Subaru /TMT Science Book

第2

すばる望遠鏡と章
ＴＭＴの将来計画

Chapter 2

2 .1

すばる望遠鏡-「すばる2」計画

2.1.1
すばる望遠鏡の既存装置と運用の現状

間赤外線（7.5〜26 μm）の撮像分光装置である。すばる望
遠鏡の既存装置がカバーする波長と波長分解能を図 2.1.1にまとめる。この図からも分かるように、すばる望遠鏡では我が国の研究者コミュニティの幅広いサイエンスのニーズに応えるため、多彩な機能をもつ装置群を運用してきたが、TMT 時代に向けて「すばる 2」計画では、TMT に我が国独自のターゲットを提供してその科学的価値を最大

すばる望遠鏡は、世界有数の天文観測サイトとして知ら化するべく、すばる望遠鏡の特徴である「広い視野」を生れるハワイ島マウナケア山頂で国立天文台が運用する有効かしたサーベイ観測に重点を置く運用を行なっていく。

口径8.2mの大型光学赤外線望遠鏡である。
1999年のファー

すばる望遠鏡の観測時間は、主に望遠鏡や装置のエンストライト以来、数々の科学的成果を挙げてきた。2019 年

ジニアリングに使われる所長裁量時間とハワイ大学時間を

現在、すばる望遠鏡では 7 つの基幹装置（HSC、FOCAS、除く、全体の約 65% の時間（年間 200〜250 夜程度に相当）

HDS、MOIRCS、IRCS、COMICS、AO188）と 4 つの持ち込み装置（IRD、SCExAO、CHARIS、VAMPIRES）

が、共同利用観測を中心とするコミュニティ（大学等の研が科学観測のための装置として運用されている。

がマウナケア山頂に赴いて現地で観測を実行する以外に、

HSC（Hyper Suprime-Cam）は 視 野 1.75 平 方 度を持究者）が行う科学観測に提供されている。実際に観測者
国立天文台ハワイ観測所のヒロ山麓施設または国立天文つ 可 視 光カメラで、 現 在 300 夜 規 模 の 戦 略 枠プログラ
ムも走るすばる望遠鏡の科学成果創出の急先鋒である。

FOCAS（Faint Object Camera And Spectrograph）は視野6 分角の可視光撮像分光装置で、多天体分光や偏光の機能を備える。HDS（High Dispersion Spectrograph）は最大波長分解能〜160,000 を実現する可視光の高分散分光器である。MOIRCS（Multi-Object Infrared Camera andSpectrograph）は視野 4 分角× 7 分角の近赤外線撮像分光
装置で、近赤外線域（0.9〜2.5 μm）でのブロードバンド・
ナローバンドの撮像機能に加え、多天体分光の機能も持つ。IRCS（Infrared Camera and Spectrograph）は 188 素子の補償光学（AO188）と併用される撮像分光装置で、波長 0.9〜5.6 μm をカバーし、撮像およびグリズムによる低分散分光の機能に加え、エシェルを用いる高分散分光の機能も有する。そして COMICS（Cooled Mid-Infrared

Camera and Spectrograph）はさらに長い波長域である中12Subaru / TMT Science Book

図2 .1.1：すばる望遠鏡における既存の観測装置（持ち込み装置は除く）
がカバーする波長および波長分解能のまとめ。
Credit: NAOJ

図2.1.2：すばる望遠鏡の主焦点に搭載される
Hyper Suprime-Cam（HSC）。
Credit: NAOJ

台三鷹からのリモート観測も行われている。現地またはリに明夜を担う基幹装置として、視野 20 分角にわたって星

モートで観測者が観測に立ち会ういわゆる「クラシカル観像を改善する地表層補償光学（GLAO）を搭載する計画

測」を主流としているが、HSC についてはプログラムの優（ULTIMATE-Subaru 計画）も進んでいる。これらの新時

先度や観測条件、ターゲットの座標、使用するフィルター代を担う広視野観測装置群（HSC、PFS、ULTIMATE）などをもとに観測所が判断して実行プログラムを決める

によって、可視光分光観測においては従来比で視野約 50「キュー観測」も導入され、より効率よく観測を行うことを倍・同時分光天体数約 20 倍、赤外線観測においては視目指している。

野約 10 倍・解像度 2 倍というアップグレードが実現され、

2.1.2
TMT時代のすばる望遠鏡を支える
広視野観測装置
すばる望遠鏡は、他の 8 m 級望遠鏡に比べ、その広いTMT へのターゲット天体供給において主要な役割を果たすと期待されている。ここで挙げた各装置について、以下にその特徴と開発 / 運用の現状を簡単に述べる。

2.1.2.1 HSC（Hyper Suprime-Cam）
HSC は、国立天文台と東京大学（カブリ IPMU、理学視野に特徴をもつ。現存する口径 8 m 以上の望遠鏡で、系研究科）、高エネルギー加速器研究機構、台湾・中央研

可視光において 1 平方度を超える視野を星像 0.4 秒角とい究院天文及天文物理研究所、および米国・プリンストン大うきわめて高い解像度で観測することができるのは、すば学の共同で開発されたすばる望遠鏡の主焦点搭載の超広る望遠鏡だけである。その特徴を生かし、初代のすばる

視野モザイク CCD カメラ（可視光広視野撮像装置）である

主焦点カメラ（Suprime-Cam）は数多くの観測成果を挙げ（図 2.1.2）。104 枚の CCD 素子を配置し、視野 1.75 平方た。また 2014 年からは視野 1.75 平方度を誇る超広視野可度をピクセルスケール 0.17 秒角でカバーする。これは満視光撮像装置 Hyper Suprime-Cam（HSC）による 300 夜

月 9 個分の視野に対応し、図 2.1.3 のようにアンドロメ

規模の戦略枠観測プログラムが進行中で、広視野サーベ
イ天文学を大きく発展させている。すばる望遠鏡の観測データに基づく年間の論文出版数は年々増加を続けており、光赤外線観測分野において多くの若手研究者を輩出するなど、人材育成の観点でも我が国の天文学においてきわめて重要な役割を果たしている。

TMT 時代へ向けて、すばる望遠鏡が果たすべき役割
は、その広視野観測能力にさらに磨きをかけ、TMT に我が国独自のターゲットを供給することである。すばる望遠鏡ではその時代を見据え、すでに運用を始めている HSCに続き、HSC と同程度の視野（1.25 平方度）で 2400 天体
を可視光から 1.3 μm まで同時に分光することができる超広視野多天体分光装置（PFS）が 2022 年頃からの運用開始を目指して準備を進めているところである。また、主

図2 .1. 3：HSC（g、r、i バンド）で撮像したアンドロメダ銀河。
Credit: NAOJ

第2章

すばる望遠鏡とＴＭＴの将来計画

13

HSC-D

R.A.

HSC-W

HSC-D/UDDEC

Galactic Extinction E(B-V)

図2 .1. 4：HSCによる戦略枠プログラムで観測される「ワイド（HSC-W）」「ディープ（HSC-D）」および「ウルトラディープ（HSC-UD）」のサーベイフィ
ールドの天空分布。
HSCチーム提供

ダ銀河を中心から外側まで一度に観測できる広さであり、度）」「ウルトラディープ（3.5 平方度）」の 3 つのレイヤー

他の 8 m 級望遠鏡に比べて抜群の観測（サーベイ）効率をで構成され（図 2.1.4）、それぞれ代表値としてr バンドで誇る。

26 等、27 等、28 等の深さを目指している。すべてのレイ

HSC の g、r、i、z、y の各ブロードバンドでの天体検出
感度は、暗夜、シーイング 0.5 秒角の条件での 1 時間積分によって、それぞれ 27.8 等、27.2 等、26.5 等、25.9 等、
25.1 等である。なおここに示した標準的な多色ブロードバンドフィルターに加え、HSC では数多くのナローバン

ヤーについて、g、r、i、z、y の 5 枚のブロードバンドフィ
トラディープ」の領域では 4 枚のナローバンドフィルター

ドフィルターがユーザの獲得した外部資金などによって製

すい形式で一般公開されており（2019 年 10 月現在、2019

ルターによる多色データに加え、「ディープ」および「ウルを使った観測も行われている。この戦略枠プログラムで得られたデータは解析済画像や天体カタログとして使いや作・提供されている。この多彩なナローバンドフィルター

年5月に行われた第2回パブリックデータリリースが最新）、の存在は、2020 年代に LSST が稼働した後においても、

世界中の研究者がこの大規模な HSC によるサーベイデー

HSC の重要な特徴になると言えるだろう。

タを利用して科学成果を挙げることが可能となっている。

装置はすでに科学運用に供されており、「戦略枠プログ戦略枠プログラムは最遠方天体から銀河系内のサイエンラム」としてすばる望遠鏡の 330 夜を投入する大規模なスまで幅広い分野で活用され、数多くの論文が出版されサーベイ観測が 2014 年から進められている。この戦略枠ている。さらに、戦略枠プログラムではカバーされていなプログラムは「ワイド（1400 平方度）」「ディープ（27 平方

いが HSC の広視野深撮像能力を必要とする多様なサイエ

Spectrograph System (SpS)Prime Focus Instrument (PFI)+
Wide Field Corrector (WFC)

Fiber positioner "Cobra"

Fiber Optical Cable andConnector System (FOCCoS)

14

Subaru / TMT Science Book

Metrology Camera System (MCS)

図2 .1. 5：PFSの全体像とサブシステム。焦点面に配置されたファイバーポジショナーによって1. 25 平方度の視野内にある最大 2400 天体を同時に分光することができる。
PFSチーム提供

Arm

Throughput

380 - 45014 %

550 - 650

23 %

[nm]

Blue

450 - 550

Low Res.
Red
Mid. Res.

NIR

Wavelength
range

630 - 750

750 - 850

24 %
29 %

30 %

850 - 970

27 %

775 - 82528 %

710 - 775

825 - 885

940 - 1050

1050 - 1150
1150 - 1260

Resolving Power

26 %

27 %

17 %

19 %

17 %

～ 2300～ 3000～ 5000～ 4300Continuum sensitivity

Emission line sensitivity

mean

representative

mean

22.5
（@505nm）

1. 5

1. 4（@ 505nm）

22 . 222.5（@680nm）

1. 2

1. 0（@ 680nm）

21.6

22.1
（@912nm）

21.6

21.8
（@796nm）

20 . 921.5（@993nm）[AB mag]

22.0

22.1
（@415nm）

22 .1

22.2
（@605nm）

22 . 4

22.0
21.6

21. 5
21. 0

20 . 9[ 10 -17 erg/s/cm 2 ]

2. 9

1. 5

22.4
（@796nm）

1.1

1. 2

21.8
（@741nm）

1. 3

21.7
（@856nm）

1. 2

21.4
（@1100nm）

1.6

1.1

2.0

21.3
（@1208nm）

1. 5

表 2 .1.1：PFSの基本的な仕様と想定される感度。ここでは暗夜、シーイング条件 0 . 8 秒角、1時間積分が想定されている。
PFSチーム提供

representative

2 . 8（@ 415nm）

1. 3（@ 605nm）

0 . 9（@ 796nm）
0 . 9（@ 912nm）

1.1（@ 741nm）

1. 0（@ 796nm）

1. 0（@ 856nm）

1. 3（@ 993nm）

1.2（@1100nm）

1.2（@1208nm）

ンス、あるいは戦略枠プログラムを足がかりとしてそれをに掲げ、上述の HSC の戦略枠プログラムの撮像探査領域

さらに発展させるような観測提案が、個別の HSC 共同利をベースに、1000 平方度規模の輝線銀河探査や 20 平方度

用観測課題として毎年数多く提案されている。

程度でさまざまな銀河種族を狙うディープな分光サーベイ

2.1.2.2 PFS（Prime Focus Spectrograph）
東京大学カブリ IPMU を中心に、日本、アメリカ、台られているところである。図 2.1.6 には、PFS の宇宙論サーなどが計画されており、現在そのサーベイデザインが詰めベイでマッピングされる銀河の数密度や分布を示す。他

湾、フランス、ブラジル、ドイツ、中国の研究機関からなの類似計画に比べ、PFS が宇宙の大規模構造の探査で抜る国際コンソーシアムによって開発が進められている、視きんでた能力をもつことが分かる。

野 1.25 平方度の主焦点多天体ファイバー分光装置である。
青・赤・近赤外の 3 つのアームで構成される分光器を 4 台
持ち、視野内の最大 2400 天体について可視光（0.38 μm）
から近赤外線（1.26 μm）までの波長範囲を分解能 2,300〜5,000 程度で同時に分光することができる。PFS の全体像と主要なサブシステムを図 2.1.5 に示す。主焦点には

2.1.2.3 ULTIMATE-Subaru（Ultra-wide Laser
Tomographic Imager and Mos with
AO for Transcendent Exploration）
ULTIMATE-Subaru は、視野直径 20 分角にわたって星像を改善する地表層補償光学（GLAO）を搭載し、すばる

2400 本の光ファイバーからなるファイバーシステムが搭

望遠鏡の特に赤外線域における広視野探査能力を大幅に載され、ファイバーが焦点面を動き回ることで視野内の目強化する計画である（2026 年完成予定）。地表付近の大気的天体を観測することができる。ファイバーに入った光はゆらぎを補正する GLAO の技術によって、従来の補償光

ドーム内の望遠鏡とは別室に設置された 4 台の分光器に運学に比べて格段に広い視野を実現することができる。シ

ばれる。PFS のサブシステムの一部で、カセグレン焦点部

ミュレーションによれば、マウナケアは GLAO に最適なから主焦点部のファイバーの位置をモニターするメトロロ

大気条件のサイトであり、K バンド帯において標準的な

ジカメラおよび分光器の第一号は、すでにハワイへ輸送

気象条件で 0.2 秒角の空間解像度を実現できる。これはされ、現在望遠鏡に取り付けた試験が行われている。今ハッブル宇宙望遠鏡や 2020 年代に打ち上げが予定される

後は分光器、主焦点装置なども続々とハワイに輸送され、NASA の WFIRST 衛星などと同等の解像度である。また

2022 年からの運用開始を目指してコミッショニングが行われる予定である。PFS で想定される感度を表 2.1.1 に示す。HSC と同様に、PFS も戦略 枠プログラムとして 300

この星像改善によって点源検出感度が向上し、視野の増

夜程度の大規模なサーベイを実行することを計画していとめる。現在、国立天文台ハワイ観測所を中心に、東北る。宇宙論・銀河進化・銀河考古学をサイエンスの 3 本柱

大学、東京大学、オーストラリア国立大学（ANU）、台湾

大と合わせてサーベイ効率が桁で向上する。ULTIMATESubaru 実現のために必要となる開発要素を図 2.1.7 にま第2章

すばる望遠鏡とＴＭＴの将来計画

15

図2 .1.6：（左）PFS 宇宙論サーベイによりマッピングされる銀河の赤方偏移ごとの数密度。これから実施される地上 4m 級望遠鏡での探査（DESI）やスペースからの探査（Euclid）に比べて、高赤方偏移をカバーしつつ、より高い数密度で銀河の分布を測定できる。
（右）観測シミュレーションにおける赤方偏移1. 5での暗黒物質（青）と観測される銀河（黄色）の分布で、PFSの場合（上）は 4m望遠鏡での探査（下）に比べ詳細に分布を明らかにすることができる。
PFSチーム提供(1) 可変副鏡(3)波面センサー
カセグレン(FoV~20 arcmin)

直径1260mm, 924本のアクチュ
エーターを搭載した可変形鏡

赤外ナスミス(FoV~14 arcmin)
(1)
(2)
(3)
(4a)

(4) 広視野近赤外線観測装置• MOIRCSを赤外ナスミス焦点で再利用• カセグレンに広視野撮像装置(WFI)を設置

a. MOIRCS

(2)
(4b)

(3)

(2)レーザーガイド星生成装置
TOPTICAレーザー(589nm)を２台搭載し、４本のレーザーを照射

b. Wide-Field Imager (WFI)

図2 .1. 7：ULTIMATE-Subaruの主な開発要素。
ULTIMATE-Subaruチーム提供

中央研究院天文及天文物理研究所（ASIAA）の協力のも

国立天文台の A プロジェクトとして採択され、さらに本格とで開発が進められている。2018 年度にはこの新しい補的に開発が進められている。

償光学システムの概念設計レビューに合格し、GLAO 実
ムや波面センサーなどの開発が進められているところであULTIMATE-Subaru 計画では「広視野・高感度・高解像度」という GLAO の特長を最大限に生かす広視野赤外線カメラ（視野 14 分角× 14 分角）の開発を目指している。

る。2019 年度からは「すばる GLAO プロジェクト」としてこの赤外線カメラには多彩なナローバンドやミディアムバ

現の鍵を握る可変副鏡、新しいレーザーガイド星システ

16

Subaru / TMT Science Book

図2.1.8：ULTIMATE-Subaruの主要観測装置となる広視野赤外線カメラの視野と既存の地
上大型望遠鏡 /スペース望遠鏡に搭載されている赤外線カメ
ラの視野の比較。
特 に 波 長 2μmより も 長 い 側の 観 測 に お い て は、2020年
代 後半においてもULTIMATESubaruは最高のサーベイ効率を誇る。
ULTIMATE-Subaruチーム提供
HUGS(HDF)

ンドフィルター等を搭載して、大規模な赤外線サーベイ観

HUGS(UKIDSS)

測を実行することが計画されている。一般に赤外線での
MODS(deep)

観測は地上では背景光が明るいためスペース望遠鏡が有利と考えられるが、2020 年代に打ち上げが予定される赤MODS

外線サーベイ望遠鏡である欧州（ESA）のユークリッド衛ULTRA-VISTA星（Euclid）や米国（NASA）の WFIRST 衛星は、いずれ

ULTIMATE(~100 nights)

UKIDSS(UDS)
ULTRA-VISTA(U-Deep)

UKIDSS(DXS)

も波長 2 μm 以下（H バンド帯まで）をカバーするものであることに注意されたい。また JWST は波長 2 μm 以上をカAEGIS

バーするが、視野が限られており、連続的な領域をマッ

NOAO D/W
surveyピングするサーベイ観測には不向きである。ULTIMATE

UKIDSS(LAS)の K バンド帯での広域探査能力は既存の装置または将来検討されている望遠鏡・装置のなかでも群を抜いており圧倒的な視野にわたって実現できる。このように、2020

図2 .1. 9：ULTIMATE-Subaruを使ってK バンド帯で100 夜の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）と到達する限界等級（縦軸）。既存の 4 ～ 8m 級望遠鏡で行われたさまざまな K バンドサーベイと比較して、圧倒的な広さと深さが実現できると期待される。
ULTIMATE-Subaruチーム提供

年代の宇宙望遠鏡では実現できないナローバンド・ミディ

置として引き続き第一線の活躍が期待されている。さらに（図 2.1.8; 図 2.1.9 を参照）、2020 年代の宇宙望遠鏡計
画とも親和性が高い。またナローバンドを大気夜光輝線の谷間にデザインすれば、宇宙望遠鏡と遜色ない感度がアムバンド・K バンド（ブロードバンド）の観測を中心に、

ULTIMATE-Subaru で開発する次世代補償光学システム

HSC や PFS と同様に戦略枠クラスの大規模サーベイを実では、上述の広視野モード（GLAOモード）がメインのモー

行することが検討されており、従来の遠方銀河探査で常ドと考えられているが、レーザーガイド星を空の狭い領域に立ちはだかっていた観測波長の壁を打ち破り、新時代に集中させ、その領域の大気揺らぎを完全に補正することの遠方銀河サンプル構築にきわめて重要な役割を果たすで、可視光〜近赤外線まですべての波長にわたって回折ことが期待される（本書 3.2 章を参照）。また遠方銀河の限界（FWHM=0.05 秒角）を達成する狭視野モード（レー探査に限らず、ULTIMATE-Subaru ではたとえば銀河系

ザートモグラフィー補償光学 /LTAO モード）も同時に実装

中心方向の観測や銀河系内の星形成領域のように星が混することができる。このモードを利用して、点源への感度み入った領域やダストに深く埋もれた領域など、赤外線を極限まで高め、狙った天体について可視光から近赤外線での高解像度の観測を必要とするあらゆる研究分野に大までのすべての波長にわたって同時に分光できる広帯域分

きなインパクトをもたらすと期待されている。

光装置の新しいアイデアなども浮上している。このように、

ULTIMATE-Subaru が目指すのは広視野撮像能力だけ

ULTIMATE-Subaru 計画は、すばる望遠鏡の能力を限界ではない。既存装置 MOIRCS は中分散多天体赤外線分まで 引き上げるための望遠鏡アップグレードという側面も光装置として GLAO とともに運用されることが想定され持ち、2030 年代に日本が TMT に真に重要なターゲットをており、グリズムの改良と GLAO による星像改善の効果

供給してサイエンスをリードするために本質的な役割を果に加え、ナスミス焦点への移設によってより安定的な環境

たす。

で運用することで、世界最高感度の赤外線多天体分光装

第2章

すばる望遠鏡とＴＭＴの将来計画

17

2.1.3て現在大規模に観測が進められているところである。ま

すばる望遠鏡の多彩な観測機能と将来計画

たこの戦略枠観測の終了後には、TMT 時代へ向けて IRDの性能を大幅に向上させるプランも提案されている（本すばる望遠鏡では限られた予算とリソースの中で、ここ

書 3.1.2 節を参照）。系外惑星の観測を目的とする装置でで解説した 3 つの広視野観測装置を早期に実現し、安定的は、他にも PI タイプ装置としてすばる望遠鏡で運用されに運用することを目指していく（図 2.1.10）。現在運用中

る SCExAO（Subaru Coronagraphic Extreme Adaptiveのその他の観測装置の多くは 2025 年頃までにすばるでのOptics）がある。これは系外惑星を直接観測するための役割を終えることになるが、これらの機能は TMT に搭載

高コントラスト・高 解 像 度の 極限 補 償 光 学システムで、される各装置へと受け継がれ、生まれ変わる予定である。

あるいはすばる望遠鏡でなければ実現できないような装置

TMT 時代の系外惑星研究への技術実証としての役割も果たす。現在 SCExAO と組み合わせる観測装置として、近赤外線用の観測装置 CHARIS および可視光用の観測装置
VAMPIRES がいずれも PI タイプ装置としてすばる望遠鏡

で、顕著な科学成果や TMT との強力な相補性が期待できで運用されている。

一方で、広視野サーベイ用の装置ではなくても、科学目的を絞り込んで世界的にユニークな機能を有する観測装置、る場合などにおいては、外部からの資金調達が前提にはなるが、既存装置のアップグレードや新たな PI タイプ装
置の持ち込みを最大限サポートする。
その代表例がアストロバイオロジーセンターや国立天文台などで開発され、現在すばる望遠鏡の持ち込み装置（PI タイプ装置）として運用されている IRD（Infrared

Doppler）である。IRD は 0.97〜1.75 μm を同時にカバーする近赤外線の高分散分光装置で、最大で 70,000 の波
長分解能で観測できる。レーザー周波数コムによって高い精度で波長較正を行い、視線速度法（ドップラー法）によって太陽近傍の M 型星まわりのハビタブル惑星の検出を目指す。IRD はその科学的価値が認められ、PI タイプ
装置としてすばる望遠鏡の戦略枠プログラムが採択され

図2 .1.10：2019 年11 月現在における、TMT 時代に向けたすばる望遠鏡の装置開発・運用プラン。
国立天文台ハワイ観測所提供

18

Subaru / TMT Science Book

2.2 TMT 計画
2.2.1
Thirty Meter Telescope（TMT）の概要
TMT は日本、米国、カナダ、インド、中国の国際共同科学事業として、ハワイ島マウナケアに口径 30 m の光学
赤外線望遠鏡を建設する計画である（図 2.2.1）。従来の口径 8-10 m の光学赤外線望遠鏡に対し、10 倍以上の集光力、3 倍以上の解像度をもち、補償光学によってその光図2 . 2 .1：マウナケア山頂の望遠鏡群とTMT（想像図）。後方右にすばる望遠鏡が見えている。TMTの建設地は山頂から200m 程度低い位置にあり、ほかの望遠鏡に比べハワイ島内の多くの場所から見えない。
Credit: NAOJ

学的性能を最大限活かす赤外線観測では、点光源に対して 100 倍以上の感度向上という、過去に類のない性能向上を目指すものである。
日本は TMT 望遠鏡本体の製作、全ての主鏡材の製作と一部の研磨、観測装置の一部の製作を担当するほか、望遠鏡建設を統括し現地工事の主体となる TMT 国際天文台（TIO）の運営のための分担金の一部を負担する。国立天文台は、これらの貢献により、TMT の科学観測時間のうち 20% 程度を日本の研究者コミュニティに提供することを目指している。

2.2.2
TMTの観測装置
2.2.2.1 第一期観測装置
2020 年 1 月時点で、第一期観測装置として IRIS（近赤外撮像分光装置）および WFOS（可視広視野多天体分光

図2 . 2 . 2：IRISの全体図。上から、低次波面センサー部、撮像部、面分
光部となっている。
TMTプロジェクト提供装置）が予定され、開発が進んでいる。また、系外惑星観

た天体像を観測するように設計された近赤外線（0.84-測を主目的とした高分散分光器である MODHIS をできる

2.4 μm）の撮像および面分光観測装置である（図 2.2.2）。
撮像部分は、0.004 秒角 /pixel の空間サンプリングで 34
秒角× 34 秒角の視野をカバーする。絶対精度で 2- 4 ミリ
秒角、相対精度で 30 マイクロ秒角という大変厳しいアス

だけ早期に観測可能にすることを目指している。

IRIS
近赤外撮像分光装置 IRIS
（Infrared Imaging Spectrograph）

トロメトリ精度の要求を達成することを目指している。まは、TMT が補償光学を用いて達成する回折限界に達した、数多くのフィルターが定義されており、70 枚が同時

Imager 16”.4x16”.4

Deployed
Slicer Pickoﬀ
and max ﬁeld(4”.4x2”.25)

Fixed
Lenslet Pickoﬀ
and max ﬁeld
(1”.01x1”.15)
1”.2

2 arcmin34”

図2 . 2 . 3：IRISの焦点面の配置。左の三本の黒い線は低次波面センサー用ピックオフアーム。中心部の34 秒角×34 秒角が撮像部の視野となり、その中央にスライサーとレンズレットの面分光モードの視野がある。
TMTプロジェクト提供

第2章

すばる望遠鏡とＴＭＴの将来計画

19Spatial sampling

Field of view

Resolution

Min/Max wavelength

Imager4mas

34 × 34

Set by ﬁlter

0. 84 - 2. 4

Slicer IFS
88 × 45 Spaxels

50 mas
25 mas4 . 4 × 2 . 25
2 . 2 × 1.125

4000 , 8000

0. 84 - 2. 4
0. 84 - 2. 4

Mode

[mas]

Slicer IFS
44 × 45 Spaxels

50 mas
25 masLenslet IFS
112 × 128 Spaxels

2 . 2 × 2 . 25
1.1 × 1.125

9 mas
4 mas

Lenslet IFS
16 × 1128 Spaxels

1. 01 × 1.15
0 . 45 × 0 . 51

9 mas
4 mas

表 2 . 2 .1：TMT/IRISのモード

Wavelength
coverage[arcsec]

Pixelsampling

撮像（点源）[μm]

0. 84 - 2. 4

[mas/pix]

撮像（広がった天体）

0. 84 - 2. 4

4 - 504[ λ /d λ ]4000 - 10000

4000 - 10000

Field of view

Spatialresolution（FWHM@2μm）[arcsec 2 ]34 × 34（1. 2� gaps）

15.6
ー

Pixel
sampling

Field of view

Spectralresolution

0. 84 - 2. 4
0. 84 - 2. 4

20 %, 10 %, H+K
20 %, 10 %, H+K

0. 84 - 2. 4
0. 84 - 2. 4

20 %, H+K
20 %, H+K

分光（点源）[μm]

0. 84 - 2. 4

[mas/pix]4

表 2. 2.1 参照

4000 , 8000
- 10000

分光（広がった天体）

0. 84 - 2. 4

4 - 50

表 2. 2.1 参照

4000 , 8000
- 10000

5%
5%

J

H

K

29. 8
[mag]

28 . 9
[mag]

29.1
[mag]

20.7
[mag/arcsec2]

表 2 . 2 . 2：TMT/IRISの感度（撮像モード）。10000 秒積分で S/N=10の場合の感度をAB 等級で示す。

Wavelength
coverage

20 %, 10 %20 %, 10 %Sensitivity[mas]

34 × 34（1. 2� gaps）

Variety of
bandpasses

0. 84 - 2. 4
0. 84 - 2. 4

4000

0 .144 × 1.15
0. 064 × 0. 51

Bandpass[μm]

J @ R ～ 4000
24 . 7[mag]

19. 5[mag/arcsec2]

Sensitivity

H @ R ～ 4000
24 . 5[mag]

19. 8[mag/arcsec2]

K @ R ～ 4000
24 .1
[mag]

15.1（4 mas） 14.9（4 mas） 14.7（4 mas）
20.3（50 mas） 20.2（50 mas） 19.4（50 mas）
[mag/arcsec 2 ] [mag/arcsec 2 ] [mag/arcsec 2 ]表 2 . 2 . 3：TMT/IRISの感度（分光モード）。10000 秒積分で S/N=10の場合の感度をAB 等級で示す。

にインストールされる予定である。

2018 年にファイバーを用いたデザインとスリットマスクを能の視野の中心部を利用する（図 2.2.3）。スライサーと用いたデザインのトレードオフ検討が行われ、スリットマ

レンズレットのモードがあり、4 ミリ秒角から 50 ミリ秒角

スクを用いたデザインを採用することが決定された。現までの異なる空間サンプリングを選んで、R= 4,000 から

在概念設計が進められているところであり、日本も検討に

10,000 までの波長分解能での面分光が可能となる。
IRIS の撮像部分は日本が、面分光部分はカリフォルニ
ア大学が、低次波面センサー部分はカナダ NRC が担当する。IRIS に回折限界像を提供する補償光学システム
NFIRAOS はカナダが中心となって開発を進めている。
表 2.2.1〜2.2.3 に、IRIS の各観測モードの主要パラメー

参加している。また、将来アップグレードとして面分光ユタと予想感度をまとめた。

WFOS

20

測装置である。WFOS の検討は以前から行われていたが、面分光機能は、撮像機能と同時に使用可能で、撮像機ニットを組込む検討が日本で行われている。

MODHIS
MODHIS（Multi-Object Diffraction-limited Highresolution near-IR Spectrometer）は、0.97- 2.5 μm の波長範囲で、波長分解能 100,000、0.1 秒角× 0.1 秒角の空
間サンプリングで 5 × 5 の小規模な面分光機能をもった近赤外線ファイバー分光器である。NFIRAOS と組合せて可視広視野多天体分光装置 WFOS（Wide-Field Optical
Spectrometer）は可視光波長域（0.31-1.0 μm）でナチュ

回折限界像を利用する。

ラルシーイングでの撮像・多天体分光機能を提供する観よる地球型系外惑星の検出および惑星大気の分光によるSubaru / TMT Science Book

主要サイエンスケースとして、高精度視線速度測定に

視野8 . 3 分角×3 分角

波長範囲

Blue: 310 - 550nm, Red: 550 -1000nm

大気分散補正光学系

有

波長分解能

1500 , 3500 , 5000

表 2. 2. 4：WFOSの主な仕様

分子の検出、惑星表面のマッピングなどが掲げられている。系外惑星に重点を置いた観測装置として、第一期観測装置として観測開始できるよう検討が進められている。
主にカリフォルニア工科大、カリフォルニア大が検討を行っているが、日本も装置検討に参加している。
第二期装置として検討されている PSI（Planetary System

Instrument）のコンセプトとは重なっている部分があるた

図2 . 2 . 4：TMTの観測装置群が波長および波長分解能のパラメータス
ペースで占める空間。

め、将来的に PSI が開発される場合には、MODHIS と PSIを組合せた観測を行うことが考えられる。

2.2.2.2 第二期観測装置
これらの第一期観測装置に加えて、第二期装置として開発する装置の検討が行われている。

bMICHI：3 μm から 14 μm まで（または 25 μm まで）の波
長範囲で撮像および面分光を行う観測装置。中間赤外線用の補償光学システムと組み合せる。

HROS：0.31-1.1 μm（または 1.3 μm）の波長分解能 50,000から 100,000 以上の高分散分光を行う観測装置
IRMOS：直径 5 分角程度のパトロール範囲内で 3 秒角程度の空間を 10 個程度ピックアップし、補償光学による高空間分解能で面分光を行う観測装置

PSI：極限補償光学とコロナグラフで 10 -8 のコントラストを達成し、可視光から 5 μm までの赤外線で撮像および低分散面分光から高分散分光まで行う観測装置

NIRES：近赤外線（1-5 μm）エシェル高分 散分光器。補償光学システムとして NFIRAOS を利用する。
図 2.2.4 には、これらの第二期観測装置候補を含め、波長と波長分解能の平面に TMT 観測装置のパラメータを表示した。

図2 . 2 . 5：点源についてのTMTとJWST、すばる望遠鏡の波長ごとの感度の比較（1時間積分、S/N=10 σ）。�TMT� は補償光学なしの場合、
�TMT+AO� は近赤外線について、補償光学を用いた場合の感度。

2.2.4
他の超大型望遠鏡計画
TMT 以外の超大型望遠鏡計画としては、米国（カーネ2.2.3

ギー天文台、アリゾナ大等）、オーストラリア、韓国等がすばる望遠鏡やジェームズ・ウェッブ
宇宙望遠鏡との感度比較

る GMT と、ヨーロッパ、ブラジル、チリが参加する口参加する、8.4 m の鏡を 7 枚使用し口径 24.5m に相当す
径 39 m の E-ELT が進行している。これら二つの望遠鏡は

図 2.2.5 は、2021 年に NASA が打ち上げ予定のジェー

チリに建設されるのに対し、TMT は北半球に位置しておムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）およびすばる望遠鏡

り、観測できる天域が異なるため、連携観測が重要になと TMT の感度を比較したものである。地上望遠鏡で大気る。米国では、TMT と GMT を合わせた US-ELT プログ

等の熱放射が効いてくる 3 μm よりも長波長では、JWST

ラムとして、二つの望遠鏡によって全天を観測できるとしの方が感度が高くなるが、より短い波長では TMT の方がて推進を図っている。E-ELT の口径は TMT よりも大きい

JWST よりも感度が高い。特に補償光学を用いた点源の観測では、JWST よりもはるかに高い感度が期待できる。

が、マウナケアは E-ELT のサイト（アルマゾネス）よりも標高が高く、特に赤外線観測で地球大気の影響が小さい

第2章

すばる望遠鏡とＴＭＴの将来計画

21

こと、またサイト調査の結果によると、補償光学の性能に影響する地球大気のパラメータについて、マウナケアはアルマゾネスよりも優れていること、TMT は科学運用の初期から補償光学システムが完全に機能することを目指していることなどから、総合的な性能では TMT は E-ELT に対し十分に競争力の高い計画であると言える。

22

Subaru / TMT Science Book