－8－【特 集：第 10 回 最新の天文学の普及をめざすワークショップ＠ALMA、チリ】

ワークショップ＠ALMA

三つの講義
高畠規子（株式会社リブラ）ンは、私が一番頭を使ったところです。干渉1. はじめに
今回で 10 回目を迎えた「最新の天文学の普及を目指すワークショップ（WS）」。

計がどのような経緯で考え出され、そこで得られたデータからどうやって、アルマのプレ移動に時間がかかるため、講義そのものはスリリースに見られるような美しい画像が得

例年の WS に比べると、極端に少なく三つだられるのか？私たちが天文普及の場で説明すけでしたが、知りたがりの私たちの質問にもる際にも、一番悩みそうな部分とあって、多丁寧に答えてくださり、とても内容の濃いもくの質問が飛び交いました。解像度が口径にのとなりました。参加した私たちだけがその比例し波長に反比例する法則から、実は電波恩恵を享受するのはあまりにももったいない

望遠鏡には同じ口径の可視や赤外の望遠鏡よので、ここで、講義内容についてまとめ、ごりも極端に解像度が悪くなってしまう、とい

報告したいと思います。

う弱点があります。これを克服するために考えられたのが、干渉計というシステムです。

2. 講義 1 「アルマとは何か？」

複数の望遠鏡を遠く離して設置することで、トップバッターは、国立天文台チリ観測所その間の距離を口径とした電波望遠鏡に匹敵長の長谷川哲夫さんです。長時間のフライトした解像度が得られるのです。次に、干渉計でようやくチリにたどり着いた翌日、合同アでとられたデータをどのように画像にするのルマ観測所サンチャゴ中央事務所にて、カラか？については、「 どんな景色も三角関数の重マに発つまでの午前中の時間を有効利用したね合わせで表現することができる」というフ講義です。

ーリエの考え方に基づいているとのこと。景

テーマは、タイトルからもわかる通りアル色を三角関数の形で表したものをフーリエ成マに関するオーバービューで、「 ①電波で見る分といい、フーリエ成分が得られれば、逆に、宇宙」「②干渉計って何だ？」「③アルマ望遠もとの風景を再現することができるのです。

鏡」「④伝えたいこと」と、内容を四つに整理二つのアンテナで空に描いた干渉縞で天体をしてお話しいただきました。

なぞると、「 天体の姿の強度分布と干渉縞の掛

まず、「①電波で見る宇宙」では、電波と光で見るものの違いについてご説明いただきました。電波も光も電磁波で観測する、という点では同じですが、波長によって見ている温度は異なるため、違うものを見ることになります。
かなり単純化して言うと、光や赤外では「高温のすでに誕生した天体」を見るのに対し、電波（ミリ波、サブミリ波）では「低温の天体の材料となるガスや塵」を見るのです。
次に、「②干渉計ってなんだ？」のセクショ

図1

天文教育 2015 年 1 月号（Vol.27 No.1）

長谷川さんの講義

ワークショップ＠ALMA 三つの講義－9－算」の形でデータが得られるので、天体の景一つの計画として進めようという流れになり、色のフーリエ成分を測定し、逆変換して天体2001 年 4 月、ついに日米欧の共同開発でプの景色を得ることができるのだそうです。しロジェクトを進めるという決議書に署名がなかし、実際に画像にするには、一つのフーリされました。ところが、この最初の段階で建エ成分だけではなく、たくさんの種類のフー設予算が承認されなかった日本は大きく出遅リエ成分が必要です。そのためには、アンテれました。プロジェクトは日本が参加しなくナの距離をいろいろに変えて何度も観測しなても成り立つ内容に修正され、予算がついたければなりません。ところが、アルマ望遠鏡

米欧の二者のみでスタートしました。なんとは沢山のアンテナがあるので、その沢山の 2か研究開発予算だけはついた日本では、アン台の組み合わせで、一度の観測で多数のフーテナ開発を続けつつ参加の形を探っていまし

リエ成分がとれます。具体的には、欧米 12mた。そして、2004 年に日本でも建設予算が承アンテナ 50 台によって 50×49÷2＝1,225 通認され、晴れてプロジェクトに参加となったり、日本の 7m アンテナ 12 台によって 12×のです。しかし、この最初のつまずきにより、

11÷2＝66 通り、併せて 1,291 通りものフー日本の分担は全体の 4 分の 1 となりました

リエ成分が同時にとれます。ここにアルマが（実は、アルマの観測時間は、全体の 100％

これまでの電波観測に比べて極めて短時間でから場所を提供しているチリの取り分 10％

良質のデータを得られる秘密があったのです。 をのぞいた 90％を、貢献度によって配分して次の「③アルマ望遠鏡」のセクションでは、います。その結果、東アジアの配分は 22.5％

アルマ望遠鏡建設の経緯について詳しくお話と米欧の 33.75％に比べて少なくなっていましいただきました。もとになる大規模電波干す）。

渉計計画は、もっと高い解像度でもっと高いともあれ、国際アルマ天文台を「NRAO（ア

感度で観測したい、という学問的要請から持メリカ国立電波天文台）」「ESO（欧州南天文ち上がりました。さらに、天体誕生の現場を台）」「NAOJ（日本国立天文台）」の三つの組観測するために、電波の中では波長の短いサ織が支え、さらにそれを北米、ESO 加盟 15

ブミリ波での観測が不可欠です。しかし、サか国、東アジアのコミュニティが支えるといブミリ波は大気、特に水蒸気での吸収が激しう組織構図で、ついに、2013 年 3 月 13 日、く、乾燥していて標高の高い場所でしか観測待望の開所式を迎えたのです。

できません。とはいえ、高い山の頂上のようこの講義の最後のセクションは「④つたえな場所では、広い場所が確保できないため、たいこと」というタイトルでした。プロジェ

たくさんのアンテナを離れた距離に配置するクトを通して達成された「本当の国際化」、今ことはできません。つまり、最初の困難は建も続く「世界に通用する人材の育成」そして、設場所探しでした。中国の奥地からインドは圧倒的なパワーを持つ観測機器と観測データカシミール高原、果ては南極に至るまで候補を再配布するユーザーフレンドリーなシステに挙がった挙句、見つかったのがこのチリのム。ここでのお話では、アルマが単に高性能チャナントール高原だったのです。実はこのな観測装置だから、先進的なのではなく、こ時期、日本、アメリカ、ヨーロッパで、まっこに至るまでに交わされた道のりそのものや、たく独立に三つの大型干渉計建設計画が進行

アルマ望遠鏡の運営理念自体が、今後の未来していました。情報交換や議論を重ねるうちにおける天文学、ひいては科学の発展においに、1998 年くらいから三つの計画をまとめてて、きわめて重要な存在である、という長谷天文教育 2015 年 1 月号（Vol.27 No.1）

－10－【特 集：第 10 回 最新の天文学の普及をめざすワークショップ＠ALMA、チリ】

川さんの思いが、ひしひしと伝わってくるも体を干渉計で観測することの裏返しで、わかのでした。っている信号（アルマの場合 104GHz）をホログラフィータワーから発信し、アンテナで3. 講義 2 “How Does ALMA Work”

受け、2 次元の絵を作ってフーリエ変換する

二つ目の講義は、「 アルマの観測装置についことでアンテナの形状を知るというもの。こて」という題で、チリ観測所助教の浅山信一

こから、鏡面を支えている多数のねじの一本郎さんに講演頂きました。会場は、アルマ山一本に対する調整量をリスト出力します。そ麓施設です。

して、最終的には、このリストをもとに、マ

アルマの観測システムは、アンテナから先ンリフトにのったエンジニアが、なんと手作をおおざっぱにいうと、以下の構成で成り立業でねじ調整をしていきます。アルマのアンっています。

テナの信じられないほど高い仕様を満たして① アンテナで受けた信号を受信するフロンいるのは熟練の職人技だったのです。もちろん、温度変化や姿勢の変化による、重力変形

トエンド＝受信機② 信号を変換する AD コンバータ

については構造解析によって、温度変化に対③ 各アンテナから来た信号を集めて計算すしてはモデルを作って測定解析して、あらかじめ織り込み済みだそうです。

る相関器④ すべてのアンテナを同期して動かすための基準信号系⑤ アルマの膨大なデータを処理するためのコンピュータやサーバー
ここで、浅山さんが強調されたのは、「出来合いの既製品で間に合うようなものはひとつもなく、装置もソフトウエアもすべて新規に開発されたものである」ということです。
さて、まずは、アンテナの説明です。アルマ観測所には日米欧 3 種類の 12m アンテナとアタカマコンパクトアレイ（モリタアレイ）

図2

浅山信一郎さん （豊増伸治さん撮影）につかわれている 7m アンテナ、全部で 4 種類のアンテナがあります。3 種類の 12m アン

鏡面調整の方法がわかったら、次はポイン

テナのデザインは異なりますが、すべて厳しティングのお話です。電波望遠鏡においてもい要求仕様を満たしています。具体的には光学望遠鏡の光軸合わせに相当する作業が当① 熱や風による変形を抑えられる補正技術然必要です。これは、仰角方向と方位角方向② 理想的な放物面からの誤差（12m で 25について多数の指向精度器差パラメータを求μ以下、7m で 20μ以下）③ 太陽観測のために（副鏡が燃えないよう）鏡面を適切に処理めて行います。その際、アンテナの構造に起因するパラメータは同架の光学望遠鏡で、光学ポインティングで、電波の光軸に関するもといったことがあげられます。
鏡面の状態を知るには、電波ホログラフィー法という方法を使います。これは、実は天のは電波ポインティングでおさえます。これによって最終的には全天で 1.5”以下を実現しています。

天文教育 2015 年 1 月号（Vol.27 No.1）

ワークショップ＠ALMA 三つの講義

次に、アンテナのフロントエンドは受信機－11－

だアルマのソフトウエアシステム も日米欧です。受信機の仕組みを大雑把にいうと、で分散開発されました。これによって、コン① アンテナで集光した電波を楕円ミラーでトロールルームからすべてリモートで、アンテナを制御し、基準信号を制御し、変換され受ける。
② 楕円ミラーから跳ね返った電波をホーンた信号を処理する…ということが同時に行われているのです。

で受け取る。
③ ミキサーで基準信号と合わせ、天体と基準信号の差分を取り出す。

最後に、アルマにおける観測手法について。
アルマの観測する電波においては、可視光に④ 差分を増幅して受信機の外に取り出す。

おける補償光学に相当するものは、水蒸気ラということになります。

ジオメータによる位相補正です。大気の層にしかし、宇宙からくる非常に弱い電波を検存在する水蒸気の塊による位相のずれを、水出するためには、損失なく、かつ、余分なノ蒸気をモニタする 183GHz の受信機で監視すイズを避けられるものでなければなりません。 ることで、位相を補正します。また、視野がそのため受信機は、直径 1m の冷却装置の付狭いというアルマの弱点は、モザイク観測にいたデュワーのなかに納められており、超伝よってカバーします。効率が悪いようですが、導を用いた増幅器を使っています。デュワー

そもそも、アルマのシステムは非常に感度がは 3 層構造になっていて、段階的に真空引き高いため、観測時間が従来よりも非常に短くによって冷却され、受信器のある最上部はマ済むため、銀河などの大きな面積をもつ天体イナス 270 度まで冷やされているのです。の観測も可能になっています。

ひとつのデュワーの中には、Band1 から講義の最後を浅山さんは次のような言葉でBand10 までの受信機が納められていますが、 まとめました。
この開発は、完全に国際分業で行われました。

『アルマについては、そのすべてが前例の日本が担当したのは、Band4 （150GHz）、ない新規開発でした。開発の各段階でさまざBand8 （500GHz）、Band10 （900GHz）のまな人が集まり、その時にできる最高の仕事3 種類。そして、開発されたコンポーネントを一人一人がしてきました。
「 大の大人がそこを一つにして冷却試験を行い、性能を測るたまでやるか」これは、長谷川さんの言葉です

めの受信機センターが、アメリカ、ヨーロッが、「やった」からこそ、アルマ観測所はできパ、台湾に作られました。各所で分担して性たのです。それは現在でも続いています。だ

能評価を行って、確実に動くと評価されたもから今日もアルマ望遠鏡はきちんと動き、すののみ、アルマ現地へと運ぶという方法でス

ばらしい成果を続々と私たちに届け続けていケジュールに間に合うように、開発が進めらるのです。』

れたのです。

私たちの矢継ぎ早の質問にも一つ一つ丁寧

さて、いよいよ、得られた信号から天体のにお答えいただきながらの浅山さんの講義は、絵を作るための段階になります。この役目をあまりにも面白く、時間を大幅にオーバーし負うのが相関器（コリレーター）。アルマには、てしまうほどの熱のこもったものでした。

欧米が製作した 12m アンテナ用のものと日本が製作した 7m アンテナ用という 2 種類の4. 講義 3 「アルマ望遠鏡の最新成果」

相関器があります。さらに、アンテナ制御、講義の最後は、チリ観測所助教の平松正顕

観測制御、データ解析、観測所運用まで含んさんによるアルマ望遠鏡による天文学的成果

天文教育 2015 年 1 月号（Vol.27 No.1）

－12－【特 集：第 10 回 最新の天文学の普及をめざすワークショップ＠ALMA、チリ】についてです。先の浅山さんの講義への私たの審査員による審査を経て優先順位が決まり、ち参加者の食いつき具合（？）をみて、プレ貢献度で割り振られた日米欧チリのスリリースされている内容だけでは不十分、“Highest Priority”つまり、“最高優先度観と平松さんが配慮されたのか、「 実際の天文学測”枠（以下、HP と省略）に収められてい者がどういうデータを見ているのか？」といきます。枠は研究者の国籍ではなく所属研究う説明からお話は始まりました。測光観測を組織の所在地に依存します。この枠に入らなしたことがある人ならわかりますが、もちろい国の組織の研究者は、北米の枠の中にオーん最初のデータは、アンテナが受け取ったエプンスカイという誰でも使える枠が少しだけネルギーを数値化したものを時間に対して並あるので、ここを狙うことになります。HPべたものです。観測データは複数のアンテナとなった観測提案については、日米欧の地域から来たたくさんのデータを足し合わせて求センターでまず「望遠鏡セッティング指示書」

めますが、周波数分解能が高いアルマでは周が作られ JAO（Joint ALMA Observatory）波数方向の点数も多くなり、ひとつの観測デに送られます。これをもとに、JAO で天体のータが 100GB に上る場合もあるため、専用位置やアンテナの配置などを考慮して観測計のソフトウエアが開発されたそうです。次の画が立てられますが、例えばすばる観測所な段階で、観測天体だけのデータを取り出し、どでは 1、2 か月先まで綿密な計画があるの周波数方向を横軸に時間方向に足し合わせしに対して、アルマは天候などの条件によってて SN を上げることで微弱な電波からスペクフレキシブルに入れ替えられます。これは、トルを取り出し、フーリエ変換にかけてプレ観測の内容によって、ベストな条件が必要なスリリースや論文で使われるような画像にもものとそうではないものがあるためで、観測っていくのです。具体的に、各段階でのグラ提案の優先順位によるものではありません。

フを提示しながらの説明だったのでとてもわ

そのため、HP になったとしても、自分の観かりやすかったです。

測がいつ行われるのかわからないので、観測自体は研究者ではなく、JAO のスタッフが行います。観測で得られたデータは JAO や地域センターのスタッフによって品質保証のためのデータ解析が行われ、品質が満たされていない場合は追加観測を行うなどの判断がなされます。つまり、フーリエ変換で絵やスペクトルの形になって初めて、研究者の手元にデータが届くので、干渉計や電波観測のエキスパートでなくても、アルマを使って研究することは可能なのです。さらに 1 年たつとデータは公開されて、登録者の誰でも使えるよ

図3

平松正顕さん

うになります。このように蓄積されたさて、データ処理の経過が頭にはいったと

Delivery List に掲載されているデータは、現ころで、次は、アルマでの観測計画がどのよ

在およそ 530 天体。観測提案者とは別の視点うに組まれるのかというお話です。世界中かから一つのデータを使うこともありますから、ら集まった観測提案は、世界中の 70～80 人

時には同一のデータから 5 本以上の論文が出

天文教育 2015 年 1 月号（Vol.27 No.1）

ワークショップ＠ALMA 三つの講義－13－ることもあるそうです。もちろん学生が使う天体からくる光は赤方偏移によって引き延ばことも可能なので、卒論や修論のネタとしてされていますが、黒体放射の特性によって、全国の大学の研究室でどんどん使ってほしいミリ波サブミリ波の領域ではほとんど暗くなとのことです。

らないため、より遠方の銀河を見ることがででは、具体的にアルマ望遠鏡では何が見えきます。次に、アルマはその高い解像度で、120pc 先の原始惑星系円盤をすっぽり 1 視野るのでしょうか？
代表的なものとしてまず、星間塵があげらの中に収め、地球軌道くらいまでの細かさをれます。星間物質のおよそ 1％を占める星間見ることができます。つまり、②の星／惑星塵は、分子と分子の出会いの場として非常に系の形成～系外惑星の多様性や、惑星形成期重要です。希薄な星間雲の中で分子同士が出のガス雲の状態を探るのに最適の望遠鏡なの会う確率は非常に低いですが、塵の表面で動です。最後に③においては分子輝線の観測かいている分子なら出会って化学反応を起こしら、さまざまな物質の存在比や、分子雲の温てより複雑な分子となることが可能なのです。 度や密度、さらにドップラー効果からガスの星間ガスもまた、ミリ波・サブミリ波の得意運動の様子などを求めることが期待されてい分野です。この範囲には「分子輝線の森」とます。

いわれるほど、多種多様な分子の輝線が存在

ここからは、プレスリリースされた結果をしていて、それをとらえることで、星間ガス一つずつ解説していただきました。紙面の都の物理状態や化学状態を知る手がかりになり合もありますので、タイトルとプレスリリーます。つまり、アルマと可視観測を組み合わスの日付のみ列挙いたします。

せることで恒星本体と恒星を作ったガスや塵を同時に見ることが可能になるのです。しか「124 億光年先の銀河の成分調査」（2012/6/12）

も、アルマはすばる望遠鏡やハッブル宇宙望遠鏡をしのぐほどの圧倒的な視力とこれまで「遠方の爆発的星形成銀河の観測」の電波望遠鏡の 100 倍の感度を誇っています。
つまり、より暗い天体を細かいところまでみ（2013/3/14）「ダストに埋もれた銀河の“人口調査”」（2013/5/31）

ることができるのです。そうしてもたらされた最初の科学成果が「フォーマルハウトを取「宇宙の巨大天体ヒミコ」（2013/11/22）

り巻くリング」でした。電波望遠鏡とは思え「円盤銀河も衝突銀河から」 （2014/9/17）ない高い解像度で得られた画像はハッブル宇「爆発的星形成の終焉の原因に挑む」

宙望遠鏡がとらえた姿と合成してもなんら違（2013/7/25）

和感のないものでした。この成果に裏打ちさ「ガンマー線バースト母銀河で分子ガスを初れたアルマの性能は、次の三つの宇宙の謎に検出」

挑むことを期待されています。

「惑星誕生領域の化学組成に迫る」「①銀河の誕生」「②星/惑星系の誕生」そして、「③宇宙での物質進化」です。

（2014/6/12）（2014/2/13）「原始惑星系円盤の高解像度観測」

まず①については、星でできた銀河ではな（2014/11/6）

く、星の材料になっている星間物質の塊を見「惑星のへその緒」（2013/1/4）

ることで、爆発的に星を作っている時代の昔「外縁惑星の起源に迫る」（2014/1/17）の銀河を見ることができます。また、遠方の「惑星の現場に糖を発見」（2012/8/29）

天文教育 2015 年 1 月号（Vol.27 No.1）

－14－【特 集：第 10 回 最新の天文学の普及をめざすワークショップ＠ALMA、チリ】「年老いた星の不思議な渦巻き模様」

人の講師の方と、今回の WS を企画運営して（2012/10/11）

くださった天文台スタッフの方々に、ここで「超新星で作られた塵を発見」 （2014/1/7）

改めて、お礼申し上げます。本当にありがとうございました。

5. おわりに以上、長くなりましたが、今回の WS で行われた講義の内容をまとめました。先にも述べましたが一方的に拝聴する講義はひとつもなく、休憩時間の間にも質問にお答えいただ
くような活発なやり取りによるものでした。
平松さんにおきましては、チリでは時間が足りなくなり、日本に帰ってからの報告会の高畠 規子

場で補講までしていただいたので、今回の内non@libra-co.com

容にも一部含めました。講義と講義の準備のために、大切なお時間を割いていただいた 3

アルマ山麓施設での記念写真（川村晶さん撮影）

天文教育 2015 年 1 月号（Vol.27 No.1）