- UVサイエンス
- exoplanet hot star characterization
- outer solar system satelliteのwater plume
- multiple resolution at
- low : R=8000-18000
- medium : R=30000-65000
- FUV=100-200nm, NUV=200-400un
- very low res mode : R=500 for faint objects
- Imaging spectroscopy(ようするにMSA-MOS分光器)
- 3x1.6 arcmin^2
- holographically ruled diffraction grating
- Microshutter array
- 0.136 x 0.068 arcsec shutter (unvignetted area 0.018" x 0.054")
- advanced optical coating => high-throughput
- Enhanced LiF coating : Al+LiF deposition
- >85% reflectivity @ 100-103nm
- FUV detector
- Microchannel plate (MCP) : NG large format photon-coupling detectors
- 2x2 array of 200mmx200mm plate
- NUV MOS Mode detector
- delta-doped CMOS detector
- 6.5um pixel, 8k x 8k format
- 3x7個使用
- FUV imaging channel
- 100-200nm
- 13 mas resolution
- 2x2 arcmin^2 FOV
- narrow, medium-band filters
- 銀河分類を行う機械学習手法(superviseなし)
- pre-selection, prefilteringなしで行っているのが新しい
- HST-FFのデータ
- A2744フィールドでトレーニング
- MACS0416.1フィールドで分類を行った
- HST-CANDELSでさらに行った。
- 60000天体
- Galaxy-zoo:CANDELSと比較
- よくあった。
- これまでにないものの発見ができるのが特徴の一つ
- MCAO system
- GeMS/GSAOI@Gemini-Sが唯一
- Ks-bandでの遠方銀河検出時のS/Nと検出限界の評価
- HFF MACS-J0416.1-2403のデータ
- VLT-HAWK-I dataと比較
- Galaxy number count
- thermal background は上昇 / throughputは減少によるロスはAOによるゲインで取り戻せている(smaller aperture)
- S/Nのゲインは
- 40% (銀河のサイズがseeingの半分の銀河について)
- より小さい銀河だと最大2.5倍
- 冷却MCAOが将来的には重要になる。とくにELTで。
- WFIRST/PISCES
- high-contrast IFSのプロトタイプ
- R, I, Z (660-890nm)
- 76 x 76 lenslet array
- R=70
- High Contrast Imaging Testbedとしてcommissioningした結果
- flight-like data reduction/analysisの手法
- high contrastが達成できた
- photonic deviceで近赤外線分光
- AWG (arrayed waveguide grating)
- peak throughput ~0.23
- R~1300
- H-band (1450-1650nm)
- TE polarization
- Silica on Si + Si3N4 thin layer waveguide core
- FSR=10nm @ 1.6um
- 17db(2%) crosstalk
- AWG#1 構成
- シングルモードwave guideにファイバーで入力
- waveguide(2x0.1mm) x 34個が光路差を作る
- 16mm x 7mm footprint
- 高温アニリングで1.5um付近の透過率が向上
- JWST filters : MIRI. NIRCAM
- 0.6-7.7um : NICAM 8 bands
- galaxy SED fitting simulation
- 1542 gals
- z=7-10
- 0.1Gyrで年齢が決まる
- E(B-V)は0.06magで決まる
- z=M*, sSFRは0.2-0.3dexでしか決まらない
- NIRCamしか使わないと
- z=7-9ではM*, sSFRは0.2-0.3dexでしか決まらない
- z=10では4000A breakをNIRCamで拾えなくなる。M*/sSFRのoutlierが20%/90%以上増加する
- 強いnebular emissionがあると、さらに困難になる。
- Ring Resonatorで導波管をとおる特定の波長の光をフィルタ/選択する
- NotchフィルタとしてOH夜光が除去できる
- mλ=n_eLのものが除去される：n_e=実行屈折率、L=リングの円周
- 波長コムとしてつかえるかも？
- FSRを十分にとるには、リング半径は<10umが必要
- 高い屈折率のコントラストを持つSiやSi3N4
- OH夜行除去フィルタ
- 各輝線ごとにリングが必要
- 望遠鏡からの光をphotonic lanternで複数のシングルモードファイバーに入れる=>それをring resonatorに入れる=>夜光除去されたらサイドphotonic lanternで一つのマルチモードファイバにまとめ、分光器に入れる
- 感度工場シミュレーション
- notch width=200pm, notch=40dbで100本以上の夜光を除去できれば、S/Nが4.5倍(J)/10倍(H)になる
- notch width=100pm, notch=10dbで100本以上の夜光を除去できれば、S/Nが2.5倍(J)/2.5倍(H)になる
- J-bandではnotch widthを100-200pmで動かしても感度向上変わらない。H-bandだとnotchが大きいときに非常に効く(2倍以上)
- 試作品
- self coupling coeff. : >0.9,高い
- Q=4000, notch~10db => これらはさらなる改善が必要
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