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 / １１２０１１ / １3 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

Plank-Institute 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

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 )

天体観測としては初めて LFC を用いた試験観測

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