南極テラヘルツ干渉計向けた開発
Development for Antarctic THz Interferometry
宇宙観測研究室 D1 小関知宏
共同研究者:松尾宏(国立天文台)、江澤元(国立天文台)、丹羽綾子(筑波大学)

2023年度、第２回TCHoU構成員会議・成果報告＆交流会 2023/12/18

宇宙史研究センターウェブサイトより

電波天文における観測

出典:NASA

天体による電磁波の放射
原子 or 分子のエネルギー構造
分子雲の場合✓ 分子の振動・回転✓ 黒体放射✓ 準位間の遷移✓ ゼーマン効果等

Ishii et al. (2014)

輝線・連続波の観測
星や銀河誕生の仕組みを探る
星、銀河の進化の過程を探る

電波天文における観測
単一鏡

干渉計

野辺山45m望遠鏡

ALMA(口径12m×54台、口径7m×12台)
Credit: X-CAM / ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)

Credit:AN Tao et al./Nature Astronomy

電波天文における観測スペース望遠鏡
赤外線天文衛星「あかり」

JWSTとハッブル宇宙望遠鏡

Credit:JAXA

Credit: GSFC

電波望遠鏡の現状

角度分解能=観測波長
望遠鏡の口径 𝐨𝐫 望遠鏡同士の距離

大気の窓

地球上の大気の透過率(H. Yang et al.2010)

テラヘルツ領域で高角度分解能の観測が実現されていない→南極テラヘルツ干渉計

南極の観測条件➢標高が高い昭和基地➢気温が低い－20 ℃以下
水蒸気量が低く安定している

ドームふじ(3800m)アタカマ (緑) と南極高地 (青) の水蒸気量の変化(Michael G. et al. 2015)
出典:国土地理院発行南極大陸図

南極での観測-単一鏡観測南極地域観測第X期6か年計画（2022年度―2027年度）

Honda et al.受信機ワークショップ2023

観測対象• CO(J=4-3) 461 GHz• [CI](3P1-3P0) 492 GHz

南極30 cm 望遠鏡(Ishii et al. (2014) )南極での観測-干渉計観測30 cm望遠鏡2台で観測を行う
周波数:500 GHz
2台目の製作：2024年度～
輸送等：2026年
観測：2027年～

観測方法• 電波干渉計• 強度干渉計(後述)

観測周波数• 500 GHz帯
将来的に1.5THzへでも観測予定

電波干渉計について
干渉計の特徴距離の離れた複数の望遠鏡を１つの大きな望遠鏡できる干渉計でイメージングするために必要な情報• 相互相関関数• 遅延時間• 基線長

分解能が低いとき(Dが小さいとき)Credit:NAOJ

分解能が高いとき(Dが大きいとき)電波干渉計について
干渉計の特徴干渉計でイメージングするために必要な情報

距離の離れた複数の望遠鏡を１つの大きな望遠鏡できる• 相互相関関数• 遅延時間• 基線長

分解能が低いとき(Dが小さいとき)θ

基線長D

遅延時間を用いて天体の方向を決定する分解能が高いとき(Dが大きいとき)強度干渉計Intensity ∝ (Amplitude)²• 大気の位相変動に強い⇒ 長い基線長で有利• 直接検出器を使える⇒ 量子雑音によらない高感度の観測が可能⇒ SIS 光子検出器遅延時間の決定
先行研究例(右図:ezawa et al.2015)• 野辺山(ヘリオグラフ)での実験 (17GHz)• 朝、昼、夕の3回実施→(b):測定から得られた遅延時間→(c):地球の自転から計算された遅延時間との差実験室でSIS光子検出器を用いて遅延時間を測定する

Hanbury-Brown et.al (1974)

強度干渉計Intensity ∝ (Amplitude)²• 大気の位相変動に強い⇒ 長い基線長で有利• 直接検出器を使える⇒ 量子雑音によらない高感度の観測が可能⇒ SIS 光子検出器
遅延時間の決定先行研究例(右図:ezawa et al.2015)• 野辺山(ヘリオグラフ)での実験 (17GHz)• 朝、昼、夕の3回実施→(b):測定から得られた遅延時間→(c):地球の自転から計算された遅延時間との差実験室でSIS光子検出器を用いて遅延時間を測定する

(a)

(b)
Hanbury-Brown et.al (1974)
Hanbury-Brown et.al (1974)(c)

SIS光子検出器 VS ヘテロダイン受信機
10-14● ヘテロダインの量子雑音
Quantum Limit
10-16
Atmospheric Limit

10-17

10-18
Cosmic Background Limit
10-19

大気による雑音:実線
破線:3倍の量子雑音
点線:CMB(宇宙観測II.2020)

NEP [W/√Hz](approximate value)

𝑇QL = ℎ𝜈/𝑘 [𝐾] = 150 K @ 3THz
– 𝑛 = 𝑘𝑇QL𝐵/ℎ𝜈 = 𝐵 [photons/s]● 直接検出器のリミット
NEP = 10-19 W/Hz0.5, B =100 GHz– TRX = NEP / (2k B0.5) = 10 mK– Background vs. Quantum limit~ 4 orders10-15

実験室での実証試験に向けて実験装置の外観

検出器

クライオスタット内部実験目的✓ 強度相関を観測✓ 遅延時間の測定✓ 開口合成実証実験に向けた光学系
干渉計として基線長を変更可能な光学システ
ムの開発• 対称な光路• 基線長を変更可能

検出器

軸外し放物面鏡(76.2 mm)

平面鏡

設計・製作

移動ステージ

光路:平面鏡8枚、軸外し放物面鏡2枚、球面鏡1枚最小・最大基線長→移動ステージに依存
基線長 : 103 mm – 503 mm
分解能: 最大4’

16

開発課題
 アンテナ口径:10m
 観測周波数:1THz

 帯域幅:100GHz

課題• SIS光子検出器は0.8Kで動作させる• SIS光子検出器の出力インピーダンスが高い

 電波強度:1Jyと仮定した時、単位時間あたりに受信機に入るエネルギー→ 7.85 × 10−14 J/s
光子1つのエネルギー→

6.6 × 10−22 J

単位時間あたりに入射する光子数は7.85×10−14𝟖~𝟏𝟎𝐩𝐡𝐨𝐭𝐨𝐧/𝐬𝐞𝐜
6.6×10−22これより、1光子信号を時間分解能できる速度としてSIS光子検出器の動作を𝟏𝟎𝟗 /𝐬𝐞𝐜=1GHzとして製作している。

SIS光子検出器のリーク電流（Ezawa et al. 2019)

開発課題:読み出し回路の高速化
detector
1GHz>MΩ手法
2段のソースフォロワ回路を用いてインピーダンス変換を行う
ソースフォロワ回路の特徴• 出力インピーダンスが小さい

source follower
1GHz～50Ω

SiGe LNA

𝑅out ≈•

1𝑑𝐼d, 𝑔m =𝑔m
𝑑𝑉gs

ゲインがほぼ1(信号の損失が少ない)

𝐺=

𝑉out
𝑅𝑔m=
≈𝟏
𝑉in
1 + 𝑅𝑔m

FETの選定・評価

Oscilloscope

Vbias

~MΩ

Vd1

JFET

Vd2

HEMT

SIS photon
detector

SiGe LNA
Vs1• 低温で動作実績のある2種類を選定
GaAs JFET(Fujiwara et al.2004), GaAs HEMT (FHX35X)• FETの𝐼d − 𝑉gs特性の評価およびゲート容量の測定

Vs2

FETの特性GaAs JFET
𝑉d (V) 𝑉gs (V)𝑅out (Ω)

Power (μW)

1.0𝟓. 𝟏𝐤

4660

GaAs HEMT
𝑉d (V) 𝑉gs (V)𝑅out (Ω)

Power (mW)

40

2.0𝟓𝟒

5.9

GaAs JFET(0.8 K)
140drain current(μA)

120
100
80

0.25-0.20

20

ゲート容量

0-1-0.8 -0.6 -0.4 -0.2

00.2

Vgs(V)

1𝑑𝐼d
𝑅out ≈, 𝑔m =𝑔m
𝑑𝑉gs

0.4

GaAs JFET : 21 fF
GaAs HEMT: 380 fF

回路の動作速度
回路の動作速度11𝑓==~80 MHz
3−152𝜋𝑅𝐶 2𝜋 × 5.1 × 10 × (380 × 10 )光子を個々に観測することは難しい
解決策
初段からの出力インピーダンスを下げるFETの実装
HEMTのゲート容量を下げるの実装
光の入射量を制限する

遅延時間の決定精度は？
−1310(s)100秒の積分時間では強度干渉計での遅延時間は観測に有効まとめ
南極でTHｚ領域の高角度分解能の干渉計観測を目指す
実験室で強度干渉計を用いた遅延時間の測定
手法:SIS光子検出器＋高速の読み出し回路による強度の相互相関を利用

今後の予定
 実験室で遅延時間の測定
 2台目の30 cm望遠鏡の製作