主に低温度星まわりの地球型惑星を狙う計画

系外惑星観測に向けた
astro-comb開発の現状と
世界の高分散分光器計画
成田憲保＠HDSセミナー
構成
• Wilken et al. (2012) (Nature, 485, 611-614)のレビュー
– 装置構成について
– 視線速度の誤差の測定について
– 実際の天体の視線速度測定について
• 世界の高分散分光器計画の現状
背景と概要
高分散分光器による天体の視線速度測定では正確な
「波長のものさし」が究極の精度を決める
天体と同時に参照光を取得する視線速度測定法では、
従来Th-Arランプが利用されてきたが、
より広い波長で均一な強度のlineを発生する光源として
Laser Frequency Comb (LFC)の開発が進んでいる
これまで実験室におけるコムの性能試験などが
報告されてきたが、今回は実際の天文観測装置に
搭載して天体の観測まで実施した
装置構成
HARPS Specification
• ESO@La Silla, Chile の 3.6m望遠鏡に搭載された視線速度測
定専用高分散分光器
• 波長分解能：R=115000 (R〜5GHz@500nm)
• 観測波長域：380 – 690 nm (echelle order 89 – 161)
• multimode fiberで天体と参照光を同時取得する方式
• 温度コントロール：分光器を真空容器に入れて0.01mbarまで
ひいて、長期の温度安定性を数10mKレベルにしている。CCD
は液体窒素で冷やして±50mK以内にしている。
1. Laser Frequency Comb (LFC)
LFC Specification
• HARPS LFC：Yb(イッテルビウム)-fiber oscillator (Menlosystems
Orange Comb 250という商品名)
• 250 MHz間隔のコムを発生(→非常に密度が高い)
• 波長域は1050nm付近の~50nm(HARPSの観測波長と異なる)
• Rb(ルビジウム)の原子時計で1GHzの位相を固定し、GPSで時
計を校正する
– 時計由来の周波数への誤差は ~0.3cm/s @ 500nm
2. Fabry-Perot Cavities (FPCs)
FPCsの役割
• HARPSの分解能は5GHzだが、コムの発生するlineは250MHz
間隔のため、lineの間隔を広げる必要がある
• FPCはもとのコムの自然数倍の周波数のlineのみ通して、他の
line強度を低減する
• HARPSの分解能を考慮して18GHz間隔に広げるため、最初の
FPCで2.25GHz(9倍の周波数line)を通し、それ以降のFPCでは
18GHz(72倍の周波数line)を通すよう設定
– それぞれのFPCでは別のレーザー光によって通す周波数を安定化
• FPCの後にはアンプを置いてlineの強度を補填
– 一方、コムの波長域は50nmから20nmほどに狭くなっている
高精度の達成に必要な低減度
1cm/sの
誤差に対応
実際の低減度
２０１０ / １１
２０１１ / １
3 FPCsで79dBの低減を達成
3. Second Harmonic Generation & Photonic Crystal Fiber
SHGとPCFの役割
• HARPSの観測波長は500nm付近だが、Ybによるコムは
1050nm付近なので、SHGを使って波長を半分(周波数を倍)に
変換する
• 変換されたコムの波長域は10nm程度ととても狭いので、
HARPSの観測波長をカバーするよう広げるためにMax PlankInstitute for the Physics of Lightで特注されたPCFで波長域を広
げる
SHGとPCFによる波長域の変化
4. Multimode Fiber & Dynamic Mode Scrambler
HARPSとコム光のカップリング
• 生成されたコム光はcollimating lensかintegrating sphereを
使ってmultimode fiber F1 (コア直径1mm)に通されてHARPSの
calibration unitに送られる
• この過程で光のspatial modeを増す(入射光の非一様性を減ら
す)ためにDynamic Mode ScramblerをF1に取り付けた
• calibration unitにはTh-Ar lampやフラット光源など複数の光源
があり、2つのファイバー F2 (コア直径300μm)で望遠鏡の焦点
面に光を送ることができる
• コム光もF1からF2に光を照射することで同様に焦点面に送ら
れる
HARPSとコム光のカップリング
• 焦点面でF2は750μmの領域を照射する
• HARPSの分光器につながっている2つのファイバーF3 (コア直
径70μm)は、2本のF2が照射した光か、望遠鏡からの星の光
を拾って分光器に通す
HARPSの検出器の生画像
本論文で行われたこと
1. 2本あるF3の両方にコム光を入れて、様々な条件で波長の
変化(視線速度換算)を調べた(コムの試験観測)
–
限界精度として2.5cm/sを達成した
2. 実際に系外惑星を持つ恒星HD75289を観測し、ほぼフォト
ンノイズで決まる精度で視線速度を決定し、既知の軌道運
動を確認した(天体の試験観測)
コムの試験観測の概要
• F3の両方(channel AとB)にコム光を入れて露光時間10-40秒、
読み出し時間30秒で10-100回の連続露光を行う
• 観測の設定(CCDの冷却、露光時間、LFCの各設定など)を
様々に変えてデータを取得
• コムのlineの位置をGaussianでフィットして中心位置を決め、
fluxで重みをつけて各channelの視線速度変化を求める
• channel AとBの相対視線速度を求める
結果
A-Bの相対視線速度変化の全体の標準偏差は34cm/s、
観測設定を変更しない部分は7-10cm/s
いくつかのわかったこと
• 観測設定の変更は少なからず系統的変動を引き起こす
• 観測設定の変更がなければほぼフォトンノイズ限界
• 特にintegration sphereの使用はよくない
– F1に入るコム光の強度がかなり落ちるのと、spatial modeがレ
ンズの場合と大きく異なるため？
• CCDの冷却を止めるとAとBの個々には大きな変動が出るが、
相対的な変動はほとんどキャンセルしている
• ２ヶ月の時間をあけるとAとBの個々には大きな変動が出るが、
こちらも相対的な変動はほとんどない
積分の足し合わせと誤差の推移
~2.5cm/sでphoton noise limit
から外れている
cf. Expected Optimum RV Precision
Murphy et al. (2007), MNRAS, 380, 839-847
LFCによる視線速度測定の理想的な限界精度
0.45は観測波長域で決まる係数(この場合380-820nm)
HARPSの場合は0.55
(S/N)maxはその波長域のlineで最大のSNR
Rは装置の波長分解能
この式によればHARPSの限界は0.8cm/s
系統誤差の原因候補
• Asymmetric instrumental profile
– この解析ではIPを別の方法で測定せずGaussianを仮定していたが、
本来は非対称である可能性がある。ただ、解析的に単純なIPを仮定
しても観測された系統的な変動は説明できていない。
• Charge transfer inefficiency
– 検出器の読み出しの過程で余計な電荷がのってlineを非対称にして
しまう。これは検出器の特性としてシグナルに応じた補正が可能であ
り、OHPのSOPHIEでは最近補正が行われた。今後はHARPSでも可能。
• Light injection variation into the multimode fiber
– 積分球を使った場合に大きく系統的な変化が出たのはこの可能性が
ある。ただし、まだこの効果は詳しく調べられていない。
天体の試験観測
• ホットジュピターを持つ系HD75289を2010年11月の5日間で
8回観測
– 各回LFCとTh-Arを用いて1回ずつ観測
• 露光時間：不明(観測時刻表記から20秒程度のはず)
• 主星HD75289
– G0V, 6Gyr, d=28.94 pc, V=6.36
• 惑星HD75289b
– P = 3.51 days, a = 0.046 AU, Mp sin I ~ 0.4 Mjup, K ~ 50m/s
Measured RVs for HD75289
天体観測としては初めてLFCを用いた試験観測
エラーがLFCとTh-Arのどちらも同じなのは、
それぞれの限界精度にSNRが達していないため
(フォトンノイズで決まっている)
まとめ
• 天体の光とLFCを同時に測定する観測手法は可視光では
実用段階に入った
• HARPSでは装置としての限界精度が2.5cm/sの測定が可能
– 系統誤差の追究はまだ続いている
• 今後本格的な観測が実施されていくだろう
世界の高分散分光器計画について
• 系外惑星系の視線速度測定をひとつの目標として、今後も
高分散分光計画が立案されている
• その傾向として、
1. 波長のものさしとしてastro-combの実装計画が多い
2. 可視・近赤外同時高分散分光器の計画が出てきている
今後の高分散分光装置計画
可視装置
• TNG 3.6m / HARPS-N: 2012年5月から稼働中
• Calar Alto 3.5m / CARMENES: 2014年以降
• VLT 8.2m / ESPRESSO: 2016年以降 HARPS型
• (E-ELT 42m / HIRES: 2020年代)
• (TMT 30m / HROS: ??)
主に太陽型星まわりの地球型惑星を狙う計画
今後の高分散分光装置計画
近赤外装置
• Calar Alto 3.5m / CARMENES: 2014年以降
• Subaru 8.2m / IRD: 2014年以降
• HET 9.2m / Habitable Zone Planet Finder (HZPF): 2014年以降
• CFHT 3.8m / SPIRou: 2010年代半ば
• E-ELT 42m / HIRES: 2020年代
• (TMT 30m / NIRES: ??)
主に低温度星まわりの地球型惑星を狙う計画
E-ELT HIRESの計画
• E-ELT HIRESワークショップの文章より
• Although the instrument design is completely open,
possible concepts that are being envisaged include
the capability of a full, simultaneous spectral
coverage of the optical and near-IR bands, both at
high (R~100,000) and intermediate (R~10,000)
spectral resolutions. The intermediate resolution
mode can have, at very little additional cost and
complexity, a multi-object mode with moderate
multiplexing (10 targets). Yet, even for such a
concept, the required technical specifications are
completely open, and have to be defined based on
the science drivers.
まとめ
• 今後の高分散分光器の設計思想は、一度により多くの情報
を得ることが重視される見込み
• 特にTMT, E-ELTでは同じ時間で得られる情報量をいかに多く
するかが重要
• 可視・近赤外同時高分散分光や多天体分光の可能性が検
討されていくと思われる

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