第11回 可視赤外線観測装置技術ワークショップ 2022

2022年12月22日

系外惑星探査のための空間光変調器を用いた
ダークホール制御技術の研究開発
米田 謙太1
須藤 星路2, 一圓 光2, 小池 隆太2, 浅野 瑞基2, 西川 淳1,3,4, 村上 尚史2(1) 国立天文台, (2) 北海道大学, (3) 総合研究大学院大学, (4) アストロバイオロジーセンター

観測画像（数値シミュレーション）
高コントラスト観測装置なし

研究背景◆地球型系外惑星の直接観測➢ 究極目標：惑星光のスペクトル解析による生命活動の痕跡の検出➢ 問題点：恒星-惑星間の明るさの比（コントラスト）✓ 可視光強度比 太陽型星：地球型惑星= 𝟏: 𝟏𝟎−𝟏𝟎◆高コントラスト観測装置

10𝜆/𝐷➢ コロナグラフ：恒星回折光を抑制➢ 波面（ダークホール）制御系：恒星散乱光（スペックル）を抑制

高コントラスト観測装置あり

10−6

天体光

Contrast(log scale)

高コントラスト観測装置

コロナグラフ
検出器

ダークホール制御系

10𝜆/𝐷

10−10
ダークホール1

高コントラスト観測テストベッド@北海道大学
FACET

EXIST

(FAcility for Coronagraphic Elemental Technologies)[1](EXoplanet Imaging System Testbed)[2]✓ 高コントラスト観測のための要素技術の開発を行う✓ 主に3つの光路 (A, B, C)✓ 要素技術を統合し，広い波長域で10−9 − 10−10 レ
ベルのコントラストを目指す

光路C
光路A
光路B

[1] Yoneta et al. 2022, Proc. SPIE, 12180, 1218027.

[2] Murakami et al., 2020, Proc. SPIE, 11443, 114432M.

2空間光変調器 (SLM) を用いたダークホール制御技術の開発◆SLMの特徴
波面制御デバイス

位相分解能

制御素子数

可変形鏡 (DM)

高い (e.g. 2𝜋/10000)
少ない (e.g. 64 × 64)➔ 高いコントラスト➔ 狭いダークホール

空間光変調器 (SLM)

低い (e.g. 2𝜋/1000)
多い (e.g. 1920 × 1200)➔ 低いコントラスト➔ 広いダークホール➢ SLMの実観測への適用検討➢ 将来の多素子DM時代に先駆けた技術開発≈◆SLMを用いた技術開発の意義

検出器
ダークホール制御系

3

発表内容
1. ハーフトーンダークホール制御技術➢ 低い位相分解能で高いコントラストを達成するために、ハーフトーン手法を応用✓ ハーフトーンなし：2.2 × 10−7 ➔ ハーフトーンあり：𝟔. 𝟎 × 𝟏𝟎−𝟖
➢ Yoneta et al. 2022, Astron. J., 163, 112 (DOI: 10.3847/1538-3881/ac35e0)

2. 広範囲・遠方ダークホール制御技術➢ 制御素子の多さを活かした、恒星から遠方や広いダークホールの形成✓ 広範囲：𝟓 − 𝟏𝟎𝟎𝝀/𝑫で1.5 × 10−8
✓ 遠方：75𝜆/𝐷の位置で𝟐. 𝟗 × 𝟏𝟎−𝟗
➢ Yoneta et al. 2022, Proc. SPIE, 12180, 1218027 (DOI: 10.1117/12.2628451)

3. 連星ダークホール制御技術➢ 連星周囲における高コントラスト観測技術✓ 離角100𝜆/𝐷の連星で, 𝟑. 𝟓 × 𝟏𝟎−𝟖 （恒星A近傍）, 𝟐. 𝟎 × 𝟏𝟎−𝟖 （恒星A, Bの遠方）➢ Yoneta et al. 2022, Astrophys. J. Suppl. Ser., 262, 48 (DOI: 10.3847/1538-4365/ac892e)4

発表内容
1. ハーフトーンダークホール制御技術➢ 低い位相分解能で高いコントラストを達成するために、ハーフトーン手法を応用✓ ハーフトーンなし：2.2 × 10−7 ➔ ハーフトーンあり：𝟔. 𝟎 × 𝟏𝟎−𝟖
➢ Yoneta et al. 2022, Astron. J., 163, 112 (DOI: 10.3847/1538-3881/ac35e0)

2. 広範囲・遠方ダークホール制御技術➢ 制御素子の多さを活かした、恒星から遠方や広いダークホールの形成✓ 広範囲：𝟓 − 𝟏𝟎𝟎𝝀/𝑫で1.5 × 10−8
✓ 遠方：75𝜆/𝐷の位置で𝟐. 𝟗 × 𝟏𝟎−𝟗
➢ Yoneta et al. 2022, Proc. SPIE, 12180, 1218027 (DOI: 10.1117/12.2628451)

3. 連星ダークホール制御技術➢ 連星周囲における高コントラスト観測技術✓ 離角100𝜆/𝐷の連星で, 𝟑. 𝟓 × 𝟏𝟎−𝟖 （恒星A近傍）, 𝟐. 𝟎 × 𝟏𝟎−𝟖 （恒星A, Bの遠方）➢ Yoneta et al. 2022, Astrophys. J. Suppl. Ser., 262, 48 (DOI: 10.3847/1538-4365/ac892e)
5ハーフトーンダークホール制御技術：原理◆波面制御デバイスの位相分解能によるコントラストの制限
観測画像（数値シミュレーション）

位相レベル [arb. unit]

位相分解能
制限あり

位相分解能制限なし

𝟐. 𝟓 × 𝟏𝟎−𝟏𝟎50 𝜆Τ𝐷

𝟏. 𝟑 × 𝟏𝟎−𝟗10−6Contrast (log scale)

波面制御デバイスによる波面制御マップ

50 𝜆Τ𝐷10−106ハーフトーンダークホール制御技術：原理◆ハーフトーン手法の応用によるコントラストの改善
観測画像（数値シミュレーション）

位相レベル [arb. unit]

ハーフトーン手法
あり

位相分解能制限なし

𝟐. 𝟓 × 𝟏𝟎−𝟏𝟎50 𝜆Τ𝐷

𝟑. 𝟐 × 𝟏𝟎−𝟏𝟎10−6Contrast (log scale)

波面制御デバイスによる波面制御マップ

50 𝜆Τ𝐷10−107

ハーフトーンダークホール制御技術：実験光学系◆FACET 光路B

SMF

M1

➢ 焦点面位相マスク (FPM) コロナグラフ+ ダークホール制御技術

He-Neレーザー(𝜆 = 633 nm)

L1
M2CCD

To PC

L5L6FPM

LS P2

L4π

8分割位相マスク (8OPM)[1] 強度@Lyot stop (LS)面EP

L3L2

P1

SLM driver

SLM

To PC

SLM： SANTEC CORP. SLM-100[2]✓ 制御素子数：1440 × 1050
➔ 入射瞳 (EP) 直径あたり：2880✓ 位相分解能：2𝜋/1024(@ 𝜆 = 633 nm)
Lyot stop (LS)[1] Murakami et al. 2008, Publ. Astron. Soc. Pac., 120, 1112.

[2] https://www.dreamnews.jp/press/0000145734/

8

ハーフトーンダークホール制御技術：実証実験結果◆位相分解能𝟐𝝅/𝟐𝟓𝟔の設定で、ハーフトーン手法でのコントラストの改善あり
ダークホール制御前
平均コントラスト：2.1 × 10−6

ダークホール制御後
ハーフトーンなし

ハーフトーンあり

平均コントラスト：𝟐. 𝟐 × 𝟏𝟎−𝟕

平均コントラスト：𝟔. 𝟔 × 𝟏𝟎−𝟖

10−5Contrast (log scale)18 − 28𝜆Τ𝐷

5 − 15𝜆Τ𝐷

恒星位置10 𝜆Τ𝐷10 𝜆Τ𝐷10 𝜆Τ𝐷10−89発表内容
1. ハーフトーンダークホール制御技術➢ 低い位相分解能で高いコントラストを達成するために、ハーフトーン手法を応用✓ ハーフトーンなし：2.2 × 10−7 ➔ ハーフトーンあり：𝟔. 𝟎 × 𝟏𝟎−𝟖
➢ Yoneta et al. 2022, Astron. J., 163, 112 (DOI: 10.3847/1538-3881/ac35e0)

2. 広範囲・遠方ダークホール制御技術➢ 制御素子の多さを活かした、恒星から遠方や広いダークホールの形成✓ 広範囲：𝟓 − 𝟏𝟎𝟎𝝀/𝑫で1.5 × 10−8
✓ 遠方：75𝜆/𝐷の位置で𝟐. 𝟗 × 𝟏𝟎−𝟗
➢ Yoneta et al. 2022, Proc. SPIE, 12180, 1218027 (DOI: 10.1117/12.2628451)

3. 連星ダークホール制御技術➢ 連星周囲における高コントラスト観測技術✓ 離角100𝜆/𝐷の連星で, 𝟑. 𝟓 × 𝟏𝟎−𝟖 （恒星A近傍）, 𝟐. 𝟎 × 𝟏𝟎−𝟖 （恒星A, Bの遠方）➢ Yoneta et al. 2022, Astrophys. J. Suppl. Ser., 262, 48 (DOI: 10.3847/1538-4365/ac892e)
10

広範囲・遠方ダークホール制御技術：原理◆波面制御デバイスの素子数と制御可能 (Nyquist) 領域
波面制御デバイスの素子数

観測画像（数値シミュレーション）

𝑁𝑁 𝜆Τ𝐷Contrast(log scale)Nyquist領域

10−6𝑁 𝜆Τ𝐷

10−10𝑁
波面制御デバイス

制御素子数

Nyquist領域

可変形鏡 (DM)

少ない (e.g. 64 × 64)

狭い (e.g. 64 𝜆Τ𝐷 × 64 𝜆Τ𝐷)

空間光変調器 (SLM)

多い (e.g. 1920 × 1200)

広い (e.g. 1920 𝜆Τ𝐷 × 1200 𝜆Τ𝐷)
11

広範囲・遠方ダークホール制御技術：実験光学系◆FACET 光路C➢ 共通光路ナル干渉コロナグラフ (CP-VNC)+ ダークホール制御技術

To PC
CCD

To PCL6SLM driver
L4L5P2LSSMF

SLM

P1L3L2SP

SLM： SANTEC CORP. SLM-200[2]✓ 制御素子数：1920 × 1200
➔ 入射瞳 (EP) 直径あたり：625

L1EP

CBS

He-Neレーザー(𝜆 = 633 nm)✓ 位相分解能：2𝜋/1024(𝜆 = 633 nm)[1] https://www.santec.com/jp/products/components/slm/slm-200/

12

広範囲・遠方ダークホール制御技術：実証実験結果◆𝟓 − 𝟏𝟎𝟎𝝀/𝑫の半円領域で、𝟏. 𝟓 × 𝟏𝟎−𝟖 のコントラストを達成
ダークホール制御前

ダークホール制御後

平均コントラスト：5.8 × 10−8

平均コントラスト：𝟏. 𝟓 × 𝟏𝟎−𝟖𝟏𝟎𝟎 𝝀Τ𝑫Nyquist領域(64 × 64 DM)

𝟓𝟎 𝝀Τ𝑫Contrast (log scale)

10−6𝟓𝟎 𝝀Τ𝑫10−913

広範囲・遠方ダークホール制御技術：実証実験結果◆𝟕𝟓𝝀/𝑫中心の円形領域で、𝟐. 𝟗 × 𝟏𝟎−𝟗 のコントラストを達成
ダークホール制御前

ダークホール制御後

平均コントラスト：8.7 × 10−8

平均コントラスト：𝟐. 𝟗 × 𝟏𝟎−𝟗𝟓𝟎 𝝀Τ𝑫Nyquist領域(64 × 64 DM)

Contrast (log scale)

10−6𝟓𝟎 𝝀Τ𝑫𝟏𝟎 𝝀Τ𝑫10−914

発表内容
1. ハーフトーンダークホール制御技術➢ 低い位相分解能で高いコントラストを達成するために、ハーフトーン手法を応用✓ ハーフトーンなし：2.2 × 10−7 ➔ ハーフトーンあり：𝟔. 𝟎 × 𝟏𝟎−𝟖
➢ Yoneta et al. 2022, Astron. J., 163, 112 (DOI: 10.3847/1538-3881/ac35e0)

2. 広範囲・遠方ダークホール制御技術➢ 制御素子の多さを活かした、恒星から遠方や広いダークホールの形成✓ 広範囲：𝟓 − 𝟏𝟎𝟎𝝀/𝑫で1.5 × 10−8
✓ 遠方：75𝜆/𝐷の位置で𝟐. 𝟗 × 𝟏𝟎−𝟗
➢ Yoneta et al. 2022, Proc. SPIE, 12180, 1218027 (DOI: 10.1117/12.2628451)

3. 連星ダークホール制御技術➢ 連星周囲における高コントラスト観測技術✓ 離角100𝜆/𝐷の連星で, 𝟑. 𝟓 × 𝟏𝟎−𝟖 （恒星A近傍）, 𝟐. 𝟎 × 𝟏𝟎−𝟖 （恒星A, Bの遠方）➢ Yoneta et al. 2022, Astrophys. J. Suppl. Ser., 262, 48 (DOI: 10.3847/1538-4365/ac892e)
15

連星ダークホール制御技術：背景◆連星周囲の惑星も興味深い観測ターゲット➢ 2022年12月現在の連星周囲の惑星の発見数：約270個[1]（発見総数：約5300個[2]）➢ 既知の恒星のうち，およそ半数が多重連星系と考えられている[3,4など]◆連星における高コントラスト観測

観測画像（数値シミュレーション）
10−6Contrast(log scale)➢ 複数の恒星光が惑星の観測を妨げる
高コントラスト観測装置なし✓ 高コントラスト観測装置でそれらの恒星光を抑制
恒星B➢ 現在開発中のほとんどの技術が単一星を想定

恒星A[1] https://www.univie.ac.at/adg/schwarz/multiple.html[2] http://exoplanet.eu/

10−10[3] D. Raghavan et al. 2010, Astrophys. J. Suppl. Ser., 190, 1.
[4] A. Tokovinin 2014, Astron. J., 147, 87.

16

連星ダークホール制御技術：原理◆コロナグラフ：共通光路ナル干渉コロナグラフ (CP-VNC)[1]
偏光子
(P1)

Savart板(SP)

SLM

偏光子(P2)

Lyot stop面✓ 𝑥 = 0に結像する天体➔ 打ち消しあう干渉✓ 𝑥 = 𝑛𝜆/2𝑠 (𝑛 = ±1, ±2, ⋯ )に結像する天体➔ 強めあう干渉

Lyot stop(LS)

レンズ(L)

𝑦検出器
𝑥天体光透過率分布 (Δ𝜆/𝜆0 = 20% )
𝑦𝑥
1
恒星B

惑星

透過率

入射瞳(EP)

Lyot stop (LS)

分離量：𝑠[1] Murakami and Baba 2010, Opt. Lett., 35, 3003.

恒星A

017

連星ダークホール制御技術：原理◆波面制御デバイスの素子数と制御可能 (Nyquist) 領域
観測画像（数値シミュレーション）

波面制御デバイスの素子数

恒星B

𝑁𝑁 𝜆Τ𝐷𝑁 𝜆Τ𝐷
恒星AContrast(log scale)

10−610−10𝑁
波面制御デバイス

制御素子数

Nyquist領域

可変形鏡 (DM)

少ない (e.g. 64 × 64)

狭い (e.g. 64 𝜆Τ𝐷 × 64 𝜆Τ𝐷)

空間光変調器 (SLM)

多い (e.g. 1920 × 1200)

広い (e.g. 1920 𝜆Τ𝐷 × 1200 𝜆Τ𝐷)18

連星ダークホール制御技術：実験光学系◆FACET 光路C➢ 共通光路ナル干渉コロナグラフ (CP-VNC)+ ダークホール制御技術

To PC

To PC

L7SLM driver
L5L6P2BeamBlocker

LSSLM

P1L4L3SPCBSSMF1He-Neレーザー(𝜆1 = 633 nm)

L1SMF2EP
M

L2半導体レーザー(𝜆2 = 635 nm)（中心波長𝜆0 = 634 nm）
19

連星ダークホール制御技術：実証実験結果◆恒星Aの近傍において，𝟑. 𝟓 × 𝟏𝟎−𝟖 のコントラストを達成
ダークホール制御前

ダークホール制御後

平均コントラスト：2.9 × 10−7

平均コントラスト：𝟑. 𝟓 × 𝟏𝟎−𝟖
10−6Contrast (log scale)

恒星B

Nyquist領域(64 × 64 DM)

𝟓𝟎 𝝀𝟎 Τ𝑫

恒星A

𝟓𝟎 𝝀𝟎 Τ𝑫

𝟏𝟎 𝝀𝟎 Τ𝑫
10−920連星ダークホール制御技術：実証実験結果◆恒星A, Bから遠方の位置において，𝟐. 𝟎 × 𝟏𝟎−𝟖 のコントラストを達成
ダークホール制御前

ダークホール制御後

平均コントラスト：1.3 × 10−7

平均コントラスト：𝟐. 𝟎 × 𝟏𝟎−𝟖10−6Contrast (log scale)恒星B𝟓𝟎 𝝀𝟎 Τ𝑫

恒星A

𝟓𝟎 𝝀𝟎 Τ𝑫

𝟏𝟎 𝝀𝟎 Τ𝑫10−921

まとめと今後
1. ハーフトーンダークホール制御技術➢ ハーフトーンなし：2.2 × 10−7 ➔ ハーフトーンあり：𝟔. 𝟎 × 𝟏𝟎−𝟖

2. 広範囲・遠方ダークホール制御技術➢ 広範囲：𝟓 − 𝟏𝟎𝟎𝝀/𝑫で1.5 × 10−8
➢ 遠方：75𝜆/𝐷の位置で𝟐. 𝟗 × 𝟏𝟎−𝟗

➢ 今後：恒星近傍領域での𝟏𝟎−𝟗 レベルのコントラストの達成

3. 連星ダークホール制御技術➢ 離角100𝜆/𝐷の連星で, 𝟑. 𝟓 × 𝟏𝟎−𝟖 （恒星A近傍）, 𝟐. 𝟎 × 𝟏𝟎−𝟖 （恒星A, Bの遠方）➢ 今後：連星のための波面測定技術の開発22