2023 年第 53 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2023 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、宇宙線研究者会議 (CRC) 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

近藤 奨紀

86GHz 帯常温受信機を搭載した VERA 水沢局での試験観測と性能評価

観測 a02西川 悠馬

1.85 m 電波望遠鏡での超広帯域同時観測実現に向けた光学系の開発

観測 a03

高山 楓菜

ROS を用いた汎用望遠鏡制御システム NECST v4 の開発; 1.85m 望遠鏡での駆動試験と試験観測の結果

観測 a04

李 豪純

野辺山 45 m 電波望遠鏡 100-GHz 帯 MKID カメラ搭載試験におけるビーム特性の評価

観測 a05

石崎 悠治

野辺山 45 m 鏡搭載 100-GHz 帯 MKID カメラによ る大質量星形成領域 W49Aの観測データの解析

観測 a06

今村 千博

観測 a07

岩上 耕太朗大型サブミリ波望遠鏡のための発見的手法による軽量・高剛性な主鏡支持構造の設計および評価
ミリ波補償光学の開発：波面計測データを用いた野辺山 45 m 望遠鏡主鏡面の重力変形のモデリング

観測 a08

秋澤 涼介

CMB 精密観測衛星 LiteBIRD に向けた偏光変調器の ための低温連続回転機構の開発

観測 a09

相澤 耕佑

CMB 精密偏光観測 LiteBIRD に向けた偏光変調器のための広帯域反射防止モスアイ構造の開発

観測 a10

市村 一晟

数値シミュレーションによる近赤外線円偏光波の輸送過程の研究

観測 a11

小嶋 拓斗

低コストで光学的欠点のない赤外全天雲モニタの開発

観測 a12

河合 優樹

超広視野 4 枚鏡望遠鏡の光学設計

観測 a13

笹岡 大雅

突発天体サーベイの差分画像解析における候補天体絞り込み手法の開発

観測 a14

山田 裕大

GEO-X 衛星用 MEMS X 線望遠鏡のアニール時間の最適化の研究

観測 a15

田中 虎次郎像再構成光学系のための Kirkpatrick-Baez ミラーの開発

観測 a16

石川 怜

MEMS 技術を用いた広視野 X 線望遠鏡 Lobster Eye 光学系の開発

観測 a17河邉 圭寿

ISS に搭載する超高層大気観測用 X 線カメラの概要と開発状況

観測 a18佐々木 康祐TES 性能評価のための極低温環境で用いる磁気シールドの開発

観測 a19佐藤 匡駿

HiZ-GUNDAM 搭載候補 pnCCD 素子のノイズ評価

観測 a20東 竜一

機械学習を用いた半導体ピクセル検出器における X 線イベント判定法の開発

観測 a21青木 大輝

X 線分光撮像衛星 XRISM 搭載 X 線 CCD の検出効率の測定

観測 a22柏崎 未有

機械学習を用いた XRISM 衛星搭載極低温検出器の異常検知アルゴリズムの開発

観測 a23前田 涼太

月周辺での放射線測定 MoMoTarO プロジェクト

観測 a24

山菅 昇太郎Boltzmann シミュレーションにおける衝突項計算の GPU を用いた高速化観測 a25

伊藤 尚輝

TimePix3 搭載の半導体検出器を用いたミューオン の飛跡の三次元再構成と α線に対する基礎性能評価

3

観測 b01

亀山 晃

ブラックホール解明に向けた 86GHz 帯低雑音受信機の開発

観測 b02中川 凌

野辺山 45m 望遠鏡 7 ビーム受信機 (7BEE) 用 logger システムの開発

観測 b03

小関 知宏

強度干渉計実験と画像合成の検討

観測 b04田中 颯

超小型衛星 VERTECS ミッションと姿勢制御ユニットのシミュレーション

観測 b05

小鹿 哲雅

補償光学で用いる 4 ビームレーザーガイド星の伝搬モデルの開発

観測 b06

大熊 悠介

ねじり振り子を用いた精密力測定における熱雑音除去法の提案

観測 b07

藤本 健二郎pnCCD 素子の軟 X 線評価システムの構築

観測 b08

杉本 葵

Coloer-Xray-Camera を用いた pnCCD 素子の基礎性能評価

観測 b09

畠中 大介

pnCCD 素子における軟 X 線性能評価

観測 b10

伊藤 耶馬斗X 線分光撮像衛星 XRISM 搭載 CCD 検出器における撮像モード間の X 線検出

観測 b11青木 悠馬

X 線分光撮像衛星 XRISM 搭載 CCD 検出器における Goﬀset の原因究明

観測 b12

古山 泰成

超伝導遷移端型 X 線マイクロカロリメータの多画素化に向けた Hydra type の

率の比較

解析
観測 b13

岸本 拓海

ISS に搭載予定の X 線検出器による超高層大気の観測計画と荷電粒子バックグ

観測 b14

瀬口 剛弘

湾曲 Si 結晶を用いた Bragg 反射型偏光計の作成及び性能評価

観測 b15藤井 麟太郎銀河団中心銀河 H1821+643 の Chandra X 線衛星の詳細解析

観測 b16

塚本 博丈

高感度 MeV ガンマ線天体観測のための ETCC 開発

観測 b17吉岡 龍

ガンマ線天文気球観測実験 SMILE-3

観測 b18清水 康行

X 線観測衛星用井戸型シンチレータ技術を用いた医療用高感度ガンマ線プロー

観測 c01

一ノ瀬 将也

すばる望遠鏡で高解像度観測を実現するレーザート モグラフィー補償光学

観測 c02近藤 謙成

機械学習による生体光イメージングの逆問題解析

観測 c03

藤巴 一航

野辺山 45m 望遠鏡に搭載した 7beam 受信機での観測効率向上を目指した電波

ラウンドの推定

ブの開発

分光計開発
観測 c04

穂満 理生

時系列解析を用いた補償光学系における遅延誤差軽減に関する性能評価

4

——–index へ戻る

観測 a0186GHz 帯常温受信機を搭載した VERA 水沢局での試験
観測と性能評価近藤 奨紀

5

2023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校

86GHz 帯常温受信機を搭載した VERA 水沢局での試験観測と性能評価
近藤 奨紀 (大阪公立大学大学院 理学研究科)

Abstract
宇宙に無数にある銀河の中には、様々な波長の電磁波を激しく放射している天体があり、これらを活動銀河と呼ぶ。このような銀河の中心には巨大ブラックホールが存在し、そこからは光速付近まで加速されたプラ
ズマガスがジェットとして噴出していることが観測から明らかになっている。しかし、その噴出原理は未解明である。これを解明するにはシンクロトロン透過率が高く、ジェットの放射が明るい 86GHz 帯での観測が鍵を握っている。この波長で、活動銀河 M87 の中心領域を高分解能・高頻度な観測を行うためには、現在の EAVN の 86GHz 観測網に日本の VERA が加わることが重要である。そこで、本研究室が中心となって

VERA20m 望遠鏡 (水沢局・石垣局) に新たに 86 GHz 帯での観測に対応させるための受信機の開発を進めており、昨夏に水沢局に常温受信機を搭載した。今年 1 月から 3 月にかけてこのアンテナを用いて大気が観測に及ぼす影響を知るために光学的厚み τ0 を測定したところ、0.15 前後が得られ、シミュレーション値と近い結果となった。また、電波の受信効率を表すアンテナ開口能率についても測定したところ、0.25 程度の値が得られた。この値も、アンテナの鏡面精度をもとにしたシミュレーション値と概ね等しい結果となった。
本集録では、これらの結果についての詳細と、今後の冷却受信機の搭載に向けた展望を記載する。

1

研究背景

見通すことが出来ないが、そこからのガスの放射は明るい。一方で、230 GHz 帯では、シンクロトロン
放射は光学的に薄く、中心を見通すことが出来るが、ガスの放射は暗い。ジェットとブラックホールの接続領域を観測し、ジェットの発生・加速機構を解明するための鍵と考えられているのが、230 GHz 帯の次にシンクロトロン透過率が高く、230 GHz 帯よりもジェットの放射が明るいとされる 86 GHz 帯である。
ところが、このような銀河中心領域は見かけの大きさがとても小さく、単一の望遠鏡では構造を分解することができない。そこで、電波の波長性を利用し

図 1: 周波数ごとの銀河中心の観測可能領域のシミュ て、複数の望遠鏡で同時に観測を行い、そのデータ
レーション (Credit:CK-Chan)を合成することで仮想的に大きな望遠鏡で観測したことになる「電波干渉計」を用いる。このプロジェ

宇宙に存在する銀河の中には、様々な波長の電磁クトでは、そのうちのひとつである「VLBI」という波を激しく放射している天体があり、これらを活動

方法を用いて観測を行う予定でシステムの構築を進銀河と呼ぶ (Padovani et al. 1995)。このような銀河めている。電波干渉計では、望遠鏡間の距離が離れの中心には巨大ブラックホールが存在し、そこからるほど、角分解能は向上する。

は光速付近まで加速されたプラズマガスがジェット

図 2 の左は日本の VLBI 観測網 VERA(VLBI Ex-として噴出していることが観測から明らかになって

ploration of Radio Astronomy) である。岩手県水沢いる。しかし、その噴出原理は未解明である。図 1

局、鹿児島県入来局、沖縄県石垣島局、小笠原諸島

は、活動銀河中心部の領域を 43, 86, 230 GHz の 3 つの小笠原局の 4 局に、口径 20m の望遠鏡が設置されの周波数で観測したとき、どのように見えるかを表ている。右は、韓国、中国などの東アジア地域でのしたシミュレーションである。43 GHz 帯では、シン

VLBI 観測網 EAVN(East Asia VLBI Network) でクロトロン放射に対する光学的厚みが厚く、中心を6

2023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校

図 2: VERA と EAVN(Credit: VERA, EAVN)ある。

図 4: 86 GHz 帯常温受信機の写真

図 5: 86 GHz 帯常温受信機のブロックダイヤグラム
帯域を取得できるように EU-band に接続している。
その後、Mixer でダウンコンバートされた IF 信号は

図 3: 観測網の拡大

最終的に 4-8 GHz の信号として出力される。

EAVN の既存の観測網としては、韓国の KVN が定常運用されている。そこに加えて、中国の上海の3望遠鏡や、長野県野辺山などでも 86 GHz 受信に向大気の光学的厚み τ0

けたシステム開発が行われており、本研究室は国立
天文台と共同で、VERA の水沢・石垣島局に搭載するための受信装置の開発を進めている。この開発が実現できれば、電波干渉計としての角分解能が向上
し、天体のより細かい構造が分解出来るようになる。

2

VERA 水沢局に搭載している常温受信機
図 2 は、冷却受信機搭載に向けた試験段階として、2022 年 7 月に、VERA 水沢局へ搭載した 86 GHz 帯

図 6: 天頂角 Z における大気の厚み
一般に、周波数の高い電波ほど大気に吸収される

常温受信機の写真である。

割合が高くなる。VERA の通常の観測は 22 GHz お

図 3 はこのシステムのブロックダイヤグラムであよび 43 GHz で行われており、今回観測したい周波数

る。EL, EU, CO の 3 バンドを切り替えることのできはこれらと比較して大気による影響を大きく受ける。

る Diplexer を用いている。観測時は、86GHz 付近のそこで、岩手県水沢市周辺の大気の状態を調べて観7

2023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校
測が可能かどうかを考察するため、secZ 法と呼ばれ4る方法により大気の光学的厚み τ0 を測定した。

アンテナ開口能率ある天頂角 Z(0≤Z≤ 90 deg) において、常温の電波吸アンテナ開口能率とは、アンテナに入射した電波

収体 (黒体) と空を見た時の受信機出力 Pamb と Pskyのうち、実際に受信機に到達する電波の割合を表すを測定する。この測定を複数の Z について行い、横物理量である。一般に、輝度温度がわかっていると軸を secZ(=1/cosZ)、縦軸を log(Pamb - Psky /Pamb )される天体の観測からアンテナ開口能率は求めることしてプロットする。

とができる。

その後、
(
)
P
−Psky
log amb= τ sec Z + C(C は定数)
Pamb

観測天体の輝度温度 TB , 観測波長 λ, 望遠鏡の見かけの面積 Ap , 天体の視半径 θs , ビームサイズを HPBWとするとアンテナ開口能率 ηA は観測量であるアンテでフィッティングする。図 5 に示す 1 月 10 日の場合で

ナ温度 Ta∗ を用いて以下の式で表される。

は、0.12 が大気の光学的厚み τ0 に該当する。その他にも 1 月から 5 月にかけて測定を行い、概ね τ0 ∼ 0.10

ηA =から 0.18 となっている。

4λ2 log 2Ta∗s
πTB2 Ap HP BW 2 [1 − exp −4 log 2( HPθBW)2 ]ただし、アンテナ温度 Ta∗ は電波吸収体を見た場合、天体のないところを見た場合、天体を見た場合のそれぞれの受信機出力を Pamb , Psky , Psource を用いて以下のように表される。(ただし、常温黒体の温度 Tamb )が空の温度 Tatm と等しいとした仮定の場合である)Ta∗ =Psource − Psky
Pamb − Psky

図 7: 測定結果の例

図 8: 水沢局の 86 GHz における大気の光学的厚み τのシミュレーション結果 (Credit:VLBI 将来 WG)
図 9: 木星の 9 点観測のイメージ図
図 5 は水沢局の K バンド、Q バンドの測定結果と、水沢周辺の大気モデルをもとにした W バンドでの大今回の測定には、木星を用いた。以下の図は、天体のスキャン方法である。まず、水平 (Azimuth) 方

気の光学的厚みのシミュレーションである。今回得向に 5 点観測し、その後垂直 (Elevation) 方向に 5 点

られた値はシミュレーションと概ね一致しており、妥観測する。中心の 1 点は重複しているので、「9 点法」

当であると考えられる。

などと呼ばれたりする。このスキャンの中で、大気雑音更生用のデータを取得するために電波吸収体と天体のないところを測定している。図 8 は、86, 98 GHzの 2 周波での木星の観測から計算したアンテナ開口8

2023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校
ところで、システム雑音温度 Tsys は大気の厚み τ ,大気の放射温度 Tatm , 受信機雑音温度 Trx を用いて以下の式で表される。

Tsys = exp(τ ) [Tatm (1 − exp(−τ )) + Trx ]第一項は気象条件によるものなので、大きく小さくすることはできない。そこで、第二項の受信機雑音
温度 Trx を小さくすることを考える。この方法としては、受信機を低音に冷却することである (冷却受信機と呼ばれている)。現在の常温受信機の場合、Trx

図 10: 86,98 GHz でのアンテナ開口能率の測定結果∼ 600[K] で、観測条件の良い冬で Tsys ∼ 1000[K]
能率が天体仰角によってどの程度変わるかをプロッ であった。今後搭載を計画している冷却受信機では、
Trx ∼ 350[K] を目標として開発を行っており、同様トしたものである。

Elevation が低くなるにつれて能率値が低くなるの の気象条件で推定されるシステム雑音温度は Tsys ∼は、見通す大気の量が増え、大気吸収の割合が多く 500[K] である。つまり、システム雑音温度が約 1/2なるからである。一般的にアンテナ開口能率は 0.60となるので、望遠鏡の感度としては 2 倍向上し、よ前後であり、アンテナの鏡面精度と観測波長に依存り弱い天体からの信号も識別できるようになる。

する。今回得られた 0.25 前後という値だけ見ると、本当に観測出来るのかと思うかもしれないが、これは想定内であった。もともと VERA は 6, 22, 43 GHzなどの低周波での観測を目的に製作されたアンテナ
なので、鏡面精度の影響が大きい 86 GHz の観測はできないと考えられてきた。しかし、今回実際に受信機を開発し、観測を行なったところ、シミュレー
ションと概ね等しい値が得られたという点で VERA
で 86 GHz の VLBI 観測が実現できる可能性は十分
にある。

5

今後の展望
一般に、電波望遠鏡の感度 σ は、システム雑音温度 Tsys , 観測周波数帯域 ∆B, 観測時間 t に依存する。

Tsys
σ∝√
∆Bτ
この式から、感度を上げる (σ を小さくする) ためには分母を大きくする or 分子を小さくする必要があ√
るが、分子は がかかっているので、例えば感度を2 倍向上させるには観測時間を 4 倍に増やさなければならない。そのため、分子を小さくする方が効率が良い。

9——–index へ戻る

観測 a02

1.85 m 電波望遠鏡での超広帯域同時観測実現に向けた光学系の開発西川 悠馬

10

2023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校

1.85 m 電波望遠鏡での超広帯域同時観測実現に向けた光学系の開発
西川 悠馬 (大阪公立大学大学院 理学研究科)

Abstract
我々大阪公立大学はこれまで、星の形成課程を解明するために野辺山に設置された 1.85 m 電波望遠鏡の開発・運用を行ってきた。この望遠鏡には、210−375 GHz 帯に存在する CO(J =2−1, 3−2) 輝線を同時に観測するための受信機が搭載されている。そして現在、星形成領域のさらに詳細な情報を取得するために、

84−116 GHz 帯に存在する CO 輝線 (J =1−0) も同時に観測する計画を推進している。
その中で新たに設計する光学系に要求されることは主に二つあり、(1) 副鏡とフィードにおけるビームサ
イズと曲率半径を周波数依存なく一定にすることと (2)210−375 GHz 帯と 84−116 GHz 帯に分離して集光することである。(1) は開口能率を全帯域に渡って高めるためであり、周波数に依存しない光学設計のために確立された理論を用いることで最適化が可能である。(2) は導波管限界により 84−375 GHz という比帯域(周波数幅/中心周波数)130 %を一つのフィードで給電するのは不可能なためであり、低周波側のみを透過す
る準光学フィルタを用いることで実現可能である。準光学フィルタの通過特性は平面波入射の際に最大となるが、実際の光学系において使用する場合は斜入射成分を含むため、特性劣化は不可避である。従って、出来るだけ平面波に近い状態で入射させることを考慮した設計を目指した。その結果全帯域共通の楕円鏡を二枚使用することに加えて準光学フィルターで分離した後にそれぞれ一枚ずつ楕円鏡を追加し、光学系として成立することを物理光学シミュレーションによって確認した。
本講演では、上記 2 点を両立する光学系設計の詳細や物理光学シミュレーションの結果と、今後の展望について報告する。

1

研究背景
宇宙空間において、塵やガスからなる分子雲の中で原始星が誕生し、やがて星が形成される。しかしその詳細は未だ謎な部分が多く、我々の研究室では詳細な星形成過程の解明を目的として、様々な研究を行ってきた。分子雲から放射される電波を受信することで、星形成の母体となる分子雲の性質を知ることができる。
我々の研究室は長野県の野辺山に設置された口径1.85 m の電波望遠鏡の開発と運用を行ってきた。(On図 1: 1.85 m 電波望遠鏡

ishi et al. 2013) 現在は、CO 同位体である 12 CO,
13

18

CO, C O 分子の J =2−1, 3−2 輝線 (計 6 輝線) を2同時観測するために 210−375 GHz 帯で最適化された状態となっている (Masui et al. 2021)。観測する

電波は電磁波の一種であるので、電波は電場と磁分子輝線の種類が多いほどより詳細に分子雲の性質を知ることができるので、 現在新たに CO 同位体のJ =1−0 輝線も加えた 100−300 GHz 帯という超広帯域同時観測の実現を目指している。それに伴い新たな受信システムの開発が必要であり、私はその光学系の設計を行った。

ガウス光学と FIM 理論

場を支配するマクスウェル方程式によって記述される。マクスウェル方程式から様々な振動・波動現象を記述する際に基本となる波動方程式が導かれ、さらに波動方程式を変数分離することで楕円型の偏微分方程式であるヘルムホルツ方程式が導かれる。この11

2023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校
ヘルムホルツ方程式を直交座標から円筒座標へ変換

通った後で全ての周波数のビームサイズと曲率半径した式を満たす解として図 2 に示すようなガウシアが一致することは無い。しかし複数の帯域を同時観測

ンが挙げられ、これをガウスビームと呼ぶ。電波望するためには、副鏡とホーン開口部の２地点において遠鏡の光学系を設計する際、光軸付近ではこのガウ

ビームサイズと曲率半径が周波数依存なく一定であスビームを使って電磁波の伝搬を考える (Goldsmith

る必要がある。そのために、Frequency Independent

1998)。

Matching 理論 (F.I.M 理論) という理論を用いて周波数に依らない光学系を作っている。(Chu 1983)𝑟
ビームサイズ ビームウェスト
曲率半径
𝜔 𝑧
𝜔!
𝑅 𝑧
𝑧

図 3: F.I.M 理論を用いていない光学系 (左) と用いた光学系 (右)等位相⾯
𝐸! 電場𝐸

断⾯図
𝐸 = 𝐸! 𝑒𝑥𝑝 −

𝑟"
𝜔"

3

𝐸!
𝑒

新光学系の設計概要
今回、光学系を 100−300 GHz 帯に最適化するにあたって従来の設計 (Yamasaki et al. 2021) から大き
−𝜔

𝜔

𝑟

く変更した点が主に２つある。

200〜300GHz帯
ホーン

図 2: ガウスビームの伝播の様子と電解分布
図 2 のように、電場が E0 の 1/e 倍になるような半径 ω をガウス光学におけるビームの半径と定義し、

楕円鏡A

ビームサイズと名付ける。ビームサイズは z に依存

楕円鏡B

副鏡

して変化し、その極小値 ω0 をビームウェストという。図 2 のように、ガウスビームはビームを絞っても１点には収束せず、広がってゆく。また、ビーム

図 4: レンズ系で描いた現在の 1.85 m 電波望遠鏡のの等位相面は z 軸付近では球面上になっている。任光学系

意な位置でのビームサイズ ω(z) と等位相面の曲率半
径 R(z) はビームウェストの大きさ ω0 とビームウェ

200〜300GHz帯
ホーン

ストからの距離 z がわかれば算出できる。逆に、任意の地点でのビームサイズ ω(z) と曲率半径 R(z) がわかればビームウェストの大きさ ω0 とその距離 z が100GHz帯
ホーン

楕円鏡E算出できる。電波望遠鏡の光学系を設計する際のガ
ウシアン光学では、主に副鏡でのビームサイズと曲楕円鏡C率半径を初期条件として各光学素子などの地点のパ副鏡

ラメータを計算していき、ホーン開口部まで求める。

楕円鏡D

楕円鏡F

フィルター

図 3 のように周波数が異なる電磁波をある集光素子 (ここでは凸レンズを用いて説明する) に入射させ

図 5: レンズ系で描いた新たな 1.85 m 電波望遠鏡のると、照射した時点でのビームサイズと曲率半径を光学系

周波数に依らず一致させていたとしても、集光素子を

12

2023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校
１つ目は、導波管限界により 84−375 GHz とい重要である。新たに設計した光学系を、GRASP とう比帯域 (周波数幅/中心周波数)130 %を一つのフ呼ばれる電磁界解析ソフトを用いてシミュレーショ

ィードで給電するのは不可能なため、100 GHz 帯とンし、各周波数での開口能率を算出した。

200−300 GHz 帯の 2 種類のホーンを使用することで<主偏波>＜遠⽅解ビームパターンの2次元カットパターン>ある。2 つ目は、2 種類のホーンを使うにあたって、 [dBi]70

100 GHz 帯の電磁波のみを透過し、それ以外の帯域

peak：65.2056[dBi]60は反射する性質を持った準光学フィルタを使用する

主偏波
交差偏波

50
40

ことである。また、準光学フィルタの通過特性は平30

面波入射の際に最大となるが、実際の光学系におい＜交差偏波＞

20て使用する場合は斜入射成分を含むため、特性劣化

100は不可避である。従って、出来るだけ平面波に近い

-0.4

-0.2

0.0

0.2

0.4

[deg]

開⼝能率：0.6670563502943944

状態で入射させることを考慮する必要がある。

FWHM：0.092[deg] = 5.52[arcmin] = 331.0[arcsec]

図 8: 115 GHz の遠方解ビームシミュレーション

4

設計結果とシミュレーション
ガウス光学と F.I.M 理論を用いた周波数に依存し<主偏波>＜遠⽅解ビームパターンの2次元カットパターン>ない光学系の設計結果を以下の図 6 と図 7 に示す。

[dBi]

フィルターの設置位置は、CM3 から各周波数におけ60

peak：72.0619[dBi]

70

主偏波

交差偏波

50

るビームウェストの距離を平均した位置に設置した。

40
30

副鏡

＜交差偏波＞

20
10

光軸

0
-0.4
-0.2
開⼝能率：0.8085977557581164

主鏡

CM5A(楕円鏡)
200〜300GHz帯ホーン

0.0

0.2

0.4

[deg]

FWHM： 0.0442[deg] = 2.65[arcmin] = 159.0[arcsec]

PM4(平⾯鏡)

CM5B(楕円鏡)

CM2(楕円鏡)

100GHz帯ホーン

図 9: 230 GHz の遠方解ビームシミュレーション

フィルター
PM1(平⾯鏡)CM3(楕円鏡)
4K冷却Dewar<主偏波>＜遠⽅解ビームパターンの2次元カットパターン>

図 6: 新たな光学系の全体像

[dBi]
80

peak：75.6828[dBi]

主偏波

70
60
副鏡

PM1

交差偏波

50

CM2

40
＜交差偏波＞

30
CM3

PM4

20

CM5

10
フィルター

0

ホーン

-0.4
-0.2
開⼝能率：0.827256167205564

0.0

0.2

0.4

[deg]

FWHM： 0.0292[deg] = 1.75[arcmin] = 105.0[arcsec]

図 10: 345 GHz の遠方解ビームシミュレーション
図 7: 各地点でのビームサイズ

230 GHz と 345 GHz は現在の光学系と同等の開口
光学系の性能を表す指標として、開口能率がある。 能率であるが、115 GHz のみ開口能率が少し低い値
開口能率とは、アンテナの面積に対する鏡面誤差やとなっている。原因の一つに、ビームサイズが大き

反射率などによって生じる電力損失を除いた有効的いことによる spill over(電波の漏れ) があり、集光素

なアンテナサイズの面積の割合であり、アンテナ開子を大きくする必要があるが、1.85 m 望遠鏡の物理

口能率を上げることが集光力の向上にとって非常に的な制約条件もあるため、今後の検討課題である。

13

2023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校

楕円鏡が開口能率に与える影響

5

図 12 によれば、全周波数共通の楕円鏡である CM2と CM3 は 207 GHz で計算した入射前後の曲率半径

図 11 のように、楕円鏡の設計の際には等価的な薄を用いて設計するのが良いということがわかった。

肉レンズで考え、レンズの焦点距離と入射前後の曲率半径にはレンズの公式が成り立つ。
焦点距離f
⼊射前曲率半径R

⼊射後曲率半径Rʼ

6

まとめと今後レンズの公式

我々の研究室が所有する 1.85 m 電波望遠鏡の

𝟏
𝟏
𝟏
=
+
𝒇 𝑹𝟏 𝑹𝟐
⽮印

100 GHz−300 GHz 帯という広帯域同時観測を実現するための新たな光学系を設計した。新たな光学系から⾒た図を設計する際、ホーンを 100 GHz 帯と 200−300 GHz
帯の 2 種類使用すること、それに伴って 100 GHz 帯
のみを透過する性質を持つ準光学フィルターを使用すること、という２点が主な変更点である。F.I.M 理

⼊射前曲率半径R論を用いて副鏡とホーン開口部で周波数に依存せず

⼊射後曲率半径Rʼにビームサイズと曲率半径を一致させる設計に成功した。GRASP を用いたビームシミュレーションによれば、200−300 GHz 帯では開口能率 0.80 以上を

図 11: 楕円鏡と入射前後の曲率半径の関係

達成し、100 GHz 帯では開口能率 0.66 となった。今後は 100 GHz 帯の開口能率が 0.80 以上になるように

図 7 を見てもわかるように、楕円鏡 (Curved Mir-

原因究明をするとともに、望遠鏡に搭載する際の物

ror) の入射前後の曲率半径は周波数によって異なるが、CM2 と CM3 は全周波数共通の楕円鏡であるた
め、必然的に入射前後の曲率半径も周波数によって異なる。従来の光学系は、各周波数の入射前後の曲率半理的な条件や 4K 冷却 Dewar 内に設置する際の素子の収縮の影響などを考えていき、ホーンの開発も行う必要がある。

径を平均した値で設計を行っており、210−375 GHzという帯域においては問題無かった。しかし今回の100−300 GHz 帯という超広帯域においては、楕円鏡

Referenceの設計周波数によって、各周波数の開口能率が大きく

Onishi, T. et al. 2013, PASJ, 65, 4, 78

変わることが発覚した。そこで、光軸の距離や反射角

Masui, S. et al. 2021, PASJ , 73, 4, 1100などの楕円鏡の設計パラメータ以外は全く同じ光学させた場合の各周波数の開口能率の変化を GRASP

Goldsmith, P. F. 1998, Quasioptical Systems: Gaussian Beam Quasioptical Propagation and Applications (New York: IEEE)を用いてシミュレーションした。

Chu, T. S. 1983, IEEE Trans. Ant. Propag., 31, 614

系で、楕円鏡の設計パラメータの周波数のみを変化

Yamasaki, Y., et al. 2021, PASJ, 73, 4, 1116
0.800
Aperture efficiency

0.775
0.750

analysis freq : 345 GHz
analysis freq : 230 GHz
analysis freq : 115 GHz
Average

0.725
0.700
0.675
0.650
0.625

100

150
200
250
Elipsoid mirror's Curvature [GHz]300

図 12: 楕円鏡の設計周波数と開口能率の関係

14

——–index へ戻る

観測 a03

ROS を用いた汎用望遠鏡制御システム NECST v4 の開発; 1.85m 望遠鏡での駆動試験と試験観測の結果
高山 楓菜

15

2023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校

ROS を用いた汎用望遠鏡制御システム NECST v4 の開発; 1.85m 望遠
鏡での駆動試験と試験観測の結果
高山 楓菜 (名古屋大学大学院 理学研究科)

Abstract
一酸化炭素分子輝線は星の母体である分子雲のトレーサーであり，広範囲の観測により分布と物理状態を調べることが重要だ．しかし，その全天観測はいまだ達成されていない．我々は，チリにある NANTEN2 望遠鏡を用
いて，南半球から観測可能な全天の約 70%をカバーする NANTEN2 Super CO Survey as Legacy(NASCO)
計画を推進している．広範囲のサーベイ観測を短時間で行うためには観測効率の向上や観測の自動化が必要となる．5 つのビームを持った NASCO 受信機が 2020 年初めに搭載された (Nishimura et al. 2020) が，ソフトウェアのメンテナンス性に問題があり，修正や機能の追加が難しかった．また，受信機の性能を活かす
ため望遠鏡を高い精度で高速に駆動させることが要求される．そこで我々は，信頼できるリアルタイム制御
やシステムへの機能の追加・修正を容易にする，特定の望遠鏡に特化しない高い汎用性と，分散処理による柔軟性を持った制御システム NECST v4 を開発し，大阪公立大学 1.85m 望遠鏡を用いて試験中である．
今回，我々は加速度を考慮した座標計算を実装し試験観測を行った．OTF 観測においては，観測範囲内を安定した速度で駆動することが重要である．従来等速直線運動を仮定して座標と速度の指示値を与えていたが，実際には望遠鏡は慣性運動するため，指示値と実測値に誤差が生じていた．今回助走区間を設け，区間内で加速するよう指示値を与えることで観測開始時には安定した速度に達するよう，座標の計算方法を改善した．
その結果，以前は最大 150 arcsec 程度あった誤差が 10 arcsec(ビームサイズの 1/20) 程度まで抑えられた．
さらにデータ通信量の削減や QLook 機能の追加，OTF 試験観測を行った．

1

Introduction

表 1: NASCO 計画の要求性能
要求感度
Trms < 0.8K

分子雲は星の母体であり，天の川銀河の全面にわたって分布や物理状態を観測することは星の銀河内

空間分解能

2.6 arcmin

での形成過程を知る上で非常に重要である．分子雲

速度分解能

0.2 km/sの代表的なトレーサーとして一酸化炭素分子輝線がスキャン速度

600 arcsec/s

挙げられる．しかし，一酸化炭素分子輝線による観測は他波長に比べ非常に遅れており，全天観測はいた．また，NASCO 受信機は多数の装置を時刻同期しまだに達成されていない．

て制御する必要のある複雑な受信機であるため，分我々は，チリにある NANTEN2 望遠鏡を用いて散処理を用いた制御システムが開発されたが，デー

NANTEN2 Super CO Survey as Legacy(NASCO)

タの通信量が膨大になるという問題があった．そこで計画を推進している．この計画が達成されれば，南

我々は望遠鏡制御システム NECST v4 を開発した．

半球から観測可能である全天の約 70%をカバーする

このシステムの特徴として，1: 信頼できるリアルタ

ことができる．NASCO 計画の要求性能は表 1 であイム制御，2: システムへの機能の追加・修正を容易にる．この目標を達成することにより，全天観測を約 3する，特定の望遠鏡に特化しない高い汎用性，3: 分

年間で行うことが可能となる．そのためマルチビー

散処理により複数の PC で制御を行うことで，例え 1

ム受信機である NASCO 受信機の開発を行い，2020

台が故障してもシステムが止まることがないという

年に搭載作業を行った．

柔軟性，などが挙げられる．我々は NECST v4 シスしかし，従来のシステムはソフトウェアのメンテ

テムを 1.85m 望遠鏡に搭載し，駆動試験を行った．

ナンス性に問題があり，修正や機能の追加が難しかっ16

2023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校

2

NECST v4 システムの概要

3

結果

NECST v4 では ROS(robot operationg system)

3.1

データ通信量の削減を用いて分散処理を実装した．ROS とはロボット開発によく用いられているオープンソースソフトウェ
アである．ROS では「publisher」「，subscriber」と呼

表 2 は旧システムと NECST v4 システムにおけるデータ通信量を比較したものである．

ばれる機能を用いてデータ通信を行っている (図 1)．
表 2: 旧システムと NECST v4 システムにおけるデータ通信量の比較
旧システム

9.64 MB/s

NECST v4

0.03 MB/s

従来のシステムでは，1.85m 望遠鏡はシングルビー
ムであるにもかかわらずデータ通信量が 9.64MB/s
図 1: ROS による通信のイメージにも上っていた．一方，NECST v4 システムでは

publisher がデータを送信し，subscriber が必要な

0.03MB/s にまで抑えられている．

データを受信することで複数のプログラムが多対多の通信を行えるようになっている．これにより例えば

3.2

データ保存，座標計算，モーターの制御といった役割をそれぞれ別の PC に担わせることが可能となり，分散処理が実装できた．また，旧システムでは分光計のデータの送受信とその他のエンコーダー値などのデー
タ通信を同じネットワークで行っていたため，ネッ

QLook の追加

図 2 は QLook の画面である．QLook では ROS によって流されているトピックをリアルタイムで表示，閲覧することができる．右側の図は分光データを，左側の図はエンコーダーの実測値を示している．

トワークに負荷が生じていた．そこで，NECST v4
では分光計データのみを異なるネットワークに分離
し，データ通信量の削減を図った．
さらに，特定の望遠鏡に特化しない汎用性を持たせるため，Docker を用いて仮想環境を構築し，その中でシステムを動かす方法を利用した．Docker とは，

図 2: QLook の画面

必要な環境をまとめたコンテナと呼ばれる箱を用いて仮想環境を作成，配布，実行するためのプラットフォームであり，これを用いることでパソコンの内部であたかも別のパソコンを動かしているかのように3.3

操作することが可能となる．Docker の情報は Docker
イメージというファイルに記載されており，それを元に立ち上げるため，異なるパソコンでも同じ Docker

加速度を考慮した座標計算方法

望遠鏡の制御では，ある時刻に望遠鏡が向くべき座標を指示値として与えている．従来の座標計算では，望遠鏡が等速直線運動をすると仮定して指示値イメージを使用することで全く同じ環境を再現するを出していた．しかし，望遠鏡は自身の重量によりことができる．
昨年度までにコアシステムの開発が完了している．
本稿では，1: データ通信量の削減，2: ブラウザ上でリアルタイムにデータを確認できる QLook の追加，

3: 加速度を考慮した座標計算方法への変更，4: 最終的に行った OTF 試験観測の結果について説明する．

等速で動き出すことができず，加速度を持って運動する．
そこで，加速度運動を仮定して指示値を出せるよう座標計算方法を変更した．また，望遠鏡が一定の速度に達するまでには時間がかかるため，スキャン
したい範囲の外側に助走区間であるマージンを設け，

17

2023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校
115.2712 GHz である．

スキャンを開始する際に望遠鏡の速度が安定するよ
うにした．結果を図 3 に示す．縦軸は az (deg)，横軸が時間であり，オレンジ色の線は座標指示値，青4

色の線は実測値である．左の図が等速直線運動を仮定していたもの，右の図が加速度運動を仮定したも考察
表 2 ではシングルビームである 1.85m 望遠鏡の結のである．

果を示した．NANTEN2 望遠鏡は 5 つのビームを持っ加速度運動を仮定した場合の方が指示値と実際のているため，データ通信量も 5 倍になると考えられ値の差が小さくなっている．

る (表 3)．旧システムと NECST v4 での差は歴然である．また，通信量が抑えられたことにより，QLookのためだけに分光データの一部を流すことが可能となり，観測中にリアルタイムの分光データの確認をすることができるようになった．
表 3: NANTEN2 における旧システムと NECST v4システムにおけるデータ通信量の予想
旧システム 48.2 MB/s

図 3: 指示値と実測値

NECST v4

3.4

0.15 MB/s

また，図 3 において，指示値から実測値を引くこOTF 試験観測とで求めた誤差を図にすると図 5 のようになる．

図 5: 指示値から実測値を引くことで求めた誤差
左の図は等速直線運動を仮定して指示値を出した
場合であり，誤差が一定となるまでに 2 s 程度かかっていることに加え誤差が最大 150 arcsec まで大きくなっている．現在は 1.85m 望遠鏡を使用しているため短時間で誤差が収束しているが，NANTEN2 望遠
鏡は口径が 4m であり 1.85m 望遠鏡に比べ重量があるため，より時間がかかると考えられる．また，誤差

図 4: OTF 試験観測の結果が一定となってからも 70 arcsec 程度の大きさとなっ

Ori-KL の OTF 試験観測を行い，シングルビーム ている．右の図は加速度運動を仮定して指示値を出による 1 平方度の OTF 観測をおよそ 46 arcsec/s，お した場合であり，誤差は終始 10arcsec 程度に収まっ
よそ 30 分で行うことができた．得られたデータからている．
座標計算方法の変更により望遠鏡を安定してスキャ

OTF マップを作成した (図 4)．
マップのサイズは 1deg*1deg，スキャン間隔とデーン駆動させることが可能となった．素早く誤差を収

タ点の間隔はどちらも 30 arcmin ，観測周波数は182023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校束させられるということは最小のマージンで観測を行うことに繋がり，観測効率の増加が期待される．
一方，今後の課題として，駆動の始めが安定しな
い，分光計のデータが欠損するなどの問題が残されている．これらに関しては現在もデバッグを進めている．

5

まとめと今後の展望
我々は CO による全天観測を行う NASCO 計画を推進している．そのために新たな望遠鏡制御システ
ム，NECST v4 システムを開発した．コアシステムの開発は去年終了しており，本稿では以下の 4 つを取り上げた．1: データ通信量の削減，2: ブラウザ
上でリアルタイムにデータを確認できる QLook の追加，3: 加速度を考慮した座標計算方法への変更，4:
最終的に行った OTF 試験観測．
分光計周りや座標計算にはいまだ問題が残されており，今後デバッグを進めていく予定である．また，今年中には NECST v4 システムを完成させ，NANTEN2望遠鏡への搭載を予定している．

Reference
Nishimura et al. 2020, Proceedings of the SPIE, 11453,
18

19

——–index へ戻る

観測 a04

野辺山 45 m 電波望遠鏡 100-GHz 帯 MKID カメラ搭載試験におけるビーム特性の評価
李 豪純

20

2023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校

野辺山 45m 電波望遠鏡 100-GHz 帯 MKID カメラ搭載試験のおけるビー
ム特性の評価李 豪純 (筑波大学大学院 数理物質科学研究群)

Abstract
我々は、遠方銀河の広域探査や銀河系の HII 領域の観測を行うため、野辺山 45 m 電波望遠鏡搭載用 100-GHz 帯連
続波カメラの開発を進めている。多素子による観測を目的とした本カメラの焦点面アレイは、109 素子の Si レンズ及び力学インダクタンス検出器 (MKID) によって構成されている。望遠鏡からの信号はカメラの真空窓へ入射すると、2 枚の大口径 Si レンズによる屈折光学系を経て焦点面アレイへと伝送される。2021 年 5 月の搭載試験での火星の観測結果からのビームサイズ評価 [宮澤 修論 (2022)] に続き、2022 年 3,4 月にはより詳細なビーム特性を調べるためク
エーサー 3C 273 のラスタースキャン観測を行った。
本発表では、各 MKID およびアレイのビーム特性を調べるため、3C 273 の解析結果について報告する。今回新たに観測した 3C 273 は点源と見なせるため、より直接的なビーム特性の評価が可能である。観測結果の解析のため、4′ × 4′ (Az, El) の領域内でのビームマップを、データの得られた 58 素子分作成した。また、観測結果に対し 1 次元
および、2 次元ガウシアンフィッティングを行いビームサイズを計算した。その結果、本カメラのビームサイズの設計値が 16.3′′ であるのに対して、58 素子のうちビームの見えている 32 素子の結果から導出したビームサイズのアレ
イ平均は 16.3 ± 2.6′′ となり、設計値と一致した。本講演では、フィッティングから得られたビームサイズ、NEFDを含めたアレイ全体の解析結果の詳細を報告する。

開発しており、その検出器として超伝導検出器の力

1 Introduction

学インダクタンス検出器 (MKID) を用いている。野我々の住むこの宇宙には様々な銀河が存在してお辺山 45 m 鏡は長野県の野辺山という標高 1350 m のり、その大きさや形状、星形成率には違いがあること

高地に位置しており大気中の水蒸気量が少ないため、がわかっている。近年、大量のダストに埋もれた爆天体からの電波が比較的吸収されずに観測を行うこ

発的な星形成を行っている遠方銀河が多く発見されとができ、100 GHz、150 GHz 周辺では透過率が非ているが、星形成領域の若い星からの電磁波は周囲常に高く、この帯域での観測に適している。

のダストや分子ガスに吸収されるため直接の観測は

2 Instruments and Observations

困難となる。その一方でダストは星からの放射により数十 K に温められるため赤外線を放射するように

我々は遠方銀河の広域探査や銀河系の HII 領域のなるが、この赤外線は宇宙膨張による赤方偏移によ観測を目的として、筑波大学と国立天文台を中心にり長波長側に引き伸ばされ地球では 100 GHz から 1

野辺山 45 m 電波望遠鏡用 100-GHz 帯多素子カメ

THz 程度の電波領域になるため、この帯域での広域ラを開発している。カメラの光学系は図 1 のように観測は遠方銀河の探査に適している。

なっている。カメラ本体の冷却光学系には 2 つのシ

遠方銀河の探査にミリ波・サブミリ波帯での観測はリコンレンズがあり焦点面アレイに集光される設計有効であるが、遠方銀河を天空上から探すことは通常になっている。またクライオスタットは外部から 40の観測では非常に時間が掛かってしまい困難である。

K,4 K,1 K,0.1 K ステージという構造になっている。

そこで受信機を多素子化することによる観測の広視中心部分に焦点面アレイがあり 100 mK 以下まで

野化、高感度化が重要となる。我々はこの多素子受冷却する系となっている。焦点面アレイには超伝導信機を国立天文台野辺山 45 m 電波望遠鏡搭載用に状態で動作する超伝導検出器である力学インダクタ

21

2023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校
ンス検出器 (MKID) が用いられており、109 素子の3 Analysis Methods

Si レンズ及び MKID によって構成されている (図2)。Al と NbTiN のハイブリッド MKID を使用し本研究では 2022 年試験搭載時の 3C 273 の観測結ており、Al の超伝導状態でのギャップエネルギーは果から MKID カメラにおける各素子および平均ビー

90 GHz となる [John F.Cochran & D.E.Mapother

ムサイズを計算し、アレイマップを作成することに(1958)] ため 100 GHz 帯に感度を持つ検出器となっより素子全体でのビームの傾向を見た。また、雑音ている。また、読み出し線の Al の周りに NbTiN を

等価フラックス密度 (NEFD) を計算した。解析の手使用することで 1.1 THz のギャップエネルギーを持順としては、①ビームマップの作成、②大気成分の差

つエネルギーのリークを抑えてくれる。

引き、③ビームサイズの計算、④アレイマップの作成

2021 年に続き 2022 年 3, 4 月に野辺山 45 m 鏡への順序で行い、その他に⑤ NEFD の計算を行った。

の搭載試験を行い、大質量星形成領域 W49, W51、

①各ビームの生データを TA∗ に直すためチョックエーサー 3C 273 の観測を行った。観測方法はラパーホイール法で強度を校正したマップを作成し (図′′スタースキャンで、4 × 4 の領域を観測しており、

3a)、②では、各スキャンの OFF 点を繋ぐ直線をベー

一度の観測で合計 61 回のスキャンを行なっている。

スラインとして観測データから差引いた (図 3b)。③

本研究で解析を行った 3C 273 は 3/28, 4/7, 10, 13,

ビームサイズの計算は、天体の信号のピークを持つ 1

25, 26 日の 6 日の観測を行った。

つのスキャンに対して 1 次元ガウシアンフィッティ
ングを行う方法と、ビームの回転や歪みをみるために 2 次元ガウシアンフィッティングからビームサイ
ズを計算する二つの方法を用いた (図 3c)。④各素子における信号のピークに対し、それぞれ求めたビームをプロットしアレイマップを作成することで素子全体におけるビームの傾向を見た (図 3d)。NEFD の計算では 3C 273 のフラックス密度は ALMA Band3での観測結果を用いた。

図1

野辺山 45 m 電波望遠鏡の光学系とカメラ内の冷却光学系

図 3 a. ビームマップ (大気成分差引き前)、b. ビー
ムマップ (大気成分差引き後)、c.1 次元ガウシアン
フィッティング、d. アレイマップ
図 2 109 個の Si レンズと MKID からなる焦点面アレイ

22

2023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校生じているのかを確認するためにシミュレーション

4 Resultsを行う必要がある。

本研究では 6 日間の観測データの内、大気の変動が比較的小さい 4/7 と 4/10 のデータを解析した。

NEFD の計算結果では、2018 年の試験搭載時の木√星の観測結果から得られた 6.00 ± 2.23 Jy/ Hz か

2 日共に 109 素子中 58 素子分のデータがあり、そら 10 倍の感度の改善が見られ、2021 年に火星の観の内、天体の信号が 1 次元フィッティングを行った測結果から得られた 0.50 ± 0.16 Jy/ Hz とおおむ

1 スキャンのゆらぎ σ の 4 倍以下のものや、クロス

ね一致する結果となっている。

√

トークしているもの、データが飛んでいるものを除いた結果、解析に使えたのは 25 素子 (4/7) と 32 素子 (4/10) であった。ビームサイズを計算した結果、4/10 のデータでは 1 次元フィッティングから得られた Az 方向と 2 次元フィッティングから得た短軸方向のビームサイズはばらつきの範囲で設計値の 16.3′′に一致した。本解析で得られた平均ビームサイズとNEFD の計算結果を表 1 に示す。
表1

平均ビームサイズと平均 NEFD

2022/4/7

2022/4/10′′

θHPBW (1D ﬁt)[ ]16.6 ± 2.8

16.3 ± 2.6

θHPBW (2D ﬁt)[′′ ]√NEFD [Jy/ Hz]

16.6 ± 1.9

16.2 ± 2.6

0.34 ± 0.09

0.45 ± 0.16

図 4 a.4/7 のアレイマップ、b.4/10 のアレイマッ
プ、c. ビームパターンシミュレーション、d. 実験室
での測定結果 [鈴木 修論 (2021)]

5 Discussion
4/10 の観測結果ではビームサイズがばらつきの範囲で設計値に一致することがわかった。一方 4/7 の観測結果では一致しない結果となったが、4/10 に比べ 4/7 の方が観測時に風が強く、そのために鏡面が歪みビームサイズが大きくなったと考えられる。ア
図 5 2 次元ガウシアンフィッティングから得た

レイマップ (図 4a, b) を実験室での測定結果 (図 4d)

各素子のビームサイズおよび平均ビームサイズと比較してみると、実験室で測定したビームはほと(左:4/7, 右:4/10)

んど正円であることから、観測では天候による鏡面の歪みなどの外的要因によってビームの歪みが生じていると考えられる。また、ZEMAX によるビーム
パターンシミュレーションの結果 (図 4c) と比較すると、シミュレーションのような端の素子が中心方向に歪む傾向は見られず、視野中心のビームが歪んでいたり素子毎にばらつく方向が異なることから、カ
図6

メラ内や望遠鏡の El 変化によるカメラと望遠鏡の伝

素子毎の NEFD および平均 NEFD(左:4/7,

右:4/10)送系でのずれによって生じたものであると考えられる。今後、望遠鏡の El 変化によってビームの歪みが23

2023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校

6 Conclusion
本研究では 2022 年の野辺山 45 m 電波望遠鏡搭
載試験におけるクエーサー 3C 273 の観測結果から

MKID カメラのビーム特性評価を行った。その結
果、平均ビームサイズは 1 次元フィッティングの結果から 16.3 ± 2.6′′ 、2 次元フィッティングの結果から16.2±1.6′′ となり、設計値の 16.3′′ にばらつきの範囲で一致した。また、NEFD は 4/7 と 4/10 のデータか√√

らそれぞれ 0.34±0.09 Jy/ Hz、0.45±0.16 Jy/ Hzとなった。ビームサイズの計算結果から作成したア
レイマップからは、ビームパターンシミュレーショ
ンや実験室での測定結果の比較から、今回の観測におけるビームの歪みは天候や望遠鏡内の伝送系での外的要因によって生じたものと考えられる。
今後の解析の課題として、本解析で使用しなかったクロストークしている素子や他の観測日のデータ処理方法を検討し統計数を増やす必要があり、ビー
ムの歪みを見るために望遠鏡の El 変化によるビーム
パターンのシミュレーションを行う必要がある。また、装置の課題としては、サイエンス観測に向けて検出器として用いている MKID の雑音レベルの改善や観測における高い歩留まりを達成する必要がある。

Reference
宮澤啓 2022, 筑波大学大学院 数理物質科学研究科 物理学専攻 修士論文John F.Cochran, & D.E.Mapother 1958, Phys.Rev
鈴木理花子 2021, 筑波大学大学院 数理物質科学研究科 物理学専攻 修士論文

24

——–index へ戻る

観測 a05

野辺山 45 m 鏡搭載 100-GHz 帯 MKID カメラによ る大質量星形成領域 W49A の観測データの解析
石崎 悠治

25

2023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校

野辺山 45 m 鏡搭載 100-GHz 帯 MKID カメラによる大質量星形成領域

W49A の観測データの解析
石崎 悠治 (筑波大学大学院 数理物質科学研究群)

Abstract
ミリ波サブミリ波帯多素子カメラは遠方銀河等の広域探査において有用である。我々は 45 m 望遠鏡に搭
載する 100-GHz 帯連続波カメラを開発している。焦点面アレイには 109 素子アンテナ結合型力学インダク
タンス検出器 (MKID) を使用している。2022 年 3-4 月に天体を用いた試験観測を実施し、太陽系内惑星や大質量星形成領域 W49A, W51A, クエーサー 3C273 のラスタースキャン観測を行なった。本研究では大質量星形成領域 W49A の観測データの解析を行なった。
観測は (4’ × 4’) の領域を 20 分間かけ赤経、赤緯方向にマッピングした。今回は、ビームスイッチは用いておらず単純にスキャンの端の値を差し引くことで大気成分を差し引いた。最終的には、全ての素子のデータをノイズで重み付けして足し合わせた。マップのノイズは重ね合わせる前の平均である 0.080 K から 0.011

K まで改善した。本研究のデータより W49A のフラックススペクトルを作成したところ先行研究の曲線によく乗っていることを確認できた。フラックススペクトルからダストと free-free 成分の寄与を計算したところ、100-GHz において free-free の寄与は 87%であった。

1

得られたデータから、W49A における 100 GHz 連続

Introduction

波の放射機構を議論する。
宇宙には様々な銀河が存在しているが、その形成や進化の過程は未解明な部分が多い。銀河形成期の情報を含む宇宙初期の遠方銀河はダストに覆われて

2

可視光では観測が困難なものも存在する。数 10 K のMKID カメラMKID とは Microwave Kinetic Inductance Detec-

ダスト放射は遠赤外線領域にピークを持ち、宇宙膨

tor の略であり超伝導状態で動作する共振器である。

張による赤方偏移の影響で地球上ではミリ波・サブ超伝導状態の物質内で電子はクーパー対と呼ばれる

ミリ波・テラヘルツ波帯で観測される。また、低周波側のミリ波帯では HII 領域 (電離水素領域) からの放射である free-free 放射を観測することができる。
よって、ミリ波・サブミリ波カメラは銀河進化の研電子対をなす。クーパー対にギャップエネルギー以上の光子が入射すると対が破壊され２つの準粒子が生成される (図 1)。この粒子数の変化に応じて MKID
等価回路 (図 2) の力学インダクタンスが変化し読み究において有用である。

出し線の共振周波数が変化する (図 3)。この共振周波本研究における観測対象である大質量星形成領域

W49A は銀河系内鷲座方向へ地球から 11 kpc ほど離れた天体である。また、W49A の中心部にある W49N

数の変化を読み取るのが MKID の動作原理である。

ではたくさんの大質量星 (太陽の数十倍) が一気に形成されていることが分かっている。
我々は野辺山 45 m 望遠鏡に搭載する 100 GHz 帯

MKID109 多素子カメラを開発している。 2022 年に100 GHz 帯多素子カメラによって得られた大質量星
形成領域 W49A のデータを用いて、 アンテナ温度の時系列データからマップを作成するプログラムを構築し、完成したマップの性能評価を行う。さらに、

26

図 1: クーパー対の崩壊と準粒子の生成

2023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校3

野辺山 45 m 電波望遠鏡
我々の MKID カメラは国立天文台野辺山 45 m 電

波望遠鏡搭載用に開発されている。野辺山 45 m 電波
望遠鏡 (図 4) はミリ波帯の望遠鏡では世界最大級の口径を持つ望遠鏡である。観測周波数は 1∼150 GHz
であり 100 GHz 帯では、世界最高クラスの高い感度を誇っている。長野県野辺山は標高 1350 m の高地に位置しており、大気透過率のシミュレーション結果 (図 5) から周波数 100 GHz 周辺の透過率が高く、この帯域での観測が可能である。また、本観測の観測諸元を (表 1) にまとめる。

図 2: MKID の等価回路

図 4: 野辺山 45 m 電波望遠鏡
図 3: 異なる温度放射源を見た時の共振周波数変化の様子。横軸が周波数で縦軸は読み出し用マイクロ波信号が MKID の feed line を通じて戻ってきた時の透過率の大きさ共振周波数ではマイクロ波信号の大きさが最小になる。(青) ミラーを受信機の前に置くことで受信機の熱放射を反射し、MKID に ∼40 Kの放射が入射する。(橙) 常温の黒体源を受信機の前に置くことで MKID に ∼300 K の放射が入射する。
天空上で広がりを持つ天体や、 位置が不明な遠方
銀河の観測には掃天観測を行う必要がある。この際、広い視野を持つ単一鏡に、多数の検出器を並べると一度に広範囲を観測することができ観測効率が上昇する。MKID カメラの利点として 1 本の読み出し線
で多素子化が比較的容易という点があり、広域探査に有用である。

27

図 5: 野辺山観測所の大気透過率シミュレーション

2023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校

観測天体表 1: 本研究の観測諸元
大質量星形成領域 W49A

中心座標

(19h 10′ 14′′ , 9◦ 06′ )スキャン方法ラスタースキャン

観測領域

4′ × 4′

スキャン幅

4′′

キャリブレーション

観測開始前

2022/03/28 ∼ 04/13

観測期間

1 回の観測に要する時間

20 分
17′′

観測時の角度分解能

図 7: W49A の 270 GHz 帯 TA∗ マップ

4

観測結果

4.1

アンテナ温度マップの作成
フラックススペクトル4.2

本研究で作成する二次元強度マップの出力単位はアンテナ温度 TA∗ を用いる。ラスタースキャン観測

本研究で取得したデータからフラックスを計算しの時系列データからマップを作成しており、赤経ス

先行研究とのフラックススペクトル (図 8) を作成し

キャン、赤緯スキャンを同数回行っている。1 ピクセ

た。フィッティングには free-free の成分からの寄与、

ルのサイズは正方でなく、スキャン方向で形が異な3 種類の温度を想定したダストからの黒体放射を使る。よって、重ね合わせのため正方ピクセルにガウ用している。本研究の結果 (赤丸) は曲線に良く乗っ′′シアンカーネル (σ = 12 ) でリサンプリングを行っ ているように見え、free-free 成分からの寄与を計算ている。こうして出来た 1612 枚のマップをそれぞれしたところ 87%であった。

のノイズで重み付けし重ね合わせたマップが図 6 である。本研究で作成したマップとの比較のために 270

105

GHz 帯先行研究のマップ (図 7) の相対座標を計算したところおおよそ一致した。マップのノイズは重ね104

合わせる前の平均である 0.080 K から 0.011 K まで

S [Jy]

改善した。

120

102

1.4

40

1.2

0

0.8

-40

0.6

102

103

Frequency [GHz]104

図 8: W49A のフラックススペクトル

0.4

-80
-120
160

101

1.0

TA* [K]

dDEC.[arcsec]

1.6

80

103

free-freedust_1
dust_2
dust_3all
Akabane
MRT
FCRAO
NRAO
SEST
IRTF
UKIRT
IRAS
This work

0.2

120

80

40

0

dR.A.[arcsec]

-40

-80

5

図 6: W49A の 100 GHz 帯 TA∗ マップ

まとめと今後の展望
本研究での成果としては、天体の二次元強度マップを作成するプログラムを確立し 1612 枚のマップを

28

2023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校
重ね合わせた二次元強度マップの作成、マップのノイ
ズは重ね合わせる前の平均である 0.080 K から 0.011

K まで改善したこと、フラックススペクトルを作成し本研究の数値が先行研究との曲線によく乗っていることの確認、及び free-free 成分からの寄与を推定、が挙げられる。
また、本研究の今後の課題としてはノイズの数値が重ねた枚数に対し大きいこと、MKID の応答性について議論の余地があること、解析に使用できない素子が半数以上であることが挙げられる。

Reference
Galván-Madrid R et al, ApJ, 779.2, 121, 2013
H. D. Buckley, & D. Ward-Thompson, MNRAS, 281.1,
294.300, 1996
D. Ward-Thompson et al, MNRAS, 257.2, 180.186, 1992

29

——–index へ戻る

観測 a06

大型サブミリ波望遠鏡のための発見的手法による軽量・高剛性な主鏡支持構造の設計および評価
今村 千博

30

2023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校

大型サブミリ波望遠鏡のための発見的手法による
軽量・高剛性な主鏡支持構造の設計および評価
今村 千博 (名古屋大学大学院 理学研究科)

Abstract
大型サブミリ波望遠鏡 (LST) は日本が主導する将来の大型サブミリ波単一鏡であり、広視野観測に強みがある。LST の実現には、高精度な鏡面 (アストロドームなしで 45 µm RMS 以下) と軽量な望遠鏡構造が必須である。この課題に対し、主鏡支持構造の設計は予測可能な静的変形の最小化、および望遠鏡の軽量化に寄与するが、LST の主鏡支持構造の設計は困難である。これは、主鏡支持構造を構成するトラス材の配置の仕方が膨大であり、構造は望遠鏡が受ける複雑な外的擾乱の下で LST の性能要求を満たさねばならないためである。望遠鏡の主鏡支持構造の設計は、これまで設計者の経験や部分的な数値計算に依存してきたが、LST の主鏡支持構造を設計するのは難しく、計算機による構造最適化が必要である。この応用例として、せいめい望遠鏡では架台の開発に遺伝的アルゴリズム (GA) が取り入れられ、軽量かつ高剛性な構造を獲得したことが報告されている。
本講演では、LST のデザイン案をもとに作成した主鏡支持構造の 3 次元モデルに対し、鏡面の自重変形量と主鏡支持構造の重量を最小化する構造を GA によって探索した結果を報告する。構造探索には、電波天文学・
建築構造学の両者からの要請や鏡面上の積載物の重量を考慮した。構造最適化の結果、軽量かつ高剛性な構造を複数得ることができた。その中でも、鏡面の変形量が小さい構造では、理想的な放物面からの変形を約

72 µm 、重量を約 134 tons まで最小化した。最適化された構造はいずれも、周方向の部材同士が互いに引っ張り合い、望遠鏡の変形を抑える性質が見られたほか、仰角の低い場合には望遠鏡構造の光軸方向の変形を
半径方向・斜め方向の部材が支える様子も見られた。

1

これらの変形は、重力による予測可能な静的変形とIntroduction

熱や風による予測不可能な動的変形に分類され、静大型サブミリ波望遠鏡 (LST, Kawabe et al.

的変形を最小限に抑えるには、複数の分割鏡からな(2016)) はチリ共和国に建設を予定している口径 50 m

る主鏡を支える主鏡支持構造の設計において、そののサブミリ波単一鏡である。サブミリ波の領域にお剛性を高めることが重要である。また、軽量な構造

いては、近年の ALMA による高感度・高空間分解は高い駆動性能の実現に不可欠であるだけではなく、能観測により、遠方銀河や原始惑星系円盤などさま望遠鏡の熱性能にも直接影響を与える要素である。しざまな天体の物理的・化学的性質が解明されるなどかしながら、高剛性と軽量性は互いにトレードオフ

革新的な成果が次々と挙げられている。しかしながら、干渉計である ALMA は視野が狭く、サーベイ観測には適していない。LST は、この現状を打破すべく計画された大型単一鏡である。高感度を有しながの関係にあるうえに、LST の主鏡支持構造のような巨大な構造物を構成する部材の数は数万に上る。この構造を構成するトラス材の配置の仕方、すなわち部材の組み合わせは無数に存在するため、従来の構らも広視野観測が可能であるため、サブミリ波による天文観測において、ALMA と相補的な役割が期待造設計では LST の仕様を満たす構造を探索することは困難である。

される。

上述のタイプの問題は、統計科学では組み合わせ

LST の実現には、高い鏡面精度 (<45 µm RMS) と最適化問題と呼ばれており、有効な解法が知られて高い駆動性能が必要である。LST のアンテナの口径いる。さらに、近年のコンピュータの発展によって、は 50 m と非常に大きく、自重変形、熱変形、風変形

この問題の有用な近似解を現実的な時間で求められによって鏡面は大きく変形し、鏡面精度が悪化する。

るようになった。天文学においても、せいめい望遠

31

2023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校
鏡の軽量架台の設計において構造最適化が行われた

とき、制約値と最大値の比に比例するペナルティを(Kurita et al. 2010) ほか、口径 60 m の大型電波望

目的関数に掛けることで解としての評価を下げて制遠鏡の主鏡支持構造に対しても数値的に最適化が行約を満たす個体を探索する。

われた例 (Gao et al. 2022) がある。

また、本研究で最適化を変数は節点配置と部材断面積であり、節点配置は図 1 に示す点が対象であり、各変数の範囲から離散的に 12 種類の配置を取れるも2

Methods

2.1

構造最適化問題

2.1.1

最適化する構造のとした (図 2)。部材断面積は、せいめい望遠鏡でも使用実績のある太陽工業株式会社の TM トラスを用いると仮定し、外径 48.6 mm から 318.5 mm の鉄製の直線部材 12 種類から選べるように設定した。本研

本研究における構造最適化の対象となる構造は、LST のデザイン案として提案された図面から読み取っ

究では、これらの変数を回転対称性に基づき適宜グ
ルーピングすることで、計算コストの低減を図った。

た口径 50 m のパラボラの形状をした主鏡支持構造である (図 1)。主鏡支持構造は、センターハブと呼ばれるリング状の堅い構造で支持されたトラス構造で2.2ある (図 2)。

遺伝的アルゴリズム

本研究では、この構造最適化を組合せ最適化問題とみなし、その解法として遺伝的アルゴリズム (GA)

2.1.2

問題の定義

を用いた。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、つぎの手本研究では、上記の構造をもとに電波天文学およ順で近似的な最適解を探索する。

び建築構造学からの要求を満たす軽量かつ高剛性な主鏡支持構造を設計することを目指す。すなわち、要

1. 初期化: 個体をランダムに多数生成し、これを求を満たすトラスを構成する節点と直線部材の配置

初期世代とするを求める。

2. 評価: 各個体の適合度を評価する

本研究で最小化する量 (目的関数) は、主鏡支持構
造の重量と、仰角 85◦ と 30◦ において自重変形を受

3. 選択・淘汰: 適合度の高い個体を選択する

けて変形した鏡面の理想放物面からの逸脱量の最大

4. 交叉: 選ばれた個体同士で交叉を行い、次世代値である。重量は直線部材と節点部材の総重量とし、の個体を生成する

逸脱量は仰角 85◦ の場合と 30◦ における場合の平均で評価し、それぞれの場合において仰角 50◦ での補

5. 突然変異: 一定の確率で、一部の個体の遺伝子正を考慮した。

がランダムに変化する突然変異を発生させる

同時に、電波天文学から要請される開口能率の制

6. 4, 5 を次世代の個体数が初期世代と等しくなる

約、建築構造学から要請される応力制約を守ることまで繰り返すを仰角 85◦ の場合と 30◦ の場合に要請する (制約条件) 。開口能率に関する制約は、望遠鏡の変形によって生じる鏡面の変形を天体から到来する電波の光路

7. 2 – 6 を予め設定した終了を満たすまで繰り返す
本研究の場合、節点の初期配置と部材断面積を遺伝差に変換した後、観測波長を仮定しさらに位相差に変換する。このようにして見積もった位相差によって引き起こされる開口能率の損失が 90%を下回らないという制約を課す。応力制約は建築構造学の許容子、それによって定義される主鏡支持構造を個体に対応させる。この手法は、集団による探索による広範囲な解空間における解の探索や離散的な取り扱いが容易な点が特徴で、本研究のような組合せ最適化

応力度設計に基づく計算から、それぞれの直線部材問題に対して有効である。本研究では目的関数は 2がそこにかかる力に耐えられることを要請するものである。両者とも算出した量が制約値の 95%以上のつ存在するため、両者を同時に最小化可能な多目的GA の 1 つである NSGA-II(Deb et al. 2002) を採用

32

2023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校

図 2: 最適化する構造の半径方向の断面図。最適化の対象となる節点の初期配置のうち (a) r 方向、(b) z
方向への基準からのずれの範囲。各変数に対し、取りうる範囲を 11 等分し、そこに基準点への配置を表す ±0 m を加えた計 12 通りの配置を考える。

3 × 1022 × 102

Mass [ton]図 1: 本研究で最適化する構造の (a) 節点、(b) 部材の分布。図は鏡面を上から見た視点で描画されている。図の色に従って節点及び部材断面積の初期配置
をグループピングする。

102
した。本研究では、最大世代数を 10000 世代に設定
し最適化を行う。

Initial
10000th gen.
6 × 101

3

102

Results
最適化の結果、359 個の構造が得られた。最適化前

103
Deformation [ m]104

図 3: 2 つの目的関数を軸にとった平面に、最適化前後の目的関数空間における解の分布を図 3 に示す。最の構造と最適化後の構造をプロットした図。最適化
適化された個体は、逸脱量が 71.56 µm から 229.8 µm、 後の個体の集合は、逸脱量と重量が互いにトレード

重量が 64.75 tons から 134.5 tons に分布し、両目的オフの関係にある。

関数がトレードオフの関係にあることがわかった。
また、全個体が制約条件として課した 2 条件を満たした。

33

2023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校

4

Discussion

4.1

最適解の鏡面精度

最適化では、(Kurita et al. 2010) を参考にしたた
め目的関数に取り込まなかったが、最適化前後で個体群の鏡面の RMS を計算し、比較した。最適化前に 58.43 µm RMS から 4607 µm RMS に分布していた鏡面精度は 39.31 µm RMS から 108.6 µm RMS にまで減少した。理想放物面からの逸脱量を最小化する方法でも、鏡面精度を向上させる効果があることを確認した。

4.2

最適解の構造の特性

図 4 に最も逸脱量の小さい個体が作る構造の変形の様子を示す。(a) では周方向の部材の断面積が大きいことに加え、大きな引張を受けている。これは、周方向の部材が樽のたがのような役割を果たすことで、構造全体が自重で外側へ広がるのを抑えていると理

図 4: 最適化の結果得られた構造のうち、逸脱量が最も小さい個体の (a) 仰角 85◦ 、 (b) 仰角 30◦ における変形の様子。図中の赤い点は変形前の節点配置、構造は変形後の構造、線の太さは部材断面積、線の色
は直線部材にかかる応力（圧縮は青、引張は赤）を解できる。(b) では、地側の半径方向の部材とその周辺の斜材に大きな引張力が作用している。これは、仰角が下がり鏡面の下側が垂れようとするのをこれらの部材が引っ張り上げることで、逸脱量を小さくし表す。なお、変形は計算された量の 500 倍に誇張してある。
た構造は RMS も小さく、部材の配置も適材適所になようとしている。半径方向だけでなく周辺の斜材がるように選ばれており、GA による構造最適化の有引張力を受けることで、効率よく鏡面の変形を抑え効性を確かめられた。

ることができている。また、半径方向の部材断面積の分布を見ると、中心付近では断面積の大きい部材が多い一方で、外側では断面積が小さい部材が多い。
これは、中心付近で大きな力やモーメントを受けら

Acknowledgement

れる部材を配置する一方で、半径方向の力のモーメ

Data analysis was in part carried out on the

ントを小さくするために外側に断面積の小さい部材

Multi-wavelength Data Analysis System operated

が自然と選ばれたと考えられる。

by the Astronomy Data Center (ADC), National
Astronomical Observatory of Japan.

5Conclusion
本研究では、LST のデザイン案を参考に作成した

主鏡支持構造の節点配置と部材断面積を、GA を用
いて最適化した。その結果、逸脱量が 71.56 µm からReference
Deb et al. 2002, IEEE Transactions on Evolutionary
Computation, 6, 182

229.8 µm、重量が 64.75 tons から 134.5 tons の個体

Gao et al. 2022, JATIS, Volume 8, 028001の集合が得られ、両目的関数が互いにトレードオフ

Kawabe et al. 2016, SPIE Proc., 9906, 12の関係にあることがわかった。最適化の際に設定しKurita et al. 2010, SPIE Proc., 7733, 11た構造が天文学と建築構造学からの要請を守るという制約は得られた全個体が守っていた。最適化され薫田 2009, 名古屋大学大学院環境学研究科都市環境学専
攻, 修士論文34

——–index へ戻る

観測 a07ミリ波補償光学の開発：波面計測データを用いた野辺
山 45 m 望遠鏡主鏡面の重力変形のモデリング
岩上 耕太朗35

2023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校

ミリ波補償光学の開発: 波面計測データを用いた野辺山 45 m 望遠鏡
主鏡面の重力変形のモデリング
岩上 耕太朗 (名古屋大学大学院 理学研究科)

Abstract
サブミリ波干渉計が高分解能の観測を可能にする現在、広い視野と高い感度を武器とした次世代の大型単一鏡型サブミリ波望遠鏡の建設計画が進んでいる。広視野・高感度の両立に大口径化が必要となる一方、構造の大型化は風・熱・重力の影響を受けて鏡面精度を低下させる。特に、風・熱による変形は時間変動が大きく予測も困難であるため、サブミリ波帯においてこれを補償する技術は確立されていない。そこで我々は、鏡面精度の低下を実時間で補償するミリ波補償光学（MAO）の技術開発を進めている。このシステムでは、アンテナ構造の変形に起因する波面の歪みを、主鏡面に設置した参照信号源から受信機までの超過経路長（EPL）
として実時間で検出する。
今回、野辺山 45 m 電波望遠鏡の主鏡面上に設置した 5 つの波面センサを用いて、仰角を短時間で大きく動かした際の EPL を測定した。本実験では自重変形の仰角依存性を定量的に測定するために、風や熱の影響が小さくなる環境下で実施した。測定された EPL に対して、ホモロガス構造による主鏡面の変形を仮定してモデリングしたところ、仰角が下がるにつれ放物面が閉じる変形を表す結果が得られた。この結果より、測定された波面の変形をホモロガス変形する主鏡面で説明できることが確認できた。また、アンテナ構造の重力変形 (ホモロガス変形) を MAO の波面センサを用いて検出できることが示された。

1といった要因によるアンテナ主鏡面の鏡面精度の低Introduction

下が観測精度に大きな影響を与える。次世代の大型
現在、ALMA を代表とするサブミリ波干渉計との相補的な役割を目指し、南米チリに口径 50 m の単一鏡

サブミリ波望遠鏡の実現には、これらによる波面の劣化を克服することが必要である。

型大型サブミリ波望遠鏡 LST（Large Submillimeter

鏡面精度の低下の要因である風変形・熱変形・重Telescope）(Kawabe et al. 2016) を建設する計画が力変形は、その再現性を考慮した特徴から、”重力変進められている。広い視野・広い周波数帯域幅を特形”と”風変形・熱変形”の 2 種類に区別できる。

徴とし、既存のものに比べて格段に高い探査能力が

重力変形は仰角の変化のみに依存することから、再期待される。ミリ波サブミリ波帯における大規模な現性があり予測可能である。これは、既存技術であ分光撮像観測で、宇宙最初期からの銀河進化史を明るホモロガス構造によって影響を抑えることが可能

らかにすることが 1 つの目標である。LST の実現にである。ホモロガス構造が採用されたアンテナ主鏡

は、鏡面精度を維持しつつ口径を大きくすることが面は、仰角の変化に伴って重力変形が起きても、変求められる。

形後に新たな放物面を構成する。副鏡を新たな焦点

このような大型の電波望遠鏡の場合、望遠鏡全体

位置に調整することで集光能力を維持し、重力変形

を囲むような大型の構造物は設置困難である。そのによる影響を抑えることができる。

ため、アンテナ主鏡面は常に風と日射にさらされ、風負荷や熱膨張によってアンテナ主鏡面は変形してしまう。また、その構造の大きさと自重による重力変形も無視できない。アンテナの仰角が変わるとアン
テナ主鏡面に対する重力の向きも変化するため、仰角変化に伴って重力変形の様子が変わる。電波を用

一方、風変形・熱変形はその影響の再現性を確認することは難しく、予測も困難である。このような変形に対して、鏡面精度の低下を実時間で補償することを目指し、我々はミリ波補償光学（MAO : Millimetric

Adaptive Optics）の技術開発を進めている。

いた観測では、大気の影響に比べて、重力・風・熱36

2023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校

2.2

ミリ波補償光学（MAO）

MAO において現在開発を進めているのが、波面センサにおいて波面変形を計測する技術である。この

副鏡面技術の基礎となるのは、電波干渉計にも用いられている開口面干渉法であり、2 つの信号の到達時間差から幾何学的遅延を求め、波面の変形を計測する手法

放射器である。MAO における波面センサの概念図を 図 1に示した。まず、参照信号発生器から 2 つの経路に主鏡面信号を送る。一方は主鏡面上に設置した放射器から放射し、副鏡を経由して相関器に送られるが、もう一方は直接相関器へ送られる。別々の経路を辿った 2
つの信号を相関器で干渉させることで、2 つの信号の到達時間差 τ が得られ、これに光速 c をかけること
で超過経路長（EPL：Excess Path Length）を計算
参照信号発生器

MAO相関器することができる。EPL は 2 つの信号の経路差を表している。例えば、主鏡面の変形で放射器の位置がずれると経路長も変化し、EPL にも変化が現れる。
我々は、EPL の変化を解析することで、主鏡面変形の様子を明らかにすることが目的である。2020 年に行われた実証実験 (Nakano et al. 2022) では、主鏡

図 1: MAO における波面センサの概念図

面上の 2ヶ所に放射器を設置し、MAO 波面センサで(Tamura et al. 2020)

2

Methods

2.1

補償光学（AO）

測定された EPL の時間変化から主鏡面の変形を検出可能であることが示された。

3

補償光学（AO：Adaptive Optics）とは、予測困

我々は、2022 年に野辺山 45 m 電波望遠鏡を用い難な要因で引き起こされる画像のぼやけ（波面の歪て波面センサの実証実験を行った。2020 年の実証実み）を「波面センサ」と「可変形鏡」を組み合わせ

験に比べ、主鏡面上に設置する放射器を 5ヶ所に増やたシステムで補償する技術である。以下で示す 2 つし主鏡面全体を捉えるられるように発展させた（図の手順を素早く繰り返すことで、実時間での補償が2）。本実験の目的は、重力変形による波面変化の様可能になる。

子を測定し、それをモデルで再現することで、主鏡

1. 「波面センサ」で波面の歪みを測定する

面の重力変形を推定することである。具体的には、望2. 測定された歪みをもとに「可変形鏡」をアクチュ
エータで制御し、波面の歪みを補正する

Experiment

遠鏡の仰角を短時間（約 10 分間）で大きく（13–72度）変化させた時の EPL を測定した。この実験を、
風の弱い時間帯（平均風速 1.3 m/s）に実施し、実験

可視光赤外線領域においては既に補償光学技術は実時間を熱変形の時間スケールに比べて短くした。こ用化されており、後者の「可変形鏡」に関する技術のような環境下で実施することで、風変形・熱変形

は、MAO にも適用することが可能である。

の影響が小さく、重力変形が支配的になり、重力変形の仰角依存性を定量的に測定した。

37

2023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校
本実験で測定された EPL の時間変化の様子を図3 で示す。本解析では 5 つの放射器のうち 4 つの放射器で得られたデータを解析対象とした。結果より、
放射器

Top, Bottom の位置で特に変化が大きいことが見て取れる。また、各放射器において仰角依存性を持つ

Top

EPL の変化を測定することができた。よって、今回Leftの実験で重力変形による主鏡面の変形を検出できた

Right
Centerと言える。

BottomMAO相関器 &参照信号発生器

4.2

重力変形のモデリング

4.2.1

ホモロガス変形を表現したモデルの構築得られた EPL をもとに、主鏡面の重力変形をモデ
リングを行った。野辺山 45 m 電波望遠鏡の主鏡面はホモロガス構造が採用されていることから、主鏡面
図 2: 本実験の概念図と主鏡面上に設置した放射器のの重力変形を図 4 で示すようなホモロガス変形と仮定し、変形の様子やそれぞれの変形量を推定した。各位置

微小変化量は、δf が焦点距離の変化、δx, δz が平行(Tamura et al. 2020)

移動、 δϕf が光軸の傾き（放物面の回転）を表現している。

4

Results and Discussion4.1

測定された EPLδϕ
F1 副鏡（移動後）測定されたEPL

60

EPL [mm]

焦点距離

f

f+ δf

-40

0

δz

図 4:

約3分間

S0

δx

波面センサ（移動後）S1F2 2次焦点

ホモロガス変形を表す 4 つの微小変化量

δf, δx, δz, δϕ をパラメータとし、主鏡面の重力変形
をモデリング

図 3: 仰角を上昇させた時間帯のTop,Bottom,Right,Center の放射器において測定さ4.2.2

れた EPL の時間変化. ある時刻で全 EPL が 0 mmとなるように処理している（基準をとっている）.

モデリングの結果

モデリングの結果、パラメータとした各微小変化
量の値や振る舞いが推定できた。

38

2023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校

焦点距離の変化 δf

焦点距離16 m
からの差 [ m ]仰角 72度

約2cm

EPL [mm]

6040
20
仰角 36度

20

30

40

50

60

基準面

70

0
-20

仰角 [ 度 ]図 5: 微小変化量 δf の結果

仰角 20度

図 5 で δf の結果を示す。焦点距離の変化を示す δfは、仰角の増加（15–72 度）に伴って約 2 cm 伸びる
図 6: 主鏡面全体での波面変形の様子を再現したもの

結果が得られた。これは、望遠鏡が上を向くにつれて主鏡面を形作るパラボラが広がる変形を表しており、予想と一致する。その他の微小変化量 δx, δz, δϕ

た EPL に対して、ホモロガス構造による変形を仮定の結果は、計算によって複数の異なる解を得た。こしてモデリングしたところ、波面の歪みを主鏡面のれは、それぞれが縮退しているためと考えられるが、 ホモロガス変形で説明可能なことが示された。そしさらなる解析や考察が必要である。ただし、これら て、モデリング結果より任意の仰角における波面全はどの結果も数 cm 程度の変化量を示すことから、予体の変形の様子を再現することが可能となった。

想と一致しスケールも妥当な結果である。これらの今後の展望として、ホモロガス変形の変化の様子

結果より、本実験で測定された EPL の変化は、主鏡をより詳細に明らかにしたいと考えている。現状で面のホモロガス変形で説明可能なことが示された。

は解が複数存在している δx, δz, δϕ について解析を進める予定である。また、風変形が支配的な状況下で4.2.3の測定データの解析も行いたいと考えている。MAO

波面の再現の主な補償対象である風の影響が、波面の変形にどう影響を与えるのか明らかにすることは、MAO のモデリング結果をもとに、主鏡面全体の波面変形実現に向けて重要である。

の様子を図 6 で示す。基準となる面を仰角が 36 度の状態として、任意の仰角における波面全体の様子を再構築した。構造に対して重力の影響を受けやすい

Reference

面の上下方向で変化が大きいことが分かる。

Kawabe et al. 2016, Proc. SPIE, 9906, 990626

5

Tamura et al. 2020, Proc. SPIE, 11445, 114451N

Conclusion

Nakano et al. 2022, Proc. SPIE, 12185, 121856Z

今回、野辺山 45 m 望遠鏡の主鏡面上に設置した

MAO の波面センサを用いて、望遠鏡の重力変形による EPL の変化を測定した。解析の結果、アンテナ
構造の重力変形を MAO の波面センサを用いて実時間で検出できることが確認できた。また、測定され39

——–index へ戻る

観測 a08

CMB 精密観測衛星 LiteBIRD に向けた偏光変調器の ための低温連続回転機構の開発
秋澤 涼介

40

2023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校

CMB 精密観測衛星 LiteBIRD に向けた偏光変調器のための低温連続回転機構の開発
秋澤 涼介 (東京大学大学院 理学系研究科 / Kavli IPMU)

Abstract
JAXA 宇宙科学研究所戦略的中型衛星 LiteBIRD は宇宙マイクロ波背景放射 (Cosmic Microwave Background; CMB) 偏光パターンを全天で精密観測することでインフレーション起源の原始重力波を探索することを目指した観測衛星であり、テンソル・スカラー比 r の不確かさ δr < 0.001 を感度目標とする。CMB 偏光を精密に観測することで、代表的なインフレーションモデルに観測的な制限をもたらす。この感度を実現するために、我々は LiteBIRD 低周波望遠鏡 (Low-Frequency Telescope) のための偏光変調器を開発している。これは入射した偏光を変調することによって検出器の系統誤差および低周波ノイズ (1/f ゆらぎ) を低減する重要な開発項目である。特にこの偏光変調器は 5 K の低温下で数 mW の低発熱で駆動することが要求される。本集録では偏光変調器の概要をまとめるとともに、現在取り組んでいる低温保持機構用リニアアク
チュエータのための高純度導線を用いたステッピングモーターに焦点をあて、低温での発熱特性測定について報告する。
キーワード：宇宙マイクロ波背景放射、原始重力波、インフレーション、偏光変調器, LiteBIRD

1景放射」が含まれる。この「前景放射」は主にシンIntroduction

クロトロン放射と星間ダストによる放射である。観
現在確立されている標準ビックバン宇宙論である

測データから原始重力波由来の B モードを得るには、
ΛCDM モデルは、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）
CMB と前景放射の周波数依存性が異なることを利用を含む観測結果によって、6 つの宇宙論パラメータでして、広い周波数帯域での観測を行うことで前景放記述される。一方でこのモデルでは地平線問題や平射を区別する必要がある。
坦性問題、初期宇宙における密度揺らぎなどの観測
CMB に刻まれた B モード偏光の痕跡を探索し、的事実については説明しない。この事実を解決するた
人類の根源的な問いに挑戦するのが科学衛星 Liteめに宇宙初期における「インフレーション仮説」が提BIRD(図 1) である。LiteBIRD は CMB 偏光パター
唱されている。テンソル・スカラー比 r は原始重力波
ンを全天で精密観測し、r = 0 の場合テンソル・スのパワースペクトル Ph と空間曲率ゆらぎのパワース
カラー比 r の不確かさ δr < 0.001 を感度目標とす
ペクトル Pζ の比として定義され、r = Ph /Pζ としてる。LiteBIRD は 34 ∼ 448 GHz の広帯域を 15 バン
書ける。現在の代表的なインフレーションモデルではドに分け帯域ごとに 3 つの望遠鏡で観測する。日本
r < 0.032 (95% C.L.) と制限している (M.Tristramは 34 ∼ 161 GHz をカバーする低周波望遠鏡 (Lowet al. 2021)。インフレーション中に成長した原始重Frequency Telescope; LFT) を担当しており、その力波のうちのクロスモード h× はトムソン散乱を介
中でも Kavli IPMU が中心となって開発している偏
して宇宙マイクロ波背景放射 (以下 CMB) の偏光に光変調器 (Y. Sakurai et al. 2020) に焦点をあてて次奇パリティの四重極成分「B モード」を刻む。一方
章から述べる。
で密度揺らぎとプラスモード h+ は CMB 偏光に E
モード (偶パリティ) を刻むから、CMB の B モード
偏光を大角度スケールで精密に観測することで、原2Instruments

始重力波の証拠を探索することができる。
一方で CMB は観測可能な光として最も遠方から到来するため、我々が得られる観測データには「前LiteBIRD LFT のための偏光変調器 (Polarization
modulator unit; PMU) は、広帯域サファイア半波長
板 (Sapphire Half-wave plate; HWP) と低温連続回

412023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校
る偏光変調器の半波長板には 20 K の低温で広帯域において機能することが求められる。また半波長板に用いるサファイアはミリ波に対しての屈折率が高い
ため、表面に反射防止を施すことで広帯域での高い透過率を実現しなければならない。まずサファイアの光学軸をずらして 5 枚重ねることで広帯域において半波長板として機能させる。その 5 層サファイア半波長板の両面に、広帯域反射防止としてモスアイ構造と呼ばれるピラミッド構造 (高さ 2mm, ピッチ 0.5mm) を施す。これは多層膜コーティングなど既存の反射防止技術が抱える低温での薄膜の剥離や広帯域

図 1. LiteBIRD のイメージ図：日本は低周波望遠鏡化といった問題を解決する技術で、我々は超短パル(LFT) の開発を担当している。(E.Allys et al. 2022)

スレーザー加工を用いてモスアイ構造を直接サファイアに施すという技術をリードしてきた (R. Takaku

転機構から構成される。(図 2)。この PMU は CMB

2022)。

から到来した光が検出器に到達する前に、回転する半波長版によって入射偏光に対して変調をかける。半波長板を周波数 f で回すとき変調された出射偏光は4f の周波数を持つ。変調周波数を検出器由来の 1/f
ノイズよりも高くすることで、信号の揺らぎと検出器の揺らぎの縮退を解く。また半波長板の回転周波数を常に測ることで入射偏光の周波数を復調できる。
加えて半波長板の回転に伴って偏光が回転するため、

図 3. モスアイ構造の外観 (R. Takaku 2022)

単一の検出器による読み出しが可能になり系統誤差を減らすことができる。この PMU は 5 K の低温下で数 mW の低発熱で駆動することが要求される。

2.2

低温連続回転機構

前述のサファイア半波長板によって入射直線偏光を変調するには半波長板を回転させる必要がある。この回転機構は熱ノイズを低減するためにおよそ 5 K の
低温下で運用するため、衛星の限られたリソースで実現するにはその発熱を考慮する必要がある。現在検討されている許容発熱量は数 mW であり、これを達成するような低温連続回転機構では、構成部品全てにおける発熱に注目し低減させねばならない。この低温連続回転機構は、(1) 低発熱・長寿命化のため
図 2. 偏光変調器の全体図 (T. Hasebe et al. 2022)の磁気浮上による回転機構と、(2) 半波長板の回転角度検出のためのエンコーダ、(3) 低温保持機構から構成される。各部について以下で詳細を述べる。

2.1

広帯域反射防止モスアイ構造付き多層
2.3
サファイア半波長板

低周波望遠鏡 LFT の観測帯域は 34 ∼ 161 GHz で(1) 超伝導磁気軸受による回転機構

低温連続回転機構 (図 4) は大きく紫色および黄色のCMB 望遠鏡の中でも最も広い。ゆえに低温で動作す 網かけで示した固定子と回転子に分けられる。固定子422023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校

2.5(3) 低温保持機構 (Gripper)

半波長板を乗せた回転子は固定子側の YBCO 超伝
導体が転移温度に達するまで低温で動作するグリッパー (図 4, 黄枠) によって固定される。グリッパー
はステッピングモーターによって半径方向に駆動され、衛星打ち上げ後に回転子が超伝導状態に転移したのちにリリースすることができる。また回転子がひとたび磁気浮上してしまえば、冷やすためには放射による熱交換しかできない。ゆえにこの保持機構
が半波長板と回転子全体を冷やす熱伝導経路の役目も担っている。

図 4. 低温連続回転機構の断面図 (T. Hasebe et al.

(2022) より一部改変)

3は YBCO 高温超伝導体、回転子は SmCo マグネット

高純度銅線を用いたステッピン
グモーターの発熱測定をもち超伝導磁気軸受 (superconducting magnet

bearing; SMB) と呼ぶ非接触回転機構を構成する。

前述のグリッパーの駆動に必要なステッピングモー

回転子に配置された SmCo マグネットは、固定子側のターも検討すべき発熱源である。モーターの発熱を測

YBCO 超伝導体に対して外部磁場を及ぼす。YBCO

定することで、冷却系に適した駆動時間や速度を検討

超伝導体は転移温度 Tc = 95 K 以下では超伝導状態

することができる。モーターの発熱は機械損 Pmech 、になり、この外部磁場に対して磁束ピン止め効果を

ジュール熱 PJoule 、ヒステリシス損 Phys 、渦電流損生じる。このピン止め効果を利用して、永久磁石とPeddy が原因となる。総発熱量 Ptot はこれら 4 つの超伝導体の間に作用する磁気力によって半波長板を要因の和としてかけて次式のようなパラメータ依存
搭載した回転子を安定的に浮上させることができる。 性を持つ。
この磁気浮上した回転子を回すためにはきっかけに

Ptot = Pmech + PJoule (I 2 , R)なる角運動量が必要である。これには図 4 の水色枠

+ Phys (B 1.6 , f, V ) + Peddy (B 2 , f 2 , t2 , V ) (1)で示した高純度銅線コイルとマグネットを用いて、コ
イルに 3 相交流を流すことでモーターのように磁気ここでそれぞれのパラメータは表 1 の通りである。

浮上した回転子を回転させる。このような非接触回

またヒステリシス損と渦電流損はまとめて鉄損 PIron

転機構は摩擦熱のない低発熱かつ長寿命な回転を実と呼ばれる。

現する。

表 1. ステッピングモーターの発熱パラメータ(2) 光学式エンコーダシステム

I

半波長板の回転周波数と回転角度は、64 個の切りR

コイルの抵抗値

欠き付きのエンコーダーディスクと LED およびフォf

モーターの回転周波数

トダイオード (図 4, 緑枠) によって測定される。LEDB

マグネットの磁束密度とフォトダイオードは互いに向かい合わせに設置さt

鉄心の積層厚され、エンコーダディスクの切り欠きが光路上を通過

V

鉄心の体積

2.4

コイルの交流電流する。回転子とともにエンコーダーディスクが回転
し LED の光をチョップするから、フォトダイオード

これまでの研究で (a) コイルに通常のマグネットに入る信号の回数と時間を測定することで回転子のワイヤーを用いたモーター (RRR1 = 131) と (b) コ

回転周波数と回転角度を再構成できる。

1 残留抵抗比 (Residual Resistivity Ratio; RRR) は次の電気伝導率の比として定義される。RRR = ρ273 K /ρ4 K

43

2023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校
イルに高純度銅線 (RRR = 2769)、ケースに GFRPを用いたモーターを用意しそれぞれの 15 K における発熱測定が行われてきた。

4

Measurement & Discussion
モーターには 2 つのコイルが用いられていて、それぞれの測定値は 15 K 下において表 2 のようであった。高純度銅線を用いることで抵抗値が小さくなっていることが確認できた。
図 5. 回転時の発熱と回転周波数の関係：モーター
表 2. コイルの抵抗値の測定結果(a)RRR = 131(b)RRR = 2769

コイル 141.9 mΩ

1.8 mΩ

コイル 2

40.3 mΩ

2.1 mΩ

a(青線) と b(橙色) を表す。

次に振幅 590 mA、周波数 fi の交流電流をモーターに印加し回転させた。そのときの温度上昇 ∆T を測定し校正曲線を用いて発熱 Pm,OP に変換した。校正
曲線はモーターを回転させずに直流電流を流したときのコイルの温度上昇と発熱から求めた。測定結果
を図 5 に示した。図 5 からモーター回転時の総発熱
量 Pm,OP はいずれの回転周波数でも高純度銅線を用いたモーターで小さいことを確認した。一方でこの
図 6. 4K クライオスタットでの試験準備の様子

発熱の違いはコイルのジュール熱の違いによる寄与が大きいことがわかっており、モーターのヨーク材にヒステリシス曲線の小さい材料を採用したり、回Y. Sakurai et al.,SPIE Conf. Ser, 11453 114534E(2020)

転周波数を抑えて運用したりすることでこの発熱をR. Takaku, A Broadband Half-wave Plate for a Spaceborne CMB Polarimeter Using Laser Ablation, Ph.D
Thesis(2022)

低減することを検討している。現在は図 6 のような

4K-GM クライオスタットを用いて、仕様温度 10 K
以下での発熱試験を実施しており、冷却のための熱T. Hasebe et al.,Proc. of SPIE 12180 1218053-1(2022)

伝導性の改善や DAQ およびモーターコントロール

T. Iida et al., ”15 K 下におけるステッピングモーターの発熱量の実験的見積もり”, 第 105 回 低温工学・超電導学会研究発表会システムの構築を並行しながら進めている。
このステッピングモーターの発熱測定をはじめとして偏光変調器の各部における低発熱化を実現した
のち、大型冷凍機と光学系を用いて実際に低温光学評価を行う予定である。

Reference
E. Allys et al.,Prog.Theor.Exp.Phys.,2023 042F01(2022)
M.Tristram et al.,Phys. Rev. D, 105 083524(2021)

44

——–index へ戻る

観測 a09

CMB 精密偏光観測 LiteBIRD に向けた偏光変調器のための広帯域反射防止モスアイ構造の開発
相澤 耕佑

45

未提出

46

——–index へ戻る

観測 a10

数値シミュレーションによる近赤外線円偏光波の輸送
過程の研究
市村 一晟

47

2023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校

数値シミュレーションによる近赤外線偏光波の輸送過程の研究
市村 一晟 (筑波大学大学院 数理物質科学研究群)

Abstract
医 療 診 断 で 近 赤 外 線 円 偏 光 が ガ ン の 検 出 に 有 効 で あ る 可 能 性 が 近 年 提 案 さ れ た 。先 行 研 究(Nishizawa et al 2021) では、実際にガン細胞片と正常細胞片に完全右回り円偏光を入射しその散乱光の円偏光度 (DOCP) を計測する実験が行われた。その実験では、ガン細胞片と正常細胞片の散乱光の円偏光度に差があるという結果が得られている。よって入射光を円偏光にし、散乱光の円偏光度を計測することによって散乱体がガン細胞なのか正常細胞なのかを区別できるのではないかと期待されている。
そこで本研究では、Mie 理論から光が散乱する際の散乱角を決めるための位相関数を導出した。そして、その位相関数を用いてガン細胞と正常細胞それぞれを仮定した一様媒質でのモンテカルロ法による 3 次元輻射
輸送シミュレーションの計算コードを作成し、完全右回り円偏光波が輸送されるにつれて円偏光度がどのように変化するのかを調査した。その結果、完全右回り円偏光波を入射した位置から 0.36 cm までは、媒質をガン細胞にした場合と正常細胞にした場合で円偏光度に差が見られた。これは位相関数を調べると、媒質がガン細胞の場合の方がより直線的な前方散乱が起こる可能性が高いことから、光子の散乱の際に円偏光度が保たれやすいためだと考えられる。

1

考えられている。しかし、こういった先行研究ではIntroduction

結果に対する物理的な理解はほとんどされていない。
現在の天文観測の研究では、星間ダストや磁場のそこで本研究では、体内のどの位置まで完全右回構造を明らかにするために偏光観測が用いられる。実り円偏光が有用なのかを数値シミュレーションを用際に (Kataoka et al 2016) の研究では ALMA 偏光観

いて定量的に明らかにする。そのために、偏光成分測を用いて、原始惑星系円盤 HD142527 内で成長すを扱うことが出来る一様媒質でのモンテカルロ法をるダストの最大サイズを調べている。

用いた 3 次元輻射輸送計算コードを作成する。そし一方、医療分野においても偏光がガン診断に有用て作成した計算コードを用いて、完全右回り円偏光である可能性が近年提案された。偏光は散乱体のサが伝播するにつれて、円偏光度がどのように変化しイズの違いによって伝播の仕方が異なる。そしてガていくのかを調べる。

ン細胞は正常な細胞よりも肥大化することが既に医学的に明らかになっているため、伝播している偏光を観測することでガン細胞と正常細胞を見分けることが出来ると考えられている。さらに用いる偏光を
近赤外線偏光波にすることで、従来のレントゲンや2偏光の性質と計算方法

2.1

偏光の性質

CT 検査とは異なり、被ばくがないガン診断の可能性が示唆されている。被ばくがないため、体が弱い小振幅値を E0x , E0y 、位相差を δ とすると直交する
電場の振動成分 Ex , Ey は以下の式で表される。

さな子供や妊婦であっても気軽に診断を受けられる

Ex = E0x cos(ωt − kz )ことが期待されている。
先行研究 (Nishizawa et al 2021) では、実際にガEy = E0y cos(ωt − kz + δ)

ン細胞片と正常細胞片に完全右回り円偏光を入射し、その散乱光の円偏光度 (DOCP) を計測する実験が行

位相差 δ = 0 の場合は線偏光、δ = π/2 の場合は完われた。その結果、がん細胞片と正常細胞片の円偏全右回り円偏光と呼ばれる偏光の種類になる。偏光

光度に差が見られたため、完全右回り円偏光を用い状態を表すストークスパラメータには、I,Q,U,V のてガン細胞を発見することができるのではないかと

4 つのパラメータがある。I は入射光の強度を表し、48

2023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校
Q,U は線偏光成分を表している。そして本研究で用図 1 における、散乱が起こる確率 Psca と吸収が起いる V は円偏光成分を表している。円偏光が右回りこる確率 Pabs は以下の式で与えられる。

の場合は正、左回りの場合は負の値を取る。円偏光µsµs + µaµa
Pabs =µs + µa

Psca =度 (DOCP) はストークスパラメータの V /I で定義される。円偏光が散乱する際、前方に散乱される方が散乱前の V 値が保たれやすいという性質がある。

モンテカルロ法を用いた 3 次元輻射輸
送の計算方法

2.2

2.3

計算のセットアップ

0.5 cm 四方の計算ボックスを仮定し、計算ボック
ス内は一様媒質であるとした。一様媒質にはガン細本研究では、時間依存せず、散乱・吸収のみを考慮

胞を想定した 11 µm、正常細胞を想定した 6 µm をした輻射輸送方程式を想定する。Iν：輻射強度、µa： 設定する。光子の入射位置は (0.25,0.25,0)cm とし、吸収係数、µs：散乱係数、s：光が進む距離、P (Ω′ , Ω)： 入射方向は z 軸正方向とした。入射光子の初期偏光光が入射する方向 (Ω′ ) から出ていく方向 (Ω) への散状態は完全右回り円偏光 (V=1) を想定している。そ乱の位相関数、として以下のように書き表す。

の他のパラメータは散乱係数 µs = 68.6/cm、吸収係

dIν
= −(µa + µs )Iν + µs
ds∫

数 µa = 1.0/cm、入射波の波長=0.9 µm である。
′′

Iν (Ω )P (Ω , Ω)dΩ′

散乱角を決めるための位相関数は以下の式で与えられる。

1
Csca = 2
k

∫

3

計算結果

3.1

円偏光度の測定dΩ(S11 (α)Ii + S12 (α)Qi cos 2β

前述した計算のセットアップで開口角 20 度の検出器を z 軸上 0.04 cm ごとに置き、検出器に入る光子+ S12 (α)Ui sin 2β)
ここで Csca は散乱断面積、S11 , S12 は散乱時の偏光成分の変化を計算する際に用いる Muller Matrix と呼ばれる行列の 11,12 成分、Ii , Qi , Ui は散乱前の偏光の円偏光度の平均を計算することで、検出器の位置ごとの円偏光度を測定した。入射光子数は 100 万個である。

が持っているストークスパラメータ、k は波数、α, βは散乱角を表している。
これらの輻射輸送方程式と位相関数を用いて、本研究では図 1 で示されているステップでモンテカル
ロ法を用いた輻射輸送計算を行った。

図 2: 円偏光度を測定した結果 (紫色：ガン細胞、緑
色：正常細胞)
紫色の線が媒質をガン細胞にした場合、緑色の線が正常細胞にした場合である。図 2 を見ると、0.36 cm
までは媒質がガン細胞と正常細胞の場合で円偏光度に
図 1: 今回行った計算のフローチャート

0.1〜0.15 程の差が見られた。そのため、0.36 cm ま49

2023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校
では円偏光度を観測することで散乱体がガン細胞かど成した計算コードを用いて、完全右回り円偏光でガうかを区別することが出来ると考えられる。0.36 cm

ン細胞を区別する際にどの位置まで有用なのかを円以降の測定は検出器に入る光子の数がかなり少なかっ 偏光度を測定することで調査した。
今後の展望としては、まずは入射光子数を 100 倍たため、今回の結果には載せていない。

程度増やした計算を行うことで 0.36 cm 以降の円偏光度の変化を調査する。入射光子の偏光状態を線偏4

考察

光にした場合の伝播の様子を調べ、線偏光と円偏光が伝播する際の性質の違いについて明らかにする。ガン細胞の大きさを現在は 11 µm にしているが、この大きさを変えることで、ガン細胞の大きさと円偏光の関係について定量的に明らかにする。これらのことを目的として研究を進めていきたいと考えている。

Reference
N.Nishizawa,B.Al-Qadi,T.Kuchimaru,
2021,14,e202000380 J.Biophotonics
A.Kataoka,T.Tsukagoshi,M.Momose,H.Nagai,T.Muto,
Cornelis P.Dullemond,A.Pohl,M.Fukagawa,H.Shibai,T.Hanawa,＆ K.Murakawa, 2016,The astrophysical journal letters,831:L12

図 3: 偏光の伝播のイメージ図 (紫色：ガン細胞、緑
色：正常細胞)
計算ボックス内での偏光の伝播は、位相関数を調べたところ媒質をガン細胞にした方が円偏光が前方方向に散乱する確率が高いため、正常細胞の場合と比較して図 3 のように検出器に直線的に飛んでくる
光子の数が多くなると考えられる。光子は前方に散乱された場合の方が散乱前の偏光状態を保ちやすい。
そして直線的に飛んでくる光子の方がより前方に散乱されて伝播しているので、初期の偏光状態 (V=1)
をより保っていると考えられる。このように媒質をガン細胞にした場合の方が、初期の偏光状態を保ちやすい直線的に伝播する光子が多く検出される可能性が高いため、図 2 のような円偏光度の違いが見られたと考えている。

5

まとめと今後の展望
ガン細胞を区別するために、一様媒質を仮定した計算ボックス内の完全右回り円偏光の伝播について調査した。そのために、モンテカルロ法を用いた偏光を扱える 3 次元輻射輸送計算コードを作成した。作50

——–index へ戻る

観測 a11

低コストで光学的欠点のない赤外全天雲モニタの開発
小嶋 拓斗

51

2023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校

低コストで光学的欠点のない赤外全天雲モニタの開発
小嶋 拓斗 (京都大学大学院 理学研究科)

Abstract
せいめい望遠鏡がある京都大学岡山天文台では雲の評価に適さない可視カメラによる雲モニタが行われていて、より適した赤外線カメラを用いた全天雲モニタの導入が望まれる。しかし、従来の赤外線全天雲モニタ
は高コストであったり、全天をカバーできないなどの欠点を抱えていた。本研究ではこれら欠点を克服した
雲モニタの開発を進めている。採用した方式は、複数の廉価な市販の赤外カメラの画像を統合し、全天をカバーするというものである。まず、試作機としてカメラ 1 つを制御し一枚の画像を読み出して web ページに表示するシステムを開発し、実際に機能した。次に、この試作機を用いて視野内の歪曲を測定した。その結果、正確な視野形状と必要な歪曲の補正量が得られた。この歪曲のデータを元に、カメラ配置を行い、12 個のカメラで全天をカバーする配置を設計した。

1

研究背景

1.1

動機

るカメラにより、天頂と支柱部分に遮蔽ができてしまう。

京大の保有するせいめい望遠鏡で実現しようとしている自動観測には雲量の定量的な評価が不可欠である。しかし現在せいめいで使われているのは雲の監視に適さない可視カメラである。可視光では雲は街明かりの反射で光っていて、街の明るさや月光の散乱の影響を受けるため雲の監視に適切でない。一方、雲は熱放射で光っていて、中間赤外カメラを使うことで定量的な評価が可能である。以上の理由か
ら、定量的な雲量の評価ができる中間赤外カメラを用いた全天雲モニタの導入が望まれている。

1.2

三つ目は富士山型の鏡と狭視野カメラを組み合わせて全天を撮る方法である。低空からの光は視野中心部に入り、天頂からの光は視野端に入るようになっていて、天頂に遮蔽ができないというメリットがある。しかしこの方法では低空にいくほど分解能が低くなる (Risa Tsutsuki et al. 2022)。導入したい雲モ
ニタは自動観測に使う都合上空間分解能がどの方向でも一様であることが望ましく、低空の分解能が低
いこのタイプは適していない。また、特殊形状の鏡が高価で、導入が困難である。
せいめい望遠鏡に導入する赤外全天雲モニタはこれらの課題を克服している必要がある。

課題

従来の赤外全天雲モニタには 3 つタイプがある。

2

仕様

一つ目のタイプはゲルマニウムの魚眼レンズであ

狭視野の廉価な赤外カメラを並べる方式により低る。赤外線はガラスを透過しないため、ゲルマニウ

コストで光学的欠点のない雲モニターの開発を目指

ムがレンズの材料として使われる。高価で加工が難した。ここで、「光学的欠点がない」とは、遮蔽がな

しいゲルマニウムを使った魚眼レンズは非常に高価

く空間分解能が全方向で一様であることと定義する。

になるため、この方式の導入は現実的でない。

使用したカメラは、FLIR 社の Lepton3.5 で、これは二つ目は凸球面鏡と狭視野カメラを組み合わせて

2 万円ほどの廉価な市販の赤外カメラである。波長全天を撮る方法である。これは空からの光を凸球面

帯域は 8-14 µm で、雲の熱放射に感度がある。この鏡で反射させて天頂部にある狭視野の赤外カメラにようなカメラ複数をマイコンに繋ぎ、マイコンでカ集めるという仕組みで、魚眼レンズを使わないため

メラ制御・画像読み出しを行う。読み出した画像はコストが抑えられる。しかしこの方式では天頂にあ無線で上位 PC にアップロードし、上位 PC は集約された画像を一枚の全天画像に統合する。

52

2023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校

開発・実験

3

必要な開発・実験の工程は大きく分けて次のとおりである。

 1ch. システム開発
 視野・歪曲の評価
 カメラ配置設計
 複数 ch. システム開発

図 1: 開発した 1ch. システム 機械構造の制作
 画像制作ソフトの制作
なお、ここで 1ch. システムとは一つのマイコンで一つのカメラを制御し一枚の画像を読み出すシステ
ムを指し、複数 ch. システムとは一つのマイコンで複数のカメラを制御し、複数の画像を読み出すシス
テムを指す。

1ch. システムの開発には、複数のカメラ扱う複数
ch. システムの前準備としての意味と、視野・歪曲の図 2: 1ch. システムで撮影した夜空の赤外画像評価に使うカメラの準備という意味がある。視野・歪曲の評価の結果はカメラの配置設計および画像接続

3.2

ソフトの制作に用いる。得られた視野角からカメラ

視野・歪曲の評価

歪曲収差の評価実験の目的は次の二つである。

配置の設計を行い、それに基づきカメラを固定する
機械構造を設計・製作する。これらのうち今まで 1ch.

 視野角を正確に把握するため。これは確実に全システム開発、視野・歪曲の評価、カメラ配置設計

天を捉えられるカメラ配置の設計に必要である。

を完了した。以下、これらの開発の詳細を報告する。

 複数の画像を一つの全点画像に統合するソフト

3.1

ウェアづくりのため。画像を接続する際に歪曲1ch. システムの補正が必要になる。

1ch. システムの開発はカメラを複数繋ぐ前の段階

実験では、ハンドルで正確に角度の調整ができる回の、基礎となる一個のカメラについてのエンジニア
リングである。Lepton3.5 はそれ単体では機能せず、マイコンで制御をする必要があるため、マイコンと転ステージにカメラをおき、カメラを回転させて一定の角度ごとに熱源を撮影した (図 3)。このとき、熱源が画像の対角線上に映る角度にカメラを傾けておカメラモジュールを接続し、ソフトウェアを書き込
む「組み込み開発」が必要になる。私はマイコン、カ
メラ、電源などを組み込んだ基盤の回路設計を行い、図 1 のように実装した。また、今回使用したマイコ

き、全視野角について歪曲が評価できるようにした。
歪曲は理想像高・実像高の二つから算出される。理
想像高は歪曲がないと仮定した時の像の高さで、カメラレンズの焦点距離を F 、光軸と光線のなす角をンで Lepton3.5 を制御するためのソフトウェアは配布されてなかったため自らソフトウェアづくりを行っθ とすると理想像高 = f tan θ

た。次に、開発した 1ch. システムを用いて実際に夜空の赤外画像を撮影した (図 2)。このように、1ch シで求められる。この実験の場合、歪曲がゼロのカメ

ステムは実際に機能した。

ラで熱源を撮影した場合に熱源が検出器の中心から

53

2023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校
メラの視野に収まる部分に対応する表面を紫色、カメラに映らない部分に対応する側面を黄色に着色した。このモデルを組み合わせて全天を収めるカメラ
配置を探った。全天がカバーできる配置では紫色の半球が出来上がる。どのカメラにも映らない方向があるとその部分のみ黄色く見える。この方法でどのカメラにも映らない方向ができないようにした。ま図 3: 実験を真上から見た模式図

た、視野同士の重なる角度の最小値および視野と地平線の重なる角度の最小値が最大になるように調整

どれだけ離れた位置に像を結ぶかを意味する。 θ はした。最終的に図 6 のようにカメラ 12 個で全天をカ

回転ステージの目盛、ハンドルの回転数から知るこバーする配置を設計した。

とができる。
実像高は実際の像の高さである。撮影した熱源の画像について、画像中心からの熱源のスポット重心の距離 (ピクセル数) にピクセルピッチ (12 µm) をかけることでこれは求められる。
こうして得られた理想像高と実像高を用いて、歪曲 =実像高 − 理想像高
理想像高

より歪曲が求められる。
実験で得られた各点での歪曲から、図 4 のグリッドマップが得られた。このグリッドマップは仮に Lep図 5: 視野の 3D モデル

ton3.5 で方眼紙状の熱源を撮影した場合、歪曲なし
であれば黒い点線のように映るところ、歪曲により赤い実線のように映るということを意味している。

図 6: 全天をカバーするカメラ配置

図 4: 歪曲より作成したグリッドマップ
このように、正確な視野と歪曲の補正量が得られ
た。

3.3

4

まとめ、今後の展望
せいめい望遠鏡での自動観測のために、低コスト

カメラ配置設計で光学的欠点のない赤外全天雲モニタの開発に着手

まず、視野・歪曲評価の結果より得られた視野に基し、今まで以下の開発・実験を行った。1ch. システ

づいた 3D モデルを製作した (図 5)。視野モデルはカムを開発し、実際に機能することを確認した。実験54

2023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校により正確な視野と歪曲の補正量を得た。12 個で全天をカバーするカメラ配置を設計した。今後は複数

ch. システムの開発、機械構造の制作、画像接続ソフトの制作を行なっていく。

Reference
Risa Tsutsuki, Shigeyuki Sako, Hidenori Takahashi,
Sohei Kondo, Satoshi Takita, Ryou Ohsawa, Jin
Beniyama, Takashi Miyata, Takafumi Kamizuka, &Ichiro Takahashi 2022, Proc. of SPIE Vol. 12184
121848F

55

——–index へ戻る

観測 a12

超広視野 4 枚鏡望遠鏡の光学設計
河合 優樹

56

2023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校

超広視野 4 枚鏡望遠鏡の光学設計河合優樹 (京都大学大学院 理学研究科)

Abstract
現在建設中の Large Synoptic Survey Telescope（LSST）は３枚鏡で視野 3.5 度を有するが、すべての鏡が高コストな非球面鏡である。 これに対し我々は、球面の主鏡と副鏡からなる 4 枚の鏡で LSST と同じ視野を実現する光学系を見出した。なお、この光学系は LSST と同様に M3 が M1 と一体化可能である。
初期設計案を我々が開発してきた４枚鏡アプラナート光学系とし、そこから解を探索した。広視野化を想定していない元の光学系のままでは、M4 に視野端の光線が全てケラレてしまう。そのため、スループット
を確保しつつケラレを防ぐための条件を探索、その条件を満たす光学系に対して結像性能について最適化を行った。

M1 と M2、M3 を球面鏡とする光学系の場合、結像性能とスループットの間にトレードオフの関係があるため、高結像性能、高スループットを達成するのは難しいことが判明した。そこで、M3 を非球面にする
ことで、結像性能を向上させるための自由度を確保した。その結果、スループットが 45%程度と低く、セン
サーとレンズ径が大きいという問題があるものの、視野直径 3.5 °にわたって星像半径 1.2 ″以下を達成する

4 枚鏡光学系を実現できた。

1

Introduction

非常にサーベイ効率が高いことで知られる、Vera C.
Rubin Observatory の Large Synoptic Survey Tele-

scope（LSST) は口径 8.4m の望遠鏡であり、視野直径 3.5 °、f/1.23 と極めて広視野の明るい望遠鏡である。(図 1)LSST は 3 枚鏡の光学系を用いており、M1 と M3が一体化しているという点が特徴的である。しかし、 図 1: LSST の光学系
M1、M2、M3 全てに非球面鏡を用いている。非球面 (S. S. Olivier et al.

図 2: 4 枚鏡光学系

鏡は製造が困難なので、大きなコストが必要となる。 (2006))
一方で、我々は視野直径 8 ′(＝ 0.125 °) で回折限2界を達成する球面主鏡の光学系 (図 2) を開発済みで前述の 4 枚鏡光学系を広視野化するにあたって、補ある。この光学系は 4 枚鏡で LSST と同様に M1 とM3 を一体化可能であり、M1、M2、M3 が球面鏡、M4 のみ非球面鏡である。非球面を比較的小さな M4

正レンズを加える前に解決すべき問題がある。視野端の光線ほど中間焦点が光軸から遠くなるため、そのまま広視野化すると、M4 位置にある中間焦点にに限定することで製作コストを抑えられる。この光

おいて視野端の光線が全て遮蔽される。M3 に光を学系を初期設計案として広視野化を試みた。目標と到達させるためには M4 に穴を開けなければならなする仕様は、LSST の光学性能を参考にして、口径8.4m、視野直径 3.5 °で星像半径 2 ″のシーイング限界を達成することとした。

Methods

いが、視野を広げれば広げるほど大きな穴が必要となる。視野半径 1.6 °の時点で中間焦点の高さは M4
半径と一致し、それ以上の視野を確保しようとすると M4 を置くことができなくなり、そもそも光学系が成立しない。(図 3)572023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校• ケラレを防ぐため、M4 の位置に中間焦点を結

この問題を解決するため、初期設計の 4 枚鏡光学

び、さらにそこでの光線束半径が M4 半径と比系に対して鏡の形状や配置に制限を付ける。

べて小さい
結像性能を向上させるための条件• スポットダイアグラムを最小化する
図 3: 広視野化によるケラレ
しかし、光線の遮蔽を防ぐために鏡の形状や配置に制限を加えると、結像性能を向上させるための自由度が減少する。つまり、この場合結像性能とスループットの間にトレードオフの関係があることを先に述べておく。
光学設計の手順は以下の通り。

図 4: 条件

1. 広視野でも遮蔽を抑えるための条件を抽出
2. 光学シミュレーションソフト (Zemax) に、得られた条件を入れて最適化し、4 枚鏡の光学系を

3

Results
結果を図 5 に示す。星像半径は 3 ″から 16 ″とな

探索り、視野端で特に大きくなった。また、スループット

3. 補正レンズを追加、シーイング限界を目指すは 41.3 から 46.7%となった。

最終的に図 4 のような条件を与え、適切なウェイ
トを設定して最適化を行った。以下、与えた条件を分類して挙げる。なお、煩雑になることを防ぐため、一部図に記載していない条件がある。
鏡の形状とレンズの条件• M1、M2、M3 が球面鏡 (M3 は後ほど非球面に変更)• M1 と M3 が接続する• 補正レンズは Rubin と同じ 3 枚• M1 と M2 がコンセントリックかつその曲率中
心が入射瞳位置に置かれる•鏡とレンズが製作可能な形状である (極端な曲率や負の厚さを持たない)

スループットを向上させるための条件• M1 の全面を無駄なく使うため、M1 内縁で反射した光が M4 外縁と一致する

58

2023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校(a) 光線追跡の結果(a) 光線追跡の結果(青線が視野中心、赤線が視野端の光線)(b) 視野−星像半径(b) 視野−星像半径(像面におけるスポットダイアグラムの RMS 半径)(c) 視野−スループット

図 6: M3 を非球面にした場合(c) 視野−スループット(スループットは、ある視野から入射瞳に入射する全ての光のうち、ケラレることなく像面に到達する光の割合)

4Discussion

図 5: 結果

4.1

結像性能についての考察

広視野の 4 枚鏡光学系では、

ここで、結像性能を改善するために補正レンズの• M4 に中間焦点を置く必要がある

数を増やしても、要求仕様の達成には至らなかった。
そのため、M3 を非球面鏡に変更して再び最適化を• 中間焦点で視野端の光線の高さに制限がある行った。その結果を図 6 に示す。
星像半径は 0.5 ″から 1.2 ″となり、目標仕様を達• M4 反射後の光線が像面に到達するために M3 に成した。なお、これは像面におけるスポットダイア

大きな穴が必要グラムの RMS 半径だが、エンサ−クルドエナジー
が 80%となる半径も 0.5 ″から 1.3 ″であり、ほとん
ど同じ値となる。スループットは 41.7 から 46.0%で、M3 が球面鏡の場合と大差ない。

といったケラレを防ぐための要求が多いため、M3 まで非球面にしなければ残された自由度で結像性能を改善できない。

592023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校

4.2

遮蔽についての考察

れはセンサー径が 634 ｍｍで最大レンズ径が 1550 ｍ
ｍ (S. S. Olivier et al. (2006)) である LSST と比べ

M1、M3、M4 は全てリング状になっている (図 7)ため、それぞれの鏡の穴に入る光によってスループッ
トが低下する。実際、図 6c のスループットは 41.7-

46.0%であり、56.5-63.6%程度ある LSST と比べると低い。しかし、結像性能とスループットにはトレーて大きい。このことは、製造コストが高くなることを意味する。
この光学系は M1 と M2 が球面鏡であるという点ではコスト面で有利だが、センサーとレンズ径が大きいという点で不利である。実用化にあたっては、どドオフの関係があるため、結像性能を維持したままちらの影響をより強く受けるか調査する必要がある。

これ以上スループットを向上させることは困難であると考えられる。

5

Conclusion
本研究では、4 枚鏡光学系の広視野化を試みた。非球面を M4 に限定すると十分な結像性能が確保できない。しかし、M3 を非球面に変更することで、M1,M2
球面、M3,M4 非球面、口径 8.4m で視野直径 3.5 °にわたって星像半径 1.2 ″以下を実現する 4 枚鏡光学系を実現した。しかし、スループットが 45%程度と低めであり、センサーとレンズが大きくなるという問題点も存在する。
図 7: 鏡の形状
また、M3 に空いた穴によって、M2 で反射した後に M3 の穴を通過し、直接像面に到達する光 (迷光)Reference”Rubin Observatory”. https://www.lsst.org/が発生する。

Olivier, Scot and Seppala, Lynn and Gilmore,

しかし、図 8 のようにマスクを付けることで、必Keenan and Hale, Layton and Whistler, Wayne.
LSST Camera Optics. Proceedings of SPIE -要な光を遮ることなく不要な光を排除できる。

The International Society for Optical Engineering. June 5, 2006

図 8: 迷光

4.3

コストについての考察

この光学系は全体で f/2.04 となり、f/1.23 の Rubinと比べて暗くなった。そのため、像が大きくなり、直前に配置されるレンズも大きくなる。センサー径が1048 ｍｍ、レンズ径は最大で 2133 ｍｍとなるが、こ60

——–index へ戻る

観測 a13

突発天体サーベイの差分画像解析における候補天体絞
り込み手法の開発
笹岡 大雅

61

2023年度 第53回 天文・天体物理若手夏の学校

突発天体サーベイの差分画像解析における候補天体絞り込み手法の開発
笹岡 大雅 (東京大学大学院 理学系研究科)

Abstract
近年、超新星をはじめとした突発天体の発見数は大幅に増加しており、今後も更なる増加が見込まれている。
日本国内においても、東京大学木曽観測所の Tomo-e Gozen チームが全天サーベイ/高頻度サーベイを毎晩行い、突発天体を探査している。突発天体の発見を目的としたサーベイでは、新規に取得した画像と参照画
像の「引き算」を行うことによって突発天体の検出を行なっている。しかし、候補天体として検出されるものの多くは引き残しや宇宙線などであり、適切にフォローアップを行うには、それらを候補から除かなければならない。近年は機械学習による判別手法の進歩が著しいが、モデルを修正する場合に非常に時間がかかる等のデメリットもあり、パラメータによる判別手法と住み分けができると考えた。点源に感度のある検出を行うには、その星像の形 (Point Spread Function) で重み付けをすると良いことが以前から知られている(Bijaoui & Dantel 1970)。先行研究は Tomo-e Gozen の 1 フレーム/秒の画像に対し、横軸に重み付け後のピーク、縦軸に星像のプロファイルの傾きをとると点源由来の天体が曲線を描いて分布することを明らかにした (Arima 2022)。Tomo-e Gozen の突発天体サーベイデータを用いた本研究では、点源由来の天体が分布する領域をシーイング (点源像の FWHM) と信号雑音比のみに依存する式を使って予想することができるようになった。本講演ではこの手法を適用した結果とともに、実行時間の議論や、重力波可視光対応天体探査への応用可能性などについても報告する。

1

研究背景

1日に取得される画像はおよそ10万枚であり、機械学
習・既知の移動天体や変光星のカタログマッチング・

東京大学木曽観測所のシュミット望遠鏡に設置さ複数回検出の条件を課すことなどによって、1日の突れたカメラ Tomo-e Gozen(図1) は撮像素子にCCDで発天体の候補を ≲ 100個 程度まで絞り込んでいる。

はなくCMOSを採用している。CMOSは読み出し時

超新星の初期の情報を得るためには追観測のための間が短いことが特徴であり、望遠鏡の広い視野と組

自動アラートを直ちに出すことが望ましいが、そのたみ合わせて、高頻度のサーベイ観測を行っている(全めには候補天体をもう1桁減らすことが必要である。

天 ; 9000 deg2 , 1時間間隔 ; 5300 deg2 )。

2

手法

2.1

星像の広がり(PSF)

恒星などの点光源を観測する際に、光学系や大気の影響を受け、像が回折限界よりも広がった形をとる。
これを記述する関数を Point Spread Function(PSF)とよび、代表的なものとして Gaussian や Moﬀat dis-tribution (Moﬀat 1969)が挙げられる。図2に示すよ
うに、より実測に合うのはMoﬀatである。
図 1: トモエゴゼンカメラ(Tomo-e Gozen プロジェ
クト ホームページより)622023年度 第53回 天文・天体物理若手夏の学校

2.3

パラメータを用いた絞り込み

変動天体を検出する際に、その画像内で典型的なPSFを作成し、それを用いて畳み込み検出を行う。先行研究(Arima 2022)では• 平均的なPSFに対する類似度として「畳み込み検出後のピーク」を横軸、• 星像のプロファイルの傾きの次元を持つものと√して「ピーク/ 見かけの面積」を縦軸にとった平面(CPP-diagram)上において、点源由来の検出と宇宙線および広がりを持つ光源が異なる分
布を示すことを明らかにした。
図 2: GaussianとMoﬀatの比較(Racine, 1996)。

2がGaussian, 5/3がMoﬀatによるフィット結果に対応。Moﬀatの方が実際のプロファイルに合っている
ことがわかる。

天体画像の「引き算」

2.2ある銀河で超新星が起きた場合に、超新星を見つけるにはどうするのがよいだろうか。最も単純なア
イディアは(銀河 + 超新星) − (平常時の銀河) = 超新星という引き算をすることである。地上望遠鏡では大気揺らぎの影響が大きく、星像が時々刻々と変化してゆく。このため、単純な引き算ではなく、星像の形を合わせて引き算をしなければならない。この際に発生する「引き残し」や宇宙線などが変動天体探査をする上で主要な誤検出となっている。

図 4: 取得画像の検出の分布の例。点源由来の検出が曲線を描き、上側に宇宙線が、下側に広がりを持つ
光源が分布する。
これを引き算後の画像に応用すると、上側に宇宙線が、下側に引き残しが、曲線に乗る形で変動天体が分布すると考えた。その結果が図5である。

2.4
図 3:

画像の引き算による超新星検出の例 ;使用したデータ

1. 2021年にTomo-e Gozenカメラで取得された、超新星が写った画像235枚(S/N ≥ 5, 望遠鏡による

SN2021cgu

ブレがないもの)

2. 2023年7月18日に取得された、候補天体 計1842
個を含む画像 832枚 (‘variable’)632023年度 第53回 天文・天体物理若手夏の学校

図 6: シーイングのみから作成した関数で領域を絞り込んだ例 ; SN2021dn

図 5: 差分画像の検出の分布の例 ; SN2021dn
検出のうち、超新星(および、saturationを起こした星の引き残し)が「星系列」の上に来ている。

3

続いて、機械学習・移動天体/変光星のカタログマッ
チングでは除外されなかった天体に適用し、より実結果

践的なデータで応用可能か検証した。候補天体を絞り込む楕円率の範囲と「星系列」の幅を求め、これ

畳み込み検出に使うPSFモデルはGaussianで作成
し、シーイング(点源像のFWHM)を与えるだけで星系列を記述する関数を求めた。領域の上端・下端はをTomo-e Gozenで1日に現れた候補天体に適用したが、実際に起きている超新星の信号雑音比が全て小さかったため、十分な結果が得られなかった。前日・それぞれMoﬀatのシーイング依存パラメータを設定することよって与えている。まずは、超新星が写っていると分かっている画像に対してのテストを行っ

翌日といった時間方向の情報も含め、さらなる検証が必要である。

た。候補天体のうち、

4

1. saturationを起こした星の引き残し

Tomo-e Gozenで取得されたデータに対してCPP-

2. PSFモデル作成に使った星と比べて楕円率が大

diagramによる分類を適用することで、超新星候補

きいものは誤検出であるとして、さらに絞り込みを行った。結果を表1に示す。

いる。
また、Tomo-e Gozenは重力波のフォローアップ観測

表 1: 検出成功率と誤検出数の比較成功した画像中
成功数
成功率の誤検出(median)

従来

210

今回

156

(基準)
74%

実装する場合はまずは機械学習の前後に接続する形
分類方法を組み合わせるとさらに良化すると考えて前の1画像あたりの検出数であることに留意。

100%の数を1桁個/日まで絞り込むことを目標としている。
になるが、将来的には機械学習の学習データにこの

ここでの検出数は機械学習・カタログマッチングの

手法

今後の展望

を行っているが、中性子星合体のように時間スケー
ルの短い現象に備え、「複数回検出」の時間間隔を短くしているため、‘variable’中の誤検出をいかに少なくするかが重要になる。突発天体の自動アラート、重88

力波フォローアップでの可視光対応天体の発見に役2立てられるよう、さらに精度を上げていきたい。

なお、実行時間に関しては現段階で従来の手法の10%-20%増にとどめており、十分実現可能な速度である。

64

2023年度 第53回 天文・天体物理若手夏の学校

Reference
Bijaoui, & Dantel, 1970, A&A, 6, 51
Arima, 2022, unpublished Ph.D thesis, Universityof Tokyo.
Moﬀat, 1969, A&A, 3, 455

65

——–index へ戻る

観測 a14

GEO-X 衛星用 MEMS X 線望遠鏡のアニール時間の最
適化の研究
山田 裕大

66

未提出

67

——–index へ戻る

観測 a15

像再構成光学系のための Kirkpatrick-Baez ミラーの開発
田中 虎次郎

68

未提出

69

——–index へ戻る

観測 a16MEMS 技術を用いた広視野 X 線望遠鏡 Lobster Eye 光
学系の開発
石川 怜

70

未提出

71

——–index へ戻る

観測 a17ISS に搭載する超高層大気観測用 X 線カメラの概要と
開発状況
河邉 圭寿

72

2023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校

ISS に搭載する超高層大気観測用 X 線カメラの概要と開発状況
河邉 圭寿 (近畿大学大学院 総合理工学研究科)

Abstract
我々は、高度 100 km 付近の超高層大気の密度を宇宙 X 線背景放射の大気透過を用いて観測するため、国際宇宙ステーション (ISS) の曝露部への搭載を目指した大気観測専用の X 線カメラの開発を行っている。

X 線検出器として、SOI-CMOS イメージセンサ「SOIPIX」を用いる。「SOIPIX」は Silicon-on-insulator(SOI) 技術により、センサ部と回路部が一体となっていることが特徴で、常温で X 線イベントを検出し、高い X 線感度と精密撮像分光を実現する。X 線カメラには、15.3 mm × 24.6 mm サイズの大面積素子を 2 枚並べて搭載する。観測帯域はおよそ 2–3 keV から 10 数 keV で、低エネルギー側の X 線の吸収から大気密度を測定する。
「SOIPIX」の手前にはスリットコリメータを置き、「SOIPIX」がピクセル検出器であることを活かして X 線の到来方向を区別することで、高度ごとの大気密度を測定する。X 線カメラには他に、ADC、FPGA などを搭載した制御回路、バックバイアス印加のための昇圧モジュールも搭載する。
現在我々は、制御回路の開発に加え、スリットコリメータと昇圧モジュールの開発も行なっている。スリッ
トコリメータについては試作品を製作し、可視光や較正線源を用いて試験を行い、改良を進めている。また
昇圧モジュールについては、電圧レベルの安定性や雑音性能を調査中である。本講演では、X 線カメラの構成の概要と、スリットコリメータおよび昇圧モジュールの開発状況について報告する。

1

研究背景

的であった。大気の変動を明らかにするため、大気観測専用の X 線観測装置で常時モニタリングを行い地球の大気は、気象現象が起こる対流圏、オゾンたい。

層がある成層圏があり、その上にも中間圏、熱圏・電離圏 (80–500 km) が存在し、中間圏・熱圏・電離圏
は超高層大気と呼ばれる。下層大気で二酸化炭素が増加し温暖化すると、超高層大気は冷却され低密度化する。すなわち下層大気が変動することで起こる
気候変動の影響が、超高層大気の密度の変動として現れる。しかし高度 100 km 付近の超高層大気は、気球 (高度 50 km 以下) や人工衛星 (高度 300 km 以上)
でその場観測が不可能なため、大気の中で最もデータが乏しい領域であり、気候変動・気象現象の理解
や、宇宙天気予報の観点で重要である。
宇宙 X 線は大気を透過すると、吸収によって低エネルギー側の強度が減少し、その度合いは大気の密図 1: 先行研究で観測された大気吸収によるかに星雲のスペクトル変化 [3]。

度に比例する。先行研究では、X 線天文衛星がかに星雲を観測中、かに星雲がたまたま夜地球の地平線にかかる時間に、X 線の吸収から超高層大気の密度を測定することに成功している。図 1 は、先行研究で

2

研究目的

観測された、大気吸収によるかに星雲のスペクトル変化である。低エネルギー側が大気吸収により、カ

我々は、高度 100 km 付近の超高層大気の密度を宇ウント数が減少していることがわかる。しかし、そ宙 X 線背景放射の大気透過を用いて観測するため、のような機会は年に 1-2 日に限られ、データは離散

国際宇宙ステーション (ISS) の曝露部への搭載を目指

73

2023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校した大気観測専用の X 線カメラの開発を行っている。

X 線カメラを ISS 曝露部に搭載する利点として、バサイズ

ス系の開発が不要で、開発期間が短縮できることが挙質量< 5 kg

電力

約 10 W

X 線センサSOIPIX 2 素子げられる。ISS 上の材料暴露実験 MISSE モジュールに、我々が独自に開発してきた次世代 X 線検出器である SOI ピクセル検出器「SOIPIX」を搭載し、超高表 1: ペイロードの概要
6.5 cm × 12 cm × 29 cm 以内（有感領域 13.2 mm × 21.88 mm）

層大気を透過した宇宙 X 線背景放射 (Cosmic X-ray

Background 以降: CXB) を観測する。
観測装置の条件として、省エネ化・省スペース化を目指さなければならない。「SOIPIX」は、世界で唯一冷却装置無しで、高い分光力 (読み出しノイズ

10 e− )・X 線感度 (空乏層厚 100 µm)・時間分解能(10 µsec) を実現している。高い X 線感度を持つことで、広いエネルギー帯域の X 線を観測することができ、大気による吸収が大きくなる高度 80 km 以下も測定することができる。また時間分解能が高いこと
図 3: ペイロード概略図。

で、反同時計数によるバックグラウンドの除去も可
能となる。

開発状況

3

本計画で必要な開発要素を説明する。開発要素として、コリメータ、制御回路、昇圧モジュール、可視光カメラがある。コリメータは、高度ごとの大気透過

X 線を観測するために用いる。制御回路は、FPGAや ADC、DAC を搭載し、SOIPIX の制御とデータ収集を行う。昇圧モジュールは、センサ部の高圧印
図 2: 本構想における超高層大気観測の概略図。

加のために用い、可視光カメラは X 線カメラの視野確認に必要なものである。その中でも、本集録では

図 2 が本計画における超高層大気観測の概略図であコリメータおよび昇圧モジュールの開発について説る。重要なのは、高度ごとに大気密度を測定すること明する。

である。ISS 曝露部に X 線カメラである「SOIPIX」とコリメータを半年間設置する。夜地球では宇宙 X

3.1

線背景放射の大気透過を観測し、昼地球では太陽 X
線の大気反射を観測する。「SOIPIX」はピクセル検出器なので手前にコリメータを置くことで、X 線の入射位置から X 線が通過した大気の高度がわかる。
表 1 が本計画におけるペイロードの概要である。

コリメータの開発

図 4 は、コリメータの構造である。高さを l、ス
リットのピッチを d、スリット幅を ∆d とすると、視野の大きさ ϕ(◦ ) と空間分解能 θ(◦ ) は、

サイズは MISSE 規格で決まっており、質量は 5 kg
以下、電力は約 10 W を予定している。また、X 線
センサは SOIPIX 素子を 2 枚並べ、素子 1 枚あたりの有感領域は 13.2 mm × 21.88 mm である。

θ=

図 3 が本計画におけるペイロードの概略図である。 と表せる。

X 線カメラ「SOIPIX」とコリメータ、制御回路等によって構成されている。

180 d
π l

(1)

180 ∆d
π l

(2)

ϕ=

ペイロードのサイズの上限より、ISS から高度

0 km–100 km の範囲の大気透過 X 線を観測するた74

2023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校

図 4: コリメータの構造。
めには、コリメータの高さは 30 mm 以内、超高層大
気の密度を 5 km(≒0.1 ◦ ) の精度で観測できるように設計する必要がある。この性能を達成するため、図
図 6: 実験セットアップ。

5 のように、コリメータの試作品として l = 30 mm、
d = 2 mm、∆d = 50 µm のものを 3D-CAD ソフト
を用いて設計し、3D プリンタを用いて、設計したコ
リメータを樹脂で作成した。
図 6 に示すように、上から LED ライトを照射し、コリメータを介して SOIPIX に可視光が届くように調節して実験を行った。
図 7 は、その時の実験を行ったことにより取得した可視光画像である。一部分だけ可視光が到達していることが確認できた。

図 7: LED を SOIPIX に照射した際に取得した可視光画像。

X 線源を用いて性能評価を行う。

図 5: 3D-CAD で試作したコリメータ。
今後は SUS(ステンレス鋼) のコリメータを製作し、75

2023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校

3.2

昇圧モジュールの開発

ISS からは 28V の電圧が供給されるが、厚い空乏層を実現し、高度 80 km 以下の密度を測定するためには、より高電圧を印加する必要がある。X 線昇圧
モジュールに求める性能は、出力電圧が安定である
ことと、ノイズが低いことである。まずは、昇圧モジュールを用いて SOIPIX 素子にバックバイアス電圧を印加し、その電圧値の安定性を調査した。図 8は、昇圧モジュールで SOIPIX のセンサ部に印加した際の、印加電圧値の時間変動を表したものである。
表 2 は、10 分ごとに電圧値を記録したものである。
電圧値の平均値は-12.6 V で、標準偏差は 0.7 V であった。昇圧モジュールの電圧値の変動幅は 0.1 V 以
内にすることが目標である。今後は、電圧値がより少ない時間変動になるような駆動条件を調査する。
図 9: 昇圧モジュールで SOIPIX のセンサ部に印加

次に、昇圧モジュールと直流安定化電源で印加しした際の電圧値の時間変動。

て実験を行った際の、取得した Mn Kα(5.9 keV) ス
ペクトルの比較を行った。図 9 は、その実験により取得したスペクトルと、印加電圧値、解析を行った
結果得られたエネルギー分解能 (FWHM) である。昇圧モジュールと直流安定化電源とで、結果に大きな違いは見られなかった。今後は、さまざまな温度や印加電圧値で実験を行い、調査を行う。

表 2: 昇圧モジュールを SOIPIX のセンサ部に印加した際の経過時間ごとの印加電圧値
時間 (min) 印加電圧値 (V)010-11.19-12.03

20

-12.6

30

-12.8

図 8: 昇圧モジュールで SOIPIX のセンサ部に印加

40-12.98した際の電圧値の時間変動。

50-12.0460-13.1270-13.3880-13.1476

——–index へ戻る

観測 a18

TES 性能評価のための極低温環境で用いる磁気シールドの開発
佐々木 康祐77

2023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校

TES 性能評価のための極低温環境で用いる磁気シールドの開発
佐々木康祐 (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、極低温下 (絶対温度 100 mK 以下) で高いエネルギー分光能力と高い検出効率をもつ検出器である。その中でも常伝導-超伝導間の急峻な抵抗変化を測定する超伝導遷移端温度計(Transition-Edge Sensor; TES) を用いた TES 型マイクロカロリメータは、従来の検出器に比べ高い感度(E/∆E > 1000) を実現するため、将来 X 線天文衛星への搭載が決定している。一方で、TES 素子は垂直方向からの磁場により感度が落ちることが確認されており、将来衛星への実装のためには、広い開口面積を確保しつつ、極低温環境下での磁気遮蔽が重要である。本研究グループでは、X 線の入射を妨げることなく磁場を軽減することのできる超伝導メッシュシールドの開発及びその性能評価試験を行っている。このシール
ドは超伝導体の Nb を用いることにより、Meissner 効果によって磁場の侵入を防いでいる。また、ハニカム構造をとることにより、強度を保ちながら開口部を確保している。磁場による TES の感度の劣化、磁気遮蔽シールドの性能を評価するためには、極低温下での均一な磁場環境を構築する必要がある。そこで、極低
温下 (絶対温度 4K 領域) において広範囲に一様な磁場をかけることのできる超伝導ヘルムホルツコイルの設計、製作を行った。また、極低温下での磁場較正試験を行い、50 mA の電流により中心位置に 38.4 µT の磁場をかけられるコイルであること、電流に対して線形に磁場が応答することを確認した。本講演では、超伝導ヘルムホルツコイルの設計、製作、較正試験の結果について述べる。

1

いた分散型分光器は、回折角が X 線の波長に比例す

Introduction

るため、波長の短い、すなわちエネルギーの高い X

数千万度という高温プラズマでは、水素やヘリウ線に対してはエネルギー分解能が悪い。また、分散ムといった元素は完全に電離してしまい、鉄などのされた光だけがエネルギーの情報を持つために 検出

重元素も 1 個ないし数個の電子を残して電離している状態で存在している。0.1 keV から 10 keV という
軟 X 線領域は高電離した炭素、窒素、酸素、ネオン、
マグネシウム、珪素、 硫黄、鉄などの宇宙に存在する主要な元素からの K, L 殻輝線や吸収端が存在する

効率が 1%程度しか得られない。また、X 線は平行光である必要があり、広がった天体には向かない。X
線マイクロカロリメータは、入射 X 線のエネルギー
を素子の温度上昇として測る検出器であり、極低温(∼100 mK) において E/∆E > 1000 という高いエ

非常に重要な波長帯である。高温プラズマからの各

ネルギー分解能を達成できる。さらに、 100%に近輝線の微細構造を十分に分離できれば、そこに含まい検出効率をもち、X 線の到来方向に敏感でないたれる重元素量を精度よく決定できるだけなく、重元

め、広がった天体の観測も可能である。

素の輝線のエネルギーシフトによるプラズマの視線

X 線マイクロカロリメータとは、X 線光子のエネル

方向の運動や、微細構造線の広がりから電離した重ギーを素子の温度上昇として測る検出器である。キャ

元素の熱運動の速度 (乱流) の測定など高温プラズマの物理状態を直接観測することが可能である。検出器の分解能が 10 eV 程度になると、微量な元素を検出し、輝線の微細構造を分離できるようになる。
プラズマからは異なるイオン化状態にある様々な元素からのスペクトル線が放射されている。10 eVの分解能を実現する検出器として、もっとも一般的

リアがフォノンであるためキャリアを 1 つ作り出すために必要なエネルギーが小さく、統計数が圧倒的に増えるため統計誤差が小さくなる。エネルギー分解能はボルツマン定数 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パラメータである。よって、マイクロカロリメータは極低温でな検出器は回折格子である。しかし、回折格子を用

78

2023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校
動作させることで、高いエネルギー分解能が達成される。さらなるエネルギー分解能を達成するには温度計の感度 α を上げる必要がある。感度を上げるには、磁気量子型マイクロカロリメータなども挙げられるが、応答速度や多画素化での読み出しの点から、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。TES は常伝導
超伝導遷移端での急激な抵抗変化を用いる温度計である。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
ギー分解能が達成可能である。

2

研究目的
図 1 のように、TES には素子に垂直な磁場に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)。

図 1: TES 素子に磁場を掛けたときの R-T カーブ(Ishisaki et al. 2008)。緑は 0µT、青は 6µT、マゼンタは 26µT の磁場を印加

将来衛星では検出器の大面積化、広視野を実現させるための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や地磁気、衛星搭載機器からの磁場等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 ∼ 1µT 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。
今回は磁気遮蔽シールドの性能評価のための均一な

図 2: 磁気遮蔽シールド (メッシュピッチ 5 mm)

磁場環境を構築するため、超伝導ヘルムホルツコイ
ルの製作を行う。

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。シミュレーションでのメッシュ

3

シールドは、ピッチと厚さが異なる 2 種類 5 mm(厚磁気遮蔽シールド

さ 0.05 mm) と 2.5 mm(厚さ 0.025 mm) を想定し本研究チームでは超伝導を使って、極低温まで冷た。z 方向に一様な磁場をかけていて、横軸はシー

却することでマイスナー効果によって 4 K 以下のス

ルドからの距離を表している。z=0 に磁気遮蔽メッ

テージにおいて磁場を遮蔽する磁気遮蔽シールドをシュシールドが位置しており、負の方向から磁場を開発している。メッシュシールドは超伝導体としてかけている。シミュレーションでは ピッチが 5 mm

Nb を用いており、X 線光子が入射でき、かつシーの場合は約 70%、2.5 mm の場合は約 85%磁場を減ルドの強度を保つため、ハニカム構造をとっている

少させられる結果となった。(図 3)(図 2)。Nb は第二種超伝導体であることから、 ピン
止め効果も予想されるが、高い臨界温度 TC ∼9.23 Kと臨界磁場 HC ∼ 1.58 × 105 A/m を有し、加速器実験での応用実績も高いことから選定した。
安田修士論文 (2020) では 5 mm と 2.5 mm のピッ
チの磁気遮蔽シールドに対して外部磁場を印加した

79

2023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校

図 3: z 方向一様磁場に対する、z 軸方向の磁界とシー
ルドなしとシールドありの比 (安田修論)。青: メッシュ
ピッチ 5 mm /メッシュなし 20 A/m、オレンジ: メッシュピッチ 2.5 mm /メッシュなし 20 A/m、緑 : メッシュピッチ 5 mm /メッシュなし 80 A/m、赤: メッ
シュピッチ 2.5 mm /メッシュなし 80 A/m

4超伝導ヘルムホルツコイル

図 5: 製作した超伝導ヘルムホルツコイル

本研究室の極低温試験環境に適する超伝導ヘルム
ホルツコイルの設計、製作を行った。ヘルムホルツコ

製作した超伝導ヘルムホルツコイルがどれだけのイルは２つのコイルをコイル間の距離とコイルの半磁場をつくるか確認するため、コイルの校正試験を極径が一致するように配置し、それぞれ同じ向きに電低温環境で行った。磁場の測定には、ホール素子 (旭流を流すことで２つのコイルの間に均一な磁場を発化成エレクトロニクス製 HG-106A) を使用した。試

生させることができる装置である。条件として、実験に用いたホール素子は GaAs を使用しており出力際に想定される磁場から、極低温において数 µT 数

電圧の温度依存性が極低温下でも安定していることが10 µT の磁場をかけることができること、他の配線知られている。試験はコイルに流す電流を 0-60 mAや装置との干渉なく十分に支えられることを満たすの範囲を 5 mA 刻みで上昇、下降させておこなった。

コイルボビンとジグを設計した。1 つのコイルにつその結果は図 6 に示す。これにより電流に対して磁場

き 40 巻きを 2 層巻いており、ボビンの各パラメータが線形に応答していることが確認でき、コイルに流は図 4 に示す。製作し試験環境へ組み込んだ様子がす電流と発生する磁場の変換係数は B/T = 0.000742

図 5 である。組み込み後に他配線等の干渉、地絡のとなった。
ここで、この試験結果と計算値とを比較すると図 7ないことを確認した。

のようになり、計算値 (青) に比べて測定値 (赤) がお
よそ 1/2 程度の磁場しか発生していないことが分かった。この原因として、ホール素子の変換係数の値が間違っていること、ホール素子の角度が試験の際コイルの磁場に対して垂直になっておらず正しく磁場が測定できていなかったことが予想される。ホール
素子は垂直な磁場に対して感度をもつため、コイルに対してホール素子の角度がずれていた場合 (図 8)、測定される磁場は減少する。ホール素子の角度がずれていたと仮定した時の計算値と今回の試験結果の図 4: コイルボビンのパラメータ比較が図 7 である。60 °ずれていたときおおよそ一80

2023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校

図 8: コイルとホール素子の角度のズレ

図 6: 磁場較正試験の結果致するが、動く余地を考えると現実的ではないため、 ため、極低温で均一な磁場環境を構築することが必
この他の原因を探る必要がある。また、線形な応答 要である。そこで我々は極低温で動作する超伝導ヘ
ルムホルツコイルの製作を行い、50 mA の電流によは確認できているため、磁気シールド性能評価試験
における相対的な比較には問題なく使用できると考り中心位置に 38.4 µT の磁場をかけられるコイルでえている。

あること、電流に対して線形に磁場が応答することを確認した。計算値とのずれがあるため、原因をさらに探る必要がある。
今後は、製作した超伝導ヘルムホルツコイルを用いて磁気遮蔽シールドがどれだけ磁場を遮蔽するかみる性能評価試験を行う予定である。磁気遮蔽シー
ルドの最適パラメータを決定することを目的に、メッシュのピッチが 2.0, 2.5, 3.0, 4.0 mm のシールドを用いて試験を行い、その比較をする。また、実際にTES の遷移端を用いた抵抗-温度関係の変化の測定を、それぞれのシールド及びシールドなしでの行うことを予定している。

図 7: 測定結果と計算値とホール素子の角度がずれていた場合の磁場の比較

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

5

まとめと今後の展望
我々の研究チームでは TES 型 X 線マイクロカロ

リメータに用いるための超伝導磁気遮蔽シールドの開発をおこなっている。TES は素子に垂直な磁場によって感度が悪化することが知られているため磁場の遮蔽が重要となる。また、磁気遮蔽シールドの性
能評価、TES の磁場による感度の悪化の評価を行う

81

——–index へ戻る

観測 a19HiZ-GUNDAM 搭載候補 pnCCD 素子のノイズ評価
佐藤 匡駿

82

2023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校

Hi-Z GUNDAM 搭載候補 pnCCD 素子のノイズ評価
佐藤匡駿 (関西学院大学大学院 理工学研究科)

Abstract
HiZ-GUNDAM は、宇宙最大規模の爆発現象であるガンマ線バーストを高感度かつ広視野の X 線モニターで発見、可視光・近赤外線望遠鏡で追観測の後、約 1 時間半以内に地上の大型望遠鏡による詳細な分光観測を行うミッションである。これによって初代星からのガンマ線バーストを多数検出し、宇宙最初期の星の誕
生と終焉、さらにその時代の宇宙の物理状態の解明を目指す。我々はこのミッションに搭載する素子の候補として PNDetector 社の CXC(Color X-Ray Camera) の暗電流と LD を算出、さらに LD の改善を行った。

1

研究背景
宇宙機搭載用の X 線センサーの駆動温度は-100 ℃程度であることが多く、この温度帯では暗電流はノ
イズ成分の中では支配的ではない。HiZ-GUNDAMの熱設計上、センサーの駆動温度は-20 ℃以上が想定されるため、暗電流が従来と比較して大きくなるこ

図 1: CXC(Color X-Ray Camera)とが考えられる。そこで、搭載候補素子の LD(ノイズと輝線を弁別できる下限のエネルギー) を算出する

表 2: CXC の諸元表

上で素子温度 0 ℃における暗電流を詳細に調査する必要がある。
表 1: HiZ-GUNDAM 検出器への要求

3実験セットアップ
本研究では異なる 6 フレームレート (15, 20, 30, 50,

75, 100Hz) で 55Fe を用いた X 線照射データ、バックグラウンドデータをそれぞれ取得した。任意のフレームレートを実現するにあたって、ファンクションジェ
ネレータを用いた。DCM(Digital Control Module)

2

は ADC、カメラのシグナルパターン、センサー温度

CXC(Color X-Ray Camera)のコントローラが含まれる。また、DAQ rack には本研究で用いた pnCCD センサーは PNDetector 社 linux サーバーコンピュータが含まれ、ADC から取製の CXC(Color X-Ray Camera) である。pnCCD は り込んだデータの解析、保存するためのソフトウェ
ア、カメラへの電力供給の駆動を行う。

従来型の CCD センサーと異なり、横方向への電荷転送が存在せず、縦方向のみの電荷転送方式を持ち、各カラムごとに並列に電荷が並列に読み出される。さらに、素子の厚さ全体に渡って空乏化されるため、検出器全体が放射線への感度を持つようになる。

832023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校て検出する装置である。しかしながら、光子が入射しない全くの暗闇であっても微弱な電流が存在し、この電流を暗電流と呼ぶ。暗電流の原因として半導体内のトラップによりバンド内に中間準位が発生しており、検出器の温度によって電子がエネルギーを持つことによって伝導体に励起されてしまうことが挙げられる。この暗電流は異なる露光時間でバックグラ
ウンド画像を取得し、横軸露光時間、縦軸エネルギーでプロットしたデータに対して回帰直線の傾きを計算することによって求められる。(James R.Janesick

図 2: 実験セットアップの模式図

42001)(Glenn F.Knoll 2014)

X 線のイベントパターン
X 線光子が CCD センサーに入射する際のイベン

トパターンとして大きく 2 つに分けられる。1 つ目は光子が検出器に入射、相互作用によって電荷を発生させた時、電荷が単一のピクセルのみで検出されるイベントパターンであり、シングルピクセルイベン
図 4: シリコンのエネルギーバンド図

トと呼ぶ。2 つ目は電荷がイベント中心ピクセルの周囲のピクセルに渡って検出されてしまうイベントパ
ターンであり、マルチピクセルイベントと呼ぶ。マルチピクセルイベントではイベント中心の波高値がX 線光子によるものであるかを判別するイベント閾
値、イベント中心からの漏れ出しが X 線光子によっ

6

0 ℃における暗電流と LD
本研究では CXC の Image Area において全てのピて発生した電荷によるものであるかを判別するスプ

クセルについて暗電流を算出した。全てのピクセル

リット閾値を設け、これらを超えているものについからランダムに選んだ 4 座標の暗電流を図 5 に示す。

て足し合わせることで正味の X 線光子のエネルギー

これを見ると露光時間に比例して暗電流が増加してを計算する。

いることがわかる。

図 3: X 線のイベントパターン
図 5: 任意のピクセルにおける暗電流5

暗電流
半導体検出器は光子が入射することによって光電吸収が起こり、電荷による光電流をエネルギーとし暗電流の 1 次元ヒストグラム、2 次元ヒストグラムから暗電流のピークは 147.7e-/s/pixel であることがわかった。また、素子の左右端が明るいことから素84

2023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校
子全面で温度の不均一性の可能性が考えられる。上
表 3: 0 ℃, 15Hz における LD
single pixel event multi pixel event

述の結果から素子の左右端は 0 ℃に冷却できていない可能性があるため、以降の解析では素子の左右端216eVを排除した部分 (図 6 の赤の部分) を用いた。

287eV

LD の改善7

イベントスペクトルは X 線照射データからバックグラウンドを差し引いて作成する。このため、原点付近に現れるノイズ成分は原点を中心としてバックグラウンドレベルのゆらぎを持つ分布を見せるはず図 6: 暗電流の 1 次元および 2 次元ヒストグラムである。すなわち、本実験ではバックグラウンドのゆらぎのピークである 13 ｃｈの標準偏差を持つよう

X 線イベントスペクトルは取得した生データからバックグラウンドを差し引いて作成するため、原点なポアソン分布が現れると考えられる。しかしながら、今回の LD に対してガウス関数でフィッティング

を中心にノイズ成分の盛り上がりが確認できる。このノイズ成分を現象論的に冪乗関数でフィッティング
し、フィッティング関数と縦軸のカウント数が y=1を行うとσ=38.9ch のゆらぎを持っており、純粋なバックグラウンドの分布から外れる成分を含んでいると考えられる。

と交差するエネルギーをノイズと輝線を弁別できる
下限のエネルギーとして LD と定義する。

図 9: 0 ℃, 15Hz における LD のガウスフィッティ
ング
図 7: X 線イベントのスペクトル
バックグラウンド分布から外れる成分の原因とし以上の手法でシングルピクセルイベント、マルチピてクセルイベントそれぞれの LD は 216.25eV, 287.65eV

1. ﬂickering pixel(イベント閾値を超える波高値を高と算出した。

頻度で出力するピクセル)

2. noisy pixel(バックグラウンドレベルのゆらぎが大
きいピクセル)の 2 種類が考えられる。これら 2 種類のピクセルについてイベント判定回数とゆらぎの ch 数に対して閾値を設け、閾値を超えるピクセルを排除した。閾値はMn-K 輝線の減少割合が 5%に収まる範囲内で最も多くノイズ成分を減らせる値を現象論的に算出した。

図 8: 0 ℃, 15Hz における LD

852023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校

図 10: ﬂickering(左図) と noisy(右図)pixel のヒスト
グラム
図 13: ピクセル排除後の LD

表 4: LD の改善
排除前 排除後

216eV

8

図 11: ノイズ成分の減少割合 (左図), Mn-K 輝線の

122eV

まとめと今後の展望
本研究においてセンサー温度 0 ℃での暗電流と LD減少割合（右図)を算出した。さらに、有効ピクセルを約 95%残して
上述のようにして ﬂickering 閾値を 9、noisy 閾値

LD を改善した。今後の展望として、異なる温度でのを 17 と決定し、閾値を超えるピクセルについて排除

暗電流、LD から LD の温度依存性を算出し、フライした。結果、ノイズ成分はシングルイベントについ

ト素子のピクセルサイズの見積もりを行う。

ては大幅に、マルチイベントについてはほぼ全て減
少し、LD は 122.04eV に改善した。この値は Hi-Z のミッションの観測帯域の要求下限エネルギーである

Reference

0.4keV を十分に満たしている。有効ピクセル数の減 James R.Janesick 2001, SPIE PRESS
少割合は 4.5%であった。
Glenn F.Knoll 2013, Ohmsha

図 12: ノイズ成分と Mn-K 輝線の減少

86

——–index へ戻る

観測 a20

機械学習を用いた半導体ピクセル検出器における X 線
イベント判定法の開発
東 竜一

87

2023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校

機械学習を用いた半導体ピクセル検出器におけるX 線イベント判定法の開発
東竜一 (甲南大学大学院 自然科学研究科物理学専攻)

Abstract
現在、X 線天文衛星で主力検出器として用いられている X 線 CCD のデータ処理において、検出されたイベントが X 線によるものか、荷電粒子バックグラウンドかを判定する方法としてグレード法が用いられている。グレード法とは、各ピクセルで検出した波高値がしきい値を超えた場合イベントとみなし、しきい値を超えたピクセルの配置等から X 線イベントかそれ以外の荷電粒子イベントかを識別する手法である。しかし、このグレード法では、センサで得られる情報を一部しか使えておらず、改善の余地がある。そこで我々は検出器に飛来した X 線光子の入射エネルギーと入射光子の座標の決定精度の向上、荷電粒子イベントと X 線
イベントの識別精度の向上を目的とし、ニューラルネットワークを使った X 線イベント判定法の開発を進めている。本研究ではまず、ピクセル検出器に X 線光子を入射させるモンテカルロシミュレーションを行い、シミュレーションで取得したイメージを学習データとする。そのデータで学習させたニューラルネットワー
クに X 線ピクセル画像を入力し、X 線イベントのエネルギー予測を行う。本文では、ニューラルネットワー
クを用いたことで X 線イベントの識別精度の向上にどれだけの改善が見込めるかを報告する。

1

イントロダクション
現在、X 線イベントの検出に多く使われているのが CCD 検出器である。X 線 CCD 検出器は、半導体に X 線が入射することで光電吸収により発生する
信号電荷を、各ピクセルの電極で集めることで X 線
を電気信号に変換して測定する検出器である。衛星に搭載された X 線 CCD 検出器は、X 線を測定した
後、地上で解析されるが、これが重要な作業となる。

X 線 CCD 検出器が撮像した画像には、X 線イベン
トだけが捉えられているわけではなく、X 線以外の荷電粒子によるバックグラウンドイベントが混ざっている。バックグラウンドイベントを X 線イベントとして扱ってしまうと、検出器の分解能が下がってしまう。そこで X 線イベントとバックグラウンドイ
ベントを見分ける手法として現在使用されているのが、グレード法という手法である。グレード法は、しきい値を超えるピクセルの配置から X 線イベントか
バックグラウンドイベントかを見分ける手法である。

図 1: Grade 法の一例

X 線イベントであった場合とそうでない場合の、しきい値を超えるピクセルの配置パターンから、X 線
イベントとバックグラウンドイベントを見分けている。(図 1)
しかしこのグレード法では、検出器で得た情報を一部しか使えていないことで、問題がいくつか存在する。一つはエネルギー再構築を行うときに、しきい値を超えないピクセルは使用されないことである。
これによって、検出した X 線のエネルギーが実際よ882023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校
り過小評価されてしまう。もう一つが、3 × 3 ピクセ
ルの中で一番波高値が高いピクセルの中心が、検出器に入射した X 線イベントの座標となることである。
これらの問題を解決するべく、我々は深層学習を用いたイベント判定法の開発を目指している。

3 keV

6 keV

9 keV

イベント判定アルゴリズム

2

今回のアルゴリズムは教師あり学習と呼ばれ、正解データをアルゴリズムに学習させ、観測データを入力すると正しい値を予測するものである。機械学
習でイベント判定モデルに学習させるにあたって、学図 2: 3,6,9 keV のシミュレーション画像を入力した

習データが必要となる。学習データは大阪大学の小高時のアルゴリズムによる予測

氏が開発した ComptonSoft を用いたシミュレーショ
ンで作成した。ComptonSoft では、モンテカルロシ
ミュレーションで X 線が検出器に入射した時のデータを生成している。シミュレーションで得た X 線イ
ベントのエネルギーと、入射した座標、検出したピクセル画像をセットにしたデータを学習データとした。
本研究の機械学習によるアルゴリズムは、ニュー
ラルネットワークと呼ばれる。ニューラルネットワー

図 3: 学習回数を増やすことによる正確度の変化

クとは、データを学習することで入力した画像から特徴を抽出し、画像を区別することができるアルゴ
リズムである。具体的には、入力層で画像データを入力し、中間層で活性化関数と呼ばれる関数で計算処理され、出力層で各値の確率を出力し、その中から一番高い確率の値を予測値として返すということが行は中間層のニューロン数を変えた時の正確度の変化を比較した結果である。ニューロン数が多い方が少しだけ正確度の上昇が速いことがわかるが、ほとん
ど同じ値に収束する。

われている。今回は Python の TensorFlow モジュールを用いてニューラルネットワークのアルゴリズムを開発した。

3

結果
1–10 keV の X 線を 1 keV 刻みでシミュレーショ

ンしてデータを作り、学習済みのアルゴリズムにテスト画像を入力し、予測を返した結果が図 2 である。 図 4: 中間層のニューロン数を 10 と 100 にした時の正確度の伸びの違い
図 2 を見てわかるように、正しいエネルギーで確率が一番高い値を取っており、正しい予測をしている。また、学習回数を増やした時の正確度の変化を
図 3 に示す。図 3 の結果のように、予測精度は上がるが、90%ほどで収束してしまうことがわかる。図 4892023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校

4

まとめと今後の展望
今回、開発を進めたアルゴリズムでは、X 線イベン

トのエネルギー予測精度がおよそ 90%となった。また、アルゴリズムの中間層の数を増やすことで学習速度の上昇がみられた。今後は、グレード法によるX 線イベントのエネルギー予測精度と、開発している機械学習を使ったイベント判定法による予測精度の比較を行い、グレード法を超えるエネルギー予測
精度を目指す。また、エネルギー予測だけでなく、X線の座標予測もできるアルゴリズムを追加することも視野にいれる。将来的には、X 線イベントとバッ
クグラウンドイベントの判定も行えるアルゴリズムに改良する。

Reference
Tanaka, T., Uchida, H., Nakajima, H., et al. , JATIS,
4, 011211 , 2018
Wilkins, D. R., Allen, S. W., Miller, E. D., et al. , SPIE,
12181, 121816S, 2022
Odaka, H., Sugimoto, S., Ishikawa, S., et al. 2010, Nuclear Instruments and Methods in Physics ResearchA, 624, 303

90

——–index へ戻る

観測 a21X 線分光撮像衛星 XRISM 搭載 X 線 CCD の検出効率の
測定
青木 大輝

91

2023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校

X 線分光撮像衛星 XRISM 搭載の X 線 CCD の軟 X 線帯域の検出効率の測定青木 大輝 (東京理科大学大学院 創域理工学研究科 先端物理学専攻)

Abstract
我々は、2023 年度打ち上げ予定の X 線分光撮像衛星 (XRISM) に搭載する軟 X 撮像分光装置 (Xtend) の焦点面に設置する X 線 CCD 検出器 (SXI) の開発を行なっている。SXI は 200 µm の厚い空乏層を持つ裏面照射型の X 線 CCD で、0.4 − 13 keV の帯域で高い検出効率をもつ。X 線 CCD は X 線以外に紫外線や可視光線にも感度があるため、紫外線を遮光する目的として、SXI のフード部分には主成分が Al とポリイミドである CBF(Comtamination Blocking Filter) を取り付けている。また、可視光線を遮光する目的として、X 線 CCD の入射面には主成分を Al とした OBL(Optical Blocking Layer) を蒸着している。
しかし、主に 2 keV 以下の軟 X 線は CBF と OBL によって吸収される。CBF の X 線透過率は既に調べられているので、OBL の X 線透過率が SXI の軟 X 線帯域の検出効率を決める。そして検出効率の測定精度が、SXI で観測する星間ガスによる吸収量や天体の明るさの決定精度を決める。したがって、OBL の厚み
から SXI の検出効率を決めることは地上の較正実験として非常に重要となる。
我々は OBL の厚さを求めるために、2022 年 3 月と 5 月に X 線の強度が安定している放射光施設である

KEK フォトンファクトリー BL-11A において、0.4 − 1.7 keV の軟 X 線の照射実験を行った。実験に用いた
CCD 素子はフライト素子と同じウエハから製作した小型の X 線 CCD である。X 線の入射角を 0◦ と、OBLの厚さが見かけ上厚くなる 50◦ の 2 つの条件で照射した。そして両者の条件で取得する X 線の強度比から

OBL の組成と厚みを求める評価実験を行った。これまでに行った解析結果では、OBL の厚さが 220 nm 程度と求めることができた。

1

Introduction

2

XRISM は 2023 年 8 月 26 日に打ち上げが予定されている日本で 7 番目の X 線天文衛星である。X

検出効率を測定するには、検出器に照射する X

線望遠鏡によって、X 線を 2 度全反射させることで焦点面に集光している。そして、集光した X 線は、Soft X-ray Imager カメラによって検出される。我々は、SXI カメラの開発を行なっている。

Methods/Instruments
and Observations

線の絶対強度を知る必要がある。その方法として、検出効率が既知のレファレンス検出器を用いて、絶対強度を測定する。
しかし、測定中の X 線の強度が時間変動すること、
レファレンス検出器を用いるので系統誤差が生じてしまうなどの問題点が挙げられる。
そこで、X 線の強度が時間変動してしまう問題点に対する解決策として、X 線の強度が安定している
放射光施設 (KEK-PF) を利用した。また、レファレ
ンス検出器を用いることで系統誤差が生じる問題点の解決策として、斜入射照射法を用いた。

図 1: Soft X-ray Imager カメラ

92

2023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校

図 5: Photon counting mode での 550 eV の
スペクトル
図 2: BL-11A での実験環境の外観成分がある場合に、区別できないという点がある。

図 6: Flux mode での 550 eV の X 線イメージ

図 3: 入射角 θ = 50◦ の真空槽内の様子

3

Results

測定手順として、Photon counting mode の後にFlux mode でデータ取得を行った。Photon counting

取得したデータから求めた各エネルギーでの相mode とは、パイルアップを起こさない程度に X 線対検出効率についてモデルフィットを行った。使用し強度を落とすことで光子を 1 個ずつ計数する方法でたモデルは以下の式である。以下のモデルは OBL のある。メリットとして、光子を 1 個ずつ計数するた成分が Al だけと仮定した場合のモデルである。
{(
)
}
xAl
1
relative QE(E) = exp1−
cos(50◦ ) λAl (E)(1)

めスペクトルを得ることができ、非分光成分、高次光があるかを確認することができる。デメリットとして、必要な統計量を取得するための測定時間が長くなる点である。(1 つのエネルギーにつき、データ

表 1: 各モデルのフィッティング結果 (不確かさは 1σ)モデル
Al [nm]Al2 O3 [nm] SiO2 [nm]取得時間は約 2 時間)

1

230 ± 8なし

20 (固定)2

224 ± 15なし

25 ± 113224 ± 153±620 (固定)4225 ± 152 ± 5628 ± 86

図 4: Photon counting mode での 550 eV の

4

X 線イメージ

Discussion

一方、Flux mode とは X 線のビーム Flux に応モデル 1 の結果から、Al の厚さは統計的に有意じたピクセルの出力電荷量を計測する方法である。メに決まる。しかし、モデル 2 の結果から SiO2 の厚みリットとして、必要な統計量を取得するための測定時は統計的に有意 (3σ) には決まらない。従って、SiO2間が短くて済むという点である。(1 つのエネルギーの厚みは 20 nm に固定した。また、モデル 3, 4 の結につき、データ取得時間は約 10 分) デメリットとし果から、Al2 O3 の厚みも統計的に有意に決まらない。

て、スペクトルが得られないので、高次光や非分光

そのため、Al2 O3 の厚みな 0 nm とみなす。

93

2023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校
以上より、モデル 1(Al の厚みが 230 nm、SiO2 の

6

参考文献

厚みが 20 nm、Al2 O3 は無し) を採用した。

Reference5

Conclusion
我々は、2022 年 3 月、5 月に高エネルギー加速器研究機構の放射光施設 (KEK-PF) のビームライン

角町

駿 2020, 東京理科大学

片多

修平 2015, 大阪大学

丹波

翼 2020, 東京大学

BL-11A において、X 線の斜入射照射実験を行った。
そして、実験で得られた相対検出効率のデータから求めた OBL(Al) の厚さは、230 ± 8 nm と求まった。
また、絶縁層 (SiO2 ) の厚さは 20 nm、空房層 (Si) の
厚さは 200 µm とした。
この結果は要求精度 (OBL の Al の厚さを 10%で決定する) を満たしている。以上のパラメータから算出した X 線 CCD の検出効率、SXI カメラの検出効率を下図に示す。この結果を XRISM 衛星打ち上げ前の SXI の CALDB に取り込んだ。

図 7: X 線 CCD の検出効率

図 8: SXI カメラの検出効率

94

卒業論文

修士論文
修士論文

——–index へ戻る

観測 a22

機械学習を用いた XRISM 衛星搭載極低温検出器の異常検知アルゴリズムの開発
柏崎 未有

95

2023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校

機械学習を用いた XRISM 衛星搭載極低温検出器の異常検知アルゴリズムの開発
柏崎 未有 (東京大学大学院 理学系研究科)

Abstract
安全な衛星運用を実現するため、衛星テレメトリデータの異常を早期に検知することは必須の要件である。2023 年打ち上げ予定の XRISM 衛星では、異常検知システム ATMOS(Automatic Telemetry Monitor

Software) が採用されている。しかし ATMOS はテレメトリ時系列データの閾値判定を主とした汎用システ
ムであり、データの特性に即したミッションごとの異常検知システムが相補的に必要となる。本研究では、

XRISM 衛星に搭載されたミッション機器 Resolve 装置の地上試験データで得られた検出器ノイズスペクト
ルに対し、機械学習的な手法を適用することで、異常検知アルゴリズムの有用性を検証した。

1

はじめに

そこで我々は、Resolve 装置のデータを対象に、機械学習的手法を用いた、検出器ノイズデータに対す

安全な衛星運用を実現するため、衛星テレメトリ

る異常検知アルゴリズムの開発を行った。本研究でデータの異常を早期に検知することは必須の要件であは、2019–2022 年にフライト品を用いて実施した地る。現在、XRISM 衛星プロジェクトで採用されている

上試験データを使い、同手法の有効性を検証するこ

汎用異常検知システム ATMOS (Automatic Teleme-とが目的とした。周波数空間で表現された検出器ノ
try MonitorSoftware) は、衛星テレメトリデータ（も イズスペクトルデータにおいて、特定の周波数帯域
しくはその演算）の時系列データを閾値判定するも で現れ分光性能を劣化させる既知のノイズ源が存在のである。これは即時性が高い反面、複雑な判定にする (Kurihara et al. 2022; Imamura et al. 2022;

は向いていない。安全な衛星運用を達成するために

Hasebe et al. 2023)。そのようなノイズが出現するは、相補的な即時性が低いものの複雑な判定が可能

時間帯を検知し、その時間帯を観測時間から除去しなシステムが必要である。複雑な判定の一例としてて、観測性能の品質を保証することを課題とした。

挙げられるのが、閾値判定では分からない一次処理したデータに対する異常の検知である。この異常を検知するアルゴリズムを開発するにあたり、今回は

2

異常検知アルゴリズム

2.1

SGD classiﬁer

機械学習を利用することにした。

XRISM 衛星に搭載される Resolve 装置 (Ishisaki
et al. 2022) は、X 線マイクロカロリメータ検出器

Stochastic Gradient Descent (SGD) classiﬁer は、を擁した X 線分光器である。6×6 ピクセルからなる

確率的勾配降下法をもちいて、教師データの二つのX 線検出器の熱浴を極低温 (約 50mK) に保持し、１ カテゴリを類別する実数関数を求める教師あり学習
つずつの X 線光子入射に伴う温度上昇の時系列デー の一種である (Boisberranger et.al 2007)。類別する
タを軌道上で処理してエネルギーを決定する。その実数関数とは、入力データ x = {x1 , x2 , . . . , xn } に

データの特質として、(1) 時間スケールや温度デー

対しタの幅広いダイナミックレンジ、(2) 周波数やエネル
ギー空間で表現される検出器ノイズデータ、などがf (x) = ω1 x1 + ω2 x2 + ... + ωn xn + b

ある (Tsujimoto 2023)。周波数やエネルギー空間で(1)表現される検出器ノイズデータで生じる異常は、一と表され、f (x) の符号によって分類される。この関次処理したデータに対する異常の検知となり汎用シ

数のパラメータを定めるため、教師データ Ytrain に

ステムでは検知ができない。

対し、以下の式が最小となるパラメータを探索する。

96

2023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校
エネルギー分解能に特に影響する。この周波数帯域

E(ω, b) =

1

N∑
train

Ntraini=1にパワーを持つノイズ源を監視し、その異常を検知

L(yi , f (yi )) + αR(ω)(2)

する必要がある。地上試験を通していくつかのノイズ源が特定されたが、ここでは検出器外部からの電L は教師データに対する損失項であり、教師データ 磁・微小擾乱干渉に起因する以下の２つのノイズ（そに対し分類を間違えるとスコアが増えていく。R(ω) れぞれ MTQ ノイズ、beat ノイズと呼ぶ）を対象とは正則項であり、式が複雑になるほど値が増えるこする。

とで過学習を抑制する。SGD Classifier は、式（2）（１）磁気トルカ (MTQ; magnetic torquer) によを最小とするパラメータ探索のため、確率的勾配降る電磁干渉ノイズ。MTQ は XRISM 衛星に搭載され下法を用いる。

る姿勢制御系のサブシステムの一つであり、127 Hz
SGD Classifier を用いる際、scikit-learn ライ のパルス幅変調で磁場強度を調節するので、127 Hz
ブラリ (Fabian et al. 2011; Lars et al. 2013) を用 とその高調波でのピークがノイズスペクトルに生じいた。scikit-learn における、SGD Classifier のる（図 1）。(Kurihara et al. 2022)。

主要なパラメータは penalty：正規化の種類、loss：
損失関数の種類、alpha：正規化の強さである。

2.2

クラスタリングを用いた再構成誤差法

クラスタリングを用いた再構成誤差法は、半教師学習を用いた異常検知アルゴリズムの一種であり、正常なデータには一つ以上の特定の形やパターンがあると仮定する。そして、正常データはパターンごとに、データ空間でいくつかのクラスタ（群）を形成す
るとし、正常なクラスタにも属さないデータは、異図 1:

常なデータとみなす。

MTQ ノ イ ズ が 発 生 し て い る 時 刻 の 8k

noise spec の一例。MTQ1,MTQ2,MTQ3 はそれぞ

再構成誤差法では、以下のような手順を踏む。(乾et.al 2009)。まず正常な教師データ Ytrain を k 個のれ 127Hz,254 Hz,381 Hz を表す。

クラスタにクラスタリングする。このときそれぞれのクラスタ中心を µ1 , µ2 , . . . , µk とする。任意のテ
ストデータ zi ∈ Ztest について、一番近いクラスタ
中心が µj であるとき、zi に対する再構成ベクトルzˆi = µj とするこのとき元のベクトルと再構成ベク
トルとの差として定義する再構成誤差 Eclustering はEclustering = ||zˆi − zi ||2 = ||µj − zi ||2(3)と表される。異常なデータは再構成誤差が大きくなり、これが閾値 s よりも大きいとき異常とみなす。
図 2: MTQ ノイズ、Beat ノイズが発生していない

3

異常検知アルゴリズムの開発

3.1

現象の背景

時刻の 8k noise spec の一例（２）機械式冷凍機による微小擾乱干渉ノイズ。

Resolve 装置には検出器を冷却するため、複数の冷凍

Resolve 装置で X 線を検出する際、主に約 200-300

機が搭載されている。そのうちの２種類が、Stirling

Hz 以下 600 Hz 以下でのノイズが X 線イベントの冷凍機（４台）と Joule-Thomson 冷凍機（１台）と97

2023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校
ビン（1.5 Hz から 6.25 kHz まで 1.5 Hz の周波数分いう機械式冷凍機である (Ishisaki et.al 2022; Kanaoet.al 2017)。このときそれぞれの機械式冷凍機の周波 解能）のデータである。
数を f1 , f2 とすると、二つの波の重ね合わせにより、
2
振幅が周波数 nf1 −mfで変動する波（うなり）が生2

じる。通常、フーリエ空間ではこのうなり周波数は現3.3れない（単に nf1 と mf2 に分解されるだけである） 3.3.1が、振幅に対して非線形応答があると、うなり周波

異常検知
MTQ ノイズ8k noise spec の 10 Hz から 400 Hz の帯域を、線2
数 nf1 −mfにもパワーが分配される。実際、Resolve2

ノイズが強くあらわれる４つのピクセルのみに対し装置では、(n, m) = (24, 7), (15, 4) のときの beat ノて、学習及びテストをする。このノイズは、すべて

イズが実際に観測されている（図 3）(Imamura et al.

2022)。これらは、うなりの周波数が低周波数帯域にくるので、特に重要である。

のピクセルに同時に出現するので、ピクセルを絞ってもノイズ発生時間帯を特定するには問題ない。

8k noise spec のデータとして、MTQ が確実に駆動している時刻の 82 サンプル、それ以外の時刻の11597 サンプルを用意した。ここからランダム抽出によりテストデータを構成した。テストデータは、

MTQ ノイズが立っていないデータ 115 サンプル、
MTQ を駆動時に 127 Hz とその倍波でピークが立っている 25 サンプルからなる。それ以外のサンプルは、
教師データとパラメータ推定用データとした。これ
らのデータでは、MTQ を駆動している時間帯は既知なので、その時に取得された 8k noise spec を異常、
図 3: Beat ノイズが発生している時刻の 8k noise spec

それ以外で取得されたものを正常とラベル付けをしの一例た。ただし、試験中に MTQ を駆動した時間が少な
く、異常データのサンプル数が少なかったので、モデルの最適パラメータ探索の精度や学習精度が低下

3.2した。ゆえに今回は、SMOTE（Synthetic Minority

要件分析

Oversampling Technique）(Chawla et.al 2002) をResolve 装置の運用では、１日に１回程度で、ノイ もちいて異常サンプルを増やし、正常サンプル数とズスペクトル (8k noise spec) が全ピクセルに対して 均一な数にした。これにより、MTQ ノイズサンプル
は正常サンプルの同数のサンプル数に増やした。

取得される。これらから、上述の２つのノイズが発生しているかを検知するアルゴリズムを開発する。

またそれぞれのデータを標準化させたのち、SGD

異常検知に際し重要となる指標として、実際に異Classifier のパラメータを決めるため、パラメー常であったもののうちどれだけ異常と予測できたか

タ検証用データに対し、グリッドサーチを行った。

の割合を示す「真陽性率」、実際は正常であったのにその結果、SGD Classifier のパラメータのうち、異常と予測された「偽陽性率」がある (日本統計学会

penalty は L1、alpha を 1 × 10−7 、loss を2020)。今回は、検討したモデルで真陽性率の目標値 squared hinge とした。
以上のように構築したアルゴリズムに、検証用デー
を 0.9 と設定し、これを超える検知を行うことができるのか、そして真陽性率 0.9 を超える検知を行う

タを適用した。異常データ 25 サンプルと正常データ

場合、偽陽性率はどの程度の値になるかを検討した。 115 サンプルを用いてテストした結果を混合行列と学習データとして、Resolve 装置の地上実験で、 して表 1 に示す。真陽性率は 1.0、偽陽性率は 0.04 と2021/05/06 から 2022/06/17 までの期間（衛星初 なり、0.9 以上の真陽性率での検知が可能であること
期電気試験）で得られたデータを用いた。8k noiseが示された。加えて、偽陽性率も十分に小さく、高spec 一つのサンプルは、36 ピクセル × 4096 周波数 い確度で異常を検知できることが示された。

982023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校

表 1: SGDClassiﬁer の MTQ ノイズ検知の混合行列
実際の結果

異常
正常

判断された結果
異常
正常
25
0
5
110

た。MTQ ノイズに関しては、教師あり学習にもとづ
き SGD Classifier を用いて検出を行った結果、真
陽性率 1.0、偽陽性率 0.04 での検出ができた。Beat
ノイズに対しては、半教師あり学習にもとづき、クラスタリングを用いた再構成誤差法を用いて検出を行った結果、真陽性率 0.9、偽陽性率 0.37 での検出

3.3.2

Beat ノイズができることが示された。

今回は 15 Hz 以下を学習・テストする周波数帯とMTQ ノイズに関しては、機械学習で一般的に用した。また Beat ノイズは多種のパターンを持つのでいられるモデルを使用した場合の結果であるが、実再構成誤差法 (乾 et.al 2009) を利用することにし、 用化を十分目指せるレベルの結果であり、機械学習
クラスタリングのアルゴリズムとしては k-means を 的手法が有効であることが示せた。Beat ノイズに関しては、適切な閾値を設定することで、十分な真陽用いた。
今回用いる 8k noise spec の全サンプルは、beat

性率での検知ができることが示されたが、同時に偽ノイズが発生している時刻の 1356 サンプルとそれ陽性率が高くなり、誤警報が多くなることが分かっ以外の時刻の 11593 サンプルである。ここからランた。ゆえに、先行研究 (乾 et.al 2009) で検討されたダム抽出でテストデータを構成した。テストデータ

VQPCA のような、通常用いられるモデルよりも複は、beat ノイズが発生している 116 サンプル、発生

雑なモデルを用いた再構成誤差法を検討し、偽陽性していないサンプル 678 サンプルである。残りを、教率を低下させることが必要と考えられる。

師データとパラメータ（クラスタ数）推定用データとした。これらのデータでは、beat ノイズが発生している時間帯は既知なので、その時に取得された 8k

Referencenoise spec を異常、それ以外で取得されたものを正Ishisaki, Y. et al., 2022, Proc of SPIE

常とラベル付けした。

Tsujimoto Masahiro 2023, JSSIJ

まず教師用データに対して標準化をした。そして、その標準化をクラスタ数探査用、テスト用に対して

Kurihara, M. et.al. 2022, Proc. of SPIE

用い、標準化を行った。その後、クラスタ数推定用Imamura, R. et al., 2022 Proc of SPIE

データに対しクラスタリングを行い、エルボー法に

Hasebe, T. et al, 2022 Proc of SPIE

よって最適なクラスタ数を探索した。その結果、ク

Boisberranger du Jérémie et.al., 2007,https://scikit-learn.org/stable/index.html

ラスタ数を 2 に設定した。
結果、再構成誤差に対する閾値を真陽性率が 0.9 となる点として定めたとき、偽陽性率 0.35 となった。

Fabian Pedregosa et.al. 2011. Journal of Machine Learning Research.

これは改善すべき課題である。

Lars Buitinck et.al., 2013 arXiv preprint
乾 稔 et.al. 2009 JSAI,

4

考察

Ishisaki Yoshitaka et.al., 2022. Proc of SPIE.

本稿では、XRISM 衛星に搭載されたミッション機

Kanao Ken’ichi et.al, 2017. Cryogenics.
日本統計学会. 2020. 学術図書出版社.

器 Resolve のデータに対する異常検知アルゴリズムの開発について紹介した。地上試験データを用いてChawla V.Nitesh, et.al. 2002 Journal of Artiﬁcial Intelligence Research.

機械学習的な手法を用い、検出器ノイズスペクトルに含まれる異常ノイズスペクトルの検知アルゴリズ
ムの開発を通して、同手法の有用性を検証した。
今回は異常ノイズスペクトルのうち、 MTQ ノイズと beat ノイズという既知の異常を検出対象とし99

——–index へ戻る

観測 a23

月周辺での放射線測定 MoMoTarO プロジェクト
前田 涼太

100

2023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校

月周辺での放射線測定 MoMoTarO プロジェクト
前田 涼太 (京都大学大学院 理学研究科)

Abstract
2023 年現在、Artemis 計画や月周回ゲートウェイといった、月面開発計画が多く立ち上がっている。この時流を受け、我々は月面開発において必要不可欠となる月の水資源を、放射線により探索するプロジェクト Moon Moisture

Targeting Observatory（MoMoTarO）を計画している。銀河宇宙線により月面で発生した高速中性子が水中を通過した際、エネルギーを失うことによって熱中性子が生じる。この熱中性子を測定することにより、月の地中での水資源を測定することができる。MoMoTarO では熱中性子の測定に、6 Li をドープしたプラスチックシンチレータのEJ-270 を用いる。EJ-270 は、pulse-shape discrimination（PSD）能力により熱中性子、高速中性子、ガンマ線を弁別することができる。本研究では、EJ-270 を用いた MoMoTarO の試作機を製作し、中性子源に対する弁別能力をみるために 252 Cf を照射する卓上実験と、宇宙により近い環境での動作を確認するための気球実験を行った。卓上実験からは、熱中性子の弁別を確認した。気球実験からは、大気中での熱中性子の高度プロファイルが得られ、地上30km 圏内であれば試作機が正常に動作することが分かった。

在した場合、高速中性子は軽元素（水素など）によっ

1 Introductionて散乱され、エネルギーが 0.5 eV 以下の熱中性子と現在、アメリカを中心とした Artemis 計画 (1) や、

なって放出される。この熱中性子を MoMoTarO で測定する。

JAXA が計画する月周回有人拠点（ゲートウェイ）(2)など、月面開発を行う気運が高まっている。月面で2 測定の原理

生活する人の飲料水となるなど、有人の月面開発において、月の水資源は必要不可欠である。MoMoTarO

2.1

EJ-270

プロジェクトでは、放射線検出器を用いて月面から漏熱中性子を宇宙環境でのガンマ線や高速中性子な出する中性子を測定することで、水資源探査を行う。

どのバックグラウンド事象と区別して高感度に測定する必要がある。6 Li を添加したプラスチックシ
ンチレータ EJ-270 はそれらの弁別が可能であり、

MoMoTarO に搭載する予定である。図 2は EJ-270
銀河宇宙線の写真である。

MoMoTarO(~1 m)

熱中性⼦（〜0.5 eV)

⽔資源

⾼速中性⼦
（0.5 MeV〜）

核反応

図 1: 水資源による熱中性子発生の仕組み
図 2: EJ-270

図 1は月の地中で熱中性子が発生する仕組みの概図 3は EJ-270 内での、高速中性子と熱中性子、ガ略図である。まず、高エネルギーの銀河宇宙線が太ンマ線の反応の様子の概略図である。

陽系外から飛来する。これが、月の地中の深さ 1m 程度で原子と核反応を起こし、0.5 MeV 以上のエネル

シンチレータは、荷電粒子やガンマ線により励起ギーを持つ高速中性子が生じる。地中に水資源が存された原子内の電子が、基底状態に戻ろうとする時

1012023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校とおける。図のように、放射線の種類によってEJ-270弾性散乱

PSD の値は異なる。各イベント毎にこの PSD 値を

陽⼦

⾼速中性⼦

記録することにより、放射線の弁別の指標とする。

減速

α線

3 MoMoTarO の試作機(n,α)反応

熱中性⼦

6Li

コンプトン散乱

ガンマ線

トリチウム

EJ-270電⼦

図 3: 各放射線と EJ-270 の反応に放出する光を見ることで、入射した放射線のエネ
ルギーを測定することのできる検出器である。
高速中性子は、陽子と弾性散乱を起こす。熱中性

図 5: MoMoTarO の試作機

子は、EJ-270 にドープされている 6 Li と（n,α）反応を起こして、トリチウムと α 線を放出する。ガンMoMoTarO を製作するに先立ち、EJ-270 の性能

マ線は電子とコンプトン散乱を起こす。このように、評価を行うための試作機を製作した。図 5が試作機

それぞれが異なる反応を示すことにより、電気信号の写真である。図の点線で囲った部分に、サイズ 70に差異が生じ、後に述べる波形弁別が可能となる。

mm×70 mm×30 mm の EJ-270 がマウントされてpulse-shape discrimination（PSD）

いる。また、右下の液晶画面には、波高値と PSD の
二次元ヒストグラムを表示することができる。

光の強度

2.2

熱中性子
ガンマ線

EJ-270MPPC

アナログ回路

ADC

MCU

GPS

BME280

microSD

時間

図 6: MoMoTarO の試作機の回路の概略図

Ttail
Ttotal

図 4: PSD の仕組み

図 6は、試作機の回路図の概略図である。MPPC
は、EJ-270 で発生したシンチレーション光を電気信EJ-270 に入射する放射線を弁別し、熱中性子の号に変える。それを、アナログ回路で増幅し、ADC

みを取り出す手法として、本実験では pulse-shape

でデジタル信号に変換する。そうして生じた波形

discrimination（PSD）を用いる。

を MCU 内部で解析し、パルスの波高つまり放射図 4は、PSD の仕組みの概略図である。横軸は時線のエネルギーに対応する波高値と、波形弁別のた間、縦軸は光の強度であり、それぞれの放射線の１パめの PSD 値を microSD カードに記録する。また、ルスを示している。Ttotal 、Ttail はそれぞれ、電荷量BME280 は環境センサーであり、GPS の情報とともを計算するための積分時間幅である。１パルス全体に microSD カードに記録される。

の電荷量を Qtotal 、パルスのピークからイベントの

PSD =

Qtail
Qtotal252

4

終了にかけての電荷量を Qtail とおくと、PSD は

Cf 照射実験

試作機の弁別能力を測定するために、中性子源の

(1)

252

102

Cf を試作機に照射する卓上実験を行った。252 Cf

2023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校
は、連続的なエネルギーを持つ中性子とガンマ線を放射する線源である。

⾼速中性⼦

MoMoTarO の試作機内部の、EJ-270 の部分から
15 cm 離した位置に、252 Cf を設置した（図 7）。この状態で、10 分間データを取った。また、ポリエチレ
ン製の厚さ 5 cm の減速材を二つ用意した。これは、入射した高速中性子を減速させて、熱中性子へと変えることができる物体である。これを、252 Cf と試作機の間に 2 つ設置した（図 8）状態で、10 分間データを取った。表 1は、各実験の測定日時を示している。
図 9: パルス波高値と PSD 値の二次元ヒストグラム（減速材なし）10 cm
EJ-270

252Cf

熱中性⼦
15 cm

図 7: 減速材なし

図 8: 減速材あり

測定方法

計測日時

減速材あり

2023/06/22 13:18〜13:28

減速材なし

2023/06/22 17:13〜17:23
図 10: パルス波高値と PSD 値の二次元ヒストグラム

表 1: 各実験の測定日時（減速材あり）

この実験により得られた、パルス波高値と PSDの二次元ヒストグラムが図 9と図 10である。図 9はて、高度 30 km 以内で試作機を動作させ、大気中の減速材がない場合のヒストグラムであり、赤い点線

中性子を測定する実験を行った。同時に、空気シャで囲った部分が高速中性子に対応する。図 10は減速

ワーの中性子成分を測定し、シミュレーションとの材を置いた場合のヒストグラムである。赤い点線で比較や航空機での被ばく線量の推定などに活用する

囲った部分は、減速材の設置によりイベント数が上昇ことも目的としている。

しており、熱中性子に対応すると考えられる。従っ

この実験は、2022/10/21 の 10:20 から 12:40 までて、この EJ-270 において、パルス波高値がおよそ行われた。図 11は気球が通った経路であり、徳島県

100 から 250、PSD がおよそ 200 から 300 のデータから打ち上げた後、和歌山県の沖合に着水した。
図 12は、気球実験における、全高度でのパルス波高

が、熱中性子として弁別されることが分かった。

値と PSD の二次元ヒストグラムである。卓上実験と5 気球実験

同様、パルス波高値がおよそ 100 から 250、PSD が宇宙は地上と比べ、低気圧、低温であり、宇宙線におよそ 200 から 300 のあたりに、熱中性子が多く見

よって放射線量が高い環境にある。そうした環境にられる。この中から、パルス波高値が 140 から 200、

おいても、試作機が正常に動作するかを確認するた

PSD が 200 から 280 のイベントを取り出し、横軸

め、より宇宙に近い環境での実験として、気球を用いを時間、縦軸をイベント数として熱中性子のライト103

2023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校
図 13から、高度が上がるにつれイベント数が上昇
し、15 km をピークとして徐々に減少していくことがわかる。これは、空気シャワーに由来する結果であると考えられる。空気シャワーとは、高エネルギーの宇宙線が地球大気に入射し、大気の原子核と相互作用を起こして、パイオンなどの 2 次粒子が生じる反応が連鎖的に起こることにより、多数の粒子が発生する現象のことである。この際、中性子も放出される。この 2 次粒子の平均エネルギーが、高度が下がるにつれて小さくなり、新たな粒子が作れなくな

図 11: 気球の経路（出典：GOCCO.）

ると空気シャワーは減衰していく (3). この空気シャ
ワーのピークが 15 km 程度とされており (4)、実験
結果はその事実と一致する。

カーブをプロットしたものが、図 13である。下部にこのように、試作機を用いて大気中の中性子の高は、横軸をライトカーブと同スケールにとった時間

度プロファイルを得ることができた。熱中性子と考ごとの高度変化をプロットしている。

えられるパルス波高値や PSD の値は地上での値とほぼ違わず、高度 30 km 以内において EJ-270 や周辺機器が問題なく動作することが分かった。

熱中性⼦

6 まとめと今後の展望
月周辺で放射線測定を行う MoMoTarO プロジェ
クトに向けて製作した試作機は、高度 30 km 以内という地上に比べより宇宙に近い環境において、正常に動作することが分かった。今後は、より滞在時間を長くした実験や、より MoMoTarO の実機に近い試作機の製作、弁別能力の改良などを行いたいと考

図 12: パルス波高値と PSD 値の二次元ヒストグラム

える。

（気球実験）

Reference
1200

time vs height & counts (140<pha<200, 200<PSD<280)[1] Marshall et al. 2020, 2020 IEEE Aerospace Conference[2] Narita et al. 2019, 第 63 回宇宙科学技術連合講演会

counts/120s

1000
800

講演集

600

[3] 日本天文学会.”空気シャワー”. 天文学辞典.
https://astro-dic.jp/air-shower/,（ 参 照 2023-0728）[4] R.L. Workman et al. (Particle Data Group), Prog.
Theor. Exp. Phys. 2022, 083C01 (2022)

400
200

height[m]

0
30000

2000

4000

6000

2000

4000
6000
time from 2023/10/21 10:00 [s]

8000

20000
10000
0

8000

図 13: 気球実験のライトカーブ（下部は時間と高度の関係

104

——–index へ戻る

観測 a24

Boltzmann シミュレーションにおける衝突項計算のGPU を用いた高速化
山菅 昇太郎105

2023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校

Boltzmann シミュレーションにおける衝突項計算のGPU を用いた高速化
山菅昇太郎 (筑波大学大学院 物理学学位プログラム)

Abstract
従来、宇宙の構造形成を説明する理論的なダークマターのモデルの一つとして CDM モデルが使われてきた。このモデルは速度分散が極めて小さくダークマター粒子同士の散乱が無視できる無衝突なダークマター
モデルであり、現在の観測される宇宙大規模構造の様々な観測量をうまく説明することに成功してきた。しかし近年では、銀河よりも小さなスケールでは CDM モデルによって観測を完全に説明できない点があることがわかっている。この観測との食い違いを解消するために新しく提唱されたダークマターモデルとして、

Self Interacting Dark Matter(以下、SIDM) と呼ばれるダークマター粒子同士の衝突・散乱を取り入れた
ダークマターモデルがある (Spergel, D. N., 2000)。SIDM の数値シミュレーションでは、主に N 体シミュ
レーションによって研究が行われていた。しかし N 体シミュレーションで衝突・散乱の効果を取り扱おうとする場合、その性質からショットノイズが乗りやすい。一方で、ダークマターの分布関数を有限体積法的に取り扱い、その発展を Boltzmann 方程式によりシミュレーションする方法では、原理上ショットノイズが発生せず、高い精度で計算することができる。しかし、速度空間での 5 重積分を計算に含む衝突項を現実的な時間で計算するためには高速化が必須である。高速に精度よく衝突項を計算する手法として、Gamba etal.(2017) による衝突項の数値計算手法がある。しかし、この方法で CPU による計算コードの実装を行っても空間メッシュあたりの衝突項計算にかかる時間は 0.2s–1.0s ほどであり、大規模なシミュレーションを現実的に行える計算時間ではない。本研究では高い演算性能を持つ GPU を用いて、計算の並列化を利用した
コードを開発することで高速化を試みた。結果、1 空間メッシュの衝突項評価にかかる時間を 1ms まで短縮することに成功し、CPU での実装と比較して数百倍の高速化効果が得られた。

1

衝突項計算の数値解

1.1

Boltzmann 方程式

1.2

衝突項の数値計算手法

衝突項を速度空間で離散化して計算すると、運動
量保存や力学的エネルギー保存に由来する拘束条件

自己重力系における Boltzmann 方程式は f (x , v , t)を位相空間における物質分布を表す分布関数として

∂f
∂f
∂f
+v ·
− ∇ϕ ·= Q[f ]
∂t
∂x
∂v

(1)

で表される。ここで、ϕ(x , t) は重力ポテンシャルである。また、右辺が衝突項と呼ばれる項で、∫∫Q[f ](v 1 ) =R3

S2るため、離散化誤差が大きくなり精度よく積分ができない。そこで、スペクトル法を用いて波数空間で衝突項を計算することで精度を向上させることができる (Pareschi & Russo 2000)。1 波数空間上での衝突項は次のようになる。物理的には総和の中の B(k 1 , k 2 )が分布関数の増加に寄与する項、B(k 2 , k 2 ) が減少に

[f (v ′1 )f (v ′2 ) − f (v 1 )f (v 2 )]dσdΩ d3 v 2
· |v 2 − v 1 |dΩ

v 1 + v 2 = v ′1 + v ′2 , v 21 + v 22 = (v ′1 )2 + (v ′2 )2 が存在す

(2)

寄与する項である。

Q̂(k ) =で表される。ただし、v 1 , v 2 と v ′1 , v ′2 はそれぞれ衝突前後の 2 体の速度で後者は前者についての関数とdσなっている。また、は衝突の微分散乱断面積で
dΩ
ある。

∑

∑

fˆ(k 1 )fˆ(k 2 )(B(k 1 , k 2 )−B(k 2 , k 2 )),k 1 =k −k 2 k 2(3)
1 デルタ関数を波数空間に移すと一様な分布となるように、離散点間隔に対して積分領域が非常に狭い場合は非積分関数を波数空間に移すことで離散点間隔に対して滑らかな関数とすることが
できる

106

2023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校
ここで fˆ(k ) は速度分布関数のフーリエ成分である。 処理可能な演算が非常に大量に必要な計算であれば
しかし、この計算をそのまま行うと速度空間での 1 GPU を用いて効率的に高速化することが可能であ次元方向の分解能を N としたときの計算量が O(N 6 )る。GPU では、個々の並列計算可能な処理をスレッとなるため、非常に時間がかかる。そこで波数空ドと呼ばれる単位に分割して行うことで処理速度を間の衝突項を畳み込みの形に変形し、高速フーリ

劇的に向上させている。

エ変換 (FFT) を利用して計算することで計算量をO(M N 4 log2 N ) に減少させる事ができる。M は立体角積分を評価する際の分割数で、(M ≪ N ) であ

2.2

実装と高速化効果の測定

る (Gamba et al. 2017)。また、散乱時の二体の入れ本研究では、前述のアルゴリズムで実装した衝突替えに関する対称性を利用することで、計算中の立項の計算コードを NVIDIA 社の GPU A100 を用い

体角積分の領域を半分に削減することができる。こて高速化した。数値シミュレーションコードの開発

れにより、計算コストに加え、作業に必要なメモリには NVIDIA 社の開発プラットホームである CUDA

を半分にすることが可能である。

を用いて高速化した。衝突項計算で必要な FFT と畳み込みは、CUDA の FFT 並列処理ライブラリで衝突項計算の GPU による高速

2

ある cuFFT を用いて実装した。また、積分の総和演
算、衝突項の効果を足し上げる処理を並列化することで高速化を試みた。後者では並列に実行されてい化

るスレッドから同時に同じアドレスへ書き込みが発

2.1

GPU について生する可能性があるため、CUDA のアトミック演算

GPU(Graphics Processing Unit) は、画像・映像の処理に最適化されたアーキテクチャをもつ演算装置である。汎用的な計算を目的とする中央演算処理装置（CPU）とは異なり、主に 3D グラフィックスを高速にレンダリングする目的で設計されているため、CPU と比べ並列処理可能な演算を多数同時に効率よを利用した。加えて、GPU の高い演算性能を最大限に利用するために、複数の空間メッシュを同時に並列処理するように実装を行った。CPU で実装した際との実行時間の比較を表 1 に示す。計算は Euler 法により 25 ステップ行った。CPU での計算と比べて、数百倍の演算性能が得られていることがわかる。

く計算できる。また、演算を行う上でのメモリアクセスに対するボトルネックを最小にするため、GPU

表 1: 1 空間 (323 メッシュ) あたりの 1 ステップ計算

ボード上には高速な専用メモリとキャッシュ、コンスに要した時間Processor 並列空間メッシュ数

タントメモリ等が用意されており、これらを適切に使用することで演算速度を向上させることができる。

wall time(nsize)[msec/step/nsize ]この特性を利用し高速化が可能である科学技術計算

GPU

8

8.29

を、GPU 上で行う技術を GPGPU(General-purpose

GPU

512

1.15

computing on Graphics Processing Unit) と呼ぶ。主CPU

11126.4に科学計算や深層学習などの高速化に利用されている。一方で、GPU の利用には CPU による制御が必要であり、また GPU 上でのデータ操作は GPU ボー

2.3

さらなる高速化

ドに用意された専用のメモリ領域で行われる。そのCUDA 上では BF16 と呼ばれる浮動小数点フォー

ため、GPU で計算した情報を CPU 側で利用する際マットを利用することができる。これは通常の 16bit

は、CPU が利用するメモリにデータを転送する必要

浮動小数点である FP16 の指数部を大きくとったフがある。この特性から、CPU での計算時間と GPU ォーマットになっており、必要なメモリ領域が FP32での計算時間の差に対して転送時間が支配的になる の半分で、FP16 よりも高精度な計算が可能である利場合は、GPU を用いても CPU 上での計算と比較し点がある。また、1.2 節で述べた散乱の対称性を利用て高速化できない場合もある。言い換えると、並列して立体角積分の領域を半分にする方法は、計算量1072023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校だけでなく計算に必要なメモリ領域も半分に削減することができる。これらを利用することで、GPU メ
モリ上に乗せられる情報量を増やすことができ、結果として GPU 上での計算の並列度をより高めることができる。並列空間数を 64 メッシュ、立体角積分の分割数を 50 とした際に、それぞれの方法で一ステップの計算にかかる時間を表 2 に示す。Base は前節とReference
Pareschi & Russo, SIAM J. Num. Anal., (2000), 37,
1217
Gamba et al. SIAM J. Sci. Comput., (2017), 39, B658
Spergel, D. N., & Steinhardt, P. J. 2000, Phys. Rev.
Lett., 84, 3760

同じ通常の GPU コード、Symm は散乱の対称性を利用したコード、Symm+BF16 は散乱の対称性に加えて BF16 による実装をおこなったコードの実行時間である。全ての計算で空間メッシュは 64、立体角
分割数は 50 としている。Base よりも対称性を利用したコードが高速であることがわかる。対称性を利用したコードに BF16 を適用したものは、計算時間
としては Symm 単体よりも遅い結果のように見えるが、実際には Symm ＋ BF16 の手法では計算に必要なメモリ量が Symm の半分となっているため、空間メッシュ数を Symm で取りうる最大値の二倍に設定することができる。これにより、GPU の性能を最大限に利用した場合は Symm 単体よりも高速に計算することができる。
表 2: 64 空間メッシュ(323 メッシュ), M=50 で 1 ス
テップ計算に要した時間
Method

計算時間[msec/step/nsize ]

3

Base

8.43

Symm

5.88

Symm+BF16

7.31

まとめと今後の課題
本研究ではダークマターの分布関数に基づく Boltz-

mann 方程式の衝突項計算を GPU 上で並列に実行するコードを作成し、CPU での計算に対して数倍から数百倍の性能向上に成功した。1 空間、1 ステップあたりの衝突項計算時間は空間メッシュ数 n = 512、速度空間のメッシュ数 323 、分割数 R = 16、M = 6 としたときにおよそ 1msec であり、十分に実用的な時間で衝突項計算を行えるようになった。
今後はこれらのさらなる最適化を試みるとともに、この計算を取り入れた Boltzmann 方程式の数値シ
ミュレーションを実行することを目標とする。

108

——–index へ戻る

観測 a25

TimePix3 搭載の半導体検出器を用いたミューオン の飛跡の三次元再構成と α 線に対する基礎性能評価
伊藤 尚輝

109

2023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校

TimePix3 搭載の半導体検出器を用いた
ミューオンの飛跡の３次元再構成
伊藤 尚輝 (東京理科大学大学院 創域理工学研究科)

Abstract
TimePix 検出器はピクセル幅が 55 µm のピクセルを 256×256 個を持つ半導体センサーと、欧州の CERNが開発した TimePix と呼ばれる特定用途向け集積回路 (ASIC) で構成されているハイブリッド型の半導体検出器である。TimePix シリーズの 1 つである TimePix3 は、1.56 ns の時間分解能を持ち、ToT(Time-over-Threshold) モードで入射放射線のエネルギー情報を取得し、ToA(Time-of-Arrival) モードで到来時間を取得することができる。また、TimePix 検出器は 3 次元的に荷電粒子の飛跡とエネルギー情報を識別でき、X線や γ 線のイメージングだけではなく、NXB(Non Xray Background) の原因となる宇宙線の荷電粒子のエ
ネルギー・到来方向の測定や高いフラックスの状況下での測定に使うことができる。小さく、軽量なため、超小型衛星を用いた宇宙線観測や国際宇宙ステーションでの環境計測への応用が期待されている。
そして、この TimePix の宇宙での利用に向けて、荷電粒子に対する応答のエネルギー依存性、入射角度依存性について知る必要がある。今回私は、地上に降ってくる放射線の 1 つである大気ミューオンを測定し、大気ミューオンのセンサー中での飛跡に対して TimeWalk の補正を用いた 3 次元再構成を行ない、TimeWalkの補正が飛来した粒子の到来方向を決めるのに重要であることであることを実証した。

1

X 線 γ 線天文学と半導体検出器能である。次章以降、この「TimePix」についての紹介を行う。

X 線 γ 線天文学は天体の X 線、γ 線の画像、時間変動、スペクトル、偏光などの情報から天体の大きさ、温度など様々な様々な物理量を求めることで

2

TimePix

2.1

TimePix の概要

超高温、高密度などの極限環境下での天体の物理状
態、運動、さらには天体や宇宙の天体や宇宙の進化過程を解明することを目的としている。X 線 γ 天

TimePix は欧州の CERN にて素粒子実験での利文学の抱えるいくつかの課題の 1 つとして、「衛星用を目的として開発されたハイブリッド型半導体に搭載された検出器で検出される NXB(Non X-ray

ピクセル検出器である。主な特徴は以下の通りでBackground) の除去」がある。

ある。

NXB は、天体が放射する X 線や γ 線ではなく,擬似 X 線・γ 線として検出されるものである。主

1. センサー層と読み出し回路層が互いに独立な原因は、検出器由来のノイズ、宇宙線である荷電

2. センサー部には 256 × 256 個のピクセルがあ粒子の直接検出、または地球の大気や衛星を構成す

り、各ピクセル幅は 55 µmる物質と相互作用をすることによって X 線や γ 線が発生することである。このことから、荷電粒子の3. USB インターフェースで駆動が可能

到来方向・エネルギー・種類を直接観測し解析する

4. 「時間」を用いてエネルギー、到来時刻の記録

ことが、NXB の正確なモデル化に不可欠になる。

を行っており、TimePix3 の放射線の到来時刻

この課題を解決することが期待されている検出の記録には 1.65 ns の時間分解能がある器の 1 つが「TimePix」と呼ばれるハイブリット型

以下の図 1 は、TimePix を使った検出器の外観、半導体ピクセル検出器である。TimePix は、時間

図 2 は検出器全体の内、センサー部分にフォーカス

分解能に非常に優れ、荷電粒子のトラッキングが可した模式図を示している。

110

2023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校のクロック信号を用いることで、1.65 ns の時間分解能で到来時間を計測することができる。

図 1: TimePix 検出器の外観

図 3: ToT と ToA の概念図

2.3

TimeWalk

次に、放射線計測時に発生する TimePix 特有の

図 2: センサー部分の模式図現象である TimeWalk について説明する。

2.2

放射線のエネルギーと到来時刻の測定原理

また、特徴の 4 で記述した通り、TimePix はエネルギーを時間に変換してデータを記録することがポイントになる。測定モードとして、ToT(Timeover Threshold) と ToA(Time of Arrival) がある。
その概念について説明する。

• ToT(Time over Threshold)
図 4: TimeWalk の概念図

放射線のエネルギーを計測する。放射線のエ
ネルギーを放射線による信号がエネルギー閾

TimeWalk とは、放射線の信号の波高値によって値を越えている時間としている。エネルギーが大きいほど信号の波高値は大きくなるため、エネルギー閾値を越えている時間が長くなる。
時間計測は 40 MHz のクロック信号で行われ発生する ToA のずれのことである。図 4 に示しているように、30keV に相当する放射線の信号と、5keVに相当する放射線の信号を比較すると、信号の立ち
上がり時刻が同じでも、エネルギー閾値を越えるタており、25 ns の時間分解能を持つ。

イミングが異なるため、ToA にずれが生じていることがわかる。

• ToA(Time of Arrival)
放射線の到来時間を計測する。放射線による

この ToA のずれは正確に放射線の到来時間を知信号がエネルギー閾値を越えた時間を到来時るためにも、補正をすることが重要になる。第 3,4間としてみなしている。通常の 40 MHz のク

章では、実際にこの TimwWalk の補正を行うため

ロック信号に加え、放射線による信号が、エネの関数を作成し、実際のデータに適応させた。

ルギー閾値を越えた瞬間に発動する 640 MHz

111

2023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校

実験内容・目的3

今回、TimeWalk の補正を行うことで、センサー内を通過した大気ミューオンの飛跡の 3 次元イメー
ジがどのような変化を見せるのかを調べることを目的として、以下の 3 つのことを行なった。

1. TimeWalk の補正関数の作成
2. 大気ミューオンの測定
3. 大気ミューオンのデータに対する TimeWalkの補正関数の適用

3.1

TimeWalk の補正関数の作成

TimeWalk の補正関数の作成手順を以下に示す。
1. TimePix3 検出器を用いて 133 Ba の測定を行なった。

2. 133 Ba は約 31keV の X 線を放射するため、
31keV 付近に輝線ピークが立つ。そこで、総図 5: 各ピクセルのエネルギー (上図) と dToA(下エネルギーが 28keV〜34keV かつ最もエネル図) を示す 2 次元イメージ

ギーの大きなピクセルのエネルギーが 15keV〜22keV であるような 2〜4 ピクセルイベン
トを抽出した。

3. 2 で 抽 出 し た イ ベ ン ト 毎 に 、最 も エ ネ ル
ギ ー の 大 き な ピ ク セ ル の ToA を 基 準 とし て 他 の ピ ク セ ル の 相 対 的 な ToA の 値 、「dToA(TimeWalk)」を計算した。

4. 図 5 に、例として 1 つの 3 ピクセルイベントの各ピクセルのエネルギーを示す 2 次元イメー
ジ、各ピクセルの dToA を示す 2 次元イメージを示した。
図 6: エネルギーに対する dToA の分布と Time-

最後に横軸をエネルギー縦軸を dToA として、エWalk の補正関数の結果

ネルギーに対する dToA の分布をプロットした 2 次
元イメージを作成した。各エネルギーの dToA の中3.2

央値を代表点としてフィッティングを行い、Time-

Walk の補正関数を求めた。(図 6)

大気ミューオンの測定

大気ミューオンの測定では、何も放射線源がない
空間に TimePix3 検出器を設置し、30 分間のデー
タ取得を行った。
図 7 に実際に TimePix3 検出器で取得した大気
ミューオンのイメージを示す。

112

2023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校

図 7: TimePix3 検出器で取得した大気ミューオン

図 8: ミューオンの飛跡の 3 次元イメージ (Time-のイメージ

Walk の補正関数の適用前)

3.3

大気ミューオンのデータに対する
TimeWalk の補正関数の適用

3.1 と 3.2 の結果を用いて、ある 1 つのミューオンの飛跡に対して、TimeWalk の補正関数 (図 6) を適用した。

X 軸を各ピクセルの xpos [pix]、Y 軸を各ピクセルの ypos [pix]、Z 軸を dToA [ns]、プロット点の大
きさと色をエネルギーとして、3 次元イメージを作成した。(プロット点が大きく、青に近い色ほどエネルギーが大きい) 以下の図 8 と図 9 に TimeWalkの補正関数を補正する前と補正した後のミューオンの飛跡の 3 次元イメージを示した。
図 9 から、TimeWalk の補正を行うことによってミューオンの飛跡はより直線的なものになり、より

図 9: ミューオンの飛跡の 3 次元イメージ (Time-

正確な到来方向を知ることができると言える。

Walk の補正関数の適用後)

4

Reference

結論・まとめBenedikt et al. 2017, Eur Phyys. J . C, 77:421

TimeWalk 補正を行うことは、ミューオンを含

M.Urban et al. 2017, Contrib.Astron.Obs.Skalnate
Pleso,47,151-156

め、高エネルギーの荷電粒子の到来方向を知る上で不可欠なものだと言える。今後、荷電粒子の高いエネルギーの測定についても評価を行い、TimePixの性能の優れた点と、課題点をさらに明らかにしていこうと考えている。

113

——–index へ戻る

観測 b01

ブラックホール解明に向けた 86GHz 帯低雑音受信機
の開発
亀山 晃

114

2023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校

ブラックホール解明に向けた 86GHz 帯低雑音受信機の開発

亀山 晃 (大阪公立大学大学院 電波天文学研究室)

Abstract
EAVN は、日本を初めとする東アジア各国の約 20 局の電波望遠鏡を連携させた観測網であり、小笠原 − ウ

ルムチ間で最大直径 5,100 km に及ぶ世界最大級の電波望遠鏡観測網である。EAVN で近年特に精力的に開発整備が進められている 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、降着円盤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。この周波数領域でモニター可能な高感度・高解像度 VLBI アレイの構築を EAVN で目指している。これにより、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 (1)。

これを受け、我々は水沢と石垣の VERA20 m 望遠鏡に搭載する 86 GHz 帯低雑音受信機の開発を行っている。搭載する受信機は、RF 系の冷却 HEMT アンプまでを冷却可能にした 67−116 GHz 帯の円偏波受信機を検討している。本研究では受信機の常温部分である LO、IF 系の 67−116 GHz をダウンコンバートする手法として、以下の 2 種類の方法を検討している。1) HPF を用いた single side band (SSB) 受信機の開発、

2) 2 side band (2SB) Mixer の開発 (2)。 1) では既に、水沢 VERA20 m 望遠鏡に 86 GHz 帯片円偏波常温
受信機の搭載を行っている。それを用いて、能率測定や KVN との VLBI 試験観測を進めている。また、 2)

では、パワーディバイダーと 90◦ ハイブリッドカプラーの開発行っており、67−116 GHz 帯域で反射損失、Isolation ともに -25 dB の性能を目指している。本公演では、現在開発を進めている極低温冷凍機を用いた
両円偏波低雑音受信機の開発進捗についても述べる。

1

Introduction

ハッブル宇宙望遠鏡(可視光)

M87ブラックホール周辺の想像図

多くの銀河の中心部には、太陽の数百万倍から数十億倍の質量をもつ巨大なブラックホール (BH) が存在すると知られている (3)(4)。ブラックホール自体は波⻑ : 1.3mm (EHT 視⼒300万)

輝かないが、吸い込まれる物質の重力エネルギーを燃料として、その周辺ではさまざまな活動現象が見られる。これらの現場を直接観測することは BH 本体の性質や活動性、さらには銀河との宇宙論的共進化を解明することにつながるため、天文学の一大分

NASA, ESA and the Hubble Heritage Team (STScI/AURA)

国立天文台/AND You Inc.

EHT Collaboration

図 1: M87 の可視光画像 (左図) と予言されるジェット構造 (右図)

野として活発に研究が進められている。一部の巨大 「磁場駆動型モデル」が最有力候補とされている (5)。
BH は物質を吸い込むと同時に強力な「噴出」もして 本モデルによると、回転する BH 近傍で増幅されたいることが知られている.「ジェット」と呼ばれるこ磁場がジェットを駆動し、 磁気エネルギーを運動エた形状で，しかも相対論的速度 (光速の 99% を超え

バルツシルト半径 (Rs) の距離にかけて物質の収束との現象は，電離したガス流 (プラズマ) が細く絞られることもある) で数千から数万光年にもわたって宇宙空間を突き進む宇宙最大級の高エネルギー現象である [図 1]。

ネルギーに転換することで BH 近傍約 10〜1000 シュ
加速が予言されている。よってあらゆる装置の中で最高分解能を誇る超長基線電波干渉計 (VLBI) でこの領域を直接撮像することがジェット生成機構解明

活動銀河ジェットは膨大な力学的エネルギーによっ に向けて重要である。また、BH の中心核を探るためて母銀河や銀河間空間にも影響を与え、その解明は の偏波観測では、ファラデー回転度量 (RM) が重要
宇宙進化の理解においても重要である。ジェット駆動
は、2000 年代の数値実験の進展により、理論的にはになってくる。これまでの VLBI の RM の測定では、狭い帯域での偏波観測が行われていたため RM の不115

2023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校
定性が大きい問題であった。そこで、広帯域偏波観測を実現できるようにすることで、RM の不定性が減少し、これまで VLBI 観測で困難であった BH の冷却受信機の検討

2搭載する受信機は、Low Noise Factory 社の冷却

中心核の環境が見えてくる。そのために、近年開発

HEMT アンプを用いた 67−116 GHz 帯の円偏波受

水沢・石垣観測局で 86 GHz 帯の観測が可能かどうか

で 冷 却 可 能 な SUNPOWER の Cryotel と Radia-が進んでいる広帯域円偏波分離器を使用することで、 信機 (6) を検討している。また、受信機を冷却する
67−116 GHz 帯円偏波受信機の開発が可能である。 Dewar の設計も進めており、冷凍機は、〜 55 K まを確認するために、86 GHz 帯常温受信機の開発および、試験観測が行われている [図 2]。86 GHz 帯での観測実現性については、水沢で検討チームが立ち上

tion Shield に使用する Twinbird の SC−UERF を検討している [図 4]。

SUN POWER 冷凍機

げられており、過去 10 年分の 22 / 43 GHz 帯で実測

新OMT 新Phase Shifter

した大気・気象データに基づき、水沢・石垣ともに

LHCP

夏期以外であれば多くの期間で 86 GHz 観測は可能であることが示唆されている (水沢・石垣の信号検出

冷却Isolator
断熱導波管は、広帯域記録や野辺山局の参加により更に強固に

Twinbird 冷凍機

冷却LNAなる)。この検証を行うために、86 GHz 常温受信機

RHSPの開発および搭載を行い、予想される望遠鏡の能率(〜20% ) と同程度の結果が得られている [図 3]。
２台⽬常温受信機

図 4: Dewar 内のコンポーネント (左図) と冷凍機

(右図)

290 K
LNA
Mixer IF ISO Amp

BPF

ATT

Amp IF ISO

HPF
Phase
Shifter
45deg. Twist WG(円⾓変換x2 + 円形導波管)

Isolator

4-8GHz

OMT

ATT
終端
×6
6逓倍機 ATT

2.1

SG

HPF を用いた SSB 受信機の開発

冷却受信機の IF 系は２ 通りの方法を検討してい図 2: 常温受信機のブロックダイアグラム

る。ここでは High Pass Filter (HPF) を用いた Sin-

gle Side Band (SSB) 受信機の方式を示す。HPF を用いた SSB 受信機のブロックダイアグラムを [図 5] に
HPF Version
示す。

〜55 K

290 K

LNA

Mixer

IF ISO

BPF

Amp

ATT

Amp

IF ISOAmp

IF ISO

HPF
Isolator

4-8GHz

可変ATT
Phase
Shifter
45deg. Twist WG(円⾓変換x2 + 円形導波管)

逓倍機

ATT

SG

×6

OMT
Divider
Isolator

4-8GHz

HPF

LNA

Mixer

IF ISO

Amp

BPF

ATT

図 5: HPF を用いた SSB 受信機のブロックダイアグ
図 3: 常温受信機による Sio maser (Orion-KL) 解析
結果

ラム

HPF は、83 GHz よりも高周波側が透過できる構造になっている。よって、LO 周波数を 80 GHz あた
りにすることで SSB 方式で 86 GHz が受信可能である [図 6]。

116

2023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校
る可能性がある [図 8]。
Port2

Port1

図 6: 使用する HPF の性能

2.2

2SB Mixer 方式

2 Side Band (2SB) 受信は、heterodyne 方式による受信機の中での受信モードの一つである。2 SB 方式
は、Double Side Band (DSB) mixer を 2 個と 2 SB ユニット等を用いる事で、Upper Side Band (USB) と

図 8: 2SB システムを用いた受信機のブロックダイ
アグラム

しかし、この方式の困難な点としては、USB とLSB に も れ 込 み な く 分 け る こ と で あ る 。こ れ には 、Divider や Hybrid Coupler の 位 相 差 や 強 度 のLower Side Band (LSB) 信号を別々に分離して同時に 性 能 が 肝 で あ る 。そ こ で 、私 は Power Divider と出力できる方式である [図 7]。
LO Hybrid Coupler の開発を進めている。これらのコンポーネントでは、位相差や等分配が重要になってくる。そこで開発にあたり、下記の目標を設定している。

表 1: 目標値 (67−116 GHz 間)

Power Divider
図 7: 2SB システムのフローチャート (左図) と概念

Hybrid Coupler

図 (右図)

この方式ではその特性から、広い周波数帯が受信可能である事や、時間経過により変動する gain、時間経過による大気状態や受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、LHCP と RHCP の両 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

目標値

反射損失

-25 dBアイソレーション-25 dB

位相差

90 ± 0.5 degree

挿入損失
反射損失
挿入損失

-3 dB
-25 dB-3 dB

目標値を踏まえて、設計した Power Divider のシ

ミュレーション結果を [図 9] に示す。設計した Di-

vider は、Magic−T 型を採用している。Magic−T 型

導波管は、４つの端子を持つ４開口素子のひとつで、Ｅ面Ｔ分岐導波管 (図 9 の中央図) とＨ面Ｔ分岐導波

管 (図 9 の右図) が組み合わされた構造になっている。
マジックＴ型導波管のポート１からＴＥ 10 モードでマイクロ波を入力すると、ポート 2 とポート 3 には同相で等電力に分配されますが、ポート 4 に向かう

マイクロ波は、伝播方向に電界が向いたＴＭモードになる。よって、カットオフとなるので、ポート 4 に117

2023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校
は伝送しない構造になっている。この構造に、ステップやリッジ構造を導波管内に加えることで、広帯域のアイソレーションを実現しようとしている。

68−112 GHz の周波数帯域で、反射損失・アイソレー
ションが-20 dBm 以下、挿入損失が-3 ± 0.1 dBm の結果が得られた。

図 10: 設計した 90 °Hybrid Coupler とシミュレー
ション結果

位 相 差 が 90 ± 0.5 deg 、強 度 比 が-3 ± 1 dBm 、Power Divider : 反 射 損 失・ア イ ソ レ ー ション が-

20 dBm 以 下 、挿 入 損 失 が-3 ± 0.1 dBm を 達 成した。
図 9: 設計した Power Divider とシミュレーション
結果

Reference

次に、設計した 90 °Hybrid Coupler のシミュレー

ション結果を図 10 に示す。Hybrid Coupler の構成としては、ブランチ数を 9 個に設定して、ブランチの[1] 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 年間隔を 1/4 λ の長さにすることで Port3 と Port4 の[2] P.Yagoubov et.al., ”Wideband 67-116 GHz receiverdevelopment for ALMA Band 2”, Astronomy Astrophysics, vol.634 A46, 202070−120 GHz の 周 波 数 帯 域 で 、反 射 損 失 が-[3] Ford H.C.et al.,APJ435,L27,1994られた。

[5] McKinney,2006.;Tchekhovskoy.et al.,2011.;Kino.etal.,2015.;Nakamura.et al.,2018.

位相差をπ/2 になるようにした。

21 dBm 以 下 、Port3 とPort4 の 位 相 差 が90 ± 0.5 deg 、強 度 比 が-3 ± 1 dBm の 結 果 が 得

3

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、本研究では受信機の常温部分である LO 、

IF 系 の 67−116 GHz を ダ ウ ン コ ン バ ー ト す る 手

法 と し て 、2 種 類 の 方 法 (HPF を 用 い た SSB 受信機の開発、2SB Mixer の開発) について述べた。
結 果 と し て 、70−120 GHz の 間 で 、90°Hybrid

coupler : 反 射 損 失 が-21 dBm 、Port3 と Port4 の118[4] Miyoshi M.et al.,Nature373,127,1995[6] S.Masui et.al., ”Development of new wideband heterodyne receiver system for the Osaka 1.85 m mmsubmm telescope; Receover development and thefiest light of simultaneous observation in 230 GHz
and 345 GHz bands with an SIS-mixer with 4-21
GHz IF output”,ASJ73,4,page1100-1115,2021

——–index へ戻る

観測 b02

野辺山 45m 望遠鏡 7 ビーム受信機 (7BEE) 用 logger シス
テムの開発
中川 凌

119

2023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校

野辺山 45 m 望遠鏡 7 ビーム受信機 (7BEE) 用 logger システムの開発
中川 凌 (大阪公立大学大学院 理学研究科)

Abstract
野辺山 45 m 電波望遠鏡は長野県の国立天文台野辺山宇宙電波観測所が運用している電波望遠鏡で、ミリ波を観測できる電波望遠鏡では世界最大級であり、高分解能の観測を可能とする。本望遠鏡には 11 種類の受信機が搭載されており、20−120 GHz 程度の帯域に放射を持つ様々な分子の輝線が観測可能である。7BEE（7BEam Equipment）はこの 45 m 望遠鏡に搭載されている受信機の一つで、観測の時間効率・観測感度に特化した 7 ビーム受信機である。この度開発した logger システムは受信機状態モニター（以下、モニター）とログ出力機能を携えており、モニターはこの 7BEE の温度、真空度、各電源の ON/OFF 及び電圧・電流値、各 PATT（Programmable ATTenuator；可変減衰器）の設定値（減衰量）、各 SG（Signal Generator；信号発生器）の ON/OFF 及び出力周波数を観測画面上に一定時間ごとに表示するものであり、ログ出力機能
はそれらの情報を一定時間ごとにデータとしてテキスト出力するものである。モニターの開発した主な目的
は「観測所でのデータの可視化」である。7BEE は 7 ビーム受信機のため構成機器が多く（例えば PATT は

7 ビーム× 2 偏波分なので 14 個）、3 帯域に分離して観測する（スイッチで帯域を切り替える）ため、制御は複雑だ。よってエラーの原因の特定や復帰も通常の受信機より難しく、各機器の状態をひと目で確認できるようにしておかなければならない。また、7 つのビームを活かした広域観測の手法をとるためには、全てのビームが 1 つも欠けることなく正常に動作していなければならず、常にその状態をモニタリングして保証しておく必要がある。ログ出力機能を開発した目的は「受信機状態データの集約・保存」である。観測時間
外に機器トラブルが発生しても、保存されたログから過去の各機器状態と日時を確認することで、問題の発生日時と原因の特定に役立つ。今後は本機能を用いて受信機の正常状態を保証しつつ、目的の CO 広域観測を進めたい。

1

Introduction星は水素分子を主成分とする高密度なガス雲 (分子雲コア) から生まれる。しかし、分子雲コア内で星形
成がどのように開始するかは未だ解明されていない点が多い。これまでの観測から、図 1 に示すように
分子雲コアにおける重水素および軽水素化合物の分子同士の存在比 (重水素比) が原始星形成前から原始星形成にかけて上昇し、原始星形成後には減少するということがわかっている。

図 1: 原始星形成前後における D/H 比の変化

これは原始星形成前後で• 原始星形成前 (低温領域 : 熱 Q が発生する順反 重水素比を調べることにより分子雲コアの年代を推定する手法が提案されている (Tatematsu et al. 2017)。
応 (発熱反応) のみ進行) :H3 + + HD −−→ H2 D+ + H2 + Q• 原始星形成後 (高温領域) :H2 D+ + CO −−→ HCO+ + HDの反応が起こるためであり、この関係を利用して、

120

2023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校

2

7BEE (7 BEam Equipment)

2.1

野辺山 45 m 電波望遠鏡に分かれている。また、直交偏波分離器 (OMT；

OrthoMode Transducer) により両偏波 (2 偏波) 受信が可能なため、7 ビーム 3 帯域 2 偏波受信機となって長野県の国立天文台野辺山宇宙電波観測所内に設いる (米山翔 2023) 故に一度に扱うデータも大量なものとなる（図 3）。

置されている電波望遠鏡（図 2）。

図 2: 野辺山 45 m 電波望遠鏡

図 3: 7BEE の CAD 図

45 m というアンテナ口径はミリ波を観測できる
電波望遠鏡では世界最大級で、高分解能の観測が可能。7BEE を含む 11 種類の受信機が搭載されており、 2.3

マルチビーム受信機

20−120 GHz 程度の帯域に放射を持つ様々な分子の焦点面に多数のレンズ（受信部）を並べ、天球上輝線が観測可能である。

の複数点からの信号を同時に観測することができる
受信機のこと。従来の電波望遠鏡では、アンテナの

2.2

受信機概要

焦点面には 1 点のみ観測可能な受信機を 1 台のみ配

長野県にある世界最大級のミリ波望遠鏡である野辺山 45 m 電波望遠鏡では、星形成の極初期段階にある分子雲コアを観測し、星形成の初期状態を明らかにすることを目的とし新たな受信機 7BEE (7 BEam

置することが多かったが、広域観測において時間効率が低かった。その問題を解決するために開発されたものがこのマルチビーム受信機で、図 4 のようにビームの塊を傾けてスキャンを行うことで効率良く

Equipment) の開発プロジェクトが進められてきた。 観測を行うことができ、必要な観測時間が短縮され7BEE は上空の 7 点を同時に観測することが可能な る。その意味では、現代の電波望遠鏡の最先端といえよう。
マルチビーム受信機であるほか、重水素化合物および軽水素化合物に加え CO 同位体を同時観測することが可能で、観測可能な周波数が導波管型周波数分
離フィルターにより 72−116 GHz 内のそれぞれに対応する 3 帯域

• 72−82 GHz (EL Band) : 重水素化合物• 86−96 GHz (EU Band) : 軽水素化合物
図 4: マルチビーム受信機による広域観測手法• 109−116 GHz (CO Band) : CO 同位体

なお、図 4 のような広域観測手法に対し、中心ビー

121

2023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校
ムが観測領域の全範囲をカバーするように駆動させることで観測感度を向上させることも可能である。

3

Logger System

3.1

開発目的

モニターの開発した主な目的は「観測所でのデータの可視化」である。7BEE は 7 ビーム受信機のため構成機器が多く（例えば PATT は 7 ビーム× 2 偏波分なので 14 個）、3 帯域に分離して観測する（スイッチで帯域を切り替える）ため、制御は複雑だ。よっ

図 5: 実際のモニター表示画面てエラーの原因の特定や復帰も通常の受信機より難しく、各機器の状態をひと目で確認できるようにしておかなければならない。また、7 つのビームを活かした広域観測の手法をとるためには、全てのビー
ムが 1 つも欠けることなく正常に動作していなければならず、常にその状態をモニタリングして保証しておく必要がある。ログ出力機能を開発した目的は「受信機状態データの集約・保存」である。観測時間
外に機器トラブルが発生しても、保存されたログから過去の各機器状態と日時を確認することで、問題

図 6: 処理の流れの発生日時と原因の特定に役立つ。

ず「各情報読み出しモジュール」でソケット通信に

3.2

機能概要

て各機器から情報を一定時間ごとに読み出し、情報受信機状態モニター（以下、モニター）は 7BEEの温度、真空度、各電源の ON/OFF 及び電圧・電流値、各 PATT（Programmable ATTenuator；可変減衰器）の設定値（減衰量）、各 SG（Signal Generator；
信号発生器）の ON/OFF 及び出力周波数を観測画面上に一定時間ごとに以下の図 5 のように示すように表示するものであり、ログ出力機能はそれらの情報を一定時間ごとにデータとしてテキスト出力するものである。

をファイルに書き出す。その後「モニター表示・ロ
グ出力モジュール」でデータを情報ファイルから読
み出し、まとめてモニター表示及びログ出力を行う。
表示と出力はどちらも並列して一定時間ごとに行われ、実行時間間隔は別々に設定されている。今後は本モニターによって受信機の正常状態を保証しつつ、目的の CO 広域観測等を進めたい。また、利便性向上のため、モニターの UI を改善し各ステータス情報
を見やすくした上、受信機温度の上昇などといった場合は警告表示を行い、異常動作がひと目で分かるようにしたい。

3.3

実際の処理の流れと今後

7BEE を構成する各機器からデータを取得し、モニターに表示させ、ログに書き出すまでの流れを以4

Summary & Future Works
本研究では使用機器が多いため制御が容易ではな

下の図 6 に示す。
図 6 にあるように、このシステムは 2 つの Python

い 7BEE 用の制御システムとして、受信機状態を監モジュールを動作させることで正常に機能する。ま視・保存する logger システムの開発を行った。今後はモニター内の情報の視認性向上、及びステータス122

2023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校
異常時の警告表示に関するアップデートを行うとともに、本システムを活用しつつ実際に 7BEE を用いた科学観測を進めたい。

Reference[Tatematsu et al. 2017] Ken’ichi Tatematsu et al. 2017,
ApJS, 228, 12[米山翔 2023] 米山翔 2023, 修士論文

123

——–index へ戻る

観測 b03強度干渉計実験と画像合成の検討
小関 知宏

124

2023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校

強度干渉計実験と画像合成の検討
小関知宏 (筑波大学大学院 数理物質科学研究群物理学学位プログラム D1)

Abstract
我々のグループでは南極新ドームふじ基地でテラヘルツ領域の観測計画を進めている。この計画では南極新ドームふじ基地に口径 30cm の望遠鏡をそれぞれ 2 台設置し、強度干渉計での観測を目指している。南極高地では電離窒素 [NII]205µm、2 階電離酸素 [OIII]88µm、[OIII]52µm の輝線を含む帯域に大気の窓が存在しており、大質量星形成活動を知る手掛かりとなる。我々の研究を進めている 2 素子強度干渉計はヘテロダイ
ン受信機と比較して量子雑音による制限を受けないため高感度での観測が可能である。2 素子強度干渉計の実証実験のために実験室に周波数 500GHz、口径 76.2mm、基線長 10 – 50cm の光学システムを製作した。
本講演では本光学システムおよび強度干渉計実験の光学試験について報告する。強度干渉計実験では実験室内で強度干渉計を用いた画像合成を目指している。強度干渉計での画像合成には直接検出器信号による強度の相互相関をとることで得られる遅延時間を導入することで (u,v) 平面上を埋めることが必要である。しかし、強度相関から振幅の複素ビジビリティを正確に求められるかどうかが課題であり、検討を進めている。

1

Introduction
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 1THz 以上のテラヘルツ領域で放射されている。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となる。テラヘルツの領域では大気中の水蒸気による吸収により地上からの観測が難しく宇宙からの観測が一般的である。そのため、主鏡の大きさに制限があり高角度分解能での観測が実現していない。
我々の研究グループは、大気中の水蒸気量が非常に
図 1: 南極における大気の透過率 [1]少ない南極からテラヘルツ領域の高角度分解能の観測を干渉計で行うことを目指している。
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2直接検出器を用いた観測線を含む帯域に大気の窓が存在しており、テラヘル

1THz 以上の領域を観測する方法として SIS 光子

ツ領域の観測が地上から観測可能であることを確認

検出器を用いた強度干渉計を提案している。強度干した。

渉計では検出器として直接検出器である SIS 光子検出器を搭載することが可能である。SIS 光子検出器
はヘテロダイン受信機と異なり位相測定に伴う量子雑音が感度の制限がなく、光子 1 つ 1 つを時間分解して測定可能である。そして、光子を 1 つ 1 つを分解して観測可能な場合、背景放射限界の高感度観測が可能となる。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ができないが遅延時間を用いれば画像合成が可能である。

125

2023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校

3製作した強度干渉計の光学シス

用いた。

テム
南極での観測は、干渉計として口径 30cm 望遠鏡

2 台に 500GHz 帯 SIS ミクサと 1.5THz 帯の SIS 光子検出器を搭載したヘテロダイン干渉計および強度干渉計を採用する。我々は、実験室内で 500–600GHz
帯の SIS 光子検出器を用いてテラヘルツ強度干渉を用いた強度相関と遅延時間測定の強度干渉計実験を行う。実験室で行う強度干渉計実験の光学システムを図に示す。

図 3: 光学窓の透過率

これらを実験室で組み上げたものが下図である。

図 2: 強度干渉計の光路図

本光学系では、片側の光路で軸外し放物面鏡 1 枚、平面鏡 4 枚必要である。そして、本研究で製作する強度干渉計は 2 素子干渉計であるため、鏡像対象の光学系が必要であり、合計軸外し放物面鏡 2 枚、平面鏡 8 枚必要である。また、移動ステージ上に載ら

図 4: 製作した光学系

ず動かない平面鏡計 6 枚を 3 枚ずつ左右に固定する
ための枠組を設計し、国立天文台先端技術センターの金属 3D プリンターを用いて作成した。
干渉計は、2 素子強度干渉計であり、周波数 500–

強度干渉計を用いた画像合成の4600 GHz、口径 76.2 mm、基線長 10 – 50 cm である。

検討

素子は 500–600 GHz に感度を持った SIS 光子検出器を搭載する。光学窓には、学窓には、AR コー

4.1

ティングを施した Yoshinaga フィルター、BPP(Black

Polypropylene)、UHMWPE(Ultra High Molecular
Weight Polyethylene) を作成して用いる。これらの光学フィルターを組み合わせた場合には、強度干渉計実験で用いることで 500 GHz で 60 % 以上の透過率を達成可能である
また、Si レンズの反射防止には、ポリエステルを遅延時間の測定

強度干渉計では、電波の 2 乗である強度を取得する。そのため、ヘテロダイン受信機と異なり位相情報を取得できず画像合成ができない。テラヘルツ領域での強度干渉計で画像合成が可能かどうかを検証するため、野辺山電波へリオグラフを用いたマイクロ波領域での実験を行った。図 5 は、17 GHz で受信

126

2023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校
した太陽電波の相互相関を示したもので、電界振幅

5まとめと今後の展望の相互相関と電界の 2 乗（強度）の相互相関を示し
我々の研究室では、南極でテラヘルツ領域の強度ている。

干渉計観測を目指している。強度干渉計を用いた画
像合成を行うため実験室で、2 素子強度干渉計の開発を進めている。本研究では実験室内に周波数 500-600

GHz、口径 76.2mm、基線長 10 – 50 cm の 2 素子干渉計を構築した。
今後は、この光学系の校正および素子を搭載し、遅延時間測定及び強度干渉計での画像合成を行う。

Reference[1]Hiroshi Matsuo, Sheng-Cai Shi, Scott Paine, Qi-Jun
Yao, and Zhen-Hui Lin.
Terahertz Atmospheric
Windows for High Angular Resolution Terahertz Astronomy from Dome A . Advances in Polar Science30, 76, 2019

図 5: ヘリオグラフで観測された遅延時間 [2]

この結果より遅延時間を求めることができ UV 平
面上の位置を決定することができる。

4.2

画像合成の検討[2]Hajime Ezawa, Hiroshi Matsuo, Kiyoto Shibasaki,
Kazumasa Iwai, Masumi Shimojo, Noriyuki Shinohara, Mareki Honma, and Yasuhiro Murata. Towards the Intensity In terferometry at Terahertz
Wavelength .26TH INTERNATIONAL SYMPOSIUM ON SPACE TERAHERTZ TECHNOLOGY,CAMBRIDGE, MA, 16-18 MARCH, 2015.
[3]Takuso Sato, Shusou Wadaka, Jiro Yamamoto, andJunichi Ishi. Applied Optics 17, 2047, 1978.

ヘテロダイン受信機をもちいた干渉計と直接検出器を用いた強度干渉計の違いはビジビリティの値にも表れる。一様円盤を観測したと仮定した場合、ヘテロダイン受信機を用いた干渉計で観測した場合にはビジビリティはγ=

2J1 (kar2 )
kar2

(1)

となる。同様の観測を、直接検出器を用いた強度干
渉計ではビジビリティに絶対値が付いた状態で観測
される。

|γ| =

2J1 (kar2 )
kar2

(2)

このため、強度干渉計で画像合成を行うためには絶対値となったビジビリティの情報を正確に符号情報を復元する必要がある。
この符号の問題は、これまで 3 つの光検出器で同時観測を用いればで可能であるという事が示唆されている [3]。この方法を、もとに現在 2 素子干渉計でも画像合成ができないか検討を進めている。

127

——–index へ戻る

観測 b04

超小型衛星 VERTECS ミッションと姿勢制御ユニットのシミュレーション
田中 颯

128

2023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校

超小型衛星 VERTECS と姿勢制御ユニットのシミュレーション
田中 颯 (東京工業大学大学院 理学院物理学系物理学コース)

Abstract
超小型天文衛星 VERTECS(Visible Extragalactic background RadiaTion Exploration by Cube Sat) は、
銀河系全ての放射の視線積分である宇宙背景放射を可視光において観測し、天体形成史の解明に挑むミッションである。VERTECS は 6U サイズ (約 10cm×20cm×30cm) であり、九州工業大学が今までに開発してきた CubeSat のバスシステムをベースとするバス部と 3U サイズの可視光望遠鏡から構成される。本ミッショ
ンにおける姿勢制御系の制約として重要なことの一つに、長時間露光における 10 秒角/1 分間の姿勢安定性が求められている。露光時間中に星像が動くことによって星周辺の多数の画素が汚染されてしまい、宇宙背景放射の測定のノイズとなり背景放射の測定が困難になってしまうため、高い姿勢安定性での観測が要求されている。本公演では、VERTECS プロジェクトの概要と、AOCS が行う姿勢制御の概要、AOCS の姿勢制御シミュレーションの手法について紹介する。

1

科学的背景
Extragalactic Background Light(EBL) とは初期宇宙から現在までに放出された全放射の積算のことであり、我々の銀河系外の外から届く微弱な光である。可視光から近赤外域の背景放射には銀河を含める天体形成史を紐解くために重要な情報が含まれていると考えられている。過去に行われた近赤外領域の EBL を観測するための観測ロケット実験 CIBERの結果によると、近赤外領域における背景光の明るさおよび空間ゆらぎが既知の銀河の積算光よりも数倍大きいという結果が示された (図 1)。この背景光の超過成分として近傍宇宙の銀河ハロー浮遊星や宇宙

図 1: EBL の表面輝度と波長の関係

初期のブラックホールなどが考えられているが未だ解明はされていない。VERTECS ミッションの目標
として、EBL の可視光スペクトルを連続的な波長かつ高い精度で測定し、暗い空から前景放射を差し引くことによって超過成分の原因解明を行うこと、EBLの表面輝度の空間揺らぎを可視光域で測定することが挙げられている。

残りの 3U の体積部分をバスシステムが占める。バ
スシステムには九州工業大学が開発してきたものを採用している。本ミッションでは超小型衛星のバス
システムの共通化を目的としている。このバスシ
ステムを共通化することによって、超小型衛星ミッションの巨大化、長期化によって起こっている問題を解決することができる。また、このバスシステムに加えて 1U サイズの姿勢制御ユニット (AOCS) を

2

搭載する。

衛星の構成
VERTECS ミッション で は 6U サ イ ズ (約10cm×20cm×30cm) の CubeSat を採用する。そのうち 3U の体積をミッションペイロード機器が占め、

129

2023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校

図 3: AOCS ユニットの構造
モードでデタンブリングを行う。B-dot モードとは、地磁場を捕捉し、MTQ をもちいて磁場に衛星の回転エネルギーを消散させることによって衛星を慣性空間に対して静止させるための制御モードである。その後太陽の位置を太陽センサーによって捕捉し衛生の太陽電池パドルが太陽の方向を向くように制御す
図 2: 衛星の構成

3る。そのあとスタートラッカーや RW などを用いて姿勢の精度を高めていくことによって姿勢制御を行っ

衛星の姿勢制御ていく。

今回のミッションでは、姿勢制御の条件としてに対して絶対姿勢精度として 0.1 度、姿勢安定精度として 10 秒角/1 分間の高精度な要求を課している。こ4

れを実現するために 1U サイズの姿勢制御ユニット(AOCS : Attitude Orbital Control System) を使用する。AOCS ユニットは主に電磁石を用いた磁気ト
ルカ-(MTQ) やリアクションホイール (RW)、ジャイ
ロセンサー、太陽センサー、スタートラッカーで構成される。この AOCS を用いて衛星の高精度な三軸制御を実現できる。

AOCS の姿勢制御シミュレーション
AOCS ユニットを衛星に搭載するにあたって、

AOCS を 動 作 さ せ る た め の ソ フ ト ウェア が 正 常に 機 能 す る か ど う か 、そ れ ぞ れ の コ ン ポ ー ネ ン
トが正常に動くかどうかのシミュレーションを行う必要がある。そのシミュレーションを行うために、東京大学の ISSL(中須賀・船瀬研究室) で開

今回の衛星の姿勢制御は大まかに発されている C2A(Command Centric Architec-ture) と S2E(Spacecraft Simulation Environment) 、

1. INITIAL モード

WINGS(Web-based INterface Ground-station Soft-

2. B-DOT モードware) を使用する。C2A は衛星に搭載するソフトウェ
アのフレームワークであり、このフレームワークの中

3. Rough Sun Pointing モード

で各衛星のアプリケーションを実装することができ

4. Rough Three Axis モード

るシステムであり、S2E は、宇宙機の数値シミュレー

5. Fine Three Axis モード

ションを行える環境をソフトウェア上で構成するシミュレーターである。WINGS は地上局におけるテレで行う。INITIAL モードとは、特にホイールやアク

メトリ・コマンドを処理することができる Web ベース

チュエータなどを動かさず衛星にデタンブリングをのソフトウェアである。C2A を用いて VERTECS にかけていない状態であり、その状態からまずは B-dot

1302023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校使用する AOCS のソフトウェアを構成し、S2E を用
いて VERTECS の姿勢や軌道、外乱などを再現することによってコンピュータ上で AOCS のソフトウェアのシミュレーションをすることが可能である (SILS:

Software In the Loop Simulator)。さらに WINGSを組み合わせることによってテレコマベースでのシ
ミュレーションを行うことも可能である。また、実機の AOCS と S2E を連携させることによって、実際に使用する AOCS のハードウェアの試験を実施す
ることが可能である (HILS: Hardware In the Loop

Simulator)。

5

今後の展望
SILS や HILS のようなシミュレータを用いて衛星の姿勢制御シミュレーションを行うことによって、問題なく AOCS ユニットを動作させることができるかどうかの試験をおこない、VERTECS のミッション
要求を満たす運用を行えるかどうかの計算を行う。また、それぞれのソフトウェアをより使用しやすいものとすることで今後の超小型衛星ミッションの姿勢制御シミュレーションをより簡単かつ正確に行えるようにすることを目標とする。

Reference
Hashimoto Tatsuaki et al 2022, Joint Conference on
33rd ISTS, 10th NSAT & 14th IAA LCPM
佐野圭
中川貴雄
超小型衛星シンポジウ
ム2023
https://aerospacebiz.jaxa.jp/jaxasmash/cubesatlv2023/

131

——–index へ戻る

観測 b05補償光学で用いる 4 ビームレーザーガイド星の伝搬モ
デルの開発
小鹿 哲雅

132

2023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校

補償光学で用いる 4 ビームレーザーガイド星の伝搬モデルの開発
小鹿 哲雅 (関西学院大学 理工学部 物理学科 B4)Abstract
ULTIMATE-START(Akiyama et al. 2020) は東北大学と国立天文台で開発しているすばる望遠鏡用のレー
ザートモグラフィー補償光学装置である。 この装置で 4 つの人工の星 (レーザーガイド星) を参照して波面を測定する事により、 地球大気の乱れを精密に測定し、可視〜近赤外域で回折限界に迫る高解像度を実現する。 本研究では、計画に必要な 4 つのレーザーガイド星を生成する光学系を操作することと、 レーザー光が上空へ伝搬する様子のモデルを作成し、レーザーガイド星の光源としての性質を求めた。結果、レーザー
ガイド星の生成光学系を操作して自由自在に 4 つのレーザーガイド星を生成することが可能になった。さらに、観測との比較から、作成したシミュレーションは観測を再現可能であること確認した。

1

Introduction

図 1: 補償光学の原理。レーザーガイド星を増やすことで、観測天体の光路に存在する大気揺らぎをより多く測定することが可能になる。
図 2: 運用中の LGS システム。波長 589 nm のレー補償光学は、自然のガイド星 (Natural Guide Star;

ザーで上空 90 km に漂う Na 原子を励起する。既にNGS) あるいはレーザー光によって人工的に作られ運用中の LGS システムのビームを 4 分割して 4 つのるレーザーガイド星 (Laser Guide Star; LGS) の光

LGS で運用することで補償光学の性能向上を目指す。

を用いて、地球大気による光波面の乱れをリアルタ
イムに測定し、可変形鏡で補正を行う。LGS は上空(図 1)。すばる望遠鏡では、図 2 のように副鏡裏に90 km ほどのナトリウム層に生成されるため、その設置した装置で LGS を 1 つから 4 つへ増やして天光路の外側の大気揺らぎを測定できず、1 つの LGS

体の光路上の全ての大気揺らぎを測定することによだけでは天体の光路全体を補償することができない

り、補償性能の向上を目指している (Minowa et al.

1332023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校
2023)。本研究では、4 つの LGS の配置を自由自在

2.1に操作可能にすること、生成される LGS のスポット
サイズやふらつきを評価することのために、LGS 生
成光学系の最適化、地上からナトリウム層へ大気揺らぎを通過するレーザー光の伝搬シミュレーション、
ナトリウム層から波面センサーへ大気揺らぎを通過するレーザー光の伝搬シミュレーションを行った。

光学系の光線追跡と最適化

4 ビーム LGS の生成光学系は設計済みである。図3 に示したように、レーザー光をビームスプリッター
で 4 分割後、8 枚のミラーを操作することで打ち出し角度を設定する。図 4 に示すように、本研究ではPython で自作した光線追跡プログラムを用いて 4
ビーム LGS の生成光学系の光線追跡モデルを作成し、打ち上げるレーザー光の角度に対しどのように

2

8 枚のミラーの角度を設定するか求めた。自作の光

Methods

線追跡プログラムは市販のソフトウェア (CODE V,

Zemax) と同様の結果が得られている。そのため、光学素子から光学素子への光路を位置ベクトルと方向ベクトルから計算する光線追跡や、反射や屈折の計
算を光線 1 本 1 本について 3 次元で行うことが可能である。したがって、レーザー光の中心を考えた主光線に限らず、レーザー光のビームウェストだけ幅をもった複数本の光線を計算することが可能であり、入力したレーザー光が光学系でどのようにケラれる
図 3: 4 ビーム LGS の生成光学系。ビームスプリッ のかを知ることが可能である。8 枚のミラーの設定
ターで 4 分割した後、黒色の破線で囲んだ 8 枚のミ 角度は、光学系設計時に得ていた設定 (LGS 配置直径 10”, 20”, 30”, 40”) でのミラーの法線ベクトルをラーで打ち出し角度を操作する。

各成分について 3 次関数で内挿することで得た。

2.2

LGS 伝搬シミュレーション

図 5 に示すように、Python ライブラリ poppy を使用して、ある強度マップを初期値として大気 7 層の間をフレネル回折で伝搬するモデルを作成した。
初期値の強度マップには光線追跡で得た光学系のケ
ラれを反映した。伝搬に用いる、マウナケアの典型
的な大気揺らぎを再現する 7 層の位相スクリーン(Oya et al. 2014) は Matlab® の Toolbox である
OOMAO(Conan& Correia 2014) で再現した。

図 4: 自作の光線追跡プログラムで再現した 4 ビーム

LGS の生成光学系。ビームスプリッターで 4 分割したレーザー光を 4 色で表している。

図 5: (左) 光学系のケラれを反映した開口関数、(中央) マウナケアの大気揺らぎを再現した位相スク
リーン、(右) フレネル回折を計算して得た上空 90 km
でのレーザーガイド星の強度分布1342023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校

2.3

観測との比較

すばる望遠鏡で得た観測データの 32 × 32 分割されたスポットの重心位置の動きの平均と、時系列を考慮した LGS 伝搬シミュレーションの重心位置の動きのパワースペクトル密度を比較して、LGS のふらつき (Jitter) についてシミュレーションの妥当性を検証した (表 1、図 6)。
表 1: 観測データ内容
観測日2022/11/10
制御

オープンループ制御

サンプリング400 Hz

図 7: 光学系を操作して上空 90 km に生成される LGSの配置。LGS は 1 つずつ設定角度を調節可能である。

図 8: 1 つのレーザーに注目した、LGS 生成光学系
でケラれた開口関数。設定する LGS の配置により、
ケラれとピークの位置関係が変化する。

3.2
図 6: 観測した 32 × 32 シャックハルトマン波面センサー像。スポットの重心位置の動きの平均をシミュ
レーションと比較した。

LGS 伝搬シミュレーション

光学系の光線追跡で得たケラレを考慮し、生成する LGS の配置直径を変化させて、光学系の設定が上
空 90 km での LGS 強度や大きさに与える影響を評価した結果を図 9 にまとめた。
従来、レーザーガイド星の大きさは経験的に

3

Results

3.1

光学系の光線追跡と最適化

22
2
θレーザーガイド星= θ回折+ θシーイング(1)と見積もられていたが、本研究によりフレネル回折を計算して正確に見積もることができた。

4 ビーム LGS の生成光学系の 8 枚のミラー角度をすばる望遠鏡のエレベーションを変化させ、伝搬操作することで、図 7 に示す通り、4 つのレーザーガ

距離を変化させた際に LGS のビームウェストがどのイド星を 1 つずつ任意の角度で打ち上げられるようような大きさになるかシミュレーションした結果をになった。LGS の配置直径を 10”〜40”で変化させる

図 10 に示した。回折の影響のみ考慮した大きさ (黒と、図 8 のように、ケラれとガウシアンのピークの色) と、エレベーション 30 deg(青色), 60 deg(緑色),

位置関係が変化する。LGS 配置を直径 25”付近に設90 deg(赤色) で示した、式 (1) を考慮した大きさの定すると、生成光学系の最後にレーザー打ち上げ望間に、シミュレーションで求めた大きさがプロット

遠鏡の副鏡でレーザー光の中心がケラレることが分された。

かる。このケラれを初期値として、LGS 伝搬シミュ
レーションへ反映させた。

135

2023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校

図 11: LGS の重心位置の時間変化のパワースペクト
ル密度 (PSD)。LGS 観測 (オレンジ色) は、マウナ
ケアの典型的なシーイング条件でのシミュレーショ
ンの幅 (good; 緑色, median; 青色, bad; 赤色) の中に存在した。黒色は NGS 観測である。

図 9: LGS 配置の設定のみを変更した際の LGS の広4Discussion
LGS の観測データは、地上から上空方向と、上空がり方の変化。エンサークルドエナジー EE 50; 青から地上方向の２回大気揺らぎを通過している。対し色, EE 80; オレンジ色。

て、NGS の観測データは上空から地上方向の１回のみ大気揺らぎを通過している。図 11 で LGS と NGSの観測データの PSD 強度を比較すると、全周波数でLGS の PSD が数桁大きな強度である。したがって、作成した LGS 伝搬シミュレーションは地上から上空方向への伝搬のみであるが、観測と比較可能である
と考えた。

5

Conclusion
4 つの LGS を生成する光学系の光線追跡モデルを

図 10: フレネル回折を計算した、伝搬距離と LGS の作成し、LGS 配置を自由自在に操作可能になった。

ビームウェストの関係。エレベーションを変化せてまた、光学系や大気の状態を正確に設定することで、伝搬距離が変化した LGS のビームウェストをプロッ 観測を再現するシミュレーションを実現した。
トした。

3.3

Reference

観測との比較

LGS のシミュレーションと観測でそれぞれパワー
スペクトル密度を計算して、LGS のふらつき (Jitter)を比較したものを図 11 に示した。すばる望遠鏡のエ

Akiyama et al.(2020), Proc. SPIE 114481O
Minowa et al.(2023), 日本天文学会 2023 年春季年会
V217b

レベーション、大気の状態、レーザー送信望遠鏡のConan, & Correia 2014, Proc. SPIE 9148, 91486C

設定など、実世界でのパラメータを正確に設定する

Oya et al.(2014), Proc. SPIE 9148

ことで、LGS のふらつき (Jitter) を物理光学伝搬でシミュレーションできた。また、観測データとの比較から、作成したシミュレーションの妥当性が確認
できた。

136

——–index へ戻る

観測 b06

ねじり振り子を用いた精密力測定における熱雑音除去
法の提案
大熊 悠介

137

未提出

138

——–index へ戻る

観測 b07

pnCCD 素子の軟 X 線評価システムの構築
藤本 健二郎139

2023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校

pnCCD 素子の軟 X 線評価システムの構築
藤本 健二郎 (関西学院大学大学院 理工学研究科)

Abstract
ガンマ線バースト (Gamma Ray Burst:GRB) はわずか数秒の間に 1051−54 erg ものエネルギーをガンマ線として放出する宇宙最大の天体で、初期宇宙の解明につながる重要な天体現象である。HiZ-GUNDAM ミッションは GRB を発見し、自律制御によりいち早く近赤外線残光を観測することで、初期宇宙の探査を目的としている。我々は、衛星に搭載する広視野 X 線モニターの開発を行っている。ミッション要求を満たす X
線検出器として pnCCD に着目し、小型素子を搭載した Color X-ray Camera(CXC) を用いて様々な性能の評価を行っている。本研究では、ミッション要求である 0.4-4 keV 帯域の pnCCD 素子性能を評価するために、実験室で複数の単色軟 X 線を照射できるシステムを構築した。本システムでは、X 線発生装置からの 1
次 X 線を２次ターゲットに照射し、２次ターゲットからの蛍光 X 線を検出器に照射する。オックスフォード
社製のタングステンを陽極ターゲットとするマイクロフォーカス X 線発生装置を１次 X 線とし、２次ター
ゲットにテフロン (C2 F4 ) を用い、１次 X 線光軸に対して 45 度で設置した。２次ターゲットから検出器までの距離を短くし、テフロンの一部に Al、Ti 箔を貼り付けることで、F-Kα(0.67 keV)、Al-Kα(1.5 keV)、

Ti-Kα(4.5 keV) などの複数の輝線を同時に評価できるシステムとした。本講演では、構築システムの詳細と予備実験による強度評価および pnCCD での照射実験について発表する。

1

研究背景

表 1: ミッション要求
受光面積>5 × 5cm2

我々は HiZ GUNDAM ミッションの衛星に搭載する広視野 X 線モニターの開発を行なっている。HiZ

ピクセルサイズ<160µmGUNDAM はガンマ線バースト (GRB) を観測し、自観測帯域

0.4 - 4 keV立制御で近赤外線残光を追観測することで、初期宇

露光時間<100 msec

宙の探査を目的としている。GRB は突発天体で、その現象も数秒と短いため、広視野かつ高速読み出して評価実験を行った。素子の概観を図 1 に示す。Im-が可能な X 線検出器が要求されている (表 1)。数あ

age Area の中央から電荷を Frame Stroe Area に転る検出器の中で、裏面照射型で低エネルギーに感度送し、左右２個ずつある読み出し ASIC(CAMEX) でが高いこと、読み出し速度が早いこと、放射線耐性

電荷を読み出すことで高速読み出しを可能にしていが高いことなどの理由から、pnCCD が候補に挙がっ る。また、pnCCD は検出器の厚さ全体にわたって空ている。我々は小型素子が搭載された PNDetector 社 乏化され、検出器全体が放射線に対して感度を持つ製の Color X-ray Camera(CXC) を用いて様々な基ようになる。

礎性能評価をしている。本研究では、ミッション要
転送方向求である 0.4 - 4 keV 帯域の pnCCD 素子性能を評価するため、実験室で複数の単色軟 X 線を照射できる

CAMEX

システムを構築した。
CAMEX

2

転送方向

pnCCD

CAMEX

Frame
Store
Area

Image area

Frame
Store
Area

CAMEX

図 1: pnCCD の概観

本研究では、小型 pnCCD 素子が搭載された PN-

Detector 社製の Color X-ray Camera(CXC) を用い

素子は筐体 (Camera Head) に格納されており、真空・冷却環境下にある。評価実験では、Camera Head140

2023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校の Be 窓を外し、素子に直接 X 線が照射される。

線を検出器に照射する。2 次ターゲットはテフロン(C2 F4 ) を用い、その一部に Al、Ti 箔を貼り付けた
2 次ターゲットを、1 次 X 線光軸に対して 45 度で設

表 2: CXC の仕様
Pixel size
48µm×48µm

3Device thickness

450µm

Irradiation type

Back IlluminatedReadout type

Frame Transfer

Total pixel number

264×528

Active area

12.7mm × 12.7mm

Readout ASIC

132 ch × 4

Frame rate

15 Hz / 100 - 1000 Hz

置した。

SDD
SDD(Silicon Drift Device) はエネルギー分散型 X線検出器で、本研究では、Amptek 社製の SDD を使用し、構築したシステムで検出される X 線の強度評
価試験で用いた。強度評価試験では、Be 窓を介してX 線が照射される。
図 3: 実験セットアップの概観と概略図
このシステムによって、0.67 - 4.5 keV の複数の単色軟 X 線を同時に検出することができる。
表 4: 2 次ターゲットの X 線のエネルギー
輝線
エネルギー [keV]

図 2: SDD の概観

表 3: SDD の仕様
Device thickness 500µm

Active area

25mm2

Be window

12.5µm

5

F-Kα

0.67

Al-Kα

1.5

Ti-Kα

4.5

強度評価実験の結果
図 4 に SDD を用いた強度評価実験の 2 次 X 線のスペクトル、表 5 に実験のデータ取得条件を示す。

Al-Kα や Ti-Kα に比べ、F-Kα の強度は小さいが、

4

2 次 X 線を検出することができた。

システム構築F-Kα の強度が小さいのは、SDD の Be 窓によっ

図 3 に実験セットアップの概観と概略図を示す。本て吸収され、約 1.27%しか透過しないからである (図システムでは、オックスフォード社製の X 線発生装5)。また、Cr-Kα、Fe-Kα、Ni-Kα はステンレス配

置から W を 1 次ターゲットとした 1 次 X 線を 2 次管によるものである。

ターゲットに照射し、2 次ターゲットからの蛍光 X

1412023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校

表 7: 照射実験のデータ取得条件

表 5: 強度評価実験でのデータ取得条件
データ取得時間
1567 sec

X 線発生装置の管電圧

10 kV

X 線発生装置の管電流

0.1 mA

図 4: 2 次 X 線照射スペクトル

図 6: pnCCD を用いた照射実験の 2 次 X 線スペク
トル
図 6 から、pnCCD で 0.67 - 4.5 keV の複数の X線を検出することができた。

図 5: 厚さ 12.5µm の Be 窓の透過率曲線7

まとめと今後の課題

Be 窓の透過率、検出器面積 (Active area) の違いを本研究において、複数の単色軟 X 線を同時に評価考慮して、CXC でのカウントレートを見積もる (表できるシステムを構築し、pnCCD で 0.67 - 4.5 keV

6)。表 6 の補正カウント数は Be 窓の吸収を考慮した の X 線を検出することができた。今後の展望として場合の輝線の強度である。pnCCD でのカウントレー は、ステンレス由来の X 線を減らし、1 keV 以下のトより、pnCCD で 0.67 – 4.5 keV の輝線を検出可能

低エネルギーの X 線の強度を上げることや 0.4 keV

であることが分かった。

付近の X 線の評価を行う。

表 6: SDD と pnCCD でのカウントレート

Reference
藤井健 2022 関西学院大学修士論文「HiZ-GUNDAM
ミッション用 CMOS イメージセンサーの X 線分
光性能評価」
吉田明弘

62023 関 西 学 院 大 学 修 士 論 文「HiZ-GUNDAM ミッション搭載用 pnCCD 素子の基礎

照射実験の結果

性能評価」

図 6 に CXC を用いた強度評価実験の 2 次 X 線のスペクトル、表 7 に実験のデータ取得条件を示す。

142

——–index へ戻る

観測 b08Coloer-Xray-Camera を用いた pnCCD 素子の基礎性能
評価
杉本 葵

143

2023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校

Color-Xray-camera を用いた pnCCD の基礎性能評価
杉本 葵 (関西学院大学大学院 理工学研究科)

Abstract
我々は X 線衛星搭載を念頭に置いた、X 線検出器開発を行っている。pnCCD は、広エネルギー帯域に感度があること、エネルギー分解能、時間分解能が良いことから、今後の宇宙機搭載用の素子としても期待できる。そこで、小型の pnCCD 素子を搭載した PNDetector 社の Color-Xray-Camera(CXC) に対し、素子
温度-20◦ C における暗電流及び X 線検出下限エネルギーの評価を行った。

1

はじめに

表 1: CXC 素子の仕様
素子厚450

X 線 CCD は、1993 年に打ち上げられた日本の X
線天文衛星「あすか」に初めて搭載されて以来全て

素子サイズ

48µm × 48µmの X 線天文衛星に搭載され、X 線天文分野における

照射型

裏面照射型

標準検出器となっている。中でも pnCCD は 1999 年

読み出し方式に打ち上げられた X 線天文衛星 XMM-Newton のた

ピクセル数

フレーム転送方式
Image Area:264 × 264

めに開発された裏面照射型の CCD で、空間的・分

撮像領域

12.7mm × 12.7mm

光的に感度の高い分光 X 線撮像素子である。またフ

読み出し ASIC

132ch × 4

レームストア型により読み出し時間の短縮も実現さ

運転温度-20◦ C

れた。

3
2

実験方法
図 2 に実験セットアップ、表 2 にデータ取得条件

Color-Xray-Camera(CXC)を示す。
実験には pnCCD 素子を搭載した、PNDetecter 社
製の Color-Xray-Camera(CXC) を使用した。搭載されている pnCCD は ROSITA 向けに開発されたフレームストア型 pnCCD である。この pnCCD は表 1の横方向のみに電荷が転送され、各カラムごとに電荷が読み出される。また、素子両端の ASIC(CAMEX)により Imaging Area 中央から反対方向に半分ずつ読み出すことで、高速読み出しが可能となる。素子
図 2: 実験セットアップの仕様を表 1 に、素子の駆動概念図を図 1 に示す。

表 2: データ取得条件

転送方向

転送方向

図 1: 素子の駆動概念図

カメラヘッドは真空・冷却環境下にあり、 Be 窓

(50um 厚) を介して X 線を照射する。
ファンクションジェネレータを用いて信号を作成し、144

2023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校
外部トリガーモードで Frame rate を 15Hz-100Hz ま
で変え、データを取得した。また、各 Frame rate に対し、線源を設置せずに 500 枚ずつデータを取得し、これをバックグラウンドデータとした。

4

イベントスペクトル
図 3 に生フレームデータを示す (15Hz で 2000 枚

撮ったうちの 1000 枚目)。シングルイベントの他、複図 5: あるピクセルの暗電流数のピクセルにまたがったマルチピクセルイベントが見られる。

X 線イベントスペクトルはこれらの生データからバッ であるかのように検出されてしまう。この電流を暗電流と呼ぶ。
クグラウンドを引いて作成する。
得られたイベントスペクトルから、次の式でエレクトロンを求められる。

electron=(波高値×ゲイン)/(Si の電離エネルギー)
図 5 は (x,y)=(50,50) のピクセルにおいてエレク
トロンを縦軸、露光時間を横軸としたグラフで、この傾きが暗電流である。

転送方向

図 3: 15Hz におけるイベントスペクトル
図 4 に Mn-Ka 輝線付近のイベント分布を示す。

転送方向

輝線の幅はカラム毎のゲインのばらつきによるもの
で、以降の解析はカラム毎にゲイン補正をかけた上
で行った。
count

図 6: 暗電流マップ
図 6 にピクセル毎に求めた暗電流を素子全体のマップに示す。読み出し口付近で暗電流が大きくなる傾向にあることが分かる。また、読み出し口付近以外
chにも暗電流が大きい部分が点在し、暗電流が大きくなるピクセルが素子全体に存在することが分かった。

図 4: 15Hz におけるイベントスペクトル5

暗電流の最頻値は 15.1e/s であった。

6暗電流

X 線検出下限エネルギー (LD)以降の解析は他温度との比較を考え、素子全体で検出器には、線源を設置せず光子が入射しない暗闇であっても微弱な電流が存在し、これがイベントはなく、x=100-190 の領域で行った。

X 線イベントスペクトルは生データからバックグラ
ウンドを引いて作成するため、低エネルギー付近は

145

2023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校
ノイズによりカウント数が増える。このノイズ成分

輝線部分のイベント数の減少量は 7.2%であった。

を冪乗関数でフィッティングし、カウント数が１となるエネルギーを、ノイズと X 線に起因する電荷 (イベント) を区別できる下限エネルギー (LD) とする。
図 7 は図 4 の低エネルギー側を拡大したもので、LDは 108.4eV と求められた。
ノイズ成分は単なるバックグラウンドのエネルギー分布だけでは表現できず、ノイズ成分の X 線のイベ

図 8: イベント判定回数

ント判定回数が多いピクセル（ﬂickering pixel）とバックグラウンドの揺らぎが大きいピクセル（noisy

pixel）が影響していると考えられる。
そこで ﬂickering pixel と noisy pixel に閾値を与え、それより大きい値を持つピクセルを取り除いて LDを再算出した。

図 9: バックグラウンドの標準偏差7まとめ
小型の pnCCD において、-20◦ C の駆動条件における暗電流と LD を調査した。結果、ピクセル毎に求めた暗電流の最頻値は 15.1e/s であり、LD は 74.8eVと求められ、低暗電流・低 LD であることが確かめられた。

Reference
藤井健 2022, 関西学院大学修士論文「HiZ-GUNDAM ミッション用 CMOS イメージセンサの X 線分光性能評価」
吉田明弘 2023, 関西学院大学修士論文「HiZ-GUNDAM
ミッション搭載用 pnCCD 素子の基礎性能評価」

図 7: (上)LD(下)ﬂickering 閾値 9, noisy 閾値 11 のときの LD
図 8、図 9 にイベント判定回数とバックグラウン
ドの標準偏差 (ゆらぎ) のヒストグラムを示す。少な
くとも図 9 の標準偏差の大きい側の山は取り除くことにした上で、MnK 輝線のイベント数をなるべく減らさず、LD が改善する閾値を探した。

ﬂickering pixel の閾値を 9、noisy pixel の閾値を 11としたとき、 LD は 74.8eV に改善した。このときの146

——–index へ戻る

観測 b09pnCCD 素子における軟 X 線性能評価
畠中 大介

147

2023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校

pnCCD 素子における軟 X 線性能評価
畠中 大介 (関西学院大学大学院 理工学研究科)

Abstract
我々は、HiZ-GUNDAM 衛星搭載用 X 線撮像検出器の開発を行っている。HiZ-GUNDAM 計画では、特にガンマ線バーストの観測をすることで初期宇宙の歴史を探査することを目的としている。ガンマ線バーストは大質量星の終焉に起こる爆発現象で、数秒の間ガンマ線で輝き、その後短い時間で近赤外線や可視光線、X 線で輝く残光を伴う現象である。ミッションでは低エネルギー帯域の X 線に対し 50%以上の検出効率が要求されており、完全空乏化した背面照射型である pnCCD 素子が焦点面検出器の候補として挙げられている。本研究では PNDetector 社製の Color-Xray-Camera(CXC) を用いて、0.4-4.0keV 帯域の基礎性能評
価を行った。CXC で採用されている pnCCD 素子は、受光面積が 12.7mm × 12.7mm でピクセルサイズが48µm × 48µm と衛星搭載素子よりも小型である。電荷読み出し口は 528channel あり、それを 4 つのアナ
ログ ASIC で分割して読み出している。実験では X 線発生装置と二次ターゲットを用いて、複数の X 線輝線と連続成分からなるスペクトルを取得した。得られたスペクトルには F-Kα(0.67keV),Al-Kα(1.5keV),Ti-

Kα(4.5keV),Cr-Kα(5.4keV),Fe-Kα の輝線が見られた。この 5 本の輝線から F-Kα∼Fe-Kα 帯域でのゲインの線形性およびエネルギー分解能のエネルギー依存性を評価した。

1

研究背景

2

Color X-ray Camera(CXC)

我々は、HiZ-GUNDAM 衛星搭載用の広視野 X 線

本研究ではミッション要求エネルギー帯域付近のモニターの開発を行っている。HiZ-GUNDAM 計画

X 線に対して性能評価を行うべく PNDetector 社製

では、特に大質量星の終焉に起こるガンマ線バースの Color X-ray Camera(CXC) を用いて pnCCD 素子

トの観測をすることで初期宇宙の歴史を探査するこの基礎性能評価を行った。CXC の pnCCD 素子の諸とを目的としている。

元を表 1 に示す。
表 1: CXC の pnCCD 素子の諸元
項目
仕様

図 1: HiZ-GUNDAM 衛星
ミッションでは 0.4-4.0keV の低エネルギー帯域のIrradiation type

Back illumination

Pixel size

48µm × 48µm

Number of pixels

264 × 264

Active area

12.7mm × 12.7mm

Frame rate

Up to 1000Hz

Imaging type

Full Frame

Depletion depth

450µm

X 線に対して 50%以上の検出効率が要求されており、完全空乏化した背面照射型である pnCCD 素子が焦点面検出器の候補として挙げられている。本研究では、衛星搭載用の素子サイズより小型の素子を有す
る PNDetector 社製の Color-Xray-Camra(CXC) を用いて基礎性能評価を行なった。
図 2: pnCCD 外観図

148

2023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校

表 2: データ取得条件
項目
条件

図 3: pnCCD 概略図
衛星搭載用素子は受光面積 5cm × 5cm, ピクセルサ
イズ 160µm となっているのに対して CXC に内蔵された pnCCD 素子は受光面積 12.7mm × 12.7mm ピ
クセルサイズ 48µm × 48µm と衛星搭載素子よりも小型である。

pnCCD の外観は図 2 のようになっており、図 3 のFrame mode

Full frame

Frame rate

15Hz

Gain

GainMax/2

Device temp

-20◦ C

Number of frames

20,000frames

Back ground500frames

設置した 2 次ターゲットにより F-Kα(0.67keV),
Al-Kα(1.49keV),Ti-Kα(4.51keV) の輝線スペクトルを取得した。

矢印の通り、電荷転送は撮像領域中央から両端に向かって行われる。電荷読み出し口が計 528channel あり、それを素子両端に 2 つずつ接続されている 4 つ

4

データ解析

の CAMEX と呼ばれるアナログ ASIC が分割して読み出しを行なっている。

3

実験セットアップ及びデータ取得条件
以下に CXC 駆動に際しての実験セットアップその概略図を示す。

図 5: gain のばらつき
図 5 は読み出し channel 毎に取得したイベント散図 4: 実験セットアップ概略図

布図であり、特に Ti-K α付近に注目したものになっX 線発生装置から出た一次 X 線を通路途中に設置 ている。2 章の図 3 でも示した通り、528channel あ
したターゲットに照射することで発生する二次 X 線

る電荷読み出し口が 132channel ずつに分けられ 4を pnCCD で検出する。X 線発生装置と CXC はステ

つの CAMEX で分割され読み出しを行なっている。

ンレスで出来た 4 股フランジで繋がっており、内部

図 5(上図) から CAMEX 毎に異なった特徴があり、全体を −10 Pa 程度の真空状態にして実験を行なっ gain(Energy/channel) にばらつきがあることが分か
3

ていった。

る。また、同じ CAMEX 内でも読み出し channel 毎

デ ー タ 取 得 の 条 件 は 表 2 に 示 す 通 り と なっ にも少なからず gain のばらつきがあることが確認でて お り、駆 動 温 度-20◦ C、フ レ ー ム レ ー ト

きる。このばらつきが原因でイベントの一次元ヒス

15Hz(15Frames/sec) の 状 態 で 、20,000 フ レ ー

トグラムを作成した際に得られる輝線の幅が大きく

ムのデータ取得と 500 フレームのバックグラウンド

なってしまいエネルギー分解能の値が大きくなって

データの取得を行なった。

しまう。

149

2023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校
ヒストグラムを作成したところターゲットから

5 つの輝線に対してガウス関数でフィッティングを得られた二次 X 線 F-Kα(0.67keV),Al-Kα(1.49keV),

行い得られた値とそこから算出したエネルギー分解

Ti-Kα(4.51keV) に 加 え て 、Cr-Kα(5.41keV), Fe-

能の値を表 3, 表 4 にまとめた。

Kα(6.40keV) の 5 つの輝線スペクトルを取得した。
この 5 輝線のピークチャンネルを求め較正直線を引

表 3: ガウスフィッティング値
Energy/eV
Peak/eVσ/eV

くことで、各読み出し channel 毎に gain を算出した。

輝線

較正直線グラフを以下図 6 に示す。

F-Kα

670

660.3 ± 0.3

31.81 ± 0.34

Al-Kα

1480

1476 ± 0.1

36.49 ± 0.14

Ti-Kα

4510

4501 ± 0.1

53.90 ± 0.10

Cr-Kα

5410

5404 ± 0.2

58.58 ± 0.21

Fe-Kα

6400

6393 ± 0.2

63.02 ± 0.20

表 4: 輝線のエネルギー分解能
輝線
FWHM/eV

図 6: 読み出し channel 毎の較正直線
それぞれの読み出し channel で得られた gain をそF-Kα

74.9 ± 0.8

Al-Kα85.9 ± 0.3

Ti-Kα

126.9 ± 0.2

Cr-Kα

137.9 ± 0.4

Fe-Kα

128.4 ± 0.5

れぞれの波高値に掛け合わせることで gain のずれを補正し、較正直線作成に用いた各輝線のピーク位置
をおおよそ揃えることが出来た (図 5 下図)。

各輝線におけるエネルギー分解能 (FWHM) の値√
は、FWHM = 2σ 2ln2 として算出している。ミッシ
ョン帯域下限に近いエネルギーを持つ F-Kα(0.67keV)

5輝線では 74.9 ± 0.8keV のエネルギー分解能であっ結果た。

データ解析の結果得られたイベントのスペク
トルを図 7 に示す。ターゲット由来ではない Cr-

シリコン半導体検出器である pnCCD での測定に

Kα(5.41keV),Fe-Kα(6.40keV) の 2 つの輝線は、X 線

おいて、得られたエネルギー分解能がどの程度輝線発生装置と CXC を繋ぐ 4 股フランジがステンレスエネルギーに依存しているのかを表したグラフを図で出来ており、その壁面に X 線が当たることで放射8 に示す。

されたものである。

図 8: エネルギー分解能のエネルギー依存性
入射 X 線のエネルギーが E 、シリコンの平均電離エ
図 7: 取得したイベントのヒストグラム

ネルギーが W 、発生する電子の統計的ゆらぎを δN 、

150

2023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校
物質に固有のファノ因子を F 、統計的ゆらぎ以外の

また、0.67keV-6.40keV 帯域においてエネルギー

ノイズを δNnoise とするとエネルギー分解能 FWHM

分解能の高いエネルギー依存性及び高いエネルギーは次のように表される。

線形性もつということが確かめられた。

√
2
FWHM = 2.35W δN 2 + δNnoise√
7 参考文献の書き方
F2= 2.35W
E + δNnoise
W
著者が一人の場合 (著者 A 2013)。
W = 3.65eV ,F = 0.1 とした式をフィッティング関 著者が二人の場合 (著者 B & 著者 C 2014)。
数としてフィッティングを行なったところ、結果とし 著者が三人の場合 (著者 D et al. 2015)。
0.67keV-6.40keV 帯域で得られた輝線のエネルギー
分解能に対して高いエネルギー依存性が見られた。
また、補正後得られた輝線のピークエネルギーを用Reference

いて描いたエネルギー線形性のグラフを図 9 に示す。 著者 A 2013, 発行元 1
著者 B, & 著者 C 2014, 発行元 2
著者 D, 著者 E, & 著者 F 2015, 発行元 3

図 9: エネルギー線形性
図の上側は、表 3 の一列目に載せた各輝線エネル
ギーの理論値と今回得られたスペクトルのピークエ
ネルギーを比較しており、下側の図は測定値の理論値からのずれを表したものになっている。グラフから確認できる通り、高いエネルギー線形性を持っていることが分かる。

6

まとめ
今回の研究では、HiZ-GUNDAM ミッション衛星

焦点面検出器として候補に挙げられた pnCCD 素子
について、CXC を用いて性能評価を行なっていった。

CXC 駆動温度-20◦ C , フレームレート 15Hz の条件のもと 20,000 フレームのデータ取得し解析を行った
結果、0.67keV でエネルギー分解能が 74.9 ± 0.8keV
であった。

151

——–index へ戻る

観測 b10X 線分光撮像衛星 XRISM 搭載 CCD 検出器における撮像モード間の X 線検出率の比較
伊藤 耶馬斗152

X 線分光撮像衛星 XRSIM 搭載 CCD 検出器における撮像モード間の X 線検出率の比較
伊藤耶馬斗 (近畿大学大学院 総合理工学研究科)

Abstract
X 線分光撮像衛星 XRISM に搭載する軟 X 線撮像装置 Xtend は、X 線望遠鏡 (XMA) と X 線 CCD 検出器(SXI) からなる。SXI は、4 秒の露光で CCD 全面を読み出す Normal mode に加え、明るい天体を観測する際には、CCD の 8 分の 1 領域を 0.5 秒の露光で読み出す 1/8 Window mode で駆動する。我々は SXI のフライト品による地上試験データを用いて、これら 2 つの撮像モードによる X 線検出率を調査した。その結果、Normal mode の方が 1/8 Window mode より X 線検出率が最大 4%低いことがわかった。一方、非X 線イベントの割合は、Normal mode の方が 1/8 Window mode より最大 3%高かった。Normal mode では、1 回の撮像時間中に複数の X 線光子が隣接するピクセルに入射し、非 X 線イベント（パイルアップイ
ベント）と判定された可能性がある。実際 Normal mode で、非 X 線と判定されたイベントの周囲 5×5 ピ
クセルのスペクトルを解析すると、X 線イベントの整数倍の波高値を持つピークが見られ、パイルアップイ
ベントとして判定されていることが確認できた。

1

X 線分光撮像衛星 XRISM
X 線分光撮像衛星 XRISM は、はくちょう、てんま、

ぎんが、あすか、すざく、ひとみに次ぐ、７番目の X
線天文衛星であり、2023 年 8 月 26 日に打ち上げを予定している。XRISM 衛星は X 線マイクロカロリメー
ター「Resolve」 と広視野 X 線 CCD カメラ「Xtend」の 2 つの機器を搭載している。XRISM の目的は運用から 1ヶ月で運用中止となってしまった前機「ひとみ」
が行っていた超高分解能 X 線分光撮像ミッションの
図 1: X 線分光撮像衛星 XRSIM(JAXA 提供)

再開である。XRISM の外観を図 1 に示す。Xtend は

X 線望遠鏡である X-RayMirrorAssembly (XMA) と
X 線 CCD カメラ Soft X-Ray Imager (SXI) の 2 つの機器からなり、0.4–13 keV のエネルギー帯域で 38
分平方の視野を持つ。これにより大きく広がった X
線放射を観測する上での活躍が期待される。SXI では 4 つの Charge Coupled Device(CCD) を 2×2 の格子状に配置している (図 2)。X 線 CCD は P チャ
ンネルの裏面照射型を採用している。
図 2: 格子状に並べられた SXI の CCD

1
153

1.1

SXI の撮像モード

表 1: Grade 判定法によるイベントの分類
Garde

SXI は観測する天体の明るさに合わせて撮像モードを選択することでができ、大きく２つのモードがX 線イベント

0,2,3,4,6,8存在する。主に Normal mode は大きく広がった天体

非 X 線イベント

1,5,7,9,10,11に対して、1/8 Window mode は明るい天体に対しての撮像に使用する。

1.3

1. Full Window No BurstSXI におけるパイルアップ
SXI では同一ピクセルまたは近傍ピクセル領域に 1 回の露光時間に複数の光子が入射することがあ• CCD の全面を読み出すモードである。1 回る。このような現象をパイルアップと呼び、観測天の撮像あたりの露光時間は 4 秒であり通常体が明るいほど発生しやすくなる。パイルアップはの観測の場合はこのモードを使用する。本

イベント抽出で判別出来ず複数の光子を一つの光子集録では Normal mode と表記する。

としてカウントするため観測天体のフラックスを過小評価したり入射した光子のエネルギーを高エネル

2. 1/8 Window No Burst

ギー側にシフトさせてしまう。また複数の光子から• CCD の縦 1/8 の領域のみで読み出すモー生成された電子雲が重なるためにイベント抽出時にドである。1 回の撮像あたりの露光時間は複数の X 線イベントを１つの非 X 線イベントと誤っ0.5 秒である。Normal mode に比べ視野はて判定してしまうことがある。

狭いものの、露光時間が短いため後述のパイルアップを減らすことが出来る。本集録
では 1/8 window mode と表記する。

1.2

2

研究目的

2.1

SXI の撮像モード毎の X 線検出率2021 年 9 月に JAXA 筑波宇宙センターにてフライ

SXI のイベント抽出

トモデル素子の冷却試験が行われた。CCD の温度を◦
55
X 線 CCD は半導体内に X 線が入射すると光電 −110 C に冷却し、 Fe からの X 線を長時間素子に吸収により電荷を生成し、半導体内に電場をかけて 照射することでデータを取得を行った (図 3)。この電荷を収集する。電極に到達するまでに電子雲は熱試験で取得した Normal mode と 1/8 Window mode

拡散し広がりを持っている。この広がりが 1 ピクセ

での撮像データにおける X 線検出率を比較した。そル以内に収まっていた場合 、そのピクセルの電荷のの結果、Normal mode の方が 1/8 Window mode よ

量を測定することで入射した X 線 のエネルギーをり X 線検出率が最大 4%低いことがわかった。一方、測定することができる。しかし隣接するピクセルに

非 X 線イベントの割合は、Normal mode の方が 1/8

電子雲が広がった場合、その電荷を足し合わせる必Window mode より最大 3%高かった (表 2)。

要がある。また実際の宇宙での測定では X 線以外にも荷電粒子 (宇宙線) の イベントが存在する。高い

表 2: Normal mode に対する 1/8 Window mode のエネルギーを持っている粒子は空乏層を透過して中イベント検出率の比較
イベント検出率の差 ((win/normal)-1)性領域で光電吸収を起こす場合がある。中性領域の電場は弱いため電子雲の移動が遅くなり結果として

全イベント

X線

非X線

電子雲は大きく広がる。そのため荷電粒子はデータ

CCD1AB

1.3 %

4.1 %

−2.7 %

処理の段階で処理する必要がある。そこでイベント

CCD1CD

2.7 %

4.5 %

−1.7 %の電荷の分布から X 線イベントか非 X 線イベントか

CCD2AB

0.8 %

2.1 %

−1.3 %

を分類して識別する Grade 判定法を用いている (表CCD2CD

0.4 %

2.9 %

−2.4 %

1)。

2
154

0、非 X 線イベントである Grade10 のイベントを抽出した。Grade 0 の場合電子雲の広がりはイベント中
心ピクセル領域のみに収まるが Grade 10 の場合は電子雲の広がりがイベント中心から 5×5 ピクセル領域まで広がる。よって解析条件を揃えるためにイベントの波高値をピクセルのイベント中心から 5×5 ピクセ
ルの波高値の足し合わせて算出し、波高値とイベン
トのカウント数のヒストグラムを比較した (図 5、図6)。その結果、Normal mode は 1/8 Window modeと比べて Grade10 のイベント数が増加していることがわかり、各 Grade の波高値を比べると Grade0 の

図 3: フライト品の素子を用いた地上試験の様子 (提ピークは 1000 ch 付近にあるのに対し Grade10 は

供 JAXA)2.2

約 2 倍の 2000 ch 付近にあることがわかった。またGrade0 でも波高値 2000 ch 付近にピークがあり露光

本研究の目的

時間が短くなると 2000 ch 付近のイベントが減少す2.1 で述べた撮像モード間の X 線検出率に差が生ることもわかった。これは X 線イベント光子が同一じる現象の原因を究明する。

露光時間に 2 つ入射したことにより電子雲の分布が大きくなり Grade10 に移行するあるいは、電子雲の3X 線検出率の差の原因調査

3.1

各 Grade のイベント割合の比較

分布は変化しなかったが 2 つの光子が同時に入射しているために波高値が整数倍の位置にピークができているためであると考えられる。

X 線検出率の差の原因を探るため各撮像モードのGrade ごとのイベント割合を比較した (図 4)。その結果、どの Grade においても Normal mode の方が1/8 Window mode よりも X 線イベントの割合が減
少し、非 X 線イベントの割合が増加していることが確認できた。

図 5: Normal mode における Grade0, 10 の 5×5 ピ
クセルのスペクトル比較

図 4: (a)Normal mode と (b)1/8 Window mode におけるイベント割合の比較

3.2

イベントヒストグラムの比較
図 6: 1/8 Window mode における Grade0, 10 の 5×5

イベントのヒストグラム比較のために各撮像モード

ピクセルのスペクトル比較で取得したデータのうち X 線イベントである Grade

3
155

3.3

シミュレーションデータとの比較

4

結論

前節の結果から 同一露光時間中に複数個の光子が撮像モード毎に見られる X 線検出率の差は全イベ入射していることで X 線検出率低下が発生している

ントの Grade 割合の差から、露光時間の長い Normal

可能性が予想された。そこで、CCD 検出器の光子検

mode では、1 回の撮像時間中に、複数の X 線光子が出とフレーム読み出し、データ処理を再現したパイ

隣接するピクセルに入射し、非 X 線イベント（パイルアップシミュレーター (Tamba et al. 2022) を用い

ルアップイベント）と判定されていることが予想さて露光時間を 0.5 秒ずつ 0.5 秒から 6 秒まで変化させれた。そこで Normal mode で、非 X 線と判定されてシミュレートし、得られた全イベントの各 Grade

たイベントの周囲 5×5 ピクセルのスペクトルを解析の割合を実データと比較し X 線、非 X 線イベント割

すると、X 線イベントの整数倍の波高値を持つピー

合の変動を調べた。結果として露光時間が長くなる

クが見られ、パイルアップシミュレーターを用いた

ほど実データとシミュレーションデータどちらにお結果からも露光時間が増えるたびに X 線検出率が低

いても非 X 線イベントの割合が増加し、露光時間が下する結果が得られた。したがって、Normal mode

短いほど X 線イベントの割合が増加した (図 7、図において X 線検出率が 1/8 Win mode より低下する

8)。

原因は、パイルアップイベントが発生し複数の X 線
イベントを非 X 線イベントとして判定しているためであることが確認できた。

Reference
Tamba., et al., 2022, Simulation-based spectral analysisof X-ray CCD data aﬀected by photon pile-up, PASJ,74, 364T.

図 7: シミュレーションデータと実データにおける露光時間ごとの Grade0 イベントの割合の比較

図 8: シミュレーションデータと実データにおける露光時間ごとの Grade10 イベントの割合の比較

4156

——–index へ戻る

観測 b11X 線分光撮像衛星 XRISM 搭載 CCD 検出器におけるGoﬀset の原因究明
青木 悠馬

157

2023 年度 第 53 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 の原因究明
青木 悠馬 (近畿大学大学院 総合理工学研究科)

Abstract
我々は 2023 年度打ち上げ予定の X 線天文衛星 XRISM に搭載する X 線 CCD 検出器 SXI の開発を行っている (K. Mori et al. 2022)。CCD に X 線が入射することにより発生する電子雲は広がりをもち、複数のピ
クセルにまたがる場合がある。SXI 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 と呼んでいる。Goﬀset は

SXI のエネルギー決定精度の低下の原因となっている。我々は、CCD における電子雲の広がりを幾何学的なモデルで再現するシミュレーションを行い、Goﬀset の主な原因が読み出しノイズであることを解明した。その後、我々は地上試験データとシミュレーションの両方を使い、Goﬀset のノイズ依存性と X 線エネルギー依存性を詳細に調査した。その結果、ノイズが小さいときは charge sharing の影響が大きいこと、ノイズ依
存性は特に低エネルギー側において顕著にみられることがわかった。

1

連続 X 線を 3 つのターゲット (LiF, Al, SiO2 ) に入射

Introduction
X 線分光撮像衛星 XRISM は 2023 年度打ち上げ予定の X 線天文衛星であり、X 線 CCD カメラ “Xtend”を搭載する (M. Tashiro et al. 2020)。Xtend は X 線
望遠鏡 (XMA; X-ray Mirror Assembly) と軟 X 線撮させ、発生した輝線を素子に照射した。X 線発生装置の詳細は Reference を参照されたい (T. Yoneyama

et al. 2020)。フライト素子のうち、本研究では CTIが最小かつエネルギー分解能が最も高い CCD2AB のデータを対象とする。

像検出器 (SXI; Soft X-ray Imager) からなり、SXI 用

CCD 素子は完全空乏裏面照射型で 200 µm の空乏層を持つ。X 線が CCD の空乏層に入射すると、入射 X
線のエネルギーに比例した数の電子正孔対が生じ、これを電子雲と呼ぶ。発生した電子の数をカウントすることで、X 線のエネルギーを求めることができる。ピ
クセルの中央付近に X 線が入射した場合、電子雲のほとんどは一つのピクセルの中に収まる (Grade 0)。
しかしピクセルの境界付近に入射した場合、複数のピクセルで電荷が共有され (charge shareing)、複数
ピクセルイベント (Grade 2, 3, 4, 6) と判定されることがある。イベントをピクセルパターンで分類する
方法を Grade 法といい、これにより X 線と非 X 線
イベントを分類することが可能である。

図 1 は、F Kα 線、Mn Kα 線の Grade 0 と 6 のスペクトルであり、その中心値にオフセットが存在する。このオフセットを “Goﬀset” と呼ぶ。さらにGoﬀset にエネルギー依存性があることを確認した(図 2)。ここで PHA[Gn] は Grade n のスペクトル
中心値を表し、Goﬀset は PHA[G6]−PHA[Gn] (n =0, 2, 3, 4) と定義する。高エネルギー (∼ 1000 ch) における Grade 0 の Goﬀset は PHA[G6] の 1 %程度である。しかし低エネルギー (∼ 120 ch) においては、Goﬀset が PHA[G6] の ∼ 11 %まで急激に増加する。さらに比較のため、CCD2AB と同素子で読み出し回路が異なる CCD2CD の Goﬀset を同様に算出した。その結果、CCD2AB と同素子であるのにも関わらず、低エネルギー側で大きな差 (∼ 3 ch) が生じることを確認した (図 2)。

2

Goﬀset の原因の一つと考えられるのは、信号電荷

フライト素子における Goﬀset

が複数のピクセルに共有される “charge shareing” で2021 年にフライト素子の地上キャリブレーション ある。SXI では、隣接するピクセルの波高値 (PH) が試験を実施した。試験では 55 Fe および 241 Am からの split threshold を上回ったとき、その PH がイベン
輝線を照射した。さらに X 線発生装置で発生させたトの信号値 (PHA) に加算されるが、下回ったときは158

2023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校
加算されない。すなわち、split threshold を下回る

4

議論

ピクセルが多いほど、PHA に加算されないピクセルが多くなる。特に Grade 0 はこのようなイベントがここでは、charge shareing の効果と読み出しノイ

多く存在すると考えられる。また、図 2 から予想さズがどのように Goﬀset に影響するのかを議論する。

れる Goﬀset の原因は、CCD の読み出しノイズであ

ノイズが低いとき (N < 4 ch) は、charge shareing

る。同素子で取得したデータでも、読み出し回路がの効果が支配的となる。N = 0 ch のシミュレーショ

異なると Goﬀset が異なる。さらに、S/N 比が大きンで取得したスペクトル (図 4a, b) より、PHA[G6]い低エネルギー側で Goﬀset が急激に増大しているは PHA0 とほとんど等しいこと、PHA[G0] は PHA0のも、ノイズの寄与を示している。そこで本研究でよりも数 ch だけ低いことがわかる。電荷を共有す

は Goﬀset の原因を解明することを目的とする。我々 るピクセルの PH が split threshold 以下になった場
はこれら 2 要因を考慮した単純なシミュレータを構 合、PH は信号値に加算されない。そのため PHA が

PHA0 よりも低くなると考えられる。PHA0 が大き

築し、シミュレーションを行なった。

いほど sharing charge が多くなるため、Goﬀset は

PHA0 に比例して増加する。

3

シミュレーションとその結果

図 4 が示すように、PHA0 の大小に関わらず、Goﬀ-

シミュレーションの方法は次のとおりである。電子雲はポテンシャルの底に収集され、標準偏差 σ の 2 次
元ガウス分布で広がると考える。電子雲に含まれる電子の数はファノ揺らぎをもつ初期波高値 (PHA0 ) で与えられるものとし、Si のファノ因子は F = 0.115 とした。電子雲はピクセルのランダムな位置に配置され、イベント中心を含む 3×3 のピクセルの PH を求める。

set はノイズの増加とともに大きくなる。N = 6 chのとき、PHA[G0] は PHA0 より少し低い程度であるが (図 3c)、PHA[G6] は PHA0 より大きくなる (図3d)。ここで N = 0 ch のときの Grade 0 のイベントを考える。ノイズは Gauss 分布に従うため、正や負に揺らぐ場合がある。隣接ピクセルのノイズが負に揺らいだ場合、Grade は 0 のままであり、さらにPHA はほとんど変化しない。しかし隣接ピクセルのPH には、中心値が 0 で標準偏差が N のガウス分布に ノイズが正に揺らいだ場合、複数ピクセルイベント
従う読み出しノイズを加算する。イベントの Gradeと判定されることがある。すなわち、Grade 0 イベを決定したのち、各 Grade のスペクトル (図 3) をGaussian でフィットし、PHA[Gn] (n = 0, 2, 3, 4, 6)を求める。そして PHA[G6]−PHA[Gn] を計算することで Goﬀset を算出する。
表 1 のパラメータでシミュレーションをおこなった結果が図 3 および図 4 である。ノイズの加算により Goﬀset が大きくなる、すなわち Goﬀset にノイズ依存性があること、さらにノイズがない場合でもGoﬀset が存在することがわかった。
表 1: シミュレーションのパラメータ
Parameter
Value

ントには負に揺らいだノイズが加わったものが選択的に集まり、Grade 6 には正に揺らいだノイズが加わったものが選択的に集まる。これがノイズによる

Gofset の増加である。
図 5 は PHA0 が 120 ch と 1000 ch のときの各Grade のイベント数の割合 (Grade 分岐比) を示す。
PHA0 が 120 ch のとき、∼ 50%は Grade 0 のイベントであり、Grade 6 は僅か ∼5 %である。対してPHA0 が 1000 ch のときは、Grade 0 は ∼ 25 %、Grade 6 は ∼ 20 % となる。
以上より、Goﬀset が低エネルギー側で急増するのは、主に 2 つの要因が考えられる。まず PHA0 が大ファノ因子 F

0.115

電子雲の大きさ σ

きい場合、正に揺らいだノイズと charge shareing の0.11 pixel

初期波高値 PHA0

効果がお互いに打ち消し合う。そのため、PHA0 と100 – 1000 ch

ノイズ N

PHA[G0] の差は大きくならない。しかし PHA0 が0 – 10 ch

小さい場合、隣接するピクセルとの charge shareing

Spilt threshold

15 chの効果が小さいため、正のノイズが直接 PHA に加算されることになる。2 つ目は、PHA0 が小さいとき、全イベントに対する Grade 6 の割合が少ない。

159

2023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校(b) Mn Kα

60

1000

Counts (/ch)

10

100

1000
100
10

Counts (/ch)

104

104

105

(a) F Kα

80

100
120
PHA (ch)

140

940

960

980
1000
PHA (ch)1020

図 1: XRISM の CCD2AB で取得した X 線スペクトル。(a) は F Kα 線、(b) は Mn Kα 線である。黒と赤はそれぞれ Grade 0、Grade 6 のスペクトルを表す。

15

れは負のノイズが加わったイベントは Grade 0に、正のノイズが加わったイベントは Grade 610に選択的に集まることに起因する。

4. PHA0 が低いほど Goﬀset は急激に増加するが、

5

PHA[G6] − PHA[G0] (ch)20

3. ノイズが増加すると Goﬀset が大きくなる。こCCD2AB
CCD2CD0

これは次のような理由で起こると考えられる。
0500
PHA[G6] (ch)1000

PHA0 の大きい Grade 0 イベントに正のノイズが加わったとき、Grade がより高いものへ変化

図 2: CCD2AB(赤) と CCD2CD(黒) の Goﬀset 比較する。また charge shareing の効果が正のノイズ(Grade 0)。

と相殺する。対して PHA0 の小さいイベントでそのため、正のノイズにより Grade 6 に変更された

果が小さいため、正のノイズが直接 PHA に加Grade 0 イベントの割合が高くなる。このようなイ算されることになる。また PHA0 が小さいとき、ベントの寄与により、Goﬀset が大きくなる。

全イベントに対する Grade 6 の割合が小さい。

は、隣接するピクセルとの charge shareing の効

そのため、正のノイズにより Grade 6 に変更さ

5れた Grade 0 イベントの割合が高い。

まとめ
我々はシミュレーションにより、Goﬀset の原因が隣接ピクセルによる charge shareing、ノイズである
ことを確認した。Goﬀset が生じるメカニズムは以下のとおりである。

Reference
M. Tashiro et al. Status of x-ray imaging and spectroscopy mission (XRISM), 2020, Proc. SPIE, 11444,
1144422.

1. N = 6 ch のシミュレーションは、フライト素子 K. Mori et al. Xtend, the soft x-ray imaging telescopeの Goﬀset およびスペクトルをよく再現した。

for the X-Ray Imaging and Spectroscopy Mission(XRISM), 2022, Proc. SPIE 12181, 121811T.

2. ノイズを加えないとき (N = 0)、PHA と Goﬀset

T. Yoneyama et al. Screening and selection of
XRISM/Xtend ﬂight model CCD, 2020, NIMA 985,
164676.

には正の相関が見られた。これは隣接ピクセルとの charge shareing の効果であると考えられる。波高値が split threshold 以下のピクセルは、その値が PHA に加算されない。PHA0 が大き
いほど、この効果は大きくなる。

160

2023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校(b) N = 0 ch, PHA0 = 1000 ch

100

Counts (/ch)

1

1
60

80

100
120
PHA (ch)

960

140

1000
PHA (ch)

1020

1040

100

Counts (/ch)

100

1

1

10

1000

1000

104

980

(d) N = 6 ch, PHA0 = 1000 ch(c) N = 6 ch, PHA 0 = 120 ch

10Counts (/ch)

10

100
10

Counts (/ch)

1000

1000

104

(a) N = 0 ch, PHA0 = 120 ch

60

80

100
120
PHA (ch)

140

960

980

1000
PHA (ch)

1020

1040

図 3: シミュレーションで取得したスペクトル。ノイズの加算とともにスペクトルの幅、Goﬀset が大きく

5

10

15

N=8 ch
N=6 ch
N=4 ch
N=2 ch
N=0 ch0

PHA[G6] − PHA[G0] (ch)20なることがわかる。

0500
PHA[G6] (ch)1000

図 4: シミュレーションデータの Goﬀset。実線はシミュレーションデータで、バツ印は CCD データである。
(a) PHA0 = 120 ch

0.6
0.5

0.5

Grade branching ratio

Grade branching ratio(b) PHA0 = 1000 ch

0.6

0.4
0.3
0.2
0.1

0.4
0.3
0.2
0.1

0

0

ad
Gr

e0

ad
Gr

e2

ad
Gr

e3

ad
Gr

e4

ad
Gr

e6

ad
Gr

e0

ad
Gr

e2

ad
Gr

e3

ad
Gr

e4

ad
Gr

e6

図 5: シミュレーションの Grade 分岐比 (全イベントに対する各 Grade の割合)。バツ印は CCD2AB のデー
タである。

161

——–index へ戻る

観測 b12超伝導遷移端型 X 線マイクロカロリメータの多画素化に向けた Hydra type の解析
古山 泰成

162

2023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校

超伝導遷移端型 X 線マイクロカロリメータの多画素化に向けた

Hydra type の解析
古山 泰成 (立教大学大学院 理学研究科)

Abstract
ダークバリオンの検出を目的とした検出器のひとつとして、高いエネルギー分解能を持つ TES 型 X 線マイクロカロリメータが有力候補となっている。これは入射した X 線が吸収体で落としたエネルギーを素子の温度上昇として検出するもので、温度計の役割を果たしているのが Transition Edge Sensor(TES) である。しかしながら、この TES カロリメータで従来の半導体検出器のようなメガピクセル化を実現することは容易ではなく、自身の発熱によりアレイの配置数に上限が存在する。そこで考案されたのが、複数の吸収体を 1つの温度計 (TES) で読み出す方式、通称 hydra type TES である。本研究では、この hydra type TES の実証実験として 4 つの吸収体を 1 つの TES で読み出すことから始め、55 Fe 線源を用いて得られた信号を解析し、X 線イベントのピクセル弁別や、各ピクセルのエネルギー分解能の評価をおこなった。

1

Introduction
宇宙を構成するバリオンのうち、未検出である

ものをダークバリオンと呼ぶ。このダークバリオ
ンの一部は、数値シミュレーションにより 105 −107 K の中高温銀河間物質 (Warm-Hot Intergalactic Medium; WHIM) として分布することが示唆されている (Fukugita et al. 1998)。広範囲の WHIMの詳細な観測には高いエネルギー分解能かつ広視野の撮像能力を持つ X 線観測機器が求められる。この有力な候補として高いエネルギー分解能を持つ TES
カロリメータが期待されており、その多画素化に向

図 1: 超伝導遷移端の例。これは Mo/Cu2 層超伝導薄膜の 96 mK 付近における超伝導転移である (Irwin& Hilton 2005)。

けた Hydra type TES カロリメータの実証実験が行作し、X 線入射によって上昇した吸収体温度はそのわれた。

後熱リンクを通じて熱浴へと逃げる。X 線パルス信2号の減衰時定数は数 100 µs で、エネルギー分解能は√フォノン揺らぎから ∆E ∼ kB CT 2 /α と決まり、Methods/Instruments

数 eV のオーダーである。しかし広視野観測を念頭に
TES 型 X 線マイクロカロリメータは、X 線吸収体、 おくと、従来の半導体検出器のようなメガピクセル
温度計、熱リンク、熱浴からなる X 線検出器で、X 線化は容易ではなく、自身の発熱によりアレイの配置が吸収体で光電効果によって落としたエネルギーを数に上限が存在することが知られている。この解決

素子の温度上昇として捉える。この温度測定に用いる策として、多数の吸収体を 1 つの温度計 (TES) で読のが超伝導遷移端型温度計 (Transition Edge Sensor;

TES) で、超伝導と常伝導の間の急峻な抵抗変化を高感度な温度計として利用する。感度として、α ≡み出す方式 (通称 hydra type TES) が考案され、まずは 4 つの吸収体での実証実験が行われた (図 2)。4つの吸収体はすべて Au 薄膜の熱リンクで接続されd(ln R)/d(ln T ) が用いられ、およそ 100 − 1000 程度 ており (図 2 左)、Pix.1 の下に TES が設置されていの値である。ただし、R は抵抗値、T は温度である る。ピクセルごとに熱の移動時間すなわち信号の立(図 1)。熱雑音の少ない 100 mK 程度の極低音で動163

2023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校
ち上がり時間が異なるため、波形弁別により X 線の入射した位置を特定することができる。

図 2: 実際に製作された 4 画素 hydra type TES。右図は 4 つの吸収体で、左下から Pix.1、左上が Pix.2、右上が Pix.3、右下が Pix.4 である。左図は吸収体の下に設置された Au 薄膜の熱リンクである。TES(温度計) は Pix.1 の下に設置されている。

図 4: X 線信号の立ち上がり時間と減衰時間の分布。

4 つの集団に分かれていることがわかる。
処理を施して補正されたパルスハイトを求めたのち、

Mn-Kα の 5.9 keV、および Mn-Kβ の 6.3 keV と原点の計 3 点を用いてピクセルごとにエネルギー較正
をおこなった。結果、ピクセルごとに得られた Mn-

3

Kα 輝線を図 5 に示す。Pix.1 ではおよそ 10 eV 間隔

Results
55

Fe 線源を用いて得られた信号を図 3 に示す。X

線が入射したピクセルに対応して信号の立ち上がり時間が有意に異なっていることが確認できた。これをもとに、立ち上がり時間と減衰時間の分布から X
線イベントのピクセル分類をおこなった (図 4)。TESに近いほど信号の立ち上がり時間は速いと予想されるので、最も速いイベントから Pix.1, 2, 3, 4 と分類した。続いて、X 線のエネルギーは信号のパルス
ハイトに対応する。各イベントに対し最適フィルタ

図 5: Mn-Kα 輝線 (5.9 keV)。
の微細構造が見えたため、すべて Foigt 関数を用いてフィットした。分解能はピクセルごとにそれぞれ、

12 eV, 16 eV, 20 eV, 37 eV@5.9 keV(FWHM) であることがわかった。

図 3: 実際に観測された X 線信号。4 種類の波形が観測された。

164

2023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校

4

Discussion
分解能に関して、今回解析をおこなったデータの統計が少ないために、分解能の不確かさが比較的大きい。さらに、分解能の上限値であるベースライン
分解能が Pix.1 で約 5 eV と出ており、解析でおこなったデータの補正の方法や結果に修正の余地がある。また、信号の立ち上がり時間がピクセルごとにばらつきを持っており、TES から遠ざかるほどそのばらつきは大きくなっている。この現象は現段階で説明することができていない。

5

Conclusion
多数の吸収体を 1 つの温度計で読み出す hydra type

TES の実証実験として、55 Fe 線源を用いてその性能評価をおこなった。得られた X 線信号の立ち上がり
時間はピクセルごとに有意に異なっていることがわ
かり、各ピクセルのエネルギー分解能は FWHM で

12 eV, 16 eV, 20 eV, 37 eV@5.9 keV であることがわかった。今後はより統計の良いデータを用い、同様の解析に通す予定である。

Reference
K.D. Irwin, & G.C. Hilton 2005
M. Fukugita, C.J. Hogan, & P.J.E. Peebles 1998, ApJ

165

——–index へ戻る

観測 b13

ISS に搭載予定の X 線検出器による超高層大気の観測
計画と荷電粒子バックグラウンドの推定
岸本 拓海

166

ISS に搭載予定の X 線検出器による超高層大気の観測計画と荷電粒子バッ
クグラウンドの推定岸本

拓海 (近畿大学大学院 総合理工学研究科)

Abstract
超高層大気 (10-500 km) の密度は、地球温暖化などの気候変動の影響で長期変動する。一方、太陽の影響による短期の準周期変動 (年変動、日変動) や、磁気嵐や地上での地震・火山等の影響による突発変動も発生する。Katsuda et al. 2021 では、大気密度に応じて低エネルギー側の X 線が吸収される現象を用いて、各高度での透過 X 線の吸収率から大気密度の鉛直分布を測定した。我々はこの手法を用いて大気密度の変動をモニタリングするため、国際宇宙ステーション (ISS) の曝露部への搭載を目指した超高層大気の観測専用の

X 線観測装置の開発を行なっている。本プロジェクトは宇宙 X 線背景放射の大気透過を用いて超高層大気の密度変動を観測する。宇宙 X 線背景放射は全天に淡く広がった放射のため、Cut-oﬀ rigidity に依存する荷電粒子バックグラウンドが観測実現性を左右する。我々は、ISS に取り付けられた全天 X 線監視装置 MAXIと X 線観測装置 NICER のデータを用い、ISS 上の荷電粒子バックグラウンドの Cut-oﬀ rigidity 依存性を調査した。本講演では計画の概要と、ISS における荷電粒子バックグラウンドの調査結果を報告する。

1

し、高度 100 km 付近の大気の膨張収縮と太陽活動

Introductionの関係を調査することを目的としている。以下では、
地球大気は対流圏 (0-10 km) 成層圏 (10-50 km)、中間圏 (50-80 km)、熱圏・電離層 (80-500 km) の 4

本プロジェクトにおける X 線の観測方法とその実現に向けた荷電粒子バックグラウンドの推定について層に分類され、中間圏、熱圏、電離層はまとめて超高議論する。

層大気と呼ばれる。対流圏で CO2 が増加した場合、CO2 が熱圏から熱を奪い取り、超高層大気は冷却&
低密度化する [Manabe & Wetherald et al. (1967)]。 2

夜地球における超高層大気の密期的な密度変化として現れる。また、太陽の影響に度変化の観測

すなわち、対流圏などの気候変動が超高層大気の長よる短期の準周期変動 (年変動、日変動) に加え、磁Katsuda et al. (2021) では X 線天文衛星を用いて、気嵐や地上での地震・火山等で生じた大気波動による天体が地平線に沈む時、大気を透過した X 線が受け

突発変動も発生する。これらの変動を見るために超た吸収から大気密度を測定した。X 線が大気に入射

高層大気の長期的な観測データを解析したいが、高する場合、大気の密度によって X 線が受ける吸収が度 100 km 付近の超高層大気は人工衛星や気球によ異なる (図 1 参照)。図 2 に高度別に見たかに星雲のるその場観測が不可能であるため、大気中の中で最X 線スペクトル [Katsuda et al. (2021)] を示す。X 線

もデータが不足している。そこで我々は、国際宇宙スが透過する大気の高度が大きくなるほど、X 線がよテーション (International Space Station; 以降 ISS)

り吸収を受け、低エネルギー X 線のフラックスが減の曝露部 (MISSE モジュール) に我々が開発してい少していることがわかる。

る SOI-CMOS イメージセンサ（SOIPIX）を取り付

先行研究で用いられた天体は「かに星雲」であっ

け、超高層大気の膨張収縮を観測する計画を立ててた。ISS から見た「かに星雲」の位置は、刻一刻と変いる。本プロジェクトは宇宙 X 線の大気透過を利用化するため、本プロジェクトの観測対象として適切でして高度 100 km 付近での大気密度の鉛直分布とアはない。長期間の観測データの取得を目的としていルゴン組成の時間変化を測定し、下層大気の変動成る本プロジェクトでは、宇宙 X 線背景放射 (Cosmic分を調査すること、また太陽 X 線の大気反射を観測

X-ray Background; 以降 CXB）の大気透過を観測す

1
167

3

昼地球における太陽 X 線の大気
反射成分の観測
太陽 X 線が大気に入射した場合、散乱や光電吸収が起きる。光電吸収が起きた場合は蛍光 X 線が観測できる。この X 線を長期間観測することで、高度
図 1: 先行研究で行われた、夜地球における超高層大100 km 付近の大気の膨張収縮と太陽活動の関係を調気の観測。

査する。太陽活動は約 11 年の周期で活発化を繰り返している。次に太陽活動が極大期になると予想されるのが 2025 年である。太陽活動の極大期と観測開始の時期が重なれば、大気の膨張収縮と太陽活動の関係がより顕著に観測できるはずである。

図 4: 本研究で行う、昼地球における太陽 X 線の反射成分の観測。
図 2: 高度別に見たかに星雲のスペクトル。Katsuda

et al. (2021)

4

る（図 3 参照）。CXB は宇宙のあらゆる方向から降研究目的

り注ぐ X 線バックグラウンドであり、その起源は活本プロジェクトでは CXB を観測対象としている

動銀河核と言われている。CXB のスペクトルは光子が、非 X 線バックグラウンド（Non X-ray Back-指数 1.4 のべき関数で 40 keV 以上に折れ曲がりがあground; 以降 NXB）成分が顕著な場合は観測が不る。観測計画の実現性を議論するために CXB の値可能である。そこで本研究では、実際に ISS 軌道上と後述する NXB の推定値を比較して、ISS 軌道上でで運用を行なった検出器が取得したデータを用いて、の観測が可能かどうかを事前に調べておくことが重どの程度の NXB が検出されるかを推定し、CXB と要である。

比較した。また、その結果を用いて、本プロジェク
トの観測計画の実現性を議論する。

5

ISS 軌道上における荷電粒子バッ
クグラウンド宇宙から地球に降り注ぐ粒子には一次宇宙線と二図 3: 本研究で行う、夜地球における超高層大気の次宇宙線がある。大気に侵入した一次宇宙線は、µ観測。

粒子、π 中間子、中性子、光子などを生成し、二次宇宙線へと変化する。荷電粒子は地磁気にトラップされるため、その多くは 1000 km 以下には侵入できず、GeV を超える高エネルギー宇宙線のみが衛星軌
道や、500 km 以下の ISS 軌道まで侵入できる。地磁2168気にこれらの荷電粒子がトラップされ、帯状になっ を検証した。NICER の有効面積は 9.52 cm2 であるている領域をバン・アレン帯という。地磁気の軸がが、SOIPIX の有効面積は 4.6 cm2 である。そのた

地球の自転に対して傾いているため、バン・アレン

め、NICER の NXB のスペクトルを SOIPIX の有効

帯が ISS 軌道の高度 400 km 以下に侵入し、荷電粒面積にスケーリングする。

子が急激に増加する領域がある。この領域は南大西

本プロジェクトの観測装置で期待される CXB の洋異常帯（South Atlantic Anomaly; 以降 SAA）とスペクトルに関しては、あすか衛星を用いて得られ呼ばれ、荷電粒子バックグラウンドが桁で増加する。 た下記の結果を用いた (Kushino et al. 2002)。
また、北極・南極に近い高緯度領域でもバックグラ[

ウンドの桁での変動が見られる。

CXB =8.2 × 10

一次宇宙線の強度は磁気限界硬度（Cut-oﬀ Rigid-−7×ity; 以降 COR）の大きさで決まる。COR とは、宇

E

]−1.4

keV

(1)

[photon/cm2 /s/arcmin2 /keV]

宙線が地球大気へ入射する際の地球磁場のシールド能力を表す値である。COR が大きい領域には高エネである。本プロジェクトで使用する SOIPIX の視野

ルギーの粒子しが侵入できないため、一次宇宙線のである 30 平方度、有効面積 4.6 cm2 を用いると、強度が低い。つまり、COR が大きい領域では荷電粒[子バックグラウンドも小さくなる。

CXB =4.07 × 10−1 ×
(
×

E

]−1.4

deg2

keV
)(
)
cm2

30 deg2

4.6 cm2[photon/s/keV]
(2)

となる。
図 6 に NICER に よって 検 出 さ れ た NXB をSOIPIX の有効面積にスケーリングした場合のスペクトルと、SOIPIX の視野と有効面積を考慮した場
合の CXB のスペクトルを示す。#1、2、3、4 はの
図 5: すざく衛星が観測した 2005 年時点の軌道上

COR の違いである。#1、2 の COR は 1 GV、#3
での COR の大きさの分布 。単位は GV である。 の COR は 2 GV、#4 の COR は 10 GV である。
Suzuki et al. (2018)

7
6

議論

NICER の デ ー タ を 用 い た NXB の推定の結果、CXB の観測が現実的に可能かを考察する。COR が 10 GV の場合 NXB が CXBNXB と CXB の ﬂux の推定よりも低くなる。この範囲では問題なく CXB を観本研究では、ISS 曝露部にすでに搭載されている

測することができる。一方で COR が 1-2 GV の場合

X 線観測装置の実測データを用いて、ISS 軌道上では、NXB が CXB より大きくなるため、観測は困難の NXB の推定を行った。本研究の解析で使用したである。

データは「NICER」のものである。NICER は 2017

図 6 より、NXB は COR の値に反比例しているた

年に NASA によって打ち上げられ、その実態はシリ

め、COR 値が低い SAA や高緯度では CXB が埋も

コンドリフト検出器を多数並べたものである。我々 れてしまうことが分かる。この領域では NXB のカ
ウントレートは短時間かつ急激に何桁も変動するこの超高層大気観測に用いる SOIPIX とは、バックグ

ラウンド棄却の原理など相違点も多いが、ここでは、 とがある。

NICER の NXB レベルが SOIPIX で観測する場合と今回の結果として示した図 6 は、NICER の観測結同程度と仮定し、SOIPIX で CXB の観測が可能か果から求められたスペクトルを SOIPIX の有効面積

3169Katsuda et al., 2021, New Measurement of the VerticalAtmospheric Density Proﬁle from Occultations of the
Crab Nebula with X-Ray Astronomy Satellite Suzaku
and Hitomi, JGR: Space Phys, 126, 4.
Kushino et al., 2002, Study of the X-Ray Background Spectrum and Its Large-Scale Fluctuation
with ASCA, Publications of the Astronomical Societyof Japan, Volume 54, Pages 327–352
鈴木寛大「『ひとみ』硬 X 線イメージャの軌道上バックグ
ラウンド評価」 東京大学大学院理学系研究科 馬場・中澤研究室, 修士論文, 2018 年

図 6: NICER の NXB のスペクトルと CXB をSOIPIX の有効面積にスケールしたもの (データ点)。#1、2 の COR は 1 GV、#3 の COR は 2 GV、#4の COR は 10 GV である。実線は SOIPIX の視野と有効面積を考慮した CXB のスペクトル。
や視野を用いてスケーリングした場合のものである。
しかし、同じピクセル検出器である CCD を搭載した MAXI/SSC の NXB のカウントレートのほうが、

SOIPIX の NXB に近いかもしれない。

8

まとめ
本研究では NICER で観測された NXB を用いて、ISS 軌道上の NXB を推定した。また、CXB はあす
か衛星の観測によって得られた式を用いた。その結果、COR が 10 GV の場合は CXB が観測可能であると分かった。一方で、COR が小さい場所では一次宇宙線の強度が大きいため、NXB が増加する。そのため、SAA や高緯度では NXB に CXB が埋もれてしまうことが分かる。
今後は同じピクセル検出器である CCD を搭載した、MAXI/SSC のデータの解析を行う。

Reference
Manabe & Wetherald et al., 1967, Thermal Equilibriumof the Atmosphere with a Given Distribution of Relative Humidity, JAS, 24, 241.
Roble & Dickinson et al., 1989, How will changes incarbon dioxide and methane modify the mean structure of the mesosphere and thermosphere?, GRL, 16,
1441.

4
170

——–index へ戻る

観測 b14湾曲 Si 結晶を用いた Bragg 反射型偏光計の作成及び性
能評価
瀬口 剛弘

171

未提出

172

——–index へ戻る

観測 b15銀河団中心銀河 H1821+643 の Chandra X 線衛星の詳細解析
藤井 麟太郎173

2023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校

銀河団中心銀河 H1821+643 の Chandra X 線衛星の詳細解析
藤井 麟太郎 (立教大学大学院 理学研究科)

Abstract
H1821+643 は低赤方偏移 (z=0.299) の銀河団に属する銀河であると同時に、中心に光度の大きな活動銀河
核を持つ天体である。先行研究では、AGN によって形成された X 線空洞と思われる表面輝度の低下を発見したが、その空洞が X 線で見えているのかどうか解析が難しい。そこで、Richardson-Lucy deconvolution(RL法) を用いることで構造が鮮明化できないか考えた。RL 法とは、既知の Point Spread Function(PSF, 点拡がり関数) と衛星が実際に観測、撮像した画像からベイズ推定によって真の画像を推定するという手法である。しかし、X 線観測衛星 Chandra に搭載されている CCD 検出器は他の検出器と比較して時間分解能が悪いため、明るい天体を観測するときに複数の入射 X 線光子の撮像領域が重なり合うことでイベントの抽出がうまくされない”Pileup”が発生する。Pileup などの効果を考慮するために RL 法の他に Blind-RL 法を導入した。基本的な考え方は RL 法と同じではあるが、Blind-RL 法は PSF の推定も同時に行う。本発表ではBlind-RL 法が RL 法とどう変わるのか、Pileup の強い H1821+643 の他に Pileup の弱い天体と Pileup がない天体に適用することで、RL 法と Blind-RL 法のそれぞれの手法について議論を行う。

1

宇宙 X 線観測においては望遠鏡や検出器の応答が畳Introduction

み込まれているため、それらを考慮しないと実際の空
H1821+643 は銀河団の中心に存在する銀河 (銀河間的な拡がりを推定することはできない。1 つの手法
団中心銀河) でクエーサーと呼ばれる活動銀河核を含として、Richardson-Lucy deconvolution(RL 法) がむ。中心にある超大質量ブラックホールは 300 億太あり、既知の PSF と衛星が撮像した画像からベイズ
陽質量と最も大規模なものの 1 つであると推定され推定を繰り返し計算することで真の画像を推定する。
る。また、低赤方偏移 (z=0.299) で現在も成長段階
しかし、Chandra 衛星に搭載されている CCD 検出にいる H1821+643 は銀河団における銀河の形成過器で明るい天体を観測すると Pileup が発生してしま程を調べることのできる稀有な天体とされている。
うことがわかっている。本研究では、この Pileup の超大質量ブラックホールは我々が存在している天効果を考慮することを視野に、Pileup の強度が異なの川銀河のような大きな銀河や、銀河団の中心にある天体をそれぞれ用意し解析を行った。
る銀河をはじめとするあらゆる巨大銀河の中に存在する。そこでの 5000 万度にも及ぶ超高温のプラズマから強い X 線が放射され、時間と共に熱を放出していく。やがてプラズマが冷えると星が形成されるが2

Methods/Instruments
and Observations

2.1

ChandraX 線衛星と使用するデータ

しかし、ブラックホールが周囲のガスを再加熱して星の形成を妨げる。これは、ブラックホールの中心から熱せられた物質がジェットとして噴射されるこChandraX 線衛星は、1999 年 7 月 23 日に NASAとによって起こる。このジェットは周りのガスを押しのけることで空洞を形成することが知られているが、 によって打ち上げられた人工衛星である。Chandra
H1821+643 にも空洞と思われる表面輝度の低下が先 には、高解像度 X 線 CCD カメラ (ACIS)、高分解行研究から見られている。しかし、実際のところ X

能カメラ (HRC)、高エネルギー用の透過 4 型回折

線で見えているのか解析が難しい。

格子 (HETG)、低エネルギー用の透過型回折格子

本研究では、ChandraX 線衛星で観測されたデー(LETG)、X 線反射鏡 (HRMA) が搭載されている。

タを使い、撮像画像からはわからない空間的な拡がり

また、Chandra の望遠鏡はウォルター I 型 X 線望遠を鮮明化することを大きな目標としている。しかし、 鏡が採用されている。これは、X 線が滑らかな金属

174

2023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校
面すれすれに入射すると全反射を起こすことを利用

ウンド由来のイベントなのかを判定する「グレードしたもので、回転放物面と回転双局面の反射基盤を法」が用いられている。CCD 検出器が初めて搭載さ

バームクーヘン状に配置した構造となっている。以

れた「あすか」衛星で採用されているグレード法は、下にその構造を示す。特に Chandra の望遠鏡は角度

grade0〜7 に分けられ、grade0, 2, 3, 4, 6 が X 線由

分解能が 0.5 秒角と X 線観測衛星の中で最も良い性

来のイベント (good event) として判定され、grade1,

能を誇っている。

5, 7 がバックグラウンドのイベント (bad event) として処理される。

Pileup とは、検出器の同じ領域に入射した 2 つ以
上の光子が 1 つのイベントとして処理されてしまうことを言う。例えば、2keV の光子と 5keV の光子が入射した際に合わせて 7keV のイベントとされてしまい、スペクトルが高エネルギー側にシフトしてしまう。また、複数のピクセルに跨って入射した 2keVと 5keV の光子がまとめて 7keV のバックグラウンド
イベントとして除去されてしまい光子の過小評価に
図 1: ウォルター I 型望遠鏡の構造

繋がるといったことが起きる。

今回使用した Chandra のデータは、ACIS で観測されたデータのうち、2008 年の同時期に観測された

2.3

Observation ID 9398, 9845, 9846, 9848 で、以下の表の通りである。

Point Spread Function(PSF, 点拡がり関数)

PSF は、恒星などの点源を撮像した時の拡がり具

表 1: 本研究で使用する ChandraX 線衛星のデータ合を表した関数である。Chandra で観測したときのPSF は検出器の形状や、焦点面への配置などによっ
ObsID

Exposure Time(ks)Observation Dateて影響を受けてしまうため、理論的に計算すること

9398

33.7

2008/4/21は難しい。そのため、本研究では実測に基づいたシ

9845

24.2

2008/4/14

ミュレーションにより生成する。Chandra の PSF は

9846

18.1

2008/4/20

光軸から離れるほど大きくなり、光軸との傾きに応じ

9848

11.0

2008/4/23て PSF の楕円形の傾きが変化する。また、入射エネ
ルギーが大きいほど PSF が大きくなる傾向にある。

2.4

Richardson-Lucytion(RL 法)

deconvolu-

Richardson-Lucy deconvolution(RL 法) は、既知の PSF と衛星の観測画像から真の画像 (実際の空間の拡がり) を推定する手法である。観測画像やその分布や既知の PSF をベイズ推定を用いて繰り返し計算
することで真の画像を推定する。理論式は以下の通図 2: ObsID を結合した H1821+643 のイメージ

2.2

りである。

Wi,r+1 = Wi,rCCD の grade と Pileup∑k

CCD 検出器で X 線の観測を行う際に、入射してくる光子が X 線由来のイベントなのか、バックグラ

175∑

Pi,k Hkj Pj,k Wj,rr = 0, 1, 2, ...
(1)

2023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校
各添字の i, j, k は画像のピクセル座標を指している。 3.2

W は真の画像、H は撮像画像、r は反復回数としている。また、真の画像 Wj が撮像画像 Hk で観測されるときの確率を P (Hk |Wj ) = Pj,k でこれを PSFとしている。

2.5

Blind-RL 法の導入

Blind-RL 法を H1821+643(Pileup 強) に適用する
際に、Blind-RL 法が Pileup が起きない or 弱い天体でも正しく動作するのかを確かめるために、そちらも併せて適用した。以下にその図を示す。

Blind-RL 法

基本的には RL 法と同様の概念が用いられるがBlind-RL 法では PSF の推定も同時に行う。数学的に、撮像画像は真の画像と PSF の畳み込みで表現することができ、任意の f と g は交換律から f ⊗g = g ⊗f(a) 元画像が成り立つ。つまり、真の画像と PSF の対応が反対になっていても数学的に問題はない。この性質を利(b) RL 法(c) Blind-RL 法

図 4: Pileup 無 (pks 0637-75)、r=50

用すると、真の画像がわかっている場合には PSF の推定を行うことができる。つまり、Blind-RL 法では
真の画像と PSF の初期値を与えて、反復回数ごとにRL 法により真の画像と PSF を交互に同時に推定する。理論式は以下の通りである。
{[
]
}
H(x)
Pr+1 = Pr (x) Pr (x)⊗W
⊗
W
(−x)
r
r (x)

{[
Wr+1 = Wr (x)H(x)
Wr (x)⊗Pr (x)]⊗ Pr (−x)(2)}(a) 元画像(3)(b) RL 法(c) Blind-RL 法

図 5: Pileup 弱 (3C273)、r=50

W, H, r は RL 法の時と同様で、x は二次元のピクセ
ル座標を表している。

3

Results

3.1

RL 法の結果

RL 法を H1821+643 に適用した結果を図 3 に示す。

(a) 元画像左から反復回数が 10 回、50 回の結果を示している。
反復回数が増えると中心領域に欠けた構造を確認す(b) RL 法(c) Blind-RL 法

図 6: Pileup 強 (H1821+643)、r=50

ることができる。

4

Discussion
図 4〜6 について、Pileup をしている天体の結果を見てみると Blind-RL 法の方が Pileup の影響が補正されていることが見て取れる。しかし、Pileup をし(a) r=10(b) r=50

図 3: H1821+643 の RL 法の結果ていない天体に注目してみると、RL 法よりも Blind-

RL 法の方が拡がりが大きく、真の画像の推定が上手くできていないことがわかる。つまり、PSF が画像よりも過剰に推定されてしまっているため、Pileup176

2023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校の効果が PSF 側に吸収され図 4 では画像の推定が上
手くいかなかったと考える。

5

Conclusion
本発表では、Pileup の強度別で複数の天体に対して RL 法と Blind-RL 法を適用し比較をした。しかし、PSF の推定が過剰に行われていると考えられる
ため、真の画像がより推定されるよう見直していく必要がある。今後の展望として、Blind-RL 法での結果を入力として位置依存型 RL 法に組み込めないか
試していきたい。

Reference
H. R. Russell et al. 2010, MNRAS, Volume 402,
1561–1579
Richardson, William Hadley. 1972, JOSA, 62, 55-59
Lucy, L. B. 1974, Astronomical Journal, 79, 745-754
D.A.Fish et al., 1995, JOSA, 58-65

177

——–index へ戻る

観測 b16

高感度 MeV ガンマ線天体観測のための ETCC 開発
塚本 博丈

178

2023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校

高感度 MeV ガンマ線天体観測のための ETCC 開発
塚本 博丈 (京都大学大学院 理学研究科)

Abstract
X 線〜ガンマ線領域の背景放射の起源を探ることで、活動銀河核の歴史、つまり超巨大ブラックホールの成長過程を確認できるとされており、また背景放射を個々の線源に分解することで、背景放射によって埋もれていた未知の天体や新しい物理に触れる可能性がある。しかし 0.1-100 MeV の MeV ガンマ線の背景放射
は、その観測自体の困難さも相まって未だ起源が判明していない。そこで我々は高い精度で MeV ガンマ線を観測できる電子飛跡検出型コンプトンカメラ（ETCC）を開発し、その性能を気球実験で実証する SMILE計画を進めている。SMILE-I での MeV ガンマ線背景放射観測では、過去の観測事例と矛盾ない結果が得られたが、起源を解明するまでには至っていなかった。SMILE-2+では検出感度が改善したことから、検出器の内在バックグラウンドが存在することが判明した。
Figure 1. from Probing the Cosmic X-Ray and MeV Gamma-Ray Background Radiation through the Anisotropy
Inoue et al. 2013 ApJ 776 33 doi:10.1088/0004-637X/776/1/33
https://dx.doi.org/10.1088/0004-637X/776/1/33© 2013. The American Astronomical Society. All rights reserved.

1

研究の背景

1.1

MeV ガンマ線領域のサイエンスと宇
宙背景放射

光子のエネルギーが 0.1-100 MeV の MeV ガンマ
線領域のサイエンスとして、放射性同位体の崩壊に伴う核ガンマ線から超新星爆発中の元素合成の解明
や、長寿命の放射性同位体の銀河系内分布から元素拡散の様子を観測することができると期待されている。また銀河中心領域に広がる電子陽電子対消滅線を観測することで、暗黒物質も候補として挙げられる陽電子起源を探ることができる。さらには中性パ

図 1: 宇宙 MeV ガンマ線背景放射の放射スペクトルイ中間子の崩壊ガンマ線や原子核の脱励起線から、そモデル。セイファート、FSRQ、Compton-thick AGN

れぞれ >200 MeV、10-100 MeV のエネルギーを持の放射モデルと過去の観測結果とを比較している。[8]つ宇宙線の相互作用を確認することができ、宇宙線より。

起源の解明に繋がる。
宇宙のどの方向からも一様に放射されている電磁特に X 線〜ガンマ線の高エネルギー天文学において波である宇宙背景放射については、マイクロ波領域

は活動銀河核の歴史、つまり超巨大ブラックホールの宇宙マイクロ波背景放射（CMB）がビッグバンのの成長過程を確認することができると期待されてい証拠として有名だが、マイクロ波以外の波長帯にもる [1] 。また背景放射を個々の線源に分解していく
背景放射は存在する。例えば X 線領域の背景放射は、 ことで、背景放射によって埋もれていた未知の天体
チャンドラ衛星の観測により活動銀河核（AGN）のや新しい物理に触れる可能性も存在する。

セイファートが起源だと判明した [1]。また GeV ガ

MeV 領域にも宇宙背景放射の観測報告は存在してンマ線領域の背景放射は、AGN のブレーザー・星形

いる。起源候補としては主に、1.Ia 型超新星爆発（た成銀河・電波銀河の３種族からの寄与によって説明だし [3] では否定的）、2. セイファートの非熱的な高が可能である [2]。

エネルギー成分 [4]、3.. ブレーザー（FSRQ） [5] の宇宙背景放射の起源を解明することによって、各３つが挙げられている。しかし観測自体に大きく不波長で支配的な天体の歴史を紐解くことができる。 定性があり、MeV ガンマ線背景放射の起源について

179

2023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校

図 2: X 線・ガンマ線源の年代ごとの天体数の推移。
通称木舟プロット。他波長に比べて MeV ガンマ線領
域は発見天体数が非常に少ないことが見て取れる。[7]図 3: ETCC の構造のイメージ図（左）と、従来コより。

ンプトン法と ETCC でのイメージングの例（右）は未だ解明されていない。起源の特定のために、今後の観測技術の発展が待ち望まれている。

2

電子飛跡検出型コンプトンカメラ（ETCC）と SMILE 計画

1.2

MeV ガンマ線観測の現状

我々は次世代の MeV ガンマ線検出器として、３次MeV ガンマ線観測は、実は観測自体が困難で他波 元ガス飛跡検出器とシンチレータからなる電子飛跡検長領域に比べて研究が大きく遅れている分野である。 出型コンプトンカメラ（Electron-Tracking Compton
例えば X 線の場合、斜入射型の鏡で反射することをCamera; ETCC）の開発を行なっている。従来のコ利用して集光することができるが、MeV ガンマ線のンプトン法ではコンプトン散乱において、散乱ガン

場合は透過力が強いため集光できず、広い有効面積

マ線のエネルギーと散乱位置・散乱方向、反跳電子のを確保することが出来ない。また MeV ガンマ線と物

エネルギーのみを検出していた。その為観測対象か質との相互作用で優位なコンプトン散乱の際、入射らの入射光子の方向は、散乱方向を中心とした散乱

光子のエネルギー・到来方向の情報を一部失ってし角 θ をなす円環上にしか制限することが出来なかっ

まうので SN 比が悪くなってしまう。更には宇宙線た。しかし ETCC では３次元ガス飛跡検出器によっと観測器との相互作用からも放射性同位体や励起原て、反跳電子の飛跡も検出する。これによって運動子核が生成されて雑音ガンマ線が大量に発生してし量保存則に基づいて、入射ガンマ線の方向を一意にまう。従来 MeV ガンマ線観測には、符号化マスク法

定めることが出来る（図 3 右）。これによって直接的やコンプトン望遠鏡が用いられてきたが、直接的になイメージングが可能になり、更には観測領域外かイメージングを行う方法は未だ存在せず、SN 比の高らの雑音ガンマ線の入射を大きく減少させ、SN 比をいデータのまま処理を行わなければならなかった。

改善することが出来る。
さらに ETCC には荷電粒子のエネルギー損失率に

実際 MeV ガンマ線領域の観測は、1990 年代の

COMPTEL が数十天体を発見し [6] た後、大きな進 よって粒子識別を行い、観測対象からのコンプトン
展はないのが現状である（図 2）。MeV ガンマ線天 散乱によるイベントと、宇宙線などによるそれ以外
文学の発展のためには、光子ごとに到来方向を一意のイベント事象とを区別することが出来る。また散に決定できて角度分解能が高く、さらに観測対象か

乱ガンマ線と反跳電子のなす角は、角度の定義かららの光子以外の雑音を強力に排除するような次世代

幾何学的に導くことも、散乱ガンマ線と反跳電子のの MeV ガンマ線検出器が必要になる。

エネルギーからも求めることが出来る。よってこの両者が一致するかを見ることで、検出した事象がコンプトン散乱であるかどうか判断し、コンプトン散1802023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校

図 4: SMILE-I での Growth Curve と MeV ガンマ線
背景放射の解析結果。検出器に入射するガンマ線を
背景放射＋大気ガンマ線＋検出器のバックグラウン
ドの３成分に分けて ﬁtting している。[9] より。
図 5: SMILE-I による MeV ガンマ線背景放射のフ乱以外の雑音を除去することが出来る。このように

ラックス（赤点）と過去の観測との比較。[9] より

ETCC には強力な雑音排除能力も兼ね備えており、散乱された後に検出器に入る成分 fs (z) とに分けて従来よりも高感度な観測を可能としている。
この ETCC が宇宙環境下でも高感度なガンマ線観

考える（τtot は大気での吸収の断面積）：測が可能であることを実証し、科学観測へと繋げるために成層圏気球を用いた Sub-MeV/MeV gamma-ray

Imaging Loaded-on-balloon Experiments（SMILE）という計画を進めている。2006 年の三陸で行われた

fc (z) = fn (z) + fs (z)(1)

fn (z) ∝ exp(−τtot z)(2)

そして背景放射のうち大気で散乱されてから検出器

SMILE-I、2018 年オーストラリア アリススプリング に入る割合 λ(z) をシミュレーションで計算してからスで行われた SMILE-2+では、ETCC の性能実証の 背景放射の ﬂux を求めている：
ために観測を行った [9, 10]。これらの気球実験を通1exp(−τtot z)(3)
fc (z) ∝して ETCC が設計感度をほぼ達成し、高感度な天体
1 − λ(z)
観測が実証されつつあることを踏まえて、科学観測
fs (z)
λ(z) :=(4)を目的とした気球実験 SMILE-3 を 2027 年に計画しfn (z) + fs (z)ている。
2. 大気ガンマ線とは、空気シャワーによって生じた二次荷電粒子が制動放射によって放射するガンマ線で3あり、宇宙線の標的である大気厚みに比例する [11]。

SMILE-I での背景放射観測

3. 宇宙線と検出器の相互作用によるバックグラウン

気球高度において検出器に入射するガンマ線は、1.

ドはシミュレーションにより見積もる。

ガンマ線背景放射、2. 大気ガンマ線、3. 宇宙線と検SMILE-I での観測値を用いて Growth curve を得出器の相互作用によるバックグラウンドの３つが考て、宇宙線強度が宇宙線と筐体との相互作用からのえられる（以下 z は大気厚さ（Atmospheric Depth） 雑音シミュレーションで用いたモデルから大きくずである）。1. ガンマ線背景放射 fc (z) は、大気中で散れないと仮定して 1. と 2. の成分をパラメータとして乱されずに直接検出器に入る成分 fn (z) と大気中でﬁtting を行い（図 4）、ガンマ線背景放射の強度を求

181

2023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校ていない MeV ガンマ線背景放射の観測について、

SMILE-I では過去の観測と矛盾ない結果が得られたが起源の特定までには至っていない。その後のSMILE-2+でも背景放射観測は行われたが、検出器の内在バックグラウンドが存在することが判明し、これの影響がまだ検証されていない。検出器の内在バッ
クグラウンドの推定が終了し次第、MeV ガンマ線背景放射観測を解析する。

Reference[1] Ueda et al, 2003, ApJ, 598, 886
図 6: シンチレータの内在 BG を示すスペクトル[2] Ajello et al, 2015, ApJ, 800, L27
めた（図 5）。ETCC の性能実証のために実験された[3] Ahn et al, 2005, PRD, 71, 121301

SMILE-I での背景放射観測の強度は過去の観測事実と矛盾ない結果が得られていることが分かる。しか[4] Inoue et al, 2008, ApJ, 672, L5

し統計不足もあり、背景放射の起源の特定を示唆す[5] Ajello et al, 2009, ApJ, 699, 603

るには至っていない。

[6] Schönfelder et al, 2000, Astron. Astrophys.

4Suppl., 143, 145-179

SMILE-2+での背景放射解析の
現状[7] 井上 芳幸, 2018, 天文月報, 111, 740[8] Inoue et al, 2013, ApJ, 776, 33

SMILE-2+においても背景放射は観測されている。
しかし解析を進めバックグラウンドの理解を進める
内に、1.ETCC 内部のシンチレータに U/Th 系列不純物が多く含まれている、2. シンチレータの後段の光電子増倍管（PMT）に 40 K が含有していることが[9] Takada et al, 2011, ApJ, 733, 13[10] Takada et al, 2022, ApJ, 930, 6[11] Schönfelder et al, 1977, ApJ, 217, 306

分かった（図 6）。背景放射のエネルギースペクトルを得るにはこれら内在バックグラウンドの影響を差し引かなければならない。
現在、これら内在放射性同位体による影響の見積もりを進めている。内在バックグラウンドと各高度での機器由来の雑音量を見積もった後に、growth curveの解析から SMILE-2+での背景放射のエネルギース
ペクトルが得られる。

5

まとめ
我々は観測自体が困難な MeV ガンマ線を高感度で検出する電子飛跡検出型コンプトンカメラ（ETCC）の開発を行い、その性能を成層圏気球で実証する

SMILE 計画を進めている。特に未だ起源が判明し182

——–index へ戻る

観測 b17

ガンマ線天文気球観測実験 SMILE-3
吉岡 龍

183

2023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校

MeV ガンマ線天文学気球観測実験 SMILE-3
吉岡 龍 (京都大学大学院 宇宙線研究科)

Abstract
MeV ガンマ線における天文観測では、銀河中心方向からは大きく広がった空間分布を持つ電子陽電子対消滅
線や連続的なエネルギースペクトル構造を持つ銀河系内拡散ガンマ線が検出されている。しかし、この陽電子の起源や系内拡散ガンマ線の放射機構は未だ明らかにされていない。これらの起源の有力な候補に、原始ブラックホールや暗黒物質 WIMP が挙げられており、天文学のみならず宇宙論・素粒子物理学からも MeV
ガンマ線帯域における銀河中心領域の詳細観測が切望されている。COMPTEL 以降２０年間停滞する MeV
ガンマ線天文学を進展させるべく、我々は電子飛跡検出型コンプトン望遠鏡 (ETCC) を開発してきた。2018年には、天体観測実証実験 SMILE-2+ を実施し、銀河中心領域に広がる電子陽電子対消滅線と MeV ガン
マ線拡散放射が存在を確認した。よって、SMILE-2+ よりも大面積・高角度分解能の ETCC を気球に搭載し、これらガンマ線の空間分布とエネルギースペクトルを得ることで、原始ブラックホールや WIMP の存在に迫る、SMILE-3 実験を計画している。ETCC の改良として、ガス飛跡検出器中のガスの種類変更による、ガンマ線有効検出面積の向上と Trigge 方式の変更による不感時間の削減が考えられている。

1

MeV ガンマ線天文学の現状

1.1

MeV ガンマ線観測ず、これでは陽電子がポジトロニウムを生成できるほど冷却するには長い飛程が必要であり、銀河中心領域に分布する電子陽電子対消滅線を説明できない。

MeV ガンマ線領域は (0.1-100 MeV) での観測は相互作用がコンプトン散乱優位であるため、入射ガ
ンマ線のエネルギーと入射方向を特定しずらい。また、宇宙線と物質との相互作用で励起された原子核がガンマ線を放出し、雑音となる。これらの理由か
ら MeV ガンマ線観測は困難な状況にある。

銀河系内拡散 MeV ガンマ線についても、MeV ガン
マ線放射を示唆する明確な折れ曲がりが 0.1 MeV 付
近に観測されている。観測されるエネルギースペク
トルが電子宇宙線と星の光との逆コンプトン散乱で期待される強度より明るくなっており、電子宇宙線と星の逆コンプトン散乱では説明できない。このよ
うに銀河中心に広がる陽電子と拡散 MeV ガンマ線の起源が説明できない状況である。ここで現在考えら

1.2

銀河中心領域での観測れている説を 4 つ紹介する。

INTEGRAL、OSSE などが、銀河中心領域に広がる電子陽電子対消滅線の 511keV と連続したエネル
ギースペクトルを持つ銀河系内拡散 MeV ガンマ線を観測している。陽電子電子対消滅線に関しては観測されたエネルギースペクトルから 90% 以上がポジト
ロニウムの崩壊によるものだとわかっている。ポジとトロニウムを生成する、つまり陽電子が電子を捕獲するには陽電子の運動エネルギーは 10-100 eV である必要がある。ところが、現在わかっている陽電子の起源では陽電子のエネルギーがすべて 1 MeV 以
上になってしまう。また、銀河中での陽電子の冷却機構を考えると、1 MeV 以下の陽電子をさらに冷却させるには電離によるエネルギー損失しか考えられ一つ目はベータ崩壊による陽電子の生成である。恒星により 26 Al や 24 Ti が生成されるのだが、これがβ+崩壊によって陽電子を出し、これが銀河中心領域の対消滅線の起源であるという説だ。26 Al はベータ崩壊する際に 1.809 MeV のガンマ線を放射するのだが、実際に、SPI がこの放射を銀河中心領域で観測しており、26 Al が銀河中心領域で分布しているのは知られている。。しかし、この β+崩壊が生成する陽電子はポジトロニウムを形成できないほどエネルギーが高く、この陽電子がどう伝搬されてエネルギーを落とすかは未解明である。
二つ目は銀河中心に広がる拡散 MeV ガンマ線の起源が宇宙線と分子雲の相互作用によってできた脱励184

2023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校
起ガンマ線であるとするものである。しかし、脱励
起ガンマ線はまだ検出おらず、また期待されるエネ
ルギースペクトルの強度は逆コンプトン散乱によるスペクトルよりも小さい。
三つ目は原子ブラックホールによる放射が拡散

MeV ガンマ線と陽電子の起源となっている説である。原始ブラックホールとは初期宇宙で誕生したブ
ラックホールであり質量が 1016 -1017 g であり、寿命が 1012 -1015 である。このブラックホールはホーキン
図 3: 銀河中心領域のスペクトル [5]グ放射で MeV の放射を出すと考えられており、これが拡散 MeV ガンマ線や低エネルギーの陽電子の放出源となりうると考えられている。
最後の説は質量が 10 MeV ほどの軽い暗黒物質の対消滅によるものである。この軽い暗黒物質は対消滅で電子・陽電子対やガンマ線を放出すると期待されている。

図 4: 宇宙線-分子雲間相互作用で生じるガンマ線エネルギースペクトル [2]図 1: 銀河中心での電子陽電子対消滅線の空間分布[1]

図 5: 原始ブラックホールの存在制限 [5]1.3SMILE-2+での観測

SMILE-2+計画は、2018 年にオーストラリアのア
リススプリングスで行われた MeV ガンマ線観測のための気球実験である。全単射望遠鏡による天体観測に成功し、SMILE-2+が観測した銀河中心領域の
図 2: ポジトロニウム生成時の陽電子散乱断面積 [3]ガンマ線エネルギースペクトルは COMPTEL や IN-

TEGRAL と誤差の範囲で矛盾しなかった。有効面
積は 1 cm2 で、検出可能エネルギー帯域は 0.15-2.1

MeV であった。

185

2023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校
さくなる。このおかげでコンプトン散乱による有効な検出数が増え、荷電粒子が起こす光電効果によるノイズが減る。しかし、コンプトン散乱の反応数が増えるということはガス検出器内での放電量も増え、電子基板に負荷がかかってしまう。SMILE-2+の時点
でこのガスを使わなかったのは電子基板の放電に対する安定性を考慮してのものであったが、SMILE-3では電子基板の材質をより安定なものに変えること
図 6: 軽い WIMP 対消滅によるガンマ線スペクトルで三気圧の CF4 を充填できるようにする。

[5]

SMILE-3 で求められる性能

2

SMILE-3 とは科学観測を目的とした長時間気球実験であり、銀河中心での電子陽電子対消滅線や銀河面の 26 Al や 60 Fe などの観測することにより、その観測されたエネルギースペクトルから陽電子と銀河系内拡散 MeV ガンマ線の起源に制限を設けることが目的である。これを達成するために SMILE-3 の検出

図 7: ETCC

器に求めらる性能は SMILE-2+と比べて有効面積が5-10 倍、角度分解能が 2-3 倍であり、検出可能なエ
ネルギー帯域は 0.15-10 MeV である。

3

SMILE-3 での改良

3.1

TPC のガスの変更

TPC とは荷電粒子の飛跡情報を三次元的にとらえることのできるガス検出器である。Micro Pixel

Chamber(µ-pic) と Gas Electron Multiplier(GEM)の二つのガス増幅器を用いることで電子の増幅・検出を行っている。TPC に充填されているガスと入射ガ

図 8: 充填されたガスとガンマ線の散乱断面積

ンマ線がコンプトン散乱を起こし、その散乱電子をµ-pic と GEM の電極を用いて増幅させ飛跡を検出している。充填されているガスとの散乱断面積を増やすにはガスの電子数を増やせばよい。つまり、ガスの気圧をあげ、低元素分子ガスを用いることで有効面積が上がる。
具 体 的 な 改 良 と し て 、SMILE-2+で は 二 気 圧の Ar(95%)CF4 (3%)isoC4 H1 0 を 使 用 し て い た 。

SMILE-3 では三気圧の CF4 の使用を考えている。
CF4 は Ar(95%)CF4 (3%)isoC4 H1 0 に比べて、コン
プトン散乱断面積が大きく、光電効果の断面積が小186

図 9: 有効面積

2023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校

trigger の変更

3.2

TPC に入ったガンマ線はコンプトン散乱をし、散乱電子を TPC で散乱ガンマ線をシンチレータで検出する。先にシンチレータにヒットがあり、電子のドリフト時間分だけ遅れて TPC の信号が遅れて検出される。Trigger の役割は両方でヒットしたデータを取得することである。またデータを取得するたびに粒子の検出が止まってしまい、不感時間が生まれてしまうのだが、この不感時間を減らすことで粒子検出数を増やすことができる。

SMILE-2+ではデータを Commom-Start 型と呼ば

図 12: 不感時間れる方式で読み出していた。これはシンチレータにヒットすると Trigger がかかり、TPC のヒットに関係せずデータを取得してしまうのである。これはシンチレータへのヒットデータを一時的に保管できな
いためにこのような方式を採用していた。

SMILE-3 では Common-Stop 型と呼ばれるデータ
読み出し方式を採用する予定である。シンチレータ
へのヒットデータを一時的に保管することで、ある一定期間に TPC とシンチレータ両方にヒットがあったときのみ Trigger をし、Trigger から遡ってデータ

図 13: 検出感度を取得することを可能にした。こうすることで必要なデータのみを取得するため不感時間は減り、結果と有効面積を上げることによって銀河中心に広がるとして検出数が増える。

放射の起源に制限を設けたい。具体的な改良として

TPC のガスを 3 気圧の CF4 にすることで有効面積を上げる。Trigger 形式を Common-Start 型にすることで不感時間を減らす。こうすることで期待される SMILE-3 の性能は SMILE-2+と比べて検出感度が約 10 倍 (1MeV)、有効面積も約 10 倍 (0.3MeV) であり、検出可能なエネルギー帯域は 0.15-10 MeV と
図 10:のSMILE-2+で 図 11:

Trigger(Common- のStop))

SMILE-3 でなっている。

Trigger(Common-

Start)

Reference[1] T.Siegert et al. 2016, A&A

3.3

SMILE-3 で期待される検出感度4まとめ[2] E.Orland et al. 2019, BAAS
[3] N.Pantzos et al. 2011, REVIEWS OF MODERNPHYSICS

銀河中心領域で起源不明の電子陽電子対消滅線や[4] B. J. Carr et al. 2010

拡散 MeV ガンマ線が観測されている。SMILE-2+[5] A.W. Strong et al. 2011

でも過去の観測と誤差の範囲で矛盾なくこれらの放射が観測されている。SMILE-3 ではより検出感度187

——–index へ戻る

観測 b18X 線観測衛星用井戸型シンチレータ技術を用いた医療用高感度ガンマ線プローブの開発
清水 康行

188

2023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校

X 線観測衛星用井戸型シンチレータ技術を用いた医療用高感度ガンマ線プローブの開発
清水 康行 (東京理科大学大学院 創域理工学研究科)

Abstract
我々は、宇宙 X 線ガンマ線観測用検出器の開発で培った宇宙観測技術をベースに、理学、工学、医学の研究者が共同で、核医学分野での実用化を目的に、新しい高感度ガンマ線プローブを開発している。核医学分野の検出器として要求される性能は、測定時間の短さや、測定対象外の臓器に貯留した薬剤からの放射線がバックグラウンドになることなど、これまでの X 線ガンマ線宇宙観測用の検出器に求められる性能とは異なるものもある。核医学分野からの要求を満たすための検出器の更なる性能向上は宇宙観測のための技術の進歩へとつながることが期待される。現在我々は、S/N 比向上のため、数 keV から数 100 keV に対して感度とエネルギー分解能が高い CdTe 検出器を主検出器に、CsI(Tl) シンチレータと PMT(光電子増倍管) をシールド用検出器として採用した新型のアクティブシールド検出器の開発を進めており、本講演では新型のアクティブシールド検出器の開発状況と、性能向上に向けた今後の展望について報告する。

1

研究背景

そこで我々は、S/N 比向上のため、宇宙観測技術であるアクティブシールドを用いた、新しい検出器
1980 年代以降、日本における死因の一位はがんで を開発している。
ある。新しい治療方法として Radio-Theranostics が研究されている。

Radio-Theranostics とは、がんの目印であるがん

2抗原を特異的に認識する薬剤 (キャリア) を、殺細胞効果の高い α/β 線放出核種で標識したものを治療薬として用いる放射線内容療法であり、近年、新しいがんの治療法として注目されている。α/β 線放出核種の多くは、組織透過性の高いガンマ線も放出する
ため、薬剤の組織分布を画像化できるなど治療薬の開発に有用である。しかし、これらの核種は、崩壊検出器原理
井戸型アクティブシールド検出器は、主検出器と主検出器を井戸型に囲むシールド用検出器からなる。
主検出器を井戸型に囲むことで、シールドとコリメータを兼ねる。また、主検出器とシールド用検出器で反動時計測を行うことで、検出器由来のバックグラ
ウンドも取り除く。

による娘各種の混在、散乱線などの影響で、ノイズ本検出器で検出対象とする、10 数 keV から 500

信号が多く存在する。正確な薬剤の定量や生体のイ

keV において、検出器とガンマ線との相互作用として主要なものは、光電吸収とコンプトン散乱である。

メージングには、S/N 比を高めるために工夫が必要である。

光電吸収は、ガンマ線が全エネルギーを検出器に落とすことで、スペクトルのピークを作る。一方コンプトン散乱は散乱の後のエネルギーがE γo =

E γi
Eγi
1 + me c2 (1 − cos θ)(1)で表される。ここで、Eγi , Eγo は入射ガンマ線と散乱ガンマ線のエネルギーを、me c2 は電子の静止質量エネルギーを表す。(1) より、コンプトン散乱したガ
図 1: 医療用途と宇宙観測の比較

189

2023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校のガンマ線をそれぞれ 10 万発打ち込み、CsI に落としたエネルギーが threshold(10 keV) を超えたものの割合を計算した。

図 2: ガンマ線と検出器との相互作用
ンマ線が検出器に落とすエネルギーはE = E γi −

E γi
Eγi
1 + me c2 (1 − cos θ)(2)
図 3: Geant4 シミュレーション結果となる。コンプトン散乱は、散乱する方向によって落とすエネルギーが異なるため、スペクトルの連続成分となる。アクティブシールド検出器では、主検出器でコンプトン散乱したガンマ線をシールド検出器によって検出し、後段回路で処理することで、主検出器で光電吸収を起こしたイベントのみを取り出し、連続成分を取り除く。

シミュレーション結果 (図 3) より、500 keV のエ
ネルギーのガンマ線をシールド検出器を用いて 80 %以上止めるには、CsI の厚さが、4 cm 以上必要であることがわかった。そこで、アクティブシールド用として、4 cm×4 cm×10 cm の CsI シンチレータを用意した。

CsI(Tl)シ ン チ レ ー タ 3.2 CsI+PMT 実験+PMT(光 電 子 増 倍 管) を 用 CsI(Tl) と PMT の選定、及び性能評価のためにいたアクティブシールド検出器 実験を行った。CsI(Tl)+PMT の検出器に、137 Cs、3

133

試作機として、シールド用検出器に CsI(Tl) シン
チレータと PMT を用いた井戸型アクティブシール
ド、主検出器に CdTe を用いた検出器を製作した。本

Ba、22 Na 、57 Co の放射線を当て、それぞれのピー

ク (図 4) を用いてキャリブレーションし、FWHM と低エネルギー側の threshold を求めた。実験結果より

検出器の目的は、アクティブシールドの原理検証で
ある。

3.1

Geant4 によるアクティブシールドの厚さ決定のためのシミュレーション

試作機の製作にあたり、シールドの CsI(Tl) シンチ
レータの厚さを最適化するため Geant4 を用いたモン
テカルロシミュレーションを行った。シミュレーショ
ンではシンチレータに対して、垂直にガンマ線を入射した。シンチレータの厚さを 1 cm, 2 cm, 4 cm と

図 4: CsI+PMT 実験に用いた線源のスペクトル

変えていき、それぞれの厚さに対して、80 keV, 150

keV, 300 keV, 400 keV, 450 keV, 500 keV, 600 keV

今回アクティブシールドとして用いる CsI(Tl)+PMT

190

2023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校の、FWHM@662 keV は 8.5 % から 9.5 % 、thresh-

波 (Veto 信号) を生成。一方、CdTe からの信号は増

old は 14 keV 以下であった。

幅・整形後、Veto 信号の出ていない場合に Aanalog-

to-Digital を行う。

3.3

構成

本検出器は、図 5[左] のように CsI(tl) シンチレー

4

今後の展望

タ+PMT を 3×3 に並べ、中心を下げることで井戸型

今後は、完成した CsI と PMT を用いたアクティを作り、井戸型の底には、主検出器である CdTe を配

ブシールド検出器で、検出器由来のバックグラウン

置した。遮光及び、検出器を支えるための治具は 3D

ドの軽減 (Compton Suppression) の検証、及び、複プリンターを用いて試作機を完成させた。(図 5[右])数線源を用いてシールド · コリメータ機能の確認を予定している。

図 5: CsI+PMT(シールド検出器) と CdTe(主検出器) の配置 [左] と治具 [右]図 8: BGO Geant4 シミュレーション
また、BGO での Geant4 のシミュレーション結果(図 8) により、500 keV を 80 % シールドするために厚さ 1.75 cm 必要とわかった。今後は、更なる小型化のために、BGO シンチレータと Si-PM を用いた
図 6: CsI(Tl) シンチレータ+PMT(光電子増倍管) をアクチブシールド検出器の製作を予定している。

用いたアクティブシールド検出器

3.4

信号処理

図 7: 信号処理の流れ

PMT からの信号は Shaping Module で整形増幅
し、波高値が閾値を超えた時、Discriminator で矩形

図 9: BGO と Si-PM を用いたアクティブシールド検出器 (モデル)191

2023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校

Reference
T.Takahashi et.al. 1992 宇宙科学研究所報告
T.Takahashi et.al. 2007 PASJ

192

——–index へ戻る

観測 c01

すばる望遠鏡で高解像度観測を実現するレーザート
モグラフィー補償光学
一ノ瀬 将也193

2023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校

すばる望遠鏡で高解像度観測を実現するレーザートモグラフィー補償光学
一ノ瀬 将也 (東北大学大学院 理学研究科)

Abstract
地上から天体観測を行う場合、大気揺らぎによって光の波面が乱れ、像がぼやけてしまう。光の波面の乱れを補正し、高い解像度を得るための技術を補償光学という。レーザーガイド星を用いて補償光学を行うと、コーン効果によって補償精度が落ちてしまう。コーン効果を低減し、補償光学の精度を上げるための解決策の一つがレーザートモグラフィー補償光学 (LTAO) である。LTAO は複数のレーザーガイド星を使用することで、コーン効果を低減する。さらにトモグラフィーの手法を用いて大気揺らぎを高さ方向に分解し、波面測定の精度を向上させる。現在すばる望遠鏡では、ULTIMATE-START という LTAO の開発プロジェクトが行われている。LTAO が実装されると可視光領域まで補償光学を適用できるようになる。可視光領域における高分解能面分光は、局所宇宙に存在する低質量銀河の中心にある超大質量ブラックホールの探査を可能にする。[1] 本講演では LTAO の原理、構造、および LTAO によって期待される結果について述べる。

1（円錐効果）という。コーン効果の影響は短い波長域

Introductionに強く現れ、可視光領域で補償光学を行うことは難遠方宇宙での銀河の構造や形態進化などの観測やしい。

面分光装置による銀河のガス運動・物理状態のマッピ
ングを調べるためには、高空間分解能での観測が求められる。しかし、地上望遠鏡での観測の場合、地球大気によって星の像がぼやけてしまい、高空間分解能で観測することができない。したがって地上からの天体観測には補償光学が必須となる。
補償光学システムには、ガイド星が必要である。ガイド星とは、大気揺らぎの影響による波面の乱れをモニタするために用いる点光源である。自然の星を
ガイド星とした場合、要求される明るさとサイエン
スターゲットまでの距離を考慮すると、全天の数%

図 1: コーン効果と Strehl Ratio の関係。SR > 0.2程度しか補償光学システムを適用することができなで補償が効いていると判断される。従来の補償光学

い。この問題を解決するために、望遠鏡から空にレーの場合、可視光領域では SR < 0.2 であり、補償光学

ザーを照射し、人工のガイド星を作るという方法がが効いていない。しかし LTAO の場合、SR > 0.2 とある。この方法で作られたガイド星をレーザーガイ

なり補償光学が効いている。

ド星（LGS）という。LGS を使用することで、全天ULTIMATE-START は、レーザートモグラフィーの 90%程度の領域を補償光学システムを利用して観補 償 光 学（Laser Tomography Adaptive Optics:

測することができる。

LGS は有限の高さに作られるため、LGS から発せ LTAO）によりコーン効果の影響を抑え、可視光領域
られた光の光路は円錐状になる。一方でサイエンス での補償光学を実現するプロジェクトである。LTAO
ターゲットは無限遠に存在するため、その光路は円ではサイエンスターゲットを取り囲むように 4 つの筒状になる。したがって、1 つの LGS ではサイエン

LGS を配置し、サイエンスターゲットから届く光のスターゲットの光路全てをカバーすることができず、 経路をカバーする。4 つの LGS からの光の波面 4 つサイエンスターゲットが受ける大気揺らぎの影響全 の波面センサーで測定し、大気揺らぎ層のトモグラてをモニタすることができない。これをコーン効果

フィ推定を行うことでコーン効果を低減する。

1942023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校

2

Technical components to realized LTAO at Subaru Telescope
すばる望遠鏡で LTAO を実現するために必要な 3のシャックハルトマン波面センサー（SH-WFS）を導入する。SH-WFS は、平面波が入射したときのス
ポットの位置とサイエンスターゲットの光が入射したときのスポットの位置のずれから、乱れた波面の形状を推定する。

つの要素を以下で述べる。

2.3
2.1

New laser launching system

New 3228 actuator DM

補償光学システムでは、可変形鏡（Deformable

ガイド星の明るさが 11 等程度よりも明るいとき、

Srrehl Ratio は一定になるが、11 等よりも暗くなってしまうと、Strehl Ratio は減少してしまう。したがって、補償光学システムに用いるガイド星の明るさは11 等よりも明るくなければならない。従来のすばる
望遠鏡のレーザーシステムで作られる LGS は 12 等程度であり、ガイド星の明るさとしては不十分であり、より明るいガイド星を作るためのレーザーシス
テムが必要である。そこで 20W の高出力レーザーと新たな伝送光学系をすばる望遠鏡に搭載した。新しMirror: DM）の形状を変化させることで、波面の乱れを補正する。ULTIMATE-START では、すばる望
遠鏡に既に搭載されている補償光学システム AO188の DM を使用する。しかし AO188 の DM では ﬁt-ting error が大きく、波面誤差の合計は 170nm である。可視光領域で補償光学システムを適用するためには、波面誤差を 120nm 程度まで小さくしたい。波
面誤差は (1) で表される。
√
WFE[nm] = WFE2a + WFE2b + WFE2c + · · · (1)(1) と図 4 より、波面誤差を小さくするためには ﬁt-

いレーザーシステムから放出されるレーザーを 4 分割して、LTAO に使用する 4 つの LGS を生成する。 ting error を小さくする必要がある。DM の素子数をLGS の明るさはおよそ 9.5 等であり、これは要求さ増やすことで ﬁtting error を小さくすることができれる明るさを満たす。

る。DM の素子数が 64× 64 のとき波面誤差は 120nm程度になり、可視光領域でも補償光学を使用して観測を行うことができる。

図 2: laser launching system の進化とガイド星の明
るさの変化

2.2

図 3: 波面誤差ごとの波長と Strehl Ratio の関係

Four Shack-Hartmann wavefront
sensorLTAO では、4 つの LGS からの光の波面を各LGS に対応する 4 つの波面センサーで測定する。
ULTIMATE-START では、LTAO 実現のため 4 つ

195

図 4: DM の素子数と波面誤差の関係

2023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校

3

Expected result
LTAO は可視光、近赤外線全ての波長域で FWHM

が 0.05”程度であり、これはすばる望遠鏡の回折限界に近い値である。特に可視光領域では、従来の補償光学から大きな性能の向上が見られる。

図 5: LTAO の予想される結果

Reference[1] Masayuki Akiyama, Yosuke Minowa, Yoshito Ono,
Koki Terao, Hajime Ogane, Kaoru Oomoto, Yuta
Iizuka, Shin Oya, Etsuko Mieda, and Tomoyasu Yamamuro, ”ULTIMATE-START:Subaru Tomography Adaptive optics Research experimenT
project overview”[2] Koki Terao, Masayuki Akiyama, Yosuke Minowa, Yoshito Ono, Hajime Ogane, Takumi
Akasawa, Shin Oya, and Tomoyasu Yamamuro,”ULTIMATE-START: Current status of the Subaru Tomography Adaptive optics Research experimenT”

196

——–index へ戻る

観測 c02

機械学習による生体光イメージングの逆問題解析
近藤 謙成

197

2023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校

機械学習による生体光イメージングの逆問題解析
近藤 謙成 (筑波大学大学院 数理物質科学研究群)

Abstract
本研究では、生体光イメージングの画像再構成を念頭に置いた機械学習の研究を行った。画像再構成とは、
生体内組織の空間的な分布を、その物理量に関係した別の物理量を頼りに数学的に推定する方法である。しかしながら、光の伝播は散乱が支配的であるため、光のシグナルから生体組織の情報を引き出すことは簡単ではない。画像再構成のための逆問題解析は複数回の反復計算を必要とする手法が従来取られていた。そこで本研究では画像再構成を反復計算のいらない機械学習を用いて研究を行った。
本研究で行ったことは主に、生体模擬物質の輻射輸送シミュレーション結果を用いた検証である。
生体模擬物質の輻射輸送シミュレーション結果を用いた機械学習では空間２次元上の９つの地点のいずれかに吸収体を配置し、８箇所の検出器で波形を測定したデータを用いて吸収体の位置を当てることを試みた。
実際の医療現場では生体内に検出器を置くことが難しいため生体表面側の検出機のデータのみを用いて機械学習を行ったところ、ある程度の深さまでは吸収体の位置を予測することができた。今後の課題としては、
データ整形を適切に行う事で、機械学習の精度向上を目指し、同時に深さと予測精度の定量的な整理などを
目指す。

1

はじめに

しかしながら、生体内で光の伝搬は散乱が支配的であるため、光のシグナルから生体組織の情報を引

画像再構成とは、生体内組織の空間的な分布を、そき出すことは簡単ではない。また、画像再構成のたの物理量 x に関係した別の物理量 y を頼りに数学的めの逆問題解析は複数回の反復計算を必要とする方に推定する方法である。一般的な医療診断の例とし法が従来取られていた。そこで本研究では画像再構てレントゲン画像診断と MRI 画像診断を考えると、 成を反復計算を必要としない機械学習を用いて研究
レントゲン写真は生体に X 線を当て、生体を投下しを行なった。

た光を「直接」撮影しているのに対し、MRI 写真は計測データから断面図を「復元」するという方法をとっている。つまり MRI 画像診断は画像再構成にあ2

宇宙分野との関わりたる。また、光による生体イメージングは深部組織
銀河の分野でも SED やライマンα輝線を用いて、の機能的・生理的・代謝的・分子的な状態を非侵襲的に高感度かつ低コストで調べることができる手段

機械学習を取り入れた銀河内の物理状態の解析などが行われている。例としてスペイン・カナリア天体となっています。

物理研究所の Francisco-Shu Kitaura さんたちと、大阪大学の長峯健太郎さんたちの研究チームは共同で、

画像再構成「Hydro-BAM」と呼ばれる新しいアルゴリズムを開発した。これは統計学と機械学習を活用することで、正確さを維持しながら計算コストの節約を実現したものであり、Hydro-BAM を用いることでスーパーコンピューターで 10 万時間要し た計算結果が数秒

レントゲン写真
X線を⽤いて直接撮影

MRI写真
計測データから断⾯図を復元

から数十秒で得られるという。また「ライマンαの森」と呼ばれる パターンの再現にも成功している。

図 1: レントゲン画像診断と MRI 画像診断

ライマンαは遠方天体が強く発する紫外線の輝線のことで、地球へ到達する途中にある中性水素ガスに198

2023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校
よって吸収される。このとき、宇宙膨張の影響でラ状がないと診断がされず、後に症状が重大化する可イマンαには赤方偏移が働くため、地球から個々の能性がある。そこで本研究では上記の検査に持って中性水素ガス雲までの距離に応じて異なる波長が吸行くべきか否かを早期判断できるような検査方法を収されることになる。一つ一つのガス雲が木のよう

遠赤外線と機械学習を用いて開発することを目的とに遠方天体のスペクトルを隠した結果、森を通ってしている。

きたように様々な波長で吸収が起こっているのがラ画像診断の方法としては次のような装置を想定してイマンαの森であり、銀河間物質の情報をもたらしいる。

てくれるものである。

図 2: 宇宙のダークマター、電離ガス、中性水素の分布などの階層的分布を利用してライマンαの森の観図 3: 遠赤外線を用いた画像診断

測データを再現する様子（提供：プレスリリース）

入射位置から輻射パルスを照射し、がん細胞や出血部 (吸収体) で反射した輻射を検出器で検出する。

3

この吸収体の位置や大きさなどを変えたさまざまな方法

パターンの検出波を機械学習に学習させ、ある波形
本研究では、脳出血の診断を想定して行なっている。脳出血とは何らかの原因で脳内にある細い動脈を与えた際にその波形から吸収体の位置予測をさせるというものである。

が脳内出血する病気である。出血した血液はやがて血腫となり、さらに時間が進むと脳にむくみが生じ

本研究では図３のような装置を想定した輻射輸送る。この血腫やむくみが脳にさらにダメージを与え、 シミュレーショデータを用いて機械学習モデルを作意識障害などといった症状が起きる。早期に発見す

成し、出血部に該当する吸収体の位置予測を検証しることができれば、手術によって血腫を取り除いた

た。装置は 4cm × 4cm の正方形であり、直径 5mm、り、血腫が大きくなることを防ぐ治療を受けること

吸収計数 0.64/cm、散乱計数 22.45/cm の吸収体を 0ができるため、後遺症などが軽傷で済む可能性が上

番から 8 番の 9 箇所のいずれかに配置した。。バックがる。現在脳出血の診断としては頭部 CT 検査と頭グラウンドの散乱係数は吸収体と同じであり、吸収部 MRI 検査の２つの方法が一般的にとられている。 係数は 0.21/cm である。検出器は生体表面に配置すそれぞれの特徴として、頭部 CT 検査はわずかではることを考慮し、D0〜D3 の 4 箇所に設置した。

あるが X 線による放射線被曝があり、また発病まも

学習データとしては異常箇所がある事で体表面でないと CT 検査に出血部とうが映らないということの時間分解波形が変化してその変化率の波形を学習がある。また頭部 MRI 検査は頭部 CT 検査よりも細している。(図４参照)

かく診断ができるが、検査に 30 40 分と時間がかかってしまう。一般的にはこの 2 つの検査は併用されることが多い。しかしながら、この 2 つの検査方法はある程度発病確率が高いと判明した時に使用されるため、例えば軽度の頭部打撲があった際に、自覚症

199

2023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校

図 6: 作成した機械学習モデルによる位置予測結果

考察

5
図 4: 実験装置

近い位置では予測精度が高いが遠くなるにつれて予測精度が悪くなってしまう原因として、検出器で検出される波形データが吸収体が離れれば離れるほ
ど変化率が小さくなってしまうことが考えられる。図７は各吸収体位置で検出器が検出する波形データが、吸収体がない状態の時に比べどれほど変化している
かをグラフにまとめたものである。図６と同様グラフの位置と吸収体の位置が対応している。

図 5: 異常箇所があることによって波形が変化する

4

結果
図６は 4 箇所の検出器のデータを用いて機械学習

モデルを作成し、吸収体の位置予測を行った結果である。表の位置と吸収体の位置が対応している。例
えば左上のカラーマップは吸収体が 0 番にある時の予測結果、中央のカラーマップは吸収体が 4 番にあ図 7: 検出波形の吸収体位置と検出器位置による変る時の予測結果である。

化率

入射位置に近い位置 (0 番〜2 番) に吸収体がある
図で見てわかるように入射位置に対して離れるほ

時の位置予測は高い精度で行うことができいる。これに対し中央帯 (3 番〜5 番) に吸収体があるときは 5

ど波形の変化率が小さくなっている。

割程度の精度でしか予測ができておらず、吸収体から遠い位置 (7 番〜9 番) に吸収体があるときは精度がかなり悪いという結果になった。

200

2023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校

6

まとめ
今回の研究では 9 か所の吸収体の位置予測において表面付近は高い精度での予測を行うことができ、中央帯 (表面から約 2cm) 付近でも５割程度の精度で予測することができた。実際の運用目的から表面から2cm の予測が５割であっても、そこから CT 検査やMRI 検査に持って行くべきか否かの判断をする指標
としては決して悪くはない精度であると考えられる。
そこで今後の展望としては、吸収体の数や大きさを変えた状態で機械学習を行うことによってどの深さまでの吸収体をどのくらいの精度で分類できるかの検証を行い、定量的にまとめることと、検出器の数や位置の変更、開口角を調整することによって脳出血症例における最適な装置を考案を目的とする。

201

——–index へ戻る

観測 c03

野辺山 45m 望遠鏡に搭載した 7beam 受信機での観測効率向上を目指した電波分光計開発
藤巴 一航

202

2023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校

45m 望遠鏡に搭載した 7beam 受信機での観測効率向上を目指した電波分
光計開発
藤巴 一航 (大阪公立大学大学院 理学研究科)

Abstract
国立天文台野辺山宇宙電波観測所の 45m 電波望遠鏡は、星間空間における分子からの輝線を観測すること
で、様々な研究を行ってきた。2022 年 8 月に、原始星形成極初期段階の分子雲コアから分子雲の全体の物理的/化学的性質を明らかにすることなどを目的とし、重水素化合物を含む高密度トレーサーや、CO 同位体輝線を観測可能な広帯域両偏波マルチビーム受信機７ BEE(7BEam Equipment) が搭載された。しかしながら、45m 電波望遠鏡に現在搭載されている分光計は、帯域幅 2 GHz の分光計が 16 台であるため、7BEE 受
信機が観測可能な帯域全てを分光するには、20 回以上の周波数を切り替えた観測が必要である。そこで、観測効率を向上させるために全ての帯域を受信できる分光計の開発に取り組んだ。今回、Xilinx 社の RFSoC

2x2 の使用を検討した。RFSoC 2x2 は、FPGA(Field Programmable Gate Array) 搭載を搭載しているため量産に適していること、入力を 2ch 使用することで既存の分光計より帯域幅が 2 倍の 4 GHz になるという利点がある。本研究では、科学観測に向けた分光計におけるアナログ・デジタルコンバータ (ADC) の評
価実験を行った結果について述べる。

1

研究背景

態を明らかにすることに相当し、星形成の本質的な課
題に迫る上で重要な課題である。またそれら分子雲コ

45m 電波望遠鏡は、20 GHz 帯から 115 GHz 帯まアは独立に存在することは基本的には稀であり、分子での観測周波数帯域が異なる複数台の受信機が搭載

雲複合体の中に存在することから薄いガスからどのされており、光学系の鏡を切り替えることでの目的

ように星形成に直結する高密度領域が形成されるのの周波数帯域の受信機を選択可能な仕組みとなってかという課題に迫るためにも、FOREST 等でカバーいる。例えば、FOREST は 80–116GHz を観測可能されていた CO 同位体輝線の観測なども依然としてな 4 ビーム両偏波 2SB 受信機であり、100 GHz 帯の重要である。そこで、分子雲の密度 102 –106 個/cm−3

高効率な観測に大きく貢献している (Minamidani etの高い空間・密度ダイナミックレンジを明らかにすal. 2016)。一方で、シングルビーム受信機である T70 るために、70–115 GHz 帯に存在する重水素化合物輝は 71.5–100 GHz を観測可能であり、45m 電波望遠鏡 線および CO 同位体輝線が観測可能なマルチビームに搭載されている受信機の内、唯一 70GHz 帯を受信 受信機の開発を進めている。
できる受信機であったが、2022 年に現役を退いた。

T70 がカバーする周波数帯域には、水素分子個数
密度 105 –106 cm−3 程度、温度 10 K 程度の分子雲コ2アの物理的性質をよく反映する N2 H+ 輝線の重水素化合物である N2 D+ など、重要な輝線が存在する。
低温状態が長時間続くことにより重水素濃縮が進む
ため、これら重水素および軽水素化合物の分子同士の存在比を調べることで、分子雲コアの年代を推定する方法が提案されている (e.g., Crapsi et al. 2005;

Tatematsu et al. 2017)。原始星形成の極初期段階に近い分子雲コアを特定し、その分子雲コアの角運動量分布などの物理状態を知ることは星形成の初期状

新受信機について
本観測目標のうち、軽水素化合物と重水素化合物の輝線強度は典型的に、輝度温度が 0.1–1.0 K 程度と非常に弱いため、シングルビーム受信機では長時間の観測が必要であった。そこで、我々は７ビーム 3 帯
域両偏波受信機を新たに開発した。本受信機は、誘電体レンズでビームを集光し、Horn で給電させた後に、直行偏波分離機で偏波を分離し、2 段の Cool Low

Noise Ampliﬁer(CLNA) で増幅される。ここまでが、
10 K の冷却系である。その後、常温系の 3 帯域分離203

2023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校

Corrugated
Horn

EU Band(86-105GHz)
6-10

OMT

⇨

Triplexer

10K
Lens

0-5

CO Band(109-116GHz)⇨
CLNA CISO CLNA

⇨
2-3.3
3.5-4

8-9.5

6-10

0-5

Front IF systems⇨

Back IF system⇨

2.1-3.8

⇨

⇨

⇨

⇨

3.3-4
7.5-8.6

2-3.2

⇨

⇨

EL Band(72-82GHz)

図 3: 7BEE 受信機のブロックダイアグラム

図 1: 45m 鏡に搭載している (されていた) 受信機の観測帯域とその帯域で観測可能な代表的な輝線。赤で記載した N2 D+ と N2 H+ は分子雲コアの原始星直本受信機は、2022 年夏に搭載され、コミッショニ
ング観測を経て、科学観測に向けた試験観測を実施している。2023 年度では、更なる試験観測を行い、本格的な科学観測を実施する予定である。

前直後の重水素濃縮度を測定する上で特に重要な分子種の一つである。
フィルター (Triplexer) を用いて 72–82 GHz 帯 (EL

観測効率向上を目指した電波分

3

光計開発

Band)、86–105 GHz(EU Band) 帯と 109-116GHz 帯(CO Band) に分離している。分離された信号は、それぞれ mixer によって周波数変換し、0–10 GHz の信

3.1

電波分光計

号として出力される (図 3)。EL Band の信号は EL

電波分光計とは、受信機からきたアナログ信号

Band 専用の前段 IF 系に出力され、EU, CO Band

を ADC でデジタル信号へと変換し、Fast Fourierの信号は同軸スイッチで一方のみの信号が EU,COTransform(FFT) することで周波数ごとの強度を求Band 共有の前段 IF 系に出力される。前段 IF 系でめる装置である。

は、さらに高周波の信号 (6–10 GHz) と低周波の信号(0–5 GHz) に分離され、それぞれで強度調整、周波数変換が行われた後に、分光計帯域である 2 − 4GHz の信号として出力され、同軸スイッチにより EL Band専用の前段 IF 系からの信号か EU, CO Band 共有の

図 4: 分光計の役割

前段 IF 系からの信号かを切り替えて、後段 IF 系に出力する。後段 IF 系では、Progrmmable Attenuator
で分光計の入力適切強度に強度調整した後、分光計に入力する。

3.2

RFSoC 2x2 を用いた電波分光計開発

45m 電波望遠鏡に現在搭載されている分光計は、帯域幅 2GHz のものが 16 台ある。現在の設計では、
分光計帯域の制限により、１度の観測につき EL,EUまたは CO のいずれかの一つの周波数帯を選択して、うそのうちの 2 GHz のみ観測する。Triplexer において分離されて出力される信号の総観測帯域は 39 GHzにも渡り、現在の観測システムでは、それら全ての周波数を観測するために 20 回の観測を繰り返さなけ
ればならない。そこで、観測効率を大幅に向上させるためには、一度に分光できる周波数帯域を大きく
図 2: 7BEE 受信機の CAD 図する必要がある。

2042023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校
比である Spurious Free Dynamic Range を測定した。測定方法は、Signal Generator と RFSoC 2x2 を

SMA ケーブルで接続し、100 MHz–2 GHz を+7 Bm
で 100 MHz ずつ出力し、RFSoC 2x2 の入力側のADC で結果を読み取った。なお、入力波と反射波による定在波を防ぐために入力直前に+3 dBm の At-

tenuator を入れ、もう一方の ADC は終端している。
結果は図 7 のようになった。
図 5: RFSoC 2x2

ADC01
3dBm

+7dBm

分光計台数の大幅な増設にあたり、我々は Xilnx 社

ADC02

→計測

RFSoC 2x2の提供する FPGA 評価ボード RFSoC 2x2 に着目し
図 6: SFDR の測定方法た。本評価ボードは、FFT 処理に必要とされる論理回路をもつ Field Programmable Gate Array(FPGA)
60

り、ADC と論理回路をつなぐ伝送経路の実装を必要

50

としない。

40

SFDR[dB]

チップ上に、使用可能な ADC が 2 個内蔵されておまた、内蔵されている ADC の最大サンプリング
数が 4.096GSPS と、これまでの分光計帯域相当の

30
202 GHz 相当の分光計の実現も期待できる。さらに、

10

2,419 ドルの価格で市販されており、コスト的な面も

0

ADC01
ADC02

0

含めて量産化しやすいという点でも本評価ボードに

500

1000

⼊⼒周波数[MHz]

1500

2000

よる分光計の実装を検討している。しかし、電波天文観測で使用する分光計として、懸念すべき点が３つ

図 7: SFDR の測定結果考えられる。1 つ目は、ADC のノイズがどの程度存在しているのかである。これは、ADC のノイズが大

SFDR の結果は 200 MHz から 1900 MHz においてきいときには、天体からの信号と判断できなくなっては 40dBFS と一定の SFDR であることが確認できた

しまうからである。2 つ目は、ADC を 2 個同時に使ため、分光帯域全体を通して、ADC のノイズが十分用可能かである。ADC ２個を同時に使用した際に、 に小さいことが確認できた。
他方に信号が漏れてしまうと正しい結果が得られないからである。3 つ目は、計算処理をする FPGA のリソースが不足しないかという点である。これらの4.2

Cross Talk

ADC ２個を同時に使用したときのもう一つの ADC

うち、本発表では ADC に関する評価の２項目につの漏れこみ (Cross Talk) がないかを調査した。測定

いての結果を報告する。

方法は、SFDR の測定と同様に、Signal Generatorと RFSoC 2x2 を SMA ケーブルで接続し、定在波を

4

測定結果

4.1

Spurious
Free
Range(SFDR) の測定防ぐために+3 dBm の Attenuator を入れ、もう一方の ADC は終端している。その後、100 MHz–2 GHz

Dynamic を+7 dBm で 100 MHz ずつ出力し、RFSoC 2x2 の終端側の ADC で結果を読み取った。結果は図 9 の

ADC のノイズがどの程度存在しているのかを確ようになった。

Cross Talk はすべての周波数において、入力周波数

認するために、入力信号と Spurious の最大値とのの強度との比が約 80 dB であったため、他方の ADC

205

2023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校

Reference
ADC01

Minamidani et al, 2016, SPIE, 9914, 99141Z
3dBm

+7dBm

ADC02

→計測

Crapsi et al. 2005, ApJ, 619, 379.

RFSoC 2x2

Tatematu et al, 2017, ApJS, 228, 12

図 8: Cross Talk の測定方法
-84
-86
-88
-90
-92
-94
-96
-98
-100
-102

Chao Liu, Michael E. Jones, & Angela C. Taylor 2020,
MNRAS, 501, 5096

power[dBFS]

坂口翼 2010, 大阪府立大学 理学部物理科学科 宇宙物理学
研究室 卒業論文
上月雄人 2014, 大阪府立大学 理学部物理科学科 宇宙物理学研究室 卒業論文
ADC01→ADC02

相良岩男 2012, 日刊工業新聞社

ADC02→ADC01

0

500

1000
1500
⼊⼒周波数[MHz]中井直正, 坪井晶人, 福井康夫 2020, 日本評論社

2000

図 9: Cross Talk の測定結果への漏れ込みがほとんどなく、観測には十分影響がない結果であると言える。

5

まとめと今後原始星形成の極初期段階に近い分子雲コアの高密度領域から分子雲の薄く広がった密度分布を明らかにするためには、重水素化合物や CO 同位体の観測が必要であり、45m 電波望遠鏡に広帯域両偏波マル
チビーム受信機 (7BEE) を搭載した。更なる観測効率の向上を目的とした、受信機の帯域幅に合わせた分光計の増設に取り組み、FPGA 評価ボード RFSoC

2x2 が科学観測に使用できるボードであるかを調査した。ADC の評価実験の結果、スプリアスは入力信号に比べて十分小さく、ADC を２個同時に使用した際の漏れ込みも科学観測に影響しない程度の大きさであることがわかった。
今回測定に使用したソフトウェアは Xilinx 社が提供しているものを使用したため、今後は我々独自でADC を駆動できる回路を設計する予定である。それが成功した後には、FFT のリソースも考慮に入れた回路を設計し、科学観測を行うことができる分光計を作成する。

206

——–index へ戻る

観測 c04

時系列解析を用いた補償光学系における遅延誤差軽減
に関する性能評価
穂満 理生

207

2023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校

時系列解析を用いた補償光学系における遅延誤差軽減に関する性能評価
穂満 理生 (東北大学大学院 理学研究科)

Abstract
補償光学系は一般的に波面センサで大気揺らぎを測定して可変形鏡で補正するという構造だが、大気揺らぎの測定と補正の間には時間差があり、補償性能を下げる要因となっている。本研究では、多変数時系列解析モ
デルにより、波面センサの過去の複数点における測定データと未来の時刻における測定データの間の関係を仮定し、大気揺らぎが風で移動することを考慮した時系列予測を行うことで、測定と補正の間の時間差を高精度に補償することを目指している。現在は補償光学シミュレーションコード OOMAO(Conan & Correia2014) を用いて様々な設定における測定データを擬似的に作成し、予測性能に寄与する要素を調べている。また、すばる望遠鏡のレーザートモグラフィ補償光学系の開発を進めている ULTIMATE-START プロジェク
ト (Akiyama et al. 2020) の一環で 2022 年 11 月に行われたシャックハルトマン波面センサーを用いた測定
実験のデータを用いた実際の測定データの解析も同時に進めている。本発表では、それらの状況について紹
介する。

1

導入

1.1

補償光学

1.2

補償光学の誤差を生む要素

補償光学において性能を下げる要因は複数あるが、主なものとしては可変形鏡の解像度の制限により波補償光学 (Adaptive Optics; AO) とは、上空で生じ面を ﬁt する際に残差が生じてしまうことで生まれる

る大気乱流による屈折率の不均一性に起因した天体

ﬁtting error、波面センサで波面を測定してから可変から届く光の波面の揺らぎを波面センサ (Wavefront

形鏡の形状に反映されるまでの時間差により測定さSensor; WFS) により測り、可変形鏡 (Deformable

れた波面と補正すべき波面に差が生じることに起因
Mirror; DM) により補正する技術である。一般的には した誤差、波面を測定するために用いられるガイド
補償光学系は波面センサと可変形鏡に加え、補正後の 星とターゲット天体との位置の違いに起因した誤差、光を観測する機器、波面センサの観測データを受け取波面センサの測定の際のノイズに起因した誤差が挙って可変形鏡に与える信号を計算する制御システムでげられる。これらを軽減するために様々なことが行わ構成される。現在、すばる望遠鏡においても、188 素子れており、例えばすばる望遠鏡の AO188 に代わるシの可変形鏡が用いられた補償光学システム AO188 やステムとして約 3000 素子の可変形鏡を用いた AO3K

高コントラスト撮像に用いられる SCExAO(Subaruの開発が進んでいる。本研究においては、2 番目に挙Coronagraphic Extreme Adaptive Optics) が稼働し げた波面センサの測定と可変形鏡の測定との間の遅ており、その他にも地表層の大気揺らぎのみを補正す 延に起因した誤差に着目し、これを時間変化を予測ることで広視野な補正を可能とした地表層補償光学

して制御することにより軽減できるかどうか調べて（GLAO; Ground Layer Adaptive Optics）、複数のいる。

レーザーガイド星を用いて大気揺らぎを 3 次元的に推定することで高精度な補正を可能とするレーザー
トモグラフィ補償光学 (LTAO; Laser Tomography

Adaptive Optics) を用いたシステムの開発が進んで
いる。

208

2023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校

2

手法

2.1

時系列解析モデル

2.3

使用するデータ

すばる望遠鏡に搭載する LTAO 装置を開発する

ULTIMATE-START プロジェクト (Akiyama et al.
予測制御には線形の時系列解析モデルを用い、本研

2020) の一環で 2022 年 11 月に行われたシャックハル

究では特に複数変数の時系列解析モデルである VAR

トマン波面センサーを用いた測定実験のデータを今(Vector Autoregressive) モデルを用いる。VAR モデ 回は用いる。合計で 3 つのターゲットを観測しておルは複数の変数が互いに影響を及ぼしながら時間変 り、2 つは自然の星、1 つはレーザーガイド星となっ化することを仮定した線形モデルで、例えば 2 変数ている。

(xt , yt ) を仮定し、2 ステップ前までの値を参照する
場合は以下のような式となる。
{

xt = cx + ϕxx,1 xt−1 + ϕxx,2 xt−2 + ϕxy,1 yt−1 + ϕxy,2 yt−2
yt = cy + ϕyx,1 xt−1 + ϕyx,2 xt−2 + ϕyy,1 yt−1 + ϕyy,2 yt−2
(1)

3

結果
3 つの異なるターゲットに対する結果を以下に示す。

縦軸にエラー軽減比をとっており、横軸に毎ステッこの式を見ると、過去複数ステップの値と次のス

プの時系列予測で使用する過去のデータの数をとっテップの値との間の関係が定数項 ci と係数 ϕij,k にている。この図を見ると、エラー軽減比が 80 ∼ 90%

よって結ばれていることがわかる。実際の予測制御
においては訓練データを用いて上式における係数 ϕを達成していることがわかる。つまり、遅延誤差を10%から 20%程度軽減できている。

を求めることが必要となるが、その訓練データには直前の時刻の観測データを用いれば良い。そのため、予測制御を用いた観測においては、時系列予測を適用する前に訓練データを収集するステップが必要となる。本研究においては、収集した訓練データから、最小二乗法を用いて係数を決定している。
本研究では、32 × 32 のシャックハルトマン型波面センサの測定データのうち 3 × 3 の領域を用いる。複数変数の時系列モデルを仮定することで、風に乗って大気が動く効果をモデルが拾うことができ、より予測精度が向上することを期待する。

2.2

予測精度評価予測制御を適用しない場合に乗る遅延誤差は予測計算を行うと予測の誤差へと変換されることになるが、予測性能を評価する際には両者の比率が重要となる。そこで、本研究においては、1step 遅延を入れた際に生じる誤差のばらつき（標準偏差）と予測計
算の誤差のばらつきの比（エラー軽減比）を評価する。この比が 1 よりも小さい、つまり予測誤差が遅
延誤差を下回っていることが予測制御を効かせる上では重要となる。

209

2023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校た際の互いの距離と比べて十分に大きいことと言える。つまり、補償光学系における波面測定のサンプ
リング周波数、波面センサの解像度、風速といったパラメータが重要になると考えられる。

シミュレーションによる解析

5

上に述べた要素を調べるために、補償光学シミュ
レーションコードである OOMAO(Object-Oriented,

Matlab Adaptive Optics toolbox)(Conan & Correia2014) を用いて観測当時の状況をシミュレーション
し、各パラメータの値を変えた際の振る舞いについて調べた。

図 1: 実際の観測データに対する解析結果

議論

4

5.1

予測制御の性能に影響を与える要素としては以下が考えられる。

波面センサのノイズのない状況

まず、波面センサのノイズを除いた状況をシミュ
レーションした。結果は下図のようになった。横軸は毎ステップの時系列予測で使用する過去のデータの4.1

数、縦軸にエラー軽減比をとっている。この図から

波面センサの測定ノイズ

は、ノイズのない理想的状況ではエラー軽減比 65%波面センサによる測定は、用いられるカメラに乗を達成していることがわかる。

るノイズに影響を受ける。これにより、時系列モデ
ルを正確に推定することが難しくなると考えられる。

4.2

風の高さ方向のプロファイル

大気揺らぎは高さごとに異なった分布をしているが、風向きや風速も同様である。このような高さごとにばらついた分布が天体の光が届く際に上空から
地上に渡って積分されるため、時系列解析モデルが
大気揺らぎの移動の情報を拾うことを難しくしていると考えられる。

4.3

1 フレーム中の大気の移動量と測定点
1 つあたりのスケールの関係

時系列解析モデルを求めるための計算時間自体も波面測定と波面補正の間の遅延に含まれるため短くする必要があり、現実的に時系列モデルに含むことのできる過去の情報は限られる。そこで、大気の移動をモデルが拾いやすい条件としては、1 フレーム
中の大気の移動量が各測定点を望遠鏡開口に投影し210

図 2: ノイズの無い状況における予測精度

2023 年度 第 53 回 天文・天体物理若手夏の学校

5.2

波面センサの解像度

また、将来的には、線形の時系列解析モデルだけでな

次に、波面センサの解像度（観測当時は 32 × 32）

く機械学習を導入した際の性能も調べる予定である。

を最小で 2 × 2 まで下げた際の挙動について調べた。
結果は下図のようになった。これを見ると、32 × 32の解像度の場合のみ過去 15 ステップ目までモデルに入れた際にエラー軽減比が下がる挙動が確認されている。これは、波面センサの解像度を上げて測定点 1

Reference
R. Conan and C. Correia ”Object-oriented Matlab
adaptive optics toolbox”, Proc. SPIE 9148, Adaptive
Optics Systems IV, 91486C (7 August 2014)

つあたりの望遠鏡開口におけるサイズを小さくする

Masayuki Akiyama, Yosuke Minowa, Yoshito Ono, etal., ”ULTIMATE-START: Subaru tomography adaptive optics research experiment project overview”,とができるようになった結果と考えることができる。
Proc. SPIE 11448, Adaptive Optics Systems VII,
すなわち、典型的には波面センサの解像度を 32 × 32
114481O (13 December 2020)

ことで、波面の移動を短いタイムスケールで見るこ以上に上げることで複数変数における時系列解析モ
デルの効力が発揮されると考えられる。また、大気
揺らぎの移動の情報を拾えていない解像度でも性能に大きな差が生まれない挙動も確認された。

図 3: 波面センサの解像度別の予測精度

6

結論と今後の展望
今回、補償光学系における波面センサの測定デー

タに対して時系列解析モデルを用いた予測制御を行うことで、遅延に起因した誤差を軽減できるかどうか調べた結果、現実の観測データに対しては遅延誤差の 10% から 20%を軽減できることが確認できた。
今後としては、これまでに行ってきた予測制御の性能に寄与する要因に関したシミュレーションを用いた調査を継続し、各要素が具体的にどの程度寄与す
るか定量的に評価することを当面の目標としている。

211