近赤外広視野重力マイクロレンズ
サーベイ望遠鏡PRIMEの開発
大阪大学D2, MOA コラボレーション
PRIME コラボレーション

宮﨑 翔太

Southern African
Astronomical  !
Observatory
!
(SAAO)PRIME telescope@Nishimura Factory in ShigaOUTLINE• 重力マイクロレンズ• MOAグループ• PRIME計画• PRIME望遠鏡の概念設計・開発• 日本での光学調整• 展望・スケジュール

重力マイクロレンズ(Gravitational Microlensing)
ソースと像の時間発展○ Source● Image

ソース

Lens
観測者

レンズ
光度曲線

• 像の分離角が小さく分解できないが、光度曲線の増光として観測される• 起こる確率が非常に低く、星密度が高い銀河中心領域でも~10!"

増光率

時間 (𝒕𝑬 )© B.S. Gaudi

Planetary Microlensing
ソースと像の時間発展• レンズ惑星による光度曲線のズレを観測、トランジエントシグナル○ Source● Image• 𝑅# (~数au)付近の冷たく軽い惑星にまで検出感度を持つ• 惑星シグナルのタイムスケール
木星質量 -> 数日程度
地球質量 -> 数時間程度

広視野かつ高頻度なモニター観測が求められる

PlanetLens

光度曲線

増
光率

planetary signal

時間 (𝒕𝑬 )© B.S. Gaudi重力マイクロレンズの検出感度・惑星分布

惑星質量(地球質量)発見された惑星分布

軌道長半径(au)重力マイクロレンズの検出感度・惑星分布

惑星質量(地球質量)発見された惑星分布 Current(Ground optical)

軌道長半径(au)重力マイクロレンズの検出感度・惑星分布発見された惑星分布 Current(Ground optical)

近赤外線で低銀緯領域を観測

惑星質量(地球質量)• 星密度が高いので、イベント検出増、惑星イベント増PRIME(Ground NIR)

軌道長半径(au)• 惑星検出感度の高い主系列星ソースをモニター観測 =>検出感度増Bennett & Rhie (1998)

重力マイクロレンズの検出感度・惑星分布

惑星質量(地球質量)発見された惑星分布 Current(Ground optical)

The Nancy Grace Roman Space Telescope

Credit: NASAPRIME(Ground NIR)

RomanPenny+2019

軌道長半径(au)サーベイ観測期間約一年でマイクロレンズ惑星を約1400個発見する。

OUTLINE• 重力マイクロレンズ• MOAグループ (PRIMEの前身・可視光)• PRIME計画• PRIME望遠鏡の概念設計・開発• 日本での光学調整• 展望・スケジュール

MOA(Microlensing Observations in Astrophysics)
JPN. N.Z. U.S.の国際グループ

銀河系バルジ領域のマイクロレンズサーベイ観測・系外惑星探査
主鏡 : 1.8m (F=2.91)
CCD: 8k × 10k pixels
視野：2.2 deg2
Pixel scale: 0.58”/pix (15um/pix)

MOA-II telescopeMOA-IIの観測
銀河系バルジの広視野高頻度観測
50平方度の約5000万個の星々を銀河中心 毎晩モニター観測する
イベント数~500/year

領域毎の観測頻度

1obs./night(>MJup)
1obs./90min.(MJup)
1obs./45min.(MNep)
1obs./15min.(MÅ)
https://www.massey.ac.nz/~iabond/moa/alerts/

年間3-5個の惑星を発見

MOAによるマイクロレンズ惑星の発見例
MOA-2009-BLG-266Lb (Muraki+2011)

MOAのサーベイ観測から惑星シグナルを検出。
主星/惑星質量比 q~10!$MOA

主星質量~ 0.6 太陽質量
惑星質量~ 10 地球質量
軌道長半径 ~ 3 au
~3kpc先の冷たいスーパーアースの発見

MOA-II望遠鏡による主な研究成果• 6876個のμlensイベント、40個以上の系外惑星の検出に貢献。
• 銀河系における自由浮遊惑星の存在量を推定 (Sumi et al. 2011)• Snow line以遠の惑星存在率の質量比関数を導出 (Suzuki et al. 2016)
各質量比に対する惑星存在頻度分布

2007~2012年にMOA-II望遠鏡で観測された惑星サンプルの数をサーベイ観測の惑星検出効率で補正し、Snow line以遠の惑星存在頻度を推定

海王星質量比の惑星が最も存在頻度が高い

Daisuke Suzuki(Osaka Univ.)OUTLINE• 重力マイクロレンズ• MOAグループ(PRIMEの前身)• PRIME計画• PRIME望遠鏡の概念設計・開発• 日本での光学調整• 展望・スケジュール

PRIME
PRime-focus Infrared Microlensing Experimentfunded by JSPS

Main Science
低銀緯領域の重力マイクロレンズサーベイ(〜50%)
P.I. Takahiro Sumi
• Snow line以遠の低質量惑星探査
Osaka Univ.
• 銀河中心領域の質量関数(BH~planet)• Roman(WFIRST)のマイクロレンズ観測領域の最適化 Collaborators• Romanとの同時観測による自由浮遊惑星の質量観測 • Osaka Univ.
他のサイエンスfor off-bulge season(〜50%).

•••

近赤外分光器(SAND)による系外惑星探査
Narrow-band サーベイ観測
GWトランジエント観測 etc...

••
•
••
•
•

ABCNASA GSFC
SAAO
Univ. of Tokyo
Kyoto Univ.
Massey Univ.
etc..

低銀緯領域におけるマイクロレンズサーベイの意義
Optical view
Galactic Center

可視光ではソース天体がモニターできない低銀緯領域におけるマイクロレンズサーベイの意義
Optical view
Galactic Center

NIR view
可視光ではソース天体がモニターできない

近赤外観測により星密度の高い低銀緯領域が観測可能に• More events -> More planet detections• 銀河中心の質量関数(planet~BH)• 可視光観測の結果との比較から質量関数、惑星存在率等の銀河内環境依存性を調べる

Roman衛星のサーベイ観測の最適化
2025年打ち上げ予定のRoman衛星も低銀緯近赤外マイクロレンズサーベイを行う。PRIMEは地上でその事前観測を行う。

銀緯 b（degree）

Microlensing Event Rate Map
by OGLE (optical)

Provisional Roman Survey Area
銀経l (degree)(Mroz+2019)

Roman衛星のサーベイ観測の最適化
2025年打ち上げ予定のRoman衛星も低銀緯近赤外マイクロレンズサーベイを行う。PRIMEは地上でその事前観測を行う。

銀緯 b（degree）

Microlensing Event Rate Map
by OGLE (optical)

PRIME FOV

低銀緯領域のマイクロレンズ
イベントレートマップを作成
PRIME Survey (TBD)

PRIMEのサーベイ観測で外挿なしでRomanの観測戦略を最適化する

Provisional Roman Survey Area
銀経l (degree)(Mroz+2019)

自由浮遊惑星によるマイクロレンズイベント
Romanは自由浮遊惑星によるマイクロレンズイベントを多く検出し、その存在量に強い制限を与える。非常に短いイベント。

1.6hr

自由浮遊惑星(FFP)によるマイクロレンズイベント

主な観測量• イベントタイムスケール
𝒕𝑬 𝑴𝑳, 𝑫𝑳, 𝒗• ソースの大きさ
𝝆(𝑴𝑳, 𝑫𝑳, 𝑫𝑺 )レンズの物理量(質量・距離)が観測量の中で縮退しており、一意に決めることができない。

Roman衛星との同時観測によるレンズ天体の物理量決定
Microlensing
Space Parallax

10-M⊕ FFP

πE = 16.1

is = 20.9

12Magnification

108

WFIRST-W149
WFIRST-Z087
LSST-z
LSST-i
LSST-r
LSST-g

64
200.2
0.4
0.6
Time since UT 00:00 April 19 2025 (days)

地上&宇宙望遠鏡の同時観測で視差を観測して、レンズの物理量を一意に決定する。
.

地球~Spitzer:~1au, ~15 day offset
PRIME & Roman : ~0.01au, ~3 hr offset

自由浮遊惑星に対する唯一の質量決定手法

OUTLINE• 重力マイクロレンズ• MOAグループ• PRIME計画• PRIME望遠鏡の概念設計・開発• 日本での光学調整• 展望・スケジュール

PRIME 1.8m telescope
口径: 1.8m (f/2.29, prime-focus)
FOV:(1.25deg)2=1.56deg2(0.5”/pix)(満月6つ分)
限界等級:~18.7mag@H-band, 5𝝈, 100s exp.
近赤外(H-band)で世界最大級広視野望遠鏡

PRIME telescope @ Shiga, Japan

Southern African  !
Astronomical!
Observatory

光学設計

FOV (1.25deg) 2=1.56deg2 (f/2.29), pixel scale (0.5”/pix)
収差補正用の４つの球面レンズ(溶融石英), High throughput (~>90%)
80％Encircled Energy diameter ~14μm
収差が現地シーイング(〜1.4”)以下に十分収まるように設計

Focal Plane

L3L2(可動)
L1

Encircled Energy (%)

L4100

Diffraction Encircled Energy distribution

Windows & Filters

回折限界

1pixel0•••

designed by Andrew Rakich0Radius from centroid (um)10

広視野近赤外観測を可能にする検出器
RomanチームからTeledyne社製 4k×4k H4RG-10 を4枚借用。
メリーランド大学(米)が主導でカメラ製作を行う@GSFC

Unknown
but have QE

H4RG-10 のサンプル画像
可視~近赤外(~3.0um)まで高いQEを持つ

カメラ設計・開発
Alexander Kutyrev（NASA/GSFC, メリーランド大学）
平尾 優樹 (大阪大学 D3/GSFC)らが、NASA/GSFCで設計
Yuki Hirao(Osaka Univ.)

Section views of the dewar

Overview
Dewar

CoolerDewarwindow

Coldwindow

Filterwheels

H4RG
detectors

CameraElec.

視野外からの熱的輻射を考慮した光学設計
常温を見込む立体角

主鏡L4
検出器

光学系のF値が小さくコールドストップがないために、常温を見込む立体角成分からの赤外放射がノイズになる。

視野外からの熱的輻射を考慮した光学設計
Thermal Radiation / Sky Background
スカイに対する熱的背景光の割合
110%
100%

94mm (熱寄与は10%以下)

90%
80%
70%
60%
50%

300K

40%

290K

30%

280K

20%
10%

Percentage(%)

120%

熱ノイズ/スカイ(%)

常温を見込む立体角

0%
300

250

200

150

100

500

Distance between Detector and Window (mm)検出器〜Cold Windowの間隔(mm)検出器~Cold Window間の距離を広げて、できるだけ見込む立体角を小さく設計

光学フィルター• 視野外からの赤外放射を抑えるCold Window• Broad band (Z,Y,J,H) + Narrow band (1.06um, 1.24um, 1.63um)
Cold Window (BK7, <180K)
2000nm以上の赤外放射を抑えるコーティング(<OD5)

Filter wheel x 2 (~90K)••

4枚のBroad band (Z, Y, J, H)
1枚のNarrow-band (1.06um, 1.24um, 1.63um)

光学フィルター• 視野外からの赤外放射を抑えるCold Window• Broad band (Z,Y,J,H) + Narrow band (1.06um, 1.24um, 1.63um)

ColdWindow

Z Y

JHBroadbandNBNB

光学フィルター• 視野外からの赤外放射を抑えるCold Window• Broad band (Z,Y,J,H) + Narrow band (1.06um, 1.24um, 1.63um)

光学フィルター• 視野外からの赤外放射を抑えるCold Window• Broad band (Z,Y,J,H) + Narrow band (1.06um, 1.24um, 1.63um)< OD5

Cold Windowと組み合わせて、1800nm以上の透過率をOD5以下にH4RGが感度をもつ長波長側の熱的背景光をできるだけ減らす

OUTLINE• 重力マイクロレンズ• MOAグループ• PRIME計画• PRIME望遠鏡の概念設計・開発• 日本での光学調整• 展望・スケジュール

日本での光学調整(9月下旬~11月上旬)• レーザートラッカーによる主鏡と主焦点ユニットの光軸調整(粗調整)• テストカメラ(z-band)による広視野光学調整得られたデータ点を放物面フィット

レーザートラッカー(三次元測定器)

反射器(SMR)で鏡表面の三次元データを計測

主鏡軸を~10秒角精度で計測日本での光学調整(9月下旬~11月上旬)• レーザートラッカーによる主鏡と主焦点ユニットの光軸調整(粗調整)• テストカメラ(z-band)による広視野光学調整

参照点を主鏡と主焦点ユニットに設置
参照点を測るだけで各光軸の三次元的な位置が導けるように準備する。
主焦点ユニット(レンズ)の光軸も計測主鏡についた参照点

日本での光学調整(9月下旬~11月上旬)• レーザートラッカーによる主鏡と主焦点ユニットの光軸調整(粗調整)• テストカメラ(z-band)による広視野光学調整• FAROの位置測定精度は~10um• 粗調整段階での光学系の軸ずれは最終位置に対して~50秒角程度
参照点を測定各軸を計測から導出

スパイダー部を調整
tip, tilt, decenter=>十分微調整の範囲内だった

日本での光学調整(9月下旬~11月上旬)• レーザートラッカーによる 主鏡と主焦点ユニットの光軸調整• テストカメラ(z-band)による広視野光学調整
本番用のカメラとは別に、光学調整用のテストカメラを製作。
広い視野全体で光学系を最適化できるようなカメラ設計

検出器面で視野毎に高さの異なる3つの検出器(z-band)を配置。

テストカメラ実機

Tsubasa Yamawaki(Osaka Univ. M2)

日本での光学調整(9月下旬~11月上旬)• レーザートラッカーによる 主鏡と主焦点ユニットの光軸調整• テストカメラ(z-band)による広視野光学調整

初めて撮ったデネブの画像
テストカメラのファーストライト
望遠鏡として機能した！

月日本での光学調整(9月下旬~11月上旬)• レーザートラッカーによる 主鏡と主焦点ユニットの光軸調整• テストカメラ(z-band)による広視野光学調整
あえてデフォーカスした像を撮影。得られた収差パターンをモデルと比較し、光学系の相対位置を解析的に推定する(Kuijken+04)

光学調整中に実際に撮られたデフォーカス像
解析的に得られたデフォーカス像

最終的に視野中心でハルトマン定数0.28ʼʼ(<<1.4ʼʼ)を達成

PRIME計画のスケジュール
2016
2017~2020
2021~
2023
2025
2030~

詳細デザイン設計
製造、組み立て・光学調整(日本国内)、輸送
現地インストール、ファーストライト、観測開始
銀河中心のイベントレートマップ作成
Roman 衛星 打ち上げ
同時観測開始Roman 観測が続くまで観測を継続

Ground breaking @ SAAO
2020/10/26

望遠鏡建屋建設中
SALT

PRIME

年度内完成予定

まとめ
l PRIMEは近赤外重力マイクロレンズサーベイ観測を行う広視野望遠鏡、観測サイトはSAAO サザーランド
l 銀河系内の系外惑星分布を研究する
l Romanの観測領域・戦略を最適化
l Romanとの同時観測によりFFPの物理量を観測
l 近赤外線分光器(SAND)、NBサーベイ、transients..
l 2021年度内にインストール・観測開始