス氷火山

大気・プラズマの発光は、太陽光の共鳴散乱、電子衝突励起、レーリー散乱等。

by Johnson

火星 HDO/H2Oマップ

系外惑星大気可視域では、惑星（主星）に対して、観測対象の大気の明るさは10-5～10-7。
惑星本体（例：木星直径～40arcsec)に近いほど、太陽連続光と装置散乱光との分離が問題。
→ コロナグラフ系→ 高分散分光系
2

⽬指すサイエンス(2)太陽-惑星-衛星間のエネルギー・物質相互作用を解明する～連続続モニタリング観測、多点観測～

太陽⾵動圧

B

C

JAXA, AGU, LancasterU press releases

day

⽊星︓地球と異なる磁気圏内部駆動型オーロラ現象

Kimura et al. GRL 2015

ハワイ・ハレアカラ観測所

東北大観測施設

 連続観測 – 現象の時空間変動観測と因果関係解明

日々変動、季節・年・太陽サイクル変動
 フレキシブル -タイムリーなタイムアロケーション
国際協力 、探査機・大型望遠鏡との共同観測

 ユニークな装置 – 可視・近赤外装置

高分散分光
高コントラストイメージング

T40

1999- 広視野単⾊カメラ
2006- T40: 40cm シュミットカセグレン望遠鏡
可視ファイバーエシェル分光器
2014- T60: 60cm カセグレン・クーデ望遠鏡
可視・⾚外⾼分散分光器, 偏光カメラ, etc.
2017(予定)PLANETS: 1.8mグレゴリアン・クーデ望遠鏡
可視・⾚外⾼分散分光器, 偏光カメラ
JSPS頭脳循環を加速するプログラム（2013-2015):
科研費基盤B⼀般、海外学術

T60

PLANETS
1.8m

7700万円ハレアカラ観測所（標⾼3000m)
6Partners
AEOS

3.7m
 Tohoku University

T40(Japan)Pan-Starrs 1.8m

 U. of Hawaii,

IfA/Maui (USA)T60

 Kiepenheuer Inst.

(Germany) SearchLight

PLANETS
1.8m

Observatory(Harlingten,private) Brazil

Faulkes North
Solar-C 0.5m

DKIST4m

1-1. T40
広視野イメージャー＋ひさき（米田、鍵谷、土屋、古賀）

木星衛星イオ
Na雲の発光1°

Na 589nm発光

T40
（⽶⽥）
Na 589nm発光

50RJ east 50RJ west

O I 1304A[R a y le ig h ]D 1+D 2[R a y le ig h ]100
80 Sodium nebula
60 地上Na発光
4020500
040 ひさきO130nm
3020100050
Day of 2015

10050100Dawn Dusk

Day of 2015

地上とひさき宇宙紫外望遠鏡（⼟屋、⽶⽥、古賀）50
Day of 2015

100

50

100

100 ひさきS+++65.7nm
50
400
ひさきS++68.0nm
300
200
200

ひさきS+76.5nm

100

Plasma Tarnsport
time scale︓τ

6000 ひさき
4000
2000
0

木星UVオーロラ

050

Day of 2015 (1=Jan.1)

A u ro ra

S+,S2+,S3+,S4+O+, O2+

Dawn Dusk

S III 6 8 0 S IV 6 5 7
D aw n + D u sk

Atomic density: nO(t), nS(t)(Neutral corona/cloud)

50RJ east 50RJ west

S II 7 6 5

Kimura et al.

B r ig h tn e s s [ R a y leO I 1304A[R a y le ig h ]Koga et al. Poster

10080 Sodium nebula
60 地上Na発光
4020500040 ひさきO130nm
302010000

D 1+D 2
[ R a y le ig h ]ひさき、HST紫外観測100

1-2. T40 可視ファイバー・エシェル分光器（λ/Δλ~67,000)（鍵谷）

92. 東北⼤60cm望遠鏡 (T60)
福島県飯舘村(2013年6⽉)

2014年9⽉

ハレアカラ移設完了

10Haleakala(El. 3000m)

ハレアカラT60の特徴
 ユニークな装置(1) クーデ焦点に⼤型⾼分散分光器(2) ⾚外⾼分散分光器(3) ⾚道儀 – 偏光観測可能(4) ⽇本から遠隔制御(1) 可視高分散・中分散エシェル分光器・コロナグラフイメージャー（Vispec）: （鍵谷,小野）m, FOV~10’ /  ~ 50000,3000(2) 中間赤外レーザーヘテロダイン分光器 (MILAHI): （中川, 高見）m,  ~ 106-7(3) 偏光イメージャーr (DiPOL-2): （S. Berdyugina, 鍵谷, 前田）
B, V, R 高精度偏光観測 (DoLP ~ 10-5~6)[開発中またはゲスト装置]
T60: Open Ceremony[8 Sep. 2014]

近赤外(1-4um) エシェル分光器・イメージャー (ESPRIT)
λ/dλ ~ 20,000
中間赤外 (7-12um) エシェル分光器（GIGMICS) 名古屋大
λ/dλ ~ 40,000
近赤外 (1-1.7um) エシェル分光器 京都大λ/dλ ~ 200,000

2-1. 中間⾚外ヘテロダイン分光器（中川、⾼⾒）（λ/Δλ>106）
 惑星微量気体の高感度検出 温度と風速の遠隔探査(誤差~10 m/s &~10K)
 鉛直プロファイル推定(分解能~5 km)
 有機分子・水系分子の検出
 小型軽量 (飛翔体・気球搭載可能性)

Beam Size(60cm case)Mars2.6”@7um
3.5”@10um

TELESCOPE

CALIBRATOR

Venus
FOV (sub-mm)

FLIP MIRROR
QC
LASER

FOV (MILAHI)

Mixing!
PHOTOMIXER(~2GHz)15”

13

⾚外ヘテロダイン分光器(MILAHI)
η: quantum efficiency
e: quantum of electricity
h: Planck constant
ν: frequency of incident
photonPS: power of signal
PL: power of laser
νIF: |νS − νL|
φ: |φS − φL|
1GHz

EL: electric field of laser
AL: amplitude of laserνL: frequency of laser
φL: phase of laser

20THz, 20THz

CO2laser
ES: electric field of signal
AS: amplitude of signal
νS: frequency of signal

初期結果
金星の中間圏の観測
MIR CO2 non-LTE 発光
First detection by T60
at 971.532 cm-1 (2MHz res.)on 28 Mar. 2015

Venus (2015/05/07)
Venus (2015/05/07)
Vd = -13.6 km/s
Vd = -13.6 km/s
= 17.6”
Diam.Diam.
= 17.6”

φS: phase of signal

ノイズと平均化

the number of data 16384
median: 50
binning: 15(resolution:1MHz)

Noise reduction assuming integral time 40 min

温度と⾵速の⾒積もり
Doppler shift
Observati
on

Vwind0km/s

Dopplerwidth16

Result979.705421 cm-1 [10R26]
温度 (± 35 K)
194 ≤ 230 ≤ 264 [K]
⾵速 (± 24 m/s)
46 ≤ 71 ≤ 95 [m/s](away)

The retrieval of wind velocity and temperature

Doppler width (temperature)

Tkin: kinetic temperature
m: molecular mass
kB: Boltzmann constant
αD: Doppler widthν0: frequency of CO2 (0 km/s)

Doppler effect of light (windvelocity)νobs: frequency of observed line
V: wind velocity
c: velocity of light吸収線の観測結果

17Noisereduction
Integral time: 20 min → 40 min

鉛直温度プロファイ
ルのリトリーババル（今後）

⽕星のヘテロダイン観測計画（2016年2⽉~）Isotope map, HDO/H2O (Villanueva+, 2008)

CO2, O318(Fast+, 2009)

Detection of CH4(Sonnabend+, 2009)

Seasonal var. of oxidisor, H2O2(Lefevre+, 2009)

Mesospheric Wind and T(Nakagawa+, 2013)

1-2. 広ダイナミックレンジ コロナグラフイメージャー（鍵谷）
1R=106/4π photons/cm2/s/str= 3.17 x 10-10 (W/m2/sr) @ 500nm
ターゲット

惑星ディスクから ターゲット明る 惑星ディスク明るの距離
さ
さ

19

明るさの⽐(obj/target)

⽊星イオ・硫⻩プラズマトーラス

50-100”500 R

50MR/nm10^5

⼟星・エンケラドス
酸素トーラス5” from Rings
15” from disk

5R

20 MR/nm (Ring)
15 MR/nm (Disk)>10^6⾦星・⽕星流出⼤気

10-100”1-100 R

>500/nm MR>10^6Jupiter
plasma torus

Count / 2-sec

3コロナグラフイメージャー 光学レイアウト
ND4 filter

20

1st focal plane

Entrance pupil
220 secondary mirror

600 main mirror
Fig. Crosssection of an occulting
mask
Lyot stop (pupil mask)

First focal plane with occulting mask

Collimating lens (f250mmachromatic)
Field lens (f200mm achromatic lens)Camera lens(f180mmF2.8)

Final focal plane(ccd)

Narrow-band filter
Fig. Optical layout of new monochromatic imager attached
6on Tohoku 60cm telescope at HaleakalaLyot stopによる散乱光低減
入射瞳イメージ

副鏡スパイダー（支持構造）が十字型の装置内散乱光を生み出し、迷光源となる。
入射瞳に対応したLyot stopを瞳におくことで、装置内散乱光を低減させる。

21

FT
Lyot stop前後

オカルティングマスク前後

IFT

pupil plane

Image plane

CCD上最終結像

FT

Image plan

Fig. Model calculation of diffraction pattern using Lyot stop

10

22

Occulting mask
Narrow-band filter

Lyot stop

camera lens7

コロナグラフの木星S+トーラス観測例
Lyot stopなし

23

Lyot stopあり

木星イオトーラス（S+)
671.6nm発光。カラース
ケールは左右同じ。
オカルティングマスク形状は
左は丸型、右は短冊型

121-3. 系外惑星偏光観測（鍵⾕、前⽥）
系外惑星の反射光を検出

24

ポラリメーター

c.f.トランジット法、ドップラー法、直接検出[Piirola et al, proc. SPIE, 2014]

Concept: 系外惑星の“⼤気散乱光”を主星光と⼀緒にとる 偏光: 散乱する⾯に直交（90°）で最⼤系外惑星の公転で周期変動
 主星からの光は ‘⾮偏光’ (または系外惑星公転周期とは別の変動特性）を仮定

T60/DiPOL2による系外惑星観測
B, V, Rの３チャンネル偏光カメラ (design by V. Piirola)

⽅解⽯ブロック + 45-deg. 回転 ½ 波⻑板
‘電場2成分’の同時観測

シンプルな光学系で低装置偏光 < ~10-5

測定精度はフォトン数限界

251010フォトン

観測例: HD189733b
Hot Jupiter: period=2.2d, a = 0.03AU, R~1.5RJ [star: 7.7mag(V), K0/M4]
直線偏光度 =10-4 order
B,V,R強度はLambert-Rayleigh大気散乱モデルと整合的
 Rayleigh散乱が支配的？
TurPolWiktorovicz (2009)
Lucas et al. (2009)

Hot Jupiter:
55 Cnc,tau Boo,HD179949,HD167771,
HD139641

S.V.Berdyugina (2010)最近の成果< ターゲット > upsilon And: 3 hot Jupiters
 tau Boo:
hot Jupiter[other candidates Wasp-3b27(4.1 mag)(4.5 mag)(10.6mag), …]< 解析結果 > 偏光度の測定精度: 59の無偏光標準星を計測
1 ~ 2 x 10-5 (1時間積分値)(フォトン数2x108/2-s exposure in B & V band.
1010 フォトン by 768 画像)< 今年度実績 > DiPOL2/T60を⽤いて54晩実施。
 UH88(Mauna Kea) & WHT 4.2m (La Palma) も使⽤。

2.1 PLANETS（坂野井、岡野、他）
28
口径1.8-m非軸望遠鏡- ハワイ大IfA, ドイツケーペンハウ
ワー研ほかとの共同研究- ハレアカラ山頂のUH既存建物を改築- 2017年完成を目指す

通常望遠鏡

⾮軸望遠鏡 (PLANETS)

科学課題と技術29

 科学課題 太陽系天体

惑星や⼩天体近傍の⼤気・プラズマ 系外惑星⼤気
 “Imaging” circumstellar environments 技術実証 世界最⾼レベルの低散乱光学系
 観測好適地
 コロナグラフ系
 ⾼分散分光（ヘテロダイン、エシェル分光器）
 偏光と分光偏光

なぜ⾮軸光学系か︖
迷光・散乱光問題
30

望遠鏡
 回折（開⼝、スパイダー） ミラー表⾯粗さ・ダスト

01Spiderdiffraction

惑星近傍の微弱発光

Mirrorroughness
ApertureDiffraction

0.5m

4.0m

系外惑星

パロマー5m→1.5m
（OAT）

31



パロマ-5mの⼀部を取り出したʻOAT’1.5mで、より良好なストレール⽐を実現

ストレール⽐“Worlds largest night-time OAT”

OAT1.5m

パロマ-5m

PLANETS optics
Gregorian focus, 6’FOV
F/13.5 0.13”/mm

M2

M3
M1: parabola, 1.86m
4.333m fl
M2: ellipse, 12cm
0.26m flM3: ellipse, 24cm

M1
Coude 20” FOV
F/49 0.04”/mm（たぶん）世界で最⼤の（※夜間）⾮軸望遠鏡(※太陽望遠鏡を除く)

32

1.8m 主鏡 (オハラ・クリアセラムZ-HS)

33

Φ＝1850mm t=100mm

溶融炉(Dec. 2010)

ガラスブランク
ロサンゼルス到着 (May 2011)

Harris/EXELISにて荒削り(July 2012)

Criteria

Specification

⾮軸鏡直径
放物⾯近軸半径1800 mm
8.667 m, +0, - 1%

荒削り精度
表⾯研磨

10-20 µ RMS with a goal of 2-3 µ rms
400 grit surface finish or finer, maximum
roughnessfine grinding
200 nm RMS maximum

外端研磨
⾯精度
端処理

must include safety pockets, fiducial
and areas set aside for attachments

主鏡の現状
最終研磨にむけた形状測定と誤差解析

3mm Thick Neoprene Wetsuit Material
McMaster-Carr Part # 1580T3
95” Flat on 3-points positioned inthe 7/10ths Zone34

今後︓主鏡研磨
Harris/ITT
イオンビーム研磨
1回: rms=170μm
2回: rms=125nm3回: rms=45nm
形状計測︓SCOTSテスト

35

HyDraテクノロジー
流体研磨 λ/100
⾃前で形状計測

HyDRa（Instituto de Astronomía, UNAM, Mexico）の特徴
・⾮磁性流体︓⽔にアルミナの粒⼦(粒径もパラメータ)を混ぜたもの）を使う
・肝はノズルの構造で磨く⾯に平⾏の渦状⾼速噴流で研磨する

HyDRaシステム

37(Ruiz, E., et al. (2013),Vol. 21, No. 17, DOI:10.1364/OE.21.020334, OPTICS EXPRESS 20334)

HyDRa研磨の今後

38

 研磨レートは 8.2mm3/hr
 主鏡研磨には2500 m3 必要なので、HyDRa時間で280時間必要

 具体的な研磨⽅法
 メキシコUNAM[流体研磨]とカナダDynamic Structures Ltd.

(DSL)[ロボットアーム]の技術を⽤いる。

 マウイ・カフルイの会社（光学研磨）HnuとDSLが共同で新しい会社を⽴ち上げて、HnuにHyDra設備⼀式（ロボットアーム1台と光学検査タワー）を設置し、主鏡の仕上研磨を⾏うことで合意。

 主鏡はHarris/ITTからHnuへ直接送られる。

低散乱性能⾒積り
通常望遠鏡＋コロナグラフ

39

⾮軸望遠鏡＋コロナグラフ（PLANETS)

PLANETS構造設計

合計51個のロッドアクチエータ

Example SurfaceOutput

40

⾵による構造解析︓50Hzより⾼周波数の振動特性

建物設計︓スライディ
41
ングルーフ

Univ. Chicago Neutron Observatory

2-2.⾚外エシェル分光器
42（ESPRIT)の開発（坂野井、他）
Optical layout

ESPRIT諸元表Parameter

Value

検出器

レイセオン InSb 256x256(プレートスケール0.3’’arcsec/pix)

波⻑分解能~20,000

⼊射F値

F12

スリット・開⼝スペクトルモード︓スリット⻑50’’ (5.4mm)
イメージモード: 80’’開⼝グレーティング

リチャードソン#53*453︓ブレーズ⾓ 71°, 31.6 gr/mm,
サイズW=130 x D=23 mm

グレーティング駆動機構

⾓度範囲 65°- 80°(1 - 4 μm) 安定度 1’’ / 5min 真空ピコ
モータによる駆動

コリメータ・カメラミラー

f= 270mm

コールドストップ

直径 22.5mm（ビーム系）

フィルターターレット

8フィルタ/段、2段、真空モータ駆動

サーマルカットフィルタ

4μm カット（コーニングC9574）

温度30K（検出器）, 90K（ラジエーションシールド）

冷凍機

ヘリウムGMサイクル・住重SRDK-408S-F50

サイズ・重量~800x500x400mm・~150kg

4490K
30K

ESPRITエレクトロニクス︓ブロック図

45

検出器故障︖

おわりに︓共同研究ご興味ある⽅はぜひお願いします

東⼤
⽴教⼤
九州国際⼤
国⽴天⽂台
広島⼤学
名古屋⼤
京都⼤
京都産業⼤
千葉⼯⼤

1.8m
60cm
40cm

岡山、飛騨、京都 3.8m

マウナケア: すばる 8m, IRTF 3m

飯舘30m電波アン
テナ

アタカマ
東大：Mini-TAO,
TAO 6.5m

ひさき・EXCEED[EUV 宇宙望遠鏡][火星]
Mars Express, MAVEN
ExoMars / TGO (2017-)
火星サンプルリターン

[金星]
あかつき
(2015-)

ハワイ⼤
コロラド⼤
JPL
ケーペンハウ
ワー研
ケルン⼤
パリ天⽂台
レスター⼤

[木星]
Juno (2016-)
JUICE (2030-)