宇宙赤外線背景放射ロケット実験 CIBER-2 計画の現状
松浦 周二、佐野 圭、児島 智哉、太田 諒、瀧本 幸司、檀林 健太、山田 康博、岩崎 稔広（関西学院大）、
高橋 葵 (総研大/ISAS)、津村 耕司 (東北大)、松本 敏雄、和田 武彦（ISAS）、Shiang-Yu Wang (ASIAA)、
Daehee Lee (KASI)、Jamie Bock (Caltech)、他 CIBER-2 チーム (Caltech, JPL, RIT, UCI)

概要

我々は、日米韓台の国際協力のもと、宇宙赤外線背景放射の空間的ゆらぎと放射スペクトルを高精度に観測するロケット実験 CIBER-2(Cosmic Infrared Background ExpeRiment 2) 計画を進めている。本講演では、CIBER-2搭載機器の開発の現状を報告する。特に望遠鏡の機械環境試験や結像性能試験の結果を中心に述べる。

１. CIBER-2による宇宙赤外線背景放射の観測
CIBER Spectral Measurementof NIREBL
13
これまでの研究− COBE、IRTS、AKARI、観測ロケット（CIBER）による宇宙赤外線背景放射(Cosmic Infrared Background; CIB) の観測＜CIBの空間的ゆらぎ＞⇒-2100角度スケール θ [ ‘ ]DIRBE (Levenson 07)
DIRBE (Sano 15)
IRTS (Matsumoto 15)
AKARI (Tsumura 13)
Pioneer10/11 (Matsuoka 11)
HST (Bernstein 07)
Dark cloud (Mattila 11)

10超過

Matsuura et. al. ApJ 2017
0.4

0.6

0.8

123

銀河積算値
銀河拡散光
黄道光
上記３つの足し合わせIHL model[ l(l+1)Cl /2π ]1/2 [nW/m2/sr]

Kelsall ZL model
Wright ZL model
Minimum EBL
IGL in 0.8-1.0 µm-1

Surface brightness λI [nW m-2sr ]-1
λSurfacebrightness [nWm sr ]＜CIBの放射スペクトル＞

近赤外域におけるCIB輝度の絶対値とゆらぎは、ともに既知の銀河の積算では説明できないほど明るい（超過成分の存在）銀河ハローの星 (IHL)や宇宙初期・再電離期（EoR）の寄与？

＜CIBER-2の科学目的＞

4Zemcov et. al. Science 2014

Wavelength [µm]可視・近赤外域におけるCIBゆらぎの角度スケールやスペクトルをCIBERの10倍以上の感度で観測し、IHLやEoRほかの理論モデルを検証する。また、前景の黄道光や銀河光のスペクトルから、惑星間ダストや星間ダストの性質を探る。

２. CIBER-2 観測装置

The measured EBL spectrum. Our nominal EBL result with the combined data from the two flights assuming
ZL model (25, filled circles) is compared with previous results by COBE (29; 45; 46, filled & open squares), IRTStal bars) and AKARI (55, open triangles) in the near-infrared, and by Pioneer10/11 (35, open diamonds), HST (5,d observations from the ground with the dark-cloud method (39, open circles) in the visible. Our error bars indicate
atistical error. The dotted lines are upper and lower bounds (68% confidence) on our nominal result for the total
2error including the absolute calibration
error, and the modeling error on ISL and DGL subtraction. The thin solid
the IGL derived from deep galaxy counts (24). The filled triangles (with statistical errors only) give our measured
the Wright ZL model (59), which produces an unphysical EBL below the IGL at < 1.3 µm. The thick solid line
model-independent lower limit (Minimum EBL) with statistical error bars, and the upper and lower dotted lines areerror boundary (see text). This limit is derived by subtracting a scaled amplitude of ZL such that the derived EBLe IGL at 0.8–1.0 µm, given by the thick dashed line. The hatched region indicates the error boundary of the EBLm intergalactic absorption of gamma rays by HESS (21).

" FM品の製作・開発状況＜LN 冷却反射望遠鏡＞! リッチー・クレチアン式 （F/3.26）! 主鏡 φ285 mm / 副鏡 φ110 mm! 視野 2.3°× 2.3°
! 熱歪み低減のため全アルミニウム製

Figure 1: CIBER and Spitzer auto- and cross-spectra at 1.1, 1.6 and 3.6 µm. We show the CIBER
auto-spectra for 1.1⇥1.1 µm, and 1.6⇥1.6 µm (panel a), the CIBER 1.1⇥1.6 µm cross-spectrum (panelt eliminate an excess above IGL near 1.5 µm. If the minimum EBL calculation is the true EBL level, theb), the CIBER–Spitzer 1.1 ⇥ 3.6 µm and 1.6 ⇥ 3.6 µm cross-spectra (panel c), and Spitzer 3.6 ⇥ 3.6 µm
have a very red color increasing from 1.0 µm to 1.7 µm that is quite di↵erent from the IGL spectrum.
auto-spectra (6) (panel d). At 1.1, 1.6 and 3.6 µm we indicate previous measurements (open circles;!6.4.
観測波長（0.5-2μm）をダイクロイック10); note the HST measurements apply a much deeper ﬂux cut at 1.1 and 1.6 µm for masking, and theField-to-field Variationof the EBL(6,spectra
主鏡の面精度測定
レンズ系組立てSpitzer ﬂux cut is somewhat deeper than the cut we are applying at 3.6 µm). The 3.6 µm points use the6バンド測光撮像
ation of the EBL spectra BSとフィルターでover the five fields observedin the second
flightthemasked
KelsalltoZL
model
are ﬂux for comparison to our spectrum which is masked tosame datasetusing
but area lower
source21igure 12. The brightness
between the fields is only a fewnWm
sr increased
at mostdepth
wavelengths,except! di↵erence
LVF（リニア・バリアブル・フィルタ）によL<16. The
reduces someof the mid-` power. We show constraints on astrophysical ! 望遠鏡・レンズ光学系の製作を完了
avelengths which have relatively large statistical errors. The uncertainty-weightedof thestars
spectraforegrounds, includingmean
unmaskedand zis< 5 galaxies (16), zodiacal light (8), and diffuse Galactic! 部品の仮組み実施
る分光機能（R〜20）
the nominal EBL result, andthe field-to-field variation is accounted
asthestatisticalerrorofthefinalEBLlight. In all cases, we detect a signiﬁcant excess power at ` < 5000 (angular separations ✓ > 4.30 ).
wn in Figure 11.
We model the data using components from IHL (6) and z > 7 ﬁrst galaxies (3, 5), obtaining a 95%! 常温での光学性能評価中（関学とCaltechにて）Lanz et. al. Proc. SPIE 2017
conﬁdence upper limit on the EOR contribution. The ﬁtted total indicated by the ﬁlled band includes all
6.5. Systematic uncertainties of the EBL
resultof theastrophysical components plus a bounded systematic error for ﬂat-ﬁeld variations. The width of
6.5.1. Airglow subtraction uncertainties
the band indicates the 68 % uncertainty interval of the ﬁt including all of the modeling uncertainties. The
correlation coefﬁcientsfor 1.1The⇥ 1.6µm, 1.1 ⇥ 3.6 µm,
and 1.6
are 0.76 ± 0.10, 0.55 ± 0.14
"estimate
NASA観測ロケットの規定振動レベル（サイン波／ランダム，<2 kHz） ⇥ 3.6"µm
振動試験前後での結像性能変化の有無
bed in Section 3.3, we
airglow contamination
using a double-exponentialfunction.
uncertainty   
and 0.31 ± 0.14, respectively,
with nostatistically signiﬁcant angular dependence in the correlations (seearameters is propagated throughpart of the total
statistical uncertainty of1100 the analysis and is accounted as（オートコリメータによるピンホール像サイズの確認）
Section 6.2 of theSupplementary Materials for a description of this calculation).
ghtness measurement. Although we subtract both fast and slow decay airglow components from the second
12using a model based on the fourth flight data, the evidence that the second flight data require a slowly＜可視・近赤外撮像分光装置＞

PSD [G^2/Hz]

 [G]３. 機械環境試験
100.1

omponent is weak. We account for this possibility as the major systematic error in the airglow subtraction;
between the EBL estimates with and without subtraction of the slow airglow component.
16.5.2. ISL and DGL Uncertainties

主鏡
オートコリ
メータ
治具

0.01

副鏡

平面鏡

0.001
0.1 EBL measurement to di↵erences in the assumed
rmine the susceptibility of theISL by changing the ISL
1101001000
1
101001000
by ±10% from its nominal value. The ZL template
spectrum is a↵ected as shown in Figure
13.[Hz]
The total [Hz]
e EBL estimate, including the change from the modified ZL template, is shown in the left panel of Figure 14.

" 光学系テストモデルによる振動試験の実施ZX

ベースプレート

シミュレーション
CADモデルY

像サイズ ~15 µm（ピンホール5 µm）＜課題＞ 2016年・2017年の望遠鏡単体試験の結果! 望遠鏡の振動試験前後で光学的な変化が確認された! 望遠鏡主鏡の共振 (275 Hz) による極めて強い応力が問題" 振動対策の実施（振動ダンパーの設計・製作と振動試験）
2017年12月実施

100
Z方向測定値

ダイナミックダンパーの効果

振動伝達率 [G/G]

Z方向シミュレーション値

1010.1

主鏡脚部への取付け
0.011

光学系全体での試験
2017年9月実施

10

周波数 [Hz]

100M2052の効果

1000! 各点でのコンポーネントレベルを確認! 解析との整合性を確認

ダイナミックダンパー

振動吸収合金M2052
M6ワッシャー

５. 今後の予定! 振動ダンパーの設計を確定し振動試験を再実施、FM望遠鏡の光学性能評価を完了しCaltechへ輸送。
! レンズ系と望遠鏡を組合せた冷却光学試験。2018年夏期の打ち上げ予定。