WMケック天文台

WMケック天文台は、アメリカ合衆国ハワイ州のマウナケア山頂付近、標高4,145メートル（13,600フィート）に位置する2基の望遠鏡を備えた天文台です。両望遠鏡とも主鏡の口径は10メートル（33フィート）で、1993年（ケックI）と1996年（ケックII）に完成した当時は、世界最大の光学反射望遠鏡でした。2006年以降は、それぞれ世界第3位と第4位の規模となっています。   

1977年に初めて提案されたコンセプトに基づき、カリフォルニア大学バークレー校の望遠鏡設計者テリー・マストとローレンス・バークレー研究所のジェリー・ネルソンは、大型地上望遠鏡を建設するために必要な技術を開発していた。^{[ 1 ]} 1985年、WMケック財団のハワード・B・ケックは、1985年9月に始まったケックI望遠鏡の建設資金として7000万ドルを寄付した。最初の光は1990年11月24日に、最終的に36セグメントのうち9セグメントを使用して得られた。最初の望遠鏡の建設がかなり進んだとき、さらなる寄付により、1991年に2番目の望遠鏡の建設が開始された。ケックI望遠鏡は1993年5月に科学観測を開始し、ケックIIの最初の光は1996年4月27日に得られた。  

ケック望遠鏡の建設を可能にした重要な進歩は、アクティブオプティクスを使用して、より小さなミラーセグメントを単一の連続したミラーとして動作させることでした。同じサイズのミラーを単一のガラスから鋳造すると、その形状を正確に保持するのに十分な剛性を持たせることができませんでした。異なる位置に回転させると、自重でわずかにたわみ、光路に収差が生じます。ケック望遠鏡では、各主鏡は、ユニットとして機能し合う36個の六角形のセグメントで構成されています。各セグメントは幅1.8メートル、厚さ7.5センチメートルで、重量は0.5トンです。^{[ 2 ]}ミラーは、ドイツのSchott AG社製のZerodurガラスセラミックを使用して、マサチューセッツ州レキシントンのItek Optical Systems社で製造されました。^{[ 3 ] [ 4 ]}望遠鏡では、各セグメントは、各セグメントの下にある3つのアクチュエータと組み合わせた非常に剛性の高い支持構造を使用するアクティブオプティクスシステムによって安定しています。観測中、コンピューター制御のセンサーとアクチュエーターのシステムは、各セグメントの位置を隣接するセグメントに対して動的に調整し、表面形状の精度を4ナノメートルに維持します。望遠鏡が移動すると、この1秒間に2回の調整によって、重力や鏡の形状に影響を与える可能性のあるその他の環境的・構造的影響が打ち消されます。

ケック望遠鏡はそれぞれ経緯台に取り付けられています。現在使用されている8～10m級望遠鏡のほとんどは、旧式の赤道儀に比べて構造要件が軽減されるため、経緯台式を採用しています。経緯台式架台は、最小限の鋼材で最大の強度と剛性を実現しており、ケック天文台では 望遠鏡1台あたり約270トンの鋼材を使用しているため、望遠鏡1台の総重量は300トンを超えます 。次世代の30m級および40m級望遠鏡向けに提案されている2つの設計案は 、ケック天文台で開拓された同じ基本技術、すなわち経緯台と組み合わせた六角形のミラーアレイを使用しています。

2つの望遠鏡はそれぞれ、等価直径10メートル（32.8 フィートまたは394 インチ）の主鏡を備えており、等価直径10.4メートルの主鏡を持つグラン・テレスコピオ・カナリアスよりもわずかに小さい。

これらの望遠鏡には、可視光域から近赤外線域まで広範囲にわたる観測を可能にする一連のカメラと分光器が装備されている。

ケック天文台は、カリフォルニア天文学研究協会（California Association for Research in Astronomy）によって運営されています。同協会は非営利団体（501(c)(3)）であり、理事会にはカリフォルニア工科大学とカリフォルニア大学の代表者が名を連ねています。望遠鏡の建設は、WMケック財団からの1億4000万ドルを超える民間助成金によって実現しました。アメリカ航空宇宙局（NASA）は、ケックII望遠鏡が観測を開始した1996年10月にこのパートナーシップに加わりました 。

望遠鏡の使用時間は、提携機関によって割り当てられます。カリフォルニア工科大学、ハワイ大学システム、カリフォルニア大学は、それぞれの研究者からの提案を受け付けています。NASAは、米国を拠点とする研究者からの提案を受け付けています。

ケック望遠鏡プロジェクトの科学者であるジェリー・ネルソンは、2017年6月に亡くなるまで、後の多重鏡プロジェクトに貢献した。彼は、複数の薄いセグメントが1つの鏡として機能する反射面という、ケック望遠鏡の革新の1つを考案した。^{[ 5 ]}

現在の計測機器一式：

モスファイア

MOSFIRE（Multi-Object Spectrometer for Infra-Red Exploration）^{[ 6 ]}は、第3世代の装置で、2012年2月8日にケック天文台に納入され、2012年4月4日にケックI望遠鏡で最初の光が得られました。近赤外線（0.97～2.41μm）用のマルチオブジェクト分光器広視野カメラで、その特徴は、熱サイクルなしで6分以内にリモートコントロールで再構成可能な極低温構成可能スリットユニット（CSU）です。両側からバーが移動して、最大46個の短いスリットを形成します。バーを取り外すと、MOSFIREは広視野イメージャーになります。これは、カリフォルニア大学ロサンゼルス校（UCLA）、カリフォルニア工科大学（Caltech）、カリフォルニア大学サンタクルーズ校（UCSC）のチームによって開発されました。共同主任研究者はイアン・S・マクリーン（UCLA）とチャールズ・C・スタイデル（Caltech）で、プロジェクトはWMKO機器プログラムマネージャーのショーン・アドキンスが管理した。MOSFIREは、AURAが運営し、米国国立科学財団が資金提供する望遠鏡システム機器プログラム（TSIP）と、ゴードンとベティ・ムーアによるWMKOへの個人寄付によって一部資金提供された。^{[ 7 ]}

デイモス

深宇宙撮像多天体分光器（DEIMOS）は、1回の露光で130個以上の銀河のスペクトルを収集できる。「メガマスク」モードでは、特殊な狭帯域フィルターを使用することで、1,200個以上の天体のスペクトルを一度に取得できる。

採用

ケック天文台の主要機器の中で最大かつ最も機械的に複雑な高分解能エシェル分光器は、入射光を構成色に分解し、数千の色チャンネルそれぞれの正確な強度を測定します。その分光機能は、太陽系外惑星の検出やビッグバン理論モデルの直接的な証拠など、多くの画期的な発見をもたらしました。視線速度の精度は最大で毎秒 1 メートル (1.0 m/s) です。^{[ 8 ]} 1 AUでの機器の検出限界は0.2 M _Jです。^{[ 9 ]}  

KCWI

ケック宇宙ウェブイメージャー^{[ 10 ]}は、当初350～560nmの波長で動作する積分視野分光器です。最近では、ケック宇宙再電離マッパー（KCRM）が追加され、560～1050nmの長波長範囲が拡張されました。

LRIS

低解像度撮像分光器は、宇宙で最も遠い既知の天体のスペクトルと画像を撮影できる微光観測装置です。この装置には、遠方の銀河、活動銀河核、銀河団、クエーサーなどの恒星集団を観測するために、赤色アームと青色アームが備えられています。

NIRC-2

第2世代近赤外線カメラは、ケック望遠鏡の補償光学システムと連携して、1～5マイクロメートル（μm）の波長域で地上観測としては最高解像度の画像と分光データを提供します。代表的な用途としては、太陽系天体の表面地形のマッピング、他の恒星の周りの惑星の探索、遠方の銀河の形態分析などが挙げられます。

NIRES

近赤外エシェレット分光計は、0.94～2.45マイクロメートルの波長範囲を同時に測定できる分光器です。

赤外線スペクトル

近赤外線分光計は、非常に高い赤方偏移を持つ電波銀河、銀河中心付近に位置する星の運動と種類、褐色矮星の性質、塵の多いスターバースト銀河の核領域、活動銀河核、星間化学、恒星物理学、太陽系科学を研究する。

OSIRIS

OH抑制赤外線撮像分光器（ OSIRIS）は、ケックI望遠鏡の補償光学システムで使用する近赤外線分光器 です。OSIRISは狭い視野でスペクトルを取得し、さまざまな波長で一連の画像を提供します。この装置により、天文学者は地球の大気がOH（水酸基）分子の放出によって明るく輝く波長を無視できるため、従来よりも10倍暗い天体を検出することが可能になります。OSIRISは当初ケックII望遠鏡に設置されていましたが、2012年1月にケックI望遠鏡に移設されました。

ESI

エシェレット分光器およびイメージャー^{[ 11 ]}は、光学波長用の高解像度分光器であり、イメージング機能も備えています。

KPF

ケック惑星探査機^{[ 12 ]}は、ケック望遠鏡に搭載された最新の装置で、2022年に初観測に成功しました。これは、視線速度法によって系外惑星を特定するために設計された、非常に安定した高解像度分光器です。

以前の楽器：

NIRC

ケックI望遠鏡に搭載された近赤外線カメラ（NIRC）は、月面上のろうそくの炎1本分に相当する光を検出できるほどの高感度を誇ります。この高感度により、銀河の形成と進化に関する超深宇宙観測、原始銀河の探索、クエーサー環境の画像撮影などに最適です。NIRCは銀河中心に関する画期的な研究成果をもたらし、原始惑星系円盤や大質量星形成領域の研究にも用いられてきました。NIRCは2010年に科学観測から引退しました。

LWS

ケックI望遠鏡用の長波長分光器（LWS）は、波長3～25マイクロメートルの範囲で動作するイメージング式回折格子分光器です。NIRCと同様に、LWSは前方CASS装置であり、彗星、惑星、銀河系外天体の研究に使用されました。LWSは現在、科学観測から引退しています。

ケック干渉計

ケック干渉計は、2つのケック望遠鏡からの光を85メートル基線（279フィート）の近赤外線光学干渉計に統合することを可能にしました。この長い基線により、干渉計は2.2μmで5ミリ秒角（mas）、10μmで24masの実効角度分解能を実現しました。複数のバックエンド機器により、干渉計はH、K、Lバンドの近赤外線領域での動作やヌリング干渉法など、さまざまなモードで動作できました。2012年半ば現在、資金不足のためケック干渉計は運用を中止しています。    

ケック天文台の2つの望遠鏡は、いずれもレーザーガイド星を用いた補償光学システムを搭載しており、大気乱流による像のぼやけを補正します。このシステムは大型望遠鏡に搭載された初の補償光学システムであり、その性能を向上させるために継続的に改良が加えられています。

左：マウナケア山頂は、世界で最も重要な天文観測地のひとつと考えられています。双子のケック望遠鏡は、現在世界中で使用されている光学/近赤外線観測機器の中で最大級のものです。中央：夜空と、補償光学用のケック天文台のレーザー。右：日没時のWMケック天文台

• バリー・パーカー著『星への階段：世界最大の天文台の物語』プレナム・プレス、ニューヨークおよびロンドン、1994年、ISBN 0-306-44763-0- ケックI望遠鏡の建造に関する詳細な資料が含まれています

• WMケック天文台（公式サイト）
• マウナケア天文台（公式サイト）
• ケック天文台アーカイブ（KOA）
• ローレンス・バークレー研究所、「望遠鏡設計の革命」 2017年12月22日、ウェイバックマシンにアーカイブ済み
• マイケル・J・ウェスト著『星明かりの穏やかな雨：マウナケア天文学の物語』より、ケック望遠鏡やその他のマウナケア天文台の写真。ISBN 0-931548-99-3。