2014/1/11	  技術検討会 	

SEICA:	  Second-­‐genera1on	  Exoplanet	  Imaging	  with	  Coronagraphic	  AO	松尾太郎 （京都大学）	  Direct	  Imaging	• Self-­‐luminous	  planets	  around	  young	  systems	
-­‐ Only	  10	  planets	  (candidates)	  reported.	  
-­‐ Contrast:	  <105	  =>	  self-­‐luminous	  planets	  -­‐ Angular	  separa1on	  :	  >	  0”.5	  HR8799	  (A-­‐type)	  (Marois	  et	  al.	  2010)	

Β	  Pictoris	  (A-­‐type)	  (Lagrange	  et	  al.	  2010)	

GJ504	  (G-­‐type)	  (Kuzuhara	  et	  al.	  2013)	

SEEDSの統計的評価	
• 年齢の決定した散開星団、Moving	  Groupsの周りで~40天体の直接観測を実施	   	  0	  検出 	  (SEEDS全体でも2個)	   	  50AU以遠にある6-­‐13MJの惑星の検出確率は	  <3%	  • 散開星団周りで最も低質量(17-­‐20MJ)の褐色矮星の検出に成功。非常に遠方（~800AU）	

Yamamoto,	  Matsuo,	  et	  al.	  2013	  Yamamoto,	  Matsuo,	  in	  Prep.	

伴星	

背景星	

現状	
●	  間接法と直接法は検出領域で相補的	  -­‐	  間接法：5AU以内	  -­‐	  直接法：>10AU以遠	  赤：トランジット	  青：視線速度法	  橙：直接法	  間接法で発見された惑星の分布と	  SEEDSの検出限界の比較	理論（コア集積）との比較	
• コア集積では、10AU以遠の惑星形成は困難	  巨大ガス惑星	SEEDS	-­‐	  	  	  惑星成長	  t1	  	  <	  円盤散逸	  t2	  氷巨大惑星	 直接検出での惑星検出数が少ない原因。	  	  地球型惑星	

惑星分布の理論的な予想	  (Ida	  &	  Lin	  2004)	

将来	
• GAIA衛星	  -­‐ 2013/12	  打ち上げ成功	  -­‐ 高精度アストロメトリ	  -­‐ 若い恒星周りでのターゲット供給	  • 第2世代惑星探査装置	  -­‐ Gemini/GPI,	  VLT/SPHERE,	  	  	  	  	  	  Subaru/SCExAO,	  Palomar/P1640	   間接法と直接法の協力的な関係	

間接法で発見された惑星の分布と	  将来装置の検出限界の比較	

第2世代の惑星探査装置	
• β	  Pictorisの惑星撮像。	  
• Inner	  Working	  Angle	  (IWA)	  	  -­‐	  	  第1世代(VLT/NACO):	  0”.4	  	  -­‐	  	  第2世代	  (GPI):	  0”.2	  0”.5	

VLT/NACOの画像	

GPIのファーストライト画像	

Bocalek	  	  et	  al.	  2013	(hlp://www.gemini.edu/node/12113)	

他の第２世代惑星探査装置	
• 他の観測装置(VLT/SPHERE,	  Subaru/SCExAO,	  Palomar/P1640)は予想性能を満たさない。	  
 可変形鏡の素子数が多いだけで極限の性能は達成できない。	  
主星近傍で散乱光を落とすにはどうすればよいか？	  

Palomar/P1640のHバンド画像	
(3000素子AO)	

LBT/副鏡AOのHバンド画像	
(600素子AO)	
Skemer	  et	  al.	  2012	

Limita1on	  factors	  at	  IWA	(e.g.,	  Guyon	  2005;	  Fusco	  et	  al.	  2006)	

C = C fitting + Ctemp + Cnoise + Cchrom + ...
10-­‐2	Contrast	  	(Airy	  palern)	  *	  (ﬁkng	  error)	  	10-­‐4	34	  across	  actuators	
10-­‐6	60	  across	  actuators	
10-­‐8	100	

1000	
Focal	  plane	  posi1on	  (mas)	

10000	

Temporal	  error	
C = C fitting + Ctemp + Cnoise + Cchrom + ...
Phase	  when	  WF	  sensing	  Wind	  velocity	  :V	

Residual	  Wavefront	  (WF)	

VT	−	○	Primary	  Mirror	

Phase	  when	  WF	  correc1on	  	Les：	  T~10msec、Right:	  T~1msec	

T:	  Time	  diﬀerence	  between	  sensing	  and	  correc1on	  V:	  wind	  velocity	
10	Limita1on	  factors	  at	  IWA	(e.g.,	  Guyon	  2005;	  Fusco	  et	  al.	  2006)	

C = C fitting + Ctemp + Cnoise + Cchrom + ...

Contrast	  	10-­‐2	10-­‐4	60	  across	  actuators	
波面センサのサンプリング速度	  補償コントローラー	

1kHz	
5kHz	

10-­‐6	No	  temporal	  error	
10-­‐8	100	

1000	
Focal	  plane	  posi1on	  (mas)	

10000	

Wavefront	  Sensors	
• Type	  of	  sensor：	  	  	  	  	  -­‐	  Slope	  sensor：SHWFS,	  Modula1on-­‐pyramid	  	  -­‐	  Phase	  sensor：Non-­‐modula1on	  Pyramid,	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  Zernike	  …	  	  	  	  LBT	  ExAOのHR8799	  (Skemer	  et	  al.	  2012)	
Project	Sensor	  Type	Sampling	  rate	

Palomar/3000	

SHWFS	2kHz	LBT/PISCES	

Pyramid	  with	  2-­‐6λ/D	  modula1on.	  
-­‐	  Slope	  sensor	  (<2-­‐6	  λ/D)	  	  -­‐	  Phase	  sensor	  (>2-­‐6	  λ/D)	

1kHz	

Gemini/GPI	SHWFS	

2.5kHz	

VLT/	  SPHERE	SHWFS	

1.2kHz	

Subaru/SCExAO	Non-­‐modulated	  Pyramid	

1.7	  kHz	

Slope	  sensor	  vs.	  Phase	  sensor	

• Phase	  sensor	  -­‐	  Small	  IWA	  but	  low	  dynamic	  range	  Low-­‐order	  wavefront	
Sensi1vity	

• Slope	  sensor	  	  	  	  	  Low	  sensi1vity	  to	  low-­‐order	  wavefront	  error	  	  	  	  	  	  large	  IWA	  Slope	  sensor	
Phase	  sensor	

Spa1al	  frequency	
(Verinaud	  2004)	

	  NEED	  another	  sensor	
種類	Dynamic	  range	

Sensi5vity	  to	  Low	  order	  Wavefront	Robust	Slope	  sensor	

SHWFS,	  Mod-­‐pyramid	  		  	  	  	  >>	  λ	×	○	Phase	  	  sensor	

Non-­‐mod-­‐pyramid	   	  	  	  	  ~	  1λ		  (Ragazzoni+1999)	

○	△	

Limita1on	  factors	  at	  IWA	(e.g.,	  Guyon	  2005;	  Fusco	  et	  al.	  2006)	

C = C fitting + Ctemp + Cnoise + Cchrom + ...

Contrast	  	10-­‐2	60	  across	  actuators,	  5kHz	
I=8mag	

10-­‐4	Slope	  sensor	
Phase	  sensor	
10-­‐6	No	  temporal	  error	
10-­‐8	100	1000	
Focal	  plane	  posi1on	  (mas)	

10000	

Kyoto	  High	  Contrast	  Imager	
Diﬃcult	

First	  gen.	  AO	  (e.g.,	  AO188)	  	  -­‐	  frame	  rate：1kHz	  -­‐	  min.	  correc1on	  scale：	  50	  cm	  Kyoto	  AO	  -­‐	  frame	  rate：5kHz	  -­‐	  min.	  correc1on	  scale：5	  cm	  Contrast:	  106	  at	  1.5λ/D	  	  	  	  	  	  (for	  GPI:	  107	  at	  3λ/D)	  (Goal)	Technical	Easy	

Conceptual	  design	
CPU	

Slope	  Sensor	

500-­‐700nm	

Telescope	Temperature	  ﬂuctua1on:	  <50mk	  Vibra1on	  controlled	Phase	  Sensor	

FPGA	

700-­‐900nm	

Low-­‐order	  AO	High-­‐order	  	  AO	Coronagraph	

WF	  measurement	  on	  science	  detector	
MKIDs	  in	  future	  !	

環境（恒温槽・除振） 	
焦点面センサ	
瞳センサ	
コロナグラフ	高次 AO波面補償	
高次 AO波面センサ	
低次 AO波面補償	
低次 AO波面センサ	
調査・仕様	
概念設計	
要素検証	
仕様検証	
PDR	
詳細設計
実機製作	

2013年9月時点	

プロジェクト進行	17	

環境（恒温槽・除振） 	
焦点面センサ	
瞳センサ	
コロナグラフ	高次 AO波面補償	
高次 AO波面センサ	
低次 AO波面補償	
低次 AO波面センサ	
調査・仕様	
概念設計	
要素検証	
仕様検証	
PDR	詳細設計
実機製作	

2013年1月	

プロジェクト進行	18