National Astronomical Observatory of Japan

2016 年 1 月 1 日

No.270

特集 CLASP 観測成功！
―未知の太陽彩層磁場の計測に挑む―● 2016年を迎えて ―― 林 正彦台長
● CLASP観測成功！

Chromospheric Lyman-Alpha Spectro-Polarimeter（CLASP）の概要／太陽ライマンα線の偏光を世界で初めて検出した観測装置CLASP／偏光で捉えた彩層・遷移層の新しい姿／紫外線望遠鏡を可視光で測定する／高精度で一様回転する波長板モーターの開発／Visible-light
optical alignment of the instrument to minimize experiments at Lyman-α ―紫外線の観測装置をどうやって調整するの？―／太陽彩層の動画を撮るSlit-jaw（モニタ）
光学系の開発／見た目も黒衣になった、陽の当たらない主構造／なかなか一筋縄ではいかなかった全体試験／
5分間にかける7年間のプロジェクトをマネジメントする●「KAGRA 実験施設第一期完成記念式典」報告

1

2 0 1 6

2016

NAOJ NEWS01

国立天文台ニュース
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表紙
国立天文台カレンダー

巻頭言

2016 年を迎えて―― 林 正彦（国立天文台長）

おしらせ

表紙画像

「KAGRA 実験施設第一期完成記念式典」報告―― 平松正顕（天文情報センター／チリ観測所）

CLASP が捉えた太陽像（くわしくは特集記事へ）。

●

背景星図（千葉市立郷土博物館）

渦巻銀河 M81 画像（すばる望遠鏡）

06 特集 CLASP 観測成功！

―未知の太陽彩層磁場の計測に挑む―
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Chromospheric Lyman-Alpha Spectro-Polarimeter（CLASP）の概要―― 鹿野良平（SOLAR-C 準備室）
太陽ライマンα線の偏光を世界で初めて検出した観測装置 CLASP―― 成影典之（先端技術センター）
偏光で捉えた彩層・遷移層の新しい姿―― 石川遼子（ひので科学プロジェクト）
紫外線望遠鏡を可視光で測定する―― 勝川行雄（ひので科学プロジェクト）
高精度で一様回転する波長板モーターの開発―― 石川真之介（JAXA ／ ISAS SOLAR-B プロジェクト）
Visible-light optical alignment of the instrument to minimize experimentsat Lyman-α ―紫外線の観測装置をどうやって調整するの？――― Gabriel GIONO（総合研究大学院大学）
太陽彩層の動画を撮る Slit-jaw（モニタ）光学系の開発―― 久保雅仁（ひので科学プロジェクト）
見た目も黒衣になった、陽の当たらない主構造―― 坂東貴政（ハワイ観測所）●

なかなか一筋縄ではいかなかった全体試験 ―― 成影典之●

5 分間にかける 7 年間のプロジェクトをマネジメントする ―― 坂東貴政

今年もよろしく
お願いします。

編集後記
次号予告

シリーズ「新すばる写真館」22

国立科学博物館
で開催中！ 国立天文台の貴重資料も多数展示
されています。

チ ェ ー ン

鎖状銀河団：70 億年前の巨大銀河団形成の現場―― 兒玉忠恭（ハワイ観測所）

国立天文台カレンダー
2015 年 12 月

p a g e02

2016 年 1 月

2016 年 2 月● 3 日（木）幹事会議● 7 日（木）幹事会議● 5 日（金）幹事会議● 4 日（金）運営会議● 8 日（金）4 次元デジタルシアター公開／観望会（三鷹）● 12 日（金）4 次元デジタルシアター公開／観望会（三鷹）● 8 日（火）～11 日（金）プロジェクトウィーク● 13 日（水）先端技術専門委員会● 20 日（土）4 次元デジタルシアター公開（三鷹）● 11 日（金）4 次元デジタルシアター公開／観望会（三鷹）● 15 日（金）運営会議● 25 日（木）安全衛生委員会（三鷹）● 18 日（金）幹事会議● 16 日（土）4 次元デジタルシアター公開（三鷹）● 26 日（金）幹事会議● 19 日（土）4 次元デジタルシアター公開（三鷹）● 22 日（金）幹事会議● 29 日（月）天文情報専門委員会● 24 日（木）安全衛生委員会（三鷹）● 23 日（土）4 次元デジタルシアター公開／観望会（三鷹）● 26 日（土）4 次元デジタルシアター公開／観望会（三鷹）● 25 日（月）プロジェクト評価委員会● 28 日（木）安全衛生委員会（全体・三鷹）

巻

林 正彦

言

国立天文台長頭

2016年を迎えてあけましておめでとうございます。
昨年はなかなか苦しい年でした。4月に本格化しようとしていたマウナケア山頂での次世代超大型光学赤外線望遠鏡 TMT の建設工事が、一部の反対運動のため中断されました。非常に残念なことです。国立天文台では、すばる望遠鏡が建設中であったころから、ハワイ住民の方々とさまざまな機会に対話を行い、また天文学振興財団の協力のもと、ハワイ文化を守るための地域活動を支援してきました。このようなハワイ現地における日々の活動を通して、すばる望遠鏡や、これから建設することとなる TMT への理解を、住民の方々にお願いしてきました。その結果、住民の大半からは TMTを快く支援していただいています。しかし、まだ全ての方々の合意を得るには至っていません。今年は、何とかこれらの方々の理解を得て、建設の目処を立てたいと思っています。
一方で、2015年にはたいへん嬉しいニュースもありました。
東京大学宇宙線研究所の梶田隆章所長がノーベル物理学賞を受賞されたことです。梶田所長は、現在は大型低温重力波望遠鏡
KAGRA の責任者を務められています。実は、日本において重力波の検出実験を進めてきたのは国立天文台でした。たとえば三鷹のキャンパス内には、KAGRA のプロトタイプとなった基線長
300 m のレーザー干渉計型重力波検出実験装置 TAMA300があります。TAMA300は、2000年ごろに当時の世界最高感度を達成し、大型干渉計として世界に先駆けて長期間観測も行いました。そして、現在 KAGRA に参画している研究者の多くが、TAMA300で経験を積んできた人たちです。KAGRA においては、国立天文台は
主干渉計、防振装置、補助光学系、ミラー性能評価など、主要部分を担当しています。KAGRA が一日も早く最終性能に達し、重力波が日常的に検出できるようになる日が来ることが楽しみです。
さて、アルマ望遠鏡はいよいよ第三期（サイクル3）の共同利
用に入りました。今期の特徴は、10 km 程度の長い基線を用いた観測が初めてオープンされたことです。その結果、ハッブル宇宙望遠鏡より10倍シャープな分解能0.01秒角の画像が撮れるようになります。つまり、昨年目を見張ったおうし座 HL 星の円盤のような画像が、今後は次々と出てくるはずです。今年中には、そのような驚くべき画像をいくつか皆さんに見せられるのではないかと期待しています。
す ば る 望 遠 鏡 は、 超 広 視 野 主 焦 点 カ メ ラ（Hyper SuprimeCam）による観測を順調に続けています。昨年は、このカメラで描き出された最初のダークマター地図をお見せしました。また、
昨年は宇宙におけるリチウム元素の生成現場を直接観測するな
ど、重要な成果を挙げ続けています。
今年もまた、最先端の望遠鏡で得られた成果を「国立天文台
ニュース」を通して皆さんにお届けします。
最後になりましたが、日本の天文学の目覚ましい発展は、国立
天文台職員の努力はもとより、政界、官界、産業界の皆様のご支
援と、何にも増して多くの国民の皆さんのご理解によって成しとげられてきました。年頭にあたって、あらためてこれらの方々に感謝を申し上げ、国立天文台のさらなる発展に向けて努めていきたいと思います。

03

実験施設第一期完成記念式典
平松正顕（天文情報センター広報室）「アインシュタインの最後の宿題に挑む」。そんな観測装置が、岐阜県の神岡鉱山に作られている
KAGRA（かぐら）です。国立天文台と東京大学宇宙線研究所、高エネルギー加速器研究機構（KEK）
を主要ホスト機関として建設されている KAGRA の第一期実験施設がほぼ完成し、2015 年 11 月 6日に現地でのお披露目会と富山市内で完成記念式典・記者会見が行われました。重力波は、その名の通り重力の変動が波として伝わってくる現象です。重力波が届くと、空間がごくわずかだけ伸び縮みします。その変化量は、太陽と地球の間の距離（約 1 億 5 千万 km）であっても水素原子 1 個
分（0.1 ナノメートル）に満たないほど。この極微の変動を捉えるために、KAGRA は片腕 3km のL 字型真空パイプの両端に置かれた鏡間の距離をレーザーで極めて精密に測定します。2015 年中の試験観測、2017 年度からの本格観測で、世界初の重力波直接検出を目指しています。

富山大学で開催された記者会見の様子。登壇者は左から林正彦 国立天文台長、五神真 東京大学総長、梶田隆章 東京大学宇宙線研究所長、山内正則 高エネルギー加速器研究機構長、大橋正健 東大宇宙線研究所重力波推進室長。梶田氏のノーベル賞受賞決定後とあって、テレビ・新聞・雑誌などの記者で会場は大入り満員に。林台長からは、国立天文台の TAMA300 での実績や KAGRA における分担の説明に続いて、重力波検出の暁には電磁波観測と併せたマル
チメッセンジャー観測で新たな天文学の扉を開く決意が披露されました。

東京大学宇宙線研究所 写真提供

04

（上）KAGRA において国立天文台が担当する鏡の防振装置。NAOJ ロゴが掲げられている装置に鏡（ピンク色に見える円形の物体）が収められています。（下）KAGRA 坑内を見学中の佐藤勝彦 自然科学機構長（左）と林台長（右）。中央は装置の解説をする国立天文台重力波
プロジェクト推進室の麻生洋一准教授。長さ 3km の L 字パイプの結節点がある中央実験室は非常に大きな空間で、クライオスタットなども見上げるほどの高さがあります。

東京大学宇宙線研究所 写真提供

重力波望遠鏡のかなめともいえる鏡を格納する巨大なクライオスタット（右）と、その前で説明を聞く多数の記者。
左奥が中央実験室で、3km の真空パイプはページ右手前
方向に延々と続いています。

05

特集

CLASP 観測成功！
―未知の太陽彩層磁場の計測に挑む―

協力
CLASP プロジェクト
ひので科学プロジェクト
SOLAR-C 準備室

2015年9月に打ち上げられた“Chromospheric LymanAlpha Spectro-Polarimeter（CLASP）” は、 世 界 で 初
めて太陽彩層のライマン α 線で偏光を観測することに成功し、未知の磁場構造の解明に光を当てました。CLASP 開発プロジェクトの全貌を紹介します。

CLASP の打ち上げの様子。

Chromospheric Lyman-Alpha Spectro-Polarimeter（CLASP）の概要
準備室 准教授
鹿野良平 SOLAR-C
CLASP 日本側 Principal Investigator (PI)06

「太陽の彩層での磁場を測りたい」。これ

2013年に打上げられた IRIS 衛星によりが CLASP プロジェクトを進めてきた原

彩層スペクトル線の分光観測が始まり、動力です。

温度・密度・速度場の研究は発展してき太陽表面（光球）の上空に広がるコロました。しかし、太陽大気の加熱や活動

ナは数百万度の高温プラズマで形成され現象の解明に重要な磁場測定を、磁場がています。これが如何に加熱されている

主体的に振る舞うプラズマβ＜1になる

かは、太陽物理学積年の疑問です。ま

彩層上部～遷移層で行うことは、いまだた、そこで発生する太陽フレアなどの活満足にはなされていません。十分強い光動現象が如何に引き起こされているかも

球磁場（100～数千ガウス）の測定で用未解決です。2006年に打上げられた「ひいられているゼーマン効果では、高々ので」衛星によって、光球での磁場観測

100ガウス程度しかない彩層や遷移層のとコロナでのプラズマ診断、さらに両者磁場が生む偏光信号はもともと弱いうえの間の彩層・遷移層での撮像観測や分光に、光球より激しい熱的・非熱的運動に観測が精力的に行われ、研究が進められより打ち消され、到底観測できる偏光信線）は、黒点などの強磁場領域（活動領ています。中でも、彩層での高空間分解

号は残りません。

域）周辺だけではなく、黒点からはなれた

能による撮像観測は、ジェットや波動な

その状況の中で着目されたのが、Trujillo

静穏領域でも明るく光っていますが、そのどの多くの活動が彩層を満たしているこ

Bueno の集録論文（図01左）です。太

ライマンα輝線の偏光を、0.1 %レベルのとを発見し、近年、彩層での定量的観測

陽の彩層・遷移層から放たれるライマン

高精度で測定すれば彩層磁場の情報が得の重要性が高まってきました。そして、

α線（水素原子が出す波長121.6 nm の輝られるはずとの画期的な内容でした。そCLASP 観測成功！
の後、実際の静穏領域の太陽大気を簡易的に模擬した FAL-C モデルを用いて再評価したところ、出現する偏光の符号が反転したものの、0.1 %レベルの精度の偏光観測で彩層磁場にアクセスできるとの結論は変わりませんでした（図01右）。ポイントは、散乱で生じる微弱な偏光が彩層磁場によるハンレ効果（10ページ参照）
で変化することを利用する点で、さらに、これが激しい運動によって打ち消されにくい偏光であることでした。

図01 （左）簡便なスラブモデルを使って初めて示されたライマンα線のハンレ効果による偏光度予測（Trujillo Bueno et al., 2005, ESA SP-596）。（右）経験的太陽大気モデル FAL-C
を使って計算しなおされた偏光度予測（Trujillo Bueno et al., 2011, ApJ）。

散乱偏光とそこに現れるハンレ効果を正しく理解するためには、太陽大気構造の十分な理解だけではなく、量子力
学的素養も強く求められるので、敷居が高いのは事実です。また、ライマンα線のような真空紫外線の光は大気だけではなく、多くの光学ガラスで吸収されてしまうこともあり、高精度で偏光計測できる真空紫外線用偏光分光装置は存在していませんでした。ですが、ライマンα線の高精度偏光観測でのハンレ効果の検
出は、太陽全面での彩層磁場計測の道を拓くための、とても魅力的な手段です。
そこで、いきなり衛星搭載機器と考えるにはあまりにも挑戦的過ぎますが、短時間の弾道飛行中ながら宇宙からの観測が

図02

CLASP の国際連携体制。

できる観測ロケットを使ったプロジェク
トであれば実現性が高いとして、これまで NASA の観測ロケット・プロジェクトの経験がある NASA マーシャル宇宙飛行センター（MSFC）と、上記論文の著者である Trujillo Bueno 氏率いるスペインの研究グループを主なパートナーとして
CLASP 計画が発足しました。その後、フランスやノルウェーを含む多くの研究者の協力を得ることができ、5か国12機
関に広がるプロジェクトに発展しました（図02）。
ライマンα線の直線偏光を～0.1% という高い精度で検出するという、これまでにない観測装置を開発するにあたっては、後述されるような様々な苦労話が生まれましたが、2015年春に何とか無事に
CLASP 観測装置を完成させることができ

図03 ホワイトサンズ・ロケット発射場の機械環境試験室にて組み上げられた、CLASP 観測
装置とロケット側搭載機器。そして、日米 CLASP チーム。

ました。そして、2015年9月に米国ホワイトサンズ・ロケット発射場（図03）から完
璧な飛翔によって打上げられ、ほぼ完璧められていますが、それ以外にも、ライ術開発に関する査読論文が4本出版されなライマンα線観測データを得ることが

マンα輝度変動から彩層・遷移層での加ていますが、今後、CLASP 観測装置全できました（タイトルバック画像・くわ

熱過程を明らかにしようという試みや、体の論文も含めて装置論文が3本程度、しくは国立天文台ニュース2015年10月

偏光度の時間変化から磁気的波動の検出

初期科学成果報告を含めた科学研究論文

号参照）。現在、磁場情報を引き出すべを試みるなど、様々なテーマでの解析研も多数、日米西仏のチームから出版されくライマンα線の偏光データの解析が進究がなされています。これまでに要素技る予定です。
07

太陽ライマン α 線の偏光を世界で初めて検出した観測装置 CLASP
特任研究員
成影典之 先端技術センター
CLASP 日本側 Instrument Scientist

分光装置

特定の波長の光を取り出す

Slit-jaw（モニタ）
光学系

軸外し放物面鏡
光をカメラに集める

回折格子
光を波長で分ける

太陽の２次元像を撮影する

スリット

カセグレン望遠鏡
太陽からの光を集める

波長板
偏光の向きを変える

CCDカメラ偏光板
特定の向きに偏光した光だけ取り出す

偏光装置
図01

CLASP の光学系。

偏光の向きと強さを調べる

カセグレン望遠鏡● CLASP の望遠鏡はカセグレン式で、

まり、このコーティングによって、必要スリットに焦点を結びます。この望遠鏡なライマンα線のみを装置内に取り込んの特色は、狭帯域フィルター・コーティ

でいるのです。主鏡を透過した、可視

ング（コールドミラー・コーティング）

光・熱は、主鏡の後ろに設置された熱吸が施された主鏡です。見た目には透明で収板で吸収させます。太陽光は可視光や可視光や熱は反射せず透過するのです

熱の量が膨大なので、その対策が必須なが、ライマンα線だけは反射します。このですが、このコーティングと熱吸収板

れが、このコーティングをコールドミの組み合わせは、シンプルながら大変効

ラー・コーティングと呼ぶ所以です。つ果的な熱対策システムです。

偏光分光装置● CLASP の中心となる装置で、ライマ度が変化します。この変化の具合を調べ

ンα線の直線偏光を測ります。スリットることで、太陽からの光の偏光の向きとを通過した光は、回折格子によって分光度合いを知ることが出来ます。

されます。分光された光のうち、ライマ

CLASP では、光の損失を無くすため

ンα線近くの波長帯が、軸外し放物面鏡

波長板を連続的に回転させていて、波で CCDカメラに結像されます。そして、ス

長板が0.3秒間で22.5°回る間に1回の露リットの前に置かれた半波長板と、CCD

光を行うように、波長板用回転モーター

カメラの直前に配置された偏光板によってとカメラを精確に制御しています。そし偏光を測ります。仕組みは以下のようなもて、CLASP の偏光分光装置の最大の特のです。波長板を回転させることで、太陽徴は、2つの系統を持ち、それぞれの系

からの光の偏光の向きを回転させます。そ統の偏光板が互いに直交する向きに配置

して、その光を偏光板に通した後に、カメされていることです。これにより直交す

ラで強度を測定します。太陽の光の持つる直線偏光2成分を同時に測定すること

偏光（向きと度合い）と波長板の回転角ができ、装置の偏光測定精度を高めてい度によって、カメラで測定される光の強

ます。
図02

08

CLASP の構造と搭載光学素子。

CLASP 観測成功！
CLASP は、太陽から放たれるライマ③の対策のため］。

す。これにより、回折格子の本来の役

ン α（アルファ）線（真空紫外線領域の話を真空紫外線の持つ性質に戻しま目である「波長分散」に加えて、「光を輝線：121.567 nm）の直線偏光を0.1％

す。真空紫外線は、特定の物質以外は透対称に2つに分ける役割」も持たせましという極めて高い精度で測定できる、世過しにくい、つまり空気も含めた大半た。つまり、直入射の場合に対称になる界で初めての観測装置です。このようなの物質に吸収されるという性質を持って＋1次光と－1次光を利用するのです。

装置がこれまでに存在しなかった理由はいます。この吸収されやすいという性

この2つに分けられた光を、互いに直交

ライマン α 線を含む真空紫外線という波質は、多くの光を集めたい装置にとってする向きに置かれた偏光板に通すこと長帯の持つ性質が大きいのですが、そもは厄介なものです。観測装置のデザイン

で、直交する直線偏光2成分を同時に測

そも0.1％という偏光測定精度は、どのや光学素子に用いる素材に制限が加わる

定することを可能としています。

波長でも容易ではありません。

上、汚染管理も厳しく行わなければなら

なぜなら、偽の偏光を生んでしまう複ないからです。

このデザインを具現化したのが図02です（各観測装置、つまりカセグレン望数の要因を0.1 % よりも十分小さく抑え

我々は、0.1 % の偏光測定性を達成す

遠鏡、偏光分光装置、Slit-jaw（モニタ）る必要があるからです。偽の偏光の要るために、「高いスループットを持ち」

光学系の詳細については、それぞれのか

因には「①光子雑音」「②太陽の強度変「直交する直線偏光2成分を同時に測定こみ解説を御覧ください）。反射型の素動」「③観測装置の姿勢のブレ」「④観測できる」新しい光学系をデザインしま

子には、その役割に応じた高い反射率を装置の偏光較正の誤差」などが挙げられした。それが、図01の光学系です。ま持つコーティングを施し、スループット

ます。つまり、高精度の偏光測定のためず吸収されやすいライマン α 線で高いス

を高めてあります。また、厳しい汚染管には、短い時間で偏光変調データセット

ループットを達成するために、透過型の理を行い、スループットの低下を防ぎまが取れる高いスループットを持つ装置を光学素子は波長板のみにしました。ました。

作り、精確に装置の偏光較正を行うことた、それ以外の反射型素子の数も必要最が必要なのです［高いスループットを持小限に抑えました。

その結果、我々が開発した CLASP は、
太陽からのライマン α 線の直線偏光を世つ（＝多くの光を集める）というのは①

さらに、CLASP のデザインで特徴的界で初めて検出し、目指していた0.1 %の対策のため、短い時間でというのは②なのが、直入射に配置された回折格子での測定精度も達成することができました。

Slit-jaw（ モ ニ タ ）光学系：
ミラーユニット＆フィルターユニット● ライマンα線の2次元画像を撮るための装置です。スリットが切ってある板は鏡になっていて、スリットを通らなかった光が、この装置に導かれます。光は、2枚の放物面鏡によって CCD カメラに結像されます。そして、ライマ
ンα線以外の光をカットするた
め、コールドミラー・コーティン
グが施された折り返し鏡と、2枚のフィルターを使っています。この装置で撮られた画像は、リアル
タイムで地上に送られ、観測時の位置合わせに使われました。位置合わせをスムーズに行えるように
0.6秒間隔という短い間隔で連続的に撮影したのですが、この様な高い時間分解能で撮られたデータは科学的にも大変貴重です。
09

偏光で捉えた彩層・遷移層の新しい姿
助教
石川遼子 ひので科学プロジェクト
CLASP 日本側 Project Scientist

CLASP の観測時間は、たったの5分。

これまで地上観測で行われてきました

一瞬とも言える観測から、最大限の科学が、比較的磁場の強い黒点などの活動領成果を引き出すため、我々は観測領域や域の観測に留まっています。さらに、静スリットの向き、他の観測機器との共同

穏領域は太陽の大部分を占めており、高観測計画まで、綿密に議論してきまし

温大気形成の理解には、静穏領域の磁場た。観測標的は、黒点などの強い磁場の情報は必要不可欠です。CLASP の科学

ない、静穏領域です。彩層の磁場測定は

目標は、彩層～遷移層というコロナに最も近い大気層での静穏領域の磁場情報を初めて得る事です。

CLSP slit-jaw

そして迎えた打ち上げ。我々が手塩に200かけて開発した観測装置は予想通り、いや予想以上の性能を発揮し、世界で初め[arcsec]

100てのライマンα輝線の偏光スペクトルの観測に成功しました。得られた直線偏光

0は、散乱偏光がハンレ効果★によって変調を受けているものと考えられます。

-100

うれしいハプニングもありました。打
-200

静穏領域磁場の導出はすぐそこに迫っています。

ち上げ前は完全にノーマークだったシリ3-Sep-2015 17:02:58
-200

-100

0
[arcsec]100200

図01（図03も参照） CLASP Slit-jaw（モニタ）光学系で撮像された太陽中心のライマン
α線画像。CLASP は最初の10秒間、太陽中心を観測しました。太陽中心では対称性から散乱偏光がゼロになると考えられており、その情報を偏光測定性能の評価に使うという思惑があったためです。思惑通り、得られた観測データから、見事0.1％の偏光測定性能が達成できていることを確認できました。

コンの輝線がたまたま観測視野内に入っていたのです。このスペクトル線は、打ち上げ後のデータ解析で、ライマンα線と同程度の強い直線偏光を示すこと、さらにはライマンα線とは異なる磁場強度に対してハンレ効果に感度を持つことがわかりました。ライマンα線との振る舞
いの違いから、より確実に磁場情報が引き出せると考えています。現在、チームを挙げてデータ解析に取り組んでおり、★ハンレ効果太陽大気中の輻射場は、高さ方向及び水平方向に非等方で、これによって散乱偏光が生じる。平行平板大気の場合、散乱
偏光は太陽の縁に平行、もしくは垂直方向の直線偏光となる。そこに磁場があると、その強度や方向に応じて、散乱偏光による直線偏光が変調を受けるのがハンレ効果である。ライマンα線は、彩層〜遷移層の静穏領域で予測される5～50ガ
ウスの磁場に対してハンレ効果が働く。

CLSP slit-jaw-600[arcsec]

-700
-800
-900
-1000

図01
3-Sep-2015 17:03:41
-200

-100

0
[arcsec]100200

図02（図03も参照） 太陽中心での観測の後、CLASP は240秒間の本観測に移りました。
CLASP 第一の目的は、ライマンα線の散乱偏光の検出です。そのため、大きな散乱偏光が発生すると考えられている太陽縁近傍が観測領域として選ばれました。Slit-jaw（モニタ）
画像の視野内に明るい活動領域があるのは、打ち上げの最中、リアルタイムでポインティ
ングの調整をする際の目印とするためです。

10

図02

図03 図01、02の観測領域。右の図は、世界で初めて得られたライマン α 輝線の偏光スペクト
ルの例。上から、
強度（I）、
Q/I（太陽の縁に平行な直線偏光が正、太陽の縁に垂直な直線偏光が負）。

CLASP 観測成功！

紫外線望遠鏡を可視光で測定する
勝川行雄 ひので科学プロジェクト 助教
CLASP 望遠鏡部は口径27 cm のカセる作業は、組立工程の中で最も緊張する

光が弱いため干渉

グレン式反射望遠鏡です。主鏡と副鏡の作業の一つでした。トラス構造の隙間か縞のコントラスト2枚の鏡から構成される天文観測でよくらそっと主鏡を中にいれ精度よく設置すが低く苦労させられました。測定やデー使われるシンプルな望遠鏡です。

るため、治具の改良や作業のリハーサル

タ処理は私よりも Gabriel Giono さんがCLASP で一番大きい光学素子であるを何度も行うことで組み立てられまし頑張ってくれました。最初に測定した時

直径30 cm の主鏡を望遠鏡構造に設置すた。組立の後は光学性能出しのための調には予想以上に収差が大きかったことを整です。CLASP の主鏡にはライマンα

よく覚えています。主鏡・副鏡それぞれ線のみを反射し可視光を透過する特殊なの性能は確認できていたので、それを組

コーティングがほどこされています。そみ合わせてもそんなに悪くなるはずがなのため主鏡は見た目には透明です。

く、原因を探してみると副鏡の位置出し

図01 CLASP のカセグレン望遠鏡部を分光器部とドッキングしたところ。「透明」な主鏡が見える。

一方、口径27 cm の望遠鏡の光学性能

ピンが誤って180度逆向きに取り付けら（収差）を紫外線で精度よく測定するこれていたことに気が付きました。それをとは大変難しいため、可視光をわずかで直し、干渉計測の結果をもとに副鏡の傾も反射してくれることが大切です。レー

きを調整しました。さらに望遠鏡を120ザー干渉計測定で望遠鏡の収差を測定で度おきに回して3回干渉計測し平均をときるためです。干渉計測定は「ひので」ることで重力変形の影響を打ち消す測定

可視光望遠鏡（50 cm 口径）の測定で経を行い、ほぼ無収差の紫外線反射望遠鏡

験のあるものでしたが、主鏡で反射するを作ることができました。

高精度で一様回転する波長板モーターの開発
宇宙科学研究所
石川真之介 宇宙航空研究開発機構
SOLAR-B プロジェクト プロジェクト研究員

CLASP ではライマンα光の直線偏光

伴って時間変化します。この時間変化のを 行 い（ 図02）、を観測するために、一定速度で連続回転

大きさと位相から、直線偏光の偏光度

偏光度測定への誤する半波長板を用いています。望遠鏡でと方向を導きだします。波長板の回転差 が0.1 % 未 満 と集光された太陽からのライマンα光は、が一様でないと、偏光度や方向の見積

いう、非常に高い

回転波長板を通すことで直線偏光の向き

もりに誤差が生じ、磁場の強度や方向性能を発揮できていることが確認できまが連続的に変化します。回転波長板を通の見積もりにも誤差が生じてしまいま

した。CLASP の打ち上げ時にも波長板

過した光は、CCD カメラで撮像されるす。そのため、波長板を連続回転させモーターは完璧に動作し、見事に太陽か

直前に反射るモーターには高い回転一様性が要求

らのライマンα光の直線偏光を検出する型偏光板でされます。CLASP で使用される波長板

ことができました。

特定の向きモーター（図01）は、もともとは次期の直線偏光

太陽観測衛星 SOLAR-C の光学磁場診断の成分のみ

望遠鏡（SUVIT）のために、宇宙研を中取り出され心とした SOLAR-C ワーキンググループます。するとメーカーが協力して開発してきたものと CCD カで、SOLAR-C に向けた技術実証も兼ね

メラで検出て CLASP に搭載されました。SOLAR-C

される光のと CLASP は 回 転 速 度 が 違 う の で、強度は波長

CLASP 搭載用のモーター駆動回路は、板の回転にメーカーとともに新たに開発しました。

図01 CLASP の構造に取り付けられた波長板モーター。輪状の部分と内側の黒い部分全体が一体となって回転する。中央の空洞の奥には波長板が取り付けられている。

駆動回路は CLASP の回転速度で性能が発揮できるよう最適化して設計しています。モーターと駆動回路は CLASP への取り付け前に回転一様性を確認する試験

図02 回転一様性評価試験のセットアップ。
中央の台の上に載っているのが波長板モーター（作業者の右手の左側）。可視光 LED、偏光板、回転波長板を用いて CLASP の観測装置と同様の偏光測定システムを作り、回転一様性と偏光測定への影響を評価した。

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Visible-light optical alignment of the instrument to minimize
experiments at Lyman-α ―紫外線の観測装置をどうやって調整するの？―
Gabriel GIONO

総合研究大学院大学

Well aligning the mirrors and the grating was an importantpart of the instrument development, as it ensures the image
quality (i.e. spatial and spectral resolutions). Misaligned
optics would result in blurry slit-jaw images and spectropolarimeter spectrums, compromising the scientific objectiveof the instrument. Aligning the CLASP optics at the Lyman-α
wavelength (121.6 nm, in the vacuum ultraviolet) was
technically difficult since this wavelength is absorbed byair. Experimental solutions had to be found to minimize theexperiment-time under vacuum condition.
The telescope and spectro-polarimeter parts were aligned
separately, and attached afterwards. For the telescope, a HeNe laser (632.8 nm) was used to measure the wavefront error
and the secondary mirror was adjusted with respect to theprimary mirror to obtain the best image quality possible at thecenter of the slit. Spatial resolution of 1‫ ״‬was achieved, whichcorresponds to resolve ~730 km-long structures on the surfaceof the Sun. The optical alignment of the spectro-polarimeter
was more complicated, as the diffraction grating (i.e. opticalelement separating the light into the different wavelengths,
similar to the effect of a prism) had to be aligned at Lyman-α.
However, the off-axis mirrors could be aligned in visible-light(VL). A custom-designed VL grating tuned for the He-Ne laser
was used for this purpose instead of the Lyman-α grating.
Then, the VL grating was replaced by the Lyman-α grating.
Only its tilt and the cameras focus position were adjusted
under vacuum using motorized mechanical jigs and a Lyman-α
light-source. The final spatial and spectral resolutions met therequirement for the spectro-polarimeter.
Working on the instrument as a PhD student was a very
enriching experience. CLASP is a relatively small instrument,
but includes many aspects of instrumentation: imaging withthe slit-jaw combined with the telescope, spectroscopy withthe spectrograph and also polarization. The alignment of thevarious optical elements was challenging: both the experimentson the telescope and spectro-polarimeter took between two
weeks and a month of all-day-long activities in the clean room.
Many problems arose during the experiments, and innovative
solutions had to be found, such as writing a new software to
calculate the telescope's wavefront error or using computer
simulation to guide the spectro-polarimeter alignment.

Figure 1: Alignment of telescope.
図01 望遠鏡の調整。左側が著者。

12

鏡や回折格子の調整をうまく行うことは、
画像の質（空間および波長分解能）にかかわるので、観測装置を組み立てるうえで重要な部分でした。光学系の調整が悪いと、
Slit-jaw の画像や偏光分光装置のスペクトルがぼやけてしまい、観測装置の科学目的の達成が危うくなります。
CLASP の光学系をライマンαの波長（121.6 nm、真空紫外線域）
で調整することは、技術的に困難でした。この波長は大気に吸収されてしまうからです。真空状況下での実験時間を最小限に抑えるた
めに解決策を見つける必要がありました。望遠鏡部と偏光分光装置
部を別々に調整し、後で結合させました。望遠鏡部については、赤色レーザーを用いて波面誤差を測定し、スリットの中心にできるだ
けよい画質の像を得るために、副鏡の傾きを主鏡に対して調整し、1 秒角の空間分解能を達成しました。これは、太陽面上の730 km 以
下の長さの構造を分解することに相当します。
偏光分光装置の光学調整は、もっと複雑でした。回折格子（光を異なる波長ごとに分ける、プリズムと似た効果の光学素子）はライ
マンαで調整する必要があったからです。しかし、軸外し鏡は可視光で調整することができました。この目的のために、ライマンα用の回折格子の代わりに、赤色レーザーに合わせた可視光用の回折格子を開発しました。それから、可視光用の回折格子をライマンα用の回折格子に取り換え、ライマンα用回折格子の傾きとカメラの焦点位置の調整のみを真空下で、モーター駆動で傾きを調節する機械
装置とライマンα光源を用いて行いました。最終的な空間および波長分解能は、偏光分光装置に要求された値を満足できるものでした。
大学院生として装置開発に携わったことは、非常に意義深い経験でした。CLASP は比較的小さな装置ですが、多くの開発的要素を含んでいます。望遠鏡と Slit-jaw によるイメージング、分光装置による分光、そして偏光です。異なる光学素子間の調整は、チャレン
ジングでした。望遠鏡と偏光分光装置の両方の実験とも、2週間から1か月、一日中クリーンルームの中での作業でした。実験中、多くの問題が生じ、例えば、望遠鏡の波面誤差を計算する新しいソフ
トウェアを書いたり、偏光分光装置の調整の指標とするコンピュー
タシミュレーションを用いたりと、イノベーティブな解決策を見出す必要がありました。

Figure 2: Alignment of thespectro-polarimeter: thespectro-polarimeter (left) was
attached horizontally to thedolly, and the He-Ne laserinterferometer (right) was
positioned with a 6-axis tableto illuminate the slit position.
図02 偏光分光装置の調整。偏光分光装置（左）は水平にドリーに取り付けられている。He-Ne レー
ザー干渉計（右）はスリット位置を照射できるように6軸の台に置かれている。

CLASP 観測成功！

太陽彩層の動画を撮る Slit-jaw（モニタ）光学系の開発
久保雅仁 ひので科学プロジェクト 助教

図01 ドアが開いた直後に Slit-jaw が撮った
太陽面中心付近の様子。

ができないため、正にまな板にのった鯉んの助けを得て、でした。ロケットのドアが開いて、少しシリコンウェハ―モゴモゴした彩層っぽい画像（図01）にエッチングするという方法で問題をクがディスプレイに表示された時は、嬉し

リアできました。だだ、ウェハーの厚み

いというより、これで責任を果たすことは0.4 mm と非常に薄いので、最後までができたとホッとしました。

割れないか不安でしたが、ホルダーの設

Slit-jaw（モニタ）光学系は、構造的計が上手く行ったこともあり、日米でのには分光器部の一部です。開発の際に与振動試験や打ち上げ振動でもびくともし

えられたお題は、「分光器部の組立に極ませんでした。スリットは、Slit-jaw 画

力迷惑をかけずに組立を行うこと」でし

像の真ん中に、黒い線として見えていまた。そのため、CLASP 本体に簡単に取す。皆さんにとっては、単なる黒い線にり付けて最小限の性能確認で済むようしか見えないと思いますが、Slit-jaw でに、光学素子類をユニット化し、単体で撮った美しい太陽像との共演は感慨深い

性能を確認できるように工夫する必要がものがあります。

Slit-jaw（モニタ）光学系は、望遠鏡ありました（図02）。初めての経験だっによってスリット周辺に作られた太陽像たこともあり、試作品の開発やその性能の2次元画像をライマンα波長域で取得

試験では、いろいろな方に迷惑をかけ、します。取得した画像は、リアルタイム

ずいぶん苦労もしました。その分、フラでロケットの向く方向を決めるのに使用イト品に関しては時間短縮・リスク低減

されるので、「後のデータ解析で何とかができ、本体に組み込んだ後は全く問題する」ということは許されず、観測の5を起こしませんでした。また、スリット

分間（というか最初の1分くらい）で成鏡の開発では、物理的な孔の開いた凸凹

否が決まります。さらに、露光時間等もの無い25 μm 幅のスリットをどうやって打ち上げ前に設定した値から変えること作るかが難題でしたが、ATC の野口卓さ

図02 可視光を使って実施した単体での光学性能評価試験の様子。

見た目も黒衣になった、陽の当たらない主構造
研究技師
坂東貴政 ハワイ観測所
CLASP 日本側 Project Manager

主構造開発とは、鏡や回折格子などをとのない骨組み構造の開発です。飛翔体保持する機械マウント構造、および、こ構造の経験豊富な外部エンジニアの設計

れらの光学部品を所定の位置に精度良くのもと、先端技術センター ME ショップ

固定しつつ、ロケット打ち上げの振動・の皆さんの多大なるご支援によって実現衝撃を受けても壊れたりズレたりするこできました。
CLASP で観測する波長域は

図01 全 長 が 約2.5 m ある CLASP 主 構 造 の ベ ー
キング準備作業。組み立て前の構造部品全てに対して念入りな脱脂洗浄と真空ベーキングを行い、さらに、光学部品を除く
大部分を組み立てた後の主構造全体でも、大型真空チャンバーで再度ベーキングを行った（主構造は、乱反射光の除去のために、塗装を用いない低アウトガスの黒色化を施してある）。

油脂などの有機物にとても吸収されやすいため、構造材料に有機物が残留していると真空環境下でアウトガスとして放出され、CCD カメラで検出される光量が極端に減少（感度劣化）してしまいます。宇宙で真空になるのは約5分間とごく短時間ですが、試験光源を使って地上で行う光学性能評
価や偏光較正計測のために延べ千時間近く真空状態になる

図02 フランスチームが開発し供給した球面回折格子を機械マウント構造に設置するため、回折格子のガラス基板裏面と金属パッド
部を接着剤で接着するところ。高額の一品モノを所定の位置に精度良く一発で接着する、という絶対に失敗の許されない重圧のかかる作業。接着ジグの開発と手法の検討、ダミー品を使っての試行錯誤と改良を経て、この回折格子を含む CLASP の全フライト鏡7個をインハウスで接着。

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CLASP 観測成功！
ので、その間にどんどん光学的な劣化がび長時間のベーキングを要するため、スの光学部品を取り付けた後、CCD カメ

進んで行くことになります。このため、ケジュールの大きな遅延に繋がってしま

ラにきちんと像が映って主構造に問題が主構造は真空ベーキングと呼ばれる、真います。図面や3次元 CAD 上で念入りにないことを確認できた時は本当にホッと空中で高温にすることで有機物を飛ばし確認はしたものの、光学設計と構造設計しました。“陽の当たらない”地味な部て除去する工程を長時間かけて行いましのインタフェースに誤解が無かったか、分の開発（図02）でしたが、ブレないた（図01）。CLASP の場合、穴の位置や装置全体に関わる部分なのでずっと心配

仕事を宇宙でしっかりとやり遂げて無事

寸法などのちょっとした修正加工でも再は尽きませんでした。それだけに、全てに帰還した主構造を誇りに思います。

なかなか一筋縄ではいかなかった全体試験
特任研究員
成影典之 先端技術センター
CLASP 日本側 Instrument Scientist

打ち上げの約5か月前、それぞれ単体た。原因はスリットで回折した可視光での試験を合格した望遠鏡、偏光分光装

が、カメラに入ってきていたのです。こ置、Slit-jaw（モニタ）光学系の3つのパーの迷光の経路は想定していなかったもの

トは、結合して一つの装置に組み上げ

で、急遽、この経路を塞ぐライトトラッ

られました。ここで初めて全長約2.5 m

プを設置して解決しました。

の CLASP の全貌が現れました。ここか次に行ったのは、ライマンα線を使っ

らは CLASP 全体での評価試験（end-to-ての光学性能評価です。この試験には、

end 試験）となるので、試験規模は大き

CLASP の口径（直径約30 cm）全体を照なものになりました。

らせる、ライマンα線の平行光が必要で最初に実施したのは、可視光迷光試験

した。そこで我々は、CLASP とは別のです。これはライマンα線を観測する偏望遠鏡を用意しました。この望遠鏡の焦光分光装置や Slit-jaw（モニタ）光学系

点位置にライマンα線のランプを設置すに可視光が入ってこないことを確認する

れば、主鏡から平行光が出せるという仕がったロケットをばらすことは出来ず、ための試験です。太陽の場合、可視光の組みです。平行な光を作るので、我々はなんとか腕が一本入るだけの空間を使っ量はライマンα線の約2千万倍も明るい

この装置のことをコリメーターと呼んでて、目視確認無しの手探りでテープを貼ので、ほんの僅かの迷光でもライマンα

います。コリメーターの長さは約1.5 m

る必要がありました。しかも、許される線の測定の邪魔になります。この試験になので、CLASP と結合させれば、全長ズレは0.5 mm 以下と要求の厳しいもの

ライマンα線を使った光学性能評価試

は、ATC 大クリーンルームの屋上にある

4 m にもなります（図02）。この試験は、でした。そこで、テープを貼るための治

ヘリオスタットを用いました（図01）。

日本、米国で何度も行いました。射場具を急ごしらえでこの試験では、ライマンα線の光量に比に輸送する直前に行われた試験では、作り、何時間も掛べて数 % の可視光が、偏光分光装置のCCD カメラの故障が判明しました。こけてテープを貼る

カメラに届いていることが判明しましの故障が射場まで気付かないままだった

ための準備とデモら、打ち上げ延期は必至でしたが、輸送

ンストレーションを前に発見できたのは不幸中の幸いでした。

行いました。実際

図01 ヘリオスタットを用いた太陽光迷光試験。

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図02
験。

そして全体試験の山場は、なんといっにテープを貼る作ても振動試験です。打ち上げの振動に耐業自体は、もののえられるかを確かめるために、CLASP

数秒で終わったのにロケットのセクションを結合させた全ですが、大変緊張

長6 m 以上の試験体を加振器に載せ、振した作業でした。

動を加えます（図03）。そびえ立つ様に全体試験では予

見える CLASP に振動が加えられると、期せぬことが幾鳴り響く轟音の大きさは半端ではありまつも起こりました

せん。装置が壊れないか心配と緊張がが、その都度、検走り、数十秒の加振がとても長く感じ証と対策を施し、ます。射場で打ち上げ直前に行った振万 全 に仕 上げた動試験では、先述のライトトラップが

CLASP は、 そ の外れてしまいました。打ち上げ日が迫ってフライトでたいへいたため、急遽、金を蒸着した特殊なテー

ん素晴らしいデー

プを用意し、これを貼ってライトトラップとタを取得してくれすることにしました。しかし、一旦組み上

ました。

図03

振動試験。

5分間にかける7年間のプロジェクトをマネジメントする研究技師
坂東貴政 ハワイ観測所
CLASP 日本側 Project Manager

プロジェクトマネジメントは、プロされた予算で試行錯誤しながら開発する持って役割を果た

ジェクトの規模や状況に応じて異なるという手作り的要素が大きく、また、衛し、持ち味を発揮

面もありますが、CLASP の場合、①スケ星計画とは異なりメーカの関与は限定的してくれたことでジュール・開発資金の管理（つまり、リスです。このため、メーカが長年蓄積してCLASP は 大 成 功

クコントロールと問題対応）、②メーカ対ノウハウとして持っているマネジメントしました。最高のチームで仕事ができた

応（仕様とコストのせめぎ合い、契約調力は活用できず、あらゆることが手探りことに本当に感謝しています。

整）、③ロジスティクス、④手薄な部分

状態での運営となりました。CLASP は

一方で、まだ装置開発と観測が成功しの開発作業 を主な役割として考え、鹿20～30代の若手中心のチームで、大しただけです。CLASP の観測による多く

野 PI と密に連携して進めていきました。

た経験もありませんでした。しかしながの科学成果が発表され、そして次の新観測ロケット搭載装置の開発は、衛星ら、鹿野 PI のリーダシップと要所要所

しいアイデアに繋がることによって、搭載装置の開発とはだいぶ異なっていま

でのシニアの方々の温かい助言、そして

CLASP プロジェクトは完結します。

す。開発性の高い観測装置を極端に制限

何よりもメンバそれぞれが強い責任感を編 集後記
年始年末の休み、妻の実家に4泊。仕事もしようとノート PCを持参したが、電源アダプタを忘れ仕事は3時間だけ。ゆっくり子どもと遊べてよい正月でした。
（I）
新しい年、改めてアルマ望遠鏡の魅力と広報のポイントを探る。
（h）ランチャーに搭載された観測ロケットと CLASP プロジェクトの主要メンバー。

系外惑星の国際会議でハワイ島へ。久しぶりにマウナケア山頂まで。海では Tinker's butteflyfish に会えました。（e）
CLASP 特集いかがでしたでしょうか？ 観測装置の開発過程
では正直しんどい時もありますが、データが得られたときの感動は言葉には言い表わせないものがあります。その感動を少しでも共有できたら幸いです。
（K）
雪不足のニュースが聞こえる中、雪かきをしなくて済むのは楽です。最近、雪かきすると何故かのどが痛くなるのは、雪の中に何か混じっているのかも。（J）
近所の公園の片隅に倒れている動物を発見。よく見てみると、ん？狸？？でもどう見ても狸だよなあ、と驚いた年の瀬でした。でも、なんでこんな住宅地で行き倒れていたのだろう？実は狸にばかされていたのかな？（κ）
春 か ら NHK 番 組 中 央 審 議 会 の 委 員 を 仰 せ つ か る こ と に……。さて、そろそろブラウン管 TV をなんとかしないと…
（W）

国立天文台ニュースNAOJ NEWSNo.270 2016.1
ISSN 0915-8863© 2016 NAOJ

（本誌記事の無断転載・放送を禁じます）

発行日／ 2016 年 1 月 1 日
発行／大学共同利用機関法人 自然科学研究機構
国立天文台ニュース編集委員会〒181-8588 東京都三鷹市大沢 2-21-1
TEL 0422-34-3958
FAX 0422-34-3952

クスは、天の川銀河中
心に潜む超巨大ブラック
ホール周囲の磁場構造の解明をお届けします。系外惑星の命名記事もお
楽しみに！

次号予告

2 月号の研究トピッ

国立天文台ニュース編集委員会● 編集委員：渡部潤一（委員長・副台長）／小宮山 裕（ハワイ観測所）／寺家孝明（水沢 VLBI 観測所）／勝川行雄（ひので科学プロジェクト）／平松正顕（チリ観測所）／小久保英一郎（理論研究部／天文シミュ
レーションプロジェクト）／伊藤哲也（先端技術センター）● 編集：天文情報センター出版室（高田裕行／岩城邦典）● デザイン：久保麻紀（天文情報センター）★国立天文台ニュースに関するお問い合わせは、上記の電話あるいはFAX でお願いいたします。
なお、国立天文台ニュースは、http://www.nao.ac.jp/naoj-news/ でもご覧
いただけます。

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遠方銀河団 01

新すばる写真館 22
チェーン

鎖状銀河団：70億年前の巨大銀河団形成の現場

兒玉忠恭（ハワイ観測所）

No. 270

データ
天体：銀河団 RX J0152.7-1357（くじら座）

撮影：2003年9月26日、27日（Suprime-Cam, V, R, i' バンド）

宇宙が誕生してからちょうど半分の時代、すなわち今から約 70 億年前の大型銀河団の姿を捉えた写真の一部（1％）の拡大図。一辺は銀河団の距離ではおよそ 450 万光年に相当しま
す。橙色に見える銀河の大半はこの銀河団に属する銀河で、主に 3つの塊になって存在しそ
れらが画像の左上から南西方向に鎖状に連なっています。これらの塊はお互いの重力で引き合ってやがては合体して一つの大きな銀河団へと進化するでしょう。すばる望遠鏡はそのユニークな大型カメラの活躍によって、数々の独創的な成果を上げてきました。銀河団のような巨大な天体の研究もその一つです。現在このさらに 7 倍もの視野を誇る新しい超大型カメラが動き出しており、このような遠方宇宙の大規模構造の研究がますます飛躍的に進むと期待されます。

★くわしい研究の成果は http://subarutelescope.org/Pressrelease/2004/11/16/j̲index.html