Development of MKID Cameras for Astronomical Observations Tom Nitta - - PowerPoint PPT Presentation

Development of MKID Cameras for Astronomical Observations

Tom Nitta University of Tsukuba

Outline

✴ Scientific Motivation ✴ Microwave Kinetic Inductance Detector (MKID) ✴ Future Development ✴ Summary ✴ Development of MKID Camera for Millimeter-wave band

ミリ波サブミリ波の観測に基づく銀河の形成と進化の探求 図 遠赤外線光度 のサブミリ波銀河を、色々な赤方偏移に置いたときに観測 されるスペクトルを図示したもの。 は、 による平均的なサブミリ波銀 河のスペクトルを使っている。可視光や赤外線、また、波長の長い電波領域では、赤方偏移の増大と 共に、観測されるフラックスは急激に低下するが、波長 付近（赤い帯で示した付近）では、観測 されるフラックスは、ほとんど低下しないことがわかる。 リ波サブミリ波帯で観測していると、天体のフラックスは、赤方偏移によらずほぼ一定となる様子が わかる。 これを、別の形で表現したのが、図 である（ ） 。可視赤外線域や、波長の長い 電波（波長 周波数 帯の電波）では、赤方偏移とともに、天体のフラックスが急速に 低下する（ 補正） 。しかし、波長が 付近から 程度の範囲では、観測されるフラッ クスが、幅広い赤方偏移レンジで、ほぼ一定となっている（負の 補正） 。言いかえればこの波長帯 で観測すれば、高い赤方偏移の銀河まで、効率よく観測できるということになる。

サブミリ波銀河に関する最近の成果

サブミリ波を使った高赤方偏移銀河の研究は、 により始まり、その後、 鏡搭載 カメラ（ 素子 帯カメラ）などによる観測なども始まったが、装置性能の 制約から、深さは 帯で 程度、 領域あたりの広さは、数 平方分から数 平方分 程度に、また、検出されるサブミリ波銀河の個数も、 領域あたり数 個にとどまっており、統計的 な解析を進める上での障害となっていた。 しかし、ここ数年、その次の世代のサブミリ波望遠鏡やカメラが稼働を開始し、サブミリ波帯での 掃天観測が劇的に進展しつつある。その中でも、南米アタカマ砂漠 図 に国立天文台・東京大学 他大学連合がチリ大学の協力の下で開発・設置した口径 のサブミリ波望遠鏡 （ ）に、マサチューセッツ大学他が開発した 画素 帯カメラ （ ）を搭載して、足かけ 年にわたって集中的に実施されたサーベイにより、 帯で （ 帯での深さに換算すれば 程度）というような、過去のサーベイと同等

850 GHz

redshift (z) = 1

= 3 = 5

(7.7 billion years ago)

• ptical/NIR

NIR IR IR Radio Radio

Optical IR THz /mm

3.6 − 8 um 24 um 880 um 21 cm 1.2 − 2.2 um 450 − 900 nm (340 GHz) ( 1.4 GHz) z = 3 (11.5 billion years ago) z = 5 (12.5 billion years ago)

220 GHz

Survey of Distant Universe

✴ Distant Galaxy Survey

• important object for understanding the galaxy evolution
• they are expected to be obscured by dust

・Optical : absorbed by dust ・mm-wave to THz : dust emission

• multi-band observation

・important for determining the spectrum energy distribution

Kawamura, Master thesis (Univ, of Tokyo, 2010) Wang et al., The Astrophysical Journal , 690, 319, 2009

10-1 100 101 102 103 104 105 106

• bs (!m)

10-5 10-4 10-3 10-2 10-1 100 101 102 flux (mJy) 28 26 24 22 20 18 16 14 12 AB mag 107 106 105 104 103 102 101 rest (GHz)

MBB Arp220 M82 HR10 Eyelash

(a) HFLS3

250 µm 500 µm 1’ 350 µm

＊Multi wavelength observations for determining the redshift. z ~ 6.34

Example of Wide-Field Observations

To observe a lot of distant galaxies, ・good observation site for millimeter-wave to terahertz astronomy ・instrument development for wide field-of-view observation are important

＊30 arcmin (0.5 degree) FoV Observation

Riechers et al., Nature, 496, 329, 2013 Casey et al., MNRAS, 436, 1919, 2013

→ ~ 100 galaxies were detected

✴ Optical depth measurement

4000 Dome A

Dome F

South Pole

Showa Station

Dome C

Altitude (m)

2000

✴ Antarctic Telescope

− Our group is planning to construct the two types of telescopes at Dome C & F.

Antarctica as a Site for Astronomy

・10 m class telescope @ Dome C (France-Italy site) ・30 m class telescope @ Dome F (Japanese site)

Dome F 200 K, 0.1 mm (25% in winter)） Dome F 200 K, 0.14 mm (50% in winter） Atacama Desert 260 K, 0.6 mm (50% in winter） Mauna Kea 270 K, 1.5 mm (50% in winter）

・There are a lot of telescope on these sites Atacama / Mauna Kea

Antarctica

・very good site for astronomy

mm-wave submm-wave THz

Yang + 2010

good

・higher transmittance ・THz bands are only available at the Antarctica

0.1 0.2 0.3 0.4 23 28 1/3 8 14

Date (2002-2003)

12/17 12/17 23 28 1/3 1/8 14

Date (2006-2007) Dome Fuji (summer) Atacama (summer)

a b

good

・Dome F

• very stable
• high transmittance

Ishii et al., Polar Science, 3, 213, 2010

Multi-pixel Camera

Survey of Unknown Distant Galaxy →Multi-pixel camera is important instrument Wide Field-of-View Observation ＝ Wide Field Telescope + Multi-pixel Camera

Antarctic 10m Terahertz Telescope

14011+0253 14010+0253 cD galaxy 14010+0252 14009+0252

• ztssmt

sz]sanempsz

• chT

sane

• hrct[

pmtez t]Zh] M ce

• !

!

]psmtze ]pm] ]hhttzm hz

• h

zm

• szts

m hm

• ztt]

hmμahm

• tz]

m]t tzt atzsm tz]pm ]psm [ zc t ts stz ]z]t ]ht[ s

• !19=9((z

mmtm es tem

• h

s tz ] tpsmt h ]]Ztzs z]mzt tμZtm tzhtza hmt]t t [ tZt

• te[t

]a μamz psm

• Only 1 pixel

Multi-Pixel Camera

Blain et al., Physics Report, 369, 111−176, 2002

Microwave Kinetic Inductance Detector (MKID)

＊ Superconducting resonators operated in the microwave range ＊ Pear breaking detector equivalent circuit of the quarter-wave resonators Microwave(4-8GHz) 500 um ・Frequency Multiplexing -the resonant frequency is designed to differ from each resonator

increasing

力学インダクタンスはクーパー対の慣性質量に起因するため、超伝導体に ＜ の エネルギーを持つフォトンが入射しクーパー対を破壊すると力学インダクタンスが変化 する。 とはこの力学インダクタンスの変化を読み取る直接検出器である。図 に および等価回路を示す。 図 左 右 の等価回路 最初に述べたように とはマイクロ波帯で動作する超伝導共振器であり、等価回路 から分かるようにキャパシタンスとインダクタンスが並列接続された構造を持つ。また、 では共振器の長さは読み出しに使用するマイクロ波 一般には の 波 長になっており、片側 もう片側が になっていることから長さに対応したマイ クロ波で共振を起こす。この時、共振周波数 は

ω0 = 2π 4l

• (Lg + Lk)C

で表される。ここで、 は共振器の長さ、 は超伝導配線が持つインダクタンス、キャ パシタンスである。 に ＜ のエネルギーを持つフォトンが入射しクーパー対 を破壊すると力学インダクタンスが変化することから、共振周波数は となり、図 に示すように低周波側にシフトする。 また、図 に示すように 端では電流が最大、電圧が最小であり、 端では電 圧が最大、電流が最小となっている。力学インダクタンスの変化に対する感度、つまり の感度は 端で最大となるため 端でフォトンをたくさん吸収しクーパー 対を破壊したい。そのため図 に示すように では 端にアンテナを付けてサ ブミリ波のフォトンを効率よく吸収するような構造になっている。

change

input power ・Simple fabrication -only one superconducting film and one etching process

Day et al., Nature, 425, 817−821, 2003

C

Open End Shorted End

C Lm + Lk Photon

Advantages of MKID

2 um 2 um 3 um

Al

Silicon

・Simple Fabrication Process

MKID consists of one superconducting layer & substrate thin aluminum film is deposited

• n the Si substrate

GND GND

Al

signal line

Al

Al Si

Cross section of coplanar waveguide

Al Si Al

This simple process leads to high detector yield

• ne etching process

MKID1 MKID2 MKID3

36 38 40 42 44 46 6.376 6.378 6.38 6.382 6.384 6.386 6.388 6.39 S21 [dB] Frequency [GHz]

MKID2 MKID1 MKID3

readout signal length of each MKID is slightly different

→resonance freq. is changed →frequency domain multiplexing

~ 1000 pixels can be readout with only

• ne low-noise amplifier

low noise amplifier readout circuit

Advantages of MKID

・Frequency Multiplexing

− Key technology for large-format (>1000 pixels) array

36 38 40 42 44 46 6.355 6.363 6.371 6.379 6.387 6.395 S21 [dB] Frequency [GHz]

Frequency [GHz] 4 4.5 5 5.5 6 6.5 S21 [dB] 30 35 40 45 50

600 pixel MKID S21

図 素子 信号 図 測定

・To reduce excited quasi-particles and achieve high-sensitivity, MKID is required to be cooled to below Tc/5.

T(stage) : 0.1 K

response of 1 pixel

✴ Detector Yield

584 / 608 ( ~ 96%)

• Very high yield is obtained because of

simple fabrication process

Spacing ~ 2 MHz

600 pixel MKIDs Array

→Al (Tc ~ 1.2 K, ~200 mK is required)

3 inch wafer

600 pixels array

Telescope Feed Signal Coupling Detector

（MKID） Microwave Kinetic Inductance Detector

Lens Array

• r Horn

Main Reflector Subreflector Telescope Focus Cold Optics MKID

Cold Optics

Planar Antenna

MKID Camera

Configuration of MKID Camera

Antarctic 10m Terahertz Telescope

✴ Antarctic 10 m Telescope

・Diameter：10 m ・Field-of-View：1 degree

第 章 南極 望遠鏡の光学系への要求

望遠鏡の光学系は非常に微弱な天体からの電磁波を集め、検出できるフラックスにするという 重要な役割を果たす。ゆえに、望遠鏡は電磁波の伝送の損失を少なく、かつ、天体からの信号以 外の余分な雑音を拾わない光学系を用いることが大前提であり、設計の段階では損失と雑音をで きるだけ少なくできる光学系のパラメータを見つけることが求められる。光学系の損失は、例え ば、鏡面精度の善し悪しに左右され、雑音は、例えば、光学系内の鏡の大きさに依存する。ここ では、南極 サブミリ波望遠鏡の光学系の基本的な構成を定め、南極 望遠鏡の光学系が 達成すべき性能をまとめる。

南極 望遠鏡の光学系の構成

南極 望遠鏡の光学系の基本的な構成を図 に示す。望遠鏡は 型の望遠鏡と し、主鏡の直径は とする。搭載する予定の受信機は多素子からなる電波カメラ と、従 来から電波望遠鏡で用いられているシングルビームのヘテロダイン受信機である。電波カメラは 例えば と呼ばれる検出器を用いる。 観測周波数は 、観測帯域は約 である。ヘテロダイン受信機は の と の 受信機を使用し、同時観測できる受信機を搭載する。受 信機は高度軸 軸 上の焦点、つまりナスミス焦点上に設置する。 軸は主鏡と副鏡の間に通 すことも考えられるが、主鏡と副鏡の間隔が長くなり過ぎることを防ぐために主鏡の後側を通す 図 南極 望遠鏡光学系の基本構成。受信機は電波カメラとヘテロダイン受信機をナスミ ス焦点上に設置する。

• Survey of distant galaxy

✴ Observation Bands

・400 / 850 / 1500 GHz

Main Reflector Subreflector Signal from galaxy

Rotation Mirror MKID Camera

Heterodyne Receiver

Camera

Credit : H. Imada

✴ MKID Camera Design for Antarctic Telescope

• First Light Module：~ 3000 pixels

・3 bands (0.45, 0.85 1.3 THz) Camera →Totally ~20000 pixels

Future Development

・THz band (0.85 THz) Camera

Main Reflector Subreflector Telescope Focus Cold Optics MKID

• based on the mm-wave MKID camera

Optics design : H. Imada

1 K Si Lens (dia. = 110 mm) 4 K Si Lens (dia. = 400 mm) HDPE window (dia. = 340 mm) cold baffle camera@ F/1 focus telescope focus@F/6

Summary

✴ Scientific Motivation

・distant galaxy survey → to understand the evolution process of galaxies ・Antarctica is the best site for THz astronomy

✴ Microwave Kinetic Inductance Detector (MKID)

・superconducting resonator operated in microwave range ・MKID has several advantages

• simple fabrication process
• frequency multiplexing

→ that leads to the large-format (~1000 pixels) and high yield camera

✴ MKID camera for astronomy

・THz band camera for the Antarctic 10 m (30 m) telescope