マイクロ波センシング
1. はじめにとによってミリ波、サブミリ波の観測精度が飛躍的に向上し、星や惑星の形成、宇宙の進化の理解などが大きく進展した。
ここで言う電磁波の検出方法は、大別すると 2

いわゆる電波を利用すれば、通信や放送などのつある。電磁波の性質に粒子性と波動性があるこ

情報伝送だけでなく、レーダーや大気観測など、とから、電磁波を「光子」として検出する方法と、人間の目には見えないセンシングが可能である。

「波」として検出する方法がある。前者については

例えば、大気中の水蒸気、酸素、オゾンその他微直接検出、後者はヘテロダイン検出という方法で量物質が発するミリ波、サブミリ波などの電磁波実現できる。大気や宇宙からのミリ波、サブミリを観測すれば、それら物質の存在量、温度、風速

波は、光子としてのエネルギーが非常に小さく、などの環境計測を行うことが可能である。これにまた微弱であるために超伝導技術を用いた高感よりゲリラ豪雨などの突発気象の予測や気候モ度検出が広く使われている。以下に示す。

デルの高精度化などに役立つことが期待されている。また宇宙空間においては、冷たい塵やガス

2.2. 直接検出などからミリ波、サブミリ波が発せられており、超伝導技術を用いた高感度直接検出器は以下

これらを観測することによって星や惑星系、銀河の３つに大別される。超伝導遷移端センサの誕生のみならず、宇宙の中で生命につながる物（Transition Edge Sensor: TES）、マイクロ波力学

質の形成など宇宙物理学、天文学、惑星科学のお的インダクタンス検出器（Microwave Kinetic

ける重要な問題を次々と解き明かすことが期待

Inductance Detector: MKID）、そして超伝導トンされている。このように、電磁波を用いたセンシ

ネ ル 接 合 検 出 器 （ Superconducting Tunnel

ングは従来見えなかったものを可視化する有益

Junction Detector: STJ）である。

なツールであり、人類に大きな恩恵をもたらす。

TES は、超伝導体を素子として用い、電磁波のしかしながら、大気や宇宙から発せられるミリ

入射、吸収によって生じる温度変化を、超伝導薄波、サブミリ波は非常に微弱であるため、高感度膜の超伝導状態から常伝導状態への遷移領域を電磁波検出技術が必要である。本稿では、宇宙観利用して電磁波を検出する。通常、その遷移幅は測用電波望遠鏡の高感度受信機を例に、電波セン

mK 以内であり、電気抵抗が急激に変化することシングに関連する技術や最新の研究などを紹介

から極めて高い電磁波検出感度を実現できる（図する。

1）。1941 年に D.H. Andrews が最初の原理実証

2. 電波の観測技術に成功したものの[1]、実用化にはインピーダンス

2.1. 電磁波検出方法
1931 年にアメリカ人無線技術者の K. Jansky
が銀河中心からの電波を捉えて始まった宇宙電波観測は、1960 年代にパルサー、クエーサー、宇宙背景放射の発見、1970 年代の星間分子雲の発見など、爆発的な広がりを見せた。この背景には真空管に代わってエレクトロニクス技術が進展し、電磁波検出装置が高性能化したことが伴っている。1980 年代以降になると、SIS 接合などによる超伝導エレクトロニクス技術や HEMT に代表される超高速エレクトロニクス技術が加わるこ

図 1 TES の動作原理

図 2 MKID の動作原理

図 3 SIS 接合における PAT 現象の低い TES 検出器に整合する増幅器の出現を約してトンネルし、電流が流れる。この際、電流－半世紀待たなければならなかった。超伝導量子干電圧（I-V）特性においてギャップ電圧の両側に渉デバイス（SQUID）電流増幅器がそれで、時分

hf/e の間隔で準粒子トンネルによるステップ状の割、周波数分割などの様々な手法で TES 検出器

構造が現れる。これは、光子誘起トンネル

からの信号を多重化することが可能となってい（Photon-Assisted Tunneling: PAT）ステップと呼る。したがって、検出器をアレイにした場合に読ばれ、この量子効果による I-V 特性の変化を利用

み出し配線数を少なくできるため、大規模な検出

して電磁波を検出する（図 3）。この現象は 1962

器アレイが可能となる[2]。

年に A. H. Dayem と R. J. Martin によって初め

MKID は、約 15 年前に米カリフォルニア工科て観測され[4]、翌年に P. K. Tien と J. P. Gordon

大学の J. Zmuidzinas らによって考案された比較によって理論的に説明された[5]。感度は、量子極的歴史の浅い電磁波検出器である[3]。超伝導体の限においては光子 1 個当たり 1 個の電子がトンネ

超伝導ギャップエネルギーよりも大きなエネル

ルするため、光子検出が可能となる。しかしながギーの光子が入射されると、超伝導電子対（クーら、検出素子毎に配線が必要であるため、大規模パー対）が解離され、このクーパー対に起因するアレイを構成することが困難である。

力学的インダクタンスが変化する現象を利用したものである。超伝導体を用いた周波数共振回路

2.3. ヘテロダイン検出（マイクロ波帯）にミリ波やサブミリ波受信用ア

電波観測において、電波の「波」の性質を利用

ンテナを結合させておき、電磁波入射に伴う共振すると、信号強度（振幅）だけでなく、位相情報

特性（振幅、位相）の変化を読むことで高感度のを得ることが出来る。ミリ波やサブミリ波などの検出器として動作させる（図 2）。この際、共振回高周波信号は直接増幅することは難しい。そこで路毎に、共振周波数を僅かに変えておけば、複数

観測信号と人工的に発生した局部発振波（LO）信の共振回路を１本のマイクロ波伝送線路に結合

号を非線形素子に通して、数 GHz-10 GHz 程度のさせることで同時読み出しが可能となる。DC バ

低い周波数に変換する（図 4）。これをヘテロダイ

イアスも不要なため、大規模なアレイ検出器が容ン変換と言う。このようにすることで、信号の易に実現可能である。

「波」としての位相情報を保つことができる。ただSTJ は、超伝導体-絶縁体-超伝導体（SIS）の 3層構造からなるトンネル接合を検出素子とする。

fLO

理想的な SIS 接合においては、その両方の超伝導体電極材料のエネルギーギャップをとすると、
温度 T = 0 K の場合にギャップ電圧 2/e 以下のバイアス電圧領域では準粒子トンネル電流が流れない。ここに電磁波を照射するとクーパー対が壊れて生じた準粒子が光子のエネルギーを吸収

局部
発振器

fRF
観測信号

非線形
素子

中間周波
fIF 
fLO- fRF| 出力
中間周波
増幅系

図 4 ヘテロダイン検波のブロック図

し、量子力学における不確定性原理による「量子雑音」呼ばれる理論的な感度の限界が存在し、その値は hf/kB である。

2.4. 地上最大の電波望遠鏡 ALMA の概要
ALMA は、国立天文台（NAOJ）を代表とする
東アジア、米国国立電波天文台（NRAO）を代表変換された信号は、中間周波（Intermediateとする北米連合、ヨーロッパ南天天文台（ESO）

Frequency: IF）信号と呼ばれ、通常のマイクロ波を代表とする欧州の国際共同プロジェクトで、南技術で増幅される。このヘテロダイン変換に用い

米のチリ共和国北部にある標高 5000 m のアタカ

られる非線形素子がミキサ（周波数混合器）であマ砂漠に建設した地上最大の電波望遠鏡である

り、金属と半導体とを接合させたショットキーバ（図 5）。この場所は、水蒸気による電波吸収の影

リア・ダイオードや、先の直接検出器で述べた SIS

響を受けにくい上、広く平坦なため、合計 66 台

接合、微小な超伝導細線を利用した超伝導ホットのパラボラアンテナ（直径 12-m アンテナ 54 台

エレクトロンボロメータ（HEB）などがある。こ＋直径 7-m アンテナ 12 台）を配置するには地球のうち SIS ミキサは、準粒子トンネリングによる

I-V 特性において半導体では実現不可能な強い非線形性が現れるため、量子雑音限界に迫る究極の上で最も適している。観測周波数は、35 GHz（ミリ波）から 950 GHz（サブミリ波）であり、ヘテ
ロダイン検出により観測する。

感度を達成可能である。1980 年代に超伝導 Nb に先に述べたように、各アンテナで受信した天体

よる SIS ミキサが電波望遠鏡に搭載されて以来、からの電波信号を「干渉」させることによって、その優れた低雑音性能からミリ波・サブミリ波の66 台のアンテナ群をあたかも 1 つの大きな望遠観測装置に広く用いられてきた。

鏡として動作させているため、「干渉計」と呼ばれヘテロダイン検出では、直接検出では得ることている。干渉計の性能は、望遠鏡の視力（解像度）が困難な非常に高い周波数分解能を比較的容易で表現され、最も離れたアンテナ間の間隔（基線に実現できる。これに加え、位相情報を得ること

長 D）と観測波長λの比（λ/D）で決まる。ALMAが可能であることから、複数のアンテナで受信しは「大型」という名前の通り、最大基線長が 18.5た信号を「干渉」させ、あたかも１つの大きなアkm（東京の山手線サイズ）であり、また観測電波ンテナとして動作させることが可能である。これ

信号の最小波長は約 300 m となるため、0.01 秒

を「開口合成」と呼び、ケンブリッジ大学の天文角の解像度を実現可能とする。これは、高解像度学者 M. Ryle によって考案された。これにより、を誇る「すばる望遠鏡」や「ハッブル宇宙望遠鏡」

彼は 1974 年にノーベル物理学賞を受賞しているの約 10 倍高い解像度となる。感度については、[6]。その集大成ともいえる人類史上最大の開口合成望遠鏡が、2013 年に誕生したアタカマ大型ミ
リ 波 サ ブ ミ リ 波 干 渉 計 （ Atacama Large
Millimeter/submillimeter Array: ALMA）である

アンテナの総開口面積、受信機感度、大気透過度で決まり、やはり既存の電波望遠鏡を 1 桁以上上回ることになる。ALMA 望遠鏡の圧倒的に優れた性能によって画期的な成果を提供している。

[7]。

図 6 南米チリ、標高 5,000 m のアタカマ砂漠で順調に稼働している ALMA 望遠鏡

3. ALMA 搭載受信機
3.1. 受信機システムの概要
66 台の各アンテナには、観測周波数 35-950

表１

ALAM 受信機仕様と開発担当国

バンド

周波数帯域
(GHz)

雑音温度
(K)

受信方式

開発担当国

受信機技術

1

35 – 50

17

SSB

台湾

HEMT

2

67 – 90

30

SSB

未決定

HEMT
SIS

3

84 – 116

37

2SB

カナダ

GHz の大気の窓に対応する 10 個のバンドに分け

4

125 – 163

51

2SB

日本

SIS

5

163 – 211

65

2SB

スウェーデン/オランダ

SIS

たヘテロダイン受信機が搭載されている。天体に

6

211 – 275

83

2SB

米国

SIS

7

275 – 373

147

2SB

フランス

SIS

おける磁場などに影響される偏光情報を取り出

8385 – 500

196

2SB

日本

SIS

9

602 – 720

175

DSB

オランダ

SIS

10

787 – 950

230

DSB

日本

SIS

すなどのために、直交する 2 つの直線偏波を同時に観測する。10 バンド分の受信機は、4 K まで冷却可能な 3 段式ギフォード・マクマフォン（GM）
冷凍機を用いた直径約 1 m の大型クライオスタ
ット中で冷却される。図 6 は、ALMA クライオス
タットに装填された受信機群の写真であり、4 K
ステージ部が見えている。各受信機の上部には、15 K 及び 110 K に冷却された赤外線フィルタ、
常温の真空窓が取り付けられる（通常これらはクライオスタットから取り外されることはない）。
表 1 に各受信機の雑音温度仕様と開発担当国を示す。各受信機は、「カートリッジ」とよばれるALMA で共通の構造体を用いており、受信機単位
でクライオスタット底部から抜き差しできる列
線交換ユニット（LRU）となっている（図 9 も参照）。
低い周波数帯のバンド 1、2 については、直接
信 号 を 増 幅可 能 な 高 電子 移 動 度 トラ ン ジ ス タ（HEMT）が用いられることになっており、現在開発が進められている。HEMT は 4 K までの冷却が必要でないため、図のように 1 段低い 15 K ス

テージまでの冷却となる。それ以上のバンドについては、ALMA が要求する雑音性能で増幅することが困難なことから、SIS ミキサが用いられている。
ALMA 受信機では、受信方式として次の 3 種類が認められている。１）LO 信号周波数の高周波側となる上側波帯（USB）と低周波側となる下側波帯（LSB）を分離して独立に受信する 2SB 方式、２）どちらかの側波帯を受信する SSB 方式、
そして３）両側波帯を重畳して受信する DSB 方式がある。2SB 及び SSB 方式のサイドバンド分
離型受信機は、DSB 方式の受信機に比べ観測上のメリットが大きい。図 7 に DSB 方式と 2SB 方式
での輝線観測例を示す。DSB 方式では、観測した
い周波数帯だけでなく不要な周波数帯からも大気の電波吸収による雑音が入り込み、観測効率の劣化を招く。2SB 方式は、これを避けることが可能なため、表 1 に記載されているように、多くのバンドでサイドバンド分離型受信方式を採用している。デメリットとしては回路が複雑な点が挙げられる。図 8 に SIS ミキサを用いた導波管型

DSB方式

2SB方式

イメージバンド

シグナルバンド

イメージバンド

LO周波数 (fLO)
スペクトル
大気雑音 LSB

USB

fIF

fIF

大気雑音

図 6 ALMA クライオスタットに搭載された
受信機群

USB
+LSB
fIF

図7

シグナルバンド

LO周波数 (fLO)

IF

スペクトル
大気雑音

RF

大気雑音

LSB

USB

fIF

fIF

LSB
fIF

USB
fIF

RF

IF

DSB 方式と 2SB 方式での信号検出感度

DSBミキサ
RF信号

導波管 導波管SIS
ミキサ
LO結合器
fRF
fLO

DSB
(USB+LSB)
fIF=|fRF-fLO|

LO信号

2SBミキサ

RF信号
4K終端

fRF

導波管
導波管SIS
LO結合器
ミキサ1

導波管
RF 90°
ハイブリッド

導波管
同位相
電力分配器

LO信号
fLO

fIF=fUSB-fLO
同軸
IF 90°
ハイブリッドUSB
LSB
fIF=fLO-fLSB

導波管
導波管SISLO結合器
ミキサ2

図 8 SIS ミキサを用いた導波管型 DSB 方式と２SB 方式のブロック図

図 9 ALMA バンド 10 アンテナ光学系の概略
図（左）とバンド 10 受信機写真（右）DSB 受信方式と 2SB 受信方式のブロック図を示

術を駆使して完成したバンド 10 受信機について、

す[8]。単純な DSB 方式に比べ、2SB 方式では RF雑音性能を左右する SIS ミキサを中心に説明す

信号を等分配かつ 90 度の位相差をつけるためのる。

導波管ハイブリッドカプラや、特性の揃った２つの SIS ミキサが必要になるなど複雑な構成とな

3.2.1. 受信機構成

る。動作周波数が高くなると導波管損失が大きく

図 9 にアンテナ光学系とバンド 10 受信機の写なるなどのため、バンド 9、10 では DSB 方式を真を示す。直径 12 m のパラボラアンテナの副鏡採用している。ただし、高周波帯では水蒸気の電からのビームは、受信機を冷却するクライオスタ

波吸収による大気雑音が増加することから、観測

ットの取り付けられた直径 20 mm の真空窓、110効率を上げるために 2SB 方式化が求められていK と 15 K の赤外フィルタを通して受信機に入射る。なお、ALMA の仕様では、2SB 方式の受信機される。受信機は、英国ラザフォードアップルトには IF 帯域として 4-8 GHz を要求しているが、ン研究所（RAL）から供給された構造体を用いてSSB 及び DSB 方式の受信機の場合は、その 2 倍

おり、4-K、15-K、110-K 冷却プレート（銅またの 4-12 GHz の帯域となる。

はアルミ製）と、室温の真空シールプレート（ス3.2. バンド 10 受信機

テンレス製）、そしてこれらを支持する熱伝導率の低いガラス繊維強化プラスチック（GFRP）製

バンド 10 は ALMA の最高周波数帯であり、の円筒形構造体を有する。4-K プレートには、楕

ALMA の受信機開発の中で、技術的に最難関と言円鏡、偏波分離ワイヤーグリッド、コルゲートホわれていた。受信機は、表 1 に示す雑音温度仕様

ーンなどの光学系や導波管 SIS ミキサ、4-12-GHzや入力光学特性、偏波特性、振幅・位相安定性、

帯冷却アイソレータ、4-12-GHz 帯冷却低雑音増

利得特性など多数の電気的仕様を全て満たす必幅器などが配置されている。楕円鏡は、2 枚用い要がある[9]。加えて、機械的強度に対しても仕様ることによって交差偏波の発生を抑えながら、パが定められている。これは受信機の輸送やアンテ

ラボラアンテナの副鏡からのビームをコルゲー

ナ搭載時に掛かる機械的負荷にも耐える構造に

トホーンに集光する役割を果たす。2 枚の楕円鏡なっている必要があるためである。これらの中でで集光されたビームは、金メッキされた直径 10最も厳しい仕様は、やはり世界最高性能を要求すm のタングステン線を 25 m ピッチで張った自る雑音温度仕様をバンド 10 帯域内（比帯域約立グリッドによって、直交する 2 つの偏波に分離20%）で実現することであった。以下に最新の技され（偏波 0 及び偏波 1 と呼ぶ）、それぞれの偏波用のコルゲートホーンに結合される。コルゲー
トホーン内部は、幅 56 m、溝深さ 132-86 m の凹凸が 100 以上ある構造を持つ。これにより天文観測に理想的なガウス効率の高いビーム特性が得られる。これら光学系は、ガウシアン光学および物理光学手法により設計・評価され、仕様を満たすことが明らかになった[10]。各ホーンには
SIS ミキサが取り付けられており、ホーンで受信した信号を IF 信号に周波数変換する。IF 信号は、
冷却アイソレータを介して、冷却低雑音増幅器で増幅され、受信機外に取り出される。

図 10 バンド 10 受信機用に開発した SIS ミ
キサチップの走査型電子顕微鏡写真

観測周波数 787-950 GHz に対する LO 信号の周波数範囲は 799-938 GHz となり、110 K プレートに設置された周波数 9 逓倍器で発生させる。

ダイオードミキシング理論に取り入れた結果、有これを「ホーン-to-ホーン結合」という準光学的手

限の変換利得と量子雑音限界に迫る感度を達成

法で 4 K に設置した SIS ミキサーブロックに導でき[15]、その周波数限界はおよそ f = 4/h まで入する[11]。すなわち、9 逓倍器と SIS ミキサーとなることが示された[16]。これは、SIS 接合のブロックのそれぞれに同一のダイアゴナルホー

非線形性が保たれる電圧範囲が 4/e のためであンを集積し、逓倍器側のホーンから放射されたる（I-V 特性が正負の電圧に対して対称のため）。

LO 信号を 2 枚の同一の楕円鏡でビームを整形し従 っ て 、 理 想 的 な I-V 特 性 が 得 ら れ るて SIS ミキサ側のホーンに空間的に高効率で結合

Nb/AlOx/Nb 接合を用いたミキサの動作周波数限するのである。LO 信号が通る途中の 15 K プレー

界は約 1.4 THz となり、バンド 10 受信機に十分

トには、赤外線フィルタと準光学減衰器が設置さ適用可能であることがわかる。

れている[12]。SIS ミキサーブロックには、LO 信

一方、SIS 接合の絶縁層の厚さは、量子力学的号を RF 信号に弱く結合させるために、13 dB 導なトンネル効果が起こるほど非常に薄いため（1-波管方向性結合器が集積化されており、両信号は2 nm 程度）、単位面積当たりの静電容量が非常に

SIS ミキサチップまで達する[13]。

大きい。例えば Nb/AlOx/Nb 接合の場合には 60-

3.2.2. バンド 10 SIS ミキサ

90 fF/m2 程度である。1 m2 程度の小さな接合を用いても、その接合容量によってサブミリ波信

図 10 に開発した SIS ミキサチップの電子顕微号の大部分は短絡され、効率的にミキシングが出

鏡写真を示す。i 線ステッパーなどを用いること来ない。そこで図 10 のように伝送線路による同に よ っ て 作 製 精 度 を 高 め て い る [14] 。 2 つ の調回路を形成し、誘導性負荷により接合容量を除Nb/AlOx/Nb 接合に NbTiN/SiO2/Al マイクロスト去する。また、インピーダンス整合回路にも利用

リップ線路が集積化されている。先に述べたようする。ALMA バンド 9（600-720 GHz）までは、に理想的な SIS 接合では、その両方の超伝導体電極めて低損失な Nb/SiO2/Nb マイクロストリップ

極材料のエネルギーギャップをとすると、2 /e

線路を用いることが可能である。しかし、周波数の電圧（ギャップ電圧）において急激に準粒子トが Nb のギャップ周波数以上となるバンド 10 でンネル電流が流れ、強い非線形性が現れる。ミリは、フォトンによるクーパー対の破壊が起こり、波やサブミリ波帯の電磁波が入力されると、ギャ

急激に損失が増大する。このため、従来用いられップ電圧の両側に hf/e の間隔で、PAT による準粒てきた Nb 技術を伝送線路に利用することができ

子ステップが現れるため、この量子効果を非線形ない。

この問題を克服するために、我々は Nb より臨から研究してきた情報通信研究機構と協力して、NbTi ターゲットを用いた反応性 DC マグネトロ
ンスパッタ法による高品質薄膜の作製方法を検討した。超伝導特性に重要なパラメータである TCと 20 K での導電率（20K）に着目し、ミキサチッ
プに用いる石英基板上で両者が同時に最も高くなる薄膜作製条件を見いだした。この結果、厚さ約 300 nm の NbTiN 薄膜に対し、約 15 K の TCと 1 x 106 -1m-1 程度の20K を有する特性を得た。結晶性や組成比の分析などから NbTiN 薄膜中の窒素量が超伝導特性に重要な役割を果たし

測定値 (1, 2)
M-B理論 (1, 2)
M-B(S=15 fs)理論 (1, 2)

3

0.02

振幅 (arb. unit)

NbTiN に着目した。窒化ニオブ系超伝導体を古く

4導電率, 1, 2 (x 106 -1m-1)

界 温 度 (TC) の 高 い 金 属 系 化 合 物 超 伝 導 体 の

2
1
0

0.00
-0.01
-0.02
0

0.5

5K
14 K

0.01

1.0

2

4

6

時間 (ps)

1.5

8

10

2.0

周波数 (THz)
図 11 透過型 THz-TDS で測定した NbTiN 薄膜の複素導電率。挿入図は常伝導状態と超伝導状態での時間領域波形を示す。

て い る こ と が 分 か っ て き た [17] 。 こ の 優 れ た
NbTiN 薄膜を伝送線路の両電極に用いれば、超低12.1 K、117 cm であった。このサンプルを透損失伝送線路を構成できる。しかし、本ミキサの過型 THz-TDS 装置に取り付け、ヘリウムガスにように NbTiN 薄膜に直接 Nb 接合を接続する場

よる間接冷却によって 5 K まで冷却した。図 11合には、両者のエネルギーギャップの大きさの違の挿入図に温度 5 K（超伝導状態）と 14 K（常伝

いによってポテンシャル井戸が形成され、トンネ導状態）での時間領域波形を示す。常伝導状態をルしてきた準粒子が閉じこめられる[18]。この非リファレンスとして、超伝導状態の複素導電率

平衡状態が等価的に接合の温度上昇をもたらし、
低雑音動作を妨げる。そこで、伝送線路の一方を()=1()-j2()を求めた[20]。実部1()において、約 1 THz に明瞭な超伝導ギャップ(2)が観測

低損失な常伝導金属の Al にし、この問題を回避されることから、我々の NbTiN 膜の超伝導ギャしている。

ップと転移温度の関係は、2/kBTC  4.0 となる。

もう一つの課題は、バンド 10 帯域で確実に動これは、これまで知られていたエピタキシャル成

作させるための同調回路設計であった。量産に向長の NbN（ 4.2）より小さく[21]、BCS 理論に

けて動作マージンを広げるために回路の最適化

よる 3.52 よりも大きな値であった。また虚部は必須であるが、このためには回路に用いる伝送

2()においては、同図に示されるように従来設計

線路の特性インピーダンスや位相速度などを正に用いてきた M-B 理論と一致しないという新た確に把握している必要がある。伝送線路パラメーな知見が得られた。我々はこの差異をモデル化す

タは NbTiN 膜の表面インピーダンスに強く依存るために、電子系の有限の散乱時間S を導入したする。これまでの設計では、薄膜の TC から経験的

拡張 M-B 理論[22]によってフィッティングを試にギャップ周波数を仮定し、dirty limit に対するみた。その結果、図に示すように、S=15 fs で最Mattis-Bardeen（M-B）理論を用いた複素導電率

適解が得られた。設計においては、ミキサで用いから算出していた[19]。我々は、設計精度を高め

る厚さ 300 nm 程度の薄膜の（= 4kBTC/2）、20K、るためにテラヘルツ時間領域分光法（THz-TDS）S から複素導電率を求めている。さらに、複素導を用いて NbTiN 薄膜の複素導電率を実験的に求電率から導出した表面インピーダンスを電磁界めた。用意したサンプルは、膜厚 45 nm の NbTiN

シミュレータに取り込み、同調回路部における 2で、厚さ 1 mm の石英基板上に成膜している。薄つの SIS 接合間に流れる高周波電流分布による余膜の TC、20 K での直流抵抗率20K は、それぞれ

剰インダクタンスを考慮した回路設計を行っている[23]。設計で仮定した Nb/AlOx/Nb 接合の臨は受信機の真空導波管フランジから入力され、受界電流密度は 10 kA/cm2 であり、これは国立天文信機内の断熱用の内面金メッキ薄肉ステンレス台の標準作製プロセスで理想的な I-V 特性が得ら

導波管などを経て、110 K ステージに設置されたれる上限の値となる。

周波数 9 逓倍器に導入される。ここで 20-30 W程度の電力を持つ 799-938 GHz の LO 信号に変3.2.3. 受信機性能換され、準光学的に SIS ミキサ部に入力される。

製造した 73 台のすべての受信機で、性能評価

図 13 に動作温度 4 K におけるバンド 10 受信試験が行われた。評価試験装置の詳細については機のヘテロダイン応答特性例を示す。810 GHz の文[9]を参照されたい。本稿では、最も達成が困難

LO 信号を入力しないときには、I-V 特性上に Nbとされた雑音温度性能について記述する。図 12 に接合特有の約 2.65 mV のギャップ電圧が観測さその評価システムのブロック図を示す。受信機はれる。接合品質の指標であるギャップ電圧以下でALMA クライオスタットと同じ 3 段 GM 冷凍機の 抵 抗 値 (RSG) と そ れ 以 上 の 抵 抗 値 (RN) の 比で冷却される。各温度ステージは、ヒーターによ(RSG/RN) は 20 以 上 あ り 、 NbTiN 薄 膜 上 で もってコントロールされている。RF 信号源は、室Nb/AlOx/Nb 接合が理想的に形成されていること

温および液体窒素に浸されたテラヘルツ帯電波がわかる。臨界電流密度は約 11 kA/cm2 であり、吸収体（TK-RAM）[24]を用いている。この信号

設計値に極めて近い。LO を入力したとき、量子がテフロン反射防止膜付石英真空窓を通り、110効果である PAT による電流ステップが明瞭に観K シールドに設置された厚さ 0.13 mm の Mupor測される。810 GHz に相当するステップ電圧幅はと厚さ 0.56 mm の Gore-Tex の赤外線フィルタ、

約 3.3 mV であり、負のギャップ電圧側からの電そして 15 K シールドに設置された厚さ 0.25 mm

流ステップが重畳している影響のため約 0.65 mVの Mupor の赤外線フィルタを通って、受信機ににステップが現れている。295 K と 77 K の電波入力される。LO 信号に用いる源振は、14.8-17.4

吸収体からの黒体輻射を受信機に入力したときGHz を 発 生 す る イ ッ ト リ ウ ム 鉄 ガ ー ネ ッ トに得られる IF 出力の比を用いて（標準的な Y 因（YIG）発振器であり、この出力を能動周波数 6 逓子法）、受信機の雑音性能を評価した。受信機の真倍器と 100 GHz 帯増幅器によって、
出力 100 mW

空窓などの入力光学系の損失をすべて含む受信程度を持つ 88.8-104.2 GHz の信号を得る。この

機雑音温度は 125 K に達し、この値は量子雑音の部分は米国 NRAO で開発され、室温カートリッ3 倍程度に相当する。

ジアセンブリ（WCA）と呼ばれる。WCA の出力

同様の方法で、73 台すべての受信機の雑音温度の周波数特性が測定された。受信機あたり 2 個の

TK RAM

77 K or 室温

350
300

楕円鏡

GM 冷凍機LO
偏波0 SIS
IF

4K
減衰器

15 K
110 K

導波管

室温

コンプレッサー

パワー
メータ

x9

x9

DC
バイアス

YIG発振器14.8-17.4GHzx6

295 K雑音入力20250

電流 (A)

ワイヤグリッド偏波1 SISRF25

LO: 810 GHz
IF: 4-12 GHz

WCA

等化器
0

バンドパス
フィルタ

室温IF系

図 12 受信機雑音性能試験装置のブロック図1520077 K雑音入力

150

10

100
50
0
0.0

5

LO有
LO無

0.5

1.0

1.5

2.0

IF出力 (W)

真空窓
110 K 赤外線フィルタ
15 K 赤外線フィルタ

2.5

3.0

0
3.5

バイアス電圧 (mV)

図 13 バンド 10 受信機のヘテロダイン応答特性。ジョセフソン電流は印可磁場によって抑圧されている。

受信機雑音温度 (K)

1200
1000
800

国立天文台 (Nb)
米国国立電波天文台 (Nb)
仏国ミリ波電波天文学研究所 (Nb)
オランダ宇宙研究所 (Nb)
オランダ宇宙研究所 (NbTiN)
カリフォルニア工科大 (NbTiN)
国立天文台/情通機構(NbTiN)

600
400

ショットキー
ダイオード
ミキサー

200
0
0

34 5 6

200

7

8

400

バンド10

9

3hf/kB

600

800

1000

LO周波数 (GHz)
図 14 これまで報告されている代表的な SIS
受信機の雑音温度性能と ALMA の各バンドのSIS 受信機に対する雑音温度仕様。典型的な半導体ショットキーダイオードミキサの性能も示す。点線は量子雑音の 3 倍を示している。各研究機関のカッコ内はミキサチップの主な配線材料を示す。

SIS ミキサが搭載されているため、146 個の SIS
ミキサを測定したことになる。この結果、我々の開発したすべての受信機が、これまで実現が困難とされた ALMA の仕様に適合した。図 14 は、これまで報告されている SIS 受信機雑音温度[2528]と ALMA で課されているバンド 3 から 10 の雑音温度仕様（DSB 方式換算）であり、これにバ

図 15 受信機雑音温度の IF/LO 周波数依存性（上：WCA を用いた場合、下：ガン発振器を用いた場合）。丸で示された WCA の過剰雑音はガン発振器では見えない。

ンド 10 受信機 73 台の測定で得られた各測定周
波数での最小雑音温度をプロットした。我々の開サイザを用いた場合に発生するスポット的に雑発した受信機は、他の低い周波数帯の全 Nb 受信

音温度が高い箇所（図 9 上の丸で示した箇所）が、機と同様に、量子雑音の 3 倍程度にまで到達してガン発振器の場合には確認されない。バンド 10 受

おり、世界最高性能を誇る。この結果は、Nb のギ

信機はすでに ALMA 望遠鏡に搭載され、観測がャップ周波数を超えるテラヘルツ帯において伝

始まっており、現時点でこの過剰雑音は特に問題

送線路の NbTiN が極めて低損失であり、そしてとなっていないが、将来的に改善が必要と考えて

Nb/AlOx/Nb 接合が理想的に量子雑音限界近くでいる。

動作していることを示唆している。

4. 最新の研究紹介

ただし、800 GHz 付近の低周波数領域で受信機雑音の増加傾向があることわかり、この原因を追

最新技術を駆使した ALMA 望遠鏡は、天体か究すると WCA のミリ波帯シンセサイザからの過らの電波の偏波，強度，周波数，位相情報を高解剰雑音によるものであることが明らかになった。

像度・高感度で観測するという、人類がこれまで

図 15 に 100 GHz 帯ガン発振器を用いた場合と比持ち得なかった天体の情報取得を可能にした。こ較した例を示す。低周波数領域において、シンセ

れにより、次々と新たな科学的成果が生み出されている。一方で、次世代の望遠鏡を見え据えた基は、RF 帯での低損失広帯域な 3-dB 90°ハイブ

礎検討を進めておかなければならない。その一つ

リッドカプラ、性能の揃った 2 つの SIS ミキサ、が既存受信機の性能向上である。前項で示したよ

2 つのアイソレータ、IF カプラが必要となり、700

うに、ALMA バンド 10 では LO 系からの過剰雑GHz 以上の周波数帯ではバランスド SIS ミキサ

音を要因とした性能劣化があり、さらなる低雑音の実証例はなかった。これは低雑音な SIS ミキサ

化は課題の一つである。また、観測が進むにしたの実現が困難であっただけでなく高精度な導波がって、既存装置では不可能な新たな観測要求が管回路の作製やその評価が難しかったことにも出てくるのは当然の流れである。例えば、現在の由来している。本研究では、SIS ミキサとしてバ

干渉計の弱点である「視野の狭さ」を克服するた

ンド 10 受信機の量産で用いた標準的なものを用めの広視野化が挙げられる。これには、受信機をいた。バランスド SIS ミキサを構成するコンポー

マルチビーム化することが提案されている。まネントは 4 K ステージ上に置かれる。IF 出力はた、同時受信周波数帯域の広帯域化や受信周波数

常温のアンプで増幅した後にパワーメータを用の高周波化も必須の課題である。我々はこのよういて測定した。LO 電力は、100 GHz 帯のガン発な今後の ALMA のさらなる性能向上や高機能化

振器出力を源振として用い、WR-10 導波管 （1.27を目指して基礎開発に着手しており、その一部をmm×2.54 mm）を用いてクライオスタットの 4紹介する。

K ステージ上に置かれる 3×3 逓倍器に入力して9 逓倍することによって 900 GHz 帯の出力を得

4.1. バランスドミキサ

た。LO 電力は WR-1.2 導波管を用いた 90°ハイ

バランスドミキサはテラヘルツ帯で顕著となる LO 系由来の課題を解決するのに有効なミキサ

ブリッドカプラを介して 2 つの SIS ミキサに入力した。

による過剰雑音を抑圧できると同時に、シングル

温度特性を示す。全帯域で 350 K 以下、RF 光学

エンドミキサに対して LO 電力が１桁程度少なく損失と導波管損失を補正した雑音温度はほぼ 200てよいなど有利な点を持つ。そこで我々はバンド

K を切る性能を得た。本補正値はコンポーネント

10 で培った技術を用いてバランスド SIS ミキサの個別評価による実測に基づく値である。当結果の機能実証を目的とした実験を 900 GHz 帯で実は当周波数帯のバランスド SIS ミキサとして初め施した[29]。本実験でのバランスド SIS ミキサ実ての結果であり、ALMA バンド 10 で使用されて験系の構成を図 16 に示す。バランスドミキサにいるシングルエンドミキサと同等の低雑音性能

100-GHz パワーアンプ

Gunn発振器

減衰器

RF 信号
295-K
黒体

ホーン

77-K黒体パワーメータWR10
導波管4-12 GHz
バンドパス
フィルタ

x3 x3
A

SIS ミキサー

RF 3-dB 90°
カプラ

スペクトラムアナライザ

B

4Kステージ

9逓倍器
4-12 GHz
アイソレータ 冷却低雑音

4-12 GHz
常温アンプ

アンプ

IFパワー結合器

図 16 バランスド SIS ミキサ実験ブロック図

600

25

500

20

400

15

300
10

200
100
0

雑音温度（補正なし）
雑音温度（補正あり）
LO雑音抑圧比

800

850

900

950

5

LO雑音抑圧比 (dB)

図 17 に Y 因子法によって測定した受信機雑音

受信機雑音温度（K)構成であるとされる。すなわち、先に述べた LO

0

LO周波数（GHｚ）

図 17 バランスド SIS ミキサの受信機雑音温度および LO 雑音抑圧比。雑音温度(補正有り)、
RF 真空窓による反射損失と導波管の伝送損失の実測値に基づいて補正している。

図 18 ハイブリッドカプラを内蔵したミキサ
ブロックの光学顕微鏡写真。(a)ミキサブロッ
ク断面（E 面）。(b)カプラ部の拡大図

図 19 マルチバンド型ヘテロダイン受信機の概念図

念図を示す。各周波数帯の信号は、それぞれ基本である。また、バランスド SIS ミキサの性能とし

波ミキサによって低い IF 帯に高効率で周波数変て重要な LO 雑音抑圧比（LNR）は典型的に 20換される。我々は、そのキーコンポーネントの 1

dB 程度が得られている。これは、シングルエンドつであるフィルタバンクを実現するため、導波管

ミキサと比べて 5-10 倍程度 LO 雑音の高い抑圧回路により開発を進めている。

効果を有するということを示している。この結果

マルチバンド型受信機の入力回路としてのフをもとに、図 18 に示すようなハイブリッドカプ

ィルタバンクの特性は、反射損失および通過損失

ラ、2 つの SIS ミキサ、バイアス回路、IF パワーが低く、チャネル間の周波数ギャップによる信号

結合器を一体化させたバンド 10 バランスド SIS

損失をできるだけ抑える必要がある。また、フィミ キ サ を 開発 し 、 雑 音温 度 特 性 も補 正 無 し で

ルタバンクの出力部分にいかなる負荷がついた

ALMA 望遠鏡要求スペックを満たす結果を得たとしても他のチャネルに影響を与えない、チャネ[30]。したがって、前項で述べた LO 系由来の受ルの高い独立性が求められる。そこで、ハイブリ

信機性能劣化は、本ミキサを用いることによっッドカプラを用いたフィルタバンクを開発した。

て、受信機の性能改善が可能であるとの見通しを

90°ハイブリッドカプラとバンドパスフィルタ得た。また、本ミキサはスケールダウンすることをそれぞれ 2 つずつ用いた構成となっている。原によって LO 電力の不足が懸念される 1 THz 以

理実証用の本試作では、405-480 GHz を 25 GHz

上でも応用可能である。

間隔で 3 つの周波数帯に分割する導波管型フィル4.2. マルチバンド型受信機
既存の受信機においては、同時観測可能な帯域
は受信機の IF 帯域に制限されている。例えばタバンクを設計した。すなわち、Ch. 1: 455–480
GHz、Ch. 2: 430–455 GHz、Ch. 3: 405–430 GHzである。導波管サイズは WR2.2 (280 m x 560
m)を用いた。

ALMA バンド 10 では、8 GHz である。天体から

図 20 に製作したフィルタバンクと通過特性のの情報は広帯域に渡っているはずで、現在はその評価の様子を示す。当コンポーネントは 2 つ割り

うちのほんの一部しか観測できていない。すべてで製作されており、組み立て時一辺 20 mm の立同時観測できれば、観測効率が飛躍的に上がる。

方体で、入出力部 4 面は UG フランジとなってい受信機の同時観測周波数帯域を広帯域化するた

る．前述と同様の方法で測定したフィルタバンク

めに、観測帯域をいくつかの帯域に等分割するフの S パラメータを図 21 に示す。また、図 17 に前ィルタバンクを用いてマルチバンド化し、それら述のフィッティングパラメータを用いて計算しを同時に観測することによって高速化を図る画

た電磁界解析ソフト HFSS によるシミュレーシ

期的な手法の実現を目指している[31]。図 19 に概ョン結果を示す。S21、S31、S41 の結果から、各チ0-5伝送係数 (dB)

-10
-15

S41

S31

S21

Ch.3

Ch.2

Ch.1

420

440

-20
-25
-30
-35
-40
-45
-50
380

400

460

480

500

周波数 (GHz)

図 20 導波管フィルタバンクの VNA 評価の様子

ャネルは 25 GHz 間隔で設計通りに分割されていることがわかる。これらの測定値は設計値に対し

図 21 S パラメータの測定結果

謝辞て 2 GHz 以内、少なくとも 0 から-40 dB のレベ

本セミナーのために資料をご提供いただいた

ルにおいてシミュレーションと非常によく一致

国立天文台の小嶋崇文氏、藤井泰範氏、大島泰氏、していることがわかる。また、S11 についても所望松尾宏氏、デルフト工科大学の遠藤光氏、情報通の帯域において-15 dB 以下となっていることが信研究機構の落合啓氏、その他 ALMA の関係諸確認できた。これらから当フィルタバンクはほぼ

氏に深く感謝いたします。

設計通りに動作し、マルチバンド受信機システムの RF フィルタ部に有用であると考えられる。各
ミキサには周波数の異なる局部発振波が必要となる。このために、通信技術を利用した高精度光周波数コムによるサブミリ波帯周波数コム発生の開発に着手している。

5. まとめ
本稿では、ミリ波やサブミリ波、いわゆる電波の高感度検出技術について紹介した。ALMA 望遠鏡に見られるように、電波センシング技術は、人間の目には見えない被測定物の情報を大量かつ高速に取得する方向で発展してきた。一方、電波という媒体に情報を乗せる無線通信技術も、昨今の無線インターネットやスマートフォンの急速な普及に後押しされているように、大容量・高速化に向かっている。このような共通点があることを両研究分野で認識することで、学術領域を超えた研究連携が進み、結果として全く新しい観測装
置や無線装置が実現することを期待している。

参 考 文 献[1] D. H. Andrews, W. F. Brucksch, W. T. Ziegler, andE. R. Blanchard, Rev. Sci. Instrum., 13, 281 (1942)[2] K. D. Irwin and G. C. Hilton, in Cryogenic Particle
Detectors, Topics in Appl. Physics, Vol 99, Editor:
Christian Enns, Springer Verlag (2005)[3] P. K. Day, H. G. LeDuc, B. A. Mazin, A.
Vayonakis, and J. Zmuidzinas, Nature 425, 817(2003)[4] A. Dayem and R. J. Martin, Phys. Rev. Lett. 8, 246(1962)[5] P. K. Tien and J. P. Gordon, Phys. Rev. 129, 647(1963)[6] M. Ryle, Science 188, 1071 (1975)[7] http://alma.mtk.nao.ac.jp/j/[8] S. Claude, C. Cunningham, A.R. Kerr, and S.-K.
Pan, ALMA Memo 316 (2000)[9] Y. Fujii, A. Gonzalez, M. Kroug, K. Kaneko, A.
Miyachi, T. Yokoshima, K. Kuroiwa, H. Ogawa,
K. Makise, Z. Wang, and Y. Uzawa, IEEE Trans.
THz Sci. Technol. 3, 39 (2013)[10] A. Gonzalez, Y. Uzawa, Y. Fujii, K. Kaneko,
Infrared Phys. And Technol. 54, 488 (2011)

[11] A. Gonzalez, Y. Uzawa, Y. Fujii, K. Kaneko, andK. Kuroiwa, IEEE Trans. THz Sci. Technol. 1, 416(2011)[12] A. Gonzalez, Y. Fujii, K. Kaneko, and Y. Uzawa,
Proceedings of the Asia-Pacific Microwave
Conference 2011, 1977 (2011)[13] T. Kojima, K. Kuroiwa, Y. Uzawa, M. Kroug, M.
Takeda, Y. Fujii, K. Kaneko, A. Miyach, Z. Wangand H. Ogawa, J. Infrared Milli. THz Waves, 31,
1321 (2010)[14] M. Kroug, A. Endo, T. Tamura, T. Noguchi, T.
Kojima, Y. Uzawa, M. Takeda, Z. Wang, and W.L. Shan, IEEE Trans. Appl. Supercond. 19, 171(2009)[15] J. R. Tucker: IEEE J. Quantum Electron. 15, 1234
(1979)[16] M. J. Feldman: Int. J. IR&MM Waves 8, 1239
(1987)[17] K. Makise, H. Terai, M. Takeda, Y. Uzawa, and Z.
Wang, IEEE Trans. Applied Supercond. 21, 139(2011)[18] B. Leonea, B. D. Jackson, J. R. Gao, and T. M.
Klapwijk, Appl. Phys. Lett. 76, 780 (2000)[19] D. C. Mattis and J. Bardeen, Phys. Rev. 111, 412(1958)[20] Y. Uzawa, Y. Fujii, A. Gonzalez, K. Kaneko, M.
Kroug, T. Kojima, K. Kuroiwa, A. Miyachi, S.
Saito, and K. Makise, Physica C 494, 189 (2013)[21] Z. Wang, A. Kawakami, and Y. Uzawa, J. Appl.
Phys. 79, 7837 (1996)[22] D. Karecki, Phys. Rev. B 25, 1565 (1982)[23] W.-L. Shan, S.-C. Shi, T. Matsunaga, M.
Takizawa, A. Endo, T. Noguchi, and Y. Uzawa,
IEEE Trans. Appl. Supercond. 17, 363 (2007)[24] Thomas Keating Ltd, http://www.terahertz.co.uk/[25] L. Olssen, S. Rudner, E. Kollberg, and C. O.
Lindstrom: Int. J. IR & MM Waves, 4, 847 (1983)[26] A. R. Kerr, S.-K. Pan and J. Webber: MMA
Receivers: SIS Mixers, MMA Project Book (1999)[27] W.-L. Shan, S. Asayama, M. Kamikura, T.
Noguchi, S.-C. Shi and Y. Sekimoto: IEICE Trans.
Electron. E89-C, 170 (2006)[28] C. F. Lodewijk, E. van Zeijl, T. Zijstra, D. N.
Loudkov, F. P. Mena, A. M. Baryshev, and T. M.
Klapwijk: Proc.19th ISSTT, 86 (2008)[29] 小嶋崇文，藤井泰範，鵜澤佳徳, 低温工学 49,
343(2014)[30] Y. Fujii, T. Kojima, A. Gonzalez, S. Asayama, M.
Kroug, K. Kaneko, H. Ogawa, and Y. Uzawa,
Supercond. Sci. Technol. 30, 024001 (2017)[31] T. Kojima, A. Gonzalez, S. Asayama, and Y.
Uzawa, IEEE Trans. THz Sci. Technol. 7, 10(2017)