Bull. Cent. Astron. Univ. Hyogo 3, 1–20 (2015)

可視光分光撮像装置 LISS: 西はりま天文台 2.0-m なゆた望遠鏡への搭載と科学観測
小久保 充 1 、橋場 康人 1 、満田 和真 1 、酒向 重行 1 、諸隈 智貴 1 、土居 守 1 、Hanindyo
Kuncarayakti2,3 、森鼻 久美子 4 、伊藤 洋一 4 、新井 彰 51）東京大学大学院理学系研究科天文学教育研究センター
2）Millennium Institute of Astrophysics, Chile
3) Departamento de Astronomı́a, Universidad de Chile, Casilla 36-D, Santiago, Chile
4）兵庫県立大学西はりま天文台
5）京都産業大学神山天文台

Optical Imaging Spectrograph LISS: Development andObservations on the 2.0-m NAYUTA Telescope at NHAO
Mitsuru Kokubo1 , Yasuhito Hashiba1 , Kazuma Mitsuda1 , Shigeyuki Sako1 , Tomoki
Morokuma1 , Mamoru Doi1 , Hanindyo Kuncarayakti2,3 , Kumiko Morihana4 , Yoichi
Itoh4 , and Akira Arai5
1) Institute of Astronomy, University of Tokyo, 2-21-1 Osawa, Mitaka, Tokyo 181-0015, Japan
2) Millennium Institute of Astrophysics, Chile
3) Departamento de Astronomı́a, Universidad de Chile, Casilla 36-D, Santiago, Chile
4) Nishi-Harima Astronomical Observatory, Center for Astronomy, University of Hyogo, Sayo, Hyogo
679-5313, Japan5) Koyama Astronomical Observatory, Kyoto Sangyo University, Motoyama, Kamigamo, Kita-ku, Kyoto
603-8555, Japan
E-mail: mkokubo@ioa.s.u-tokyo.ac.jp(Received 2015 November 30)

概要◦

我々は、ファブリ・ペロー撮像 (R ∼200; 6000-9000 A)、グリズム分光 (R ∼100、400; 4000◦

10000 A)、および広/狭帯域フィルター撮像の 3 つの観測モードを搭載した可視光分光撮像装置
LISS (Line Imager and Slit Spectrograph) を開発してきた。2014 年 7 月からは兵庫県立大学西はりま天文台なゆた望遠鏡に PI 装置として搭載し、科学観測を行ってきた。本稿では、なゆた望遠鏡搭載時の LISS の性能について紹介するとともに、これまでに我々が行ってきた LISS を用いた科学観測について紹介する。

–1–

M. Kokubo, Y. Hashiba, K. Mitsuda et al.

Abstract
We have developed LISS (Line Imager and Slit Spectrograph), an optical imaging spectro◦

graph capable of Fabry-Perot imaging (R ∼200; 6000-9000 A), slit spectroscopy (two grisms of◦R ∼100 and 400 available; 4000-10000 A), and standard broad/narrow-band imaging. LISS has
been installed to the NAYUTA telescope at Nishi-Harima Astronomical Observatory as a PI instrument, and we have been carrying out scientific observations with NAYUTA/LISS since July
2014. In this article, we describe the fundamental capabilities of NAYUTA/LISS and several
scientific results obtained so far.

Key words: galaxies: ISM — galaxies: individual: M82, NGC7714, NGC4395 — instrumentation: spectrographs — quasars: general — supernovae: individual: 2014ec, 2014ed, 2015E,
2015aa1.

LISS (Line Imager and Slit Spectrograph) 装置概要◦

我々は、ファブリ・ペロー撮像 (R ∼200; 6000-9000 A)、グリズム分光 (R ∼100、R ∼400)、 および広/狭帯域
フィルター撮像の 3 つの観測モードを搭載した可視光分光撮像装置 LISS (Line Imager and Slit Spectrograph)の開発を行ってきた (Figure 1、 Figure 2)。長波長側で感度の高い浜松ホトニクス社 2k×1k 完全空乏型 CCDの特性を活かした、ファブリ · ペローエタロンや狭帯域フィルターを用いた近傍銀河の輝線の撮像観測、グリズムによる超新星 · クエーサーの分光観測などを主な目的として設計されている。

Fig. 1. LISS の光学系の断面図。カメラユニットを除く光学系 · 筐体の設計・製作はオプトクラフト社と共同で行った。望遠鏡の F 比が 9 以上の入射光学系に対応しており、2 対 1 の縮小光学系になっている。一部光学系部品は 15-band dichroic-mirror camera (DMC; Doi et al. 1998) の予備部品を使用している。

–2–

Optical Imaging Spectrograph LISS

Fig. 2. LISS システム構成図
本装置は、2012 年に北海道大学 1.6-m ピリカ望遠鏡においてファーストライトを行い、その後 2012 年
から 2013 年にかけてファブリ · ペローモードと低分散分光モードの立ち上げを行った。LISS の開発と、北海道大学 1.6-m ピリカ望遠鏡における立ち上げ、試験観測については Hashiba et al. (2014) において詳細が報告されている。その後 LISS は、2014 年 7 月に兵庫県立大学西はりま天文台に場所を移し、2.0-m なゆた望
遠鏡カセグレン装置として再立ち上げが行われた。数回にわたる試験観測と装置の改良を経て、現在では定常的に科学観測を行うことができている。これまでに 2014 年 9 月、11 月、 2015 年 1 月、 2 月、5 月、9 月に、 なゆた望遠鏡公募観測時間を利用して科学観測を行ってきた。科学成果としてすでに 4 天体の超新星候補 (Kiso Supernova Survey; KISS) の分光同定に成功しており、特に 2015 年 5 月の観測で同定された Ia 型
超新星 KISS15q=SN 2015aa (g ∼20.5mag、赤方偏移 ∼ 0.18; Morokuma et al. 2015d、2015e) は、日本国内の望遠鏡で分光同定された突発天体としては最も暗い天体である。さらに、科学観測と並行する形で、観測モードの設定やオートガイダーの操作などを統合した GUI の整備、測光フィルターの拡充、新たなグリズム◦(R∼400; 4000-8000 A) と波長校正ランプの追加搭載等を行ってきている。本稿では、Hashiba et al. (2014)による報告以後の改良を経た LISS の最新の仕様や、なゆた望遠鏡搭載時の LISS の性能等について紹介する。
なゆた望遠鏡カセグレン焦点搭載時の LISS の装置特性を Table 1 にまとめた 1 2 。なお本稿におけるLISS の機能 · 性能は 2015 年 11 月現在のものであり、今後さらなる変更/追加が行われる可能性がある。

1–1.

CCD

検出器として浜松ホトニクス完全空乏型 2k×1k CCD (ピクセルサイズ=15µm×15µm) を採用している。検出器は独自に設計されたデュワー内におさめられ、 観測時には冷凍機 (ツインバード工業 スターリングクーラー
1 オーバーヘッド領域、選択可能なビニングオプションについては 2015 年 1 月 16 日以降の仕様 (1200×2200 ピクセル → 1200×2240
ピクセル [オーバースキャン領域 =x、y 方向ともに 48 ピクセル] に変更
2 高分散分光モード (GRISM-H) の導入は 2015 年 2 月 17 日以降。

–3–

M. Kokubo, Y. Hashiba, K. Mitsuda et al.

Table 1. LISS の装置特性 (なゆた望遠鏡カセグレン焦点搭載時)
CCD 素子

浜松ホトニクス完全空乏型 2k×1k CCD

データ領域

512x1152×4ch

オーバースキャン領域

48x1200×4ch + 512x48×4ch
2.0 e− /ADU

ゲイン
読み出しノイズ:ビニング:∼ 5.0-5.5 e− (マルチサンプリング 3 回)
1×1, 2×2, 4×4

撮像モード
◦

ピクセルスケール
視野
フィルター0.244 A/pixel∼ ϕ 4 分角 (円形視野)
B, V , Rc, Ic, g, r, i, z, Hα, Hβ, [SII], [SIII]

超低分散 (GRISM-L) 分光モード◦

分散12.4 A/ pixel (1×1 binning)

観測波長域

4000-7000 A(without LP filter)

波長分解能 R

6000-10000 A(with LP filter)∼100 (2 秒角スリット使用時)◦◦

低分散 (GRISM-H) 分光モード◦

分散

2.9 A/ pixel (1×1 binning)

観測波長域

4000-8400 A∼400 (2 秒角スリット使用時)

波長分解能 R◦

–4–

Optical Imaging Spectrograph LISS

Fig. 3. 読み出される fits 画像のフォーマット。データ領域は 4 チャンネルで構成される。 48 pixel×4 チャン
ネル分の直列転送オーバースキャン領域、 48 pixel の並列転送オーバースキャン領域が存在する。

TD08) により-110 度まで冷却される。暗電流は-100 度程度 (173 K) の環境で < 1 e− /pixel/hour (Kamata etal. 2010) であるため、 通常の観測ではダーク画像を取得する必要はない。読み出しシステムには、 東京大学
木曽観測所で開発された Kiso Array Controller (KAC; Sako et al. 2012) を用いている。1 × 1、2 × 2、4 × 4の on-chip binning に対応しており、1 × 1 binning での取得 fits 画像のフォーマットは Figure 3 のようになっている。さらに、マルチサンプリング方式により、AD コンバータで生じるノイズを軽減することができる。
サンプリング回数=1 での読み出し時間は約 13 秒であり、サンプリング回数が増えるごとに読み出し時間が約3 秒ずつ増加する。なゆた望遠鏡搭載時の LISS の読み出しノイズについては、サンプリング回数 1 回の場合に 7e− 、3 回の場合に 5.0-5.5e− 程度に減少し、4 回以上のサンプリングを行っても 5e− 以下に下がることはないことが分かっている。サンプリング回数の設定は、科学観測画像について 3 回、キャリブレーション画像
については 1 回を標準設定としている。

1–2.

フィルター撮像モード

LISS は撮像装置として使用することが可能であり、2k×1k CCD の中央の 2 チャンネル (1k×1k) を用いた視野 ϕ4 分角程度 (なゆた望遠鏡カセグレン焦点搭載時) のカメラとなる。なゆた望遠鏡のインストゥルメント
ローテータ角度が 0 度の状態で取得画像の上方向が北、左方向が東に対応するようになっており、インストゥ
ルメントローテータ角度を調整することで任意のポジションアングル (天球面上) で撮像を行うことができる。
フィルターホイール 2 個 (FLI CFW-2-7) が光路上に直列に配置されており、それぞれ 6 枚ずつフィルターを収納する (Figure 1)。Figure 4 に、2015 年 11 月現在 LISS が保有しているフィルターの透過曲線を示している。広帯域フィルター (B 、V 、Rc、Ic、g 、r、i、z) に加え、いくつかの狭帯域フィルターも搭載している。2枚のフィルターを組み合わせて使う場合もあり、例えば、A049 フィルターと F12 フィルターを組み合わせる–5–

M. Kokubo, Y. Hashiba, K. Mitsuda et al.

ことで [SII] 狭帯域フィルターとして機能させる。LISS に搭載されている Hβ 、Hα、[SII]、[SIII] 狭帯域フィルターは主に系外銀河観測用に作成されているため、透過波長は輝線の静止系波長に対して少しレッドシフト
した位置 (赤方偏移 0.002-0.008 程度) に最適化されていることに注意が必要である (ただし SIIrest フィルター
は [SII] λλ6717、6731 の静止系波長に最適化されている)。

1–3.

グリズム分光モード

光路上にスリットとグリズムを挿入することで、スリット分光観測を行うことができる。スリット、グリズムはそれぞれ自動ステージ (シグマ光機 SGSP20-35、SGSP26-200) 上に固定されていて、ステージ位置を変更することで in/out を制御する (Figure 1、 2).

(a)

スリット、グリズム

観測時のシーイング状況に応じて 1 秒角、2 秒角、3 秒角のスリット幅を選択できるように、 Figure 5 に示したようなロングスリットを採用している。なゆた望遠鏡のインストゥルメントローテータ角度が 0 度の状態
でスリット長方向=南北方向になるが、撮像モードの場合と同様に、インストゥルメントローテータ角度を調整することで任意のポジションアングル (天球面上) 方向にスリットを当てて分光を行うことができる。CCD
画像上のスリット像の位置は固定されているため 3 、スリット幅の選択は望遠鏡のポインティングをオフセットすることによって行う。

LISS には分散の異なる 2 つのグリズムが搭載されており、分光モードは “超低分散グリズムによる分光
モード (GRISM-L)” と、“低分散グリズムによる分光モード (GRISM-H)” の 2 つの観測モードに細分化されている (Figure 11 参照)。ひとつは格子数 75 本/mm、頂角 4.3◦ の超低分散グリズムで、もともとは 15-band

dichroic-mirror camera (DMC; Doi et al. 1998) のために製作したものを用いている。もうひとつは 2014 年
度に新たに製作したもので、平面基板の透過型ブレーズド回折格子 (エドモンド VIS 300GPM 50 X 50) とプ
リズム (頂角 19.2◦ ) をホルダー内で重ねて収納することで格子数 300 本/mm のグリズムとして機能させている。Figure 6 に超低分散グリズム (GRISM-L、実線)、低分散グリズム (GRISM-H、点線) それぞれの理論回折効率を示している。どちらのグリズムも Hβ 、Hα 線両方をカバーするような波長域で最適化されている。

(b)

波長較正ランプ

LISS では、グリズム分光時の波長較正を行うための輝線ランプを内蔵している 4 。輝線ランプとして ORIEL
Instruments のペンシル型キャリブレーションランプを採用しており、6035 Hg (Ar) と 6030 Ar の 2 本のランプを同時に点灯して使用する 5 。輝線ランプは、LISS-なゆた望遠鏡インターフェイス部分に備え付けてある自動回転ステージ (シグマ光機 SGSP-60YAW-0B; Figure 1) に 2 本まとめて並列に固定してあり、回転ス
テージを動作させることでスリット前面にランプ光を照射することができる。Figure 7、8 にはそれぞれ超低分散グリズム (GRISM-L)、低分散グリズム (GRISM-H) を用いた場合の分光ランプのスペクトルを図示している.。Figure 7 から明らかなように、超低分散グリズムを使用した際には、1 次光の長波長側に 2 次光の短◦波長側がオーバーラップしてくる (Figure 9)。超低分散グリズムを用いて長波長側 (>7000 A) で高精度の分
光スペクトルを取得したい場合には、Figure 4 にある LP(Long Pass) フィルターを用いて短波長側の透過を制限する必要がある。
3 スリットはピクセル座標に対して約 0.3◦ の傾きがあり、1 秒角、2 秒角、3 秒角のスリット中心はそれぞれ (X, Y)=(1232,210)、(1233,530)、(1235,873) [pixel, pixel]。
4 LISS の分光モードの波長分解能では夜光輝線はブレンドしてしまい、長波長側であっても夜光輝線を波長較正に用いることはできない。
5 Hg(Ar) ランプを十分温めるため、点灯から約 10 秒程度待ち、Hg(Ar) ランプが十分温まってからデータを取得することを推奨する。

–6–

Optical Imaging Spectrograph LISS

Fig. 4. 2015 年 11 月現在 LISS が保有しているフィルターの透過曲線。Hβ 、Hα、[SII]、[SIII] 輝線の静止系
波長に対応する位置を赤線で示している。 LISS に搭載されている Hβ 、Hα、[SII]、[SIII] 狭帯域フィルターは近傍銀河の観測用に作成されているため、透過波長は輝線の静止系波長に対して少しレッドシフトした位置(赤方偏移 0.002-0.008 程度) に最適化されている (ただし SIIrest フィルターは [SII] λλ6717、6731 の静止系波長に最適化されている)。

–7–

M. Kokubo, Y. Hashiba, K. Mitsuda et al.

Fig. 5. 分光モードで使用されるスリットの設計図 (上) と実物 (下)。図中に示されている天球面上での角度スケールは、なゆた望遠鏡カセグレン焦点 (合成 F 比=12) 搭載時の値である。スリット表面は反射鏡になっており、反射された光はスリットビュワーで結像するように設計されている。

GRISM−L (Low resolution grism; 75 l/mm)
GRISM−H (High resolution grism; 300 l/mm)

Efficiency [scaled]

1
0.9
0.8
0.7
0.6
0.5
0.4
4000

5000

6000
7000
8000
Wavelength [Å]

9000

10000

Fig. 6. 超低分散グリズム (GRISM-L、実線)、低分散グリズム (GRISM-H、点線) それぞれの理論回折効率。
ただしここで示している効率はピーク値を 100%で規格化した相対値であり、実際の効率はより低い (GRISM-Lは実測によると約 63%)。

–8–

Optical Imaging Spectrograph LISS

Fig. 7. 超低分散グリズム GRIMS-L (R ∼ 100、フィルター無し) を用いた場合の分光ランプスペクトル。
(c)

波長分解能

Figure 9 に示したように、超低分散グリズム、低分散グリズムは、1×1 binning の場合に、おおまかにはそれ◦◦
ぞれ 12.4 A/ pixel、2.9 A/ pixel の分散を持つ。2 秒角のスリット幅を用いる場合、波長分解能は 2/0.244/2 ∼◦◦4 pixel ∼49.6 A(超低分散グリズム)、∼11.6 A(低分散グリズム) になり、 R = λ/∆λ で表現すると R ∼ 100 (超低分散グリズム)、∼ 400 (低分散グリズム) である。いずれのグリズムも一般的な天文観測用分光器としては低分散であり、LISS に搭載されている 2 つのグリズムを区別する際には便宜的に超低分散グリズム (GRISM-L)、
低分散グリズム (GRISM-H) と呼んでいる。

(d)

オートガイダー

LISS の分光観測では主に暗い天体をターゲットとするため、長時間露光が不可欠である。長時間のスリット分光を行う際には、望遠鏡のトラッキングエラーによって、 積分中にスリット上からターゲットが外れてしまうという問題が生じうる。なゆた望遠鏡では望遠鏡付属のオートガイダー機能 (圓谷 他 2006) が 2015 年 11月現在稼働していないため、例えば 20 分の積分を行った場合、典型的に 2-3 秒角程度のトラッキングエラーが生じることを確認している。
望遠鏡トラッキングエラーを補正するため、LISS ではなゆた望遠鏡カセグレン焦点の視野の一部を用いたオフセット · オートガイダーを実装している (Figure 1)。オートガイダー用のカメラとして Canon EOS 5D

MarkII を採用しており、 Figure 10 に示したように LISS 自身の CCD 視野から 7.6 分角オフセットした位置を視野にもつ。ガイダーカメラで取得される画像 (5634 pixel × 3753 pixel) の方向は、望遠鏡のインストゥル
メントローテータ角度が 0 度のときに画像上方が西、画像左方向が北になっており、LISS 自身の CCD 画像の天球面上の方向に対して 90 度回転している (Figure 10)。
ガイダーカメラは、焦点合わせを行う Z 方向ステージと、視野を変更する X 方向ステージの 2 つの自動

–9–

M. Kokubo, Y. Hashiba, K. Mitsuda et al.

Fig. 8. 低分散グリズム GRISM-H (R ∼ 400) を用いた場合の分光ランプスペクトル。

Fig. 9. 超低分散グリズム (左図)、低分散グリズム (右図) それぞれの pixel-波長対応。超低分散グリズムに関しては 2 次光の位置についてもプロットしてある。 1 次回帰直線 (点線) の傾きから、超低分散グリズム 1 次◦◦

光の分散が約 12.4 A/pixel、低分散グリズム 1 次光の分散が約 2.9 A/pixel となっていることが分かる。

–10–

Optical Imaging Spectrograph LISS

Fig. 10. 左図: オートガイダーを支持する 2 つの自動ステージ; ガイダーカメラ (EOS 5D MkII) の焦点合わせを行う Z 方向ステージ (TSDM60-20) と、視野を変更する X 方向ステージ (SGSP26-100)。 右図: CCD 画
像 (赤枠) とオートガイダー画像 (緑枠) の天球面上での位置関係。X 方向ステージの位置 (1 から 9 までの 9 段
階の位置を設定できる; 右図参照) を変化させることで視野位置を変えることができる。 右図中の PA は望遠
鏡のインストゥルメントローテータ角度を表している。
ステージ (シグマ光機) に支持されている。ガイダーカメラの視野は 5.2 分角 ×3.4 分角であるが、X 方向ス
テージを動かして視野位置を変化させることで、合計で 19.5 分角 ×3.4 分角の範囲の中からガイド星を探すことができる。Z 方向ステージの位置は、 X 方向ステージ位置に対応して自動的に最適の位置に調整されるよ
うになっている。なお、EOS 5D MarkII の機能的制限から、 オートガイダーの積分時間としては最長 30 秒

(V ∼15mag) までしか選べないことに注意して頂きたい。
オートガイダーを用いた観測を行う際には、オートガイダーの視野を考慮して前もってガイド星を選んでおき、必要ならば望遠鏡のインストゥルメントローテータ角度を調整してガイド星をガイダー視野内に導入してから、ガイダーソフトウェア 6 を起動する (Section 1–5. で述べる GUI から起動できる)。現在のガイダー
ソフトウェアではガイド星 1 つを用いてトラッキングエラーを補正しているが、今後は複数のガイド星を同時に用いてガイドを行うように改良したいと考えている。

1–4.

ファブリ · ペロー狭帯域撮像モード

LISS は本来、Figure 1 にあるように、グリズムを搭載している可動ステージに液晶型エタロン (Scientific
Solutions Inc.; フィネス ∼ 6) も搭載できるようになっており、撮像モード、分光モードと同様にファブリ ·ペロー狭帯域撮像モードも選択できるように設計されている。実際、ファブリ · ペロー狭帯域撮像モードは過去に北海道大学ピリカ望遠鏡における試験観測時に使用実績があり、Hashiba et al. (2014) では惑星状星雲

M57 の [NII]λ6583、[SII]λλ6716/6731、[SIII]λ9069 の波長域での輝線と連続光のスキャンニング観測の結果◦◦が報告されている (R ∼450 at 6563 A、R ∼330 at 9123 A)。しかし現在、経年劣化による性能低下が主な原因で、上記のエタロンは LISS から取り外されている。修理を行う予定も現在のところ決定していないため、本稿ではファブリ · ペロー狭帯域撮像モードについては詳しく述べないことにする。

6 gphoto2 v2.5.2、dcraw v9.26、Image-ExifTool v10.01、IRAF v2.16 を用いたシェルスクリプト–11–

M. Kokubo, Y. Hashiba, K. Mitsuda et al.

Fig. 11. LISS 制御 GUI (2015 年 2 月時点)。 製作には wxPython を使用している。

1–5.

GUI による操作

なゆた望遠鏡において LISS を使用する際には、まずカセグレン可視撮像装置 MINT (尾崎 2005) を取り外し、

MINT が接続されていた位置に LISS を搭載することになる。LISS 使用時の望遠鏡側の焦点の切り替え等は、
MINT 使用時の設定スクリプトを統合制御計算機 (圓谷 他 2006) 上で実行すればよい。
望遠鏡のポインティングや副鏡 (フォーカス) 位置の調整をはじめとして、LISS の観測モードの切り替え
や露光の実行などの操作は、LISS とともに望遠鏡に取り付けられている LISS 制御 PC(Figure 2) 上の GUI から行うことができるようになっている (Figure 11)。電算制御室に設置した LISS 用 PC から、ssh(+X11 転送)
によって望遠鏡に取り付けられている LISS 制御 PC にリモートログインし、GUI を立ち上げる。Figure 11にあるように、撮像 · 分光に必要なパラメータの設定は GUI のメイン画面で行うことができる。さらに左上のタブからガイダー制御 GUI やターゲットビジビリティー表示 GUI 等を呼び出すことができる。

1–6.

効率と限界等級

Figure 12 は標準星の測光によって測定された LISS 測光モードの効率 (大気減光+望遠鏡効率+LISS 光学系
ロス+スリットロス+広帯域フィルター透過率を合わせた全透過率)、Figure 13 は標準星の分光によって測定された LISS 分光モードの効率 (大気減光+望遠鏡効率+LISS 光学系ロス+スリットロスを合わせた全透過率)–12–Optical Imaging Spectrograph LISS

Atmosphere + Nayuta Telescope + LISS
14

2014/9/28 (solid, BD+28d4211, Airmass=1.108−1.120)
2014/11/27 (dotted, EGGR 247, Airmass=1.057−1.065)

Efficiency [%]

12
10

Rc

Ic

V

8
6
g
4
2

B

0
4000

5000

6000
7000
Wavelength [Å]

8000

9000

Fig. 12. 2 つの測光標準星 BD+28d4211 (B 、V 、Rc 、Ic バンド; 2014 年 9 月 28 日観測)、EGGR 247 (g バ
ンド; 2014 年 11 月 27 日観測) の観測から求めた、大気+望遠鏡+LISS 光学系ロス+広帯域フィルター透過率を含めた全透過効率。各測定点に付随する横線は各バンドの透過波長域 (FWHM) を表している。

Fig. 13. 2015 年 9 月 18 日に観測した 2 つ分光標準星 (左図は Wolf1346、右図は Hilt600; シーイング FWHM
は 2.5-3.0 秒角程度) から求めた、大気+望遠鏡+LISS 光学系ロス+スリットロスを含めた全透過効率。大気減
光補正を行っていないため右図では効率が半減している。実線は超低分散グリズムをフィルター無しで使用し◦た場合 (λ >7000 A で 2 次光が混入)、点線は超低分散グリズムを LP フィルターと共に用いた場合、一点鎖線は低分散グリズムをフィルター無しで用いた場合の効率を表している。

–13–

M. Kokubo, Y. Hashiba, K. Mitsuda et al.

を図示している。
測光モードの効率は、Rc バンドで最も高い効率を示しており、長波長側では高い効率が保たれていることが分かる。短波長側での効率の減少は、短波長側で大きくなる大気減光の影響と、浜松ホトニクス完全空乏型 CCD の量子効率特性の組み合わせによるものだと理解できる。分光モードについては、エアマス値が 1 に◦近い状態で測定された値 (Figure 13 左) を見てみると、6000 A 付近で効率のピークを持ち (主にグリズムの◦回折効率のピークを反映している)、ピークの値は 5-6%程度になっていることがわかる。また、λ=10000A 付
近まで高い効率を保っており、ここに赤外線域で高い量子効率をもつ浜松ホトニクス完全空乏型 CCD の特長が現れている。なお、超低分散グリズム (GRISM-L) をフィルター無しで分光した場合の測定では、λ > 7000◦

A において 2 次光の混入を強くうけている。
これらの透過効率の測定値に基づいて限界等級を評価すると、シーイング FWHM=1.5 秒角、夜光輝度◦=20 等/arcsec2 の仮定のもとで、Rc = 20.1 等 (60 秒積分、S/N=10、1×1 binning)、6000A のおける超低分散分光で 20.3 等 (1200 秒積分、S/N=10、2 秒角幅スリット、4×4 binning) となり、日本国内の撮像分光装置
としては最高レベルの感度を持つことが分かる。
大気減光量についての定量的評価は行っていないが、以下のような報告が参考になる。大気減光について、後藤、松村、尾久土 (1993) は、西はりま天文台 60cm 望遠鏡で 1992 年 7 月 29 日に測定した V -band の
天頂における減光量が AV = 0.7 等であったと報告している。このような大きな大気減光が我々の観測の時に◦も存在していたと考えると、大気減光を除いた合計効率は 5000 − 6000 A 付近で 20% (撮像モード)、10% (分光モード) 程度であることになる。
また、Figure 12、Figure 13 に示した測定は、2016 年 1 月に予定 (本稿執筆時) されている主鏡の再蒸着の直前である 2015 年 9 月の観測データに基づいていることにも注意しなければならない。新井 他 (2013) は、◦なゆた望遠鏡の主鏡、副鏡、第 3 鏡の反射率の測定値を報告しており、可視光域 (6700 A) における 2013 年

12 月 18 日 (鏡面清掃前) の主鏡の反射率は 68.0±0.4%程度まで落ちていたことが分かっている (同日の副鏡の反射率は 81.9±2.0%)。2009 年 3 月の再蒸着直後の可視光域での主鏡の反射率は 88%程度であった (新井 他

2013) ことから、2016 年 1 月の主鏡再蒸着後には、Figure 12、Figure 13 に示したような合計効率は 1.3 倍程度改善することが期待される。

2.

科学観測成果以下では、我々LISS 開発グループがこれまでになゆた望遠鏡/LISS を用いて行ってきた科学観測の内容と初期成果について報告する。

2–1.

即時撮像 · 低分散分光追観測による超新星ショックブレイクアウト候補天体の同定

LISS の特長の一つとして、超低分散グリズムの採用によって、波長分解能は犠牲になるものの、非常に高感度の分光観測が可能になっている点を挙げることができる。このような装置の仕様は、比較的暗い (g > 17等) 超新星の分光同定を、1 時間程度の短時間分光観測で行うことを可能にする。このような LISS の特長を生かす観測として、西はりま天文台なゆた望遠鏡共同利用観測時間を利用して、木曽観測所 1.05-m 木曽シュ
ミット望遠鏡に搭載された広視野カメラ KWFC を用いて 2012 年 4 月から行われている超新星サーベイ Kiso

Supernova Survey7 (KISS; Morokuma et al. 2014) で発見された超新星候補天体の超低分散分光追観測を行ってきた。本観測の最終目的は、KISS で発見されることが期待される重力崩壊型超新星ショックブレイク
アウト現象の候補天体 (e.g., Tominaga et al. 2011) を即時撮像 · 分光追観測し、分光同定することである。こ
7 http://www.ioa.s.u-tokyo.ac.jp/kisohp/KISS/–14–

Optical Imaging Spectrograph LISS

Fig. 14. なゆた/LISS 超低分散分光 (R ∼ 100、10 分 × 5、2×2 ビニング) によって取得された Ia 型超新星
KISS15q=SN 2015aa (g ∼ 20.5mag、赤方偏移 ∼ 0.18) のスペクトル。SNID code (Blondin and Tonry 2007)◦
によるベストフィットテンプレートスペクトルを重ねてプロットしている。この天体の場合、λ >7000A における 2 次光の混入はフィッティング結果に影響しない。分光観測は 2015 年 5 月 21 日 22 時 20 分-23 時 14 分に行われた。
れまでの KISS の観測ではまだショックブレイクアウト候補天体は見つかっていないが、その他の爆発初期以降の超新星候補天体については、なゆた望遠鏡/LISS の分光観測によって 4 天体の分光同定に成功している8。この 4 天体のうち、特に 2015 年 5 月の観測で同定された Ia 型超新星 KISS15q=SN 2015aa (g ∼20.5mag;

Morokuma et al. 2015d, 2015e) は、日本国内の望遠鏡で分光同定された突発天体としては最も暗い天体であり、2.0-m なゆた望遠鏡と LISS 超低分散分光の組み合わせによる高感度観測の威力が示された好例となっている (Figure 14)。

2–2.

[SII]、[SIII] 狭帯域撮像観測を用いた近傍星形成銀河の電離パラメータの測定

我々は、LISS に搭載されている完全空乏型 CCD の長波長側での感度を活かし、[SIII] λλ9069、9531 および[SII] λλ6717、6731 輝線の狭帯域撮像観測を行い、近傍星形成銀河の電離パラメータの測定する研究を進めている。
星形成銀河の電離領域の状態を詳しく理解することは、銀河の形成 · 進化や宇宙再電離を理解する上で重要である。赤方偏移 z ∼ 0 − 3 の星形成銀河において、電離パラメータは高赤方偏移になるにしたがって増大する傾向があり (Nakajima et al. 2013, Nakajima et al. 2014)、星形成率、星質量、金属量の関係(Fundamental Metallicity Relation) に、電離パラメータを加えた四つの物理量が相関関係を示すことが報告されている (Nakajima et al. 2014)。また、宇宙再電離の電離光子源としては星形成銀河内の大質量星がひとつの候補として考えられているが、星形成銀河の宇宙再電離への寄与を考える上で、電離光子が銀河間空間に抜け出せる割合が重要である (e.g., Bouwens et al. 2010). この割合は星間物質の形態 (clumpiness 等) に依存しており、特に電離領域の広がり方や電離状態の空間分布が重要である (e.g., Zastrow et al. 2011)。本研究では電離パラメータに注目し、近傍の星形成銀河の電離パラメータの空間分布を調べる。
8 KISS14ap=SN 2014ec (II 型; Morokuma et al.
2015a)、KISS14an=SN 2014ed (Ia 型; Morokuma et al.
KISS15a=SN 2015E (Ia 型; Morokuma et al. 2015c); KISS15q=SN 2015aa (Ia 型; Morokuma et al. 2015d, 2015e)–15–

2015b);

M. Kokubo, Y. Hashiba, K. Mitsuda et al.

電離パラメーターは単位ガス密度あたりの平均電離光子フラックスとして定義され、電離状態と関係する量である。観測的には同じ元素についての異なる電離段階の輝線比、例えば [OIII]λ5007/[OII]λ3727 や[SIII]λλ9069、9532/[SII] λλ6717、6731 を用いて推定する (Kewley & Dopita 2002)。本研究では LISS を用いて [SIII] 及び [SII] 輝線の狭帯域撮像を行い、[SIII]/[SII] の輝線比を用いて電離パラメータを推定する。

[OIII]/[OII] 輝線比が電離パラメータだけでなく金属量に依存するのに対し、[SIII]/[SII] の輝線比は金属量への依存性が小さいため、 [SIII]/[SII] の輝線比を測定することによって金属量と独立に電離パラメータを推定できるという利点がある (Kewley & Dopita 2002)。狭帯域フィルターを用いた撮像観測を行うことで、通常のスリット分光とは異なり、銀河内での電離パラメータの空間分布を調べることができる。さらに、LISS の
狭帯域フィルターを用いた Hα、Hβ の狭帯域撮像観測を並行して行うことで、Hα/Hβ 輝線比からダスト減光を求めることができるため、 空間分解された局所的な電離パラメータとダスト減光の分布などの局所的な物
理量との関係を調べることが可能となる。
先行研究 (Zastrow et al. 2013) では、[SII] と [SIII] の輝線を用いて、6 つの南天の近傍星形成銀河の電離領域の性質が調べられている。これらの銀河には、[SIII] の放射領域が [SII] のものと同程度まで広がっている、すなわち電離光子に対して光学的に薄いものと、[SIII] が銀河が広がっておらず、銀河から遠ざかるにつれて高い電離状態から低い電離状態に遷移する光学的に厚いものの両方が存在することが知られている。しかし、これらの性質が銀河の他のどのような性質と関係があるのか観測的にははっきりとはわかっていない。
そこで本研究では、基本的な性質がよく調べられた近傍の星形成銀河の電離パラメータの空間分布を調べている。2014 年後期になゆた望遠鏡の公募観測として採択された観測時間では、近傍星形成銀河 M82 について

[SIII]、[SII] の狭帯域撮像データを半分程度取得することができた。この観測時間で得られたデータから、予備的な結果ではあるが、[SII]、[SIII] のマップが得られた (Figure 15)。[SII] は銀河円盤の短軸方向に広がっている一方、[SIII] は中心に集中していることが見て取れる。2015 年後期公募観測において、積分時間が不足
している分の [SII]、[SIII] の狭帯域撮像、また、Hα、Hβ の狭帯域撮像観測を行い、ダスト減光の補正やダスト減光分布との関係を議論していく予定である。さらに 2015 年前期の公募観測における観測時間では、近傍星形成銀河 NGC7714 の狭帯域撮像観測を、予定されていた積分時間に到達することはできなかったものの、[SIII]、[SII]、Hα、Hβ の 4 つすべての輝線について行うことができた。こちらの天体については現在データ解析中である。

2–3.

矮小 Seyfert 銀河 NGC4395 の多バンドモニタリング観測による 「熱的再放射モデル」の検証ブラックホール降着円盤起源であると考えられている活動銀河中心核 (AGN) の可視光放射は、数日のタイムスケールで著しい光度変動を示すことが広く知られているが、変動を引き起こすメカニズムはいまだ謎に包まれている (e.g., Kokubo et al. 2014, Kokubo 2015)。本観測では、AGN の紫外-可視域の光度変動を説明するモデルとして「熱的再放射モデル」に着目する (例えば Cackett et al. 2007)。「熱的再放射モデル」では、ブラックホール極近傍の高温コロナ起源の高エネルギー光子によって降着円盤表面が加熱されている状況を考える。すなわち、高エネルギー光子放射量の激しい変動に伴って、高エネルギー光子に照らされている降着円盤表面の温度が時間変化することにより、可視-紫外域の光度変動が生じる、と考える。
「熱的再放射モデル」における検証可能な予言の一つとして、円盤内縁部を起源とする短波長側の変動に対して、円盤外縁部を起源とする長波長側の変動が遅れて生じる、というものがある。本観測では、矮小 Seyfert 銀河 NGC 4395

(D =4.3 Mpc、赤方偏移 ∼0.001; Thim et al. 2004, Peterson et al. 2005) に対して密な V 、i、z-band の 3 バ
ンド光度曲線を取得することで、バンド間の変動の遅延時間を測定し、「熱的再放射モデル」の予言との比較を行うことで、AGN 可視光放射メカニズムに制限を与えることを目指している。

–16–

Optical Imaging Spectrograph LISS

Fig. 15. 2014 年後期公募観測で得られた M82 の 3 色合成図。青が [SII]、赤が [SIII] で、0-2×10−15◦
erg/s/cm2 /arcsec2 の範囲で平方根スケールで表示した。緑は 7000 A 付近の連続光である。図の一辺は 3分角に相当する。
これまでの先行研究から、NGC 4395 は数時間の間に 0.05 等程度の可視光度変動を示すことがわかっている (e.g, Minezaki et al. 2006)。なゆた/LISS を用いた本観測では、NGC 4395 を 1 晩にわたって、フィル
ターを交換しながら連続的に測光観測を行うことを提案した。これまでに、なゆた望遠鏡公募観測時間として、
超新星分光観測 (Section 2–1.) とのシェアで、2015 年 5 月 17 日から 5 月 22 日の間の 0.75 夜 ×2 を割り当てられた。しかし、2015 年 5 月の観測ラン中は天候がすぐれず、予定していたような 1 晩 7-8 時間の多バンドモ
ニタリング観測を行うことができなかった。Figure 16 には、データを取得できた時間帯における NGC 4395の V -band と z-band の光度曲線 (NGC 4395 と近傍参照星とのフラックス比) を図示している。Figure 16 か
ら明らかなように、今回の観測では残念ながら NGC 4395 の多バンド光度変動を捉えることができなかった。
ただし、本観測によりなゆた/LISS を用いることによって (天候が良ければ) 十分な精度の測光値が得られる
ことを確認できたので、次回のなゆた望遠鏡公募観測でも同様の観測を提案していきたいと考えている。

3.

今後の展望

最後に、LISS の今後の予定、展望について述べておく。
科学観測の予定としては、現在行っている狭帯域フィルター撮像観測による近傍星形成銀河の電離パラメータの測定、近傍 AGN の多バンド/低分散分光モニタリング観測などを継続していく予定である。また、系外惑星大気の組成を調べる観測的手法である transmission spectroscopy の実施についても、兵庫県立大学天文科学センタースタッフとの共同研究の形で検討を進めている。Transmission spectroscopy は、トランジッ
トを起こしている天体を多バンド、あるいは分光観測によりモニタリングし、各波長でのトランジット光度曲線のプロファイルの違いから系外惑星大気の組成を調べる手法である (e.g., Bean et al. 2010, Gibson et al.

2013, Narita et al. 2015, and references therein)。LISS では、将来的にはマルチスリットマスクを制作してトランジット天体と複数参照星の同時分光モニタ観測による transmission spectroscopy を行うことを目指し–17–

M. Kokubo, Y. Hashiba, K. Mitsuda et al.

Flux Ratio [NGC4395/ref.star]

0.8

V
z

0.7

0.6

0.5

0.4
0

1000

2000

3000 4000
Time [sec]

5000

6000

Fig. 16. なゆた/LISS で取得された、NGC 4395 と近傍参照星 [α = 12h 25m 50s .91、δ = +33◦ 33′ 10”.1 (J2000)]とのフラックス比で表現した NGC 4395 の V -band と z-band の短時間スケールの光度曲線。各データ点の積分時間は 60 秒であり、V -band の最初の測光の開始時点が 2015 年 5 月 21 日 23 時 59 分 34 秒 (日本標準時)に対応している。後半では天候が崩れたため測光エラーが大きくなっている。
ているが、その前段階として本計画の実現可能性をテストするため、2015 年 12 月には専用の 10 秒角幅のロ
ングスリット (Figure 17) を作成してトランジット天体 XO-3b と参照星 TYC 3727-339-1 の同時分光モニタを行うことを予定している。
以上、本稿で述べたように、2014 年 7 月からなゆた望遠鏡に搭載し観測/改良を行ってきた LISS は、現在では定常的に科学観測を行える安定した装置になっている。2.0-m なゆた望遠鏡との組み合わせにより、LISS
は 現在日本国内で使用できる可視分光器 (ただし低分散) としては最も高感度の装置になっている。LISS は2015 年度以降、PI 装置として西はりま天文台公募観測に供されており 9 、LISS 開発メンバー以外の方々からの観測提案も受け入れ始めている。

謝辞
西はりま天文台のスタッフの皆様には、なゆた望遠鏡の使い方をご指導いただくのみならず、LISS 開発グルー
プの天文台滞在及び観測ラン毎の LISS の望遠鏡への取り付けに際しては多大なるご協力をいただきました。
ここに記して深く感謝致します。また、本研究は JSPS 科研費の助成を受けたものです。

《参考文献》
Bean et al. 2010, Nature, 468, 669
Blondin and Tonry 2007, ApJ, 666, 1024
9 http://www.nhao.jp/ openuse/openuse.html–18–

Optical Imaging Spectrograph LISS

Fig. 17. 2015 年 12 月搭載予定の、系外惑星トランジット観測用スリット。ロングスリット上にターゲットと参照星を同時に導入し、分光する。シーイング変化によるスリットロスを低減するため、10 秒角のスリット幅を採用している。波長較正用に両端と中央に 1 秒角幅の領域を作っている。
Bouwens et al. 2010, ApJL, 708, L69
Cackett et al. 2007, MNRAS, 380, 669
Doi et al. 1998, SPIE, 3355, 646
Gibson et al. 2013, MNRAS, 428, 3680
Hashiba et al. 2014 SPIE, 9147, 2
Jones et al. 2013, A&A 560, 91
Kamata et al. 2010, SPIE, 7742, 29
Kewley & Dopita 2002, ApJS, 142, 35
Kokubo et al. 2014, ApJ, 783, 1, 46
Kokubo 2015, MNRAS, 449, 1, 94
Minezaki et al. 2006, ApJ, 643, 5
Morokuma et al. 2014, PASJ, 66, 114
Morokuma et al. 2015a, Central Bureau for Astronomical Telegrams, 4056, “Supernova 2014ec in UGC6109 = PSN J11023520+5035094”
Morokuma et al. 2015b, Central Bureau for Astronomical Telegrams, 4057, “Supernova 2014ed”
Morokuma et al. 2015c, Central Bureau for Astronomical Telegrams, 4053, “Supernova 2015E”
Morokuma et al. 2015d, The Astronomer’s Telegram, 7562, “KISS: Discovery and Spectroscopic Classification of a Type Ia Supernova KISS15q”
Morokuma et al. 2015e, Central Bureau for Astronomical Telegrams, 4172, “Supernova 2015aa”
Nakajima et al. 2013, ApJ, 769, 3
Nakajima et al. 2014, MNRAS, 442, 900–19–

M. Kokubo, Y. Hashiba, K. Mitsuda et al.

Narita et al. 2015, J. Astron. Telesc. Instrum. Syst. 1(4), 045001
Noll et al. 2012, A&A, 543, 92
Peterson et al. 2005, ApJ, 632, 799
Sako et al. 2012, Proc. SPIE, 8446, 6
Thim et al. 2004, AJ, 127, 2322
Tominaga et al. 2011, ApJS, 193, 20
Zastrow et al. 2011, ApJL, 741, L17
Zastrow et al. 2013, ApJ, 779, 76
新井, 高木, 高橋, 本田, 森鼻, 伊藤 2013, Bull. Cent. Astron. Univ. Hyogo, 1, 11-16
尾崎 2005, Annu. Rep. Nishi-Harima Astron. Obs. 15, 6-14
五藤, 松村, 尾久土 1993, Annu, Rep. Nishi-Harima Astron. Obs., 3, 37-40
圓谷, 坂元, 尾崎, 高根, 井美, 江崎, 坂本, 西野, 森田, 三木, 倉津 2006, Annu. Rep. Nishi-Harima Astron.

Obs. 16, 18-34–20–