2022 年第 52 回 天文・天体物理若手夏の学校

観測機器分科会集録集

■ 謝辞2022 年度天文・天体物理若手夏の学校は、基礎物理学研究所を始め、国立天文台、光学赤外線
天文連絡会、理論天文学宇宙物理学懇談会、天文教育普及研究会、日本天文学会からのご支援により成り立っております。事務局一同厚く御礼申し上げます。
観測機器分科会2

■ index
観測 a01

川下 紗奈

1.85m 電波望遠鏡搭載受信機のさらなる高性能化に向けた開発

観測 a02

知念 翼

超広帯域 (6.5 ‒ 12.5 GHz)Turnstile OMT の開発

観測 a03

小関 知宏

テラヘルツ強度干渉計の光学システムおよび読み出し回路の開発

観測 a04

丹羽 綾子

南極テラヘルツ強度干渉計の試験観測に向けた 1.5 THz 光子検出器の開発

観測 a05今村 千博

遺伝的アルゴリズムによるパラボラ構造最適化手法の実装

観測 a06

中野 覚矢

ミリ波補償光学 (MAO) の実現に向けた波面センサの開発と実証

観測 a07加島 颯太

将来の太陽観測に向けた高精度 Wolter ミラーの研究開発

観測 a08

安福 千貴

太陽観測ロケット実験 FOXSI-4 搭載用高角度分解能 X 線望遠鏡の開発

観測 a09浦部 蒼太

中央大学 40cm 可視光望遠鏡の恒星フレア自動追観測システムと分光性能

観測 a10根本 登

可視光測光望遠鏡 CAT を利用した増光検知システムの構築

観測 a11

井出 善心

恒星フレアの Hα 輝線を検出する 25cm 自動望遠鏡の開発

観測 a12青木 悠馬

X 線分光撮像衛星 XRISM 搭載 CCD 検出器における Goﬀset のシミュレーショ
ン

観測 a13

榧木 大修

CMOS イメージセンサ IU233N5-Z の X 線性能評価と偏光検出の可能性

観測 a14

宮川 陸大

受光面積向上を目指した超伝導転移端型 X 線マイクロカロリメータ Au マッシュ
ルーム型吸収体の開発

観測 a15太田 瞭

太陽アクシオン探査に向けた TES カロリメータの開発と評価

観測 a16

梶間 勇吹

TES 型 X 線マイクロカロリメータのための超伝導磁気遮蔽シールドの開発

観測 a17c 講演へ

観測 a18

辻 雪音

GEO-X 衛星に向けた MEMS X 線望遠鏡への原子層堆積法を用いた Pt 成膜

観測 a19

村川 貴俊

GEO-X 衛星に向けた迷光防止用コリメータの開発

観測 a20後藤 初音

可視光・形状測定による Lobster Eye Optics のアラインメント調整

観測 a21

末岡 耕平

全天 MeV ガンマ線観測衛星 AMEGO におけるコンプトン再構成アルゴリズムの研究

観測 a22

難波 宏樹

水チェレンコフ検出器アレイによる最高エネルギー宇宙線観測

観測 a23

杣津 萌

弾性体モデルを用いた画像データ同士の滑らかで高精度な接続手法の研究

観測 b01

野曽原 千晟

45m 電波望遠鏡搭載観測用準光学型周波数フィルターの開発

観測 b02米山 翔

野辺山 45m 電波望遠鏡搭載多ビーム受信機の開発

観測 b03

亀山 晃

水沢 VERA20 m 望遠鏡への搭載に向けた 90◦ Hybrid Coupler Power・Dividerの開発

観測 b04抱江 柊利

6.5-12.5GHz 帯同軸導波管変換の開発と TRL 校正

観測 b05河邉 圭寿

次世代 X 線天文衛星用 SOI ピクセル検出器の評価システムの構築

観測 b06
観測 c01

講演キャンセル
山口和馬

MEMS 技術を用いた超軽量 X 線望遠鏡の開発

3

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観測 a011.85 m 電波望遠鏡搭載受信機のさらなる高性能化に向けた開発
大阪府立大学大学院 理学系研究科
川下 紗奈

4

2022 年度 第 52 回 天文・天体物理若手夏の学校

1.85 m 電波望遠鏡搭載受信機のさらなる高性能化に向けた開発
川下 紗奈 (大阪府立大学大学院 理学系研究科)

Abstract
我々の研究室では、野辺山宇宙電波観測所に設置している口径 1.85 m の電波望遠鏡を開発・運営してきた。
この望遠鏡では、銀河系に存在する分子雲に対して主に一酸化炭素を用いて広帯域観測を行っている。これまでに 230,345 GHz 帯に存在する CO 同位体 6 輝線 (J = 2-1,3-2) の同時観測を目指し、プロトタイプの広帯域マルチプレクサなどを用いてファーストライトに成功した (Masui et.al. 2021)。現在は、マルチプレク
サおよび受信機システムのさらなる性能向上に向けて改良を進めている。その開発項目として、(1) 受信機
システムの低雑音化、(2) マルチプレクサの全ての出力に広帯域 SIS Mixer を接続すること、(3) 両偏波化の 3 つを挙げている。低雑音化に関して、マルチプレクサは 3 つのダイプレクサからなる回路であり、現在搭載しているプロトタイプでは LO 周波数に対する汎用性を高めるため、3 つの異なるブロックでダイプレ
クサ 1 つずつを製造している。そのため、回路的に不要な線路長が存在し、その不要な線路による損失は回路全体の挿入損失の 40%を占めている。そこで我々は、受信機の低雑音化のために LO 周波数を固定することで 1 つのブロックで製造するマルチプレクサの一体型化を進めている。HFSS での電磁界解析の結果、現状では、不要な線路をプロトタイプから 30-50%程度削減した設計が得られている。また、現在の受信機において 230 GHz 帯では、IF 帯域が 4-8 GHz の SIS Mixer を用いて周波数変換を行っている。今回、さらなる広帯域化として、我々の観測周波数帯に最適化した、RF 帯域 210-375 GHz に広帯域 IF(4-21 GHz) を持
つ SIS Mixer を 230,345 GHz 帯の両方に搭載することを検討している (小嶋他 日本天文学会 2021 年秋季年会)。両偏波化に関しては、広帯域な円偏波分離器の開発を進めており、円偏波分離器を構成する各回路では良い特性が得られている。本講演では、上記の一体型マルチプレクサや広帯域 SIS Mixer 受信機の開発状況について報告する。

1

背景

測に成功し、これまでよりもより詳細な物理情報を得ることができるようになった。現在はこの広帯域

星形成過程の解明のため、星のもととなる様々な受信機のさらなる高性能化に向けて受信機システム

分子雲の温度や密度構造などの物理状態を調査するの改良を進めている。

ことは非常に重要である。分子雲は、主成分が無極性分子の水素分子である上、10 K 程度と低温である
ために、可視光や近赤外線の領域で電磁波を放射し

21.85 m 電波望遠鏡ない。そこで、水素分子の次に存在量が多く、その量1.85 m 電 波 望 遠 鏡 は 主 に 、ア ン テ ナ 部 分 、光が水素分子の量とほぼ比例する一酸化炭素分子の同学系、受信機、分光計、計算機で構成される。主位体を観測対象とされている。従来から 12 CO、13 CO

鏡 と 副 鏡 を 用 い て 集 光 さ れ た 電 波 は 、複 数 枚 の、C 18 O などの一酸化炭素同位体のミリ波帯・サブミ

平 面 鏡 や 楕 円 鏡 で 構 成 さ れ る 光 学 系 を 経 て 、受リ波帯における、回転遷移による分子輝線の観測が

信 機 の horn ま で 導 か れ る 。受 信 機 で は 、導 波

行われてきた。我々の研究室では、野辺山宇宙電波観管型のマルチプレクサを用いて周波数分離を行測所に設置している口径 1.85m の電波望遠鏡を用いったのちに、SIS Mixer(Superconductor-Insulator-てこれら 3 つの CO 分子輝線を観測し、広域マップ

Superconductor) で 周 波 数 変 換 を 行 う。こ の SISを作成してきた。2020 年には、230, 345 GHz 帯に存Mixer は、超伝導状態を利用したミクサであり、非在する CO 同位体 6 輝線 (J = 2 − 1, 3 − 2) の同時観

5

2022 年度 第 52 回 天文・天体物理若手夏の学校
常に微弱な観測電波の周波数変換を低雑音で行うこ4一体型マルチプレクサの開発とができる。そして、SIS Mixer で周波数変換後、中間周波数系 (IF 系) にて強度増幅し、さらに周波数変周波数フィルタとは、90 度の位相差を用いて強度換することで 0-2 GHz まで周波数を落とし、分光計

を 3 dB ずつに分配する Branch Line Coupler(BLC)へ入力している。受信機の大きな特徴としては、出と任意の周波数帯のみ通過させる Band Pass Fil-

力 IF 帯域に制限がある SIS mixer 前でそれぞれ周波

ter(BPF) を組み合わせることで周波数分離を行う

数分離を行うことにより、230,345 GHz 帯に存在す回路のことである。以下に示すように、入射する電る CO 同位体 6 輝線の同時観測が可能となっている。 波が BPF の帯域内かそうでないかによって出力する
さらに、導波管コンポーネントによってサイドバン port を分離することができる。
ド分離を行うため、受信機のチューニングが容易であることや、高いサイドバンド分離比を維持できることが利点である。
図 2: BPF の通過周波数を入射したとき

図 3: BPF の帯域外周波数を入射したとき
マルチプレクサは 3 つの周波数フィルタからなる
図 1: 1.85 m 電波望遠鏡

回路であり、現在搭載しているプロトタイプでは LO
周波数に対して汎用性を高めた 3 つの異なるブロックでダイプレクサを製造している。そのため、回路3的に不要な線路長が存在し、その不要な線路による受信機の高性能化

損失は回路全体の挿入損失の 40%を占めている。低現在搭載中の受信機のさらなる高性能化として、 雑音化には、初段 HEMT までの損失低減は不可欠(1) 受信機システムの低雑音化、(2) マルチプレクサ のため、この不要な線路を削減する必要がある。その全ての出力に広帯域 SIS Mixer を接続すること、 こで我々は、受信機の低雑音化のために一体型マル(3) 両偏波化の 3 つを挙げている。今回は特に、低雑 チプレクサの開発を進めている。プロトタイプでは音化のためのマルチプレクサ開発と、その全ての出 20 mm のブロック 3 つで構成していたが、LO 周波力に広帯域 SIS Mixer を接続した際の受信機構成に数を固定することで 20 mm 以下のブロック 1 つで製ついて述べる。低雑音化に関しては、現在のプロト造することを検討している。以下にマルチプレクサ

タイプのマルチプレクサにおける不要な線路の削減を構成する周波数フィルタの単体のモデルとシミュによる低損失化を検討している。また、広帯域 SIS

レーション結果を示す。300 GHz 帯周波数フィルタにMixer の出力 IF が 4-21 GHz であることから、マル

関しては、現在最適化を進めている段階であるので、チプレクサで 4 帯域に分離後の 4 つの IF 系において200 GHz/300 GHz 帯分離周波数フィルタと 200 GHz

広帯域化が必要となる。

帯分離周波数フィルタの結果のみ示す。
現時点で不要な線路をプロトタイプから 30-50%程度削減した回路設計が得られており、一体型の最適化も進めている。

6

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5

広帯域 SIS Mixer 用いた受信機の構成
現在の受信機において、230 GHz 帯では IF 帯域が4-8 GHz の SIS Mixer を用いて周波数変換を行っている。今回我々は、観測周波数帯に最適化した、RF
帯域 210-375 GHz に広帯域 IF 4-21 GHz を持つ SIS

Mixer を 230,345 GHz 帯の両方に搭載することを検討している。これにより、原理的には 210-375 GHz
帯で 4-21 GHz 幅の 4band を観測できることになる。
そこで、現在の受信機構成では、230 GHz 帯では IF系の帯域が 4-8 GHz のため、IF 回路を組み直す必要
図 4: 200/300 GHz 帯分離周波数フィルタのモデルがある。現在検討中の受信機システムのブロックダと特性

イヤグラムを図 7 に示す。
一体型multiplexer

広帯域 SIS mixer

port4

B7
Diplexer

RHCP
LHCP
位相遅延器 OMT[GHz]
325 375

port3
300 325

B6/7
Diplexer

[GHz]

port2
B6
Diplexer

240 275

[GHz]

port1
210 240[GHz]

図 7: 受信機システムのブロックダイヤグラム
分光計へ入力可能な帯域幅は 2 GHz であるため、

4-21 GHz の IF 帯域のうち、観測周波数を含む 2 GHzごとに分離しする必要がある。そのため、IF 帯域を
ダイプレクサで 2 帯域に分離した後、230 GHz 帯、345 GHz 帯の 12 CO、13 CO、C 18 O が 2 GHz 幅に含

図 5: 200 GHz 帯分離周波数フィルタのモデルと特性

まれるように周波数変換を再度行って分光計へ入力する。

6

まとめと今後広帯域受信機の低雑音化に向けて、不要な線路をプロトタイプより 30-50%削減した、よりコンパクトなマルチプレクサを設計した。今後は、このマルチプレクサを製造後、Vector Network Analyzer を用
いて性能を確認し、広帯域 SIS mixer に接続して冷却評価を行う。そして実際に 1.85 m 電波望遠鏡に搭
載し、システム雑音の評価を行う。

図 6: 一体型マルチプレクサの解析モデル

7

2022 年度 第 52 回 天文・天体物理若手夏の学校

Reference
Masui et al. 2021, PASJ,vol73,1100-1115
小嶋崇文, 他, 2021, 日本天文学会 2021 年秋季年会

8

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観測 a02

超広帯域 (6.5 ‒ 12.5 GHz)Turnstile OMT の開発
大阪公立学大学院 理学研究科
知念 翼

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超広帯域 (6.5–12.5 GHz) Turnstile OMT の開発
知念 翼 (大阪公立学大学院 理学研究科)

Abstract
日立・高萩 32m 鏡では従来観測してきた 6.7 GHz に加え、2019 年に初検出された 6.2, 7.6, 7.8, 12.2 GHz
メタノールメーザーも観測することで、大質量星に関する新たな知見を得ようと試みている。これを受け、我々は日立・高萩 32m 鏡へ搭載予定の 6.5–12.5 GHz 帯の受信機の開発を行なっている。その中の受信機コンポーネントとして導波管直交偏波分離器 (OMT) があり、上記のような導波管限界に近い広帯域な性能を達成するために Turnstile 型の OMT を開発した。設計した OMT のシミュレーション結果は目標帯域で反射損失が 22dB 以上の結果を得ており、実測結果でも ∼20 dB の結果を得ている。

12Introduction

Design and Fabrication

大質量星形成過程に付随することが知られている
Input:φ28.17mm

6.7 GHz メタノー ルメーザーに加え 2019 年に突発的な質量降着率増大に伴い初検出された 6.2, 7.6, 7.8,
Output:23.8✖11.9mm

12.2 GHz のメタノールメーザーを観測し、大質量星
周囲の温度、密度環境などの時間変化を捉えること

Tower

E-bendで大質量星形成に関する新たな知見を得ることが期

H-bend待される。我々はこれを受け、帯域 6.5–12.5 GHz、

Combiner

比帯域 ∆f/fc にして 63%(∆f: 周波数幅、fc: 中心周波数) と導波管限界 (導波管では一般的に TE10 呼ばれるモードで電波を伝搬させる。周波数 f によりTE10 が発生する導波管サイズが決まり、その 2 倍の周波数 2f では TE20 と呼ばれる 高次モードが発
図 1: 設計した Turnstile 型 OMT生する。導波管限界とは TE10 が発生する周波数から 高次モード TE20 が発生するまでの比帯域 (2f-f)/(3f/2)×100≃66% のことを指す。) に近い受信機

図 1 は今回設計した Trunstile 型 OMT である。この開発を行なっており、その中の導波管コンポーネの OMT は Tower, E-bend, H-bend, Combiner の 4ントとして直交偏波分離器 (OMT) がある。

種類のパーツにより構成されている。円形導波管に入電波望遠鏡のさらなる発展のために、受信機には観力された直交偏波はまず tower により水平偏波 (Hpol)

測効率の向上や低損失かつ広帯域な受信機コンポーと垂直偏波 (Vpol) により分離され、各偏波はそれぞ

ネントの開発が求められている。特に OMT を用い

れ E–bend、H-bend を通り Combiner により再結合ることで直交偏波を水平・垂直偏波へとそれ ぞれ分けされる。OMT の入力円形導波管サイズは ϕ28.17 mm
ることができ、2 倍の情報量を取得するこができる。 で出力矩形導波管サイズは 23.8×11.9 mm である。
低損失 として知られる導波管 OMT には、Double

この OMT は 3D 電磁界シミュレータ (Ansoft 社
Ridge 型や Turnstile 型がある。Double Ridge 型の の High–Frequency Structure Simulator[HFSS]) を
比帯域が 50% 前後が限界であるのに対し、Turnstile 用いて、各パーツの反射が小さくなるように設計・最型は比帯域 60% 以上と導波管限界に近い比帯域 を適化を行なった。反射を抑えることは低損失なコン達成できる。

ポーネントを設計する上で重要であり、低反射の基準102022 年度 第 52 回 天文・天体物理若手夏の学校としては反射-20 dB を下回っているかが基準となる

Combiner にそれぞれブロックを分割して製造し、各ことが多い。反射-20 dB が意味するのは、入力されパーツをネジ締結することで OMT 製作した。このた信号に対する反射の損失が 1%であることを示す。 製造方法のメリットの一つとして、各パーツ単体でTower の中心部は直交偏波分離する部分であり、そ の実測を行うことができる。
の構造が OMT の性能を決める。そのため Tower の中心部の構造は正方形、ピラミッド型そして多段円筒型などの多くの種類が考えられてきた (図 2)。中で3も多段円筒型を採用作用した Turnstile OMT では比
帯域 66%にわたり低反射を達成できることが知られている。今回設計する OMT の目標比帯域は 63%であるため、tower の構造は多段円筒型を採用した。そのシミュレーション結果は図 3 に示すように目標帯域で反射損失 25 dB 以上を達成している。E-bend、H-bend、Combiner のシミュレーション結果についても図 3 に示すように、E-bend、Combiner は 30 dB 以
上、H-bend は 25 dB 以上と低反射を達成している。
これら全てを用いて設計した OMT のシミュレーショ
ン結果を図 4 に示す。各偏波 (Hpol、Vpol) で信号が通る経路が違うため、反射損失のシミュレーション結果のグラフは 2 つある。図 4 より両偏波とも目標帯

Measurement result
製造した OMT の反射損失測定を Hpol と Vpolの両偏波で行なった。測定には Agilent の Vector

Network Analyzer(VNA) を用い、TRL(ThroughReﬂect-Line) で校正を行なった。またこの測定系をシミュレーション上で再現することで、OMT が設計
通りに製造されているかを確認した。TRL 校正では導波管面での校正が可能であり、測定物単体に近い測定結果を得ることができる。TRL 校正には scikit-rfの python プログラムを用いた。
図 5 は OMT の 測 定 の 様 子 を 示 し て お り、VNA(port1) から OMT の円形導波管への入力には同軸導波管変換器、矩形方形導波管変換器そして円角変換を用い、Combiner の出力から VNA(port2) へ域である 6.5–12.5 GHz の全帯域で、反射損失 22ḋBには同軸導波管変換器のみを用いた。図 6、図 7 は以上を達成している。
この OMT は構造が複雑なため、1 つの金属のブッロクでは製造できないため Tower、E-bend、H-bend、

OMT の測定結果であり、それぞれ Hpol、Vpol でのS11(S11 とは VNA の port1 から入力した信号が再び port1 へ戻ってくる信号のことで、反射のことを示す) の測定結果と図 5 の測定系を再現したシミュ
レーション結果を示している。図 5 に示すように同軸導波管面で TRL 校正をしているため測定結果には

直交偏波分離矩形方形導波管変換、円角変換の影響が含まれている。また使用しないポートは導波管終端により終端をした。
測定結果は両偏波とも反射損失 ∼20 dB を達成している。Hpol では測定結果とシミュレーションと一致

orしない部分があるが、Vpol ではシミュレーションとよく一致した結果を得た。Hpol の測定結果とシミュ
レーションの差異は測定の際、VNA からの同軸ケー
ブルにテンションがかかっていたことが原因だと考Pyramid

Cone

Cube

えられる。

図 2: Tower 中心部構造11

2022 年度 第 52 回 天文・天体物理若手夏の学校

Tower

0

0

Reflection[dB]

-10
-15
-20
-25
-30

E-bend

-10
-20
-30
-40

-35
-50

-40
7

8

9

10

11

12

6

13

7

8

9

10

11

12

13

11

12

13

11

12

13

Freq[GHZ]

Freq[GHz]
0

Reflection[dB]

H pol

V pol
V pol

H-bend

-10
-20
-30
-40
-50
6

7

8

9

10

Freq[GHZ]
0

Reflection[dB]

6

H pol

Combiner

-10
-20
-30
-40
-50
6

7

8

9

10

Freq[GHZ]

図 3: 各パーツの反射損失 シミュレーション結果

上記のパーツを用いてTurnstile OMTを設計!!
Hpol

Vpol

9

10

0
-5

Reflection[dB]

Reflection[dB]

-5

-10
-15
-20
-25
-30
-35
-40
6

7

8

11

12

13

Freq[GHz]

図 4: OMT の反射損失 シミュレーション結果

12

2022 年度 第 52 回 天文・天体物理若手夏の学校

Vector Network Analyzer
Agilent E8361A

port1
TRL

port2
TRL

円
Coax-WG 矩形–方形 角

OMTCoax-WG

変換

図 5: OMT 測定の様子

measuresimulation

measure

-5

-5

-10

-10

-15

-15

-20
-25

-20
-25

-30

-30

-35

-35

-40

-40
6.5

7.5

8.5

9.5

10.5

11.5

12.5

6.5

7.5

Freq[GHz]

8.5

9.5

10.5

11.5

12.5

Freq[GHz]

図 6: OMT Hpol 測定結果 (TRL)

4simulation

0

S11[dB]S11[dB]0

図 7: OMT Vpol 測定結果 (TRL)

Conclusion

Reference

我々は日立・高萩 32m 鏡で 6.5–12.5 GHz 帯のメタ
ノールメーザー観測に向けた直交偏波分離器 (OMT)を開発を行なっており、広帯域が特徴の Turnstile 型を採用した。各パーツのシミュレーション結果は反射

Breen et al.2019, THE ASTROPHYSICAL JOURNAL
LET- TERS, 876, L25
MacLeod et al.2019, Monthly Notices of the ROYALASTROMI- CAL SOCIETY, 489, 3981 − 3989
Trinak et al.210, IEEE MICROWAVE AND WIRELESS COMPONENTS LETTERS

損失が 25–35 dB 程度を達成しており、低反射なコン
ポーネントの設計に成功している。これらのパーツを用いた OMT のシミュレーション結果も反射損失

22 dB を達成している。この OMT は構造が複雑なため Tower,E-bend,H-bend,Combiner の 4 つのパーツに分割して製造した。

OMT の測定結果では反射損失 15–20 dB を達成しており、シミュレーション結果ともある程度一致する結果を得ている。以上より 6.5–12.5 GHz(比帯域:63%) にわたる超広帯域な OMT の設計・製造に
成功した。

13

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観測 a03

テラヘルツ強度干渉計の光学システムおよび読み出し
回路の開発
筑波大学大学院 数理物質科学研究群
小関 知宏

14

2022 年度 第 52 回 天文・天体物理若手夏の学校

テラヘルツ強度干渉計の光学システムおよび読み出し回路の開発
小関 知宏 (筑波大学大学院 数理物質科学研究群)

Abstract
我々の研究グループでは、中国紫金山天文台と協力して南極ドーム A で大気透過スペクトル測定を行い電離窒素、2 階電離酸素の輝線を含む帯域に大気の窓が存在しており、テラヘルツ領域の観測が地上から観測可能であることを確認した。この領域を観測する手段として、テラヘルツ強度干渉計を提案し開発を進めている。現在開発しているテラヘルツ強度干渉計は 2 素子強度干渉計であり、周波数 500GHz、口径 76.2mm、
基線長 10 – 50 cm である。本干渉計の特徴は、SIS 光子検出器を用いた広帯域・高速読み出しによる遅延時
間測定である。SIS 光子検出器は 0.8K で低リークの信号読み出しが可能となり、約 300MΩ の出力抵抗を持っている。このため信号を後段の広帯域増幅器に接続するためのソースフォロワー回路の開発が必要である。冷却性能制限の消費電力 100µW で動作し、出力抵抗が 3.4kΩ まで下げることの可能である 0.8K 動作のソースフォロワー回路を開発した。4K ステージでは消費電力 10mW 以下で動作し、出力抵抗をさらに下げることが可能である GaAs HEMT を候補として IV 特性、ゲートリークの評価を進めた。その結果、出力抵抗を 100Ω 以下まで下げることができ、SIS 光子検出器 の高速信号読み出しによる実現が可能である。
本講演では、テラヘルツ強度干渉計にむけた実証実験を目的とした強度干渉計実験の光学システムの概要を示し、広帯域かつ低雑音の読み出し回路の開発の現状と今後の開発計画を報告する。

1

研究背景

1.1

地上でのテラヘルツ領域の観測

原子輝線のうち電離ガス領域からの炭素、窒素、酸素の輝線はすべて 1THz 以上で放射される。これらの原子輝線は、大質量星形成領域や活動銀河核にある原子ガスの物理状態を探る重要な指標である。しかし、テラヘルツの領域では地上からの観測が難し
く宇宙からの観測のみ行われてきた。そのため、主鏡の大きさに制限があり高分解能での観測が実現し

図 1: 南極ドーム A での大気透過スペクトルていない。

1 THz 以上で地上から観測が難しい理由は大気中の水蒸気による吸収である。そのため、我々の研究

1.2

グループは大気の水蒸気量が非常に少ない南極で観測を行う予定である。我々の研究グループは、中国
紫金山天文台と協力して南極ドーム A で大気透過ス
ペクトル測定を行った (図 1)。その結果、電離窒素、

2 階電離酸素の輝線を含む帯域に大気の窓が存在しており、テラヘルツ領域の観測が地上から観測可能であることを確認した。

強度干渉計による高分解能観測

1THz 以上の領域を観測する方法として SIS 光子検出器を用いた強度干渉計を提案している。ヘテロ
ダイン受信機では位相測定に伴う量子雑音が感度を制限するが、SIS 光子検出器によって光子 1 つ 1 つを時間分解して測定可能な場合、背景放射限界の高感度観測が可能となるためである。さらに、強度干渉計は原理的に強度の相関では位相情報を用いること

152022 年度 第 52 回 天文・天体物理若手夏の学校ができないため画像合成は不可能であるが、光子 1

3

読み出し回路の開発

3.1

ソースフォロワー回路

つ 1 つを時間分解できる SIS 光子検出を用いた場合には画像合成が実現可能である。これは、光子バンチを用いて遅延時間測定ができ複素ビジビリティー

SIS 光子検出器は 0.8K で低リークの信号読み出しが取得可能であるからである。
南極の新旧ドームふじ間 (基線長 50 km) で強度干渉計観測が実現すれば分解能は約 1 ミリ秒角となる。
これは大規模星形成領域や活動銀河核の形成に関わが可能となり、約 300Mω の出力抵抗を持っている。

SIS 光子検出器の信号は 4K で SiGe 低雑音アンプで信号増幅を行う。しかし、0.8K で動作させる SIS 光子検出器から配線の持つ静電容量と出力抵抗の積かる構造が解明できる分解能であり、構造が解明が期

ら時定数が決まり、読み出し速度に制限が生じる。そ待できる。

のため、高速で読み出しを行うためには SIS 光子検出器の近い位置で出力抵抗を下げる回路を設ける必2要がある。つまり、読み出し回路の開発が必要であ

強度干渉計実験の開発

る。本研究では、冷凍機の性能より初段 (0.8K ステー

南極での観測は、干渉計として口径 30cm 望遠鏡 2ジ)、第 2 段 (4K ステージ) の 2 段構成で読み出し回

台に 500GHz 帯 SIS ミクサと 1.5THz 帯の SIS 光子

路としてソースフォロワー回路を作成し、出力抵抗検出器を搭載したヘテロダイン干渉計および強度干を下げる。ソースフォロワー回路とは、FET と抵抗渉計を採用する予定である。本年度に我々は、実験素子で構成される回路であり、ゲインがほぼ 1 かつ室内で 500GHz 帯の SIS 光子検出器を用いてテラヘ

入力信号と出力信号の位相を変えずに出力抵抗を下

ルツ強度干渉を用いた強度相関と遅延時間測定の強げることができる特徴がある。ソースフォロワー回度干渉計実験を行う。そのため、実験室内で SIS 光路の出力抵抗 Rout は相互コンダクタンス gm を用い子検出器を用いた強度干渉計実験の立ち上げに取りて次のように表すことができる。

組んでいる。実験室で行う強度干渉計実験の光学シ

dId
1= gm =RoutdVgs

ステムを図に示す。本光学システムは、2 素子強度干渉計であり、周波数 500GHz、口径 76.2mm、基線長
約 10 – 50 cm であり、現在設計が終わり制作している最中である。

(1)

本研究では FET に印加するドレイン電圧 Vd とソース電圧 Vs のパラメータセットを消費電力、雑音の条件をもとに最適なパラメータセットに決定することが目的である。

3.2

FET の選定

ソースフォロワー回路で使用する FET は 0.8K で

GaAs JFET、4K で GaAs HEMT を候補として評図 2: 実験室内における強度干渉計に使用するクライ価を行った。GaAs を用いた FET は Si に比べて高オスタットと光学系の概観図 (左)。強度干渉計実験

い電子移動度と高い飽和電子速度を持っている。そにおける光路図 (右)のため、高い動作周波数で動作することが可能である。また、半絶縁性基盤のため Si に比べノイズが少なく、極低温でも動作実績がある。
次に FET の特徴 JFET はゲートの接合がショット
キー接合ではなく、PN 接合を用いてる。PN 接合は逆バイアスに対する耐圧がショットキー接合に比べ強く、リーク電流は小さく、低雑音である。

16

2022 年度 第 52 回 天文・天体物理若手夏の学校
HEMT とは、ヘテロ接合を用いて高移動度の二次

この結果は横軸にゲート-ソース間電圧、縦軸がリー元電子ガスをチャンネルとした FET である。この

ク電流を示している。各線はドレイン電圧を変えた

チャンネル層は、アンドープなので不純物が少なく、 時のリーク電流の変化を表しており、青:0 V, 赤:1 V,
電子移動度がとても大きい。したがって、式 (1) の緑:2 V, 紫が 3 V を示している。

値を大きくとることが可能であり、出力抵抗を下げ

この結果より GaAs JFET はドレイン電圧 3V 以
下、GaAs HEMT は Vgs = −0.4V 以下ではドレイることが可能であると期待される。
本研究ではこれらの FET をそれぞれの特性評価は
冷却し、半導体パラメータアナライザを用いてゲー

ン電圧 2 V 以下それ以上では 3 V 以下で使用する必要があると確認できた。

トリーク電流特性、Id − Vgs 特性の評価を行った。

3.3

ゲートリーク電流特性評価

ゲートリーク電流とは、ドレイン、ソースとゲートの間を流れる電流である。ゲートリーク電流は雑

3.4

Id − V( gs) 特性評価

式 (1) を用いて相互コンダクタンス gm を求めるた
めに Id − V( gs) 特性評価を行った。その結果を以下に示す。

音の原因となる。光子の読み出しを想定すると GaAs

JFET に 1pA、GaAs HEMT に 1nA 以下に抑える必要がある。GaAs JFET、GaAs HEMT それぞれの測定結果を図 3,4 に示す。

図 5: GaAs HEMT の Id-Vg 特性 (0.8K)

図 3: GaAs JFET のゲートリーク電流特性 (0.8K)

図 6: GaAs HEMT の Id-Vg 特性 (4K)

図 4: GaAs HEMT のゲートリーク電流特性 (4K)

横軸はゲートソース間電圧、縦軸はドレイン電流、各線はドレイン電圧が異なる。各温度ステージには

17

2022 年度 第 52 回 天文・天体物理若手夏の学校
冷却性能の制限があり、読み出し回路として利用でまた、各 FET の動作雑音は帯域を 1GHz と仮定

きる電力は 0.8K ステージで 200µ W、4K で 20mWしてを想定しており、赤い線は消費電力の制限と各ドレVn =イン電圧から求められるドレイン電流の上限である。
そのため、FET はこの赤線以下の領域で動作させる必要となる。赤丸で囲んだ測定点は消費電力制限の√

4kB T B/gm

(2)を用いて求めると GaAs JFET は 0.8K で 12µV、

GaAs HEMT は 3.5µV である。SIS 光子検出器の中で各ドレイン電圧で最も出力インピーダンスを下

光子 1 つの信号はげることが可能な測定点である。図の各測定点での相互コンダクタンスは式 (1) を用いて導出し、冷却性V =能による条件内で最大の相互コンダクタンスは GaAs

1.6 × 10−19= 160[µV ]1 × 10−15(3)

JFET はドレイン電圧 1 V で 2.9×10−4 S、GaAs は であるため、FET の動作雑音は光子信号に比べて十分に小さいといえる。
ドレイン電圧 2V で 1.8 × 10−2 S であった。

4

結果

5

まとめと今後の展望
我々はテラヘルツ領域で、広帯域・高速読み出し

GaAs JFET は消費電力制限の影響が大きいため

Vd = 2, 3V の動作点よりも Vd = 1V の動作点の方が の SIS 光子検出器を用いた高分解能の観測が可能な
出力インピーダンスを下げることが可能となること 強度干渉計の実現に向けて実験室内で実証実験の準が分かる。この動作点を用いた場合の出力インピー備を進めている。実験室内で 500GHz 帯の SIS 光子

ダンスは式 (1) を用いて Rout = 3.4kΩ である。同様検出器を用いてテラヘルツ強度干渉を用いた強度相に GaAs HEMT の場合、Vd = 2V で出力インピー

関と遅延時間測定を行う光学システム及び読み出し

ダンスが最も下げることが可能である。この測定点回路の開発を行っている。現在光学システムは設計での出力インピーダンスは Rout = 54.1Ω となることがほぼ完了しており今年組み上げ実験を開始できる。

が分かる。この結果もとにドレイン電圧、ソース電読み出し回路は光子信号の検出ができる要求を満た圧を定めたものを次の図に示す。

す回路の製作が可能である事が確認できた。今後は、高速動作により光子 1 つ 1 つの検出が可能であるか評価を進めていく。

Reference
Hiroshi Matsuo, Sheng-Cai Shi, Scott Paine, Qi-Jun
Yao, and Zhen-Hui Lin. 2019, . Terahertz Atmospheric Windows for High Angular Resolution Terahertz Astronomy from Dome A. Advances in Polar
Science 30, 76.

図 7: ソースフォロワー回路の各パラメータセット

この図からソースフォロワー回路のゲインは初段
で 0.85、第 2 段で 0.84 であるといえる。

18

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観測 a04

南極テラヘルツ強度干渉計の試験観測に向けた 1.5
THz 光子検出器の開発
筑波大学/国立天文台
丹羽 綾子

19

2022 年度 第 52 回 天文・天体物理若手夏の学校

南極テラヘルツ強度干渉計の試験観測に向けた

1.5 THz 光子検出器の開発
丹羽 綾子 (筑波大学/国立天文台 D1)

Abstract
現在、電波天文学における高分解能観測ではヘテロダイン干渉計が大きな成果を挙げているが、1 THz 以上の高周波帯域では未だ現実のものとなっていない。その主な理由は、水蒸気による大気透過率の低下と、量子雑音の上昇の 2 点である。我々は 1 THz 以上の帯域で高感度を発揮する”テラヘルツ強度干渉計”による高分解能観測を提案し、スペースでの実現も視野に開発を進めている。その初運用として、本研究ではNII[205 µm] 輝線を含む 1.5 THz 帯域に大気の窓が確認されている (Matsuo et al. 2019) 南極にて、テラヘ
ルツ強度干渉計の試験観測を目指して光子検出器の開発を行う。テラヘルツ強度干渉計は、光子を高速で読み出すことで得られる光子バンチの情報から遅延時間を測定し、開口合成を行う。よって、1 GHz 帯域での読み出しに向け、応答速度の速い SIS を直接検出器として使用する。SIS は厚さ 10 nm 以下の薄い絶縁膜を超伝導体で挟んだ構造のジョセフソン接合で、本研究では Nb/Al/AlOx/Al/Nb の組み合わせで使用する。
ここで問題となるのは、SIS の絶縁膜を通るリーク電流である。光子バンチの測定は光子電流の微小な強度
ゆらぎの測定によって行われるため、リーク電流は 1 pA 以下に抑えなければならない。そのため、本検出
器は SIS を直径 1 µm と非常に小さくし、波長程度の大きさの平面アンテナを伝送線路 CPW で結合して使用する。平面アンテナや伝送線路を形成するグラウンドプレーンは、SIS の超伝導体と同じ金属で作られることがほとんどである。しかし、ギャップエネルギーより高い周波数では伝送線路でのクーパー対破壊による損失が大きく、アンテナ結合型の SIS による光子検出の例はまだない。本研究では、抵抗率の低い Al をグラウンドプレーンに使用し、Nb のギャップエネルギーよりも高い周波数である 1.5 THz での光子検出を試みる。本発表では、検出器の製作に向けて行ったアンテナや伝送線路の設計と、SIS 接合の試作結果について報告する。

1

研究背景

地球上で最も観測に適した地域でも、大気透過率はほとんどゼロに等しい。こうした理由から、1 THz

望遠鏡の角分解能は、観測する電磁波の波長に比以上の高周波領域では、未だ高分解能観測が実現さ

例し、口径（または基線長）に反比例する。波長の短れていない。

い領域では単一鏡でも十分な角分解能を得ることが我々の提案する” テラヘルツ強度干渉計”(Matsuo

できるが、波長が可視光領域の 1000 倍以上になる電2011) は Hanbury-Brown Twiss による強度干渉計

波の領域での高分解能観測には干渉計を用いること(R. Hanbury Brown & R. Q. Twiss 1956) をベースが一般的である。しかし、現在主流となっているヘテとして画像合成を行うもので、テラヘルツの帯域でロダイン方式の干渉計は、1 THz 以上の高周波領域

高分解能かつ高感度となることが期待されている。強では未だ適応されていない (Robert et al. 2016)。こ度干渉計は直接検出器を使用するため位相ゆらぎのの理由としては、高周波領域では位相測定時の量子影響を受けず、二次相関をとるので感度も高いが、強雑音が感度を大きく制限することや、水蒸気による度干渉計そのものは画像合成を行うことができない。

吸収が非常に大きいことが挙げられる。(Yang et al.

そこで、我々は直接検出器の高速読出しによる光子2010) に見られるように、空気が薄く湿度も低いチリ バンチの測定から遅延時間を導出することで、開口のアタカマ砂漠やハワイのマウナケア山頂といった 合成の実現を目指す。光子バンチとは熱放射源から

20

2022 年度 第 52 回 天文・天体物理若手夏の学校放射されるレイリー・ジーンズ領域の光子がボーズ・ 子から 2∆ 以上のエネルギーを受け取って破壊され、

1 つの光子に対して 2 つの準粒子が検出される。

アインシュタイン統計に従う現象であり、テラヘル
ツ帯域では他の帯域に比べて高い二次相関が得られることが知られている。
近年のサイト調査によって、南極ドーム A では

1〜8 THz の領域に大気透過率 0.5 程度の大気の窓が複数確認された (Matsuo et al. 2019)(図 1 参照)。
現在、我々は南極新ドームふじ基地でのテラヘルツ
強度干渉計の初の試験観測を計画し、準備を進めている。
図 2: SIS による電磁波の検出方法；（a）左、PAT 効（b）右、クーパー対破壊（hν > 2∆）果（hν < 2∆）、
ただし、バイアス電圧下でも熱励起や接合の欠陥による準粒子のリークが生じ、光子検出の妨げとなる。
光子バンチの測定にはリーク電流 1 pA 以下という非
常に厳しい制約が課されるため、本研究ではアンテナ結合型の SIS として接合面積を小さくして使用する。クーパー対破壊による光子検出は X 線等非常に波長の短い領域で素子アレイとして用いられてきた

図 1: 南極ドーム A の大気透過スペクトルが（その場合 STJ と呼ばれる）、アンテナ結合型での例はない。本研究では接合サイズ 3 µm 角、0.8 K 以

2

下にてリーク電流 1 pA の実績のある (Ezawa et al.

1.5 THz 光子検出器

2019)Nb/Al/AlOx/Al/Nb 構造の SIS 接合を使用し、Nb のギャップ周波数 750 GHz よりも高い 1.5 THz

テラヘルツ光子の光子バンチの測定には 1 GHz の帯域の検出に向け検出器の開発を行う。

高速読出しが必要となるため、検出器には応答の速図 1 に示されるように、南極では 1.5 THz 帯域

い SIS を用いる。SIS はジョセフソン接合のひとつにも大気の窓が確認されている。本研究で開発するで、超伝導体で薄い絶縁体膜を挟んだ構造をしている。SIS の両端にバイアス電圧 Vbias と磁場を印加す
るとジョセフソン電流が流れなくなり、準粒子電流のみを検出することができる。準粒子電流検出の原理は入射光子のエネルギー hν と超伝導体のバンドギャッ

1.5 THz 光子検出器は南極テラヘルツ強度干渉計の試験観測に使用し、銀河系内の大質量星形成領域の物理状態の解明を目指して NII[205 µm] 輝線の観測を行う。

プ 2∆ の大小関係で異なる。図 2（a）には hν < 2∆
における Photon Assisted Tunneling 効果（PAT 効
果、Tucker & Feldman, 1985）による光子検出、図3

検出器への要求と設計方針

2（b）には hν > 2∆ におけるクーパー対破壊によ

図 3 は先行研究 (Kawahara 2020) によって提案さる光子検出について、エネルギー準位を用いた概念

れた検出器の概形を示す。誘電体基板上に金属薄膜の図をそれぞれ示した。（a）は準粒子が入射光子からグラウンドプレーンで平面アンテナと伝送線路を形

2∆ − eVbias 以上のエネルギーを受け取って励起し、 成し、SIS2 つの並列による共振回路 PCTJ（Parallel
1 つの光子に対して 1 つの準粒子が検出される。一 Connected Twin Junction）で光子を検出する。SIS方、（b）はフェルミ準位にあるクーパー対が入射光の下部電極は一段の LC フィルタに繋がり、読出し

212022 年度 第 52 回 天文・天体物理若手夏の学校
回路の FET へ信号が伝わる。SIS による 1.5 THz で分であるから、1 以上の S/N 比を得るためにはの光子計数において課題となるのは、主に (1) SIS のC < 19 fF が要求される。先行研究 (Kawahara

リーク電流、(2) PCTJ-FET の間のキャパシタンス、

2020) によるシミュレーションでは LC フィルタ(3) グラウンドプレーンでの伝送損失 の 3 点である。

の単段化やグラウンドプレーンの余剰面積の削減が低容量化に大きな効果を示しており、本研
究はそのデザイン（図 3）に設計パラメータを付与する。また、本研究ではより誘電率の低い水晶基板を用いることでさらなる低容量化が期待される。

(3) グラウンドプレーンでの伝送損失
グラウンドプレーンは通常 SIS の超伝導体と同じ金属で作られるが、伝送線路でのクーパー対破壊による伝送損失が極めて大きいため、アン

図 3: 検出器の概念図

テナ結合型 SIS 検出器はテラヘルツ帯域での光子検出の例がまだない。本研究では伝送線路での損失を抑えるため、1.5 THz にて良導体として(1) SIS のリーク電流

振舞う Al によるグラウンドプレーンを試みる。

読出し周波数 B が光子レートに比べて十分に大きいとき、検出器の NEP（Noise Equivalent√Power）は hν B 以下でなければならない。SISを用いた光子検出器の NEP はリーク電流 Ileakを用いて以下の式 (1) で表される。
√√
hν 2Ileak[W/ Hz]
NEP =
η
e

4

平面アンテナの設計
ダブルスロットアンテナについて、アンテナの縦横の長さとスロットライン幅の 2 点を電磁界シミュ(1)レーションソフト FEKO（Altair）によるモーメン
ト法を用いてそれぞれパラメトリック解析し、イン

口径 30 cm、観測周波数 1.5 THz、域幅 300 GHz

ピーダンス 100 Ω、 共振周波数 1.5 THz で反射率がの望遠鏡で 1 Jy の天体を見たときの光子レー
トは 0.2 Mphotons/s 程度であり、読出し周波数-40 dB 程度まで低くなる組み合わせを探った。アンテナの縦や横の長さは共振周波数に大きく影響し、縦1 GHz はこれよりも十分に大きい。このとき、横比は E 方向と H 方向に等しく広がるビーム形状を√NEP< 3 × 10−17 W/ Hz が要求され、式 1 よ作るために重要である。そこで、本研究では先行研り効率 η = 0.5 のとき Ileak < 1 pA であれば観究 (Filipovic et al. 1993) の縦横比 7：4 を踏襲した。
測可能である。本研究では接合の微小化によってまた、これまでのシミュレーションの結果、スロット
リーク電流の低減を行う。
ラインの幅は共振周波数への影響は小さくインピー
ダンスに大きく影響することが経験的にわかってい(2) PCTJ-FET 間のキャパシタンス
本研究では高速読出しのために読出し回路に半る。ダブルスロットアンテナの最終設計値における導体素子を用いるが、それによって熱雑音が生反射率の計算結果を図 4 に示す。

じるため検出器のキャパシタンス C は制限される。検出器と同じ 0.8 K ステージと 4 K ステー

5

ジにそれぞれ GaAs-JFET を置き、4 K ステー
ジ上で低温アンプを動作する場合、読出し回路の熱雑音は 0.17 mV になると見積もられる。一方で光子 1 つに対して得られる信号は準粒子 2 つSIS 単接合の試作
SIS の臨界電流密度と絶縁膜の酸化時間の関係は、以下の式 (2) で概算できる。
√−1
Jc ∝ toxidation

22

(2)

2022 年度 第 52 回 天文・天体物理若手夏の学校

6

まとめと今後の課題
本研究ではテラヘルツ強度干渉計の南極での試験観測に向けて 1.5 THz 光子検出器の開発を行った。
検出器の最終的な設計パラメータを以下の図 6 に示す。今後、今回の設計に基づいて実際に検出器を製作し、リーク電流の測定と光学試験を行う予定である。

図 4: FEKO による反射率の計算結果
ここでは実際に Nb/Al/AlOx/Al/Nb 構造の SIS 接合を試作し、臨界電流密度と絶縁膜の酸化時間の関係を調べた。本研究では Jc = 3 kA/cm2 を目安として酸化時間 360 秒と 160 秒でそれぞれ別のウエハで

図 6: 検出器の設計値

1 回ずつ試作を行い、2 µm、1.5 µm、1 µm の 3 種類の接合のそれぞれ 3 つずつについて臨界電流密度とインピーダンスの測定を行った（図 5 参照）。なお、

Al のグラウンドプレーンと Nb の SIS の組み合わせ
は実績がないため、試作ではグラウンドプレーンをNb にした。

Reference
Hiroshi Matsuo et al., Advances in Polar Science 30, 76,
2019.
Selina Robert et al.,Proc.
10.1117/12.22234941, 2016.

SPIE

10700,

H. Yang et al., Publications of the Astronomical Societyof the Paciﬁc, 122: 490-494, 2010.
Hiroshi Matsuo, 22nd International Symposium onSpace Terahertz Technology, Tucson AZ, 26–28 April,
2011.
R. Hanbury Brown & R. Q. Twiss, Nature 177, 27, 1956.
John R. Tucker & Mark J. Feldman, Reviews of Modern
Physics 57, 4, 1985.

図 5: 酸化時間と臨界電流密度の関係
酸化時間 360 秒と 160 秒ではどの接合サイズでも臨界電流密度はそれぞれ約 2 kA/cm2 、約 4 kA/cm2になった。図中の曲線は接合サイズと常伝導抵抗の関係式から求めたものであり、測定値がおおよそこHajime Ezawa et al., Journal of Low Temperature
Physics 194: 426-432, 2019.
河原沙帆、2020 年東邦大学卒業論文

Daniel F. Filipovic et al., IEEE Transactions on Microwave Theory and Techniques, 41, 10, 1993.

の曲線上にあることからどの接合サイズでも設計値通りの大きさの接合ができていることがわかる。こ
れらの結果より、本研究では直径 1 µm の接合を臨
界電流密度 2 kA/cm2 以下で用いる。

23

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観測 a05遺伝的アルゴリズムによるパラボラ構造最適化手法の実装
名古屋大学大学院 理学研究科
今村 千博

24

2022 年度 第 52 回 天文・天体物理若手夏の学校

遺伝的アルゴリズムによるパラボラ構造最適化手法の実装
今村 千博 (名古屋大学大学院 理学研究科)

Abstract
LST (Large Submillimeter Telescope) はチリ共和国に建設を計画している口径 50 m の大型ミリ波・サ
ブミリ波単一鏡である。LST のサブミリ波観測には十分な鏡面精度が求められるが、巨大なアンテナゆえに鏡面精度は自重変形や温度膨張・収縮に大きく影響されるため、高剛性かつ軽量な主鏡支持構造が必要である。一般的に、この構造を構成する部材の数は数万に上り、部材の配置や断面積の組み合わせは無数に存在する。この中から上記の要求を満たす構造体を探索することは従来の構造設計では困難であり、コンピュータを用いた構造最適化を行うことが望ましい。この手法の天文学への応用例として、せいめい望遠鏡の開発が挙げられる。この開発では、架台の構造を遺伝的アルゴリズム (GA) により最適化した結果、軽量で高速に駆動する望遠鏡の構造の獲得に成功した。
本研究では、構造解析ツール OpenSeesPy と進化計算フレームワーク DEAP を組み合わせ、ホモロガス
変形 (自重変形後も焦点は異なるが放物面を維持する変形) を考慮した構造最適化コードを作成した。評価用に作成した 2 次元パラボラ構造のモデルにコードを適用し、部材の配置・断面積の最適化を行った。その結果、仰角 50◦ で鏡面精度を調整した構造の、仰角 85◦ と 30◦ における変形を考慮した多目的最適化では、鏡面誤差の最大値があらゆる仰角で LST の要求を満たす解 (≲ 50 µm, RMS ≲ 30 µm) が得られた。この開発により、さまざまな条件下での主鏡支持構造の最適化の研究を行う基礎が作られた。

1

構成する部材の数は数万に上り、部材の配置やそれ

Introduction

ぞれの部材の断面積の組み合わせの総数は無数に存

LST (Large Submillieter Telescope) はチリ共和国

在するため、従来の構造設計では LST の仕様を満たに建設を予定している口径 50 m の大型サブミリ波す構造を探索することは困難である。

望遠鏡である。LST の強みである広視野・広帯域観

近年、構造設計においてコンピュータを用いた構

測は、高感度・高空間分解能を有するが視野と帯域造最適化が盛んである。天文学における構造最適化

幅が狭い ALMA による観測と相補的なディカバリー
スペースを開拓することが期待されている。例としの例に、せいめい望遠鏡の構造最適化がある。せいめい望遠鏡 (図 1) は口径 3.8 m の光赤外線望遠鏡でて、赤方偏移した遠赤外線輝線をプローブとした遠あり、架台の構造を遺伝的アルゴリズム (GA) によ

方銀河のサーベイ観測が挙げられる。この観測により最適化した結果、高剛性かつ軽量な構造 (光学系をり得られた遠方銀河の膨大なサンプルは、銀河の物含めても 8 t) を獲得し、望遠鏡を高速に駆動するこ理的性質の赤方偏移による進化の研究に役立てられる。さらに、ALMA による追観測を行えば、これらの銀河の形状なども明らかになる。

とに成功したことが報告されている ( Kunda et al.

(2012), Kurita et al. (2020))。しかしながら、LSTをはじめとする電波望遠鏡への応用は未開拓である。

LST によるこのようなサイエンスを可能とするには、十分な鏡面精度 (<45 µm RMS) が必要であるが (Kawabe et al. 2016)、アンテナの口径は 50 m と

2Methods

2.1

遺伝的アルゴリズム

非常に大きく、自重変形、熱変形、風変形によって鏡面精度は大きく悪化する。これらの変形を最小限に抑えるには高剛性かつ軽量な構造が必要である。し遺伝的アルゴリズム (GA) は、自然界における生かし、LST の主鏡支持構造のような巨大な構造物を物の淘汰・進化に着想を得たアルゴリズムである。こ25

2022 年度 第 52 回 天文・天体物理若手夏の学校
DEAP を組み合わせた最適化コードを作成した。これを用いると、与えられた構造に対し、基準となる節点からの変位と接点同士を結ぶ部材の断面積を GA
により最適化できる。

2.3

最適化に際して設定した条件

2.3.1

最適化する構造及び遺伝子と設計変数の対応

図 2 に示す構造を最適化する。これは、口径 50 m、
焦点距離 20 m の 2 次元パラボラアンテナの主鏡支持構造を模したものであり、Kawabe et al. (2016) で提示された値から作成した。最適化の対象となる設計
変数は、鏡面上の点とセンターハブを除く 18 点の鉛図 1: せいめい望遠鏡の支持構造 (Kurita et al. 2020)

直方向、水平方向の初期配置 36 個と節点同士を結ぶより引用

部材の断面積 92 個の計 128 個であり、遺伝子、節点の変位、部材の断面積の対応は表に示す通りである。

の手法は最適化の指標となる目的関数の微分可能性
や単峰性の知識がなくとも解の探索が可能であり、本研究のような組合せ最適化問題に対して有効である。
このアルゴリズムでは、与えられた問題の解を遺伝子の集合である個体で表現し、 以下の手順で近似解を探索する。

1. 初期化: 個体をランダムに多数生成し、これを

図 2: 最適化する構造

初期世代とする

2. 評価: 各個体の適合度を評価する
遺伝子

3. 選択・淘汰: 適合度の高い個体を選択する

表 1: 遺伝子と設計変数の対応
0123

節点の配置 (m)4. 交叉: 選ばれた個体同士で交叉を行い、次世代

2

断面積 (mm )の個体を生成する

4

-1.0

-0.5

0.0

+0.5

+1.0

186

310

397

456

576

5. 突然変異: 一定の確率で、一部の個体の遺伝子がランダムに変化する突然変異を発生させる

2.3.2
6. 4, 5 を次世代の個体数が初期世代と等しくなるまで繰り返す目的関数と制約条件

最適化問題では、制約を満たしつつ、目的関数と呼ばれる量を最小化する問題である。この解の探索

7. 2 – 6 を予め設定した終了を満たすまで繰り返す においては、仰角 50◦ における理想曲面を求め、この理想的な構造を仰角 85◦ と 30◦ に回転させた時の2.2開発したコード

それぞれの仰角の場合における鏡面上の節点の重力変形の最大値を目的関数とする。仰角 50◦ における本研究における構造最適化にあたり、構造解析ラ理想曲面は、重力変形した曲面を仰角方向の回転をイブラリー OpenSeesPy と進化計算フレームワーク

許す放物面でフィットすることで得られる。仰角 85◦

262022 年度 第 52 回 天文・天体物理若手夏の学校と 30◦ における重力変形の最大値も同様に、変形した曲面を仰角方向の回転を許す放物面でフィットし、節点とフィットして得られた曲面の差の最大値で評価する。この解の探索では、両仰角における目的関数を同時に最適化する (多目的最適化) 。また、この最適化では制約条件を課さない。GA による解探索は 300 世代まで行う。

3

図 4: 得られた解から作られる構造。仰角 30◦ のとResults

き、図左側が地、右側が天に対応する。

GA による最適化の結果、解は図 3 に示すように進化した。初期世代では典型的な変形量は両仰角と4Discussion

4.1

LST の要求との比較も約 1 mm だったが、300 世代目では約 50 µm に減少した。

Kawabe et al. (2016) では鏡面精度 <45 µm RMS
Maximum Error EL= 85.0 deg [ m]が提示されている。解の探索によって得られた図 4に示す構造は、鏡面の変形量の最大値と RMS を各103仰角で計算すると表 2 のようになり、LST の要求を満たす。さらに、この鏡面誤差はアクチュエータで補正することができる大きさである。

102

しかしながら、これらの値は構造の質量のみを考慮したものであり、実際には鏡面パネルのほか鏡面

101

パネルを制御するアクチュエータなどの積載物が存

InitialOptimized
102

在するため、鏡面精度は悪化する。さらに、本来の103目的である高剛性かつ軽量である構造の探索のため

Maximum Error EL = 30.0 deg [ m]に、質量に関する制約を導入することによっても鏡面精度の悪化が予想される。

図 3: 初期世代と 300 世代目の解の分布。
横軸は仰角 30◦ 、縦軸は 85◦ の目的関数の値である。

4.2

解の光学性能続いて、300 世代目の解から両仰角における目的関数が拮抗している解を 1 つ取り出し、構造を図 4

GA による探索の結果得られた解から作られるパに示す。図 4 に示す構造は部材の配置、断面積の分

ラボラ構造の光学性能を評価する。ここでは、光学

布ともに左右非対称である。また、断面積の分布の性能として図 5 に示すポインティングのずれと焦点傾向として、構造の外側に向かうにつれて断面積が距離の変化を扱う。

小さくなる一方で、鏡面をほぼ直角に支える部材のポインティングのずれは、変形後の鏡面のフィット

一部には、外側であっても断面積の大きい部材が選で得られた回転放物面の仰角方向の回転角として評ばれている。このような断面積の選択の仕方は、鏡価し、焦点距離の変化はフィットした回転放物面の面誤差の最大値を小さくする方法の 1 つとして考え

フィッティングパラメータから計算した焦点の光軸方られる。

向の座標と変形前の鏡面の焦点距離の差で評価する。
仰角 50 (◦ ) を基準にした光学性能を表 3 に示す。
ポインティングのずれは-3.5 – 6.3 arcsec の範囲、焦27

2022 年度 第 52 回 天文・天体物理若手夏の学校

仰角 (◦ )

表 2: 各仰角における鏡面誤差の最大値と RMS
30
40
50
60
70
80

85

最大値 (µm)

44.37

41.26

42.15

42.39

42.04

43.30

49.67

RMS (µm)

29.26

20.82

14.28

13.76

19.64

27.64

31.71

◦

仰角 ( )

表 3: 仰角 50◦ を基準とした光学性能
304050 (基準)
60

70

80

85

ポインティングのずれ (arcsec)

3.16

1.66

0.00

-1.77

-3.58

5.40

6.29

焦点距離の変化 (mm)

-5.48

-2.56

0.00

2.12

3.73

4.79

5.11

たところ、ポインティングのずれは-3.5 – 6.3 arcsecの範囲、焦点距離の変化は-5.5 – 5.1 mm の範囲に収まった。本研究におけるコードの開発、解の探索、解析により、LST 主鏡支持構造最適化の基礎を作ることができた。
今後の展望としては、せいめい望遠鏡の構造最適化との比較を通した目的関数と制約条件の検討、3 次
元への拡張、最適化する構造のモデルの検討、実際の望遠鏡の FEM モデルを用いた解の探索、解析などが挙げられる。

Reference
Kawabe et al. 2016, SPIE Proc., 9906, 12,
Kurita et al. 2014, PASJ, 72, 48

図 5: 変形前後の構造の変化と光学性能の概念図
点距離の変化は-5.5 – 5.1 mm の範囲に収まった。こKunda et al. 2012, J. Int. Assoc. Shell and Spatial Structures, 53, 49

れらの値はホモロガス変形による各パネルの焦点距
離と鏡面の主焦点距離の変化による結像性能の低下と合わせて、現在調査中である。

5

Conclusion
遺伝的アルゴリズムによる構造最適化コードを作成し、数値解析例として評価用に作成した 2 次元パ
ラボラ構造を最適化した。仰角 50◦ で最適化した曲面の仰角 85◦ と 30◦ における鏡面誤差の最大値を最小化する多目的最適化では、30◦ –85◦ のいずれの角度においても LST の要求 (鏡面精度 <45 µm RMS)を満たす解が得られた。さらに、光学性能を評価し28

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観測 a06ミリ波補償光学 (MAO) の実現に向けた波面センサの開発と実証
名古屋大学大学院 理学研究科
中野 覚矢

29

2022 年度 第 52 回 天文・天体物理若手夏の学校

ミリ波補償光学 (MAO) の実現に向けた波面センサの開発と実証
中野 覚矢 (名古屋大学大学院 理学研究科)

Abstract
本研究では，ミリ波補償光学（MAO）のために開発したプロトタイプ波面センサの性能評価の結果を報告する．MAO は次世代の大口径電波望遠鏡を実現させる上で重要な要素の 1 つである．しかし，∼10 µm の精度でアンテナの変形をリアルタイムで検出する技術は確立されておらず，MAO 実現の障害となっている．
そこで，我々はアンテナ主鏡面上の 1 点から望遠鏡の受信機までの電波経路長を測定する波面センサを開発した．2 素子のプロトタイプ波面センサを野辺山 45 m 電波望遠鏡に搭載し，実証実験を行った．実験では鏡面中央（アンテナ中心から 5 m）と鏡面端（アンテナ中心から 16 m）に波面センサを取り付けた．鏡面中
央–受信機間と鏡面端–受信機間の電波経路長を 20 Hz 間隔で交互に測定し，両者の差を取ることで超過経路
長（EPL）を得た．EPL のパワースペクトル密度からアンテナの変形成分を分類すると，低周波数領域で卓越する 1/ f n に比例する成分，特定周波数にピークを持つ振動成分，白色雑音の 3 つに分けられた．白色雑音からは超過経路長の統計誤差が ∼8 µm と得られ，MAO における我々の波面センサの実用性を実証した．

1

Introduction

2

Our Wavefront Sensor

現在のサブミリ波観測に主に用いられている電波干渉計は，高い空間分解能が得られる一方で観我々の波面センサのコンセプトは，電波天文学で測視野が狭いという欠点がある．その欠点を補うたよく用いられている電波干渉計を応用した，開口面

め，Large Submillimeter Telescope (LST; Kawabe et

干渉法である．波面センサの概念図を図 1 に示した．

al. 2016) や Atacama Large Aperture Submillimeter

波面センサは，まず参照信号（Reference signal）をTelescope (AtLAST; Klaassen et al. 2020) といった次世代の大型単一鏡型電波望遠鏡が提案されている．
直径 50 m に及ぶ大型望遠鏡は広い視野と高い感度を誇り，広視野・高時間分解能の観測を可能にする．
しかし，50 m に及ぶ大型望遠鏡の困難は，風などで容易に変形し，期待される性能を発揮できないことにある．そのため，変形を補正する “ミリ波補償光学（millimetric adaptive optics: MAO）” の確立が不可

こで，我々は設置された主鏡面上の点から望遠鏡の受

望遠鏡における，プロトタイプ波面センサによる鏡面変形検出の実証実験の結果を報告する．

面に設置された電波放射器（Radiator）に分配する．
電波放射器から放射された参照信号は副鏡を経て，実際に天体観測で用いられている電波望遠鏡の受信機で受信される．そして，主鏡に設置した電波放射器
から受信機を経て得られる信号と，受信機を経由しない参照信号を相関器で干渉させることで，2 つの掛けることで，2 つの信号が経由した電波経路長の出する技術が存在しないために実現していない．そした（Tamura et al. 2020）．本研究では野辺山 45 m発生させ，それを相関器（Correlator）とアンテナ鏡

信号間の時間差 τ が得られる．時間差 τ は光速 c を欠であるが，電波望遠鏡の変形をリアルタイムで検信機までの電波経路長を測定する波面センサを開発

Method: Concept of

差である超過経路長（excess path length: EPL = cτ）に直される．最後に，信号伝送系の距離を補正する
ことで，EPL からアンテナの変形成分のみ1 を取り出すことができる．この手法のメリットは，検出される信号が実際に通る電波経路長の変化を測定するため，主鏡だけでなく副鏡の振動や変形を同時に検出できることである．
1 電波は大気の影響が小さいため，波面の変形は大気のゆらぎ
ではなくアンテナの変形を表す．

30

2022 年度 第 52 回 天文・天体物理若手夏の学校

図 1. 開口面干渉法を用いた波面センサによる鏡面変形検出の概念図．

3

図 2. 野辺山 45 m 電波望遠鏡における，2 素子プロトタイプ波面
センサによる鏡面変形検出の実験セットアップの概要図．H22 は
野辺山 45 m 電波望遠鏡に搭載されている受信機の 1 つである．

Experiment: MAO/NRO Cam-

速度計は低周波数ほど感度が悪化し，≤0.2 Hz の成paign in November 2020

分は検出できない．加速度計によって測定された加2020 年 11 月に，野辺山 45 m 電波望遠鏡にて我々が開発した波面センサの実証実験を行った．実験セッ
トアップの概要図を図 2 に示す．今回の実験では，
2 つの電波放射器をそれぞれ鏡面中央（“Center”; ア

速度を 2 回積分することで，鏡面中央の裏と鏡面端の裏におけるそれぞれの変位（Displacement）を得た．そして両者の差を取ることで，鏡面中央裏に対する鏡面端裏の変位（∆Displacement）を得た．

ンテナ中心から 5 m）と鏡面端（“Top”; アンテナ中
心から 16 m）に取り付けた．“Center”–受信機間と“Top”–受信機間の電波経路長を 20 Hz 間隔で交互に測定し，両者の差を取ることで，鏡面中央に対する

4

Results and Discussions

4.1

Successful Detection of Deforma-

鏡面端の超過経路長（∆EPL）を得た．なお，∆EPL

tion by Our Wavefront Sensorの測定点は 10 Hz 間隔で得られているため，今回の測定では 5 Hz より速い周波数の変形には感度を持

弱風時，強風時のそれぞれについて，測定によりたない2 ．また，低周波数ほど取り扱いが容易である得られた ∆EPL を図 3 に示す．また，加速度計からため，参照信号には 17.3–23.6 GHz の広帯域雑音を得られた ∆Displacement と ∆EPL の比較を図 4 に示用いた．測定は 2020 年 11 月 23 日の弱風時（平均す．ここで，加速度計と ∆EPL は感度を持つ周波数

風速 ∼4 m s−1 ）と 2020 年 11 月 22 日の強風時（平が異なるため，図 4 にはそれぞれ 1–5 Hz のバンド

均風速 ∼9 m s−1 ）に，それぞれ 5 分間行った．風速は野辺山 45 m 電波望遠鏡から北に約 75 m，高さ約

パスフィルタを掛けて両者が感度を持つ周波数成分を取り出した結果を記載した．
図 3 より，弱風時よりも強風時における ∆EPL の

30 m の地点に設置された気象観測装置で測定した．

また，比較のために，2 つの電波放射器の下部に， 振幅の方が大きく，∆EPL の振幅は風が強いときに鏡面の裏からそれぞれ加速度計を設置した．この加 大きくなる傾向があることが分かる．また，図 4 よ2 “Center”–受信機間と “Top”–受信機間の電波経路長は交互に測り，加速度計から得られた ∆Displacement と ∆EPL定されるため，それぞれ 10 Hz 間隔で測定されている．従って， の概形は類似しており，∆Displacement で見られる
それらの差である ∆EPL は 10 Hz 間隔で得られる．また，10 Hz 振動のピークは同時刻に ∆EPL でも検出されている間隔の ∆EPL をフーリエ変換すると，±5 Hz のスペクトル（幅10 Hz）が得られる．このスペクトルは正負対称であるため，本 ことが分かる．実際に，∆EPL と ∆Displacement の
質的には 0–5 Hz の成分に感度があることを意味する．

31

2022 年度 第 52 回 天文・天体物理若手夏の学校

図 3. シアンで示された弱風時（平均風速 ∼4 m s−1 ）の測定結果（左）とマゼンタで示された強風時（平均風速 ∼9 m s−1 ）の測定結果（右）．図の上部は 0.1 s ごとにプロットされた鏡面中央に対する鏡面端の超過経路長を表し，測定誤差は黒線で表されている．図の下部は 0.01 s ごとにプロットされた風速を表し，野辺山 45 m 電波望遠鏡から北に約 75 m，高さ約 30 m の地点で測定された．

図 4. それぞれ 1–5 Hz のバンドパスフィルタを掛けられた，シアンで示された弱風時の ∆EPL と ∆Displacement の比較（左）．また，それぞれ 1–5 Hz のバンドパスフィルタを掛けられた，マゼンタで示された強風時の ∆EPL と ∆Displacement の比較（右）．図
の上部は 0.1 s ごとにプロットされた ∆EPL を表し，図の下部は 0.01 s ごとにプロットされた ∆Displacement を表す．

間の正規化相互相関関数を計算した結果を図 5 に示

関数のピークは弱風時に遅延時間 0.40 s，強風時にす．図 5 より，弱風時・強風時ともに正規化相互相関

遅延時間 0.64 s であり，∆EPL は ∆Displacement よ関数は遅延時間 0 s 付近に鋭いピークを持つことがり僅かに振動の検出が遅い．この遅延時間はそれぞ分かる．これは ∆EPL と ∆Displacement の増減が同れ ∆EPL の測定間隔 0.1 s より大きく，有意な値で時刻に起こることを意味しており，両者が同じ変形ある．この遅延時間は高弾性の光学系支持構造の変成分を検出していることを示唆する．また，図 4 に形に起因すると推測され，∆EPL が ∆Displacement

示した ∆EPL と ∆Displacement の振幅は，弱風時・ に対して遅れた，不鮮明な変形であることに整合す
強風時ともに ∆Displacement の方が大きいものの， る．また，高弾性の光学系支持構造が高周波数の振オーダーでは一致している．従って，我々の波面セ

動成分を吸収していると考えると，∆EPL の振幅がンサによって得られた ∆EPL は風によるアンテナ変∆Displacement の振幅より小さいことに整合する．た形の検出に成功していると結論付けられる．

だし，定量的な評価は本研究の範囲外であり，今後

なお，∆Displacement が加速度計が取り付けられの測定に委ねる．

た主鏡の振動のみを検出しているのに対し，∆EPLは実際に信号が通る経路の変動を検出するため，副鏡やそれに連なる複数の反射鏡の変形を検出しているはずである．実際，図 5 に示した正規化相互相関32

2022 年度 第 52 回 天文・天体物理若手夏の学校

図 5. 弱風時の ∆EPL と ∆Displacement の正規化相互相関関数（左）と強風時の ∆EPL と ∆Displacement の正規化相互相関関数（右）．∆EPL と ∆Displacement は測定間隔が異なるため，∆EPL の測定結果を 0.01 s 間隔に内挿することで，遅延時間は 0.01 s 間隔で計算されている．

図 6. 弱風時の ∆EPL のパワースペクトル密度（左）と強風時の ∆EPL のパワースペクトル密度（右）．

Performance Characterization

白色雑音のパワーは 11.9 µm2 Hz−1 ×5 Hz = 59.4 µm2

図 6 に，弱風時と強風時それぞれで得られた ∆EPLである．従って，∆EPL の測定における統計誤差は√59.4 µm2 = 7.71 µm と得られる．7.71 µm r.m.s.

4.2のパワースペクトル密度を示す．パワースペクトルは LST や AtLAST が目指す鏡面精度（∼20–40 µm

密度からアンテナの変形成分を分類すると，低周波数領域で卓越する 1/ f n に比例する成分，特定周波数にピークを持つ振動成分，白色雑音の 3 つに分けら

r.m.s.）に対しても有意な値であり，我々の波面センサが次世代の大型単一鏡型電波望遠鏡においても有用であることを示す．

れる．また，図 6 より，強風時には白色雑音に対す
る 1/ f n 成分・振動成分の強度が増加していることが分かる．これより，1/ f n 成分・振動成分は風変形に由来する成分だと考えられる．
振動成分は >1 Hz の領域で確認され，>1 Hz で振動成分が見られない周波数で白色雑音が卓越する．
Smith et al.（2000）によると，風変形による野辺山
45 m 電波望遠鏡の固有振動数は ∼0.9 Hz である．まReference
Hashimoto, I., Chiba, M., Okada, N., et al. 2020,
arXiv:2003.05134
Kawabe, R., Kohno, K., Tamura, Y., et al. 2016, SPIE,
9906, 990626. doi:10.1117/12.2232202
Klaassen, P. D., Mroczkowski, T. K., Cicone, C., et al. 2020,
SPIE, 11445, 114452F. doi:10.1117/12.2561315

た，Hashimoto et al.（2020）は加速度計による測定から，風によって誘起される 1.6, 2.6, 3.1, 4.1 Hz のSmith, D. R., Paglione, T. A., Lovell, A. J., et al. 2000,
SPIE, 4015, 467. doi:10.1117/12.390440

振動成分を同定している．よって，図 6 で ∼1 Hz にピークを持つ振動は風変形による振動の周波数に整合的である．また，白色雑音からは ∆EPL の測定における統計誤差を得ることができる．パワースペク

Tamura, Y., Kawabe, R., Fukasaku, Y., et al. 2020, SPIE,
11445, 114451N. doi:10.1117/12.2561885

トル密度で白色雑音が卓越する周波数として弱風時の 3.5–4.5 Hz を採用すると，この区間での白色雑音の振幅は 11.9 µm2 Hz−1 となる．この白色雑音が0–5 Hz にノイズフロアとして存在しているとすると，

33

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観測 a07将来の太陽観測に向けた高精度 Wolter ミラーの開発
研究関西学院大学大学院 理工学研究科/宇宙科学研究所
加島 颯太

34

2022 年度 第 52 回 天文・天体物理若手夏の学校

将来の太陽観測に向けた高精度 Wolter ミラーの開発研究
加島 颯太 (関西学院大学大学院 理工学研究科/宇宙科学研究所)

Abstract
太陽からの X 線は 100 万 K を超えるコロナから放射され、コロナ中の高温プラズマのダイナミックな振る舞いを捉えることができる。近年の衛星からの観測により、コロナ中の秒角スケールの細かい構造がコロナ中の活動現象の鍵を握る可能性が指摘されてきた。また、例えば明るいフレアループ上空の暗い領域で進行する磁気リコネクションに伴うプラズマの直接加熱や超熱化の過程を捉えるには、低散乱での撮像観測が求められる。一方、このような高角分解能・低散乱の撮像観測を実現する X 線ミラーは、世界的に供給できな
い状況にある。そこで我々は将来の太陽観測に向けてこのような高性能 X 線ミラーを実現するための開発
研究を進めている。開発しているミラーは Wolter 光学面の回転放物面と回転双曲面を研磨によってガラス
基板上に一体成型したものである。加工したミラーを SPring-8 放射光施設の平行 X 線ビームで評価し、結果を研磨工程にフィードバックすることで改善を図っている。これまでに、8keV の平行 X 線に対して PSF(Point Spread Function) の FWHM 幅・HPD (Half Power Diameter) とも <1 秒角の性能を達成した。講演では、この高精度 X 線ミラーの開発研究について紹介する。

1

だ十分には行われていない。軟 X 線観測では斜入射Introduction

望遠鏡が用いられる。このような低散乱・高角分解

X 線領域における太陽観測では、「ようこう」や「ひので」によって温度が 100 万 K を超える太陽コロナ
中で、3000 万 K を超える超高温プラズマの生成や粒能の撮像ができる X 線ミラーは、例えば Chandra X
線観測衛星によって飛翔実績はあるが、現在、同様のミラーは世界的に供給できない状況にある。

子加速、惑星間空間に巨大な質量を放出するコロナ
質量放出 (CME) などのさまざまな現象が明らかになってきた (例えば、Tsuneta et al. 1992a, 1992b;

Masuda et al. 1994)。最近の極端紫外線 (EUV) 観
測によってコロナには１秒角以下の微細構造が存在
し (図 1)、これが高温プラズマをコロナ上方に供給することでコロナ加熱を引き起こしていると指摘されてきた (Hara et al. 2008)。EUV 観測では、比較的低温である 100 万-150 万 K のループ、特に足元部は観測できるが、高温ループは観測できない。一方、コロ

図 1: コロナ中の 1 秒角以下の微細構造。(左)SDO

ナ中の高いエネルギーの電子は X 線を放射し、軟 X

衛星 AIA(分解能; 1.2 秒角)、(右)Hi-C 観測ロケット

線はフレアに伴う超高温プラズマの生成など高エネ(分解能; 0.3-0.4 秒角; Cirtain et al. 2013)

ルギー過程の観測に適している。特に明るいフレア
ループ上空の暗い領域で進行すると考えられる衝撃波の形成など、磁気リコネクションに伴うプラズマ構造の観測は、フレアによるプラズマの加熱・加速を理解する鍵となる (Tsuneta 1997, Chen et al. 2015)。
しかしながら、観測には低散乱のミラーが必要で、未35

2022 年度 第 52 回 天文・天体物理若手夏の学校

2

X 線望遠鏡2.1

斜入射光学系

可視光で像を作るためには、レンズを利用した屈折光学系を望遠鏡に用いるのが一般的である。しかし、

X 線領域のような短波長領域になると、可視光で使用していた望遠鏡では天体からの電磁波を結像することが困難になってくる。X 線領域ではほとんどの物質に対して屈折率が１よりも僅かに小さく、屈折

図 2: Wolter I 型光学系

をほぼ起こさないためである。可視光で使用される２枚鏡型の反射望遠鏡についても同様、短波長領域の直入射反射率が極めて低いので、効率も低い。臨界角程度の斜入射ならば高い反射率を保持できるので、

X 線望遠鏡は斜入射光学系の反射望遠鏡が用いられている。X 線望遠鏡でよく用いられている斜入射光学系である Wolter I 型光学系を図 2 に示す。Wolter

I 型光学系は、第１面に回転放物面内面、第２面に回転双曲面内面の２回反射で焦点に集光させる。
図 3: 「直接研磨型」X 線ミラー。写真は ChandraX

2.2

線観測衛星の HRMA。

X 線望遠鏡の種類

X 線望遠鏡にはいくつかの種類があり、望遠鏡の系は一度に Wolter ミラー全面の計測ができる。従来

結像性能を重視した「直接研磨型」や、結像性能は高の干渉計測では、狭い領域の干渉計測を行い、それくないものの集光力を重視した「多重薄板型」、前述

らを合成 (スティッチング) して全体形状を得る方法の両者の性能を取り入れた「非球面多重薄板型」なを取っていたが、CGH 計測系は一度に全体形状が得どがある。我々が開発研究を進めているのは、「直接られるので、高速化に期待できる。現在は、CGH 高研磨型」の X 線ミラーである。これは超精密非球面

速計測系は予備的な計測という立場で導入されてい加工により、Wolter I 型の光学系に適合するようにるが、今後主力の計測系として用いられることを目

回転放物面と回転双曲面の鏡面形状を研磨によって標にしている。

ガラス上に一体成型したもので、角分解能を１秒角以下にすることが期待できる。

3.2

結像性能評価加工した試作ミラーは、以下のようなセットアッ3

Wolter ミラーの加工と評価

プで SPring-8 放射光施設 (BL29XUL; Ishikawa et

3.1

ミラー加工時の高速計測系

al. 2001) の 8keV の平行 X 線ビームで評価を行った (図 6)。また、ミラーの形状は円環の一部分を切りWolter ミラーの形状の計測には CGH (Computer

取ったような形状をしている。検出面に集光された

Generated Hologram) 素子を導入した。図 4 のような CGH 素子をホルダにセッティングし、ヘキサポッ

tangential 方向ミラー面外方向の集光のベストフォー
カス位置に合わせた像を図 8 に示す。理想的なミラードに Wolter ミラーを設置して計測を行う。この計測は、tangential 方向のベストフォーカス位置に合わせ36

2022 年度 第 52 回 天文・天体物理若手夏の学校たものである。

ْ1-2ٓCGHಞ৕भ੦ຊ৓௬੼ Wolter঑ছ‫ش‬भ೾৒
௧৷CGHಞ৕

৚ૡ൨ශએ

16ϓΡμʖ‫ױ‬ম‫ܯ‬

৚ૡଣ੟એ

‫حݬ‬
CGHોࢢ
අ‫ݗ‬ϝϧʖ

図 6: SPring-8 での実験の様子。ビーム射出口から出たビーム (左奥) が Wolter ミラーに反射し、真空パイプを経て検出器に集光する。
図 4: CGH 素子を用いた Wolter ミラー計測系。左6࣢ඏಊητʖζ

上は CGH 素子の外観。
CGH๝௱ੑद೾৒खञWolter঑ছ‫ش‬஄૾ෙ୷

৚ૡ൨ශએ

৚ૡଣ੟એ

௧৷CGHಞ৕॑৷ःॊऒधद‫ؚ‬1ූभ੦ഝभ঱प஄ਛऔोञ৚ૡWolter঑ছ‫ش‬भ‫ؚ‬৚ૡଣ੟એ‫ؚ‬৚ૡ൨ශએभ஄૾॑‫ؚ‬৊ৎप೾৒घॊऒधऋলਟञ‫؛‬॔ছॖওথॺಖ২॑਱঱खञ঱द‫ؚ‬ኾශ‫ॹق‬ॕ५ॺ‫ش‬३ঙথ‫ك‬ଓਫ‫ؚ‬३५ॸ঒ग़
ছ‫ش‬ଓਫ॑ষः‫ؚ‬৒୤৓ऩ௬੼॑ਤीॊ‫؛‬
図 7: Wolter 部分円環ミラーકྲྀద‫خ‬൭ٗढ़߶ౕԿࢩԋࣆ‫ۂ‬ྫ࿪̑೧ౕ୊̏յ‫֋ڂݜ‬൅ਬ਒җҽճࣁྋ

tangential

図 5: 加工中のミラーの CGH 計測例。横軸は mm、カラーバーの単位は nm。面が赤くなっている部分
は、理想的なミラー表面から隆起している箇所。一sagittal

方青い部分は窪んでいる箇所。
た時に、sagittal 方向ミラー面内方向の集光は幅をもたないが、このミラーは tangential 方向と sagittal 方向の焦点距離が異なる非点収差があるので、sagittal
方向に広がりが見て取れる。また、tangential 方向の
規格化 PSF プロファイルも図に示す。PSF プロファ
イルは PSF のコアの部分を詳細に見るために、検出

図 8: tangential 方向のベストフォーカス位置での集器前のレンズを高倍率にし、データをより細かく取得

光像。非点収差があるため sagittal 方向に広がりをしている。これから tangential 方向のベストフォー

持っている。

カス位置での FWHM 値は 0.24 秒角であった。
これから、各 oﬀ-axis angle での散乱レベルを求め、測定データの広角散乱プロファイルを図 8 に示す。

これも tangential 方向ベストフォーカス位置でのプ 「ようこう/SXT」と「ひので/XRT」の散乱レベルと「ようこう/SXT」とロファイルである。色の違う 5 本のラインは、それ の比較を行った。10 秒角では、ぞれ測定箇所やダイナミックレンジを変えて散乱レ 「ひので/XRT」に対して我々のミラーの散乱レベル
ベルを測定したものを１本のプロファイルにまとめ が最も抑えられているが、20 秒角で同程度、それ以降の oﬀ-axis angle では散乱レベルは減衰が緩やかに

37

2022 年度 第 52 回 天文・天体物理若手夏の学校

4

1

まとめと今後の展望

Intensity

散乱プロファイルから散乱レベルは 10 秒角では精度良く低散乱だが、次第に散乱レベルをあまり良く抑えることができていない。この結果をミラーに
フィードバックし、再度直接研磨することによって性能向上を図る。同時に CGH 計測系で加工したミ

0
!"

0

800

ラーの計測も本格化させることで、計測を高速化し

図 9: tangential 方向のベストフォーカス位置での規格化 PSF プロファイル

2030 年代の打ち上げを目指す、PhoENiX 小型衛星に搭載する軟 X 線望遠鏡 SXIS への搭載を念頭に研究を進めている。また、現在 Spring-8 放射光施設で1.E+00の実験を進めているミラーは回転放物面、双曲面と1.E-01core

もに 40mm 四方であるが、PhoENiX 小型衛星に搭

upper(250μm)
upper(750μm)

1.E-02

Intensity

効率良いミラーの性能向上を目指す。

lower(250μm)

載するミラーは、放物面・双曲面各 40 × 90mm のミ

lower(750μm)
1.E-03

ラーを９枚と、大型化かつミラー枚数を増やして搭
1.E-04載する。

1.E-05

1.E-06
-3000

-2000

-1000

0

1000

2000

3000

μm

Reference
図 10: 広角散乱プロファイル

Chen, B ., et al ., Science 350, 1238-1242, 2015
Cirtain, J.W., et al., Science 493, 501-503, 2013

なっていることが分かる。また、この散乱プロファ
イルに対して、HPD を求め、0.55 秒角の性能を達成

Hara, H., Ap. J. Jett. 678, L67-L71, 2008

した。

Ishikawa, T., et al., Proc. SPIE 4145, 1-10, 2001
Masuda, S., et al., Nature 371, 495-497, 1994
Tsuneta, S., et al., PASJ 44, L63-69, 1992a
Tsuneta, S., et al., PASJ 44, L211-L214, 1992b

Green:我々のミラー@8keV

Tsuneta, S ., Ap. J. 483, 507-514, 1997

図 11: 「ようこう/SXT」と「ひので/XRT」の散乱レベルとの比較38

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観測 a08太陽観測ロケット実験 FOXSI-4 搭載用高角度分解能 X
線望遠鏡の開発
名古屋大学大学院 理学研究科
安福 千貴

39

2022 年度 第 52 回 天文・天体物理若手夏の学校

太陽観測ロケット実験 FOXSI-4 搭載用高角度分解能 X 線望遠鏡の開発
安福 千貴 (名古屋大学大学院 理学研究科)

Abstract
FOXSI は、太陽フレアの X 線の撮像分光観測を目的とした日米共同のロケット実験である。2024 年には4 号機が打ち上げられる予定であり、我々はこの FOXSI-4 搭載用高角度分解能 X 線望遠鏡の開発を進めている。その科学目標達成のためには、太陽フレアによる秒単位で変化する空間・エネルギー情報が鍵となり、望遠鏡には高い結像性能 (HPD < 10 秒角) が要求される。
我々は地上 X 線結像系開発で構築した独自の小口径高精度電鋳技術 (Mimura et al. 2018) を応用することで、これまでに直径 60 mm / 焦点距離 2000 mm / 有効高さ 220 mm の Wolter-I 型反射鏡の試作に成功(Takigawa et al. submitted) し、製作した反射鏡の X 線照射による性能評価を実施してきた。
反射鏡の性能を求める一方で、宇宙 X 線の観測には、宇宙へ打ち上げる望遠鏡が過酷な宇宙環境に耐える必要がある。望遠鏡にとって最も重要な環境耐性試験の一つである振動試験を実施し、反射鏡を守る反射鏡支
持機構の振動耐性の確認を行った。結果、振動前後の周波数応答に大きな変動は見られなかったものの、反射鏡支持機構下部の取り付けネジが外れるトラブルがあった。また初の拡散光にて反射鏡支持機構に反射鏡を組み込み X 線結像性能評価試験を行ったところ、重要な判断基準となる角度分解能は FWHM ≃ 2 秒角、HPD ≃ 18 秒角、焦点深度は 4 mm 程度という結果が得られ、振動試験前後での性能の有意な変動は見られなかった。

1

イントロダクション

1.1

宇宙 X 線望遠鏡と開発目標

X 線望遠鏡では、X 線の高透過率などの要因により直入射光学系での集光・結像が困難である。そこ
でよく用いられるのが図 1 に示した Wolter-I 型斜入
射 X 線望遠鏡であり、2 種類の回転二次曲面を組み

図 1: Wolter-I 型光学系の概念図合わせて構成される。次の図 2 は国内外のミッショ
ンで打ち上げられた、またその予定にある衛星の性能を示したものであり、黒で示されている従来の X

1.2

太陽観測ロケット実験 FOXSI

線望遠鏡を見ると軽量性と結像性能の間に負の相関

FOXSI (Focusing Optics X-ray Solar Imager) はがあることがわかる。緑は次世代望遠鏡の結像性能

日米共同の太陽 X 線観測ロケット実験であり、過去を表しており、ここにある相関から逸脱した望遠鏡

3 度の打ち上げに成功し多くの科学成果を挙げた一の開発が進められている。結像性能の向上は世界と方で、3 号機までの望遠鏡には結像性能に改善の余地競うための鍵の一つであり、我々は地上開発技術でがあった。4 度目の打ち上げとなる FOXSI-4 では、培われた高精度電鋳技術に着目し、角度分解能で一結像性能の改善を図っており、目標結像性能は太陽桁以上のブレークスルーを成し遂げ、世界最高感度

フレアの構造を分解するのに必要な 10 秒角以下としの国産 X 線望遠鏡の実現を目指している。

ている。3 回目の打ち上げの FOXSI-3 では図 3 のように見られる太陽フレアが、FOXSI-4 ではフレア構造まで詳細に観測されることが期待される。また40

2022 年度 第 52 回 天文・天体物理若手夏の学校
振動耐性が最も重要と考えられている。そこで打ち上げ時の振動環境を模擬した振動耐性評価試験を実施した。なお詳しい情報については NASA の Sounding

Rockets User Handbook を参考にしている。

2.2

反射鏡と反射鏡支持機構

反射鏡単体の性能としては 2021 年 11 月の SPring8 での試験により 15 keV にて広がった天体に対する感度の指標である HPD (Half Power Diameter) <13 秒角、点源感度を示す FWHM は ≃ 5 秒角 (検出限界) を達成 (図 4)。また、局所的な照射では 17%の領域で目標分解能である HPD < 10 秒角を達成した。反射鏡を過酷な宇宙環境から守る機構として、反

図 2: 従来 vs 次世代 X 線望遠鏡の性能比較 (Ezoeet al. 2018) 一部改訂
太陽フレアは非常に明るいことから結像性能が最重要と言え、我々の高精度望遠鏡は本ミッションによくマッチしていると言える。

図 4: 反射鏡単体 15 keV での X

線結像イメージと累積動径カウント分布 (瀧川修論 2022)
射鏡支持機構がある (図 5)。これまでに開発中の高結像性能望遠鏡に合わせた支持機構開発に取り組み、
設計試作及び振動試験を実施し、反射鏡支持機構単
図 3: 結像性能の違いによるイメージの比較 (Juan

体での振動耐性を確認してきた。反射鏡に対し、下et al. 2021)

側の反射鏡固定部のみで接着剤を用いた固着を行うことで実際の打ち上げ模擬サンプルの作成を行った。

2

宇宙環境耐性と性能評価

2.1

宇宙環境耐性2.3

振動試験概要と評価項目

打ち上げ模擬サンプルに対し、ロケット打ち上げ時
宇宙 X 線望遠鏡は、打ち上げ時のロケットから伝わる振動をはじめ運用中の場面においても過酷な宇宙環境に晒される。望遠鏡においては、反射鏡の変形により分解能の劣化を引き起こす恐れのあることからの振動を加えるのが図 6 のセットアップである。サンプルと取り付けを行うための加振治具、そして IMV社の振動試験機からなり、加振方向は図 6 のような

41

2022 年度 第 52 回 天文・天体物理若手夏の学校
まうというトラブルが発生した。これに伴って加速度センサーの周波数応答は広範囲で大きく変動するという結果になった。一方で Z 軸方向のランダム加振についてはネジの緩み等の影響はなく、周波数応答についても再現性の範囲で一致した。可視光結像
性能評価についても再現性の範囲内で一致した。特に X 線結像性能評価については重要な判断基準となる角度分解能は FWHM ≃ 2 秒角、HPD ≃ 18 秒角、焦点深度は 4 mm 程度という結果が得られ (表 1)、
振動試験前後での性能の有意な変動は見られなかったことが明らかになった。

図 5: 反射鏡支持機構の概念図と実際の外観

表 1: 振動試験前後での X 線結像性能評価
試験前
試験後

X/Y 軸方向に加え、Z 軸方向も行った。
振動試験前後においては、以下の 4 つの項目を評価

3

FWHM

∼2 秒角

∼2 秒角

HPD

∼18 秒角

∼19 秒角

焦点深度

∼4 mm

∼4 mm

まとめと今後の展望
振動前後の周波数応答に大きな変動は見られなかったものの、反射鏡支持機構下部の取り付けネジが外れた。一方で X 線結像性能評価試験を行ったところ、重要な判断基準となる角度分解能は FWHM ≃ 2 秒
角、HPD ≃ 18 秒角、焦点深度は 4 mm 程度という結果が得られ、振動試験前後での性能の有意な変動は見られなかった。今後の展望として、X 線結像

図 6: 振動試験セットアップ

性能評価において right と left の半周に分けて照射基準として設けている。

していた拡散光をさらに大きく改善することで、より精密な全周照射による評価を行うことを見込んで• 加速度センサーの周波数応答いる。

• ネジの締まりチェック• 可視光結像性能

Reference• X 線結像性能

Mimura et al., 2018, Rev. Sci. Instrum.
Takigawa et al., submitted, JATIS

2.4

振動試験結果瀧川歩, 2022, 名古屋大学修士論文

今回 X/Y 軸方向のランダム加振を行ったところ、Juan et al., 2021, SPIE

反射鏡固定部の取り付けネジが 2 個完全に外れてしEzoe et al., 2018, JATIS

42

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観測 a09中央大学 40 cm 可視光望遠鏡の恒星フレア自動追観測システムと分光性能
中央大学大学院 理工学研究科
浦部 蒼太

43

2022 年度 第 52 回 天文・天体物理若手夏の学校

中央大学 40 cm 可視光望遠鏡の恒星フレア自動追観測システムと分光
性能
浦部 蒼太 (中央大学大学院 理工学研究科)

Abstract
太陽フレアは磁力線の再結合によるエネルギーの解放現象であると考えられている。太陽以外の恒星では、
放射エネルギーが太陽フレアよりも桁違いに大きいフレア (スーパーフレア) が検出されているが、それらがいかにして発生するかは未解明である。太陽ではフレアのごく初期に、ガスの運動に由来する彩層輝線の偏移 (数 10 km s−1 ∼) や、白色光の増光が観測されている。スーパーフレアにおいても、Hα 線の偏移が確認されるサンプルを増やし、それらの速度や時間発展を太陽フレアと比較することが、フレアという現象の統一的な理解を得るために必要であると考える。しかし、突発現象であるフレアの観測は偶然に頼る部分が大きく、発生頻度の低いスーパーフレアを発生初期から観測することはなおさら困難であった。
そこで我々は、サーベイ観測を行う装置と連携してフレアの追観測を行い、効率よくスーパーフレアのデー
タを収集することを考えた。
そのために我々は、中央大学後楽園キャンパス屋上に 40 cm 可視光測光・分光望遠鏡 PHAST(PHotometric

And Spectroscopic Telescope) を設置し、全天 X 線監視装置 MAXI が 巨大恒星フレアを検出した旨のメー
ルをトリガーとして自動追観測を開始するシステムを構築した。これにより、メール受信後 2 分以内の撮像開始が可能となった。測光観測には U、B、V、R、I バンドのフィルターと Ximea 社の CMOS カメラ

MJ042MR-GP-P11-BSI を使用している。分光観測には Shelya 社の高分散分光器 LHIRES III と、ATIKCAMERAS 社の冷却 CCD カメラ ATIK 460EX を使用している。また、分光性能の評価を行い、Hα 線付
近の波長分解能は 19000 で、波長決定精度が 0.2 Å であると分かった。

1

序論

な影響を与えるのかなど、未解明な部分が大きい。
太陽フレアにおいては、加熱された彩層がコロナ

太陽フレアは太陽表面における突発的な爆発現象に向けてプラズマの上昇流が発生する。これを「彩である。太陽フレアは X 線帯で 1029 – 1032 erg ほど層蒸発」と呼ぶ。また、彩層蒸発の反作用として彩の非常に大きなエネルギーを放出し、その影響は通層凝縮が発生し、Hα 線の数 10 km s−1 の赤方偏移と

信障害や大規模停電という形で我々の生活にも及ぶ

して観測されている (Ichimoto & Kurokawa 1984)。

可能性がある。一方、太陽以外の恒星においては、太また、フレアに伴って、コロナ中の低温プラズマが噴

陽フレアの最大規模の 10 – 107 倍ものエネルギーを出する「プロミネンス噴出」や、フレアループを満た放出する巨大なフレア (スーパーフレア) が確認されした高温プラズマが冷えて凝縮し、星の重力を受けている。太陽フレアはイメージングや多波長観測にて落下する現象も H α線の偏移として観測されていよって、多角的な理解が進んでいる。一方で、遠方のる。スーパーフレアにおいても、Hα 線の偏移が確認

恒星で発生するフレアは、空間分解して観測できなされるサンプルを増やし、それらの速度や時間発展

い。また、フレアはエネルギーの増大に反して発生を太陽フレアと比較することで、フレアという現象

頻度が下がる特徴があるため、スーパーフレアの観を統一的に理解することができるのではないかと考

測例は十分とは言えない。これらの理由から、スーえる。実際に、近年、M 型星や太陽型星のスーパーフ

パーフレアは太陽フレアと同様の彩層加熱機構で説レアの連続分光観測例が増え (Houdebine et al 1990;

明できるものなのか、また、周囲の環境にどのよう

Maehara et al 2021; Yuchan et al 2022; Namekata

442022 年度 第 52 回 天文・天体物理若手夏の学校
et al 2022a & b)、太陽フレアとの共通点や相違点な CCD カメラ ATIK 460EX を使用する。また、分光どが盛んに議論されている。一方で、主に近接連星

器には、目的星を分光スリットに導入するためのガイ

35系で見られるような特に大きいエネルギー ( > 10

ドカメラとして、TIK CAMERAS 社製の冷却 CCDerg) を持つスーパーフレアを、その発生初期から分

カメラ ATIK 414EX が備えられている。これらの機

光観測した例はほとんどない。よって我々は、巨大黒器を図 2 にまとめた。

点を持ち、スーパーフレアを引き起こしやすい「りょ新望遠鏡の名前は「PHAST」に決定した。これは、うけん座 RS 型連星系 (RS CVn 型星)」を中心に、手PHotmetric And Spectroscopic Telescope の略称で動による追観測を行い、複数のスーパーフレアの減 「測光 (Photmetric)」と「分光 (Spectroscopic)」を速衰期を捉えることには成功した (Kawai et al 2022)。 い (Fast → PHAST) スピードで自動的に観測できるという新望遠鏡の特徴を表している。

しかし、偏移成分の変動はフレアの発生初期に見られることが多いため、これに間に合うような追観測体制を整える必要があった。そこで我々は、(1) サー
ベイ観測を行う装置と連携した自動追観測システムを持つ、(2)Hα 線の数 10 kms−1 の偏移成分を分解できる、以上の性能を満たす新望遠鏡の立ち上げを行った。
また、フレアの放射機構を理解するため、Hα 線と白色光は同時観測されることが多い。さらに、Hα 線のフラックスを得るためには、測光観測によって連

図 1: 40cm 可視光測光・分光望遠鏡「PHAST」。

続光のフラックスを見積もる必要がある。これらの理由から、(3) 分光・測光同時観測も要求性能に加え
られた。

2

観測機器
2021 年 3 月に後楽園キャンパス屋上に口径 40 cmの望遠鏡を新設した（図 1）。架台には経緯台を用いており、駆動速度は平均秒速 20 度である。この速さが新望遠鏡の大きな魅力である。また、光路分割機

1 :RC 式 40 cm 口
図 2: PHAST を構成する機器。○
2
3 : 光路分割機、○
4
径鏡筒、○:
電動フォーカサー、○
5 : 測光観測用 CMOS
: 電動フィルターホイール、○にて測光観測用と分光観測用に入射光を分割するこ

6 : 分光器 （LHIRES III）
6 : スリット、
カメラ、○
、○’

とで、可視光での測光観測・分光観測が同時に行えることも特徴である。分割機内部には 4 種類のレンズ（反射光：透過光を割合はそれぞれ、0：10、1：9、3：7、10：0）を備え、観測用途によって切り替えを

6
7 : コンパリソンランプ、○
8 : ガ○”: プリズム、○
9 : 分光観測用 CCD カメラ、
イド用 CCD カメラ、○
10 : フラットランプ○

行う。反射光を測光観測、透過光を分光観測に用いる。測光観測には、電動フィルターホイールを用いて U, B, V, R, I バンドの切り替えを行い、撮像には3

自動追観測システム

Ximea 社の CMOS カメラ MJ042MR-GP-P11-BSIを使用する。分光観測には、Shelyak 社の高分散分

PHAST は全天 X 線監視装置 MAXI と連携し

光器 LHIRES III と、TIK CAMERAS 社製の冷却た自動追観測を行う。MAXI とは、国際宇宙ステーション (ISS) の日本実験棟「きぼう」に搭載されて45

2022 年度 第 52 回 天文・天体物理若手夏の学校
いる X 線検出器（図 3）で 2009 年から稼働している。ISS が地球を一周する約 90 分間でほぼ全天を走査できるため、予想のつかない突発現象や、天体の長期的性質を探る研究に最適である。検知するエネ
ルギー帯域は 2 – 20 keV である。

MAXI のデータはリアルタイムで JAXA 筑波宇
宙センターのコンピュータに送られ、突発天体候補が見つかるとメールにて速報が流れる。このアラー
トメールを我々の研究室のコンピュータが受信すると、MAXI が増光を検知した座標 (RA, Dec) を抽出する。座標から近い距離（∼ 1 deg）に既知天体があれば、その天体からの増光と判断し、座標をその既
知天体に合わせて観測リストを作成する。作られた

図 3: 国際宇宙ステーション日本実験棟「きぼう」に観測リストは、望遠鏡制御用のコンピュータに送ら設置されている MAXI。

れ、観測可能な天候であれば、追観測を開始する。天候の確認については当研究室にて所有するスカイク

タを得られる波長の幅は 150 Å 程度であり、分光器

オリティメーターによって測られる空の明るさの情に付随するマイクロメーターによって観測する波長

報や雨センサーや気温、湿度、気圧計の情報も用い域を変えることができる。
我々は、数 10 km s−1 の偏移成分を分離できるか確る。

認するため、LHIRES III の波長分解能の測定を行っ自動で分光観測を行うためには、ガイドカメラ上の分光スリットに自動で星像を乗せる必要がある。 た。Ar / Ne ランプを撮像し、一次元化した後、HαPHAST の分光スリットの幅は約 9 秒角であり、そ 線付近の 5 本の Ne 輝線を用いた波長較正を行い、各の上に星像を人の手を介さずに乗せるということは、 輝線の半値全幅 (FWHM) を計測した。各輝線の半大変困難である。 この問題を解決するために、ガイ 値全幅をプロットし、それらを一次関数でフィッティ
ングすることで、Hα 線 (6563 Å) における半値全幅

ドカメラの天体を検知する有効範囲に入った星像を自動でスリット上まで移動させてくれる、オートガを見積もった (図 4)。その結果から、Hα 線付近の波

イド機能というものを搭載した。また、3 ヶ月に一回

長分解能 (λ / FWHM) は 19000 程度であり、20 km程度、制御ソフト上の望遠鏡の向きと実際の向きのs−1 程度の速度成分を分離できる性能であると分かっ

ずれを補正すれば、オートガイドの有効範囲内に天た (2019 年度柳田 卒業論文)。また、波長較正を行

我々 う際に輝線位置 (単位: pix) と波長 (単位: Å) の関係
は、ダミーのアラートメールを研究室の PC に送信 を一次関数でフィッティングしたが、その標準偏差は体を導入可能であることを検証済みである。

し、メール受信から 2 分以内に天体の撮像を開始で0.20 Å であり、10 km s−1 程度の精度で中心波長をきることを確認した。この自動追観測システムによ決定できることが分かった。

10 km s−1 単位で波長を決定できる本研究の分光

り、手動では 1 時間以上の時間を要していた追観測において、10 km s−1 以上の系統誤差は可能な限り開始までの時間を大幅に短縮することができた。

取り除く必要がある。例えば、望遠鏡の向きによって、光学系に加わる重力等が変化し、スペクトルが波長方向にずれることが考えられる。実際に検証を

4

分光性能

行うと、特に回転角 (cas) が最も影響を与えることが本研究で用いる分光器 LHIRES III 観測可能な波長帯域は 4000 – 7088 Å である。 一度の撮像にてデー分かった (図 5)。仮に、目的星と異なる向きで撮像したコンパリソンフレームを用いて、波長較正を行うと最大で 30 km s−1 程度の系統誤差が生じることに46

2022 年度 第 52 回 天文・天体物理若手夏の学校なる。この誤差を除去するため、目的星とコンパリ
ソンランプを交互に撮像し、直前にとったコンパリ
ソンフレームを用いて目的星の波長較正する必要があることが分かった。また、地球や観測天体の公転によるドップラーシフトも、フレアによる偏移と混在しないように区別する必要がある。地球の公転に関しては、PyAstronomy という Python のパッケージを用いて補正を行う。観測天体の公転に関しては、
今後目的星を静穏時を長期的にモニタ観測し、静穏時のスペクトルを用いて補正を行う予定である。

図 5: 望遠鏡の向きのイメージ (上) とコンパリソン
輝線の高度 (alt)、方位角 (dir)、回転角 (cas) に応じた変動 (下)。なお、本検証に用いたのは、十分な統
図 4: Hα 線付近の 5 本の Ne 輝線の波長と半値全計量が得られた 6506.5 Å の Ne 輝線で、ホーム位置

幅 (FWHM) の関係。青色の実戦は 5 つのプロット(alt=20◦ 、dir=0◦ 、cas=0◦ ) における輝線位置からを一次関数でフィッティングした結果であり、Hα 線の変移 (diﬀ) をプロットしている。

(6562.9 Å) における半値全幅は 0.34 Å 程度である。

Reference5

Ichimoto, K. & Kurokawa, H. 1984, Solar Physics, 93,
105

まとめと今後の展望

Namekata, K. et al 2022a, Nature Astronomy, 6

我々は、2021 年 3 月に 40 cm の可視光望遠鏡

PHAST を新設した。本望遠鏡は、自動追観測システ
ムと、高分散分光器を有しており、全天 X 線監視装

Namekata, K. et al 2022b, The Astrophysical Journal
Letters, 926, 1

置 MAXI がスーパーフレアを検出した旨のメールをHoudebine, E. R. et al 1990, Astronomy and Astrophysics, Vol. 238

受け取ってから、2 分以内に波長分解能 19000 の分光

Maehara, H. et al 2021, PASJ, 73, 44

観測を開始できる。さらに、光路分割器を用いることで分光と測光の同時観測が行える。これによって、スーパーフレアを発生初期から観測し、それに伴うWu, Y. et al 2022, The Astrophysical Journal, 928, 2
Kawai, H. et al 2022, PASJ, 74, 2

プラズマの運動を理解することができる体制が整っ 柳田悠記 (中央大学 理工学部 天体物理学研究室) 2019 年
度卒業論文たと言える。今後は、当研究室が保有する 3 台の可視光望遠鏡を連携させた自動観測体制の整備、PHASTを用いた自動モニタ観測用のプラン作成等に取り組
んでいく。

47

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観測 a10可視光測光望遠鏡 CAT を利用した増光検知システムの構築
中央大学大学院 理工学研究科
根本 登

48

2022 年度 第 52 回 天文・天体物理若手夏の学校

可視光測光望遠鏡 CAT を利用した増光検知システムの構築
根本 登 (中央大学大学院 理工学研究科)

Abstract
中央大学では恒星で起こるフレア現象、特に恒星で生じる最も規模の大きいフレアがどの様な構造で如何に起こるかについて研究している。恒星フレアでは太陽の様にイメージングが行えないため、多波長による状況証拠でイメージングに近いレベルのデータを得る必要がある。そのために我々は中央大学後楽園キャン
パスに中央大学天文台 CHAO を設置し、全天 X 線観測装置 MAXI による観測であらかじめ大きなフレアを起こすとわかった天体に対して多波長でのモニター観測を行なっている。
中央大学天文台 CHAO ではフレアの発生機構に迫るため可視光測光望遠鏡 CAT、可視光分光望遠鏡 SCAT、
可視光測光分光望遠鏡 PHAST の 3 台の望遠鏡を運用している。CAT は市販の 2.6 m ドームと口径 26 cm、
焦点距離 3000 mm の望遠鏡で構成され、現在は B,V,R,I フィルター、冷却 CCD カメラを用いて可視光測
光観測を行っている。視野は 50x35 分角程度で、限界等級は 15–16 等級程度である。これを利用しモニター中にフレアが生じた場合に最短 3 分で他の望遠鏡と連携し、同時に測光観測と分光観測を行うことを考えている。そのために CAT での観測直後にリアルタイムで解析を行い、増光を判断し即座にアラートを発信するシステムを構築することを考えている。
現在は全自動で FITS ファイルの新規作成を検知し、検知後 40 秒以内にアストロメトリ、サチレーション
確認、一次処理、開口測光、等級計算までを行うシステムの構築までが完了している。
今後は即時解析の結果から増光を判断するシステムと増光時にメールで知らせるシステムを作成すること
で、他の観測装置からも即座に追観測を行う予定である。また、CHAO 内の望遠鏡全てに同様に増光検知シ
ステムを設けることで、CHAO 内の望遠鏡において相互に追観測を行えるシステムを構築していく予定で
ある。

1

序論

とは言えない。これらの理由から、巨大な恒星フレ
アは太陽フレアと同様の彩層加熱機構で説明できる

太陽フレアは太陽表面における突発的な爆発現ものなのか、また、周囲の環境にどのような影響を象である。太陽フレアは X 線帯で 1029 –1032 erg ほ

与えるのかなど、未解明な部分が大きい。太陽フレ

どの非常に大きなエネルギーを放出し、その影響はアにおいては、「彩層蒸発」や「プロミネンス噴出」

通信障害や大規模停電という形で我々の生活にも及などの現象が Hα 線の偏移として観測されており、恒ぶ可能性がある。一方、太陽以外の恒星においては、 星フレアにおいても、Hα 線の偏移が確認されるサン最大規模の太陽フレアと比べて放射エネルギーが 10

プルを増やし、それらの速度や時間発展を太陽フレ万倍から 1000 万倍もの巨大なフレアが検出されていアと比較することで、フレアという現象を統一的にる。太陽フレアはイメージングや多波長観測によっ 理解することができるのではないかと考える。近年て、多角的な理解が進んでいる。一方で、遠方の恒星 では、M 型星や太陽型星における恒星フレアの連続で発生するフレアは、点光源として観測されるため分光観測例が増え、太陽フレアとの共通点や相違点
イメージングによる空間分解しての観測はできない。 などが盛んに議論されている。しかし一方で、主にしたがって、多波長による状況証拠でイメージング

近接連星系で見られるような 1035 erg を超えるエネに近いレベルのデータを得る必要がある。また、フルギーを持つ巨大な恒星フレアを、その発生初期か

レアはエネルギーの増大に反して発生頻度が下がる

ら分光観測した例はほとんどない。

特徴があるため、巨大な恒星フレアの観測例は十分49

2022 年度 第 52 回 天文・天体物理若手夏の学校
中央大学ではこのような恒星で起こる巨大なフレア

Control Software(以下 ACP)、CCD 制御ソフト

がどの様な構造で如何に起こるかについて研究してい

MaxIm DL、フォーカサー制御ソフト Focus MAXる。そこで中央大学では中央大学後楽園キャンパスのを用いて自動化されており、無人での観測を行うこ中央大学天文台 CHAO(CHuo-university Astronom-とが可能となっている。

ical Observatry) にて、全天 X 線観測装置 MAXI による観測で、あらかじめ恒星フレアの発生頻度が高いと分かった「りょうけん座 RS 型連星系 (RS CVn 型星)」を中心に、多波長でのモニター観測を行なっている。また、手動による追観測も行い、複数の巨大な恒星フレアの減衰期を捉えることに成功した (Kawai,

H. et al 2022)。しかし、偏移成分の変動はフレアの発生初期に見られることが多く、これまでの CHAO
における追観測ではフレアの発生初期を捉えられた例はない。そのため、フレアの発生初期に間に合う
追観測体制を整える必要があった。そこで、モニター観測を利用しモニター中にフレアが生じた場合に最図 1: CAT

短 3 分で他の望遠鏡と連携し、同時に測光観測と分光観測を行うことを考えた。そのために CAT での観測直後にリアルタイムで解析を行い、増光を判断し即座にアラートを発信するシステムを構築すること

方法

3を考えている。

CAT ではフレア星の常時モニター観測を行なっている。これを利用しモニター中にフレアが生じた場合に最短 3 分で他の望遠鏡と連携し、同時に測光

2

観測機器

2.1

可視光測光望遠鏡 CAT

観測と分光観測を行うことを考えている。そのため

CAT(Chuo-university

Astronomicalに CAT での観測直後にリアルタイムで解析を行い、増光を判断し即座にアラートを発信するシステムをTele-構築する。方法としては全自動で、観測、即時測光

scope) は 2013 年 3 月に CHAO に設置された可視解析、増光の判定までを行うことを考えている。

光測光用の小型望遠鏡である。フレア星の常時モニ

現在は全自動で観測し、観測による FITS ファイ

ター観測を行い、可視光データを蓄積してきた。天ルの新規作成を検知し、検知後 40 秒以内に測光解析

体の長期的な測光変動は、星点群の進化や、それを行うシステムの構築までが完了している。

に伴う星の磁気活動性を追跡する有効な手段となる (Padmakar, & S.K. Pandey 1999)。市販の 2.6

m ドームと口径 26 cm、焦点距離 3000 mm の望

3.1

測光解析

遠鏡 (ビクセンオリジナル・マクストフカセグレン式の鏡筒 VIXEN VMC260L)、タカハシ EM-200

測光解析にはアストロメトリ、サチレーション

Temma2M 赤道儀、SBIG STL-6303E CCD カメラ

確認、一次処理、開口測光、等級計算までが含まれで構成され、現在は B,V,R,I フィルターを用いて可ている。 アストロメトリとは RaDec と呼ばれる天

視光測光観測を行っている。視野は 50x35 分角程度

体の位置情報を示す座標を画像に追加する作業のこで、限界等級は、120 秒の露光時間で S/N 比が 10とであり、WCSTools および SExtractor を用いて行の場合、V-band で約 15 等級である。

う。サチレーション確認とは、CCD では入力する光2016 年に観測自動化ソフト ACP Observatory

量と出力されるカウント数の間に比例関係が存在す

50

2022 年度 第 52 回 天文・天体物理若手夏の学校る。これをリニアリティ（線形性）という。しかし、 動を捉えられていることがわかる。この揺らぎの原
カウント数の限界（CAT の場合 count=65536）に近因としては、観測当時に機械側の設定ミスにより露づくにつれ、光量からカウント数への変換がうまく

光時間を低く設定してしまっていた事が考えられる。

いかないため、その確認である。次に、一次処理とまた、1 日の間に得られた画像を積分してみた結果

は生データに含まれる機器由来のバイアスと暗電流は図 3 の様になった。十分に揺らぎが小さい精度でノイズを取り除くため、生データからダークフレー
ムを差し引き、機器由来の集光ムラを打ち消すためにフラットフィールドで正規化を行う作業のことである。開口測光とは、目的天体に対して円状のソース領域とその外側に円環状のバックグラウンド領域を指定し、ソース領域の積算値からバックグラウン
ドを引くことでカウントを計算する手法である。
これらの補正後の画像データに対して開口測光により等級を計算し相対測光を行い、ライトカーブを作成した。ここで、相対測光とは、目的天体とその同図 3: CAT により得られたライトカーブ

視内に入っている明るさが一定の比較天体との等級差から、目的天体の等級を相対的に求める解析手法である。目的天体と比較天体の距離が十分に近い場

KWS と同様の光度変動を捉えられていることがわ

合、ゆらぎの影響は概ね同じであると考えられ、相かる。これまでに CAT で白色光フレアを観測した際対測光を行うことでそのゆらぎによる影響を取り除の増光は 0.53 等級程度であったため、これらの結果

くことができる。

から今回作成した測光解析プログラムは十分な精度で解析を行えると言える。

4

解析プログラムの性能5作成した解析プログラムを用いて過去に CAT で撮影された画像の解析を行い、その結果を KWS にて得られたデータと比較した。目的星には UX Ari
を用いて観測期間は 2021 年 12 月 01 日から 2022 年

01 月 24 日とした。結果は図 2 の様になった。0.1 等

まとめ
CAT を用いたモニター観測を利用しモニター中にフレアが生じた場合に最短 3 分で他の望遠鏡と連携し、同時に測光観測と分光観測を行うことを考えた。そのために CAT での観測直後にリアルタイム
で解析を行い、増光を判断し即座にアラートを発信するシステムを構築することを考えた。現在は CAT
での観測直後にリアルタイムで解析を行うプログラ
ムの作成が完了し、作成したプログラムは十分な精度での解析が行えることを確認した。

6

今後の展望
残る増光判断のプログラムを作成を行う予定である。システム完成後は CHAO に新設された可視光
図 2: CAT により得られたライトカーブ

測光・分光望遠鏡 PHAST(PHotometric And Spc-

troscopic Telescope) での追観測を行う体制を構築す
級程度の揺らぎがあるものの KWS と同様の光度変51

2022 年度 第 52 回 天文・天体物理若手夏の学校
る予定である。また、同様のフローを用いて可視光分光望遠鏡 SCAT(Spectroscopic Chuo-university As-

tronomical Telescope) を用いた Hα 線の増光判断シ
ステムの構築も行っていく予定であり、最終的には

CHAO の保有する CAT、SCAT、PHAST の各望遠鏡にそれぞれ増光判断システムを搭載し相互連携観測を行なう体制を整えていきたいと考えている。

図 4: SCAT

図 5: PHAST

Reference
Kawai, H. et al 2022, PASJ, 74, 2
Padmakar, & S.K. Pandey 1999, ASTRONOMY & ASTROPHYSICS
山田 宗次郎, 2016, 中央大学修士論文

52

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観測 a11恒星フレアの Hα 輝線を検出する 25cm 自動望遠鏡の開発
兵庫県立大学院 理学研究科
井出 善心

53

2022 年度 第 52 回 天文・天体物理若手夏の学校

恒星フレアの Hα 輝線を検出する 25cm 自動望遠鏡の開発
井出 善心 (兵庫県立大学院 理学研究科)

Abstract
恒星フレアとは恒星表面で起こる爆発現象のことで、γ 線から電波までの広範な電磁波を放出する。近年の観測的研究で、太陽での最大規模のフレアの 10 倍以上も大きなエネルギーを放出する、スーパーフレア現象が明らかになってきた。しかし、恒星でのフレア現象は発生の予測が困難なため、発生直後の観測例は多くない。そこで、恒星を夜間モニターし続け、その星のフレアの発生を検出する自動望遠鏡を作成している。
口径 25 cm の市販の望遠鏡に、素子サイズが 6.9 mm× 4.6 mm の CCD を取り付け、視野は 9.5 ’×6.3 ’である。そして、透過光の中心波長が 656.3 nm で半値幅が 3 nm の Hα 干渉フィルターを CCD の前に置いた。R バンドで 12 等級の天体を露出時間 5 分で S/N=40 で撮影できる。視野 2.3 度 ×1.7 度のガイダーを望遠鏡に同架し、天体の導入精度を約 12 ’ から約 2 ’ に、追尾精度を 1 時間当たり約 5.3 ’ から約 2.9 ” に向上させた。望遠鏡とカメラを制御するソフトウェアは INDI、PHD2、CCDCiel を組み合わせて開発した。西はりま天文台に設置したスカイモニターからの天候状況の情報に応じて、指定した天体を自動で観測できる。
将来は 25 cm の自動望遠鏡でフレア発生を検出した場合、すぐに西はりま天文台なゆた望遠鏡 (口径 2m) で分光観測できるように運用する。現行の視野では、画像内の星が少ないためか、Astrometry.net で WCS を
画像に張り付けられない場合が多い。そのため、解析の自動化までは至っていない。星が多く写るよう、視野を広くするため、24.6 mm×24.6 mm の CCD に取り替えて観測を行う予定である。講演では、自動化の
詳細と今までの観測結果について述べる。

1

導入た望遠鏡で分光観測できるように運用する。

恒星の磁気エネルギーは恒星表面の一様でない自転速度により、内部のプラズマの対流にゆがみが生

2望遠鏡の概要じることで増幅される。磁気リコネクションと呼ば西はりま天文台に設置した 25cm 望遠鏡の模式図れる磁力線の結び変わる現象により恒星大気上空のを図 1 に示す。

コロナでフレアは発生し、磁気エネルギーが運動エ
ネルギーや熱エネルギーに変換される。その際にガンマ線から電波までの広範な電磁波を放出する。分
光観測を用いると、フレア中の時間とともに変化す
る輝線の形状からガスの運動を推測することができる。(Honda et al. 2018) しかし、恒星でのフレア現象は発生の予測が困難なため、発生直後の分光での観測例は少ない。
フレアで放出されたエネルギーがコロナより下部の大気である彩層に流れ込み、 彩層を加熱すること
で Hα 輝線を放出する。この Hα の増光をフレアの発生として検出する、自動で恒星をモニターする望図 1: 望遠鏡の模式図

遠鏡を作成している。将来は 25 cm の望遠鏡でフレア発生を検出した場合、すぐに西はりま天文台なゆ

焦点距離が 2500mm で口径が 25cm の望遠鏡に素542022 年度 第 52 回 天文・天体物理若手夏の学校
子サイズが 6.9 mm× 4.6 mm の CCD を取り付け、 も、星が点像に写るようになった。
視野は 9.5 ’×6.3 ’ である。透過光の中心波長 656.3

nm で半値幅 3 nm の Hα フィルターを主望遠鏡カメ3ラにつけた。R バンドで 12 等級の天体を露出時間 5
分で S/N=40 で撮影できる。視野 2.3 度 ×1.7 度の

自動観測
まず、観測の際に使用しているソフトについてガイダーを望遠鏡に同架した。ドームの回転や開閉紹介する。INDI、PHD2、CCDCiel を組み合わせ、の制御が手動で行うものであったため、リレーを用

Python でスクリプトを作成した。

いて Linux からすべての機器を制御できるように整備した。基準センサとドーム開閉センサは異常を検知するために取り付けた。基準センサは赤外線で指定の位置を通過すると検知するもので、ドームの方向を修正する際に使用する。開閉センサは、スリッ
トに磁石を取り付け、磁力を検知してドームの開閉状況を把握するものである。ドームの方向の原点修正のために使用する。

図 3: 使用ソフトの関係
図 3 に使用したソフトと観測機器との関係について示す。INDI で望遠鏡、フォーカサー、カメラの制御を行う。PHD2 で オートガイド、ガイドのキャリ
ブレーションを行う。PHD2 は GUI ソフトウェアであり、スクリプトからでは制御することができなかったので、CCDCiel を用いて実行可能にした。
画像の解析には IRAF 、Astrometry.net 、Sextrac-

図 2: ガイダー未使用時の 5 分露出の画像

tor を用いた。IRAF で画像処理を行い、Astrometry.net で画像の星の位置から、画像に赤道座標を添

ガイダーを使用している理由は、主望遠鏡のみでは導入・追尾精度が観測に支障をきたすからである。 付する。そして、Sextractor で天体検出を行い、測導入精度について、ガイダーを用いることで視野外 光をおこなう。
に導入したものが、約 2 分角以内に導入できるよう以上のソフトを用いて、夜間星を自動観測するスになった。まず、望遠鏡を対象の座標へ向ける。そしクリプトを作成した。現在は観測する天体のリストて、ガイダーの画像から現在の望遠鏡の向く座標をから、日の入り後の観測開始時点で最も東にある天修正したのちに向けなおすことで、精度が向上でき体に導入し、指定した露出時間で撮影を開始する。そた。次に、追尾精度について、図 2 にガイダーを使の天体が高度 30 度未満になれば、別の天体に向く。

用しないときの 5 分撮影の画像を示す。望遠鏡の方安全対策として、西はりま天文台に設置したスカイ

位角、仰角によって追尾精度は異なり、1 時間あたりモニターから毎分更新される気象状況 (湿度、風速、
1雨) をもとにドームを開閉するようにした。また、○

平均で 5.3’ のずれが生じており、最大で 9.12’/h、最ドーム内の観測機器やセンサ、UPS 自体の状態が問2 機器の動作後に、センサや観測機器か
題ないか、○

小で 5.16’/h であった。そのため、数分以上の撮影では星が線状にのびていた。ガイドを行うことで、追尾精度は 2.9”/h となり、少なくとも 5 分は撮影して3ら得られた情報と食い違いが発生していないか、○

552022 年度 第 52 回 天文・天体物理若手夏の学校
別のパソコンで制御パソコンを死活監視し、稼働し1 ∼ ○
3 に対し復旧ているかを観測中に確認する。○
できない場合、ドームを閉め安全に終了する。

4

現在までの観測
自転が速い若い星や RSCVn など連星で自転が速いもの、対流層の深い M 型星などでフレアが頻繁に観測される。作成したプログラムを用いて、フレアを頻繁に起こす星である M 型星の EV Lac を撮影した。EV Lac は 4.8 回/日のフレア頻度である (Letoet al. 1997)。R バンドで 9.9 等級である。撮影時間
は 5 分露出でそれぞれの日の観測時間は 2〜6 時間である。現在までに合計で 30 日間観測を行った。

図 5: 2021 年 11 月 18 日の EV Lac の光度変化分かかった。フレアの特徴である急激な増光と緩やかな減光にはあてはまらない。

図 4: 5 分露出した EV Lac の画像
暗電流除去、フラット補正、宇宙線除去を行い、S/N が 10 以上の星を比較星として用いた。図 4 より、撮影した画像を示しており、比較星として用いた星は 3 つである。EV Lac は S/N≳400 で撮影できた。対象星のフラックスを比較星のフラックスの和で割ったものを相対フラックスとして、光度変化を

図 6: 2022 年 7 月 7 日の EV Lac の光度変化調べた。

図 6 は 2022 年 7 月 7 日の光度変化である。観測開5

観測結果
現在までの観測で EV Lac の増光と考えられるイ

始から 15 分間、その日の通常時より 10% 以上も明るい状態から減光した。増光の開始部分は未観測である。

ベントを 2 回検出した。
図 5 は 2021 年 11 月 18 日の光度変化で観測開始
から EV Lac の増光が確認でき、減光するまでに 30

562022 年度 第 52 回 天文・天体物理若手夏の学校

6

今後の展望
6.9 mm× 4.6 mm の CCD では視野が狭いため、Astrometry.net で WCS を画像に張り付けられない場合が多い。視野を広くするため、24.6 mm×24.6mm の CCD に取り替えて観測を行っており、WCSを容易に張り付けられることを確認した。観測を継続してデータを収集しながら、解析の部分も自動で行えるように改良を行い、そして増光を自動検出できる仕組みを作る。

Reference
Honda et al. 2018, PASJ, 70, 62
Leto et al. 1997, A&A, 327, 1114

57

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観測 a12X 線分光撮像衛星 XRISM 搭載 CCD 検出器におけるGoﬀset のシミュレーション
近畿大学大学院総合理工学研究科
青木 悠馬

58

2022 年度 第 52 回 天文・天体物理若手夏の学校

X 線分光撮像衛星 XRISM 搭載 CCD 検出器における Goﬀset のシミュレーション
青木 悠馬 (近畿大学大学院総合理工学研究科)

Abstract
我々は X 線分光撮像衛星 XRISM に搭載する軟Ｘ線 CCD カメラ (SXI) の開発を行っている。XRISM 用

CCD 素子では、1 ピクセルイベントよりも複数ピクセルにまたがったイベントの方が波高値が高くなるという現象があり、その波高値の差を Goﬀset という。さらに Goﬀset にはエネルギー依存性があり、低エネル
ギーのイベントであるほど Goﬀset は大きくなる。現在まで Goﬀset の物理的メカニズムは分かっておらず、
較正手法に不定性があった。我々はノイズが Goﬀset に影響を与えているという仮説のもと、シミュレーショ
ンを用いてノイズと Goﬀset の関係を調査した。その結果、ノイズが増加すると Goﬀset も増加すること、あるノイズの値での Goﬀset が実データを再現することを確認した。さらにシミュレーションデータから算出した補正パラメータを用いて実データの波高値を補正した結果、Goﬀset が解消することを確認した。またシミュレーションより、ノイズがない場合でも Goﬀset が存在することが分かった。この場合の Goﬀset
は、周囲のピクセルにまたがった波高値の取りこぼしに起因すると考えた。X 線が入射したピクセルの周囲

3 × 3 ピクセルの波高値を全て足し合わせると、ノイズがない場合の Goﬀset についても解消することを確認した。

X 線分光撮像衛星 XRISM

1での撮像が可能となる。

X 線分光撮像衛星 XRISM は、あすか、はくちょう、てんま、ぎんが、すざく、ひとみに次ぐ日本で 7番目の X 線天文衛星であり、2022 年度の打ち上げに向けて開発を進めている。ひとみは従来の X 線天文
衛星では実現できなかった、高いエネルギー分解能
による天体の分光観測を行った。しかし、打ち上げ
後 1ヶ月ほどで姿勢制御異常により運用が終了した。

XRISM は「ひとみ」が開いた新しいサイエンスを開拓することを目的とした後継機としてその活躍が期

図 1: X 線分光撮像衛星 XRISM[1]

待されている。図 1 は XRISM の外観である。

1.1

X 線撮像分光装置 Xtend/SXI

Xtend は X 線 望 遠 鏡 X-ray Mirror Assembly (XMA) と X 線 CCD カメラ Soft X-ray Imager (SXI) で構成され、X 線の分光と撮像を同時に行う XRISM のミッション機器の一つである。図 2 は
図 2: モザイク状に並べた SXI の CCDSXI の Charge Coupled Device (CCD) である。4 つの CCD をモザイク状に配置することで、広い視野

592022 年度 第 52 回 天文・天体物理若手夏の学校

SXI のデータ処理

1.2

CCD は半導体内部で起こる X 線の光電吸収により発生した電荷を読み出し回路に転送し、それを波高値(信号値) として読み出す。その後、波高値から入射X 線のエネルギーを求めるエネルギー較正が必要となる。SXI におけるエネルギー較正である Even/odd(a) px[0] の中心付近に X
線が入射した場合．電荷雲の大部分はひとつのピクセ
ルに収まる．

補正、Trail 補正、CTI 補正はその手法が既に確立されているが、最後の補正である Goﬀset 補正についてはまだ確立されていない。

(b) px[0] の端に X 線が入射した場合．電荷雲が複数のピクセルにまたがる．

図 3: X 線の入射位置が異なることにより，ピクセル2

Goﬀset2.1

電荷の取りこぼしへの電荷雲のまたがり方に違いが生じる．
電荷の取りこぼしによりオフセットを低減するた
め、迫はイベント中心とその周囲 3×3 の領域にわたGoﬀset とは PHA(波高値) が Grade(CCD 上でのり波高値を足し合わせた。その結果、ある程度のオ電荷の分布パターン) により異なるという現象であり、その原因として Grade ごとの電荷の取りこぼし量に差があることが理由として考えられてきた。図

フセットは解消されると分かったが、依然としてオ
フセットは残ったままであった。また迫は 5×5 の領域にわたり波高値を足し合わせたが、それでもオフ

3 は X 線の入射位置が異なることにより、電荷雲がセットは改善されなかった。すなわち、電荷の取りまたがるピクセル数に違いが生じることを示す模式図である。左図 (3a) は px[0](0 番のピクセル) の中央付近に X 線が入射したイベントの模式図であり、周こぼし以外の要因によるものだということが示唆された。そこで迫は、これまでの解析で使用した素子と同じ CCD の異なるセグメントのデータを用いて囲のピクセルへの電荷漏れが少ない場合は Grade 0と判定される。Grade 0 のイベントは px[0] の波高値
しか読み出さないので、本来取得すべき値よりも低Grade 間の PHA のオフセットについて調査した。その結果、Grade 間のオフセットの傾向、オフセットの量がセグメントによって異なることが分かった。SXIい PHA が読み出される。右図 (3b) は px[0] の右上

では、同じ CCD であってもセグメントが異なる場

付近に X 線が入射した場合の模式図であり、周囲のピクセルへの電荷漏れが多い場合は Grade 6 と判定される。Grade 6 のイベントの PHA の計算方法は、

px[0], px[5], px[7], px[8] の波高値の和を取ることで求める。したがって、Grade 6 のイベントは、X 線の入射により発生した電荷雲の多くを読み出すこと合、別々の回路を使ってデータを読み出している。そのため回路由来のオフセットが生じていることが予
想された。

2.2

ができ、本来取得すべき値に近い PHA が読み出さ

前節で述べたような電荷の取りこぼしのモデルでれる。
迫 (2020) は電荷の取りこぼしを X 線エネルギーの3 次関数でモデル化することで、Grade 間の PHA の
オフセットの解決を試みた [2]。その結果、高エネル
ギーの輝線 (Mn Kα 線) に関してはオフセットが見は Goﬀset を完全に説明しきれなかった。そこで筆本 (2021) は CCD からの信号に乗るノイズに注目し、ノイズが Goﬀset の上昇に影響を与えているかを調査した [3]。その方法として、実データを加算して擬似的にノイズを増やす方法を用いた。ノイズはられなくなったが、低エネルギーの輝線 (Al Kα 線,

F Kα 線) に関してはその程度が小さくなったものの、依然としてオフセットが残るという結果になった。

ノイズ依存性の示唆

揺らぎであるので、N 枚のフレームデータを足し合√わせるとノイズは N 倍になる。この原理により、CCD のフレームデータを加算することで、擬似的に

60

2022 年度 第 52 回 天文・天体物理若手夏の学校
ノイズを増加させることができる。筆本はこの方法
により、Grade による PHA のオフセットとノイズの関係を調査した。その結果、Goﬀset とノイズ量には正の相関があることが分かった。

2.3

本研究の目的

本研究では、ノイズが Goﬀset に影響を与えているかをシミュレーションを用いて調査する。XRISM 用

CCD は、地上と衛星軌道上とではノイズの量が異な

図 4: シミュレーションにおけるピクセル配置．中ることが分かっている。しかし、軌道上での値を打央の青いピクセル (px[0]) 内のランダムな位置に電

ち上げ前に知ることはできない。そこでシミュレー

荷雲の中心があるときの，周囲の緑色のピクセルへ

ションを用いて Goﬀset のノイズ依存性を明らかにすの電荷漏れを評価する．

ることで、軌道上のノイズに合わせて Goﬀset 補正を行うことを目指す。

が大きくなることが分かった。そして、Grade 2, 3,

4, 6 のイベントでは低エネルギー側で Goﬀset が急

3

Goﬀset のノイズ依存性の検証

3.1

検証方法

激に大きくなること、特に Grade 6 のデータにおいてその傾向が顕著であることが分かった。また図 5aより、ノイズの有無に関わらず Grade 間に PHA の
オフセットが存在することが分かった。

実際の CCD から取得したデータを用いて電子雲の大きさを算出し、求められた電子雲の大きさを用✄いて X 線イベントのシミュレーションを行った。使

✁

✄
✁
✲✄

✲✄

☎

✁✂
☎

✆✝

✡✠

☞☛

✆✝

✡✠

☞☛

✁✂

✟✞

用したデータを表 1 に示す。

✟✞
✲

●

まず図 4 に示す 3×3 の領域に対し X 線をランダム

✲
●

✄✂

✄✂

✲

✲
✁

に入射させ、次に再現した X 線イベントの電荷漏れ✲✵に注目し、各 X 線イベントを Grade 判定する。この✺✵✵P✌✍✵ ✎✏✑✒

✶✵✵✵

✁

✲✵

(a) Noise = 0 ch✺✵✵
P✌✍✵ ✎✏✑✒✶✵✵✵(b) Noise = 6 ch

一連の流れに沿って、ノイズおよび X 線入射時の波
図 5: Goﬀset のエネルギー依存性．縦軸は高値を変化させてシミュレーションした。

Goﬀset (ch)，横軸は PHA0 (ch)．青，橙，緑，灰，赤色が，それぞれ Grade 0, 2, 3, 4, 6 のプロットで

3.2

検証結果

ある．

シミュレーションで得たデータ (表 1) から、Goﬀsetのエネルギー依存性とノイズ依存性を調査した。

3.2.2
3.2.1

Goﬀset のエネルギー依存性

Goﬀset のエネルギー依存性を示す Goﬀset-PHA0のグラフを作成した。その結果が図 5 である。ここ
で、PHA0 はシミュレーションで生じさせる波高値の初期値である。これらのグラフから、ノイズが大Goﬀset のノイズ依存性

Goﬀset のノイズ依存性を示すグラフを作成した。
その結果が図 6 である。Goﬀset とノイズの関係として、Goﬀset [G0] については正の相関、Goﬀset [G6]は負の相関があることが分かった。そして PHA0 が大きいほど、その変化の割合が小さくなると分かった。

きくなるにしたがって Goﬀset のエネルギー依存性612022 年度 第 52 回 天文・天体物理若手夏の学校

表 1: 実際の CCD で取得したデータ
実験施設

実験日

データ取得時刻

輝線

CCD

大阪大学

2021.04.20

9:30 – 15:29

Mn Kα

FM02-05, FM02-06

大阪大学

2021.04.20

16:22 – 21:33

F Kα

FM02-05, FM02-06

4結論+,-./0# +,-./0(
$#

%

%

!"##$%&'()*+!"##$%&'()*++,-./0# +,-./0(
$#

#
!%
!$#

#

本研究よりノイズが大きくなるにしたがって Goﬀ-!%!$#

set のエネルギー依存性が大きくなる、すなわち Goﬀset にはノイズ依存性とエネルギー依存性があること

!$%

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*

,"-$%'()*+,"-$%'()*+(a) PHA0 = 80 chが分かった。またノイズと Goﬀset [G0] には正の相(b) PHA0 = 1000 ch

図 6: Goﬀset のノイズ依存性．縦軸は Goﬀset (ch)，横軸は Noise (ch)．黒，赤のプロットがそれぞれ分かった。これにより筆本 (2021) が示唆した Goﬀ-

set のノイズ依存性について、シミュレーションから

Grade 0，Grade 6 のデータ．

もその現象が実証できた。実データの補正について、

F Kα 線については Goﬀset を低減することができた

実データの補正

3.3

関があるが、Goﬀset [G6] には負の相関があることがが Mn Kα 線については過補正となっているので、これについて調査する必要がある。

シミュレーションで得られた Goﬀset の補正パラメータを用いて、実際の CCD で取得したスペクト
ルを補正したものが図 7 である。F Kα 線について
は Goﬀset が低減されているが、Mn Kα 線については過補正となってしまっている。その理由について

100
PHA (ch)おけるエネルギー較正の研究 : Grade-dependent

1000

Counts (/ch)

104[2] 迫 聖 2020 年 奈良教育大学修士論文「X 線分光
撮像衛星 XRISM 搭載軟 X 線撮像装置 Xtend に補正の調査」
150[3] 筆本 脩介 2021 年 奈良教育大学卒業論文「次期(b) F Kα 線補正後

X 線天文衛星 XRISM に搭載する X 線撮像装置

10

50

150

50

(a) F Kα 線補正前

[1] XRISM X 線分光撮像衛星，JAXA
https://xrism.isas.jaxa.jp/

100

1000
100
10

Counts (/ch)

104

は今後調査する。

Reference

100
PHA (ch)1000
PHA (ch)1050(c) Mn Kα 線補正前

1000
100

Counts (/ch)
950

10

1000
100
10

Counts (/ch)

104

104

Xtend の地上試験データを用いた較正方法の研究」

950

1000
PHA (ch)1050(d) Mn Kα 線補正後

図 7: シミュレーションデータから導いた補正パラ
メータによる実データの補正62

——–index へ戻る

観測 a13

CMOS イメージセンサ IU233N5-Z の X 線性能評価と偏光検出の可能性
広島大学大学院 先進理工系科学研究科
榧木 大修

63

2022 年度 第 52 回 天文・天体物理若手夏の学校

CMOS イメージセンサ IU233N5-Z の X 線性能評価と偏光検出の可能性
榧木 大修 (広島大学大学院 先進理工系科学研究科)

Abstract
X 線やガンマ線の偏光観測は高エネルギー天体の放射機構などを探る重要な手段の一つである。しかし X
線やガンマ線の偏光観測は難しく、観測例が乏しい。本研究は CMOS イメージセンサとシンチレータ検出器を用いることで X 線やガンマ線の偏光観測の可能性を探ることを目標としている。

CMOS イメージセンサは CCD などに比べて空間分解能が優れた検出器である。CMOS の感度は可視光から X 線であり、ガンマ線の感度はあまりない。それに対してシンチレータ検出器はガンマ線に感度はあるが空間分解能はないという特徴がある。しかし、近年数 µm と優れた空間分解能を持つシンチレータが研究されている。これらを組み合わせ X 線・ガンマ線の散乱や吸収の電子飛跡を検出することができれば、X 線・ガンマ線の偏光を検出が期待できる。
本研究では、他の CMOS 検出器と比べると安価で、オプティカルグリスを直接塗るなど様々なことを試しや
すい、SONY 製の CMOS イメージセンサ IU233N5-Z を用いた。IU233N5-Z は検出面がおよそ 1mm × 2mm
でピクセルサイズが 1.12µm × 1.12µm の可視光用のセンサである。IU233N5-Z 単体に 55 Fe 線源を用いての X 線性能評価を行い、Mn-Kα と Mn-Kβ を検出できた。また、IU233N5-Z の検出面に微細構造を持たな
い CsI(Tl) シンチレータを取り付けて 137 Cs の 662keV ガンマ線の検出を行った。線源の有無で取得した画像の輝度に変化が見られたことから、CMOS でシンチレーション光を検出できることを確認できた。本講演ではこれらの結果について報告する。

1あるため、数 µm サイズの構造を持つシンチレータ

Introductionと数 µm のピクセルサイズの CMOS センサを用いる

偏光の情報は幾何構造や磁場の状態などを知るたことが望ましいが、本研究ではまず構造を持たないめの優れた手段である。硬 X 線やガンマ線では、非熱的放射や散乱による放射が卓越しているが、高エネ

シンチレータと 1.12µm のピクセルサイズの CMOS
センサを用いて研究を行った。

ルギーの偏光観測は難しく観測例が乏しい。CMOS
イメージセンサは CCD などに比べて空間分解能が優れた検出器である。CMOS の感度は可視光から X

2

Detectors

2.1

CMOS (IU233N5-Z)

線であり、ガンマ線の感度はあまりない。それに対してシンチレータ検出器はガンマ線に感度はあるが空間分解能はないという特徴がある。しかし、近年本研究では、ソニーセミコンダクタソリューショ

数 µm と優れた空間分解能を持つシンチレータが研

ンズグループ製の可視光用の裏面照射型 CMOS セン

究されている。これらを組み合わせ X 線・ガンマ線

サである IU233N5-Z を用いた。IU233N5-Z の重量はの散乱や吸収の電子飛跡を検出することができれば、 基盤を除くと 0.02g と非常に軽い素子である。画素

X 線・ガンマ線の偏光を検出が期待できる。本研究

数はおよそ 106 万画素で、ピクセルサイズは 1.12µmでは将来の MeV ガンマ線衛星の AMEGO 計画など

四方と、100 万画素の CMOS センサでは 2016 年時において、ガンマ線の偏光観測を想定して、まずは点で最小である。(1) この CMOS センサは小さいピ

CMOS センサの X 線での性能を調査し、ガンマ線

クセルサイズ持つが、他の CMOS 検出器と比べるとによるシンチレーション光を読み出すことを行った。 安価で、オプティカルグリスを直接塗るなど様々な

0.1MeV ガンマ線による電子飛跡はおよそ 10µm でことを試しやすい素子となっている。

64

2022 年度 第 52 回 天文・天体物理若手夏の学校

2.2

Scintillator (CsI(Tl))

シンチレータは、放射線に励起されることにより発光する蛍光の特徴を示す物質である。本研究では、
リーディングエッジアルゴリズム社の CsI(Tl) を用いた。CsI(Tl) はシンチレーション性能の向上のため、タリウムを添加して単結晶化した、タリウム活性化ヨ
ウ化セシウムシンチレータである。密度は 4.53g/cm3
で、発光量は 56000 Photons/MeV である。(2) 本研
究では、ガンマ線の反応確率を上げるために 1cm ×

1cm × 3cm のシンチレータを用いた。

図 1: Images of typical alpha particles measured by

CMOS detector IU233N5-Z.

3

Results3.1

X 線性能評価

3.1.1

Imaging

まず、CMOS 検出器の IU233N5-Z のイメージン
グの性能評価を行なった。測定は露光時間は 1200ms
でアナログゲインを 18db に設定した。図 1 と図 2 はそれぞれ α 線源である 241 Am と β 線源である 90 Sr

図 2: Images of typical beta particles measured byを照射したものである。IU233N5-Z は可視光用の素CMOS detector IU233N5-Z.

子であり、空乏層は薄いため γ 線源によるイベント
は見ることができなかった。

3.1.2

α 線はヘリウムの原子核であるため平均自由行程は短い。そのため α 線イベントは空間的に広がることはなく、図 1 のように 1 イベントの広がりは 1 ∼ 数
ピクセルになっている。(各ピクセルの波高値は 1023となりサチレーションしている。)

β 線は原子核の中から放出される電子であるため
平均自由行程は α 線に比べて長い。そのため、β 線
イベントは空間的に広がり、図 2 のように 1 イベン
トは数十ピクセルにわたって広がっている。(図 2 のSpectrum

CMOS センサ IU233N5-Z に 55 Fe 線源と 57 Co 線源を照射し、エネルギー分解能を調査した。測定は
露光時間は 1200ms でゲインは 0db に設定し、55 Fe
線源は 1000 フレーム、57 Co 線源は 10000 フレームを取得した。取得したそれぞれのフレームについて
イベントセレクトを行なった。イベントセレクトはピクセルの波高値がノイズの 5σ を超えたものに対して、周囲の 3 × 3 ピクセルでその波高値が最大であればそのピクセルをイベントの中心とした。イベント
β 線イベントは ∼ 50 ピクセル (∼ 60µm) ほど伸びて中心の周囲 3 × 3 ピクセルで他に波高値がノイズのいる。)
5σ を超えものがなければそのイベントをシングルイ
ピクセルサイズが 1.12µm の CMOS を用いること
ベント、他に波高値がノイズの 5σ を超えたものが 1で、図 2 のように電子の飛跡を詳細に見ることがで個の場合はダブルイベント、それ以上にあれば 3 × 3
きた。
イベントに分類した。図 3 と図 4 はそれぞれ 55 Fe 線を照射した際と 57 Co 線源を照射した際のスペクトルであり、シングルイベントとダブルイベントと 3 × 3
イベントのスペクトルを足し合わせたものである。

65

2022 年度 第 52 回 天文・天体物理若手夏の学校
同様の立体角で 55 Fe 線源を照射し Mn-Kα と Mn-

Energy Spectrum

Kβ を合わせて 11867.9 counts/s を得た。次にスペ250

クトルの結果から、Mn-Kα と Mn-Kβ を合わせて2.35331 × 10−3 counts/s を得た。その結果、CMOS

200
number of events

検出器での反応確率は、1.9829 × 10−7 となる。ここ150

で、CMOS 検出器の空乏層の Si で光電吸収を考える。光電吸収の反応確率 P は Si の密度 ρ(g/cm3 )、反100

応断面積 σ(cm2 /g) と空乏層の厚み d(cm) から P =5001− exp(−ρ× d × σ) となる。Si の密度は 2.33(g/cm3 )
50

100

150

200
channel250

300であり、反応断面積を 134.6(cm2 /g) とすると空乏層

350の厚みは 6µm という結果を得ることができた。

図 3: 55 Fe のスペクトル3.2

Readout Scintillation light

Energy Spectrum

本研究では、構造を持たない CsI(Tl) シンチレー
80

タに対して、ガンマ線源である 137 Cs 線源を照射し70た。ここでは構造持たないシンチレータを用いていnumber of events

60

るため、シンチレーション光は CMOS センサ全面に50
40

広がっている。測定は露光時間は 1200ms でアナロ

30

グゲインは 18db、デジタルゲインは 24db に設定し

20

10 フレーム取得した。各フレームにおける各ピクセ

10

ルの波高値をヒストグラムにした。図 5 は黒線が線

0

200

400

600
channel800

源を照射していないとき、赤線が 137 Cs 線源をシン1000

チレータから 1cm の距離から照射したときのヒスト
グラムである。

図 4: 57 Co のスペクトル55

Fe 線源による Mn-Kα と Mn-Kβ 輝線、57 Co 線源による 14keV 輝線に対して、ガウス関数でフィッティ
ングを行うことで、channel からエネルギー E(keV)への変換の式は E(keV) = 0.0192 ∗ x(channel) +0.0036 と導出できた。また、フィッティングの結果
からエネルギー分解能は各輝線で、FWHM = 179

eV@5.9keV, 184 eV@6.5keV, 350 eV@14.4keV となった。

空乏層の推定55

Fe 線源を照射した際のスペクトルの結果から、CMOS センサ IU233N5-Z の空乏層の推定を行った。

図 5: 137 Cs の波高値のヒストグラム

まず、55 Fe 線源のレートを調べるためにプラシック
図 5 から、137 Cs 線源を照射することでシンチレー

シンチレータと MPPC を組み合わせ CMOS の際とション光が生じ、CMOS センサの全面が明るくなっ66

2022 年度 第 52 回 天文・天体物理若手夏の学校ていることがわかった。また、図 6 から、137 Cs 線源Referenceとシンチレータを少しずつ離すと波高値のピークの[1] IU233N2-Z/IU233N5-Z product brief(https://static6.arrow.
com/aropdfconversion/
d4ad9360b14af433afb3b0e72aed6a2e0f221173/
productbrief_iu233_20161221_en.pdf)

位置のズレが小さくなることを確認できた。以上から CMOS センサ IU233N5-Z でシンチレーション光を検出することができた。

[2] CsI(Tl) データシート(https://www.le-algorithms.co.jp/datasheet/
LEC3DataSheet.pdf)[3] Yamamoto, S., Kamada, K. Yoshikawa, A. Ultrahigh resolution radiation imaging system using an
optical ﬁber structure scintillator plate. Sci Rep 8,3194 (2018).

図 6: 137 Cs の波高値のヒストグラム

4

まとめと今後の展望
本研究では、100 万画素の CMOS センサとして最小のピクセルサイズ、1.12µm のピクセルを持つ

IU233N5-Z を用いた。1.12µm のピクセルサイズに α
線源と β 線源を照射し、電子飛跡を詳細に捉えることができた。また、55 Fe と 57 Co を照射しスペクトルを取得し、FWHM = 179 eV@5.9keV, 184 eV@6.5keV,

350 eV@14.4keV というエネルギー分解能を得た。そして、空乏層の厚みを推定し、6µm となった。さらに、

CMOS センサ IU233N5-Z にシンチレータ CsI(Tl) を組み合わせ、シンチレータに 137 Cs を照射したことで、シンチレーション光を CMOS センサで読み出すことができた。

CMOS センサ IU233N5-Z でシンチレーション光を検出することができることがわかったため、今後
は 1µm の微細構造を持つシンチレータ (3) を用いた測定を用いてガンマ線の偏光観測を目指す。

67

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観測 a14

受光面積向上を目指した超伝導転移端型 X 線マイクロカロリメータ Au マッシュルーム型吸収体の開発
東京大学大学院 理学系研究科 物理学専攻/JAXA 宇宙
科学研究所
宮川 陸大

68

2022 年度 第 52 回 天文・天体物理若手夏の学校

受光面積向上を目指した超伝導転移端型 X 線マイクロカロリメータ Au
マッシュルーム型吸収体の開発
宮川

陸大 (東京大学大学院 理学系研究科 物理学専攻/JAXA 宇宙科学研究所)

Abstract
宇宙を構成するバリオンのうち未検出であるダークバリオンの一部は、数値シミュレーションにより、銀河団同士を繋ぐ 105 -107 K のガス (Warm-hot intergalactic medium; WHIM) として分布することが示唆されている [1],[2]。WHIM は電離酸素の組成比が最も大きい [3] ため、電離酸素の輝線吸収線の直接観測によりWHIM の空間分布を明らかにできる。広範囲な観測のためには、高いエネルギー分解能で広い受光面積を持つ検出器を搭載し、かつ広視野な X 線天文衛星が要求される。我々は、極低温 (〜100 mK) で数 eV と高いエネルギー分解能を誇る検出器である超伝導転移端 (Transition Edge Sensor; TES) 型 X 線マイクロカロ
リメータ (TES カロリメータ) の開発を進めている。TES カロリメータは、入射 X 線光子による素子の温度上昇を超伝導転移端の急峻な抵抗変化を利用して測定する検出器である。衛星の搭載に向けては大きな有効面積と高い開口率が要求され、デッドスペースを覆うために、TES と柱で繋がった笠状の吸収体 (マッシュルーム型吸収体) の開発が進められてきた。しかし、マイクロマシニングでの立体構造製作は難しく、笠部分が垂れるなどの問題点があった。我々は今回、熱伝導率が良い吸収体を成膜可能な電解析出法を用いて、面積 260 × 260 µm2 、厚み ∼ 2 µm、柱直径 12 µm で 3 µm 程度の高さの中空構造をもつ Au マッシュルーム
型吸収体の形成を実現した。X 線天文衛星への搭載を目指したマッシュルーム型吸収体を持つ TES カロリ
メータの開発について報告する。

1

研究背景

では十分な性能が達成できない。
我々は、極低温 (∼ 100 mK) で動作し、数 eV の高現在の宇宙を構成するバリオンのうち、未検出のいエネルギー分解能を誇る分散型検出器である、超バリオンはダークバリオンと呼ばれている。ダーク伝導転移端 (Transition Edge Sensor; TES) 型 X 線

バリオンは数値シミュレーションによって銀河団同マイクロカロリメータ (TES カロリメータ) の開発を士をフィラメント状につなぐ 105 -107 K の希薄なガ行っている。図 1 に TES カロリメータの原理を示す。

スとなって分布してると示唆されている。この希薄TES では超伝導と常伝導の間の急峻な抵抗変化を利なガスを中高温銀河間物質 (Warm-Hot intergalactic

用し、吸収体に入射した一つ一つの X 線光子のエネ
Medium) という [1],[2]。WHIM は電離酸素の組成比 ルギーによる素子の温度上昇を抵抗変化として検出が大きい [3] ため、酸素輝線である OVII、OVIII を する。我々の TES カロリメータは X 線を吸収し、エX 線精密分光観測し、赤方偏移から WHIM の空間

ネルギーを熱に変換する吸収体に Au を用いており、分布を知ることができる。また、スペクトルにおけTES 型温度計には Au/Ti の二層薄膜を用いている。

る OVII、OVIII の輝線吸収線強度比や微細構造、輝線幅から銀河間物質の化学進化、加熱機構、運動状
態を明らかにでき、WHIM の直接観測によって宇宙構造形成の歴史に迫ることができると考えられてい2

る [4]。次世代の X 線観測衛星には高いエネルギー分

我々が開発を行ってきた TES カロリメータの Au

解能で広い受光面積を持つ検出器が要求されている。
しかし、これまで利用されてきた半導体 X 線検出器

研究目的

吸収体は TES 型温度計よりも小さいため、ピクセル間や配線スペースなどのデッドスペースにより入射69

2022 年度 第 52 回 天文・天体物理若手夏の学校

図 2: 従来の TES カロリメータと吸収体をマッシュルーム型にした TES カロリメータの概略図。図中の赤点線は配線やピクセル間のデッドスペースを示す。
図 1: TES カロリメータの構造と原理。検出器に入有効面積が向上することによって、従来の TES カロ

射した X 線光子によるエネルギーが熱として TES にリメータでは観測できない X 線を観測することがで伝わり、素子の温度上昇を超伝導転移端での急峻なきる。

抵抗値で測定する。

3
X 線に対する有効面積が小さい (図 2)。天体からのX 線の計数率は非常に低く、X 線天文衛星では高い

Au マッシュルーム型吸収体製作
プロセス

開口効率が必要とされる。さらに全天のマッピング

吸収体形成にあたり、高い熱伝導性を持つ薄膜をを行うような SuperDIOS 計画 [5] では、広い有効面製作するための条件出しについて示す。極低温での積も必要とされる。このため、TES カロリメータを

熱伝導性を表す指標である残留抵抗比 (Residual Re-

次世代の X 線天文衛星に搭載するには、TES よりsistivity Ratio: RRR) を式 (1) で定義する。

も面積が大きい吸収体を開発する必要がある。新たな構造の一つに、TES と柱でつながっており、笠状RRR =に張り出した吸収体 (マッシュルーム型吸収体) があ

ρ300K
ρ4K

(1)

り、世界中で開発されてきた [6],[7]。我々もマッシュ ρ300K , ρ4K はそれぞれ 300 K、4 K での電気抵抗率をルーム型吸収体の開発に取り組んできたが、マイク 示す。極低温において高い熱伝導率を実現するため
ロマシニングでの立体構造の形成は難しく、笠部分には RRR が大きいことが必要とされ、従来の TESを支えられず垂れてしまうなどの問題点が挙げられ

カロリメータ吸収体では RRR ∼ 3 だったところ、ていた。また、マッシュルーム型のような大きな吸我々は RRR ∼ 30 を目標に電解析出法での成膜の条収体では、吸収体への X 線入射位置によって信号に件出しを行った。また、マッシュルーム型吸収体の変化が現れるため、吸収体の熱伝導性の良さが要求

厚みについては、TES カロリメータの性能を決めるされる。本研究の目的は、熱伝導性が高い薄膜を用指標となるエネルギー分解能や飽和エネルギー、入いた Au マッシュルーム型吸収体の構造形成である。 射 X 線に対する Au の吸収効率を考慮して決定した。
熱伝導性が高い薄膜を製作する手法の一つに電解析 図 3 に Au マッシュルーム型吸収体の設計デザイン
出法がある。電解析出法は溶液での化学反応を用いを示す。面積 260 × 260 µm2 、厚み ∼ 3 µm のマッた成膜方法であり、電極に流す電流密度、電流を流シュルーム型吸収体を直径 12 µm、高さ ∼ 3 µm のす時間によって膜厚や熱伝導性を調整することがで

柱 6 本で支える構造となっている。 図 4 にマッシュ

きる。私は、マッシュルーム型吸収体製作のプロセ

ルーム型吸収体の電解析出法 (メッキ) による成膜プスの条件出しと TES 上への成膜を見据えた、基板上ロセスの一部を示す。今回の製作では、TES 温度計

への Au 吸収体の成膜試験を行った。

は製作せず、マッシュルーム型吸収体の構造試験のみを行った。メッキ用パターンでは、まず SiO2 基板に感光性の有機材料であるレジストを用いて、電極層成膜用のパターン形成を行う。次に電極層となる

Au/Ti (∼ 100 nm/30 nm) の二層薄膜を真空蒸着法

702022 年度 第 52 回 天文・天体物理若手夏の学校
は 3 inch の基板に対して表 1 の条件で成膜を行った。

図 3: Au マッシュルーム型吸収体の設計デザイン。
紫色は SiO2 基板、オレンジ色はマッシュルーム型吸収体、丸で囲まれた部分はマッシュルーム型吸収体を支える柱構造を示す。厚み方向の縮尺は実際のス
ケールとは異なる。
図 5: 電解析出法における実験セットアップ。陽極に

Ti/Pt メッシュ、陰極に電極層がついた基板を取り付けた。流す電流値は直流電源で制御を行った。

表 1: マッシュルーム型吸収体製作の条件

図 4: Au マッシュルーム型吸収体の製作プロセスの一部。SiO2 基板に成膜した電極層に電流を流すこと
で Au の電解析出を行った。Au は電極層の表面から電解溶液

Techni Gold 25 ES RTU

温度

60 ℃

攪拌回転数

300 rpm

電流密度0.875 mA/cm2
55min 48sec

成膜時間

上部に形成したレジストの型に従って成膜される。
により成膜する。その後 Au 吸収体を成膜するための型を再びレジストで形成する。メッキ用パターンが施された SiO2 基板を電解溶液に浸しながら電極層

4に電流を流すことで、電極層の表面から Au を析出させ、レジストで形成された型に従ってマッシュルー
ム型吸収体の成膜を行う。電解析出法で Au マッシュ
ルーム型吸収体の成膜を行ったあとは、レジストとAu マッシュルーム型吸収体の製作結果
熱伝導性の向上に向けた電解析出法における条件

出しの結果を表 2 に示す。これらより、目標として
いた RRR ∼ 30 に対して、RRR ∼ 25 の薄膜を成膜

電極層を除去することで、図 3 のような立体構造をできる条件を明らかすることができた。

形成できる。

レジストおよび電極層を除去した後のマッシュルー

図 5 に電解析出法における実験セットアップを示
す。陽極に Ti/Pt メッシュを取り付け、陰極に電極層およびレジストがパターンされた基板を取り付けた。
また、直流電源によって陽極陰極間に流れる電流の制御を行った。熱伝導性の向上を目的とした条件出しでは、2 cm の基板に対して電流密度が 1.25 mA/cm2 と0.63 mA/cm2 の場合で成膜を行った。吸収体製作でム型吸収体を上面から光学顕微鏡で撮影した画像を
図 6 に、走査型電子顕微鏡で撮影した画像を図 7 に示す。図 3 のように Au が正方形状に成膜されていることがわかる。また図 7 から 6 本の柱でマッシュ
ルーム型吸収体を支えており、中空構造を持っていることを確認できた。

712022 年度 第 52 回 天文・天体物理若手夏の学校

表 2: 電解析出法における条件出し
チップ ID

E038

E039

E040

E042

電流密度 [mA/cm ]

1.25

1.25

0.63

0.63

成膜時間 [min]

60

35

70

70

RRR

13.94 ± 0.014

8.578 ± 0.004

27.2 ± 0.4

23.39 ± 0.14

2の TES カロリメータ搭載に向けた、SiO2 基板へのマッシュルーム型吸収体の電解析出法を用いた形成を行った。その結果、我々の研究室では初めて、マッシュルーム型吸収体の構造形成に成功した。
今後は、現在制作中の TES カロリメータの製作プ
ロセスにマッシュルーム型吸収体の製作プロセスを組み込むことで、マッシュルーム型吸収体が搭載された TES カロリメータの製作を行う。そして製作し
図 6: Au マッシュルーム型吸収体を上面から光学顕微鏡で撮影した画像。マッシュルーム型吸収体を支た TES カロリメータに X 線照射試験を行い、X 線の観測およびエネルギー分解能の評価を行う。その後 X 線照射試験の結果のフィードバックや製作プロ

える柱構造が 6 本あることが上面から確認できる。

セス上の問題点を洗い出し、製作プロセスの改善を目指す。

Reference[1] Renyue Cen and Jeremiah P Ostriker, The Astrophysical journal, vol.514, No.1 pp. 1-6, 1999.
図 7: Au マッシュルーム型吸収体を走査型電子顕微鏡で撮影した画像。左: マッシュルーム型吸収体の[2] Renyue Cen and Jeremiah P Ostriker, The Astrophysical journal, vol.650, No.2 pp. 560-572,

全体図。凹みが見える 6 箇所の部分がマッシュルー
ム型吸収体を支える柱構造部分である。右: マッシュ2006.

ルーム型吸収体を拡大した図。基板表面と吸収体の[3] Joel N Bregman, Annual Review of Astron-

間に隙間があることが確認でき、柱構造で吸収体をomy and Astrophysics, vol.45, No.1 pp. 221259, 2007.

支えられていることがわかる。

5[4] K. Yoshikawa et al., PASJ 56, 939 (2004).

まとめと今後の展望[5] S. Yamada et al., Jounal of Low Temperature

我々が開発を行なってきた従来の TES カロリメー
タの Au 吸収体は TES よりも面積が小さいため、配線などのデッドスペースにより入射 X 線に対する有効面積が低い。我々は有効面積向上のために、柱構

Physucs, 193, 1016-1023 (2018).
[6] S. R. Bandler et al., Jounal of Low Temperature Physucs, 176, 356 (2014).

造を支えにして笠状に広がった吸収体 (マッシュルー
ム型吸収体) の開発を行っている。本研究では、マッシュルーム型吸収体製作のための条件出しと、将来

72[7] M. de Wit et al., Phys. Rev. Appl. 16, 044059(2021).

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観測 a15

太陽アクシオン探査に向けた TES マイクロカロリ
メータの開発東京大学大学院 理学系研究科 物理学専攻
太田 瞭

73

2022 年度 第 52 回 天文・天体物理若手夏の学校

太陽アクシオン探査に向けた TES マイクロカロリメータの開発
太田 瞭 (東京大学大学院 理学系研究科 物理学専攻)

Abstract
ダークマターの候補として挙げられるのが、強い CP 問題を解決するために導入されたアクシオンである。アクシオ
ンは相互作用が極めて小さく検出が困難であるが、磁場と反応して光子から変換される。我々の研究室ではその反応を利用し、物質のエネルギーを熱として捉える TES マイクロカロリメータで太陽から飛来するアクシオンを観測することを目指して研究を行っている。現在は太陽アクシオンを観測するために必要な分光性能を持つ TES マイクロカ
ロリメータの開発に向けて、TES の転移温度制御の観点から取り組んでいる。カロリメータの動作温度は TES の転移温度によって決まるため、より低雑音となる低い温度で転移させることが重要となる。また TES の転移温度は、超伝導体に対する常伝導体の膜厚比に依存して転移温度が変化する近接効果により下げることができる。本稿では TESの膜厚と転移温度の関係について実験的に調べていることを報告する。

1て、アクシオンの検証は現代物理学の極めて重要な研究背景課題である。

宇宙にはバリオン以外に、宇宙膨張を加速させる

アクシオンは光子と相互作用をし、相互に変換がために必要なダークエネルギーと、宇宙の大規模構可能である。光子が磁場と相互作用をしてアクシオ

造を形成するために必要なダークマターが存在してンに転換される反応を Primakoff 効果といい、逆にいると考えられている。これらの実態は未検出であアクシオンから光子への転換を逆 Primakoff 効果とるが、多くの観測事実からその存在が示唆されていいう。この反応を用いてアクシオンを観測しようとる。現在の宇宙のエネルギーのうち、27% をダークする研究が世界中で行われている。アクシオン探査

エネルギーが、68% をダークエネルギーが占め、バの一つに、太陽内部で生成される太陽アクシオンのリオンは僅か 5% しかないと考えられている。

検出が考えられている。太陽アクシオンは、太陽内ダークマターには様々な候補があるが、その最有部の光子が磁場によって変換されることで生成され力候補の一つとして挙げられるのがアクシオンである。太陽アクシオンの質量が数 eV かつ 14.4 keV のる。アクシオンは、強い相互作用を記述する量子色運動エネルギーを持つとき、磁気双極子遷移を起こ

力学 (QCD) において強い CP 問題を解決するためす 57 Fe に吸収され、脱励起時に 14.4 keV の γ 線がに導入された未知の粒子である。強い CP 問題とは、放出されることが提唱されている [1]。図 1 は太陽粒子と反粒子の電荷とパリティ入れ替えにおける対から地球に飛来するアクシオンのスペクトルである。

称性 (CP 対称性) が理論では破れるのが自然である

太陽の黒体放射を反映した kB T ∼ 1.3 keV の連続成のにも関わらず、実験的には強い相互作用において成分と、57 Fe の吸収を通して放出されると考えられる

立しているというものである。素粒子物理学におい14.4 keV の γ 線の輝線を示している。

てアクシオンの存在は強い CP 問題を解決すること

磁気双極子遷移を持つ原子核と反応する太陽アクになり、標準理論を超えた新たな物理モデルを作り

シオンの線スペクトル検出は、連続スペクトル検出出すことになる。また対極スケールにある宇宙物理を行う大規模な実験と比べて、比較的小さな規模の学において、宇宙の大規模構造形成に必要なダークtable-top 実験で可能である。先行研究では 14.4 keV

マターの候補として発見されれば、宇宙創生メカニの γ 線検出のために、57 Fe の薄膜の直近に Si PIN 検

ズムの理解が大きく発展することになる。したがっ出器を設置する実験が行われた [2]。しかし、14.4 keV

74

2022 年度 第 52 回 天文・天体物理若手夏の学校

図 2 TES マイクロカロリメータの構造と原理。

検出効率を 70% 程度まで高めることができる。2 つ目は、TES のエネルギー分解能が優れていることにある。太陽アクシオンの検出感度を高めるためには、
57

図 1 太陽から地球に飛来するアクシオンのエネル

Fe の量が重要であるが、量が多くなると荷電粒子のバックグラウンドが大きくなり、検出感度に影響

ギースペクトル [1]。平均エネルギー 4.2 keV の黒体放射に近い連続的な放射と、 Fe の脱励起によを及ぼす。しかし、検出器自体のエネルギー分解能

る 14.4 keV の輝線放射を表している。

が優れている場合、バックグラウンドイベントレー

57

トによる影響は軽減され、検出した信号イベントによって検出感度を決定することができる。
の γ 線は分岐比が 9% であり、残りは転換電子と低2 研究目的

エネルギーの X 線として放出される。さらにはその太陽アクシオンを検出するためには TES のエネル

転換電子と X 線が 57 Fe 薄膜に自己吸収されてしま

ギー分解能を向上させることが重要となる。TES カう。そのため検出効率が 1% まで下がり観測には至ロリメータのエネルギー分解能 ∆E はらず、アクシオンの質量が 216 eV(95% C.L.) 以下であるという制限を付けた。

r∆E ∝そこで我々の研究室では、自己吸収されるエネル

T 2C
α

(1)

ギーを熱としてカロリメータで捉えようと試みて、太と表される。ここで T はカロリメータの温度、C はFe と TES(Transition Edge

吸収体と TES の熱容量、α は抵抗を R としたとき

Sensor) マイクロカロリメータを組み合わせた検出器に α ≡ d ln T /d ln R で定義されるカロリメータの感を考案した。TES マイクロカロリメータは、超伝導度である。転移温度が高くなると熱雑音が低減できと常伝導の転移端における急激な抵抗変化を利用し、なくなり、超伝導から常伝導への転移幅が大きくな

吸収体に入射した一つ一つの粒子のエネルギーによると感度が低くなる。そのため、エネルギー分解能をる素子の温度上昇を抵抗として検出するものである

向上させるためには TES の転移温度のコントロール(図 2)。自己吸収した X 線や転換電子も熱として捉が必要となる。

陽アクシオンの検出に57えることができるため、70% 以上の検出効率を達成

通常 TES として利用する超伝導金属は単体の転することができる。

移温度が数 100 mK 程度であり、 ∼ 100 mK 程度の

TES マイクロカロリメータを用いれば、従来の太極低温動作温度で数 eV のエネルギー分解能を目指

陽アクシオン検出方法よりも 2 つの理由で検出感度

す TES カロリメータにとっては十分高温である。その向上が期待できる。1 つ目は、検出効率の問題であこで超伝導金属と常伝導金属の二層薄膜界面で起こる。TES は自己吸収されるエネルギーを捉えるため、る近接効果を利用して TES の転移温度を下げてい75

2022 年度 第 52 回 天文・天体物理若手夏の学校
る。近接効果とは、超伝導金属に常伝導金属を接合さ変化させた時の超伝導転移端付近の抵抗変化をせることで極低温で生成される電子の Cooper 対が四端子法で測定する

常伝導金属へ流れ込むことにより、超伝導金属中のCooper 対密度が低下する現象である。超伝導状態を実現するためには、より低温での相転移を行わければならず結果として転移温度が下がる。このとき転移温度は二層の膜厚比に依存して変化する。
我々の研究室で開発している TES では、超伝導金属である Ti の上に常伝導金属の Au を成膜し、転移温度を Ti 単体の 390 mK から ∼ 100 mK まで下げて動作させている。TES マイクロカロリメータの動
作温度は TES の転移温度によって決まってしまう。
そのため TES のエネルギー分解能を向上させるために、Au/Ti 二層薄膜の膜厚とそれに伴う転移温度の関係を調べ、制御することを目的として研究を行っ

図 3 冷凍機に搭載するステージに取り付けられた

3 枚のチップ (左)。チップ中央の 3 本線が膜厚測定用のパターン。上部の RT 特性測定用のパターンと読み出し用の配線が Al ボンディングされている。
RuOx の抵抗温度計 (右)。

ている。

3

図 4 に実際の測定で得られた RT 特性のグラフを研究方法示す。Ti 単体の転移温度は 390 mK であるが、Au/Ti

製作した TES は Au/Ti の膜厚と転移温度の測定

二層薄膜にすることで ∼ 135 mK まで下がっているをすることで評価を行っている。評価の観点は測定のが読み取れる。

膜厚値が目標膜厚値通りであるか、急峻に転移するかである。それに加えて、膜厚と転移温度の関係を調べている。素子の製作と評価のプロセスは以下の手順である。

1. 蒸着装置を用いて 3 インチの Si ウェハに超伝導体 Ti と超伝導体 Au の二層薄膜を成膜する。真
空蒸着法により、∼ 10−5 Pa の高真空中に置いた蒸着源を蒸発させることで基板に成膜を行う。
この時、Ti は電子ビームで、Au は抵抗のジュー
ル熱で蒸着源を加熱する。

2. フォトリソグラフィーを用いて数 100 µm の膜厚

図 4 Au/Ti=168 nm/56 nm の RT 特性

測定用パターンを焼き付ける。

3. エッチングによりパターンを形成する。
4. Au と Ti の膜厚を測定する。

4 実験結果5. 3 インチ Si ウェハを数 mm 程度のチップに切り

現時点までに実験で得られている膜厚と転移温度

分け、冷凍機に搭載し測定できるようにする (図の関係のグラフを図 5 に示す。 ID は成膜を行った3)。

日付である。 SEED220531 までは青の直線で表さ

6. チップを 60 mK まで冷却し、温度を数 mK ずつれる Au/Ti の膜厚比と転移温度の関係であったが、76

2022 年度 第 52 回 天文・天体物理若手夏の学校
SEED220615、SEED220616、SEED220714 の 3 つは赤の傾向に乗っていることが分かる。ここで傾向が変わった原因として、Ti 蒸着源を電子ビームで加熱する溶かし込みを Ti 成膜前に手動で行ったからであると考えられる。Ti の溶かし込みを手動で行うよ
うにしたのは、それ以前の測定結果で Ti の測定膜厚値と目標膜厚値の誤差が次第に大きくなってきており、その原因が Ti 試料表面の酸化であると考えたためである。そして、Ti 溶かし込みを成膜前に一定時間行うことで酸化された Ti を取り除き、目標膜厚値

図 5 Au/Ti 比と転移温度の関係との誤差を小さくしようと試みた。その結果、二層の膜厚比と転移温度の関係が青から赤の傾向に変化した。

ロカロリメータの開発を行っている。アクシオン検

赤の傾向は青の傾向より低い温度で転移すること

出には磁場の代わりに、黒体放射光子により太陽中が読み取れる。傾向が変わってしまったものの、転に多く存在する 57 Fe が熱的に励起し、単色 14.4 keV

移温度が低いことで熱雑音が低減できるため好都のアクシオンを放出して脱励起するという磁気双極合である。また、以前は Ti が 40 nm 以下では転移子遷移を用いる [1]。

しないと考えられていたが、赤の傾向に乗っている

アクシオン探査のためには TES のエネルギー分解

SEED220615 では Ti が 25 nm でも転移した。転移能向上が必須である。TES は超伝導体と常伝導体の温度は Au/Ti の比に依存するため、同じ Au/Ti 比であっても Ti が薄ければその分 Au が薄くても良い。
これにより TES の熱容量を小さくすることができ、二層薄膜にすることで近接効果により転移温度を下げることができる。この時、転移温度は二層の膜厚比に依存するため、膜厚を制御することが転移温度のエネルギー分解能の向上に繋がる。そのため、我々と制御に繋がる。二層薄膜は蒸着装置を用いて成膜ししては赤の傾向を狙い続けたい。

ているが、真空度や膜質、その他未知の条件により、しかし、最新の実験結果である SEED220728 は、赤の傾向に乗った 3 つの素子と同様に Ti の溶かし込

Au/Ti の膜厚及びそれに伴う転移温度が大きく変化
するため制御が難航している。再現性のある安定しみを入念に行っているのにも関わらず再度青の傾向

た高分解能性能を持つ素子を開発するため、この原に乗った。これらの傾向が変わる原因を探るために因の究明と対応を様々な条件を評価することで行っ膜厚に関係している他のパラメータを調べ、赤の傾ている。

向に乗る素子の製作を目指していく。

5

今後は太陽アクシオン探査の要求性能を満たす高いエネルギー分解能を持つ TES を製作し、さらにはまとめと今後の展望

ピクセル数を増やすことでアクシオンに厳しい質量

ダークマターの最有力候補であるアクシオン探査

制限をつけることを目指していく。

に注目が集まっており、素粒子物理学と宇宙物理学
において重要な課題となっている。アクシオンは光Reference

子が磁場と作用することで変換され、この逆反応を[1] Moriyama, S., 1995, Phys. Rev. Lett, 75.

用いたアクシオン検出器が世界中で開発されている。
我々の研究室では、太陽内部で生成されると考えら

3222-3225.
[2] Namba, T., 2007, Phys. Lett. B, 645:398-401.

れている太陽アクシオン探査に特化した TES マイク

77

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観測 a16

TES 型 X 線マイクロカロリメータのための超伝導磁気遮蔽シールドの開発
埼玉大学大学院 理工学研究科
梶間 勇吹

78

2022 年度 第 52 回 天文・天体物理若手夏の学校

TES 型 X 線マイクロカロリメータのための
超伝導磁気遮蔽シールドの開発
梶間 勇吹 (埼玉大学大学院 理工学研究科)

Abstract
X 線マイクロカロリメータは入射光子のエネルギーを素子の温度上昇で測る検出器である。今年度打ち上げ
予定の XRISM 衛星に搭載されるマイクロカロリメータに使用されている温度計は半導体温度計だが、より感度の良い超伝導遷移端型温度計（Transition-Edge Sensor; TES）を用いることでエネルギー分解能の向上だけでなく大面積化も実現できるため、将来衛星への搭載が決定している。TES 素子には素子表面への垂直方向からの磁場によって感度が悪化する性質が知られている。将来衛星では、大面積/広視野を実現する
ため、X 線が入射する開口面積を確保しつつ、検出器ステージでの磁場環境を整える必要がある。そこで、我々は独自に磁場を極低温下で遮蔽するための超伝導メッシュシールドを開発している。超伝導体である Nb
を使い、Meissner 効果によって磁場の侵入を防ぐことを目的としている。また、ハニカム構造を取ることによって強度を保ちながら開口部分を確保、電磁界シミュレーションを用いて最適パラメータを計算している。
今回はメッシュピッチが 5 mm、線径 100 µm、開口率 96.1 %の磁気遮蔽シールドを制作した。絶対温度 4

K に置いて、ホール素子と超伝導磁場印加コイルを用いて性能評価を行った。シールドなしの場合と比較して磁場強度を 7 割程度まで低減することができた。本講演では、極低温下での性能評価及び今後の磁気シー
ルド製作方針についても報告する。

1

そのため、WHIM を観測するためにはさらなる高エIntroduction

ネルギー分解能かつ広い視野での撮像が必要になっ宇宙の組成の内、いわゆる通常の物質であるバリ
オンは約 5%程度存在する。近傍宇宙ではそのうち過てくる。これを達成するには超伝導遷移端型 X 線マイクロカロリメータが最も有望である。

半数が未発見のままになっていて、ミッシングバリ

X 線マイクロカロリメータとは、X 線光子のエネル

オン問題として知られている。そのミッシングバリ

ギーを素子の温度上昇として測る検出器である。キャオンの候補として、中高温銀河間物質（Warm Hot

リアがフォノンであるためキャリアを 1 つ作り出すIntergalactic Medium; WHIM) がある。WHIM はために必要なエネルギーが小さく、統計数が圧倒的

温度が 105 − 107 K で、密度が 10−5 cm−3 程度のに増えるため統計誤差が小さくなる。エネルギー分

希薄なガスである。宇宙論的シミュレーションから、

WHIM が暗黒物質の分布をよくトレースしていることも示唆されているため、暗黒物質の分布にも制限

解能 dE は ボルツマン定数 kB 、温度 T 、素子の熱容√
量 C として∆EFWHM ≃ 2.35ξ kB T 2 C と表され、ξは温度計の感度 α が大きくなると小さくなるようなをつけられる可能性がある。105 − 107 K のガスのパラメタである。よってマイクロカロリメータは極X 線観測で観測が可能であり、かつ宇宙にあるヘリ

低温で動作させることで、高いエネルギー分解能がウムよりも重い元素の中で最も多く存在する酸素か達成される。さらなるエネルギー分解能を達成する

らの特性 X 線を探すことで WHIM の分布を調べるには温度計の感度を上げる必要がある。感度を上げことが、将来のバリオン探査衛星計画で検討されてるには、磁気量子型マイクロカロリメータなども挙いる。一方で、WHIM の 10 倍強い銀河系内からのげられるが、応答速度や多画素化での読み出しの点

酸素の放射と区別するためにこれらの放射ををエネ
ルギー空間、つまり赤方偏移で区別する必要がある。

から、超伝導遷移端温度計（Transition Edge Sensor;

TES）の将来衛星への搭載が決まっている。

792022 年度 第 52 回 天文・天体物理若手夏の学校
TES は常伝導超伝導遷移端での急激な抵抗変化を3

磁気遮蔽シールド

用いる温度計である。ASTRO-H 衛星に搭載された
機械式冷凍機で到達できる絶対温度 4 K 以上のス

半導体温度計の感度が ∼ 10 なのに対し、TES の感度
は ∼ 100 − 1000 となり、さらに高いエネルギー分解

テージでは高透磁率材を用いた磁気遮蔽が可能だが、能が達成可能である。また、応答速度は 熱浴との弱熱容量が大きくなってしまうため 4 K 以下のステー

い熱伝導度 G を用いてτeﬀ ≃ α1 C
G と表され、感度にジに置くことは難しい。本研究室では超伝導を使っ反比例するため半導体温度計の 10 倍程度の高速応答て、極低温まで冷却することでマイスナー効果によっになり、高計数率での使用が可能である。更に、TESて 4 K 以下のステージにおいて磁場を遮蔽するようは超伝導であるため低インピーダンスであり、超伝なシールドを検討している。
今回は、X 線光子が入射でき、かつシールドの強導量子干渉計を用いた信号多重化読み出しによって度を保つため、ハニカム構造のメッシュシールドを多ピクセル化が可能になる。

製作した (図 2)。超伝導体として Nb を用いていて、メッシュピッチが 5 mm、線径が 100 µm、開口率が

2

研究目的

96.1%である。ただし、製作工程上の問題により実際

図 1 に示すように、TES には素子に垂直な磁場にの線幅は設計よりもやや狭くなっている。

よって臨界電流が小さくなることによって感度が悪化するという性質が知られている (Ishisaki et al. 2008)。
将来衛星では検出器の大面積化、開口面積の拡大が想定されるため、そこから入り込む磁場によって感度が悪化することが考えられる。この感度はエネル
ギー分解能や応答速度に効いてくるため磁場を遮蔽して ∼ 1 µT 以下に減少させる必要がある。そこで、
我々は X 線の開口面積を確保しつつ磁場を遮蔽する
ようなシールドの開発を行っている。

図 2: 今回制作したメッシュシールド
安田修士論文（2020）では 5 mm と 2.5 mm のピッチの超伝導メッシュシールドに対して外部磁場を印加したときの検出器面上にかかる磁場の電磁界シミュ
レーションをおこなった (図 3)。z 方向に一様な磁場をかけていて、横軸はシールドからの距離になってる。z=0 に磁気遮蔽メッシュシールドがあって、負の方向から磁場をかけている。このシミュレーショ
図 1: TES 素子に磁場を掛けたときの R-T カーブ

ンから、シールドの約 20 mm 手前から磁場の遮蔽(Ishisaki et al. 2008)。緑は 0µT、青は 6µT、マゼが始まっている事がわかる。シミュレーションではンタは 26µT の磁場を印加している。

ピッチが 5 mm の場合は約 70%、2.5 mm の場合は80

2022 年度 第 52 回 天文・天体物理若手夏の学校
約 85%磁場を減少させられる結果となった。今回は比べて出力電圧の温度依存性が極低温下でも安定し開口面積を優先して 5 mm ピッチのメッシュシールていることが知られている。使用する超伝導コイルドを製作して測定をおこなった。

は出力磁場 B と入力電流 I の関係が B(T)/I(A) =0.0101、ホール素子は出力電圧 E と印加磁場 B の関係が E(V)/B(T) = 2.612 である。

図 3: 5 mm と 2.5 mm ピッチのシールドの電磁界シミュレーション結果
図 4: 測定セットアップ

小林修士論文（2022）では、自作したメッシュシー
ルドと磁場印加用の超伝導コイル及びホール素子を用いて実証実験をおこない、約 30%磁場を減少させることを確認した。これはシミュレーションに対し測定のセットアップは図 4 のようになっている。コ
イルから 2 mm 離れた位置に磁気遮蔽シールドを設置しており、ホール素子はシールドから 2 cm の距離て遮蔽効果が小さいことを示す結果である。原因としては２つ考えられる。1 つ目は、実証実験はコイル
上下でシールド越しの磁場とシールドなしの磁場を同時に測定をおこなう形になっていたがこれによって上下のホール素子のコイルの軸からの距離が完全に対照でなく、一致していなかったことである。もう一つはコイルへの電流を 10 mA ずつ連続的に変化さに設置してある。ホール素子は固定し、シールドをつけ外し 2 回の測定を行った。
今回得られた結果を図 5 に示す。コイル電流は 10mA 刻みに時間を開けながら変化させた。直接得られるホール素子の出力電圧に変換係数をかけることで磁場を計算している。

せて測定をおこなったことによりオフセットの変化
が結果に反映されてしまっていることも考えられる。
そこで、今回我々はホール素子を冷凍機ステージ上に固定し、シールドありなし二回測定をおこなう
ことによってホール素子の位置の変化による磁場強度依存性を排除した。また、測定を連続ではなく間隔を開けておこなうことでオフセットの変動による影響を軽減した。

4

磁場測定

図 5: シールドありなしでの磁場の比較。赤がシール
ドなし、青がシールドありの結果。

今回の試験ではホール素子（旭化成エレクトロニ
クス HG-106A）と Ni/Ti 超伝導配線を使った超伝導コイルを使用して測定をおこなった。GaAs（ガリウムヒ素）を使用したホール素子で、InAs などに

オフセットの揺らぎがあるため、どのコイルバイ
アスでも同程度の誤差がついている。グラフの傾き812022 年度 第 52 回 天文・天体物理若手夏の学校
から、メッシュシールドによって磁場をある程度遮蔽

5

まとめと今後の展望できていることがわかる。メッシュ有りなしの磁場の比を取ることで磁場の遮蔽率を計る。図 6 にメッ

我々の研究室では TES 型 X 線マイクロカロリメー

シュありなしの磁場の比を示す。コイルバイアスが小タに用いるための超伝導磁気遮蔽シールドの開発をさいときはホール素子の電圧変化が小さいため、系

おこなっている。TES は素子に垂直な磁場によって統誤差が相対的に大きくなり、エラーバーが大きく

感度が悪化することが知られているため磁場の遮蔽なってしまっている。

が不可欠である。今回我々は Nb を用いた 5 mm ピッ
チのメッシュシールドを製作し、約 45%の磁気遮蔽効果を確認することができた。シミュレーションの結果と比較すると遮蔽率がやや低かった。
今後はメッシュピッチの小さいメッシュシールド
の製作及び実証実験から最適パラメータを決めることを目的に、コイルとシールドの距離を変更可能なジグの作成、一様な磁場をかけるためにヘルムホル
ツコイルの製作を行う予定である。メッシュシール
ドの最適パラメータの決定については、一つのマス
ク上に 4 つの部分に分けて効率的に最適パラメータを出せるように工夫している。また実際に TES の遷

図 6: シールド有りなしの磁場の比移端を用いたシールドありなしでの抵抗-温度関係の変化の測定もおこなう事を予定している。

この結果から、加重平均を取ると 0.534 となり、今回の磁気シールドによって侵入磁場が約 45%減少していることを確認できた。また、磁気シールドのあ
りなしの 2 回に測定を分けることにより、コイルとホール素子の位置関係が固定されたことでコイルの軸からのズレに関する不確定性が消え、コイル電流
を時間を分けて測定を行うことでオフセットの変動の影響を減らしたことによってより正しいと考えられる結果を得ることができた。
今回の結果をシミュレーションの結果と比較すると磁場の遮蔽率が予想よりも低かったが、コイルの直径に対してメッシュのピッチが大きいこと、コイルとシールドの距離が近いこと（2 mm）がその原因として考えられる。また、ホール素子がコイルの軸か

図 7: 今後製作予定のメッシュシールド

ら少しずれていることも考えられるため、今後ホール素子の位置を最適化することで誤差を小さくできる可能性がある。

Reference
Ishisaki, Y., et al. 2008, Journal of Low Temperature
Physics, 151(1):131-137.
小林 紘之, 2022, 埼玉大学修士論文
安田 仰, 2020, 埼玉大学修士論文

82

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観測 a17c 講演へ移動83

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観測 a18

GEO-X 衛星に向けた MEMS X 線望遠鏡への原子層堆積法を用いた Pt 成膜
東京都立大学大学院 理学研究科物理学専攻
辻 雪音

84

2022 年度 第 52 回 天文・天体物理若手夏の学校

GEO-X 衛星に向けた MEMS X 線望遠鏡への原子層堆積法を用いた
Pt 成膜
辻 雪音 (東京都立大学大学院 理学研究科物理学専攻 M1)

Abstract
我々は MEMS 技術を用いた X 線望遠鏡を 2020 年代前半の打ち上げを目指す地球磁気圏 X 線撮像衛星

GEO-X に向けて開発しており、新たに望遠鏡となるフルウェハに PEALD (Plasma Enhanced ALD) による Pt 成膜を行った。ALD (Atomic Layer Deposition : 原子層堆積法) は異なる気体を交互に導入すること
で原子層 1 層ずつの成膜を行う手法である。なかでも PEALD はプラズマ状態とすることで反応性を高め、平滑性の良い膜が成膜できる。膜はバッファー層となる Al2 O3 10 nm 厚の上に Pt 膜 20 nm を積んだものであった。原子間力顕微鏡の評価より表面粗さは 1 nm rms @ 10 µm と見積もられ目標を満たす平滑な成膜ができた。また、以前 Pt 成膜を行ったサンプルの経年変化の観察と放射線照射試験を行った。経年変化の観察では反射鏡の表面粗さを測定し、変化比は ˜1 となり有意な悪化は見られないことがわかった。放射線照射試験では 30 krad のプロトンを照射し、試験前後で反射率測定を行ったところ有意な差はなかった。軟X 線帯域では Si, Pt よりも Co が高反射率のため、我々は Co ALD にも取り組んでいる。Co 成膜を行ったベア Si の反射率測定から表面粗さを見積もった結果、1 nm rms と良好であった。

1

MEMS X 線望遠鏡と GEO-X
計画
物質の X 線に対する屈折率は 1 よりわずかに小さ

いため、X 線望遠鏡では X 線の全反射を用いた斜入射光学系が広く用いられる。また、X 線は地球大気中で吸収されるため人工衛星で打ち上げ宇宙から観測を行う。光学系の角度分解能と有効面積当たりの重量はトレードオフの関係にある。そこで本研究室

図 1: MEMS X 線望遠鏡の製作プロセス

では、MEMS 技術を用いた超軽量 X 線望遠鏡の開発を進めている。MEMS 技術とは半導体微細加工技

我々は MEMS X 線望遠鏡を用いて世界初の X 線術であり、Si 基板に同心円状に無数の微細穴を形成

による地球磁気圏の撮像を目指す GEO-X 計画を進し側壁を反射鏡として利用している。MEMS X 線

めている。衛星の重量は 50 kg 程度で、エネルギー

望遠鏡の製作プロセスを 図 1 に示す。ドライエッチ

バンドは 0.3-2.0 keV である。2024 年-2025 年頃のングで微細穴を開け、高温アニールで反射面を平滑

打ち上げを目標にしている [Y. Ezoe et al. (2010)]。

化し、両端の盛り上がりを研削研磨で取り除いた後、高温塑性変形により基板全体を球面にする。その後

Pt の薄膜を付け、反射率を向上する。大量の反射鏡2を一括製作できるため低コストな製作が可能である。
我々はこの手法で世界初の X 線結像を実証しており、「JAXA 宇宙技術ロードマップで獲得すべき技術」に認定されている。

PEALD を用いた Pt 成膜
Thermal ALD では高温により物質の反応性を高めるのに対し、PEALD ではプラズマの高い反応性を利用する。先行研究で Thermal ALD と PEALD

85

2022 年度 第 52 回 天文・天体物理若手夏の学校

表面粗さ測定で Pt 成膜したサンプルの反射率比を比較した結果、 3

PEALD は Thermal ALD よりも表面粗さの悪化を
Pt 成膜前後の反射鏡表面粗さ測定を宇宙科学研抑制できることが示唆されたため、PEALD を採用している。

究所 相模原キャンパスに設置された、SII ナノテク

PEALD はプリカーサーにトリメチルメチルシクロ

ノロジー製 AFM L-trace II を用いて行った。AFM

ペンタジエニル白金 (MeCpPtMe3 ) を、リアクタン(Atomic Force Microscope : 原子間力顕微鏡) はサ

トに O2 プラズマを使用する。Pt PEALD の成膜プンプルと探針の間に働く原子間力を利用して 2 次元

ロセスを 図 2 に示す。まずプリカーサーは導入後、 プロファイルを得る。結果を 図 3 に示す。全てのス
基板表面の酸素原子と (1) 式の反応を起こし CO や ケールにおいて望遠鏡要求値である 1 nm rms をほ
2

H2 O、CH4 を排出して基板表面に吸着する。次に酸 ぼ達成することができた。また、 Pt 成膜の前後で化剤である O プラズマをを導入すると、残された 表面粗さに有意な差は見られなかった。
2

炭化水素と (2) 式の反応を起こし、Pt が基板表面に残る。

2(MeCp)PtMe3 + 3O → 2(MeCp)PtMe2 + CH4 + CO2 + H2 O
(1)
2(MeCp)PtMe2 + 24O2 → 2Pt + 3O2 + 16CO2 + 13H2 O(2)

図 3: AFM で測定した Pt PEALD 前後の反射面表
面粗さ。黒は ALD 前、赤は ALD 後の結果を示す。

4

経年変化の観察Pt 成膜後の反射面の時間経過による変化を調べる

ため、2017 年 2 月から 2020 年 7 月までに Pt 成膜を行ったサンプルの表面粗さを AFM を用いて再測定し、経年変化比を求めた。結果を 図 4 に示す。変化比がほぼ 1 であったことから表面粗さにおいて時間経過による有意な悪化は見られないことがわかった。しかし表面を観察すると、複数の突起のような

図 2: Pt PEALD の成膜プロセス

形状が見られた。今後、サンプルの保管環境の確認
このサイクルを繰り返し厚さ 20 nm の Pt 薄膜と表面元素分析を予定している。

を生成する。なお Pt 膜の下にバッファー層となる

Al2 O3 膜を PEALD で 10 nm 生成している [D. Ishi

5et al. (2020)]。本研究では産業技術総合研究所に設置された Veeco 社製 ALD 装置 Fiji G2 を使用させて頂き、GEO-X 用基板に成膜テストを行った。

放射線照射試験
放射線による反射面への影響を調べるために、放射線医学総合研究所 HIMAC にて放射線照射試験を行った。GEO-X 計画で衛星が受ける放射線量は 10

krad/年 である。マージンも考慮して 3 年分の照射862022 年度 第 52 回 天文・天体物理若手夏の学校の反射率を 図 6 に示す。反射率から求められる反射面の表面粗さは 1.0 nm rms 程度と良好で、衛星要求値を実現可能であることが示唆された [Y. Tsuji etal. (2022)]。

図 4: AFM で測定した Pt 成膜後反射面表面粗さの経年変化比 @ 10 µm。青が 2020 年 7 月成膜、緑が2018 年 7 月成膜、赤が 2017 年 8 月成膜、黒が 2017年 2 月成膜。丸は基板側壁である反射面、三角はベ
ア Si 表面の結果を示す。

図 6: Co ALD 後のベア Si の反射率量である 30 krad のプロトンを照射した。放射線照射試験前後の反射率を 図 5 に示す。反射率の測定には宇宙科学研究所 相模原キャンパスに設置された 30

m ビームラインを使用した。反射率に有意な差はな

7

まとめいことから、Pt 膜は衛星が軌道上で 3 年間に受ける

我々は MEMS 技術を用いた軽量で低コストな望放射線量に耐え得ることがわかった [H. Morishita et

遠鏡を開発している。本研究では世界初の X 線によ

al. (2022)]。

る地球磁気圏の撮像を目指す GEO-X 計画用基板にPEALD を用いて Pt 成膜を実施し、反射面の表面粗さを測定した。表面粗さはほぼ 1 nm rms であり良好な結果を得られた。また、Pt 膜の経年変化比を求めた結果、時間経過による有意な悪化は見られなかった。放射線照射試験では試験前後の反射率を比較し、Pt 膜は衛星が軌道上で 3 年間に受ける放射線量に耐え得ることがわかった。Pt 成膜だけではなくCo 成膜も行っており、ベア Si に Co 成膜を施し世界初の Co ALD X 線全反射の実証に成功した。
今後は Pt 成膜を行ったサンプルで熱サイクル試験、
図 5: 放射線照射試験前後の反射率。黒が放射線照射前、赤と緑が放射線照射後を示す。

振動試験を行う。Co ALD については光学系に成膜を行い、反射率を測定したい。

Reference
6

Co ALD

Y. Ezoe, et al., 2010, Microsys. Tech. 16, 1633
D. Ishi, et al., 2020, APEX, 13, 087001

軟 X 線帯域では Si, Pt よりも Co が高反射率である。そこで我々はベア Si に Co 成膜し、世界初のCo ALD X 線全反射の実証に成功した。Co 成膜後

H. Morishita, et al., 2022, JpGU
Y. Tsuji, et al., 2022, ALD2022

87

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観測 a19GEO-X 衛星に向けた迷光防止用コリメータの開発
東京都立大学大学院 理学研究科
村川 貴俊

88

未提出

89

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観測 a20可視光・形状測定による Lobster Eye Optics のアライ
ンメント調整金沢大学大学院 自然科学研究科
後藤 初音

90

2022 年度 第 52 回 天文・天体物理若手夏の学校

可視光・形状測定による Lobster Eye Optics のアラインメント調整
後藤 初音 (金沢大学大学院 自然科学研究科)

Abstract
HiZ-GUNDAM は、高感度の広視野 X 線モニターにより突発天体を発見し、可視光・近赤外線望遠鏡による自動追観測を行う計画である。これにより、第一世代星を起源とするガンマ線バーストの探査やそれを背景光とした初期宇宙の物理状態の観測、また重力波やニュートリノ放射と同期した突発天体の観測などを行う。突発天体を監視する広視野 X 線モニターには、Lobster Eye Optics (LEO) と呼ばれる X 線結像光学系と 2 次元イメージセンサを用いたシステムが検討されている。この検出器は、0.4 − 4.0 keV の軟 X 線帯域において、約 0.5 ステラジアンの視野を 10−10 erg/cm2 /s (100 秒間露光) の感度で監視する。LEO は一辺が数十μ m の微細な四角形の穴が多数配列されたガラス基板を球殻状に湾曲させた光学系で、その内壁をX 線反射光学系として利用する。複数の LEO を球殻状に配置することで広視野のモニターを実現可能であり、入射 X 線の到来方向を HiZ-GUNDAM の目標精度 < 3.0 arcmin で決定するためには、LEO 同士の精密な位置検出と調整が必要である。そこで本研究では、LEO の位置検出の簡便な方法として可視光による測定を検討し、1 枚の LEO を用いて可視光に対する特性を調査した。また、2 枚の LEO を球殻上に配置するために高精度のチタン製フレームを製作し、フレームに並べた LEO の位置精度を可視光による測定と形状測定により評価した。それらの測定結果からフレーム内の LEO の機械的な位置調整をおこない、調整後のLEO とフレームに対して X 線による性能評価をおこなった。本講演では、可視光と形状測定を用いた複数枚の LEO のアラインメント調整システムについて紹介し、複数枚の LEO に同時に入射した X 線に対する結像性能評価の結果を報告する。

1

た集光画像の回転角度の検出方法について検討した。

Introduction

また、2 つの LEO の画像の形状を測定することで、

Lobster Eye Optics(LEO)Angel, J. R. P. (1979)
は、球状に湾曲した SiO2 板に数百万個のマイクロポ

中心部のアライメントレベルを測定し、< 3 arcminの位置精度を目標に機械的な位置調整を実施した。

アを設け、その内面を重金属でコーティングした X
線反射鏡である。軟 X 線より低いエネルギーの電磁波を反射・集光することで、宇宙 X 線背景事象の影
響を効率よく低減することができる。HiZGUNDAM

2

実験機器

に搭載される広視野モニターの視野と位置精度の要

2 つの LEO を球面上に配置するため、30µm の寸求を満たすためには、複数の LEO を同一球面上に高法精度でチタン製のフレームを作製した。LEO は精度で配置する必要があり、位置検出・位置合わせ方North Night Vision Technology Co. (NNVT) で製法の確立が不可欠となる。そこで、真空環境と長時作された 2 つの LEO を使用した。その仕様を表 1 に間の測定が必要な X 線測定の代替案として、可視光示す。4 図 3 および図 4 の実験装置において、LEOと形状計測を用いた簡便な位置検出方法を検討した。 に可視光を照射し、その画像を一眼レフカメラで撮複数枚の LEO 位置調整をする最初のステップとし 影した。図 1 の実験装置を用いて LEO に可視光をて、2 つの LEO セグメントをアラインメント調整す

照射し、焦点距離の位置 においてレンズを外した一るためのチタン製フレームを開発し、アラインメント

眼レフカメラで可視光の像を撮影した。

方法を検証した。LEO セグメントが 1 つの場合、可視光での LEO の特性や可視光の回折・干渉を利用し91

2022 年度 第 52 回 天文・天体物理若手夏の学校

図 3: 球面に対する回転のずれ
シアンフィットを行ってピークの位置を検出した（図4）。X 線を 1 枚の LEO に照射した際にできる十字の像の幅は 0.32 mm、長さは 10 mm である [1] ので、

LEO 同士の回転のずれは < 0.94 deg であれば 1 枚の像の幅に対して無視できる範囲とみなす。各 LEOの明点の列の傾きの平均を計算すると、LEO1 の傾き

図 1: 可視光を用いた実験セットアップ

は 0.274 ± 0.311deg、LEO2 の傾きは 0.275 ± 281deg
であった (図 5)。LEO1 と LEO2 の回転角の最大値

LEO の位置ずれ量の検出

3は、2 つの LEO の平均値から 0.585 deg と-0.556 degである。このことにより、LEO1 と 2 の回転のずれ

複数の LEO 間のずれ（図 8）には、球面に沿った回転のずれと球に対する回転ずれの 2 種類がある。 は、1 枚の LEO の十字の幅に対して無視できる角度
この 2 つのずれを可視光で検出し、それぞれを形状 であることが示された。
測定した。

図 4: 焦点面のイメージセンサで撮影された可視光像(上) の X 軸射影を取得し、ガウシアンフィットにより明点のピーク位置を求める (下)

図 2: 球面に沿った回転のずれ

3.1

3.2

球面内での回転のずれ

球面に対する回転のずれ

2 枚の LEO の級の中心位置がずれている場合、イ

焦点面のイメージセンサー上で、回折によって生

メージセンサー上で十字像の中心がずれる（図 3）。2

じた明点の列の回転は、微小孔の局所的な回転角度

つの LEO の曲率を非接触 3 次元形状測定で測定したを示す。直径 1mm、波長 532 nm のレーザーを 2 つところ、曲率は 752.15 ± 0.58mm であった。LEO1の LEO のフレームに照射し、CMOS イメージセンの曲率は 752.15 ± 0.58mm、LEO2 の曲率は 750.62

サーで焦点面の画像を撮影した。そして、最も明るい明点の列をセンサーの X 軸と Y 軸に投影し、ガウ± 0.56mm であることが確認された。次に、この 2922022 年度 第 52 回 天文・天体物理若手夏の学校
ス製のシムプレートを設置することで、LEO2 の下端を持ち上げ LEO1 の球面上に一致するようにアラ
イメント調整をおこなった（図 7）。

図 5: センサ上での明点の位置を LEO へのスポット照図 7: LEO はそれぞれ 3 点で支持され、左側の赤丸で射の場所ごとに色分けしてプロットしている (LEO1

囲まれた LEO2 の下になるフレーム部分にシムプレー
は暖色、LEO2 は寒色、LEO1 の傾き平均はピンク、 トを設置しかさ上げにより位置調整をおこなった。

LEO2 の傾き平均は青)。
形状測定とシム調整を 3 回繰り返し、シムの厚さ
つの LEO をフレームにセットし、その 3 次元形状を

は 0.05mm、0.02mm、0.01mm の 3 種類を用いて調一度に測定した（図 6）。

そして、LEO の平均曲整をおこなった。最終的に LEO1 と LEO2 の球面中率を 751.38 ± 0.80mm とし、形状データの各 LEO

心座標から推定した十字の中心のずれは、X 軸方向の領域で球面関数を用いてフィッティングを行った。 に 0.28 ± 0.31 arcmin、Y 軸方向に-0.01 arcmin で
LEO1 と 2 の球面中心偏差は、x 軸方向に 0.544 ± あり、< 3 arcmin の目標精度を達成した（図 8）。

0.080mm、y 軸方向に 0.065 ± 0.034mm であった。
これはイメージセンサー上の十字中心位置のずれに換算すると、4.98 ± 0.73arcmin と 0.59 ± 0.31arcminとなる。Y 軸方向のずれは許容範囲だが、X 軸方向のずれは 3 arcmin 以上となり、機械的な調整が必要であることが判明した。
図 8: LEO1 の十字の中心を基準とした LEO2 の十字の中心の推定座標

5

X 線によるアラインメント測定
形状測定の結果を元に位置調整した LEO のアライ

図 6: フレームに格納した 2 枚の LEO の形状測定

ンメント精度を X 線において評価するために、2 枚

データの LEO を格納したチタンフレームに X 線を照射し、焦点距離を変化させながら CMOS イメージセンサにより X 線集光像を撮影した。2 枚の LEO からの十字

4

機械的な位置調整の像の中心は図 9 のように離れており、イメージセン
サの Y 軸に対して像を射影したヒストグラムにガウ

チタン製フレームの中に格納した 2 枚の LEO に対シアンフィットをおこなうことで、Y 軸上での十字のし、Sec.4.2 に示した位置ずれ検出法を用いて位置合中心の位置を求める (図 10)。各焦点距離において十わせを行った。LEO1 のつくる十字の位置を基準位

字の中心をプロットしたグラフを見ると、焦点距離に置とし、LEO2 を支えるフレームの底面にステンレ比例して十字の中心が離れていくことが判明し、基93

2022 年度 第 52 回 天文・天体物理若手夏の学校
準となる LEO1 の焦点距離 355.58 mm において 2 つ

形状測定を用いて測定し、調整が必要であることがの LEO の十字の中心同士の距離は 2.87 mm と求めわかったためにシムによる機械的な位置調整をおこ

られ、焦点距離を用いて角度に換算すると 27 arcmin

なった結果、推定される十字の中心の位置のずれはという結果になった。

目標精度の < 3 arcmin を達成した。しかし、X 線を用いて再度アラインメント評価をおこなった結果、実際には十字の中心の位置のずれは 27 arcmin という結果が得られた。この形状測定と X 線測定の結果の相違の原因として、形状では LEO の球殻状の表面を測定する一方、X 線では LEO の内部のマイクロポ
アの壁面の角度を測定しており、LEO の製作精度の限界により球殻面とマイクロポアの間に歪みが生じていることが考えられる。
現在、X 線を用いた測定を元に機械調整を再度おこなっているが、先述のように X 線では真空環境が必
要かつ長時間の測定が必要となる。従って今後は可視光を用い、調整が必要な球面に対する回転ずれ量

図 9: 焦点距離 355 mm における 2 枚の LEO からのについても検出する方法を検討する予定である。

X 線集光像

Reference
Angel J. R. P. 1979, Astrophysical Journal

図 10: 焦点距離各焦点距離におけるセンサ上での十字の中心の位置 (ピンクが LEO1、青が LEO2)

6

Conclusion
本研究では、広視野 X 線モニターの構築に向けて複数枚の LEO の位置調整を可視光と形状測定を用いておこなう方法を検討した。LEO が構成する球面に沿って回転するずれ量を可視光を用いて測定したところ、フレームに格納した LEO 同士は 1 枚の LEOの X 線像の幅に対して十分小さなずれ角で無視できることが判明した。球面に対して回転するずれ量は94

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観測 a21

全天 MeV ガンマ線観測衛星 AMEGO におけるコンプ
トン再構成アルゴリズムの研究
広島大学大学院 先進理工系科学研究科
末岡 耕平

95

2022 年度 第 52 回 天文・天体物理若手夏の学校

全天 MeV ガンマ線観測衛星 AMEGO におけるコンプトン再構成アルゴリズムの研究
末岡 耕平 (広島大学大学院 先進理工系科学研究科)

Abstract
全天 MeV ガンマ線観測衛星 AMEGO は、2030 年頃の打ち上げを目指しており、2.5 sr の広い視野や数100 keV から数 GeV の広いエネルギー帯域、高い偏光感度でガンマ線観測を行うことができる。そのため、AMEGO は極限宇宙現象の理解やマルチメッセンジャー天文学の進歩に大きく寄与することが期待されている。

AMEGO が数 100 keV から数 MeV のガンマ線観測を行う場合、両面シリコンストリップ検出器を 60 層に積み重ねた Tracker においてコンプトン散乱を生じさせ、散乱したガンマ線を CZT 半導体検出器からなる Calorimeter で捕獲する。そして、ガンマ線が検出器と反応する際に落としたエネルギーとその位置から、入射ガンマ線のエネルギーと到来方向を求めることができ、この過程をコンプトン再構成と呼んでいる。
本研究では、AMEGO によるガンマ線バーストのガンマ線偏光観測を検討することを目的として、数 100

keV から 1 MeV における AMEGO のコンプトン再構成の検討を行っている。数 100 keV から 1 MeV で特に強い放射が生じるプロンプト放射のメカニズムは未だ解明されていないが、AMEGO の偏光観測により明らかになると考えられる。そこで、粒子と物質の相互作用をシミュレートするためのツールキットである

Geant4 を用いてガンマ線と AMEGO 検出器の相互作用を模擬し、コンプトン再構成を行うためのアルゴリ
ズムを「ひとみ」衛星 SGD の方法を参考にして構成しつつある。このとき、コンプトン散乱が複数回生じる場合についても考慮している。
現在は、コンプトン散乱が生じた際に検出器の外へ飛び出す入射ガンマ線や、発生する蛍光エックス線や電子の処理などを行うことによって、アルゴリズムの性能を向上させている。本講演では、コンプトン再構成
アルゴリズムの現状について報告する。

1

はじめに

1.1

AMEGO

センジャー天文学の発展に大きく寄与することが期
待されている。

AMEGO とは、2030 年ごろの打ち上げを目指している全天 MeV ガンマ線観測衛星である。CGRO 衛星に搭載された COMPTEL 検出器以降、観測が進んでいない 0.1 MeV から 100 MeV の MeV 帯域のガンマ線観測において期待されている。AMEGO とCOMPTEL 及びその他の衛星の感度を図 1 に表し
図 1: 各検出器の感度比較。[1]た。また、AMEGO は、天球の 20 ％の広い視野や、数 100 keV から数 GeV の広い観測帯域でガンマ線観測が可能なため、全天ガンマ線モニターであるフェル
ミ衛星の後継機としても期待されている。AMEGO

1.2

はこれらの広い視野や広いエネルギー帯域に加え、高AMEGO によるガンマ線観測数 100 keV から数 MeV のガンマ線を観測する場

い偏光感度により、極限宇宙現象の理解やマルチメッ 合には、コンプトン散乱と光電吸収によりガンマ線

962022 年度 第 52 回 天文・天体物理若手夏の学校が落としたエネルギーと反応した位置から、入射ガ

2

研究目的

ンマ線のエネルギーと到来方向を求めることができ、この過程をコンプトン再構成と呼ぶ。図 2 のように、ガンマ線バーストのプロンプト放射は数 100 keV

入射ガンマ線が検出器においてコンプトン散乱したから 1 MeV で特に強い放射をするため、そのメカ

後に別の検出器で光電吸収される場合を考える。

ニズムは数 100 keV から 1 MeV における AMEGOのガンマ線偏光観測によって明らかになると考えられる。そこで、AMEGO によるガンマ線バーストのガンマ線偏光観測を検討することを目的として、数100 keV から 1 MeV における AMEGO の反跳電子を利用しないコンプトン再構成の検討を行う。本研
究ではまず、AMEGO とガンマ線の反応を模擬する
シミュレータを作成し、それを利用してコンプトン
図 2: コンプトン散乱後に光電吸収が生じる様子。

再構成アルゴリズムを構築する。

入射ガンマ線が散乱時に検出器に落としたエネル
ギーを E1 、散乱後のエネルギーを E2 とすると、散乱角 θ は以下のように表すことができる。

cos θ = 1 −3

シミュレータの作成
C++ツールキットの Geant4 を使用することで、

me c 2E1E2 (E1 + E2 )AMEGO のモンテカルロシミュレータを作成し、検出器とガンマ線の相互作用を模擬した。

したがって、入射ガンマ線が落としたエネルギーと反応した位置が得られれば、入射ガンマ線の到来方
向を角度 θ の円錐 (コンプトンコーン) 上に制限することができる。これが、最も単純なコンプトン再構

4コンプトン再構成アルゴリズムの開発成である。コンプトンコーンが複数交わる部分がガ
ンマ線の到来方向であると推定できる。
入射ガンマ線のエネルギーが数 100keV 以上の場
合、コンプトン散乱の際に反跳電子が検出器から飛び出し、その際の移動方向を得ることで、各ガンマ線の到来方向をコンプトンコーンの一部分に制限す

入射ガンマ線が検出器と反応し終えるまでを「イベント」と呼び、１イベントにおける入射ガンマ線と検出器との相互作用一つ一つを「ヒット」と定義する。各イベントのヒット情報の記録順番と実際のることができる。この場合、より正確なイメージン

反応順序の間には関係がなく、n ヒットイベントが検グが可能になる。

出された場合は n!通りの反応順序が考えられる。そのため、コンプトン再構成とは、イベントの反応順序を決定し、入射ガンマ線のエネルギーと到来方向

1.3

ガンマ線バーストを求めることとする。
検出される n ヒットイベントのヒット情報 (反応

ガンマ線バーストとは、宇宙で瞬間的に最も明るい物理現象である。秒程度から 100 秒程度にわたっ した位置 ri 及び落としたエネルギー ei ) は、下付きてガンマ線が閃光のように放出される。ガンマ線バー 数字を反応が記録された順番とすると、以下で表さ
スト発生直後のプロンプト放射と呼ばれ、1 MeV よれる。

り低いエネルギー帯において強い放射をする。その{(r0 , e0 ), (r1 , e1 ), ..., (rn−1 , en−1 )}発生メカニズムは未だ解明されていないが、シンク
ロトロン放射によるものならば、ガンマ線の偏光情

入射ガンマ線がヒットした際に落とすエネルギー ei

報を調べることで、具体的な放射メカニズムを探ることが可能になる。

972022 年度 第 52 回 天文・天体物理若手夏の学校から求まる i 番目のヒットの散乱角

me c 2cos θiK = 1 − ∑n−1

me c2
+ ∑n−1
j=i+1 ei
j=i eiとヒットの位置 ri から求まる i 番目のヒットの散乱角

cos θiG =ri − ri−1
ri+1 − ri·|ri − ri−1 | |ri+1 − ri |の二つの物理量を用いて、コンプトン再構成を行う。

n!個の反応順序それぞれにおいて、以下の 1〜4 の条
件を順にかけ、全ての条件を満たす反応順序をただ

図 4: 再構成されたイベントに対する、再構成結果が正解と一致したイベントの割合。

一つ抽出し、再構成完了とする。

図 3 では、2–3 ヒットイベントは 100–300 keV の範囲で 90 %以上の率に達している。また、図 4 で1. 蛍光エックス線によるヒットを持たない。

は、100–300 keV の範囲でどのヒットイベントにお2. |cosθiK |≦ 1 である反応順序。

いても 80 %以上の率に達しており、また、高エネル

2 ヒットイベントの場合、一意に反応順序が決ギーになるにつれて、シリコン検出器の下にある長まらなければ棄却し、一意に決まれば再構成完

さ 40 mm の CZT 検出器にヒットする確率が高まる了とする。

ことで、検出器の長さによる位置分解能の影響が生

3. 二回目の散乱以降、cosθiK と cosθiG が一致する じ、率が減少していると考えられる。
反応順序。
4. 残った複数の反応順序のうち、各ヒットで cosθiK

5と cosθiG の差が最小となる反応順序。

100–600 keV のガンマ線を AMEGO 検出器の真上から垂直に入射するシミュレーションを行い、そのマージアルゴリズムの開発
入射ガンマ線や蛍光 x 線などを含む素粒子が検出器と反応した際に、反応した地点のピクセルで得られる信号を「シグナル」と定義する。

際に生じた 2–5 ヒットイベントのコンプトン再構成

再構成されるイベント数を増やすため、蛍光 x 線のを試みた。検証のため、入射ガンマ線のエネルギー

単独のシグナルがあるイベントの再構成を考える。

が全て検出器に落ち、かつ、蛍光 x 線などの二次的蛍光 x 線が生じた 3 シグナルイベントを図 5 に表な粒子による単独のシグナルの無いイベントに注目した。蛍光 x 線のエネルギーを元のヒットへマージする。注目しているイベントに対する、コンプトン

できれば、ガンマ線の 2 ヒットイベントとして再構

再構成アルゴリズムを通過し再構成されたイベントの割合を図 3 に、再構成されたイベントに対する、再成することが可能になる。

構成結果が正解と一致したイベントの割合を図 4 に表した。

図 5: 蛍光 x 線が一つ生じた 3 シグナルイベント。
蛍光 x 線は検出器を構成する元素ごとにある特定
図 3: 注目しているイベントに対する、再構成されたイベントの割合。

のエネルギーを持って生じるものであり、また、シミュレーションの結果、ある特定の距離離れた地点

982022 年度 第 52 回 天文・天体物理若手夏の学校に走る傾向が強く見られるため、各シグナルのエネ
ルギーとシグナル間の距離、蛍光 x 線の既知のエネ
ルギーを用いて以下の 1、2 の順にマージを行う。

1. ei =(蛍光 x 線の既知のエネルギー)となるシグナルがただ一つある場合、そのシグナルを蛍光 x 線とする。

2. 蛍光 x 線を出し得る検出器に生じており、蛍光図 7: マージされたイベントに対する、マージ結果がx 線のシグナルとの距離 r が特定の範囲を満た

正解と一致したイベントの割合。

すシグナルを元のヒットと判定し、蛍光 x 線の
図 6 に関しては、どのシグナルイベントにおいてデポジットエネルギーをマージする。
複数の元のヒット候補がある場合、距離 r が最も、40–50 %程度に達している。図 7 では、2–3 シグ

も小さいシグナルを元のヒットとする。

ナルイベントは 90 %以上に達しており、シグナル数が増えるにつれ、マージ先の候補が増えてマージ先検証のため、100–600 keV のガンマ線を Si と CdTe

を間違えやすくなるため、率が低下していると考えから成る 6 層の簡単な検出器の真上から垂直に入射られる。

するシミュレーションを行い、生じた 2–6 シグナルイベントのマージとコンプトン再構成を試みた。検証のため、入射ガンマ線のエネルギーが全て検出器

6に落ち、蛍光 x 線によるシグナルが一つあるイベン

結果と今後の展開についてトに注目する。注目しているイベントに対する、マー

入射ガンマ線のみのシグナルによるイベントと蛍ジアルゴリズムを通過しマージされたイベントの割

光 x 線が生じるイベントの再構成を行うアルゴリズ合を図 6 に、マージされたイベントに対する、マームを開発することができた。なお、再構成、マージ

ジ結果が正解と一致したイベントの割合を図 7 に表の検証は、検出器の分解能が反映されたエネルギー

した。

と位置の値を使用して行った。
今後は、再構成されるイベントをさらに増やすた
めに、電子のシグナルにも対応したマージアルゴリ
ズムを開発する必要がある。

Reference[1] AMEGO Decadal RFI.pdf,
図 6: 注目しているイベントに対する、マージされた

https://asd.gsfc.nasa.gov/amego/files/

イベントの割合。

AMEGO Decadal RFI.pdf[2] Mthesis ichinohe.pdf,
https://rd.kek.jp/ronbun/2013/Mthesis
ichinohe.pdf

99

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観測 a22

水チェレンコフ検出器アレイによる最高エネルギー宇
宙線観測
京都大学大学院 理学研究科
難波 宏樹

100

2022 年度 第 52 回 天文・天体物理若手夏の学校

水チェレンコフ検出器アレイによる最高エネルギー宇宙線観測難波 宏樹 (京都大学大学院 理学研究科)

Abstract
我々の目標は宇宙から飛来する宇宙線の起源を探ることである。この目標を達成するために我々は宇宙線、なかでも高エネルギーがゆえに磁場による影響を受けづらく地球へほぼ一直線で飛来する最高エネルギー宇宙線に焦点を当てて観測を進めているが、これまでの観測では最高エネルギー宇宙線は到来数が少なく、十分な統計量が得られていない。そこで統計量を増やすために 3000 km2 の面積を持つアルゼンチンのピエー
ルオージェ観測所を中心に観測が進んでいる。ピエールオージェ観測所では 1.5 km 間隔で 1600 個配置された水チェレンコフ表面検出器及び空気シャワーで発生する蛍光を観測する大気蛍光望遠鏡の両方によるハイブリッド観測を行っている。現在ではケンタウルス座 A といった近傍の活動銀河核や星形成が非常に活発な銀河などが、宇宙線過剰領域と重なっているため到来起源候補に挙げられているが、統計量が不足している
ために解析がそれほど進んでいない段階であり、これからの観測データの解析による新発見や新たな解析の余地が多く残されている。本講演では、ピエールオージェ観測所における最新の成果のまとめについて報告し、さらには検出器アレイの動作原理の理解のために自作した水チェレンコフ検出器による測定結果についても補足する。

1

最高エネルギー宇宙線

信頼に値する有意度が足りていないため、年間観測
事象を一桁以上増やす必要がある。

最高エネルギー宇宙線とは概ね GZK 限界 (5 ×1019 eV) 以上のエネルギーを持つ宇宙線のことと認識されており、宇宙で最もエネルギーの高い粒子である。その莫大なエネルギーのために銀河磁場で曲げられずに地球までほぼ一直線で到来していると考えられている。天体起源の宇宙線であれば、最高エネ
ルギー宇宙線を観測することにより、宇宙線起源が分かるとともに、宇宙における天体現象の解明につながると期待されている。しかし、宇宙線の到来数はエ
ネルギーのマイナス 3 乗に比例することや GZK カッ
トオフの影響により、最高エネルギー宇宙線は十分な統計量を確保することができていない現状がある。
（図 1）GZK カットオフとは、最高エネルギー宇宙線

図 1: エネルギーと到来数分布。縦軸はエネルギーのマイナス 3 乗の補正がかけられているため、エネル
ギーと宇宙線到来量には負の相関があることがわかる。[1]が宇宙背景放射と相互作用 (p + γ → p + π 0 ) して、エネルギーを失うため最高エネルギー宇宙線の到来
数が少なくなる現象。GZK カットオフ (4 × 1019 eV)

1.1

PierreAuger 実験

以上の宇宙線は近傍のみからきているというもので、

アルゼンチンにある PierreAuger 観測所では 2004

最高エネルギー帯の宇宙線は到来数が少ないと考え

年から観測が続けられていて、宇宙で最もエネルギーられている。現行の観測実験では数十 EeV 以上の宇の高い粒子を研究している。PierreAuger 観測所では、宙線における到来方向の異方性がいくつか報告され宇宙からやってくる宇宙線が大気に突入した際に大ているが、最高エネルギー宇宙線は到来数が少なく気中の原子核と反応して二次粒子が発生するという

1012022 年度 第 52 回 天文・天体物理若手夏の学校
空気シャワー現象を利用して宇宙線の観測を行って実験を行った。本実験では図のような測定回路を用いる。

いた。（図 4）また、PMT に関する基本実験も併せ

地上には Scintillation Surface Detector(SD) と呼て行った。（図 5）今回の実験では、水タンクによるばれる水チェレンコフ検出器を 1.5km 間隔で配置し、 水チェレンコフ放射を利用した宇宙線ミューオンの同時に空気シャワーからの蛍光を Fluorescence De-

観測及び三地点の到来時間差から宇宙線の到来方向

tector(FD) と呼ばれる大気蛍光望遠鏡で同時観測す 決定までを目標として実験を行った。
る。SD は 24 時間観測が可能、FD はシャワーを横方向から捉えるため、最大発達やエネルギー、組成を検出しやすいといった長所がそれぞれある。[1][6]

2.1

基本原理

宇宙線の到来方向を決定するために、3 地点観測1.2

での時間差を利用する。図 3 の計算で到来方向を決組成定した。3 か所の検出器を使うが、直角二等辺三角形

最高エネルギー宇宙線の組成は陽子ではなく、重となるように配置されている。R12 は 1 つ目の検出

たい原子組成であることが分かってきている。
（図 2） 器と 2 つ目の検出器の距離を表す。R は今回の実験

1017 eV 付近では、銀河系内由来の鉄などの重たい元 において、R12 = R13 = R としたものである。
素による宇宙線が主な構成要素となっている。エネ
ルギーが上がって 1018 eV 以上になると、銀河系外由来の陽子の宇宙線が主成分となる。しかし、1020 eV
近辺で再び鉄のような重たい元素が主成分の構成になっている。この部分に関しての理由はまだ分かっていない。

図 3: 到来方向決定原理

2.2

本実験

図 4 のような測定回路を作成した。

PMT を半分まで水が浸かっているタンクに設置して水チェレンコフ検出器を作成した。3 つのタンクは 2.5m 間隔で直角二等辺三角形となるように配置した。宇宙線が飛来すると、水タンク内部で水チェ
レンコフ放射が起こる。水チェレンコフ放射からのチェレンコフ光が PMT へ入ると電荷信号へ変換される。その信号をオシロスコープを利用して時間差
図 2: 質量組成 [1]2解析するという流れになっている。

宇宙線観測
実際にアルゼンチンの PierreAuger 観測所で行われている宇宙線観測の手法を真似て、到来方向決定102

2022 年度 第 52 回 天文・天体物理若手夏の学校

図 5: 1 光電子測定
図 4: 測定回路
結果は表 1 のようになった。

3

表 1: 到来方向
Event1
Event2 Event3

PierreAuger 宇宙線観測所では、2004 年から最高エネルギー宇宙線観測を行っている。PierreAuger にEvent4おいて 2004 年から 2014 年までの 10 年間に到来した

方位角

292◦

68◦

82◦

43◦

天頂角

9◦

40◦

65◦

29◦

赤緯

44◦

75◦

80◦

64◦

赤経

18h36m22h40m0h12m21h32m52EeV 以上の宇宙線データの到来方向分布をプロットしたものが、図 6 である。[2] この状態では統計量が不足しており異方性が確認できないため、oversample
操作を行う。oversample 操作は到来宇宙線方向から

また、この実験に付随して、図 5 の一光電子測定も行った。一光電子測定は同じ PMT であってもゲインが同じであるとは限らないため実験の前段階として行われるゲイン測定実験である。一つ目のピー
クは pedestal で、2 つ目のピークが 1 光電子となっている。本実験から PMT の Gain は 9.0 × 106 であることがわかった。

1
e × Gain(P M T ) × 1(p.e.) =
R

異方性解析

ある開き角以内にはさらにデータがあるという重み付けをしたものであり、仮想的に統計量を増やした
宇宙線データを得ることができる。実際に、図 7 では
開き角 28 度の oversample 補正を加えたものである。
赤経 200 度、赤緯-40 度近辺に宇宙線の過剰を見て取ることができる。この近辺には CentaurusA[赤経 201°、赤緯-43 °] という電波銀河があり、宇宙線起源天体候補に挙げられている。図 8 は、その CentaurusAからの開き角分布である。開き角 15 度あたりで 3σ を

∫
V dt

(1)

超える異方性が確認できる。このことは CentaurusAが最高エネルギー宇宙線の起源天体候補であるとする主張を補足している。

103

2022 年度 第 52 回 天文・天体物理若手夏の学校

現状

4

現在までに、報告されている最高エネルギー宇宙線と天体との相関は表 2 のようなものがある。[3][4][5]有意度は等方分布を仮定した場合からの特異性具合を表しており、5σ が有意の目安となっている。表からもわかる通り、現状は統計量不足に起因する有意度不足となっている状況である。活動銀河角 (AGN)、

CentaurusA、スターバースト銀河、ガンマ線バース
ト、マグネターといった天体が最高エネルギー宇宙
線起源天体の候補として挙がっている。
図 6: 52EeV 以上の宇宙線到来方向分布。データ量が少なく、十分な解析ができるだけの統計量が確保

表 2: 最高エネルギー宇宙線と天体の相関と有意度されていないことがわかる。

[3][4][5]年
エネルギー閾値

有意度

天体

2007

2.7σ

近傍 AGN

2017

8EeV

5.2σ

Auger Dipole

2018

39EeV

4.0σ

starburst 銀河

2021

37EeV

3.9σ

CentaurusAまとめ5
図 7: 到来方向分布。28 度の oversample 補正をかけている。この解析では赤経 200 度、赤緯-40 度あたりに宇宙線の過剰が確認できる。CentaurusA との相関が示唆されているところである。

ピエールオージェ実験に限らず、最高エネルギー
宇宙線の解析は統計量不足により十分な有意度が足りていないことを見てきた。AugerPrime といった拡大観測計画も進んでいる。今後の観測による統計量の増加、さらなる高精度な異方性解析への期待が高まっている。

Reference

図 8: CentaurusA からの開き角分布 [2][1]

A. Coleman et al(2022) 2205.05845[2]

A Aab et al(2015) The Astrophysical Journal,
804:15[3]

A Aab et al (2017) DOI: 10.1126/science.aan4338[4]

A Aab et al(2018) The Astrophysical Journal Letters, 853:L29[5]

J.Abrahamet
DOI:10.1126/science.1151124J[6]

https://www.auger.org/[7]

木村優介 (2021) 修士論文

104

al(2007)

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観測 a23弾性体モデルを用いた画像データ同士の滑らかで高精度な接続手法の研究
京都大学大学大学院 理学研究科
杣津 萌

105

2022 年度 第 52 回 天文・天体物理若手夏の学校

弾性体モデルを用いた画像データ同士の滑らかで高精度な接続手法の研究
杣津萌 (京都大学大学大学院 理学研究科)

Abstract
天文衛星による広域サーベイ画像や月面撮像画像などの天文画像の作成の際には、撮影領域をいくつかの小領域ごとに分けて撮影し、繋ぎ合わせて 1 枚の広範囲の画像を取得する。このとき取得された小領域の各画像データ (要素データ) 上には複数の誤差が乗っており、従来の要素データ同士の接続手法では誤差の処理が不十分であったため、接続後の画像データ（全体データ）には要素データ同士の重複領域に不自然な段差が生じていた。
そこで我々は要素データを弾性体の梁または板として扱い、接続時に要素データの変形による弾性体エネル
ギーが最小となるという条件の下で接続することで、従来の手法と比較して滑らかかつ統計的に誤差が処理された状態で全体データを作成することに成功した。

1

Introduction

2

Methods

天文衛星により取得された画像や、月面撮像画像

この問題点を解決するために、要素データ上に存などの天文画像には、主に 3 種類の誤差が発生して在するドリフト誤差を、変形が可能な弾性体の梁まいる。それは、(1) 観測機器の校正不足や測定方法のたは板としてモデル化した。そして、重複領域で要素

くせなどにより生じ、測定ごとに一定の傾向を持つ

データ同士の画素値が一致し、かつ変形による弾性

系統誤差、(2) 測定ごとに偶然的に生じ、一定の傾向

体エネルギーが最小となるという条件の下で弾性体を持たない偶然誤差、(3) 測定の間に温度や湿度など同士を接続し、ドリフト誤差を校正する手法を開発の環境が連続的に変化することにより生じるドリフ

した。要素データ同士の接続計算の際には、梁モデル

ト誤差、である。広域サーベイ画像や広範囲の天体の場合には Euler-Bernoulli の梁理論に基づいた梁状

表面の画像などは、一般的に小領域を撮影した画像のメッシュを、板モデルの場合には Kirchhoﬀ-Love

データ（要素データ）を接続して一枚の広範囲の観の仮定に基づいた板状のメッシュを要素データから測画像データ（全体データ）を作成する。接続手法とそれぞれ作成し、有限要素法を用いて計算を行った。

して、重複領域に対して加重平均をとる接続手法や、
最小二乗法による接続手法が従来とられてきた。しず、接続されて出来た画像データ (全体データ) には梁モデルによる 2 枚の要素データ同士の接続

不自然な段差が生じる。。結果として、梁モデルを用

この実験では、縦 50 ピクセル、横 29 ピクセルのいて作成した全体データについて、加重平均をとり

月と地球の画像を用意し、中心 8 ピクセルが重なる

かし、これらの手法ではドリフト誤差を処理しきれ2.1

接続して作成した全体データと比較し、不自然な段ように接続した。2 枚の画像は全く異なるものだが、差がなく滑らかに接続されることを確認した。また、 重複領域の不連続性の緩和を実証するために実験を板モデルによる接続手法の開発も現在行っている。

行った。また、接続結果を算術平均と梁モデルを比較し、重複領域の境界部分における滑らかさを定性的に比較した。

1062022 年度 第 52 回 天文・天体物理若手夏の学校

2.2

モデルによる小規模な画像の接続及び大規模な要素データ同士の接続に向けたコード開発この実験では、縦 2 ピクセル、横 3 ピクセルの画
像 1 と、縦 2 ピクセル、横 2 ピクセルの画像 2 を、
画像 1 の半分の領域と画像 2 の全体が重なるように接続した。本実験は、現在開発中である、より大規模な要素データ同士の板モデルによる接続コードの試験として行った。

3

Results
結果として、梁モデルによる要素データ同士の接続は算術平均と比較して不自然な段差が少なく滑らかな結果となった。また板モデルによる小規模な画像同士の接続も正しく実行でき、現在開発中のコードが正常に動作することが確認された。

Reference
石井遊哉, 弾性体モデルによるデータ接続のアルゴリズム
開発と実験的検証,2017, 京都大学大学院修士学位論文

107

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観測 b0145m 電波望遠鏡 43/86GHz 観測用 Perforated Plate 型周波数フィルターの評価
大阪公立大学大学院 理学系研究科
野曽原 千晟

108

2022 年度 第 52 回 天文・天体物理若手夏の学校

45m 電波望遠鏡 43/86GHz 観測用 Perforated Plate 型
周波数フィルターの評価
野曽原 千晟 (大阪公立大学大学院 理学系研究科)

Abstract
我々は野辺山 45m 電波望遠鏡において 22、43、86GHz 帯 VLBI 同時観測システムを構築すべく、22/43GHz
帯及び 43/86GHz 帯 Perforated Plate 型周波数分離フィルタの開発を行ってきた 。22/43GHz 帯分離フィルタの電気的性能については設計通りの結果が得られており、VERA20m アンテナとの VLBI 観測に成功している。しかしそのスケールモデルである 43/86GHz 帯分離フィルタについての性能 評価は未完了であった。そこで本研究では、67-117GHz 帯フリースペース測定を構築し、シミュレーションとの比較を行った。
本フィルタで特に重要となるパラメータは、斜入射における透過特性である。なぜなら 86GHz 帯受信機の雑音上昇に大きく起因するからである。そこで電磁界解析ソフトを用いて、周期的境界条件を仮定した単位構造に 平面波を 30 °で入射した時の透過特性を計算した結果、80-90GHz において-0.2dB 以上という結果が得られた。 この結果と比較するために VNA、Extender、コルゲートホーン、誘電体レンズで構築される
フリースペース測 定系を構築した。ビームウェストにフィルタを設置し、入射角 30 °での状態で透過特性を測定した。

1

しかし、45m 電波望遠鏡ではアンテナが自重変形

Introduction

しても焦点は異なるが放物面を維持するように設計
長野県の野辺山にある口径 45m 電波望遠鏡は総重されている。これをホモロガス構造という。観測中

量 700 ｔもあり、ミリ波と呼ばれる電波を観測できにカセグレン副鏡の位置を調整することにより焦点る電波望遠鏡の中では世界最大級である。この大口径を活かして天体からの微かな電波を捉えることができる。大きな望遠鏡の可動部は何百ｔもあり自重により歪みが起こる。

の変化を補正して自重変化によるアンテナ効率の低下を防ぐことができる。また、この電波望遠鏡では観測できる周波数帯はおよそ 20GHz〜116GHz をカバーしている。口径が大きい電波望遠鏡ほど感度は良くなる。45m 電波望遠鏡のような大口径の望遠鏡
が VLBI 観測網と連携可能となると科学的にも大きな意味を成すので、この電波望遠鏡では VLBI でよく観測される 22、43、86GHz 帯の電波を同時観測するシステムを採用している。このシステムを達成する上で重要な役割を担っているのが準光学系周波数
分離フィルターだ。導波管のカットオフ波長の原理と同じようにして、フィルターの穴の大きさ、長さによりカットオフ周波数をセレクトしている。この周波数より低い電波は反射し、高い周波数は透過させることができる。電波が反射さる過程で周波数分離フィルターによってそれぞれの周波数帯に分けら

図 1: 45m 電波望遠鏡概略図

れ、それぞれの受信機に流れ込み、異なる周波数帯を同時観測することが可能となっている。

1092022 年度 第 52 回 天文・天体物理若手夏の学校
今回、国立天文台先端技術センター内の VNA 及び

Extender を利用して、Free-space 測定を行なった。
horn から電波を放出し、レンズで集光させ、測定物
を通り、もう一方の horn で受信する。電波望遠鏡内
では反射波も受信するため、実際と同じように角度30 度をつけて電波を入射させた。あらかじめフィル
ター以外の損失をなくすためにキャリブレーションを行い、測定物単体の損失を調べた。測定系に関してはレンズを用いたシステム、楕円鏡を用いたシス

図 2: 周波数フィルタによる同時観測

テムの二つを採用し、シミュレーションとの比較を行った。

2

Methods/Instruments
and Observations
我々は野辺山 45m 電波望遠鏡において 22、43、86GHz 帯 VLBI 同時観測システムを構築すべく、
22/43GHz 帯及び 43/86GHz 帯 Perforated Plate 型
周波数分離フィルタの開発を行ってきた。22/43GHz

図 5: レンズを用いた測定系

帯分離フィルタについての評価は設計通りの結果が得られているが、43/86GHz 帯分離フィルタについての性能評価は未完了だった。そこで 67-117GHz 帯
フリースペース測定を構築した。

図 6: 楕円鏡を用いた測定系
また、電磁波には TE 波と TM 波といった二つの図 3: 67-117GHz 帯フリースペース測定

異なる偏波が存在するが測定系の構造上、今回は TE
波の方偏波だけを測定した。その代わりフィルターを x-y 平面で 90 °回転させた透過率を測定した。

3

Results
シミュレーションでは電磁界解析ソフト FEKO を用いた。周期的境界条件を仮定した単位構造に平面
波を 30 °で入射した時の透過特性を計算した結果、80-90GHz において-0.2dB 以上という結果が得られた。これらの結果と測定結果を比較したグラフを以
図 4: 測定系 CAD 図

下に添付する。

1102022 年度 第 52 回 天文・天体物理若手夏の学校影響だ。FEKO を用いたシミュレーションではフィ
ルターに入斜する電波は平面波で解析しており、図 7のようにフィルターの位置により入射角が変化すると考えられる。その違いにより測定値では損失が生じたのではないかと考察している。

図 7: TE 波透過特性

図 9: ガウスビームによる入射5

今回 43/86GHz 帯分離フィルタの性能評価を行っ

図 8: TE 波透過特性 (フィルター 90 °回転)て、測定値とシミュレーションとで異なることが結

結果は TE 波であり、フィルターを 90 °回転させた値とも比較を行った。グラフから分かるように、全体としては楕円鏡とレンズのグラフはおおむね一致する結果となった。これにより測定方法の正確性を示すことができた。しかし、シミュレーションと比較してみると 80GHz 付近までは一致しているが、高周波にいくにつれ、測定値の透過率が 1GHz あたり

0.2dB の割合で減少し、シミュレーションと異なる結果が得られた。

4

Conclusion

果として分かった。45m 電波望遠鏡におけるフィル
ターの設置環境ではガウスビームで電波を入斜させているので、測定値に問題があるのではなくシミュレーションの方法に問題があるのではないかと考える。シミュレーション上で平面波ではなくガウスビー
ムによる入射で解析を行うことで今回の測定値と比較してみると良いかもしれない。具体的な方法としては現在検討中だが今後実現することができるならより正確な性能評価を行うことができるだろう。

Reference

Discussion

Takeshi Manabe, Dichroic Plate of Hexagonal Arrayof Circular Holes for 43GHz/86GHz Separation for
NRO 45 φ Telescope ver3 ,December 9, 2016
を用いた測定値は全体的に一致することが分かった。

今回の結果から、異なる測定系の楕円鏡とレンズ

しかし、シミュレーションと比較すると 80GHz 以降の高周波で大きく異なっている。原因として考えられることは二つあり、一つは 87GHz 以上の周波数帯
で高次の回折項による損失が発生したこと。もう一岡田望. 野辺山電波望遠鏡搭載 22/43GHz 帯同時観測シ
ステムの開発 2019 年度博士論文
中井直正、坪井昌人、福井康雄 (2009) 宇宙の観測 II―
電波天文学 (シリーズ現代の天文学 16 巻) 日本評論社

つは実際の測定系ではガウスビームを使用している

111

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観測 b02

野辺山 45m 電波望遠鏡搭載 多ビーム受信機の開発
大阪公立大学大学院 理学系研究科
米山 翔

112

2022 年度 第 52 回 天文・天体物理若手夏の学校

野辺山 45m 電波望遠鏡搭載 多ビーム受信機の開発
米山 翔 (大阪公立大学大学院 理学系研究科)

Abstract
野辺山 45m 電波望遠鏡では、星形成の極初期を探るために重要な 70 GHz 帯の重水素化合物、80−90 GHz
帯の軽水素化合物と 100 GHz 帯の CO 同位体輝線を効率的に観測できる 72−1116 GHz 7 ビーム 3 帯域両偏波受信機 (7 BEam Equipment) の開発を進めている。我々が開発した直交偏波分離器 (OMT) と 3 帯域分
離フィルター (Triplexer) の製作と測定を行った。OMT の反射損失は–23 dB、挿入損失は–0.15 dB、交差偏波分離度は–40 dB を下回っている。さらに、Triplxer の挿入損失は–0.6 dB、Image Rejection Ratio(IRR)
は–20 dB 以下であり、概ね設計通りであることが確認できた。また、これらのコンポーネントを搭載した

7beam 受信機システムを立ち上げた。本受信機システムは、誘電体レンズを用いてビームを集光させ、Hornで給電し 2 段の冷却 LNA で増幅させた後、常温部の Triplexer によって 70GHz 帯、80GHz 帯、100GHz
帯に分離している。分離された信号はそれぞれの Mixer で 2-10GHz の信号に変換され、各 IF 系で 2-4GHzの信号に処理され分光計へ出力される。現在は、本受信機の雑音温度測定を行っている。受信機雑音温度は、70 GHz 帯で 60 K、80 GHz 帯で 50 K、100 GHz 帯で 70 K である。100 GHz 帯の一部で雑音上昇が見られており、これは 100 GHz 帯における冷却 LNA の Gain 不足により IF 系の雑音が影響していると推測している。そこで、100 GHz 帯のみ Mixer 直後に Amp を追加し雑音上昇を抑制する予定である。本講演では、設計したコンポーネントの測定結果と受信機雑音温度について報告する。

1

研究背景

2

新受信機の概要

現在、野辺山 45m 電波望遠鏡を用いた 70GHz 帯の

我々は本観測目標を達成するため、72−116 GHz

重水素化合物、80GHz 帯の軽水素化合物と 100GHzを受信可能な新受信機を開発している。本受信機で帯の CO 同位体を同時観測するプロジェクトが進めは観測効率向上のために、7 ビーム 3 帯域両偏波 SSBられている。重水素化合物は CO 同位体に比べると受信方式を採用している。

より高密度な領域を観測でき、分子雲コア中心部の状況を探ることができる。さらに、原始星が誕生するまでの分子雲コアでは、年代とともに軽水素化合物と重水素化合物の存在比が上昇する傾向にあると知られている。この存在比を算出することで分子雲コアの年代測定が可能になる。従来の CO 同位体輝線に加え、軽水素化合物と重水素化合物を同時観測することで星形成過程の理解に貢献できる。また軽水素化合物と重水素化合物の輝線強度は非常に弱く、それらを観測するには長い時間をかける必要がある。
この目標を達成するために、観測効率が高い受信機が必要であり、我々は 7 ビーム 3 帯域両偏波受信機の開発を行っている。

図 1: 7 ビーム受信機 CAD 図

113

2022 年度 第 52 回 天文・天体物理若手夏の学校

図 2: 7 ビーム受信機のブロックダイアグラム
本受信機システムは誘電体レンズでビームを集光
させ、Horn で給電、直交偏波分離器で偏波を分離、2 段の CLNA で増幅させた後に、導波管型 3 帯域
分離フィルター (Triplexer) で、72−82 GHz 帯 (ELBand)、86−107GHz 帯 (EU Band) と 109−116 GHz
帯 (CO Band) に分離している。分離された信号は、それぞれの Mixer でダウンコンバートされ、前段 IFに出力される。前段 IF 系は EL Band 専用と EU/COBand 共用の 2 種類の IF Board で構成されており、同軸スイッチを用いて同時観測を実現している。前段

IF 系では IF 信号を低周波と高周波で分離し、高周波側では Mixer を用いて再度ダウンコンバートし、周波数変換を行っている。分離した信号をそれぞれ増幅や周波数変換した後に、combiner で合成し 2−4 GHzの信号として後段 IF 系へ出力する。後段 IF 系では

Programable Attenuator を用いて出力強度を調節し分光計に入力する強度を調節している。

3

直交偏波分離器 (OMT)
H-pol
V-pol

H-pol

図 3: OMT のモデル図と写真

図 4: OMT の反射損失と挿入損失の結果

我々が開発した直交偏波分離器は Double Ridge

は最大で-40dB である。合計 7 個の製作と測定は全Boifot junction 型を採用しており、比帯域約 50%でて完了しており、周波数特性の個体差は所々見られ

反射損失-25dB 以下の解析結果が得られた。開発しるが、大きな劣化は無く、全ての個体において上記

た OMT の解析結果と測定結果を比較したグラフがの特性が確認できた。

図 4 である。解析結果と測定結果は一部特性の劣化が見られたが、概ね一致しており、挿入損失は最大で-0.2dB、反射損失は最大で-22dB、交差偏波分離度

1142022 年度 第 52 回 天文・天体物理若手夏の学校

3 帯 域 分 離 フィル タ ー 5 実験室評価(Triplexer)
開発したコンポーネントを搭載した 7 ビーム受信

4

我々は、 72 – 82GHz 帯 (EL Band)、86 – 107GHz
帯 (EU Band) と 109 – 116GHz 帯に分離する導波管型 3 帯域分離フィルター (Triplexer) を開発した。

機システムを立ち上げ雑音温度測定を行った。雑音
温度測定では Y-factor 法を用いた。Y-factor 方とは、黒体放射を用いた受信機評価手法の一つであり、常温 (300K) の黒体を見せたときの受信機出力パワーとTriplexer は、Brach Line Coupler と BPF から構成
液体窒素 (77K) に浸された黒体を見せたときの受信された Diplexer を 2 つ接続した構造となっている。
機出力パワーの比を取ることで雑音を算出すること開発した Triplexer の解析結果と測定結果を比較しができる。このときの出力強度の比が大きければ大CO : 109-116 GHz
きいほど受信強度の差を感知できているので、感度は高く、雑音が低い受信機と説明できる。今回の雑入力
音温度測定では、楕円鏡を用いてビームを反射させEL : 72-82 GHzることで、液体窒素に浸した黒体からの黒体放射をEU : 86-107 GHz
受信できるよう工夫した。
図 5: Triplexer のモデル図と写真たグラフが図 6 である。解析結果と測定結果は概ね一Amplitude [dB]

0
-5
-10
-15
-20
-25
-30
67

72

77

82

87

92

97

102

107

112

117

freq [GHz]Insertion Loss [dB]

Triplexer_Insertion0

図 7: 受信機雑音温度測定の様子

-0.2
-0.4

中心ビーム H-pol の雑音温度を図 8 に示した。中

-0.6
-0.8

心ビームでは、全 Band で 60−100K 程度の雑音温度

-1
67

72

77

82

87

92

97

102

107

112

である。CO Band の高周波側では雑音が上昇してお117

freq [GHz]り、この原因は冷却 LNA の利得不足により IF 系の

図 6: Triplexer 挿入損失の測定結果と解析結果の比較致しており、他 Band への漏れ込み指数である Image

Rejection Ratio(IRR) は、各 Band で 20dB 以上であり、 挿入損失は最大で 0.6dB である。7(beam)×2(偏波)=14 個の製作と測定は完了しており、周波数特性の個体差は ± 0.1 dB 以下であり、個体差は非常に小さいことが確認できた。

雑音温度が受信機雑音温度への影響と推測している。
また他の Band でも一部同様の雑音上昇が確認できている。

6

まとめと今後• OMT と Triplexer の製作は完了しており、解析
結果と測定結果が概ね一致していることが確認できた• 開発したコンポーネントを搭載した受信機システムを立ち上げ雑音温度を測定した。

115

2022 年度 第 52 回 天文・天体物理若手夏の学校

図 8: 中心ビームの雑音温度 (上)EL Band、(中)EU

Band、(下)CO Band
• 中心ビームでの雑音温度は EL Band : 60 75K ,EU Band : 75 90K , CO Band : 75 100K
• 今後は Co Band での雑音上昇を低減する。
• 9 月に 45m 電波望遠鏡にてファーストライトを
目指す。

116

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観測 b03

水沢 VERA20 m 望遠鏡への搭載に向けた 90◦Hybrid
Coupler・Power Divider の開発
大阪公立大学大学院 電波天文学研究室
亀山 晃

117

2022 年度 第 52 回 天文・天体物理若手夏の学校

水沢 VERA20 m 望遠鏡への搭載に向けた

90 °Hybrid Coupler・Power Divider の開発
亀山

晃 (大阪公立大学大学院 電波天文学研究室)

Abstract
東アジア VLBI ネットワーク (The East Asian VLBI Network; 通称 EAVN) は、日本・韓国・中国を初めとする東アジア各国の約 20 局の電波望遠鏡を合成し、この地域で一つの巨大な VLBI ネットワークを構築する国際プロジェクトであり、最大直径 5,100 km に及ぶ世界最大級の電波望遠鏡ネットワークである。86

GHz 帯は M87 をはじめとする近傍の活動銀河ジェット天体において、ブラックホールシャドウに迫るスケー
ルでジェットの付け根を観測するのに最適な周波数領域と考えられている。
現在、我々は水沢 VERA20 m 望遠鏡に搭載する 86 GHz 帯の受信機開発を進めている。搭載する受信機
は、Low Noise Factory 社の冷却アンプを用いた 67-116 GHz 帯の円偏波受信機を検討している。本研究では67-116 GHz 帯の信号をダウンコンバートする常温 2 side band (2SB) Mixer の開発を進めている。2SB Mixer
は、RF 信号と LO 信号を DSB Mixer に入力することで、LO 信号より低周波側 Lower Side Band(LSB) と高周波側 Upper side Band(USB) の 2 つの帯域に分離することができる受信方式である (P.Yagoubov et.al2020)。近年開発されている常温 Mixer の IF では、25 GHz を超える IF を出力することから 67-116 GHzの信号を一度の観測で取得できる可能性がある。これらの検証を行うために、2SB 回路の RF 系・LO 系の2 分配化に使用する導波管型の 90 °Hybrid Coupler、同位相 Power Divider の開発を進めている。この開発により、86 GHz 帯でモニター可能な高感度・高解像度 VLBI アレイの構築を EAVN で実現できる。そして、ジェット生成における最重要パラメータ（初速度、加速度、磁場、スピン）を決定し、駆動理論が確かめられる (秦 和弘 2017) 本講演では、2SB mixer を構成する 90 °Hybrid Coupler と Power Divider の設計について述べる。

1

研究背景の運動を詳しく調べることが可能になります。プロ
ジェクトは、すでに始動しており、常温受信機の設巨大ブラックホール (BH) から噴出する相対論的ジェットの生成機構の解明は現代天文学における究置 (図 1)・手動による R-sky・太陽のファーストライ
ト (図 2) に成功している。

極的課題の 1 つである。
東アジア VLBI ネットワーク (EAVN) は日本・韓国・中国など東アジア地域に分布する最大約２０台の電波望遠鏡で構成される VLBI ネットワークです。
日本からは VERA、野辺山及び大学連携 VLBI（山口、日立、高萩、鹿島、臼田、岐阜）が参加しています。EHT に比べて波長の長い電波で観測し、多くの望遠鏡を用いることで、ブラックホールの周りに広がったガス（降着ガスやジェット）を高感度に撮影することができます。更に東アジア地域の「マイテレスコープ」としての機動性を活かし、天体を高頻度にモニター観測することで、降着ガスやジェット

118

図 1: 上から見た常温受信機の設置の様子

2022 年度 第 52 回 天文・天体物理若手夏の学校
信機雑音温度の変動が同じ状況 (条件) のまま観測できるメリットがある。また、両 Side Band を一度に受信出来るので観測効率が良い。しかも導波管型回路で分離するので機械的な可動部分が無く、再現性の問題や時間経過による劣化の問題も無いことがメリットに挙げられる。また、近年開発されている常温 Mixer の IF では、25 GHz を超える IF を出力することから 67-116 GHz の信号を一度の観測で取得できる可能性がある。図 4 に 2SB mixer のブロック
ダイアグラムの例を示す。RF 系からの信号を Power

Divider を使って等分に分配する。等分配された信号

図 2: 太陽の観測結果と LO 信号を DSB mixer でダウンコンバートするこ

図 3 に常温受信機のブロックダイアグラムを示す。 とで周波数差が出力される。この出力を 90 °Hybrid
ホーンから OMT までは常温受信機で観測済みであ Coupler で等分配且つ位相が 90 °ずれた USB と LSBる。そこで本研究では、86 GHz 帯でモニター可能なに分けることが可能である。

高感度・高解像度 VLBI アレイの構築を EAVN で実現させるために、67-116 GHz 帯の信号をダウンコン
バートする常温 2 side band (2SB) Mixer を構成する

90 °Hybrid Coupler と同位相 Power Divider の開発を試みた。以下に 2SB mixer の説明と 90 ° Hybrid

Coupler・Power Divider のシミュレーション結果を

図 4: 2SB mixer のブロックダイアグラムの例

それぞれ述べる。

3

結果-90 °Hybrid Coupler
設計するにあたり、Return Loss,Port3 と Port4 の位相差,Port3 と Port4 の強度比の目標値を設定した
図 3: 設置した常温受信機のブロックダイアグラム2(表 1)。
表 1: 90 °Hybrid Coupler の目標値
パラメーター
目標値

2SB mixer とはRetern loss

-25 dBmheterodyne 方式による受信機は、仕様により受信

Port3 と Port4 の位相差

90 degモードが異なる。受信信号に応じて、 受信モードにPort3 と Port4 の強度比

-3 dBm

は DSB、SSB、2SB 方式のうちのどれかが採用される。2SB 方式は、DSB mixer を 2 個と 2SB ユ

図 5 に設計した 90 °Hybrid Coupler の構成図を示

ニット等を用いる事で、USB(Upper Side Band) とす。導波管サイズは WR-10(a=2.54mm,b=1.27mm)

LSB(Lower Side Band) 信号を別々に分離して同時と設定した。HybridCoupler の構成としては、ブラに出力できる方式である。この方式ではその特性か

ンチ数を９個に設定して、ブランチの間隔を 1/4 λら、広い周波数帯が受信可能である事や、時間経過の長さにすることで Port3 と Port4 の位相差をπ/2により変動する gain、時間経過による大気状態や受になるようにした。

1192022 年度 第 52 回 天文・天体物理若手夏の学校
loss,insertion loss,isolation の目標値を設定した (表
2)。
Po

rt3

Po
rt

b

Po
rt

表 2: Power Divider の目標値
パラメーター
目標値

4

真横から⾒た図

1

a
Po

rt2

1/4λ
1/4λ

Retern loss

-25 dBminsertion loss

-3 dBmisolation-25 dBm

図 7 に設計した Power Divider の構成図を示す。導波管サイズは WR-10(a=2.54mm,b=1.27mm) と設定

図 5: 90 °Hybrid Coupler の構成図した。先行研究 (C.Huilin et al. 2010) より今回設定設計した 90 °Hybrid Coupler のシミュレーショ
ン結果を図 6 に示す。75-110 GHz の周波数帯域で、Return Loss が min:-24 dBm、Port3 と Port4 の位相差が 90 ± 0.5 deg、強度比が-3 ± 1 dBm の結果が得られた。

した目標値に達している論文を参考にした。Dividerの構成としては、２ポートに分岐する前にステップ
インピーダンスの導波管変換を使っており、そして

0.15mm の alumina の板の両面に 1 μ m の TaN をメッキしたものを入れている。

図 7: Power Divider の構成図

図 6: 90 °Hybrid Coupler のシミュレーション結果

4

結果-Power Divider
2SB 回路における RF 部分と LO 部分の同位相Power Divider を設計した。設計するにあたり、retern120

図 8: Power Divider の結果設計した Power Divider のシミュレーション結果

2022 年度 第 52 回 天文・天体物理若手夏の学校を図 8 に示す。75-110 GHz の周波数帯域で、Return

Loss が min:-21 dBm、insertion Loss が-4 ± 1 dBm、
isolation が min:-22 dBm の結果が得られた。

5

まとめと今後の展望
今回、86 GHz 帯でモニター可能な高感度・高解像

度 VLBI アレイの構築を EAVN で実現させるために、本研究では 67-116 GHz 帯の信号をダウンコンバー
トする常温 2 side band (2SB) Mixer の 90 °Hybrid

Coupler と同位相 Power Divider の開発を試みた。結果として、75-110 GHz の間で、90 °Hybrid coupler:

Return Loss が min:-24 dBm、Port3 と Port4 の位相差が 90 ± 0.5 deg、強度比が-3 ± 1 dBm 、同位相

Power Divider:Return loss が min:-21 dBm、insertion loss が-4 ± 1 dBm、isolation が min:-22 dBmを達成した。今後、今回設計した Hybrid Coupler とPower Divider の図面化を行い、冷却受信機の回路に組み込むことを予定している。

Reference
P.Yagoubov et.al., ”Wideband 67-116 GHz receiver development for ALMA Band 2”, Astronomy Astrophysics, vol.634 A46, 2020
秦 和弘, 超高解像度電波観測で探る巨大ブラックホールジ
ェット, 天文月報, 第 110 巻 第 11 号 771 ページ, 2017 年

Huilin Chen, Xiaoqiang Xie, Ruimin Xu., ”An Ultra
Wide Band Power Divider/Combiner Based on Ystructure Waveguide”, 2010, IEEE121

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観測 b04

6.5 − 12.5 GHz 同軸導波管変換の開発と TRL 校正
大阪公立大学大学院 電波天文学研究科
抱江 柊利

122

2022 年度 第 52 回 天文・天体物理若手夏の学校

6.5−12.5 GHz 同軸導波管変換の開発と TRL 校正
抱江 柊利 (大阪公立大学大学院 電波天文学研究科)

Abstract
茨城県の高萩市及び日立市にかけて開設されている元 KDDI 茨城衛生通信センターには、口径 32m の電波望遠鏡が 2 基ある。現在、大質量星形成時に発せられる 6.7 GHz のメタノールメーザー、8.2−8.7 GHz の連
続波、12.1 GHz のメタノールメーザーを同時観測するプロジェクトが進められている。これにより、6.7 GHzと 12.1 GHz のメーザーの強度を比較することで、観測した星の温度や密度がわかり、星形成時の理解を深めることを可能とする。この観測では、6.5−12.5 GHz を観測可能な広帯域受信機の開発が必要となる。ホーンから入ってきた信号が位相遅延器、OMT を通り、円偏波は直交偏波と水平偏波に分かれるが、そこからIF 系に伝達させるには、伝達経路を導波管から同軸に変換させる必要があり、私は今回、広帯域でかつ、同軸から導波管へ変換する同軸導波管変換を開発した。本公演では、同軸導波管変換のシミュレーション、並
びに実測との比較、また TRL 校正を用いた位相遅延器の実測とシミュレーションとの比較ついても述べる(本研究は JSPS 科研費 JP21H01120 の助成を受けたものである)。

1

Introduction

2

Methods

日立・高萩 32 m 鏡では大質量星形成過程の解明

今回開発するにあたって、同軸導波管変換におのために、6.7 GHz のメタノールメーザーの観測を行ける値を設定した。同軸導波管変換の後段には先ほなっている。従来の受信機においては、図 1 の様に、 ど記載した通り、増幅器があるため、同軸導波管変6.7 GHz、並びに 8.2〜8.7 GHz の連続波を観測する

換の反射が大きいと反射波と元の信号が干渉し定在のに受信機を乗せ替える必要があり、同時観測ができ波が発生してしまう。定在波が生じると、宇宙からなかった。新受信機においては、6.7 GHz のメタノーやってくる信号は非常に微弱であるため、その定在波

ルメーザーの強度や密度を知るために、12.2 GHz のによって埋もれてしまい観測をすることができない。

輝線も同時観測を行い、大質量性形成過程を解明しよって、同軸導波管変換における反射損失を-30dB 以

ようとしているが、これは言い換えると、オクター下を目標に解析をした。

ブの帯域を同時に観測する必要があるということに

先行研究により 10−20 GHz の帯域幅の同軸導波管なる。この受信機の比帯域は 63.2%, と、導波管比帯変換において反射損失が-30 dB を達成しているもの

域限界の 66%に近く、非常に広帯域なものとなってを参考にした。このモデルにおいて広帯域化ができいる。同軸導波管変換は、信号が増幅器に入る前なのている要因としては、導波管のサイズが異なるもの

で、反射損失や挿入損失を低くする必要があり、これを 3 つ連結しているところであり、導波管のサイズ

ほど広帯域な同軸導波管変換は市販されていないたの異なるものを連結させることで、ある種の導波管

め、電磁解析ソフトを用いて開発することとなった。 のフィルターの様な振る舞いをし、反射損失においてリップルを発生させることで広帯域に反射を抑えられるような構造をとっている。今回、10–20 GHzの中心周波数の 15 GHz と 6.5–12.5 GHz の中心周波数 9.5 GHz を比較し、すべてのパラメータを 1.57 倍
してモデルを制作した。しかしリッジは図 2 の様に導波管と同軸のインピーダンス整合にとって大事な
図 1: 新受信機の概要部分であり、これだけではうまくいかず、リッジ部分

1232022 年度 第 52 回 天文・天体物理若手夏の学校に関するパラメータを最適化する必要があった。図大きなリッジの高さ H １である。

2 に示した特性インピーダンスは、電磁解析ソフト
HFSS を用いて、リッジにおける各面のインピーダンスを計測されたものを掲載している。

図 5: H1 の変化に伴った反射損失の変移
これもグラフからわかる様に、0.1 mm ほど変えただけで大きく特性が変わってしまう。これは同軸導波管変換の概要でも話したが、導波管から入ってきた

図 2: リッジ構造における役割

電波がすべて同軸に入り切ればいいのだが、必ずし

まず、図 3 に表すように、リッジの背面と導波管の壁までの距離 A である。

もその様にはならず、導波管の背面に漏れ出してしまう電波もある。それらを再度同軸に入れる仕組み
として、リッジの高さを中心周波数の管内波長の 1/4の大きさにすると、入りきらなかった電波と導波管から侵入してきた電波が共振し増幅されることで同軸に入るといった重要な部分である。実際に 9.5 GHzにおける管内波長の 1/4 の大きさは、10.55 mm と今回最適化した値の 10.23 mm とは約 0.3 mm ずれているが、それに近しい値にすることでうまく反射を抑えられる構造となっている。

図 3: A の変化に伴った反射損失の変異
図 3 より、A の値を 0.1 mm 変えるだけで大きく特性が変化する。これは図 4 の様に、リッジの背面と導波管の間がある種のキャビティー的な構造をとっており、リッジの高さを欲しい帯域の中心周波数の管内波長のおよそ 1/4 の大きさにすることで、導波管からきた電波の中でも同軸に入りきらなかったも
図 6: T の変化に伴った反射損失の変移のが再度共振して増幅される構造をとっている。

3

Result− 同軸導波管変換
これらのリッジの議論を踏まえた上で、今回制作した 6.5–12.5 GHz における同軸導波管変換のシミュ
レーション結果を図 7 に示す。

図 4: リッジ付近の同軸導波管変換

今回シミュレーションで得られた結果より、-続いて重要な点として、図 5 に示すように一番

30dB を達成した帯域は目標帯域が 6.5–12.5 GHz に124

2022 年度 第 52 回 天文・天体物理若手夏の学校

図 9: 制作した同軸導波管変換
図 7: 6.5–12.5 GHz における同軸導波管変換のシミュ
レーション結果
対し、6.5–12.9 GHz の帯域において達成することができ、比帯域は 65.9%と導波管の比帯域限界値の 66%に近い値を得ることができ、シミュレーション上で高性能な広帯域同軸導波管変換の開発に成功した。
図 10: VNA と測定方法

同軸導波管変換は下図の様に、2 つのパーツに分けて制作をした。下部からネジを挿入して止めるような構造をとっており、上下合わせることで、assembly
図の様に導波管が出来上がる仕組みになっている。下部についてはドリルで上方向から削り、リッジの部分も再現されている。

図 11: back-to-back の実測結果とシミュレーション
結果の比較

図 8: 同軸導波管変換の CAD 図
今回、制作した同軸導波管変換 (図 9) の性能を確での実測結果と比べてみると、シミュレーションにかめるために、VNA(Vector Network Analyzer) を近い値を得ることができ、高性能かつ広帯域な同軸用いて実測をおこなった。

導波管変換の作成をすることができたと言える。

VNA とは図 10 のようなもので、装置から 2 本の同軸が伸びている。これに同軸導波管変換を繋いで導波管面を合わせたものを測定する (以下この導波

4管面を合わせた構造を back-to-back と記載する (図10))。

Result−TRL 校正
本研究において、大阪公立大学大学院の孫氏が作った位相遅延器も茨城観測局に搭載予定である。従って

図 11 からわかる様に、挿入損失は約 0.2 dB、反射

この位相遅延器も性能評価する必要性があるのだが、損失は、低周波側はほぼ一致しているが、高周波側

導波管サイズは規格導波管ではないため、測定するは約 3 dB ずれている結果となった。しかし、これまのに適しているエクステンダー等は存在せず、ゆえに

1252022 年度 第 52 回 天文・天体物理若手夏の学校
VNA の同軸ケーブル面をキャリブ面とし、同軸導波
管変換+矩形方形変換+位相遅延器の全ての特性を測定するしか方法がありません。しかし、この TRL 校
正を行えば、矩形方形変換面をキャリブ面とすることができ、位相遅延器単体の測定を行うことができます。また他のキャリブレーション「SOLT 法」では、Short、Open、Load、Through の 4 つの測定値が必要であるが、TRL 法では、Through、Reﬂect(short)、

Line の 3 つの測定値を必要とし、SOLT 法に比べて 図 14: TRL 校正における python コードとその理論
終端が必要ないというのが最大のメリットである。以 の概要図
下に位相遅延器の測定方法とその結果を記載する。
と挿入損失ともにシミュレーションと比較的近い値を得ることができたが、コルゲートの方はシミュレー
ションとズレてしまう結果となった。

5

Conclusion
今回、広帯域な同軸導波管変換の開発を試みたが、結果として 6.5-12.9GHz の帯域、すなわち比帯域 65.9%と導波管比帯域限界に近いレベルで反図 12: TRL 校正において測定しなければならない
データ

射損失-30 dB をシミュレーション上で達成することに成功した。今回の実測では、導波管面を合わせた

back−to−back での測定となったが、シミュレーショ
ンに比較的近い値を得ることができ、良い性能の同軸導波管変換を製作することができたと考えている。
また、TRL 校正を用いた位相遅延器の実測に関しては、H-pol の方はシミュレーションとほぼ同じ結果を得ることができたが、V-pol においては異なる結果を得ることとなったので、原因究明をこれから行いたいと考えている。
図 13: TRL 校正における python コードとその理論

Referenceの概要図

TRL 校正には先ほど記載した通り、Through、Reﬂect、Line の 3 つ必要であり、最後に全ての系を測定した measured も必要となる (図 12)。これらを測定した後に python を用いて TRL 校正を行うこと
で、位相遅延器の単体の測定値を算出することができる (図 13)。その結果を以下に記載する。
図 14 の測定結果とシミュレーションとの比較をみると、位相遅延器におけるリッジ側の方は反射損失[1]J.L. Cano and A. Mediavilla Octave bandwidth inline rectangular waveguide-to-coaxial transition using
oversized mode conversion ELECTRONICS LETTERS 28th September, 2017[2]Meenakshi Durga, Seema Tomar and Sushil SinghMillimeter Wave In-line Coaxial-to-Rectangular
Waveguide Transition 2011, IEEE
[3]Ralph Levy and Louis W. Hendrick Analysis andSynthesis of In-Line Coaxial-to-Waveguide Adapters
2002, IEEE126

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観測 b05

次世代 X 線天文衛星用 SOI ピクセル検出器の評価シス
テムの構築
近畿大学理工学部理学科物理学コース
河邉 圭寿

127

未提出

128

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観測 b06

講演キャンセル129

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観測 c01MEMS 技術を用いた超軽量 X 線望遠鏡の開発
東京都立大学
山口 和馬

130

未提出

131