共同利用観測装置報告書

1. 観測装置名 AO

2. 装置責任者、サポートサイエンティスト名、チームメンバー名

   装置責任者	：	高見英樹
   サポートサイエンティスト	：	大屋真
   チームメンバー名（開発開始からのメンバーで、レーザーガイド星AOのメンバーはここでは含まない）
   	：	高見英樹、高遠徳尚、家正則、早野裕、大屋真、神澤富雄、鎌田有紀子、Wolfgang Gaessler、David Saint-Jacques、中島浩二、大坪政司、後藤美和、美濃和陽典、Tom Kane

3. 主な研究目的・目標スペックと新たな開発要素(FDR時)
   • 当初研究目的
     １）低温度星の大気構造
     ２）DLA天体の同定
     ３）DLA天体からのHe吸収の検出
     

   • 当初目標
     

     １）ストレール比

     band	Strehl ratio
     J	0.37
     H	0.55
     K	0.71
     L	0.86

     十分明るい天体(R-mag<10)に対してseeing=0.45"@Rの場合

     ２）ガイド星の限界等級

     band	magnitude
     R	18

     Kバンドでストレール比0.2以上

     ３）光学系の透過率

     wavelength [μm]	throughput
     1 - 5	94%

   • 新規開発要素
     それまで日本にはAOが存在しなかったので、全てが新規開発要素であったといえる。 主な開発要素としては、

     １）可変形鏡:

     直径110m (有効径62mm) のバイモルフ型のピエゾ素子を用いており 36の電極からなる。各電極の大きさや配置はシミュレーションを 基に決められている。

     ２）レンズレットアレイ:

     瞳位置の前後で波面を分割して計測する光学部品で 直径わずか6.9mmの中に36のレンズが集積されている。 材質はプラスチックで、鋳型を用いて製作された。 各レンズの焦点に集光された光はコア径0.2mmの光ファイバでAPDに送られる。 光の損失を最小限に抑えているために 光ファイバの出口ではマイクロレンズで0.2mmのAPD素子上に集光している。 また、ファイバと検出器のコネクタは一つ一つ軸合わせされている。

     が挙げられる。 また、製作にあたりたわみ対策を十分おこない 光学系・機械系全体の大きさが小さくなるように注意して設計した。

4. 完成時期・製作総経費　（年度別に、保守部品等も含む）

   ファーストライト	2000年12月
   共同利用開始	2003年4月

   制作費
   1997-9年	国債　24300千円
   以下保守経費
   1999年	7000千円
   2000年	9000千円
   2001年	23130千円
   2002年	8600千円

5. GT でのサイエンスの項目リストと概要
   • 低温度星の大気構造
     低温度巨星について、その直径の波長ごとの違いをIRCSを使った分光撮像観測で測定する。補償光学系と分光観測を組み合わせたこの方法は、天体の直径のわずかな違い（数ミリ秒角）を検出できる。分子吸収線のある波長と無い波長での直径の違いにより、大気の広がりの空間情報が得られるようになる。ミラとベテルギウスを観測して、光球の周りに星の直径の2倍以上に広がったCO大気の層があることを、初めて実際に空間分解して確認することができた。

   • 連星カイパーベルト天体の表面組成
     1998ww31のJ,H,Kバンド撮像を行い、主星と衛星のSEDの違いを求めた。S/Nが十分ではないが、衛星のSEDはシリケート鉱物に近いことが示唆された。これは高いアルベドを意味し、連星カイパーベルト天体が従来から考えられているより小さい可能性があることを意味する。

   • ケンタウルス族の表面組成
     5145 Pholus は自転軸がほぼ軌道面にあるため、季節変化が大きいことが予測される。近日点通過後の観測は今までやられていない。測光観測の結果、表面カラーが変化したことが分かった。分光観測のデータは解析中。

   • 氷衛星の表面組成
     ミランダ：天王星に近すぎて、今まで良いスペクトルが得られていなかった。AOを使うことで良いS/NのH,Kスペクトルを得られた。その結果、氷衛星のテクトニクスに重要と考えられていたNH3・H20の吸収があることが分かった。
     エウロパ：表面を空間的に分解してのKバンド中分散スペクトルと偏光マップのデータを得た。

   • 天王星のday-grow
     天王星大気からのday growを、H2による高空間分解撮像によって調べた。

   • DLA天体からのHe吸収の検出
     QSOの吸収線を調べて、DLA中のHeの吸収線の検出を試みている。S/Nの悪い1天体しか出来ていない。

   • DLA天体の同定
     QSO吸収線中に見られるDLA天体を、エミッションで同定する。現在のDLA同定はQSO近傍を見逃しているため、同定を誤っている可能性がある。AOを使った高空間分解能撮像により、QSO近傍のDLAを見つけることが目的である。立ち上げ初期はAOの性能がQSOに対しては十分でなかっため、AOの性能が上がるまで観測を後回しにした結果、予定のほんの一部の天体しか観測できていない。

   • クェーサー母銀河の直接撮像
     AOによる高解像の撮像により、クェーサー母銀河を直接撮像し、その形態を調べるために、明るいガイド星が近くにあるz=0.7のクェーサーB2 0923+39のK'バンド撮像を行った。その結果、QSOの周りに淡く広がった母銀河が検出された。検出された母銀河は、特異な形態をしているわけではなく、数10Kpc程度の大きさで、近傍の普通の銀河と比べて違いは見られなかった。この他にも、クェーサーから1秒角以内に銀河が幾つか検出された。

   • クェーサー母銀河の分光
     クェーサー母銀河の星形成率、kinematicsを調べるために、重力レンズで増光されたクェーサーQ0957+561の母銀河のHα輝線の検出を試みた。このクェーサー母銀河のHα輝線は赤方偏移してHバンドにくるため、AOをクェーサー本体でかけ、クェーサーからの光の漏れ込みを抑えるという観測を行ったが、解析の結果、クェーサー母銀河からのHα輝線は検出されていなかった。

   • 近傍分子雲中の炭素同位体比の測定
     近赤外領域2-5ミクロン帯の13CO基音回転振動遷移および12CO倍音遷移回転振動遷移の高分散分光スペクトル(R~20,000)から、近傍分子雲の炭素同位体比を測定する。

   • 近傍分子雲中の水素分子/一酸化炭素分子比の測定
     近赤外領域2ミクロン帯の水素分子および12CO回転振動遷移の高分散分光観測(R〜20,000)を行い、近傍分子雲中の水素分子/一酸化炭素分子比の測定を測定する。

   • 近赤外線撮像による球状星団中心領域のfaint end探査のための初期観測
     Kバンドで約3時間、Hバンドで約半時間の積分時間の撮像を行った。（積分時間は要チェック）。天候不安定のため当初の予定の半分程度のデータしか取得できなかった。現在、色等級図がどのレベルでかけるかどうか解析の途中である。

   • γ線バースト天体
     GT中にGRBが発生したため、K'バンドで撮像した。

6. 装置の現況
   • 共同利用に供している観測モードとその達成性能（モードごとに記載）：
     

     １）ストレール比

     band	Strehl ratio
     J	0.05
     H	0.17
     K	0.3
     L'	0.5

     十分明るい天体(R-mag<10)に対して (seeing=0.4"@K;高見レポート、L'に関しては高遠コメント)

     当初目標にしていた値は、基にしていたシミュレーションの結果 が良すぎていたようである。理由としては、風速や高次の大気ゆらぎ成分が 少なめに見積もられていた等が挙げられる。 現在設計中の新しいAOのPDR資料(2002年5月)中で 現行の36素子AOの性能に関しても 改めてシミュレーションした結果を行ったところ ストレール比が、J:0.11, H:0.28, K:0.48 (seeing=0.45"@R; 新AOのPDR資料2002) であった。但し、これでも未だシミュレーションと実際の性能の間には差があり、 今後もTip/tiltとDMの制御の切り分け等の性能向上の余地があると考えられる。

     ２）ガイド星の限界等級

     band	magnitude
     R	18

     この値は、明るい星に対し波面センサ内のNDフィルタを入れた場合の結果である。 完全な暗夜で近傍に明るい天体が無い場合は同等の結果が見込まれるが、 赤外線の観測は明夜に割り当てられる事が多く、 満月の場合は月から30°離れた天域でRバンドで16等相当 (5"の波面センサー視野内)の明るさがあり、 暗い天体に対するAOの性能には大きく影響している。 また、実際の観測では、高層雲やガイド星の天頂角も影響してくる。 現在までのところ共同利用観測でAOの制御ループを 閉じることができた最も暗い天体ではRバンドで17等である。 この時、KバンドでFWHM0.48"のシーイングがFWHM0.3"(ストレール比0.03相当) に改善された。実際の観測でK=0.2のストレール比を実現する限界等級は Rバンドで14magである。

   • 当初計画に比して新たに追加あるいは改善を工夫した機能等特記事項があれば：
     １）観測装置検出器上の座標でガイド星の指定が可能
     当初は、波面センサ内のCCDでガイド星を捕捉することを考えていたが、 検出器上の座標でガイド星の位置を指定して捕捉することができるようにした。 この機能により、観測装置上で任意に視野を調整した後 スムーズにガイド星を捕捉することが可能である。

     ２）AOのTip/tiltを利用したディザリングや位置の微調整
     望遠鏡を動かしてディザリングすると20秒弱のオーバーヘッドが掛かるが、 AOのTip/tiltを用いることで3"以内であれば、各点3秒程度のオーバーヘッドで 効率的にディザリングすることが可能である。 また、0.1ピクセル単位で星像位置の微調整を行うことができる。

     ３）非恒星天体の観測
     例えば、太陽系内天体を追尾して観測する場合に恒星をガイド星として用いると、 短時間にAO波面の視野(直径5")から出ていってしまう。 また、例え視野内に入っていても恒星の位置が移動するとそれを補正するように AOが働くので、肝心の観測している太陽系内天体が移動方向に延びてしまう。 特に観測対象が暗い場合には、この影響は無視できない。 そこで、あらかじめ計算された方向に定期的にガイド星捕捉機構を動かすことで、 太陽系内天体を観測装置検出器上で一定の位置にとどめておくことが できるようにしてある。

     ４）赤外背景放射パターン対策
     AOのTip/tilt鏡は瞳位置に無いため、 動作させると観測装置が望遠鏡の別の部分を見ることになる。 その結果、特にKバンドより長い波長域では 非一様な強い背景放射のパターンが出て 差し引いてもきれいにならない。 この影響を抑えるため AOのTip/tiltの動作を止めて観測することができるようにしてあるが、 この場合望遠鏡の追尾誤差が 可変形鏡のTip/tiltに蓄積されていくという問題がある。 そこで、この可変形鏡に蓄積されたTip/tiltを SOSSからのコマンドで即座にステータスとして返せるようにし、 望遠鏡の追尾誤差を補正できるようにしてある。

     ５）波面センサ内の迷光対策
     これまでのところ太陽系惑星の近傍の衛星をAOのガイド星に すると衛星自体は十分な明るさがあるにもかかわらず 惑星からの光に影響されてAOのループを閉じることができなかった。 現在いろいろと対策を講じているところである。

   • 当初計画にあり、未だ立ち上げ中の観測機能：
     　（遅れている理由、今後の見通し、要望する支援策、ほか）

     当初計画にあり且つ現在でも開発すべきであると考えられる項目としては、
     １）望遠鏡副鏡によるTip/tilt補正
     「赤外背景放射パターン対策」として非常に重要である。 AOのTip/tiltの代わりに望遠鏡副鏡のTip/tiltを用いれば、 問題となっているパターンは出ないことが確認されている。 次期AOでも、Tip/tiltの補正をAOと望遠鏡で分担することが できるので、現AOの段階から是非とも開発をすすめていきたい。

     ２）シーイング条件の診断機能
     AOの性能は観測する時のシーイングの条件に大きく左右されるので、 補正を行うのと同時にリアルタイムでそのデータを保存することが重要である。 また、そのデータを即時に解析して現在のシーイング条件の要約を 観測者に伝えるようにすることも大切である。

     ３）パラメータの自動決定
     AOの制御のパラメータはガイド星の明るさやシーイング条件で変化する。 現在、これらの調整は人間が経験に基づいて行っているが、 本来、波面センサからの出力に基づいて決定すべきである。

     ４）ガイド星の検索ソフトウェア
     当初計画にある様に望遠鏡AG用の星を選択するのと同じ操作性を持ち、 観測準備段階でも利用可能であることが望ましい。 ただ、実際の観測ではAOの波面センサ内のCCDの視野よりも 観測装置の視野とデータベースの出力が連動する機能も 不可欠であろう。

     ５）AOを使った観測手順の自動化
     当初計画では「観測者にできるだけAOの存在を意識させないこと」が 目標に掲げられているが、現状では達成できているとは言いがたい。 上記の２）〜４）のソフトが完成し、SOSSの中にうまく組み込めれば かなり目標に近付くことができるであろう。

     これらの機能は得られる性能の向上や観測の効率化に非常に重要であるが、 現在までのところ実現されていない。 原因はマンパワー不足で、これまで全くの手付かず状態であった。 今年度から１）と２）を実現するために新たに専任のポスドク一人が グループに加わり、コーディングをソフトウェアエンジニアの一人 (50%をこの仕事に使う)が担当することになっており、 これらの機能のを2003年度中に完成させる予定である。

     その他、現AOで実現するよりも次期AO計画で検討するべき項目がいくつかある。 レーザーガイド星はこの計画の中心部分となっている。 これらの計画の中では大気分散補正光学系の検討も行っている。 赤外波面センサについても機械・光学設計では 取り付ける余地を残しておくべきだと考えている。

   • 要望する支援策：
     １）に関しては、三菱側の作業もあり予算面での支援(500万円程度の見通し)を お願いしたい。 さらに、４）〜５）の実現も考慮すると上記50%FTE（Full Time Equivalent)の ソフトウェアエンジニアが期間限定(一年間程度)100%FTEで働けるように 配慮して頂きたい。 特に、２）〜５）は実現すればその多くの部分を次期AOに応用することが 可能であり、完成直後から観測者にできるだけAOの存在を意識させないこと」 も可能になるのではないかと期待している。 また、これらの各機能が実装された時には試験観測時間の配分をお願いしたい。

   • 観測所への引き渡し予定：
     S04Aより引渡しを開始を希望している。 AO側としてはWEB上に次の様な資料を用意して引渡しの準備を進めている。
     １）ハードウェア構成
     ２）ソフトウェア構成 (Subaru staff only)
     ３）オペレーション
     これらの資料を活用し、オペレーションに関しては オペレーション部門の装置オペレータに、 定常的なメインテナンスに関しては 装置部門のテクニシャンに移行していきたいと考えている。 現在、オペレーションに関してはMichael Letawsky氏のトレーニングが 終了し、単独で観測を行うことも可能である。 メインテナンスに関しては、2003年8月に 装置部門の宮崎氏、Robert Calder氏を含めて会談を行い、 William Gorman氏を中心にこれからトレーニングを行い引き継ぎを行っていく こととなった。

   • 現在の性能で、当初目的とした研究を行なうことが可能かどうか：
     １）低温度星の大気構造
     非常に明るい低温度巨星については研究可能であるが、 それでも回折限界の安定したPSFが必要なためシーイングが良いときのみ 観測が可能である。

     ２）DLA天体の同定
     観測対象が＞１６等のため、現在の性能では十分な空間分解能が得られない。
     

     ３）DLA天体からのHe吸収の検出
     同上

   • 他の8m級望遠鏡装置にない特徴など
     １）バイモルフ型可変形鏡
     これは表面形状がスムーズである特徴を持つ。 そのため、星像PSFのハロー成分もスムーズな輝度分布となり、 明るい天体の周りの微かな天体を検出するのに適している。

     ２）曲率検出式波面センサ
     検出器としてフォトンカウンティングモジュールを使っている。 主な特徴は、暗いガイド星まで補正ができることである。 それ故、QSOなどの系外銀河の観測に威力を発揮する。 現在、曲率センサを用いているAOは、 すばるとVLTの干渉計用クーデ焦点である (近いうちにカセグレン焦点でも曲率センサを用いたＡＯがつく)。

7. 共同利用実績

   2002年度
   

   当該装置利用プログラム件数（ＧＴプログラムを含む）	:	28
   観測総夜数（ＧＴプログラムを含む）	:	78
   当該装置の利用経験者数	:	50

   注：各装置ごとに、サイエンス時間、エンジニアリング時間をそれぞれ一プログラムと数えてある。

8. 学術成果実績（ＧＴ、共同利用含む）
   • 装置論文のリスト、今後の発表予定
     
     1. (-)"Performance of Subaru Cassegrain Adaptive Optics System",
        Takami, H., Takato, N., Hayano, Y., Iye, M., Oya, S., Kamata, Y., Kanzawa, T., Minowa, Y., Otsubo, M., Nakashima, K., Gaessler, W., and Saint-Jacques, D.
        submitted to PASJ

     2. (0)"Performance of Subaru adaptive optics system and the scientific results",
        Takami, H., Takato, N., Hayano, Y., Gaessler, W., Iye, M., Kamata, Y., Kanzawa, T., Minowa, Y.
        SPIE Proc. 4839, 21, 2003

     3. (0)"Software and algorithms of Subaru AO",
        Gaessler, W., Takami. H., Takato, N., Hayano, Y., Kamata Y., and Iye, M.
        SPIE Proc., 4839, 954, 2003

     4. (4)"First results from the Subaru AO system"
        Gaessler, W., Takami, H., Takato, N., Hayano, Y., Kamata, Y., Saint-Jacques, D., Minowa, Y., and Iye, M.
        SPIE Proc., 4494, 30, 2002

     5. (3)"Adaptive optics system for Cassegrain focus of Subaru 8.2 m telescope",
        Takami, H., Takato, N., Otsubo, M., Kanzawa, T., Kamata, Y., Nakashima, K., and Iye, M.
        SPIE Proc., 3353, 500, 1998

   • 学術誌掲載済論文のリスト
     
     1. (0)　"Near-Infrared Imaging of the Circumstellar Disk around Herbig Ae Star HD 150193A",
        Fukagawa, M., Tamura, M., Itoh, Y., Hayashi, S. S., Oasa, Y.
        ApJ, 590, L49, 2003

     2. (0)　"Adaptive Optics Spectroscopy of the [Fe II] Outflow from DG Tauri",
        Pyo, T., Kobayashi, N., Hayashi, M., Terada, H., Goto, M., Takami, H., Takato, N., Gaessler, W., Usuda, T., Yamashita, T., Tokunaga, A. T., Hayano, Y., Kamata, Y., Iye, M., Minowa, Y.
        ApJ, 590, 340, 2003

     3. (0)　"Spatially Resolved 3 Micron Spectroscopy of IRAS 22272+5435: Formation and Evolution of Aliphatic Hydrocarbon Dust in Proto-Planetary Nebulae",
        Goto, M., Gaessler, W., Hayano, Y., Iye, M., Kamata, Y., Kanzawa, T., Kobayashi, N., Minowa, Y., Saint-Jacques, D. J., Takami, H., Takato, N., Terada, H.
        ApJ, 589, 419, 2003

     4. (2)　"Near-Infrared Coronagraphy of the GG Tauri A Binary System",
        Itoh, Y., Tamura, M., Hayashi, S. S., Oasa, Y., Fukagawa, M., Kaifu, N., Suto, H., Murakawa, K., Doi, Y., Ebizuka, N., Naoi, T., Takami, H., Takato, N., Gaessler, W., Kanzawa, T., Hayano, Y., Kamata, Y., Saint-Jacques, D., Iye, M.
        PASJ, 54, 963, 2002

     5. (2)　"Near-Infrared Adaptive Optics Spectroscopy of Binary Brown Dwarfs HD 130948B and HD 130948C",
        Goto, M., Kobayashi, N., Terada, H., Gaessler, W., Kanzawa, T., Takami, H., Takato, N., Hayano, Y., Kamata, Y., Iye, M., Saint-Jacques, D. J., Tokunaga, A. T., Potter, D., Cushing, M.
        ApJ, 567, L59, 2002

     6. (-)"Near-Infrared Color of the Binary Kuiper-Belt Object 1998 WW33,"
        Takato, N., Fuse, T., Gaessler, W., Goto, M., Kanzawa, T., Kobayashi, N., Minowa, Y., Pyo, T-S., Saint-Jacque, D., Takami, H., Terada, H., Hayano, Iye, M., Y., Kamata, Y., and Tokunaga, A.
        Earth, Moon, and Planet, in press.

   • 学術誌投稿中論文のリスト
     
     1. "Direct Observation of the Molecular Atmosphere of Late Type Stars by Differential Spectral Imaging with Adaptive Optics System",
        Takami, H., Goto, M., Tsuji, T., Gaessler, W., Hayano, Y., Iye, M., Kamata, Y., Kanzawa, T., Kobayashi, N., Minowa, Y., Oya, S., Pyo, T., Saint-Jacques, D., Takato, N.,Terada, H., and Tokunaga, A. T.
        submitted to ApJ

   • 学術誌投稿予定論文のリスト

9. その他、特筆事項
   • 観測所他への要望・意見等
     AOグループでは、未完成の観測機能や共同利用の経験から新たに必要になった機能の完成、さらには次期AO計画の遂行に専念したいと考えている。その目的のために定常的なオペレーションに関してはオペレーション部門の装置オペレータに、定常的なメインテナンスに関しては装置部門のテクニシャンに速やかに移行していきたいと考えている。これらの作業は引き受け先となる人と一緒に作業することで観測所への引渡し作業が円滑に進むと考えられる。ただ、両部門ともマンパワーをさらに充実させないと装置の引渡しを始めたは良いがなかなか完了しないという結果になるのではないかと危惧している。装置の引渡しに関する観測所の方針を早期に明確にして頂きたい。

   • 製作グループの今後の計画
     現在すばるAOシステムをアップグレードする計画を、科学研究費特別推進研究の補助を得て、2002年度より5年計画で進めている。現在のAOシステムは36素子であるが、この補正素子数を188素子（目標）に増やし、補正性能を格段に向上させるとともに、レーザーガイド星を加えて、ほぼ任意の天体についてAOを使った観測ができるようなシステムを開発する。多素子システム（自然ガイド星）のファーストライトは2005年、レーザーガイドシステム化は2006年を予定している。その計画の概要は以下のとおりである。

     計画の概要
     １）多素子化
     現行の補償光学系は補正素子数36素子のバイモルフ鏡と同じ素子数の波面曲率センサーを持つシステムである。現在のシステムの問題は、補正性能がその素子数で制限されており、Kバンド（波長2.2ミクロン）での性能は0.4秒のシーイング下でストレール比=0.35（ストレール比は星の中心強度の回折限界の時との比）と、回折限界分解能が得られる性能となっているが、より短い波長J（1.25）、H（1.65ミクロン）バンドでは、星像の改善度はあるが、回折限界分解能を得ることはできていない。これを改善するために、補正素子数を188素子に増やす。これによって、Kバンドでは、ストレール比0.8を達成し、またJ、Hバンドでも回折限界分解能が定常的に得られる。

     基本仕様
     

     可変形鏡	188素子バイモルフ鏡
     波面センサ	188素子波面曲率センサ
     目標補償性能	ストレール0.8Kバンド,@0.5秒角
     光学系	ビーム径90mm,焦点距離1100mm
     制御帯域	＞100Hz
     レーザー	出力4W(連続波)10等級相当

     ２）レーザーガイド星化
     現行システムのもう1つの問題点は、観測したい天体の近くに明るいガイド星が必要なために、観測できる天域が約1%に限られることである。波長589nmのレーザーを高度90kmにあるナトリウム原子層に照射すると、ナトリウム原子を励起して、光らせることができる。これを人工のガイド星として波面測定をすることによって、ほぼ任意の方向の天体を観測することができるようになる。このためのレーザーとしては、出力４Wの色素レーザー（より進んだ方式として同時に全固体和周波レーザーも）を開発中である。これをナスミス焦点付近設置し、光ファイバーを通じて、すばる望遠鏡副鏡の裏がわに取り付けたレーザー送信望遠鏡を使って空に照射する。これによって約10等星の人工のガイド星を作ることができる。