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FAQ

Mon, 10 Jul 2023 20:14:00 +0000

よくある質問

FINERを使って観測するには？

FINERはコミッショニングののち，通常のLMT観測公募（Call for Proposals）を通じて提供される予定です．LMTの観測時間はLMTのパートナー機関のコミュニティに配分され，応募資格は各回の公募の規定に従います．現時点では，パートナー以外の研究者が観測提案を行う正式な枠組みはありません．

FINERはいつから観測開始になる？

LMTへの搭載とコミッショニングを経て，2027年の観測開始を予定しています．

FINER開発に参加したい

FINERプロジェクトでは，開発に参加する研究者を歓迎しています．プロジェクト代表の田村陽一（名古屋大学，Eメール：ytamura （at） nagoya-u.jp）までご連絡ください．

Receiver

Thu, 29 Jun 2023 12:00:00 +0000

仕様

FINERは両偏波・サイドバンド分離（2SB）型のSIS受信システムです．下の表は，ファーストライト時に搭載する構成と，システム全体の設計目標をまとめたものです．

全般
バンド数	2（ファーストライト時は1バンドずつ切り替えて観測）
1バンドあたりのビーム数	1
1バンドあたりの偏波数	2
1バンドあたりのサイドバンド数	2（2SB）

	Band 4（ファーストライト）	Band 6+7	Band 4+5（将来の更新）
観測周波数（RF）	約138–178 GHz	約210–351 GHz	120–210 GHz
中間周波数（IF，サイドバンド・偏波あたり）	4–8 GHz	4–20 GHz	4–20 GHz
受信機雑音温度（SSB，設計目標）	—	75 K	45 K

実測性能は，LMTでのコミッショニングののちにこのページで公開します．

システムの概要

ファーストライト時のFINERは，ひとつのクライオスタットに2台のフロントエンド受信機（Band 4 MMIC受信機と広帯域Band 6+7受信機，いずれも国立天文台で開発）を搭載します．120–210 GHzを覆う広帯域Band 4+5受信機は将来の更新として計画しています．4系統のIFはスイッチでどちらかのバンドにつながるため，観測は1バンドずつ行います．2バンド同時観測は，将来の光学系の更新で実現できる見込みです．

図．FINERシステム全体のブロック図（設計）．

光学系

FINERの常温光学系は，LMTのM4鏡のあとでビームを電動の鏡の組（「ペリスコープ」）で取り出します．この鏡は遠隔操作で観測位置と退避位置を切り替えられます．強度較正には黒体の負荷を備えたチョッパーを使います．高速な位置スイッチのためのスカイチョッパーは，のちの段階で導入する計画です．空間分解能（PSFの大きさ）は約 7秒角 ×（周波数 / 200 GHz）⁻¹ です．

フロントエンド受信機

フロントエンド受信機には，アルマ望遠鏡の広帯域化計画（WSU）のために開発された高臨界電流密度SISミクサ技術を用いており（Kojima et al. 2017, 2020; Kang et al. 2026），広い瞬時周波数帯域を実現しています．

バックエンド分光計

広帯域分光計（DRS4，エレックス工業）． 2台のDRS4筐体で，帯域10.24 GHzのベースバンド8本を3ビット・20.48 GSa/sのADCでデジタル化し，周波数分解能20 MHzのスペクトルを得ます（Hagimoto et al. 2024）．サイドバンド分離もデジタル処理で行います．
高分解能分光計（XFFTS，RPG）． LMTの2 mm受信機B4Rで使われてきたXFFTS（帯域2.5 GHz，分解能88 kHz）も，高分解能分光に引き続き使えます．

データとソフトウェア

FINERはLMTの望遠鏡制御システムから操作します．データ形式と解析パイプラインは，LMTチームと共同で開発を進めています．

技術文書

文書	版	ダウンロード
LMTへのFINER提案書（英語）	Version A，2023年6月15日	PDF（5 MB）

提案書は当初の設計と計画を記したものです．構成とスケジュールはその後このページの内容に更新されています．

参考文献

装置論文はPublicationsをご覧ください．

Publications

Sat, 03 Jun 2023 18:21:00 +0000

Instrument papers

Kang, H., Kojima, T., Sakai, T., Tamura, Y., Ishii, S., et al. 2026, “A Wideband Millimeter-wave Receiver at 210–350 GHz for LMT-FINER”, Proc. SPIE, arXiv:2606.25637
Taniguchi, A., Tamura, Y., Sakai, T., Hagimoto, M., Hashimoto, T., et al. 2026, “FINER: development of the wideband millimeter-wave receiver system and preparations for first light on the Large Millimeter Telescope”, Proc. SPIE, arXiv:2607.03265
Tamura, Y., Sakai, T., Kawabe, R., Kojima, T., Taniguchi, A., et al. 2024, “FINER: Far-Infrared Nebular Emission Receiver for the Large Millimeter Telescope”, Proc. SPIE, 13102, 131020G, doi:10.1117/12.3017788, arXiv:2406.07975
Kang, H., et al. 2024, “Development status of wideband millimeter-wave receivers for LMT-FINER”, Proc. SPIE, 13102, 131020J, doi:10.1117/12.3018190, arXiv:2406.07974
Hagimoto, M., Taniguchi, A., et al. 2024, “A 10.24-GHz-wide digital spectrometer array system for LMT-FINER: system design and laboratory performance verification”, Proc. SPIE, 13102, 131020V, doi:10.1117/12.3018296, arXiv:2406.07978

B4R, the precursor of FINER

Yonetsu, T., Kawabe, R., Yoshimura, Y., Taniguchi, K., Shimajiri, Y., et al. 2025, “The LMT 2 millimeter receiver system (B4R). II. Science demonstration observations toward Orion-KL/OMC-1”, arXiv:2511.21845
Kawabe, R., Sakai, T., Tanaka, K., Taniguchi, A., Hatsukade, B., Tamura, Y., et al. 2025, “The LMT 2 Millimeter Receiver System (B4R). I. Overview and Results of Science Demonstration”, AJ, 170, 350, doi:10.3847/1538-3881/ae12eb

SIS mixer technology

Kojima, T., et al. 2020, A&A, 640, L9 (ADS)
Kojima, T., et al. 2017, IEEE Trans. Terahertz Sci. Technol., 7, 694 (ADS)

Science

Thu, 06 Apr 2023 16:26:23 +0000

宇宙再電離期前半の銀河形成

研究の背景

James Webb宇宙望遠鏡（JWST）は，宇宙年齢が約6億年に満たない赤方偏移 z > 8 の時代に100を超える銀河候補を見つけ，その一部は z ≈ 14 まで分光的に確認されています．明るい銀河の紫外線光度関数は赤方偏移とともにほとんど変わらないことがわかってきており（Harikane et al. 2022），大質量の銀河が短い時間でたいへん効率よく成長したことを示しています．これは宇宙の構造形成モデルに厳しい制約を与えます．

この急速な成長をもたらしたものを理解するには，次の2つの問いに答える分光観測が必要です．

明るい大質量銀河は，宇宙再電離期の前半にどれだけ存在したのか（個数密度）
その成長を左右する物理状態はどのようなものか（金属量，電離状態，ガス密度）

遠赤外線の電離ガス輝線

2階電離した酸素が放つ遠赤外線の微細構造線 [O III] 88 µm は，最遠方銀河の赤方偏移を決める強力な手がかりとして提案されました（Inoue et al. 2014）．アルマ望遠鏡によるこの輝線の観測から，[O III]/[C II] 比が非常に高いこと，すなわち若い銀河が高度に電離したガスで満たされていることが明らかになり（Inoue et al. 2016），2022年まではアルマによる最遠方の分光赤方偏移の記録も保持していました（Hashimoto et al. 2018）．JWSTの時代になっても，z > 9 では [O III] 88 µm は JWST/NIRSpec で観測される静止系紫外線の輝線と同等に検出しやすい輝線です．

しかし，南半球にあるアルマ望遠鏡からは高い赤緯の天域を観測しにくく，GOODS-NorthやCEERSなど北天の深探査領域で見つかった z > 8 の明るい銀河の多くは，遠赤外線輝線ではまだ調べられていません（図1）．

図1． z > 6 の銀河の紫外線絶対等級と分光赤方偏移．緑と青の丸はアルマでの検出がある銀河とない銀河，赤の×印は北天の領域にある銀河．Harikane et al. 2025, ApJ, 980, 138 の図をもとに作成（色分けは萩本将都による）．

研究のゴール

メキシコ（北緯19度）の口径50 m の大型ミリ波望遠鏡 LMT に搭載する FINER を用いて，次のことを目指します．

JWSTで確認された銀河や，Euclid・Romanなどの広域探査による測光的な候補天体を含め，北天の z ≈ 8–15 の明るい銀河を [O III] 88 µm と [C II] 158 µm で分光同定する
明るいライマンブレイク銀河からの [O III] 88 µm を一晩の観測で検出する
宇宙再電離期前半の明るい銀河の個数密度を測り，その星間物質の性質を調べる

FINER の強み

z ≈ 10 で典型的な測光赤方偏移の不定性 Δz ≈ 1 の範囲で輝線を探すには，30 GHz を超える周波数範囲が必要です．FINER は1回の周波数設定で約38 GHz を覆いますが，現行のアルマでは同じ範囲に4回以上の設定が必要です（図2）．アルマの40%の集光面積と標高4,600 m の観測地とあわせ，北半球のミリ波・サブミリ波望遠鏡のなかで最も感度の高い輝線探査を実現します（図3）．

図2． z = 8.31 の銀河 MACS0416_Y1 の [O III] 88 µm 輝線は，アルマで4回の周波数設定ののちに見つかりました（Tamura et al. 2019）．橙色の帯は，FINER が1回の設定で覆う周波数範囲（19 GHz × 2 サイドバンド）です．

図3． z = 8–15 の明るいライマンブレイク銀河（M_UV = −21.5）から予想される [O III] 88 µm と [C II] 158 µm の強度と，LMT-FINER が10時間で5σ検出できる最小強度（灰色）の比較．図中の枠は FINER と現行アルマの瞬時 IF 帯域幅の比較（Tamura et al. 2024）．

さまざまな研究への応用

FINER は，次のような幅広い研究にも利用できます．

太陽系天体（惑星大気，彗星）
星間物質とアストロケミストリー（星間化学）
星形成
近傍銀河
遠方のダストに覆われた星形成銀河（TolTEC で検出された銀河の分光追観測など）

詳しくは FINER 提案書（PDF，英語）をご覧ください．