すばる望遠鏡広帯域分光装置
NINJA
近赤外分光器の概要
2022/12/21
可視赤外線観測装置技術ワークショップ 2022
東京大学 天文学専攻 M1 安田彩乃

OUTLINE• 観測目標• 装置概要• 補償光学• 光学設計• 感度計算• まとめ

宇宙における鉄より重い元素の起源解明
重元素の起源鉄までの元素：恒星内部の核融合で合成されている鉄より重い元素：r-process（素早い中性子捕獲反応）で合成されている⇨r-processが起きている現場の最有力候補：中性子星合体
中性子星合体によって合成された重元素が放射性崩壊を起こすことで、可視光や近赤外線の放射「キロノバ」を生じる
キロノバは超新星爆発と比較して発生頻度が低く暗い→通常の突発天体サーベイでは発見が難しい

中性子星合体は有力な重力波源→重力波観測＋電磁波観測
Tanaka et al. (2021)

キロノバの初検出計算によるモデルスペクトルとGW170817で観測されたスペクトル2017年 重力波望遠鏡LIGOとVirgo
中性子星合体からの重力波GW170817が初検出→重力波源の電磁波対応天体が発見された
中性子星合体によって重元素が合成されているという証拠が得られた
GW170817の電磁波対応天体
z-, H-, Ks-bandの3色合成画像

ストロンチウム

1.5日観測されたスペクトル
GW170817

2.5日
3.5日
1.5日
2.5日
3.5日

ランタン

セリウム

モデルスペクトル

Domoto et al. (2022)
Utsumi et al. (2017)

キロノバのスペクトル
中性子星合体の理論スペクトル
52.5日

Flux(+(Fi)定数)
フラックス

4

• ｒ-process元素が含まれることで合体後１週間程度の時間スケールで近赤外線で明るくなる

32• 中性子星合体によって放出される重元素質量によってキロノバのスペクトルは異なる

重元素の割合が少ない場合
重元素の割合が多い場合

Ø 元素合成の全体像を明らかにするためには、可視光から近赤外にかけて１週間以上の分光観測が必要になる

7.5日

一例しか観測例がない

1Ø 一般的にどのような重元素がどれだけ中性子星合体によって合成されているか知るため、より多くの観測例が必要

010000
15000
1000
1500
Wavelength (Å)

波長 (nm)Hotokezaka et al. (2021)

20000
2000

観測目標
• 重力波第五期観測（2025年開始予定）で重力波望遠鏡が目標感度に到達した場合、200Mpc以内の中性子星合体を検出可能になり、全天で年間50イベント、すばる望遠鏡では年間10イベントが観測可能になる予定

130 Mpc と 200 Mpc にあるキロノバのJ バンド光度曲線予想図• GW170817のキロノバスペクトルを観測したVLT/X-shooterでは感度が足りない• 可視から近赤外線までの広帯域中分散分光器はすばる望遠鏡にまだない
Ø 必要な感度を満たす、可視から近赤外にわたる波長分解能~3000の同時分光装置を提案

観測等級（J Band）• 距離200Mpcのキロノバを合体後１週間分光観測するため、近赤外線帯（J-band）で限界等級22mag (S/N=10) の感度が必要
そのためには口径８m級の望遠鏡での観測が必要

05
合体からの日数Tokoku et al. 2022

10

NINJA 概要

Near-INfrared and optical Joint spectrograph with Adaptive optics• 可視光から近赤外線までの広帯域分光器• すばる望遠鏡赤外ナスミス焦点に搭載予定（今後導入される予定のナスミスビームスイッチャー に接続）
• すばる望遠鏡に今後導入される予定の、レーザートモグラフィー補償光学(LTAO)に最適化• 2025年 近赤外分光器ファーストライト予定

ADAPTIVE OPTICS
l 補償光学高度 90km• 観測天体近くのガイド星を波面センサーで観測し、大気ゆらぎによる波面の乱れを測定• 波面の乱れを打ち消すように可変形鏡を制御する• 観測天体の光が補正された結果、点光源の広がりを改善できる

ガイド星
••

国立天文台

Natural Guide Star (NGS)
補正用の星Laser Guide Star (LGS)
地上からレーザーを照射して作る人工的な補正用の星
地球大気の中間層に存在するナトリウム原子の層 に波長589 nmのレーザーを照射することで、レーザーによって励起されたナトリウム原子が発光する現象を用いる

レーザートモグラフィー AO
l LTAO ( laser-tomography AO)
4つのLGS構成（開発中）l SCAO ( single conjugated AO)
単一LGS構成 （既存）

SCAO
(AO188)LTAO

Target無限遠LGS

ナトリウム層波面を測定できる範囲が広がる

Telescope

地表層

NAOJ
新しいLGS生成システムによるレーザーのファーストローンチ（2022/3）

LTAO によって実現する補償性能
補償光学性能シミュレーションで予想される空間分解能

SEEING

Tokoku et al. 2022
LTAO/NINJAの視野

SCAO
Terao et al. SPIE (2022)

可視光・近赤外の両方で回折限界に近い空間分解能を達成

NINJA構成

NINJA
望遠鏡からの光補償光学システム

ナスミスビーム
スイッチャー可視分光器
前置光学系
近赤外分光器NINJA 近赤外分光器光学系
望遠鏡からの光スリット鏡

近赤外分光器 パラメータ
波長範囲

0.83-2.5 μm

F比

13.9

スリット幅0.35”

スリット長5”波長分解能~3300

光学系透過率0.43

検出器

HAWAII-2RG

画素数

2048×2048 pix

画素サイズ

18 μm/pix

コリメータ

クロスディスパーザー

Fused Silica/ZnS
スリット
ビュワー
凹面鏡
反射型回折格子検出器
カメラ

検出器上のスペクトル
エシェルフォーマット（HAWAII-2RG１枚）

スリットビュアーによる像

スリット幅の設定
スリット幅に対するエネルギーの割合

l 観測条件によるLTAOの効率の変動（点光源のエネルギーの割合）に対応するスリット幅の設定
l スリット案（スリット交換機構あり）
0.21″ （波長分解能 : ~5500相当、最小幅）
0.35″ （波長分解能 : ~3300相当）
シーイングサイズ（未定）ブランクTokoku et al. (2022)

NINJA の感度見積もり
空
空

主鏡
望遠鏡

スリット

スリット

検出器に入るノイズ源• スカイからの輻射OH夜光（0.8 – 2.4 μm 程度）
大気上層のOHラジカルから放射される多数の輝線
大気からの熱輻射（3 μm 以上）

抑えられない• 望遠鏡の鏡面からの熱輻射

コリメータレンズ
コリメータレンズ• 観測装置からの熱輻射
分散素⼦
分散素子

カメラレンズ

カメラレンズØ スリットマスクの冷却温度の見積り
Ø 分光限界等級の見積り

検出器

検出器

冷却することで抑えられるマウナケアでのスカイからの輻射Geminiモデルでの大気スペクトル
Gemini Sky Background DatanG

・ Air mass 1.0
・ Water vapor column 1.0mm
・ OH輝線＋O2輝線（@1.3μm）＋連続光成分

波長範囲 : 0.9 – 2.5 umnG・ 黒体放射（@273K）

単位時間あたり検出器の１ピクセルに入る光子数n!
n! = 2.3×10"# [photons/s/pixel] @ 1.38 μm
Wavelength [μm]データはGeminiホームページより

スリットマスクからの輻射
スリットマスクを黒体と仮定すると、単位時間あたり１pixelに入るスリットマスクからの光子数*$%&'( )!
*$%&' = ∫ *+/×∆Ω×.$%&' /0 [photons/s/pixel].$%&' ：スリットマスク上で検出器１ピクセルあたりの面積スリットマスクに入射する輻射の温度依存性

スリットマスクからの輻射が、スカイからの輻射の1/100になる温度→139K
ü スリットマスクの冷却温度を139K以下に設定することで、スカイからの熱輻射が最も小さい場合でも、スカイに比べてスリットマスクからの熱輻射を十分に小さくできる
ü この冷却温度は十分に達成可能である

1/100

分光限界等級の見積り
限界等級
波長、露光時間、S/N比などの条件下で決まる、観測可能な最も暗い天体の等級
S/N比、一回の積分時間! 、総積分時間"を与えることで天体からの光子数が求まり、等級に換算できる
S/N比!⁄ = #$" %& =
""
#$"%&

#$" %', +&*) - /#$" %'()#*%'( '()*)*+' '().

・ #! [photons/s] : 天体からの光子数 #! = %" # ∆%&!
" # %∆%&!
=%#'(#')

・ &*+, [photons/s/pix] : スカイからの光子数（Geminiモデルを使用）
・ &-./+ [e-/s/pix] ：１ピクセルあたりの暗電流 (0.05 e-/s)
・'/0.- [e- /pix] ：検出器からの1ピクセルあたりの読み出しノイズ (6 e-)・ ( [pix] ： 信号を検出する画素の数 (12.2 pix)・ )：システム効率・* : 大気透過率

NINJA のシステム効率
NINJAシステム効率スペクトルのオーダーごとの効率
M1, M2, M3, イメージローテーター、ナスミスビームス
イッチャー、前置光学系、ADC、分光器光学系、検出器（AOシステム効率は含まない）• ARコート反射率1.0%• 検出器QE70%
隣合うオーダーの効率を足し合わせた、効率の波長依存性を計算に使用（破線）→読み出しノイズが２倍と仮定
11./%0×2

23次

8次

大気透過率マウナケアでの大気透過率スペクトル

Gemini Data
・ Air mass 1.0
・ Water vapor column 1.0mm

データはGeminiホームページより

分光限界等級条件

結果• T=2 hours, t=15, 30, 60 minutes, S/N=10

ü 一回の露光時間が長いほど、読み出しノイズ成分の寄与が小さい→限界等級は暗くなる• スリット幅0.35″の時、Ensquared Energy 75%と仮定• スペクトルのオーダーごとに波長幅を一定にして計算

ü ２時間で限界等級22mag (S/N=10)を達成できる

背景光Geminモデルでの限界等級 (S/N=10, 2時間)

21.3 mag@1.26μm

15min21.8 mag@1.26μm

30min

22.0 mag@1.26μm

60min

まとめと今後

まとめ

今後の予定

• NINJAの紹介• 限界等級の見積りの精度向上• NINJAの感度計算
・スリットマスクの冷却温度設定→スリットマスクからの熱輻射をスカイからの1/100に抑えるためにはスリットマスクの温度を139K以下にする必要がある• 光学素子の温度サイクル試験

・分光限界等級の見積り
S/N=10, 総積分時間2時間、一回の露光時間１時間の時、22.01 mag (@1.26μm)→NINJAに要求される限界等級22mag (@J-band)を達成している• 検出器単体の駆動試験• 制御系開発 など

分光限界等級

オーダー n=13∆0 ≅ 3.8×10"2 μm
R~3700相当

スリット幅 0.35” , 0.1”/pix→検出器上で3.5 pixel
検出器H2RG 18 μm/pix→3.5×18 = 63 μm
装置に入るエネルギーが持つ波長幅∆4は分散度[μm/mm]×63×10-3 mmで決まる

スペクトルのオーダーごとに波長幅一定の時の波長分解能ndλ

R=λ0/dλR=λ1/dλ80.000639

3580.57706

3909.60982

90.000558

3674.10995

4105.82011

100.000501

3695.86025

4084.50985

110.000455

3720.48542

4074.22064

120.000416

3744.34824

4069.50457

130.000384

3757.13504

4057.39307

140.000355

3777.15862

4056.62501

150.000331

3788.70179

4049.73143

160.00031

3805.0071

4050.20003

170.000291

3820.51811

4051.74191

180.000275

3829.54711

4048.34717

190.000259

3854.32356

4062.10173

200.000246

3863.65486

4061.45706

210.000233

3882.88288

4072.07207

220.000222

3889.11372

4069.87724

230.000212

3912.03704

4085.88435

PFS
PFS

2022/11/03

Wavelength [nm]Limiting magnitude

Wavelength [nm]Limiting magnitude

993

21.5

992

21.42

1100

21.4

1100

21.46

1208

21.2

1208

21.28

PFS
t=7.5 minNread=4NINJA
t=7.5 minNread=6