ダークマターの地図を描く巨大望遠鏡 - ルービン天文台が挑む“0.1％の壁”
https://news.mynavi.jp/techplus/article/astronomy_astrophysics-5/
>>ここでいうLegacyとは、将来にわたって天文学・宇宙論の基盤となる観測データ資産という意味だ。口径8.4mの大型望遠鏡と、9.6平方度という広い視野を持つ32億画素のLSSTCam。世界最大のデジタルカメラとしてギネスにも登録されている。
>>南天全域の掃天を数晩ごとに繰り返すことが可能で、それにより時間とともに変化する宇宙の巨大な記録を作ることを目指している。このとき取得される宇宙画像データは一晩で約20TB(テラバイト)。これは15Mbps程度に圧縮された4K動画なら約3000時間分、25Mbpsでも約1800時間分となる。
>>つまり2カ月半流しっぱなしの4K動画に匹敵する膨大なものだ。宇宙を見る望遠鏡であると同時に、毎晩巨大なデータ資産を生み出す「宇宙データ工場」でもある。
>>派手な新天体の発見ではない。しかし、宇宙論の最前線が巨大望遠鏡で遠くを見るだけの科学ではなく、望遠鏡・カメラ・大気・データ処理が生むごく小さな誤差との戦いであることをよく示している。
>>弱重力レンズ観測で重要になるのが「Point Spread Function(PSF)」、すなわち点像分布関数である。理想的には、星のような点源は画像上でも点として写るはずだ。しかし実際には大気の揺らぎ、望遠鏡の光学系、焦点ずれ、CCDセンサーの特性などによって、点は少し広がった像として記録される。この「点がどのように広がって写るか」を表すのがPSFである。
>>弱重力レンズ効果で測りたいのは、遠方銀河の形のごくわずかなゆがみである。ところが、望遠鏡や大気も銀河像をわずかにゆがめてしまう。そのため、画像中の星を使ってPSFモデルを構築し、観測画像に混入した装置由来・大気由来のにじみを補正しなければならない。
>>論文ではPSFサイズ残差、すなわち実際の星像から測ったPSFサイズと、モデルが予測したPSFサイズの相対的なずれが詳しく調べられている。LSSTの弱重力レンズ宇宙論では、この残差をYear 1で0.4％未満、Year 10では0.1％未満に抑えることが要求される。宇宙のゆがみを測るには、望遠鏡自身が作るごく小さなゆがみを理解しなければならないのである。
>>試験運用で見えてきた課題の1つが、CCDセンサに由来する特徴的な構造である。ルービン天文台の主カメラLSSTCamには、異なるメーカーのCCDセンサが配置されている。そのうちITL製センサでは、PSFサイズ残差のマップに「blob」と呼ばれる斑点状の構造が現れた。論文では、この構造がセンサ表面の微妙な高さ分布と強く相関していることが示されている。
>>さらに興味深いのは、この影響が目立った理由である。望遠鏡は2025年12月中旬まで最適焦点からわずかに外れており、そのためセンサ表面の形状がPSFサイズ残差として現れやすくなっていたという。
>>焦点設定はその後に修正されたが、Data Preview 2(DP2)として公開予定のデータの多くは、やや焦点が外れた状態で取得されていた。つまり、宇宙のダークマター分布を測ろうとすると、まずCCD表面のわずかな凹凸や、望遠鏡の焦点ずれが見えてくるのである。
>>一見すると地味な問題に思えるが、弱重力レンズ効果のような微小信号を扱う観測宇宙論では、こうした装置の癖を理解しなければ、宇宙由来の信号と装置由来の偽信号を取り違えてしまう。
>>別の課題は、星が多い領域での空背景推定である。天の川銀河や大・小マゼラン雲の周辺では星密度が高く、空の明るさを正確に見積もることが難しくなる。背景推定にわずかな誤りがあると、星や銀河の広がり方の測定に偏りが入り、PSFモデルにも影響する。星が多ければ情報量が増えてよさそうに思える。しかしこのような精密な形状測定では、星が多いこと自体が解析を難しくする場合があるのである。
>>さらに、天体の「色」によるPSFの違いも無視できない。大気は波長によって光の曲げ方が異なるため、星や銀河の色が違えば、画像上での広がり方にも差が生じる。LSSTCamには大気分散補正装置がないため、この色依存性をデータ処理の中で明示的にモデル化する必要がある。論文では、恒星の色の情報を取り入れたPSF補正がRubin Observatoryのデータ処理パイプラインに実装されたことも報告されている。