入射面には主成分を Al とした OBL (Optical Blocking Layer)

CMB 精密偏光観測 LiteBIRD に向けた偏光変調器のを蒸着している。

ための広帯域反射防止モスアイ構造の開発
相澤 耕佑 (東京大学大学院/Kavli IPMU M1)

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、宇宙マイクロ波背景放射 (CMB) の観測は宇宙論におけるOBL の X 線透過率が SXI の軟 X 線帯域の検出効率を決める。

現在の標準理論である ΛCDM モデルを立証している。一方で、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モノポール問題や地平線問題などの説明できない観測事実が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残っており、インフレーション仮説はこれらを説明すべく提唱の厚みから SXI の検出効率を決めることは地上の較正実験としされている。この理論ではインフレーション時の時空の量子揺て非常に重要である。

らぎにより原始重力波が生成され、宇宙の晴れ上がりと再電離

我々は OBL の厚さを求めるために、2022 年 3 月と 5 月にの際にトムソン散乱を通じて CMB に B モードという特殊な偏X 線の強度が安定している放射光施設である KEK のフォトン

光状態を刻むと言われている [1][2]。

ファクトリーの BL-11A において、0.4 − 1.7 keV の軟 X 線の

インフレーション起源 B モードには角度スケール ℓ につい照射実験を行った。実験に用いた CCD 素子はフライト素子とて ℓ ∼ 90 と ℓ < 10 の二つにピークを持つ。前者は赤方偏移で同じウエハから製作した小型の X 線 CCD である。X 線の入z ∼ 1100 である晴れ上がり、後者は z ∼ 6 − 10 である再電離

射角を 0◦ と、OBL の厚さが見かけ上厚くなる 50◦ の 2 つの条の頃に CMB に刻まれたものであり、両者の角度スケール間で件で照射した。そして両者の条件で取得する X 線の強度比か

矛盾のない信号が検知されなくてはならない。そこで地上ではら OBL の組成と厚みを求める評価実験を行った。これまでに到達できない ℓ ≤ 10 を含めた観測を実現すべく、地球-太陽第行った解析結果では、OBL の厚さが 220 nm 程度と求めるこ二ラグランジュ点で全天観測をする衛星計画が LiteBIRD であとができた。本講演では以上の結果について報告する。

り、テンソル・スカラー比の誤差 δr < 10−3の精度で測定する

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 M2)ことを目指す。
この感度を達成するために LiteBIRD 衛星の低周波望遠鏡に我々が開発している偏光変調器を搭載して CMB 偏光成分に変調をかけ、1/f ノイズ低減と系統誤差低減を行う。偏光変我々は 2023 年度打ち上げ予定の X 線天文衛星 XRISM に搭

調器は入射偏波を変調することで観測装置由来の系統誤差の影載する X 線 CCD 検出器 SXI の開発を行っている [1]。CCD

響を低減することが可能となる。この偏光変調器を構成するサに X 線が入射することにより発生する電荷雲は広がりをもち、

ファイア半波長板の広帯域化は、半波長板表面に直接モスアイ

複数のピクセルにまたがる場合がある。SXI 用 CCD 素子で構造を加工することで実現する。本講演ではそのモスアイ構造

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の設計状況と実現した透過率の周波数依存性、そして大面積化

ントの方が波高値が高くなるという現象があり、その波高値のに向けた取り組みについて報告する。

差を Goﬀset と呼んでいる。Goﬀset は SXI のエネルギー決定
精度に影響を与える。我々は、CCD における電荷雲の広がりを

1. U. Seljak and M. Zaldarriaga, Phys. Rev. Lett. 78 2054

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(1997)の主な原因が読み出しノイズであることを解明した [2]。その

2. M. Zaldarriaga and U. Seljak, Phys. Rev. D 55 1830

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、(1997)

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

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 修士 2 年)

が大きいこと、ノイズ依存性は低エネルギー側で顕著であることがわかった。本講演では詳しい解析結果を報告し、Goﬀsetのメカニズムを考察する。

我 々 は 、2023 年 度 打 ち 上 げ 予 定 の X 線 分 光 撮 像 衛 星

1. K. Mori et al.,(XRISM) に搭載する軟 X 撮像分光装置 (Xtend) の焦点面

Xtend, the soft x-ray imaging tele-scope for the x-ray imaging and spectroscopy missionに設置する X 線 CCD 検出器 (SXI) の開発を行なっている。

(XRISM) , Proceedings of SPIE, 2022, 12181, 121811T

SXI は 200µm 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

2. Y.Aoki et al.,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

Simulation study of pulse height diﬀer-

ence between pixel patterns of X-ray CCDs onboard the

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

XRISM satellite , Proceedings of science, 2023, 420,

ドである CBF (Comtamination Blocking Filter) を取り付け

Proceedings of 10th International Workshop on Semi-ている。 また、可視光線を遮光する目的として、X 線 CCD のconductor Pixel Detectors for Particles and Imaging
1

(PIXEL2022) - Medical Imaging, CCDs, Detectors for

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IR, and Direct Electron Detection, 036

グレード法では、波高値の空間分布情報を一部しか使えておらず、また、センサの特性、入射する X 線光子のエネルギーごと

CMB 精密観測衛星 LiteBIRD に向けた偏光変調器のの電荷の拡がりの違いなどを考慮していない。

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/Kavli IPMU M1)

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

現在確立されている標準ビックバン宇宙論である ΛCDM モクを使った X 線イベント判定法の開発を進めている。本研究

デルは、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）を含む観測結果にではまず、ピクセル検出器に X 線光子を入射させるモンテカ

よって、6 つの宇宙論パラメータで記述される。一方でこのモ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フデルでは地平線問題や平坦性問題、初期宇宙における密度揺らレームイメージから適当なサイズのイベントピクセルを切り抜ぎなどの観測的事実については説明しない。この事実を解決す

き学習データとする。その学習データをもとに TensorFlow をるために宇宙初期における「インフレーション仮説」が提唱さ用いて、波高値とピクセル配置の関係を学習させる。学習させれている。この仮説ではインフレーション中のテンソルゆらぎ

たニューラルネットワークによる X 線イベント再構成の性能から「原始重力波」が生じると予言しており、この原始重力波を確かめるため、X 線衛星 XRISM 搭載軟 X 線 CCD 検出器

は CMB 分布に特殊な偏光パターン (B-mode) を刻む。現在のSXI[1] の実験データを使った検証を行う。本講演では、ニュー代表的なインフレーションモデルでは原始重力波の大きさに対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応する「テンソル・スカラー比 r」を r < 0.036 (95% C.L.) と上にどれだけの改善が見込めるかを報告する。また先行研究と制限している [1]。

の比較を行う。[2]「LiteBIRD」[2] は 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

1. Tanaka, T., Uchida, H., Nakajima, H., et al. , JATIS, 4,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

011211 , 2018

さ δr < 0.001 を感度目標とする。CMB 偏光を精密に観測す

2. Wilkins, D. R., Allen, S. W., Miller, E. D., et al. , SPIE,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12181, 121816S, 2022

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; LFT) のための偏光変調

MEMS 技術を用いた広視野 X 線望遠鏡 Lobster Eye

器 [2] を開発している。これは入射した偏光を変調することに光学系の開発石川 怜 (東京都立大学 M1)

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 5 K の低

我々は MEMS(Micro Electro Mechanical Systems) 技術を

温下で数 mW の低発熱で駆動することが要求される。本講演用いた独自の超軽量 X 線望遠鏡の開発をしている [1]。直径 10では、その中でも偏光変調器用リニアアクチュエータのためのcm、厚さ 300-500 µm の Si 基板にドライエッチングにより幅高純度導線を用いたステッピングモーターについて、低温での20 µm の微細穴を多数形成し、側壁を反射鏡として利用する。

発熱特性の測定結果を報告する。

側壁を高温アニールで平滑化し、エッチングの際に形成される

1. P.A.R. Ade et al., Phys. Rev.Lett, 127 151301(2021)

バリを化学機械研磨 (Chemical Mechanical Polishing; CMP)

2. E.

によって取り除く。さらに高温塑性変形で球面状に変形して集

Allys

et

al.,Prog.Theor.Exp.Phys.,2023

光系とし、反射率向上のために重金属を膜付けする。最後に 2

042F01(2022)

枚の光学系を組み立てることにより望遠鏡の完成となる。私3. Y. Sakurai et al.,SPIE Conf. Ser, 11453 114534E(2020)

は本手法を用いた Schmidt 型 Lobster Eye 光学系の開発を進めた。

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 M1)

Lobster Eye 光学系とは甲殻類の目を模倣した格子状の微細穴が球面上に並んだ構造であり、直交する側壁に 2 回反射させて集光結像する。Schmidt 型はスリット状の穴の側壁が直交するように 2 枚重ねて完成する [2]。我々はこれまでにこの光学

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 線系の開発を行ってきたが、従来の製作では結像性能を上げるた

CCD のデータ処理において、検出されたイベントが、X 線にめに重要な CMP がプロセスに入っていなかった。そこで私はよるものか、荷電粒子バックグラウンドかを判定する方法とし

CMP を考慮した設計および組み立て方法の考案を行った。

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

私はまず CMP を行う上で必要な厚い基板でも 2 枚の光学系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、の位置合わせができるような設計を行った。厚い基板を用いる

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2

一ノ瀬 将也 (東北大学 M1)

ため、フォトリソグラフィーで用いる厚膜レジストでパターニング可能な 4 箇所の位置に丸穴 (Φ 1.5 mm) を開け、そこに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

ピンを通して位置合わせをする機構を採用した。そして実際にが乱れ、像がぼやけてしまう。光の波面の乱れを補正し、高い

このデザインのフォトマスクを用いて、Si(111) 基板をドライ

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

エッチング加工して製作した。次に私は光学系 2 枚の配置のず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れによる有効面積、角度分解能の影響を光線追跡計算を用いてちてしまう。コーン効果を低減し、補償光学の精度を上げるた

定量化した。光学系同士が理想的な配置の場合と比較して、そ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)

れぞれ 10 % の劣化までを許容範囲とすると、回転方向で 0.06

である。

deg、並進方向で 0.25 mm となった。本講演ではこの光学系のLTAO は複数のレーザーガイド星を使用することで、コーン設計と製作、シミュレーションについて報告する。

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

1. Y. Ezoe et al., Microsystem Technologies, 16, 1633, 2010

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

2. 作田紗恵, 修士論文, 東京都立大学, 2022

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 修士課程 1 年)

る低質量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。

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

1. Masayuki Akiyama et al., ULTIMATE-START:Subaru

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Tomography Adaptive optics Research experimenT

ンテナ結合型力学インダクタンス検出器 (MKID) を使用してproject overview , Proceedings of the SPIE, Volume

いる。2022 年 3, 4 月に天体を用いた試験を実施し、太陽系内

11448, 2020

惑星や大質量星形成領域 W49A, W51A, クエーサー 3C273 の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 (筑波大学 宇宙物理理論研究室 修士 1 年)

OTF 観測を行なった。
本講演では、W49A の観測データの解析結果について報告する。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。最大 3 枚を 1 セットとし、それを 41 セット

現在の天文観測の研究において偏光観測が着目されている。

行った。得られた分解能 17” の観測データから分解能 32” の二偏光観測によって、これまで研究が難しかった星間ダストや磁次元マップを作成した。今回は、ビームスイッチは用いておら場の構造が明らかになりつつある。一方、医療診断でも近赤外ず、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

線円偏光が癌の検出に有効である可能性が近年提案された [1]。

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

先行研究 [1] では、実際にがん細胞片と正常細胞片に完全右して足し合わせた。データを取得できた素子のうち天体の形状

回り円偏光を入射しその散乱光の DOCP(円偏光度合いを表すを捉えることができた素子は観測条件に依存し平均 40 素子でパラメータ) を計測するという実験が行われた。その実験では、あった。本研究で得られたマップと 268-GHz 帯の先行研究 [1]

がん細胞片と正常細胞片の散乱光の DOCP に差があるというとの比較を行い、分布の整合性があることを確認した。本講演

結果が得られている。よって入射光を円偏光にし、散乱光のでは、二次元強度マップ作成のプログラム及び得られたマップ

DOCP を計測することによって散乱体ががん細胞なのか正常の雑音、ミリ波からサブミリ波の様々な観測結果 [2][2] より作

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。

成したフラックススペクトル、そこから推定される free-free 放

そこで本研究では、まず生体内の物質と光の相互作用を扱う

射の割合について報告する。

際に用いる Mie 理論から光が散乱する際の散乱角を決めるた

1. Galván-Madrid R et al, ApJ, 779.2, 121, 2013

めの位相関数を導出した。そして、その位相関数を用いてがん

2. H. D. Buckley and D. Ward-Thompson, MNRAS, 281.1,

細胞と正常細胞それぞれを仮定した一様媒質での 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294.300, 1996

光の輸送過程を調べること。偏光が輸送されるにつれて偏光の3. D. Ward-Thompson et al, MNRAS, 257.2, 180.186, 1992

DOCP の値が、がん細胞のモデルと正常細胞のモデルでどのような違いが見えるのかを調べること。線偏光ではなく、円偏光を用いることのメリットを調べること。これらを目的として研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究を行っている。本講演では、現在出ている研究成果について3伊藤 耶馬斗 (近畿大 M1)

発表する予定である。

X 線分光撮像衛星 XRISM に搭載する軟 X 線撮像装置 Xtend

1. N.Nishizawa, B.Al-Qadi, T.Kuchimaru, J.Biophotonics

は、X 線望遠鏡 (XMA) と X 線 CCD 検出器 (SXI) からなる。

2021, 14, e202000380

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 (東京理科大学 創域理工学研究科 先端物理学専攻 M1)

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

私たちの暮らしを支えるリチウムイオン電池は、電極間に配大 3% 低いことがわかった。一方、非 X 線イベントの割合は、置された電解質中をリチウムイオンが移動することで充放電さ

Normal mode の方が 1/8 Window mode より最大 3% 高かっ

れ、構成物質が全て固体のものは「全固体電池」と呼ばれていた。Normal mode では、1 回の撮像時間中に、複数の X 線光る。全固体電池には「高エネルギー密度」、「充電時間が短い」、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「安全性が高い」と言った利点があり、その利点を活かすには

プイベント）と判定された可能性がある。実際 Normal mode

電池内のリチウムイオンの移動と分布を正確に把握が必要となで、非 X 線と判定されたイベントの周囲 5×5 ピクセルのスペる。このリチウムイオン電池を動作中に定量的に分析する手法

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の１つとして、熱中性子誘起核反応によって発生する α 線や3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

H などの粒子に注目することが考えられる [1]。この分析手法

ことが確認できた。

の構築のためには、数 MeV のエネルギーを持つ粒子のエネル

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 博士後期課程 1 年)

ギーと時間毎の分布を正確に分別することが不可欠であり、優れたエネルギー分解能と空間分解能、時間分解能を持つ放射線検出器が必要となる。
そ の 検 出 器 の 1 つ と し て 、欧 州 の CERN が 開 発 し た

大型サブミリ波望遠鏡 [2] (LST) は日本が主導する将来の大「TimePix」と呼ばれる時間分解能に優れた ASIC を搭載し型サブミリ波単一鏡であり、広視野観測に強みがある。LST のたハイブリッドピクセル型半導体検出器がある。この検出器で実現には、高精度な鏡面 (アストロドームなしで 45 µm r.m.s.

はセンサーの材料として、厚みが 300〜1000 µm の Si や CdTe

以下) と軽量な望遠鏡構造が必須である。この課題に対し、主が使用され、55 µm 四方のピクセルを 256 × 256 個搭載してい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

る。特に 1.56 ns の精度で放射線による信号を処理できる時間

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

分解能を持っており、衛星に搭載することで荷電粒子の分別とである。これは、主鏡支持構造を構成するトラス材の配置の仕各荷電粒子のフラックスの測定に有用である。それに加えて、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先ほどのリチウムイオン電池の定量的な分析などの地上利用も

LST の性能要求を満たさねばならないためである。望遠鏡の主期待されている。

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

そして、このような TimePix の社会利用に向けて、荷電粒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

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、知る必要がある。私は、地上に降ってくる宇宙放射線の 1 つ

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) がであるミューオンのセンサー中での飛跡を timewalk 補正を用取り入れられ、軽量かつ高剛性な構造を獲得したことが報告さいて三次元再構成し、241 Am を用いて 〜5MeV 程度のエネル

れている [2]。

ギーを持つ荷電粒子に対する応答を調べる実験を行った。本講

本講演では、LST のデザイン案をもとに作成した主鏡支持

演では、これらの実験の結果・考察に加え、放射線医学研究所

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 HIMAC での C イオン、Fe イオンの照射実験の結果につい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て報告する。

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1. Takane K., Small, 2204455, 1, 2022

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

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 線検出率の比較

70 µm 、重量を約 150 トンまで最小化した。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の部材が支える様子も見ら

4

れた。

た。この手法ではねじり振り子を二段にし各段の回転角を測定し、測定値の線型操作し、また相関をとる。このデータ取得後

1. Kawabe et al., SPIE Proc., 9906, 12, 2016の事後的な操作により測定値に含まれる熱雑音の影響を除去す

2. Kurita et al., SPIE Proc., 7733, 11, 2010

ることができる。それにより下段のねじり振り子に働く力の大きさを得ることが原理的に可能になる。本講演では考案した手

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 M1)

法の原理について説明する。

1. Henry Cavendish, Philosophical Transactions of theRoyal Society of London, 88, 469-526, 1798

電波干渉計が高分解能の観測を可能にする現在、大型の単一

2. Armano Michele et.al., Physical review letters, 116,

鏡型電波望遠鏡に求められる役割として高い集光力を活かした

231101, 2016

観測がある。集光力の向上に大口径化が必要になる一方で、構3. González, Gabriela I and Saulson, Peter R, Physics Let-造の大型化は鏡面精度を低下させ、波面の劣化を引き起こす。

ters A, 201, 12–18, 1995

この主な要因は、風、熱、重力による主鏡面及び副鏡構造の変形である。重力による変形は予測可能で再現性があることか補償光学で用いる 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 B4)

ら、既存の技術であるホモロガス構造によって影響を抑えることが可能である。しかし、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、電波望遠鏡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

補償光学は、自然のガイド星あるいはレーザー光によって人時間で補償するミリ波補償光学（MAO）の技術開発を進めて工的に作られるレーザーガイド星の光を用いて、地球大気によいる。このシステムでは、主鏡面上に複数設置した波面センサ

る光波面の乱れをリアルタイムに測定し、可変形鏡で補正をを用いて、アンテナ構造の変形に起因する波面の歪みを超過経行う。レーザーガイド星は高度 90 km ほどの有限距離に生成

路長（EPL）として実時間で検出する。検出される EPL には、されるため、光路の外側の大気揺らぎを測定できず、レーザー

MAO の補償対象である「風変形・熱変形」の成分と、ホモロガイド星 1 つで天体の光路全てを補償することができない。

ガス構造で補償された「重力変形」の成分の両方が含まれるた

ULTIMATE-START[1] はすばる望遠鏡用のレーザートモグラ

め、この二つを切り分ける必要がある。

フィー補償光学装置であり、レーザーガイド星を 1 つから 4 つ

今回、野辺山 45 m 望遠鏡の主鏡面上に設置した 5 つの波面へ増やして天体の光路上の全ての大気揺らぎを測定することにセンサを用いて、仰角を短時間で大きく動かした際の EPL をより、補償性能の向上を目指している。

測定した。この実験を風や熱の影響が小さくなる環境下で実施

本研究では、4 つのレーザーガイド星の配置を自由自在に操したことで、EPL の変化として現れた成分は重力変形が支配的作可能にすること、生成されるレーザーガイド星の光源としてとなった。測定された EPL に対して、ホモロガス構造によるの性質を評価することのために、レーザーガイド星生成光学系

主鏡面の変形（焦点距離の変化、光軸の傾き等）を仮定してモの最適化、大気揺らぎを通過するレーザー光の伝搬シミュレー

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

ションを行った。

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

レーザーガイド星生成光学系にある 8 枚の Tip/Tilt ミラー

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。

の角度を自作の光線追跡プログラムで制御した結果、レーザー

また、アンテナ構造の重力変形（ホモロガス変形）を MAO の送信望遠鏡の副鏡による遮蔽のため、設定可能なレーザーガイ

波面センサを用いて実時間で検出できることが示された。

ド星打ち上げ角度範囲にギャップが存在することが分かった。
また、得られた光学系のケラレを反映させたレーザー送信望遠

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 (東京大学大学院 理学系研究科物理学専
攻/宇宙科学研究所 修士一年)

鏡の射出瞳マップを作成し、地上からレーザーガイド星の生成される高度 90 km のナトリウム層までの伝搬を求めた。伝搬の結果、波面センサーのようにナトリウム層に生成されたレー
ザーガイド星を短い露光時間で観測する場合、大気揺らぎの影

精密力測定に広く用いられる手法としてねじり振り子を用い

響により、回折限界 + シーイング程だと経験的に得ていた従来たものがある。ねじり振り子は水平方向の力に対して高い感度のレーザーガイド星の大きさの見積もりよりも小さくなることを持つため重力定数の測定 [1] や人工衛星の慣性基準センサーが分かった。本ポスターでは以上の内容を報告する。

の地上実験 [2] などに用いられている。一方でその感度は振り

1. Akiyama et al., Proc. SPIE. 11448, 2020

子をつるすワイヤーからの熱雑音により制限されており [2] ね
じり振り子を用いる精密力測定における限界となっていた。

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

本研究では熱雑音による感度の限界を克服する手法を考案し5

柏崎 未有 (東京大学大学院理学系研究科
攻 海老沢研究室 修士一年)

天文学専

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

XRISM 衛星 [1] は、精密 X 線分光による高エネルギー天文学

る。1) HPF を用いた single side band (SSB) 受信機の開発、の諸課題の解明を目的とした X 線天文衛星であり、2023 年中

2) 2 side band (2SB) Mixer の開発 [2]。 1) では既に、水沢に打ち上げ予定である。XRISM 衛星には、Resolve [2] と呼ば

VERA20 m 望遠鏡に 86 GHz 帯片円偏波常温受信機の搭載をれる極低温検出器を擁した観測装置が搭載されており、50mK行っている。それを用いて、能率測定や KVN との VLBI 試験に冷却した X 線マイクロカロリメータで精密 X 線分光を実現

観測を進めている。また、 2) では、パワーディバイダーと 90◦する。

ハイブリッドカプラーの開発行っており、67−116 GHz 帯域で本研究では Resolve 装置の確実で安全な運用を実現するた

反射損失、Isolation ともに -25 dB の性能を目指している。本め、衛星テレメトリデータにおける異常検知を自動的に行うこ公演では、現在開発を進めている 10 K 冷凍機を用いた両円偏とを目標にする。地上試験で得られた実データを教師とし、機

波低雑音受信機の開発進捗についても述べる。

械学習的な手法を用いる。データに現れる二種の異常 —検出器ノイズスペクトルに含まれる異常と、検出器の 50mK ステー

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

ジ温度データに含まれる異常— の検知アルゴリズムの開発をジェット, 天文月報, 第 110 巻 第 11 号 771 ページ, 2017 年

通して、このような手法の有用性を検証した。

2. P.Yagoubov et.al., ”Wideband 67-116 GHz receiver

結果として、検出器ノイズスペクトルの異常については、機development for ALMA Band 2”, Astronomy Astro-

械学習を用いることで実用化を目指せる程度の検出率が得ら

physics, vol.634 A46, 2020

れることが示された。検出器の温度データに含まれる異常について、本研究で試した手法では、データに合わせてヒューリス

超広視野 4 枚鏡望遠鏡の光学設計
河合 優樹 (京都大学 M1)

ティックにアルゴリズムと基準を設定する必要があり、機械学
習の利点を活かしきれていない。さらなる手法の開発が必要で我々は、第 3 鏡が主鏡のすぐ後方に配置されて接続可能な、ある。

超広視野 4 枚鏡光学系の光学設計を行っている。この光学系は1. Tashiro Tashiro Makoto, Maejima Hironori, Toda

主鏡に球面鏡を用いるため、低コストで超広視野を実現可能で

Kenichi, et al. Status of x-ray imaging and spectroscopyある。現在建設中の Vera C. Rubin Observatory は 3 枚鏡でmission XRISM. SPIE. Vol 11444. p. 176 2020.

視野直径 3.5°を誇るが、主鏡、第２鏡、第 3 鏡全てが製造の

2. Ishisaki Yoshitaka, Kelley Richard L., Awaki, Hisamitsu

困難な非球面鏡である。

et.al., Status of resolve instrument onboard x-ray imag-

今回の研究では、視野直径 8′で回折限界を達成する我々がing and spectroscopy mission XRISM. SPIE. Vol 12181.

開発した 4 枚鏡アプラナート光学系の光学的拘束条件を変更、

p. 12181 2022-9.

さらに補正レンズを加えることによって広視野化を試みた。光
学性能の目標は視野直径 3.5°にわたってシーイング限界 2″

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 修士２年)を達成することとした。広視野化を想定していない元の光学系のままでは、第 4 鏡に視野端の光線が全てケラレてしまう。そのため、透過率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

EAVN は、日本を初めとする東アジア各国の約 20 局の電波行った。

望遠鏡を連携させた観測網であり、小笠原 − ウルムチ間で最主鏡と第 2 鏡、第 3 鏡を球面鏡とする光学系の場合、結像性

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。

能と透過率の間にトレードオフの関係があるため、高結像性能、

EAVN で近年特に精力的に開発整備が進められている 86 GHz

高透過率を達成するのは難しいことが判明した。第 2 鏡や第 3

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鏡を非球面にする等、条件を緩めることでその両立を目指す。

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講演では研究の経過を報告し、今後の展望について述べる。

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

ISS に搭載する超高層大気観測用 X 線カメラの概要

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と開発状況
河邉 圭寿 (近畿大学 M2)

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]我々は、高度 100 km 付近の超高層大気の密度を宇宙 X 線背これを受け、我々は水沢と石垣の VERA20 m 望遠鏡に搭載

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

する 86 GHz 帯低雑音受信機の開発を行っている。搭載する

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

受信機は、RF 系の冷却 HEMT アンプまでを冷却可能にした

6

ラの開発を行っている。X 線検出器として、SOI-CMOS イメー

ウンドが観測実現性を左右する。我々は、ISS に取り付けられジセンサである「XRPIX」を用いる。「XRPIX」は Silicon-on-

た全天 X 線監視装置 MAXI と X 線観測装置 NICER のデータ

insulator (SOI) 技術により、センサ部と回路部が一体となっを用い、ISS 上の荷電粒子バックグラウンドの Cut-oﬀ rigidity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

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

電粒子バックグラウンドの調査結果を報告する。

× 24.6 mm サイズの大面積素子を 2 枚並べて搭載する。観測1. Manabe & Wetherald et al., 1967, Thermal Equilibrium

帯域はおよそ 2–3 keV から 10 数 keV で、低エネルギー側のof the Atmosphere with a Given Distribution of Relative

X 線の吸収から大気密度を測定する。「XRPIX」の手前にはス

Humidity, JAS, 24, 241.

リットコリメータを置き、「XRPIX」がピクセル検出器である

2. Roble & Dickinson et al., 1989, How will changes in

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carbon dioxide and methane modify the mean structure

大気密度を測定する。X 線カメラには他に、バックバイアス印

of the mesosphere and thermosphere?, GRL, 16, 1441.

加のための昇圧モジュール、ADC、FPGA などを搭載した制3. Katsuda et al., 2021, New Measurement of the Vertical

御回路も搭載する。

Atmospheric Density Proﬁle from Occultations of the

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Crab Nebula with X-Ray Astronomy Satellite Suzaku

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and Hitomi, JGR: Space Phys., 126, 4.

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 M1)

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。

せいめい望遠鏡がある京都大学岡山天文台では可視光による

タイトル
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 (近畿大学総合理工学研究科理学専攻

雲モニタが行われているが、可視光による雲の評価は月光や街明かりの影響により変化するため適切でない。そのため、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価なゲルマニウムの魚M1)眼レンズを用いたり、あるいは全天をカバーできないなどの欠

地球大気は対流圏 (0–10 km)、成層圏 (10–50 km)、中間圏点を抱えていた。本研究ではこれら欠点を克服した雲モニタの(50–80 km)、熱圏・電離層 (80–500 km) の 4 層に分類され、成開発を進めている。採用した方式は、複数の廉価な市販の赤外層圏より上は超高層大気と呼ばれる。超高層大気の密度は、地

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。

球温暖化などの気候変動の影響で長期変動する [1] [2] 。一方、

まず、使用するカメラの視野（カタログ値）を用いて全天を太陽の影響による短期の準周期変動 (年変動、日変動) や、磁カバーできるカメラ配置を探索した。その結果 11 台のカメラ

気嵐や地上での地震・火山等で生じた大気波動によっても突発が必要であることが分かった。試作機としてカメラ 1 つを制御変動する。しかし高度 100 km 付近の超高層大気は、人工衛星

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(高度 300 km 以上) や気球 (高度 50 km 以下) でその場観測で開発した。次に、この試作機を用いて視野内の歪曲を測定した。

きない高度のため、大気の中で最もデータが乏しい。

その結果、視野端でおよそ 14% の樽型の歪曲が確認された。こKatsuda et al. 2021 [2] は、X 線で高度 100 km 付近の大気の歪曲のデータを元に、カメラ配置の再検討を進めている。本密度を観測できることを見出した。すなわち、X 線天文衛星の講演では、雲モニタ開発の詳細や歪曲の測定方法、今後の展望

データのうち、観測天体が夜地球の地平線にかかっているタイについて述べる。

ミングを利用し、天体からの X 線の大気透過を観測した。大気強度干渉計実験と画像合成の検討
小関知宏 (筑波大学数理物質科学研究群物理学学位プログラム D1)

密度に応じて低エネルギー側の X 線が吸収されるため、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

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

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

る。ISS 上の地球の地平線を見る方向に観測装置を取り付け、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観測を目指している。南極高地では電離窒素 [NII]205µm、2 階を観測する計画である。宇宙 X 線背景放射は全天に淡く広がっ

電離酸素 [OIII]88µm、[OIII]52µm の輝線を含む帯域に大気のた放射のため、Cut-oﬀ rigidity に依存する荷電粒子バックグラ

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。

7

近藤 奨紀 (大阪公立大学 修士 1 年)

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無数にある銀河の中には X 線、γ線、電波などの電磁波を観測が可能である。2 素子強度干渉計の実証実験のために実験

激しく放射している銀河が存在し、それらを活動銀河と呼ぶ。

室に周波数 500GHz、口径 76.2mm、基線長 10 – 50cm の光学[1] そのような銀河の中心にはブラックホールが存在すること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が観測でも確認されている。そのような天体の中で、ブラック

渉計実験の光学試験について報告する。

ホール付近から相対論的に加速されたプラズマガスがジェッ

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

トとして噴出しているものがあるが、その噴出機構は未解明でを目指している。強度干渉計での画像合成には直接検出器信号ある。それを解明するには、シンクロトロン放射に対する透過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率が高くかつジェットの放射が明るい 86 GHz(波長 3 mm) 帯

ることで (u,v) 平面上を埋めることが必要である。しかし、強での観測が鍵を握っている。また、ターゲットとなる天体は見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

かけの大きさが非常に小さいため、複数の望遠鏡を組み合わかが課題であり、検討を進めている。本講演ではこちらについせる VLBI という観測を行い、望遠鏡の各分解能を向上させても紹介する。

る。この観測をより高分解能・高頻度で行うには、既存の観測網に日本の望遠鏡が加わることが重要である。そこで我々はタイトル
苗字 名前 (所属 学年)

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、昨夏に水本文を入力してください。本文を入力してください。本文を沢局に常温受信機を搭載した。一般に電波望遠鏡の性能はアン

入力してください。本文を入力してください。本文を入力しテナ表面の鏡面精度に依存しており、観測周波数が高くなるとてください。本文を入力してください。本文を入力してくださその精度の寄与が大きくなる。また、VERA は 22, 43GHz 帯

い。本文を入力してください。本文を入力してください。本文などの低周波数での観測を行うための望遠鏡として設計されてを入力してください。本文を入力してください。本文を入力しいるため、86GHz で実際に観測が可能かどうかはわかっていなてください。本文を入力してください。本文を入力してください。そこで私は今年 1 月から 3 月にかけて観測を行い、大気のい。本文を入力してください。[1]光学的厚み τ0 やアンテナ開口能率 ηA の仰角依存性など、性能

本文を入力してください。本文を入力してください。本文を評価に必要な物理量の測定を行った。

入力してください。本文を入力してください。本文を入力し1. Padovani et al., 1995てください。本文を入力してください。本文を入力してください。本文を入力してください。本文を入力してください。本文

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 M1)を入力してください。本文を入力してください。本文を入力してください。本文を入力してください。本文を入力してください。本文を入力してください。[2]
本文を入力してください。本文を入力してください。本文を

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

入力してください。本文を入力してください。本文を入力ししており、今後も更なる増加が見込まれている。日本国内におてください。本文を入力してください。本文を入力してくださ

いても、東京大学木曽観測所の Tomo-e Gozen チームが全天い。本文を入力してください。本文を入力してください。本文

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を入力してください。本文を入力してください。本文を入力しる。突発天体の発見を目的としたサーベイでは、新規に取得してください。本文を入力してください。本文を入力してくださ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い。本文を入力してください。本文を入力してください。本文

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を入力してください。本文を入力してください。本文を入力し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てください。本文を入力してください。本文を入力してくださを行うには、それらを候補から除かなければならない。近年はい。本文を入力してください。本文を入力してください。本文

機械学習による判別手法の進歩が著しいが、モデルを修正するを入力してください。[2]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。

1. Authors1, journal1, vol1, pages1, year1
2. Authors2, journal2, vol2, pages2, year2

点源に感度のある検出を行うには、その星像の形 (Point

3. Authors3, journal3, vol3, pages3, year3

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。[1] 先行研究は Tomo-e Gozen の 1 フレーム/秒

86GHz 帯常温受信機を搭載した VERA 水沢局でのの画像に対し、横軸に重み付け後のピーク、縦軸に星像のプロ試験観測と性能評価

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。[2] Tomo-e Gozen の突発天体サーベ8佐藤 匡駿 (関西学院大学大学院 M2)

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
をシーイングと信号雑音比のみに依存する式を使って予想する

HiZ-GUNDAM は、宇宙最大規模の爆発現象であるガンマ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

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の応用可能性などについても報告する。

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1. Bijaoui, A., Dantel, M., A&A, 6, 51, 1970.

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

2. Arima, N., unpublished Ph.D thesis, University of明を目指す。

HiZ-GUNDAM の X 線検出器への要求として、観測域であTokyo, 2022.

る 0.4-4keV の X 線を効率よく検出するための、これらの帯域

TES 性能評価のための極低温環境で用いる磁気シーでの 50 ％以上の量子効率と 0.1 秒以下の時間分解能、最低 6

ルドの開発
佐々木 康祐 (埼玉大学大学院 理工学研究科 M1)

ｃｍ四方の素子サイズが求められる。上述の要求を満たす X
線検出器の候補として我々はｐｎ CCD に着目した。そこで、
小型の pnCCD 素子を搭載した PNDetector 社の CXC(Color-

X 線マイクロカロリメータは、極低温下 (絶対温度 100 mK

Xray-Camera) を用いて実験を行なった。

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

本研究の目的はノイズと輝線を弁別できる下限のエネルギーである。その中でも常伝導-超伝導間の急峻な抵抗変化を測定(LD) から衛星に搭載する素子のピクセルサイズを決定するこする超伝導遷移端温度計 (Transition-Edge Sensor; TES) を用とである。HiZ-GUNDAM の熱設計上、素子の駆動温度を下げいた TES 型マイクロカロリメータは、従来の検出器に比べ高ることが難しいため、比較的高温である 0 ℃の素子温度においい感度 (E/∆E > 1000) を実現するため、将来 X 線天文衛星て、暗電流についての詳細解析を行なった。その過程において、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バックグラウンドの分布とイベント抽出後のノイズ分布の乖離

磁場により感度が落ちることが確認されており [1]、将来衛星へ

から、全ノイズに暗電流ノイズと読み出しノイズ以外の要素がの実装のためには、広い開口面積を確保しつつ、極低温環境下

大きく影響していることが判明した。上述の乖離の原因となっでの磁気遮蔽が重要である。

ているピクセルを特定し、輝線が減少しないように閾値を設け

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て排除したところ、216.0eV だった LD を 122.2eV まで低減す

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ることができた。本講演では、駆動温度 0 ℃における CXC の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

基礎性能および、LD 評価のための解析方法、結果の詳細についることにより、Meissner 効果によって磁場の侵入を防いでいいて報告する。

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

X 線観測衛星用井戸型シンチレータ技術を用いた医開口部を確保している。

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 M2)

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

我々は、宇宙観測用の高性能な検出器の開発に加え、宇宙観

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

測のために研究 · 開発された X 線ガンマ線観測技術の医療分野

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(核医学) への応用に向けた新しい検出器の開発を医師とともに行い、50 mA の電流により中心位置に 38.4 µT の磁場をかけ行なっている。

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

がんの治療方法、Radio-theranostics は、がんの目印であることを確認した。本講演では、超伝導ヘルムホルツコイルの設がん抗原を特異的に認識する薬剤に、放射線核種を結合させた計、製作、較正試験の結果、及びヘルムホルツコイルを用いた薬剤を用いて、治療を行う。利点として、薬から放射線が出る

磁気遮蔽シールド性能評価試験について述べる。

ため薬の経過を体外から追える、治療と診断を同時に行える、などがあげられる。一方で、対象の部分へ分布しない薬からも放射線は出るため、それらは副作用になる可能性があるといっ

1. Y. Ishisaki et al. 2008, Journal of Low Temperature

た課題もある。そのため、薬剤分布の把握と定量が大切である。

Physics, 151:131-137

X 線天文衛星用技術の医療分野への応用に向けては、観測時間の短さや、対象となる臓器ではない臓器に貯留した薬剤から

HiZ-GUNDAM 搭載候補 pnCCD 素子のノイズ評価の放射線がバックグラウンドになることなど、これまで宇宙観
測で用いられてきた要求とは異なるものもある。それらの要求を満たすことによる、検出器の更なる性能向上は、宇宙観測の9

ための技術の進歩へとつながることが期待される。

検出に成功している。X 線の偏光観測は電子の動きや磁場の向本研究では、S/N 比向上のため、すざく衛星に搭載されてきを理解することに繋がる。特に太陽フレアでは、電子の制動いる硬 X 線検出器 (Hard X-ray Detector;HXD) の井戸型アク放射による連続 X 線とプラズマ中に入射した場合の特性 X 線

ティブシールド技術を用いて、新しい高感度のガンマ線プローの二つの偏光を観測できればフレアループ中での磁気リコネク

ブを開発し、核医学分野での実用化を目指している。井戸型アションによる電子の加速機構などが解明できる可能性がある。

クティブシールドは主検出器と、それを井戸型に囲むシールド[1]用検出器からなり、コリメータとシールドを兼ね、さらには主

そのため我々は Bragg 反射を用いた X 線の偏光に注目した。

検出器由来のノイズとなり得るコンプトン散乱成分も低減する

He like な鉄の蛍光 X 線のエネルギー帯域 5.5 8.1keV を中心ことができる技術である。

に測定できるよう Si(100) 結晶と炭素繊維強化プラスティック

本発表では、医療分野への応用に向けた原理検証のために、を用いた反射鏡を作成している。しかし Bragg 反射は反射角に

現在開発中である、主検出器に数 keV から数百 keV に対し対し単一のエネルギーの X 線しか反射できない。そこで我々はて高い感度とエネルギー分解能を有する CdTe 半導体検出器、結晶面を湾曲させ放物面形状に成形することで偏光できる帯域

シールド用検出器に CsI(Tl) シンチレータと光電子増倍管を用を拡大し、焦点からイメージセンサをずらすことによって検出いた、新しいアクティブシールド検出器の進捗と性能向上に向位置の違いを利用し分光させることも考えた。[2]

けた今後の展望について報告する。

また、Si(111) を重ねることで反射できるエネルギー帯域を更に拡大させている。[2]Coloer-Xray-Camera を用いた pnCCD 素子の基礎性

現在は実際に衛星に載せるための具体的な搭載案やそのため能評価
杉本 葵 (関西学院大学 M2)の反射鏡の小型化なども研究している。本公演では反射鏡の原
理の他、実際の作成方法及びその問題点と現在の研究の展望に

X 線 CCD は、1993 年に打ち上げられた日本の X 線天文

ついても議論する。

衛星「あすか」に初めて搭載されて以来全ての X 線天文衛

1. Katuo Tanaka, Astron. Soc. Japan, 38, 25-249, 1986星に搭載され、X 線天文分野における標準検出器となってい2. 泉谷 喬則, 中央大学修士論文, 2014る。中でも pnCCD は 1999 年に打ち上げられた X 線天文衛
星 XMM-Newton のために開発された裏面照射型の CCD で、
空間的・分光的に感度の高い分光 X 線撮像素子である。また

3. 西山凛太郎, 中央大学修士論文, 2022

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 M1)

フレームストア型により読み出し時間の短縮も実現された。現在の 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

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載した PNDetector 社の Color-Xray-Camera(CXC) に対し、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◦

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、評価を行った。

チリにある NANTEN2 望遠鏡を用いて、南半球から観測可能

本研究では X 線源55◦

Fe(MnKα) を使用し、素子温度-20 C

な全天の約 70% をカバーする NANTEN2 Super CO Survey

で様々なフレームレート (15Hz、20Hz、30Hz、50Hz、75Hz、

as Legacy(NASCO) 計画を推進している。広範囲のサーベイ

100Hz) に対してデータを取得した。X 線を照射していない場

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合についても各露光時間につき 500 枚取得し、これを用いて必要となる。5 つのビームを持った NASCO 受信機が 2020 年

ダークレベルの解析を行った。ピクセル毎に暗電流を求めたと初めに搭載された [1] が、ソフトウェアのメンテナンス性に問ころ、暗電流の最頻値は 15.1e/s であり、ピクセル位置による題があり、修正や機能の追加が難しかった。また、受信機の性

暗電流の不均一性も確認された。また、X 線に起因する電荷の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検出下限エネルギーを算出した。X 線イベント判定回数が多い求される。そこで我々は、信頼できるリアルタイム制御やシス

ピクセル及び、高いバックグラウンドのゆらぎを持つピクセル

テムへの機能の追加・修正を容易に可能とする、特定の望遠鏡を除去することで検出下限エネルギーの改善が見込まれた。

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

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 (M １)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おこなった。OTF 観測においては、観測範囲内を安定した速度

X 線の偏光観測は、検出器の開発の難しさから撮像、測光、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分光と比べあまり発展しておらず、現状かに星雲にのみ有意な

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

10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

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、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

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。

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その結果、以前は 100 arcsec 程度あった誤差が 7.2 arcsec(ビー

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ムサイズの 1/20) まで抑えられた。さらに月ポインティング観

背景放射の測定が困難になってしまうため、高い姿勢安定性で測、OTF 試験観測を行い、ポインティング誤差を求め、シングの観測が要求されている。今回の姿勢制御系には JAXA 技術

ルビームによる 1 平方度の OTF 観測をおよそ 46 arcsec/s、おのフロントローディングで開発された 1U サイズの統合型姿勢

よそ 30 分で行うことができた。

制御ユニット (AOCS:Attitude and Orbital Control System)を採用する。本公演では、VERTECS プロジェクトの概要と、

1. Nishimura et al., Proceedings of the SPIE, 11453, 18,

AOCS が行う姿勢制御の概要、ISSL OSS によって開発された

2020

地上局でのテレメトリ・コマンドを処理するソフトウェアである WINGS(Web-based INterface Ground-station Software)

像再構成光学系のための Kirkpatrick-Baez ミラーの開発
(田中 虎次郎 東京都立大学 修士 1 年)を用いた AOCS のテレコマのシミュレーションの概要について講演する。

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 宇宙線研究
室 修士１年）

宇宙には X 線を放出する高エネルギーの現象が存在し、X線を観測することにより、地上で実現できない高エネルギーの物理現象やエキゾチックな物理現象を探求することが可能となる。X 線天文学において X 線望遠鏡の角度分解能の向上は必高エネルギー天文学において数百 keV から数十 MeV におけ要不可欠である。X 線望遠鏡において角度分解能を向上させる

る MeV ガンマ線領域のサイエンスとして、放射性同位元素のためには高い製作精度が必要とされ、莫大なコストがかかって崩壊に伴う核ガンマ線を検出することで、超新星爆発や中性子しまう。そこで、我々は高角度分解能を達成する手段として像

星合体といった元素合成の現場や、合成された元素が銀河系内再構成型Ｘ線光学系の開発を行っている。

を拡散していく様子を直接観測できる点が挙げられる。

我々が開発している像再構成型 X 線光学系とは角度分解能向しかし MeV ガンマ線領域は、他の波長領域と比べて観測自上の役割を担うスリットを結合集光鏡と二次元検出器の前面に体が困難で未発達の分野である。X 線観測の場合は斜入射型の設置する光学系である。スリット２枚を精度良く並べることで鏡で反射することを利用して集光できるが、MeV ガンマ線で天体のフーリエ変換像を取得し、これに逆変換を施して像の再は透過力が高く集光できないため、広い有効面積を確保できな構成を行うことで高角度分解能の像を得る。この光学系では、い。また MeV ガンマ線を観測する際、物質との相互作用で優集光部分に KB ミラー (Kirkpatrick-Baez mirror) を用いてい位なコンプトン散乱を利用するが、観測対象からの光子のエネ

る。KB ミラーは互いに直行する２枚の凹面鏡で入射 X 線を反ルギー・到来方向の情報を一部失ってしまう上、検出器を構成射することで焦点面像を得る光学系である。集光力を上げるた

する観測器自体と銀河宇宙線との相互作用によって生成される

めに少しずつ傾きを変えた反射鏡を複数枚積層する。反射鏡にガンマ線も雑音となるため、S/N 比がどうしても低くなってしはタングステン (W) ミラーを使用する。

まう。

本発表では、開発の手始めとして Si 基板に W を蒸着した反

そこで京都大学宇宙線研究室では、高い精度で MeV ガンマ

射鏡の反射率測定の結果についてまとめる。

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 (東京工業大学大学院理学院物理学系物理学コース・ISAS/JAXA 宇宙物理学研究系松原研究室
修士 1 年)

線観測を行うことができる電子飛跡検出型コンプトン望遠鏡（Electron-Tracking Compton Camera: ETCC）の開発を行な
い、その性能を気球実験で実証する SMILE project を進めている。従来の MeV ガンマ線検出器では、コンプトン散乱における散乱ガンマ線のエネルギー・散乱方向と散乱角、反跳電子のエネルギーを測定して入射ガンマ線の方向を円環状に決定していた。一方 ETCC では従来測定されなかった反跳電子の散乱

超 小 型 天 文 衛 星 VERTECS(Visible Extragalactic back-

方向の飛跡も検出することで、入射ガンマ線の方向を一意に定

ground RadiaTion Exploration by Cube Sat) は、銀河系全めることが出来る。本講演では SMILE project の紹介と、高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

感度 MeV ガンマ線観測に向けた ETCC の特徴について説明

し、天体形成史の解明に挑むミッションである。VERTECS はする。

6U サイズ (約 10cm×20cm×30cm) であり、九州工業大学が

1. 高田淳史，谷森 達, “SMILE による MeV ガンマ線天体探査

今までに開発してきた CubeSat のバスシステムをベースとす―MeV ガンマ線天文学の夜明け―”, RADIOISOTOPES,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

68 巻 12 号, 2019 年
11径を周波数依存なく一定にすることと (2)210−375 GHz 帯と野辺山 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 電波天文学研究室 M1)

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

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ある。(2) は導波管限界により 84−375 GHz という比帯域 (周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

波数幅/中心周波数)130 % を一つのフィードで給電するのは不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。

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

本望遠鏡には 11 種類の受信機が搭載されており、20−120 GHz

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。

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

7BEE（7 BEam Equipment）はこの 45 m 望遠鏡に搭載され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

7 ビーム受信機である。

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

この度開発した logger システムは受信機状態モニター（以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

下、モニター）とログ出力機能を携えており、モニターはこ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の 7BEE の温度、真空度、各電源の ON/OFF 及び電圧・電流

ミュレーションによって確認した。

値、各 PATT（Programmable ATTenuator；可変減衰器）の

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

設定値（減衰量）、各 SG（Signal Generator；信号発生器）の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。

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

1. S.Masui et al., Pablications of the Astronomical Society

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

of Japan, vol.73, pages1100-1115, year2021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

pnCCD 素子における軟 X 線性能評価
畠中 大介 (関西学院大学 M2)

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

我々は、HiZ-GUNDAM 衛星搭載用 X 線撮像検出器の開発

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を行っている。HiZ-GUNDAM 計画では、特にガンマ線バース

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

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

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れており、完全空乏化した背面照射型である pnCCD 素子が焦ブルが発生しても、保存されたログから過去の各機器状態と日点面検出器の候補として挙げられている。

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。

本研究では PNDetector 社製の Color-Xray-Camera(CXC)

今後は本機能を用いて受信機の正常状態を保証しつつ、目的のを用いて、0.4-4.0keV 帯域の基礎性能評価を行った。CXC で

CO 広域観測を進めたい。

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

1.85 m 電波望遠鏡での超広帯域同時観測実現に向けである。電荷読み出し口は 528channel あり、それを 4 つのア

た光学系の開発
西川 悠馬 (大阪公立大学理学研究科 修士１年)

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

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。

めに野辺山に設置された 1.85 m 電波望遠鏡の開発・運用を得られたスペクトルには F-Kα(0.67keV),Al-Kα(1.5keV),Ti-

行ってきた。この望遠鏡には、210−375 GHz 帯に存在する

Kα(4.5keV),Cr-Kα(5.4keV),Fe-Kα の輝線が見られた。この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

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されている [1]。そして現在、星形成領域のさらに詳細な情報をエネルギー分解能のエネルギー依存性を評価した。本講演で取得するために、84−116 GHz 帯に存在する CO 輝線 (J =1−0)

は、解析方法の詳細とそれにより得られた結果を議論する。

も同時に観測する計画を推進している。

銀河団中心銀河 H1821+643 の Chandra X 線衛星の詳細解析

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

12藤井 麟太郎 (立教大学 M1)

DSSD は n 型バルクの上下層に p+ 型と n+ 型のストリッ
プがそれぞれ並べられたストリップ型シリコン検出器である。

銀河団中心銀河 H1821+643 は低赤方偏移 (z=0.299) の銀河

DSSD に荷電粒子が入射すると、電離相互作用などにより n 型

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

バルク内で電子と正孔が発生し、上下のストリップでそれぞれ

核 (AGN) を持つ。先行研究 [1] では、AGN によって形成され回収することで、入射位置とエネルギ―を同時に得ることがでた X 線空洞と思われる表面輝度の低下を発見したが、その空洞きる。

が X 線で見えているのかどうか解析が難しいことから RL 法

本研究では、Geant4 シミュレーションを利用し、対象の(Richardson-Lucy deconvolution)[2][2] を H1821+643 に適用

DSSD にあらゆる方向からの粒子線が入射した際の位置決定精することで空洞の鮮明化ができないかを試みた。

度を検証した。そして、2 枚の DSSD を積層した際の、粒子線RL 法とは、既知の点拡がり関数 (PSF: Point Spread Func-の到来方向の決定精度を評価した。これらの結果を講演にて述tion) と衛星が実際に観測、撮像した画像からベイズ推定を用べる。

いて観測の際に真の画像に畳み込んだ望遠鏡や検出器の応答を戻してあげることで真の画像を推定するという手法である。し1. Takeda, S. I., Takahashi, T., Watanabe, S., Tajima,

かし、実際のところ検出器の焦点面に光子が落ちてくる位置に

H., Tanaka, T., Nakazawa, K., Fukazawa, Y. (2008).

よって PSF も変わってくるため、空間スケールが広い場合でDouble-sided silicon strip detector for x-ray imaging.

は精度が落ちてしまう。また、ChandraX 線衛星に搭載されてSPIE newsroom.

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

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 (大阪公立大学理学研究科 修士１年)

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「パイルアップ」が発生する。
先行研究による結果と併せて、パイルアップ (場所依存) 効果

野辺山宇宙電波観測所にある 45m 電波望遠鏡は、その大きの考慮を視野に入れたうえで RL 法を H1821+643 に適用し解さから日本最大の科学観測が可能であり、天体を構成する分子析をした結果と今後の展望について紹介したい。

からの輝線を観測することで、銀河中心に巨大ブラックホール

1. H. R. Russell et al.

2010, MNRAS, Volume 402,の存在を発見や星の形成過程や構造を解明するといった研究を

1561–1579

行ってきた。

2. Richardson, William Hadley. 1972, JOSA, 62, 55-59

2022 年 8 月に、星形成の極初期を観測するために重水素化

3. Lucy, L. B. 1974, Astronomical Journal, 79, 745-754

合物と軽水素化合物、、及び CO 輝線を観測可能な両偏波マル
チビーム受信機７ BEE(7BEam Equipment) を搭載した。野

月周回探査機搭載用 RICheS エネルギースペクトロ
メータの DSSD 位置検出器開発
藤澤 海斗 (東京理科大学 幸村研究室 M2)

辺山 45m 電波望遠鏡に現在搭載されている分光計では、帯域
幅 2GHz が 16 台であるため、その全てを観測するためには 23回の観測が必要である。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。そこで、【研究背景・目的】

Xilinx 社の RFSoC 2x2 の使用を検討した。RFSoC 2x2 は、

月周回有人拠点 Gateway が、月面及び火星に向けた中継基

FPGA 搭載を搭載しているため量産に適していること、入力を地として、主に ISS に参加する宇宙機関から構成された作業

2ch 使用することで既存の分光計より帯域幅が 2 倍の 4GHz にチームで開発が進められている。Gateway 建設の際の課題のなるという利点がある。今回、科学観測で使用することが可能

一つに、宇宙飛行士の被ばく問題がある。被ばく線量に寄与すかを調べるために、ADC についての評価実験を行った結果にるのは、主に 10MeV 2GeV のエネルギースペクトル領域であついて述べる。

り、その領域から算定する実効線量当量評価のために、 精度の高いスペクトル測定が必要となる。そこで、人体への被ばく

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 M2)

線量寄与が高い 300MeV 以上の荷電粒子のエネルギースペク
トル計測が可能な、エネルギースペクトロメータ RICheS の開ガンマ線バースト (Gamma Ray Burst:GRB) はわずか数秒発を行なっている。RICheS は入射粒子からのチェレンコフ光の間に 1051−54 erg ものエネルギーをガンマ線として放出するを利用することにより粒子のエネルギーを計測することが可能

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、約 2GeV までを計測対象としている。RICheS センサ部にである。HiZ-GUNDAM ミッションは GRB を発見し、自律制は入射粒子の位置検出器として、両面シリコンストリップ検出

御によりいち早く近赤外線残光を観測することで、初期宇宙の器 DSSD を積層する。本研究ではこの DSSD の位置決定精度探査を目的としている。我々は、衛星に搭載する広視野 X 線モについて検討することを目的とする。

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【研究内容】

13

器として pnCCD に着目し、小型素子を搭載した Color X-ray

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 M2)

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

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

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 )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を用い、１次 X 線光軸に対して 45 度で設置した。２次ター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、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

Ti 箔を貼り付けることで、F-Kα(0.67 keV)、Al-Kα(1.5 keV)、に補償することを目指している。

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

現在は補償光学シミュレーションコード OOMAO[1] を用いムとした。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

強度評価および pnCCD での照射実験について発表する。

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-

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 (立教大山田研 M1)

START プロジェクト [2] 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。本発表で宇宙を構成するバリオンのうち未検出であるダークバリオ

は、それらの状況について紹介する。

ンの一部は、数値シミュレーションにより、銀河団同士を繋1. R. Conan and C. Correia ”Object-oriented Matlab adap-

ぐ 105−7 K のガス (WHIM) として分布することが示唆されtive optics toolbox”, Proc. SPIE 9148, Adaptive Opticsている [1]。広範囲の WHIM の詳細な観測には高い分光性能・Systems IV, 91486C (7 August 2014)

撮像能力を持つ X 線カメラが求められる。本研究では高いエ

2. Masayuki Akiyama, Yosuke Minowa, Yoshito Ono, et

ネルギー分解能を持つ TES カロリメータの多画素化に向けた

al., ”ULTIMATE-START: Subaru tomography adap-

Hydra type TES カロリメータの性能評価をおこなった [2]。

tive optics research experiment project overview”, Proc.

X 線マイクロカロリメータは、入射 X 線が光電効果によってSPIE 11448, Adaptive Optics Systems VII, 114481O (13落としたエネルギーを素子の温度上昇として捉える検出器であDecember 2020)

る。温度測定に用いるのが超伝導遷移端型温度計で、超伝導と常伝導の急激な抵抗変化を温度計として利用するものである。
この TES カロリメータ (以下 TES; Transition Edge Sensor)
は、熱雑音の少ない極低温 (∼ 0.1 K) で動作し、X 線入射で上昇した吸収体温度はその後サーマルリンクを通して熱浴へと逃

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 宇宙線研究
室 修士１年)げる。X 線パルス信号の減衰時定数は数百 µs、エネルギー分解

本研究は、月周辺の中性子やガンマ線を観測する検出器 Moon

能はフォノン揺らぎによって決まり、CCD 等の半導体検出器

Moisture Targeting Observatory （MoMoTarO）を開発し、実の 120 eV と比べ数 eV のオーダーである。

際に月面で探査を行うことを目標としている。MoMoTarO は、

Hydra type は 1 素子の TES で 4 画素の撮像が可能な技術

ガンマ線センサ、熱外中性子センサ、熱中性子センサの３つがで、現在までに開発されている数百素子と組み合わせることで搭載された 1U サイズ（10 cm × 10 cm × 10 cm）のモジュー

数千画素の X 線カメラの開発が可能となる。4 画素はすべて

ルである。ここで用いられているリチウムを含むプラスチック

サーマルリンクで接続されており、熱の移動時間すなわち信号

シンチレータ EJ-270 は、従来のヘリウムのガス検出器に比べ、の立ち上がり時間が異なるため、X 線が入射した場所を特定す

振動に強い、小型、省電力などのメリットがある。また、熱・ることができる。解析では信号時定数によるピクセル分類や各

熱外・高速中性子、ガンマ線を区別することにより、高感度のピクセルのエネルギー分解能の評価をおこなった。

測定を実現している。本研究の目的は３つある。1 つ目は、月の水資源探査である。銀河宇宙線が月面に入射すると、核反応

1. M. Fukugita, C.J. Hogan, P.J.E. Peebles, ApJ, vol.503,を起こし高速中性子が生成される。高速中性子は地中の水資

518, (1998).

源によって散乱され、熱・熱外中性子となって月面から放出さ

2. K.D. Irwin and G.C. Hilton, Cryogenic Particle Detec-れる。これを、月面ローバーに搭載した MoMoTarO で観測すtion 63, (2005).

る。2 つ目は、ガンマ線バースト（GRB）の観測である。月に

14

MoMoTarO を設置し、地球近傍の検出器との到来時間差によ

1. Y.Ezoe et al., Microsyst Technol, 16, 1633, 2010

る三角測量を用いることで、従来の位置測定より高い精度で

2. A.Fukushima et al., Optics Express, 30, 14, 2022

GRB の位置を確定させることができる。3 つ目は、中性子寿命

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 宇宙物理理論研究室 M1)の計測である。現在中性子の寿命は、ビーム法とボトル法と呼ばれる二つの計測方法の間で、系統的な違いが存在することが問題となっている。そこで、月面から漏出する中性子を、周回機に搭載した MoMoTarO で観測し、第３の方法での中性子寿

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命の測定を試みる。これらの目的を達成するために検出器の開デルの一つとして CDM モデルが使われてきた。このモデルは発・試験を行っており、2022 年 10 月に、MoMoTarO の試作

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機による気球実験を行った。この実験は、MoMoTarO が宇宙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に近い環境（低温度、低気圧、宇宙線大気シャワーによる高い

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放射線量）において正常に動作するかを確認することを主な目きた。しかし近年では、銀河よりも小さなスケールでは CDM的としており、高度 30,000m までの中性子の線量の測定を行っ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た。今後の展望として、この気球実験のデータの解析や、放射かっている。

線源を使ったスペクトル測定、さらに新たな試作機の開発を行

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

う予定である。

ダークマターモデルとして、SIDM と呼ばれるダークマター粒

GEO-X 衛星用 MEMS X 線望遠鏡のアニール時間の子同士の衝突・散乱を取り入れたダークマターモデルがある。

最適化の研究山田 裕大 (東京都立大学 M1)[1] 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

我々は第二十五太陽周期の極大に合わせて打ち上げを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

目 指 す 超 小 型 衛 星 GEO-X(GEOspace X-ray imager) 用 に

布関数を有限体積法的に取り扱い、その発展を Boltzmann 方MEMS(Micro Electro Mechanical Systems) 方式の X 線望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

遠鏡を開発している [1]。300 µm 厚の Si 基板に 20 µm 幅の微イズが発生せず、高い精度で計算することができる。しかし、細な穴をドライエッチングで形成し、その側壁を反射面として

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用いる。水素アニールにより反射面を平滑化し、側壁両端の落算するためには高速化が必須である。

ち込みや盛り上がりを研削研磨によって取り除く。高温塑性変高速に精度よく衝突項を計算する手法として、Gamba et

形により基板を球面状に変形した後、Pt 薄膜を膜付し X 線反al.(2017) による衝突項の数値計算手法がある。[2] しかし、こ射率を向上させる。最後に 2 枚の曲率半径の異なる基板を重ねの方法で CPU による計算コードの実装を行っても一回の衝突て完成する。

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

MEMS 望遠鏡の製作において特に時間を要するのが、アニー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

ルである。水素雰囲気中で Si 基板を高温に保つことで基板表面の Si 原子に対して自己拡散を促し、基板表面を平滑化する。
従来は 50 時間の長時間アニールを実施することで 5 分角を切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、一回の衝突項
評価にかかる時間を 1ms まで短縮することに成功し、CPU でる角度分解能を達成してきた [2]。しかし加工には１ヶ月程度の実装と比較して数百倍の高速化効果が得られた。

と時間を要する為、短縮が求められていた。また装置の修理に伴う条件変化により、再度確認が必要であった。そこで私はア

1. Spergel, D. N., & Steinhardt, P. J. 2000, Phys. Rev.

ニール時間の最適化を行った。

Lett., 84, 3760

私はドライエッチングを施した Si 基板を 2 枚準備して一つ

2. Gamba, I. M., Haack, J. R., Hauck, C. D., & Hu, J.

は 10 時間、もう一つは 50 時間でアニールした。角度分解能に

2017, SIAM Journal on Scientiﬁc Computing, 39, B658

直接影響を及ぼす側壁の形状精度はアニールが長時間になるほ

MeV ガンマ線天文気球観測実験 SMILE-3
吉岡 龍 (京都大学理学研究科宇宙線研究室 修士 1
年)

ど側壁の端がたれることで悪化し、10 時間の方が 50 時間よりも良い傾向が見られ、要求する 5 分角を満たすのは 10 時間の方であった。表面粗さについては、どちらも 1 nm rms @ 1 µmと良好である。これらより現在のアニール装置の環境において

数百 keV から数十 MeV にかけての MeV ガンマ線におけるは 10 時間で必要十分であることがわかった。これは作業時間

天文観測は古くは 1960 年代から始まっており、銀河中心方向の 5 倍程度の短縮に繋がる。本講演ではフライトモデルに向け

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たアニール条件出しについて述べる。

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15

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

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

ンマ線の放射機構は未だ明らかにされていない。これらの起源の評価が可能である。観測結果の解析のため、4′ × 4′ (Az, El)の有力な候補に、原始ブラックホールや暗黒物質 WIMP が挙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

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

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

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、れている。

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、

COMPTEL 以降２０年間停滞する MeV ガンマ線天文学

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

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(ETCC) を開発してきた。2018 年には、天体観測実証実験致した。本講演では、フィッティングから得られたビームサイ

SMILE-2+ を実施し、銀河中心領域に広がる電子陽電子対消ズ、主ビーム能率、NEFD を含めたビームサイズを含めたアレ

滅線と MeV ガンマ線拡散放射が存在を確認した。よって、イ全体の解析結果の詳細を報告する。

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 の改良として次の二つがある。一つはガス飛跡検出器
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だ。

SMILE-2+ までは Ar ガスが使われていたが、SMILE-3 ではコンプトン散乱確率が高い CF4 ガスが一つの候補となっている。

[1] もう一つは反跳電子飛跡の読み出し方法の変更による角度分解能の向上である。SMILE-2+ までは反跳電子の検出を micro

pixel chamber(µ-PIC) を用いた Time projection chamber に
よって得られる２方向からの投影画像をもって検出していたが、これでは特定の電子飛跡に対して不定性が残る。ここで、3方向からの投影画像を得ることでこの不定性を解消する。具体的には従来の読み出し電極が 2 つだった µ-PIC(2 軸 µ-PIC) を読み出し電極が 3 つのもの (3 軸 µ-PIC) に変更する。[2]
今回の講演では以上のように改良された SMILE-3 について述べたい。

1. 小林滉一郎, 京都大学修士論文, , 54, 2023
2. 吉田有良, 京都大学修士論文, , 62, 2022

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 (筑波大学 M2)
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。
本講演では、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16