大型光学赤外線望遠鏡の系統化調査
Systematic Survey on the Development and Evolution of Optical and Infrared Telescopes

三神3

泉 Izumi Mikami■要旨「我々の望遠鏡は、いつになったら、こんなすごいオリオン座の写真が撮られるのだろうか。想像もできない！」
このような賞賛の記事が多くのアメリカの新聞に載った。1999 年 1 月 29 日のことである。ちょうど 1 日前、
日本の国立天文台は、すばる望遠鏡で取得したいくつかの天体写真を、初めてプレス公開していた。すばるは、1999 年の初頭にハワイ島のマウナケア山頂で建設が終わり、観測を開始したばかりであった。その後、口径 8.3メートルという、単一鏡として世界最大の反射鏡を持つすばるの焦点に設置された赤外線カメラは、様々な天体を撮像し、この日に備えていた。ほとんど同時期に、ヨーロッパ南天天文台が、口径 8.2 メートルの Very
Large Telescope（VLT 望遠鏡）4 台を、国際 GEMINI 8.0 メートル望遠鏡プロジェクト（アメリカ、イギリス、カナダ等の 6 か国で構成）が、口径 8.1 メートルの GEMINI 望遠鏡を 2 台完成させている。実は、これらの望遠鏡開発は、3 つの国あるいは開発機関が、最遠の宇宙の姿の探索と未知の天体現象解明のため、最も鮮明な焦点の像品質と最大の集光力を競い合った技術の「オリンピック」であった。
この包括的な調査報告書では、光学赤外線望遠鏡に軸足を置き、前半で、天文学と望遠鏡の関係や相互発展の歴史を振り返り、かつ、世界と日本の望遠鏡口径の大型化の推移を述べる。後半では、上の 3 つの 8 メートル級望遠鏡開発チームが、最重要な要素開発、工学的アプローチ、設計、及び進捗管理等の遂行において遭遇した数多くの難問を、最先端技術を駆使してどのように解決したのかについて、すばる望遠鏡をベースに比較説明する。

■ Abstract“Wow, I can’t imagine when our telescope will be able to capture such magnificent images of the Orion
nebula!” Many compliments to the SUBARU Telescope (known as Pleiades in English) were featured
in American newspapers published on January 29, 1999. Just one day prior, the National Astronomical
Observatory of Japan issued the first press release featuring various celestial images taken by the
SUBARU Telescope. Construction of the telescope was completed at the beginning of 1999 on the summitof Mauna Kea, Hawaii, and preliminary operations began thereafter. It had collected celestial images
taken by an infrared light camera, positioned at the focal point of its optical system, representing a singlepiece primary mirror measuring 8.3-meters (27 feet) in diameter—the largest in the world. Around thesame time, the European Southern Observatory constructed four sets of Very Large Telescopes (VLT),
each with an 8.2-meter aperture, and the International GEMINI 8-Meter Telescope Project, involving theUS, UK, Canada, and others, established a pair of GEMINI Telescopes each with an 8.1-meter aperture.
In essence, these three competing projects can be regarded as the Olympic games of giant telescopes,
as they battled for the sharpest image quality and the most substantial light gathering power in the historyof astronomical observation, thereby enabling us to explore the most distant corners of the universe andunveil unknown celestial phenomena.
In this comprehensive survey, the first half describes the history of the relationship between astronomy
and telescopes, their interactive evolution, and the enlargement of telescope apertures worldwide andin Japan, with a focus on optical and infrared telescopes. The second half covers how the three teams
overcame the numerous challenges they encountered during the development of crucial key elements,
engineering, design, and progress control, based on that of the SUBARU Telescope, taking particularfocus on different approaches to solve them with leading-edge technologies.

■ Profile

三神泉

Izumi Mikami

国立科学博物館 産業技術史資料情報センター 主任調査員
1978年
1978年

東北大学工学部機械工学第二学科卒業
三菱電機（株）入社、主に以下の開発業務に従事
電波望遠鏡、大型アンテナ、光学赤外線望遠鏡
1994年 望遠鏡推進グループマネージャ
1997年 すばる望遠鏡プロジェクト部長
2003年 通信情報技術部長
2005年 通信情報コンポーネント製造部長
2006年 京都大学博士（工学）2008年 通信機製作所副所長
2009年 電子システム事業本部 技師長
2010年 太洋無線（株）代表取締役社長
2016年 （一財）衛星測位利用推進センター専務理事
2021年 （一財）宇宙システム開発利用推進機構常務理事
2023年 国立科学博物館 主任調査員、現在に至る■ Contents
1. はじめに……………………………………………… 193
2. 望遠鏡の原理と方式………………………………… 196
3. 天文学と望遠鏡の発展……………………………… 201
4. 近代の光学望遠鏡の大型化………………………… 209
5. 8メートル級巨大望遠鏡の開発競争… …………… 215
6. すばる望遠鏡の貢献を支える設計思想…………… 291
7. おわりに……………………………………………… 300

1 はじめに

子供のころ、初めて望遠鏡を覗いたことを覚えてお世紀後の 1668 年、イギリスのニュートンは、金属をられようか？月や土星の美しさに感動したり、宇宙の磨いた反射望遠鏡を作り、屈折望遠鏡の欠点である色

神秘に心を躍らせたりした経験をお持ちの方が多いの

収差や筒の長さの問題を改善した。その後、屈折式、ではないだろうか。その時手にした望遠鏡は、長い筒

反射式の光学望遠鏡は、材料や加工技術の進化を取りの中にレンズが入った光学望遠鏡だったのでないかと入れ、それぞれが大型化への進化を遂げた。反射式で思う。

は、1780 年代のイギリスのハーシェルによる口径 125

光学望遠鏡とは、目に見える可視光で、遠くのもの

cm 望遠鏡（筒の長さが 12 m）が有名である。屈折式を大きく見えるようにする装置である。1608 年（徳川では、1897 年のアメリカのヤーキス天文台の口径 102

家康が江戸幕府を開いてから 5 年目の年）にオランダcm 望遠鏡（筒の長さが 20 m）が現在でも世界最大での眼鏡製作者リッペルハイが、レンズを組み合わせてある。これらが、19 世紀までの大型望遠鏡の代表例

特許を申請したことが望遠鏡の起源と言われる。これである。しかし、20 世紀になると大型望遠鏡は反射が、屈折望遠鏡の始まりであり、それまで肉眼観測し式に変わる。1910 年から 1960 年にかけて欧米が建かなかった天文観測に大きな変化を与えた。翌年、イ設した口径 2.5 m 級までの多くの反射望遠鏡や 1948

タリアのガリレオは、自作の口径 3 cm 程度の屈折望年に完成したアメリカ・パロマー山 5 m 反射望遠鏡

遠鏡で金星を観測し、月と同様な満ち欠けの存在からなどが、天文学をけん引する。さらに、1960 年から

地動説の正しさを確信して提唱したが、天動説が主流

1980 年の 20 年間に、欧州やアメリカでは口径 2 m かだった当時の宗教裁判で有罪になったらしい。その半ら 4 m の反射望遠鏡の建設ラッシュを迎えた。欧米
はこれらの大規模な望遠鏡の開発、建設、運用の経験を積みながら、赤外線という新しい観測分野を開拓する。これらの豊富な経験を踏まえて、欧米は、20 世
紀末に、それぞれ 8 m 級の巨大な反射望遠鏡を建設した（図 1.1、図 1.2）。
さて、ここで、可視光以外の波長で見える宇宙や、それを観測する望遠鏡に少し触れる。イギリスのハーシェルは、1800 年にプリズムを用いて太陽光を青色から赤色まで分け、赤色より外の目に見えない領域に温度計を置いて温度を測り「見えない波長」である

図 1.1

欧の 8.2 m VLT 望遠鏡

出典：https://www.eso.org/public/austria/images/dsc4081cc/?lang, 2023 年 10 月 27 日閲覧

赤外線を発見した。翌年には、ドイツのリッターが紫外線を発見する。これらの見えない波長が、本格的に天文観測に利用されるのは、光学望遠鏡の発明か
ら 300 年以上も後の 1900 年代まで待たなければならない。アメリカのベル研究所の通信技師ジャンスキー
は、1932 年に、20.5 MHz の電波による天の川銀河の電波源を発見したが、これが、可視光以外の波長による本格的な天文観測の最初だと思われる。電波の存在は、1864 年に電磁波のふるまいを表す方程式を導いたイギリスのマックスウェルが予言した。その存在そのものは、1888 年にドイツのヘルツによって確認され、1901 年のイタリアのマルコーニ通信会社による
大西洋間無線通信に発展する。1932 年のジャンスキー
の発見は、電波の遠距離通信の障害となる空電現象の

図 1.2

アメリカの 8.1 m GEMINI 望遠鏡

出典：https://www.gemini.edu/observing/telescopes-and-sites,
2023 年 10 月 27 日閲覧

測定中に偶然なされたものであり、雷とは異なり恒星時の 1 日の周期で変動する信号成分から見つかった。
7 年後の 1940 年には、アメリカの無線技士レーバー
大型光学赤外線望遠鏡の系統化調査

193

図 1.3194

日本の 8.3 m すばる望遠鏡

が自作の電波望遠鏡で天の川銀河の電波強度地図をとなっていた「天体物理学」の研究の必要性を提唱し作った。これらは、共に電波天文学の基礎となるはずた頃が、日本の天文学の転機だったようである。5 年だったが、光学が主流だった当時の天文学界から注目

後の 1908 年には、日本天文学会が創立され、東京天されることはなかった。しかし、これも、アメリカの文台は、理科年表の初刊を 1925 年に発行した。元国ベル研究所のペンジアスとウィルソンによる 1964 年

立天文台の中村士の「日本天文学の歩み～世界天文年の「マイクロ波宇宙背景放射」の実証で大きな転機を2009 年によせて」によれば、1880 年から 1940 年の間迎える。宇宙背景放射とは、宇宙が高温高密度状態かに東京大学関係者が発表した論文の中で、天体物理学

ら爆発し膨張して現在の宇宙になったとする「ビッグに関する内容がメジャーになったのは 1925 年頃からバン理論」の証拠となる現象である。これも、彼らがだという。太平洋戦争という天文学の停滞を余儀なく測定中だった衛星通信用アンテナの受信電波ノイズがされた時代が終わると、東京大学東京天文台は、1960

アンテナ方向を変えても一定値を示すことから、偶然

年に岡山天体物理観測所に英国製の 1.88 m 反射望遠発見された。可視光ではない波長の天文観測での有用鏡を導入し、1972 年に木曽観測所に日本光学製の 1.05

性や重要性が、明確になった瞬間だったのではと考え

m シュミット式望遠鏡を完成させた。また、京都大学る。このような経緯を踏まえ、欧米は、大型の電波望

理学部は、1973 年に 1.0 m の反射式赤外線望遠鏡を木

遠鏡を続々と建設して電波天文学の黎明期をけん引す

曽の上松に完成させ、これらの望遠鏡が、日本の天体つこうる。そして、観測天文学は、技術の発展とともに、可物理学をけん引した。しかし、その後、1980 年代前半

視光、電波から、さらに、赤外線、紫外線、エックスまで口径 1 m を超える望遠鏡が建設されることはなく、線、素粒子等、様々な波長に展開され、望遠鏡も多様

大型の光学望遠鏡を豊富に持つ欧米との技術的、学術な変化を遂げる。

的な差は否めなかった。そんな日本が、1999 年 1 月の日本に屈折望遠鏡がヨーロッパから伝わったのは初観測で素晴らしい性能を示し、世界を驚かせた「す1613 年と意外と早い。江戸時代の天文観測は、暦のばる望遠鏡」をハワイ島マウナケアの山頂に完成させ正確化が主な目的だった。これは、明治になると、天た（図 1.3、図 1.4）。口径 8.3 m で 1 枚構成の反射鏡（面文経緯度観測等の測地学的な目的に変わる。1903 年、積は 2LDK の部屋と同じ 54 m2）を持つ世界最大の光米国のヤーキス天文台に留学した一戸直蔵が、口径

学赤外線望遠鏡として誕生したすばるは、最遠方銀河

102 cm の屈折望遠鏡で変光星を観測し、欧米で主流の発見を含む様々な天文学上の成果を産み出し、今で国立科学博物館技術の系統化調査報告

Vol.33 2024. March

も世界の天文学者から垂涎の的になっている。

な背景をまとめ、その上で、8 m 級望遠鏡の開発や運この系統化調査報告書は、すばる望遠鏡の開発過程

用面の経験で圧倒的に不利だった日本が、何を拠り所で発生した多くの技術的課題を、日本がどうやって解にしてすばる望遠鏡を成功に導いたのか等を、技術者決したか、また、すばるに施された設計思想は何か等の目線で伝えたい。

につき、主に技術的な側面からまとめる。その一環と

なお、本報告書に用いる望遠鏡という呼称は、○○して、すばると同じ 20 世紀末に完成した 8 ｍ級の望望遠鏡という特記がない限り、可視光や赤外線を観測遠鏡である、欧の VLT（Very Large Telescope）と米する光学望遠鏡、または、赤外線望遠鏡を意味する。

（正確には他国との連合）の GEMINI 望遠鏡の開発経

また、文中で紹介する写真で出典情報を明記していな緯を調査し、すばるの開発アプローチとの差を比較分

いものは国立天文台から提供いただいたもの、及び、析する。また、望遠鏡や天文学の発展に関する歴史的

出典情報のない図表は筆者が作成したものである。

図 1.4

1999 年 1 月の初観測で撮影された干渉し合う銀河
大型光学赤外線望遠鏡の系統化調査

195

2 望遠鏡の原理と方式
第 2 章では、次章以降に登場するいくつかの専門用式の意味を天体観測用の望遠鏡が使う範囲で考える語になじんでもらうため、高校で習ったレベルの物理と、観測天体までの距離はレンズや焦点距離にくらべや数学を用いて、望遠鏡の基本的な原理、概念、構造

はるかに大きいため、―
𝑎 はほぼゼロになり、𝑏 ≅ 𝑓 がなどを説明する。なお、歴史的な経緯から、「光学」

1成立する。これは、遠い天体の観測では、遠近に関わ望遠鏡と表記するが、赤外線望遠鏡やその他の波長のらず同じ焦点面に天体の像が写ることを意味する。

望遠鏡でも共通の考え方が使える場合がある。

よ っ て、 望 遠 鏡 で は、 焦 点 距 離 だ け 離 れ た 位 置 に
CCD（Charge Coupled Device）等の撮像素子を置くだけで、遠近に関わらず複数の星をきれいに写すこと

2.1 光学望遠鏡の原理ができる。双眼鏡やカメラには、接眼部にピント調整（焦点位置を動かし焦点ボケを解消する）機能がある

光学望遠鏡は、レンズを使う屈折望遠鏡と、反射鏡が、普通の天体望遠鏡にはついていない場合があるのはこの理由である。ただし、レンズと撮像素子間の筒を使う反射望遠鏡に大別される。
図 2.1 に、屈折望遠鏡の光学系の原理を示す。左側から出た光は、焦点距離 𝑓 の凸レンズ（対物レンズ）の熱変形等を調整するためには必要であり、これは、5 章で詳細に述べる。

で集光されて右側に焦点を結ぶ。図中、レンズ表裏 2

図 2.2 は、望遠鏡における焦点距離と倍率の関係を

面の曲率中心を通る線を光軸と呼ぶ。光をレンズ左の示す。同じ口径の望遠鏡で月を見ても、焦点距離が短

無限に遠い光軸上の 1 点から出すと、レンズに到来す

いレンズ場合の像は小さく、長い場合の像は大きく見る光は光軸に平行になり、レンズ右の 𝑓 だけ離れたえる。これを倍率と呼び、倍率はレンズの焦点距離を光軸上に焦点を結ぶ。一方、レンズ左の 𝑎 だけ離れた

レンズの口径で割った値（焦点比、F 比と呼ぶ）に比

光軸上の 1 点から出た光は、レンズ右の 𝑏 だけ離れた

例することをガリレオが明らかにした 2.1）。なお、焦

光軸上に焦点を結ぶ。光を出す位置が樹木の根元だと点比が大きくなると、集まる光の量は同じで像が拡大すれば、焦点位置に根元の像が、樹木の頂点からの光するため、観測像の光の密度は小さくなって暗く見えはレンズの中心を直進した線上で右側の 𝑏 だけ離れたることも意識しなければならない。

位置で像を作る。よって、像は逆様になり、倒立像とレンズには色収差という欠点がある。図 2.3 は SK2呼ばれる。この光学系では、以下の式が成立する。

と呼ばれるレンズ用ガラスの屈折率の波長依存性 2.2）
であり、人間の目が見える可視光の波長（400 nm~700nm）で、屈折率が右肩下がりに変化するため、波長
レンズ

正⽴像

倒⽴像

光軸

図 2.1

𝑓𝑓

𝑎𝑎

屈折望遠鏡の光学系の原理図

𝑏𝑏

焦点距離の短いレンズ𝑏𝑏� ≅ 𝑓𝑓�

光軸

焦点距離の⻑いレンズ

図 2.2

196

光軸

国立科学博物館技術の系統化調査報告

𝑎𝑎 𝑎 𝑎望遠鏡の焦点距離と倍率の関係

Vol.33 2024. March𝑏𝑏� ≅ 𝑓𝑓�365.1

1.634

-

-

404.7

1.626

1.742

1.898

488

1.615

1.715

1.869

546.1

1.61

1.704

1.857

587.6

1.607

1.699

1.85

632.8

1.605

1.694

1.845

ごとに焦点位置が動き焦点ボケを引き起こす。
よって、
706.5
1.602
1.689
1.838

ことはできないが、右図では、円の内面の入射角と反

852.1
1.598
1.681
1.83
1 枚のレンズでは、像が虹色ににじんで広がるという射角がほぼ等しいために反射光が大体平行に出ること欠点がある。

が分かる。これが、焦点の原理であり、平行な光を 1

1064

1.595

点に集めるには、円に近い鏡面を作って半径の半分の屈折率

位置を焦点とすれば良いイメージが沸く。正確には、

1.64

鏡面の一番低い点（頂点）からの高さは、光軸から外

1.635
1.63

側に離れる距離の 2 乗に比例する曲面となり、

1.625
1.62
1.615
1.61
1.605

で表される。𝑓 は焦点距離であり、𝑓 は反射面の曲率1.6

半径の 2 倍になる。上式は、望遠鏡や衛星通信アンテ

1.595
1.59

200

図 2.3

400

600

800

1000

ナの鏡面の基礎となるパラボラ（放物面）である。放波⻑ nm

物面が作る焦点では、光軸から横にずれるとすぐピン

レンズ材料 SK2 の屈折率の波長依存性

ボケが発生するため、反射望遠鏡では、ピンボケ補正

この欠点を解消するため、反射鏡型の望遠鏡が生まれた。図 2.4 は、色収差のない反射望遠鏡の原理を示のためのさらなる工夫を鏡面形状に施すことが多い。
この詳細は、5 章で述べる。

す。図 2.1 のレンズの中心で光軸に垂直な線を引き反射鏡の頂点に重ねて、右側の図を左側に折り返した図

2.2 望遠鏡の支持構造となる。多くの線が左側に集中するため少し見にくいが、屈折望遠鏡と基本的に変わらない。この反射望遠
鏡を主鏡と呼び、主鏡の鏡面形状は、図 2.5 に基づく原理で決まる。

レンズや反射鏡からなる光学系を保持し、観測する
天体に望遠鏡を向け、追尾するための支持構造は、赤

図 2.5 左は、円の中心から光を出して円の内面で反道儀方式と経緯台方式の 2 種類に大別される。両方式

射する様子を示し、図 2.5 右は、半径の半分の距離のともに、反射鏡やレンズを内蔵する鏡筒構造と、それ点から光を出して内面で反射する様子を示す。左図でを支える架台からなり、架台が鏡筒の回転駆動を担当

は、反射光が円の中心に戻るため反射光を平行に出す

する。

反射鏡頂点

正⽴像
光軸

倒⽴像

𝑟𝑟𝑟𝑟
𝑧𝑧𝑧𝑧

𝑅𝑅𝑅𝑅

図 2.5

凹⾯反射鏡

反射望遠鏡の原理

𝑧𝑧𝑧𝑧

図 2.4

𝑎𝑎

𝑏𝑏

𝑓𝑓

主鏡の面形状の原理

𝑟𝑟𝑟𝑟
反射⾓
⼊射⾓

𝑅𝑅𝑅𝑅

𝑅𝑅𝑅𝑅/2大型光学赤外線望遠鏡の系統化調査

197

⾼度軸

⾼度軸
鏡筒
⾃転軸

鏡筒
右のように枠体の先端方向を削ったフォーク形状にする場合もある。色々な高度にある星を視野に捉えるため、鏡筒を高度軸回りに回転させて星を捕まえた後に極軸高度軸を止め、その後、極軸回りに日周運動を相殺す

極軸るように動かすだけで良い。コンピュータがなかった
架台
架台
北極星
時代の望遠鏡では主流の方式だった。

架台1970 年代になると、コンピュータの発展とともに四⾓形の枠体望遠鏡の駆動制御技術が大きく進化し、鉛直軸周りと水平軸周りの回転を組み合わせて鏡筒を全ての方向に駆動することが可能になり、日周運動の相殺も 2 軸回転の組合せでスムーズにできるようになる。この方式を経緯台方式、あるいはアジマス・エレベーション
図 2.6

望遠鏡設置場所の緯度と地球の自転軸の関係（Az/El）方式と呼ぶ。図 2.8 がそのイメージであり、安定な構造が作り易い。

鏡筒の回転駆動は、観測したい天体方向に鏡筒を向けるだけでなく、地球の自転によって北極星周りに日周運動する天体を追いかけ、視野の中に天体を保持するために必要となる。図 2.6 は、望遠鏡の設置場所の緯度と地球の自転軸との関係である。図から、望遠鏡の 1 つの回転軸を設置場所の緯度 𝜃 と同じ角度だけ地面から上向きに傾ければ、この軸は地球の自転軸に平行になることが分かる。その軸を時計の針が 1 日に 1周するように改造して自転と反対方向に望遠鏡を回転させれば、日周運動が相殺できる。
この支持方式が赤道儀方式である（図 2.7）。図 2.7
左では、鏡筒が頑丈な四角形の枠体で支えられるが、

図 2.8

この場合、枠体や架台の先端が邪魔して極軸より低高

表 2.1 に赤道儀方式と経緯台方式の比較を示す。表度の星に鏡筒が向かない。これを改善するため、図 2.7から、アマチュア用途等の小型望遠鏡には赤道儀方式

⾼度軸

⾼度軸

鏡筒

鏡筒

極軸

極軸

架台

架台

図 2.7

項⽬

⼤型望遠鏡向け

国立科学博物館技術の系統化調査報告

架台

赤道儀方式の望遠鏡支持構造のイメージ

表 2.1

198

経緯台方式の望遠鏡支持構造のイメージ

赤道儀と経緯台の比較
⾚道儀

経緯台

構造の作り易さ

難しい

易しい

ドームのサイズ

⼤型化する

⼩型化が可能星の追尾の簡単さ

易しい

コンピュータ制御が必要

Vol.33 2024. March

フォーク状のが、研究目的等の大型望遠鏡には経緯台方式が向いてとができるが、視野内の像の歪を補正するための主焦いることが分かる。

点補正レンズを置く場合がある 2.4）。ハーシェル式は、
光軸を斜めにする反射するため、鏡面は傾かせて研磨する必要があり、一般的には実用的な焦点ではない。

2.3 反射望遠鏡の焦点系

カセグレン式、ナスミス式、クーデ式は、凸面の副鏡を主焦点の手前において光を折り返すとともに、焦点

次章以降に登場する大型望遠鏡では、反射望遠鏡が距離を長くして倍率を拡大する。これらの焦点では視主流になる。反射望遠鏡では、図 2.4 の焦点（主焦点

野は広くないが拡大像が観測できるし、最近の研磨技という）の手前に小さな鏡を挿入して折り返し、別の術をもってすれば、主鏡の深い凹面が製造可能であり、位置に焦点を作ることができる。反射望遠鏡の焦点

鏡筒の長さを短くすることができる。現在の規模の大系

きな大型望遠鏡では、カセグレン式、ナスミス式、クーを図 2.9 に示す。いずれの焦点も、その焦点方式2.3）を発明した人名で呼ばれることが多いため、図にそのデ式が多い 2.5）。

発明者名、あるいは命名の背景等を（ ）に示した。主表 2.2 は、主要な焦点の特徴を、光学性能、観測装

焦点式、ニュートン式は最も焦点距離が短く焦点面で置の搭載性、望遠鏡の作り易さの観点で比較したものの倍率が小さいため、小さい面積に広い視野を含むこである。

主焦点式（図 2.7 の原理図）

ニュートン式（Isaac Newton）

ハーシェル式（William Hershel）

主焦点式（広視野化のための補正光学系付）

カセグレン式（Laurence Cassegrain）

ナスミス式（James Nasmyth）

クーデ式（フランス語の肘を意味する coude に由来）

図 2.9

反射望遠鏡の光学系
大型光学赤外線望遠鏡の系統化調査

199

表 2.2
焦点⽅式

主要な焦点の特徴

光学性能

観測装置搭載性

視野

倍率

明るさ

サイズ・質量理由

主焦点（補正光学系付）

広

⼩

明

⼩・軽

鏡筒先端に積載

難

カセグレン

狭

⼤

暗

中・中

主鏡⽀持構造裏⾯
に積載

易

ナスミス

狭

⼤

暗

⼤・重

架台のナスミス
テーブルに積載

易

クーデ

狭

⼤

暗

⼤・極重

床に積載

難

参考文献
の天体観測 , 天文教育年 1 月号 Vol. 20, No. 1, p. 3
2.2	https://jp.optosigma.com/ja_jp/category__opt_
d__opt_d01（2023.6.14 閲覧）
2.3	吉田正太郎 , 1988, 天文アマチュアのための望遠

国立科学博物館技術の系統化調査報告

理由・補正光学系製造が難しい
・補正光学系 / 観測装置⽀
持位置精度が⾼い・観測装置の⽀持位置精度
は⽐較的緩い・反射鏡の数が多い

鏡光学 : 反射編 , 誠文堂新光社

2.1	秋山晋一 , 2008, 望遠鏡の発明とガリレオの初めて

200

焦点の作りやすさVol.33 2024. March

2.4	安藤裕康 , 1998, 世界最大の望遠鏡『すばる』, 平
凡社 , pp. 56-57
2.5	家正則 , 2003, すばる望遠鏡 , 岩波ジュニア新書 ,p. 38

3 天文学と望遠鏡の発展
第 3 章では、望遠鏡を主な観測手段として用いて発年頃から、20 世紀末までの天文学的な発見と望遠鏡展を遂げている天文学や物理学の進化の歴史に触れ、との関係を表 3.1 にまとめた 3.1）。表から、天文観測は

光学望遠鏡以外の観測手段の登場による、観測目的と裸眼観測に始まり、オランダのハンス・リッペルハイ

観測手段の相互的、連鎖的な発展の模様を紹介する。

による屈折望遠の発明で大きく進化し、徐々に反射望遠鏡に変化する流れや、望遠鏡が天文学や物理学の発展に大きな関係を持つ様子、イギリスのアイザック・

3.1 光学望遠鏡

ニュートン、アメリカのアルバート・アインシュタイ
ンやエドウィン・ハッブルらの物理学者の “思考” で天文学の起源と言われる、暦が作られた紀元前 2000
表 3.1

進化を遂げる科学とともに、その実証に貢献する望遠

天文学の歴史と光学望遠鏡の発展との関係
発⾒⼿段

年代

BC 約 2000 年
BC 約 200 年
BC 約 2 世紀

貢献者

主な成果

望遠鏡（⾁眼含む）
種類

⼝径

主な光学系

備考

不明（メソポタミア）

太陰暦

⾁眼

－

－

不明（エジプト）

太陽暦

⾁眼

－

－

－
－

エラストテネス（古代ギリシャ）

地球の⼤きさを測定

－

－

－

思考

ヒッパルコス（古代ギリシャ）

恒星の明るさ（視等級）の分類

⾁眼

－

－

－

－

－

－

思考

1510 年

ニコラウス・コペルニクス（ポーランド） 太陽中⼼説（地動説）を発表

1606 年

ヨハネス・ケプラー（ドイツ）

惑星の運動の法則を発⾒

－

－

－

思考

1608 年

ハンス・リッペルハイ（オランダ）

屈折望遠鏡を発明

屈折

－

レンズ

－

1610 年

ガリレオ・ガリレイ（イタリア）

⽉クレータ、⾦星満⽋け、地動説

屈折

2.6 cmレンズ－

万有引⼒の法則を発⾒

－

－

－

思考

反射

5.1 cm

⾦属反射鏡

－

屈折

20 cm

レンズ

－

1666 年
1668 年

アイザック・ニュートン（イギリス）

世界初の反射望遠鏡を製作

1673 年

ヨハネス・ヘヴェリウス（ポーランド） 対物・接眼レンズ間 46 m の空気望遠鏡を製作

1758 年

ジョン・ドロンド（イギリス）

1781 年
1789 年

ウィリアム・ハーシェル（イギリス）

⾊消しレンズの特許を取得

－

－

レンズ

－

天王星を発⾒

屈折

20 cm

レンズ

ー

⼟星の衛星エンケドラスを発⾒反射

125 cm

⾦属反射鏡－1800 年

太陽からの⾚外線放射を発⾒

－

－

プリズム

－

1814 年頃

－

－

プリズム

－

1819 年

ヨゼフ・フォン・
フラウンホーファー（ドイツ）

分光で太陽光に 700 本の暗線を発⾒ドルバート天⽂台に⾊消望遠鏡を製作

屈折24.4 cm

⾊消しレンズ－

光の波動説を実験的に⽀持

－

－

回折格⼦

思考

1846 年

ヨハン・ゴットフリート ･ ガレ
（ドイツ）

海王星の発⾒屈折

24 cm

⾊消しレンズ－1897 年

アルバン・クラーク
ヤーキス天⽂台（アメリカ）

世界最⼤⼝径の屈折望遠鏡を完成

屈折102 cm

⾊消しレンズ－1905/1915 年

アルベルト ･ アインシュタイン（アメリカ）

特殊相対性理論 / ⼀般相対性理論

－

－

－

思考

1908 年

ウイルソン⼭天⽂台（アメリカ）

世界最⼤⼝径（当時）の 1.5 m 反射望遠鏡を完成

反射150 cm

ガラス反射鏡－1917 年

ウイルソン⼭天⽂台（アメリカ）

世界最⼤⼝径（当時）の 2.5 m 反射望遠鏡を完成

反射250 cm

ガラス反射鏡－－1918 年

ハーロー ･ シャプレイ（アメリカ）

太陽が銀河系の中⼼でないことを発見

反射（ウィルソン⼭ 150 cm
望遠鏡による）

1929 年

エドウィン ･ ハッブル（アメリカ）

宇宙の膨張・ハッブルの法則

反射（ウィルソン⼭ 250 cm
望遠鏡による）－1948 年

パロマー⼭天⽂台（アメリカ）

世界最⼤⼝径（当時）5 m 望遠鏡の完成

反射499 cm

ガラス反射鏡

－1990 年

アメリカ、ヨーロッパ協⼒

ハッブル宇宙望遠鏡の軌道設置

反射238 cm

ガラス反射鏡－1993 年

カリフォルニア天⽂学研究協会（アメリカ）

分割鏡構成で世界最⼤⼝径（当時）10 m のKeck 望遠鏡を完成

反射1000 cm
ガラス反射鏡（等価）－

1998 年

ESO（ヨーロッパ）

主鏡⼀枚鏡構成で世界最⼤⼝径（当時）の 8.2
m VLT 望遠鏡初号機を完成

反射820 cm

ガラス反射鏡

－国⽴天⽂台（⽇本） すばる

主 鏡 ⼀ 枚 鏡 構 成 で 世 界 最 ⼤ ⼝ 径（ 当 時 ）の
8.3 m すばる望遠鏡を完成

反射830 cm

ガラス反射鏡－NOAO（アメリカ） GEMINI

主鏡⼀枚鏡構成の 8.1 m GEMINI 望遠鏡初
号機を完成

反射

810 cm

ガラス反射鏡

－1999 年

大型光学赤外線望遠鏡の系統化調査

201

に

ン・ドロンドは、2 枚の異なるレンズを組み合わせて⽔晶体
網膜

色収差を消す特許を取得し、1819 年、ドイツのヨゼフ・フォン・フラウンホーファーによって望遠鏡に組込まれ、ドイツのヨハン・ゴットフリート・ガレらによる
海王星の発見をもたらす 3.5）。屈折望遠鏡は、1897 年

瞳に完成したアメリカのヤーキス天文台 102 cm 望遠鏡
視神経

図 3.1

（鏡筒は約 20 m：図 3.3 左）でピークを迎え、それ以上のものは、1900 年のパリ万博で展示された口径 125 cm

人間の目の構造（鏡筒は 55 m；図 3.3 右）だが、万博終了後に解体さ鏡の存在との関係等が伺える。表 3.1 内の記述に、必れた。屈折望遠鏡の大型化の限界は、屈折率が均一で要な図を加えて以下、補足説明する。

透明なレンズ用ガラス材の製造と、軽量化や鏡筒短縮

図 3.1 は、人間の肉眼である。肉眼は、水晶体と言うレンズを用いて観測対象からの光を集め網膜上に倒図 3.2 右は、1668 年、ニュートンが自ら磨いた金属立像を作るため、図 2.1 の屈折望遠鏡と同じ原理であ鏡を持つ望遠鏡であり、反射望遠鏡の起源となる 3.6）。

る。肉眼は、
夜間は瞳が開いて約 0.6 cm 直径になるが、ニュートンは、望遠鏡の先端で鏡筒の内側から 3 枚の網膜までの焦点距離から計算すると、当初の裸眼

薄い板で支えた斜めの平面鏡で、反射光を横に折り

観測は、口径 0.6 cm、倍率 3.8 倍の望遠鏡を使った観返し、鏡筒外のニュートン焦点で観測した。鏡筒は測だったということができる。

20 cm 程度とコンパクトであるだけでなく、色収差が3.2）

表において、1610 年、イタリアのガリレオ・ガリ

ないため当時の屈折望遠鏡より鮮明に見えたらしい。

レイが作った屈折望遠鏡（図 3.2 左）のレンズ径（有効1780 年代には、イギリスのウィリアム・ハーシェルが、径）は 2.6 cm、倍率は約 50 倍であった。集光量は鏡筒の外側に直接焦点を結ぶ直径 125 cm の金属鏡をレンズの面積に比例するため、望遠鏡は肉眼より格段搭載した望遠鏡を製造したが、鏡筒が 12 m もあるたに多くの光を集める。レンズの製造技術が悪く焦点距

め、星の追尾には相当の労力が必要だった 3.7）。また、離は長い（筒も長い）ため色収差（図 2.3）はあまり目立厳密に言えば、鏡面は円形開口の中心軸から外の曲面たなかっただろうが、ガリレオは望遠鏡の焦点前に凹でなければならないため、当時の技術では鏡面精度はレンズを置き平行光で観測を行ったため、きれいな悪かったのではと思う。1830 年頃になると、イギリ像は光軸近傍だけだったと思われる。1673 年頃には、スでガラスに銀メッキを施す技術が開発され、金属鏡

ポーランドのヨハネス・へヴェリウスが 20 cm の対がガラス鏡に置き換わる。アメリカのウィルソン山天物レンズと接眼レンズ間の距離が 46 m もある空気望文台は、真空蒸着の反射面を持つガラス鏡を用いて、遠鏡（鏡筒構造がほぼ無い） を作ったが、観測には1908 年に口径 1.5 m の望遠鏡を、続いて 1917 年に 2.5相当苦労したようである。1758 年、イギリスのジョ

m の望遠鏡を建設する。図 3.4 は、2.5 m の望遠鏡とガリレオの屈折望遠鏡（1610 年）
出典：https://tenkyo.net/kaiho/pdf/2008_01/2008-01-01.pdf（2023 年 10 月 8 日閲覧）

ニュートンの反射望遠鏡（1668 年）
出典：https://ja.wikipedia.org/wiki/ザイザック・ニュートン #/media/
ファイル :NewtonstelescopeReplica.jpg（2023 年 10 月 8 日閲覧）

3.3）

3.4）

図 3.2

202

化の難しさ等に起因する。

国立科学博物館技術の系統化調査報告

ガリレオとニュートンの望遠鏡

Vol.33 2024. March米・ヤーキス天文台の 102 cm 屈折望遠鏡（1897 年完成）
出典：https://ja.wikipedia.org/wiki/ ヤーキス天文台（2023
年 10 月 8 日閲覧）

図 3.3

世界最大の屈折望遠鏡

⾚道儀⽅式の望遠鏡全容（1917 年完成）
出典：https://en.wikipedia.org/wiki/Mount_Wilson_Observatory（2023 年 10 ⽉ 8 ⽇閲覧）

図 3.4

パリ万博（1900 年）出典中の 125 cm 屈折望遠鏡（その後解体）
出典：/www.ndl.go.jp/exposition/s2/14.html（2023 年 10 月 8日閲覧）

アルミ蒸着直後の 2.5 m 主鏡
出典：http://www.ee.nmt.edu/~teare/mirrorCoating.html（2023 年 10 月 8 日閲覧）

ウィルソン山天文台の 2.5 m 反射望遠鏡と蒸着後の主鏡

アルミの真空蒸着による反射膜成膜直後の主鏡の写真である。反射望遠鏡は、製造技術の進化とともに更なる大型化が進み、アメリカは、1948 年、パロマ―山

3.2 電波望遠鏡

天文台に 5 m のヘール望遠鏡を建造する。これらは、電波による宇宙観測が可能になったのは 1900 年代

全て、建設当時、世界最大の望遠鏡である。これらの前半からと可視光観測に比べて遅いが、これは無線通

望遠鏡は、天体までの距離の測定方法、宇宙の膨張に信技術の発展が必要だったためである。表 3.2 は、ア関するハッブルの法則の発見など、天文学の歴史上、メリカで電波観測の基礎実験がなされた 1932 年から、極めて重要な発見をもたらした。その後、反射望遠鏡

日本の電波天文学上の大エポックがある 1982 年まで

は、1990 年打ち上げのハッブル望遠鏡に代表される宇の半世紀を電波望遠鏡の黎明期として、この間の天文宙望遠鏡や、20 世紀末に日米欧がほぼ同時に完成さ学的成果と電波望遠鏡の関係を示す。表から、電波望せた 口径 8 m 級の地上設置望遠鏡という大規模化に遠鏡による宇宙観測は、低周波数から高周波数へ、大進化を遂げる。

規模化（口径×周波数、合成開口等）への流れが見て

3.8）

大型光学赤外線望遠鏡の系統化調査203

表 3.2

電波天文学の黎明期における主な天文学的発見と電波望遠鏡の発展
発⾒⼿段

年代

貢献者

主な成果
種類

⼤きさ

周波数帯

備考

1932 年

カール・ジャンスキー
（アメリカ）

いて座⽅向からの電波を補⾜、発⾒

アンテナ
アレイ

30 m ⻑
6 m⾼20.5 MHz－

1940 年

グロート・レーバー（アメリカ）

本格的な電波望遠鏡で天の川銀河の電波地
図を作成

パラボラ
アンテナ

9m
円形開⼝

159 MHz－1942 年

ジェームス・ヘイ（イギリス） レーダに混信の発信源不明⼲渉波を観測ー

不明

1.4 GHz

対航空機
レーダによる

ー

ー

ー

思考

1946 年1950 年代マーティン・ライル（イギリス）

ハロルド・ユーエン
1951 年 （アメリカ）
エドワード・パーセル

⼤⼝径電波望遠鏡と等価な空間分解能の実現のための合成開⼝技術の開発

マラード電波天⽂台に、1 マイル電波望遠
ダイポール
鏡、5 km 電波望遠鏡（共に合成開⼝観測）
アンテナ
を建設

8.9 m ⻑アン
8.15 MHz
テナ 60 式－

中性⽔素原⼦から放射される 21 cm のスペク
トル線を天の川銀河の渦巻の腕から初観測

⾓錐ホーン
アンテナ

約1 m
正⽅開⼝

1.42 GHz－

76 m 電波望遠鏡を建設

パラボラ
アンテナ

76 m
円形開⼝

3 GHz

－

パラボラ
アンテナ

26 m
円形開⼝

GHz 帯

－

1957 年

ジョドレルバンク天⽂台（イギリス）

1959 年

アメリカ最初の Tatel 電波望遠鏡を建設し、国⽴電波天⽂観測所・NRAO
1960 年から地球外からの通信電波探査を（アメリカ）
実施

1964 年

ロバート・W・ウィルソン
宇宙マイクロ波背景放射を宇宙の全⽅向か ホーンリフレ
クタアンテナアーノ・ベンジアス（アメリカ） ら受信し、ビッグバンの証拠を発⾒

約6 m
正⽅開⼝

4.1 GHz－1967 年

ジュリスン・バーネル
光学望遠鏡では⾒えないパルサー天体（中 ダイポールア
アントニー・ヒューィッシュ性⼦星）を発⾒ンテナアレイ（イギリス）

アンテナ
2000 式81.4 MHz－

1968 年

チャールズ・タウンズ（アメリカ）

メーザの発明による星間物質としてのアン
モニア分⼦（NH3）、⽔分⼦（H2O）の発⾒－－

1971 年

マックス・プランク研究所（ドイツ）

初の 100 ギガヘルツ帯電波望遠鏡をエフェ
ルスベルグに建設

パラボラ
アンテナ

100 m
円形開⼝

100 GHz－1970 年

L.E. スナイダー、D. ビユール 星間分⼦イソシアン化⽔素（HCN）の発⾒（アメリカ）
で、暗⿊星雲のトレースを可能に

パラボラ
アンテナ

10 m
円形開⼝

30 GHz以上－

1972 年

mm 波観測⽤ 6 m 電波望遠鏡を国⽴天⽂台
森本雅樹、海部宣男（⽇本） 三鷹に建設してパラ H2CO 分⼦、OCS 分⼦の新しい遷移を発⾒

パラボラ
アンテナ

6m
円形開⼝

30 GHz以上－

1982 年

mm 波観測⽤の 45 m 電波望遠鏡を野辺⼭
東京⼤学東京天⽂台（⽇本） に建設し銀河系中⼼のブラックホール等を
発⾒

パラボラ
アンテナ

45 m
円形開⼝

100 GHz

－図 3.5

 宙からの電波を初観測したジャンスキーとその宇
アンテナ

出典：https://en.wikipedia.org/wiki/Karl_Guthe_Jansky#/media/
File:JanskyatAntenna_hi.tif（2023 年 10 月 10 日閲覧）

204

望遠鏡

国立科学博物館技術の系統化調査報告

Vol.33 2024. March

図 3.6

メーザー
23.7 GHz （マイクロ波
増幅器）

レーバーが自作したパラボラ電波望遠鏡

出典：https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/8/8 b/
Grote_Antenna_Wheaton.gif（2023 年 10 月 10 日閲覧）取れる。

スキーの貢献は電波望遠鏡で観測する電波強度単位

アメリカのベル研究所の電波技師、ジャンスキーは、（記号：Jy）として生きており、1 Jy は、1 m2 の面積

1932 年、長さ約 30 m、高さ約 6 m の 20.5 MHz 用ア

で 1 Hz あたりのエネルギー流量が 10-26 W 時の電波

ンテナアレイを用いて空からの電磁波を捕捉した。こ放射強度である。1964 年、アメリカのベル研究所のれは、無線に影響する空電電波の測定で偶然発見され電波技師であるベンジアスとウィルソンは、衛星通信

た。図 3.4 は、ジャンスキーの使用設備だが、彼は受信用だった中古の約 6 m 開口のホーンリフレクタアン

した電波ピークの周期が地球の自転周期と一致するこ

テナ（図 3.7）を用い、異なる高度角の空から飛来するとに着目し、宇宙から飛来した電波だと結論付けた

3.9）

。

4.1 GHz 帯の雑音温度と、液体ヘリウムで冷却したコー

この論文に刺激を受けたアメリカの無線機器メーカのルドロードの熱雑音温度とを比較した 3.12）。このデータ

通信技師レーバーは、イリノイ州の自宅に世界初の 9にはアンテナ高度角を変えても一定の雑音温度が記録

m 口径パラボラ式電波望遠鏡（図 3.6）を作り、空電観されていたが、後年、これがマイクロ波宇宙背景放射、測を行った。彼は、1940 年に天の川銀河の電波地

つまりビッグバン理論を実証する発見となり 3.13）、電波図を作成して電波観測の有用性を天文学界に訴求した観測の天文学への貢献が認知された。1950 年代からが、ジャンスキーとともに可視光観測が主流の当時はは、欧・米・英・露・豪らが数 10 m 口径の巨大な電相手にされなかったようである

波望遠鏡（図 3.8）を続々と建設し、パルサー天体の発

3.10）。しかし、ジャン

3.11）

見、星間分子の発見等で、電波天文学の発展をけん引する。日本でも、戦後まもなく太陽電波観測を主な目的とし、東京天文台に 10 m 口径の赤道儀式の 3 GHz
電波望遠鏡が誕生した（図 3.9 左）。そして、約 20 年
後の 1972 年に、東京天文台の森本雅樹、海部宣男（共に故人）を始めとする電波天文学者らが、口径 6 m のミリ波望遠鏡（図 3.9 右）を開発して星間分子の観測を行い、天文学上の成果をあげた 3.14）。この成果は、後年、日本の電波天文学を一気に世界レベルに押し上げ、かつ、日本の高い技術力を世界に知らしめる国立天文台
野辺山の 45 m 電波望遠鏡（図 3.9 下、三菱電機が望遠
鏡本体を開発し 1982 年完成）に繋がる。そして、こ図 3.7

 宙マイクロ波背景放射を発見したベル研究所の宇
アンテナの 45 m 電波望遠鏡で培った技術が、後年のすばる望
遠鏡に大きな影響を与える。

出典：https://en.wikipedia.org/wiki/Cosmic_microwave_
background#/media/File:Horn_Antenna-in_Holmdel,_New_
Jersey_-_restoration1.jpg（2023 年 10 月 10 日閲覧）

た宇宙の新しい姿を知るための手段として認められ、イギリスの 76 m Lovell 電波望遠鏡（3 GHz、1957 年完成）
出典：https://en.wikipedia.org/wiki/Radio_telescope#/media/
File:Lovell_Telescope_5.jpg（2023 年 11 月 14 日閲覧）

アメリカの 25 m Tatel 電波望遠鏡（1.4 GHz、1958 年完成）
出典：https://en.wikipedia.org/wiki/Radio_telescope#/media/
File:Goldstone_DSN_antenna.jpg（2023 年 11 月 14 日閲覧）

図 3.8

以上の様に、電波望遠鏡は、可視光では見えなかっ欧米の電波望遠鏡
大型光学赤外線望遠鏡の系統化調査

205

東京天文台三鷹 10 m 太陽電波赤道儀望遠鏡（3 GHz、1953 年頃）

東京天文台三鷹 6 m ミリ波望遠鏡（1970 年完成）

国立天文台野辺山 45 m ミリ波望遠鏡（1982 年完成）

図 3.9

日本の電波望遠鏡

自ら発展した。それとともに、可視光以外の電磁波にInterferometer Gravitational-Wave Observatory） による天文観測の重要性を示し、観測天文学に大きな転よって初めてその存在が確認された 3.16, 3.17）。LIGO の機をもたらしただけでなく、光学天文学にも影響を与

光学系原理図を図 3.10 に示す。レーザー部から発射えたものと考える。

されるビームは、ビームスプリッタと言う特殊な反射板で異なる 2 つの方向に分けられ、約 40 km 先の 2
つの平面鏡でそれぞれ逆方向に反射される。ルートを

3.3 その他の望遠鏡逆戻りした反射ビームは再度ビームスプリッタに到達
し、ここで、1 本のビームになり光検出器に導かれ、電波が新しい宇宙の姿をとらえることを知った後、各ビームが通過した距離の差でできる干渉縞の変化を望遠鏡は他の電磁波や粒子の観測を行うため、更なる観測する。LIGO を約 4000 km 離れたルイジアナ州、

進化を遂げる。表 3.3 に、特殊な用途の望遠鏡の種類

ワシントン州に 1 式ずつ設置し、重力波によって発生と特長をまとめる。表から、2 章で紹介した光学系のする距離変化の振動と、同じ振動を検出した 2 式間の原理（集光光学系）はガンマ線より長い波長で使われ時間差を測定して重量波の到来方向を同定する。なお、ること、屈折望遠鏡はほとんど可視光観測に限られてこの時間差の最大値はシステム間距離を光速で割った

おり、その他は反射鏡を用いていることなどが分かる。

値となることから、距離方向に近い重力波の発生源で

表中、重力波とは、アインシュタインがブラック

は、概ね 4000 km/300000 km = 0.013 秒となる。よっホールの合体のような大きなエネルギー現象によって、その他の方向でも、十分に検出が可能である。

もので素粒子の 1 つであるニュートリノは、水を通過する

あ り、2015 年 9 月 14 日、 ア メ リ カ の LIGO （Laser

際に水チェレンコフ光を発光する。この性質を利用て発生し、光速で宇宙を伝わると予言した

206

国立科学博物館技術の系統化調査報告

3.15）

Vol.33 2024. March表 3.3
望遠鏡名称

様々な粒子や電磁波を観測する特殊な望遠鏡の種類
集光光学系＊

観測波⻑

観測原理（例）

重⼒波

NAレーザー⼲渉計の⼲渉縞変化を⽤いて重⼒波の振動に対応する光学距離の変化や発⽣時間を観測

NA

ニュートリノNA

タンク内の⽔をニュートリノが通過時に発⽣するチェレンコフ光をタンク周囲に設置の光電⼦倍増管で観測NA

多数の⼩孔を持つ鉛のコリメータの⽳と並⾏に通過するガンマ線をヨウ化ナトリウム板にあて光に変換し光電⼦倍増管で直接観測

NA

ガンマ線

≤ 10 pm

X線

反射鏡

レンズ

宇宙から⼤気突⼊後に発⽣するチェレンコフ光を集光し、焦点⾯設置の光電⼦倍増管で直接観測（光学望遠鏡に相当）〇

×10 pm~10 nm

⼊射⾓が 89 度程度の円錐型反射板をバームクーヘン状に並べて X 線を集光し、焦点⾯設置の CCD カメラ等で直接観測

〇

×

紫外線

10 nm~400 nm

凹⾯の反射鏡で集光して焦点を作り、焦点⾯設置のフォトカソード、CCD 等の検出器で直接観測

〇

×

可視光

400 nm~800nm

凹⾯の反射鏡、⼜は凸レンズで集光して焦点を作り、焦点⾯設置の CCD等の検出器、あるいは接眼鏡を⽤いて⾁眼で直接観測

〇

〇

⾚外線

800 nm~1 mm

凹⾯の反射鏡（凸レンズが使える波⻑あり）で集光して焦点を作り、焦点⾯設置の CCD 等個体撮像素⼦の検出器で直接観測

〇

△

電波

≥ 1 mm凹⾯の反射鏡で集光して焦点を作り、焦点⾯設置のホーンや波⻑帯素⼦
等の検出器で直接観測〇

×

注：＊は望遠鏡の主たる光学系を意味し、検出器の光学系ではない。

図 3.10

LIGO 重力波観測システムのスケッチ

図 3.11

カミオカンデの構造

出典：https://www.jps.or.jp/information/docs/70-02 GW.pdf（2020 年 10 月 10 日閲覧）

出典：https://www-sk.icrr.u-tokyo.ac.jp/hk/special/yonde01/（2023 年 10 月 10 日閲覧）

し、巨大なタンク内の水とタンクの周囲に微弱な光を面を透過しないよう、円錐状の筒の内側に反射面を備電子に変える光電子倍増管を貼り巡らせたカミオカン

えて入射角を 89°程度に制限し、2 回反射させて焦点

デ（1983 年完成）は、超新星爆発からのニュートリノ
を世界で初めて観測した。図 3.11 はカミオカンデの構造 3.18）である。これも、普通の望遠鏡とは似ても似つかないイメージの観測装置であることが分かる。
健康診断に使う X 線（レントゲン線）は金属や石も透過する為、非破壊検査や電子顕微鏡等にも広く使われる。このＸ線を観測する望遠鏡には、興味深い技術が使われる。図 3.12 その概念を示す 3.19）。Ｘ線が反射

図 3.12斜入射型 X 線望遠鏡の概念図

大型光学赤外線望遠鏡の系統化調査

207

に導く。これをバームクーヘン状に多層に並べて集光

3.9	Karl G. Jansky, 1933, “Radio Waves from

面積を増やす斜反射型望遠鏡であり、人間の知恵の結Outside the Solar System” , Nature, Volume 132,

晶と言う感じがする。X 線の中でも、30 nm 以上の長p. 66

い波長は、通常の反射鏡望遠鏡を用いる。

3.10	h ttps://www.nist.gov/image/backyard-radio-

以上、肉眼観測から始まった観測手段の進化と、天telescope-editedjpg（2023 年 7 月 14 日閲覧）

文学や物理学の発展との関係の一部を紹介した。偶然

3.11	K e i t h M a r t i n , 2 0 1 7 , G r o t e R e b e r , R a d i o

発見された現象の発生原因は何か、天才的な学者がAstronomer, Taking Measure Just a Standard

頭の中で発見した理論が本当かという課題が生まれ、

Blog, NIST

それらを解くため、より見える “新しい手段” を開発

3.12	h t t p s : / / w w w . f l i c k r . c o m / p h o t o s /し、それによってまた新たな現象の発見や知的好奇心

nasacommons/16315677368（2023 年 7 月 14 日閲をそそる新しい課題が生まれるという、連鎖の関係で

覧）

観測手段や科学が発展してきたことに改めて感銘を受

3.13	R OBERT W. WILSON, 1978, THE COSMIC
MICROWAVE BACKGROUND RADIATION,

ける。

Nobel Lecture
参考文献

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月 , pp. 32-38

国立科学博物館技術の系統化調査報告

040503
設 , カミオカンデシリーズで生まれた 2 つのノー

0766065703, pp. 35-37

208

1999 年 1 月 , pp. 42-52

Vol.33 2024. March

4 近代の光学望遠鏡の大型化
第 4 章では、大口径化の道を歩み続けている世界のと、イギリスを含む欧州がそれを追いかけている様子

反射望遠鏡の建設における、口径、鏡筒・架台構造、が分かる。また、1970 年代前半までは全てが赤道儀

主鏡の構成等の歴史的経緯を俯瞰し、日本の反射望遠方式であるが、経緯台方式は 1976 年にソ連（当時）が鏡の大型化の歴史との比較考察を行う。

建造した口径 6 m BTA-6 望遠鏡（当時の世界最大口径だが、精度はあまり良くなかった）と、1977 年にアメリカが建造した口径 4.8 ｍ（分割鏡）のＭＭＴ望遠

4.1 世界の大型望遠鏡 （地上設置）

鏡から始まったことが分かる。その後、経緯台方式と赤道儀方式は 1989 年まで並走して建造されたが、赤図 4.1 は、アメリカがウィルソン山天文台に世界最道儀方式の殆どは欧州であり、伝統技術を重んじる欧大口径（当時）の 2.5 m 反射望遠鏡を完成させた 1917

州の気質が伺える。1990 年以降は仰角固定の望遠鏡

年から、2010 年頃までの約 90 年間に作られた、世界を除き全てが経緯台方式に変わる。これは、第 2 章での口径 2 ｍ級以上の主な光学赤外線望遠鏡の建造経説明した通り、コンピュータを利用した駆動制御で経緯を示す。図中、単一鏡とは主鏡が 1 枚構成のも緯台方式が実用可能になり、望遠鏡構造やドームの小の（図 4.2 左）、分割鏡とは複数の小型の鏡（セグメン型・軽量化による建造費の節約が図られたことによる。

ト鏡）を組み合わせて主鏡を構成するもの（図 4.2 右）小型・軽量化の差を示す例として、1948 年の完成後、を表す。また、口径は、昔からの慣習で使われてきた

20 世紀後半の天文学を牽引した米・パロマー山 5 m

外口径を使い、研磨精度が出ている有効口径（開口径：

望遠鏡（赤道儀方式）の開所式と、1999 年に日本がハ外口径よりわずかに小さい）ではない。また、図には赤

ワイ島マウナケアに完成させた 8.3 m すばる望遠鏡

道儀方式と経緯台方式の建設年代の境界線も示した。

（経緯台方式）の開所式の写真を、それぞれ図 4.3 左、

図から、20 世紀の殆どの期間にアメリカが世界最図 4.3 右に示す。図中、丸印で示す主鏡や招待された

大口径の反射望遠鏡を持ち、建造数も圧倒的に多いこ人の大きさと望遠鏡構造の大きさを比較すれば、経緯

4.1）

⽇⽶欧がほぼ同時に単⼀鏡の 8 m 級望遠鏡を建設
⼝径 m
14

スペイン・⽶・メキシコ︓ラ・パルマ⼭
Canaria分割鏡 10.4m

⽶・デイビス⼭HET分割鏡 9.2m
（仰⾓固定）
ソ連・コーカサス⼭脈
BTA-6 6m
⽇・マウナケア⼭

12108

⽶・パロマ―⼭ヘール 5.08m

64

欧⽶他共︓グラハム⼭
LBT 8.4mX2

⽶・マウナケア⼭
Keck分割鏡10m×2台

すばる 8.3m

欧・ラ・パルマ⼭
WHT 4.2m
⽶・ホプキンス⼭
MMT分割鏡 4.8m
⽶・ホプキンス⼭
MMT分割鏡 4.8m

欧・アタカマ砂漠 VLT
8.2m×4台

⽶・ホプキンス⼭
MMT6.5m
中・興隆
LAMOS分割鏡4.9m
欧・アタカマ砂漠
VISTA 4.1m

⽶・キットピーク
WIYN 3.5m(天頂固定）

加仏⽶・マウナケア⼭
CFHT3.9m（⾚外線）

⽶・ウイルソン⼭
フッカー 2.5m

南アフリカ︓サザーランド
SALT分割鏡 10m（仰⾓固定）
⽶・マウナケア⼭
アタカマ砂漠GEMINI 8.1m×2台

⽇・⻄はりまなゆた 2.0m

2
0
1910

1920

1930

1940

1950

経緯台⽅式

⾚道儀⽅式

⽇・岡⼭
1.88m
1960

1970

1980

1990

2000

⽇・東⼤・ハレアカラ
マグナム 2.0m
2010
完成年○：アメリカ、△：イギリス・欧州・カナダ、◆：旧ソ連、×：オーストラリア、□：⽇本、■：複数国協⼒、：その他の国
特記がない場合は単⼀鏡を⽰す。

図 4.1

20 世紀から 2010 年までの世界の 2 m 級超の大型反射望遠鏡建設経緯
大型光学赤外線望遠鏡の系統化調査

209

鏡が⼀枚構成の鏡材を研磨

複数の⼩型セグメ
ント鏡並べる構造
で、隣り合うセグメ
ント鏡間の隙間が⾒える

主鏡が分割鏡構成の望遠鏡
出典：https://ja.wikipedia.org/wiki ジェーム
ズウエッブ宇宙望遠鏡 #/media/Fille:WST_
Full_Mirror.jpg （2023 年 10 月 15 日閲覧）

主鏡が単一鏡構成の望遠鏡（すばる望遠鏡の例）

図 4.2

主鏡の構成
ホースシュー（⾺の蹄形状の軸受回転部）

鏡筒トラス

8.3 m 主鏡

鏡筒⽀持枠

静圧軸受

5 m 主鏡

静圧軸受
架台

架台

1948 年のパロマー山 5m ヘール望遠鏡開所式
出典：https://photoarchive.lib.uchicago.edu/db.xqy?show=browse6.xml%7C215#:~:text=Dedication%20ceremony%20of%20the%20200%2
Dinch%20reflector%20telescope,in%20honor%20of%20astronomer%
20George%20Ellery%20Hale（2023 年 10 月 17 日絵閲覧）

図 4.3

パロマー山 5 m ヘール望遠鏡開所式（1948 年）とすばる望遠鏡開所式（1999 年）

台方式のコンパクトさに比べて赤道儀方式の複雑さと構成で口径 8 m 級の世界最大の反射望遠鏡が 3 種類

巨大さが分かるとともに。約半世紀の間の工学や技術完成した。アメリカ GEMINI（8.1 m）、欧州 VLT（8.2の進化が見て取れる。しかし、手計算や計算尺に頼らm）、日本のすばる望遠鏡（8.3 m）である。口径 2 m

なければならなかった 1940 年代頃の、アメリカの巨

超の望遠鏡を一切持っていなかった日本が、単一鏡と大構造の設計や製造技術の高さ

して世界最大の望遠鏡を、欧米と同じタイミングで作には、賞賛すべき

4.2）

り上げたことは注目に値するため、その背景について

ものを感じる。

210

1999 年の 8.3 m すばる望遠鏡開所式

1990 年から 2000 年までの 10 年間の望遠鏡でも、少し触れる。それまで、日本には、1960 年にイギリ

その建造数、口径共にアメリカが他を圧倒するが、20スから導入した岡山天文物理観測所の 1.88 m 望遠鏡

世紀と 21 世紀の変わり目を挟む数年の間に、単一鏡しかなかった。21 世紀になれば、東京大学のマグナ

国立科学博物館技術の系統化調査報告

Vol.33 2024. March

ム望遠鏡（マウイ島ハレアカラ、2015 年に撤去）や西建設や運用コストの大規模化から、国単独ではなく多はりま天文台のなゆた等の 2 m 級望遠鏡ができるが、くの国が参加する国際協力下の建設が増える。ヨー

日本にとって、20 世紀は大型光学望遠鏡の開発経験

ロッパ連合が建造中の 39 m ELT 望遠鏡（792 枚の分を積む機会が殆どなかった時代であり、3 m ～ 5 m

割鏡）、米、日、インド、カナダ、中国が建造中（現級の望遠鏡建設から多くの経験を積んだ欧米とは状況

地事情により現在は中断中）の 30 m TMT 望遠鏡（492が異なる。GEMINI、VLT、すばる望遠鏡の 3 つの開枚の分割鏡）など、天文観測と言う平和目的のため、発チームは「8 m クラブ」と呼ばれた関係ではあった世界が協力し合うスタイルは大歓迎である。

が、内情は、最大口径、初観測の日、最高性能を競った 20 世紀末の「巨大望遠鏡の開発オリンピック」であった。この競争に、日本は圧倒的なハンディキャッ
プを持ったまま参加したのである。このオリンピック

4.2 日本の大型望遠鏡

におけるすばる望遠鏡の開発経緯や開発関係者の健闘

日本で作られた初の屈折望遠鏡は、長崎の御用眼鏡の様子が本書の主要テーマであり、3 つの望遠鏡の開師、森仁左衛門（1673-1754）によるもの（図 4.4 左）で発手法を比較する形態で、5 章以降に説明する。

あり、この中に有効径 7.3 cm、倍率約 10 の望遠鏡 4.4）

21 世紀は、更なる大口径化を目指すため、1 枚鏡でがある。反射望遠鏡では、国友一寛斎（1778-1840）製

はなく分割鏡構成の望遠鏡の開発に変わる。そして、造のもの（図 4.4 右）が最初であり、1833 年に天文観

E. Wolf 氏所有の森仁左衛門製作の屈折望遠鏡（左上の対物レンズ木枠にその名が明記）
出典：https://www.jstage.jst.go.jp/article/jhsj/54/274/
54_53/_pdf（2023 年 10 月 17 日絵閲覧）

長浜市長浜城歴史博物館蔵の国友一寛斎作の反射望遠鏡
出典：https://kunitomo-teppo.jp/ikkansai/story/（10 月17日閲覧）

図 4.4

図 4.5

江戸時代の国友一寛斎製作の反射望遠鏡（長浜市長浜城歴史博物館蔵）

1925 年独から購入の 65 cm 屈折望遠鏡（東京大学東京天文台三鷹）

図 4.6 1960 年英から購入の 1.88 m 光学望遠鏡（赤道儀）（東京天文台岡山天体物理観測所）

出典：https://www.city.tottori.lg.jp/www/contents/
1425107882625/html/common/54 f66 b0 d093.htm

大型光学赤外線望遠鏡の系統化調査

211

9

国⽴天⽂台
ハワイ島マウナケア⼭
すばる 8.3m DD

⼝径 m

8

⾚道儀⽅式

経緯台⽅式

7
6
5

兵庫県
⻄はりま天⽂台
なゆた 2.0m FD

県⽴ぐんま天⽂台
1.5m FD

4NICT 三鷹光通信 1.5m DD

3ISAS 相模原
⾚外線 1.3m FD

国⽴天⽂台
岡⼭天体物理観測所
1.88m GD

2
1

NAOJ ⽊曽シュミット 1.05m GD

0
1950

1960

1970

国⽴天⽂台三鷹
⾚外線シミュレータ
銀河の森
1.5m FD
天⽂台
りくり
1.15m GD

名古屋⼤・
南ア IRSF
1.4m FD

台湾中央⼤学 2.0m
FD

みさと天⽂台1.05m GD

1980

広島⼤学・かなた（国⽴天⽂台から移設）
1.5m FD1990

阿南市科学センター
1.13m GD

名⼤・ニュージーランド
MOA 1.8m FD

2000

年

仙台市天⽂台ひとみ 1.3m FD

京都産業⼤学荒⽊ 1.3m FD
⽯垣天⽂台
むりかぶし
1.05m FD2010

△︓外国製、□︓三菱電機製、 ●︓⻄村製作所製、×︓⽇本光学製、■︓移転の際に⻄村製作所が架台を更新
GD:ギアドライブ、FD: フリクションドライブ、DD:ダイレクトドライブ

図 4.7

日本の口径 1.05 m 以上の望遠鏡（1960 ～ 2010 年：運用中のもの）

測を行ったとされる 4.5）。この鏡面精度を現在のレーザー干渉計で測定すると、有効口径 60 mm 内の放物

図 中、 木 曽 の シ ュ ミ ッ ト 以 降 の 大 望 遠 鏡 と し て面の精度は 160 nm であることが分かった。江戸時1988 年に完成した ISAS 相模原キャンパスの口径 1.3

代に幕府の天文方が行った天文観測は、主に暦の精度

m 赤外線望遠鏡には、筆者にとって忘れられない思と測量精度の向上が目的だったようである。

い出がある。1987 年頃、すばる望遠鏡計画の前身で

4.6）

212

と三菱電機であることが分かる。

明治になると、経緯度、暦、時間の高精度化を主ある口径 7.5 m の光学赤外線望遠鏡 JNLT の技術検討目的とする天文観測の遂行のため、東京天文台（現在会 4.9）に参加していた筆者を含む三菱電機の技術者達の国立天文台）が 1888 年に麻布に設置され、1885 年

は、「経緯台方式」の衛星通信用大型アンテナや野辺頃に内務省地理局がイギリスから購入した口径 20 cm

山 45 m 電波望遠鏡の設計経験があるが、光学望遠鏡の屈折望遠鏡を移設し、1929 年に 65 cm の大型屈折の開発経験はない。この状況を打開するためか、技

望遠鏡（図 4.5）をドイツのツァイス社から購入した

4.7）

。

術者たちの実力を見極めるためか、ISAS 赤外線天文

その後、天文学の停滞を余儀なくされた日中戦争や第学の教授（当時）の奥田治之は三菱電機に対し、「口2 次世界大戦を経て、国立天文台は、1960 年に岡山天径 7.5 m の前にもう少し小さい望遠鏡を作ってみない

体物理観測所に口径 1.88 m の反射望遠鏡（図 4.6）を購か」と持ち掛け、予算を投じた。このような経緯で、入し、当時、世界第 7 位の大口径望遠鏡による天文観

100％日本の設計による 1.3 m 反射望遠鏡が、1988 年、測を開始した。この勢いは、1974 年の東京大学木曽相模原キャンパスに誕生した（図 4.8 左上）。

観測所の日本光学製 1.05 m シュミット望遠鏡に続く。

選択された経緯台方式は、技術者達にとっては、慣

岡山の 1.88 m 望遠鏡から 2010 年頃までの、日本の口れた構造だった。この望遠鏡は、すばる望遠鏡の工学

径 1.05 m 級以上で運用中の望遠鏡の建設経緯を図 4.7

的・技術的な基礎を学ぶだけでなく、すばるで採用をに示す。なお、三菱電機は、1974 年に、3.89 m ア

検討中だったアメリカの Corning の超低膨張ガラス

ングロオーストラリア望遠鏡（AAT）の架台と制御装（ULE）や、アメリカの Contraves（ 当時）の研磨技術

置を豪州に納入したが、大型とはいえ望遠鏡の全体での実力を把握するためにも、非常に有益だった。滑らはないため、図には含めなかった。

かな星の追尾を実現するため、Az/El の駆動機構には

4.8）

図 4.7 から、1988 年以降に大型望遠鏡の建設が盛ん

アンテナ等で習熟していた歯車方式ではなく、摩擦駆になる様子と、最近の口径 1.05 m 級超の望遠鏡は全動によるフリクションドライブ 4.10）方式（図 4.7 右上）て経緯台方式であり、国内製造メーカは、西村製作所

を初めて採用した。通常、軸駆動にはギアを用いるが、国立科学博物館技術の系統化調査報告

Vol.33 2024. March

初めて採用したフリクションドライブ機構 4.12）

ISAS 相模原キャンパスの 1.3 m 赤外線望遠鏡 4.12）𝑇𝑇� � 𝑇𝑇�

𝑇𝑇�

𝑇𝑇�

駆動ギア

減速ギアボックス１
モータ１

減速ギアボックス２𝑇𝑇� � 𝑇𝑇�

モータ２

45 m 電波望遠鏡等に使われたトルク差を利用しギア系のガタを消す駆動方式

図 4.8

ISAS

1.3 m 赤外線望遠鏡と従来の差動トルク式精密ギアドライブ

駆動側と被駆動側の歯の間にはバックラッシュという

すばる望遠鏡の予算の一部を使い、三菱電機によってわずかな隙間（ガタ）があるため、時計回りから反時製造されたことはあまり知られていない。この望遠鏡

計回りに軸の駆動方向を変えるとこのガタが現れてカのカセグレン、ナスミス焦点は、すばると同じ焦点比

タカタと揺れるため指向精度が悪くなる。この影響をを持ち、すばる用の観測装置の開発実証に使用する目抑えるため、電波望遠鏡等では 2 つの駆動ギア系を設的で準備された。構造や駆動機構、制御方式などは基けて、それぞれのギア系の駆動トルクに大小をつけ、本的に ISAS の 1.3 m と同じだが、この設備の一部とトルク差でギア系のガタを消す方式を採用した（図して、直径 1.6 m までの鏡にアルミなどの反射面を作

4.8 下）。しかし、このトルク差は、歯の間に摩擦を生る真空蒸着装置が納入されている。この蒸着装置は、じさせるため、ゆっくり駆動する際に Stick-slip といすばるの 8.3 m 鏡の蒸着装置において後年発生する技

う誤差を発生させる（詳細は 5 章で説明）。また、こ術課題の解決に、大いに活躍した。また、図 4.7 で特の方式には、精密ギア系とサーボ制御装置がそれぞれ筆したいことは、1999 年完成のすばる望遠鏡が他の2 式必要なためコストもかかる。フリクションドライ

国産望遠鏡に比べて飛びぬけて大きいだけではなく、

ブは、駆動性能の改善と 1 式の駆動系で済む低コスト

望遠鏡自体をモータ化するダイレクトドライブ方式を化という、2 つの効果が狙える 4.12）。図 4.8 右上の写真採用して、世界最高性能の追尾性能を実現したことでから、フリクションドライブの構造の単純さが分かる。

ある。これらについても、第 5 章で詳しく説明する。

図 4.7 から、1990 年代以降の国産大型望遠鏡の殆ん2010 年以降は、日本でも、更なる国産望遠鏡の大どが経緯台方式とフリクションドライブに置換された型化が始まる。開発コスト軽減のため、大学が設計をことが分かる。ISAS の 1.3 m 赤外線望遠鏡が、性能、行い、システムインテグレータとして、組立や試験調

作りやすさ、低コスト化の観点から、その後の国産望整、性能の追い込みを行う方式に変わる。この代表が、遠鏡の作り方に影響を与えたものと考える。

2017 年に完成した京都大学 3.8 m せいめい望遠鏡（国4.11）

また、1994 年に国立天文台三鷹キャンパスに完成

内初の分割鏡方式：図 4.9）、現在建設中の東京大学 6.5

した 1.5 m 赤外線望遠鏡（現在は広島大学に移設）がmTAO 望遠鏡（単一鏡方式）である。これらも、全て
大型光学赤外線望遠鏡の系統化調査

213

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okayama/seimei_tel/（2023 年 11 月 25 日閲覧）

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経緯台とフリクションドライブを採用している。なお、
せいめい望遠鏡の双子モデルは、インドネシア国立航空宇宙研究所に納入され、2023 年内の完成を目指し

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214

国立科学博物館技術の系統化調査報告

Vol.33 2024. March

5 8 メートル級巨大望遠鏡の開発競争
第 5 章では、
日米欧の 8 m 級望遠鏡の開発における、1.88 m 望遠鏡で、1960 年の完成当時は世界 7 位だった。

それぞれの開発目標や工学的・技術的な達成手段や完しかし、欧米の 1960 年代から 1980 年前半の 3 m ～ 4

成結果等を、
比較法分析しながら説明する。その中で、

m 級望遠鏡の建設ラッシュに伴い、口径は 30 位以下各チームの開発手法の差異や競い合い状況等を筆者のまで下落していた。欧米は、これらの大型望遠鏡を用視点で探る。欧米の開発に関する情報の開示範囲が狭いて、新しい赤外線観測分野を切り開き、数々の天文い場合には、必要に応じて、すばる望遠鏡の実現方法

学的成果を生み出していた。また、これらの望遠鏡ををベースに欧米の手法を推定して考察する。

建設したアメリカのエンジニアが 8 m 鏡 4 枚による16 m 望遠鏡の構想を作り、カルフォルニア工科大学

5.1 天文学上の課題と各国の計画開始

が分割鏡による 10 m 望遠鏡構想（後の Keck 望遠鏡）を立ち上げていた。このままでは後れを取るばかりだという焦りを日本の天文関係者が持っていた。一方で、1980 年 前 半、 ヨ ー ロ ッ パ 南 天 天 文 台（European

東京天文台は、アンテナ、機械、制御、土木、製造、Southern Observatory: ESO）と日本の東京大学東京

計算機システムやソフトウエア等の当時の国内最先端

天文台（現在の国立天文台）は、ほとんど同時に口径技術を結集させ、1982 年に 45 m 電波望遠鏡を長野県

8 m 級の光学赤外線望遠鏡の建設を目指す検討を開

野辺山に建設した。この電波望遠鏡が、黎明期だった

始した。アメリカ国立天文台（National Astronomical

日本の電波天文学を一気に世界レベルに押し上げていObservatory of America: NAOA）はやや遅れて同様

た。このような環境が、JNLT を観測条件の良い海外な検討を開始した。当時、天文学者が解明しようとしに作り、光学天文学の遅れを取り戻したいという日本ていた主な天文学上の課題は、以下であるの天文学者の思いを、より一層強くした。しかし、人

。

5.1）

（ 1 ）宇宙の果てに迫る。
◦宇宙の夜明けに誕生した第一世代の天体はどんなものだったか。
◦宇宙の時空の骨組みはどんな大構造を持っているか。
◦見える物質の 100 倍近くもあると推定される見えない質量の正体は何か。
（ 2 ）原始星のなぞに挑む。
◦分 子雲にくるまった原始星雲の芯では何が起こっているか。
◦太陽系のほかにもたくさんの惑星系が生まれつつあるか。
（ 3 ）極限の世界を探る。
◦私たちの銀河系の中心や多くの銀河の中心はどうなっているのか。
◦超高密度の恒星の残骸では何が起こっているのか。

類が未経験の大口径望遠鏡を開発し、しかも、海外に建設するというのは冒険に近い。中型望遠鏡を国内に作って経験を積んでからの方が良いという慎重派も多く、JNLT の海外設置を提唱した東京大学東京天文台
教授（当時）の小平桂一らには、国内の意見調整に大変な苦労が強いられた 5.2）。この努力は、小平を総括責任者とする大型望遠鏡調査室の発足という形で実を結び、1984 年に JNLT の海外設置に向けた調査が正式に開始された。
望遠鏡にとって良い観測条件とは、以下の 5 つである。
◦夜の晴天率が高いこと。
◦人工的な光が少なく夜空が暗いこと。
◦望 遠鏡建設や観測のためのアクセスが可能なこと。
◦大気に含まれる水蒸気が少ないこと。
◦星の瞬き（またたき）が小さいこと。

◦天体での大爆発現象はどうして起こるのか。

前半の 3 つは自明だが、後の 2 つには説明が必要で

東京天文台は、上記の天文学的課題の解明を目指ある。ビッグバンに迫る遠い宇宙の銀河は宇宙の膨張

し、口径 7.5 m の光学赤外線望遠鏡（Japan National

によって速い速度で遠ざかるため、ドップラー効果に

Large Telescope：JNLT）の技術調査を、1986 年に本よって光の波長が引き伸ばされて長く（赤方偏移）な

格的に開始した。この口径は、アメリカ・パロマー山

るため、赤外線で観測される。この赤外線は、大気がの 5 m 望遠鏡の倍以上の集光力から決まった。

含む水蒸気で吸収されるため、空気は乾燥している方

当時の国内最大の望遠鏡は、岡山天体物理観測所のが良い。次に、星の瞬きはロマンティックだが、人間
大型光学赤外線望遠鏡の系統化調査

215

の目が口径 6 mm の望遠鏡であることを思い出せば、場所として選ばれている 5.4）。その分布を図 5.1 に示す。

これほど小さな望遠鏡が観測できるほど星の光が変化

図 5.2 は、ハワイ島マウナケア山頂とアタカマ砂漠パすることを意味する。原因は、風や大気の乱れによっ

ラナル山の望遠鏡群であり、条件の良い場所に多くのて発生する空気の屈折率の時間的、空間的は変化であ大望遠鏡が集中する状況が分かる。

る。瞬く星を大望遠鏡で観測すると、星が視野の中を

ESO は 8 m 級 Very Large Telescope（VLT）4 台のランダムに動き回るだけでなく、形もアメーバ状に変建設を、チリ・アタカマ砂漠のビズカチャス山かパ

化する。これでは、大口径望遠鏡が目指す性能は得ら

ラナル山を候補として 5.5）、東京天文台は 7.5 mJNLT

れない。これがシーイング 5.3）と呼ばれる、設置場所

1 台の建設を、マウナケア山頂を候補として、共にで決まる空の揺らぎの性能である。NASA のハッブ

1984 年に実現検討を開始した。アメリカの NOAO は、ル望遠鏡（1990 年 4 月打ち上げ）やジェームスウェッ

8 m 級望遠鏡 1 台ずつ（双子の意味で GEMINI と命名）

ブ望遠鏡（2021 年 12 月打ち上げ）などの宇宙望遠鏡

を、マウナケア山頂とチリのアタカマ砂漠のパチョン

は、周囲が真空なためシーイング性能は完璧だが、数山に設置する目標で 5.6）、実現検討を数年遅れで開始

千億円以上の莫大な予算がかかるため、多くを打ち上する。いよいよ、3 つのチームによる 8 m 級望遠鏡のげることは困難である。このような事由で、チリのア開発競争が幕を開ける。なお、それぞれのプロジェク

タカマ砂漠の高山周辺、ハワイ島のマウナケア山など

トの正式なスタートは、VLT が 1987 年、JNLT（すの、中低緯度で貿易風が吹く高地が大型望遠鏡の設置ばる）が 1991 年、GEMINI が 1992 年である。

パロマ⼭

岡⼭1.88m

ｷｯﾄﾋﾟｰｸ4m

へール5m

マウナケア⼭

ｾﾞﾚﾝﾁｭｽｶﾔ

パラナル⼭

すばる8.3m

6m望遠鏡

VLT8.2m4台

ジェミニ北8.1m
ケックⅠ、Ⅱ10m

ﾗｽｶﾝﾊﾟﾅｽ⼭
マゼラン6.5m2台
パチョン⼭ ジェミニ南8.1m

図 5.1

AAT3.6m

大型光学赤外線望遠鏡の設置場所（1999 年頃）

CFHT
GEMINI 北
Keck I&II
すばる

マウナケア山頂

図 5.2

216

国立科学博物館技術の系統化調査報告

パラナル山 VLT1 ～ 4 号機
出典：https://ja.wikipedia.org/wiki/ パラナル天文台（2023 年
10 月 1 日閲覧）

ハワイ島マウナケア山頂とチリ・パチョン山の望遠鏡群

Vol.33 2024. March

れが予算実現を阻んでいる要因の 1 つではないかと考5.2 3つの望遠鏡計画の目標性能えたのが、国立天文台と JNLT 用の主鏡能動支持に関

3 つの計画が実現を目指す口径は、計画開始時点に機は、企業として予算実現を支援するための検討を重おいて世界最大の 8 m 級である。これらの望遠鏡は、ね、ドームや鏡筒架台のサイズを変えずに望遠鏡全体

可視光、赤外線の観測を行うため光学赤外線望遠鏡の見積りコストは維持したまま、主鏡口径を VLT よと呼ぶべきだが、本章では、特に使い分けの必要がりわずか大きくすることができるという提案を行っない限り、光学望遠鏡、または、単に望遠鏡と呼ぶ。

た。国立天文台内部でも、当時の海部宣男教授（故人）

GEMINI は、最終的に英国、カナダ、チリ、ブラジル、を筆頭に同様な議論が起こっていたこと 5.9）からこのアルゼンチンの国際協力となったが、アメリカの計画

案は認められた。そして、平成 3 年度予算要求書は、として扱う。また、東京大学東京天文台は、後年、国口径が 7.5 m から「8 m 級」と書き直され、「世界一」

立天文台に改組され、JNLT もすばる望遠鏡に改名さを目指すという内容で、1990 年初夏に提出された。これたが、必要な場合のみ使い分け、それ以外は、国立れが奏功したためかは分からないが、同年 12 月 24 日

天文台、すばる望遠鏡、または、すばると呼ぶ。

に、1991 年度予算の内示を受け、すばる望遠鏡は正する共同研究を行っていた三菱電機である 5.8）。三菱電式にスタートラインに立った。主鏡口径は VLT より 0.1
5.2.1

目標性能と主鏡口径決定の経緯

m 大きい 8.3 m（有効口径 8.2 m）と決めていたが、こそれぞれの計画における目標性能を、表 5.1 に示す。

の数値は、鏡材の発注先である米国コーニング社も含GEMINI の設置場所は、初号機のものである。表中、めた全ての関係者内の秘密事項として水面下に置かれ口径は主鏡の外口径をいい、有効口径は、主鏡反射面た。国際学会等でも発表は 8 m 級とすることが徹底の研磨精度が出ていない外周の領域を除いた口径をされ、口径 8.3 m の公表が許されたのは、GEMINI がいう。

主鏡口径を 8.1 m と発表した 1993 年頃だったと記憶

口径は大きいほど集光力、分解能ともに上がる。ししている。わずかな差とはいえ、世界一を目指す約束

かし、人類が経験のない大きさの鏡材製造と鏡面研磨を頑なに守り通す姿勢は日本独特の文化と言える。こに加え、鏡筒架台構造やドームのサイズが大きくなるの姿勢は、後段で説明する望遠鏡の性能実現の過程でため、口径が大きいほど技術的にもコスト的にも、実も、十分に発揮されていく。

現が困難になる。すばる望遠鏡の口径は、3 つの計画の中で最大の 8.3 m であり、当初の JNLT 計画の 7.5
m より格段に大きくなったが、この口径は意外な経

5.2.2

星像の分解能と指向精度、追尾精度の関係

表 5.1 内の星像の分解能とは、観測する焦点における星のシャープさを規定する性能である。焦点という緯で決定された。
1988 年 の 夏 頃、国 立 天 文 台 は、当 時 の 文 部 省 にと無限に小さな点を思い浮かべるが、実際には、誤差

対 し、7.5 m の JNLT 予 算 を 総 額 400 億 円 規 模 で 初ゼロの理想的な主鏡でも、光の回折によって焦点の星めて行った。残念ながら予算は認可されず、同様な像は広がる。この星像の広がり 𝜃 は、予算要求を行った翌年度にも再び却下されてしまった。
1987 年にプロジェクト開始が正式に認許されていた

5.7）

𝜃𝜃 𝜃

�

�

ESO の VLT は口径を 8.2 m（有効口径 8.1 m）と発表で表される。式において、𝜆 は光の波⻑、𝐷 は主鏡のしており、JNLT の口径は世界最大にはならない。こ⼝径であり 𝜃 の単位は rad（ラジアン）である。図 5.3

表 5.1

8 m 級望遠鏡の目標性能

大型光学赤外線望遠鏡の系統化調査

217

FWHM

シーイング性能のFWHM

1

STR（0.8︓VLT）(0.85 : GEMINI)

10.5
研磨誤差等で狭まるFWHM
追尾誤差等で広がるFWHM

図 5.3

2つの星が分けれて⾒える様⼦
か

星像の分解能に、観測される星像の強度分布を示す。
図において、縦軸は CCD のような撮像素子の素子期が小さい）場合には、光のエネルギは外側に拡散しごとの出力電圧、横軸は CCD 上のスケールを焦点距て STR は下がるが、FWHM はやせて狭まる傾向を離で割った角度である。焦点の星像は、シーイング

持つ 5.12）。表 5.1 では省略したが、それを補うためのを含む様々な誤差によって理想状態から更に広がり、追加仕様が各望遠鏡にはある。

その分、最大強度も下がる。この強度分布は、経験STR は、望遠鏡の波面誤差の標準偏差を 𝜎 𝜇𝑚 RMS

的にガウス分布になり 5.10）、図 5.3 中央に示すような、（Root Mean Square）、観測する光の波長を 𝜆  𝜇𝑚 とメキシコの帽子・ソンブレロのような形になる。こすれば、下式で表される。

の最大強度を 1 に正規化して強度分布を表し、最大強度から半分に落ちる点の幅である Full Width Half��� �

𝑆𝑆𝑆𝑆𝑆𝑆 � � �� � �Maximum（略称 FWHM）を星像の分解能という。単

この式を用いて VLT と GEMINI の望遠鏡に許容さ位は、秒角（1 秒角は 3600 分の 1°）である。図 5.3 右は、れる波面誤差の標準偏差 𝜎 𝜇𝑚  RMS を求めると、そ同じ最大強度の 2 つの星がそれぞれ FWHM の位置でれぞれ観測波長の 1/14、1/16 が得られることから、重なる場合であり、上から見た図で 2 つの星が別々に鏡の凹凸の高さに変換できる。設置場所のシーイング

分かれて見える様子が分かる。これが、FWHM を星

性能を活かすという分解能の目標値は、これと類似の像の分解能と呼ぶ背景である。

方法を用いて許容される望遠鏡の誤差に変換され、設表 5.1 において、すばるの星像分解能目標値は 0.2

218

誤差が半径方向に何回もうねる（誤差の空間方向の周計仕様に翻訳されていく（後段で詳述）。

秒角 FWHM であり、これは、マウナケア山頂のシー図 5.4 は、指向精度と追尾精度の概念であり、左がイング性能の最良値である 0.1 ～ 0.2 秒角を十分に活指向精度、右が追尾精度である。指向精度とは、望遠

かすために設定された。一方、VLT、GEMINI の 2鏡を観測する星に向け駆動した後、視野中心と星の中つの計画では、設置場所のシーイング性能で決まる焦心のずれの許容値（角度の単位）である。追尾精度と点像の最大強度を 1 として、望遠鏡の全ての誤差には、視野中心にとらえた星の日周運動を追いかけるよ

よって、その最大強度が何％まで落ちて良いかといううに駆動する際の、視野中心と星の中心のずれの許容

Strehl Ratio（STR、またはストレール比）を使っ値（角度の単位）である。よって、星像の分解能に直て星像の分解能を規定した。図 5.3 左がその意味を示

接影響するのは、指向精度ではなく追尾精度である。

す。VLT は STR を 0.8 以 上 に、GEMINI は STR を

望遠鏡は通常の観測では夜間のみ使用するため、日0.85 以上にすることが目標性能である。ただし、STR

中は最も鏡筒が安定する天頂方向の停止位置（ストアが 1 以下になっても、FWHM が広がる場合と狭まる

ポジション）に固定する。夜間の観測時に望遠鏡を星場合があり得るため、星像の分解能が必ずしも悪くはに向けて大きく駆動すると、ストアポジションと星のならない。例えば、望遠鏡の追尾時に鏡筒がゆらゆら

仰角の差による鏡筒の重力変形、制御系誤差、鏡筒架と振動すれば、焦点像はその形を変えずに水平に動く

台や鏡の温度分布による変形等によって、星は視野中ため、長い露出時間内で重ね合わせれば理想状態より心からずれる。これが指向誤差であり、図 5.4 左に、STR は下がり、かつ、FWHM は広がる。また、研磨

そのイメージを示す。望遠鏡駆動によって視野の左上

5.11）

国立科学博物館技術の系統化調査報告

Vol.33 2024. March左上から視野に⼊る星の軌跡

∆𝜃𝜃�

∆𝜃𝜃

∆𝜃𝜃�

０

視野中⼼

指向誤差∆𝜃𝜃 �∆𝜃𝜃� � � ∆𝜃𝜃� �

𝑡𝑡�
追尾誤差∆𝜃𝜃 �

図 5.4

�
�
∑���
��� ∆𝜃𝜃��𝑡𝑡� � 𝑡𝑡�

指向誤差と追尾誤差から入って来た星が、駆動完了後に⽔平⽅向∆𝜃x、垂

5.2.3

時間
𝑡𝑡�

焦点構成と主要光学系

直⽅向∆𝜃y 位置ずれを起こした場合、指向誤差は視野

表 5.2 に、3 つの望遠鏡の焦点構成を示す 5.14）,5.15）。

中⼼からの離隔∆𝜃 で定義される。表 5.1 に示すように、

表中、焦点距離、焦点比、及び視野は、主鏡、副鏡ですばる望遠鏡の指向精度は 1 秒角と他の計画の目標決まる値であり、視野とは望遠鏡の構造にけられるこ

値より 2 倍以上厳しい。

とがない焦点範囲をいい、単位は分角（1 度の 1/60 の星への指向が完了すると、∆𝜃 を補正するための小角度）である。視野の大きさを長さで知るには、視野

さな望遠鏡駆動を行って星の中心を視野中心に引き込角度（ラジアン）に焦点距離をかければ良い。3 つの計

み、追尾駆動を開始する。日周運動を相殺する追尾速画ともに、主鏡と副鏡で作る焦点を出来るだけ広視野

度は 0.0042°/ 秒とゆっくりであるが、追尾中に風のにするため、Ritchey-Chrétien（RC）光学系を 5.16）を採

あおりや、望遠鏡構造の重力変形や制御誤差等により用している。よって、正確には RC 焦点とすべきだが、焦点面で星の像がわずかにずれ（図 5.4 右）、露出期間

本章では、分かりやすくカセグレン焦点と呼ぶ。

中に星像の分解能が劣化する。図 5.3 左のように、露表 5.2 から、主焦点はすばるにしかないことが分か

出期間中に正規分布の像が横揺れし、そのまま積分る。主焦点は、他の焦点に比べて焦点距離が短いため、されて太くなるイメージである。これを軽減するた

視野が大きくできる。このため、広い視野に映る多く

め、視野の中にある他の星を別の CCD カメラでとらの天体から興味のある天体を効率よく探し出すことがえ、その星を常に別カメラの視野内で同じ位置に保持できる。すばるの主焦点の視野は 30 分角（0.5°：焦点するように追尾駆動させる。この別カメラをオートガ

面直径は約 13 cm）であり、満月がそのまま入るほど

イダー 5.13）（AG）と呼び、3 つの望遠鏡は共に AG を装大きい。主焦点では視野端までピンボケが発生しな

備し、Az、El 駆動制御に AG を用いた閉ループ制御

いよう、主焦点補正光学系と呼ぶレンズ光学系 5.17）を、を採用している。表 5.1 の追尾精度は、AG 閉ループ

主鏡から約 15 m 離れた鏡筒先端に搭載し、その焦点

制御時の目標値であり、すばる望遠鏡の追尾精度が 0.7位置に観測装置を置く。焦点距離が短いため、すばる

秒角 RMS と他の計画に比べ厳しいこと、また、追尾

では、観測装置が光軸から横に 7 μm ずれただけで追時間の制限がないことが分かる。これは、宇宙の果て

尾精度が達成できない。しかも、先端に補正レンズやに迫るような長い露出の観測において、追尾誤差によ観測装置を積むため鏡筒の剛性を高くしなければならる星像の分解能劣化を最小限に抑えるためである。

ない。よって、構造が重くなるだけでなく、焦点切り

表 5.2
主焦点
望遠鏡名

すばる

3 つの計画の焦点構成

カセグレン焦点

ナスミス焦点（左右）クーデ焦点

視野 焦点距離視野 焦点距離視野 焦点距離
視野
焦点距離
焦点⽐
焦点⽐
焦点⽐
焦点⽐
（分⾓） （m）（分⾓） （m）（分⾓） （m）
（分⾓）
（m）
15

1.83

30

102.5

12.2

6

108.2

12.6

6

VLT1 号機

なし

89.1

11

7.5

89.1

11

7.5

GEMINI 北

なし

128.1

16

10

128

16

7

なし
89.1

11

7.5

なし

GEMINI 北のナスミス焦点は正確にはベントカセグレン焦点

大型光学赤外線望遠鏡の系統化調査219

ナスミス焦点１

ナスミス焦点2
ベントカセグレン焦点（裏側にも2つ）

クーデ焦点

カセグレン焦点

VLT の焦点配置 5.14）

GEMINI の焦点配置 5.15）

図 5.5

欧米の口径 8 m 級望遠鏡の焦点配置

観測装置(0.5トン )光学ナスミス副鏡
⾚外副鏡

光学カセグレン副鏡
⾚外副鏡

主焦点補正光学系

カセグレン焦点

主焦点
第3鏡

El軸

観測装置
(6トン)

主鏡
カセグレン焦点

Az軸

観測装置
(2トン)

⾚外ナスミス焦点

光学ナスミス焦点（第3鏡を反転）主焦点

カセグレン焦点

ナス ミス 焦 点(左右）視野が広いため多くの天体を１回で観測視野は狭いが拡⼤像を詳細観測

カセグレンと同様も更に⼤型観測装置を搭載

図 5.6
表 5.3
望遠鏡名称

すばる望遠鏡の焦点配置

主鏡以外の主要光学系保有数

主焦点補正光光学副鏡
学系（カセグレン⽤）すばる

1

VLT1 号機－GEMINI 北

－

1

光学副鏡
（ナスミス⽤）⾚外副鏡

1

⾚外振動副鏡1

1
1
注：GEMINI 北は、正確にはナスミス焦点ではなくベントカセグレン焦点

220

替えの際には、主鏡直上にて主焦点ユニットと副鏡ユ

れらの背景から、欧米は主焦点の装備をあきらめ、別ニットを交換するという荒業が伴う。このため、望遠途設置する 4 m 級望遠鏡の役割とした。日本は、す鏡構造もドームも大きくなるし、コストもかかる。こばる以外の大望遠鏡を観測条件の良い海外に建設する

国立科学博物館技術の系統化調査報告

Vol.33 2024. March

計画は当面ないこと、また、主焦点観測に対する天文に施した工夫や、この差が望遠鏡完成後の観測成果に学者の強い思いもあり、すばるに主焦点を装備するこ与えた影響については、第 6 章で触れる。

とにした。この経緯や技術的解決手法等は後段で紹介する。
図 5.5 に欧米の焦点配置を、図 5.6 にすばるの焦点配置を示し、表 5.3 に各望遠鏡に装備する光学系の種

5.3 各望遠鏡計画の仕様

類と数を示す。欧米は副鏡 1 式だけのシンプルな構成

表 5.1 から表 5.3 に示した目標値や構成を基に細分だが、すばる望遠鏡は、主焦点補正光学系以外に副鏡化された、3 つの望遠鏡の主な仕様を表 5.4 にまとめ3 式を持つゴージャスな構成である。日本は、すばる

た 5.18）,5.19）。表中、* 印を施した数値は、公表値を探し

望遠鏡 1 式だけで、多くの観測装置で様々な観測を行出すことができなかったため、公開された図から筆者

うために全機能を詰め込んだ結果であるが、このためが読み取った概算値である。また、主鏡の研磨精度は、

表 5.4
項⽬

口径 8 m 級の 3 つの望遠鏡計画における仕様
すばる

VLT 初号機 5.18）

GEMINI 北 5.19）

主鏡及び主鏡⽀持
外径 、有効径（m）

8.3、8.2

8.2、8.1

8.1、8.0

形状

薄メニスカス

薄メニスカス

薄メニスカス
1.8

焦点⽐

1.83

1.77

厚さ（cm）

20

17.5

20

鏡材

ULE

ZERODURE

ULE

質量（トン）

22.8

24.0

22.2

研磨精度（nmRMS）

12.0

20.8

15.6

反射⾯コーティング

アルミ（真空蒸着）

アルミ（スパッタリング）

銀（保護膜付、スパッタリング）

厚さ⽅向⽀持点数

231 ＋ 3 固定点

150

120

半径⽅向⽀持点数

上と同じ機構に内蔵

外周 64

外周 72

補正可能モード数

Zernike36 モードまでの和を振動
モード 36 に展開して補正

主鏡の振動 16 モード

Zernike20 モード

⾚外副鏡及び駆動
⼝径（m）

1.30

1.12

1.0

鏡材

ULE

べリリウム

Zerodure

質量（kg）

185

51

54

軽量化⽅法

フリットボンディング

機械加⼯

機械加⼯

反射コーティング

アルミ蒸着

アルミ

アルミ
± 7.5

（チョッピング駆動）
振幅（秒⾓）

30± 15

最⼤振動周波数（Hz）

5

5

6

デューティー（％）

80

85

80

精度（秒⾓ RMS）

0.15

0.1

± 0.05（TipTilt 駆動）
ループ制御バンド幅（Hz）

30

10

8

ストローク（分⾓）

± 0.2

± 1.0

±1

再現性（秒⾓）± 0.03± 0.5

0.1/60 秒間

鏡筒架台
構造⽅式

経緯台

経緯台

経緯台

⾼さ / 幅（m）

22.2/27.2

20/22

21.7/20＊

Az,El 軸受

静圧軸受

静圧軸受

静圧軸受

駆動⽅式

D.D モータドライブ

D.D モータドライブ

フリクションドライブ

EL 軸⾼さ（地⾯より）

24

13

20

回転部質量（トン）

555

350

380

ドーム
形状

楕円柱

円筒形

半球形

⾼さ / 回転部直径（m）

43/40

30/29

43＊/46

回転部質量（トン）

2000

500

780

外壁表⾯処理

アルミ地肌

アルミ地肌

アルミ地肌

大型光学赤外線望遠鏡の系統化調査

221

VLT、GEMINI 共に初号機の実績値を示す。現在は別仕様に変更されている場合でも、使用は計画時のもの巣状に削る方法をいう。
⃝ 赤外副鏡チョッピング駆動、デューティー：前者は、のに統一した。

赤外線で宇宙を観測する際、光軸中心に観測天体

以下に、表内の仕様を補足説明する。

を捉えながら、副鏡を、視野中心から一定角度離⃝ 補 正可能モード数：主鏡の鏡面誤差を、数学的にれた約 2.7 K の低温方向に高速で矩形波状に振動直交する 2 次元級数に展開し、誤差を低次かさせて比較観測を行う駆動である。後者は完全なら一定の高次までのモードで表す。主鏡支持シス

矩形波に対する、副鏡運動の矩形波の時間的な発5.20）

テムで補正可能なのは、半径方向の高さ変化の周生比率をいう。図 5.8 にそのイメージを示す。

期（空間周期）が小さい低次であるため、補正する⃝ 赤外副鏡の Tip/Tilt 駆動、閉ループ制御バンド幅：

モードの最大次数を補正可能モード数という。望前者は、光軸に対して垂直な平面上で直交する 2

遠鏡でよく使う直交関数は Zernike 級数である（図つの軸回りに副鏡を高速で、微小角度だけ駆動し5.7）。Zernike 級数は、近視や遠視（焦点位置が網て追尾誤差を補正する駆動である。後者は、オー膜から前後にずれる焦点ずれ：Defocus）、乱視（焦トガイダーを用いた Tip/Tilt 駆動閉ループ制御の点位置はずれないが水晶体のゆがみで出る非点収応答性をいい、バンド幅が大きいほど速く補正が差：Astigmatism）などの光学収差に良く対応するかかる。

直交関数である。直交関数を用いる理由は、制御⃝ El 軸高さ：El 軸の地面からの設置高さであり、地系の安定性を確保するためである。主鏡支持シス

面との対流熱交換で乱れた風によるシーイング劣テムの章で、再度登場する。

化を軽減する。El 軸は高い方が良いため、ドームの大きさへの影響を加味して決める。
⾮点収差（Astigmatism）

焦点ずれ（Defocus）⃝ ド ーム外壁：従来のドームは白色塗装が多かった
が、夜間の放射冷却による冷えすぎで発生するシー
イング劣化の可能性が分かり始めた時代背景から、仕様に外壁材料を含めた。
以下、表 5.4 内の主鏡および主鏡支持、ドーム、鏡筒架台の各仕様を 3 つの望遠鏡がどのような工学的手法を用いて実現したかについて、個別に説明する。

5.4 仕様の実現策
図 5.7

Zernike 級数

5.4.1⃝ 副 鏡の軽量化：副鏡を軽くするため、鏡の裏側に中空の穴をあける作り方である。フリットボンディ
ングとはガラス板を特殊な接着方法でつなぎ合わ
せハチの巣状にする方法、機械加工とは厚いガラスを特殊な刃物や研削粉の高速吹付等で削りハチ

主鏡構造

大型望遠鏡では、鏡材の製造期間を現実的な期間に短縮するため、以下の方法で主鏡の軽量化を図る。
◦小型の薄型主鏡をばらばらに並べ、所要の反射面積を達成する分割鏡構成◦ハニカム構造を用いた単一鏡構成◦コンタクトレンズのような薄メニスカス（メニスカスとは膝の半月板の英語名称）構造を用いた単

駆動⾓度
∆𝑇𝑇�

∆𝑇𝑇�

一鏡構成
1 つ目は、米・カリフォルニア天文学研究連合がハ

⽬標の駆動波系

ワイマウナケア山頂に 1993 年、1996 年に完成させた
口径 10 m の Keck 望遠鏡 2 式に適用した方法である。
多数の六角形セグメント鏡をそれぞれ個別に支持し、実際の駆動波系

その高さや傾きを制御して一枚の反射鏡と等価にす
時間

భ
図 5.8
5.8 チョッピング駆動のデューティー
チョッピング駆動のデューティー（=図（＝ο்బ ）

ο்222

国立科学博物館技術の系統化調査報告

Vol.33 2024. March

る。ただし、隣接する鏡の間にわずかな隙間ができる（図 5.9）ため、赤外線観測においては隙間から常温のグ）は改善するが、熱膨張率が 0.5 × 10-6 と他の鏡材候補より一桁以上大きいだけでなく、製造プロセスが未完成だった。2023 年現在では、巨大マゼラン望遠鏡（Giant Magellan Telescope: GMT）がこの鏡材を採択して 7 枚の 8 m 級鏡材を製造中であり、2030 年のファーストライトを目指している。
以上の経緯から、3 つの計画はともに Mirror Labのハニカム鏡材の採用を見送り、全て薄メニスカス構
造の単一構成による軽量化を選定した。主鏡が薄メニ
スカス構造と決まれば、次は、主鏡材の製造にとりか
かる。
5.4.2
図 5.9

 eck 望遠鏡の主鏡（六角形のセグメント鏡の間にK隙間が見える）

主鏡鏡材（1）VLT
1980 年代、口径 4 m 級の製造実績を持つ鏡の材料は、

出典：https://en.wikipedia.org/wiki/W._M._Keck_Observatory#/
media/File:KeckObservatory20071013.jpg（2023 年 10 月 10日閲覧）

ドイツ Schott 社の ZERODUR、アメリカ Corning 社の熱雑音が放射される。遠い宇宙をとらえる赤外線観測

1988 年にドイツ SCHOTT 社の ZERODUR を採用し、用の望遠鏡に最適とは言えず、3 つの計画ともに採用

薄メニスカス鏡材を発注した。ZERODUR は、30 nm

しなかった。計画のスタート時点で Keck 望遠鏡は未から 50 nm のサイズの結晶性ケイ素酸化物を、非晶完成であり、
実績がなかったことも要因の 1 つである。

質酸化ケイ素で包摂した構造を持ち 5.23）、常温での熱2 つ目は、鏡材の裏面からハチの巣状にポケット

膨張率は 0.02 x 10-6/K と小さい。Keck 望遠鏡の主鏡穴を設けて軽量化する方法（図 5.10）である。アメリ材 も ZERODURE で あ る。ESO は、VLT の プ ロ ト

カのアリゾナ大学のフットボール競技場の地下には、タイプである 3.58 m NTT 望遠鏡（New technology

Mirror Lab という研究所がある。ここでは、多くのTelescope、1989 年にチリのラシア山に建設）で、厚六角柱を間に均一な隙間が出来るように並べ、そのさ 22 cm の ZERODUR 薄メニスカス鏡を使い、主鏡上にボロシリケートというガラス材（株式会社オハラ

能動支持システムと組み合わせて実証した成果 5.24）を製）の小塊を並べ、上から加熱して隙間を溶融ガラス

既に持っていた。しかし、倍以上の口径にするため、で埋めた後に固まらせて鏡材を作る方法

を開発中

SHOTT は、スピンキャストという新しい製造プロセだった。六角柱部分が蜂の巣状の穴になる、隙間のスを開発しなければならなかった。スピンキャストとガラス層が薄いために熱容量が小さく、外気温にな

は、1600 ℃の ZERODUR 溶融材料を垂直軸回りに回じみやすい。よって、鏡のかげろう（ミラーシーイン

転する直径 8.2 m 超の凹形状の型に流し込み、遠心力

図 5.105.22）

ハネカム構造の 3.5 m 主鏡鏡材

出典：https://astro-dic.jp/honeycomb-mirror/（2023 年 10 月 10 日
閲覧）

Ultra Low Expansion Glass（ULE）の 2 つしかなかった。
他 に 先 行 し て プ ロ ジ ェ ク ト を 開 始 し た VLT は、

図 5.11VLT 用の SCHOTT 社 ZERODUR 鏡材

出典：https://www.eso.org/sci/facilities/paranal/telescopes/
ut/fig-2.gif（2023 年 10 月 10 日閲覧）

大型光学赤外線望遠鏡の系統化調査

223

を使って溶融材料をメニスカス形状にする方法である。その後、約 1 年間のセラミック化工程を経て、低膨張率鏡材となる。鏡材は、鏡面側を所定の球面に研削加工（主鏡研磨の章で詳細を説明）した後、治具を◦超音波を使った非破壊検査で熱膨張率の測定が高精度にできる。
◦数 10 年から 100 年程度の長期に渡って安定した形状を保つ安定性と強度を持つ。

用いて反転させて裏面の研削加工を行い、更に主鏡支

すばるの 8.3 m ULE 鏡材を製造するためのプロセ

持金具を接着した上で、研磨工場に輸送した模様であスを図 5.13 に示す。図の＊印部が、新規開発のプロ

る。VLT 用鏡材は、外口径 8.2 m、厚さ 17.5 cm であセスである。

り、当時の世界最大のガラス材料として 1993 年 6 月

まず、二酸化ケイ素と二酸化チタニウムを 1700 ℃の炉の中で融解させた後、ゆっくりと冷却させて直に完成した（図 5.11）。

径約 1.5 m の円盤状部分鏡材（ブール）を作る。これ（2）すばると GEMINI

を 3 枚重ねて融着させ、冷却させた後にワイヤーカッ

VLT の次に主鏡鏡材を決定したのは、すばる望遠

トで 2 枚にカットする。これは、真ん中の層に出来の鏡である。日本の光学ガラスメーカは見積書の提出

良いブールを入れて、異物や泡などの欠陥がほとんどすら断って来たため、候補は、ZERODUR か ULE のない研磨面に適用するためである。この外周を六角形

2 つしかなかった。前者は VLT 用の 4 枚の 8.2 m 鏡（ヘックスと呼ぶ）や、外周部の異形形状にワイヤー材の製造中だったため、ULE が唯一の選択肢だった

カットして全てのセグメント鏡材をそろえる。それら言える。1988 年に ISAS 向けに開発した 1.3 m 赤外を、直径 10 m 超のレンガ製回転テーブルの上に並べ、線望遠鏡で、ULE の性能は実証済みだったこともあ

炉をかぶせ、再度 1700 ℃に加熱して全セグメントをり、すばる望遠鏡は ULE を選定した。Corning は、溶かして融着した後、ゆっくりと冷却して 1 枚のガラ

ニューヨーク州北部のカナダとの国境があるセントス板とする。ここまでのプロセスは、基本的には従ローレンス川から南に下った Canton（図 5.12 左）に鏡

来の 4 m 鏡材と同じである。その後、薄メニスカス材の製造工場を持つ。Corning は、1934 年にパロマー構造にするための新しいプロセスが始まる。レンガの山の口径 5 m 望遠鏡に Pyrex 製鏡材（図 5.12 右）を、テーブル上のガラス版の上面を平面に、外周を円形に1990 年に打ち上げられた 2.4 m ハッブル宇宙望遠鏡

削った後、ガラス板を外周 18 点のフックを持つ専用に ULE 鏡材を提供するなど、望遠鏡鏡分野で多くの吊り治具に固定してクレーンで吊り、移動させて梱包実績を持つ。

箱に一旦収納する。梱包箱を反転させた後、中からガULE は、Corning が Pyrex よりさらに良いガラス

ラス板を再度吊り、回転テーブル上に移動させて再設材料として 1970 年代に開発した鏡材であり、以下の置し、逆の面を平面状に加工する。これを同じ手順で特長を持つ。

再び梱包箱に収納し、空いた回転テーブル上に凸型の◦研削や研磨が容易であり、表面粗さとして nm 以

レンガ治具（中央のカセグレン用の穴部は平面）を設置する。梱包箱からガラス板を釣り上げて回転テーブ

下が達成可能である。
◦研磨後の鏡面にアルミや銀等の反射面が作れる。

ル上に移動させ、凸型の型に乗せ、再び炉をかぶせる。

◦鉄の 1 万分の一程度の熱膨張率を持つ。

炉で 1500 ℃に加熱して、ガラス板を柔らかくして凸Canton

引用元：Google 社

図 5.12

224

国立科学博物館技術の系統化調査報告[Google Map]

出典：https://en.m.wikipedia.org/wiki/File:Hale_telescope_mirror_during_grinding_1945.jpg （2023 年 10 月 10 日閲覧）

Corning の Canton 工場の所在（左）と 5 m 望遠鏡用 Pyrex 鏡材（右）Vol.33 2024. March＊＊＊

図 5.13口径 8 m 級の ULE 主鏡鏡材の製造方法

型の型に沿わせ（サグダウン）、2 週間かけて冷却すれ

よって、全て納得づくの上で実行しなければならない。

ば、上に凸のメニスカス構造の主鏡鏡材が完成する。

三菱電機と Corning は、それぞれが個別に作る有限要

すばる望遠鏡の主鏡鏡材は、観測装置と観測データ

素法（FEM）の解析モデルを用い、主鏡能動支持シス

計算機システムを除き、プライムコントラクターとテムで鏡面補正力を与える前後の鏡材の熱変形量を独して受注した三菱電機から、Corning に対して、1991

立にシミュレーションし、一致することを条件にこの年に発注された。三菱電機が鏡材調達を任された理由

手法を採択することとした。両社の解析結果から、差は、ULE 鏡材の熱変形を主鏡能動支持システムで補が数 nm しかないことを確認し、本プロセスの採用が正した後に、熱変形が最小になるセグメント配列を正式に決定した 5.26）。

決め、Corning に適用させる世界初の技術を開発済み

すばるの主鏡鏡材は、Corning への発注から 34 ヶだった 5.25）からである。この技術なしでは、世界一熱

月後の 1994 年 7 月に完成した。工期の前半は、工場

膨張率が小さな ULE を使っても、すばるの光学性能

拡張、回転テーブル、炉、クレーン、治具、反転装置実現が不可能だった。

等の設備製造と、並走するブールとヘックスの製造に

図 5.13 の中で、44 枚のヘックスの熱膨張率（平均値、充てられ、後半がレンガの回転テーブル上での作業だっ

板厚方向の分布）は、全て Corning が超音波測定器をた。すばるの主鏡鏡材は、口径 8.31 m、厚さ 21 cm、使って高精度に測定する。鏡材の外周部分にはひし形

質量 25 トンという、世界最大（LBT 望遠鏡の鏡材にの鏡材もあるため、8.3 m の鏡材を作るための部分鏡

11 年後にその座を譲る）のガラス材として誕生した。

材（ヘックスとひし形）の数は 55 枚になる。三菱電機

鏡材は梱包箱に入れられ、トレーラで Canton から陸は、これらを無作為に並べた場合、研磨時とマウナケ

路を北上し、Ogdensburg という町で一端に荷下ろし

ア山頂の平均気温の差の 20 ℃によって発生する熱変された。その後、セントローレンス川に浮かぶバージ

形が、光学性能を満足しないことを把握していた。こ（はしけ）に積み替えられ、オンタリオ湖経由でエリーの解決策として、主鏡の熱変形を主鏡能動支持システ

湖に入り、Erie という港で陸揚げされた。銃を持つムで補正した後の補正残差が最小になるような部分鏡

警備員に見守られながら一夜を港で過ごした鏡材は、材の配列を、55! = 1.3 × 10 通りの並べ方から、1 つトレーラでペンシルバニア州 Wampum の研磨工場にだけ、計算で求め出す方法である。この配列決定手法

向かい、1994 年 8 月 24 日に到着した。この輸送シーの必要性そのものが、Corning にとっても初情報であンを図 5.14 に示す。アメリカ国内の輸送スケールのるだけでなく、発注者が決める配列で部分鏡材を並べ大きさが伝わる。

73

ると、鏡材品質や会社の信用を損ねなる可能性もある。

最後に鏡材を決定したのは GEMINI で、すばると
大型光学赤外線望遠鏡の系統化調査

225

梱包箱に入れられる完成した主鏡鏡材

バージでオンタリオ湖を移動中の主鏡鏡材

図 5.14

出荷前に上蓋をかける主鏡鏡材梱包箱

Erie で陸揚げされる主鏡鏡材

Erie から研磨工場に向かう主鏡鏡材

すばる望遠鏡の ULE 主鏡鏡材の輸送経緯

同じ ULE である。北（マウナケア）用の鏡材が 1995
年に、南（パチョン山）用の鏡材が 1997 年に、それぞれ Canton 工場で完成した。この製造段階において、
Corning 社営業部長（当時）のディック・スミス（故人）ミラーセルから、すばるの主鏡最適配置手法を使いたいとの相談を筆者が受け、国立天文台教授（当時）の唐牛宏らと⼒⽀持機構

三菱電機で検討した結果、国際協力最優先の精神で無償許諾した経緯がある。数年後の Corning の発表によ
れば、GEMINI 鏡材の製造では、熱膨張率の測定精度の大幅な改善によってこの方法に依存しなかったようである。しかし、すばるで開拓した ULE の適用技術
が、形を変えて Corning に貢献したことは事実であり、誇らしく感じる。
5.4.3

主鏡能動支持システム

パ ロマー山 5 m 望遠鏡の力支持機構（主鏡の裏側から）

出典：Jeff Zolkower, 2020, 200-inches Mirror Support
History, https://www.youtube.com/watch?v=jXBLzi2 XsQs
（2023 年 10 月 11 日閲覧）

それぞれの力支持機構は、図 5.16 右に⽰すような（1）従来の力支持方法の課題と能動光学の誕生
薄型のメニスカス鏡は重力で変形しやすいため、支226

図 5.15「てこ」の構造になっている。⽀持機構 1 式が⽀える鏡の質量にバランスするような錘を、てこの⽀点を挟持方法にも工夫が必要である。厚さ方向の変形を抑えんで、鏡の⽀持点の反対⽅向に備え、⽀持点に錘の⼒るために多くの支持点を設けなくてはならないが、主を加える。てこのメリットは、てこ⽐（1：𝑛）によっ鏡を支える鉄製の鏡筒にボルトなどで固定しては、鉄て錘の質量が鏡の質量の 1/𝑛 になるため、⽀持機構のの熱変形や重力変形がそのまま主鏡に伝わり鏡面精度

軽量化が図れることである。この⽀持機構をミラーセが出ない。よって、力で浮かして支える手法を採用しルに必要数並べ、てこの発⽣⼒が主鏡の全質量と釣りていた。図 5.15 は、アメリカ、パロマー山の 5 m 望

合うようにすれば疑似的に無重⼒状態を作ることがで

遠鏡主鏡の力支持機構の写真であり、1980 年代まできる。しかし、ミラーセルから⾒た⾼さ⽅向の⼒の釣の殆どの大型望遠鏡に用いられてきた手法である。主り合いは、どの⾼さでも成⽴するため位置が決まらな鏡を収納するミラーセルと呼ばれる鉄製の枠体の裏側い。よって、図 5.16 左のように、主鏡の⾼さをミラーに 36 個の力支持機構が見える。

セルに対して決めるための 3 つの固定点を設ける。

国立科学博物館技術の系統化調査報告

Vol.33 2024. March𝑴𝑴𝒎𝒎 � � � �𝒚𝒚 � �𝒛𝒛
⽀える鏡の質量Mm

半径⽅向
⼒z⽀持機構てこ⽐ 1:nn1

カウンタウエート

錘の質量Mc

ミラーセル（⽀持枠体）
厚さ⽅向⼒⽀持機構てこの⽀点

カウンタウエート（錘）

固定点（3点）鏡の⽀持点

図 5.16 「てこ」とカウンタウエートによる主鏡の支持方式

F
へこんだ部分に⼒を加えて変形を戻す

主鏡の⾃重で中央がへこむ
図 5.17

主鏡の弾性変形のイメージ

この固定点もミラーセルと主鏡の熱膨張率の差によるの 3 乗に比例するため、厚くするほど変形は減るため熱変形を抑えるため、鏡の x ⽅向、y ⽅向、z ⽅向以である。

外の余分な⾃由度を拘束しないようにするが、それでパロマー山の口径 5 m 望遠鏡の主鏡の平均厚さはも、ミラーセルの変形は、主鏡に傾き（図の 𝜃x, 𝜃y）や

約 55 cm もあり、口径対厚さの比は、9：1 である。

𝑧 ⽅向の変化を与える。主鏡の傾きは望遠鏡の追尾誤もし、この支持方法をそのまま口径 8 m の望遠鏡に差となるためオートガイダーを⽤いた補正で消し、𝑧

使えば、主鏡の厚さは 100 cm、質量は 100 トンを超⽅向変化は焦点のピンボケ誤差となるため、副鏡の 𝑧える。一方、薄メニスカス鏡の厚さが 20 cm の場合、駆動や主鏡能動⽀持システムの鏡⾯補正で対応する。

パロマー山望遠鏡の 55 cm に比べて変形のしやすさ

主鏡は、望遠鏡の追尾中に仰⾓変化を受けるため、どは 20 倍以上になる。よって、薄メニスカス鏡の力支の El ⾓度でも⼒の釣り合いを維持しなければならな

持点間は、パロマー山望遠鏡より支持点間距離を短くい。このため、⼒⽀持機構を主鏡外周にも所要数設けするとともに、支持力誤差も大幅に改善する必要があて、1 つの El ⾓度において両⽀持機構の錘調整を⾏う。

る。この解決策として、ESO のエンジニア（当時）でこれで、鏡の厚さ⽅向の⽀持⼒ 𝐹𝑧 と半径⽅向⽀持⼒ある Raymond Wilson は、1980 年の中頃、図 5.18 に𝐹y の合成⼒ 𝐹 を⼀度合わせれば、あらゆる El ⾓度で示す能動支持の原理を考え出した 5.27）。能動支持は、

主鏡の質量 𝑀m と常に釣り合う（図 5.16 右の式）。

アクチュエータの支持力を制御で変える機構を用いこの方式では、てこの腕の長さで力支持機構が大きて、主鏡を多点で正確な力で支持するだけでなく、主くなり、数を増やすのが難しい。支持点間の距離が大鏡の熱変形や研磨誤差の一部をアクチュエータが主鏡

きいと図 5.17 左のような鏡の変形が出るため、変形に加える補正力で修正する新しい概念であり、8 m 級を戻すために支持点間の中央にもう一つ力支持機構を望遠鏡開発には不可欠だった。図では、上からの星の追加して力を加える。すると、力の作用点は元の高さ

光をナスミス焦点に導き、焦点の手前においた半透明に戻るが、支持点の間には小さなへこみが残る。支持鏡で焦点を下側にも作り、下側の焦点部に置く波面セ

点間の距離を小さくしてへこみを抑えたいが、てこ式

ンサーによって、主鏡面、副鏡面で発生する光の波面では限界があるため、従来の望遠鏡では鏡を厚くして誤差（鏡面誤差のほぼ 2 倍）を測定する。その波面誤剛性を上げ、へこみを抑えていた。鏡の質量は厚さに差を、Computer 内部で、アクチュエータの支持力補

比例して増加するが、剛性（ばね定数と等価）は厚さ正で対応する誤差成分と、副鏡の xyz 方向の駆動で補大型光学赤外線望遠鏡の系統化調査

227

副鏡𝑧𝑧駆動装置

副鏡

副鏡𝑥𝑥𝑥𝑥駆動装置
45° 平⾯鏡波⾯センサー𝑧𝑧
アクチュエータ
図 5.18𝑥𝑥

能動支持の原理図

出典：https://www.esa.int/ESA_Multimedia/Images/2020/12/The active optics system on ESO’ s Very Large Telescope（2023 年 10 月 10 日閲覧）

72 個のアクチュエータ

実験装置全体図 5.19ESO の能動光学実証実験装置

出典：https://www.eso.org/public/teles-instr/technology/active_optics/（2023 年 10 ⽉ 10 ⽇閲覧）

正する誤差成分に分け、前者から各アクチュエータの図 5.19 右に示す。図 5.19 右では、アクチュエータに補正力を、後者から副鏡駆動量をそれぞれ求めて制御支えられた球面鏡が底部に設置され、タワーの高さ方する。この駆動によって変化する波面誤差を波面セン

向中央奥にシャック・ハルトマン（以下 SH と略す）

サーで常時モニタし、目標の鏡面形状に追い込む閉方式 5.28）の波面センサーが設置されている。この写真

ループの制御システムである。

には写っていなが、球面鏡の光軸（垂直）と波面センサーの光軸（水平）が交わる点に 45°の平面鏡があり、（2）VLT の主鏡支持システム

228

鏡面鏡の曲率半径の中心の手前に 45 度の半透明鏡を

ESO は、能動光学の実現性を見極めるため、1987

置いて 2 つの曲率中心に分け、片方の中心から光を出

年に口径 1 m で厚さ 18 mm の鏡と、72 式のアクチュ

し、鏡面に反射して戻る光が作るもう一方の曲率中心

エータ（鏡の厚さ方向の力だけを発生）を用いて実証を利用して波面誤差を測定する。図 5.20 は、この実実験を行った。この時のミラーセル上に並ぶアクチュ

験装置に使用したアクチュエータの原理図 5.29）である。

エータの写真を図 5.19 左に、実験装置全体の写真を

このアクチュエータは、錘をてこの支点方向にスライ

国立科学博物館技術の系統化調査報告

Vol.33 2024. March

ド駆動させて支持力を変える構造であり、支持力は、

最大出力 550 gf（4.95 N）において 0.5 gf （4.95 mN）

鏡の裏面を押すボールジョイントの下部に装備する力が実現された。ESO は、この実証実験の成功を踏まセンサーで検出する。てこの支点には、当初、ボール

え、口径 3.58 m、厚さ 20 cm の薄メニスカス鏡を用

ベアリングを使用したが、実験中にベアリングの摩擦

いて、VLT のプロトタイプである New Technology

で有害な力誤差が検出されたため、最終的に弾性変形

Telescope（NTT）を、1989 年に La Sila 山に建設した。

を用いた回転機構（フレックスピボット：後段で説明）

VLT の主鏡支持システムの実現性は、NTT という大に置き換えたようである。この結果、支持力精度は、型望遠鏡の実物による現場経験を積みながら、着実に固められていった。うらやましい限りである。

主鏡裏⾯⽀持位置

図 5.21 に、VLT の主鏡支持システムにおける支持
点配置 5.30）を、図 5.22 に支持システムの構成概念図 5.31）を示す。
図 5.21 は、 主 鏡 の 厚 さ 方 向 の 支 持 点（Axial
駆動

Support Pad）が 120°対称の 3 セグメントに分けて配置されており、1 セグメントあたり 50 式で、合計 150

カウンタウエート（錘）

式であることを示す。また、支持点のそれぞれに鳥の足跡のようなマーク（tripod：三脚）があるが、これ

図 5.20は、支える主鏡裏面の点を、1 支持部あたりに 3 点にESO の実証実験に使われたアクチュエータ 5.29）

図 5.21VLT の主鏡支持点配置 5.30）

Lateral Support による曲げモーメント

トライポッド
（三本⾜）

外周パッド
油ポンプ

主鏡

上部パッド
油ポンプ

上部パッド
油ポンプ

下部パッド
油ポンプ

ピストン

外周パッド
油ポンプ

ミラーセル
バネ

ジャッキ

モータ

⼒センサ

アクチュエータ

図 5.22VLT の主鏡支持システムの構成概念図（右上の写真の出典：https://www.eso.org/sci/facilities/paranal/telescopes/ut/m1 unit.html（2023 年 8 月 15 日閲覧））
大型光学赤外線望遠鏡の系統化調査

229

増やしていることを示す。1 点で支えると、局所的なに作用した場合に、下層パッドが同じ圧力を示し、上主鏡の変形が大きくなるため、支持力を 3 点に分散層パッド群 3 組が各々異なる圧力を示すことから、上させて変形を抑えることが目的である。また、外周層の 3 組と下層にそれぞれに圧力センサーを設け、風に小さな突起で示してある半径方向の支持点（Lateral

等の外力の強さや、外力の鏡面上の分布を測定するた

Support Pad）は、45°対称に、各 16 式、合計 64 式ある。

めだと考えられる。

Axial Support Pad、Lateral Support Pad ともに、油この 2 層構造の Axial Support Pad の内部を貫くよを封入したパッド（袋）状の構造となっており、Axial

うに、能動的（Active）な力支持機構であるアクチュ

方向は主鏡をパッド状に乗せることによって、また、エータが設置されている（図 5.23）。アクチュエータ

Lateral 方向は全周から主鏡を一定の荷重で押し付けは、内部の油の封止を破らないようなピストン（断面ることによって、主鏡が流体の上に浮かんだ状態をが十字架形状に見える）を Axial Support Pad 内に備模擬する。各パッドからの支持力は、その点に加わる

え、ピストンの上部は主鏡裏面に、下部はバネ、ジャッ

主鏡の質量にバランスするため、El 角度が傾いても、

キ、モータに連結される。アクチュエータは、ジャッAxial 方向と Lateral 方向の支持力の合成力は常に主キの上下によって伸縮するばねの力を主鏡裏面に与え鏡の質量に一致するという原理である。ただし、凹るものであり、その性能 5.31）を表 5.5 に示す。

型の薄メニスカス鏡の外周に並べた Lateral Support
Pad は、主鏡厚さ方向の支持点位置が主鏡の重心と一致しないため、図中に示したような主鏡に対する曲げモーメントを発生させ、主鏡になだらかな変形を与える。よって、VLT では、Lateral Support Pad が与える支持力による鏡面変形を、Axial Support Pad 仕込

表 5.5

VLT の能動支持機構の性能

項⽬値

発⽣⼒（N）-500 〜 800

⼒ストローク（N）

1300

⼒精度（N）±2

⼒精度対⼒ストローク（％）

0.15

まれる能動的支持アクチュエータで補正することを前提としている。

230

主鏡の質量は、Passive なパッドで支えられるため、

図 5.22 を用いて、2 種類のパッドの機能とアクチュ

アクチュエータは、Lateral Support Pad により発生

エータの役割を説明する。Axial Support Pad は、上する主鏡の変形や、研磨誤差や熱変形等の鏡面誤差を

下 2 層に分かれ、上層は 120°の各セグメント内の 50補正するだけの力を発生すればよい。アクチュエータ

式をパイプで連結して 3 組のパッド群にわけ、1 組ごの発生力を鏡面誤差（10 μm 以下の桁の鏡面変位に相とに同じ圧力になるようにして、各組をそれぞれ 1 つ当）補正に使う場合、すばる望遠鏡の例では 400 N 程の油圧ポンプに繋ぐ。上層は、場合によっては、さら度で済むため、上表の力ストロークの 1300 N は、主に 60°
毎の 25 式を一組とするようバルブで 6 分割に鏡の質量 24 トンを Axial Support Pad 数 150 で割っできるが、基本は変わらないため、3 分割のまま説明た平均値 118 kg（支持力で 1157 N）より大きく、一見する。下層は、150 式全てがパイプで連結され、常に矛盾する。この理由を考察する。図 5.23 左は、文献 5.31

同じ圧力の 1 組となる。上層、下層のそれぞれの圧力

内のアクチュエータ構造図であり、主鏡側から順に、を変えればミラーセルからの主鏡の高さは変化する。

支持力を分散させるための a：Tripod（位置の 3 自由

また、この状態で上層の 3 つの組の圧力を変えると主度以外は拘束しないような三脚）、b：Axial Interface

鏡は傾くため、主鏡のミラーセルに対する傾きも調整

Device（軸方向には比較的剛だが、上下の〇部で回転可能である。このようにして、主鏡の初期調整を完了を自由にするためのピボットがつく）と呼ぶ棒や、c：

した後、ポンプと各パッド群との間のバルブを閉じ、油パッド内を 2 層に分ける円板を持つピストン、d：

主鏡位置を固定する。Axial Support Pad は、主鏡の力センサー、e：ばね、f：ジャッキ、g：モータで主質量に釣り合う受動的（Passive）な力支持機構である

鏡裏面に直列に連結され、c のピストンが、i：油封止とともに、仮想的な固定点の役割を果たす。この状態のための弾性シールでミラーセルに連結されているこで、主鏡に風荷重のような外力が作用すると、パッドとが分かる。この部分を、単純化したバネと梁のモデ

内部の油は非圧縮性の流体であることから、パッドのルに置き換えたのが図 5.23 右図である。ジャッキの支持点位置の高さ方向の変化は無視できるほど小さ上下によりアクチュエータ内部のばねが発生する力い。よって、主鏡に加わる外力に対して強い支持シス

P は、油封止用の弾性シール等によるバネ（図ではミテムといえる。パッドを上下 2 層に分け、パイプによ

ラーセルから両端支持される梁でモデル化）を押す。

る連結方法を変えた理由は、一様でない外力が主鏡面

この梁の弾性変形量に、左図の力センサーより上の主

国立科学博物館技術の系統化調査報告

Vol.33 2024. Marcha︓Tripod（三脚）b:︓Axial Intreface
Devicei︓ラバー等の弾性シール

主鏡

c︓ピストンd︓⼒センサー

左図⾚丸のa,b,c直列バネ

i︓油封⼊⽤のラバー等のバネ

𝜹𝜹

e︓ばね

ミラーセル

⼒センサー

ミラーセル

P

f︓ジャッキ（eの伸縮で発⽣する⼒）

g︓モータ

力センサー検出値と主鏡を押す力の考察モデル

アクチュエータの構造 5.31）

図 5.23

VLT アクチュエータの構造と支持力の主鏡への伝わり方

鏡裏面までの構造の軸方向のばね定数をかけると主鏡に加わる力が求まる。よって、力センサーの検出値 Pより、主鏡に加わる力は小さくなる。これは、梁でモデル化された弾性シール等の剛性が Tripod 等のバネよりはるかに大きい場合の思考方法ではあるが、主鏡に加わる力が力センサー検出値より小さくなることを理解するには分かりやすい方法である。また、表 5.5
内の力精度も± 2 N（すばる望遠鏡では± 0.05 N）と大きいが、これも、上の考察によって、主鏡に加わる力誤差も縮小されるため理解できる。したがって、表
5.5 は、力センサーの出力位置で定義された性能と考えられる。なお、表 5.4 に示すように、この 150 式のアクチュエータを用いた主鏡の能動補正は主鏡の振動

図 5.24GEMINI の主鏡支持システムの支持点配置 5.32）

モードの 16 次までである。
以上のように、発表論文 5.30）,5.31）の内容からアクチュ
エータや能動支持システムの設計思想を読み取るのは

5.24 に GEMINI の主鏡支持システムの主鏡支持点の配置 5.32）を、図 5.25 に主要構成図 5.33）を示す。

難しいことが分かる。それ以上に、ESO が国際学会

図 5.24 は、Axial 方 向 支 持 点 数 は 120 点 で あ り、等でこれらを発表したのは 1994 年以降であり、すば60°毎の対称配列になっていることを示す。主鏡外周

るが主鏡支持システム構想をほぼ固めた 1987 年からにおける Lateral 方向の支持点数は左右、上下対称の1991 年頃は、VLT の開発内容はベールに覆われてお配列で 72 点であり、各点から出された矢印は、支持り、ほとんど日本に聞こえて来なかった。よって、す力の大きさと方向を表すベクトルである。Axial 方向、

ばるは、独自の開発路線を歩むことになる。

Lateral 方向の支持点には Passive な油圧パッドを配置し、この点では、GEMINI と VLT の設計思想は同（3）GEMINI の主鏡支持システムじである。GEMINI が VLT と大きく異なるのは、図VLT の主鏡支持システムは、油圧パッドで passive

5.25 内に日本語で特記したように、主鏡裏面とミラーに主鏡を支える方式に電動アクチュエータを組み合わ

セル間に圧縮空気を封入して、主鏡質量の一部を空せた複雑な構成となっているが、GEMINI では、同気圧で支えていることである。主鏡内周の穴（カセグ様な設計思想の中で、より単純な構成を目指した。図レン穴）と外周に、それぞれ柔らかなラバーシールを
大型光学赤外線望遠鏡の系統化調査

231

（Lateral Pad）
（アクチュエータ）（Axial Pad）

ミラーセル

主鏡裏⾯とミラーセル間の圧縮空気

図 5.25GEMINI の主鏡支持システムの主要構成 5.33）
ラバーシール

外周パッド
油ポンプ

主鏡

上部パッド
油ポンプ

上部パッド
油ポンプ
ミラーセル

下部パッド
油ポンプ

図 5.26空気ポンプ

GEMINI の主鏡支持システムの構成概念図

設け、内部の空気圧を El 角度に対応して変え、Axial

群内は油圧で同じ発生力になる。これでは、図 5.7 にPad の支持力が主鏡質量の 80% になるよう制御する。

示す Zernike 級数の A23, B23 等の非軸対称な鏡面誤差

これにより、Axial Pad は、全ての El 角度においてモードの補正は可能でも、A40 のような軸対称な鏡面

主鏡質量の 20% にバランスする Passive な支持力を誤差モードの補正は困難である。一方で、図 5.25 の発生する上に、風荷重等の外力が作用した場合には、丸で囲んだ部分に Active Support（アクチュエータ）油の非圧縮性の性質により Axial Pad が支持点高さをが別途描かれていることもあり、真の姿は今でも不維持するように動作する。空気圧支持と油圧 Pad の明である。表 5.4 に戻り、GEMINI が 120 式の Axial

配管による連結イメージを図 5.26 に示す

Pad で Zernike 級数の 20 モードまでを補正し、VLT

。

5.34）

Axial Pad は、VLT と同様に上下 2 層に分けられ、がより数の多い 150 式のアクチュエータで振動モード

上部を周方向 3 等分（時には配管を弁で閉じて 6 分割）

16 次までを補正するこという仕様を見れば、GEMINI

し、下部を全連結した一様な圧力として、外乱力の鏡が少ないアクチュエータ数でより高次の鏡面変形を補面上の分布を測定できるようにしている点も、VLT正するという矛盾に直面する。よって、GEMINI がと共通である。GEMINI は、
Calar Alto の MPIA（Max

Axial Pad 以外に、別途、能動的なアクチュエータを

Plank Institute for Astronomy）3.5 m 望遠鏡に類似の備えていても不思議ではない。

支持システムを適用し、現場での運用や観測経験を経

表 5.6 に、GEMINI の Axial Pad の性能をまとめる。

てこの方式を決定したようである。このアプローチも

表中の力精度は、文献によって異なるため良い方の数

VLT と同様だが、4 m 級の望遠鏡を持っていなかっ値である。

た日本にはできない確実な手法である。
さて、外周の Lateral Pad 支持により発生する鏡面誤差を含め、全ての鏡面誤差はアクチュエータで修正しなければならない。この補正は、
図 5.26 の 3 分割（あるいは 6 分割）の Axial Pad 群が能動的に実施する 5.33）,。Axial Pad 群がそれぞれ補正力を発生する場合、

5.34）

1 つの Pad 群が配管によって繋がっているため、Pad

232

外周パッド
油ポンプ

国立科学博物館技術の系統化調査報告

Vol.33 2024. March

表 5.6

GEMINI の能動支持部（Axial Pad）精度
項⽬値

発⽣⼒（N）

400

⼒ストローク（N）

400

⼒精度（N）±1

⼒精度対⼒ストローク（％）

0.50

FEM による主鏡の重力変形解析結果

図 5.27

主鏡の重力変形による焦点像の光強度分布
印刷業者の⽅へ

これは、印刷物から、⾃宅のプリンタでscanした図。
主鏡の重力変形解析例（口径 8.3m、支持点数が 231 点 +3 固定点）

（4）すばるの主鏡支持システム

必要なら、印刷物から直接、より性能の⾼いscannerで取り込んでほしい。

像の光強度分布が、十分な精度を示している。その結1984 年から天文台主催で開催された JNLT 技術検

果、支持点 1 点当たりの支持力は、El 角度 90°の状態

討会では、光学、機械工学、制御工学等のエンジニア

で Axial 方向に 550 N（Lateral 方向に 0 N）、EL 角度と天文学者の間で様々な議論が交わされていた。その0°の状態で Axial 方向に 0 N（Lateral 方向に 550 N）

中で、最重要視されていた開発課題が主鏡支持システで良いが、Axial 方向には鏡面の熱変形等の補正が必ムである。

要なため最大発生力は 1000 N 程度となる。なお、図振り返れば、すばるの主鏡支持システムの開発にお5.27 は、主鏡口径 8.3 m、厚さ 20 cm、支持点数 264

ける基本スタンスは、「主鏡支持システムによる能動点（固定点含む）における結果である。また、各アク

補正は、主鏡を含む光学系の熱変形、研磨誤差、望遠

チュエータの Axial 支持力誤差の許容値は、0.1 N（±

鏡構造の変形による相対位置ずれ等により発生する波

5 gf）しか許されないことも同様なシミュレーション

面誤差に適用し、主鏡支持システム自体の性能によっから分かった。

て発生する鏡面誤差は、原則として補正の対象には

図 5.28 は、アクチュエータの概念図である。欧米しない。」というものだったと思う。VLT や GEMINI

は、油圧や空気圧を使って主鏡を支持する方法を検討の支持システムが、Lateral Support Pad で主鏡外周中だったが、パッド部にラバーやベローズ（蛇腹構造を支えるために発生する鏡面誤差を、Axial 方向のアの伸縮可能な金属の筒）が必要であり、摩擦やヒステ

クチュエータで補正をすることを前提とするスタンス

リシス（引張時と圧縮時の変形が異なる軌跡となる）とは、一線を画すものであった。当時、未知の技術でによる非線形問題が発生する懸念があった。よって、ある能動光学に、多くを望み過ぎてはならないというすばるでは、電動ジャッキを上下させてバネを伸縮

日本的な鋭い感覚ではないだろうか。なお、
すばるは、し、バネの発生力を主鏡裏面に加える徹底的な線型方

途中で口径を 7.5 m から 8.3 m に拡大したため、ここ式を追求した。図 5.28 において、主鏡が変形しやすでは主として 8.3 m の検討ケースを説明するが、7.5

い Axial 方向には、制御をかけてジャッキを駆動してm を使う場合にはその旨明記する。

正確な力を発生させ、変形しにくい Lateral 方向には、

すばるは、当初 7.5 m、厚さ 20 cm の主鏡を想定し、従来のてこと錘による Passive な力を発生させるハイ有限要素法（FEM）による重力変形シミュレーション

ブリッド構造とする。この構造は、Axial 方向に細長結果から、支持点数は 390 点で、厚さ方向の支持位置

く幅をとらない形状になり、最終の 264 点の支持点間

は板厚の中心と決定していた。板厚中心を支えるとい隔に十分収まる形状となる。しかし、このアクチュエー

う意味は、主鏡鏡材の裏面からポケット状の穴を支持

タの実現のためには、以下のような問題を解決しなけ

点数だけ掘るという重大な決断でもあり、鏡材にできればならなかった。

るだけ手を加えないことを前提とした欧米とは根本的 xial 方向の最大支持力 1000 N に対して 0.1 N① Aに異なる。5.2.1 章に記載した経緯で口径を 8.3 m に拡の力精度（達成には、0.01 N 程度の分解能で、大する際、主鏡支持点数は最終的に 264 点に減らした。

ビット数では 1000/0.01=100000 ≒ 17 bit）が必

図 5.27 左は、主鏡が水平、垂直の場合の FEM 計算結

要だが、このレベルの力検出器はない。

果であり、図 5.27 右の重力変形最悪ケースでの焦点② 主 鏡に過剰な拘束を与えないように回転部や摺大型光学赤外線望遠鏡の系統化調査

233

厚さ⽅向の⼒
径⽅向の⼒

主鏡

⼒検出器

主鏡セル

摩擦ゼロの
摺動部・回転部てこの⽀点
バネﾌｨｰﾄﾞﾊﾞｯｸ
制御

てこの腕
モータ

⼒指令値信号(上位計算機より)
錘
図 5.28

ｱｸﾁｭｴｰﾀ
制御装置

すばる望遠鏡アクチュエータの概念図

動部機能を備えるが、ボールベアリングやラ定を繰り返し、2 年を超える期間が費やされた。

バーでは、摩擦やヒステリシスで無視できない
力誤差が発生する。
③

ア クチュエータ数が多いために故障確率が高
く、交換のための着脱は短時間で出来なければ

圧電素⼦

ならない。
技術検討会に参加していた三菱電機は、次に示す手法
で、これらの問題解決に挑戦した。
①の解決のため、新光電子株式会社のデジタル電子

力指令値信号
ばね秤に着目した。この電子バネばかりは、水晶発振(上位計算機より)子を経年変化の少ない金属の振動子と組み合わせ、振動子に一定の張力を与えて安定した音程を発生させる原理である。図 5.29 に、はかり等に使用される音叉型振動子の構造を示す。外部からの荷重がかかると、弦楽器の音調整のように振動子に加わる張力が変化し②の対策としては、非線形な変形にならない回転やて音程が変わるため、この音程を聞き分けて荷重を検摺動を実現するため、行きと帰りの運動がほぼ同じ軌出する。薬剤などの軽い質量を 1 mg 精度で測る秤や、跡を描く、いわゆるヒステリシスの小さな金属の弾性

100 kg の体重を 0.1 kg 程度の精度で測る体重計はあっ変形を利用することとした。回転部には、フレックス

たが、新光電子にとっても 100 kg 超のストロークでピボットという市販の部品を用いた。図 5.30 左には変化する質量を数 g の分解能、0.05 N 以下の誤差でその外観を、右に動作原理を示す。2 枚の板ばねを回測定する技術（体重計に乗ったまま、5 円玉を受け取

転軸で交差するように接合し、2 枚の板の端をそれぞると目盛りが変わるほどの性能）は挑戦であった。まれ剛体に近い円筒にそれぞれ固定すれば、回転角度はた、1 式のセンサーを微調整で性能を追い込むことは限られるものの回転部は中心軸周りに回転する。もち可能だが、数百式のアクチュエータ全てに安定した性

ろん、強度を上げるため構造上の工夫は凝らされてい能を実現するには、アクチュエータへの取付け部の工る。また、摺動部には板ばねのスライド機構や、金属夫も必要である。実際、力センサーの音叉の振動がア

板の機械加工による平行リンクを開発し、摩擦ゼロのクチュエータ取付け部と共振する現象が確認され摺動を実現した。

、

5.35）

完成には、センサーとアクチュエータの試作や精度測234

図 5.29 音叉型振動子の構造例（新光電子株式会社のご厚意により掲載）

国立科学博物館技術の系統化調査報告

Vol.33 2024. March③の解決には、アクチュエータの主鏡裏面やミラー出典：https://en.m.wikipedia.org/wiki/File:Flexure_pivot.png（10 月 10 日閲覧）

図 5.30金属の弾性を利用した回転部
アクチュエータ頭部のハットは差し込むだけ︕

主鏡⽳部のハット型⾦具
主鏡
アクチュエータの取付フランジ

アクチュエータ側のハット型⾦具ミラーセル

ミラーセルへの取付ボルト

アクチュエータ本体
アクチュエータ
挿抜⽤昇降
治具

アクチュエータの治具取付ボルト

アクチュエータのミラーセルへの取付作業
主鏡やミラーセルへの組込みイメージ

図 5.31

アクチュエータ挿抜時間短縮化策

セルへの取付け方法の簡素化と、着脱のための治具構備する。ミラーセルに設けたアクチュエータ用の貫通想が必要だった。図 5.31 左に、アクチュエータを主鏡・孔に、下からアクチュエータを治具で持ち上げて頭部

ミラーセルに組込む作業の様子を、図 5.31 右に着脱のハット型金具を通して持ち上げ、主鏡側のハット型

用治具の動作とボルトによる結合のイメージを示す。

金具の内面に挿入する。ここは差し込んだままで、ア

主鏡のポケット穴内部には、低膨張金属（スーパーイ

クチュエータは下からミラーセルに対してボルトで取ンバー）製のハット型金具を接着して鏡材を保護し、り付けるだけとして、挿抜の簡便化を図った。アクチュ

アクチュエータの頭部には、主鏡側のハット内径よりエータの支持力は、主鏡側とアクチュエータ側のハッ一回り小さなスーパーインバー製のハット型金具を装ト金具のつばの接触部、及び主鏡のハット金具内面の大型光学赤外線望遠鏡の系統化調査

235

アクチュエータ構造評価試験の様子

Axial 方向支持力（目標値± 5 gf）

Lateral 方向支持力（目標値± 100 gf）

図 5.32

印刷業者の⽅へアクチュエータ支持力精度の実測結果 5.36）

接触部の摩擦で伝達する。アクチュエータの挿抜作業
これは、印刷物から、⾃宅のプリンタでscanした図。

望遠鏡のアクチュエータの力精度が 2 桁良く、力スト

ロークに対する力精度の割合も 1 桁良いことが分か
を 1 人の作業員が短時間で安全に実施するため、さら必要なら、印刷物から直接、より性能の⾼いscannerで取り込んでほしい。
る。このおかげで、VLT、GEMINI が SH 鏡面測定に、挿抜昇降治具を準備する。

以上のような問題解決の成果を踏まえ、三菱電機と装置を使用した閉ループの制御を常時行って鏡面精度

国立天文台のチームは、1987 年にアクチュエータをを達成する前提であるのに対し、すばるでは、SH 閉

試作し、単体の支持力精度を評価した 5.36）,5.37）。図 5.32

ループ制御なしでも 1 時間は鏡面精度が維持できるたに、アクチュエータの概略構造と評価試験の模様を示

め 5.38）、SH 鏡面測定装置が使えないような特殊な状況す。この試験では、先端に主鏡質量を模擬した錘をア

における観測にも耐えることができる。

クチュエータに搭載し、0°～ 90°の El 角度において、この実験と並行して、三菱電機では、衛星通信用大Axial、Lateral 方向のアクチュエータ支持力と主鏡型アンテナの電力放射パターン解析の経験を活かし、質量の釣り合いからのずれ量を測定した。その結果、波動光学を用いた焦点像の光強度分布を計算するシ

アクチュエータ試作機は、0 N から 1000 N の力変化

ミュレーションツールの開発を行った 5.39）。FEM や実において、Axial 方向に± 0.05 N （± 5 gf）、Lateral

験で得られる鏡面変形を、最終の光学精度と数値で紐方向に± 0.75 N （± 75 gf）の支持力精度を実現した。

づけする重要な解析ツールである。Axial 方向の力誤

表 5.7 に、すばるのアクチュエータの性能を、VLT、

差目標値± 0.05 N （5 gf）を 261 式のアクチュエータ

GEMINI と比較する形でまとめた。表から、すばるにランダムに与え、FEM で求めた鏡面誤差から、こ

表 5.7

236

国立科学博物館技術の系統化調査報告

すばる望遠鏡のアクチュエータ性能（他と比較する形態）

Vol.33 2024. March

mit
mit

アクチュエータ力誤差による主鏡変形（等高線図）

100%
Case 1
80

PSF for Diffraction Limit

PSF for Wort Case

鏡面誤差ゼロの場合の焦点像

力誤差による鏡面変形の焦点像（最悪ケース）

100%
100%
80
80

0

Diffraction Limit Case
Diffraction Limit Case

Case 1Case 1Case 30.0

Case 3
Case 3

Case 2
Case 2
PSF for Wort CasePSF for Wort Case

0
0

0.01
0.01

0.02
0.02

Radius of Focal Image
Radius of Focal Image
焦点像が包含する光エネルギの直径との関係

図 5.330.03
0.03

arcsecarcsec

光の回折による焦点像の光強度分布の解析事例 5.39）のツールを用いて焦点像の光強度分布を求めた例をアクチュエータ単体の性能確認の次は、複数のアク

図 5.33 に示す。アクチュエータの Axail 方向の支持

チュエータを同時に駆動させた状態での鏡面精度確認が必要である。このため、国立天文台と三菱電機は、PSF for Diffraction Limit
PSF for Wort Case

力精度の妥当性が再確認されただけでなく、焦点像のFWHM に加えて、焦点像が包含する光エネルギの直口径 62 cm、厚さ 2.1 cm の Pyrex 製の球面鏡、9 式

径も定量化することができた。すばる望遠鏡では、多のアクチュエータと 3 式の固定点を備えた支持装置な数の機械技術者、制御技術者、光学技術者、ソフトウ

どを開発し、図 5.34 に示すフローに沿った実証実験

エア技術者、土木技術者等による詳細設計がなされたを実施した。

が、光の回折という物理現象によって発生する焦点像

実証実験 1 では、62 cm 球面鏡に白色塗装を施し、の変化と、光学系や望遠鏡構造の重力、熱、振動等に0.1 μm オーダの変位測定の実績を持つアルゴンレー

よる静的、動的な変形（長さや角度などの単位）間をザー（波長 0.51 μm）を用いたホログラフィー法で鏡面定量的に結びつけ、各分野のエンジニアが必要な仕様

変位の計測を行った 5.40）。9 式のアクチュエータに力に翻訳する作業において、このツールは極めて重要な指令値として予め計画した支持力を発生させ、ミクロ役割を果たした。

ン単位の変形を与えて鏡面測定し、FEM による変形
大型光学赤外線望遠鏡の系統化調査237

実証実験 １62cm球⾯鏡の製作

実証実験 ２

El⾓3°における、実績のある
表⾯変位測定系を⽤いた能動
光学実証試験の実施（開ループ制御）

El⾓0°〜60°の既存回転台、シャックハルトマン鏡⾯測定装置による能動光学実証試験の実施（開ループ制御）

シャック・ハルトマン
鏡⾯測定装置の開発

El⾓0°〜90 度の回転タワーの製造、閉ループ制御⽤
ソフトウエアの開発

アクチュエータ、固定点を備えた
⽀持装置の製作

実証実験 ３

El⾓0°〜90°回転タワー、シャックハルトマン鏡⾯測定装置による能動光学実証試験の実施（閉ループ制御）1988年春〜夏

図 5.34

1989年夏〜秋

62 cm 鏡を用いた能動光学実証実験フロー

塗装を
施した
62 cm
球⾯鏡

実験装置

塗装を
施した
62 cm
球⾯鏡

ホログラム像

実験装置

計算値

測定結果

計算値と測定結果（等⾼線間隔は0.1 μm）
塗装を
施した
62 cm
図 5.35球⾯鏡

ホログラム像計算値

測定結果

計算値と測定結果（等⾼線間隔は0.1 μm）

レーザーホログラフィーによる初の鏡面補正の測定結果例 5.40）

実験装置

印刷業者の⽅へ

これは、印刷物から、⾃宅のプリンタでscanした図。少し傾いている。
印刷業者の⽅へ必要なら、印刷物から直接、より性能の⾼いscannerで取り込んでほしい。
ホログラム像これは、印刷物から、⾃宅のプリンタでscanした図。少し傾いている。
必要なら、印刷物から直接、より性能の⾼いscannerで取り込んでほしい。

計算値

測定結果

計算値と測定結果（等⾼線間隔は0.1 μm）

印刷業者の⽅へシステムの外観試験システムの構成

これは、印刷物から、⾃宅のプリンタでscanした図。少し傾いている。
図 5.36 実証実験 2 のシステム 5.41）
必要なら、印刷物から直接、より性能の⾼いscannerで取り込んでほしい。

シミュレーション結果と比較した。
その結果、
レーザー

回転台に支持装置と SH 鏡面測定装置を搭載し、El 角

測定系の発生する熱の影響を除けば、鏡面補正が正確

度を 5°
～ 60°
変化させて、SH 測定装置の測定精度やになされていることが確認された。図 5.35 に、その安定性、アクチュエータ同士の相互干渉の有無、9 式試験構成と結果例を示す。

のアクチュエータの Axial 方向支持力で鏡面に与えた印刷業者の⽅へ
印刷業者の⽅へ

これは、印刷物から、⾃宅のプリンタでscanした図。必要なら、印刷物から直接、より性能の
これは、印刷物から、⾃宅のプリンタでscanした図。必要なら、印刷物から直接、より性能の実証実験 2 では、すばる望遠鏡の鏡面測定に使用を

任意の変形を維持したまま EL 角度を変えた場合の鏡検討中だった SH 鏡面測定装置の開発を行い、既存の面変位の安定性等を評価した 5.41）。図 5.36 に試験シス

⾼いscannerで取り込んでほしい。
⾼いscannerで取り込んでほしい。

左の写真は、Kluwer
Publishersのグリーンブック、後ろ扉のFig.
7
左の写真は、Kluwer
Accademic Accademic
Publishersのグリーンブック、後ろ扉のFig.
7
国立科学博物館技術の系統化調査報告
右の図は、同じくP153のFig. 6Vol.33 2024. March238
右の図は、同じくP153のFig. 6

テムの外観と構成を、図 5.37 に試験結果の例を示す。

出値の差から、各アクチュエータの補正力を求めて力この試験では、各アクチュエータの Axial 支持力には

指令値に反映する制御ソフトウエアを開発して適用し力検出器の測定値を用いた閉ループ制御を行ったが、た。実験装置の外観とシステムブロック図を図 5.38 に、

SH 鏡面測定装置は鏡面変位の測定用センサーとして実験結果の例を図 5.39 に示す。

使用し、その測定値をフィードバックする閉ループ制

図 5.39 右は、オープンループに比べ、SH 鏡面測定
装置の検出値をアクチュエータの力制御にフィード

御は行っていない。
この実験から、ホログラフィー法の測定結果と SH

バック制御した場合に、全ての El 角度において 0.95

測定装置の結果が数 10 nmRMS の精度で一致するこ以上の STR が達成され、安定な制御ができることをとが確認され、SH 測定装置の精度だけでなく、El 角示す。また、図 5.39 左は、SH で検出すべき鏡面誤差度変化に対する鏡面変位（RMS 値）の変化も 0.1 μmのモード次数と鏡面を補正すべきモード次数との関係

より十分小さいこと、並びに、FEM の解析結果ともを調査した結果だが、この結果からすばるの設計指標

よく一致することなどが分かった。

を得ることができた。

最後の実証実験は、望遠鏡への搭載形態を想定し、この実験中に、偶然ではあったが、もう 1 つ極めてSH 鏡面測定装置からアクチュエータの力制御までを重要な発見がなされた。夜間、鏡の温度が周囲の空繋げた主鏡能動支持システム全系の性能の確認であ気温度より高くなったことで発生する “かげろう” にる。アクチュエータに与える力指令値による鏡よる鏡面精度劣化（ミラーシーイング）が測定された面変位の目標値と、実際に SH 鏡面測定装置で測定しことである 5.43）。図 5.40 左は、鏡に与えた鏡面変位の5.41）, 5.42）た鏡面変位の差を、各アクチュエータの指令値にフィー

A22、B22（Zernike 級数の非点収差の x 軸、y 軸方向のドバックして鏡面精度を目標値に追い込む閉ループ制

モード係数（振幅：単位は nm））であり、それぞれ、御の精度と安定性の確認である。El 角度は 0°～ 90°
変27 nm、-779 nm である。この収差を制御で維持した化させねばならないため、専用の試験タワーを製造しまま、24 時間、SH 測定装置で鏡面変位を計測し続けた。また、鏡面変位の目標値と SH 鏡面測定装置の検た結果と周囲温度の関係を図 5.40 右に示す。右図の上

FEMモデルによる鏡⾯変位解析結果（右）とその等⾼線図（中央）、実験結果等⾼線図（左）El⾓度60°（左）、30°（中央）、5°（右）における実験結果等⾼線図（等⾼間隔37 nm）

図 5.37
印刷業者の⽅へ

EL 角度変化に対する鏡面変形の安定性測定結果 5.41）
大型光学赤外線望遠鏡の系統化調査

これは、印刷物から、⾃宅のプリンタでscanした図。必要なら、印刷物から直接、より性能の⾼239

実験システムの外観（筆者が撮影）

図 5.38システムブロック図

実証実験 3 のシステム

5.42）

印刷業者の⽅へ
これは、印刷物から、⾃宅のプリンタでscanした図。必要に応じて、印刷物から直接、より性能の⾼いscannerで取り込んでほしい。
左の図は、 Masanori Iye, 2021, Review Subaru Telescope‐History, active/adaptive optics,
instruments and scientific achievements, Proc. Japan Acad., Ser. B 97のFigure 4.からコピーした物
右の図は、
Masaki Tabata, Noboru Ito, Keizo Miyawaki, Masanori Iye, Yasumasa Yamashita,
Takeshi Noguchi, Wataru Tanaka, 1990, SHAPE CONTROLE EXPERIMENT WITH A FUNCTIONAL
MODERI FOR LARGE OPTICAL REFLECTORS, FIRST JOINT U.S./JAPAN Conference on Adaptive
Structures P617のFig.2をコピーした物。

SH 測定装置の検出値フィードバック有無の差

SH 測定装置で検出するモード（実線）数と制御モード数（点線）の関係

図 5.39

印刷業者の⽅へ
印刷業者の⽅へ

実証実験 3 の結果例 5.42）
朝9時

夜8時

これは、印刷物から、⾃宅のプリンタでscanした図。必要に応じて、印刷物から直接、よ
これは、印刷物から、⾃宅のプリンタでscanした図。必要に応じて、印刷物から直接、よりり
性能の⾼いscannerで取り込んでほしい。特に、左図は左肩下がりに傾いている。
性能の⾼いscannerで取り込んでほしい。特に、左図は左肩下がりに傾いている。

左の図は、Masanori
Iye, 2021,
Review
SubaruTelescope‐History,
左の図は、
Masanori
Iye, 2021,
Review
SubaruTelescope‐History,
active/adaptive
optics,active/adaptive
optics,instrumentsandscientificachieveme
nts,
Japan
instruments and scientific achievements, Proc.Proc.
Japan
Acad.,
Ser. Ser.
B 97のFigure
4.からコピーした物
Acad.,
B 97のFigure
4.からコピーした物

右の図は、 Masaki
MasakiTabata,NoboruIto, Keizo
Miyawaki,
右の図は、
Tabata,NoboruIto, Keizo
Miyawaki,
Masanori
Iye, Iye,
Yasumasa
Yamashita,
Masanori
Yasumasa
Yamashita,
Takeshi
Noguchi,
WataruTanaka,1990,
SHAPE
CONTROLE
Takeshi Noguchi,
WataruTanaka,1990,
SHAPE
CONTROLE
EXPERIMENTWITH
A FUNCTIONAL
MODERIEXPERIMEN
T WITHA FUNCTIONA
L MODERILARGE
OPTICAL
REFLECTOR
S, FIRSTJOINT
U.S./JAPANFORFORLARGE
OPTICAL
REFLECTORS,
FIRST
JOINT
U.S./JAPAN
Conference
on Adaptive
Structures
P617P617
Conference
on Adaptive
StructuresのFig.2をコピーした物。
のFig.2をコピーした物。

鏡面に与えた非点収差

非点収差、ストレール強度、温度差の時間変化（A22、A33 は Zernike
級数の非点収差の x、y 方向の係数）
印刷業者の⽅へ図 5.40 実証実験 3 において偶然発見されたミラーシーイング
これは、印刷物から、⾃宅のプリンタでscanした図。必要に応じて、印刷物から直接、より5.43）性能の⾼いscannerで取り込んでほしい。左の図は、 Masanori Iye, 2021, Review Subaru

3 つ目、周囲温度と鏡の温度差が上から
4 つ目のの 2 つが A22、B22 の値であるが、20時から翌朝の9
Telescope‐History, active/adaptive
optics, instruments
andらscientificachievements, Proc. Japan
Acad., Ser. B 97のFigure 5&Figure 6.からコピーした物

240

時頃の間で大きくばらつくのが分かる。SH 鏡面測定

データである。夜間に周囲の空気温度は下がるが、熱装置データから求めた焦点部のストレール強度が上か

容量の大きい主鏡の温度変化が遅れ、主鏡が空気より

国立科学博物館技術の系統化調査報告

Vol.33 2024. March

2 度程度高くなることでミラーシーイングが発生してて遠方の外に排熱することで、シーイング劣化を抑制いた。鏡と周囲の空気の温度差によるミラーシーイン

した。

グが波面誤差として定量的に測定されたのは、おそら

図 5.42 は、主鏡支持システム全体の制御ブロック

く、この実験が世界初であろう。この成果は、すばる図である。SH 鏡面測定装置は、各焦点に 1 式搭載され、望遠鏡の日中の主鏡温度を、夜間の予測温度より 2 ℃

星の光を使って波面誤差を測定する。SH 鏡面測定装

低く冷却する温度制御測の原点となった。

置の検出データは、C の光学収差算出部にて Zernike

このような実験を経て、すばる望遠鏡のアクチュ

級数の 36 次までに展開され、副鏡駆動で補正すべき

エータや制御システムは開発された。図 5.41 は、ミラー低次の収差モード（2 軸の傾斜成分、焦点移動成分）をセルに並べられたアクチュエータと固定点の配置と主取り出して副鏡駆動制御装置に指令値として与え、残鏡部の図である。図中、3 式の固定点は半径方向に摺りの級数を D の鏡面補正モード算出部に与える。D

動可能で、かつ、主鏡裏面との結合部分（△印部）ででは、鏡面で補正する収差の和を算出して E に与える。

𝜃x , 𝜃y ⽅向に回転可能な⾦属の弾性体構造になっておE の鏡面補正力算出部は、主鏡の振動モードの 36 次

り、主鏡に過剰な拘束を与えずに、𝑧 ⽅向に固定する。

までで決まる剛性行列の逆行列を鏡面で補正する収差

この固定点には、風荷重等の外部から作用する荷重をの和に乗じて各アクチュエータの補正力を求め、B に検出する荷重検出器がついており、検出した荷重をア出力する。B は、主鏡の El 角度ごとのアクチュエー

クチュエータの支持力に分配して変形を押し戻す、固タ支持力指令値を A から受け取り、かつ、E から波定点フィードバック制御

5.44）ができるようになってい面収差のフィードバック値を受け、これらを合算してる。この制御は、VLT や GEMINI が油封入の Axial

各アクチュエータに力指令値として配分する。各アク

Pad で対応した風荷重による主鏡変形軽減策に等価なチュエータは、内蔵する個別の制御装置がこの力指令機能を果たすすばる独自の手法である。
なお、
アクチュ

を受け、アクチュエータ内部の荷重検出器により力制

エータには、それぞれ制御用の電子基板が搭載されて御の閉ループ制御を行う。SH 鏡面測定装置によるこいるため、合計で 2 kW 級の発熱がある。この熱がドーのフィードバックループは、用いる星の明るさ等級にム内に放出されるとシーイングの劣化を引き起こすたもよるが、通常は、ドームシーイングや空の揺らぎ成め、ミラーセルは外周に断熱材を貼って内部に熱を封分を時間平均するために 1 分に 1 回程度の速度で動く。

じ込めるとともに、アクチュエータのミラーセルへの数学的に直交する級数を用いる理由は、1 つの級数で取り付部の穴からドーム内の空気を吸い、ミラーセル

表された波面誤差を制御で修正する際に、他の級数に内の温かい空気を隣接する制御室までダクトで輸送し変化を与えてしまうと制御が発振して不安定化するこ

固定点

アクチュエータの発熱量は制御棟の外に廃熱

𝑥𝑥
𝑧𝑧

固定点
（3式）

𝑦𝑦

は空気の流れ⽅向

図 5.41

すばる望遠鏡のアクチュエータの配置と主鏡部の構造 5.55）
大型光学赤外線望遠鏡の系統化調査

241

鏡支持能動制御部の各部の概略機能
Ａ：主鏡支持力算出部（El 角度の関数）
Ｂ：各アクチュエータへの支持力指令分配部
Ｃ：光学収差算出部

次までの Zernike 級数に展開し、副（36鏡駆動で修正する低次収差と鏡面補正す
る収差に分別）Ｄ：鏡面補正モード算出部（Ｃの鏡面補正する収差の和を算出）
Ｅ：鏡面補正力算出部

各アクチュ（Ｄの和に剛性逆行列をかけ、エータ支持力の補正値を算出）

図 5.42

すばる望遠鏡の主鏡支持システム制御ブロック図 5.35）

4 枚 の 主 鏡 研 磨 を 発 注 し た 後、GEMINI は、5 年 後とから、これを避けるためである。

の 1994 年 に North、South 用 の 2 枚 の 主 鏡 研 磨 を
5.4.4

主鏡研磨

REOSC に 発 注 し た。REOSC は、 パ リ 南 方、 約 45

（1）主鏡研磨設備

km の Saint Pierre du PERRAY にて研磨工場の建造

口径 8 m 級の鏡材の研磨設備は、世界のどこにもを開始し、1992 年 4 月に完成させた。この工場の写ないためゼロから準備しなければならなかった。研磨

真と断面図 5.45）を図 5.43 に示す。長さ 35 m の光学試

設備は、主として、研削加工機（主鏡鏡材の表裏や内

験用タワーを備え、1100 m2 の作業スペースを持つ工外周を高速で回転するグラインダーで数 10 μm から

場内部は空調され、干渉計を用いた光学試験時の空気

0.1 mm オーダの精度で仕上げる加工機械）、研磨機の渦を軽減するとともに、内圧を高めにして外部か（鏡材の研削面の傷の除去や、反射面を後述するラッらの塵やほこりの侵入を防ぐ。作業空間は、VLT 用、プと研磨液でこすり、数 nm 精度まで仕上げる加工機

GEMINI 用の合計 6 枚の主鏡研磨の作業効率を上げ械）、様々な精度に対応する鏡面検査システム、20 トるため、口径 10 m、100 トンまでの鏡材と支持治具

ンを超える重量物でありながらも取り扱いが極めて難等が積載可能な 2 式の回転テーブルを備え、それぞれしい薄いガラス製の主鏡の吊り、移動、必要に応じてが、研削機、研磨機と組み合わされ同時運転が可能で反転等の装置、梱包箱などからなるが、それらの機械ある。従って、研削用、研磨用の回転テーブルそれぞの開発製造はもとより、それらを収納する新しい工場

れに主鏡を支持するための支持台が必要となり、主鏡の建設までもが必要であった。

支持システムの支持数、支持位置に合わせた油圧パッ1989 年、VLT が フ ラ ン ス の REOSC 社 に 対 し てドを持つ。VLT と GEMINI では、主鏡支持のパッド

鏡⾯検査装置設置場所

開梱・梱包場所

出典：https://upload.wikimedia.org/wikipedia/
commons/2/2 b/Vue_du_batiment_Grands_mirroirs.
jpg （2023 年 10 月 10 日閲覧）

図 5.43242

国立科学博物館技術の系統化調査報告

Vol.33 2024. March

治⼯具類収納場所

研削⽤回転テーブル

REOSC の研磨工場 5.45）

研削機

テストタワー

研磨機

研磨⽤回転テーブル

鏡⾯検査⽤ 鏡⾯検査⽤
プラットホーム
プラットホーム

⾨型アーム（研削刃物、⾨型アーム（研削刃物、研磨ラップ等駆動、主鏡研磨ラップ等駆動、主鏡吊り上げクレーンのガン吊り上げクレーンのガントリー等） トリー等）

主鏡吊治具 主鏡吊治具
鏡⾯検査装置（レーザー
鏡⾯検査装置（レーザー⼲渉計、ヌルレンズ、斜め鏡等）
⼲渉計、ヌルレンズ、斜め鏡等）
縦⽳

縦⽳
鏡⾯検査⽤のレーザー光
鏡⾯検査⽤のレーザー光
ア ー ム 上 のア研ー
削ム
刃上物の 研 削 刃 物（グラインダー）の駆（グラインダー）の駆
動⽅向
動⽅向
⾨型アームの駆動⽅向
⾨型アームの駆動⽅向（廃坑⼊り⼝⽅向）（廃坑⼊り⼝⽅向）

研削、研磨⽤研削、研磨⽤

回転テーブル回転テーブル
廃坑内設備⾒取り図
廃坑内設備⾒取り図（三菱電機提供）
主鏡鏡材

研磨時、鏡⾯検査時の研磨時、鏡⾯検査時の主鏡⽀持パッド（264式）
主鏡⽀持パッド（264式）

回転テーブルと主鏡⽀持パッド
回転テーブルと主鏡⽀持パッド

主鏡吊治具 主鏡吊治具
製梱包箱（本体）
梱包箱（蓋）梱包箱（蓋）
主鏡鏡材
製梱包箱（本体）

⼊着した主鏡鏡材の開梱作業
⼊着した主鏡鏡材の開梱作業

廃坑⼊⼝

廃坑⼊⼝

主鏡（上に凸）主鏡（上に凸）裏⾯加⼯完了後の主鏡反転作業準備
裏⾯加⼯完了後の主鏡反転作業準備

主鏡反転作業
主鏡反転作業図 5.44Contraves（Wampum）の研磨工場と入口付近の外部作業

大型光学赤外線望遠鏡の系統化調査

243

位置も数も異なるが、双方とも油圧パッドによる多点

開梱時の模様、中段右は、主鏡の裏面加工後に鏡面側指示という点では共通であることから、同じ支持パッ

加工に入る前に実施した主鏡反転作業（1996 年 10 月

ドを用いて、作業切り替え時に組みたて直しで対応し頃に実施）の準備の模様である。図 5.44 の最下段には、た。REOSC における研磨は、VLT1 号機、2 号機、3

主鏡反転作業を連続的に示す。図から、8 m 鏡の研磨号機、GEMINI North、South、4 号機の順番で行わとは、研磨工程にとどまらず、他の作業を行うためのれた。GEMINI が VLT の主鏡研磨工程の間に潜り込

巨大で特殊で精密な機械設備を駆使する、大きなプロんでいるのは、欧米間の国際協力のおかげと考える。

ジェクトであることが分かる。

すばる望遠鏡では、1992 年に三菱電機から、アメリカのピッツバーグにある Contraves 社に主鏡研磨（2）研削・研磨と鏡面検査方法が発注された。日本の光学メーカは 1 回しか使わない

VLT、GEMINI、すばるの主鏡、副鏡は、焦点面で超大型研磨設備の開発は困難として見積りすら断ってできるだけ広い視野を実現するため、RC 光学系を採きたこと、REOSC における VLT とすばるの主鏡研用している。RC 光学系の主鏡の鏡面形状は、以下の磨期間が完全に重なること、三菱電機が ISAS に収め式で表される。下式において、𝑧 は主鏡の半径 𝑝 の位

た 1.3 m 口径の赤外線望遠鏡の主鏡、副鏡等の研磨に置における鏡⾯の光軸⽅向の⾼さ、𝑟 は主鏡の曲率半

おいて企業間の協力関係も確立されていた等の理由で

径、𝑏 は円錐定数である。

Contraves に決まった。同社は、ピッツバーグの北部��

100 km 程度の Wampum という町に、アメリカ空軍用の直径 4 m 鏡を研磨した石灰岩採掘廃坑の研磨工

𝑟𝑟 �1 � �1 �

�� � 1�𝑝𝑝��𝑟𝑟 �

場を持っていた。廃坑内は温度が安定しており空気のそれぞれの主鏡の RC パラメータを表 5.8 に示す。

乱れが少ないため、鏡面測定に適した環境である。そ

前節の表 5.4 に示された主鏡口径と焦点比の比較におの廃坑の地面から、直径 10 m 程度の縦穴を掘って既

い て は 目 立 た な い が、GEMINI と VLT の 曲 率 半 径

存の横穴につなげ、縦穴を鏡面検査に使い、直下で研は 共 に 28.8 m で あ る。GEMINI は、REOSC で の 鏡

削と研磨を実施する。図 5.44 に、Wampum 廃坑内の面研磨を決定するにあたり、VLT と共通の曲率半径

研磨工場の見取り図と研磨設備の概要を示す。図 5.44に設定したものと推定される。曲率半径が等しいと、左上の見取り図において、回転テーブル上で研削や研REOSC における鏡材加工の共通化に加え、鏡面検査

磨に使用する工具を駆動する門型アームは、廃坑の入が主鏡上の同じ位置で、同じ評価方法で行うことがでり口方向に精密に往復駆動させることができるとともきるため、合計 6 枚の主鏡研磨の短期間化が図れる。

に、アーム上のレールと駆動装置によって、アーム（鏡各鏡の低コスト化につながる賢い選択だったと言えよの半径）方向に研削や研削用の工具をコンピュータ制

う。なお、鏡面の球面からの高さのずれ量は、主鏡外御で動かす機能がある。図 5.44 右上は、鏡面研磨や周部が球面に接するように内面を研磨するため主鏡中鏡面検査において、主鏡をすばるの支持点と同じ位置

心で最も大きくなり、約 2 mm（すばるの場合）である。

で支持するための回転台と支持パッドである。竪穴内

主鏡研磨のプロセスを表 5.9 に示す 5.45）,5.46）。表から、で回転テーブルの約 30 m 上にあるプラットホームに

VLT、GEMINI では、鏡材製造メーカが鏡面側研削、は鏡面検査装置を設置し、鏡面精度の変化を測定して主鏡反転、アクチュエータ用金具の接着等の作業を分

研磨プラン（研磨位置、領域、研磨の圧力等）に反映

担し、研磨メーカは、鏡面上向きの状態で鏡面側の加させた。研削や研磨作業は全て坑内で実施するが、主工に専念したことが分かる。すばるでは、鏡材の裏面に鏡鏡材の開梱、吊り上げ、反転、梱包出荷等の作業

261 個のポケット穴加工が必要なため、裏面加工、反転

は、廃坑入口の外部環境で実施する。よって、坑内とを含む全作業を研磨メーカが実施したという差がある。

坑外入口付近の作業エリア間を、主鏡やその他の備品

表 5.9 において、手順 8 の外周、カセグレン穴、裏を載せて移動する運搬台車もある。図 5.44 中段左は、面の研削後に実施するそれぞれの面の研磨は、研削加

Corning から主鏡鏡材が入着した 1994 年 8 月 24 日の工によって生じるガラス表面のマイクロクラックを除

表 5.8
主鏡パラメータ

244

𝑝𝑝�

主鏡の RC パラメータ

VLT 5.44）

GEMINI 5.44）

すばる 5.45）

曲率半径 （
r mm）

28800

28800

30000

円錐定数 b

－1.0004616－1.00376－1.0083505

国立科学博物館技術の系統化調査報告

Vol.33 2024. March表 5.9⼿順

主鏡研磨のプロセス

作業項⽬

VLT 5.44）

GEMINI 5.44）

すばる 5.45）

1

鏡⾯側球⾯研削、外周研削〇（Schott）〇（Corning）

－

2

反転

〇（Schott）〇（Corning）－

3

裏⾯研削、アクチュエータ⽤⾦具の裏⾯への接着（Shott）〇（Schott）〇（Corning?）－

4

主鏡鏡材梱包、輸送

〇

〇

〇

5

鏡材受⼊検査〇〇〇6

研削・研磨機へ鏡材を搭載（上に凸の状態）

ー

ー

〇

7

外周・カセグレン⽳研削、裏⾯研削

ー

ー

〇

8

外周研磨、カセグレン⽳研磨・裏⾯研磨

ー

ー

〇

9

アクチュエータ⽤ポケット⽳研削加⼯（261 か所）

ー

ー

〇

10

ポケット⽳部フッ酸処理（マイクロクラック除去：261 か所）

ー

ー

〇

11

インバースリーブ接着（261 か所）

ー

ー

〇

12

研削・研磨機から吊り上げ、鏡材を表裏反転

ー

ー

〇

13

主鏡⽀持治具を研磨機回転テーブル上に組み⽴て

〇

〇

〇

14

研削・研磨機へ鏡材を搭載（上に凹の状態）

〇

〇

〇

15

主鏡⽀持⾦具・パッド接着（裏⾯、外周）

〇

〇

ー

16

カセグレン⽳、外周研削

〇

〇

ー

17

所定の曲率半径で球⾯研削

ー

ー

〇

18

球⾯研磨、曲率半径測定

ー

ー

〇

19

⾮球⾯研削、接触式、または⾮接触式プローブによる鏡⾯検査

〇

〇

〇

20

外周⽀持パッド接着

〇

〇

ー

21

⾮球⾯研磨、ナイフシフト法による鏡⾯検査

ー

ー

〇

22

⾮球⾯研磨、⾚外⼲渉計 / ヌルレンズによる鏡⾯検査

〇

〇

〇

23

⾮球⾯研磨、可視光⼲渉計、ヌルレンズによる鏡⾯検査

〇

〇

〇

24

シャック・ハルトマン鏡⾯測定器によるダブルチェック検査

〇

ー

ー

25

ハルトマン検査による円錐定数、曲率半径ダブルチェック検査

〇

〇

ー

26

ナイフシフト法による円錐定数、曲率半径ダブルチェック検査

ー

ー

〇

去して主鏡の長期強度を確保するための処理であり、すばるでは実施した。VLT、GEMINI では、鏡材メー
カの Schott、及び Corning が鏡面側の球面研削を行っ

何種類ものグラインダーが必要だった。
図 5.46 に、すばるの主鏡鏡面の研磨作業と使用したラップの写真を示す。

た後に、鏡材を反転させ、Schott は VLT 用の主鏡支

図 5.46 右に示すように、ラップの鏡面に当たる面持用の金具である Wiffle Tree 金具（三脚）を接着したには、コールタール性のピッチと呼ばれる板が張り付上で、研磨メーカに向けて出荷した。GEMINI 用でけてあり、研磨は、このピッチを熱して柔らかくしては、支持金具等の接着の有無についての記述は見当た

鏡面形状に沿わせた後に開始する。広い面積を深く削らなかったが、Corning にて同様に行ったものと推定

り取るプロセスから、狭い領域をわずかに正確に削りされる。よって、REOSC での主鏡反転作業は必要な取るプロセスが必要なため、大口径から小口径まで数

く、鏡面上向きの状態で鏡材を受け取り、研磨台の支

種類のラップを準備する。また、ピッチには酸化セ

持パッド状に載せて、そのまま鏡面加工を行った。すリウムと水からなる研磨液がラップ全面に行き渡るよ

ばるでは、Contraves にて、裏面の研削・研摩、カセう、格子状の溝が彫ってある。鏡面の研磨は、球面研

グレン穴の研削・研磨や、261 か所のポケット穴の研磨から非球面研磨に移行する。REOSC では、鏡材メー

削加工と加工後の内面のフッ酸によるエッチング処理

カが球面研削を実施したため、直接非球面研磨から始（研削に発生したマイクロクラック除去のため）を実めたようである。主鏡面上の門型アームは、研磨ラッ施したため、VLT や GEMINI に比べ研磨工場での作

プ 1 式を吊り下げるように支持し、コンピュータ制御

業時間が長くなり、かつ、鏡面側加工に移行する前段

でラップを駆動させ、ラップの質量で鏡面に圧力を与階で主鏡の反転作業が必要だった。すばるのポケット

えて鏡面を研磨する。ラップは、上下方向には鏡面に穴研削加工の模様を図 5.45 に示す。なお、研削には沿って自由にスライドし、コンピュータ制御による駆専用の刃物（グラインダー：ダイヤモンド粒などが表

動は鏡の半径方向の往復運動である。同時に、回転テー面にある）を用いるが、内外周加工、表面加工用にもブルによって主鏡を垂直軸回りに回転させ、ラップと大型光学赤外線望遠鏡の系統化調査245

グラインダー上下、回転駆動部

研削液廃棄路

研削加⼯が完了した⽳

図 5.45

研削刃物（グラインダー）

すばるの主鏡支持アクチュエータ頭部用のポケット研削加工
2 m 直径のラップ

研磨ラップ（必要に応じて錘を載せて重さで研磨）

アームで駆動回転台で駆動60 cm 直径のラップ

鏡⾯に当たる側のピッチと溝

研磨ラップ（直径 2 m から 10 cm までの数種類を使⽤）研磨作業

図 5.46

研磨作業と研磨ラップ（すばるの場合）

REOSC:油圧パッド（VLT 150 個、GEMINI 120 個）

図 5.47REOSC の主鏡支持台と Contraves の支持台

鏡の相対運動によって研磨を行う。研磨の際中に、鏡て変える。主鏡は、3 つの望遠鏡計画において支持方

面の一部を万が一深く削りすぎると、その最も低い高式が異なるため、研磨中の鏡面測定時の支持方法も、さに合わせて全面を削り取るという時間のかかる手間

望遠鏡への実装状態を模擬する必要がある。図 5.47 は、が発生するため、一定期間の研磨の後に鏡面測定を行REOSC の主鏡支持台、Contraves の主鏡支持台の写い、次の研磨計画を立てるという慎重な手順を繰り返真である。ともに、油圧パッドを用いているが、数、す。研磨と測定の周期は、研磨誤差が目標値に近づく

間隔、支持力の精度などが違う。

につれて短くなり、鏡面測定方法も、精度に対応させ

246

Contraves︓油圧パッド（264 個）

国立科学博物館技術の系統化調査報告

Vol.33 2024. March

図 5.48 に、表 5.9 の手順 18 以降の、すばるの鏡面測定方法の流れ 5.46）を示す。鏡面誤差の改善とともにて、1 点から出した光を 1 点に戻さなければならない。

検査方法も、それに見合う精度の手法に切り替え、切ヌルレンズとは、反射面が非球面なため曲率中心に戻

り替え時には、新旧の測定方法をオーバーラップさせらない反射光が 1 点に戻るようにするための補正レンて矛盾のないことを確認する必要があった。図中、ナズ系である。すばるの主鏡研磨に使用したヌルレンズ

イフシフト法とは、曲率中心付近で鏡面から反射しての写真と、その光学パラメータを示す絵（Wampum

戻る焦点像を鋭利なナイフの刃（ナイフエッジ）で一の主席研磨技師（当時）であるマーク・ヤングが使用し部隠し、鏡面の凹凸を測定する実績のある手法である。

ていたもの）を、それぞれ図 5.50 の左右に示す。また、

図 5.49 にその原理を示す。図中、ナイフエッジで焦

表 5.9 は、REOSC、Contraves ともに最先端の干渉計

点を半分隠すと、ナイフで隠された側の焦点には反射計測に追加する形で、ナイフシフト法やハルトマン検

光が来ないため、目には明暗の像が見える。
ナイフエッ査等の実績のある、旧式な試験方法を用いて曲率半径ジを光軸方向にずらすと、主鏡からの反射光の半径にをダブルチェックしていたことを示す。この背景には、対応して明暗位置が変わるため、その関係を測定してハッブル望遠鏡の主鏡の曲率半径が、主鏡研磨時のヌ鏡面形状を計算する方法である。手順 20 の、ハルト

ルレンズ設置ミスによって大きくずれ、1993 年に、収マン検査とは、ナイフの代わりにプリズムを用いたナ

差補正光学系をスペースシャトルで軌道に運び、宇宙

イフシフト法と同じ原理の検査である。一方、鏡面全

飛行士の船外活動によっての取り付けられた事象 5.47）

面を 1 か所において高精度に測定する最新の方法が、（打ち上げ費用含め 300 億円の追加費用が発生）があっ

レーザー干渉計である。レーザー干渉計は、出したた。地上設置望遠鏡ではここまでの被害にならないも光と反射で戻る光の光路差を利用して光の干渉縞を作のの、鏡筒構造に対する改修や余分な光学調整等を避り、縞を解析することで反射面の凹凸を検査する。よっけるため、類似ミスの再発防止のために追加されたプ
ロセスであった。

測定⽅法

鏡⾯誤差
50 μm
10 μm

前章に記載した通り、それぞれの望遠鏡は、主鏡支持システムを用いて研磨誤差の補正ができる。研磨精

ナイフシフト法

5 μm度の最終評価には、それぞれの主鏡支持システムが補正可能な次数（VLT では主鏡振動モードの 16 次まで、

⾚外⼲渉計＋⾚外ヌルレンズ

1 μm

GEMINI とすばるは、それぞれ Zernike 級数の 20 次、可視⼲渉計＋可視ヌルレンズ
ナイフシフト法

32 次まで）までを理想的に補正する（実際はアクチュ

すばるの主鏡研磨における検査ミス防止策

計算機を用いた解析で精度評価を行い、合否を判定し

nmレベル

図 5.48（3）3 つの主鏡の研磨精度と評価の差

接触式プローブ

エータの力誤差で若干劣化するが…）という条件で、

光源
光源

光軸
光軸
ビームスプリッター
ビームスプリッター
ナイフ
ナイフ

主鏡
主鏡
点線の光軸より下の光が隠れて、点線の点線の光軸より下の光が隠れて、点線の上からの光と点線の光が重なるため、画上からの光と点線の光が重なるため、画⾯上⽅向に明るい点が⾒える
⾯上⽅向に明るい点が⾒える
半径の⻑い鏡の中⼼部分からの反射光（実線）
半径の⻑い鏡の中⼼部分からの反射光（実線）

半径の短い鏡の外周い部分からの反射光（点線）半径の短い鏡の外周い部分からの反射光（点線）
実線の光軸より下の光が隠れて、実線の実線の光軸より下の光が隠れて、実線の上からの光と点線の光が重なるため、上からの光と点線の光が重なるため、画⾯上⽅向に明るい点が⾒える
画⾯上⽅向に明るい点が⾒える

図 5.49ナイフシフト法による鏡面検査のイメージ（フーコーテストともいう）
大型光学赤外線望遠鏡の系統化調査

247

⼲渉計

ヌルレンズ
斜め鏡

図 5.50

すばる主鏡用のヌルレンズ（左）と研磨技師が使っていた光学パラメータメモ（右）た 5.45）,5.46）。表 5.10 にその結果を示す。（ ）内の表記以20 nm RMS をオーバーしなければ主鏡研磨を完了す

外は、主鏡支持システムによる理想的な研磨誤差補正るという条件付きである 5.49）。その後、Contraves のの場合の研磨誤差である。表では、3 つの望遠鏡計のプロジェクトマネージャであるスコット・スミスの陣

主鏡の研磨合格判定時の精度を、全ての主鏡に対して頭指揮で昼夜 3 交代の研磨が継続され、1998 年 7 月

完成時期の早い順に示した。表から、すばるの主鏡研

23 日朝、32 次までの鏡面補正を施した解析結果とし

磨は、完了時点で世界最高精度を達成したことが分かて、12.0 nm RMS という世界一の精度が達成された。

る。ここには、面白いエピソードがある。

この評価では、鏡を回転台で 45°
間隔で 8 方向の向き

すばるの主鏡研磨の要求精度は 20 nm RMS であに回し、それぞれの位置でレーザー干渉計の鏡面測定

り、Contraves への発注仕様に明記されていた。遅れデータ 200 式を取得し、合計 1600 式のデータを平均ていた主鏡研磨も、
1998 年の 7 初旬にはこの精度を切っすることで、微小な空気の揺らぎの影響を消した。こて 18 nm RMS に達した。しかし、この結果に含まれの精度は、14 ヶ月後の 1999 年 11 月に、VLT 最終号ていたアクチュエータ支持点部分のリップル的な研磨機の研磨精度 8.8 nm RMS に世界一の座を譲ること

誤差が、惑星探査観測に影響を充与える可能性があるとなるが、文献 5.45 によれば、REOSC が自社のコン

5.48）ということで、国立天文台から改善要求が出ていピュータ制御を用いた研磨プロセスの精度限界を探る

た。また、半年前に完成した REOSC の GEMINI 北

ため、契約の精度達成後に数週間の研磨追加で得た結用の主鏡精度は 15.6 nm RMS であり、このままでは果だとされる。REOSC や VLT 関係者がすばる望遠

世界一の精度にならないことも分かっていた。一方鏡の鏡面精度を意識して、世界一を狙ったかどうかはで、1998 年末のすばるの試験観測（ファーストライト）

分からないが…。VLT と GEMINI は、表 5.10 の研磨開始の約束を履行するためには、工程的な余裕は一切

精度の達成後そのまま主鏡を出荷したようであるが、ない。このような状況を踏まえ、Contraves、三菱電VLT の初号機に関しては、5.5 章の試験調整・ファー

機、国立天文台は、1998 年 7 月 10 日に、上記のリッストライトにて、再度述べる。

プル改善と世界最高の鏡面精度を目指した 2 週間の研すばるでは、主鏡研磨の合格判定後、日本から輸送磨継続を決定した。ただし、この継続で、万が一世界したミラーセルとアクチュエータに主鏡を搭載し、主一を達成しなかった場合でも、契約上の仕様である

鏡支持システムの制御系から能動補正を行い、研磨時

表 5.10主鏡研磨完了時期

鏡⾯誤差（nm RMS）

ストレール⽐

VLT1 号機

1995 年 11 ⽉

20.8

0.72

VLT2 号機

1996 年 7 ⽉

19.3

0.79

VLT3 号機

1997 年 3 ⽉

17.4

0.83

GEMINI 北1998 年 1 ⽉

15.6

0.86

1998 年 7 ⽉

12.0

0.92

（1998 年 8 ⽉セルテスト）（13.4）（0.89）GEMINI 南

1998 年 12 ⽉

15.8

0.86

VLT4 号機

1999 年 11 ⽉

8.8

0.95

すばる

248

各望遠鏡の主鏡の研磨精度

国立科学博物館技術の系統化調査報告

Vol.33 2024. March主鏡吊り治具（6 個の真空パッド）

ミラーセル保管テント

移動式
⾨型クレーン（2 式）
アクチュエータを主鏡搭載したミラ ー
レール

搬送
台⾞

研磨台から吊り上げられる主鏡
図 5.51

図 5.52台⾞から吊り上げ、ミラーセルに移動中の主鏡廃坑入口でのセルテスト準備作業

セルテスト時の主鏡（左）と可視干渉計による能動補正後の鏡面精度（右）に使用したレーザー干渉計系を用いて鏡面測定する、幸いである。主鏡裏面のポケット穴の低膨張金属ハッ「セルテスト」と呼ぶ工程を実践した。これは、1992

ト 261 式に、アクチュエータの頭部が差し込まれ、3年の Contraves への発注仕様に予め含まれた工程で式の固定点でミラーセルに位置決めした後、62.5 トンある。このため、ミラーセル、アクチュエータ、制御の主鏡部は、再び吊り上げられ、搬送台車で坑内に移装置は、主鏡研磨の完了見込みが得られた 1998 年の

動し、回転テーブル上に戻された。

6 月に Wampum に輸送され、入着していた。セルテ

図 5.52 左は、回転テーブル上に戻ったセルテスト時

ストの準備のため、研磨台から吊り上げられる主鏡と、の主鏡部である。主鏡は、鏡面のアルミ蒸着を施して廃坑の入口外の作業場でミラーセルへの乗せ換えのたいないために透けて見える。図 5.52 右は、1988 年 8め空中を移動中の主鏡の写真を図 5.51 に示す。主鏡

月 26 日、制御部からの能動支持により、Zenike 32 次は、門型クレーンのアームに吊られた 6 式の真空パッまでの研磨誤差の補正を施し、波長 0.6328 µm のレードを持つ主鏡吊り治具を使って、研磨台から搬送台車

ザー干渉計によって取得された鏡面誤差のマップであに乗せ換え、廃坑外に運び出した。廃坑入口では、門る 5.48）。鏡面誤差は 13.4 nm RMS、波長 0.5 µm におけ型クレーンで移動台車から再度主鏡を吊り、門型クるストレール比は 0.89、直径 0.1 秒角の焦点直径内にレーンをミラーセル方向に移動させ、吊り下げてアク含まれる光エネルギは 89% であることが確認された。

チュエータに装着するという作業を行った。事前に、この時点で、主鏡をマウナケア山頂で望遠鏡に搭載す

日本から送り込んだダミー主鏡（金属製）を用いたテ

れば、世界最高の星像の分解能を達成するという確信

ストランを行い、機材の運転や手順を確認した上で実を得て、ハワイ島への出荷プロセスに移行した。しか施した作業だが、鏡材の製造開始から 7 年もの歳月をし、巨大な望遠鏡の光軸調整やファーストライトとい経て完成した、直径 8.3 m、22 トンを超える貴重な主

う未経験の作業のために、余裕をもって設定した研磨鏡の取り扱いの緊張感が、写真から少しでも伝わればの契約上の完成期限、1997 年 3 月 9 日（絶対に忘れな
大型光学赤外線望遠鏡の系統化調査

249

52

ホノルル港でハワイ島へ向かうバージに積み替えた主鏡（手前のトレーラ上）とミラーセル（後ろの白い箱）

図 5.53

マウナケア山頂に向かう主鏡（手前のトラクタで引張り、トレーラの後ろに隠れているもう 1 台のトラクタで押して、空気の薄い 4000 m の山を登りきる）

主鏡、主鏡セルの輸送シーン

いようにと決めた筆者の誕生日）から 1 年以上の遅れ

図 5.54 左は、スパッタリングの原理を示す。スパッとなり、1998 年 12 月末に実施予定のファーストライ

タリングとは、真空容器内を真空に引き、アルゴンなトまで、たった 4 ヶ月しか残されていなかった。

どの不活性ガスを導入し、成膜材料を収納するスパッ5.50
表 5.10 の（ ）付きの数字は、もう1 つ重要な情報をタリング源側をマイナスの電位に、被コーティング材

セルテスト時の主鏡（左）と可視⼲渉計による能動補正後の鏡⾯精度（右）（鏡面）側をプラスの電位にして、この間に高電圧を含む。すばるの研磨終了時の鏡面誤差 12.0 nm RMS
は、能動支持による補正残差がゼロの数値であり、セ加える。すると、アルゴンがプラズマ化して陽イオンと自由電子に分かれるが、この陽イオンがマイナスのルテスト結果の13.4 nm RMS は能動支持制御の補正（）付きの数字は、もう1 つ重要な情報を含む。すばるの研磨終了時の鏡⾯誤差12.0
残差を含んだ数値である。この差から、すばるの主電荷をもつ成膜材料に高速でぶつかることから、成膜鏡支持システムの実力∆𝜎m が、下式によって 6.0 nm

材料の原子や分子がたたき出され、被コーティング材

RMS であることが分かる。𝜎m、𝜎s は、それぞれ、す

表面に粒子が堆積して薄膜の反射面ができる方法であ、能動⽀持による補正残差がゼロの数値であり、セルテスト結果の 13.4 nm RMS は能動

正残差を含んだ数値である。この差から、すばるの主鏡⽀持システムの実⼒∆𝜎𝜎� が、下

0 nm RMS があることが分かる。𝜎𝜎� 、𝜎𝜎� は、それぞれ、すばるの主鏡研磨完了時の鏡⾯る。この成膜材料の裏側にマグネットを並べ、磁力でばるの主鏡研磨完了時の鏡面誤差、セルテスト結果のスト結果の鏡⾯誤差である。能動補正誤差の設計⽬標値は15 nm 不活性ガスのプラズマ化をさらに促進させ、磁界の強RMS であったため、鏡面誤差である。能動補正誤差の設計目標値は 15 nm

RMS であったため、目標を十分に満足したことが確
満⾜したことが確認された。

い部分の成膜材料に陽イオンを衝突させることで効率を上げる方法が、マグネトロンスパッタリングと呼ば認された。

∆𝜎𝜎� � �𝜎𝜎� � � 𝜎𝜎� � � �13.4� � 12.0� � 6.0

1998 年 9 月 17 日、すばるの主鏡は、アクチュエーれる。この方法は、スパッタリング源と鏡面の距離が短いため真空容器を小型化が可能であり、成膜材料の鏡面への付着強度が高い上に、合金や化合物などの材

⽉ 17 ⽇、すばるの主鏡は、アクチュエータ、主鏡セル、制御装置とともに、Wampum
料にも対応可能、膜厚制御が時間で調整可能などのメ
タ、主鏡セル、制御装置とともに、Wampum から出た。図 5.53 は、輸送中の写真である。これらは、オハイヨ川、ミシシッピー川を下っリットがあり、主に半導体などの小型部品のコーティ荷された。図 5.53 は、輸送中の写真である。これらは、リンズ港に到着し、ここでサトウキビ輸送船「モクパフ号」に積み替え、パナマ運河経ングに使用されている。従って、8 m 口径の主鏡のコー
オハイオ川、ミシシッピー川を下ってニューオーリン

ティングに用いるには極端な大型化が必要なだけでな
ズ港に到着し、ここでサトウキビ輸送船「モクパフ号」のホノルル港に
11 ⽉ 2 ⽇に到着した。ホノルル港で、ハワイ島カワイハエ港⾏きのバ

く、高価なスパッタリング用電源の数を増やさずに、に積み替え、パナマ運河経由で、ハワイのホノルル港
え、11 ⽉ 4 ⽇早朝に、これらは、ついにハワイ島に到着した。1988
年内のファーストに 11 月 2 日に到着した。ホノルル港で、ハワイ島カ

広い鏡面に均一に成膜するための開発が必須である。

ワイハエ港行きのバージに積み替え、11 月 4 日早朝に、

VLT は、英国が 1980 年代に実施した WHT（William

ついにハワイ島に到着した。1998 年内のファースト

Hershel Telescope）4.2 m の改造時に、それまでの真ライト期日までは、残り 2 ヶ月もない…。

空蒸着装置をスパッタリング方式に変えた経験を踏までは、残り 2 ヶ⽉もない…。

え、GEMINI は 1960 年代にアリゾナ Kitt Peak 2.1 m
5.4.5

主鏡コーティング

望遠鏡に当方式を適用した実績を持って、共にスパッ（1）コーティング方法選択と開発要素

タリング方式を選定した。コーティング材としては、

3 つの望遠鏡の主鏡コーティング方法の選択肢には、スパッタリングと真空蒸着の 2 つがあった。

250

国立科学博物館技術の系統化調査報告

Vol.33 2024. MarchVLT はアルミ 5.50）を、GEMINI はアルミより特に短波長における反射率特性の良い銀を選択した 5.51）。銀コー

蒸着ターゲット

蒸着流

真空槽
蒸着⾦属
フィラメント

電源

スパッタリング
出典：https://en.wikipedia.org/wiki/Sputter_deposition#/
media/File:Sputtering2.gif

図 5.54

抵抗加熱式真空蒸着

スパッタリングと抵抗加熱式の真空蒸着の原理

12 m

12.5 m11 m
図 5.55

すばる望遠鏡の真空蒸着装置の最初の構想図 5.53）

ティングは、望遠鏡に搭載中の腐食によって反射面ががある一方、蒸発の前段階で成膜材料が融解して鏡面黒ずむため、酸化保護膜の追加が望ましい。望遠鏡の上に落下する可能性があるため、小型の蒸着装置では、主鏡に酸化保護膜付き銀コーティングを適用するとい成膜材料の蒸発源を下に置き上向きに蒸着する。岡山

う挑戦を選択した GEMINI では、保護膜の性能持続観測所では、複数のタングステンフィラメントにアル

期間、再コーティング時の保護膜除去方法など、新し

ミクリップをかけた蒸着源を垂直に立て、主鏡を立てい課題の解決が必要だったものと推定する。

て水平方向に蒸着を行って蒸着装置の高さを抑えた。

真空蒸着は、望遠鏡では多くの実績のある成膜技術

図 5.55 は、1986 年に国立天文台が紹介した JNLT のであり、真空容器内を高い真空に保ち、金属などの成主鏡蒸着装置概念図 5.53）であり、岡山方式の延長線を

膜材料を加熱して融解させた後に蒸発させ、鏡面に衝考えていた様子が伺える。しかし、薄メニスカス主鏡

突させることによって反射膜を形成する方法である。

は、ハンドリング時の主鏡の安全確保が最優先であり、

図 5.54 右に抵抗加熱式真空蒸着の原理を示す。アル

鏡面上向きの状態で上から蒸着する形態が望ましい。

ミ反射膜を前提に考えていたすばるでは、事前実験でこのため、すばるでは、溶解したアルミの鏡面への落スパッタリングの反射率が真空蒸着に比べて優るもの

下防止策の実現や、ドーム内の限られたスペースに収でないことを確認していた納するための小型化に向けた開発を開始した。

こと、岡山観測所で培っ5.52）

た長年のアルミの真空蒸着経験が活かせる等の事由か
ら、タングステンフィラメントからアルミニウムを蒸（2）主鏡コーティングに必要な他の作業と設備発させる抵抗加熱式真空蒸着を採用した。
真空蒸着は、

主鏡コーティング装置は、研磨完了後だけでなく、成膜速度が大きく高純度の成膜が可能というメリット

観測中の反射面の酸化による反射率低下の発生後に再大型光学赤外線望遠鏡の系統化調査

251

Ａ：主鏡真空蒸着部
固定の真空ポンプを備えた上部真空槽、移動台車付きの下部真空槽からなる真空蒸着装置を設置し、コーティングを行う場所。
Ｂ：主鏡ハンドリング部
固定の門型フレーム、クレーン、主鏡吊治具からなる主鏡ハンドリ
ング装置を備え、主鏡を吊りアクチュエータに着脱する場所。通常
は、主鏡セル台車を直下に収納。
Ｃ：主鏡洗浄部
固定の門型フレーム、水平回転アーム等を備えた主鏡洗浄装置を設置し、アームから純水、アルコール、酸性液（アルミ除去）、中和液等を散布し、主鏡を洗浄する場所。
Ｄ：主鏡運搬台車保管部
円弧上のレール上を移動して 10 m ハッチ下でドームの 80 トンク
レーンでドーム上部に吊り上げられ、主鏡セルの鏡筒への着脱や運搬、主鏡セルを搭載したままドーム下部への吊り降ろしを行う主鏡運搬台車を収納する場所。
10 m ハッチ下望 遠鏡観測床レベルと 1 階床レベルの間を、主鏡を搭載した主鏡部を80トンクレーンで昇降させる場所。主鏡部昇降には主鏡部吊治具を使用。

D:主鏡運搬台⾞
収納部
D

ドーム下部構造 1 F の設備配置（三菱電機提供）

B 部の主鏡ハンドリング装置の作業（梱包箱下部からの主鏡吊り上げ、最下部の部分はセル台車）

図 5.56

C 部の主鏡洗浄装置の作業（洗浄後の鏡面ふき取り、最下部黄色の部分は真空蒸着装置下釜）

すばる望遠鏡の主鏡コーティング支援設備（ドーム下部）

コーティングを行う。主鏡は大きすぎて観測所から移252

ドーム下部構造 1 F の設備と主な機能

せ、梱包箱を載せる。

動させるのは非現実的なため、コーティング作業は全③ 80 トンクレーンで梱包箱の上蓋を吊り上げ、主鏡て観測所内で実施する。よって、観測所は、主鏡の望が上から見える状態の梱包箱が載る主鏡セル台車

遠鏡への着脱、コーティング材の除去や主鏡洗浄を含を B 位置に移動させ、上蓋を搬出する。

む全作業ができる空間と設備を備えなければならな④ B 位置で、主鏡ハンドリング装置の吊り治具を下い。図 5.56 上にすばる望遠鏡の 1 階部分（ドーム下部

ろして、主鏡内外周のフックで主鏡を固定した後、構造）における設備の配置と各設備の主な機能、図 5.56

主鏡を吊り上げて梱包箱から出す。主鏡は吊った下に作業シーンの例を示す。

まま保持する。

観測所に到着したすばるの主鏡にアルミコーティン⑤ 主 鏡セル台車を 10 m ハッチ下に移動させ、空にグを施す作業の概略手順を、
図 5.56 を用いて説明する。

なった梱包箱をクレーンで吊り上げて、主鏡セル

主鏡運搬台車は既に吊りあげられて、主鏡の無い主鏡台車を D 位置に移動させる。梱包箱は、トレーラ

セルを搭載した状態でドーム上部の観測床上にある。

に乗せ換えて搬出する。

① 主 鏡梱包箱をトレーラに乗せたままバックで大型⑥ A 位置で真空蒸着装置の下部真空槽を分離し、内搬入口から 10 m ハッチ下に入れ、ドーム上部から蔵の台車で下部真空槽を B 位置に移動させ、主鏡80 トンクレーンのフックを降ろし、梱包箱をワイ

ハンドリング装置で吊られた主鏡を降ろして、下ヤーでフックに固定する。

部真空槽内の主鏡支持部に主鏡を搭載する。

② 梱 包箱を吊り上げ、トレーラを外に出した後、B⑦ 下部真空槽をそのまま C 位置に移動させ、液体が位置から主鏡セル台車を 10 m ハッチ下に移動さ

主鏡裏面にかからないような養生を行った上で、国立科学博物館技術の系統化調査報告

Vol.33 2024. March

洗浄装置を運転し、洗浄アームを回転させながら載せた主鏡運搬台車を 10 m ハッチ下に移動させ、水や溶液を主鏡面にかけて洗浄する。

主鏡セル吊治具に主鏡運搬台車を固定する。その後、80 トンクレーンで、主鏡セルを載せた主鏡運⑧ 主 鏡の洗浄後、主鏡面をふき取り乾燥させた上で搬台車をドーム上部に吊り上げて保持する。

養生を外し、下部蒸着層を A 位置に移動させ、上⑬ 10 m ハッチを閉じ、ハッチ上に主鏡運搬台車を吊部真空槽と合体させる。
⑨ 蒸 着層内部を真空引きして一定の真空度に達した

り下ろして乗せ、主鏡運搬台車をドーム上部の観後、アルミを主鏡に蒸着する。その後、外気圧に測床上で鏡筒下に移動させる。主鏡運搬台車に内戻して下部真空槽を上部真空槽から分離させ、下蔵される昇降装置を用いて主鏡セルを持ち上げ、部真空槽を B 位置に移動させる。主鏡ハンドリン

鏡筒に主鏡セルを取り付ける。

グ装置で主鏡を下部真空槽から吊り上げて保持し、⑭ ドーム下部構造 1 階で、主鏡セル台車を B 位置に移動させて収納し、空になった主鏡運搬台車を逆

下部真空槽を A 位置に戻す。
⑩ ド ーム上部観測床の 10 m ハッチを閉じ、観測床

ルート、逆手順でドーム下部構造 1 階に吊り下げ、上の主鏡セル運搬台車を 10 m ハッチ上に移動さD の収納位置に移動させて収納する。

せ、80 トンクレーンで吊り上げ、保持する。その以上のように、主鏡のコーティングには重量物の移後、10 m ハッチを開けて、主鏡セルを搭載したま動や口径 8 m を超える薄型主鏡のハンドリングといまの主鏡運搬台車をドーム下部の 1 階に吊り降ろう危険で複雑な作業が必要であり、定期的な主鏡コー

し、レール上に載せる。

ティング作業は、現地作業員にとって、気を使う大変⑪ 主鏡運搬台車を B 位置に移動させた後、主鏡ハンなイベントとなる。VLT、GEMINI でも類似の手順

ドリング装置で主鏡を降ろし、主鏡裏面の 261 個

で主鏡コーティングを実施したものと考えるが、様々のポケット穴にアクチュエータ頭部を挿入し、3な設備の個々の役割分担や配置は、ドームの重要な設

つの固定点でボルト結合した上で、ハンドリング

計対象の 1 つである。

装置の吊り治具を主鏡から外して吊り上げる。
⑫ 80 トンクレーンのフックに取り付けた主鏡セル吊り治具を 10 m ハッチ下に吊り降ろし、主鏡セルを（3）3 つのコーティング装置の実現
VLT と GEMINI のコーティング装置は、真空容器

VLT コーティング装置外観

GEMINI コーティング装置外観
マグネトロンスパッタリング源のアーム
主鏡（鏡⾯上向き）約4 m

上下分離位置上下分離位置約6 m

主鏡回転機構VLT断⾯図

図 5.57

VLT と GEMINI のコーティング装置

GEMINI断⾯図
5.50, 5.54）

大型光学赤外線望遠鏡の系統化調査

253シアトルで仮組立中の外観写真（筆者が撮影）

ドーム内設置後の外観写真

内部模式図

図 5.58

すばるの真空蒸着装置

内で、複数のマグネトロンスパッタリング源を主鏡の

254

である。

半径方向に下向きに装備したアームを、上向きの主鏡

抵抗加熱式の真空蒸着方式を選択したすばるのコー

鏡面の数 10 cm 上で真空容器内壁に固定し、主鏡をティング装置（真空蒸着装置）の外観と内部模式図を真空層内で垂直軸回りに 360°
回転させる方法で、広図 5.58 に示す。真空蒸着装置は、三菱電機から、ア

い鏡面のコーティングを可能にした。この構造を示す

メ リ カ・ ボ ス ト ン 市 郊 外 に あ る Process Systems

外観写真と断面図を図 5.57 に示す。図のように、International 社（PSI）に発注された。すばるでは、真真空槽の高さは VLT で約 4 m、GEMINI で約 6 m と、空槽内で、主鏡上で約 4 m 高さに、タングステンのフィ

直径約 9 m に対して低く抑えられている。

ラメント 288 本を複数の異なる半径上に並べ（図 5.585.50）,5.54）

双方の真空槽は、図中の上下分離位置で 2 つに分離下）、上部真空槽（上釜）内壁から固定した。真空層内され、下部真空槽に Az 周りに回転駆動する主鏡の支部を真空引きした後、アルミクリップが複数をかけら持枠が収納してある。VLT では、上部真空槽が床かれたフィラメントを加熱する。加熱によって溶解し、ら門型フレームで固定され、下部真空槽用台車に備え蒸発するアルミの蒸発流は全方向に飛散する為、フィたジャッキが下部真空槽を上下動させて、上部真空槽

ラメントの直下に、穴を複数設けた蒸発流制御板を設との合体や分離を行う。GEMINI では、逆に上部真置して蒸発流の量と方向を制御し、鏡面上で複数の蒸空槽が床からジャッキで上下することで、台車に乗っ発流を重ねて均一な膜厚を作る方法とした。真空蒸着て高さ固定の下部真空槽と合体・分離する構造のよう装置の高さは 7.5 m 程度と GEMINI より一回り大き国立科学博物館技術の系統化調査報告

Vol.33 2024. Marchくなったが、主鏡横向きの計画よりはるかに小型になねて実施した。マウナケア山への輸送シーンを図 5.59

り、ドーム下部構造の中に収納可能となった。

に示す。

真空槽の鋼板溶接作業はアメリカのシアトルで行

すばるでは、主鏡用蒸着装置のプロトタイプとして、い、1996 年の夏、真空蒸着装置の仮組み立てと真空大型真空蒸着装置と同じ鏡面上向きでアルミ蒸着す試験もシアトルで行った。その結果、大気圧から 10-6

る PSI 製の中型真空著蒸着装置を、1.5 m 赤外線望遠

torr の真空度達成までの仕様である 4 時間に対し、約鏡用に三鷹に設置し、運用を行っていた。この蒸着装24 時間かかることが分かった。この原因は、飽和水置のフィラメント形状や加熱方法は、岡山観測所の経蒸気圧という簡単な物理法則で解明した。シアトルの験を生かした微調整で決定し、1995 年に既に成功を

夏の 1 気圧、30 ℃の大気が含む水分は、マウナケア

収めていた。従って、すばる用の大型蒸着装置の設計の 0.6 気圧、気温 0 ℃の大気が含む水分よりはるかにには一定の自信を持っていた。ところが、1996 年 12多い。これを計算し、シアトルの夏の状態のまま真空

月からマウナケア山頂で実施した蒸着試験において、引きをした場合の 10 torr までの到達時間は、マウ

フィラメント加熱中にアルミが落下する現象や、アルナケアより一桁長くなることが分かった。よって、予ミ蒸発中の火花の発生など、中型真空装置では見られめ真空層内部に乾燥空気を入れてマウナケアの条件になかった問題が発生した。フィラメント形状、アルミ

相当する水分包含量に調整した状態で真空引きを開始

クリップのフィラメントへの搭載位置や数、加熱するすることにした。再試験の結果、仕様値が満足されるための電圧パターンなど、多くのパラメータを変えたことが確認され、真空蒸着装置は、同年 10 月にシア蒸着実験を山頂で行い、3 ヶ月の時間を費やしたが解トルから出荷された。輸送は、主鏡輸送を後年担当す決には至らない。その状況を打破したのが、フィラメ

る日本通運がマウナケ山頂へのテストランの目的を兼ントのプリウェット（Pre-wet：予め濡らす）というア-6

イデア 5.55）であり、三菱電機が提案した。中型真空蒸
着装置を用いて、真空中でフィラメントにアルミク
リップを溶かしつけ、各フィラメントの質量増加を 0.1
mg の精度で測定し、合格したフィラメントだけをハ
ワイに輸送して蒸着に使用するという方法である。この方法はアルミクリップがフィラメントから落ちる現象は解決できるが、プリウェットフィラメントの輸送中にアルミが大気中で酸化して蒸着後の反射率が低下する可能性があるとして、国立天文台から反対の声が上がった。プリウェットフィラメントを用いた蒸着試験を中型蒸着装置で行い、反射率に問題がないことを
図 5.59

すばるの真空蒸着装置の輸送シーン

項⽬

表 5.11VLT

薄膜形成⽅式

スパッタリング

項目

薄膜形成方式

コーティング材質
コーティング材質

コーティング層厚さÅ
コーティング層厚さ Å

膜厚均⼀性
膜厚均一性 ％以内
％以内
真空層サイズ真空層サイズ

直径 m ×高さ m

直径m×⾼さm

真空層内容量 m3

真空層内容量 m3
真空度 torr

真空度 torr

反射率％以上 / 波長 nm

反射率％以上/波⻑
nm
成膜速度Å / 秒以上
成膜速度

Å/秒以上

VLT

確認した上で採択可否を決めることになった。この

各コーティング装置の性能比較
GEMINI

スパッタリング

アルミニウムGEMINI

スパッタリング
スパッタリング

保護膜付き銀
保護膜付き銀

すばる

すばる

真空蒸着

真空蒸着

アルミニウムアルミニウムアルミニウム

800
800

700
～ 1300700〜1300

±5％
±
5％

±5％
±
5％

±±5％
5％

99×6
×6

99×4
×4

9.5
×8
9.5×8

122

150

300

10

10

10-6

122
-6
-6

10

150
-6
-6

10

300

10-6

90/53088/300 ～ 700

88/300〜700
不明

10 91/500（全面）

50 （1 LINE）

不明

10 （全⾯）

50 90/530（1 LINE）

91/500大型光学赤外線望遠鏡の系統化調査

255

GEMINIの通常⾯の反射率（オーバーラップ部の情報はなし）

すばるの1999年蒸着時の反射率
すばるの1998年蒸着時の反射率

VLTの通常⾯の反射率
VLTのコーティングオーバーラップ部の反射率

図 5.60

各コーティング装置による主鏡反射率（分光特性）

評価は 1997 年春に行われ、反射率低下は確認されなダ部の影にオーバーラップ部が重なるようにして、影かったことから、採用が決まった。その後は、蒸着流響を減らしたものと推定する。

の速度と蒸着膜厚均一性の確保や、蒸発中の火花発生の防止のためのプリウェットフィラメントへの印加電5.4.6

圧パターンを含む制御パラメータ最適化のため、三鷹（1）ドーム形状とシーイングとの関係の中型蒸着装置を用いた実験と現地の大型蒸着装置に望遠鏡を雨から守り、観測中に風でゆすられることおける微調整が、国立天文台助手（当時）の林左絵子、を軽減する目的で、半球状のドームがビルの上に設置

野口猛（故人）らがけん引する天文台チームと三菱電されている姿は良く目にする。ところが、このドーム

機の共同体制で繰り返され、約 1 年後にすばるの大型がシーイングを悪化させる可能性が、1970 年代末頃

真空蒸着装置が完成した。その後も、プリウェットになって分かって来た 5.57）。設置場所のシーイング性

フィラメント生産用の小型真空槽導入や輸送中の酸化能の重要性は既に説明した通りだが、ドームそのもの防止のための乾燥材選定などの工夫が国立天文台でなが望遠鏡の分解能に影響を与えるというのは、当時とされしては比較的新しい概念であった。オーストラリアの、すばるのコーティング装置は万全の態勢で、

5.56）

アングロ・オーストラリアン 3.9 m 望遠鏡（AAT：架1998 年 11 月 5 日の主鏡到着を待った。

256

ドーム

完成した VLT、GEMINI、すばるの 3 つのコーティ

台構造と制御装置は三菱電機製）では、ドームの内部

ング装置の性能を表 5.11 に、反射率の測定結果を図

空気と外気の温度差が 1°あると、約 0.5 秒角の分解能

5.60 に示す。表中、GEMINI 初号機のコーティング材が劣化することや、ドームの内圧を上げて観測開口か質（現在は 4 層コーティングに変更された模様）をら内部空気を押し出す方が、外部より吸い込む場合よ明記した資料が見当たらなかったため、開発段階の論

り、シーイングが改善することなどを実験で確認し文から抜粋したものである。図 5.60 では、すばるのていた 5.58）。一方、1980 年代半ばに建設されたアメリ

反射率測定結果に VLT、GEMINI のグラフを重ねてカ の MMT（Multi-Mirror Telescope）や ESO の NTT表示した。3 つの異なる手法で実現されたコーティン（New Technology Telescope）のドームは、望遠鏡にグであるが、それぞれ、銀とアルミニウムの反射率の対してぎりぎりまで小さくしてコストを下げるため、特性を十分に活かす反射率特性となっている。なお、

図 5.61 に示すような角張った形状にしたが、観測中

VLT のスパッタリングでは、スパッタリング開始とに、望遠鏡の前面や後面をフルに開けることで、比較

終了のオーバーラップ部分が、800 nm 以下の波長で的良いシーイング性能を実現したことが分かって来大きな反射率低下を示している。この面積は全体からた。フルに開けた開口部から入る風が、ドームや、主見れば僅かであるだけでなく、副鏡を支持するスパイ

鏡、望遠鏡構造から発生する「かげろう」を吹飛ばす

国立科学博物館技術の系統化調査報告

Vol.33 2024. March

5.54）

出典：ttps://www.eso.org/public/images/eso0912 b/（2023 年 10 月 10 日閲覧）

出典：Dan Blanco, et., al, The New MMT, 2004, Proc, SPIE, .
1117/12.551963（2023 年 10 月 10 日閲覧）

図 5.61Gantry Crane

米・MMT（左）と欧・NTT（右）のドーム

Wind Screen
Wind
WindScreen
ScreenGantryGantry
CraneCrane

10 m

50 m
34 m
施設棟

施設棟

施設棟

34 m

34 m

15 m

15 m

10 m （通気⼝）
10 m
（通気⼝）

50 m

（El軸⾼さ）
2５m
m

15 m

38 m

50 m

2５m
m
2５m
m
（El軸⾼さ）

38 m

（通気⼝）

２0
00 m
m
２0
（E
Ell軸の⾼さ）
（E
E
軸の⾼さ）

（El軸⾼さ）

２00m（EEl軸の⾼さ）

38 m

50 m

50 m

VLTドーム構想（1986年代）5.59)

50 m 5.60)
GEMINI構想（1993年代）

VLTドーム構想（1986年代）5.59)

VLT ドーム構想（1986 年代）5.59）

5.60）
GEMINI構想（1993 年代）
5.60)
GEMINI構想（1993年代）

VLTドーム構想（1986年代）5.59)

GEMINI構想（1993年代）5.60)

ドーム観測床2５m
m（E
El軸の⾼さ）

空気の流れ

ドーム観測床ドーム観測床
通⾵床

2５m
m
2５m
m
制御棟
El軸の⾼さ）
（E
El（E
軸の⾼さ）

空気の流れ
空気の流れ

通⾵床

通⾵床

制御棟

制御棟

すばるドーム構想（1988 年代）5.61）

図 5.62VLT、GEMINI、すばるの初期ドーム構想（数値は概略値）

ことでシーイングが改善するのではないかという考え

望遠鏡の技術に関する世界最大の学会である、SPIE方を世界中が持ち始めた。望遠鏡を収納して守る、単（International Society of Optics and Photonics） でなる建物だったドームが、科学や技術の目で見直され1980 年から 1990 年に発表された論文には、ドームの熱る時代が到来した。なお、筆者が調査した範囲では、

解析とシーイングを関係付ける論文は、ほとんどない。
大型光学赤外線望遠鏡の系統化調査257

出典：https://www.eso.org/sci/publications/messenger/archive/no.50-dec87/messenger-no50-32-32.pdf（2023 年 9 月 5 日閲覧）

図 5.63

VLT の初期ドーム構想における試作機（1987 年）

1980 年代後半の VLT、すばるの「初期の検討段階」

分かる。ドームを開けた状態で望遠鏡はむき出しになにおけるドーム構想と、1993 年の GEMINI の構想を、るため、ドームの Az 回転は不要になる。また、望遠

図 5.62 に示す。当時のドームシーイングに

鏡は風に曝されるため、ドームシーイングは解消する

対する理解の進化を探るため、初期構想から完成時のという常識を覆す構想であり、世界中が驚いた。図ドーム形状がどのように変化したかを、その設計思想

5.62 の左上において、偏西風の風向がほとんど一定なや背景を含め、後段で望遠鏡ごとに紹介する。なお、性質を使用し、風上に固定の Windscreen を設け、開ドームとは本来、半球状の構造物を指すが、形状が多口率をかえることで風の速度を制御する。このドーム

少変わってもそのままドームという呼称を使って本論は 45 トン～ 60 トンの質量で、従来に比べ 1/10 程度を展開する。

の軽量化と低コスト化が可能である。ただし、図 5.635.59）,5.60）,5.61）

左には、テント開閉のためのガイドとなるアーチ状の（2）3 つのドームの初期構想

258

トラス構造が 2 本見えているため、このままでは、観図 5.62 において、3 つのドームの初期構想は、全て、測の邪魔になる。よって、このアーチも倒さねばなら半球形状を踏襲していることが分かる。これは、角張っないことから、構造的には実現が難しかったのではとた構造が作る渦によるシーイング劣化を意識してのこ思う。

とであろう。また、積極的に外の風を利用し、望遠鏡

架台は地面から立ち上げた直径 16 m の柱（コンクやドームから発生するかげろうを吹飛ばす点も似ておリートピア）の上に敷く円形のレール上で Az 回転駆り、図 5.61 のドームの良い点を取り込んでいる。また、動を行う。床（図では Service Platform）の下に固定さ望遠鏡が発生する数 kW 級の発熱を水冷や空冷を使っれる架台の筒状の覆い（図示なし）は、底でコンクリーて遠方に廃熱し、日中はドームの内部空間を観測時のトピア部に固定され、内部に架台部分が収納される。

外気温度に保つよう空調をかけ、地表との熱交換で乱この覆いの外周には開閉型の通気口があり、観測時にれた風の影響の軽減のために主鏡を地面から高い位置

開けて風を取り入れ架台にできるかげろうを吹飛ばすに搭載する点も共通であり、ここには、長年のドームのという設計思想である。なお、El 軸の高さは、25 m

経験が活かされている。それぞれに異なる点について、である。複数の主鏡の蒸着等の作業を行う建物は、別

以下、初期構想の特徴を含めて望遠鏡ごとに説明する。

の場所に施設棟として設け、ドームを最小化する。

◦VLT

◦すばる

長径 38 m、短径 36 m 程度の樹脂膜製の楕円体を1988 年 に、国 立 天 文 台 の JNLT 推 進 室 は、VLT、

円形断面で 2 分割して床上に凸状態で設置し、垂直方

AAT、University of Arizona 等の世界の大型望遠鏡計

向に 2 分割して開閉させ、観測時には望遠鏡上部を完画をけん引する専門家を集め、東京で “International

全開放してむき出しにする、開閉テント式ドーム構造

Symposium on Large Telescoops” を開催し、すばるである。日中は閉じて内部を空調・与圧して、強度を望遠鏡計画の検討状況を世界に紹介した。JNLT 計画

保つ。図 5.63 は、1987 年にオランダで製造された直の全容、光学系、望遠鏡構造、主鏡支持、ドーム、観径 15 m の試作機であり測機器等、ほぼ end-to-end に渡る内容が世界に発信、構造全体のイメージが5.62）

国立科学博物館技術の系統化調査報告

Vol.33 2024. Marchドーム外壁温度

上空空気温度

断熱材
内壁温度

外壁内
⾵速

ドーム内
⾵速

外⾵速

望遠鏡
外壁温度

⽇中の熱解モデル（各温度は時刻ごとの各要素の平均温度）

夜間の熱解析モデル（各温度は時刻ごとの各要素平均温度）

時刻

時刻

アルミ外壁ドームの場合の熱解析結果

鉄板/⽩⾊塗装外壁の場合の熱解析結果（温度差）

シーイング劣化（0.1秒⾓）

アルミ外壁ドームの熱解析から予想されるドームシーイング

図 5.64

すばる望遠鏡のドーム熱解析例（1989 年代：外風速 7.5 m/ 秒）

された最初の機会である。このシンポジウムで発表ごとに作り、前者は、ドームを閉じて空調で内部温度された国内外の巨大望遠鏡開発に関する最先端の情を夜間の平均気温に保ちつつ太陽熱の吸収と外気との報は、T.Kogure and A.T.Tokunaga によって編集さ

対流・放射で熱交換するモデル、後者は、観測口と通れ、“Japanese National Large Telescope and Related

風孔を開けて風速を 2 ｍ / 秒に抑えた風を内部に取Engineering Developments”（ 1989 年、KLUWER

り込みつつ外気との対流・放射で熱交換するモデルでACADEMIC PUBLISHERS）として発刊されている。

ある。単純化のため、各要素は、平均温度を持つ 1 つその中で、JNLT のドームについては、図 5.62 下段の熱容量と面積を持つノードとして扱い、各温度の時のドーム構想がどの程度のドームシーイング性能を示

間変化を計算する。各ノードの比熱を、𝐶𝑝、質量を 𝑊、すか、単純な熱解析を用いて定量的に検討した例

温度を 𝑇、熱量の⼊出の差を Q 、時間を 𝑡 とすると、

印札業者さんへ

スキャナ性能の良いもので、原稿を読み直してください。

5.61）

を紹介した。図 5.64 にその解析モデルと結果を示す。
図中、上段に示す解析モデルは、日中と夜間観測時

以下の式が成⽴する。式の中で、𝑗 は、各要素を⽰す
番号である。
大型光学赤外線望遠鏡の系統化調査

259

𝐶𝐶�� 𝑊𝑊�

𝑑𝑑𝑑𝑑�
� ��
𝑑𝑑𝑑𝑑

保守設備を収納する空間を設け、100 m 程度離れた位置に建設する制御棟内に制御機器、計算機、望遠鏡オ

この式を用いて、鋼板に白色（TiO2 を含む）塗装をペレータや観測者等の「発熱源」を全て隔離し、ドー施した典型的なドームの外壁と、アルミニウムの外壁

ム内の発熱源を極力排除し、望遠鏡駆動部やアクチュに対して計算した結果が、図 5.64 中段左、右である。

エータ等からのドーム内発熱量は、熱輸送して制御棟

この結果から、白色塗装を施した鉄板は、観測時に 2の横で外に廃棄する。望遠鏡構造は、表面を熱容量が℃程度外気温より下がって観測光路を空気の渦が通過小さく熱放射率の小さな薄いアルミ板で覆った断熱材

する際にシーイングを劣化させる可能性があること、

で囲み、表層の温度を内部の風の温度に確実に一致さ

及び、アルミ外壁は、日中は大きく温度が上がるが観せる。この方法は、シーイング以外の効果もあること

測時にはすぐに外気温と同じ温度になり、ドームシー

から、望遠鏡構造の章にて再度述べる。

イングを抑える可能性があることなどが示された。この差は、白色塗装の高い熱放射率とアルミの低い放射率によって発生する、夜間の放射冷却の差であることが定量的に分かった。さらに、AAT の実験結果

5.58）

GEMINI は、直径 50 m、高さ 50 m の半球形状のドーム構造であり、ドームの側面に大きな通気孔を設を利用してドームシーイング劣化量を推定した結果がけ、観測中には風を取り込み、ドームや望遠鏡構造、

図 5.64 下段である。この報告は、ドーム構造を設計

主鏡のかげろうを飛ばす方式である。観測口は、上下するための熱解析的なアプローチの必要性とドーム2 式のシャッターの上下駆動で開口面積を調整し、強シーイングの予測可能性を示唆した事例として、シン

風時にはぎりぎりまで小さくしてドーム内風速を制御

ポジウムにて多くの反響を受けた 5.63）。

する。さらに、大型の吸気ファンを 1 式設けて、無風

この解析等によって決めたすばるの初期ドーム構想

時にはドーム内の空気を 1 時間に 10 回換気する。なお、は、20 cm 程度の断熱材を内部に施す半球ドーム壁の望遠鏡の El 軸の高さは約 20 m である。この構想を外側に、通風用の隙間を持たせたアルミ外壁を備える

反映した熱解析事例が、すばるの構想報告の 5 年度の2 重構造であり、直径 40 m、高さ 50 m、El 軸高さは1994 年に紹介されている。図 5.65 にその解析モデル

25 m 程度の規模である。ドームに多数の通風孔を設と結果を示す 5.65）。すばるの熱解析モデルよりやや複け、外風速に応じて開口面積を制御してドーム内風速

雑化しているものの、手法、解析結果、及び、ドーム

を 2 m/ 秒程度に抑え、ドームの床下にも空間を設けてへの反映方法も、以下の③を除きすばると同様である。

通風して床温度も外気温になじませる工夫を行ってい① 観 測時のドーム外壁表面温度の冷えすぎによっる 5.64）。望遠鏡を含むドームの内部空間を、観測開始後、てドームシーイングが劣化する可能性軽減のた外気を利用してすぐに均一温度化させる構想である。

め、低放射率の表面処理を施し、通気ファンでドーム固定側の下部構造内には、真空蒸着装置等の熱解析モデル

図 5.65260◦GEMINI

内部空気をかき混ぜる。

熱解析結果から予想したドームシーイング性能（外⾵速0 m/秒のケース）

GEMINI のドーム熱解析モデルとシーイング予想結果（1993 年代）5.65）

国立科学博物館技術の系統化調査報告

Vol.33 2024. March② 通 気孔の開口面積は、外風速に合わせて能動的は、大きな変化に着目し、構想からの差の技術的背景を説明する。

に制御する。
③ ド ーム観測床を高い放射率の表面処理にし、温◦VLT

度を低めに保つ。
GEMINI がどの程度、すばるを参考にしたかは分から完成した VLT のドーム外観を図 5.66 に示す。ESO

ないが、ドームシーイング改善のために熱解析を行っは、1986 年 に 世 界 を 驚 か せ た 構 想 を 大 き く 変 え、て、形状、構造、換気、風速制御方法を決定するすば

NTT 型ドーム（図 5.61 右）に近い形状とした。主鏡洗るのドーム構想の検討方法は、確実に GEMINI に影浄やコーティング設備等は、当初の構想通り別棟に収響を与えたものと推定される。

納してドームの内部空間を狭くし、El 軸高さも 12 m
低い 13 ｍにして、ドーム直径と高さを共に約 29 m

（3）完成した 3 つのドームに抑えて、質量 500 トンを実現した。これでも、テン

3 つの望遠鏡計画は、それぞれ 3 ～ 6 年程度かけてト型に比べれば約 10 倍の質量である。L 字型の大型構想の実現性向上検討、詳細設計、製造、現地据付け

ドアを左右に開いて観測するが、Wind Screen を必を行い、ドームを完成させた。VLT 初号機が 1995 年

要に応じて引き上げて内部に取り込む風の速度を調整

頃（望遠鏡組立て完了時期から推定）、すばるは 1997

する。ドーム上部と下部には、多くの通風孔があり、年、GEMINI は 1999 年である。詳細設計段階で、ドー風を利用して内部のかげろうを吹き飛ばし、外壁は、

ム形状を含む細部が変更になることは多いが、ここですばると同じアルミにすることでドームシーイングのWind Screen

通⾵孔

パラナル山の VLT ドーム外観
出典：https://en.wikipedia.org/wiki/Very_Large_Telescope#/media/
File:Paranal_and_the_Pacific_at_sunset_（dsc4088,_retouched,_cropped）.jpg

図 5.66

VLT ドーム断面図
出典：https://www.eso.org/sci/facilities/develop/
documents/VLT-SPE-ESO-10000-2723_is1.pdf

完成した VLT のドーム

出典：https://www.gemini.edu/observing/telescopes-and-sites （2023 年 10 月 10 日閲覧）

図 5.67完成した GEMINI のドーム

大型光学赤外線望遠鏡の系統化調査

261

劣化を抑えている。ESO が、テント式から始まったぎを実時間で補正するシステム）を用いた観測が主で構想をドラスティックに変えた経緯は分からないが、あるため、完成時点におけるドーム単体のシーイング

鏡筒をむき出しのままで鏡面精度を達成する許容風速

性能は不明である。しかし、風を内部に積極的に取り（すばるの場合は約 2 m/ 秒）に抑えることの困難さ、込む方式であるため、一定のシーイング性能は達成さ

開閉式テント構造の設計の困難さに加え、風・積雪・れたものと推定する。

地震等の耐環境性、製品寿命、及び、望遠鏡保守や観測装置交換時のアクセス手段の観点から、テント型を◦すばる
すばる望遠鏡のドームの完成形を図 5.68 に示す。

あきらめたものと推定する。
5.5 章にて紹介する VLT 完成後の試験観測（ファー1989 年頃の構想から、ドームの上部の形状が大きく

ストライト）では、ドームのシーイング性能を含んだ

変わり、円筒形と楕円柱（お茶筒）を組み合わせたユ星像の分解能の最良値として、0.27 秒角が報告されてニークな形状になった。高さは構想より 6 m 低い 44いる。当初の開閉式テント方式から抜本的な変更を施

m だが、ドーム上部の質量は、構造内に収納した副したドームであるものの、シーイング性能は設計目標

鏡や主焦点光学系ユニットの収納機構、交換ロボッをクリアしたものと推定される。

ト、カセグレン観測機器交換台車等の保守機器を含めて 2000 トンと、3 つの計画の中で最も大きい。その他では、アルミ外壁、通風孔、直径、制御棟の配置な◦GEMINI図 5.67 左は、完成した GEMINI 初号機（マウナケア）のドーム、右は GEMINI 2 号機（パチョン山）のドー

ど、当初構造が良く踏襲されているのが分かる。ドー
ム上部構造、通風階にも多くの通風孔がある。

ムである。図 5.62 右上の初期構想が良く踏襲されてドームの形状は、ハワイ州の環境アセスメントを受いるように見える。左図では、ドーム上部の通風孔がけるために、1990 年末（予算執行の約半年前）に決め

小さく開けられ、右図では内部の望遠鏡が透けて見えた。このドーム形状は、水流実験 5.66）,5.67）によって決定る程度まで大きく開けられ、風速によって開口率を変された内容が多く報告されているが、その前段階で、えていることが分かる。GEMINI 初号機のドーム発

当初構想の半球型から変えるために交わされた厳しい

注は 1994 年 5 月であることから、1993 年代に発表さ議論については、あまり知られていない。三菱電機は、れた構想は、ほぼ完成形だったものと推定される。通1990 年初頭、図 5.69 に示すスケッチによる思考実験

風孔開口率は、リング状の上扉の上下駆動で調整し、を行い、ドーム形状の変更を提案した。図 5.69 左は、

外壁はすばると同じアルミ板である。ドームレールの半球形ドームが外気を取り入れて内部の乱れた空気を直径は約 48 m、高さは約 42 ｍ、望遠鏡の El 軸高さ

流し出す（フラッシュする）際、内部空気の渦がドー

は 20 m であり、総質量は約 780 トンである。このドー

ム内壁に沿って舞い上がり観測光路を通過してシーイ

ム直径は、主鏡コーティング装置や洗浄装置の 1 F 床

ングを劣化させるため、シーイング面では良い形状でへの収納方法によって決まり、3 つのドームの中で最ないことを示唆する。図 5.69 右は、ESO の NTT ドー大である。ドームの質量がすばるより小さいのは、副ムのシーイング性能のメカニズムであり、ドーム内の鏡が 1 式であるため、焦点切り替え用の副鏡ユニット

望遠鏡左右の壁と後方の通風孔が、フラッシュの際の交換手段や複数の副鏡ユニットの装備が不要なためで内部空気を望遠鏡の横壁に沿って流して、観測光路にある。現在は補償光学（Adaptive Optics：空気の揺ら

影響を及ばさないガイド役になっている可能性を示し

ドーム上部通⾵孔
ドーム上部通⾵孔

通⾵階部
通⾵階部
通⾵孔
通⾵孔

図 5.68262

国立科学博物館技術の系統化調査報告

Vol.33 2024. March

完成したすばるのドーム後にすばるの「グレートウォール」と呼ぶ望遠鏡の横壁の役割が記載されている

ドーム内の熱交換で乱れた空気の渦が観測光路を横切る

観測光路付近にシャッター⾓部の渦が⼊る

ドーム内の熱交換によって暖められた空気の渦は後⽅に流れる

1989年代の半球ドーム構想におけるドームシーイング劣化メカニズム

図 5.69ESOのNTTドームにおけるドームシーイング改善メカニズム

半球形ドームと NTT の円筒ドームのシーイング性能の思考実験スケッチ（筆者が当時作成）た。一方で、観測光路に入るシャッター角部の渦は避けられないが、NTT ドームのシーイング性能から見て𝑑𝑑𝑑𝑑
� 8.8 � 10��𝑇𝑇

大丈夫と推定され、よって、角部を持つ箱型や円筒型

マウナケアの夜間平均温度（𝑇  = 273 𝐾）を代⼊し、温に変更するのが、すばるにとって良いとの内容だった。

度変化∆𝑇（＝ 𝑑𝑇）を求める。

国立天文台からは、角部の渦のシーイングへの影響℃
𝑑𝑑𝑑𝑑 � 0.025 ℃の定量的評価がないという指摘がなされたが、当時の次に、AAT 実験式 5.58）を適用して、シーイング劣化

流体解析で渦の温度上昇を厳密に解くことは難しかっ量∆𝜃 は、た。そこで、ドームの壁に当たる風の動圧（単位面積秒角∆𝜃𝜃 ≅ 0.5𝑑𝑑𝑑𝑑 � 0.013 秒⾓

当たりの流体の運動エネルギー）が、断熱圧縮で全てとなり、目標とする 0.1 秒角に対し十分小さいことが

温度上昇 𝑑𝑇 に変わるという極端な仮定で、あり得な分かった。この結果は、国立天文台助教授（当時）のいレベルの最大温度変化を求めた 5.68）。

家正則により、圧縮流体を等エントロピー流れと見た

空気の密度 𝜌、⾵速 𝑣 における単位⾯積あたりの動圧変化 𝑑𝑃 は、以下の式で表される。

𝑑𝑑𝑑𝑑 �

らこの式と推定）を用いた再計算がなされ、温度変化が一致することが確認された。

𝜌𝜌 �
𝑣𝑣
2

次に、断熱変化と理想気体の状態方程式を組み合わせ、上式を代入すれば、
��∴∴

風速のマッハ数 𝑀 と温度変化の式 5.69）（下式：記憶か

𝐶𝐶𝐶𝐶 ��
� 𝑃𝑃𝑃𝑃 �� �� �
𝑃𝑃𝑃𝑃 �� ��𝑑𝑑
��𝑑𝑑
𝑃𝑃𝑃𝑃
𝑃𝑃𝑃𝑃

𝜌𝜌𝜌𝜌��
𝑑𝑑𝑑𝑑
𝑑𝑑𝑑𝑑 11𝑑𝑑𝑑𝑑
11 𝑑𝑑𝑑𝑑
11 𝜌𝜌𝜌𝜌
�1
�
�
�
�1
�
�
�
� �1 � �� �1 � �
𝑇𝑇𝑇𝑇𝛾𝛾𝛾𝛾 𝑃𝑃𝑃𝑃 22𝛾𝛾𝛾𝛾 𝑃𝑃𝑃𝑃

�

�

�
�
𝑇𝑇
1
�
� � �1 � �� � 1��� �
𝑇𝑇 � ∆𝑇𝑇
2

このような経緯で、「角部の渦問題」に終止符が打たれ、
異形ドームへの変更提案は採択された。
その後、水流実験を経て、望遠鏡の EL 軸高さは23 m（構想段階より 2 m 低い）の円筒形状を選定し、更に、ドームの上階側 2/3 程度を、お茶筒型にして構と表すことができる。ここで 、𝛾 は空気の⽐熱⽐（定造の小型化を図る最終構想を決定した。工業デザイ

数で 1.4）、𝑃 はマウナケアの⼤気圧（0.7 気圧＝ 70910

ナーによるデザイン的検討も行い 5.70）、1990 年 12 月𝑁/𝑚2）、 空 気 の 密 度（𝜌 = 0.891 𝑘𝑔/𝑚3 @0.7 気 圧 ）、末に図 5.70 に示す最終構想図が完成した。図 5.70 のC は定数であり、式の展開過程で消える。シーイング

2 次元図は、三菱電機の機械設計主任（当時）の川原信性能が要求される外の最⼤⾵速（𝑣 = 7 𝑚/ 秒）を上式

哉（故人）による手書きの構想図である。この図には、に代⼊して、以下を得る。

ドームだけでなく、望遠鏡、蒸着設備などの保守設備
大型光学赤外線望遠鏡の系統化調査

263

グレートウォール（横の全ての通⾵孔とダクトでつながる）

ドーム上部

シャッター

望遠鏡ピア

ドーム下部構造
グレート
ウォール

通⾵孔

44 m

通⾵階の
通⾵孔

23 m

直径40 m

図 5.70

すばるドームの最終形状を決めた手書き図面（三菱電機提供）とスケルトン表示の完成形

等、ほぼ全ての要素を含み、望遠鏡の左右にグレート

士山頂で転がすテニスボールを東京タワーから望遠鏡

ウォールを備え、ドーム上部は 5 階建てにして望遠鏡で見る際に、視野中心がボールから外れないほどの精やドームの保守用のアクセス手段を確保している。ま度である。以下、鏡筒・架台の構造、駆動部、制御系

た、この構想図は、図右上のスケルトンで表した完成が果たすべき機能と性能の達成方法を、すばるの設計

形ドームの CG とほとんど差がないことが分かる。す手法を基に、他の望遠鏡と比較する形で説明する。なばるのドームは、熱解析、思考実験、水流実験、工業

お、すばるの機械設計、駆動制御系設計、ソフトウエ

デザイン等の工学的なアプローチだけではなく、熟練

ア設計は、それぞれ、三菱電機（株）通信機製作所（当時）の設計技師の想像力と技とが合体して決定に至ったこの宮脇啓造、清水岳男、香月良夫がまとめた。

とを特筆したい。
すばるのドーム構造は、1996 年初旬に発生したドー（1）鏡筒・架台構造

ム内部の火災の復旧を終え、1997 年に完成した。ドー

図 5.71 は、すばる望遠鏡の鏡筒・架台構造 5.71）である。

ムのシーイング性能を単独に測定することは困難だ

架台を回転させるレール下面から鏡筒の先端までの高が、完成直後のすばるの星像の分析能実績値（0.198

さは 22.05 m、最大幅 27.2 m、主鏡や他の光学系を含秒角：図 5.96）はドームによるシーイング劣化を含む

む全質量は 550 トンである。

ため、ドームに施した設計上の工夫や配慮は、目論見通りに性能を達したものと予想する。

図の各焦点には観測装置が搭載される。カセグレン
焦点を例に、望遠鏡の追尾駆動時の焦点面の観測像と視野の方向の関係を図 5.72 に示す。

5.4.7

264

望遠鏡構造及び制御系

図 5.72 に 示 す よ う に、Az/El 方 式 の 望 遠 鏡 で は、

望遠鏡は、主鏡、副鏡や観測装置などの天体観測に視野の天頂方向と水平方向は常に一定なため、日周運

必要な部品を高精度に、堅固に、かつ長期にわたって動を行う天体は視野中心回りに視野内で回転する。こ安定に支持するだけでなく、天体に向けて精密に指向

れを視野回転といい、この回転を止めて常に望遠鏡視し、追尾しなければならない。追尾性能の目標値は表

野内で観測像を固定する方法の 1 つがカセグレンロー

5.1 に示した通り 0.1 秒角のオーダであり、これは、富テータである。カセグレンローテータは、焦点に向国立科学博物館技術の系統化調査報告

Vol.33 2024. Marchトップリング

カセグレン副鏡

第3鏡
及び バッフル

鏡筒

センターセクション

El軸

主鏡の鏡⾯頂点

ナスミス台

主鏡部

カセグレンローテータ

架台

カセグレン観測装置

図 5.71

すばる望遠鏡の鏡筒・架台構造 5.71）

望遠鏡視野の天頂⽅向
観測開始時点の天体
望遠鏡視野

⻑期間追尾後の天体望遠鏡視野の
⽔平⽅向

⽇周運動⽅向

⽇周運動の中⼼図 5.72

Az/El 駆動の望遠鏡の視野と観測像との関係

段なしフランジ

段付きフランジ

図 5.73鏡筒のトラス材接合部に用いた段付きフランジ構造 5.72）
大型光学赤外線望遠鏡の系統化調査

265

図 5.74

すばるの各要素の相対変位の定義（左）と望遠鏡構造の FEM モデル（右）5.71）
変形後の主鏡光軸

変形後の主鏡中⼼傾
斜⾯
El 0 °における鏡筒のFEM解析結果（主鏡と副鏡の変位を出来るだけ等しくすると共に、傾きも合わせる。）

El 90 °における鏡筒のFEM解析結果（3点の固定点の変位の影響で、主鏡がわずかに傾くため副鏡の相対変位が発⽣する。）

Relative Posistion
|∆𝑥|
|∆y|
Secondary|∆𝑧|
Mirror
|∆𝜃𝑥|
|∆𝜃y|
|∆𝑥|
Casegrain
|∆y|
Focus
|∆𝑧|
|∆𝜃𝑥|
Instrument|∆𝜃y|Requirement
10 μm
10 μm
150 μm
0.8 arecsec
0.8 arecsec
100 μm
100 μm
150 μm60 arecsec
60 arecsec

Calculation Result
negligible small
6.8 μm
6.5 μm
0.09 arecsec
negligible small
negligible small
19.6 μm
99.3 μm
1.9 arecsec
negligible small

各⽅向の相対変位の⽬標値とFEM解析結果の最⼤相対変位（30分の追尾駆動におけるEl⾓度最⼤変化時）

図 5.75

すばるの鏡筒弾性変形 FEM 解析結果と相対変位目標値と解析値の比較 5.71）

かう観測光をけらないよう中央に穴の開いたリング状動部があり、最終的には、リアルタイムで多くの駆動の固定部と回転部の 2 重構造になっており、この回転部を駆動して追尾精度を達成する。しかし、肝心の鏡軸を光軸に合わせてミラーセルに締結する。回転部に筒・架台構造が、重力や風の外乱で再現性の無い、例

カセグレン観測装置を装着し、日周運動（1 回転 / 約

えばガタや非線形的（作用力に比例しない）な変形を

24 時間）に合わせて観測装置を回転軸回りに回すこと

起こしては各部の精密駆動に影響がでる。このため、

で、観測装置の視野内で像の回転は止まる。カセグレ

すばるでは、約 60 トンの主鏡セル部とセンターセク

ンローテータは、VLT も GEMINI にも装備されていションをつなぐ鋼管材や、トップリングとセンターる。また、この取付けや駆動誤差等も、カセグレン焦セクションをつなぐ鋼管材のフランジ接合部に、図点における星像の分解能の誤差要因になる。

5.73 に示す段付きフランジ接合方式 5.72）を用いた。こ

この他、副鏡駆動を含め、望遠鏡には多くの精密駆

266

国立科学博物館技術の系統化調査報告

Vol.33 2024. March

れは、45 m の電波望遠鏡に日本で初めて起用したホトップリング
副鏡スパイダ
副鏡及び副鏡駆動機構
鏡筒トラス
主鏡

センターセクション

アクチュエータ

El軸

ナスミス台

主鏡
El軸

El軸駆動部
架台トラス
ミラーセル

カセグレン観測装置
Az回転レール

GEMINI構造とFEM解析モデル 5.74）

すばるの構造とFEM解析モデル 5.71）

副鏡スパイダ副鏡
トップリング
鏡筒トラス
センターセクション
El軸
ミラーセル
カセグレン観測装置
架台トラス
Az回転レール

主鏡
ナスミス台

El駆動部

VLT構造とFEM解析モデル 5.75）

図 5.76

各望遠鏡の鏡筒・架台構造

モロジー設計（反射面が全ての El 角度でパラボラ形に異なる。この相対変位は、主鏡の光軸と直径方向状の弾性変形を起こすように、鋼管トラス材の配置ので決まる座標系で定義され、図 5.74 左に示すように 6最適化を図る手法）において開発されたものである。

自由度方向に発生する。各相対変位は、El 角度 90°、

フランジ中央に段を付けて、その部分に周囲のボルト0°の状態で、図 5.74 右に示す FEM モデルを用いて計締付け力を集中させるため、フランジに作用する引張算した。構造の弾性変形が再現するといっても、相対り力がボルト締付け力を超えない限り（図 5.73 右の b

変位が大きければそれを補正するための精密駆動部の点）接合部が離間することはなく、常に線型の変形を

ストロークが大きくなり、高精度化が困難になる。各示す。この方式に代表されるように、鏡筒構造は、重駆動機構が精度確保可能な範囲のストロークに抑える

力方向の変化に対し常に線型の弾性変形を示すようにため、相対変位の目標値をあらかじめ定め、ホモロ

設計し、El 角度に対する変形の再現性を確保した。

ジー設計と同様に、部材の剛性を調整して目標値に追鏡筒は、El 角度 90°～ 0°
までの El 角度において、い込む作業を行う。FEM 解析による鏡筒の変形図と、重力方向が変わるため異なる変形を示す。主鏡、副鏡、

変形後の主鏡光軸に対する各部の相対変位の目標値とカセグレン観測装置間の相対的な変位も El 角度ごと

FEM 解析値の比較を、図 5.75 右下に示す。図から、大型光学赤外線望遠鏡の系統化調査

267

上部トラスがトップ
リングを⽀える⽀点

y

副鏡を⽀える
中央の構造
反⼒T1

スパイダの板圧が厚
光路を⼀部遮断トップリング

T

x

𝜃𝜃𝜃𝜃�

𝑇𝑇𝑇𝑇 𝑇 𝑇𝑇𝑇𝑇� 𝑐𝑐𝑐𝑐𝑐𝑐𝑐𝑐𝑐𝑐𝑐𝑐𝜃𝜃𝜃𝜃� � 𝑇𝑇𝑇𝑇� � 𝑇𝑇𝑇𝑇� 𝑐𝑐𝑐𝑐𝑐𝑐𝑐𝑐𝑐𝑐𝑐𝑐𝜃𝜃𝜃𝜃� � 0
𝑇𝑇𝑇𝑇 𝑇 𝑇𝑇𝑇𝑇� 𝑐𝑐𝑐𝑐𝑠𝑠𝑠𝑠𝑠𝑠𝑠𝑠𝜃𝜃𝜃𝜃� � 0
反⼒T2

図 5.77

反⼒T3

スパイダ構造と張力調整の原理

すばるの設計では、全ての方向の相対変位が目標値をわせるため、トップリング部とトラス材の軽量化を徹達成したことが分かる。他の望遠鏡の設計手法にこの底的に狙った構造に見える。セルリエと同様なトップレベルの公開はないが、類似の手法を用いたことは明

リングの相対変位に抑えるため、ミラーセルの固定方白である。

法には見えない工夫があるものと見る。

図 5.76 に、VLT、GEMINI、 す ば る の 構 造 図 と精密な駆動が必要な機械の構造設計でもう一つ大FEM 解析モデルを並べて示す。図から、すばると切なことは、固有振動数である。望遠鏡は、Az、El

VLT は、センターセクションから El 駆動軸を出し、の 2 軸回りに同時に回転駆動されるため、駆動機構のセンターセクションから副鏡側のトップリングと主モータ部分から正弦波的な振動を与えた場合の最低次鏡側の主鏡部を、それぞれ三角形状の鋼管トラスで固有振動数（ロックドロータ周波数）が高いことが望

つなぐ、いわゆるセルリエ構造を採用していること、ましい。これは、制御系からの駆動指令への応答性を

GEMINI は、センターセクションとミラーセルを共良くするためと、風等の外乱を制御で抑えるためであ通化して、中に主鏡を搭載していることが分かる。セる。設計結果として、VLT は 8.1 Hz、GEMINI 北はルリエ構造とは、El 角度が 90°の場合に主鏡光軸上に4.0 Hz（地盤を含めた最低次固有振動数、El 軸回りは調整された副鏡の中心が、El 角度 0°に倒した場合に11.5 Hz）、すばるは 4.5 Hz のロックドロータ周波数ずれがなく、副鏡の相対的な角度も出ないような弾性を達成した。VLT が高いのは、Az 構造の合計 8 点の変形を示すよう、トップリング側と主鏡セル側の鋼管トラス交点全て油静圧パッドを設け、2 重のレール上

トラスの剛性を調整する手法であるに置いたこと（すばるは 6 点で 1 重レール上）に加え、。EL 軸の両5.73）

側に重量物があるため、El 軸回りのモーメントを釣

望遠鏡のピアが低いためと考えられる。

り合わせて、駆動部の負担を軽減することもできる。

外観の差で目立つのは、トップリングから副鏡を支

また、EL 軸の軸方向に穴をあけ、中央の穴を光路と持する副鏡スパイダの固定方法である。スパイダは、してナスミス焦点を作ることができる。GEMINI は、

上から見ると図 5.77 左のように主鏡が集める光を遮

ナスミス焦点がないためセンターセクションとミラー断するため、できるだけ薄い方が望ましい。その一方セルの共通化ができるが、EL 軸から主鏡部重心までで、副鏡をしっかりと支えるため、薄板に張力をかけの距離が短いため、El 軸回りのモーメントを釣り合てトップリングに固定する。スパイダ構造で 3 つの望表 5.12鏡筒・架台のシーイング対策比較

高さ
（ｍ）

最大幅
（ｍ）

質量
（トン）

鏡筒トラスの表面処理

鏡筒トラス
熱容量低減策

VLT

20

22

430

高熱放射率塗装、色はシルバー

太いトラス鋼管
表面の断熱材被覆（＊）

GEMINI

22

20

485

高熱放射率塗装、色はシルバー

細いトラス鋼管にして低熱容量化

555

低反射率 & 高放射率塗装。
色は濃いブルー太いトラス鋼管
表面に断熱材被覆

すばる

22

27

＊：明記された資料がないため、写真から推定

268

国立科学博物館技術の系統化調査報告

Vol.33 2024. March

鋼管温度T

断熱材

気温

1日
日

表面温度T0
=外
外気温度

1年
年
時間

T

𝑇𝑇� � �𝑇𝑇� 𝑠𝑠𝑠𝑠𝑠𝑠𝑠𝑠𝑠𝑠

𝑑𝑑𝑑𝑑 𝜆𝜆𝜆𝜆�𝑇𝑇� � 𝑇𝑇
𝑑𝑑𝑑𝑑𝑙𝑙𝑇𝑇�𝑠𝑠�1
1
�
≡𝐶𝐶� 𝑊𝑊𝑊𝑊𝑇𝑇� �𝑠𝑠�
1 � �𝑠𝑠𝑠𝑠
1�
𝜆𝜆𝜆𝜆
𝑇𝑇�𝑠𝑠�
1𝑙𝑙𝑙𝑙𝑙𝑙� 𝑙𝑙𝑙𝑙𝑙𝑙𝑇𝑇� �𝑠𝑠�
1 � � � 𝜔𝜔 �𝐶𝐶� 𝑊𝑊

図 5.78𝑙𝑙𝑙𝑙𝑙𝑙𝑇𝑇�𝑠𝑠�
𝑇𝑇� �𝑠𝑠� 1年
年

0dB (1)1日日

𝝎𝝎（1/20）

断熱材被覆の構造熱変形の効果

遠鏡に共通なのは、1 枚のスパイダに張力を与えれば

ラス、センターセクション、ミラーセル、架台にも表他の 3 枚のスパイダに同じ張力が発生する構造になっ面に 0.5 mm 程度の厚さのアルミ板を接着した数 cmていることであり、その原理を図 5.77 右に示す。図厚さの断熱材で被覆したため、アルミ板が周囲の空気の中の式は、スパイダとトップリング中央の副鏡支持の温度となじむ対象である。よって、空気に運ばれる構造（内環）の固定が紙面に垂直な軸回りに回転自由熱量も小さくなる 5.77）。加えて、この断熱材の被覆はな拘束条件の場合の式だが、図中右上の 1 枚に張力 T

魔法瓶と同じ原理で、内部の鋼材の熱容量を見かけ上をかけると、他の 3 枚が全て同じ張力で調整されるこ大きくすることができるため、観測中の 1 晩の外気温とを示す。異なるのは、スパイダそのものの構造であ変化 2 ℃に対し、トラス鋼管の温度変化量は 1/20 程り、すばるは鋼板構造、VLT がタワー型の鋼板のト度（図 5.78 右）まで小さくなり、鏡筒の熱伸縮を 3 μラス構造、GEMINI は上下の 2 枚だけの CFRP 板構

m 以下に抑え込んでいる。一方、年間の温度差に対造である。GEMINI は、板を薄くしすぎたために風しては時間的な位相遅れを伴いながら、ほぼ 100% 追にあおられ、制御が難しくなったという予想外の問題

従して鋼管温度が変わる（図 5.75 右）が、この時間周が発生

期は 1 年と極めて長いため、毎晩の観測開始時 1 回程したようである。

5.76）

その他、シーイング対策としての構造の特長を、表
5.12 にまとめる。

度の副鏡駆動によるピント合わせで対応可能となる。
よって、観測中の鏡等の熱伸縮はほとんど無視でき、鏡筒トラスが放射冷却で温度が冷えすぎないように

多くのケースで主鏡能動支持システムによる副鏡駆動するため、表面塗装は、VLT、GEMINI では小さいが回避される。能動光学で徹底的な性能を追求しなが熱放射率で高反射率のシルバー色を、すばるでは、小らも頼りすぎず、そのベースとなる望遠鏡構造設計に

さい熱放射率と低反射率の双方の特性を持つ濃いブもやれるだけの工夫を緻密に施す姿勢も、日本的文化ルーを適用した。他の望遠鏡が赤外線観測に特化したと言えよう。VLT の鏡筒・架台構造に断熱材被覆がのに対して、すばるでは、可視光観測も重要視したた

あるかについて情報は見当たらなかったが、外観上あめであり、三菱電機と日本ペイントが共同で開発しると判断し、表 5.12 にはその旨記載した。

た「すばるブルー」と呼ばれ特殊塗装である。また、
GEMINI は、鏡筒トラスに断面積の小さい鋼管を使用（2）Az/El 駆動部

することで熱容量を減らし、ドーム内の風の温度にな望遠鏡は、極めて高い追尾精度が必要なため、Az/

じみやすいようにしたが、これは、一方で、主鏡と副El 駆動部のガタや摩擦によるスティックスリップ（滑鏡の間の鉄が、外気温の変化に即応して、1 ℃で 15

りと停止が交互に起こる間欠運動）の発生を嫌う。主μm 程度、伸縮することを意味する。すばるでは、ト

鏡支持システムの章で、すばるのアクチュエータの回
大型光学赤外線望遠鏡の系統化調査269

静圧パッド位置

静圧パッド

https://ja.wikipedia.org/wiki/フライス盤
出典：https://ja.wikipedia.org/wiki/ フライス盤（2023年10⽉15⽇閲覧）（2023 年 10 月 15 日閲覧）

図 5.79静圧軸受の原理 5.77）（左）と応用製品のフライス盤（右）転部や摺動部には、弾性変形を利用してこの問題を解

量 1000 トン、全長が 50 m に及ぶものがあり、巨大決したと説明したが、望遠鏡 Az 駆動、El 駆動では、な望遠鏡構造に適した軸受である。

それぞれ 360°以上、90°
程度の大きなストロークが必すばるを例に、望遠鏡の Az 軸と El 軸の静圧軸受要なため、小さな駆動範囲だけに有用な弾性変形は利構造を説明する。工作機械は大きな面積で多数の静圧用できない。また、大きな角度領域で高精度に角度やパッドで大きな質量を支持するのに対し、望遠鏡は、速度を検出する必要がある。これらの課題の解決方法

軸の一部や架台トラスの力点部という限られた数で、を、主な構成要素ごとに分け、以下、紹介する。

かつ、小さなパッド面積で支持しなければならないし、
また、望遠鏡構造の剛性が工作機械に比べて小さいと◦Az/El 駆動部の軸受

270いう差がある。小さなパッド面積と数は高い支持圧力

自動車の車輪やモータなどの連続回転する駆動部にの必要性を意味し、小さい剛性は軸受の固定側と移動

は、
ボールベアリングを使うことは良く知られている。

側の相対変形による角度差の発生を意味する。この条

ベアリングは、1/1000 ～ 1/10000 程度の静止摩擦係

件で、静圧軸受は、El 軸の加工誤差や、直径 16 m の数を持つため、例えば鏡筒構造を 100 トンとすれば、Az レールの据え付け誤差なども吸収しながら、正常

ベアリングの円環の接線方向に 980 N ～ 98 N の静止

な支持圧力を常に維持しなければならない。すばるの摩擦力が発生する。望遠鏡の追尾駆動は極めて遅いた

Az 用、El 用の静圧軸受部の外観と、課題解決策のめ、動き出しの際には、この力が駆動方向にかかるま一部を示す静圧パッド面、及び、球面軸受部を図 5.80で動かず、動き出すと動摩擦に変わるために急に速度に示す。なお、静圧隙間は 0.1 mm 以下であり、ポケッが上がり、これを抑えるため逆方向に力をかけるとい

ト圧力は重力方向に 5 Mpa ～ 6 Mpa、水平方向に 1う形態のスティックスリップが発生する。

Mpa のオーダである。図の左下に示す静圧パッド面

この現象を避けるため、VLT、GEMINI、すばるは、は、50 年以上の寿命を持たせるために開発したリン全て油を用いた静圧軸受を採用した。静圧軸受の原青銅合金と鋼材の複合材とし、油の流量を抑えるため

理とその応用製品例を図 5.79 に示す。静圧軸受は、正方形の 4 辺の溝（ポケット）を 1 パッド当たり 4 式、軸と軸受面の間に外部より強制的に潤滑油を送り込ん

リン青銅合金面に設けた。軸受隙間の傾き変化を吸収

で油膜を作り、その油膜に生ずる静圧力を利用して物するためには、図の右下に示す球面座金を開発して体を浮かして支持する軸受である。軸受と支持物体をパッドとパッド固定部の間に挿入した。この球面座金

油で完全に分離させるため、支持物体の移動速度が小の回転側と固定側の隙間にも、静圧軸受用の高圧油をさい場合、軸受摩擦はほとんど零になる。また、油を利用して座金が受け持つ荷重を減らすとともに、潤滑軸受に送る際の絞りマスク効果（squeeze film effect）の役割を持たせた 5.79）。パッド面の大きさは、大きいによって減衰率も高くなるため、駆動制御にとってはもので 62 cm × 62 cm、小さいもので 28 m × 42 cm

ありがたい。静圧軸受は、1970 年代から研削盤、中である。なお、油は静圧隙間から外に出る際に温度上ぐり盤、縦旋盤の回転テーブルなどに使用されてきた。

昇してシーイングを劣化させるため、予め外気温より中には、油静圧を摺動部に利用する工作機械で、総重5 ℃～ 10 ℃ほど低く冷却した。

5.77）

国立科学博物館技術の系統化調査報告

Vol.33 2024. March

架台（最下部が⾒えている）

El軸

球⾯座⾦

静圧パッド

静圧パッド

軸受隙間

球⾯座⾦

Az レール
El軸を重⼒に⽅向⽀える2式の静圧パッド

Azレール上の静圧パッド6式の中の1式（左右のEl軸部にそれぞれ2式あり、軸⽅向の拘束⽤に更に1式ずつある）（写っていないが、Az軸⽔平⽅向拘束⽤パッドがさらに
6式ある）

油潤滑⽤
の溝
静圧ポケット（溝）

図 5.80すばるの静圧軸受 5.79）El軸⽤の静圧パッド⾯のポケット溝（Az⽤のパッド⾯は平⾯）
VLT では、同様な静圧パッドが、架台の垂直方向支持用に架台トラス底面部の交点 8 か所にそれぞれ

球⾯座⾦（相対⾓度の吸収機能）

論文）とすばるの方式の差を示し、図 5.81 にそれぞれの望遠鏡の駆動部構成を示す。

1 式（内側レール上に 4、外側のレール上に 4）、El 軸

表 5.13 に示すように、VLT とすばるは、リニアモーの支持用に左右に 2 式ずつ装備されている。GEMINI

タを用いた DD モータ方式を採用し、GEMINI はフ

では、架台の垂直方向支持用に 6 式、Az 軸の水平方

リクションドライブ方式を選択した。架台の Az 駆動

向拘束用に 6 式、EL 軸支持用に左右に 2 式ずつ、ELにおける DD モータ方式は、回転側の架台構造に電軸方向拘束用に左右に 1 式ずつ静圧パッドがある。

動コイル（電磁石）を、固定側のレール部に永久磁石を円周上に 360°
敷き詰め（El 軸部はその逆）、静圧軸◦Az/El 駆動機構

受で浮いた架台そのものをモータ化する方法である。

表 5.13 に、VLT5.80）、GEMINI5.81）（ともに 1994 年の
表 5.13

各望遠鏡の駆動機構の構成（1994 年代の計画）

Az 駆動部
駆動半径
m（概寸）

VLT

GEMINI

すばる

DD モータ方式は、摩擦が全くないため、低速な追尾

駆動部構成

DD モータ（内外の Az レールに固定した
8/4
上下 2 式のマグネット板の間（内外周のに架台駆動側コイルを隙間を2 重レール）
持たせて挟む 2 重構成モータ
16 式）

9

フリクションドライブ（Az レール外周に架台底部にから駆動ローラ 4 式を押し付
ける構成）

8

DD モータ（Az レール上面に固定したマ
グネット板の上に架台駆動用
コイルを浮かして載せる 1 重
構成モータ 8 式）

El 駆動部
駆動半径
m（概寸）

駆動部構成

検出部（角度）4

DD モータレーザードップラー（セクター表裏面上にそれぞれ
距離センサー
固定したマグネット板を、架 （固定側のセンサーから 2 本の台駆動側の表裏にそれぞれ固 レーザーを回転側にあて、反定したコイルで、隙間を持た 射光のドップラー差を用いてせて挟む 2 重構成モータ 6 式） 回転角度を検出）

4

インダクションタイプ
テープエンコーダ
フリクションドライブ（回転側にテープエンコーダを（セクター外周に架台 El 軸支駆動角度ストローク対応で貼持部から駆動ローラ 2 式を押りつけ、固側に設置する読み
し付ける構成）
取りヘッド内のコイルの誘導起電力で回転角度を検出）

4

光学式テープエンコーダ
DD モータ（縦縞模様のあるテープエン（セクター表裏面上にそれぞれコーダを駆動角度ストローク
固定したマグネット板を、架対応で回転側に貼りつけ、固台駆動側の表裏にそれぞれ固定側から縦縞模様の光を当て定したコイルで、隙間を持たて、光学カメラで縦縞間の相せて挟む 2 重構成モータ 4 式）
関を取り角度を検出）

大型光学赤外線望遠鏡の系統化調査

271

EL軸

セクター

セクター

コイル
テープ式エンコーダ
フリクションローラ

永久磁⽯

エンコーダ読取部

GEMINIのEl駆動機構（フリクションドライブ）5.81）
セクター
すばるのE
El⽤リニアモータ
永久磁⽯
コイル

油静圧軸受
すばるのA
Az/El駆動機構（DDDドライブ）5.71）
架台への締結ボルト

永久磁⽯

コイル

コイル

Azレール

永久磁⽯

Azレール

すばるのA
Az⽤リニアモータ

VLTのA
Az⽤リニアモータ 5.80）

図 5.81VLT、GEMINI、すばるの Az/EL 駆動機構

最⼤変化量62 N/最⼤推⼒81.8 kN＝0.08%

図 5.82

すばるで開発した DD モータのコギング特性 5.71）

駆動においてフリクションドライブ方式より有利であ程度高い磁束密度とその保持能力を持つプラセオジウ

る。すばる望遠鏡は、油静圧軸受と DD モータ方式のム（元素記号 Pr）磁石を用いることで、1 つのモータ採用により、合計で 550 トンもある望遠鏡の架台の 1

あたり 2.8 kN の推力を実現し、Az、El 方向の駆動ト

か所を人間の手で押すだけで、Az 方向に回転する程ルクとして、それぞれ 81.8 kNm、76.8 kNm を達成し度にまで摩擦を軽減した。

た。また、モータ性能として重要な回転の滑らかさをすばるのモータは、普通のフェライト磁石より 5 倍272

国立科学博物館技術の系統化調査報告

Vol.33 2024. March示すコギング特性（力のガタのような変化）について

は、図 5.82 のように、推力に対して 0.1％以下という

プエンコーダになったようである。なお、すばるで良い性能を達成した。更に、各モータのコギング特性

は、テープの据付誤差の軽減のため、検出ヘッド数との実測値を用い、モータを望遠鏡に並べた際に個々の配置に独特な工夫を施すだけでなく、テープ貼り付け

特性が相殺される配置を施し、全体のコギングトルク

用のリング構造（Az 部で直径が約 16 m）の加工誤差を軽減した。

や、テープ分割部で発生する誤差の補正機能（後段で表 5.13 内に示す検出部の構成は、三者三様である。

詳述）を制御系に備えることで、全周で 0.3 秒角 RMS

0.01 秒角の分解能を得るため、VLT はレーザドップ

以下、狭領域の連続性では 0.03 秒角 RMS 以下の検出

ラー距離センサーの採用を計画した。この方式は、固誤差を達成した。

定側に設置した検出器から回転部に対して 2 本のレー◦副鏡駆動機構

ザー光を 2 等辺三角形の頂点が回転部表面に来るように照射し、その反射光が回転によって受けるドップ

3 つの望遠鏡ともに、副鏡は、図 5.74 左の座標系のラー効果の差から角度を検出するものである。一方、

5 自由度（∆𝜃𝑧 方向を除く）方向に精密駆動を行う副鏡

すばると GEMINI は、テープ式エンコーダの採用を駆動機構を備えている。すばるでは、図 5.83 に示す計画した。すばるは、テープ側に刻んだ細かな縦縞と、6 本ジャッキを組み合わせた駆動機構を開発し、光軸固定側の縦縞の重なり具合をカメラで監視して相互相方向に 0.2 μm RMS、水平方向に 0.03 μm RMS、角関を取って回転側の移動角度を検出する光学式テープ

度方向に 0.04 秒角 RMS の駆動精度を達成した。これ

エンコーダ（絶対角度タイプと、速度検用の角度増分

は、ピント合わせだけでなく、Az、El 駆動制御、主タイプの 2 式）であり、GEMINI は、電気的な導体材

鏡支持システムの制御に同期させ、鏡筒の弾性変形、料に縦縞上の穴をあけたテープと縦縞状に並べたコイ

熱変形、風による静的な変形等の補正を行う、目立たル群を持つ固定側の検出器からなり、コイル電流が作ないが極めて重要な駆動機構である。なお、すばるは、る磁場のテープ移動による乱れ（コイル誘導電流）か同様な駆動機構を、主焦点補正光学系と観測装置を搭

ら角度を検出するタイプである。

載する主焦点ユニット（詳細は後述）にも備え、他に 3

GEMINI は、 英 国 王 立 グ リ ニ ッ ジ 天 文 台 の 4.2式を持つ。

mWHT（Willium Hershell Telescope）に こ の テ ー プ（3）制御システム

エンコーダを付けた実験を行い、追尾精度が改善することを確認した上で GEMINI 望遠鏡への適用を決め

制 御 シ ス テ ム の 実 現 方 法 に つ い て は、GEMINI、たようである。しかし、2001 年春頃、三菱電機のす

VLT ともに論文等の公開範囲が狭いため、詳細を把握

ばる現地事務所所長（当時）の伊藤昇は、GEMINI かするのは困難だが、原理的には、3 つの望遠鏡ともに

ら光学式テープエンコーダのヘッドの取り付方法に関類似の設計手法を取っているものと推定できる。従っする相談を受け、すばるの使い方を伝授した経緯があて、ここでは、すばる望遠鏡の Az/EL 駆動と主鏡能り、
光学式テープエンコーダに変えたことが分かった。

動支持の制御システムに特化して、星像の分解能や追VLT では、どんな経緯かは定かではないが、2000 年

尾精度を達成するために施した設計手法を紹介する。

の国際学会にて光学式テープエンコーダへの変更が報

図 5.84 は、すばる望遠鏡の制御システムを示すブ

告されておりロック図 5.83）であり、望遠鏡オペレータ用のインタ、最終的には、3 つ共に、光学式テー

5.82）

x
𝑧

図 5.83x⽅向駆動精度実測値

0.03 μm RMS

z⽅向駆動精度実測値

0.2 μm RMS

すばるの副鏡駆動機構 5.71）
大型光学赤外線望遠鏡の系統化調査273

図 5.84

すばる望遠鏡の制御システムブロック図 5.83）

︓光の回折による理論値
︓研磨、能動⽀持の誤差を含む値
︓研磨、副鏡⽀持の誤差を含む値

︓（ ）内はFWHMから単位変換をした後の数値

図 5.85 すばる望遠鏡の星像分解能の配分例：カセグレン焦点 5.83）（単位は FWHM、各要素の配分値の RSS が上位の値）

274

フェースを持つ望遠鏡制御ワークステーションから、度制御とその他制御を受け持つ MLP3 からなる。こ

望遠鏡の主な駆動部までの全てを表す。

の MLP は、天体位置計算時刻に正確に同期が必要な

すばる望遠鏡の制御システムは、以下の①、②、③

Az/El 駆動や主鏡能動支持等の制御のリアルタイムに示す 3 つに階層化された分散制御系であり、LAN性を確保するため、時刻装置から供給される共通ク接続された 3 台のワークステーションや保守用パソコ

ロックを用いて同期を取る。TSC は、天体位置計算

ンから様々なオペレーションを行う。

を定期的に行い、MLP に対してその予報値を配信す① 望遠鏡制御統括計算機（TSC）

るが、それ以外にも観測制御用観測機システムを結ぶ② ミッドレベル・プロセッサ（MLP）

ゲートウェイとして、セキュリティチェックやインタ③ ローカル・プロセッサ（LP）

フェース管理を行う。加えて、MLP から入力される

MLP は、Az/El 駆動、副鏡駆動、その他の光学系

全ての望遠鏡およびドームの情報により、望遠鏡及びや観測装置の視野回転補正駆動、ドーム駆動等の制人的事故の発生を防ぐためのインターロック機能を管御を受け持つ MLP1、主鏡能動支持の中のアクチュ

理するマネージャとしても機能する。3 台のワークス

エータを駆動制御する MLP2、静圧軸受や空調等の温テー ション（TWS）は、1 台をシステム・パラメータ

国立科学博物館技術の系統化調査報告

Vol.33 2024. March

望遠鏡架台駆動
制御装置の分担

Major Rate Loop (𝜽𝜽�)Minor Rate Loop (𝜽𝜽�)

E n coder P o sition L o op

Auto Guider Position Loop

図 5.86

すばるの駆動制御系ブロック図（文献 5.84 を基に筆者が追記）

管理用のデータベースサーバとして、他の 2 台を分か制御装置の受け持つ制御範囲、その他が、MLP1 の制

りやすいグラフィック画面をもつ望遠鏡操作専用マシ

御範囲である。

ンとして役割分担し、将来の機能拡張や改善の容易化

図中、Minor Rate Loop はテープ式エンコーダが検出する回転側の⾓度 𝜃 の変化から⾓速度 𝜃˙ を計算でを図っている。
で、多くの構成要素からなるため、望遠鏡の最終性能

求めて速度指令値に⾼速に帰還する速度フィードバッ
クループ、Major Rate Loop は⾓速度 𝜃˙ を比較的低である星像の分解能の実現には、各要素がそれぞれ達速度で帰還する速度フィードバックループ、Encoder

成すべき性能に配分しなければならない。また、そのPosition Loop は駆動した回転側のエンコーダの角度

配分値は構成要素ごとに性能の単位が変わる場合が多検出値をフィードバックする位置フィードバックルー

い。例えば、光学系の単位は、星像の分解能に近いプである。これは、三菱電機が大型アンテナや 45 m

ストレール比や FWHM（μm RMS で表す鏡面誤差は

電波望遠鏡の制御で培った高い外乱抑圧性能を持つ多参考値）であり、鏡筒・架台の単位は、光学系の相対重制御ループ 5.85）（速度ループが 2 重になっているのが変位を抑えるための各部剛性（N/m）や変形量・据付特徴）である。なお、図では省略したが、Drive-Amp

誤差（mm）、熱容量（J/K）、表面の熱放射率、駆動制と M（モータ）と間にも電流値のフィードバックルー

御とのインタフェースとなる質量（kg）、慣性モーメ

プが組み込まれている。この多重制御ループの更に外ント（kgm ）、ロックドロータ周波数（Hz）等である。

側に、望遠鏡特有のオートガイダーからの誤差をゆっ

また、追尾精度の単位は、観測焦点面における星像のくりと（1 回 /1 分間程度で）帰還させる位置フィード

視野中心からのずれ量（mm）を焦点距離で割った角度

バックの Auto Guider Position Loop を加えた制御シ（秒角）の RMS と、要素ごとに使用する単位も多種多

ステムになっている。Auto Guider/ オートガイダー様である。各要素に対しては、星像分解能から上記の（AG）とは、焦点面の視野の中の比較的明るい星を、単位変換を行って要求値を配分し、かつ、具体的な設

視野の狭い CCD カメラでとらえ、その重心位置のず計仕様に展開した上で詳細設計を開始する。この作業

れを修正するようにフィードバックする光学望遠鏡のは、時間と労力を要する重要な作業である。この例と独特な方法である。

大型の望遠鏡は、主鏡を含む光学系からドームま2

して、すばるの星像の分解能目標値を、最も上位の構成要素に対して配分した例を図 5.85 に示す。

追尾駆動時の典型的な望遠鏡の速度は、15 秒角 /sec（1000 分の 4 度 /sec）程度と極めて遅いため、光図 5.85 内 の 光 学 系 や 能 動 支 持 に つ い て は 既 に そ

学式の検出ヘッドを備えたテープ式エンコーダとはいの 制 御 コ ン セ プ ト を 説 明 済 み で あ る た め、VLT、え、追尾中に角度検出値が得られる時間頻度は低い。

GEMINI より厳しい要求精度であるすばる望遠鏡の一方で、位置フィードバックループの内側にある速度

追尾精度 0.07 秒角 RMS を達成した、MLP1 とその管

ループ（Minor Rate Loop）が必要とする速度検出値は、

理下の LP である望遠鏡架台駆動制御装置による制御

角度検出値の取得頻度よりはるかに高くないと制御系の特長を紹介する。図 5.86 に、単純化した制御系ブロッが不安定化する。すばるでは、この課題を、得られる

ク図を示す

角度検出値から速度を推定して、高頻度で速度検出値。図中、一点鎖線内が望遠鏡架台駆動

5.83）

大型光学赤外線望遠鏡の系統化調査

275

速度
演算部

外乱推定
オブザーバ

演算⾓速度
推定外乱トルク

トルク指令

－
＋

エンコーダ
⼊⼒信号

モデルトルク
指令

速度
推定
演算部

𝟏𝟏
𝑱𝑱𝑱𝑱 · 𝒔𝒔

演算⾓速度
推定⾓速度

モデルトルク指令
補正演算部

図 5.87

速度オブザーバのブロック図 5.83）

印刷業者さんへ

⾃宅の600dpiでスキャンした結果だ

原稿の紙もそこまでよくはないが（a）縮小前図 5.88（b）縮小後有限要素法モデル（左）とモデル縮小の結果（2884
自由度から 24 自由度への縮小例）5.86）
印刷業者さんへ
⾃宅の600dpiでスキャンした結果だが、解像度は良くない。



表 5.14

追尾制御システムの誤差配分表と設計結果（単位：秒角 RMS）
5.83）

抑えるためには、速度ループの帯域幅（ゲイン）を出
原稿の紙もそこまでよくはないが、必要に応じて、原稿からスキャンし直してほしい。

来るだけ高くすることが望ましいが、構造の振動が高い周波数領域に及ぶと制御の安定化を図ることが難し

誤差要因

配分値

結果

オートガイダによる誤差

0.020

0.010

くなる。すばるでは、この課題を、28 次に及ぶ IIR

オートガイダ支持部弾性変形

0.017

0.017

角度検出系による誤差（Az）

0.015

0.014

（Infinite Impulse Response）フィルタを開発して周波

角度検出系による誤差（El）

0.027

0.021

トルク変動による誤差（Az）

0.030

0.025

トルク変動による誤差（Al）

0.030

0.026

風による誤差

0.038

0.046

デルを 66 自由度まで減らすモデル縮小技術を用いた。

計

0.070

0.066

制御系と構造を連動させた動的シミュレーションで性数特性を整形することで解決し、速度ループの帯域幅目標値である 16 Hz を実現した。IIR フィルタの開発には、3452 自由度を持つ望遠鏡の有限要素法解析モ

能を追い込むためには、3000 を超える自由度では大を出力する「速度オブザーバ」の開発で解決した。こきすぎるためである。開発したモデル縮小技術は、制の速度オブザーバのブロック図を図 5.87 に示す。図御系のモータ駆動点、センサー取付け点、精度評価点

から、この速度オブザーバには、エンコーダの入力信等の必要な評価点を残し、駆動制御に必要な望遠鏡構号（角度検出値）から単に角速度を推定する機能だけ

造の固有振動モードだけを取り出すことで、評価点かでなく、風やコギングトルクを含むモータトルクの外ら見たモデルの剛性行列が不変に保たれるという特長乱を推定して、その影響も軽減するような機能があるを持つ。FEM モデルとモデル縮小前後のセンサー評

ことが分かる。

価点における周波数応答特性 5.86）を図 5.88 に示す。縮ダイレクト・ドライブ方式では減速比が 1 であるた

276

小前の特性がほとんど維持されているのが分かる。

め、通常の減速ギア駆動に比べ、駆動部自身の慣性

また、すばるの追尾精度達成のため、図 5.85 の誤モーメントが駆動対象のそれに対して極めて小さくな差配分手法を制御システム側でも適用し、構成する全ることから、望遠鏡構造の複雑な振動特性が直接速度検出器に許容可能な誤差と、制御系で抑圧後に残る外ループに現れる。風外乱やトルク変動等による誤差を

乱による誤差の各要素に目標値を配分し、それぞれの

国立科学博物館技術の系統化調査報告

Vol.33 2024. MarchTracking Error (arcsec)

0.0379 arcsec rms

Major Gain 25rad/sec（4.0Hz/sec）
Minor Gain 100rad/sec（16Hz/sec）

0.0571 arcsec rms

0.012 秒⾓ RMS

0.012秒⾓ RMS

Time (sec)
⼯場仮組み⽴て時のAz追尾誤差実測値（⾓度指令値と⾓度検出器検出値の差）

完成後のマウナケア⼭頂におけるのAz追尾誤差実測値（AG閉ループ・星の重⼼位置ずれで測定）

Az/El 総合誤差
図 5.890.0686 arcsec rms

すばるの追尾精度の実測値 5.83）,5.86）

誤差を達成する設計手法をとった。表 5.14 は、全て造の加工ミスの有無確認はもとより、望遠鏡駆動部と角度の単位で統一された誤差配分値と、設計結果であ制御系の組合せによる機能・性能の確認を可能な限りる。表から、設計段階で 0.07 秒角 RMS の達成性が見行うことにある。仮組み立ての模様を図 5.90 に示す。

込まれていることが分かる

この仮組立てでは、図 5.73 に示した段付きフランジ

以上のような緻密な設計手法を施して完成した追尾

接合部のボルト締め付け力を 30 ％程度で仮締めし、駆動制御システムから、望遠鏡を駆動させた場合の追全ての接合部の隙間測定を行い、隙間をゼロにする様

尾誤差実測値を図 5.89 に示す。図 5.89 左は、国内でにフランジ面を削って溶接ひずみの吸収を図る作業等実施した鏡筒架台の仮組み立て時に実測された、Azを行い 5.87）、空気の薄いマウナケ山頂での組立て作業

駆動（速度 15 秒角 /sec）における指令値と検出器の出を軽減した。また、ドーム下部構造内のセル台車、主力値の差であり、主に表 5.14 の角度検出器誤差とト

鏡部吊治具（ともに日立造船製）も使用し、一部の保ルク変動誤差の RSS に対応する。また、図 5.89 右は、守作業のシミュレーションなども行った。この仮組み

マウナケア山頂において天体を追尾し、観測焦点面に立ての一般公開（1996 年 2 月 9 日）では、音もなく駆置いた CCD カメラ視野中心からの星像の重心ずれ量

動する巨大な望遠鏡構造の動きに多くの一般の見学者から求めた結果であり、表 5.9 の全ての誤差（実風速がが息を飲んだだけでなく、NHK 等のニュースでも大設計値とわずかに異なる）を含む。両図ともに、すば

きく取り上げられた。

るの世界一の追尾精度が、設計通りに達成されたこと同様な仮組み立ては、GEMINI も行ったようである。

を示している。この追尾精度達成には、Az 静圧軸受

GEMINI は、望遠鏡構造を製造したイタリアのミラを支える直径 16 m のレールの高さ調整後のわずかなノにある ANSALDO という溶接工場の外で望遠鏡構

凹凸の補正テーブルの導入を含み、多くの工夫が現地造を組み立て、制御系と組み合わせて正弦波的な駆動の試験調整で行われた背景がある。なお、他の LP もトルクを駆動部に与え、望遠鏡構造の周波数応答を実同様に、必要な駆動対象において、図 5.86 に示す外乱測した。その結果、設計値よりはるかに低いロックド抑圧性能に優れた多重制御ループによる制御を行うよ

ロータ周波数が実測されたため、出荷前に原因究明をう設計されており、仮組み立てでは多くの駆動試験デー行ったが分からず、マウナケア現地の据え付け後に対タを取得したが、ここでは省略する。

策を施した。最終的に鏡筒先端の副鏡ユニット（スパイダ？）の振動と判明し、振動を止める努力をファー（4）工場仮組立てと現地組立て

ストライトに向けて行い、望遠鏡駆動制御の制御帯域

すばる望遠鏡は、1995 年中旬から 1996 年の春にを一定値まで広げ、不十分ながらも風等の外乱を抑えかけて、日立造船の桜島工場（現在のユニバーサルス

たようである 5.90）。GEMINI では、プロジェクト内のタジオジャパン）にて、鋼板製のダミーミラーとアク技術者が作成する要求仕様に基づき、制御、機械、溶

チュエータを搭載した主鏡部、望遠鏡構造、制御シス接等の専門メーカに、それぞれの詳細設計・製造を外テムを合わせた仮組立てを行った。この目的は、マウ

注して、総合試験はプロジェクトが実施する形態で進

ナケア現地における組立て手順の事前学習と望遠鏡構めたため、要求仕様の具体化レベルや、分野間のイン
大型光学赤外線望遠鏡の系統化調査

277

鋼板製のダミー主鏡
ダミー主鏡

主鏡吊り治具Az 軸ケーブル巻取り

El 軸ケーブル巻取り

主鏡運搬台⾞図 5.90

ナスミス台

ダミー主鏡部

図 5.91278

すばるの工場仮組み立ての模様

国立科学博物館技術の系統化調査報告

構造がすばるブルーの断熱材で被覆されている。

ドーム内に組立て中（左）と完成後（右）の鏡筒架台

Vol.33 2024. March

主鏡を搭載した主鏡セル

タフェースの決め方によって、問題が発生しやすい。

この段階で、星の光を用いる検出器の駆動や検出値処

この欠点が出たものと推定される。一方、すばるでは、理に関する制御系のソフトウエアバグを徹底的に改修

望遠鏡構造、ドーム、制御システム等からなる全シスする。次が、主鏡能動支持システムによる星像の分解

テムを三菱電機が詳細設計を行った上で製造以降を外能の調整である。主鏡、副鏡の設定誤差、熱変形、光注しただけでなく、出荷前の仮組み立て試験や現地調

学系研磨誤差等によって、焦点面では、ぼけた像が得

整をプライムコントラクターとして一気通貫で実施しられる。これを、シャック・ハルトマン鏡面測定装置

たという差がある。VLT の工場仮組み立ての内容に（SH）の検出値をフィードバックする主鏡能動制御については、調べた範囲では分からなかった。

よって星像を小さくまとめて行く。これを、ミラーア

仮組み立てを終えたすばるの鏡筒架台は解体され、ナリシス（MA）と呼ぶ。最後に、定常時のフルオート・

主鏡セル、アクチュエータ等、Wampum セルテス

リアルタイムの望遠鏡の制御機能、異常時の制御処理トに使用する部品を除いてマウナケア山頂に輸送さ機能等を全て確認して、望遠鏡が完成する。EFL のれ、1996 年 10 月にドーム内で据え付けが開始された。

最後は、天文学者による最初の本格的な試験観測であ1996 年 1 月に発生したドームの火災事故復旧工事とるアストロノミカル・ファーストライト（AFL）に備並走する作業であったが、ダミー主鏡部という、主鏡える。

を含む主鏡セルと質量・重心位置が同じ治具を搭載しVLT 初号機、すばる、GEMINI 北は、1998 年中旬

た組立てを 1997 年 3 月に完了した。その後、本来は、から 1999 年初旬にかけて次々とファーストライトを研磨を完了した主鏡を搭載して組立てを完了させる予行った。それぞれの望遠鏡がどの程度の完成状態で定だったが、主鏡研磨の遅延により、ダミー主鏡部をファーストライトを迎えたかの比較のため、最終段階搭載したままでシステム試験調整段階に移行した。図の発生イベントを特に細分化してまとめた各計画の実5.91 左が組み立て途中、右が主鏡到着後の最終系の鏡績工程が表 5.15 である 5.88）,5.89）,5.90）。なお、公開情報の筒架台の外観である。
鏡筒架台の左右の黒壁が「グレー

範囲では、VLT、GEMINI とも EFL の実施日を公表

トウォール」であり、組立中は、ナスミス台付近の壁した事実は見当たらない。表中、下線を記した箇所が、が取外されている様子が分かる。

ファーストライト前後で着目すべきイベントである。
表 5.15 に基づき、それぞれの望遠鏡のファースト

5.5 試験調整・ファーストライト
鏡筒架台の組み立て完了後は、現地において各駆

ライト前後の準備状況や、ファーストライト結果との関係を説明する。
（1）VLT

動部の制御系組み合わせ試験、鏡筒・架台のドーム

REOSC では、研磨開始から 4 年後の 1996 年 11 月と同期駆動させた試験等、様々な試験調整が行われに VLT 初号機用の主鏡研磨が完成した。この主鏡が、る。その後、主鏡コーティングと主鏡の望遠鏡への据

いつ、パラナル山頂に到着したかの発表は見つからな

え付けという 1 大イベントを終え、副鏡を取付けた

かったが、興味深いイベントとして、鏡筒架台がドー後、光軸調整や能動光学の試験調整を経て、望遠鏡でム内の組み立てを完了した 2 か月後の 1997 年 11 月に、初めての星の光を受けるファーストライトの日を迎え主鏡セルと主鏡ダミーミラー（コンクリート製）が山る。ファーストライトは、一般にエンジニアリング

頂に輸送されたことである（図 5.92 右）。ESO は、鏡ファーストライト（EFL）と、アストロノミカルファー

筒架台の現地組み立てと並行して、主鏡セル、主鏡能

ストライト（AFL）の 2 種類がある。EFL では、天文動支持システム、主鏡を組合せた試験（セルテスト）

学用の観測装置ではなく簡単なカメラを用いて星からをどこかで実施していたのではないだろうか。1997の光を始めて受光して望遠鏡の最終試験調整を行い、

年 11 月のミラーセル到着時には、主鏡が輸送されてAFL では、天文観測用の本格的な観測装置を用いて、いた可能性もある。そうだとすれば、主鏡と主鏡セル

天文学者が初の試験観測を行う。

を望遠鏡に搭載した試験調整を、約半年間かけて実施

EFL では、複数の星に望遠鏡を指向させて焦点面することができる。1998 年 5 月 21 日、初のコーティの星の位置ずれを測定して、Az、El 軸の原点角度をングを施した主鏡は望遠鏡に搭載され、4 日後の 5 月

正確に決定するポインティングアナリシス（PA）を行

25 日、ファーストライトが実施された。ESO は、ファーう。その上で、オートガイダーを用いた Az/EL 駆動

ストライト 2 週間前のプレス発表にて、望遠鏡の調整の閉ル－プ制御によって、星の追尾精度を確認する。

段階で 0.5 秒角 FWHM の星像が頻繁に取得されてい大型光学赤外線望遠鏡の系統化調査279

表 5.15
正式スタート

3 つの望遠鏡のファーストライトに向けた発生イベント経緯

VLT （初号機）

GEMINI （北）5.90）

すばる 5.89）

1988 年

1992 年1991 年
ー

5.88）

1991

9 月	パラナル山での工事開始

ー

1992

6 月	主鏡鏡材完成（1988 年発注）
7 月	主鏡研磨開始

ー

7 月	マウナケアでの工事開始

1993

ー

ー

4 月	望遠鏡構造機械部品加工開始

1994

ー

10 月	マウナケアでの工事開始

7 月	ドーム組立開始
7 月	主鏡材完成（Corning）
8 月	主鏡研裏面加工開始

1995

ー

3 月	主鏡鏡材完成（Corning）
11 月	主鏡鏡材 REOSC に到着

4 月	鏡筒架台仮組立開始

1996

11 月	主鏡研磨完了（REOSC）

1997

9 月	主鏡コーティング装置到着
9 月	副鏡、副鏡ユニット山頂到着
9 月	鏡筒架台現地組立完了
8 月	鏡筒架台組立開始
11 月	ミラーセル・ダミーミラー山
頂到着

1998

1999

1 月	ドーム組立中に火災発生
4 月	鏡筒架台仮組み立て完了（国内）
10 月	鏡筒架台現地据付開始
10 月	主鏡裏面加工完了、反転、	鏡面加工開始

ー3 月	火災復旧工事完了・ドーム完成
3 月	鏡筒架台現地据付完了

7 月	真空蒸着装置最終調整完了
7 月、8 月 主
 鏡研磨完了、セルテスト
8 月	12.5 cm 口径の小望遠鏡によるAG 制御ループﾟ試験、疑似光源による SH 機能試験開始、ソフトのバグ処理開始
11/5	主鏡山頂到着
11/8	主鏡蒸着完了（12/1 まで保管）
12/1	主鏡を望遠鏡に搭載
12/20	副鏡（蒸着済）山頂到着、組込み
12/24	EFL

5/21	主鏡コーティング完了
5/25	AFL
8 月	後半 Science Confirmation

5 月	主鏡研磨完了（REOSC）
6 月	主鏡マウナケア山頂に到着
12/7	主鏡コーティング完了
12/14	CFHT の蒸着装置で副鏡蒸着
12/16	主鏡の望遠鏡組込み

3 月	開所式

1/14	副鏡のアルミ真空蒸着（CFHT）
1/18	副鏡の望遠鏡組込み
1/4	AFL（試験観測開始）
2/23	EFL（？）
2/24	主鏡取り外し、不具合解決に 2 月	NHK ファーストライトイベント
放送
復帰
3/15	ドーム完成
9 月	開所式
4/中旬	主鏡を鏡筒に再組み込み
6 月	開所式
11 月	主鏡コーティング装置完成

2000

ー

6/1	制御システム完成
6/15	望遠鏡引き渡し

主鏡セル

主鏡セル

図 5.92ー

ダミーミラー梱包箱（中⾝は主鏡と思われる）
ダミーミラー梱包箱（中⾝は主鏡と思われる）

VLT のファーストライト（AFL）のポスター（左）と主鏡セル現地到着時の模様（右）出典：https://www.eso.org/public/images/eso9831 a/（2023 年 10 月 10 日閲覧）280

国立科学博物館技術の系統化調査報告

Vol.33 2024. Marchると報告している 5.89）ことから、VLT はファーストラ

トップリングに取り付けられた。プロジェクトの正式

イトの前段階で、コーティングを施していない主鏡

な開始後の 7 年半を経て、初めて、主鏡、副鏡を持つ（これでも口径 1 m 程度の集光能力あり）を望遠鏡に最終の望遠鏡の姿が整った。簡単な光軸調整と、制御搭載し、副鏡と組み合わせたカセグレン焦点の光学調系からの動作確認を行った後、1998 年 12 月 24 日夜、整を行っていたことは確実である。また、この報道にすばるは北極星に向けて駆動した。受光装置には、視は、ファーストライトはそれまで使用していた調整用野が 5 秒角程度の AG の CCD カメラを用いたため、カメラでなく、天文観測用の CCD カメラを使用予定

望遠鏡の光軸が秒角精度で北極星に向かないと何も映とあり、VLT では明らかに AFL である。残念ながららない。指向完了したが、やはり何も映らなかったた

EFL の時期は分からなかった。図 5.92 左は、VLT がめ、望遠鏡をわずかに振って探したが見つからない。

ファーストライトで取得した画像を含む宣伝ポスター

国立天文台教授（当時）の田中済が、より大きな角度でである。AFL で観測された最良の星像の分解能は 0.27

そっぽを向いていることに気が付いたため、望遠鏡を秒角 FWHM であり、この時点で、VLT は、初の 8

大きく振って 1 時間ほど北極星を探した後、やっと明m 級望遠鏡として世界最高の性能を達成していたこ

るい光が視野に入った。これが EFL の瞬間であり、制とになる。試験調整等の詳細や、どの程度の困難が発御棟の観測室内の関係者間に歓喜の声が上がった。そ生したかは不明だが、大型望遠鏡建設の長年の経験とれも束の間、視野内で殆ど動かないはずの「北極星」

実績を踏まえ、AFL まで着実にプロジェクトが進めがどんどんと視野から外れていく。最終的に、カメラられた様子が垣間見える。

に映った星は、北極星のすぐそばの極めて暗い別の星だったことが分かった。北極星はすぐに補足されたが、（2）すばる

明るすぎてディスプレイの照度調整が必要だったほど

すばるでは、副鏡研磨にもてこずり、Contraves のである。そのように始まった EFL だが、その後は順プロジェクト最高責任者であるドーン・ラッカー女史

調に進み、望遠鏡でとらえた複数の星の視野中心からの直接指揮の下で行った昼夜 2 交代研磨の末、1998のずれ量を用いた PA で、Az、El 角度の原点補正を

年 12 月前半にようやく完成した。副鏡の完了時期を行い 1 秒角の指向精度を達成した。AG を観測装置と予測しながら、主鏡は、11 月 8 日に山頂で蒸着され、して使っており閉ループは組めないため、オープン

12 月 1 日に望遠鏡に据え付けられた。国立天文台、ループで星の重心位置変化から追尾精度を測定して、三菱電機、富士通（観測データ計算機システム担当）

0.1 秒角 RMS を確認した。次は、追尾制御はオープ

は、12 月 24 日の EFL、その後の AFL や NHK ファー

ンループのまま、主鏡能動支持システムの MA に移ストライトイベントのための詳細な手順を確立済であ行する。副鏡を光軸、水平方向に駆動させて発生する

り、全員が副鏡到着をじりじりした気持ちで待った。

理論収差と SH の検出値との比較を行って SH の十分

山頂での作業時間短縮のため、ピッツバーグで蒸着をな精度を確認した。その上で、アクチュエータに与え施して空輸された副鏡は、12 月 20 日にマウナケ山頂る力指令で収差を発生させ、理論値と SH 検出値の差に到着した。副鏡は副鏡ユニットに装着され、慎重にを評価し、主鏡能動支持システムの安定動作と十分なSH 閉ループオフ
図 5.93

SH 閉ループオン

能動光学の SH 閉ループの星像改善の様子（EFL）5.35）
大型光学赤外線望遠鏡の系統化調査281

Φ10cm程度の光束

45°鏡
45°鏡

Φ12.5cmレンズ（SH試験の時挿⼊）

収差板

AG、または、SH

小望遠鏡による
疑似カセグレン焦点

カセグレン焦点

図 5.94282

小望遠鏡光学系の原理

すばるが主鏡・副鏡到着前に実施した PA、MA の事前試験の原理

精度を確認した。そして、1998 年最後の 12 月 31 日

座標系は、鏡の反射の度に座標系が変わるため、反射の夜、主鏡能動制御システムの SH 閉ループのスイッ

回数分の座標変換式で表される。変換式内にプラス・チを始めてオンにする。図 5.93 左の、大きく広がっ

マイナスの符号ミスが 1 つあっただけで、全く異なるていた AG カメラの星像が、シーイングの平均化の方向に望遠鏡が動いたり、鏡を変な方向に変形させた

ため 1 分に 1 回程度のゆっくりとしたフィードバッ

りするため、星の光を受けた確認が不可欠である。三クによって徐々に小さくなり、10 分も立たない内に菱電機は、主鏡や副鏡到着前の期間を有効に使うため、

同図右のシャープな星像（0.47 秒角 FMHM）を結ぶに

ファーストライトを行うカセグレン焦点と等価な焦点至った。ついに、すばる望遠鏡は 1998 年末までので、事前の PA、MA を行うこととした。カセグレン

EFL をやり遂げ、1999 年 1 月 4 日の国立天文台によ焦点と同じ 2 回の反射回数を与える、2 式の 45 度斜る AFL 段階に移行した。

め鏡と口径 12.5 cm の市販の凸レンズからなる「小望5.35）

副鏡を望遠鏡に搭載してカセグレン焦点を作れるよ

遠鏡」を作り、鏡筒に搭載されていたダミー主鏡部にうになって、わずか 4 日間で望遠鏡の基本性能を達成

装着してカセグレン主点位置に焦点を結ばせ、疑似的した背景には、すばる独特の工夫があった。

な EFL を行った。この試験には、確か 4 等星以上の本来は、1998 年の前半から主鏡、副鏡を搭載した

明るい星しか使えなかったように記憶している。限ら

カセグレン焦点で、PA、MA を行う計画だったが、れた範囲ではあるが、AG の精度確認、PA、SH 鏡面研磨の遅延によってこれができない。それでも、最終測定装置の精度確認等を可能にした小望遠鏡の光学系の EFL 期限は守らなければならない。三菱電機は、原理図を図 5.94 に示す。

1998 年の 7 月から、小さな望遠鏡を用いた「事前のこの試験は 1998 年の 8 月から実施したが、予想通り、

EFL」を行っていた。光学系の無い鏡筒架台と制御系極めて多くのソフトウエアバグを燻り出し、バグ改修

による駆動試験では、駆動指令値と、角度検出器・速が大いに進んだだけでなく、光学系を使う PA や MA

度検出器等のセンサー出力との差による評価程度の限手順の事前学習の良い機会となった。制御系の章で紹られた範囲の精度確認しかできない。しかし、光学介した Az レールの数 10 μm の高さ誤差で発生する望遠鏡は、AG や SH 鏡面側定装置で星を捕まえない

Az/El 駆動誤差の再現性はこの試験中に発見され、初と、センサー自体の機能性能の確認はもとより、最終歩的な誤差補正テーブルも制御系に組込まれていた。

の閉ループ制御が組めない。オープンループ追尾で、

この小望遠鏡は、すばる望遠鏡 EFL を 1988 年内に実視野回転をあまり気にしない電波望遠鏡等の PA では

現させた影の立役者の 1 人である。

豊富な経験を持つが、焦点面の視野回転補正駆動を伴

翌年の 1 月 4 日、国立天文台は AFL を予定通り実う AG 閉ループ制御の PA や、SH 閉ループの MA は、施し、その後、すばるの完成と、高い性能を世界に発

三菱電機にとって未知の分野であった。AG や SH の信するため、カセグレン焦点の天体画像を蓄積した。

国立科学博物館技術の系統化調査報告

Vol.33 2024. March図 5.95

アメリカの多くの新聞に載ったすばるのオリオン星雲の画像その中で、最も有名になったオリオン星雲の画像をどの新聞だったか忘れたが、ある天文学者が次の内

図 5.95 に示す。この画像は、観測波長帯が 1.2 μm か容のコメントを載せていた。“Wow, I can’ t imagine

ら 2.2 μm の間の 3 つの異なる波長で観測した画像に、

when our telescope can capture such a magnificent

それぞれ波長の短い方から、可視光の青、黄、赤の原

image of the Orion nebula!” （オー、我々の望遠鏡は色を与えてコンピュータ内部で合成した画像である。

一体いつになれば、これ程素晴らしいオリオン星雲を人間の目では見えない赤外線の波長だが、あたかも、撮像できるのだろうか、想像もできない…！）すばる

目で見たような写真になる。この画像は、1998 年 1

望遠鏡の開発に携わった全ての関係者が、誇りを感じ

月 28 日に国立天文台が新聞等のプレスに発表した初る瞬間だったのではと思う。

観測画像の 1 つだが、翌朝、ハワイの The Honolulu

すばる望遠鏡は、その後、試験観測を継続しながら、

Advertiser だけでなく、アメリカ本土の USA Today

赤外カセグレン焦点、主焦点、ナスミス焦点の全焦点など多くの新聞に掲載され、その全ての紙面が、すの立ち上げを行った。AFL から 5 ヶ月後の 1999 年 6

ばるを称賛する記事を載せていたことを覚えている。

月 10 日、星像の分解能は、目標としていた 0.2 秒角
大型光学赤外線望遠鏡の系統化調査

283

外線性能を重視して主鏡と同じ銀コーティングを施す計画だったが、コーティング装置の調整が間に合わなかったためか、マウナケア山頂の CFHT（カナダ・フ
ランス・ハワイ望遠鏡）の真空蒸着装置を借り、1999
年、1 月 14 日にアルミ蒸着を施した。副鏡は 2 日後の 1 月 16 日に望遠鏡に搭載された。主鏡は、1998 年の 12 月中旬に望遠鏡に搭載されており、ファースト
ライトまでの 2 ヶ月間以上、ファーストライトの準備に使われた。しかし、カセグレン焦点のケーブル巻取
り、AG、SH 鏡面測定装置等の不具合によって駆動
制御システムの調整の進捗が芳しくなかった模様であ図 5.96

すばるが達成した世界最高の星像の分解能る。また、副鏡が無くカセグレン焦点が使えなかった
ため、エンジニアが主鏡能動支持システムをマニュアルで操作し、主鏡をパラボラ状に変形させて主焦点をを用いない状態での当時の世界作り、鏡筒先端に仮置きした小型カメラで星を受けた

最高性能を達成した（図 5.96）。ドームシーイングの性ことが記録されている。当然ながら、SH による閉ルー能を含み、本章で説明した望遠鏡全体の設計が実を結プ制御は組めないため、MA の一部しかできなかった

んだ結果といえる。

ものと考えられる。副鏡の望遠鏡搭載 5 日後の 1999

を切り、補償光学

5.91）

年 2 月 23 日 に、GEMINI は フ ァ ー ス ト ラ イ ト 画 像（3）GEMINI（図 5.97 左）を取得した。すばるの EFL で用いた AG

すばるより 1 年遅れてプロジェクトをスタートさ用カメラではなく天文観測用カメラを使用したため、せた GEMINI のファーストライトは、すばるのわず

AFL と呼ぶべきかも知れないが、望遠鏡の完成度レ

か 2 ヶ月後の 1999 年 2 月 23 日であり、素晴らしい工ベルから表 5.15 では、EFL（？）と呼ばせてもらった。

程挽回である。表 5.15 のイベントは、主に、GEMINI

なお、この時の星像の分解能は 0.6 秒角 FWHM であObservatory Newsletter #18、#19 から得た情報だが、り、3 つの望遠鏡の中では最も悪い。このファースト

EFL の前後の発生イベントは、GEMINI が、どれ程ライトの数週間前に、すばるのファーストライト報道

早く、ファーストライトをやりたがっていたかを強く内容を知った GEMINI 関係者がどんな気持ちを抱い感じさせる。

たのかは分からないが、できるだけ遅れずに EFL を

GEMINI は、すばると同様に副鏡研磨の工程がクリ実現しようと必死に不具合対策に取り組んだエンジニ

ティカルパスとなった。GEMNI の副鏡は、本来、赤アたちの姿勢に対し、Newsletter には深い感謝の意

図 5.97GEMINI のファーストライト画像（左）と望遠鏡を上から取った主鏡写真（右）出典：https://issuu.com/geminifocus/docs/gf_0699（2023 年 10 月 6 日閲覧）284

国立科学博物館技術の系統化調査報告

Vol.33 2024. March

が表明されていた。

面のノウハウが確実に蓄積されているものと見る。

EFL の翌日、GEMINI は主鏡（図 5.97 右）を外し、（2）	米：日本に比べてスタートは 1 年遅れだが、スター制御系を含む望遠鏡の改修に専念した。開所式セレモ

ト前の実現性検討期間は日本に比べて短かったた

ニーは 4 ヶ月後の 1999 年 6 月に行われたが、主鏡コーめか、詳細設計に移行するための準備が十分だっティング装置の完成は 2000 年 11 月、制御システムのたとは言い難い。ただし、主鏡鏡材にはすばるの

完成は 2000 年 6 月 1 日であり、開所式後も改修や改開発資産を、研磨には VLT の開発資産を利用し良が継続された様子が伺える。また、テープ式エンたため、主鏡製造では最も楽な道が選択できた。

コーダヘッドの使い方に関し、三菱電機の現地事務所

機械構造、駆動制御をそれぞれ異なる発注先に詳に問い合わせがあったのが 2001 年春頃（5.4.7 章）であ細設計させたようだが、その時点の発注仕様の具り、制御系の精度向上には更に時間がかかったようで

体化レベルが不十分だったものと推定され、これある。

が、望遠鏡システムとして組み上げた際に問題が続出した要因ではないかと考える。システムイン

5.6 5章のまとめ

テグレータとしてのプロジェクト体制はユーザ側に構築されるが、ESO のように経験豊富なメン
バーが固定的にいるわけではないため、ノウハウ

世界最大の集光力と最高の星像分解能の達成を目指

蓄積面では十分とは言えず、補償光学に依存しなした日米欧の口径 8 m 級の巨大望遠鏡は、全て 21 世

い望遠鏡の性能としては他に甘んじる結果になっ紀の到来直前に完成した。5 章では、これらの望遠鏡たものと見る。

の性能の優劣をつけるためではなく、巨大な機械構造（3）	日：予算実現が 3 年遅れたため、VLT が公開し物を含むハードウエアを常時超精密な形状に保ち、かた部分的な開発情報等を基に、野辺山の 45 m 電

つ、超高精度な方向に駆動するため、ハードウエアと波望遠鏡や他の産業の先端技術を駆使し、すばる

ソフトウエアが果たすべき役割や機能の具体的な定義の実現性を高める検討、解析、実証実験に十分なの重要性と、それぞれが達成すべき性能の決定方法や、時間を使うことができた。大型望遠鏡の開発経験

その実現に向けて各望遠鏡が施した設計手法等を紐解が全くないゼロからのスタートだったため、コーき、比較して紹介した。欧米から開示された技術内容

ティング装置、副鏡鏡材等の脇役的な構成品にはの範囲の問題もあり、それぞれの差が明確に識別でき実績のある手法を選択しただけでなく、能動光学

たとは思えないが、巨大なシステムの実現可能性を高においても欧米に比べて最も慎重かつ原理的にリめるための工学的、技術的な手法が、本章から多少でスクが少ない手法を起用した。また、すばる以外も伝えることができれば幸いである。なお、各望遠鏡の大望遠鏡の建設ができないため、欧米が技術的のファーストライトの実施に向けた取り組みは、プロ

難度とコストからあきらめた主焦点が必須となっジェクト推進力や問題解決能力の分析のために紹介した。これを日本が得意とする精密なロボット工学

た。5 章は、以下のようにまとめることができる。

や比較的小規模の光学系製造技術を駆使して唯一（1）	欧：米に比べれば 4 m 級望遠鏡の保有数は少な実現したことが、すばるにとって財産となった。

いが、8 m 級の望遠鏡実現の最大のけん引力とユーザとプライムメーカの双方のノウハウが結合なった「能動光学」の生みの親である。世界初のして成功した例であり、機能・性能面で一流の成実証実験を行い、かつ、薄メニスカス鏡と能動光果を上げたが、経験豊富で環境に恵まれた欧に比学、風を積極利用したフラッシングドームなどをべれば、プロジェクト推進面での困難が多かった導入した NTT3.8 m 望遠鏡を事前に建設して経ものと感じる。

験を積み、VLT4 台の建設に進むという着実なス
テップを踏んだ。よって、ファーストライト時点

参考文献

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閲覧）の内容を基に筆者が描写
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5.18	例えば、P. Dierickx, D. Enard, R. Geyl, J. Paseri,of the VLT M1 mirror passive and active

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mirrors: mirror production and measured

Technology Optical/IR Telescopes VI, pp. 424-

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435 を基に筆者が描写

facilities/paranal/telescopes/ut/m1 unit.html

国立科学博物館技術の系統化調査報告

5.32	Larry Stepp, et. al., 1994, Gemini primary
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286

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Vol.33 2024. MarchAdvanced Technology Optical Telescopes V,

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Noguchi, Wataru Tanaka, 1990, SHAPE

5.33	M y u n g K . C h o , 1 9 9 7 , A c t i v e o p t i c s

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OPTICAL REFLECTORS, FIRST JOINT

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U.S./JAPAN CONFERENCE ON ADAPTIVE

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三菱電機は、数々の衛星通信用の大型パラボラアンテナ（口径は 10 m から 32 m）を 1960 年代から 1980
年代にかけて国内外に建設した。このアンテナは、静止衛星に対して数ギガヘルツ帯（波長で cm から数10cm）の電波で通信するものであり、風速 10 m/ 秒（時速 36km の自動車に乗って感じる風速）程度の強風に曝されても鏡面を正確に衛星に指向させなければならない。この精度実現のため、鏡面の風による弾性変形を許容値内に抑えつつ、変形でそっぽを向くアンテナ軸を正確に衛星方向に指向させるための構造や駆動制御の設計技術はもとより、大型構造物の建設技術や測定技術が大きく進歩した。
一方、1970 年代後半から天文台との共同開発が始まった 45 m 電波望遠鏡（建設は 1980 年～ 1982 年）では、鏡面の面積が 2 倍程度に大きくなるだけでなく、宇宙から飛来するミリ波とよばれる 30 ギガヘルツ以上の電波を受信する為、鏡面誤差は従来の衛星通信用のアンテナより 10 倍以上厳しい 0.1 mm RMS を実現
しなければならなかった。このため、反射面の構造設計にはブレークスルー的な技術が要求され、その主要技術がホモロジー構造である。ホモロジーとは、El 角度によって変わる重力の影響の大小にかかわらず、どの El 角度においても鏡面の弾性変形がパラボラ形状になるように、鏡面の支持構造を” 柔らかく” 設計
する方法である。お椀型の鏡面は、天頂方向では開く（鏡面が浅くなる）方向に変形し（図 1 左）、水平方
向では鏡面の上部と下部が共に下方向に落ちるように変形する（図 1 右）。
パラボラの焦点

天頂⽅向

⽔平⽅向

図１
ホモロジー構造の原理
図１ ホモロジー構造の原理（変形前は実線、変形後は破線）（変形前は実線、変形後は破線）
大型光学赤外線望遠鏡の系統化調査289

これらを、鏡面を支える鉄骨トラス構造の断面積を調整して、変形後のパラボラ形状からのずれを 0.1
mm 以下に抑え込む設計手法である。1970 年代後半は、有限要素法（FEM）を使い始めた時代であり、数100 枚の紙のカードに各部材の両端の位置、ヤング率、断面積、長さや両端の拘束条件などを記録するための穴を「パンチ」によって開け、それを自動読み込み器にかけて、全てが読み込まれたことを確認して初めて、大型計算機による数値計算が開始される。ただし、パンチミスが 1 つでもあると計算が止まってしまい、パンチミスのあるカードを目で見て確認して修正し、その後に再計算にかけるという、手間のかかる方法だった。計算回数やカードの数を減らすため、手計算で決めるトラス構造 1 式をＦＥＭ解析で精査し、その後、これらを必要数花びら上に並べて全体構造モデルに拡張し、回転対称性や線対称性を利用して全体の計算規模を小さくする工夫が必要だった。この計算で求まるアンテナ焦点の理想位置からのずれ量に合わせてサブレフ（副鏡）を駆動するという開ループ制御を加えて、ホモロジー構造が成立する。
このホモロジーの設計を中心となって推進したのが、三菱電機の塚田憲三氏（当時は課長）、滝沢幸彦氏（当時は主任）、榊原修氏（当時は担当）の 3 人の機械技術者であり、構造の構想図を描いたのが川原信哉氏（故人、当時は担当）であった。筆者は、このような大先輩の機械技術者の下で、段付きフランジ（5 章で紹介）
開発のヒントになったフランジ接合部の圧縮引張試験や、鏡面用の低膨張 CFRP サンドウィッチ板の強度、剛性、耐久性などの実験評価、及び、鏡面パネルの熱変形を抑える支持金具の設計等、部分的な役割を担っただけである。しかし、設計対象が果たすべき役割を、できるかぎり原理に立ち戻って定量的に把握し間違いのない設計方向性を見出す姿勢や、設計対象が製品化された後に示す機能、性能、損益に対して設計者として持つべき責任を常に意識しながら、しかし、臆さずに難問に挑む姿勢の必要性など、大学ではあまり学ぶことがなかった側面を徹底的に仕込んでいただいた時期だったと思う。ちなみに、筆者より 2 年
先にすばるの研究開発に投入された伊藤昇氏や後年アクチュエータ等の機械設計を担当した宮脇啓造氏（共に 5 章で紹介）も、塚田氏の指導を受け、同様な設計スタイルを会得しておられる。なお、塚田氏は筆者をすばる望遠鏡の担当に選定した方であり、榊原氏はすばる望遠鏡の 2 代目プロジェクトマネージャーとしてハワイ現地工事の指揮を執り、川原氏は 5 章で紹介した通りすばるにおいても手書きの構想設計図で大きな方向性を与えた設計技師であり、本コラムで紹介した方の殆どがすばるに貢献しておられる。以上のような経緯からも、45 ｍ電波望遠鏡は、色々な技術資産をすばる望遠鏡に継承しただけでなく、技術者が持つべき姿勢を学んだ後進という人を介してすばるの新しい技術資産を創出させた “親的な存在” であることが分かる。
なお、野辺山の 45 ｍ電波望遠鏡は 2017 年に IEEE（米国電気電子学会）のマイルストンに認定されてい
る（図２）
。

図2

290

国立科学博物館技術の系統化調査報告

45 m 電波望遠鏡の IEEE マイルストン認定書

Vol.33 2024. March6 すばる望遠鏡の貢献を支える設計思想5 章で紹介した様々な挑戦の末、すばる望遠鏡は、にその取得画像を示す。遠くの銀河は宇宙の膨張に2000 年 12 月から共同利用観測を開始した。この観測

よって遠ざかる速度が大きいため、赤方偏移により、では、国内外から観測提案を募集し、科学的意義が高

例えば水素原子の輝線スペクトルであるライマンα

く、すばるに適した内容のものだけが採択され、採線 0.122 μm の波長が、1 μm 程度の近赤外線で観測択された人達がすばるを使用できる。2010 年 1 月まされる。すばるの集光力と高い星像の分解能に加え、での 10 年間の応募は 2859 件あり、内 777 件が採択

満月がすっぽり入るほどの大きな視野（30 分角＝ 0.5

された。すばる望遠鏡の誇らしい観測成果の数々は、度）を持つ Suprime-Cam に、国立天文台が開発した「遠国立天文台のすばる望遠鏡ホームページ、https://い銀河が目立つ」特殊フィルターを使って、初めて発

subarutelescope.org/jp/results/ 2022/ に紹介されて見された成果である。2006 年には、同様な主焦点観いる。観測成果は、ひとえに国立天文台の観測装置開測に、カセグレン焦点の多天体近赤外線撮像分光器

発や観測技術面における弛まぬ努力の結果であるた（MOIRCS）を用いた分光観測で距離（赤方偏移ｚ）のめ、その情報に委ね、本章では、観測成果の中で特にお墨付きを与えるという、主焦点・カセグレン焦点の主焦点による事例を紹介し、その成果の産出を支える「合わせ技」観測で、すばるは、図 6.3 に示す IOK-01

すばる望遠鏡やドーム内の設備に施した設計思想、及と名付けた 128 億 8000 万年前の原始銀河を発見した。

び特徴などを紹介する。

すばるは、2000 年代の世界の最遠方銀河発見競争をリードし、2010 年時点における最遠方銀河の上位 10

6.1 すばるの観測成果例

傑を全て独占した。
広視野の主焦点を持つすばるは世界の天文学者から垂涎の的となっているが、主焦点は、望遠鏡開発経験

2003 年 3 月 20 日、 す ば る は、Suprime-Cam と 呼の豊富な欧米が 8 m 級望遠鏡開発で最初にあきらめばれる第一世代の主焦点カメラを用い、126 億光年かた焦点であり、技術的にも実現が困難である。主焦点

なたの銀河をとらえた。当時の人類が見た最遠方のを別焦点に変えるには、15 m 直下に高価な主鏡を持銀河である。図 6.1 に Suprime-Cam の写真を、図 6.2

つ鏡筒の先端で、1 トンを超える主焦点ユニットと副Suprime-Cam

スパイダ
主鏡

第3鏡⽀持構造

主鏡に写る
Suprime-Cam

図 6.1 す ばるの頭頂部に搭載される
Suprime-Cam 主
すばるのてっぺんに搭載されるSuprime-Camの主焦点ユニット（質量は2トンもある）
焦点ユニット（質量は 1 トンもある）

図 6.2 2
 003 年 3 月に発見した最遠方（当時）銀河（赤方偏移の z=5.7：125 億 5000 万光年）
大型光学赤外線望遠鏡の系統化調査

291

軽視されていた。その中で、Suprime-Cam の生みの親と言える東京大学教授（当時）の岡村定矩は、すば

2010年2⽉まで世界⼀の座を譲らなかったIOK-1

るの主焦点に CCD カメラをつけて撮像すれば、ハッブル宇宙望遠鏡に匹敵する暗い天体を映すことができると気付き、すばるは広視野の主焦点を持つべきだと考えていた。また、国立天文台教授（当時）の山下泰
正と成相恭二は、3 枚の薄型レンズを用いた補正光学系の実現性設計を進めており、30 分角の広視野の実現性を証明していた 6.2）。一方、三菱電機では、「欧米があきらめた主焦点を作るだけの技術力が、本当にあるのか。」との議論が、プロジェクトマネージャ（当時）の木下親男（故人）を筆頭に起こり、筆者を含む三菱
電機の技術者達は大きなプレッシャーを感じていた。
振り返れば、当時の三菱電機には、重力方向が 90 度
変わる環境下でトンを超える物体をμm 精度で駆動する製品はなく、設計経験者もいないことから、会社と図 6.3 2006 年 9 月に発見した IOK-1（赤方偏移の z=6.964 ～ 128 億 8000 万光年）

して乗り越えなければならない当然の議論だったと思う。この打開策として、筆者らは、天文台側のリーダ

鏡ユニットを交換しなければならず、落としたら大変（当時）の小平桂一と相談し、国際的に著名な主焦点

なことになる。また、焦点距離が短いために観測装置

観測の天文学者、4 m 級望遠鏡を設計した経験のあるの光軸方向の位置誤差が大きな像劣化になり、主焦点

外国の技術者等を集めた会議を天文台で開催し、そのユニットの光軸方向への誤算配分値は 3 μm であり、場で、すばるが主焦点を持つべき天文学上の意義、主主鏡から約 15 m 離れた空間上で、常時この位置に保焦点補正光学系の設計内容や三菱電機の主焦点駆動機

持しなければならない。

構構想の妥当性を一気に評価してもらうこととした。

この主焦点実現の背景には、注目すべきエピソード

この会議は、三菱電機の当時のリーダクラスも出席し、。すばるの予算申請の最終段階である 1990

三鷹の天文台会議室で開催された。その結果、主焦点

年頃は、主焦点が得意とする撮像観測は分光観測より実現構想は高い評価で妥当との判断を得て、すばるの

がある

6.1）

満⽉が9個⼊る視野6.4）（イメージ）

重⼒レンズ効果で引き延ばされて⾒える銀河からダークマター分布を3次元的に表した世界で最⼤・最⾼解像度の地図

HSCの主焦点ユニット

図 6.4

292

国立科学博物館技術の系統化調査報告

ダークマター（暗⿊物質）の強い重⼒の重⼒レンズ
効果で引き延ばされて⾒える銀河の数々

HSC の概要と観測成果の一例

Vol.33 2024. MarchSuprime-Cam
スパイダ
トップリング内環

∆𝑧𝑧

∆𝑦𝑦

∆𝑥𝑥

副鏡ユニット

主鏡⽅向
約1.2 m

主焦点ユニット

図 6.5

主焦点駆動機構（6本ジャッキ）

HSC収納のため削り取った内環の突起部

Supime-Cam を搭載する主焦点駆動機構のイメージ度と無視できるほど小さい。この駆動機構は、AG や主焦点は実現への道が整った。
すばる完成から素晴らしい観測成果を出し続けた

SH 鏡面測定装置の検出値を用い、主鏡能動支持制御

Suprime-Cam は、2017 年 5 月に引退し（現在は国立や Az/EL 駆動制御の一要素として、Suprime-Cam を

科学博物館所蔵）、その後、第二世代の主焦点観測

光軸回りの回転を除く 5 自由度方向にリアルタイムで機 器 で あ る Hyper Suprime-Cam（HSC）が 2013 年

駆動して鏡筒の重力変形や熱変形を補正し、高精度なに 装 備 さ れ、 現 在 も 活 躍 中 で あ る。HSC の 視 野 は観測を保証する重要な機能を果たした。HSC 用にも、

Suprime-Cam の 9 倍（満月が 9 個も入る広さ）であり、より大きく、同様な精度のジャッキが装備されている。

ユニットの質量は 3 トンに及ぶ。図 6.4 に HSC の概（2）焦点切り替えロボットと主鏡能動支持システム

要と観測成果例を示す。
図 6.4 左から HSC の巨大さが分かるが、このよう

主焦点、光学カセグレン、赤外カセグレン、光学・な観測装置の搭載を可能にし、かつ、多数の観測装置

赤外ナスミスの 5 つの焦点を切り替えて観測するにや焦点の切り替えを支えるために望遠鏡構造やドームは、副鏡ユニットや主焦点ユニット（総称してトップに施した設計思想を、以下に紹介する。

ユニット：TU）を交換しなければならない。TU の交
換は、観測を行わない日中に行うため、迅速な交換手

6.2 すばるの観測を支える設計思想（1）主焦点ユニット駆動機構段が必要である。すばるでは、これらの交換を、図 6.6に示す 3 つのロボットで行う。
図 6.6 左の上と中段の写真は、4 種類の TU を収納するユニットセレクタ（US）である。US は、観測に

図 6.5 は、Suprime-Cam 主焦点ユニットの望遠鏡使用する TU を、グレートウォールの開口部付近の先端への装着状況と、ユニット内部にある主焦点駆動

差出し位置に回転寿司のように回って移動させる。こ機構のイメージを、副鏡ユニット（図 5.83）と重ねての差出し位置には、トップユニットトランスフォーマ示す。駆動機構は副鏡駆動機構と同じ 6 本ジャッキ構（UT）があり、UT は、TU を US から掴んで引きぬき、成だが、主焦点ユニットではジャッキの中央の空間に水平回転してグレートウォール開口部から鏡筒空間に

Sprime-Cam を包み込むような構造であり、光軸（∆

TU を差し出す。これらは、ドーム上部内光学ナスミz）方向の駆動精度は 0.03 μm RMS である。この誤ス焦点側のグレートウォール内の 4 階に設置される。

差が星像の分解能に及ぼす影響は、Suprime-Cam の

図の右上の写真は、トップユニットローダ（UL）であ

平均的な星像の分解能である 0.5 秒角に対して 1 ％程り、TU を UT から受け取り、トップリング中央のス

6.3）

大型光学赤外線望遠鏡の系統化調査

29380トンクレーン
⾛⾏アーム

副鏡ユニット
回転軸

トップユニット
エクスチェンジャー

UL作業員
プラットホーム

⽀持テーブル

第3鏡バッフル
第3鏡（枠体に内蔵）US（下から⾒上げた写真）

US（横から⾒た写真、⼿前はSuprime-Cam主焦点ニット）

UL（80トンクレーン⾛⾏アーム上を移動）
トップリング

交換される
主焦点ユニット
UTの
TU把持⽖

スパイダ

ULの
TU把持⽖

内環

グレートウォール
開閉扉

左のUTから主焦点ユニットを受け取る直前のTUE

図 6.6
表 6.1
品名

トップユニット交換のための装備

焦点の迅速な切り替え作業を支えるドーム内の装備
主な機能

配備箇所

ユニット
セレクタ（US）

三菱重工

ユニット
トランスフォーマ（UT）

TU 差し出し位置で、TU をつかんで US から引き抜き、垂直軸
ドーム光学ナスミス側
回りに回転して、グレートウォールの開閉ドア開口から TU を鏡グレートウォール内 4 階
筒空間に差し出して UL に引き渡す、
または、
その逆の動作を行う。

三菱重工

ユニットローダ（UL）

トップリング中央の内環部に行き、最大 3 トンの TU をつかんで内管から引き抜き、グレートウォールの開口部まで運ん
で、TU を UT に引き渡す、または、逆ルートで TU 受け取り、TU を内環に運び装着する。

三菱重工

80 トンクレーンの走行アーム

カセグレンユニット カセグレン観測装置の着脱を行うため、観測装置昇降機能を
赤外ナスミス観測階、交換台車備えた走行台車。
前方グレートウォール内

294

メーカ

最大 3 トンまでのトップユニット（TU）を 4 つのスロットに収納
ドーム光学ナスミス側
し垂直軸回りに回転し、交換する TU を、TU 差し出し位置に止グレートウォール内 4 階
める。収納時は、空のスロットを TU 差し出し位置に止める。

三菱電機

主鏡運搬台車

主鏡再蒸着の際に、主鏡部着脱のための昇降機能を持ち、ドーム観測床の直線レール上を走行する台車。

ドーム下部構造１階

ナスミスクレーン

ドーム観測床からナスミス台に観測装置や部品を昇降させる
5 トンまでの天井クレーン。

光学と赤外ナスミス室 コーストスティール
天井（ドーム 3 階床下）
（CSF)

日立造船

パイダで支えられたトップリング内環まで運び、主焦る。作業は全て自動だが、作業者は UL の台に乗り、点ユニットは上から、副鏡ユニットは下から、内環にTU の受け取りから内環への装着までを監視するとと挿入して装着（外す場合はその逆）する。図の中央下

もに、内環付近では観測装置のケーブルや配管のコネは、主焦点ユニットを UL が受け取る直前の写真であクタ挿抜作業を行う。TU の交換作業は約 2 時間で完

国立科学博物館技術の系統化調査報告

Vol.33 2024. Marchカウンタウエート
駆動機構

Suprime‐Cam
主焦点ユニット

錘を移動させてEL軸回りのバランスを取る

主焦点ユニット
重⼼位置

重⼼位置差
∆�

主鏡部重⼼位置El軸𝛿𝛿� , 𝜃𝜃�

センターセクション

図 6.7

スパイダ

副鏡ユニット（3種類）

𝛿𝛿� , 𝜃𝜃�

𝐿𝐿�� � ∆�

主焦点動機構（６本ジャッキ）

副鏡

𝐿𝐿�� (約15 m)

副鏡ユニット重⼼位置トップリング

副鏡駆動機構（６本ジャッキ）

TU 交換と望遠鏡 El 軸回りのバランス調整、鏡筒変形のイメージ了する。他にも、すばるの多焦点の特徴を活かし切る

タウエート位置を決めて焦点毎に自動駆動するとともための影の立役者があり、表 6.1 にそれらをまとめた。

に、鏡筒先端と主鏡部の重力変形の差で発生する光軸

赤外のカセグレンとナスミス焦点は、カセグレン焦からの相対ずれは、5 自由度方向の各 TU 内 6 本ジャッ点に最適化された副鏡ユニット 1 式を使いまわす。赤キの駆動で、ユニットごとに自動補正する。

外ナスミス焦点では、第 3 鏡支持構造内で観測光束の以上のように、すばる望遠鏡開発時に準備された外側に収納された第 3 鏡（平面鏡）を、光軸上に 45 度

TU の交換に予め十分備えた鏡筒だが、完成後 10 年

傾けて自動装着し、光束を水平に反射させて EL 軸中

以上たって新たに導入された、サイズ、質量ともに心の穴経由でナスミス焦点を作る。ただし、赤外ナス

Suprime-Cam をはるかに凌ぐ HSC の装備には、当然

ミス焦点は焦点位置がカセグレンより遠くにあるたながら設計変更が伴った。専用の主焦点ユニットの設

め、赤外副鏡を副鏡駆動機構で主鏡方向に駆動して焦計・製造はもとより、鏡筒構造にも次に示す改造を施

点位置を移動させ、この際に発生する球面収差を主鏡した 6.6）。

能動補正で修正する 6.4）。赤外線の波長が長いことから、球面収差の補正残差が無視できるという性質を利用したものであり、両焦点の切り替えは観測中でも短時間にできる。

① 内環内側の突起を現場で削り取る。（図 6.5 赤丸部）② セ ンターセクション部のカウンタウエート駆動
機構のねじを主鏡側に延長する。
③ ② に伴い必要となった新カウンタウエート駆動（3）El 軸回りのバランス調整と鏡筒構造機構のケースや断熱材被服部を追加する。

鏡筒先端で TU を交換した場合、質量や重心位置の

この程度の鏡筒の改造で済んだ理由は、鏡筒構造の差によって発生する鏡筒の El 軸回りのアンバランス

鏡筒構造は強度で決まる設計ではなく、堅固さにある。

モーメントは、EL 軸駆動円滑化のために自動調整し重力変形を抑え、かつ機械共振周波数を高くするためなければならない。この調整イメージを、図 6.7 に示の “高剛性化設計” である。機械共振周波数は鏡筒のす。図 6.7 左上は、センターセクションに装備した表剛性と質量の比の平方根で決まるため、剛性は変わら

裏 4 本のカウンタウエート駆動機構であり、ねじを回ず、鏡筒先端の主焦点ユニット質量が Suprime-Cam

して 4 つの錘を同時に光軸方向に前後させ、El 軸回から 2 トン程度増えても、約 150 トンの鏡筒質量に対りのモーメントを変える。図 6.7 右の上下に示すようする変化はわずかであり、共振周波数がほとんど変わに、主焦点ユニットと副鏡ユニットを望遠鏡に装着しらないことは自明である。このおかげで、5 章の制御た際、重心はΔɡ だけ異なる位置に移動するし、質量システムに登場する駆動制御系安定化用の 28 次 IIRも異なる。このため、ユニット毎のアンバランスモー

フィルターにも、変更の必要がなかった。このようなメント量を予め測定し、モーメントが釣り合うカウン

望遠鏡構造の特質は、今後の観測装置の進化の受け入
大型光学赤外線望遠鏡の系統化調査295

れにも、大いに役立つものと考えられる。
蛇足かもしれないが、鏡筒や架台構造には、ところ用された。新しい観測装置等の装備等には遠慮なく利用してもらいたい。

どころに機械加工 2 つ仕上げ面を持つ 20 cm ～ 40 cm
幅の鋼板が溶接してあり、しかも、ボルト用のねじ穴が整然と設けられている。これは、構造設計を担当した熟練の技師達が設けた “捨て座” と呼ぶ面であり、加工基準、組立時の測定面、吊治具の取付けなどに使図 6.8-1

広島大学 1.5 m 望遠鏡「かなた」（元国立天文台三鷹）

出典：https://www.hiroshima-u.ac.jp/hasc/abstract（2023 年
10 月 15 日閲覧）

図 6.8-3 兵庫県立大学西はりま天文台 2 m 望遠鏡「なゆた」
出典：http://www.nhao.jp/public/telescope/index.html（2023
年 10 月 15 日閲覧）

図 6.8-5

296

JAXA 美星スペースガードセンター 1 m 望遠鏡（三菱電機提供）

国立科学博物館技術の系統化調査報告

Vol.33 2024. March

6.3 すばる望遠鏡技術の応用製品
すばる望遠鏡の実現においては、部品、材料、精密図 6.8-2

県立ぐんま天文台 1.5 m 望遠鏡

出典：https://www.astron.pref.gunma.jp/instruments/
telescope_150 cm.html（2023 年 10 月 15 日閲覧）

図 6.8-4

JAXA 美笹深宇宙探査用地上局 54 m アンテナ
「GREAT2」（三菱電機提供）

図 6.8-6 大阪大学 LFEX ペタワットレーザリアエンド光学系
出典：https://www.ile.osaka-u.ac.jp/ja/facilities/lfex（2023
年 10 月 15 日閲覧）

図 6.8-7 国立天文台 ALMA 望遠鏡（口径 12 m、及び 7 m）（三菱電機提供）
図 6.8

図 6.9-1

図 6.8-8

科学分野に貢献するすばる望遠鏡技術の応用製品（地上設置）

JAXA ひので衛星搭載
0.5 m 可視光望遠鏡

SOLAR-B

図 6.9-2 JAXA 衛星搭載 SOLAR-C
0.2 m 極紫外光望遠鏡（実現性検討中）

出典：https://www.jaxa.jp/projects/pr/brochure/pdf/04/
sat23.pdf（2023 年 10 月 15 日閲覧）

図 6.9

国立天文台 TMT 30 m 望遠鏡予想図

出典：https://www.nao.ac.jp/open-day/2022/asset/img/
solar-c/poster02.pdf（2023 年 10 月 15 日閲覧）

科学分野に貢献するすばる望遠鏡技術の応用製品（衛星搭載）

表 6.2

科学分野の製品に生きるすばる望遠鏡の技術 6.6）

段付
光学
高機械 Az/
能動光学 波面誤差 セルリエ /外乱抑圧 AG
誤差 波動 能動光学
断熱
静圧 テープ式
IIR
保守
副鏡等 直交関数 ホモロジー フランジ
共振
El
速度制御 制御 試験
配分 解析 主鏡支持構造
軸受 エンコーダ フィルタ
ロボット
構造
構造
駆動
表現
周波数 駆動ループ ループ 方法
広島大学 1.5 m 望遠鏡
「かなた」

〇

〇

－

〇

〇

〇

〇

－

〇

FD

－

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－

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〇

〇

ぐんま天文台1.5 m 望遠鏡

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－

〇

FD

－

－

－

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〇

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〇

西播磨天文台 2 m 望遠鏡
「なゆた」

〇

〇

－

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〇

〇

－

〇

FD

－

－

－

〇

〇

〇

〇

JAXA 美笹新宇宙探査用
地上局「GREAT2」

〇

〇

－

〇

〇

〇

〇

一部

〇

－

－

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－

〇

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〇

〇

JAXA 美星スペースガー
ドセンター 1 m 望遠鏡

〇

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〇

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〇

DD

－

〇

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〇

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〇

〇

大阪大学 LFEX ペタワット
レーザリアエンド光学系

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〇

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〇

－

国立天文台
ALMA 望遠鏡

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DD

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〇

－

国立天文台
TMT30 m 望遠鏡

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〇

DD

〇

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〇

〇

JAXA ひので搭載
SOLAR-B
0.5 m 可視光望遠鏡

〇

〇

－

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〇

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－

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〇

－

JAXA 衛星搭載
SOLAR-C0.2 m
極紫外光望遠鏡 ＊

〇

〇

－

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〇

〇

〇

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－

－

－

－

－

－

〇

－

＊次期計画として実現性解析が進行中、FD: フリクションドライブ、DD: ダイレクトドライブ
色を施した項目は、脈々と継承されているすばる望遠鏡以前の技術

大型光学赤外線望遠鏡の系統化調査297

図 6.10

ひので衛星搭載 SOALR-B 0.5 m 可視光望遠鏡の無重力模擬試験の概念 6.7）

機器、電子機器、試験装置、ソフトウェア等の供給や、秒角の分解能を目指していた。このため、1 G の重力

板金・製缶・溶接・機械加工、施工、組立、配線、試下で実施する地上試験で、無重力状態の衛星軌道上の

験、輸送等の多くの工程において、多数の国内企業に主鏡、副鏡等の相対位置が、理想的な位置からμm 単

協力を頂いた。まさに、1990 年代における日本の最位しかずれないことを保証しなければならなかった。

先端技術の結集であり、アメリカから調達した大型光

よって、それまでの衛星搭載光学機器には無かった、学部品等の長所を活かし、欠点を補う最高のレベルで世界初の試験手法の発想が必要となった。図 6.10 にあった。すばるの開発過程で培われた技術やノウハウ

その概念 6.7）を示す。鏡筒上向きの状態でレーザー干は、三菱電機に限らず、貢献した多くの企業で発展的渉計の光を望遠鏡に入れ、焦点位置から発散光を副鏡に応用され、様々な製品に活かされているものと思うに当てて反射させ主鏡を照らせば、主鏡から平行光がが、公開情報からその実態を知ることは難しい。

反射する。鏡筒の外側上部に設置する平面鏡でこの光三菱電機においては、すばるの光学設計手法が大型を逆方向に反射させれば、逆ルートを通り、光はレー

リアプロジェクションテレビを用いた電子看板に活かザー干渉計に戻り焦点を結ぶ。これで、干渉計測が成されるなど民需分野にも応用展開されたが、ここでり立つので、この状態（+1 G）で波面誤差 ∅��𝑟𝑟, 𝜃𝜃� をは、科学分野に貢献中の製品を紹介し、すばる望遠鏡の技術のどの部分が応用されているかを紹介する。地上設置の製品例を図 6.8（6.8-1 ～図 6.8-8）に、衛星搭測定する。干渉計から平面鏡までの試験セットアッ
プをそのまま反転させて鏡筒下向きの状態（-1 G）にし、同様に波面誤差 ∅��𝑟𝑟, 𝜃𝜃� を測定する。 ∅��𝑟𝑟, 𝜃𝜃�

載製品例を図 6.9（図 6.9-1 ～図 6.9-2）に示し、表 6.2 に、∅��𝑟𝑟, 𝜃𝜃�と ∅ ��𝑟𝑟, 𝜃𝜃� の和の 1/2 が無重力状態における、研磨
それぞれの製品に生きるすばるで開発された技術、及誤差、光軸調整誤差等の残留誤差になる。2001 年頃

び、すばるが適用したすばる以前の技術を一覧で示す。

だと思うが、この試験概念をアメリカ NASA におけ

中には、次期計画として検討中のものを含む。

るデザインレビュー会議で筆者が発表した際、あるレ

表 6.2 の中で、ひので衛星搭載の SOLAR-B 0.5 m

ビューワーから動作原理に関する質問を受けた。1 自可視光望遠鏡（2006 年 9 月打ち上げ）は、すばるで培っ

由度系のバネと質量のモデルで説明し、高校レベルのた光学望遠鏡技術を宇宙空間で使えるように進化さ物理で分かる簡単な原理であるため自明ではないかとせたものである。外口径は 56 cm と小さいが、主鏡・回答し、納得してもらった。後で、国立天文台のプ

副鏡間の距離は 1.5 m であり、鏡筒の長さも 2 m あ

ロジェクトマネージャで教授（当時）の常田佐久から、る。すばるから多くの技術が発展的に適用されている「あの方は、世界でも有名な数学者ですよ。よく、尻が、中でも、特に光学試験方法についてエピソードを込みせず、堂々と答えられましたね。
」と言われ、赤含めて紹介する。この望遠鏡は、
アメリカの 2.4 m ハッ面したのを覚えている…。

ブル宇宙望遠鏡や 8.3 m すばる望遠鏡に匹敵する 0.2

298

国立科学博物館技術の系統化調査報告

Vol.33 2024. March

図 6.10 を用いた実測の結果、波面誤差として 21.5

∅ ��𝑟𝑟, 𝜃𝜃�nmRMS が測定され、ほとんど回折限界の性能を達成

Sugiyama, Manabu Sawa, 1994, Mechanical

した。SOLAR-B 望遠鏡は、打ち上げ後に 0.2 秒角のstructure of the SUBARU Telescope, SPIE

分解能を達成していることが確認され、17 年を経た

Proc. 2199, pp. 754-761

現在でも高度 680 km の軌道から太陽を観測し続け、多くの成果を上げている。すばる望遠鏡の数々の光学

6.4	三神泉 , 田畑真毅 , 1991（出願）, 反射鏡の矯正
方法 , 特許第 2698242 号

試験経験から培った技術がなければ、新しい地上試験

6.5	江崎豊 , 遠藤真 , 2014, すばる望遠鏡の超広視野方法を含め、SOLAR-B 望遠鏡の成功はなかったであ

主焦点カメラ “HSC” , 三菱電機技報 , Vol. 88,

ろう。

No. 2, pp. 17-20
6.6	江崎豊 , 川口昇 , 2021, 地上大型光学・電波望遠

参考文献

鏡のキーテクノロジー , 三菱電機技報 , Vol. 95,

6.1	岡村定矩 , 2017, Suprime-Cam の誕生まで , 天No. 2, pp. 51-53

文月報 2017 年 12 月第 110 巻 第 12 号 , pp. 768776

6.7	Y. Suematsu, S. Tsuneta, K. Ichimoto, T.
Shimizu, M. Otsubo, Y. Katsumata, M.

6.2	成相恭二 , 2017, すばる望遠鏡主焦点光学系設

Nakagiri, M. Noguchi, T. Tamura, Y. Kato,

計の思い出 , 天文月報 2017 年 12 月第 110 巻 第H. Hara, M. Kubo, I. Mikami, H. Saito, T.

12 号 , pp. 777-780

Matsushita, N. Nakaoji, K. Nagae, S. Shimada, N.

6.3	小宮山裕 , 2017, Suprime-Cam が見た近傍銀河

Takeyama, T. Yamamuro, 2008, The Solar-Bの姿 , 天文月報 2017 年 12 月第 111 巻 第 1 号 ,Optical Telescope of Solar-B（Hinode）: thepp. 93-113

Optical Telescope Assembly, Solar Phys

6.3	K e i z o M i y a w a k i , N o b o r u I t o h , R y u i c h i（2008）249, pp. 197-220

大型光学赤外線望遠鏡の系統化調査299

7 おわりにまとめた物を取り出し、系統的にまとめる作業には困難が伴筆者が 1984 年 8 月から始まった国立天文台の JNLT
技術検討会に初めて参加したのは、1987 年 2 月 5 日

不足を反省している。

の第 25 回技術検討会である。担当していた豪州向さて、この調査の過程で触れた 1980 年代中旬から

け衛星通信プロジェクトが終わり、次の事業として、

2000 年代前半における 8 m 級望遠鏡の技術情報や報JNLT の実現性向上に向け、研究開発と提案活動を行

道内容を通じ、改めていろいろなことを感じた。そのうようにとの会社指示だったと記憶している。天文台

中で、特に、発注形態や国民性の差に関する感想を紹の仕事は、入社後すぐに担当した野辺山 45 m 電波望介したい。まず、発注形態の側面である。

遠鏡の機械設計以来 6 年ぶりだった上に、お客様が「電①欧
 州南天天文台の VLT、米国 NOAO の GEMINI

波天文学」ではなく「光学天文学」の先生方だったた

は、望遠鏡ユーザの組織そのものが、望遠鏡開

め、雰囲気が違うなという印象を持った。検討会で発に関わる技術者集団とプロジェクト推進母体

は、すでに主鏡能動支持に関する検討が進んでいたたを内部に設置し、概念開発、基礎実験、システ

め、貢献できる領域として、主鏡、ドーム、望遠鏡構

ム設計を実施して実現性を確認した後、詳細設造などの周辺部分から検討を始め、徐々に、主鏡能動計ができるレベルの仕様書を開発し、その仕様

支持の制御の在り方へと広げて行った。研究開発に加書に基づき、詳細設計、製造試験、現地据付を、えて、毎年の予算申請前の自主提案、国内外の make-各専門メーカに発注し、総合性能の調整や試験

buy 計画、9 年間の工程表やコスト、リソース計画のは自らがまとめあげるシステムインテグレータ

作成等、多くの仕事を数人のメンバーでこなさねばな

方式である。リスクの高い開発の主要部分は発らなかった。1991 年のすばるの受注後は、望遠鏡と注者側が責任を持って推進するため、調達コスほぼ無縁の社内の設計、製造、品質管理、調達等の部

トが抑えられる一方で、多くの技術者を発注者

門の立ち上げのため、具体的な仕様書や海外調達の仕側が雇用するため、開発で培われたノウハウや組みづくり等から始め、進捗管理、性能管理、コスト

技術資産の多くは、発注者側に継続的に残りや管理、ドーム火災の現地復旧対策、システム試験計画、すい。

保守計画、引き渡し等のプロジェクト推進に奔走した② 日 本のすばる望遠鏡は、望遠鏡ユーザ組織が望遠鏡の性能要求を作り、それを用いて、システ

13 年であった。

300

い、当初の思いの 7 割も書けたであろうか。自分の力

このような経験を踏まえて引き受けた本系統化調査

ム設計、詳細仕様書、詳細設計、製造試験、現だったが、すばるを含む大型光学望遠鏡のどの部分を地据付、総合性能調整、試験を一社に発注し、系統的に調査すべきか、正直、迷いがあった。長い歴受注した企業がまとめあげる、プライムコント

史を持ち、数も多い国内外の多くの望遠鏡の調査ではラクター方式である。リスクの高い開発の主要大きすぎるし、すばるを対象にした場合には、国立天部分を受注者側の責任で推進するため、発注者

文台から発信されている芳醇な情報と切り口を変えね

側の調達コストは増える一方で、発注者側に開ばならない。そんな中で、未来に残すべき望遠鏡の技

発技術者等の雇用は必要ないため比較的小規模術資産とは何かと考えた瞬間、思い付いた。それは、な体制で済むが、開発で培われたノウハウや技

すばる望遠鏡に使った「以前の技術資産」と、すばる

術資産の多くは、受注者側に残りやすい。すばの開発の中で生み出された「新しい技術資産」ではな

るでは、発注者と受注者の共同研究体制を敷き、いかと。しかも、それらを、すばると競い合ってほぼ重要な技術課題の概念開発と基礎実験を行うプ

同じ時期に完成した「欧米の 8 m 級望遠鏡の技術資産」

ロセスに恵まれたため、概念レベルでは多くのと比較する形で残すことができれば、望遠鏡や類似の技術資産が発注者側にも残っている。

システムを開発中の、あるいはこれから開発する方々

VLT はインテグレータ方式が成功した良い例であのために、多少なりともお役に立てるのではないかとり、すばるは、プライムコントラクター方式が成功し考えた。このような方針で調査を開始したが、多くのた良い例と言える。GEMINI では、インテグレータ

論文や著書の中に分散して記録されるすばるや欧米の方式の難しさと苦労が、主に最終段階で露呈したよう望遠鏡に関する膨大な情報から、本書の目的に合致しに見える。国民性、雇用形態、国家機関の運営方式だ

国立科学博物館技術の系統化調査報告

Vol.33 2024. Marchけでなく、プロジェクト規模も勘案して、より “似合承や育成が難しいのも事実である。この技術の意義とう” 発注方式を採用すれば良いが、ノウハウや技術資

重要性を世に問い、この分野を目指す技術者を増やす

産を多く持つ側が開発の主体になるのは、いたって自ための系統化調査が行われることを願い、また、本報然だと思う。しかし、日本で、すばる望遠鏡レベルの告書が、日本の科学技術の進化や、さらに困難な大型予算規模（約 400 億円）や開発難度を持つ科学プロジェ

望遠鏡等の開発にむけて、僅かでも参考になれば望外

クトが続々と発生することは、
残念ながら難しい。従っの幸せであることを記して、本報告書を閉じる。

て、企業側が、以前のプロジェクトで獲得した技術資
産を技術者とともに抱え続けることが困難な時代に遭謝辞遇しているのではと危惧する。また、すばる以降の大本調査を開始するにあたり、真っ先に賛同の意を表型望遠鏡では、京都大学が取りまとめた「せいめい」

して下さった国立天文台台長の常田佐久氏、1980 年代

望遠鏡（3.8 m 分割鏡、花山天文台）、東京大学が建設に国立天文台が発行した貴重な技術資料を貸与いただ

中の TAO 望遠鏡（6.5 m 単一鏡、チリのチャナントー

いた国立天文台名誉教授の家正則氏、天文学と望遠鏡

ル山に建造中）のように、望遠鏡ユーザが自ら設計しの発展の歴史等のまとめにおいて様々なアドバイスをてインテグレーションする欧米方式に移行しつつある。

いただいた国立天文台の林左絵子氏に、お礼を申し上

これらの背景を踏まえ、発注者と今までの技術資産をげます。また、本書のいたるところで紹介したすばる

抱える受注者間の技術者交換など、公正ながらも、技

望遠鏡の開発、製造、建設における写真の殆どは、国術的・人的なリソースを自由に活用し合える仕組みが立天文台から頂いた CD である「すばる望遠鏡光学系

活性化され、我が国に定着することを心から祈念する。

の製作」、「すばる望遠鏡建設記録」、「空撮すばる & 仮

次は国民性面での感想だが、国立天文台のホーム

組すばる」から選択したものであり、主撮影者である

ページをはじめ、様々な資料に有効口径の 8.2 m 望遠

元国立天文台の宮下曉彦氏（故人）を含み、CD 制作に鏡として紹介されている。一方、GEMINI や VLT で関わった全ての方々に、心からの感謝の意を表します。

は、それぞれ 8.2 m、8.1 m 望遠鏡と、慣習通り（？）

すばる望遠鏡の開発時代の情報提供や記載内容への外口径を用いている。
口径、性能共に世界一にこだわっアドバイスをいただいた三菱電機 OB の伊藤昇氏、松た予算申請や開発段階の日本的なしつこさが忘れられ

下匠氏、すばる望遠鏡の開発を共に推進した国立天文

たのか、
それとも謙譲の美徳によるものかは別にして、台の関係者の方々や三菱電機及びその関連会社の OB

世界と同じ土俵で「8.3 m」と、堂々と紹介していた及び現役の皆様、そして、すばる望遠鏡の建設に協力

だけないものかと切に思う。

頂いた国内外の企業、研究機関を含む全ての貢献者の最後になるが、10 年超のすばる望遠鏡のプロジェ

皆様に、深く敬意を表し、お礼を申し上げます。

クト運営には、本報告書にまとめた技術以外に、全く

なお、すばる望遠鏡の実現に主導的な役割を果たさ異なる管理技術が必要だった。各専門分野で活躍する

れた方々のお名前は、本文中では一部だけの紹介に留技術者が多いのは当然だが、幾つかの分野にまたがっめ、著書や論文の著者名として参考文献にできるだけて新しい応用技術を開発し、まとめあげる “システム

多く紹介させていただきました。抜けている場合に備技術” の面でより力を発揮できる技術者もおられよう。

えて予めお詫び申し上げるとともに、その場合にはごそのような技術は、大規模システムの開発推進に不可寛容をお願いいたします。

欠でありながら、外から存在が見えにくく、かつ、伝大型光学赤外線望遠鏡の系統化調査301

若手中心の望遠鏡プロジェクト
すばる望遠鏡の予算が現実味を帯びた 1990 年頃である。三菱電機では、望遠鏡のシステム検討を加速するため、先行して天文台との技術検討会に参加していた伊藤昇と筆者らに加えて、技術者を補強することとした。ところが、可視光や赤外線分野で大型の反射鏡を扱った経験者や、光学系技術に造詣が深い技術者は社内で皆無に近い。しかも、既に受注済みの他の案件に影響が出てはならないという事情もあり、人選は難航したようである。結局、「新しい分野を柔軟に吸収して対応することが可能」な若手の機械系・制御系技術者 4 名と、天文学科出身の新規卒業者 1 名が投入され、望遠鏡推進グループが誕生した。発足当時のメンバーが集結した写真（2000 年 8 月に放映された NHK の Project-X、宇宙ロマンで紹介されたもの、筆者が撮影）を下図に示す。当時の統括責任者である木下親朗（故人：写真の後列右から 2 人目）を除けば全員が 40 歳以下であり、前列の 4 名と後列右端のメンバーは、当時 25 歳～ 30 歳である。
新しい分野を柔軟に吸収可能な若手と言えば聞こえが良いが、自分で設計した製品を世に送り込み評価を受けた経験が少ないため、自らが実施する検討を確たる自信と正しい方向性を持って進めるのは難しい。
何らかの前例をベースに改善や拡張を施す設計手法が当時の大学で学ぶ主な内容だったこともあり、世界最高性能を目指すすばる望遠鏡の実現性検討は、若手技術者にとって本当に大変だったように記憶している。先輩格である伊藤昇（後列右から 3 番目）と筆者（後列左から 2 番目）が未検討だった領域の検討を
新しいメンバーに託すためには、どのような手法や計算式を用いて検討を進めるかの方向性をかみ砕いて伝達しなければならず、このため、検討結果を天文台との定例会議に間に合わすため深夜まで支援するケースが続発し、「自分で検討した方が早いのに…」とイライラ感を覚えた。しかし、徐々に検討速度が上がり、チームとしての実力向上を目の当たりにする段階に達した際には、「生みの苦しみ」と言える立上げ時の我慢の重要性を再認識させられた。同様な経験をお持ちの技術者の方々が多くおられるのではと思う。
このようにして発足した望遠鏡推進グループが中心となり、6 cm 幅 A4 ファイル 2 冊の大型
光学赤外線望遠鏡（JNLT）の技術提案書を完成させ、1991 年のすばる望遠鏡のシステム受注に貢献した。受注後は、社内の機械設計、制御
設計、ソフトウエア設計、プラント設計等の専門部門に詳細設計を展開することになるが、この段階でも同様な「生みの苦しみ」を経験する。
この苦しみは、未経験の技術分野を含む大規模製品の開発には必須のプロセスではないかと思う。社内の専門部門が本格的に動き始めると、望遠鏡推進グループの主な役割は、工程、人的リソース、コスト等の管理を含むプロジェクトマネーメント、
システム構成要素に配分した「許容誤差」の実現管理（必要に応じて誤差配分値の見直し）に加えて、主鏡や副鏡等の鏡材、研磨、焦点部の光学センサー、ドーム、蒸着装置など、社内で引き受ける部門のない
特殊構成品の国内外からの調達（100 億円規模）が主体となる。グループメンバーは、その後、若干名増えたものの、すばる望遠鏡の完成までの仕事を、わずかなメンバーで良くこなせたものと今更ながら感心する。
最後に、立上げ時の 1 人の若手メンバーのエピソードを紹介したい。
「私は、設計がやりたくて会社に入りました。英語がうまくなるためではありません。なぜ、英語まで勉強しなければならないのですか？設
計部門に移してください。
」という訴えを受けた。どのように回答して納得してもらったかは覚えていないが、そのメンバーはすばる望遠鏡完成まで当グループで頑張り、現在は、外国語が使える重要な技術者として設計部門で活躍しておられる。

302

国立科学博物館技術の系統化調査報告

Vol.33 2024. March

地上設置の大型光学赤外線望遠鏡の大口径化、高精度化の系統図

地上設置⼤型光学⾚外線望遠鏡の⼤⼝径化、⾼精度化の系統図
年代

17世紀

18世紀

19世紀

1900

1910

単レンズ

主な
光学系材料

1920

1950

⾊消しレンズガラス鏡（銀メッキ）

⾚道儀⽅式

星像分解能
と
光学系補正

数10秒⾓〜秒⾓台（推定）補正なし（主鏡等のパッシブ⽀持）
反射望遠鏡の観測性改良

1668年
反射式光学望遠鏡（初）
アイザック・ニュートン

1732〜1768
グレゴリアン式
望遠鏡量産(英)
③

1830
ガラス鏡＋
銀メッキ
⼿法発明
（英）
⼤⼝径化
操作性改良

1610
光学望遠鏡（屈折）ガリレオ・ガリレイ

1722
ニュートン式望遠鏡
実⽤化
ジョン・ハドリー②

⾊収差との闘い・反射望遠鏡の更なる⼤型化・アルミ真空蒸着・⼤型鉄鋼構造
技術の発展

⼤型化

反射望遠鏡の
⼤⼝径化

海外の

1940

⾦属鏡

架台構造

⼤型望遠鏡

1930

1908
150cm Hale
ガラス鏡＋銀メッキ
⾚道儀
ウィルソン⼭（⽶）⑤

1950年代〜
コンピュータ制御
技術の発展（露、⽶、欧）低膨張ガラス
鏡材の開発（⽶）

ヤーキス以降、更なる
⼤型望遠鏡は全て
反射望遠鏡に変わる

屈折望遠鏡の⼤型化

1673頃
空気望遠鏡（屈折）ヨハネス・ヘヴェリウス①

1948
500cm Hale
ガラス鏡 +アルミ蒸着
⾚道儀
パロマー⼭（⽶）
1930年代油拡散ポンプ発明
真空蒸着実⽤化（ヒックマン︓⽶）

1785頃
126cm 望遠鏡
ウィリアム・ハ－シェル④

1833
⾊消しレンズ発明
ホール（英）

1917
250cm Hooker
ガラス鏡＋銀メッキ
⾚道儀
ウィルソン⼭（⽶）

1887
102cm 光学望遠（屈折）⾚道儀
屈折式として現在も最⼤
ヤーキス天⽂台（⽶）▼天体物理学の重要性を認識（⼀⼾直蔵︓ヤーキス天⽂台）▼1908⽇本天⽂学会設⽴▼1925〜天体物理学論⽂が増加
1900

1970

1930

近代化

江⼾時代末期から⾊消しレンズの製造技術は欧⽶が独占
1929
1880頃
65cm 屈折望遠鏡
20cm 写真儀（屈折）東京天⽂台三鷹
内務省地理局
⽇本の屈折望遠鏡の近代化・⼤型化の経緯（⾚道儀、英から購⼊）⑯ （⾚道儀、独から購⼊）
1700年頃
7.3cm 光学望遠鏡（屈折）
森仁左衛⾨作

⽇本の⼤型望遠鏡

本⽂中で出典を明記したのもの以外の図の出典①Huygens Aerial telescope, 1684 - 空気望遠鏡 - Wikipedia②https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Hadley_telescope_crop.jpg#/media/File:Hadley_telescope_crop.jpg③https://en.wikipedia.org/wiki/Gregorian_telescope#/
media/File:Gregorian_telescope_circa_1735_in_Putnam_
Gallery_2,_2009-11-24.jpg④https://ja.wikipedia.org/wiki/40フィート望遠鏡⑤https://www.mtwilson.edu/60-telescope/⑥中桐正夫、計測と制御 第56巻 第6号 2017年6 ⽉号⑦http://www.ing.iac.es/PR/archive/wht/whtjens5.jpg⑧WIYN telescope CCD imager | NOIRLab
⑨Canada-France-Hawaii Telescope / 2003⑩https://www.eso.org/public/austria/images/eso-paranal-16/⑪https://en.wikipedia.org/wiki/Gemini_Observatory#/media/File:
A_Guiding_Star_for_Gemini_South.jpg⑫https://en.wikipedia.org/wiki/Large_Binocular_Telescope#/
media/File:LargeBinoTelescope_NASA%C2%BD.jpg⑬https://ja.wikipedia.org/wiki/カナリア⼤望遠鏡⑭https://ja.wikipedia.org/wiki/30メートル望遠鏡⑮https://ja.wikipedia.org/wiki/欧州超⼤型望遠鏡#/media/
ファイル:The_E- ELT.jpg⑯https://www.kahaku.go.jp/exhibitions/vm/past_parmanent/ikou/
astronomy/troughton.html⑰https://www.kwasan.kyoto-u.ac.jp/general/facilities/65cm/⑱https://en.wikipedia.org/wiki/AngloAustralian_Telescope#/
media/ File:Anglo-Australian_telescope_at_Siding_Springs_
Observatory.jpg⑲https://astro-dic.jp/kiso-observatory/⑳中桐正夫、計測と制御 第 56 巻 第 6 号 2017 年 6⽉号㉑https://www-ir.u.phys.nagoya-u.ac.jp/~irsf/telescop/man/
spec/00㉒http://www.ioa.s.u-tokyo.ac.jp/TAO/intro/intro3.html㉓https://double-cluster2018.amebaownd.com/posts/4199513/㉔https://double-cluster2018.amebaownd.com/posts/35533917/㉕https://ja.wikipedia.org/wiki/みさと天⽂台#/media/ファイル:
みさと天⽂台天体観測ドーム内.png㉖https://ja.wikipedia.org/wiki/AB:Giant_Magellan_Telescope_-▼1910
18cm 屈折望遠鏡
京⼤（独から購⼊）

⾶騨天⽂台
以降、国内の
⼤型望遠鏡
は全て反射望遠鏡に変わる1972
65cm 屈折望遠鏡
⾶騨天⽂台（⾚道儀、独から購⼊）⑰

反射望遠鏡の⼤型化

反射望遠鏡の近代化

1800年頃
6.0cm光学望遠鏡
国産初の反射望遠鏡
グレゴリアン式・⾦属鏡
国友⼀貫斎作

1925
33cm（⾚道儀）
ニュートン式・ガラス鏡
京⼤（英から購⼊）㉓
1926
15㎝反射望遠鏡
ニュートン式・ガラス鏡
国産開始（中村鏡＋⻄村製作所）

1941
60cm（⾚道儀）
ニュートン式・ガラス鏡
京⼤（英から購⼊）㉔
国産反射望遠鏡の進化

ページ中央綴304

国立科学博物館技術の系統化調査報告

Vol.33 2024. March

20世紀
1960

1970

1980

1990

2010以降（⾊消しレンズは、その後も望遠鏡の広視野化⽬的や観測装置に使⽤中）⾊消しレンズ

ガラス鏡（アルミ蒸着）（蒸着、スパッタリング、⽤途によってアルミ、銀、多層膜を選択）

経緯台（Az/EL）⽅式

⾚道儀⽅式

数秒⾓〜0.1秒⾓台

10秒⾓〜数秒⾓台（推定）
能動光学

補正なし（主鏡等のパッシブ⽀持）

経緯台

架台⽅式改良1977
制御技術
108cm×6 MMT
初の分割鏡、⽶初の経緯台⽅式
ポプキンス⼭（⽶）

能動光学＋補償光学（Adaptive Optics）

1993、1996
1000cm Keck望遠鏡×2式（36枚分割鏡）
マウナケア⼭（⽶）
・能動光学
実績適⽤
・⾚外性能
特化

1987
420cm WHT望遠鏡
1976
欧初の経緯台ラ・パルマ（英）600cm BTA-6⑦
世界初の経緯台⽅式
コーカサス⼭脈（旧ソ連）
1985年頃⑥
能動光学発案（ウィルソン︓欧）更なる巨⼤化

1994
350cm WIYN
⽶初の能動光学
キットピーク（⽶）⑧
1991年
補償光学発表（ハッパーら︓⽶）

1979
360cm CHFT
本格的⾚外線
専⽤望遠鏡
マウナケア⼭（⽶、加、仏）⑨1971
390cm AAT望遠鏡
サイディング・スプリングス（豪）（架台・制御部を三菱電機が製作）
⑱

能動光
学原理

1989
358cm NTT
世界初の能動光学
フラッシングドーム
ラ・シア⼭（欧）JNLT技術検討会（含能動光学実証）

⼤型精密構造技術
追尾駆動制御技術

フラッシング
ドーム原理

2030予定2400cm
巨⼤マゼラン望遠鏡（8.4m鏡を7枚同架）
チリ・ラスカンパナス（⽶、豪、韓）㉖

2007
1040cm カナリア⼤望遠鏡（36枚の分割鏡）
ラ・パルマ（欧、⽶など）⑬

1999、2000
810cm GEMINI望遠鏡×2式
能動光学（後に補償光学追加）
マウナケア⼭、パチョン⼭（⽶、英、加、チリ、豪など）
⑩

・能動光学
実績適⽤
・⾚外性能に
特化

1961
近代⾚外線
観測技術の
萌芽
（フランク・
ロウ︓⽶）

0.01秒⾓台

更なる⼤型化

分割鏡制御技術〜1970年代
コンピュータ制御
技術の発展（露、⽶、欧）

21世紀

2000

鏡材⽤
ガラス

2005
1188cm LBT（8.4鏡を2枚同架）
15m基線の合成開⼝観測
グラハム⼭（⽶）⑫

2030予定3000cm TMT望遠鏡（492枚の分割鏡）
マウナケア⼭（⽶、⽇、印、加）⑭

更なる巨⼤化

1998〜2000
820cm VLT×4式
能動光学（後に補償光学追加）
パラナル⼭（欧）⑪2030予定3900cm ELT望遠鏡（792枚の分割鏡）
セロ・アマゾネス⼭（欧）⑮

能動光学実証実験成果・世界最⼤・最⾼性能⽬標
光学・⾚外双⽅の性能重視・広視野・多焦点実現

海外最先端技術
コントラベス (主鏡・副鏡・第3鏡の研磨）
コーニング（ULE鏡材）
CSF（ドーム製造）
PSI（主鏡蒸着装置）
ハイデンハイン（テープ式エンコーダ）
⼤成建設ハワイ（ドーム下部）等

最先端技術と独⾃技術を⽤いてインテグレーション

国内最先端技術
キヤノン（補正光学系）
ニコン（視野回転補正光学系）
新光電⼦（精密荷重検出器）
東芝機械（静圧軸受、⼤型機械構造）
三菱電機名古屋（DDモータ）
⽇⽴造船（⼤型機械構造）
三菱重⼯（精密ロボット）
富⼠通（観測システム計算機）等

光学望遠鏡
以外の別ルーツの技術を導⼊ システム誤差配分技術
波動解析技術
追尾駆動制御技術
ホモロジー構造技術

鏡材・研磨
⼤型精密構造技術
追尾駆動制御技術

鏡材⽤ガラスオハラ光学

国際協⼒への参加
による更なる⼤型化

⼤学による設計とシステムインテグレーション化

建設中
650cm TAO望遠鏡（単⼀鏡）
チリ・チャナントール⼭（東京⼤学）㉒

すばる望遠鏡等による観測装置共同開発

1999
830cm すばる望遠鏡
能動光学（後に補償光学付加）
三鷹6m電波望遠鏡
マウナケア⼭、国⽴天⽂台（三菱電機）
1994
衛星通信⼤型アンテナ技術（三菱電機）
150cm ⾚外線望遠鏡
1988
すばる観測装置開発⽤
130cm ⾚外線望遠鏡
m級国産初の経緯台 国⽴天⽂台（三菱電機） 真空蒸着技術⑳
観測技術
フリクション駆動
ISAS相模原（三菱電機）
野辺⼭45m電波望遠鏡

1960
188cm 光学望遠鏡
1974
東京天⽂台岡⼭
105cm 光学シュミット望遠鏡
天体物理観測所
国産初m級望遠鏡（⾚道儀）（⾚道儀・英から購⼊）
⽊曽天⽂台（⽇本光学）⑲

フリクション駆動
経緯台⽅式

2004
200cm 光学望遠鏡なゆた
国内設置最⼤（当時）⻄はりま天⽂台（三菱電機）

1999
150cm 光学線望遠鏡
群⾺県（三菱電機）

2019
380cm せいめい望遠鏡
（分割鏡）
花⼭天⽂台
（京⼤・⻄村製作所）

⼤学による設計とシステムインテグレーション化

1995
105cm 望遠鏡（⾚道儀）
みさと天⽂台（⻄村製作所）㉕

2000
140cm IRSF望遠鏡
南アフリカ（名古屋⼤・⻄村製作所）㉑

注
緑の⽂字︓完成時点で世界最⼤⼝径
⾚の⽂字︓特記事項

ジ中央綴じ代大型光学赤外線望遠鏡の系統化調査

305

306

国立科学博物館技術の系統化調査報告

Vol.33 2024. March

４

3

2

1

番号

真空蒸着装置1.88 m 光学望遠鏡用

1.3 m 赤外線望遠鏡

1960 年

1988 年

日本真空株式会社

岡山県

神奈川県

望遠鏡のプロジェクトの発案に大きな動機を与えた。加えて、この電波観測所

大成建設株式会社

三菱電機株式会社

リ波観測用の超大型電波望遠鏡であり、光学天文学におけるすばる

国立天文台野辺山宇宙

富士通株式会社

岡山天体物理観測所

浅口市

ロトタイプの位置付けとして開発した、建設当時、口径 1 m を超え

JAXA 宇宙科学研究所

ム内設備の開発企画において、極めて大きな貢献を果たした。

題の解決だけでなく、主鏡保守に必要な鏡面洗浄装置やその他のドー

ウハウは、すばるの真空蒸着装置開発段階で発生した様々な技術的問

国産のアルミ蒸着装置である。当設備の長年の運用から蓄積されたノ

すばる望遠鏡の主鏡真空蒸着装置において、構想開発の原型となった

m 級望遠鏡の建設ラッシュを導いた。

遠鏡に大きな影響を与え、1990 年代後半から 2000 年代の国内 1 ～ 2の小型化を含む望遠鏡の低コスト化の道を開拓してその後の国産望適用された経緯台方式、フリクション駆動方式等の技術は、ドーム

る国内初の経緯台方式の望遠鏡であり、国内最高性能を発揮した。

大型光学望遠鏡の開発経験がなかったすばる望遠鏡の設計陣が、プ

相模原市

である。

的に継承されており、様々な側面で、すばるの親的な存在の望遠鏡

鏡面補正技術、プロジェクト推進手法などが、すばる望遠鏡に発展

望遠鏡に適用した柔軟構造設計技術、外乱抑圧特性の良い制御技術、遅れていた日本の電波天文学を、一気に世界レベルに押し上げたミ続々と上げており、日本が世界に誇る望遠鏡として活躍中である。

界には類を見ない主焦点の広視野性能を活かして天文学上の成果を
南佐久郡

長野県

の産業技術を駆使して成功に導き、世界中を驚かせた。現在も、世大成建設株式会社

三菱電機株式会社

鏡建設の経験が皆無に近かった日本が、電波望遠鏡や衛星通信、他

キヤノン株式会社

1984 年末に展開された日米欧の 8 m 級望遠鏡開発競争において、大型望遠

ニコン株式会社

45 m 電波望遠鏡

国立天文台ハワイ観測所 （建設当時）かつ最高性能の、記念すべき国産望遠鏡である。20 世紀

合衆国

富士通株式会社

器、観測機器、ドーム、及び、付属設備含む）

日本が海外に初めて設置した、単一鏡構成の望遠鏡として世界最大

ハワイ州ハワイ島

アメリカ

三菱電機株式会社

1999 年

選定理由

すばる望遠鏡（焦点機

所在地

製造社

製作年

所在確認

名称

大型光学赤外線望遠鏡の系統化調査 産業技術史資料

大型光学赤外線望遠鏡の系統化調査

307

８

７

６

５

すばる望遠鏡技術の中の、反射鏡支持、低膨張構造、望遠鏡性能試
験等の技術を駆使し、約 680 km の太陽同期軌道に打ち上げて太陽

三鷹市
国立天文台

西はりま 2.0 ｍ望遠鏡

鏡計画説明書大型光学赤外線望遠

国立天文台

国立天文台

された結果、関係者が大きな自信を得て、すばる望遠鏡の予算化活T. Tokunaga）

指標となり得る情報が集約されている。

検討内容が把握可能であり、同様なシステムの開発企画を行う際の主鏡口径が 7.5 m だった時代の大型光学赤外線望遠鏡計画の実現性

天文学、工学、プロジェクト計画等の全側面でまとめた資料である。

主催で 1984 年から 1989 年に開催された。その中で発表された内容を、すばる望遠鏡の原型である JNLT の技術検討会は、
東京天文台（当時）された貴重な資料である。

ではなく、その時点の欧米の大型望遠鏡計画の開発内容が全て凝縮動に拍車をかけることになった。発表された JNLT の検討内容だけ時の JNLT の検討レベルが国際的に比肩する高さであることが確認

By T. Kogure and A.

三鷹市

International Symposium on Large Telescopes” は、すばる望遠鏡

国立天文台の原型である Japan National Large Telescope（JNLT）の開発の全容

1988 年 に 日 本 が 東 大 で 開 催 し た 国 際 シ ン ポ ジ ウ ム “The

三鷹市

を日本が世界に発信した初の機会である。このシンポを通じて、当

東京都

東京都

いる。

装置の試験運用にも適用されており、様々な分野で貢献を果たして

際級の観測成果を上げている。すばるや、その他の望遠鏡用の観測

ばれ、公開天文台として世界でも最大級の設備であるとともに、国天文台

すばる望遠鏡の設計技術を小型化、低コスト化方向に改良し、製造された単一鏡構成の国内最大の望遠鏡である。
「ミニすばる」とも呼

佐用郡
兵庫県立大学西はりま

Development（Edited

1989 年

Publishers 出版）

Related Engineering

国立天文台（Kluwer Academic

1989 年

Large Telescope andJapanese National「なゆた」の手法であり、現在の様々な衛星搭載光学機器に継承されている。

開発した無重力状態が模擬可能な光学性能評価試験方法は、世界初コロナ放出の瞬間の観測などで成果を上げるとともに、本望遠鏡でブル望遠鏡と同じ 0.2 秒角の分解能を軌道上で達成し、太陽フレア、

兵庫県

東京都

（主鏡、排熱鏡）

三菱電機株式会社

三菱電機株式会社
を観測中の、国産初の本格的な宇宙遠鏡である。小型ながら、ハッ2004 年

2006 年

光望遠鏡展示品

SOLAR-B 0.5 m 可視

ひ の で 衛 星 搭 載「大型光学赤外線望遠鏡の系統化調査」
報告書冊子との相違点（正誤表）
ページ

段落

行

⼤型光学⾚外線望遠鏡の系統化調査正誤表
⼤型光学⾚外線望遠鏡の系統化調査正誤表
⾴ 段落

第 32 集冊子版
2023 年 3 月

全文 PDF 版
2023 年 8 月
（正）

193

2

193

3

⾴ 段落 右側 ⾏
⾏13 ～ 14 行目
誤 1949 年に完成した
誤
193
上から
多くの反射望遠鏡や193 右側2
上から13〜14⾏⽬
右側 上から13〜14⾏⽬
多くの反射鏡や1949年に完成した
多くの反射鏡や1949年に完成した
193
右側
下から 12 行目
20.5 MHz 電波による天の川銀河の193 3 右側下から12⾏⽬
右側下から12⾏⽬20.5MHz電波による天の川銀河の20.5MHz電波による天の川銀河の197

ー

197図2.5右の座標軸zの表⽰位置ー 図 2.5 図2.5右の座標軸zの表⽰位置
197
右の座標軸 z の表示位置

202

3

202

3

202
202
202

3 左側下から8⾏⽬
左側下から8⾏⽬⻑い（筒も⻑い）ため後述する⾊収差（図2.3)は
⻑い（筒も⻑い）ため後述する⾊収差（図2.3)は
⻑い（筒も⻑い）ため⾊収差（図2.3)は
⻑い（筒も⻑い）ため⾊収差（図2.3)は
長 い（ 筒 も 長 い ）た め 後 述 す る 色 収 差（ 図左側
下から 8 行目
長い
（筒も長い）
ため色収差（図 2.3）は
3 右側上から2⾏⽬
右側上から2⾏⽬
合わせての⾊収差を消す特許
合わせての⾊収差を消す特許
合わせて⾊収差を消す特許
合わせて⾊収差を消す特許
2.3）は

212
202
217
212
221

ー

212

4

217

ー

4 右側上から7⾏⽬
右側上から7⾏⽬参加していた著者を含む三菱電機の参加していた著者を含む三菱電機の右側
上から 2 行目
合わせての色収差を消す特許表5.1注釈表5.1注釈 FMHM︓Full Width
FMHM︓Full
Half Maximum
Width Half Maximum
右側
上から 7 行目
参加していた著者を含む三菱電機の4 右側下から5⾏⽬
右側下から5⾏⽬
5.1から表5.3に⽰した⽬標値や構成を5.1から表5.3に⽰した⽬標値や構成を

221

4

221

ー 表5.4221 Az,El軸受けとGEMINI北の欄内
ー 表5.4制圧軸受 Width Half Maximum217
表 5.1 Az,El軸受けとGEMINI北の欄内
注釈 制圧軸受 FMHM：Full3
227 3 右側下から１⾏⽬
右側下から１⾏⽬誤差成分と、副鏡の⽅向の駆動で誤差成分と、副鏡の⽅向の駆動で221
右側
下から 5 行目
5.1 から表 5.3 に示した目標値や構成を3
230 3 右側上から8⾏⽬
アクチュエータが設置されている。
右側上から8⾏⽬ アクチュエータが設置されている。
Az,El
軸受と GEMINI
北
配列で712点であり配列で712点であり
4
231 4 右側下から9⾏⽬
右側下から9⾏⽬
221
表 5.4
制圧軸受
の欄内
5
239 5 右側下から5⾏⽬
A22,B22（Zernike級数の⾮点収差の右側下から5⾏⽬ A22,B22（Zernike級数の⾮点収差の

227
230
231
239
# 240

ー

241
244
245
247
255
259
262
266

ー
4
ー
ー
4
1
1
ー

270

4

271

ー

275

5

277

4

正
正
多くの反射望遠鏡や 1948 年に完成した
多くの反射鏡や1948年に完成した
多くの反射鏡や1948年に完成した
20.5 MHz の電波による天の川銀河の20.5MHzの電波による天の川銀河の20.5MHzの電波による天の川銀河の参加していた筆者を含む三菱電機の参加していた筆者を含む三菱電機の合わせて色収差を消す特許
FWHM︓Full Width
FWHM︓Full
Half Maximum
Width Half Maximum
参加していた筆者を含む三菱電機の
表5.1から表5.4に⽰した⽬標値や構成を表5.1から表5.4に⽰した⽬標値や構成を
静圧軸受
静圧軸受
FWHM：Full
Width Half Maximum
誤差成分と、副鏡のxyz⽅向の駆動で誤差成分と、副鏡のxyz⽅向の駆動で
表 5.1 から表 5.3 に示した目標値や構成をアクチュエータが設置されている（図5.23)。
アクチュエータが設置されている（図5.23)。
配列で72点であり配列で72点であり
静圧軸受
A22,B22（Zernike級数の⾮点収差のA22,B22（Zernike級数の⾮点収差の240 ー 図5.39左の注釈
検出するモード（点線）数と制御モード数（実線）検出するモード（点線）数と制御モード数（実線）検出するモード（実線）数と制御モード数（点線）検出するモード（実線）数と制御モード数（点線）#227
図5.39左の注釈
右側
下から１行目誤差成分と、副鏡の方向の駆動で誤差成分と、副鏡のxyz 方向の駆動で241 ー 図5.41右下注釈
図5.41右下注釈 →は⾵の流れ⽅向→は⾵の流れ⽅向→は空気の流れ⽅向→は空気の流れ⽅向
230
右側
上から 8 行目
アクチュエータが設置されている。
アクチュエータが設置されている（図 5.23）。
244 4右側、下から６⾏⽬
右側、下から６⾏⽬
加⼯に専念させた。すばるでは、加⼯に専念させた。すばるでは、加⼯に専念したことが分かる。すばるでは、加⼯に専念したことが分かる。すばるでは、
245
表5.9
ー ⼿順25と作業項⽬の欄
円錐状数 配列で
円錐状数
円錐定数
円錐定数
231
右側 表5.9 ⼿順25と作業項⽬の欄
下から 9 行目
712 点であり配列で72 点であり
247図5.49
ー
注釈の下から4⾏⽬
図5.49 注釈の下から4⾏⽬
半径の短い鏡の外周い部分からの反射光
半径の短い鏡の外周い部分からの反射光
半径の短い鏡の外周部分からの反射光
半径の短い鏡の外周部分からの反射光239
右側
下から 5 行目
（Zernike 級数の非点収差のA（Zernike
級数の非点収差の22、B22
255 4 右側上から20⾏⽬
右側上から20⾏⽬
中型型真空A22、B22
中型型真空
中型真空
中型真空
259 1 左側、上から4⾏⽬
左側、上から4⾏⽬
Japanses National
Japanses
Large
National
telescope
Large
telescope
JapansesNational
Japanses
Large
National
Telescope
Large Telescope
検出するモード（点線）数と制御モード数 検出するモード（実線）数と制御モード数240
図 5.39左の注釈 及び、望保守や観測装262 1 左側、上から6⾏⽬
左側、上から6⾏⽬
及び、望保守や観測装
及び、望遠鏡保守や観測装
及び、望遠鏡保守や観測装
（実践）
（点線）
266
図5.75
ー 左下の注釈、下から1⾏⽬
図5.75 左下の注釈、下から1⾏⽬
副鏡の相対変が発⽣する。
副鏡の相対変が発⽣する。
副鏡の相対変位が発⽣する。
副鏡の相対変位が発⽣する。
241
図 5.41
右下注釈 Az⽤、EL⽤の静圧軸受けの外観と→は風の流れ方向→は空気の流れ方向
270 4右側、下から18⾏⽬
右側、下から18⾏⽬
Az⽤、EL⽤の静圧軸受けの外観と
Az⽤、El⽤の静圧軸受部の外観とAz⽤、El⽤の静圧軸受部の外観と表5.13
VLT、Az駆動部、駆動部構成の表5.13 VLT、Az駆動部、駆動部構成の244
右側下から６行目加工に専念させた。すばるでは、
271 ー
隙間をっもけて挟む
隙間をっもけて挟む
欄内、下から2⾏⽬
欄内、下から2⾏⽬
245
表 5.9
手順 25 と作業項目の欄
円錐状数
275 5 右側、下から4⾏⽬
右側、下から4⾏⽬(Minor Rate loop)(Minor Rate loop)247
図 5.49
注釈の下から 4 行目
半径の短い鏡の外周い部分からの反射光
277 4右側、下から15⾏⽬
右側、下から15⾏⽬
溶接⼯場の外で望遠構造を
溶接⼯場の外で望遠構造を加工に専念したことが分かる。すばるでは、隙間を持たせて挟む
隙間を持たせて挟む
円錐定数(Minor Rate Loop)(Minor Rate Loop)
半径の短い鏡の外周部分からの反射光
溶接⼯場の外で望遠鏡構造を溶接⼯場の外で望遠鏡構造を
⼤型⾚外線望遠鏡計画
⼤型⾚外線望遠鏡計画
Japanese National Large Telescope
Suprime-CamのSuprime-Camの及び、望遠鏡保守や観測装（2つの欄ともに⽂章の最後部分で）（2つの欄ともに⽂章の最後部分で）

279

5

255
279

285

ー

292

2

294

ー

285 ー参考⽂献5.1、2⾏⽬
参考⽂献5.1、2⾏⽬
⼤型⾚外線線望遠鏡計画
⼤型⾚外線線望遠鏡計画
259
左側
上から 4 行目
Japanese National Large telescope
292 2 右側、上から1⾏⽬
右側、上から1⾏⽬
Supurime-camのSupurime-camの262
左側
上から 6 行目
及び、望保守や観測装表6.1 ユニットセレクタ、ユニットトラ
表6.1 ユニットセレクタ、ユニットトラ（2つの欄ともに⽂章の最後部分で）（2つの欄ともに⽂章の最後部分で）294 ーンスフォーマの配備個所の2つの欄内
ンスフォーマの配備個所の2つの欄内
グレートウォール内3階
266
図 5.75
左下の注釈、
下から 1グレートウォール内3階
行目 副鏡の相対変が発生する。

右側
上から 20 行目
中型型真空
5右側、上から24⾏⽬
右側、上から24⾏⽬
表5.10に基づき
表5.10に基づき

295

3

298

3

305

ー

307

ー

中型真空
表5.15に基づき
表5.15に基づき

グレートウォール内4階
グレートウォール内4階
副鏡の相対変位が発生する。

（図6.3 ⾚丸部）
（図6.3 ⾚丸部）
（図6.5 ⾚丸部）
（図6.5 ⾚丸部）
3
右側中央、箇条書き①
右側中央、箇条書き①
右側
下から 18 行目
Az 用、EL 用の静圧軸受部の外観とAz 用、El 用の静圧軸受部の外観と誤差等の残留誤差になる。1999年頃
誤差等の残留誤差になる。2001年頃
誤差等の残留誤差になる。2001年頃
3 右側下から12⾏⽬
右側下から12⾏⽬誤差等の残留誤差になる。1999年頃
VLT、Az 駆動部、駆動部
系統図内、海外の⼤型望遠鏡、2010年以
系統図内、海外の⼤型望遠鏡、2010年以
271
表
5.13
隙間をっもけて挟む
隙間を持たせて挟む
305 ー
300㎝TMT望遠鏡
300㎝TMT望遠鏡
3000cmTMT望遠鏡
3000cmTMT望遠鏡
構成の欄内、下から2 行目降の欄の中段 降の欄の中段
275
右側
下から
4
行目
（MinorRate
loop）（MinorRate
Loop）
所在確認 番号5
所在確認
ひので望遠鏡、選定理
番号5 ひので望遠鏡、選定理
307 ー
駆使し、280〜680kmの軌道に打ち上げて駆使し、280〜680kmの軌道に打ち上げて 駆使し、約680kmの太陽同期軌道に打ち上げて駆使し、約680kmの太陽同期軌道に打ち上げて由の欄内の上から2⾏⽬
由の欄内の上から2⾏⽬
277
右側
下から 15 行目
溶接工場の外で望遠構造を
溶接工場の外で望遠鏡構造を
295
270
298

279

右側

上から 24 行目

表 5.10 に基づき

表 5.15 に基づき

285

参考文献

5.1、2 行目

大型光学赤外線線望遠鏡計画

大型光学赤外線望遠鏡計画

292

右側

上から 1 行目

Suprime-cam のSuprime-Cam の

294

表 6.1

295

右側

中央、箇条書き①298

右側

下から 12 行目

305

系統図内

307

所在確認

ユニットセレクタ、（2 つの欄ともに文章の最後部分で）ユニットトランスフォーマ
グレートウォール内 3 階の配備箇所の 2 つの欄内

（2 つの欄ともに文章の最後部分で）グレートウォール内 4 階（図 6.3 赤丸部）

（図 6.5 赤丸部）

誤差等の残留誤差になる。1999 年頃

誤差等の残留誤差になる。2001 年頃

海外の大型望遠鏡、
2010 年以降の欄の中段

300 ㎝ TMT 望遠鏡

3000 cmTMT 望遠鏡

番号 5 ひので望遠鏡、
選定理由の欄内の上から 2 行目

駆使し、280 ～ 680 km の軌道に打ち上げて駆使し、約 680 km の太陽同期軌道に打ち上げて