National Astronomical Observatory of Japan

2020 年 11 月 1 日

No.328

特集

すばる望遠鏡 2020 後編● 未来型のすばる望遠鏡へ● I ダークエネルギー・ダークマターの性質を探求する● II 銀河の形成と進化の歴史を解明する● III マルチメッセンジャー天文学を展開する● IV 地球型系外惑星を探索する

11
2 0 2 0

2020

NAOJ NEWS11

国立天文台ニュース
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03

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表紙
国立天文台カレンダー

特集

すばる望遠鏡 2020●

後編

未来型のすばる望遠鏡へ
小山佑世（ハワイ観測所）／神戸栄治（ハワイ観測所）

I ダークエネルギー・ダークマターの性質を探求する
超広視野主焦点多天体分光装置（PFS）
高田昌広（東京大学カブリ数物宇宙研究機構（カブリ IPMU））／高遠徳尚（国立天文台ハワイ観測所）

表紙画像

今後のすばる望遠鏡の機能強化を担うさまざまな観測装
置群。

背景星図（千葉市立郷土博物館）

II 銀河の形成と進化の歴史を解明する
地表層補償光学 + 広視野高解像赤外線観測装置（ULTIMATE-Subaru）

渦巻銀河 M81画像（すばる望遠鏡）

美濃和陽典（ハワイ観測所）／小山佑世（ハワイ観測所）

新型コロナウイルス感染症に関連した対応について

III マルチメッセンジャー天文学を展開する
田中雅臣（東北大学）

IV 地球型系外惑星を探索する
小谷隆行（アストロバイオロジーセンター、国立天文台）／佐藤文衛（東京工業大学）

新型コロナウイルス感染症の感染拡大を防ぐため、国立天文台の施設公開、定例公開、イベント等の一部を中止いたします。再開につきましては、国立天文台のウェブサイ

23

トや SNS にてご案内いたします。みなさ

おしらせ●

まのご理解、ご協力をお願いします。

2021年国立天文台カレンダーができました。

また、国立天文台にご来訪されるみなさまにおかれましては、下記のことをお願いい
たします。

23

編集後記／次号予告

24

連載「すばる望遠鏡 HSC Cosmic Gallery」08
NGC4517●新型コロナウイルス感染者との濃厚

解説：田中賢幸（ハワイ観測所）

接触が判明している場合や、その恐れがある場合は、ご来訪をお控えください。
●咳や発熱などの症状がある場合は、ご来訪をお控えください。
●マスクや手洗いなど、各自で十分な防護策をお取りください。
★くわしくはhttps://www.nao.ac.jp/notice/20200226-coronavirus.html
をご覧ください。

国立天文台カレンダー
2020 年 10 月

p a g e02

★予定は変更される場合があります2020 年 11 月

2020 年 12 月

● 7 日（水）防災訓練● 6 日（金）幹事会議● 5 日（土）4D2U シアター公開（三鷹）● 8 日（木）教授会議● 7 日（土）4D2U シアター公開（三鷹）● 8 日（火）運営会議● 9 日（金）幹事会議● 9 日（月）運営会議● 11 日（金）4D2U シアター公開（三鷹）● 23 日（金）幹事会議● 13 日（金）幹事会議／4D2U シアター公開（三鷹）● 18 日（金）幹事会議● 24 日（土）特別公開「三鷹・星と宇宙の日2020」● 21 日（土）4D2U シアター公開（三鷹）● 19 日（土）4D2U シアター公開（三鷹）● 25 日（水）プロジェクト会議● 23 日（水）プロジェクト会議（オンライン開催）● 28 日（水）プロジェクト会議

特集

すばる望遠鏡2020
後編

協力
ハワイ観測所

本格的な観測開始から年を経た﹁ す ば る 望 遠 鏡 ﹂︒ ９ 月 号 で は︑ 特集・前編として︑すばる望遠鏡の近況 と︑ さ ま ざ ま な 観 測 成 果 を 紹 介 しま し た︒ 後 編 で は︑ 今 後 予 定 さ れ ているすばる望遠鏡の機能強化計画と科 学 目 標︵﹁ す ば る ２﹂ 計 画 ︶ を 展

望します︒現在︑活躍中の超広視野

主焦点カメラに続いて︑順次開発が進 む 観 測 装 置 群 の 解 説 も 含 め て︑バージョンアップされたすばる望遠

鏡がいかなる課題に挑むのか⁝その全体像をご紹介します︒

03

すばる望遠鏡ドームとネオワイズ彗星（撮影：田中 壱／ハワイ観測所）

写真20

未来型のすばる望遠鏡へ
進化を続ける「すばる望遠鏡」。2030年代へ向けたすばる望遠鏡の科学戦略および装置開発計画（「すばる2」計画）を紹介します。

●01 はじめに

小山佑世

神戸栄治

（ハワイ観測所）（ハワイ観測所）

補天体の同定、の4つの大目標をび装置開発の現状を詳しく紹介

掲げ、宇宙進化の根源的な謎に迫しますが、ここでは2020年代～

すばる望遠鏡も20歳をすぎ、ります。次項以降で、これらの科

2030年代のすばる望遠鏡の未来

青年期を迎えました。建設開始

学目標と各装置計画の関係、およ図を概観してみましょう。

を知る方から見れば四半世紀、すばる望遠鏡の運用を支えるハワイ観測所のスタッフにも、運用開始当初のことを知る人は少なくなりました。しかしこれは決して寂しいことではありません。すばる望遠鏡の観測データで天文学を学び、巣立った世代が、新時代のすばる望遠鏡の運用と科学戦略を支えています。9月号の前編記事では、近年のすばる望遠鏡を取り巻く状況と最新の科学成果を紹介しました。今回はその続編とし て、2030年 代 に 向 け た
すばる望遠鏡の科学戦略および装置開発計画（「すばる2」計画）を紹介します。
「すばる2」計画では、①
暗黒物質と暗黒エネルギーの性質の探求及びニュート
リノ質量の決定、②宇宙の構造形成、銀河形成・進化の物理過程の理解、③マル
チメッセンジャー天文学の展開、④地球型系外惑星候04

図01 「すばる2」計画を支える観測装置群。HSC・PFS に加えて ULTIMATE で GLAO のために導入される可変副鏡の搭載によって主焦点の機能を大幅に強化し、可視・近赤外で広視野サーベイ能力を究める。これに加えてTMT 時代を見据え、系外惑星探査を中心に特にユニークな装置は主に PI タイプ装置として運用を最大限サポート
する（タイムラインについては図02を参照）。

からの資金調達が前提にはなりますが、既存装置のアップグレー
ドや新たな持ち込み装置（PI タイプ装置）
を最大限サポートしま す。 そ の 代 表 例が、9月 号 の 前 編 記
事でも紹介した近赤外超精密視線速度
観 測 装置 IRD（Infrared
Doppler spectrograph）

図02 「すばる2」計画のおおまかなスケジュール。

です。高い精度で波長較正を行い、視線●「すばる2」計画の概要

大規模な分光サーベイを計画して速度法（ドップラー法）によって太います。HSC の測光サーベイは

陽近傍の M 型星まわりのハビタ

図01と図02に「すばる2」計画

それだけでも十分に価値の高いもブル惑星の検出を目指します。他を支える観測装置とその開発・運のですが、銀河までの正確な距離にも系外惑星の直接観測のため用スケジュールをまとめました。

を知り、また個々の銀河の性質をの高コントラスト・高解像度のすばる望遠鏡の特徴は、何と言っ詳細に探るためには分光観測が不極限補償光学システム SCExAOても世界の8メートル級望遠鏡で可欠です。HSC による測光デー（Subaru Coronagraphic Extreme

も群を抜く「広い視野」にありま

タと PFS の分光データが共鳴しAdaptive Optics）も、TMT 時 代 のす。現在、すばる望遠鏡の広視野

たとき、その科学的価値は何倍に系外惑星研究への技術実証として観測を支えているのは、視野1.75

も高まります。

すばる望遠鏡で進化を続けます。

平方度を誇る超広視野主焦点カメ

HSC・PFSが月の暗い夜（暗夜）「すばる2」計画とはすなわち、

ラ HSC（Hyper Suprime-Cam）を担うのに対して、主にすばる望遠

すばる望遠鏡の性能を最大限に引で す。2014年 か ら 延 べ330夜 の鏡の明夜を担う基幹装置として期待き上げるアップグレード計画です。

時間を投入して行われた HSC のされるのが、視野直径20分角にわ

望遠鏡建設当時には誰も想像して「戦略枠」プログラムはまもなくたってシャープな星像を実現する地いなかった、未来型のすばる望遠★02

終了を迎えますが、9月号の前編

表 層 補 償 光 学（GLAO） を搭鏡です。今や HSCは誰もが認める記事で紹介したように、すでに数載した広視野高解像赤外線観測装

すばる望遠鏡の主力装置となりまし★03

多くの科学成果が生まれており、置です（ULTIMATE-Subaru 計

た。しかし、多くの研究者がすば新時代の広視野・深探査天文学の画）。地表付近の大気ゆらぎを補正

るの初期成果に盛り上がっていた。

するGLAO の技術によって、従来2000年代初頭に、すでにその次の続いて登場するのが、HSCと同の補償光学に比べて格段に広い視時代を見据えた装置開発の取り組程度の視野（1.25平方度）で2400

野を実現し、すばる望遠鏡の特にみがあったからこそ、運用開始から★01

幕開けに大きく貢献しています

個の天体を可視 光から近 赤 外 線

赤外線の観測能力を大幅に強化し20年経った今でもすばる望遠鏡が（1.26 μm）まで同時に分光できる超ます（2026年頃完成予定）。欧米

世界から注目され続ける存在でいら

広視野主焦点多天体分光装置 PFSの次世代宇宙望遠鏡ともタイアップ

れることを私たちは忘れてはいけま（Prime Focus Spectrograph）です。

して、従来の観測波長の壁を打ちせん。装置開発には時間がかかり

東大 IPMU を中心に、2023年から破り、私たちの知の地平線を大きくます。新しい装置の完成を知ってかの運用開始を目指して急ピッチで拡大する可能性を秘めた計画です。

ら初めて注目するのではなく、研準備が進んでいます。HSC の探

今後すばる望遠鏡では、HSC・究者コミュニティと観測所・装置

査 領 域 を ベ ー ス に、PFS も「 戦PFS・ULTIMATE の広視野装置群

開発グループが一体となって、進略枠」プログラムとして宇宙論・によるサーベイ観測に重点を置く運

化するすばる望遠鏡を支えていた

銀河進化・銀河考古学を柱とする用を行っていきます。一方で、外部

だきたいと願っています。

★01 HSC の詳しい解説は「国立天文台ニュース No.307・308」をご覧ください。 ★02 Ground Layer Adaptive Optics★03 Ultra-wide Laser Tomographic Imager and MOS with AO for Transcendent Exploration05

I ダークエネルギー・ダークマターの性質を探求する
超広視野主焦点多天体分光装置（PFS）

PFS は、HSC の探査領域を元に大規模な分光サーベイを行い、ダークエネルギー・ダークマターの性質の探求やニュートリノ
質量の測定など、宇宙論的な課題解決にも挑みます。

P

FS とは？（高田昌広）

高田昌広

高遠徳尚

（東京大学カブリ数物宇宙研究機構（カブリ IPMU））（国立天文台
ハワイ観測所）

超広視野主焦点多天体分光装置（PFS）は、カブリIPMUのリードの下、国立天文台、米国（プリンストン大学、ジョンズ・ホプキンス大学、カリフォルニア工科大学・ジェット推進研究所）、北米の大学の PFS 参加グループ、台湾中央研究院
天文及天文物理研究所（ASIAA）、仏マルセイユ天体物理研究所、中国の PFS 参加機関、独マックス・プランク宇宙物理学研究所、ブラジルの参加機関からなる国際共同研究で、開発・建設が進められている次期共同利用装置計画です。すばる PFS は、直径で1.3度の広視野をカバーし、一度に約2400個の天体を380～1260 nm の広い波長帯にわたり、波長分解能が2000～5000の精度で分光観測することを可能にする、極めて強力な装置です。10年以上の開発を経て、来年には試験観測を迎え、2023年からのサイエンス
運用を目指しています。

P

FS が目指す主要サイエンス目標

上述したように、PFS はすばる望遠鏡の集光力と併せて、その広視野、多天体分光能力から、2020年代の天文学を席巻すると期待されています。欧州の VLT にも MOONS 計画と呼ばれる多天体分光装置の開発が進んでいますが、その視野は PFS の約10分の1、また同時分光天体数も1024個（半分以下）であることから、PFS の圧倒的な威力が分かって頂けると思います。また、現在すばるHyper SuprimeCam（HSC）による広天域撮像サーベイのサイエンスが展開されていますが、これらの HSCデータで同定された天体（星、銀河）を分光観測することにより、様々なサイエンスの相乗効果定結果。初期宇宙の宇宙背景放射（Planck Collaboration 2018）の測定から得られた結果と後期宇宙の観測量を用いた結果のあいだに矛盾が報告されている。セファイド変光星（Cepheid variables）などの距離はしごを用いた近傍宇宙の測定結果（ノーベル物理学受賞者 Adam Riess らの結果）、強い重力レンズ効果の測定結果（Wong et al. 2019）、赤方偏移範囲が期待できます。この記事では、PFS 国際共同研究チームお0<z<1.2の銀河サーベイのスローン・ディジタル・スカイ・サーベイのバ

よびすばるコミュニティの研究者からなるPFSチームが検討

リオン音響振動（BAO）の測定結果（Alam et al. 2020）を示す。これにしている主要サイエンス目標を簡単に紹介します。ただし、ここに述べるサイエンスは現時点での天文学、物理学に基づくもので、研究チームが予想しないサイエンスが存在するはずです。PFS で可能になるサイエンス、その地平線の開拓について、皆さんの検討の契機になれば幸いです。
06

図01 （上図）平坦Λ CDM 標準模型を仮定した場合のハッブル定数の測対し、すばる PFS 宇宙論サーベイは、0.6<z<2.4の赤方偏移の BAO を測定し、ハッブル定数の測定問題を解決する。BAO 観測によるハッブル定数の測定には、宇宙背景放射の測定結果を用いる必要がない。（下図）PFS
で期待されるニュートリノ質量の決定精度を示し、神岡のニュートリノ実
験（Super-Kamiokande）で示唆されている3世代ニュートリノの質量和0.06 eV を測定できる精度を達成する（図は ASIAA 真喜屋龍氏らの提供
データに基づく）。

❶ PFS 宇宙論：ダークエネルギーの正体、標準模型を超えが重力の不安定性で成長し、ダークマターが空間的に集積る物理の探索し、その領域でガスが収縮・冷却し、星が形成され、星々が集積し、銀河が形成してきたと考えられています。これら

宇宙の膨張史、特に加速する宇宙膨張の起源の解明は、の銀河形成においても様々な未解決問題があります。例え

現代天文学、物理学における最重要課題です。加速する膨

ば、重力、星形成、超新星爆発によるフィードバック、また張の「説明」のために導入されたのが、実質的に万有斥力

銀河と周辺ガスの循環（輪廻）過程などの物理過程は、各を引き起こすダークエネルギーと呼ばれる謎のエネルギー段階の銀河の進化にどの程度の影響を及ぼすのか？

ですが、その性質は全く分かっていません。

中心には普遍的に巨大ブラックホールが存在しますが、ブ宇宙の加速膨張を調べる強力な手段になるのが、分光観ラックホールと銀河形成の関係は何か？

銀河

宇宙の豊かな網測による、広天域にわたる銀河の3次元地図です。PFS 宇の目大規模構造のなかで、楕円銀河、渦巻き銀河、不規則

宙論では、約1400平方度（全天の約3.5 %）をカバーするす

銀河、さらに銀河群、銀河団のなかの中心銀河、サテライ

ばる HSC サーベイのデータから選んだ銀河の分光観測を

ト銀河などの異なる銀河の違いはどのように生まれたのか、行い、赤方偏移 z = 0.6から2.4にわたり、約400万個の輝線銀河の形態の起源は何か？ PFS の銀河形成プログラムは、銀河に基づく3次元地図を作成する予定です。2019年ノーこれら銀河形成の問題を圧倒的な統計研究で解明すること

ベル物理学賞を受賞した Peebles 教授らの理論から、各赤を目指しています。

方偏移の銀河の3次元分布には、バリオン音響振動（BAO）

PFS 銀河進化プログラムは、すばる HSC の深いデータ、と呼ばれる、その長さ（波長）が分かっている「標準ものまた他の多波長データがある HSC-Deep の約15平方度のさし」の痕跡が残されています。銀河分布から BAO 標準

領域の約数10万個の銀河を分光観測します。赤方偏移でものさしを測定することにより、膨張宇宙における距離を

z ~ 2までの銀河については、近赤外線波長の光度で無バイ測定することができ、これは宇宙の膨張史を測定すること

アスに選んだ、つまり選択効果が最小限の銀河サンプルをと等価です。また、光の速さは有限であるため、遠方の銀調べ、異なる形態、異なる進化ステージにある、様々な銀河を観測することは、昔の宇宙にある銀河、ここでは銀河河について徹底的な統計研究、また銀河を取り巻く環境との分布を観測することと等価です。z = 2.4から0.6の範囲

銀河の性質を観測的に解明します。赤方偏移 z ~ 2を超えにわたる銀河の分布の進化史を測定することで、宇宙の構る銀河については、星形成銀河、あるいは輝線銀河の候補

造の進化史を観測的に紐解くことができます。

天体の分光観測を行います。特に新規性の高い研究テーマ

図01には、PFS 宇宙論が目指す、宇宙の物理量の測定としては、星形成銀河を背景光源として用い、連続光スペ精度の予想例を示します。一つは、現在のハッブル宇宙膨

クトルに現れるライマン α 吸収線を調べることにより、宇張を特徴付けるハッブル定数の測定精度です。現在、異な宙の大規模構造のなかの中性水素の空間分布を調べる研究

る観測の結果のあいだに矛盾が報告されており、宇宙の標があります。さらに z ~ 7に及ぶ高赤方偏移では、ライマン

準模型 Λ CDM モデルの綻びを示唆している可能性があり

α 輝線銀河を分光観測し、宇宙の再イオン化過程の物理をますが、この問題に決定的な決着をつけます。もう一つは、調べる予定です。

ラムダ

3世代ニュートリノの質量和の測定です。長年の神岡の実

p08・図02は PFS 銀河進化研究が計画しているイラスト

験、小柴氏、梶田氏のノーベル物理学賞の世界的研究成果

レーションです。赤方偏移で z ~ 0.5から7にわたり、銀河に代表されるように、ニュートリノはいわば日本の国素粒を分光観測し、銀河の性質と大規模構造の関係を調べます。

子（national elementary particles）とも言えます。標準模下図に示されるように、星形成銀河を背景光源として用い、型の3世代ニュートリノに関係する物理量で未測定のもの

銀河間空間における中性水素の空間分布を構築することがは、CP 対称性の破れの位相（δ）
、とニュートリノ質量の絶できます。

対値の2つだけです。Kamiokande、Super-Kamiokande また T2K などの実験は、ニュートリノの質量自乗差だけを測❸ PFS 銀河考古学：ダークマター、天の川銀河の起源定しており、3世代ニュートリノの質量和の下限値しか分かっていません。PFS は、そのニュートリノ質量和の真のPFS は、天の川銀河の星の観測でも威力を発揮します。

値が最小値（下限値）であっても測定が可能です。このよ

天の川銀河のハロー領域に存在する矮小銀河は、質量に対

うに、PFS 宇宙論は宇宙の物理量の定数を測定できる威力

してダークマターが支配的な銀河です。PFS 銀河考古学を有しています。ただし、このビッグサイエンスについてプログラムでは、矮小銀河の重力圏に属するメンバー星をは熾烈な国際競争にあり、入念な準備が必要になります。

分光観測し、各々の星の視線速度を測定することで、矮小銀河の重力の強度、つまりダークマターの空間分布を復元❷ PFS 銀河進化：銀河の特性・進化の俯瞰的研究することを目指します。すばるの大口径、PFS の広視野、多天体分光性能により、PFS の一晩の観測は Keck 望遠鏡

現在の標準的な構造形成のシナリオでは、宇宙の始まりの50晩以上の観測に対応します（p08・図03参照）。無バイアのインフレーションの量子ゆらぎから生まれた原始ゆらぎ

スに選んだ矮小銀河の領域の多数の星（メンバー星、また背
07

図02

PFS 銀河進化サーベイの概念図（PFS 銀河進化チーム、及びカブリ IPMU Khee-Gan Lee 氏提供）。（上図）HSC-SSP Deep
領域から選んだ PFS で分光観測するターゲットの銀河を示す。
1<z<1.8は、近赤外線の光度（銀河の星質量に対応）で選択した、
つまり無バイアス（均一）な銀河のターゲット。2<z<6の範囲は星形成銀河を分光する。このなかで2<z<3.5の銀河を背景光源として用い、銀河間空間の中性水素の3次元分布を測定する（左図のイラスト参照）。z≈ 5.7, 6.6 の銀河については、HSC の狭帯域フィルター（NB フィルター）で選択したライマンα輝線銀河候補
を分光観測する。このように、様々な銀河、また銀河間ガスの性
質・特性、さらに銀河・ガスの分布で明らかに宇宙の大規模構造を調べる。

図03 （左図）： 矮小銀河 Fornax における PFS の視野を示す。青、緑色の点は矮小銀河のメンバー星候補を示し、赤色は天の川銀河ハロー領域の前景、背景星を示す。PFS の1晩の観測で、矮小銀河の自己重力圏にあるメンバー星の視線運動を測定することができ、ダークマターの空間分布を正確に復元できる。左下の四角は、Keck 望遠鏡の DEIMOS 分光器の視野を示す。PFS の1晩の観測は、Keck 望遠鏡の50晩以上の観測に対応する。（下図）異なる性質のダークマターを仮定した場合、自己重力系ハロー領域（矮小銀河などが形成される領域）のダークマターの空間分布の数値シミュレーションの例を示す。標準模型は、冷たいダークマター模型（CDM）に基づく。それ以外は、異なるダークマターを仮定した場合。ダークマター粒子自体の速度分散が無視できない、「暖かい」ダー
クマター模型（Warm Dark Matter = WDM）。ダークマター粒子同士が相互作用する模型（Self-Interacting Dark Matter = SIDM）。「波」のような性質を持つ、例えばアクシオンなどの超軽量ダークマター模型（Fuzzy Dark Matter =FDM）。矮小銀河の PFS 観測から、ダークマターの性質に迫ることができる（東北大 林航平氏ら提供）。

08

景・前景の星）を分光観測し、矮小銀河の星形成史に依存せる星分布の構造、また金属量およびその空間分布などを用ずに、矮小銀河の中心部にダークマターの質量密度のコアのいることで、我々の住む天の川銀河の形成・進化過程を観存在などの異常が発見されれば、アクシオンダークマター、あ測的に明らかにすることができます。現在、欧州の Gaia

るいは比較的強い自己相互作用するダークマターの発見に繋衛星が天の川銀河の10億個の星（視差距離、固有運動、分がる可能性があります。このように矮小銀河の PFS 観測から光データ）を観測し、銀河考古学の分野で様々な革新的なダークマターの性質に迫ることができます（図03）。

研究成果を出していますが、PFS は天の川ハロー領域、つまた、PFS 銀河考古学プログラムでは、アンドロメダ

まりより遠方にある星、また天の川銀河の形成の初期の情銀河のハロー領域の星の分光観測、あるいは天の川銀河の報・痕跡を残す星を調べることで、Gaia と相補的な研究をディスクの外縁領域、あるいはストリームにある星の分光展開します。これらの研究は、日本が進める JASMINE 衛

観測も行う予定です。位相空間（空間、速度空間）におけ星計画にも繋がるでしょう。系統的な研究が望まれます。

観測装置 PFS の概要（高遠徳尚）

光ファイバーを使った分光器は、配置の自由度が高い代
わりに、星の光を効率よく分光器に届けるのに様々な困難

PFS ハードウェアの全体構成を図04に示します。すばがあります。いかに効率良く光を捉えて伝送するかが、腕る主鏡で反射された天体の光は、筒先の主焦点部に集光さの見せ所となります。まず光ファイバーを目的天体の場所

れます。HSC のために開発された主焦点補正光学系が作に正確に配置し、露出時間中もその状態を保たなければなる視野は世界トップの広さを誇り、そこに2394本の光ファりません。これが最大の関門です。一本一本の光ファイイバーを配置します（PFI）。光ファイバーは約60 m の長バーは、軸をずらして2段重ねにした小さなモーターに取さがあり、望遠鏡の高度軸巻取りを通ってドーム側に設置り付けられていて、直径9.5 mm の円の内部を自由に動くした分光器へ天体の光を導きます。分光器（SpS）は全くことができます。この位置決め装置はカリフォルニア工科

同一の4台のモジュールからなり、各モジュールには約600

大学と JPL が開発を進めてきたもので、その形と動きが頭

本の光ファイバーが接続されます。それぞれのモジュールをもたげたコブラにどことなく似ているので Cobra と名付は青、赤、近赤外域の3アームに分かれており、合わせてけられています。すべての光ファイバーの位置は、カセグ

0.38 μm から1.26 μm までの広い波長範囲を同時に分光で

レン焦点に設置するカメラ（MCS）により一気に測定されきるようになっています。分光器は近赤外線域での背景光て Cobra にフィードバックされます。およそ7回この操作を低く抑えるためと分光器の安定性を確保するために、室を繰り返すと所定の精度で光ファイバーが配置できます。

温が5 °C の恒温室（SCR）に設置されます。

しかし「星が焦点面上のどこに来るか」を正しく知らな
くては、光ファイバーをそこに配置できません。望遠鏡光学系の像面歪曲、微分大気
差、装置や望遠鏡光学系の重力変形等々を、望遠鏡の高度角や装置回転機構の角度の関数として知る必要があります。また装置交換毎の取付け再現性も補正しなければなりません。光ファイバーは視直径約1秒角の光を受けるので、その約1/10（0.1秒角）の精度でこれら変動の影響を予測する必要があります。PFS は HSC と同じ光学系を使用するため、HSC で得られた大量の撮像データおよび製造データを使った光学モデルを使って、上記補正の予行練習を現在行っていますが、望遠鏡に装着してからの較正が非常に重要となります。
首尾よく光ファイバーに星の光を導けた
後も、光は長さ60 mもの光ファイバーの中を伝播するうちに減衰してしまいます。特に波長の短い青い光で減衰が顕著になるため、PFS では日本のメーカーに依頼して青域で

図04

PFS ハードウェアの概要。

も減衰の少ない光ファイバーを開発しまし09た。また光ファイバーでは、ファイバーから出てくる光の角度分布が、入射光のそれよりも広がり、光ファイバーの曲がり具合によってそれが変化します。分光器で受けられる光の角度には限りがあるので、それより大きな角度で出射した光は失われてしまいます。それを避けるために、光ファイバーの入射端に小さなレンズを付けてあらかじめ入
射角を抑えてあります（このレンズも日本製で、反射防止
膜は先端技術センターの特殊蒸着装置で成膜されました）。
また光ファイバーは特殊な巻き方で束ねられており、少々曲げが変化しても影響が出ない工夫がしてあります。
その他、各サブシステムにはそれぞれ独自の工夫がなされていて解説しだすとキリがないので、興味のある方は

図05

すばる望遠鏡に設置中の1台目の分光器。

図06

すばる望遠鏡に搭載して調整中の光ファイバー位置計測用カメラシ

SPIE 等で発表されているレポートをご覧ください。装置
全体の詳しい諸元、予想性能などは https://pfs.ipmu.jp/
intro.html を参照してください。

現在の開発状況
分光器の1台目は既に山頂に設置され特性の評価を行っています（図05）。光ファイバー位置計測用カメラシステ
ムも既に山頂での調整を終えて（作業の最中にキラウエ
アの噴火が起こり難儀しましたが）、主焦点部装置の到着を待っている状態です（図06）。主焦点部はコブラ・モ
ジュールの製作が完了し、台湾にてすべてのモジュールの組み込みも完了し（図07）、執筆時現在光ファイバーにコ
ネクターを取り付ける作業と最終の特性評価を行っている

ステム（MCS）。

段階で、2021年に予定している試験観測開始に向けて作業の大詰めを迎えています。分光器の残り3台も組立調整が良く使用するかは、運用上の重要な課題であり、コミュニ

進んでいて、順次ハワイへ輸送されフルセットでの試験観

ティ―も含めて検討が進められています。

測を行う予定です。

2020年に入り、新型コロナの影響で各国でラボへの出入

ハードウェアの開発と並行して、装置制御ソフトウェア

りや出張の制限が続いており、コロナ前に想定していたスだけでなく、解析パイプライン、科学データベースの開発

ケジュールで進めることが困難な状況になっています。しが進められていて、日本では HSC で研鑽を積んだチーム

かし各機関と調整、工夫をして、安全・確実に、そしてでが中心となって、PFS でもその経験を生かして活躍していきるだけ早く科学観測を開始できるよう、進めていく予定

ます。また2400本の光ファイバーを如何に無駄なく効率です。

図07 （左）コブラ・ モ ジ ュ ー ルの組込み作業と、（右）モジュール
がすべて組込まれた主焦点部装置（PFI）。
（クレジット：ASIAA/
ASRD）

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II 銀河の形成と進化の歴史を解明する

地表層補償光学 +広視野高解像赤外線観測装置（ULTIMATE-Subaru）
ULTIMATE-Subaru は、地表層補償光学を用いた広視野高解像の赤外線観測を実現することで、超遠方の宇宙を探査し初期宇宙の性質とその後の進化を明らかにします。

美濃和陽典（ハワイ観測所）

すばる望遠鏡アップグレード計画「第三の矢」

小山佑世（ハワイ観測所）

測能力を大幅に強化する計画です。地表付近の大気ゆらぎを補正して星像を改善する GLAO の技術によって、従来の前節で紹介された PFS は、すでに運用を開始している

補償光学に比べて格段に広い視野を実現することができま

HSC とともに、2020年代のすばる望遠鏡の主力装置としす（図01）。ハワイ島マウナケアは、GLAO に最適な大気条て歴史的なサーベイを成し遂げることが期待されます。た件で、K バンド（波長2 μm 帯）において標準的な気象条件

だし HSC も PFS も主に「可視光」の観測装置であること

で0.2秒角の空間解像度を実現できます。これはハッブルには注意が必要です。遠方銀河の観測を例に挙げると、ラ宇宙望遠鏡や2020年代中盤に打ち上げが予定される米国

イマンα輝線やライマンブレークを狙う方法であれば赤方NASA の Nancy Grace Roman Space Telescope とも同等

偏移6～7の宇宙まで、H α輝線であれば赤方偏移1の宇宙の解像度です（p12・図02）。GLAO による星像改善によっまでしか見通すことができません。より遠方宇宙を開拓すて点源検出感度も向上し、視野拡大と合わせてサーベイ効るには「波長の壁」を打ち破り、可視光よりさらに長い波率が桁で向上します（p12・図03）。ULTIMATE はその近赤

長帯、すなわち「赤外線」での観測が必要になります。

外線波長域での広域探査能力を武器に、TMT へすばる独自

ULTIMATE-Subaru 計画（以下、ULTIMATE）は、視野直のターゲットを供給する意味でも重要な役割を果たすこと

径20分角にわたって星像を改善する地表層補償光学（GLAO）が期待されています。本稿では ULTIMATE が目指す科学を搭載し、すばる望遠鏡の特に近赤外線波長域における観目標と開発の現状を紹介します。

図01 ULTIMATE の視野と地上大型望遠鏡 / スペース望遠鏡の赤外線カメラの視野比較。特に K バンド（波長2μ m よりも長波長側）の観測において、
ULTIMATE は世界最大の視野とサーベイ効率を実現する。（ULTIMATE-Subaru チームより提供）

11前人未到の超遠方宇宙への挑戦

銀河進化の歴史を解剖する

まだ誰も見たことのない宇宙をこの目で見たい。もっ銀河の画像を見て「美しい」と思う人は多いでしょう。

と遠い天体を見つけたい。そして宇宙で最初に生まれたでも、銀河がどのようにその美しい姿を獲得したのか、考天体にたどり着きたい。これは天文学者の夢であるだけ

えてみたことはありますか？ ULTIMATE は宇宙の歴史をでなく、現代を生きる私たち人類のロマンでもあります。

遡り、銀河の形成と進化の歴史をシャープに描き出しまULTIMATE は、最果ての宇宙に挑む計画です。すばる望遠

す。最近の研究によれば、100億年以上前の宇宙にすでに鏡はこれまでも宇宙の広域探査で世界をリードしてきまし現在の宇宙に見られる大質量銀河に匹敵する巨大な銀河がた。赤方偏移6～7（約130億年前の宇宙）に多数の天体を存在することが分かってきました。ULTIMATE では広視野

見つけ、これまでに何度も最遠方天体の記録を塗り替えてカメラに多彩なフィルターを搭載して遠方銀河を静止系可きました。ULTIMATE では、近赤外線（特に2 μm 帯）での視光で探査します。また遠方銀河を見つけ出すだけでなく、高い感度を生かし、2020年代に打上げが予定される欧米の

ULTIMATE ならその高い空間解像度を生かして、個々の銀

近赤外線宇宙望遠鏡計画（Euclid や Nancy Grace Roman

河の内部構造まで明らかにすることができます。近傍銀河

Space Telescope）とタイアップする事で、赤方偏移10をの観測では巨大分子雲（GMC）のスケールへ、さらに近傍超える宇宙に銀河を多数見つけ出し、宇宙初期の天体形成の銀河であれば個々の星にまで分解して、銀河内部で起きを観測的に解き明かします。

ている物理現象が手に取るように分かります。ULTIMATE
はさまざまな時代の銀河を徹底解剖し、銀河という天体の素性を明らかにします。

初期宇宙の超新星爆発を捉える
静寂に見える宇宙も決して止まっていません。宇宙のいたるところで様々な爆発現象が起きています。ULTIMATEの K バ ン ド で の 広 視 野・ 高 感 度 の モ ニ タ リ ン グ 観 測 によって、超遠方宇宙で起きる超新星爆発を捉えることができるかもしれません。超新星には超高輝度超新星
図02

ULTIMATE による赤方偏移2（100億年前の宇宙）の星形成銀河の観測シミュレーション。補償光学を使わないナチュラルシーイング条件ではほぼ点源にしか見えないが、GLAO によって0.2秒角の分解能が達成されると銀河の内部構造が見えてくる。ULTIMATE はこの解像度を14分角
x14分角（直径20分角）の広い領域にわたって実現する計画である。

（superluminous supernovae）や対不安定型超新星（pairinstability supernovae）とよばれる特に明るく輝くタイプがあり、ULTIMATE なら赤方偏移6を超える宇宙でこれらを発見できると期待されています。発見される超新星のなかにはいわゆる「種族Ⅲ星（Population Ⅲ）」の星の爆発も含まれていると期待されます。ULTIMATE が見つける超新星はさらに将来、TMT による格好のフォローアップ対象となります。ULTIMATE+TMT で初代星の性質を明らかにする日がやってくるのです。

天の川銀河の形成と進化、そして星の一生を究める
ULTIMATE の特長である近赤外線での広視野・高解像度の観測能力は、銀河系中心や銀河面、さらに銀河系内の星形成領域のように星が混み入った領域や塵に深く埋もれた領域の観測で威力を発揮します。銀河系中心（バルジ）領域の広視野モニタリング観測からは、「マイクロレンズ」と呼ばれる手法で恒星質量ブラックホールを見つけ出し、また恒星の位置情報（アストロメトリ）から中間質量ブラックホールを同定できると期待されます。また銀河面に沿っ
図03

ULTIMATE で仮に100夜を投入して K バンドのディープサーベイを行なった場合に実現できるサーベイ面積（横軸）と限界等級（縦軸）の目
安。過去に行われた同波長域のサーベイと比較して、圧倒的な広さと深さが期待できる。より具体的なサーベイデザインは現在サイエンスチームで議論されている。

12て ULTIMATE で広域に探査することで、これまで星密度が高くて分解できていなかった様々な種族の星を個別に検出し、主系列星、激変星、超新星残骸や OH/IR 星などの研究も飛躍的に進むことが期待されます。さらに銀河系内に分布する星形成領域の系統的な観測から、さまざまな環

め、広い視野にわたって補償光学による補正を効かせるこ

境下での初期質量関数（IMF）を調べ上げ、その普遍性やとができます。高層の大気揺らぎは補正できないため、回

環境依存性を明らかにすることができます。このように折限界に迫る空間分解能は達成できませんが、すばる望遠

ULTIMATE は赤外線域での広視野・高解像度観測が鍵を握鏡のあるマウナケア 山頂では、地表層の揺らぎが支配的るすべての研究分野で新しい時代を切り拓きます。

であるため、地表層の揺らぎを補正するだけで、視野直径20分角にわたりハッブル宇宙望遠鏡に迫る0.2秒角の空間

究

極のすばるに向けて（装置開発の現状）分解能が得られると期待されています。
ULTIMATEでは、最大14×14平方分角（対角 ~20分角）の視野をカバーする世界最大の GLAOをすばる望遠鏡に搭載す

ULTIMATE では、近赤外線波長域において、これまでにるための検討を進めています。GLAOを構成する主要な構成

ない広視野かつ高感度のサーベイ観測を、ハッブル宇宙望

要素としては、主に光波面を測定する波面センサー、波面を遠鏡に匹敵する高解像度で行う事を目指しています。この測るための参照光源を人工的に生成するレーザーガイド星

ユニークな機能を実現するために必須の装置が、地表層補生成システム、波面を測定するための波面センサーユニッ

償光学（GLAO）です（図04）。GLAO は、地上望遠鏡におトがあります（p14・図05）。すばる GLAO では、広い視

いて、地球大気による光波面の乱れをリアルタイムに補正

野にわたって揺らぎを補正するために、望遠鏡の入射瞳にし、望遠鏡で観測する星像の中心集中度を大幅に向上させ相当する副鏡部分を可変形鏡化する可変形副鏡を搭載しまる補償光学の1つの手法です。従来の補償光学では、1つのす。可変形副鏡は、直径1.26 m で厚さ2 mm の薄い鏡の裏

波面参照星を使って望遠鏡の回折限界に迫る高い空間解像に924本のアクチュエーターを搭載し、鏡の形状を1 kHz 以

度を得ることができました。しかし、大気揺らぎの強さが、上の高速で変形させる事ができます。レーザーガイド星生

望遠鏡の見る方向によって異なるため、参照星の周辺の狭成システムでは、波長589 nm の高出力のレーザーを望遠

い視野（＜１分角）においてしか高解像度の観測ができな鏡から上空に向かって照射し、高度 ~90 km の高層大気にいという制限がありました。GLAO では、複数の波面参照

あるナトリウム原子を励起させ、人工の波面参照星（レー星の情報を使って、地球大気の地表に近い層（地表層、高ザーガイド星）を作ります。すばる GLAO では、望遠鏡の度 < 100 m）の揺らぎだけを測定し補正します。地表層の側面から4本のレーザーを照射し、4つのレーザーガイド

揺らぎは、望遠鏡が見る方向によって大きく変化しないた

星を作ります。4つのレーザーガイド星からの光は、望遠
鏡の焦点面付近に搭載した4つのシャッ
クハルトマン波面センサーに導かれます。波面センサーユニットでは、4つのレーザーガイド星からの光以外に、レーザーガイド星では測れない低次の波面誤差を測定するための4つの自然の星の光を使い、合計8個の波面センサーにより波面測定を行います。測定された波面測定データは、リアルタイム計算機に送られ、地表層の揺らぎだけを取り出し、それに合わせて可変副鏡の形状を変形させます。このような測定、補正のループを
0.5~1.0 kHz のサイクルで行います。波
面センサーユニットは、すばる望遠鏡のカセグレン焦点、ナスミス焦点にそれぞれ搭載され、それぞれの焦点に搭載された観測装置に GLAO によって大気揺らぎが補正された光を提供します。
すばる GLAO は2018年度に概念設計を完了し、現在基本設計の段階にあります。2019年度には国立天文台の新規 A プ
ロジェクトとして採択され、
「すばる広

図04

地表層補償光学（GLAO）の概念図。複数の波面センサーを用いて、地球大気のうち地表に近い層の揺らぎのみを取り出し、望遠鏡の副鏡部に搭載した可変形副鏡を高速で変形させ、広視野に渡った揺らぎ補正を実現する。揺らぎを測定するための参照星としては、高出力のレーザーを用いて複数の人工星を望遠鏡の視野周辺に作る。

視野補償光学（GLAO）プロジェクト」として活動を開始しました。このプロジェクトでは、最初の3年で基本設計及
13

図05

ULTIMATE で開発する GLAO システム及びサイエンス観測装置の概要。

びレーザーガイド星生成システム、波面センサなどの基盤となる技術の実証を行います。その後、最終設計、製作、組立試験を行い、2025年度までにすばる望遠鏡に GLAO を

14

新時代のすばる補償光学で広がるサイエンス

搭載し、科学試験観測を実施することを目指しています。

最後に、ULTIMATE が提供するのは広視野の観測能力だ

ULTIMATE では、すばる望遠鏡において GLAO と共にけではありません。GLAO で開発する補償光学システムで用いる観測装置の検討も進めております（図05）。ナスミ

は、レーザーガイド星を空の狭い領域に集中させ、その領ス焦点には、既存の広視野近赤外線撮像分光装置である域の大気揺らぎを完全に補正することで可視光から近赤外

MOIRCS をカセグレン焦点から GLAO のコミッショニン線までの広い波長域で望遠鏡の回折限界に迫る高い空間分

グ時期に合わせて移設し搭載する予定です。MOIRCS は、解能が得られる狭視野モード（LTAO モード）も実装する

GLAO のコミッショニングのための装置として使う他、撮予定です。このモードを利用して点源への感度を極限まで像モードによる初期サイエンス、多天体分光モードによ

高め、狙った天体について可視光から近赤外線まで同時にる世界最高感度の近赤外線分光サーベイを行います。ま分光できる新しい高感度・広帯域分光装置のアイデアなど

た、カセグレン焦点には、最大視野14×14平方分角を持つも提案されています。すばるは決して「広視野サーベイ」

GLAO 専用の広視野近赤外線撮像装置（Wide-Field Imager,

一本槍の望遠鏡ではなく、多彩な機能を備えた世界一の望WFI）を搭載し、ULTIMATE の旗艦装置として、大規模な遠鏡であり続けたい。そのためにも ULTIMATE の実現が広視野サーベイ観測を展開します。現在、MOIRCS の移期待されているのです。

設、WFI の開発については概念設計を行っており、それ

ULTIMATE の科学目標、観測装置計画、開発、サイエン

ぞれ GLAO のナスミス焦点（2026年度）、カセグレン焦点

ス計画を進めるチームメンバー、プロジェクトの進捗状況（2027年度）におけるコミッショニング時期に合わせて装についてはウェブサイト（https://ultimate.naoj.org/）で置を開発するべく検討を進めております。

紹介しておりますので是非ご覧ください。

III マルチメッセンジャー天文学を展開する
電磁波のデータに重力波やニュートリノの観測シグナルも加わるマルチメッセンジャー天文学では、広視野・高感度の「すばる望遠鏡」が天体の同定に大きな力を発揮します。

田中雅臣（東北大学）

宇宙を探る新しい手段

ルギーニュートリノは、宇宙で陽子などが高いエネルギーに加速され、周りの物質や光と衝突したときに放出されることが知られています。宇宙では宇宙線と呼ばれる高エネ

人類はこれまで主に電磁波を使って宇宙を研究してきま

ルギー粒子が飛び交っていることが分かっていますが、非した。目に見える光（可視光）を使った天文学の時代が長常にエネルギーの高い宇宙線がどこで作られているかはまく続いた後、20世紀には赤外線、電波、X 線といったあらだ明らかになっていません。宇宙線は宇宙空間の磁場で曲ゆる波長の電磁波を駆使した天文学が可能となりました。

げられてしまいますが、ニュートリノは私たちのところにしかし、宇宙からやってくるシグナルは電磁波だけではありません。太陽など宇宙に存在する恒星はニュートリノを放っていますし、重力の強い天体の動的な現象は重力波を放つことが知られています。このように、宇宙からやってくる全てのシグナルを使って宇宙の姿を研究する天文学は、「マルチメッセンジャー天文学」と呼ばれています。
2015年にはアメリカの重力波観測所 LIGO によって、初めて重力波が直接検出されました（GW150914、図01）。
そのシグナルの特徴から、この重力波は２つのブラックホールが合体した時に放たれたものであることが分かっています。この検出によって宇宙に太陽よりも30倍ほど重いブラックホールが存在することが分かり、宇宙物理学に大きな衝撃を与えました。
一方で、ニュートリノは重力波よりも以前から観測が行
われています。太陽における核融合で放出されるニュート
リノは、1970年代に初めて観測されています。また、1987
年には大マゼラン雲でおきた超新星爆発（SN 1987A）からのニュートリノが日本のカミオカンデで検出されました。
太陽や超新星では以前からマルチメッセンジャー天文学が行われていたのです。
さ ら に、2011年 か ら は 南 極 の 氷 を 使 っ た IceCube
ニュートリノ観測所で、1兆電子ボルト（1電子ボルト =1ボルトの電圧で加速された電子がもつエネルギー）を超えるエネルギーをもつニュートリノが継続的に観測されています。太陽や超新星からのニュートリノは1つあたり10～
1000万電子ボルト程度のエネルギーですので、まさに桁違いの高エネルギーニュートリノです。このような高エネ

図01

史上初めて観測された重力波シグナル（GW150914）。横軸が時間で縦軸が重力波の振幅を表している。縦軸の単位は、重力波が到来したことによる長さの相対的な変化で、10−21という極端に微小なシグナルである
ことがわかる。（クレジット：LIGO）

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まっすぐ飛んでくるため、高エネルギーニュートリノを放出している天体を見つけることができれば、宇宙の高エネ
ルギー粒子の加速源を突き止めることができるはずです。

なぜマルチメッセンジャー観測？
重力波やニュートリノは宇宙を探るための魅力的な新しい手段です。しかし、重力波やニュートリノそれぞれの観測だけでは、その恩恵を最大限に享受することができません。なぜなら、重力波やニュートリノの検出器だけでは、その到来方向を正確に決めることができないためです。
重力波検出器の場合は、重力波を放った天体の位置の決定精度は100平方度程度になってしまいます（図02）。そのような広大な領域を望遠鏡で観測すると、無数の星や銀河が存在するため、どの天体が重力波を放ったかが分からないのです。ニュートリノの場合も状況は似ており、スー

図02

重力波の到来方向。天球面における見かけ大きさは角度で測り、1度×1度の大きさが1平方度（満月の直径は0.5度で、大きさは0.2平方度）。
GW150914の到来方向の決定精度は約600平方度で、満月3000個分に相当する。GW170814と GW170817の位置決定精度が良いのは、Virgo も観測に加わっているため。[ クレジット：LIGO/Virgo/NASA/Leo Singer（Milky Way image：Axel Mellinger）]

パーカミオカンデの場合は位置決定精度がおよそ30平方度（超新星爆発の場合）、IceCube の場合は1平方度程度です。
そこで、重力波やニュートリノが検出されたら、その情報を受けてすぐに電磁波の望遠鏡を向け、対応する天体を探し出すことが重要となります。ここで、8m 級の望遠鏡では唯一広い視野を観測できるすばる望遠鏡の出番です。すばる望遠鏡の超広視野カメラ Hyper Suprime-Cam（HSC）は1.8平方度の視野をもっており、これは他の8m 級の望遠鏡の視野の実に30倍にもなります。つまり、すばる
望遠鏡はどこにあるかが正確には分からない天体を探し出すのに世界で最も適しており、マルチメッセンジャー天文学には「最強」の望遠鏡なのです。

重力波天体
重力波天体のマルチメッセンジャー観測は、2017年に初めて成功しました。2017年8月17日に中性子星合体からの重力波が LIGO と Virgo（イタリアの重力波観測所）によって観測され（GW170817）、この速報を受けた世界中の望遠鏡がその方向を探査した結果、重力波を放った天体が同

図03（左）GW170817の到来方向と、すばる望遠鏡 HSC で観測された領域（Tominaga et al. 2018, PASJ, 70, 28）。[ クレジット：冨永 望氏（甲南大学）]（右）GW170817の可視光・赤外線対応天体（Ustumi et al. 2017, PASJ,69, 101）。すばる望遠鏡と IRSF で観測された可視光と赤外線の画像を合成したもの。線で示されたのが中性子星合体からの光。中心の明るい部分
は、中性子星合体が起きた銀河（NGC4993）。[ クレジット：国立天文台・
名古屋大学 ]

定されました（図03）。中性子星の合体現象は、金やプラ
チナなどの重元素を合成して放出することで可視光や赤外16線で輝くことが期待されていました。GW170817からの中性子星合体が本当に宇宙における重元素の起源かどう

電磁波放射の特徴はその予想と一致しており、中性子星合

かはまだ分かりません。この問題に答えるには、宇宙でど体が重元素を合成する現場が初めて捉えられたといえます。

れくらいの頻度で中性子星合体が起きているのか、そしてこの重力波シグナルはすばる望遠鏡のあるハワイが昼の１回の合体でどのような元素がどれだけ放出されているの時間に検出されたため、すばる望遠鏡が最初の発見をしたかを明らかにしなければなりません。しかし、これまで訳ではありません。しかし、すばる望遠鏡では HSC の広でマルチメッセンジャー観測が成功したのはたった１例の視野を生かして、重力波の到来方向をくまなく観測し、図みです。今後、重力波観測の感度が向上し、さらに日本の03右の天体以外に候補の天体がないことを証明していま

KAGRA が観測に加わることで、位置決定精度が良い重力す（図03左）。この貢献は科学的には非常に重要なもので波の検出例が増えると考えられ、より多くの天体のマルチした。

メッセンジャー観測が実現することが期待されています。

ニュートリノ天体
高エネルギーニュートリノ天体のマルチメッセンジャー
観測も、2017年に初めて実現されました。2017年9月22日に IceCube 観測所で高エネルギーニュートリノが観測され（IceCube-170922A、図04）、その情報が世界中に速報されました。広島大学のかなた望遠鏡でその到来方向を観測したところ、ブレーザーと呼ばれる天体（TXS 0506+056）の明るさが以前と変化していることが発覚しました（図05）。ブレーザーとは、超巨大ブラックホールから光の速さに近いガスの流れ（ジェット）が発生しており、そのジェットが地球の方向を向いている天体です。その後、この天体の明るさがガンマ線でも変動していることが分かり、
IceCube-170922A ニュートリノを放った天体として同定されました。ブレーザーのジェットで高エネルギーの粒子が加速され、そこからニュートリノが放出されたと考えら図05れるのです。

色の四角が対応天体として同定されたブレーザー TXS 0506+056。青い丸

しかし、これまでのニュートリノとガンマ線の観測から、ブレーザーが全ての高エネルギー宇宙線を加速しているとは考えにくいことも知られており、高エネルギー宇宙線のIceCube-170922A の対応天体。右上が中心部の拡大図で、ピンクがすばる望遠鏡 HSC の視野を表す。そのほかの線は、IceCube（ニュートリノ）、MAGIC（高エネルギーガンマ線）、Fermi（ガンマ線）で推定された天体の位置。[The IceCube Collaboration et al., 2018, Science, 361,
146の図を改変。クレジット：諸隈智貴氏（東京大学）]

起源はまだ謎に包まれています。超新星爆発や、ブラックホールに星が吸い込まれる現象など、宇宙には高エネル

たことで、宇宙の重元素の起源や、高エネルギー宇宙線のギー現象が多く存在しています。高エネルギー宇宙線がど起源など、宇宙の物質の根源に迫る新たな手段が切り拓かこで作られているのかという問いに答えるには、今後よりれました。これらの天体現象を捉えるには、高感度で広い

多くの高エネルギーニュートリノに対してマルチメッセン

領域を観測する必要があり、マルチメッセンジャー天文学

ジャー観測を実現することが必要です。

では「最強」のすばる望遠鏡に期待が集まっています。
そして、重力波や高エネルギーニュートリノを放つ天体

今

後への期待

重力波と高エネルギーニュートリノの観測が可能となっを発見するだけではまだ足りません。発見された天体の素性を詳しく知るためには、光を波長方向に分ける分光観測が必要不可欠です。分光観測を行うことで、中性子星合体が放出する元素に関する情報が得られますし、ニュートリノを放った天体の種
類や距離を特定することができます。すばる望遠鏡でやっと見つけられる天体の分光観測には、Thirty
M e t e r Te l e s c o p e（TMT） な ど30 m 級の望遠鏡が必要となります。重力波天体・ニュートリノ天体をすばる望遠 鏡で見つけて、TMT にその情 報を送って即座に分光する、そんなマル

図04

IceCube-170922A のシグナル（The IceCube Collaboration et al. 2018, Science, 361, eaat1378）。各点が検出器のシグナルを表しており、検出された時刻の違いによって色分けされている。紫色が最初の方に観測されたもの、黄色が最後の方に観測されたもので、端から端までの時刻の差は3マイクロ秒程度。各点の大きさは記録された光の量に対応している。

チメッセンジャー観測を実現できる日を楽しみにしています。
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IV 地球型系外惑星を探索する
9月号の前編記事でも紹介した赤外線分光装置 IRD によって、現在、大規模なサーベイ観測が行われています。IRD が目指す今
後の地球型系外惑星の探索プランを紹介します。

小谷隆行（アストロバイオロジーセンター、
国立天文台）

佐藤文衛（東京工業大学）

太陽以外の恒星をまわる惑星は太陽系外惑星あるいは系星と惑星はお互いの共通重心のまわりを公転するため、恒外惑星と呼ばれ、現代の天文学の中で最もホットな話題の星の光はドップラーシフトと呼ばれる現象により波長がわ一つになりました★01。すばる望遠鏡でも、これまで可視ずかに変化します。波長を非常に細かく見分けることので

光分光器を用いた間接的惑星探査による巨大なコアを持つ

きる高分散分光器を使えば、この変化を精密に測定し、直木星型惑星の発見や、高コントラスト赤外線カメラを用い

接は見えない惑星の存在を確認することができます。ただた直接撮像観測による「第二の木星」の発見などで大きなし惑星は恒星よりも非常に軽いため、恒星の動きはとても成果を挙げてきました。一方、系外惑星分野は世界との競

小さく、視線速度の変化はわずかに数メートル毎秒程度

争の激しい分野でもあり、常に新しい観測装置を開発して、（だいたい人が歩く速度）です。この手法は可視光では多

これまでにない種類の観測を行うことが求められます。そく利用されていて、最初の系外惑星の発見も、視線速度をこで、すばる望遠鏡では、自然科学研究機構アストロバイ

測定する方法によるものでした。

オロジーセンターと協力して、赤外線によるドップラー法

それでは、なぜ今頃に新装置が必要なのでしょうか？

により地球型惑星に迫ることと、将来の超巨大望遠鏡用の

これまで系外惑星の多くは太陽に似た恒星（太陽型星）の系外惑星直接観測の技術開発にすばる望遠鏡をテストベッ

まわりで探査が行われていました。実は近年、M 型矮星とドとして用いることを「すばる2」の大きな柱としていまいう太陽の1/2以下の軽い恒星のまわりの惑星が注目されす。本稿では、このうちの前者について詳しく紹介したいています。恒星が軽いため地球程度の小さな質量の惑星まと思います。

で発見することが可能になること、M 型矮星は太陽系近傍に最も多く存在する恒星であることが理由です。また、太観測装置の概要陽系の近傍の惑星は将来の地上望遠鏡による惑星の直接撮像や分光観測により、生命の存在を示すバイオマーカーの存在を確認できる可能性があります。ただし M 型矮星はIRD（InfraRed Doppler）は、すばる望遠鏡用に開発され低温度で可視光では暗いため、赤外線での観測が不可欠でた、恒星の視線速度（ドップラー速度とも呼ぶ）を2メートす。IRD はこの M 型矮星や若い恒星など低温度天体の視線

ル毎秒という非常に高い精度で赤外線を用いて測定し、地速度測定に特化した能力を持つ赤外線分光器です。

球型の系外惑星を発見することを目的とした観測装置です。

IRD は近赤外線と呼ばれる波長0.97～1.75マイクロメー

様々な赤外線技術を集結した最先端赤外線観測装置ですが、トル（μm）の天体の光を非常に細かく（約7万色に）分解し2018年にすばる望遠鏡における試験観測に成功し、現在はてスペクトルを測定するための装置です。図01に装置の晩期 M 型矮星★02まわりに地球型惑星を発見するべく大規概略を示します。すばる望遠鏡のナスミス焦点にて、補償模サーベイ観測（IRD-SSP、後述）を行っているほか、すばる望遠鏡の共同利用観測に提供され、宇宙望遠鏡によって発見された系外惑星のフォローアップ観測や9月号の前編記事で紹介された惑星の特徴を調べる観測など、多彩なサイエンスに用いられています。
それでは、IRD ではどのようにして惑星を検出するので
しょうか？
18

恒星のまわりに惑星が存在している場合、恒★01 太陽型恒星まわりの系外惑星の発見（マイヨールとケ
ロー 1995年）は、2019年度ノーベル物理学賞を受賞した。
★02 M 型矮星は0.5太陽質量未満の軽い恒星のこと。赤色矮星とも呼ぶ。そのうち、特に温度の低いものが晩期 M 型矮星。IRD が狙うのは特に3000 K 以下、0.1太陽質量以下のものである。

には、装置が極めて安定である必要があります。例えば分光器の温度が1℃変化しただけで、見かけ上恒星が何百メートル毎秒も動いたかのように見える場合があります。
そのような偽の視線速度変動を起こさないためには、分光器全体の温度を0.1℃以下で安定させる必要があります。
IRD は様々な場所に温度センサーとヒーターを設置して精密な温度制御を行っています。さらに、温度が変化しても光学素子の形状や位置が変化しないような、「超低熱膨張セラミックス（京セラ製コージライト）」と呼ばれる特殊なセラミックを用いて光学定盤、ミラー、回折格子ホルダーなどを製作しました。このように光学定盤も含めた観測装
置の大部分に超低膨張セラミックスを用いたのは、IRD が初めてです。
２ モードスクランブラーの開発
分光器が完璧に安定であっても、まだ偽の視線速度を生じさせるものがあります。それは、大気の乱れによって星像が変化したり、望遠鏡の指向が安定しない場合です。そのような「外乱」があると、天体の波長が変化したかのよ
IRD 装置の概要。望遠鏡からの光は、ナスミス焦点にて光ファイバー

うに見えてしまいます。この影響を限りなく小さく抑えるに入射され、望遠鏡の真下に設置された分光器に接続されます。分光器の近ために、逆にわざと大きな「外乱」を与え続けることで、平図01

くにはモードスクランブラーとレーザー周波数コムが設置されています。

均すれば常に同じスペクトルを観測できるようにする装置
が「スクランブラー（擾乱発生器）」です。IRD では、様々

光学で大気乱れを取り除いたあと、星の光を光ファイバーなタイプのスクランブラーを試験した結果、束になった光に入射します。光ファイバーは望遠鏡の真下にあるクーファイバーを一定の周期で曲げ方を変化させる「シーソーデ室と呼ばれる地下室に設置された分光器に接続されます。

スクランブラー」、光を500メートル以上の非常に長い光

この場所は、すばる望遠鏡の中でも振動や温度変化が少な

ファイバーを通す「静的スクランブラー」、また光をディく、分光器を安定化させるには最適の場所です。分光器はフーザーという回転するすりガラス状の光学素子を通すス

真空チャンバーに納められており、微弱な赤外線を検出す

クランブラー、などを組み合わせて使用しています。これるために全体を－100℃に、最終的にスペクトルが記録さによって、どのような観測条件でも常に安定した視線速度

れる赤外線検出器は－200℃に冷却されています。赤外線の観測が行えるようになっています。

検出器は世界で最も高感度な検出器を2基使用しています。
分光器ではエシェル型回折格子を用いて天体の光を非常に

３ 極めて安定な波長基準光源となるレーザー周波数コム

細かく分解し、スペクトルを測定します。天体の光と同時の開発に、レーザー周波数コムと呼ばれる波長の基準となる光源

これまで述べた観測装置を安定化させる手法を用いたとのスペクトルも同時に測定し、恒星の視線速度を高精度にしても、まだ数メートル毎秒の視線速度測定には十分では測定します。

偽の視線速度変動との闘い
ただし、地球のような質量の小さな惑星を発見するのは簡単ではありません。なぜなら、観測装置自体が様々な原因により惑星とは関係のない「偽の視線速度変動」を生じさせてしまうためで、これを極力小さくすることが、惑星を発見するためには極めて重要です。IRD はそのために以下のような3つの技術的ブレークスルーを必要としました。
１ 究極の安定性を実現する光学系と温度安定化システム
数メートル毎秒という小さな視線速度の変化を検出する

図02

IRD で観測した M 型矮星とレーザー周波数コムのスペクトル。点状に連なって見えるのがレーザー周波数コム。

19

ありません。最終的には、絶対的に安定な波長の基準と② M 型矮星周りのスノーライン以内、以遠の領域におけるなる光源を天体と同時に分光観測し、偽の視線速度変動

地球型惑星～巨大惑星の分布を明らかにし、惑星形成と進を取り除く必要があります。IRD では新たに、光通信技術化を包括的に理解するを応用して約0.1メートル毎秒の安定性を持つ「レーザー周波数コム」を開発しました。このレーザー周波数コムは、

上記ゴールに到達するため、IRD-SSP は5年間で数十個のIRD の波長域の大部分において、一定の周波数間隔でレー

地球型惑星（このうち少なくとも数個は HZ に存在）を含

ザーのような鋭い輝線を発生させるもので、世界でもこのむ60個以上の惑星発見を目指しています。

ように広い帯域を持つ天文用のレーザー周波数コムは例がありません。p19の図02は IRD で実際に観測された天体とレーザー周波数コムのスペクトルです。

ゴール①：ハビタブルゾーン地球質量惑星の発見
これまでに4000個を超える系外惑星が発見されていま以上のような技術的な困難を解決し、IRD は約2年の長すが、低温（表面温度3300 K 以下）の晩期 M 型矮星の周り期間にわたり、2メートル毎秒の安定性で M 型矮星の視線では、まだ約30個の惑星しか発見されていません（図03）。

速度を測定可能であることを示しました。これは現時点で

しかも、このうち HZ に存在する惑星は8個しかなく、HZ

は、近赤外線の高分散分光器としては世界で最も安定なもにある地球質量惑星は6個（恒星としては4個）しか見つのになりました。

かっていません。HZ 内外にある地球質量惑星の発見数をI増やし、将来の大気調査などによってそれらの多様性を明RD を用いたすばる望遠鏡戦略枠観測らかにしていくことは、地球外生命探査を進める上で重要なステップです。特に、真に生命居住可能な惑星系を発見するためにはできるだけ多くの惑星を発見しておく必要がすばる望遠鏡では、2019年2月から上記の新分光器 IRDあります。IRD-SSP の開始時点で既に HZ 地球質量惑星はを用いた晩期 M 型矮星まわりの地球型惑星探索を目的と発見されていましたが、可視波長域で特に明るい太陽最近した戦略枠観測（IRD-SSP）が行われています。晩期 M 型

傍星を対象とした観測が中心の現状ではサンプルの増加は星とは、M 型矮星のうちの特に温度が低く低質量のもので期待できません。一方、IRD-SSP のような近赤外波長域です。このような天体はほとんどが可視光では暗すぎて赤外の観測では少し暗めの星にまで探索範囲を広げることがで線でしか観測できません。また、主星が軽いので、2メーきるため、将来のフォローアップに適した地球質量までのトル毎秒程度の速度精度があれば地球のような軽い惑星で重要な惑星サンプルを増やすことができます。

さえも検出できるようになります。IRD-SSP は当初に2年間の計70夜が暫定的に認められ、その後、装置性能とサイエンスの意義が改めて評価され、2020年7月に残りの3年間の計105夜が正式に認められました。
IRD-SSP には、以下の3つのサイエンスの柱があります。

ゴール②：惑星形成と進化の解明
図03についてスノーラインに注目してみると、スノーラ
イン以内で見つかっている惑星は小型惑星が中心です。ス
ノーライン以内の惑星分布は惑星の移動スピードによって違いが生じると考えられ、相対的に巨大惑星が少ないといI. ハビタブルゾーン（HZ、生存可能領域）にある地球質量

う傾向は定性的には速い移動（大きく成長する前に内側に惑星の探索
II. スノーライン★03以遠の地球型惑星から巨大惑星までの分布の解明
III. 小型惑星の移動メカニズム、惑星進化への示唆
そしてこれらのサイエンスのため、以下のゴールを設定
し惑星探索を進めています。
① 将来の超大型望遠鏡を用いた詳細観測に向けて、太陽近傍の M 型矮星周りにハビタブルゾーン地球質量（ここでは ~1-3地球質量を指す）惑星を発見する★03 スノーライン：雪線とも呼ぶ。惑星系を形成するガスと塵の円盤では中心星から離れるほど低温になるが、水・ア
ンモニア・メタンなどの水素化合物が凝集し、気体から固体となる温度となる距離のこと。太陽系の場合、水の雪線は約3 au（1au は地球・太陽の距離）。雪線の内側では岩石惑星が、その外側には氷惑星やガス惑星ができやすくなる。

20

図03

これまでに発見されている低温（表面温度3300 K 以下）の晩期 M 型

矮星まわりの惑星の質量・周期の分布（質量が測定されているもののみ）。
横軸は惑星公転周期（単位日）、縦軸は地球質量を単位とする惑星質量、色の違いは中心星の表面温度の違いを表す。□は HZ に位置する惑星。▲はスノーライン以遠の惑星。データは NASA の Exoplanet archive に基づく。

移動する）を示唆しますが、これは巨大惑星形成領域であ数百個の M 型矮星に対して低分散分光観測を行い、Hα 輝

るスノーライン以遠の惑星分布と併せて議論する必要があ

線の強度から自転速度と活動性を評価しました。自転速度ります。惑星形成論や太陽型星を対象とした視線速度観測が大きい星は地球質量惑星の検出に必要な視線速度の測定の結果からは M 型星ではそもそも惑星の材料物質が少な精度が出せず、また、活動性が高い星は恒星自身の視線速く巨大惑星の存在頻度は低いと予想されていますが、一方、度変動が大きいため惑星検出には向いていません。自転速

別の手法による惑星探索ではこれが豊富に存在することを度が十分に小さく活動性の低い、惑星探索に適した星だけ示唆するものもあり、大きな乖離が生じています。IRD-を約150個選定し、最終的にはこれらを IRD でのスクリー

SSP はスノーライン以遠の地球型惑星から巨大惑星まで

ニングを通して約60個に絞り込みます。こうして選ばれ検出感度があるため、スノーラインをまたいだ広範囲の軌た天体に対してそれぞれ80回の観測を目標に重点的な視道領域の惑星分布を直接解明し、これらの問題に決着をつ

線速度モニター観測を実施し、ハビタブルゾーンにある地

けることができると期待されます。

球質量惑星の検出が可能なレベルにまで検出限界を下げます。これまで2年間の観測で一部の天域を除いて順調にス

今

後の予定

IRD-SSP で惑星探索が行われる天体は入念に選ばれています。まず、SSP が始まる前に中小口径望遠鏡を用いてクリーニングが進み、2020年6月からはいよいよ集中的なモニター観測が始まりました。
赤外線でしか観測できない晩期 M 型星は IRD のような赤外線分光器の独壇場です。今後、IRD が発見する「第2、第3の地球」の報告にご期待ください。

すばる望遠鏡の今とこれから－まとめに代えて－
吉田道利

すばる望遠鏡の今
すばる望遠鏡の最近の数々の科学成果やそれらの将来にT（ハワイ観測所長）

MT との連携

すばる望遠鏡の将来は TMT との関係を無視しては語

向かっての発展の大いなる可能性について、この特集で縦れない。すばるとTMT の研究 連 携はすでに様々なところ

横に語られてきた。HSC、SCExAO、IRD などの最新の観で語られている。例えば、2020年3月に国立天文台から発測装置群が、人類がまだ見たことのない宇宙の姿を暴き出行された「すばる望遠 鏡とTMTが結ぶ新たな宇宙像」★01

し続けている様子が、読者の皆さんに少しでも伝われば幸（p22・図01）には、その具体的な内容が示されている。ぜいである（9月号・特集「前編」参照）。すばるは一刻たり

ひご一読いただきたい。これは80名以上の研究者が、「惑

とも立ち止まることなく、前進し続けている。宇宙論、銀星系の理解と生命探査」「銀河進化のゆりかごから墓場ま

河進化、系外惑星、そして、基礎物理学へのインパクト。

で」「宇宙のダーク成分と物質の起源」という三大テーマ

アルマ望遠鏡や天文観測衛星と連携した多波長観測の推につき、すばると TMT の果たす役割と、その連携観測か

進、さらにニュートリノ観測や重力波観測と協調したマルら期待される科学的成果をまとめた文書である。すばるとチメッセンジャー天文学の推進。すばるが生まれて20年。

TMT の連携という時、すばる望遠鏡の超広視野観測能力と、すばる望遠鏡はこれまで築き上げた成果の上に立ち、またTMT の高感度高解像度観測能力ということがしばしば取新たな世界へ乗り出していこうとしている。そして、PFS、り上げられ、その相補性についての説明がなされることがULTIMATE といった新しい観測装置群を加えた「すばる2」多い。それは真実であり、この点における両望遠鏡のタッ

計画は、そうした新たなすばる望遠鏡の挑戦を象徴するもグは世界最強と言っても良い。しかし、この相補性の本質のである（今月号・特集「後編」参照）。すばる望遠鏡自体

は、「視野」と「感度」の違いではない。「すばるで見つけが大きく変わるわけではない。しかし、その機能は大幅にて TMT で調べる」というところに本当の連携があると見強化され、2020年代も世界最先端を走り続けるであろう。

るべきであり、系外惑星研究では、すばるの超精密視線速21度測定による地球型惑星候補

備の老朽化に適切に対応しつつ、新しい観測装置のためのの検出が、TMT による詳細観施設整備を進めるという基盤を強固なものにすることが必測を可能とする。また、観測

須であり、その上で初めて実現できるものである。ハワイ

装置開発における連携も重要観測所では、今、老朽化対策を最重要項目として取り組みである。高解像度高コントラ

つつ、観測装置の新規導入を行おうとしている。これらをスト観測装置の開発では、す

並行して実施するために、すばる望遠鏡の運用の効率化に

ばるでの入念な実験・試験によるリソースの有効活用や、観測装置開発・望遠鏡運用によって新しい技術の開発を行関する国際パートナーシップの導入に取り組んでいる。今うことが、TMT の観測装置に後とも一層のご支援をお願いしたい。

繋がる道となっている。

すばるはどこへ向かうのか

す ば る 望 遠 鏡 と TMT は そ
図01

すばる望遠鏡と TMT が結ぶ新たの運用においても互いに密接に連携をはかっていく。現在、様々な困難を抱えているとは言え、現在のすばる望遠鏡

すばると TMT の将来の一体的の価値はかつてないほど高まりつつあり、「すばる2」でな運用に向けて、両プロジェクトの協力体制の推進と、一はさらに超広視野多天体分光、広視野高解像度赤外線観測

部機能の融合が進められている。TMT は建設地に関するという機能強化によって、さらなる飛躍が期待されている。

大きな問題を抱えており、残念ながらその建設開始は数年

しかしながら、すばる望遠鏡が単独で成しえることには限先延ばしとされた。この状況は、将来一体的な運用を目指りがある。すばる望遠鏡の観測を他の最先端観測施設でのすすばる望遠鏡にとっても苦しいものであるが、すばると観測と連携させることが、これからのすばるの発展のため

TMT の科学的な相補性と、両者の連携によって豊かなサイには不可欠である。図02に、すばる望遠鏡と他の最先端観

エンスが創出されることは明らかであり、すばる－ TMT

測施設との協力・連携関係の概念を示した。こうした国際連携の実現を目指して、今後も協力関係の緊密化をはかっ的な研究連携網の中で、他では代え難い独自の地位を築き、ていく。

世界の天文学研究に貢献していく。これこそが、すばるのな宇宙像（サイエンスブック2020）表紙。

向かうべき道であろう。

すばる望遠鏡の暗黒面

2020年代のすばるはますます面白い。乞うご期待。

この特集で多くの方が語っているように、すばる望遠鏡
は、科学的観点から見れば、今まさに旬を迎え、さらな★01

https://tmt.nao.ac.jp/researchers/science/

る大きな発展を遂げようとしている。しかし一方、その将来に暗雲が垂れ込めているのもまた、
否 定 は で き な い。 標 高4200 mの過酷な環境下で、年間365日
ほぼ無休で運用している施設に と っ て、20年 と い う 月 日 は
重くのしかかってきている。施設設備のあらゆるところに老朽化の影が忍び寄る。国民の税金で運用されているすばる望遠鏡
は、国の財政事情が芳しくない
中、運用経費の削減が求められ、その圧力は年々厳しさを増している。すでに数年前から始まっていた大幅な予算削減は、観測所から運用に対する体力を徐々に奪い、その根幹を揺るがしつつある。すばるの科学成果を最大化しようとすれば、その運用は長期的に安定でなければならない。そして、それには施設設
22

図02

すばる望遠鏡の近未来：すばる望遠鏡と世界の最先端観測施設との連携。（クレジット：国立天文台、W. M.

Keck Observatory、Gemini Observatory、Vera Rubin Observatory、Giant Magellan Telescope Project、NASA、ESA、東京大学、京都大学）

01

No.

おしらせ

2021 年国立天文台カレンダーができました。
2021年国立天文台カレンダーができました。今回のテーマは、「国立天文台・望遠鏡のある風景」。
国立天文台ニュース No.297～ No.320の裏表紙に掲載した連載シリーズ「NAOJ photo sketch 望遠鏡のある風景」から画像14点を選んで再録したものです（※台外発送分に同封）。
・01月

VERA 水沢観測局の20 m と10 m 電波望遠鏡、そして冬の星座たち

・02月

野辺山観測所45 m 電波望遠鏡の表面の雪落とし

・03月

小望月の雲海に浮かぶすばる望遠鏡ドームのシルエット・04月

満開の桜と子午儀資料館（旧レプソルド子午儀室・三鷹）

・05月

天文学専用スーパーコンピュータ「アテルイⅡ」（Cray XC50）

・06月

獅子が守る VERA 石垣島観測局の20m 電波望遠鏡

・07月

すばる望遠鏡主鏡の再蒸着前のクリーニング作業・08月

立ち昇る夏の銀河と石垣島天文台「むりかぶし望遠鏡」

・09月

大型低温重力波望遠 KAGRA の真空ダクト

・10月

VERA 入来観測局20m 電波望遠鏡のシルエットと雲海に沈む入来の町・11月

秋の夕日とゴーチェ子午環室［登録有形文化財（建造物）］

・12月

アルマ望遠鏡モリタアレイと逆さオリオン編 集後記「カマキリのタマゴ」が欲しいと公園に探しに行った息子（小1）が、コクワガタの成虫を発見。家で飼い始めましたが、寒い季節なのでじっとしています。無事に冬越しできるといいね。（G）
三鷹公開日のため半年以上ぶりの東京出張へ。新幹線や地下鉄の想像以上の密密ぶりに驚くばかりだったが、東京の人はもうこれが当たり前なのだろうか。
。
（は）昨年、テレビ信州が制作した野辺山観測所のドキュメンタリー番組、NHK BS で昼の時間帯に再放送するというので、いくつかの ML で宣伝したら結構反響が。夜にもまた再放送してほしい。（I）
オンライン特別公開が終了。初めてのことで要改善・要反省点は多々あれど、ひとつのストーリーに載せて国立天文台の全体像を見ていただくという野望はある程度果たせたか。未見の方はぜひ YouTube かニコニコ生放送の国立天文台チャンネルで！（h）
オンライン特別公開に少しだけ出演させてもらいました。色々な方と顔をあわせて話をするのは好きなほうなので、それができないのは残念ですが、1万人以上の方に視聴して頂いたと思うとすごいです。準備されたスタッフの皆さんに感謝です。（K）
土星と木星がそろって沈んでいくのを見ました。季節と共に夜空も巡っているのを実感。
（W）
三十三番土偶札所巡りを始めました。好きな土偶に再会したり、初めての土偶に出会ったり、楽しい旅です。
（e）

NAOJ NEWSNo.328 2020.11
ISSN 0915-8863© 2020 NAOJ

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発行日／ 2020 年 11 月 1 日
発行／大学共同利用機関法人 自然科学研究機構
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国立天文台ニュース編集委員会● 編集委員：小久保英一郎（委員長・天文シミュレーションプロジェクト）／渡部潤一（副台長）／石井未来（TMT 推進室）
／秦 和弘（水沢 VLBI 観測所）／勝川行雄（SOLAR-C 準備室）／平松正顕（アルマプロジェクト）／伊藤哲也（先端技術センター）● 編集：天文情報センター出版室（高田裕行／ランドック・ラムゼイ）● デザイン：久保麻紀（天文情報センター）

12月 号 の 研 究 ト
ピ ッ ク ス は、AI（ 人工知能）を活用して銀河の形を効率的に調べ、次号予告

国立天文台ニュース

銀河進化のメカニズムを探る最新研究を紹介します。

★国立天文台ニュースに関するお問い合わせは、上記の電話あるいは FAX でお願いいたします。
なお、国立天文台ニュースは、https://www.nao.ac.jp/naoj-news/ でもご覧いただけます。

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すばる望遠鏡
HSC Cosmic Gallery

08 NGC4517

田中賢幸（ハワイ観測所）

No. 328

9 Mpcほどの距離にある、エッジオン銀河である。ダストによる減光がはっきり見え、
おそらくは渦巻銀河を横から見ているのであろう。右上にあるもう一つの銀河も、ほぼ同じ距離にある渦巻銀河である。このような渦巻銀河は、宇宙の中で比較的低密度な銀河環境を好む傾向がある。対照的に高密度環境である銀河団のような環境では渦巻銀河は少なく、楕円銀河・レンズ状銀河が支配的となる（8月号の銀河団の画像を参照されたい）。これは銀河進化が宇宙の大規模構造の進化と密接に関係してきたことを示しているが、その物理的起源はまだはっきりとはわからないままである。

★HSC：すばる望遠鏡「超広視野主焦点カメラ（Hyper Suprime-Cam/ ハイパー・シュプリーム・カム）」★HSCの観測データを活用した市民天文学プログラム「ギャラクシークルーズ」もお楽しみください。

https://galaxycruise.mtk.nao.ac.jp/