ガンマ線バースト追尾観測システムの開発と CCD カメラの性能評価
埼玉大学 理学部物理学科 田代研究室

04RP019 菅佐原たか子
指導教官 田代信 教授
日本学術振興会特別研究員 浦田裕次
平成 20 年 3 月 7 日

概要
ガンマ線バーストは、宇宙のある方向から、突如として莫大な量のガンマ線が降り注ぐ現象である。発見当初は謎の現象であったが、X 線天文衛星の発達により、その研究はここ 20 年余りの間に飛躍的に進んでいる。
特に、残光と呼ばれる現象が見つかってからは, ガンマ線バーストの発生
位置、距離を正確に割り出せるようになり、宇宙遠方で 1 日に 1 回程は起こる現象であることがわかった。
HETE-2、Swift により、ガンマ線バーストの発生直後からの観測が可能となった。ガンマ線バーストは、発生後、急速に減光してしまうため、発生直後の迅速な観測が重要となってくる。この発生直後の様子を捉えるには、衛星からの速報を受けたら、すぐにその位置に向き、連続した追尾観測が可能な望遠鏡が必要である。そこで現在開発中なのが、市販の小型望遠鏡と冷却 CCD カメラを用いて、発生直後の GRB を可視光残光を捉え、追尾観測するシステムである。このシステムは、東京大学木曽観測所に設置の予定である。
今回、卒業研究にあたり、このシステムで使う CCD カメラの性能を調べ、そこから運用する際に適切だと思われるフローチャートの作成を行った。CCD カメラは、天体画像を撮る際に一般的によく用いられているものであるが、熱によって発生する雑音に敏感であるということから、冷却して使用する。ノイズをなるべく抑えるための温度、適切な運用体制を作り出すには、CCD の性質を知っておく必要がある。性能評価の実験を調べた上で、運用におけるフローチャートを作成した。

目次
第1章
1.1
1.2
1.3
1.4
1.5

ガンマ線バーストとは
6
ガンマ線バーストの歴史 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 6
ガンマ線バーストの残光 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 8
可視光フラッシュ . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 10
ガンマ線バーストの種類と起源天体 . . . . . . . . . . . . . 10
ガンマ線バーストと遠方宇宙 . . . . . . . . . . . . . . . . . 13

第 2 章 ガンマ線バースト追観測システムの開発
2.1 設置の目的 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
2.1.1 可視光観測の重要性 . . . . . . . . . . . . . . . . .
2.1.2 追観測の重要性 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
2.2 GRB 地上観測の実状 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
2.2.1 GRB 自動追尾望遠鏡 . . . . . . . . . . . . . . . . .
2.2.2 WIDGET . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
2.3 求められる精度・システム . . . . . . . . . . . . . . . . . .
2.4 開発中のシステム概要 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

15
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第 3 章 CCD カメラ
3.1 CCD カメラとは . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
3.1.1 CCD カメラの検出の原理 . . . . . . . . . . . . . .
3.1.2 動作・電荷転送 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
3.1.3 転送方式 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
3.2 CCD カメラの冷却 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
3.3 ノイズ . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
3.4 CCD カメラ ST-9XE のスペック . . . . . . . . . . . . . .

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第 4 章 CCD カメラの性能評価実験
4.1 CCD の冷却時間と温度の揺らぎ . . . . . . . . . . . . . . .
4.1.1 CCD カメラの冷却限界 . . . . . . . . . . . . . . .
4.1.2 CCD カメラの冷却時間 . . . . . . . . . . . . . . .
4.2 dark frame の解析 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
4.2.1 dark count の温度依存性 . . . . . . . . . . . . . . .

27
27
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28
32
32

1

4.3

4.4
4.5

4.6

4.2.2 dark count の積分時間依存性 . . . . . . . . . . . .
4.2.3 dark count の安定性 . . . . . . . . . . . . . . . . .
hot pixel、dead pixel の解析 . . . . . . . . . . . . . . . . .
4.3.1 hot pixel . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
4.3.2 dead pixel . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
light count linearity . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
CCD カメラの結露とその除去 . . . . . . . . . . . . . . . .
4.5.1 冷却と乾燥剤 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
4.5.2 乾燥剤の再生 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
4.5.3 CCD チップ面の清掃 . . . . . . . . . . . . . . . . .
4.5.4 除去作業の結果とまとめ . . . . . . . . . . . . . . .
性能評価のまとめとフローチャート . . . . . . . . . . . . .

第 5 章 今後の課題

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45
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49

2

図目次
BATSE 観測装置が捉えたガンマ線バーストの到来方向 . .
GRB030329/SN2003dh の可視光スペクトル。GRB030329の可視光残光が減光するにつれて、付随する SN2003dh の成分が顕著に見えてきた。 . . . . . . . . . . . . . . . . . .
1.3 BeppoSAX が捉えた GRB970228 の X 線残光。左はバース
ト 8 時間後、右は 3 日後。 . . . . . . . . . . . . . . . . . .
1.4 GRB970228 の可視光残光。左はバースト当日、右は 8 日後
1.5 ROTSE が捉えた可視光フラッシュ。上の段の真ん中の図において、急に増光し、その後、時間が経つにつれ、減光
していく様子が捉えられている。 . . . . . . . . . . . . . .
1.6 CGRO 搭載 BATSE 観測装置が捉えた 1234 例の GRB の
継続時間 (T90 ) 分布。2 秒を堺に 2 つに分かれていることがわかる。 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
1.7 ハッブル望遠鏡が捉えた GRB050709 の可視光残光 (図中の黄色の円の中)。 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
1.8 TAROT(口径 25cm) が捉えた GRB050904 の可視光残光(図の赤い円の真ん中)。現在発見されている中で、最も遠くに位置する GRB(z=6.3)[14] . . . . . . . . . . . . . . . .
1.9 GRB050904 の可視光 (I-band、赤) と X 線 (0.5-10ev、黒)の light curve。prompt emission の終わりと afterglow への移り変わりが示されている。点線は、残光の続きを推定したもの。[14] . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
1.10 上は ROTSE-III(口径 45cm) が捉えた発生後 19 秒の画像。
下は VLT(口径 8m) が捉えた残光で、左が 2.6 日後、15.5
日後の画像。 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
1.11 GRB060927 の可視光・X 線の light curve。可視光と X 線
では、振るまいが異なることがわかる。 . . . . . . . . . .
1.1
1.2

3

7

8
9
10

11

12
12

13

13

14
14

2.7
2.8

下は、X 線、可視光、電波のスペクトルの時間経過の変化を示したもの。時間が経過するとともに、スペクトルは、
低周波数側に移りながら減光しているのがわかる。上の図はあ、下の時間に依存するスペクトルから求めたフラック
スによる横軸時間 (日) の光度曲線。 . . . . . . . . . . . .
GRB の光度曲線。単純なベキ乗ではなく、急激な減光から緩やかな減光となり、−1 乗で減光していく。 . . . . . . .
WIDGET . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
105cm Schmidt 望遠鏡 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
GCN の模式図 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
WIDGET、Shnidt 望遠鏡、follow-up 望遠鏡の観測可能領域の模式図。follow-up 望遠鏡の設置により、新たに、図の青い部分の観測が可能となる。 . . . . . . . . . . . . . . .
CCD カメラ ST-9XE . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
MEADE LX90-30 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

3.1
3.2
3.3
3.4

ST-9XE の量子効率のグラフ . . . . . . . . . . . . . . . . .
Interline 型 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
Frame transfer 型 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
Full frame transfer 型 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

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24
24

実験のセットアップ . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
CCD カメラ制御ソフト CCDOPS の画面 . . . . . . . . . .
冷却時間と温度のグラフ . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
冷却直後における縦軸時間の対数、横軸温度の逆数のグラ
フ。 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
4.5 dark frame の画像 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
4.6 積分時間 60 秒のときの dark count の温度依存性 . . . . . .
4.7 縦軸 log(ADU)、横軸 1/T のグラフ。 . . . . . . . . . . . .
4.8 dark count の時間依存性 . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
4.9 dark count の安定性 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
4.10 10 枚の dark frame と dark count、温度のグラフ . . . . . .
4.11 hot pixel。周りよりも多く電流が流れるため、白い点として見える。 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
4.12 冷却温度 −10[℃]、積分時間 60[sec] の時におけるピクセルのヒストグラム . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
4.13 hot pixel の位置 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
4.14 冷却温度-10[℃]、積分時間 2[sec] の時のピクセルのヒスト
グラム . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

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2.1

2.2
2.3
2.4
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2.6

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4.2
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4.4

4

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16
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4.15 light count linearity . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
4.16 CCD カメラの裏側。ファンの左に見える円形が乾燥剤が入っているシリンダー . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
4.17 結露した CCD カメラ。周辺部が結露している。画像の下の黒い部分は、チップ面の下に位置する鏡によってできる影。 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
4.18 結露を取り除いた時の画像。下に写っている黒い部分は、影の部分。 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
4.19 CCD のフローチャート . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

5

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48

第1章

ガンマ線バーストとはガンマ線バースト (GRB) とは、宇宙のある方向からガンマ線が莫大な量で、非常に短い間に降り注ぐ現象である。そのエネルギーは、1051 〜
1053 erg で、超新星爆発時に発生するエネルギーの 10〜1000 倍にもなり、ビッグバンを除くとするならば、宇宙における最大の爆発現象である。ガンマ線バーストの発見から 40 年余り経つが、未だに謎が尽きない天体で
ある。

1.1

ガンマ線バーストの歴史

ガンマ線バーストは、1967 年アメリカの核実験監視衛星 VELA によって偶然発見された。発見当時は、なぜこれほどの量のガンマ線が宇宙の1 点から降り注いでいるのか、我々の太陽系のすぐ近くで起こっているのか、それとも銀河スケールでの現象なのかがわからず、その正体については長い間謎に包まれたままであった。それというのも、ガンマ線による位置測定は難しい上、この現象は、突発的に起こる現象であり、非常に短い間で減光し消えてしまうため、起源天体の同定が困難であったからである。
ガンマ線バーストの研究が飛躍的に進んだのは、1990 年代からである。
1991 年に打ち上げられたコンプトン・ガンマ線観測衛星に搭載された
BATSE 検出器によって、この現象は宇宙のどこかで毎日約 1 回程は発生し、その発生場所は等方的であること、また、同じ場所で繰り返し起こる現象ではないことがわかった。
GRB 研究の 2 回目の飛躍はイタリア-オランダの X 線天文衛星 BeppoSAX
によって、1997 年の 2 月 28 日に発生した GRB970228 の残光が捉えられたことである。この残光の発見より分角精度での位置測定が可能となった。はたして、その場所に可視光望遠鏡を向けたところ、減光する未知の天体と母銀河が発見され、赤方偏移により、距離が計算された。その結果、
GRB が宇宙論的遠方で起こる現象であることがはじめて明らかとなった。
GRB は急激に減光してしまうため、その詳細を知るには、発生後すばやく観測装置をその位置に向けなくてはならない。GRB 発生をすばやく地6図 1.1: BATSE 観測装置が捉えたガンマ線バーストの到来方向上に発信するために、2000 年 10 月 9 日に日本のとアメリカ・フランスとが共同開発した HETE-2 衛星が打ち上げられた。HETE-2 は、ガンマ線バー
スト発生直後、機上処理によりその位置を決定し、即座に地上に発信することが可能である。GRB 発生の情報は専用の地上受信局から、インター
ネットを通じて全世界の研究者に送られる。HETE-2 により、GRB030329
が発生後 73 分で世界中の科学者に送られ、この迅速かつ高精度な位置決定により、X 線のみならず、可視光、電波での残光観測にリアルタイムで成功した。この GRB030329 の光度曲線とスペクトルの解析から、ある種の GRB が、大質量星の超新星爆発によって起こるという観測的な証拠が初めて得られた。
2004 年に打ち上げられた Swift によって、位置測定精度は、より高精度となり、バースト発生直後 20〜70 秒に 1〜4 分角で特定できるようになった。これにより、GRB 発生直後から、詳細に残光の様子を捉えることが可能となった。この Swift 衛星の最大の特徴は、衛星が’ 自分で’ 追観測を行うことである。また、2005 年 5 月 9 日、それまで継続時間が短く、観測することが困難であった Short GRB の残光が捉えることに成功した。さらに、地上における観測では、衛星からの速報を受け、GRB の発生方向にすぐに向ける専用の望遠鏡による追観測がされるようになり、1 つの望遠鏡のみならず、観測のネットワーク化も進んできている。今後、GLAST
や MAXI などの次世代の衛星が打ち上がることでさらに詳しい状況がわ

7かるようになることが期待される。
このように、GRB の研究については、過去 20 年で劇的に進歩したものであるといえる。宇宙遠方で起こる GRB の謎を解明することは、宇宙初期の状態について知ることであり、現在の宇宙物理学の謎の解明に役に立つだろう。

図 1.2: GRB030329/SN2003dh の可視光スペクトル。GRB030329 の可視光残光が減光するにつれて、付随する SN2003dh の成分が顕著に見えて
きた。

1.2

ガンマ線バーストの残光

前章で述べたように、ガンマ線バーストには、残光と呼ばれる現象がある。これは GRB 発生後に X 線から電波までのあらゆる波長で観測される現象で、BeppoSAX によって、GRB970228 で初めて捉えられた。
GRB970228 では、BeppoSAX の X 線望遠鏡がバースト発生の位置に向けられ、その位置に未知の X 線天体を発見した。その後に行われた可視光での観測により、X 線天体の位置に可視光で減光する天体が発見された。
これらの残光の特徴は、その強度が時間のベキ乗 (t−1 ) で急速に減光し8

図 1.3: BeppoSAX が捉えた GRB970228 の X 線残光。左はバースト 8 時
間後、右は 3 日後。
ていくことである。時間のベキ乗で減光する現象は、さまざまな天体の中でも特異な現象である。
残光の発見は GRB の研究に大きな進展を与えた。これにより、ガンマ線バーストの位置が正確に決定できるようになり、対応する天体も同定できるようになったからである。多くのガンマ線バーストについて、母銀河が発見され、可視分光観測により母銀河の赤方偏移が決定できるようになった。
可視光残光はすべての GRB で捉えられているわけではない。Swift 衛星に搭載されている X 線望遠鏡では、ほぼすべての X 線残光が捉えられているにも関わらずである。可視光残光は、Swift で年間約 100 個の GRBが受かっているが、そのうちの 50 ％に残光が発見され、25 ％が赤方偏移が分かっている。可視光残光が捉えられない原因としては、• 高赤方偏移しているために、銀河間水素のライマン線吸収で、可視光では見えない• ガンマ線バーストの母銀河は、星形成が活発な銀河である場合が多く、母銀河で強く吸収を受けてしまう• 極めて早い段階で急激な減衰が起こるため、可視光残光が暗いの 3 つが考えられる。それぞれがどのくらいの割合で存在しているかについては、まだはっきりとした確証はない。そのメカニズムについても謎が多い。今後の観測に期待される。

9

図 1.4: GRB970228 の可視光残光。左はバースト当日、右は 8 日後

1.3

可視光フラッシュ

可視光フラッシュは GRB990123 で初めて捉えられた。これはバースト
発生後、急激に明るくなる現象である。GRB990123 では、バースト発生
後 22 秒から観測が始まり、その約 50 秒後に約 9 等級に増光し、その後急激に減光した。その後の観測からこの GRB は、z = 1.6 という高赤方偏移で起こったことが明らかとなった。この可視光フラッシュは、観測例が少なく、どのバーストでも起きることなのかは、はっきりとしていない。
GRB990123 は、バーストの中でも明るい方であったが、バーストの明るさと可視光フラッシュの相関も不明である。観測データが少ないため、この現象については、発生直後からの連続した観測が重要であり、今後の観測体制の充実に期待される。

1.4

ガンマ線バーストの種類と起源天体

ガンマ線バーストの継続時間は、図 1.6 で示されるように、2 つに種類に分けられる。一般に、継続時間 2 秒以上のものを Long GRB、2 秒以下のものを Short GRB と呼んでいる、
この中で詳細な観測が進んでいるのは、Long GRB である。Short GRB
は、継続時間が 2 秒と短く、検出される光子数も Long GRB に比べ、相対的に少ないからである。このため、残光が捉えにくく、起源や母銀河も分からなかった。また、BeppoSAX は、Short GRB を検出しにくい装置であったため、Short GRB の研究が進むには、観測装置の進歩を待たねばならなかった。
Short GRB の残光は、Swift 衛星により、GRB050509B で初めて捉えら

10図 1.5: ROTSE が捉えた可視光フラッシュ。上の段の真ん中の図において、急に増光し、その後、時間が経つにつれ、減光していく様子が捉えられている。
れた。その後、この年だけでも、GRB050709、GRB050724 と 3 つの残光を捉えることに成功している。
Long GRB の起源の 1 つは、Ic 型と呼ばれる大質量星の超新星爆発であるとされる。これは極超新星 (hypernova) と呼ばれるもので、通常の超新星爆発とは異なり、爆発前に水素の外層を吹き飛ばした星の最期の姿であり、その後に恒星質量のブラックホールが形成されると考えられている。
もっとも、すべての Long GRB について超新星爆発の成分が見つかっているわけではない。比較的明るい GRB でも、超新星のような残光が見つからない場合もあり、起源の 1 つではあるが、すべてを説明できていない。
Short GRB の起源については、連星中性子星が合体説がある。これは、互いに公転している中性子星が合体することで、ブラックホ−ルができ、そこから吹き出すジェットを見ているという説である。しかし、継続時間
が 100 秒以上という Short GRB があることがわかり、単純な連星中性子星では、このような長い継続時間を出すことができないとされ、ブッラク

11図 1.6: CGRO 搭載 BATSE 観測装置が捉えた 1234 例の GRB の継続時
間 (T90 ) 分布。2 秒を堺に 2 つに分かれていることがわかる。
ホールと中性子星の合体という説も出てきた。ブッラクホールが中性子星を合体前に破壊するので長い継続時間を出せるということである。
また、X 線フラッシュ(X-Ray Flash) という現象も確認されている (X 線
過剰ガンマ線バースト (X-Ray Rich GRB) ともいう)。これはガンマ線を出さないという点を除けば、ガンマ線バーストと非常によく似た現象であり、同じ起源ではないかと考えられている。この発生機構については、まだ不明な点が多いが、ガンマ線バーストのジェットを横から見たものという説がある。ジェットを横から見ると、青方偏移が弱まるため、ガンマ線
ではまく、X 線として観測されるということである。

図 1.7: ハッブル望遠鏡が捉えた GRB050709 の可視光残光 (図中の黄色の
円の中)。

12

1.5

ガンマ線バーストと遠方宇宙

1.1 でも述べた通り、ガンマ線バーストは宇宙遠方で起こる現象である。
つまり、GRB は宇宙初期の状態を示すものだといえる。その研究は、高エネルギー物理学のみならず、宇宙論などの研究にも応用できる。初期の宇宙を示す重要な指標となりうるのだ。
では、現在までにどれくらい遠方の GRB が観測されているのだろうか。
ここでは、2 つの遠方の GRB を挙げる。
GRB050904 は、2005 年 9 月 4 日 01:51:44(UT) に Swift/BAT で検出された。すぐさま地上に速報され、TAROT(25cm) がアラートから 5 秒後に観測を開始した。すばる望遠鏡の分光観測により、赤方偏移は z = 6.29と判明した。これは、現在のところ最も遠方での GRB である。

図 1.8: TAROT(口径 25cm) が捉えた GRB050904 の可視光残光 (図図 1.9: GRB050904 の可視光 (Iの赤い円の真ん中)。現在発見されband、赤) と X 線 (0.5-10ev、黒) のている中で、最も遠くに位置する
light curve。prompt emission の終わGRB(z=6.3)[14]
りと afterglow への移り変わりが示されている。点線は、残光の続きを推定したもの。[14]GRB060927 の赤方偏移は z = 5.47 で、2 番目に遠いところで発生した GRB である。可視光の残光は、バースト発生後、20 秒後から検出された。この GRB は、日本でも観測され、木曽の Schmidt 望遠鏡 (105cm)
が、発生後 1214 秒から観測を行い、19 等級の残光を観測している。
13

図 1.10: 上は ROTSE-III(口径 45cm)
が捉えた発生後 19 秒の画像。下は
図 1.11: GRB060927 の可視光・X 線
VLT(口径 8m) が捉えた残光で、左がの light curve。可視光と X 線では、
2.6 日後、15.5 日後の画像。
振るまいが異なることがわかる。
これら遠方の GRB の可視光閃光は、地上の小型望遠鏡〜大型望遠鏡で捉えられている。地上における GRB 追尾観測の重要性については、次章で述べる。宇宙遠方を観測することは、太古の宇宙を見ていることに他ならず、我々は GRB 観測を通して、様々な事実を知ることができるので
ある。

14

第2章

2.1

ガンマ線バースト追観測シス
テムの開発

設置の目的

我々が開発を進めている追跡望遠鏡は、長野県木曽町にある東京大学木曽観測所に設置を予定している。ここには現在、WIDGET や口径 105cmの Schmidt 望遠鏡などが設置されている。GRB の観測には、バースト発
生直後からの多波長での観測が必要である。X 線領域での観測は、Swiftをはじめとする X 線天文衛星の役割であるが、可視光での観測となると、地上の望遠鏡の出番となる。この場所に設置することの利点として、この2 つの装置と合わせて、数時間から数日での観測が可能となることが挙げられる。また、同じサイトにあるということで、補正なしでの同時プロットが可能である。

2.1.1

可視光観測の重要性

GRB 自体は短時間で終わってしまうが、X 線や可視光、電波などの残光は数時間から数週間にわたって続く。GRB の観測には、衛星による X
線での観測も重要であるが、地上における可視光観測も重要である。なぜなら、可視光による残光観測は、GRB の発生位置、赤方偏移を与え、放射機構、中心天体の謎を解く手がかりとなるからである。

2.1.2

追観測の重要性

ガンマ線バーストの謎に迫るには、発生直後にすぐさま望遠鏡を向け観測を開始しなければならない。それと同時にバーストを追尾して観測する必要がある。HETE-2 以前には、早期の観測が困難であった。BeppoSAX
はバースト発生後、地上にデータを送ってから、解析を行い位置を決定していたため、位置情報を各地の天文台に通報するのに、5〜6 時間かかってしまっていた。このタイムラグのため、残光の減光は単純なベキ乗によるものと思われてきた。
しかし、HETE-2 や Swift が打ち上がり、バースト発生後の迅速な追跡15図 2.1: 下は、X 線、可視光、電波のスペクトルの時間経過の変化を示したもの。時間が経過するとともに、スペクトルは、低周波数側に移りながら減光しているのがわかる。上の図はあ、下の時間に依存するスペクトルから求めたフラックスによる横軸時間 (日) の光度曲線。

図 2.2: GRB の光度曲線。単純なベキ乗ではなく、急激な減光から緩やかな減光となり、−1 乗で減光していく。
観測が可能となってくると、可視光残光が単純なベキ乗ではなく、複雑な構造となることが観測から明らかとなってきた。一般に、ガンマ線バース
トの光度曲線は、およそ 0.1 日後を堺に変化するという特徴を持つ。この変化は、急激な減光していたものが穏やかな減光へと変わるというものである。似たような振る舞いは X 線でも、Swift による観測から見られる。
このような観測結果を説明するための GRB の中心エンジンや放射機構についての理論的な解釈もされている。この光度曲線の振る舞いを捉えるた
めには、バースト発生直後からの連続的な追観測が必要である。

16

2.2

GRB 地上観測の実状

2.2.1

GRB 自動追尾望遠鏡

前節で述べたように、GRB は発生直後からの観測が必要である。初期
残光を捉えるのは、小型の望遠鏡である。表 2.1 は、主な追尾望遠鏡である。これらの望遠鏡は、限界等級は大型の望遠鏡に及ばないが、GRB 発
生のアラートを受信後、すぐにその方向を向くことができ、初期の残光を捉えられる。1.5 でも述べたように、小型の望遠鏡でも遠方の GRB の残光を捉えることに成功している。
望遠鏡 (設置場所)

口径

TAROT (フランス)
ROTSE-III (オーストラリア)
MASTER (ロシア)RAPTOR (アメリカ)
REM (チリ)

25cm
45cm
20cm
40cm
60cm

視野

観測した主な GRB

1.86 °× 1.86 ° GRB050904,GRB060111B
1.85 °× 1.85 °GRB050401,GRB060927
40 °× 25 °GRB030329
4 °× 4 °GRB041219A,GRB050820A
10 ′× 10 ′GRB060115

表 2.1: 主な GRB 追尾望遠鏡

2.2.2

WIDGET

WIDGET(WIDeﬁld telescope for GRB Early Timing) とは、ガンマ線バーストを発生前、その直後から可視光で捉えることを目的とした広視野の望遠鏡である。理化学研究所・牧島宇宙放射研究所と埼玉大学・田代研究室が中心に開発を行い、2004 年 6 月に、山梨県の東京大学宇宙線研究
所明野観測所に設置された。2005 年 11 月には、東京大学木曽観測所に移設され、モニター観測を連続して行っている。WIDGET は、62 °× 62 °という全天の 10 分の 1 を覆う視野を持つ。Swift/BAT の視野は、90 °×
120 °なので、1/6 をカバーできることになる。このような広い範囲を常時監視することによって、ガンマ線バースト発生と同時もしくは、発生前の可視光閃光をも捉えることが可能である。
この WIDGET によって、発生直後のデータを得て、その後を follow-up
望遠鏡で観測することができると、今まで捉えることが難しかった、発生直後からの追観測が可能となる。

17

図 2.3: WIDGET
図 2.4: 105cm Schmidt 望遠鏡

2.3

求められる精度・システム

では、求められる精度及びシステムとはどのようなものであろうか。
現在、GRB 発生の一報は GCN(The Gamma-ray bursts Coordination
Network) によって、衛星から地上の各観測所へ送られる。この情報を基に地上の望遠鏡はバースト発生の位置に向くのである。その精度は 3 分
角以内である。つまり、望遠鏡を向けた時、視野がその誤差の範囲に入っていないといけないのである。また、連続した観測を可能にするために、GRB 天体を捕捉しつづけなくてはならない。次に追尾している時間も重要である。地上で観測する場合、GRB 発生のアラートを受け、まず専用の小型望遠鏡が十数秒から数分単位で観測を開始し、数分くらいから大型望遠鏡となっている。
我々の開発中のシステムとしては、まず WIDGET によって発生前、発生直後の閃光を、その後を追跡望遠鏡がカバーし、さらに木曽観測所のSchmidt 望遠鏡が向くという観測体制が考えられる。さらに、GRB には、
precursor と呼ばれるメインのバースト前に起こるγ線の放射がある場合があり、これが BAT で捉えられたのならば、バースト発生前からの観測をすることもできる。
以上のことを考えると、GRB の観測が可能な時間、位置であるならば、発生後数秒で望遠鏡をその位置に向け、観測が不可能な高度になるまで、追観測を続けるのが望ましいだろう。具体的には、GCN を受け、その位置に向けた時に、Swift のエラーサークルの 3 分角が、その視野に導入できなくてはならない。追尾精度としては、望遠鏡の視野が 35 × 35 分角なので、最低でも、Schmidt などの大型望遠鏡が観測を始めるまでは追尾で18

図 2.5: GCN の模式図

図 2.6: WIDGET、Shnidt 望遠鏡、
follow-up 望遠鏡の観測可能領域の模式図。follow-up 望遠鏡の設置により、新たに、図の青い部分の観測が可能となる。

きるようにしたい。その時間を 10 分とすると、追尾精度は 10 分間で 17.5
分角以内と考えられる。.

19

2.4

開発中のシステム概要

望遠鏡は MEADE 社製 LX90-30 を、CCD カメラは SBIG 社製 ST-9XEを使用する。これらの装置は、汎用性がり、比較的安価であることから、設置しやすいといえる。システムは PC によって制御され、観測開始時刻になったら小屋を開け、CCD カメラの準備をし、観測終了時刻となったら小屋を閉めるという一連の作業を自動化して行う。GRB が発生していなくても観測は続け、アラートを受信したらすぐにその方向を向き、追尾する。
現在進行中の計画では、望遠鏡・CCD の制御には、それぞれ別々の PCを使用し、観測時間の開始・終了は、プログラム上で、太陽高度を計算することで判断する。小屋の開閉に使うプログラムは、WIDGET で使われているのと同じのもを使用する。
口径 [mm]

焦点距離 [mm]

口径比

分解能

導入速度

304.8

3048

f/10

0.38 ″ 4.5 °/sec

表 2.2: MEADE LX90-30 のスペック

図 2.7: CCD カメラ ST-9XE

図 2.8: MEADE LX90-30

20

第3章

CCD カメラ

CCD カメラは、天体撮影に最もよく使われるカメラである。性能の実験については次章で調べることにして、この章では CCD の一般論につい
て述べる。

3.1

CCD カメラとは

CCD とは、Charge Coupled Device の略称であり、光を検出する複数の超小型画素 (pixel) を 1 次元もしくは 2 次元に配置した光検出素子のことである。電荷を結合しながら転送するイメージセンサーであり、電荷結合素子とも呼ばれる。
CCD は近赤外域の波長に対し敏感であり、また、光子を電子に変換する効率が高く、受光面に当たった電子に対し、変換される光子の数が比例する。そのため、CCD カメラは淡い光を捉える天体の撮影に適している。

3.1.1

CCD カメラの検出の原理

CCD は受光面に光が当たると、光子が電子に変換される。1 個の光子に対し、何個の電子を発生することができるかを表す確率を量子効率といい、ST-9XE のピークは 600[nm] で 67 パーセントである。CCD カメラ
ST-9XE の量子効率のグラフは、図 3.1 となる。
半導体は電子がつまっている充満帯と、電子のない伝導帯が禁止帯をはさんで位置している。この禁止帯を電子が飛び越えるにはエネルギーが必要であり、それは物質によって異なる。CCD のチップには、Si が使われが、これは、Si のバンドギャップが 1.14[eV] であり、光子 (1.1〜1.4[eV],300〜
1100[nm]) が簡単に吸収されるためである。このエネルギー帯域においては、図 3.1 より、電子に変換されることがわかる。
また、近赤外域は、2.5 × 103 から 700[nm] であるので、CCD は近赤外域に敏感であるといえる。
CCD は半導体素子であり、pn 接合型をしている。この接合では、p から
n の向きには電流は流れるが、n から p の方向には流れない。この性質を21

図 3.1: ST-9XE の量子効率のグラフ
利用し、逆バイアスをかけると、接合部分において伝導帯の電荷が追い出され、空乏層領域が生じる。光子が入射すると、空乏層に吸収され、充満帯から電子が励起し、電子・生孔対ができ、伝導帯に電子が供給される。
この電荷を集めて、入射光子を検出するのが、CCD カメラの検出の原理
である。

3.1.2

動作・電荷転送

CCD が受光して、電荷信号を検出するまでの段階は次のようになる。

1. 電荷生成光子が受光面に当たると、光電効果により自由電子が伝導帯にたたき出されて、光電子が発生する。
2. 電荷蓄積
生成した光電子は、画素内に集積される。画素間は、ゲートと呼ばれる堰で、1 つ 1 つ仕切られている。
3. 電荷転送
一定時間後、集積された電子は、規定された信号 (垂直転送クロック) にしたっがて、転送レジスタという電子の転送エリアに流し込まれる。
4. 電荷検出
転送レジスタに流し込まれた電子は、光量読み取りレジスタに転送
22される。そこで、先頭から規定された信号 (水平転送クロック) により電圧に変換され、内蔵のアンプで増幅され出力される。つまり、アナログ信号がデジタル信号に変換され、電圧で測定されるのである。

CCD の電荷の転送はバケツリレーに例えられる。バケツの中身は、一定時間後、隣りのバケツに移すということを繰り返す。1 つ 1 つのピクセ
ルに貯った電荷は、電圧をかけることで、移動していくのである。

3.1.3

転送方式

発生した電荷は、読み出し口に向かってバケツリレー式に送られる。この転送には、各ピクセルに電圧をかけることで行われる。その後転送される。この転送のしかたで、CCD はいくつかに分けられる。

• Interline 型 (IL 型)
電荷の転送専用経路を持っているため、露出終了後すぐに撮像エリアの電荷を転送回路に流せる。欠点は、受光面に被るように転送通路を設けてあるために、開口率が悪く、30 ％程度しか入射した光を利用できない。

図 3.2: Interline 型• Frame trnsfer(FT 型)
受光エリアと転送エリアを持っているため、受光エリアの画像を高速に転送エリアに送り、その後読み出すため、動画の撮影ができる。
開口率は 100 ％。ただし、受光エリアと転送エリアは同じような構造となっているため、画素数を大きく取ろうとすると、チップ面積が増大し、コストが高く付く。

23

• Full frame transfer(FFT 型) FT 型の転送エリアも受光エリアとしたもの。ピクセルにたまった電荷の転送途中には遮光しておく必要があるが、FT 型と同じピクセル数を実現するためには、その半分のサイズで済む。
追跡望遠鏡で使用する CCD チップは、Full frame transfer である。CCD
から読み出されたアナログデータは、AD コンバーターによりデジタル化
され、16bit に変換される。これによって、明るさの段階として区別される。単位は ADU(Analog to Degital Unit)。

図 3.4: Full frame transfer 型

図 3.3: Frame transfer 型

3.2

CCD カメラの冷却

CCD は、近赤外域に敏感であることは、3.1.1 で述べた。本体やその周辺から発生する熱によっても電荷が生成される。これを暗電流という。入射した光子からエネルギーをもらうことの他に、充満帯の電子が熱によって励起する。つまり、光が入ってこなくても、暗電流が流れるのである。
これによって、その情報が読み出せれてしまい、ノイズとなる。暗電流が多くなるとノイズも多くなり、画像はざらざらとしたものになる。暗電流
は、熱によって伝導帯に励起した電子が原因なので、電子が励起される確率は、温度に依存し、その個数は Boltzmann 因子 exp(−Eg /2kB T ) に比例する。このように暗電流は熱に依存するものなので、これを減らすために、CCD カメラを冷却する必要がある。
CCD の冷却には、ペルチェ素子を用いる。ペルチェ素子は、半導体を24

組み合わせて作る一種のヒートポンプであり、ペルチェ効果によって冷却する。ペルチェ効果とは、熱電効果の 1 つで、異なる金属を接合し電圧をかけることで、接合点で熱の吸収・放出が起こる効果であり、電圧から温度差をつくり出す。この効果は可逆的なものであり、電流の向きを変えると、発熱・吸熱も逆になる。

3.3

ノイズ

CCD は光子を電子に変換して検出器内に蓄え、最終的には電圧として読み出す。そのため、それぞれのピクセルに蓄積された電荷量をどれだけ正確に測定できるかが重要になってくる。しかし、CCD にはノイズが存在しているため、ノイズがどれくらいであるかも考慮しなければならな
い。
CCD のノイズとしては次の 5 つが挙げられる。
1. 読み出しノイズ
CCD 検出器のアンプ自体から発生するランダムなノイズと、CCDをコントロールする電気回路から発生するノイズを含めたもの。
2. 暗電流によるノイズ
3.2 で述べた暗電流によって生じるノイズ。データ解析の際に暗電流の差し引きを行ったとしても残る成分。ノイズは暗電流によって生じる電荷量の平方根に等しい。
3. 画面上の不均一性によるノイズ
画像の不均一を補正するために、フラットフィールデイングという処理を行うが、その処理を行っても残るノイズ。
4. 転送効率によるノイズ
CCD の電荷転送効率は電荷量に依存するため、それによって生じるノイズ。半導体中の電子の移動度は温度依存性を持つため、低温側で電荷転送が悪くなる。半導体にドープされた不純物によるトラッ
プも、電荷量が少ないと転送効率を下げる原因となる。
5. 信号電荷そのものによって生じるノイズ
蓄積された電荷量の平方根に比例する統計的なノイズ。
以上のノイズのうち、5 番目のものは原理的に避けられないものである。
1〜4 までのノイズの値が、5 のノイズと比較して十分に小さいのが理想的な状態である。ノイズの全くない検出器は、存在しないので、いかにノ
イズを少なくするかが重要となってくる。

25

3.4

CCD カメラ ST-9XE のスペック

追跡望遠鏡に使う CCD カメラ ST-9XE のスペックは以下のようになる。

ST-9XE CCD イメージングチップ
オートガイドチップ
チップ寸法
画素数
画素サイズ
暗電流
シャッター
A/D 変換A/D Gain
読み取りノイズAD 変換速度
フレーム転送型
フレーム転送時間
冷却装置
最大外気温より −35 ℃まで冷却可

Kodak KAF-0261E-NABG
TI 社 TC-237
10.2 × 10.2mm
262,144 pixel
20 × 20 µ
4e/pixel 0 ℃において
電子制御高速回転式
16bit
2.2e− /ADU
15e− RMS
420,000 pixel/sec
FFT 型
1[sec] 以下
1 段ペルチェ素子、冷却ファン

表 3.1: ST-9XE のスペック

26

第4章

CCD カメラの性能評価実験

我々が開発中のシステムでは、CCD の動作は全てプログラムで制御される。このプログラムを作成するためには、CCD カメラの動作・性能を把握していなければならない。ここでは、CCD カメラの性能を調べる実験を行った。

4.1

CCD の冷却時間と温度の揺らぎ

3.2 で述べたように、CCD カメラは暗電流によるノイズを小さくするために、本体を冷却する必要がある。冷却にかかる時間および、冷却限界について調べた。

4.1.1

CCD カメラの冷却限界

CCD カメラ ST-9XE は、内蔵されているペルチェ素子と冷却ファンによって、冷却する。冷却は外気温によると考えられ、冷却の限界値が存在する。そこで、外気温より、どれくらいまで冷却できるかについて調べた。
実験のセットアップは、図 4.1 のようになる。CCD カメラを 専用の USB
ケーブルでパソコンにつなぎ、制御には、CCDOPS という Windows のソフトで行う (図 4.2)。冷却限界を調べるには、設定温度を冷却限界より低いと思われる値にして冷却を行う。今回は −15 ℃に設定した。また、設
定温度と冷却効率について、いくつか温度、今回は −9 ℃ −11 ℃ −12 ℃に設定した測定した日の実験室の室温は 25 ℃。冷却を始める前の CCDの温度は 22.24 ℃であった。CCD の温度が外気温よりのやや低いが、これは内蔵されているファンが、電源を入れると回り出すため、外気温より低くなったと考えられる。
。
冷却限界は、−15 ℃に対して −13.12 ℃まで温度が下がった。また、それぞれの設定温度に対する冷却効率は、表 4.1 となった。 まず、冷却限界だが、設定温度を −15 ℃に設定すると、−13.12 ℃まで冷却することができた。これは、冷却前の CCD の温度よりも −35.12 ℃低いので、メーカーの仕様 (表 3.1) を確認できたといえる。メーカーの仕様によると、冷27

図 4.2: CCD カメラ制御ソフト CCDOPS の画面

図 4.1: 実験のセットアップ
設定温度 [℃]

−9
−11
−12

冷却温度 [℃]−8.96〜 − 9.37
−10.62〜 − 11.03−11.87〜 − 11.03

冷却効率 [％]

81 〜 84
90 〜 97
94 〜 97

表 4.1: 冷却温度とそのときの冷却効率

却限界は外気温より −35 ℃であるが、実際に運用する際は、冷却効率 90％までとする。なぜなら、冷却効率 100 ％で運用すると、ちょっとした外
気温の変化でも冷却温度が変わってしまい、暗電流によるノイズの値が安定しないからである。
次に、冷却効率が 90 ％となるときの外気温からの冷却限界について調べる。冷却温度をいくつか設定し、その時の冷却効率を調べた。 冷却効率が 90 ％となるのは、外気温より −35 ℃のときが冷却効率 100 ％なので、外気温より −32 ℃である。冷却開始時の CCD の温度は 22.24 ℃であった
ので、約 −11〜 − 10 ℃くらいまで冷却できると考えられる。設定温度と冷却効率は表 4.1 の通りになった。表より、設定温度 −11 ℃で冷却効率90 ％となることがわかる。

4.1.2

CCD カメラの冷却時間観測を始める前に、CCD カメラは冷却しなくてはならない。そこで、冷却にかかる時間、また、設定温度が低い時と高い時での違いはないかについて調べた。

28

実験は設定温度を −5、− 10、− 15、− 20 ℃とし、それぞれにおいて冷却時間と温度の変化を見た。4.1.1 より、外気温より −35 ℃以下には冷やせないことがわかったので、設定温度が −5、− 10 ℃のときは室温からそのまま冷却し、−15、− 20 ℃の時は、恒温槽を用いて、まず CCD の冷却をせずに、15 分かけて 5 ℃ずつ冷やしていき、0 ℃になったら CCD の冷却を開始した。この際は、恒温槽の外から湿気が入らないように、コード類を入れる穴を緩衝材などを使ってふさぐ。また、実験が終わった後はCCD の冷却を切ると同時に、ドアを閉めたまま恒温槽のスイッチを切り、ゆっくりと温度が上昇するようにした。
設定温度に対する温度の揺らぎは表 4.2、冷却時間と温度のグラフは図4.3 のようになる。

設定温度 [℃]

冷却温度 [℃]

−5
−10
−15
−20

−5.23〜 − 4.82
−10.20〜 − 9.79
−15.23〜 − 14.81−20.42〜 − 19.98

表 4.2: 設定温度と冷却温度の揺らぎ

図 4.3 からもわかるように、まず始めに急激に冷却が進み、それから
およそ 5 分程で、設定温度になることがわかる。その後、設定温度付近で揺らぐ。また、設定温度の違いによる冷却時間の差はなかった。
CCD の冷却がこのような振舞いをするのは、その冷却がペルチェ効果によるものであるからと考えられる。最初の急激な冷却は、冷却開始後から素子を流れる電流が増え、冷却効率が 100 ％となるためである。設定温度付近では、その温度に合わせるために、流れる電流の量を調整するため、グラフにみられるような温度の揺らぎが生じると考えられる。
この結果から、冷却は設定温度になるまで約 5 分、その後は揺らぐことがわかった。温度の揺らぎの範囲は、設定温度によって異なるが、それによるノイズレベルが安定しているようであれば、解析には支障がないと判断できる。
また、縦軸に経過時間の対数、横軸に温度の逆数のグラフを書くと、
図 4.4 となる。ここでは、冷却開始直後に急激に温度が下がる時のみ、グラフ化した。このグラフの傾きから、冷却の時定数を求めると、表 4.3 となる。

29

temperature vs time
30
-5
-10
-5
-10

20

temperature [



10

0

-10

-20
0

100

200

300
400
time [sec]

500

600

temperature vs time
0
-15
-20
-15
-20

-5
-10
temperature [



-15
-20
-25
-30
0

2

4

6

8
time [min]10

図 4.3: 冷却時間と温度のグラフ

30

12

14

 

 

log(time) vs 1/T (set point -10[log(time) vs 1/T (set point -5[

1000

1000

-10

log(time) [sec]log(time) [sec]

-5

100

100

10
0.0018 0.002 0.0022 0.0024 0.0026 0.0028 0.003 0.0032 0.0034
1/T [/K]

10
0.002

0.0022 0.0024 0.0026 0.0028
1/T [/K]

0.003

0.0032 0.0034

 

 

log(time) vs 1/T (set point -15[

log(time) vs 1/T (set point -20[

1000

1000
-20

100

log(time) [sec]log(time) [sec]

-15

10

100

10

1

1

0.00240.00260.00280.003
1/T [/K]

0.00320.00340.00360.0022 0.0024 0.0026 0.0028 0.003 0.0032 0.0034 0.0036
1/T [/K]

図 4.4: 冷却直後における縦軸時間の対数、横軸温度の逆数のグラフ。

設定温度 [℃]

時定数 [sec−1 ]

−5
−10
−15
−20

1346 ± 99.32
1244 ± 152.4
1513 ± 665.9
1269 ± 587.9

表 4.3: それぞれの冷却温度での時定数31図 4.5: dark frame の画像

4.2

dark frame の解析

dark frame とは、シャッターを閉じたまま、光が入らない状態で撮った画像である。光が入っていなくても、熱による暗電流のため、電子が生成されるので、その電子が読み出されて輝度情報となる。つまり、darkframe には、熱によるノイズが含まれていることになり、対象となる天体
画像と同じ冷却温度・積分時間での dark frame を撮り、天体の画像から引くことで、ノイズを減らすことができる。dark count とは、暗電流によって生じるノイズを表す値である。
bias frame とは、シャッターを閉じたまま、積分時間を 0 秒として撮った画像である。この画像には、読み出しノイズ、bias を含む。bias とは、信号が入力されていないときに、AD コンバーターへの入力信号が 0 とならないよう持ち上げる電圧のことを指す。 この bais を示すものを bias
count という。
これら光を入れないで撮影したものに対し、シャッターを開いて撮った画像を light frame といい、その明るさを示すものが、light count である。
dark frame には、dark count の他、bias count も含む。厳密には、lightframe から dark frame、bias frame を引くのが正確な解析のしかたであるが、実際に運用する冷却温度の範囲では、bias 値は dark count に比べ小さいので、撮影した light frame から dark frame を引けばよい。

4.2.1

dark count の温度依存性

dark count は暗電流によるものであるから、CCD カメラ本体を冷却していけば、値は小さくなるはずである。これを確かめるために、冷却温度32

dark count vs temperature (integral time 60)
700

dark count [ADU]600

f(x)=4442.697exp(0.060x)
g(x)=311.154exp(0.071x)
mean
stddev

500
400
300
200
100
0
-25

-20

-15



-10
-5
temperature [

0

5

10

図 4.6: 積分時間 60 秒のときの dark count の温度依存性に対する dark count の値の変化を、積分時間が 60 秒の時で調べた。
実験方法は、冷却温度 5、0、−5、− 10、− 15、− 20 ℃において、それぞれ 10 枚ずつ dark frame を取得し、IRAF の imcombain というコマンドを用いて、10 枚の画像の平均値を取る。これを横軸を温度、縦軸を darkcount として、グラフに表す。
積分時間が 60 秒での dark count の温度依存のグラフは、図 4.6 となる。
図において、白丸は平均値を、黒丸は標準偏差を表したものである。
図 4.6 からもわかるように、冷却温度を低くしていくと、dark count の値は指数関数的に減少し、その振る舞いは平均値でも標準偏差でも変わりない。これは CCD が半導体素子であり、電子が励起する個数が Boltzmann
因子 exp(−Eg /2kB T ) に比例するためである。
また、−15 ℃と −20 ℃を比べてみると、値がほぼ変わらないことから、
この CCD においては、−15 ℃以下まで冷却できれば、暗電流によるノイズを小さくできることを示している。−15 ℃以下では、温度には依存しないノイズが表れてくると考えられる。CCD のノイズについては 3.3 で述べたが、温度に依存するノイズの他に、検出器自体から生じるもの、転送
によって生じるものなどがある。これらノイズの値は、一定であり、暗電流によるノイズに比べ、無視できるほど小さいのならば、暗電流によるノイズが支配的となる。おそらくこのために、−15 ℃以下で dark count の33

logADU vs 1/T (integral time 60[sec])log(dark count) [ADU]

mean
stddv
1000

100

10
0.00350.00360.00370.0038
1/T [/K]

0.00390.004

図 4.7: 縦軸 log(ADU)、横軸 1/T のグラフ。
値が安定すると考えられる。
また、横軸を温度の逆数、縦軸を log(ADU) にとると、図 4.7 となる。
この傾きが −1.87 × 106 から Eg を求めると、1.6[eV] となる。

4.2.2

dark count の積分時間依存性

CCD カメラにおいて、入射してきた光子 1 つは電子 1 つに変換される。
つまり、光子の数と電子の数には線型性がある。シャッターの露光時間を増やすと、入ってくる光子の数も増えるので、積分時間に比例して count
値は増加する。
これを確かめるために、冷却温度 −5、− 10、− 15 ℃において、積分時
間を 60,90,120,180,300 秒で dark frame を取得し、dark count の積分時間依存性について調べた。また、−15 ℃の時は、積分時間を 1〜10 秒まで 1
秒ずつで画像を取得し、count が小さい時も同様の振る舞いをするか調べた。解析には、4.2.1 と同様に IRAF を用いた。
dark count の時間依存のグラフは、図 4.8 となる。上の図は、冷却温度
が −5, −10, −15 ℃それぞれにおける、積分時間 60、90、120、180、300
秒での dark count の変化を表したものであり、下図は −15 ℃における、積分時間が 1〜10 秒での dark count の変化を表したものである。
図 4.8 の上のグラフより、比較的長い積分時間では、線型性は保たれていることがわかる。また、冷却温度が低くなると、傾き、すなわち darkcount の増加が緩やかになる。暗電流は温度に依存するものであるので、34

発生する暗電流の量が少なくなるために、このような結果となると考えられる。
次に、比較的短い積分時間での dark count の値については、見てみる。
ここでは、積分時間が長い時に比べ、値が 1 直線上に並ぶわけではないが、dark count の誤差が count 値の平方根に比例することを考慮すると、線型性が保たれているといえる。誤差には、電荷の量が関係していると思われる。4.2.1 でも述べたが、このため、電荷量が少ない領域、すなわち、積分時間の短い領域では、誤差が大きくなってしまうのではないかと考えられる。
また、このグラフから単位時間・単位ピクセル当たりの暗電流の値を求めることができる。グラフの傾きの単位が [ADU/sec]、Gain が 2.2 [e− /ADU]であるから、暗電流を求めると、表 4.4 となる。.
設定温度 [℃]

−5
−10
−15

dark current [e− /sec/pixel]
6.983 ± 0.129
4.006 ± 0.211
2.427 ± 0.081

表 4.4: 単位時間・単位ピクセル当たりの暗電流35dark count vs integral time
-5
-10
-15
f(x)=3.073x+115.3
g(x)=1.821x+131.0h(x)=1.103x+108.8

dark count [ADU]

1000

800

600

400

200
50

100

150
200
integral time [sec]

250

300



dark count vs integral time (-15200
dark countf(x)=1.811x+107.9

180

dark count [ADU]

160
140
120
100
80
60
0

2

4
6
integral time [sec]

図 4.8: dark count の時間依存性

36

8

10

4.2.3dark count の安定性

dark count が温度に依存することは、4.2.1 の結果からわかった。次に問題となるのが、その値が安定しているかということである。そこで、darkframe を連続して撮り、dark count の値の安定性を調べた。
解析の方法は、冷却温度− 10 ℃、積分時間 5[sec] で、連続して 100 枚撮る。これを縦軸に dark count、横軸にフレームの枚数としてグラフにする。合わせて、温度の変化を見た。また同じ温度、同じ積分時間で、1枚ずつ撮った画像についてもグラフ化してみた。
図 4.9 より、dark count は、約 90〜180 くらいの幅で揺らぎがあることがわかる。平均を取ると、124.3[ADU] となる。温度については、グラフにしていないが、100 枚すべての画像において、−9.78 ℃であった。1 枚ずつ撮った画像については、図 4.10 となる。
図 4.9 より、揺らぎを考えると、平均が 124.3[ADU] に対し、上が +40,
下が −30 程度と、やや広がりがあるといえる。しかし、count 値のバラツ
キが時間が経つにつれて、大きく変わる、つまり、上下にずれるわけではない。この時の温度が一定であったことを考えると、これくらいの count
値の揺らぎを持つと考えられる。

   stability (-10[300

dark count
mean
250

dark count

200
150
100
50
0
0

20

40
60
number of frame

図 4.9: dark count の安定性

37

80

100

図 4.10 のように、1 枚ずつ撮ったものも合わせてグラフにしたのは、CCD のソフトウェア上の問題で、温度が正しく記録されないのではないかと考えたからである。単純な比較はできないが、温度の変化による darkcount の変化を見ることはできる。その結果が図 4.9 である。上と下のグラフを見てみると、3 枚目の画像のように、count が小さくなった時に、温度が低くなるものもあるが、すべてではない。また、統計を考えると少ないため、こお設定温度での揺らぎとも言えてしまう。
今回の結果からでは、dark count のこの冷却温度における揺らぎと推    dark coumt vs number of frame (-10[300

dark countdark count [ADU]

250

200

150

100

50
0

2

4
6
number of frame

810   

temperature vs number of frame (-10[-8dark count-8.5


temperature [

-9
-9.5
-10
-10.5
-11
0

2

4
6
number of frame

810

図 4.10: 10 枚の dark frame と dark count、温度のグラフ定される。したがって、運用の際には、観測開始前と後で dark frame を38

撮ればよいと考えられる。ただし、この結果は温度がほぼ一定であると考えられる実験室でのことなので、実際に運用する前に、もう一度検証する必要があるだろう。

4.3

hot pixel、dead pixel の解析

CCD の格子の欠陥などによる、ピクセルレベルでの不良として、hotpixel,dead pixel が挙げられる。hot pixel とは、光の入射がなくても、周辺のピクセルに比べて際立って多く発生する暗電流によって、画像上に白く表れるピクセルである。それに対し、光が入射してもほとんど反応しないピクセルが dead pixel である。これらは CCD の製造過程によってできる欠陥であり、1pixel ごとの観測が重要となってくる天体観測において、その位置が不明のまま使用することは、大きな間違いを犯すかもしれない。そこで、これらのピクセルの位置を調べた。

4.3.1

hot pixel

図 4.11: hot pixel。周りよりも多く電流が流れるため、白い点として見える。

hot pixel の解析には、dark frame を用いる。冷却温度 −10 ℃、積分時
間 60[sec] の dark frame を使用した。まずは、ﬁts ファイルのデータをテキスト化する。画像の平均をとると、199.7[ADU] であったので、平均値の 2 倍の値のピクセルを取り出し、ヒストグラムを作成した。ヒストグラ
ムは、図 4.12 となる。ヒストグラムの分布から、10 枚中 6 枚で、count 値
が 10000[ADU] 以上となる pixel を取り出した。
該当する pixel は 1 つだけであった。位置は、(x,y)=(433,80) で値は56455[ADU] であった。その位置を図 4.13 に示す。
この pixel は、他の温度、積分時間でも見られたため、hot pixel であると考えられる。

39   

pixel histgram (-10[100000

number of pixel

10000

1000

100

10

1
0

10000

20000
30000
40000
dark count [ADU]

50000

60000

図 4.12: 冷却温度 −10[℃]、積分時間 60[sec] の時におけるピクセルのヒ
ストグラム
ST9XE hot pixel
500

pixel

y pixel

400

300

200

100
(433,80)
0
0

100

200
300
x pixel400500

図 4.13: hot pixel の位置

4.3.2

dead pixel

dead pixel の解析には、light frame を用いる。ここでは、冷却時間 −10℃、積分時間 2[sec] の画像を用いた。解析の方法は、hot pixel の時と同
じで、ﬁt ファイルをテキスト化し、ヒストグラムを作成した。それが図4.14 である。
この画像の count の平均値は 28224、最小値は 19146 である。最小値は平均値の 67 ％程度であった。dead pixel は、光にほとんど反応しないピ
クセルであるから、このチップには、dead pixel は存在しないと考えられる。

40    

pixel histgram (-10[
1e+06

number of pixel

100000
10000
1000
100
10
1
18000

20000

22000

24000 26000 28000
light count [ADU]

30000

32000

図 4.14: 冷却温度-10[℃]、積分時間 2[sec] の時のピクセルのヒストグラム

4.4

light count linearity

CCD カメラでは、入射した光子と変換される電子には線型性がある。
しかし、この線型性がずっと続いていくわけではない。CCD において、光の明るさは 16bit で表される。露光を続けるとある明るさまでは linearity
を保つが、それ以上となると、一定の値となり、linearity は崩れてしまう。
ここでは、入射してくる光子に対して、どこまで線型性が保たれているか調べた。
実験の方法は、冷却温度を −10 ℃にし、積分時間を 1 秒ずつ増やしていき、light frame を取得した。この際、実験室の光をそのまま入れるのでは、光が強く、サチレーションしてしまうため、CCD カメラの保護レンズの上に紙を数枚を置いて、入ってくる光を弱めた。実験は、2 回にわたって行い、1 回目は、、count が約 10000[ADU] から 1 秒ずつ積分時間を増やしていき、pixel が飽和するまでを測定し、2 回目は count が 1000[ADU]
から始めた。得られた light frame から dark frame を引く画像処理を行った後、それぞれの画像のメディアンを撮った。
実験の結果は、1 回目が図 4.15 の上図、2 回目が下図となる。
図 4.15 の上の図より、65000[ADU] を越えたあたりで、linearity が崩れ、その後の値は一定となっている。つまり、count が 64000[ADU] までは、
linearity が保たれているといえる。
図 4.15 より、count が低い時でも、線型性は保たれていると考えられる。
しかし、5000[ADU] 以下については、線型性からのずれが見られる。こ41

light count linearity
80000
light countf(x)=9279x+266
65535

70000

light count [ADU]

60000
50000
40000
30000
20000
10000
0
0

5

10
integral time [sec]15

20

light linearity date 12/14
30000
light countf(x)=899.6x+156.2

light count [ADU]

25000
20000
15000
10000
5000
0
0

5

10

15
20
integral time [sec]図 4.15: light count linearity

42

25

30

れらの誤差の原因としては、本来 light frame の解析には、光源には、発光ダイオード (LED) など絞った光を入射するのが望ましい。蛍光灯などの光は広がった光源なので、周辺減光がおきてしまう。また、紙の置きかたひとつでも明るさは十分に変わってしまう可能性がある。
linearity については、今の段階では、5000〜64000[ADU] まで、保たれていると考えられる。しかし、count が 50000[ADU] 以下の振るまい、光源が点源でないことを考慮すると、検証の必要がある。これについては、
明るさのわかっている標準星を使い、linearity を確かめるべきであろう。.

43

4.5

CCD カメラの結露とその除去

CCD の性能を調べる実験を行っていたところ、CCD のチップ面に結露ができていることに気が付いた。結露がついたままでは、きれいな画像を撮ることができないので、これを除去する作業を行った。

4.5.1

冷却と乾燥剤

現在、実験に使用している ST-9XE は、CCD チップ面の結露を防ぐた
めに、CCD カメラ本体に乾燥剤が装填されている。この乾燥剤は、CCD
チップがあるチェンバー内の湿気を吸い、結露の発生を抑えている。乾燥剤は、冷却を繰り返すなどにより、効果が徐々に薄れていくので、再生作業を行う必要がある。

図 4.17: 結露した CCD カメラ。周辺部が結露している。画像の下の黒い図 4.16: CCD カメラの裏側。ファン 部分は、チップ面の下に位置する鏡の左に見える円形が乾燥剤が入って によってできる影。
いるシリンダー

4.5.2

乾燥剤の再生

乾燥剤の再生には、乾燥剤の入ったシリンダーを熱を加えて、乾燥剤が吸収した水分をとばす必要がある。これには、トースターを用いた。シリンダーを直接熱すると、乾燥剤を熱しすぎて必要以上に水分を飛ばしてし
まい、再生が効かなくなってしまうので、一度、トースターを空炊きしてから余熱でシリンダーをベーキングするようにして、加熱した。

44

再生方法は、960W で 10〜15 分空炊きしてからシリンダーを入れ、しばらくそのままの状態で置いておくという作業を数回繰り返した。加熱が終わったら、シリンダーが十分に冷えていることを確認し、CCD カメラに装着した。
結露はかなりひどい状態だったので、再生した乾燥剤を CCD に装填してカメラを冷却し、チャンバー内の湿気を十分吸い取ってから、また再生するという作業を繰り返すことにした。この作業でもなかなか湿気が取れなかったので、再生した乾燥剤を CCD に装填してしばらくおいておき、乾燥剤をいれたプラスチックのケースにカメラごと入れ、CCD カメラ自体を乾燥した状態においた。

4.5.3

CCD チップ面の清掃

結露が乾燥剤の再生だけでは取れなかったので、一度チェンバー内に溜った空気を追い出すために、カメラのプレートを開け、清掃することにした。
CCD カメラの前面プレートを外すと、中の空気は出ていくが、新たに湿気が入ってきてしまうと困るので、清掃には、ドラフトチェンバーを使用した。ドラフトチェンバー内の空気が外気に比べて特別に乾燥している
わけではないが、使用したドラフトチェンバーには、上から空気を送ることができるので、その空気で中に溜った空気を追い出し、新たな湿気が入るのを防いだ。
清掃は、CCD カメラの前面プレートを開け、ガスブローでゴミを取り除き、エタノールを染み込ませたキムワイプで CCD チップ面及び前面プ
レートの保護ガラスを拭いた。

4.5.4

除去作業の結果とまとめ

乾燥剤の再生と CCD チップ面の清掃により、結露の大部分を取り除く
ことができた。 結露を取り除いた時の画像が、図 4.18 である。 結露はほとんど取り除くことができたが、完全にチェンバー内が乾燥した状態に保たれたわけではなく、冷却直後はうっすらと曇ってしまう。乾燥剤の性質として、温度が低い時は湿気を吸収するが、逆に温度が高い時は湿気を放出するという性質を持っていることも関係していると考えられる。
屋外で運用する以上は、結露について何らかの対策をとらなくてはなら
ないし、結露しにくいような運用が必要となる。年に 1 回くらいの乾燥剤の再生をする必要があることを別にすると、冷却のやり方を工夫することができる。急激に冷却すると、結露が生じやすく, それを取り除くまでの

45

図 4.18: 結露を取り除いた時の画像。下に写っている黒い部分は、影の部分。

かなりの時間がかかる。しかし、段階ごとの冷却、例えば、ある温度に冷却してから 10 分間そのままにしておいてから、冷却すると結露が生じにくいし、生じたとしても、急激に冷却するよりも速い時間で結露をとることができる。よって、段階的に冷却することが運用体制として適切であると考えられる。

4.6

性能評価のまとめとフローチャート

以下にこれまでの CCD の性能評価実験についてまとめる。
冷却について• CCD が安定して冷却できるのは、外気温より −32 ℃まで。
• 設定温度までの冷却時間は約 5 分、それ以降は設定温度付近をある
幅をもって揺らぐ。
• dark count は温度の低下とともに、指数関数的に減少し、−15 ℃以降は頭打ちとなる。
• dark count の値は、ある幅をもって揺らぐが、温度の急激な変化のない限り、安定である。
• 結露を防ぐためには、段階的に冷却し、乾燥剤の湿気の吸収スピー
ドに合わせる。
Linearity について46

• dark count、light count は積分時間に対して、線型性を持つ。
pixel について• hot pixel は 1 つ存在し、daed pixel は見つからなかった。
また、以上の結果から CCD の運用の方針は以下のようになる。

• 木曽のデータから運用温度を考えると、
夏:−10 ℃、 冬:−20 ℃• 昼間は、CCD を 0 ℃に保ち、5 ℃ずつ段階的に温度を冷却していくとすると、4 段階の冷却が必要となる。さらに、結露を避けるため、それぞれの温度において 10 分ずつ、その温度のまま、しばらくおいておく。
• dark frame を観測開始時と終了時に、積分時間 5 秒で 10 枚ずつ撮る。
また、天体の観測が可能となるのは、太陽高度が −12 °以下 (薄明終了時) である。日没直後では、まだ空が明るく、かつ、観測時間を長く確保するには、この高度が適切だと考えた。
以上のことを考慮して、CCD の運用のフローチャートを考えると、図4.19 となる。CCD の冷却、画像を撮るなどの動作の開始を決めるのは、
太陽高度で判断することにした。 CCD の観測準備の開始は、太陽高度が 3 °以下とした。これは、画像を撮り始める時間を太陽高度を −12 °とした時、ここで CCD の冷却が終わり、dark frame が撮り終わるまでの時
間から逆算した結果である。観測時間を限られた中でも勢一杯撮るには、観測可能な太陽高度となったらすぐに開始しなくてはならない。ただし、結露を防ぐためには、段階的な冷却が必要である。主に、冷却にかかる時間を考慮して、この値を出した。
light frame の積分時間は、WIDGET の運用体制を参考にした。これによって、短い時間での明るさの変動を捉えることができる。 もちろん、この運用体制は、現在わかっているデータに基づいたものであり、今後も改良・改善する必要があるだろう。

47

CCDフローチャート
冬: temp=０℃
夏: temp=10℃
太陽高度≦-12°no太陽高度≦３°

yes

no
yes
冷却開始
夏: 5℃ 冬: -5 ℃に設定

light frameの取得
積分時間5[sec] , 10枚
no15[min] later
yes

冷却開始
夏: 0℃ 冬: -10 ℃
に設定

冷却開始
夏: -5℃ 冬: -15 ℃に設定
15[min] later

冷却開始
夏: -5℃ 冬: -15℃
に設定

冷却開始
夏: 0℃ 冬: -10 ℃に設定
15[min] later

冷却開始
夏: -10℃ 冬: - 20℃
に設定

冷却開始
夏: 5℃ 冬: -5 ℃に設定
5[min] later

温度測定
揺らぎの範囲以内か?
-10.2≦temp≦-9.8-20.4≦temp≦-19.9

冷却開始
夏: 10℃ 冬: 0 ℃
に設定
no

yes

dark frameの取得
積分時間5[sec] , 10枚

図 4.19: CCD のフローチャート

48

第5章

今後の課題

今回、行った性能評価実験は、実験室で行ったものであるから、木曽に移設するまでに、実際に望遠鏡に CCD カメラを取り付けて、運用試験を行う必要がある。その試験では、木曽に装置を設置してからの課題として、以下の事項が挙げられる。

1. 測光精度
2. 位置測定精度
3. 初期運用を経て、システム全体における性能評価、および改良
1 は、GRB の可視光残光で予想される減光を精度よく測定するために、微小な変化を捉えられるかどうか調査することである。2 は、天球という球面を CCD カメラという平面に投射した際の歪みがないか、あるとした
らどれくらいかを数値化することである。3 は、シムテムを稼働させ、その成果が我々の予想通りに動いてくれるかを評価することである。これによって、不備な点があれば、改善していかなくてはならない。また、不備がなかったとしても、改良が可能であれば、改良することが、観測装置を扱う上では重要であろう。

49

謝辞
卒業研究にあたっては、多くの方々にお世話になりました。宇宙について研究したいと、ずっと思っていたはいたものの、知識がほとんど知識がない状態だったので、先輩方の研究をしている様子を見て、研究室に入った当初は、本当にやっていけるか、かなり不安がありました。何やらわからないことだらけで、研究室のみなさまには、ご迷惑をおかけしました。
また、いろいろと教えてくださり、ありがとうございました。田代先生、寺田先生には、実験でつまずいた時にいろいろアドバイスをいただきました。浦田さんには、望遠鏡の使い方から、実験の解析について、基本的なことから教えていただきました。恩田さん、小高さんには、GRB について、WIDGET について、わからなかったことを丁寧に教えてもらいました。本当にありがとうございました。また、岩切君は、共同実験者として、私が見逃してしまったことを指摘してくれたり、手伝ったりしてもら
い、心強かったです。5 月には、初めて行った木曽は、いろいろなトラブ
ルにみまわれながらも、私にとっては、貴重な経験となりました。理研の玉川先生、くわはらさんにも、お世話になりました。本当に、いろいろな方に助けてもらい、ここまでやってこれたと思います。感謝の気持ちで一杯です。
まだまだ、知識が不足していて、実験屋としての、観測屋としても、未熟者であるので、これからも努力していこうと思います。

50

関連図書
[1] 浦田裕次 『ガンマ線バーストの可視光追観測システムの開発』 東京
理科大学 修士論文 (2001 年度)[2] 恩田香織 『ガンマ線バースト可視光閃光観測システム WIDGET の性能評価』 東京理科大学 卒業論文 (2004 年度)[3] くわはらまこと 『超高視野望遠鏡に用いる冷却 CCD カメラの性能評
価と GRB050408 の観測結果』 東京理科大学 卒業論文 (2005 年度)[4] 岩切渉 『ガンマ線バースト早期可視光追観測システムの開発』 埼玉
大学 卒業論文 (2007 年度)[5] 上原岳士 『ガンマ線バースト多波長即時解析システムの構築とGRB061121 の観測』 広島大学 卒業論文 (2006 年度)[6] 小山勝二・嶺重慎 編集 『ブラックホールと高エネルギー現象』 日本
評論社[7] 上野宗孝 『CCD 解体新書』 天文月報 1995 年 12 月、1996 年 1 月、4月、5 月、9 月[8] 浦田裕次 『東アジア・ガンマ線バースト追観測網の構築とその成果』
天文月報 2006 年 10 月
[9] Steve B. Howell 『Handbook of CCD Astronomy』[10] M.Boer at al 2006,ApJ[11] A.E.RuIZ-VELASCO at el. 2007,ApJ[12] http://hete2.riken.jp:611/widget/[13] http://cosmic.riken.jp/grb/widget/[14] http://tarot.ops-hp.fr/

51