国立天文台ハワイ観測所すばる望遠鏡

すばる望遠鏡（すばるぼうえんきょう、）は、アメリカ・ハワイ島のマウナ・ケア山山頂（標高4,205m）にある日本の国立天文台の大型光学赤外線望遠鏡である。
概要.
1999年1月ファーストライト（試験観測開始）。建設総額は400億円。システム設計・建設のほとんどは三菱電機が請け負った。国立天文台が建設準備を進めていた当初のプロジェクト名は「日本国設大型望遠鏡」（）だった。建設が始まった1991年に望遠鏡の愛称の公募が行われ「すばる」が選ばれた。
主鏡に直径8.2m、有効直径（実際に使われる部分の直径）8.2mという当時世界最大の一枚鏡をもつ反射望遠鏡であった。主鏡はアメリカのコーニングとコントラベスに於いて7年以上の歳月を費やして製造された。
2015年4月時点で世界最大の一枚鏡望遠鏡は、アメリカアリゾナ州にある大双眼望遠鏡で、8.4m鏡2枚の合成直径は11.8m。また分割鏡では、スペイン領ラ・パルマ島のロケ・デ・ロス・ムチャーチョス天文台にあるカナリア大望遠鏡（有効直径10.4m）である。
すばる望遠鏡には高度な技術が多数使われている。大きな特徴の一つとしては、コンピュータで制御された261本のアクチュエータにより主鏡を裏面から支持することで、望遠鏡を傾けた時に生じる主鏡の歪みを精密に補正し、常に理想的な形に保たれている（能動光学）。また、天文台の建物そのものの形状を円筒形のドーム形状にすることで、特に内部からの放熱による乱流を防ぐ観点で、通常の半球形のドームより適している。
観測装置の物理的なセットアップ以外は、約30キロ離れたハワイ島最大の町ヒロにあるセンターで観測者が受ける形で天体観測が行われる。
観測装置.
これらの観測装置によって可視光から赤外線領域をカバーする観測が可能な仕組みとなっている。撮像を目的にした装置と分光観測を目的とした装置を、観測対象に応じて4つある望遠鏡焦点のいずれかに取り付けることで、広い範囲の波長をカバーする。なお、新しい観測装置は、各大学や国立天文台にて開発研究が進められている（国立天文台の項を参照）。
「HDS：高分散分光器」、「IRCS：近赤外線分光撮像装置」及び「Suprime-Cam：広視野主焦点カメラ」が、国立天文台ハワイ観測所開設の最初の時期に設置した観測装置である。その後、岡山天体物理観測所等で行われた開発に基づき新たに開発された機器「COMICS：冷却中間赤外線分光装置」や「FOCAS：微光天体分光撮像装置」を設置し観測に利用している。また、太陽系外惑星発見などを目指して開発された「CIAO：コロナグラフ撮像装置」によって、「連星系」や「太陽系外惑星系」の観測が行われる。また、大規模光学系を有効に活用するために、東北大学のチームが中心となって開発した「MOIRCS：多天体近赤外分光撮像装置」が設置されて現在にいたる。
2012年8月には、「Suprime-Cam：広視野主焦点カメラ」に代わって新開発の「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)」が設置され、2013年7月にファイストライト画像が公開された。Suprime-Camでは、アンドロメダ銀河の一部 (満月よりやや広い視野) を撮影できていたが、Hyper Suprime-Camは、満月9個分の広さの天域を一度に撮影できる世界最高性能の超広視野カメラとなった。独自に開発した 116 個の CCD 素子を配置し、計8億7000万画素を持つ巨大なデジタルカメラの持つ広い視野により、すばる望遠鏡はアンドロメダ銀河のほぼ全体を1視野で捉えることに成功した。
観測機器のアップデートに関しては、太陽系外惑星をピンポイントで観測するために、コロナグラフフィルターの精度とともに、補正光学系を改良した「HiCIAO」 が開発され、2009年より利用されている。
観測補助装置としては、浜松ホトニクスの開発した波面センサーによる補償光学装置や理化学研究所にて開発されたレーザーガイド星装置などがあり、高分解能かつ高精度（レイリー限界やドーズ限界に限りなく近くする）の観測が可能なように配慮している。ただし、波面センサーの分解能に関しては、これからも研究開発が進むことによって、将来更に解像度を上げた装置になる予定でもある。
用語補足.
高分散分光器と低分散分光器の違いについて。
高分散分光器は、分光像を焦点レンズなどを用いて拡大することによって、精密な分光像が得られる装置。難点は、焦点レンズによって拡大されるため、分光像が暗くなってしまうことである。そのため、有る程度の口径か、もしくは高感度のセンサーが必要となる。後者の場合には、暗電流等の問題があるため、通常は用いられない。
低分散分光器は、分光像をそのまま撮影できるようにした装置のこと。具体的には、光学プリズムや解析格子などを用いて得られたスペクトルをそのまま表示もしくは撮像できる装置である。特に、太陽観測や惑星科学観測などで用いられる。
観測技術.
直径8.2mに対して厚さが20cmしかない反射鏡の精度を維持するために、動的支持装置 (Active Support) を搭載している。この支持装置は、鏡面精度を常に 100 nm (formula_1) の桁に保つための装置である。コンピュータで制御された261本のアクチュエータにより主鏡を裏面から支持することで、望遠鏡の姿勢変化による主鏡の変形を0.1秒に1回の頻度で自動的に微調整している。
地球大気の乱流などもっと速い変動に起因する星像の揺れを実時間で直す装置（補償光学: Adaptive Optics）は2000年12月よりカセグレン焦点に設置されている。これにより近赤外線では回折限界 (Diffraction limit) に迫る星像が得られている。さらに赤外ナスミス焦点に人工星（レーザーガイド星）を使った更に高精度な補償光学系を開発し、2006年10月にファーストライト（初観測）に成功した。
これらの技術によって天体の解像度の高い画像を得るとともに、遠方にある微かな光を放つ銀河や星雲などの観測性能を大幅に向上させる。
すばる望遠鏡による成果.
すばる望遠鏡は日本の国立天文台の施設であるが、国際共同利用観測所であるため世界中の天文学者が観測提案を提出でき、審査に合格した観測提案だけが実行に移される。観測提案は年に2度募集される。
撮影画像と天体カタログの公開.
2004年、国立天文台・東京大学・宇宙航空研究開発機構・英国ダーラム大学・英国レスター大学の研究チームは、「すばる/XMM-ニュートン・ディープサーベイ」 (SXDS) により取得された深撮像サーベイ画像と検出された天体カタログを全世界へ公開した。