先端技術センター

自然科学研究機構 国立天文台

先端技術センターは、国立天文台の天文学研究を、観測機器の研究・技術開発という面から支えています。国立天文台が運用している望遠鏡や観測機器だけでなく、将来の観測計画のための望遠鏡や観測機器の基礎技術、応用技術の開発研究を実施しています。また、天文研究のコミュニティーのために、共同開発研究を進めたり、観測機器開発を支援しています。

光学設計部門では、極限の光学性能を実現するための光学設計やシミュレーションによる解析
電波天文観測に必須の超高感度超伝導検出器などの開発をクリーンルームで行っています。水晶やシリコン基板上にフォトリソグラフィーなどの微細加工技術を用いて、テラヘルツ帯で動作する最先端の高周を行っています。機械設計部門では、飛翔体搭載装置が曝される激しい振動環境や、極低温や超高真空といった極限環境下で光学素子を高精度かつ安定的に保持する構造および駆動機構の設計を行っています。また、これら2つの部門による統合的な光学機械設計も行っています。

波回路や光学素子などを作製しています。

設計

一貫した開発体制のもと観測機器をつくるマイクロファブリケーションクリーンルーム

2 mm

シリコン基板を用いた超伝導集積回路システム試験
50 μm

光学窓用のシリコン微細加工反射防止層

天文観測機器全体を組み立てて、運用環境や曝される環境を模擬して、要求されている性能を試験により確かめます。打ち上げ時や地震などの激しい振動環境への耐性試験、観測機器を運用する低温・真空環境などでの動作・制御試験を実施します。物質や粉塵などが付着しないよ
うに、大型クリーンルームや大型真空容器などに観測機器を格納して試験を実施することもイオンビームスパッタ装置あります。

Europe, ESO
Taiwan, ASIAA

製造グループでは望遠鏡に搭載される観測機器の主要部品や実験装置の機械系部品の加工、測定等を行っています。その範囲は詳細な設計図に基づく製作から、依頼元のイメージを形にすることにも対応しています。また、新たな技術として、
金属3D プリンターを用いた付加製造にも取り組み、切削加工と共に最先

可視光・赤外線天文観測 に 必須 のCCD・CMOS センサ・近赤外線検出器の開発は、企業と共同で行っています。周辺エレクトロニクスの開発や評価試験を ATC 内で行い、新端の機器開発を支援ししい観測機器の開発につなげます。ています。

回路システムの提供や検出器搭載などの支援も行っています。

製造
天文観測機器の開発及び製作には、主に４つの作業の流れがあります。まず、観測機器に求められる要求仕様を満たす設

試験中の近赤外線検出器計、機器及び構成部品などの製作、製作した機器が要求仕様を満たしていることを確認する評価、そして運用環境などを模擬した観測機器の総合的なシステム試
験です。観測機器を立案する際に、これらの作業とその流れを見据えた長期的な視点を持つことが、観測機器開発の成否を分けると言っても過言ではありません。

評価

検出器周辺エレクトロニクス

ミリ波帯誘電率測定システム

天文観測機器及びそれを構成する部品には様々な要求仕様・性能が求められています。寸法、重量だけでなく、機械特性、光学特性、耐久性など

CCD 評価装置多岐にわたります。また、設計段階で要求仕様を満たすか不明の場合は、プロトタイプを製作して評価試験を行い、要求仕様の確認や調整をします。
評価するシステムは、既製の測定装置を使ったり、用途に応じて部品や測定装置を新しく独自に製ウォームギア耐久試験作したり、それらを組み合わせたりします。

US, White Sands
Chile, Atacama
Hawaii, Hilo

大クリーンルーム全景

重力波
でみる

重力波天文学は、宇宙からの微かな重力波を観測することで、従来の天文学では得られなかった宇宙の新たな姿を描き出すものです。まだ生まれたての分野ですが、すでにその実力の片鱗を示し始めています。先端技術センターでは、日本で現在建設中のKAGRA（大型低温重力波望遠鏡）が必要とする主要なコンポーネント（光学機器や防振装置など）の設計製作を行っています。

KAGRA
岐阜県飛騨市神岡の池ノ山に埋設されている日本初の本格的な大型の重力波望遠鏡で、2020年春にはじめての本格的な観測運転が始まりました。望遠鏡という言葉で想像される姿と異なり、それぞれが3km にも及ぶ2本の坑道を L 字型に掘削し、そこに敷設した真空容器の中をレーザー光が往来するという大規模なマイケルソン干渉計が検出器の本体です。
重力波、すなわち微弱な時空の歪みの周期的変化をとらえる程の繊細な感度を保つには、干渉計を構成する鏡をあらゆる雑音から守る必要があります。そのため、地面振動が小さい（東京の1/100以下）環境を建設地としたうえで、鏡には多段の振り子状の防振装置を導入しています。とくに重要な鏡については、熱雑音を避けるため -250℃近くまで冷却します。
先端技術センターでは、これまでに他の望遠鏡・検出器の装置開発で培ってきた技術力を生かし、これら鏡の防振装置をはじめ、干渉計が今の姿になるための大部分の装置、すなわち3km のレーザー光軸のモニターや迷光対策など光学系と機械系が融合したさまざまな装置の設計、製造から設置までを行ってきました。また、KAGRA が次に目指す性能向上で必須となるサファイア製の鏡の開発にも貢献しようとしています。

光学装置と防振装置
透過光モニター
長さ3km の光共振器の光軸の揺れを検出する装置。長距離を飛んで広がったレーザービームを1/10に集光させる光学装置および、光軸揺れの誤検出対策のための防振機構が組み合わさったシステムで、ATC では設計から組み立て、試験、そして現地への設置まで通して行った。

メインミラーと光学バッフル
メインミラーが設置されたクライオスタットの内部。メインミラーは約 -250℃に冷やされるほか、防振のため頭上14m の振り子で吊り下げられている。メインミラーの左隣に ATC で開発した防振光学バッフルが見えている。

設置完了した光学系
反射型望遠鏡をベースにした光学系となっている。直径 1m の真空槽内で縮小率 1/10を達成するため光軸は折り返されている。ガラス材の吟味も重要であった。

性能試験中の防振台
振り子による受動防振と、搭載した各種のセンサー、アクチュエーターによる能動制振を組み合わせた防振台。三鷹の ATC のクリーンブース内で組み立ておよび動作試験を行った。

© KAGRA Collaboration / Rey.Hori

光赤外線でみる

光赤外線天文学は、目で見える光と熱として感じる赤外線を用いて宇宙を観察する天文学です。先端技術センターでは、これまでハワイ島マウナケア山にあるすばる望遠鏡に搭載されている観測装置の設計製作を行ってきました。
現在は世界最先端の望遠鏡として建設中の TMT（Thirty Meter Telescope）に搭載される観測装置の設計を行っています。

TMT
先端技術センターでは現在、TMT に搭載する IRIS と WFOS という２つの観測装置を設計しています。IRIS は赤外線で、WFOS は可視光で天体の画像と分光スペクトルを取得する事ができます。

IRIS は日米加中の国際協力で開発が行われています。日本は赤WFOS は可視光の天体画像とスペクトルを取得する機能をは、液体窒素温度下（約 -200℃）で回折限界の結像性能を持つ光学系などの成果が期待されています。アメリカ・中国・インドとともに開と10年間メンテナンスなしで稼働する機械駆動系、一億分の一度の発が進められていて、先端技術センターではマスク交換機構の設計

角度精度で天体の位置を測定する手法の開発等、これまでにない技や面分光ユニットを組込むアップグレード計画の検討を行っています。

外線画像を取得する撮像系を担当しています。先端技術センターで持っている装置で、宇宙空間における銀河間ガスの大規模構造解明術課題に挑戦しています。

マスク交換機構

赤外線波面センサー

望遠鏡
からの光支持構造

WFOS の三次元モデル

IRIS の三次元モデル
日本 が 担当 す る 赤外線カメラは真空容器の中に配置される。
真空容器© NRC Herzberg Astronomy &Astrophysics ／ TMT-IRIS

すばる望遠鏡の可視光撮像分光装置 FOCAS に組込まれている面分光ユニット。この開発経験を基に、WFOS 用面分光ユニットの検討が進められている。
液体窒素温度で安定駆動する
回転ステージ

すばる望遠鏡Hyper Suprime-Cam（HSC）は、すばる望遠鏡の主焦点に搭載されているデジタルカメラです。先端技術センターで開発されたカメラ部には、焦点面に116個の CCD（合計約8億7000万画素）が並んでいます。CCD はデュワーに封入され、-100℃に冷却して、専用のエレクトロニクスで読み出されます。HSC は広視野、高解像度、高感度という特色を生かし、新しい天体や現象を探査する研究に力を発揮します。
また重力レンズ効果を用いた、ダークマター分布の直接探査を目的とした観測も行っています。
HSC マップ http://hscmap.mtk.nao.ac.jp/
HSC で観測した銀河を見ることができます

デュワーの中の焦点面に並べられた116 個の CCD

電波でみる

電波天文学は、天体が発する電磁波の中でも波長が長く、目で見ることのできない「電波」の領域を観測します。先端技術センターでは、東アジア・北米・ヨーロッパの諸国および南米チリによる国際協力プロジェクトによって、チリ・アタカマ砂漠に建設したアルマ望遠鏡（ALMA：Atacama Large Millimeter/submillimeter Array）や、長野県にある野辺山宇宙電波観測所をはじめ、国立天文台が国内外に所有する電波望遠鏡の搭載装置の開発や、大学および関連機関の電波天文観測装置の開発サポートを行っています。

ALMA

ASTE 望遠鏡・野辺山45m望遠鏡

先端技術センターでは、2014年2月まで約10年にわたりアルマ望アステ（ASTE：Atacama Submillimeter Telescope Experiment）

遠鏡搭載用の3種類・合計219台の超高感度超伝導受信機の開発おは、アルマ望遠鏡から10km ほど離れた場所で国立天文台が運用すよび製造・出荷を進めてきました。出荷した受信機は現在アンテナる直径10m のサブミリ波電波望遠鏡です。また、野辺山45m 電波に搭載され、観測に使用されています。アルマ望遠鏡では、不具合が望遠鏡は、野辺山宇宙電波観測所で約30年運用されている国内最大発生した受信機はそれぞれ開発元が責任を持って修理をおこないまのミリ波電波望遠鏡です。先端技術センターでは、これらに搭載すす。先端技術センターでは、日本で製造した受信機に不具合が出たる新規クライオスタットや搭載受信機の開発、改良、サポートを、国場合の修理体制を整えつつ、測定系の改良も行っています。

内外の研究機関や大学と協力して行っています。

先端技術センターで開発したアルマ望遠鏡搭載受信機
左から Band4（125-163GHz）、Band8（385-500GHz）、Band10（787-950GHz）
アルマ望遠鏡のアンテナは全部で10種類の受信機を搭載する。

（左）開発中の多色ミリ波サブミリ波カメラ
ほぼ絶対零度（-273度）の極低温に冷却した超伝導素子を用いて、星や銀河の誕生の謎に迫る。
（右）3本のカートリッジ式受信機を搭載可能な ASTE 用新規クライオスタット内部
これまでは固定式1ポート、カートリッジ式1ポートだったが、3箇所全てカートリッジ式に改良し、より様々な受信機の搭載が簡単にできるようになった。

将来に向けた新規技術開発

Chan

nel 3

更なる高周波化、広帯域化、多素子化を目指す開発や、新しい方式での観測に向けた基

Chan

20mm

nel 1

inp

1mm

RF

Chan

45m望遠鏡のほか、国内外の様々な望遠鏡や人工衛星への搭載を目指しています。

ut

nel 2

礎技術開発を行っています。これらは、アルマ望遠鏡をはじめ、アステ望遠鏡、野辺山

広帯域同時受信を目指した導波管フィルタ回路
開発中の多素子集積型
SIS（超伝導体ー絶縁体ー超伝導体）受信機
1mm（左） 1.25-1.5THz 帯コルゲートホーンのビームパターン測定の様子（右上）コルゲートホーンアンテナ開口部の SEM 写真（右下）1.48THz ビームパターン測定結果

超伝導多ピクセル検出器（MKID）
ミリ波光子が超伝導クーパ対を壊す時に、超伝導力学的インダクタンスと抵抗値の変化を、超伝導共振器を用いて読み出す新しい検出器。

宇宙からみる

宇宙天文学では、地球大気の影響を受けることなく、あらゆる波長で宇宙を観測することができます。先端技術センターでは、衛星に搭載する観測装置の開発も行っています。地上で使われ成熟した技術と既存の宇宙技術を組合わせて、宇宙空間で使用可能な技術に発展させる取り組みは、衛星に搭載する観測装置開発の大事なプロセスです。

SOLAR-C_EUVST
2020年代半ばの実現を目指して計画されている次世代の太陽観測衛星です。高い解像力と感度をもった観測装置により、一万度の彩層から数百万度を超えて加熱されるコロナまでの広い温度域を、隙間なく分光観測します。プラズマやエネルギーの流れを捉える
この先鋭的な観測を実現することにより、磁場により引き起こされる太陽活動現象の機構の解明を目指しています。

© 国立天文台／ JAXA（Solar-C WG）

CLASP and CLASP2NASA の観測ロケットを使って、太陽の彩層・遷移層（彩層2019年の再飛翔実験（CLASP2）では、電離マグネシウム輝とコロナの間にある薄い層）が放つ紫外線域のスペクト線（波長280nm）の偏光分光観測により、彩層底部からコル線を、高精度（＜0.1%）で偏光分光観測するプロジェ

ロナ直下の彩層最上部に至る磁場の様子が明らかとなクトです。彩層 ･ 遷移層の磁場の直接計測を目指していりました。このような新しい観測技術の確立を目指すます。2015年の初飛翔実験（CLASP）では、ライマンα開発は、その科学成果とともに、SOLAR-C などの次世線（波長121.6nm の水素原子が出す輝線）の偏光分光代衛星計画への布石となります。

観測に世界で初めて成功し、偏光に潜むハンレ効果の（画像提供：国立天文台、JAXA、NASA/MSFC）手掛かりをつかみました。

光学調整を行っている様子
大クリーンルームにて、CLASP の組立・試験を行った。

CLASP
ライマンα線の高精度偏光分光観測装置

発射台で打ち上げを待つ CLASP
2015年9月 NASAの観測ロケットで打ち上げられた。
大気圏外を飛行するわずか5分の間に観測を行った。

大学・大学院教育
先端技術センターでは、総合研究大学院大学の物理科学研究科天文科学専攻を基盤にし、天文機器開発を中心とした博士号取得を目的とする大学院教育を実施しています。総合研究大学院大学だけでなく、東京大学、東邦大学、筑波大学、大阪府立大学などから大学院生を受け入れ、研究指導を行っています。最先端の観測機器に関わりながら、研究開発の実績と経験が豊富な研究者、技術者のノウハウを得られる利点を生かしています。また、天文機器開発に興味を持つ学部生の指導も、サマースチューデントなどを通して幅広く取り組んでいます。

先端技術センターの構成メンバー
事務系

先端技術センターでは、技術系スタッフ、研究系スタッフ、事務系スタッフそして大学院生が活動しています。観測機器の着想、実現性の検討、設計、製作、組立調整、性能検証という一連の研究開発の流れでは、様々な専門技術や専門知識を持った人材が必要になります。そしてセンターで働く人々が日々の学生
技術系業務を円滑に行うためには、リソース（予算、時間、人材、設備）の管理を行う事務系スタッフのサポートが欠かせません。先端技術センターでは、上記のいずれの職種においても意欲のある人材を募集しています。募集は国立天文台から不定期に行われますので、興味のある方は国立天文台のホームページ研究系等をご確認ください。

先端技術センターへのアクセス

開発棟
1号棟

開発棟
2 号棟

JR 中央線武蔵境駅南口より
小田急バス「境 91 狛江駅北口行」

開発棟
3号棟

京王線調布駅北口より
小田急バス「境 91 武蔵境駅南口行」「鷹 51 三鷹駅行」
京王バス 「武 91 武蔵小金井駅南口行」
正門

バス停（天文台前）
至調布駅

いずれも「天文台前」下車

裏門
バス停（天文台裏）
至武蔵境駅

自然科学研究機構国立天文台

先端技術センター

181-8588 東京都三鷹市大沢 2-21-1
電話：0422-34-3865 FAX：0422-34-3864
URL：http://atc.mtk.nao.ac.jp/Brochure/2103J.pdf
表紙画像／ a jelly fish galaxy ©HSC-SSP, NAOJ

見開き画像／ NGC5713 and NGC5719 ©HSC-SSP, NAOJ

2021.03