1176■ 研究紹介IMONY：カスタム MPPC を天体観測用高速動画カメラに
山形大学 理学部

中森 健之
nakamori@sci.kj.yamagata-u.ac.jp
2023 年 (令和 5 年) 2 月 3 日

1

はじめに
天文観測装置の開発研究なので高エネルギー物理じゃないけど良いんですか，と寄稿依頼を頂いたときは心配になったりしたのですが，「大丈夫だ，問題ない」とのことでしたのでありがたく研究紹介の機会を頂きます。フ
ラグでないことを祈ります。
本記事で紹介する研究は，高エネルギー実験でもおなじみの半導体光センサである Multi Pixel Photon

Counter （MPPC），ときに Silicon Photomultiplier（SiPM）とも呼ばれる素子を，可視光の高速天体測光に応用する開発です。私はもともと可視光の天文学とは接点のない研究キャリアでした。天体ガンマ線の観測研究という文脈から検出器開発を始め，環境ガンマ線計
測や核医学に応用したシンチレーション検出器開発を通じて MPPC に関わってきました。そして MPPC を
可視光天体の高速観測に応用できそうだと思い至り，分野の境界を超えた研究開発を山形大学の一研究室で細々と始めました。山形と言えば芋煮ですね。われわれはこのシステムを Imager of MPPC-based Optical photoN

counter from Yamagata (IMONY) と名付けました。
本稿の section 2–4 は過去の解説記事 [1] を再整理しながら加筆修正したもので，以降の section はさらにその後の進捗を加筆した形になります。

る物理現象により様々です。時間軸で分解した観測を通じた天体研究は時間領域天文学と呼ばれ，近年の観測技術の発展により，世界的に活発化している研究分野と言えます。超新星やガンマ線バースト，重力波イベントや
高速電波バーストなどの突発天体が観測対象の代表例です。
その中でもわれわれが最初の対象とした現象は，強い磁場を持ち高速で自転する中性子星である，パルサーと呼ばれる天体で発生する巨大電波パルス (Giant radio

pulse; GRP) です。GRP は約 3,000 個あるパルサーの
うちごく一部で見られる現象で，Crab パルサーはその代表です (e.g., [2])。

Crab パルサーは約 34 ms の周期で繰り返す，パルス状の光度変化が観測されます。この周期はパルサー本体の自転周期に対応しており，回転位相の関数としての光度変化は，磁気圏内にある放射領域の 3 次元的構造を反映していると考えられます。そのため，自転周期よりも十分に短い時間分解能で光度変化を測定することが，パルサーの放射機構への手がかりに繋がります。

Crab パルサーでは，通常のパルスに比べて 100–10,000倍にもなるような強度で放射が起こる GRP が頻発しています。長年その存在は知られていましたが，生成メカ
ニズムや放射起源は未解決問題です。先に述べたように
多波長観測が重要な手がかりになるはずですから，これまでも様々な波長による観測が行われてきました [3]。

2可視高速測光へ
高エネルギー天体と総称される天体種族群は，主に相対論的な荷電粒子がその電磁放射の主成分を担っており，
電波からガンマ線に至るまで非常に広帯域に渡る電磁波を放射します。放射の素過程を追求し天体現象を明らかにするためには，様々な波長による観測データを集積した多波長スペクトルが強力な手段になります。また，対象天体の物理状態が変化すると，光度やスペクトルの時間変動として観測されます。変動のタイムスケールは，
天体（あるいは放射領域）の大きさや，変動の原因となパルサーや GRP のように時間変動する現象の多波長観測は，共通の時間軸を持つよう同時に観測する必要があ
り，各波長の時間分解能が同程度であることが望ましいと言えます。すなわち，GRP の放射機構の手がかりを得るためには，GRP が発生しているその瞬間に限った多波長データが必要であり，ミリ秒未満の時間分解能が求められます。
天体可視光の観測に使われる主な検出器は CCD です
が，露光後の電荷転送による読み出し時間が長く，低温駆動しないと信号雑音比（S/N 比）が悪くなります。近
年は CMOS を採用することで高速化と短時間露光時の2
177

S/N 比向上が実現し，比較的安価な製品も普及しており
プロ・アマともに幅広く使われています。これらの撮像

追尾精度を持つ望遠鏡に搭載した際に，センサ上に結像

素子は読み出し領域を制限することで更に高速化が可能

るためには撮像能力が求められます。

させるために，そして正しく結像していることを確認すですが，せいぜいミリ秒程度の露出による連続撮像に留そこでわれわれは浜松ホトニクス社と相談し,MPPC

まっていて，GRP の時間分解観測には十分とは言えまのセルを独立に読み出すようカスタマイズして，ガイせん。またデバイスやシステムの時間分解能を追求する

ガー APD アレイとして動作する素子を製作してもらいと，短時間の露出フレームあたりに入射する光量が下がました（以下，カスタム MPPC と呼ぶ）。図 1 に示すよるため，統計ゆらぎに負けないためには高い感度のセン

うに dual-in-line にパッケージされた 100 µm 角のセル

サが求められます。MPPC はこれら要件である高速応による 4 × 4 画素しかない試作品ですが，この構造によ

答性と高感度を併せ持つため，天体可視光の高速測光にり入射位置の分解能が得られ，イメージングセンサとし利用できるポテンシャルがあると考え，開発に着手しまて動作できるようになりました。非常に（非常識に？）した。

小面積ですが，単光子を検出できる高感度撮像素子です。画素サイズはまだ一般的なカメラより桁で大きいでセンサ開発と課題の解決

3

MPPC はセルと呼ばれる有感部が 2 次元に多数並んだ構造です。個々のセルはガイガーモードで動作するア
バランシェフォトダイオードであり，高い内部増幅能により単光子を容易に検出することができます。光子入射

すが，点光源のスポットサイズと同程度であるため，どのみち測光のために加算される程度の面積です。足し上げる画素数が少ないほうが，ピクセルごとの計数ゆらぎ
による不定性を足し上げずにすみ，むしろ都合が良いとも言えます。MPPC のカスタマイズにより，ピクセル
サイズの問題が解決しました。

に対する応答もサブナノ秒で，十分に速いことが知られています。光子として天体可視光を検出すれば，パルスごとに到来時刻を付与するなり時間を区切って計数する
なり，粒子計測の手法で処理できます。このような天体
電磁波を photon-counting する手法は特別新しいアイデ
アではありません。X 線やガンマ線観測は言うまでもありませんが，可視光についても古くは光電子増倍管，近年では single-pixel avlanche photodiode （SPAD）や極低温検出器による事例があります。実際にこれらの検出器を用いた Crab パルサーの GRP に付随した有意な可視増光が報告されています [5, 6]。国内ではエネルギー

図 1: カスタム MPPC [7]。

分解もできる可視光用 Transition Edge Sensor なども開発されていますが，天体に向けた実用事例はなさそうです。
さて，MPPC はそのまま観測に用いて天体の光度を測定するには様々な課題がありますが，われわれが開発している IMONY ではこれらの問題を克服していることを順に述べます。

3.1

ピクセルサイズと撮像能力
まず MPPC の（素子全体としての）ピクセルサイ

ズは mm 程度であり，１つの素子では撮像ができません。数 µm 程度である一般的な撮像素子と比べると 100倍以上大きく，光学系が結像するスポットサイズよりはるかに大きいため，このような MPPC をパルサーのような点光源に向けたとしても，天体からの信号に対して
数千から数万倍の夜光を雑音として収集してしまいます。また観測の技術的な問題として，有限の設置精度と3.2

アフターパルス

MPPC の一般的な性質としてアフターパルス（AP)，
ダークカウント（DC）そしてオプティカルクロストーク（OCT）という 3 種類の偽信号が知られています。これらが混入すると検出光子の数を超過して見積もってしまい，天体測光の不定性に直結するので問題となります。

1 つ目の AP は，ガイガー放電したセルから遅れて発生するパルスで，格子欠陥等により存在する中間準位に寄り道した電子が，遅れて放電することで起こります。
図 2 に光子検出時の出力波形を示します。高帯域のトラ
ンスインピーダンスアンプとオシロスコープを通して取得したもので，数 ns 幅の速い成分とテールを引く遅い成分が見えています。前者は，ピクセルあたり ∼ 0.5 pFという小さな検出器容量が寄与する高速パルス，後者は

3
クエンチング抵抗と読み出し回路が作る時定数のテールと解釈しています。MPPC と同様に，光子の非検出時の回路雑音に対して優れた S/N 比を持つことがわかります。また図 2 の負極性で示した波形は AP が発生した
一例で，80 ns 付近のパルスが AP です。この時間帯は，

Number of events

178

先に発生したガイガー放電からまだ完全に復帰していな

104

Vbias=51.0V
Vbias=52.0V
Vbias=53.0V
Vbias=54.0V

103
102

いため，出力波高が低くなります。このような出力信号10は，図 3 に示すように電荷積分すると AP による余剰な電荷が混入してしまいますが，カスタム MPPC はピク

1

セルごとから 1 光子相当の信号しか得られないことが分0

かっているため，電荷量を測定する必要はありません。

500

1000

1500
2000
2500
ADC value (channel)

適切にしきい値を設定したコンパレータで信号弁別することにより，AP を排除した上で光子到来時刻をナノ秒の精度で，カスタム MPPC のピクセルごとに取り出すことができます。これで AP の課題が解消しました。また，一光電子のパルスが十分に高いため，外気温によるゲインの変動の影響が受けにくいとも言えます。われわる電荷のスペクトル [7]。バイアス電圧を上げるほどゲ
インが上がって右に移動し，AP 発生確率も上がるため右に伸びるテールがだんだん目立つように推移する。
出の大きな妨げとなりえます。カスタム MPPC では複数セルの出力を加算することなく個別に読み出すため，

200

MPPC と比較するとチャネルあたりの面積に比例してDC レートが減少します（単位面積当たりでは変わりま200

Voltage (mV)

Voltage (mV)

れのシステムは今のところ温度制御をしていません。

図 3: カスタム MPPC のとあるピクセルから出力され

100

100

せん）。図 4 に，カスタム MPPC のチャネルごとに測0定したダークカウントレート（いわゆる 0.5 p.e. 相当の

−100
−200
−10 −50

5

10 15 20
Time (ns)0

しきい値でのレート）の温度依存性を示します。この素子では 25 ℃でチャネルあたり 2–300 counts/s，0 ℃で1–20 counts/s でした。後述する実際の観測時の夜光によるバックグラウンドがチャネルあたり 2 counts/s 程度であるため，とくに冬期の観測中の外気による自然冷却−100状態では，DC は主たる雑音源となりません。したがって DC レートが高すぎて天体が検出できないという問題
は，カスタマイズによって解消しました。

0

100

200

300

400

500

Time (ns)

図 2: カスタム MPPC の出力波形 [7]。負極性に反転表示させたものは，アフターパルスを伴った例。

3.3

ダークカウント

2 つ目の偽信号 DC は，熱電子がバンドギャップを超えてしまってガイガー放電を起こすパルス出力であり，原理的に光子検出時と同じ出力になるため排除することが難しい雑音です。そのため DC レートを別途見積もっておき，観測データから差っ引くという操作を行います。DC レートが低いほど測光の統計的不定性が抑えられますが，典型的に常温では 105 counts/s/mm2 程度の頻度で発生するため，低温駆動しなければ天体の信号検Dark count rate (counts/s)−200−200 −100

103

25°C 10°C-10°C -20°C

0°C

102
10
1
2

4

6

8

10

12
14
16
Channel number

図 4: 16 画素カスタム MPPC のダークカウントレートの温度依存性 [7]。この個体はチャネル 9 だけダークカ
ウントレートが特異的に高い個性があった。

4

えば隣接するセルがほぼ同時にパルス信号を出力していたことが観測データから分かったとき，真に外来光子が同時に検出されたのか，あるいは片方は OCT に由来するものなのか，を確率をもとに判別することで測光精度が向上します。
そこで各セルの出力波形を取得する測定系を構築し，先行する DC パルスに追従して発生する別のセルのパルスを探索する，という手法で OCT 確率を見積もる実験を行いました。図 5（左）にデータ例を示します。基準とするチャネル（図では Channel 1）のダークカウン

Channel 2

1

ADC

6
4

0.5

2

Time (ns)

0
0

2

4

6

8

10

12
14
16
Initial fired pixel0

図 5: OCT とみなした波形の組の例（左）と全チャネル
同士の OCT 発生確率（右）[8]。Channel 1 が放電してから 20 ns 以内に Channel 2 で放電が観測されている。
配置上隣接したピクセル間で OCT 確率の高い傾向がある，この個体はチャネル 9 だけダークカウントレートが特異的に高い個性があり，OCT 確率も高い。
ジュールでデータ収集系を構築し，試作 IMONY シス
テムとしました。芋煮の調理でいうとこれから味見をして調整していくという段階です。

トによるパルスでトリガをかけ，Domino Ring Sampler

4 チップを搭載した VME モジュールで他のチャネルの1.58を測定することができます。システムを搭載する光学系にも依りますが，星の像は複数のセルに跨ります。たと2

10てしまう OCT が 3 つ目の偽信号でした。DC と同様原はセルごとに信号を読み出しているため，予め発生確率

2.5

14
12

生する赤外線等の光子が，周囲のセルに到達して検出し理的に排除することは難しいですが，カスタム MPPC

16

OCT probability (%)

セルがガイガー放電した際の電子なだれに付随して発Channel 1

1 Gsamples/s

OCT pixel

オプティカルクロストーク

3.4

ADC

179

GPS reciever+HV

波形も同時に記録しました。ここでは 20 ns 以内のパル

scalerスを OCT とみなすこととしました。トリガをかけた信

PPSlevel adaptor

号が別チャネルからの OCT ではないイベントを選び出すため，自身より先行するパルスがあるイベントはカットします。残ったデータの中から OCT が発生したイベ
ント数を数え，確率を求めました。なおダークカウント
レートが十分に低いため，タイムウィンドウ内でダーク
カウントがそれぞれのチャネルで偶発的に発生する事
象は無視しました。図 5（右）がその結果のマトリック
スです。隣接セルほど発生確率が高く，最大で 3%程度であること1 ，また隣接していなければ発生率は 0.1%以下であることも分かりました。OCT を直接測定できる，というのは少し面白いところかなとやっていて思いました。測光によりフラックスの相対変化を評価するならば

OCT の影響は相殺されますし，フラックスの絶対値を求めるには，OCT 確率の測定結果を加味すれば真の計数を推定することができます。以上から OCT 問題は完
全に解消できないが，対処が可能であることが分かりま
した。

16

16

discrim.

16

amplifierVthreshold

VME bus

図 6: 試作 IMONY システムの DAQ 構成 [7]。
カスタム MPPC から出る 16 本の信号を，高速アンプで増幅した後に VME のディスクリミネータに入れ，光子検出のタイミングパルスを作ります。その出力を VMEのスケーラに接続し，内部クロックによる連続トリガによって 100 µs ごとの計数をチャネルごとに記録します。
このスケーラは内部に FIFO をもつため，バスからの読み出しを待たずに次の計測を始められます2 。すなわち，
デッドタイムなく 100 µs ごとに各画素の検出光子数を計測し続けられる，「高速動画撮影システム」が出来上がりました。また，Global Navigation Satellite System(GNSS) の受信機から毎正秒3 に出力される Pulse Per
Second（PPS) 信号もスケーラにつなぎ，スケーラの内

4

IMONY 味見編：山形での観測実験

部クロックの校正と絶対時刻の再構成に用いました。光

カスタム MPPC は，MPPC の課題を克服できそうな装置，例えば電波望遠鏡の観測データと照合するためにことがわかりました。高速天体測光の原理実証を行うために，図 6 に示すようなありあわせの NIM と VME モ
1 このチャネルはダークカウントレートが特異的に高かったセルであり，放電が起きやすい傾向があると言えるでしょう。

子が到来した絶対時刻は，パルサー観測において異なる取得する必要があります。
2 とは言え FIFO があふれない速さで読み出す必要はあり，時間ビンの 100 µs は VME バスが律速していました。
3 Coordinated Universal Time で秒未満の端数がないタイミン
グ。

5
180

このようなシステムを，山形大学理学部の屋上にある測を行いました。図 7 にその様子を示します。使用した望遠鏡は口径 35 cm の反射型望遠鏡で，天文研究用途

Observation @ YAO+ DAQ system

やまがた天文台2019年3月9日

35000

7分間の積算

34000
33000
0

としては小型になります。

35-cm telescope

ここまでで1回転

約0.03秒Number of counts

やまがた天文台の望遠鏡に設置し，Crab パルサーの観

ここから
36000

0.2

0.4

0.6

0.8

1

1.2

1.4

1.6

1.8

2
Phase

図 8: 35 cm 望遠鏡で取得した Crab パルサーの光度曲
線 [4]。

5

かなた望遠鏡での観測実験

5.1

IMONY 一杯目と読み出し回路の小型化

冒頭に掲げた GRP の観測を推進するにあたり，アマ
チュア用望遠鏡ではやはり集光力が足りないこと，望遠
Mounted GAPD + XY stage< 1.5 kg‘natural cooling’

図 7: やまがた天文台の望遠鏡に取り付けた試作システ
ム。治具の中で自動ステージによって 2 軸にセンサが動く。
カスタム MPPC は点源の観測ができる撮像能力があるとは言え，焦点合わせや結像位置調整には不十分です。
そのため，XY ステージを用いてセンサ位置を焦点面内で動かして撮像を繰り返し，モザイク合成を行うことで実効的に撮像視野を広げる対策を講じました。例えば１鏡本体の駆動の安定性や調整精度が不十分であることから，より大型の望遠鏡に搭載する必要があります。ありがたいことに，広島大学・東広島天文台の「かなた」望
遠鏡に協力して頂くことができました。
学会等ではすでに報告していますが，試作 IMONY シ
ステムを 1.5 m の口径を持つ「かなた」望遠鏡のナスミ
ス焦点に設置して，首尾よく Crab パルサーの検出に成功しました（IMONY 一杯目）。山形の 20 倍近い集光面積のおかげで，１秒もかからないうちに Crab パルサーの周期信号が有意に検出できました。東北大学飯舘電波望遠鏡との同時観測も実現し，GRP 研究のための科学
観測データを蓄積しました。今後さらに統計量を貯めて秒露出で 15 × 15 視野を撮影すれば，合計 5 分程度の時いく必要があります。

の望遠鏡ではピント合わせは手動ノブを回して調整するました。１つ目は信号処理系の集積化です。試作 IMONY

間はかかりますが，1.8 分角の視野が撮像できます。こ必要があり，雪国・真冬・屋外での実験のため苦労話も多々あるのですがここでは割愛し，結果を紹介します。

7 分間の観測で得られた 100 µs ごとの時系列データに対して，約 34 ms 周期の自転に対応した回転位相を付与し，「折りたたんで積算した」光度曲線を図 8 に示します。従来からよく知られた大小ふた山のパルス波形が得られ，パルス成分のカウントレートは 100 ± 30

counts/s 程度で，かにパルサーのフラックスから予想されるレートと矛盾しないことも分かりました。また位相が 0（あるいは１）とは，Crab パルサーをモニタリング
している Jodrell Bank 天文台の電波望遠鏡によって決められた電波パルスが到来するタイミングです。可視光のパルスピークは位相０よりわずかに先行する，という点も再現できており，絶対時刻の再構成も問題なく達成できたことを示しています。以上から，カスタム MPPCのパルサー観測に必要な高速測光の原理実証に成功しました。アマチュア望遠鏡で観測できたことから，一般向
け天文雑誌でも取り上げてもらいました [4]。

それと同時に，早急に改良すべき点が２つ持ち上がりシステムを輸送する際，VME のクレートや NIM ビン，
それらを現場で格納する棚やデスクトップ PC まで送ることになり，ダンボール 10 箱を超える大荷物となってしまいました。また設置や撤収時には重量物を高所作業で持ち運ぶ必要があり，安全性の観点からも小型化が望まれました。
そこでわれわれは，専用の読み出し基板を制作し，デジタル処理に FPGA を採用することにしました。Open-

It のプロジェクトとして採用していただいたおかげで強力なサポートを得ることができ，専用のフロントエンド
基板を設計・制作することができました。信号フローの後段に配置する FPGA ボードはイチから設計する余力がなかったため，市販の Artix-7 搭載ボードで間に合わせました。図 9 にその写真を示します。FPGA のコーディングでも Open-It の多大なサポートを頂きました。
フロントエンド基板ではセンサの各チャネルから出た
アナログ信号がアンプとコンパレータにつながっています。同基板上の DAC を FPGA から SPI で制御し，しきい値を設定します。バイアス電圧の生成もボード上で行6181

電源+5.0V

イーサネット~12cm

アナログフロントエンド回路基板

FPGA評価ボード Nexys4 DDR

図 9: 開発したフロントエンドボードと FPGA 評価ボード [9]。カスタム MPPC がフロントエンド基板に装着されている。
い，これも FPGA から制御します。写真には写っていませんが，FPGA ボードには GNSS 受信機が接続されており，10 MHz のクロックを受け取ってシステム全体のクロックとしています。また PPS だけでなく測位や時刻情報（NMEA）も取得します。FPGA の中では，PPSの受信数を数えながら，PPS を受信するたびにリセット
するカウンタを 10 MHz クロックと同期して回します。
フロントエンドボードからカスタム MPPC の光子検出に対応したタイミング信号が送られてくると，その時のカウンタ値から到来時刻を再構成できます。FPGA はSiTCP を介してイーサネット経由で制御とデータ転送を行います。この開発によって，10 箱だった荷物が 3 箱にまで減量できました。そして，試作システムの時間分
解能を律速していた VME バスを撤廃したため，100 µs
ごとの光子数積算データではなく，光子ごとに 100 ns（10 MHz クロックに対応）の分解能でタイムスタンプを付与できるようになりました4 。GRP の観測研究の観点でも，精度良く増光のタイミングを検出するために１桁程度の分解能向上が求められていたため，科学的な要求仕様もこれで達成できました。

5.2

IMONY 二杯目：動作実証

開発した新基板システムを治具に格納し，再びかなた

図 10: かなた望遠鏡の焦点に設置（途中）の IMONYの背面写真。X ステージと Z ステージによって，焦点面内でセンサを移動させることができ，モザイク撮像を行う。
鏡を移動させる機能があるため，IMONY システムは 2軸の自動ステージに載せています。
望遠鏡はドーム建屋内に設置されていますが観測中は外気にさらされます。観測中のセンサ付近の温度は数時感に渡って 5–10 ℃で安定しており，温度によるゲインの大きな変化，あるいはコンパレータによるパルスの検出効率の変化はなかったと言えるでしょう。図 11 に約

3 時間に渡って Crab パルサーの連続観測した畳み込み波形を示します。システムが安定して長時間動作することが実証でき，専用基板と FPGA の採用によるシステ
ムの小型化が実現しました。手軽に持っていって設置するだけ，という身軽さは様々な場面で役立つと期待しています。繰り返し Crab パルサーばかりを観測しているという印象を持たれるかもしれません。もちろん Crab
パルサーの GRP を観測したいからではありますが，パルサーは「精密な時計」であり，適度な明るさかつ高い
時間分解能と絶対時刻精度が実証できる便利な光源だからです。
さて，一杯目の実験で直面したもう 1 つの課題がまだ解決していません。それはやはり，センサの面積が小さすぎることです。

望遠鏡に搭載しました。焦点面の光軸上に設置したときの写真を図 10 に示します。水平に出てくる光軸上にセンサを配置します。
センサが（非常識に）小さいことはかなた望遠鏡に搭載したときも同じであり，ここでも自動ステージによるモザイク撮像でフォーカス合わせと天体の導入を行います。光軸方向（＝ピント合わせ）の調整は，望遠鏡の副4 使用した市販ボードには 100BASE-T のイーサネット I/F しか実装されていないため，SiTCP の性能を活かしきれていない。光子入
射レートが 150 MHz/16 ch より高くなると読み出し切れなくなるが，かなた望遠鏡での Crab パルサー観測ではレートが O(10 kHz/16 ch)
であり全く問題にならない。

5.3

IMONY 三杯目：大面積化

望遠鏡が大型になると焦点距離が長くなり，焦点面で結像する点光源像が大きくなります。かなた望遠鏡は焦点距離が 18.3 m で，∼ 400 µm 角のカスタム MPPC の

視野は約 8 秒角になり，点像がギリギリ収まる大きさでした。センサ素子の中央に結像し続けられれば良いのですが，星像は大気によってゆらぐ上に，望遠鏡の追尾精度が有限であるため，徐々に結像位置がずれていきます。
センサの視野外に取りこぼす光子の量が時間変化するこ

7
182

6

IMONY おかわりへ：今後の展望
多チャネル化により，あるいは将来さらに大面積化を考えると，信号処理系のさらなる集積化が必要になるでしょう。Open-It で開発されている，MPPC 用に開発されてきた広帯域アナログ ASIC である FGATI チップの採用を検討しています。

FGATI は 16 チャネルの入力を持ち，slow アンプで増幅されたアナログ出力と，fast アンプとコンパレータの判定を経て LVDS が出るデジタル出力を合わせ持ちます。われわれの用途はデジタル出力だけがあれば十分なのでオーバースペックとも言えますが，ASIC の開発
図 11: かなた望遠鏡に搭載した IMONY で得られた

Crab パルサーの光度曲線。

コストを考えると，使わせて頂けるなら大変ありがたい
チップです。
8x8 センサとを意味しており，測光の精度にやはり悪影響を与えます。そこでわれわれは，8 × 8 画素に拡張したカスタム

MPPC を製作すると同時に，複数のピクセルサイズの素子を用意しました。これらを使えば視野を約 4 倍から

20 ns
DOUT_PFGATIテスト基板

16 倍に拡張することができ，最適なピクセルサイズを
実際の観測による比較検討によって選定する計画です。

SPI用ラズパイ

DOUT_NP-N

図 13: FGATI テスト基板による読み出し実験セット
アップ（左）と，デジタル出力をオシロスコープで観察した波形（右）。
図 13 に示すように，基礎実験をすでに実施しています。8 × 8 画素センサを FGATI 評価基板に接続し，ダークカウントによるパルスを検出できるかという観点で評

図 12: 8x8 画素センサ。68 ピン LCC と互換のパッケー
ジにシリコーン樹脂で封入されている。
図 12 に素子の写真を示します。この新しい大（？）面
積センサ素子で観測するためには，４倍に増えたチャネ
ル数を処理する回路系が必要になります。回路部品不足の世の流れがあり，そして開発のマンパワーもないため，
既存の 4 × 4 画素の信号処理系を 4 系統並べることで対応する方針にしました。

４系統を同時に動作させるために，FPGA の書き換えや測定プログラム群を整備をした上で，本稿の納品直前に，３度目のかなた望遠鏡での搭載実験を行いました。
目下のところ初期解析を進めているところで，解析結果については今後の発表をお待ち頂ければと思います。

価しました。FGATI 内部のオフセットを適切に設定することによって，デジタル出力のパルスが確認できました。この信号を FPGA で拾うことができれば，現在のフロントエンド基板を大幅に集積することが可能になると考えられます。8 × 8 画素センサを１枚のボードで処理できるようになり，更に小型化ができると期待しています。

IMONY は Crab パルサーだけの観測装置ではありません。視野が狭く明るすぎると飽和し，光子のエネル
ギーも測れませんが，扱いやセットアップの手軽さを生かした活躍の場があるはずです。視野の狭さは位置の分かっている点源ならば問題になりませんし，高速で時間変動する現象が観測対象なので，視野からはみ出すような広がった天体は候補に上がらないでしょう。瞬間的な短時間の現象の観測は，光子数統計との勝負になることが多いでしょうから，エネルギー分解能を有していても光子数を分割することになって活かしきれないこともあ8
183

るでしょう5 。量産とまで行かずとも，比較的容易に複IMONY の時間分解能

数台のコピーを作ることができるのではないかとも思いfro

図 14 に可視天体の時間変動スケールと可視光度のス
log 可視光度ケッチを示しました。他の波長と比較して可視光は検出器が時間分解能を制限していたり，高速検出器が普及していなかったりしてミリ秒以下がまだまだ未開拓です。
ミリ秒程度の継続時間で突発的な電波パルスが到来する？

陽系内の小惑星が恒星の前を横切ると，地上では恒星の減光として観測される現象です。恒星食の起こる場所
や継続時間から，小惑星の軌道や形状がわかる [12] だ

るという，間接的なリモートセンシングです。恒星の位置が Gaia 衛星によって精密に決められ，多数の小惑星の軌道が Vera C. Rubin Observatory/LSST の稼働により精度よく決まると期待されています。両者がそろったとき，恒星食の予報精度が格段に向上し，観測機会の頻度が高くなります。掩蔽が観測できる場所に望遠鏡とともに持っていくことができ，かつ時間分解能に優れる

IMONY ならば活躍できるのではないかと期待しています。もしうまく機能すれば，小惑星の精査を通じて太陽系形成史や惑星系形成の研究にもつながるような新しい展開になるかもしれません（芋煮がカレーうどんに発展するかのように）。

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まとめMPPC をセルごとに読み出すことでガイガーモード

APD アレイとして動作させる，光子計数型のイメージ
ングセンサを開発してきました。Crab パルサーの観測によって天体可視光の高速測光・動画取得が可能である
ことを示し，かなた望遠鏡にシステムを設置して電波望
遠鏡と連携した GRP の科学観測をすでに始めています。
5 もちろん活かせるケースも多々あると思います。

6 銀河系内にあるマグネターと呼ばれる強磁場中性子星から，
FRB に類似した電波バーストが検出され，FRB=マグネター説も有力な候補です。

3

log 変動タイムスケール（sec)6

図 14: 可視天体と変動の時間スケール（[10] をもとに加筆）。短い時間スケールがまだまだ未開拓。
センサの大面積化と回路系の小型化の開発を現在も進めており，安定に動作するパッケージを構成して，フット
ワークの軽い高速測光システムのネットワーク形成を目指します。まだ十分に開拓されていない可視光の高速時間領域で，IMONY で新たな発見に出会えることを期待しています。

けでなく，減光時の光度曲線を精密に測定することで小惑星の大気 [13] やリングの様子 [14] がわかることもあ0itの長所が活かせるのではと検討しています。掩蔽とは太

-3

連星

パルサー

im

での高エネルギー天体研究とは異なる方向性で, IMONY

パルサー

.L

さらに，図 14 の中でも特に，掩蔽（恒星食）はこれま

AGNs

s
ob

-6

FRB は, パルサーの GRP との時間・強度のスケールにえられる可能性があるかもしれません。

古典新星

ブラックホール連星

GRPs

る現象 [11] があり，銀河系外で発生すると考えられて特定されているため，観測戦略次第では IMONY で捉

超新星
キロノヴァ

FRB? （光度不明/不定）

いますが起源となる天体が不明です。その中でも反復型の発生は予言できませんが，反復型 FRB は発生位置は

掩蔽

GRB即時放射？

高速電波バースト（Fast Radio Burst; FRB）と呼ばれ類似性があり，関係性が議論されています6 。バースト

CMOS の時間分解能

r
ntie

ます。

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謝辞
本研究は大変多くの方にお世話になっています。素子を制作していただいた浜松ホトニクス社に感謝いたします。そして歴代の学生さん諸氏（特に，荻原理沙，大内優雅，佐藤凜，佐藤杏樹，橋山和明，佐藤知宙ほか）の力なくてはここまで到達することはできなかったでしょう。素人だった可視観測について多数のアドバイスとサポートを頂きました，広島大学・川端弘治さん，中岡竜也さん，千葉工大・秋田谷洋さん，東京大学・土居守さん，酒向重行さん，国立天文台・山下卓也さん電波望遠
鏡との同時観測や電波データ解析をしていただいた東大名誉教授・寺澤敏夫さん，東北大学・三澤浩昭さん，
土屋史紀さん，理論家の立場から観測戦略の議論や様々な情報を提供していただいた広島大学・木坂将大さん，
山形大学・柴田晋平さん, Open-It を通じて回路系開発に多大なサポートを頂いた KEK・庄子正剛さん，大阪
大・上野一樹さん，治具設計でお世話になった Dayphys

Tech の武井大さん, アマチュア望遠鏡の選定・設置でお世話になった NPO 法人小さな天文学者の会・有志の皆様に御礼申し上げます。掩蔽については産業医科大・吉田二美さんにご指導頂きました。
本研究は科研費基盤研究（B)（20H01940)，2019 年度山田科学振興財団研究奨励費，自然科学研究機構国立天文台研究交流委員会（NAOJ-RCC-2101-0103) の助成を受けたものです。

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最後になりましたが，寄稿のお誘いを頂きました編集
委員の中村輝石さんに御礼申し上げます。

参考文献[1] 中森健之, Isotope News, 780, 7 (2022)[2] J. M. Codes et al., ApJ, 612, 375 (2004)[3] T. Enoto et al., Science, 301, 187 (2021)[4] 中森健之, 月刊星ナビ, 249, 56 (2021)[5] A. Shearer et al., Science, 301, 493 (2003)[6] M. J. Strader et al., ApJL, 779, L12 (2013)[7] T. Nakamori et al., PASJ, 73, 66 (2021)[8] T. Nakamori et al., Proc. SPIE, 11454, 1145418(2020)[9] 大内優雅, 山形大学理工学研究科修士論文 (2021)[10] M. Kasliwal, CaltechTHESIS, 6395, (2011)
doi:10.7907/EA7Q-WX87[11] E. Petroﬀ, et al., Astron. Astrophys. Rev., 30, 2(2022)[12] F. Yoshida et al., PASJ, 75, 153 (2023)[13] K. Arimatsu et al., AJ, 158, 236 (2019)[14] F. Braga-Ribas, et al., Nature, 508, 72 (2014)