2019 年度 第 49 回 天文・天体物理 若手夏の学校
観測機器分科会 アブストラクト

招待講演アブストラクト

金子 大輔 (東京大学 カブリ数物連携宇宙機構 )7 月 31 日 17:00–18:00 B 会場

宇宙マイクロ波背景放射観測の現状
宇宙マイクロ波背景放射 (CMB) はその発見以降宇宙論上の重要な情報を与え続けている。近年はインフレーション宇宙の証拠となる B モード偏光の検出を目指して国際共同実験間の競争が繰り広げられている。 講演では CMB の物理と観測の歴史の紹介ののち、現在と近い将来行われる実験の状況を紹介する。特に講師が参加する POLARBEAR 実験に関しては現地での体験も含め詳しく説明する。

高田 淳史 (京都大学 理学研究科

宇宙線研究室 )8 月 1 日 14:30–15:30 B 会場

MeV ガンマ線天文学の現状と SMILE 計画
数百 keV から数十 MeV にかけての MeV ガンマ線領域では、原子核の脱励起に伴うガンマ線放射を直接観測できる唯一の帯域である為、元素合成の現場や銀河系内の物質拡散のプローブとして期待されている。これまでに、COMPTEL や

SPI/INTEGRAL による観測が行われており、銀河面に広がる 26 Al や SN2014J に伴う 56 Ni/56 Co のラインガンマ線が検出されている一方で、検出感度は低く検出された天体数は数十と非常に少ない。本講演では MeV ガンマ線の観測で見えてきたものと現状観測の問題点、及び将来計画として進めている SMILE 計画について 2018 年の豪州気球実験の最新結果と合わせて紹介する。

1

出す高利得アナログ集積回路、そしてデータ処理を行う FPGA

観測 a1 HiZ-GUNDAM 搭載次世代 CMOS 検出器の分光性能および放射線耐性の評価
荻野 直樹 (金沢大学 宇宙物理学研究室 M1)から構成されている。この検出器の最適動作温度は-20 ℃ ∼-10
℃であり、この温度を達成するために熱環境の構築を行った。
宇宙空間を模擬した熱真空チャンバーによる実験と、熱数学モ

現 在, 赤 方 偏 移 z > 7 の 宇 宙 の 物 理 状 態 に つ い て は ほ

デルを用いたシミュレーションの両面から最適動作温度を達成

とんど理解されていない．ガンマ線バースト (Gamma-ray

する検出器筐体の設計をした。 この結果を用いて、-10 ℃の環

Burst: GRB) は 1053erg ものエネルギーをガンマ線として放境下でフライトモデルの検出器の性能評価を行った。シリコン

射する宇宙最大の爆発現象であり，初期宇宙を探る有力なプ

半導体の空乏層の厚みの測定では、57 Co や 109 Cd を用いて検ローブとして利用されている．HiZ-GUNDAM は, 軟 X 線帯

出器の効率を求め、厚みを算出した。その結果、SSD の空乏層

(0.4–4 keV) での突発天体観測を用いた初期宇宙・極限時空探査の厚みは約 410µm であったため、十分な検出効率であること計画である．特に時間変動の短い GRB の検出および位置同定を確認した。本講演では金沢大学衛星の科学目標及び検出器のを主目的としており，0.1 秒程度の時間分解能と ∼5 分角の精度

熱環境構築、SSD の空乏層測定実験、そして現在行っているフの撮像性能が要求される．これらを同時に満足する検出器としライトモデルの性能評価実験の結果を報告する。

て Lobster-eye-optics と呼ばれる特殊な X 線光学系と CMOS

1. Abbott et al, 2016, Phys.Rev.Lett,Vol. 116,p. 061102

イメージセンサー (以下，CMOS) を組み合わせた次世代 X 線

2. Abbott et al, 2016, Phys.Rev.Lett,Vol. 119,p. 161101

検出器の開発を進めている．

CMOS の ノ イ ズ レ ベ ル は ∼0.2 keV @ − 20 ℃ で HiZ-

観測 a3 X 線 SOI ピクセル検出器の軟 X 線性能評価
児玉 涼太 (京都大学 理学研究科 宇宙線研究室

GUNDAM の要求性能を満たす有力なセンサーの候補である．そこで，真空環境下で CMOS を動作させ，低エネルギー

M1)の X 線を照射する実験を進めている．その結果，Al の蛍光 X
線 (1.49 keV) はシングルピクセルイベントとして十分に検出可能であることを示した．また，強力な60

2020 年代の打ち上げを目指す次世代天文衛星「FORCE」は、

Co を用いた TID 実験

1-80 keV の広帯域において優れた時間分解能・エネルギー分

では 30 krad 照射後も露光時間 0.1 s で動作させることによっ解能で過去にない精密撮像を実現する。我々は、この衛星の 1-てダークノイズの影響を抑えることができ，HiZ-GUNDAM の

20 keV を担当する、SOI(Silicon On Insulator) 技術を用いた要求を満足することがわかった．現在は 100 MeV の陽子線をX 線ピクセル検出器「XRPIX」を開発している [1]。従来の X

5 krad 照射することにより，粒子線への耐性を評価しておりそ

線天文衛星の主検出器である CCD(Charge Coupled Device)の結果について報告する．

はエネルギー分解能・位置分解能共に優れているが、時間分解能は数 s 程度と悪く高速現象の観測に適さない。対して XRPIX

1. 吉田和輝，第 44 回 天文・天体物理若手夏の学校，最遠方

はヒットしたピクセルのみの読み出しを可能にするトリガ回

GRB 観測を目指した X 線撮像検出器の開発 (2014)

路の実装により、10 µs という高時間分解能を実現する。した2. ニコラスツルファニディス, 放射線計測の理論と演習 (上)がって、検出器の周りをアクティブシールドで覆うことで高エ基礎編 (1993)

ネルギー粒子起源の非 X 線バックグラウンドを除去する反同時計数処理を行うことができる。その結果、20 keV まで低バッ

観測 a2 超小型衛星搭載広視野 X 線撮像検出器の熱設計と性能評価
Kim seonyong (金沢大学 宇宙物理学研究室 M1)

クグラウンドでの硬 X 線撮像を可能にする。

XRPIX は 6 keV 以上において、要求される分光性能を実現しつつある。一方で軟 X 線は表面照射すると回路層に吸収さ2017 年 8 月 17 日、重力波干渉計により中性子星連星の衝れるため、裏面（センサー側）から照射する必要があるが、薄突・合体に伴う重力波の放出が観測され、重力波天文学が大変い不感層・高い分光性能を同時に達成する裏面構造は開発途上注目されている。しかし重力波観測のみでは、10-100 平方度にある。そこで本研究ではその第一歩として、軟 X 線におけると方向決定精度が悪いため、電磁波観測との連携が必要とされ性能評価を行う。まず、読み出せる X 線エネルギーの下限を調る。そこで、金沢大学では重力波観測と同時に放出されると考べる必要がある。トリガ閾値を下げると暗電流やトリガ回路起えられる SGRB の観測を行うために、広視野 X 線撮像検出器

因のノイズを拾うようになり、検出効率が大幅に落ちてしまうを搭載した超小型衛星を開発している。この検出器は観測エネ[2]。本研究では、F-Kα(0.68 keV)、Al-Kα(1.49 keV) 等の X

ルギー帯域 2-20keV、視野 1 ステラジアン以上、角度分解能 15線に対して、トリガ閾値に対する検出効率を測定する。さらに、分角を実現し X 線突発天体の発生方向・発生時刻を特定するこ下限付近での単色 X 線に対する分光性能 (エネルギー分解能、とを目標としている。広視野 X 線撮像検出器は方向決定にはテール構造など) を調べる。エネルギーや吸収位置に対する依

ランダムな開口パターンをもつコーデッドマスク、ストリップ

存性を考察し、必要であれば裏面構造の改良を検討する。本講型シリコン半導体検出器（SSD）、複数チャンネルの信号を読み

演では以上の計測により軟 X 線性能を評価した結果と考察を発

2

表する。

観測 a5 CMB 偏光観測に用いる TES 性能評価における環境・手法の開発
西ノ宮 ゆめ (東京大学 理学系研究科物理学専攻日下研究室 M1)

1. T.G.Tsuru, et al., Development and performance of Kyoto Xray astronomical SOI pixel (SOIPIX) sensor, Proc.
SPIE9144 (2014) 914412.
2. 奥野 智行, 京都大学,2019, 修士論文.

初期宇宙や宇宙進化の理解を深めるために、宇宙マイクロ波
背景放射 (Cosmic Microwave Background; CMB) の B モー

観測 a4 CMB 偏光観測衛星 LiteBIRD の偏光変調器に向けた広帯域反射防止構造のレーザー加工技術開発とその光学評価
高久 諒太 (国立研究開発法人 宇宙航空研究開発機
構 宇宙科学研究所 M2)

ドの偏光観測が進められている。全天からほぼ等方的に観測される CMB の無偏光成分のスペクトルは 2.7 K の黒体輻射と良く一致しているが、数度の角度スケールに見られる CMB の偏光成分の揺らぎは数十 µ K と非常に小さい。この揺らぎの起源
は、量子揺らぎがインフレーションによって引き延ばされた宇宇宙開闢を記述するインフレーション理論は原始密度揺ら

宙の初期揺らぎであると考えられている。

CMB の揺らぎをぎと原始重力波を予言し、原始密度揺らぎは宇宙マイクロ波

精密に測定する目的で、CMB 観測の望遠鏡には超伝導転移端

背景放射 (CMB) の温度異方性観測から証明された。原始重力センサー (Transition Edge Sensor; TES) が多数使用されてい波は現在未発見だが、CMB に B-mode という偏光パターン

る。このセンサーは、超伝導の転移温度付近における急峻な温を生成した。そこで科学衛星 LiteBIRD では原始重力波由来

度抵抗値変化を読むことによって微量の熱を検出するマイクロの B-mode を観測し、インフレーション理論を検証する [1]。

カロリメータであり、光を吸収すると温度が上がるボロメータ

LiteBIRD では様々な要因によるシステマティック誤差を低減

内の温度計として用いられている。我々のグループは、チリのするため、光学系に直径 45 cm の半波長板を導入する [2]。半アタカマ砂漠に建設中である地上望遠鏡 Simons Observatory

波長板の素材は様々な観点からサファイアが適しているが、屈(SO) の開発に取り組んでいる。SO などの次世代実験のために折率が 3 程度と高く、信号の 5 割ほどを反射してしまう。また開発された TES の性能評価を行って感度を精密に測定するこCMB の観測帯域も 34〜161 GHz と広帯域なので、この帯域でとは、CMB 偏光の系統誤差を見積もるのにとても重要である。

9 割以上の透過率を得る反射防止膜が要求される。そこで生体

そこで、TES の性能の評価環境や評価手法を考え、望遠鏡の運模倣を利用して蛾の目の構造 (モスアイ構造) を半波長板の両転温度である 0.1 K 付近で TES の温度依存性を調べた。本講

面に施すことを考えた。モスアイ構造の原理は、入射波長が構

演では、TES の動作原理を紹介し、性能の測定状況について報造周期よりも大きい時、構造部分を屈折率が徐々に変化する媒告する。

質として扱えるというものである。つまり表面反射を極限まで観測 a6 Simons Observatory CMB 偏光測定実験に向けたスパースワイヤーを用いた偏光較正装置の開発
村田 雅彬 (東京大学大学院理学系研究科物理学専攻
日下研究室 M1)

抑えられるので、たった一つの素材で広帯域かつ高性能な反射防止を実現できる [3]。さらにモスアイ構造は幾何学パラメー
タを調整すれば様々な帯域に応用でき、汎用性にも優れている。

LiteBIRD 用にスケールすると、構造ピッチ 0.54 mm 以下、構造高さ 2 mm 以上の構造を直径 45 cm サファイア基板の表面

宇宙マイクロ波背景放射 (Cosmic microwave backgroundに作製しなければならない。私は超短パルスレーザーを用いた:CMB) は E モードと B モードと呼ばれる 2 種類の偏光を持っ加工と新たな加工法の開発により、大面積カバー法と加工時ている。E モード偏光は宇宙初期の密度ゆらぎによって生成さ間、加工時の構造破壊、広帯域反射として最適な構造の形成法

れ、B モード偏光は原始重力波によって生成される。そのため、といった問題を一挙に解決した。加工時間ではこれまで 45 cm

B モード偏光はインフレーション期の情報を含んでいる。しか径内を加工するのに 2.33 年かかる予測だったが、2.5 ヶ月までし、その偏光の期待される温度は O(10−2 )µK 程度であり、E短縮可能になった。また透過率測定では、40〜181GHz の帯域

モード偏光の温度 O(1)µK と比べてとても小さい。また、偏で 9 割以上の透過率を得られることを証明した。今後はより低光角の同定ができていない場合、E モード偏光は B モード偏周波側の改善のためのパラメータ最適化とともに、LiteBIRD

光のように見えてしまう。したがって、B モード偏光を測定

実機サイズのサンプルを実際に作製するための準備を進めてするためには偏光検出器の較正が極めて重要となる。Simons

いく。

Observatory (SO) 実験では、直径 6m の大口径望遠鏡 1 台と直径 42cm の小口径望遠鏡 3 台を用いて CMB の観測を行う。

1. M. Hazumi et al., Proc. of SPIE Vol. 8442 844219-1

特に数角度スケールでの CMB 偏光の測定は小口径望遠鏡を用(2012)

いて行われる。小口径望遠鏡の焦点面には 1 台あたり約 10,000

2. A.Kusaka et al., arXiv:1310.3711 [astro-ph.IM] (2014)
3. V.Schutz

et

al.,

JLMN-Journal

of

Laser

個の偏光検出器が並んでおり、これら検出器間の相対的な偏光

Mi-角と感度を較正する必要がある。今回、SO 実験で焦点面に並ん

cro/Nanoengineering Vol. 11, No. 2 (2016)3

だ検出器間の相対的な偏光角と感度を同時に較正する装置を設

光観測が行えるようになると、ブラックホール近傍の幾何など計した。較正器はワイヤーを柵状に張ったもので、望遠鏡の前の解明に繋がると期待されている。我々は、鉄輝線が含まれる

方に置き回転させる。光がワイヤーで反射されると偏光され、帯域の X 線偏光を高いエネルギー分解能で測定すべく、ブラッ

それを後方の検出器で読み取り較正を行う。この装置は SO 実

グ反射の原理を利用した、湾曲した Si(100) 結晶と炭素繊維強験での小口径望遠鏡の主要な偏光角・感度較正装置となる。

化プラスチック (CFRP) から成る回転放物面形状の反射鏡と、中央に配置した X 線 CCD カメラによる、5.5 - 8.0 keV に偏観測 a7 広視野 X 線集光系の開発
小笠原 健也 (青山学院大学大学院理工学研究科理工学専攻 M1)

光感度と X 線カロリメータ程度の高いエネルギー分解能を持つ
新たな X 線偏光計の開発を行っている。
我々は回転放物面反射鏡の 1 象限を作成し、偏光性能評価

現在、連続的に全天を観測できるような衛星として国際宇宙を行った。偏光性能の指標であるモジュレーションファクター

ステーション (ISS) に取り付けられている MAXI(Monitor of(M 値) は、鏡に反射した偏光光のカウント数の最大値と最小

All-sky X-ray Image) がある。広範囲を監視することは突発的値から算出される。偏光光のカウント数の最大値と最小値をに変化するような天体の観測に有効であり、今後発展していく

求めるには、2 象限分の鏡が必要になるため、足りない領域は

重力波天文学に対しても重力波天体の電磁波対応天体の観測のsin カーブによるフィッティングで補った。その結果、M 値はために必要だと言える。しかし、現在の MAXI についている検89.9% 以上と得られた。

出器 (GSC と SSC) ではバックグラウンドを低減するために、

M 値をより正確に求めるためには、偏光光のカウント数の最有効面積が比較的小さく抑えられており、光子統計が足りずに大値と最小値を実測する必要がある。そこで、偏光方向を回転捉えきれてないイベントがある。

させられる偏光光を 1 象限の鏡に照射することで擬似的に実測先行研究では 2017 年 8 月 17 日に起きた重力波イベントのする実験を行う。中央大学には、偏光方向を回転させられる二Short-GRB の残光に対して、GSC の感度では、もし発生直後

結晶分光器を搭載したビームラインがあるため、このビームラにその方向を見ていたとしても検出できていなかった可能性がインを用いて実験を行っていく。

高いと考えられている。

本公演では、これまでの結果と、今後の実験方法について発

そこで我々は、MAXI のように広い視野を持ちつつもより暗い表する。

天体を検出可能とするために、広視野を維持したまま X 線を集観測 a9 1.85m 電波望遠鏡 新光学系の開発進捗
山崎 康正 (大阪府立大学 宇宙物理学研究室 M1)

光することができるような光学系の開発を目指している。

X 線は屈折率が 1 よりわずかに小さいため、屈折系での集光ができない。そこで全反射を用いて集光する必要がある。また、

星形成過程を解明する上で、その母体である分子雲を観測す◦

全反射の臨界角も 1 程度と小さいため X 線の入射角を浅くすることは非常に重要である。分子雲を構成する最も基本的な分る必要がある。反射面の物質によってエネルギー毎の反射率も子の一つである CO 分子からは、温度や密度など物理状態の分異なるので素材の選定も重要である。

布を探ることが出来る。我々大阪府立大学は口径 1.85m の電波本研究では、Geant4 を用いて X 線集光系のシミュレーション

望遠鏡を国立天文台野辺山宇宙電波観測所に所有しており、こを行っている。まずは、X 線の全反射過程が Geant4 上で正しれまで 230GHz 帯に存在する CO 同位体 (J = 2 - 1) の 3 輝線

く行われているかを確かめるためシンプルなモデルでシミュ同時観測を実施してきた。現在、さらに詳細な分子雲の物理状

レーションを行った。また表面粗さを考慮する計算モデルが 2態を調べるべく、本望遠鏡を南米のチリへ移設し、これまで観つあり、どちらを採用するか決定するため、タングステンの薄測してきた輝線に加え、300GHz 帯の CO(J = 3 - 2) の合計 6膜ミラーに対する X 線反射率を測定する実験を行った。

輝線同時観測を実現する計画が推進されている。そのためには

本発表ではシミュレーションの設定、結果及び実測値との比較

望遠鏡システム全体を広帯域化する必要があり、私は受信機シ結果について発表する。

ステムの一部である光学系の広帯域化に取り組んでいる。
光学系とは自由空間を伝播する電波を受信機に導くビーム

1. Sugita et al.(2018) MAXI upper limits of the electro-

伝送系であり、一般にミラーとフィードホーンで構成される。

magnetic counterpart of GW170817

本望遠鏡ではナスミス・カセグレン方式を採用し、パラボラ鏡から副鏡、平面鏡、楕円鏡を経てコルゲートホーンまでの観測 a8 湾曲 Si 結晶を用いたブラッグ反射型偏光計の性能評価
芳野 史弥 (中央大学 天体物理学研究室 M1)

ビーム伝送系を組んでいる。本計画における光学系の開発項
目は大きく 2 つある。1 つ目はビームの焦点の位置が周波数依存性を持ち、広帯域観測に適していないことである。そこで

X 線天文観測において、撮像、測光、分光観測の性能は飛躍

Frequency-Independent Matching 理論を適用させた光学系を的に向上されてきたが、偏光の観測機器の開発は、その波長の設計し物理光学シミュレーションを行なった。その結果、210

短さ故に技術的に難しく、今も試行錯誤が続いている。X 線偏

sim 370GHz に渡って 70% 以上の開口能率が実現可能なこと

4竹原 佑亮 (名古屋大学が分かった。2 つ目は 300GHz 帯においてホーンの反射損失が大きく、望遠鏡の感度が落ちてしまうという点である。そこで

X 線グループ (Ux 研) M1)

宇宙 X 線は宇宙に多く見られる高温・高エネルギーのプラ溝の幅、深さを最適化することによって 300GHz 帯でも高い利ズマを観測する手段として用いられ、X 線結像系は観測感度向得を得ることを目指した。その結果、比帯域 55% の広帯域な上のため開発が進められてきた。X 線結像系には直入射システ

コルゲートホーンをシミュレーション上で実現させた。本講演

ムの利用が難しく、1 度以下の非常に小さな角度で入射させるではそれらの結果と今後の展望について報告する。

斜入射光学系が用いられる。これまで日本の X 線望遠鏡はア

1. Onishi, T., et al. 2013, PASJ 65(4),78(1-13)

ルミニウムを基板とした多数の薄板反射鏡を同心円状に配置し2. TA-SHING CHU., et al. 1983, IEEE TRANSACTIONS

た多重薄板型を用いてきた。これは大きな有効面積を持つが 1

ON ANTENNAS AND PROPAGATION,VOL.AP-31,

枚の反射鏡が薄く軟らかいため反射鏡面の形状が悪く、結像性

NO. 4

能は分角程度に限られてきた。
我々は高い結像性能の実現のため電鋳技術に着目した。電鋳は原盤に金属をメッキし分離させる方法で、ナノレベルの高い観測 a10 マイクロマシン技術を用いた Lobster eye X
線光学系の試作湯浅 辰哉 (首都大学東京 宇宙物理実験研究室 M1)

転写性を持つため、高精度形状が期待できる。これまで我々は高精度原盤の製作を目指した切削・研磨工程、高精度原盤から電鋳鏡を脱型するまでの電鋳工程の条件出しを進めてきた。高

宇宙 X 線観測では天体の画像を取得し、集光するため望遠

精度電鋳原盤として実績のある NiP に加えて脱型工程を省略

鏡を用い る。従来の衛星では、回転放物面と回転双曲面でそれできるポリメタクリル酸樹脂を原盤材質として選定した。単結

ぞれ 1 回の全反射 によって集光結像する WolterI 型が広く用晶ダイヤモンドを用いた切削に通常研磨を行なったところ、表いられてきた。相補的な手法 として、甲殻類の目のような四角

面粗さは NiP で 1 µm スケールで 1-3 nm(rms) を達成した穴が格子状に並んだ構造で垂直な壁で の 2 回反射で集光結像が、100 nm スケールで切削痕が見られ、X 線照射試験によりする Lobster eye 光学系が近年、注目されている。 側壁での 1結像性能の劣化を招いていることが分かった。この切削痕改善

回反射の影響で Wolter I 型に比べて、集光像が 1 点ではな くのため NiP に磁気粘弾性流体を用いた研磨を行い、切削痕の十字を作るが、広視野を実現しやすい利点を持つ。

除去に成功し、30 µm スケールにて表面粗さ 0.6 nm を達成

そこで私はマイクロマシン技術を用いた Lobster eye 光学系した。また、電鋳工程では両原盤を用いて全周 2 段 1 体型のの試作 を行った。これまで我々のグループでは同じ製作技術

Wolter-I 型反射鏡製作には成功したものの端面の真円からのズを用いて WolterI 型光学系を開発してきた。Si 基板にドライ

レが 200 µm と大きいため、さらなる条件出しが必要となってエッチングで微細穴を開け、 高温アニールで側壁の平滑化をいる。

行った上で、高温塑性変形で球面状に変 形する。同じプロセス

1. 大塚修論 2018

を用いることで、原理的に Lobster eye 光学系の 試作が可能である。一方で、Lobster eye 光学系は WolterI 型光学系と 比べ

観測 a12 IACT における機械学習を用いたガンマ線とハドロンイベントの弁別
立石 大 (埼玉大学 宇宙物理実験研究室 M1)て、穴が四角穴であり、円周状でないことから、エッチング条
件が 異なる。また穴構造が異なることによって変形条件も異なることから試 作による条件出しが必要となる。
私はドラエイッチングと変形の条件出しを行い、直径 4 イン

20 MeV 以上のエネルギーを持つガンマ線が大気に侵入する

チ の Si 基板に、穴幅 30 μ m、壁厚 10 μ m、深さ 300 μ mと、電子と陽電子を対生成し、大気シャワーを発生させる。この格子状微細穴 をエッチングで形成し、曲率半径 1045 mm のの電子・陽電子の持つ速度が大気中の光速を超えることによっ球面変形に成功した。そ して製作した Lobster eye 光学系にてチェレンコフ光を発生させる。GeV 帯域以上の超高エネル

対して JAXA 宇宙科学研究本部の 30 m ビームラインにて Al

ギーガンマ線の観測では、このチェレンコフ光を撮像すること

K α 1.49 keV の X 線を照射し、十字型の集 光像を確認した。

によってガンマ線の到来方向とそのエネルギーを決定する方

本発表では、製作原理と実験結果、性能向上への課題 について法が有効である。この方法には解像型大気チェレンコフ光望遠

発表する。

鏡 (Imaging Atmospheric Cherenkov Telescope: IACT) が使用される。一方で、主にハドロンによって組成される高エネル

1. Ezoe et al. 2010, Microsys. Tech., 16,1633
2. J. R. P. Angel ,Lobster eye as X-ray telescopes

ギー宇宙線が大気中に侵入した際にも、大気中の原子核との相,互作用によって大気シャワーを引き起こし、ノイズとなるチェ

1979

レンコフ光を放射する。宇宙線はガンマ線より 1000 倍多く到来することから、IACT を用いて精度良くガンマ線の観測を行

観測 a11 電鋳技術を用いた飛翔体搭載用 X 線望遠鏡
開発

うためには、宇宙線由来の大気シャワーイベントを除外する必要がある。ガンマ線とハドロン由来のシャワーでは、大気シャ

5

ワーの幾何学構造が異なることから、撮像されるチェレンコフ

観測 a14 超小型衛星搭載用中性子 · ガンマ線検出器の開発
野橋 大輝 (名古屋大学 太陽地球環境研究所 M1)

光の形状にも差異が生じる。これらを弁別するに当たっては、
最近では機械学習を用いることが一般的である。現在、多数の学習手法が日々研究開発されており、IACT の感度を上昇させるためには、学習手法毎の特性を考慮して適切な学習方法を選

我々が住む地球には宇宙から粒子が日々降り注いでおり、そ択する必要がある。本発表では、IACT を利用した観測にてガ

れらを総称して宇宙線と呼ばれている。宇宙線の発生源の中でンマ線とバックグラウンドとなるハドロン由来のイベントでも最も地球に近い天体として太陽が挙げられ、フレアによる粒のシャワー構造の違いを紹介した後、機械学習を使用したガン子加速機構の解明のために太陽中性子を対象とした観測が地上

マ線とハドロン由来のイベントの弁別について説明する。まの中性子モニターで行われてきた。中性子は太陽表面、太陽地

た、複数の先行研究の結果から学習手法を変化させたときの弁

球間の磁場に影響せず観測することができるが、地球大気中で別能力の差異について議論し、現在建設が進められている次相互作用してしまい減衰してしまうため地上での検出が困難で世代ガンマ線観測望遠鏡群である Cherenkov Telescope Array

あり、これまでの検出数は限られている。そこで我々の研究グ(CTA) 実験において、感度を上昇させるために最適な学習方法

ループでは宇宙空間と地上からの太陽中性子同時観測観測をについて検討する。

行うための超小型衛星搭載用中性子 · ガンマ線検出器の開発を行っている。

観測 a13 放送静止衛星を用いた BS アンテナのビー
ムパターンの測定
政井 崇帆 (国立天文台 M1)

検出器は、多層プラスチックシンチレータバーと GAGG シ
ンチレータアレイで構成され、宇宙線が入射した時の飛跡を

3 次元的に捉えることができ、特に中性子とガンマ線を観測

近年、天文教育などで BS アンテナを用いた太陽電波の観測対象としている。プラスチックシンチレータバーのサイズはなど、天体の電波観測が行われている。そのほとんどは市販の4mm×4mm×64mm であり、これを 16 本 1 層として互い違い

BS アンテナを使用している。電波観測を行う際、アンテナのに 1 層ずつ組むことで計 256 本の 64mm×64mm×64mm の受信ビームパターンを含め、多くのパラメータが観測の精度に中性子検出器を構成し、 GAGG シンチレータ 12×12 アレイ

影響を与える。しかし、市販の BS アンテナは、本来強い電波の上部に配置する。またセンサ部には光電子増倍管とほぼ同源からの電波を受信するためビームパターンにほぼよらず、問等な機能を持つコンパクトな MPPC と呼ばれるシリコン半導

題なく使用できる。そのため、ビームパターンを精密に測定し体光センサーを利用し、シンチレータバーの両端から読み出ていないことが多い。BS アンテナを天体観測に用いる場合、すことにより長さ方向に位置分解能を持たせることができる。

天体の信号が衛星電波よりも弱く、かつ点源ではなく、構造を

約 670 にも及ぶ系統のセンサの読み出しは、低消費電力の集積持っている場合がある。この時、天体の電波分布とアンテナの回路 (ASIC) で行われ、ASIC からのデジタル化された信号はビームパターンがカプリングをするためビームパターンを理解

FPGA で処理される。現在、ASIC と FPGA を搭載した信号する必要がある。

処理ボードの要素試作モデル（BBM）を製作し、試験中であアンテナパラメータの測定に衛星電波を用いた測定があり、る。本講演では、我々のプロジェクトの概要を解説するとともビームパターンや反射鏡の表面誤差などの測定が可能である。

に、プラスチックシンチレータや GAGG シンチレータを信号

衛星電波を用いる利点として、アンテナ直径に比べて衛星まで処理 BBM で読み出した時の性能評価結果を報告する。

の距離が十分遠く、多くの場合点源とみなせる。また、衛星軌

1. Yu, X. X., H. Lu, G. T. Chen, X. Q. Li, J. K. Shi, and

道は精密に計算されており、静止衛星の場合、位置が変わるこ

C. M. Tan (2015), Detection of solar neutron events andとがなく、衛星を基準にアンテナを振って電波を受信すること

their theoretical approach, New Astron.

ができる。

2. Watanabe, K.Solar neutron events associated with large

本研究では、市販の Oﬀset feed 型の BS アンテナ (日本アン

solar flares in solar cycle 23 .

テナ CBS50A, 50cm) のビームパターンを測定した。放送静止Nagoya,University of

Nagoya,2005,Ph.D.thesis.

衛星 BSAT を電波源 (RCP, 12GHz) とした簡易的なアンテナ
受信ビームパターンの測定方法を確立した。観測に必要なアン

観測 a15 雷由来のショートバースト解明に向けた
DAQ システムのアナログ回路部の高速化と MPPCの応用検討の研究
久富 章平 (名古屋大学 X 線グループ (Ux 研) M1)

テナ、駆動機構および受信感度を記録する環境を構築した。評価するために、測定したビームパターンから半値幅を求め、4.1± 0.0 ± 0.2 度となった。理論値の 3.4 度と比較すると 21% のずれが生じた。ずれの原因には測定系の誤差、Oﬀset feed 型と自然現象である雷は、天然の粒子加速器であり雲中で静電場受信機ビームパターンとのカプリングなどが考えられる。

加速された電子が制動放射することによってガンマ線が出ると

本講演では、上記のビームパターンの測定手法と測定結果に言われている。Enoto.et.al 2017 より、雷由来のガンマ線にはついて発表を行う。

6

1s 未満の減衰時間のショートバーストがあり、これは雷放電に

本研究では SHWFS 装置を用いて、せいめい望遠鏡のシーイン同期した減衰時間が 1ms 未満の突発的な 10MeV ガンマ線と、グの測定を計画・実行し、得られた結果を従来の方式と比較検それが大気中の分子と光核反応を起こし、発生した中性子が中討した。結果、SHWFS を用いたシーイング測定では従来の方性子捕獲された際に放射される即発ガンマ線 (50 ms 程度) から式とほぼ同じ 1.5 秒角となった。本講演では SHWFS を用いたなると分かった。冒頭の突発ガンマ線は、人工衛星から観測さシーイングの測定方法、および測定精度のコルモゴロフ乱流をれている地球ガンマ線フラッシュ (TGF) と同種の放射が地上仮定した場合との比較について発表する。

に向かっていると考えられる。この場合その減衰時間が 100 µs

1. Martinez, P., Kolb, J., Sarazin, M., & Navarrete, J.

と短く、GROWTH 実験に使用された ADC では、遅すぎて有RAS, 421, 3019 (2012)

効に観測できない。本研究では、GROWTH 実験での DAQ シ

2. Yong Zhang, Dehua Yang, and Xiangqun Cui, Appl.

ステムのアナログ回路部を高速化改修することにより、カウン

Opt. 43, 729-734 (2004)

トできる電気信号の数を増やしかつパイルアップによるスペク
トルの乱れを防ぐことを目的とした。また、光電子増倍管に代観測 a17 太陽アクシオン探査のための TES 型 X 線
マイクロカロリメータの特性評価
八木 雄大 (国立研究開発法人 宇宙航空研究開発機
構 宇宙科学研究所 M1)

わり、小型 (∼6 mm) で動作電圧が小さく (∼ 40 V) で増倍率

(105 ∼ 106 ) が高く時間分解能も高い優れた光子計数デバイス
である MPPC(Multi-Pixel-Photon-Counter) の利用したさらなる多チャンネルの高速検出器の開発も検討している。将来的には超小型衛星を用いた宇宙からの TGF からの多点観測にも宇宙に広がる暗黒物質の存在はさまざまな観測結果から示唆

チャレンジしたいと考えており、その検討状況を報告する。

されているが正体は解明されていない。暗黒物質の候補として、量子色力学により存在が期待されている未知の粒子アクシ

1. Enoto et.al , Nature volume 551, pages 481–484 (23オンが挙げられており、我々はなかでも太陽内部で生成される

November 2017)

太陽アクシオンの探査を目的としている。太陽から放出されたアクシオンが 57 Fe に衝突し 14.4 keV の γ 線を放射するであろ観測 a16 せいめい望遠鏡における SHWFS を用いた
シーイング評価
円尾 芽衣 (京都大学 理学研究科 宇宙物理学教室

うことを利用し [1] 、吸収体に 57 Fe を用いた超伝導遷移端温度計 (Transition Edge Sensor; TES 型)X 線マイクロカロリメー
タの開発を進めている。TES 型カロリメータは吸収体に入射M1)した光子のエネルギーを熱に変換し、その際の急激な抵抗変化

我々の研究グループは、口径 3.8 m のせいめい望遠鏡の開として測定する検出器である。従来の半導体検出器では自己吸発・建設を行ってきた。国内という立地と東アジア最大の口径収などにより検出効率が数 % 程度と極めて低く、またバックグとを生かして、せいめい望遠鏡は系外惑星の直接撮像などを目ラウンドの影響により検出感度も悪かった [2] 。一方、TES 型

指している。系外惑星の直接撮像のためには補償光学を用いる

カロリメータは自己吸収した熱を検出するため検出効率を 87%

が、その装置開発のためには、観測所のシーイングを高精度でまであげ、高いエネルギー分解能により検出感度も大幅にあが求めることが重要である [1]。

ると考えられる。γ 線の吸収効率を向上させるためには吸収体

従 来 シ ー イ ン グ は Diﬀerential Imaging Motion Monitorの量を多くする必要があるが、量を多くするとエネルギー分解(DIMM) 装置での測定結果とコルモゴロフ乱流の理論モデ能の劣化に繋がる。また、超伝導薄膜を用いているため、強磁ルとから測定される。DIMM は一定間距離を開けた二つの望性体である 57 Fe の磁化により遷移温度や分光性能などに影響

遠鏡に見立てた開口からなる。ここに同一天体光を入射させ、を与える可能性がある。そこで我々は構造の最適化および磁化

星像の重心から大気の変動による揺らぎを計算できる。しかしの影響を検討するため、熱および磁気シミュレーションをおこDIMM の開口間距離が固定であり、コルモゴロフ乱流だと近似ない適切な基礎設計を構築した。その結果、100 × 100 × 5 µm3的に仮定するしかない点が問題である [2]。

の大きさの吸収体を用い、従来では TES に直接取り付けてい一方 Shack-Hartmann 波面センサ (SHWFS) 装置を用いると、た吸収体を、TES 本体から横へ 30 µm 以上離して取り付ける

コルモゴロフ乱流の仮定を置かなくてよいため、より高精度でことで、エネルギー分解能を劣化させず磁化の影響を排除でき

シーイングを測定できると考えた。SHWFS はまず平行光を稠ることがわかった [3] 。このような TES 型カロリメータの製作

密に設置したマイクロレンズアレイ (MLA) へ導く。MLA には初めてのため、実物の特性を評価する必要がある。我々は実より入射した光の波面はそれぞれ検出器上に結像するため、こ際に素子を作成し、超伝導遷移端における抵抗と温度の特性をれを DIMM の開口が一定間隔にたくさんある状態のものと見測定した。本発表ではその結果について議論する。

立てると、複数の開口間距離での揺らぎを求めることができる

1. S. Moriyama. Proposal to Search for a Monochromatic

ため、コルモゴロフ乱流を仮定しなくともシーイングを測定でComponent of Solar Axions Using 57Fe. Physical Re-

きる。

view Letters, 75:3222-3225, October 1995.
7

2. T. Namba. Results of a search for monochromatic so-に存在する大量の中性物質により吸収され、1 kpc 程度しか透

lar axions using 57Fe. Physics Letters B,645:398-401,

過できない。つまり、銀河面内の 1kpc 以内に M-band の強力

February 2007.

な線源が遍在することになる [2] 。従来の CCD を用いた観測

3. 前久景星. 太陽アクシオン探査をめざした TES 型マイク

では、エネルギー分解能が 120 , eV と低く特性 X 線の特定がロカロリメータの基礎的研究, 修士論文, 東京大学, 2018.

難しかった。
この問題に一石を投じたのが 1999 年に Wisconsin 大学の観測 a18 X 線マイクロカロリメータ動作のための極低温環境と読み出し系の構築
清水 里紗 (埼玉大学 宇宙物理実験研究室 M1)

Dan McCammon 研究室でおこなわれた観測ロケット実験 [1]である。このロケットには半導体サーミスタ型 X 線マイクロカ
ロリメータと呼ばれる検出器が搭載されている。これは X 線光子のもつエネルギーによる温度上昇を、半導体の大きな抵抗値

我々は次世代Ｘ線天文衛星搭載に向けたＸ線マイクロカロリ

変化として読み取る X 線分光検出器で、非常に高いエネルギー

メータの開発を行っている。Ｘ線マイクロカロリメータは、入分解能を誇る。このロケット実験においても 5-12 , eV という射した光子 1 つ 1 つのエネルギーをセンサー素子の温度上昇と高解像度を叩き出した。そして得られた結果は、M-band のほ

して計測する「温度計」であり、高い分光能力 (E/∆E ≥ 1000)

とんどは酸素由来の輝線である、という革新的なものであった。

を持つ。特に、広がった天体に対しても性能が劣化しないこと

だが、視野の狭さや観測時間の短さ、そしてノイズにより具から、将来のＸ線分光検出器の中でも注目されている。

体的な天体の特定には至らなかった。同研究室では衛星搭載もカロリメータの分光能力は動作温度に強く依存し、安定した極視野に入れてカロリメータの抜本的な改良をおこなっている。

低温環境下 (∼100 mK) で動作させることが必須である。我々

私は同研究室の研究員として、このカロリメータの改良に携

は、宇宙の微小重力環境下で安定した極低温環境を作るためにわった。主に X 線信号を増幅する回路を改良し、製作やノイズ

断熱消磁冷凍機 (ADR) の開発を行なっている。ADR は磁性評価を担当した。これにより、得られる X 線シグナルが埋もれ体に磁場を印加してエントロピーを下げ、断熱状態にした後にないために要請される低雑音を達成できることが分かった。

磁場を取りさって冷却を行う。我々は、ADR を自作し、安定

本発表では、現在 SXDB の解明のために進行しているプロな極低温環境の構築を目指している。センサー素子として、超ジェクトについて紹介するとともに、具体的な改良内容とその伝導と常伝導間の遷移端での大きな抵抗変化を温度計として用意義について概説する。

いる TES 型を用いている。TES 型は、定電圧で動作させることにより、素子の抵抗変化を微小な電流変化として読み取るこ

1. MCCAMMON, Dan, et al., The Astrophysical Journal,とができる。この微小な電流変化を読み出すため、電流計とし

2002, 576.1: 188.

て超電導量子干渉計 (SQUID) を用いている。

2. COX, Donald P. , Annu. Rev. Astron. Astrophys.,

我々は、自作した ADR の冷却性能の評価及び SQUID のノイ

2005, 43: 337-385.

ズ評価を行った。冷却性能評価では、最低到達温度の設計値∼ 250 mK には到達しなかったものの、500 mK までの冷却観測 b1 1.85m 電波望遠鏡搭載に向けた局部発振器
系による中間周波数帯への影響調査
横山 航希 (大阪府立大学 宇宙物理学研究室 M1)は可能となった。原因としては、極低温ステージへの熱流入が0.6∼0.9 mW と見積もり値よりも 15∼23 倍大きかったことが考えれられる。4 K ステージ上に置かれた SQUID のノイズは√IN = 1–10 nA/ Hz (周波数帯域 102 ∼ 105 Hz において) と

我々、大阪府立大学宇宙物理学研究室は長野県野辺山の国
立天文台宇宙電波観測所に設置されている口径 1.85m 電波望なり、外部電源からのノイズが支配的であった。 今後は、配線遠鏡を開発・運用している。主に星形成の母体となる分子雲を及び輻射による侵入熱の軽減や、外部電源を含めたグラウンド

トレースする基本的な分子である一酸化炭素の同位体 12 CO,

環境の整備を行なっていく予定である。

13

CO, C18 O(J = 2 – 1) の 3 輝線で、銀河面や主要な星形成領

観測 a19 SXDB の銀河内未知線源解明に向けた半導体サーミスタ型 X 線マイクロカロリメータ読み出し
系の改良
平野 航亮 (東京大学大学院理学系研究科物理学専攻

域の観測を精力的に行ってきた。現在、我々の望遠鏡をチリへ

M1)

雲が高密度な領域で CO の 2 つの励起線から、温度などの物理移設する計画が進行中であり、CO(J = 2 – 1) に加えて CO(J

= 3 – 2) の輝線やその他の微量分子を同時観測する、広帯域な受信機の開発を進めている。この広帯域同時観測により、分子量の解析誤差を減少させることができる。さらに、近年の観測

約 1keV 以下の X 線で見た宇宙背景放射（SXDB）には、30で分子雲の広域に分布されていることが指摘されつつある微量

年以上も議論されているにも関わらず未解決の謎が存在する。

分子の状態まで同時に観測することが可能となる。

X 線観測衛星の ROSAT で得られた SXDB のうち 0.4-1keV

現在の受信機では IF 帯域が 4 – 8GHz と狭帯域であるが、の M-band と呼ばれる帯域の強度は、活動銀河核などのローカ

近年の開発により IF 帯域が 4 – 21 と広帯域化されており、広ルな構造を除くとほぼ一様である。しかし、M-band は銀河面

8

帯域受信機ではこれを取り入れる (Kojima et al. 2017)。これ

観測 b3 赤外線高分散分光器 VINROUGE：セラミッ
ク製軸外し非球面ミラーの開発
木村 成美 (京都産業大学 M1)

によって、多輝線を同時に観測することが可能となるが、LO
信号が IF 帯域に混入してしまうことが懸念される。例えば、225GHz の LO 信号を出力する場合、6 x 3 逓倍の系を用いると、SG から 225GHz/18 = 12.5GHz の信号を出力する必要が京都産業大学の神山天文台では、宇宙の分子形成史を紐解あるが、IF 信号には 225GHz から 12.5GHz 離れた部分にス

き生命の起源を明らかにする上で重要な微弱な星間有機分

プリアスが発生する可能性がある。このスプリアスを確認する

子を高感度で検出することを目指した赤外線高分散分光器

ために、広帯域な常温評価系を用いて測定を行なったところ、

VINROUGE の開発を進めている。[1] VINROUGE は波長6 逓倍器でこれを確認することができた。現在は低雑音で広帯

域 2.1∼5.3µm のスペクトルを最大波長分解能 80,000 とこれま域な SIS 受信機を用いた 200GHz 帯の冷却評価系で IF 帯域にでにない高スループット 38% で取得可能な観測装置である。

混入するスプリアスを調査するとともに、対策案の検討を進め

同装置の光学系は、極低温環境下 (T∼35K) において準回折限ている。本講演では、1.85m 電波望遠鏡のチリ移設計画の概要

界の高い光学性能が要求されるが、一般に高精度の光学性能をと、LO 信号が IF 帯域に混入して発生するスプリアスの調査の実現するには、冷却時の温度環境によるミスアライメントや光経過を報告する。

学部材の熱歪等の影響を補償するための多くの時間と費用を要する。そうした問題を回避するため、我々は光学ミラー/ホ

1. T. Onishi et al. 2013, PASJ, 65, 78

ルダー/光学定盤のすべてをゼロ膨張材であるセラミック材・

2. T. Kojima et al. 2017, IEEE, vol. 7, No. 6

コージライトを用いるモノリシック反射光学系を同装置に適用することを提案している。その光学系の実現に向けて、発観測 b2 Small-JASMINE の星像の end-to-end シミュレーション
桶屋 誠人 (国立研究開発法人 宇宙航空研究開発機
構 宇宙科学研究所 M1)の製造技術の開発と製作した非球面ミラーの測定系の開発を

小型衛星 Small-JASMINE とは国立天文台が中心となってミラーと同コストで研磨できるという利点がある。まず、ロ2024 年の打ち上げを目指している主鏡口径 30, mathrmcm

ボット研磨の適用性を確認すべく、球面ミラー (R609.6mm，級、質量 400, mathrmkg 程度の赤外線位置観測衛星である。

ϕ76.2mm) の修正研磨を試験的に実施したところ、約 20 分間

Small-JASMINE のミッションの概要としては主に、(1) 可視の研磨で面精度 85.4nm(PV 値) を達成し、構造関数において光では観測困難であり未解決なことが多い銀河系中心核バルジ

も空間周波数 0.5∼100nm−1 の範囲で 2.8∼18nm(rms)(目標値

領域に対して、バルジ星およびディスクの星の視差と固有運動は＜ 9∼27nm(rms)) に収まる研磨が実現できていることが分を測定、(2) 位置天文パラメータをカタログとして世界同時公かった。測定系の開発においては、大型ミラーを市販の干渉計

開、(3) 銀河系探求を通じての銀河の形成と進化の解明である。

に取り付けて測定可能にする干渉システムの開発を行っていまたハビタブルゾーンの系外惑星の探査への利用も検討されてる。ミラーの自重による重力変形を避けるために縦型のタワーいる。

構造を基本とし、度々問題となる振動の防止機構や、あらゆる表者はロボット研磨法 [2] による高精度の軸外し非球面ミラー行っている。ロボット研磨とは産業用ロボットを応用した研磨方法で、軸外し非球面も含む高精度自由曲面ミラーを球面

Small-JASMINE では、指向観測での撮像を繰り返すことに焦点距離のミラーが測定できるように分解・伸縮が可能な機能よる位置天文観測を行う。位置天文学とは星の撮像観測を行を有している。発表では、研磨試験の詳細結果と測定タワーのい、その観測で得た天体の天球面上での位置の時間変動（時系特徴および性能評価結果までを紹介する。

列データ）とそこから導かれる年周視差と固有運動等の位置天1. Sarugaku, Y. et al. (2018) , Proc. SPIE, 10706, 107063P

文パラメータを供出する天文学の一分野である。しかし実際の

2. Tonnellier, X. et al. (2013) , Proc of LAMDMAP

星の年周視差の大きさは非常に小さいため、いかに高精度で測定できるのかが鍵となる（最終的に 20, mathrm, muas の精度

観測 b4 超長時間滞空気球に搭載する広視野ガンマ線イメージャの開発
峰 海里 (東京大学 カブリ数物連携宇宙機構 M1)を目標としている）。そのためには、衛星の歪みや不安定性などについて何がどれだけ問題になるかをシミュレーションで検討しなければならない。その一部を担当すべく私は望遠鏡が歪ん

我々は超長時間滞空気球に搭載する広視野ガンマ線イメー

でいる時にどのような PSF ができるのか、つまり衛星で天体を見ようとした時にどのように像がブレるのかの計算をおこなっ

ジャを開発している。

ている。本講演では理想的なレンズの場合と鏡に製造誤差、指宇宙 X 線・ガンマ線は地球大気により吸収されてしまうため、向のゆらぎがある場合について行ったシミュレーションの結果

観測装置は人工衛星や気球に乗せて高い高度へ運ぶ必要があを報告する。今後は温度ゆらぎなどの条件も検討しシミュレーる。気球はコストの低さ、準備期間の短さ、回収・改良の容易

ションを行う予定である。

さの点で人工衛星に優っている。我々は NASA で開発された

9

超長時間滞空気球の技術を用いて高度 30km で 1 ヶ月の飛翔観

チェンバー内にヒートシンクを設置し、その上にペルチェ素子、測を行うことを想定している。

アルミブロック、CCD の順で設置し冷却を行った。ヒートシ

この気球に搭載するガンマ線イメージャは、CdTe-DSD、そのンクには、チラーで外部から-20 ℃の冷 却水を循環させ、温度上に配置するコーデッドマスク、それらを囲むシールドで構測定には K 熱電対を用いた。ペルチェ素子は FerroTec 社製成される。CdTe-DSD は縦 32mm, 横 32mm, 厚さ 0.75mm のの 2 段式ペルチェ素子 2020/157/070B を用いた。ペルチェにCdTe 半導体の両面に、幅 0.2mm の Al と Pt のストリップ電

72W の電力を与えることで CCD 上面の最高到 達温度-74.6 ℃極が直交するように 0.25mm ピッチで 128 本ずつ配置したもを達成し、測定環境の改善により目標温度-80 ℃を達成する見ので、16384pixel を持つ。CdTe はバンドギャップが 1.44eV

通しがたった。

と比較的大きく、大規模な冷却機構を必要としない。コーデッ

観測 c2 CMOS イメージセンサの X 線分光性能評価
由比 大斗 (関西学院大学 M1)

ドマスクは半数のガンマ線を透過させ、残りを遮蔽するような穴が空いており、検出器の像とマスクパターンの相関を計算することで、より高精度の位置特定を可能にする。シールドは宇はじめに現在から 56 年前に日本の「あすか」衛星で初めて宙空間を飛び交う高エネルギー陽子、背景放射、大気で生成さX 線 CCD による撮像分光が実現して以降、X 線 CCD は X 線

れた 2 次ガンマ線等によるノイズを除去するためのもので、今天文分野において標準検出器となっている。しかし X 線 CCD

回は鉛等の原子番号の大きい物質で検出器を囲うことにした。

は信号電荷を転送するのに数 sec 程要するため、時間分解能

シールドの厚みがあるほどノイズの遮蔽効果は大きくなるが、に乏しく，非常に明るい天体を見ることはできない。そこで、気球への積載重量・体積に制限があるため、できる限り軽量化・

X 線 CCD と同等の空間分解能を持ち、また X 線 CCD に比コンパクト化する必要がある。

べて 1000 倍程度良い時間分解能を持つ可視光用の CMOS イ

我々はモンテカルロ法を用いて、気球への搭載条件という制約

メージセンサに注目した。近年、読み出しノイズが 1 2e-と非の下、高い分解能が得られるようなコーデッドマスクの位置・常に低ノイズな CMOS イメージセンサが開発された。本研究

シールドの形状・配置の計算を行いながら、そのような検出器

では可視光用 CMOS イメージセンサのエネルギー分解能と検を製作中である。さらにその性能評価のため、検出器から離れ出効率を調べ、X 線 CCD に代わる観測装置としての可能性をた位置に数 10keV の強度の異なるガンマ線を放射する非密封検証する。実験と解析実験は Andor 社製の ZylasCMOS を用

線源を複数配置し、そのイメージを撮影することで線源をどのいて行なった。線源は、Fe55(Mn-K α,Mn-K β)、Co57(Fe-K

程度分離できるのか確認することを計画している。

α,Fe-K β)、Cd109(Ag-L α,Ag-K α) を使用した (括弧内は今回は装置製作の詳細及び性能評価の詳細について述べる。

線源から放出される X 線の種類)。線源は受光面から約 0.5cm
離れた場所に設置し、露光時間 0.05s、フレームレート 1fps で観測 c1 ペルチェ素子を用いた X 線 CCD 冷却システ
ムの構築
鎌田 恭彰 (関西学院大学 M1)

97 フレームのデータを取得した。取得したデータを Python を用いて分析し、スペクトルを作成し、エネルギー分解能を求めた。また、イベント数から、検出効率も求めた。

我々は、超小型衛星 ORBIS 搭載される CCD 素子冷却シス

観測 c3 太陽観測ロケット実験 FOXSI-3 用両面スト
リップ CdTe 検出器の性能評価
長澤 俊作 (東京大学 カブリ数物連携宇宙機構 M1)テムの開発を行っている。
現在、宇宙には他の銀河と衝突を繰り返すことによってあらゆる大きさに成長してきた銀河が存在している。しかしこの成長のメカニズムは現代物理学では説明できない部分が存在し、太陽、それは地球から最も近い恒星であるが、依然としてその一例に 銀河中心に存在すると言われる大質量ブラックホー

謎も多い。例えば光球の表面温度 6000 K に比べ太陽コロナはル (BH) の衝突合体がある。このメカニズムを解明するために

100 万 K とはるかに高温であるが、現在観測されている全ての超小型衛星 ORBIS の開発が首都大学東京を中心に行われていフレアのエネルギーではコロナの加熱に必要なエネルギーの一る。ORBIS の目的 は 2 つの BH が連星を成し回転している部しか説明できていない。しかし、これまでの観測感度以下の状態にあるバイナリブラックホール (BBH) と呼ばれる天体の

ナノフレアが高頻度で発生していれば、これを説明できる可能探査である。ORBIS の観測対象波長域は X 線であり、観測機性がある。

器として X 線 CCD が用いられ る。しかし、X 線 CCD には

そ こ で 、硬 X 線 帯 域 に お い て か つ て な い 感 度 で 太 陽 を 観

X 線が入射していない状態でも流れてしまう温度依存性を持つ

測 し 、ナ ノ フ レ ア の 痕 跡 を 探 し 出 す こ と を 目 指 し た の が電流が流れる。よって、精度の高い観測を行うには CCD の冷

FOXSI(Focusing Optics X-ray Solar Imager) ロケット実験

却は不可欠である。本衛星の素子の冷却 には小型衛星ゆえの電であり、これまで 2012 年、2014 年、2018 年と３回の打ち上げ力の制限を考慮し、ペルチェ素子を用いる。

に成功している。この 2018 年の FOXSI-3 実験のために、我々本研究では、衛星搭載レベルの冷却システムの構築を目的との研究室では、これまでで最も微細な 60 µm のストリップピッした実験を行った。本実験では 10 − 3Pa 程度の真空に引いたチを持つテルル化カドミウム半導体の両面ストリップ検出器

10

(CdTe-DSD) を新たに開発・性能評価を行った。その結果 60

JAXA オフィシャルサイト

keV のピークで半値幅 1.2 keV と高いエネルギー分解能を実現

観測 c5 LiteBIRD 衛星に搭載する超伝導検出器の試
験システム開発
加藤 晶大 (総合研究大学院大学高エネルギー加速器科学研究科 M1)した。また、複数のストリップにまたぐイベントの処理によってピッチ幅以下 50 µm 程度の位置分解能を確認した。その一方でこれまでには見えてこなかった検出器の新たな性質が発見された。CdTe 半導体では電子・ホールの移動度が低いために電荷収集効率に深さ依存性が現れるが、それでは説明出来ない

宇宙初期を記述するインフレーション理論を検証するため

陽極における低エネルギー側へのテール構造が見られたのであに原始重力波を観測しようとする野心的プロジェクトが複数る。また、原因不明のカウント数、エネルギー分解能の低下が存在している。インフレーション理論が正しいとすると、原始認められるピクセルの存在も明らかとなった。以上の性質を説

重力波による時空のゆがみによって宇宙マイクロ波背景放射

明できるモデルを構築し、検出器応答関数として反映すること(CMB: Cosmic Microwave Backgroud) に B-mode 偏光が生が重要である。

じる。この B-mode 偏光の観測が、最も感度の高い原始重力波

本講演では FOXSI-3 実験、CdTe-DSD の概要に加え、新たなの検出方法である。地上でも CMB の観測実験は行われている

モデル構築のために行っている解析の現状について述べる。まが、大気によるノイズや大気中の水蒸気が CMB を吸収してした、100 µm 程度の微細な pinhole を使った追加撮像能力試験

まうこと等の困難がある。そこで、より高感度な CMB 観測のを実施し、その結果についても述べたい。

ために観測衛星 LiteBIRD が提案された。LiteBIRD は宇宙科学研究所により戦略的中型 2 号機に選定され、2027 年頃の打1. E. N. Parker. Nanoflares and the solar x-ray corona.

ち上げを予定している。

The Astrophysical Journal, Vol.330 (1988)
2. S. Krucker et al. The Focusing Optics X-ray Solar Im-

LiteBIRD に搭載する予定の超伝導転移端センサー（TES）

ager (FOXSI) :instrument and first flight. Proc.SPIE,

ボロメータは、宇宙線の入射による影響を受ける。これをでき

Vol. 8862 (2013)

るだけ低減する特別なデザインのセンサーが現在日米の共同で

3. K. Furukawa et al. Development of 60 µm pitch CdTe

開発されつつある。実験室で宇宙線の影響を直接評価すること

double-sided strip detectors for the FOXSI-3 soundingは頻度が少なすぎて現実的ではない。そこで、レーザーを照射

rocket experiment. Nucl Instrum Methods Phys Res A,するシステムを考え、その開発を行なっている。本講演では、Vol. 924, (2018)

開発するシステムの概要と、開発の初期段階として実施する常温で動作するシリコンストリップ検出器を用いた性能試験につ観測 c4 JAXA54m アンテナ用 20GHz 帯 ヘテロダイ
ン受信機の周波数 利得 雑音設計
高比良 拓馬 (関西学院大学 M1)

いて報告する。

観測 c6 画像認識を用いた超新星の検出
浜崎 凌 (甲南大学 宇宙理論研究室 M2)

20GHz 帯 で は 水 メ ー ザ ー (22.235GHz) や ア ン モ ニ ア

超新星爆発の瞬間を観測する超高視野突発天体サーベイの(23.695GHz-25.056Gz 帯) の分子スペクトル線を観測するこ

プロジェクトが、20[deg 2 ] の視野をもつ木曽観測所の Tomo-eとができる。活動銀河核 (AGN Active Galactic Nuclei) の水

Gozen カメラを用いて行われる。そのプロジェクトの一環としメーザーの分子スペクトル線から銀河間の距離を決定し、ハッて、毎晩数時間おきに夜空を巡回して観測し超新星爆発の瞬間

ブル定数を求める事が主な目的である。またブラックホールのを捉えようとしている。撮影された画像に対して以前撮影され質量、AGN の構造もわかる。本研究では 2017 年度まで国土た同じ領域の画像との差分をとることで、その時刻間で発生し地理院が保有していた、つくば 32m 望遠鏡の 20GHz 帯受信機

た超新星を迅速に見つけ出すことができる。しかし実際には、を解体し、関西学院大学で再設計し再構築したものを 2020 年

差分処理がうまくできなかった天体や宇宙線などの Artifact 天

度に JAXA54m アンテナ（GREAT）に搭載し、試験観測を開体も写ってしまい、超新星を含めたこれらの天体の数は一夜あ始する予定である。そこに至るに当たって、受信機の再設計がたり 2 × 104 天体も見つかる。これらの候補の中から人の目に必要であり、本研究のヘテロダイン受信機の役割は天体からの
電波の増幅

周波数変換

よる超新星の発見をサポートするために、画像認識を用いて超分光解析である。これまでにこれら新星の候補を選出する開発を進めている。画像認識を行うため

３つのプロトタイプの設計と開発を行った。これらの概説と今には学習器に学習させる超新星の画像データを数万天体用意

後、搭載に向けた課題の報告を行う。

する必要がある。そこで、試験観測された大量の恒星の画像か

1. 粉川慶太 筑波大学博士前期課程修士論文 (2010)

ら得た統計的な光の拡がりを元に人工的な超新星の画像デー

2. 中井直正 坪井真人 福井康雄 宇宙の観 II-電波天文学
シリーズ現代の天文学

第 16 巻タを作成し学習データとした。Tomo-e Gozen カメラは、84
チップの CMOS センサーで構成されており、画像内の天体の(2009)

3. 深宇宙探査用地上局プロジェクト GREAT PROJECT

写り方などの検出特性がぞれぞれの chip で異なる。そこで特11

性を考慮するために、各 chip ごとに学習器の作成を行った。
学習を行いテストデータによる評価を行ったところ、最大で飯塚 悠太 (東北大学

天文学専攻 M1)

地上の望遠鏡にとどく天体からの光は、地球表面を覆う大気

AU C = 0.994、T P R = 97.2[%] のとき F P R = 1.2[%] という層のゆらぎの影響を受け、像がぼやけてしまう。その影響を除結果を得ることができたことにより、一夜あたり 2 × 104 から去し、シャープな星像を得るのが補償光学装置の役目である。

∼ 102 天体まで候補を絞ることを可能にすることができた。

補償光学装置では、ガイド星からの光の波面を高速の波面セン

1. Mikio Morii, et al., Machine-learning Selection of Op-

サで計測し、大気ゆらぎの変動がないとみなせるタイムスケー

tical Transients in Subaru/Hyper Suprime-Cam Survey

ルのうちに、光路中の tip-tilt mirror(TTM) や可変形鏡を作動(2016)

させ補償を行う。現在稼働中の補償光学システムのほとんどが

2. Guillermo Cabrera-Vives, et al., Deep-HiTS: Rotation

近赤外線観測に特化しているが、我々は、可視光領域での補償

Invariant Convolutional Neural Network for Transient

光学を狙っている。本研究では、補正システムの内、TTM ルー

Detection (2017)

プに関してどれだけ高速の補償が可能かを調べるためにボード線図を用いて評価を行った。
大気ゆらぎの変動の速さは、ゆらぎの平均的な大気流速度

観測 c7 補償光学系を用いた大気ゆらぎの高さ分布推定法の開発大金 原 (東北大学 天文学専攻 M2)v(風速) が、フリード長 r0 (その範囲内で地上に到達した波面は平面波とみなせる範囲) を通過する時間 τ = r0 /v で表現される。また、フリード長は r0 ∝ λ1.2 という波長依存性がある。

我々はすばる望遠鏡において、レーザートモグラフィ補償光

TT mirror は大気ゆらぎでぼやけてしまう像の低次の補償を学（Laser Tomography Adaptive Optics; LTAO）と呼ばれる担っており、波面補正の精度にも影響を与える。TT mirror の補償光学を採用することで可視光領域（波長 700nm）での補償制御は 1/τ [Hz]、つまり λ の 1.2 乗に反比例する速度で制御の光学を実現する計画を進めている。可視光領域で高い空間分解

ループを回す必要がある。補償光学が適用できる波長範囲を可能が得られるようになることで、z ∼ 1 付近の銀河の面分光観視領域に広げるためには、より高速にループを回すことが重要

測を、強い吸収線を用いて行うことができるようになり、星形である。

成銀河における薄い円盤形成の現場や AGN によるガスのアウ

観測 c9 鹿児島大学 1m 望遠鏡用可視光 2 色同時撮像装置の開発
川本 莉奈 (鹿児島大学 M1)

トフローの観測が可能となる。LTAO では、複数のレーザーガ
イド星を用いることでこれまでの単一のレーザーガイド星では測定することのできない大気ゆらぎの影響を測定し、大気ゆらぎの高さ分解（トモグラフィ推定）をすることで、波面測定精

我々は近赤外 3 色同時撮像装置 (以下、赤外カメラ) と併用で度を向上させ可視光領域での補償を可能にする。しかし、補償

きる、可視光 2 色同時撮像装置 (以下、可視カメラ) を開発して光学におけるトモグラフィ推定は、数十秒角という小さな離角いる。

で打ち上げられた 3-4 個のレーザー星の情報から大気の構造を望遠鏡によって集光した光線を、ダイクロイックミラーを用推定する必要があるため、情報の縮退度が大きな、悪条件の逆いて赤外線と可視光線に分け、分けた光線のうち可視光線を可問題となる。そこで、大まかな大気ゆらぎの高さ分布の情報を視カメラに入射させる。更に、可視カメラの中にもう 1 枚の取得して先験情報として与えることがトモグラフィ推定にとっダイクロイックミラーを配置し、光線を g′ band(0.48 µm) とて重要となる (Neichel et al. 2009)。

i′ band(0.77 µm) に分け、2 台の CCD を用いて赤外カメラとTokovinin (1998) において提案された、MASS(Multi Aper-

同時に撮像する。

ture Scintillation Sensor) と呼ばれる方法では、1 つのレーザー使用する CCD(1024 × 1024pixel) の 1 画素のサイズは 24星の明るさ変動（瞬き、シンチレーション）を 1kHz 程の高い時µm であり、赤外カメラと同等の視野 (10.5 分角) と、ピクセル

間サンプリングで、複数の開口形状で観測することで大気ゆらスケール (0.62 秒角/pixel) を実現するためには、有効焦点距離

ぎの高さ分布を推定できる。これまでは専用の小型望遠鏡（直を 1m 望遠鏡の本来の焦点距離 12 m から 8 m に変換する必要

径 15-20cm）で実践されてきたこの手法を、大型望遠鏡の補償がある。また、リッチー・クレチアン光学系がもつ像面湾曲を光学系に搭載されているシャックハルトマン型波面センサー

補正し、視野全面においてシーイングリミットとなる空間解像を使って実践することにより、補償光学を用いた観測と同じ方度を実現する必要がある。

向の大気ゆらぎの高さ分布を取得できると考え、手法の開発を

本研究では、ダイクロイックミラーによる非点収差が最小に行っている。本ポスターでは手法の開発状況を報告する。

なるようなウェッジ角度や配置、及び、補正レンズ系の材質や形状、配置などの設計を行った。シミュレーションの結果、視観測 c8 補償光学装置における Tip-Tilt mirror 制御の評価

野全面において g′ band では RMSradius 7.40 µm(0.19 秒角)、i′ band では RMSradius 14.1 µm(0.36 秒角) のスポットが実現できている。今後、更により良い光学設計の探索、及び、外装

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の機械設計、撮像素子冷却方法の検討などを行う予定である。

方向を推定する。IACT の観測においては陽子などのハドロン

本講演では可視カメラの光学設計、及び光学性能の評価につがバックグラウンドになる。高エネルギーのハドロンは大気にいて報告する。

入射すると原子核との強い相互作用により中間子を生じる。特に、崩壊寿命が 10−16 秒ほどである π 0 中間子は即座に崩壊し観測 c10 近赤外線撮像分光装置 SWIMS のための面
分光ユニット SWIMS-IFU の開発
櫛引 洸佑 (東京大学大学院理学系研究科天文学専攻てガンマ線を放射する。これも電磁シャワーを生成しチェレン
コフ光として観測される。IACT でのハドロンの検出頻度はガ
ンマ線の 1000 倍以上であるため、このバックグラウンドを精M2)

度良く除去することが重要である。ガンマ線とハドロンによる

SWIMS は東京大学がチリのアタカマ高地チャナントール山

シャワー像の大きな違いはその広がりである。ガンマ線による頂に建設中の TAO6.5m 赤外望遠鏡に搭載される近赤外線撮像

電子対生成に比べてハドロンと原子核から生じる π 0 中間子の分光装置である。近赤外線波長域 0.9∼1.45、1.45∼2.5µm の二持つ横方向の運動量が大きいことからハドロンはガンマ線に比つの波長帯について二色同時に広い視野 (ϕ9 分角) での撮像もべて広がったシャワーを作る。この特徴を用いてガンマ線とハ

しくは最大約 30 天体のスリット多天体分光ができる仕様で、昨ドロンを弁別することが可能になる。本発表ではガンマ線とハ

年度国立天文台ハワイ観測所すばる望遠鏡で両モードのファー

ドロンが大気に入射してからチェレンコフ光を放射するまでのストライトを行った。

物理過程の違いを示した後、その違いがいかに観測されるチェ

SWIMS-IFU はその焦点面に挿入することで面分光モード

レンコフ光像に違いを生むかについて定量的な議論を行う。

を追加する光学ユニットである。SWIMS 内での保管スペース

1. CTA-Japan Consortium. Cherenkov Telescope Array 計

やロボットアームでのハンドリングの観点から非常にコンパ

画書 (2014)

クト (170 × 220 × 60mm3 ) で軽量 (<900g) である必要がある

2. A.M.Hillas. Cherenkov light images of EAS produced

ため、非常に複雑で細かな形状の鏡面を製作しなければならby primary gamma rays and by nuclei(1985)

ない。さらに各鏡面について形状誤差 P-V=100nm、表面粗さ

RMS=10nm という高い精度を達成する必要がある。そこで我々は近年精度が向上しナノメータースケールでの制御が可能となった超精密切削加工に着目した。試験加工の結果、この手法で必要な平面、球面、楕円面鏡について要求精度が達成されることが確認されたので、今回光学素子の一つであるスリット
ミラーアレイの本加工を行った。本講演では製作が完了したス
リットミラーアレイの評価結果と今後の計画を報告する。

1. Y. Kitagawa et al. Proc. of SPIE 9151 91514P (2014)
2. Y. Kitagawa et al. Proc of SPIE 9912 991225 (2016)
3. Y. Kono et al. Proc. of SPIE 10706 107063F (2018)

観測 c11 IACT におけるガンマ線観測のバックグラ
ウンドとその物理過程
阿部 日向 (東京大学 宇宙線研究所 M1)
宇宙には熱的放射では説明できない GeV-TeV 領域のガンマ線を伴う高エネルギー現象が存在する。昨今の観測技術の発達により観測が可能になり、人類の新しい宇宙への扉が開かれようとしている。地上からガンマ線を観測する方法に解像型大気チェレンコフ望遠鏡 (IACT) による観測がある。IACT は現行のもので MAGIC、HESS、VERITAS があり、2016 年より次世代型として CTA の建設が進められている。
宇宙から飛来したガンマ線が大気中の原子核と電磁相互作用をすることで、電子・陽電子対生成、制動放射によるガンマ線の放射が繰り返され、電磁シャワーを生じる。電子や陽電子が大気中の光速を超える場合にチェレンコフ光が放射される。IACTはこれを検出することによってガンマ線のエネルギーや到来

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