DEIM Forum 2019 F8-1

畳み込みニューラルネットを用いたすばる望遠鏡 Hyper Suprime-Cam による遠方銀河 Lyman-alpha emitter 観測データの自動分類
大倉真一希†

天笠俊之††

伊藤 凌平†††

大内正己††††

北川博之††† 筑波大学 情報学群 情報科学類 〒 305–8573 茨城県つくば市天王台 1–1–1†† 筑波大学計算科学研究センター 〒 305–8573 茨城県つくば市天王台 1–1–1††† 東京大学 理学系研究科 物理学専攻 〒 277–8582 千葉県柏市柏の葉 5–1–5†††† 東京大学 宇宙線研究所 〒 277–8582 千葉県柏市柏の葉 5–1–5
E-mail: †okura@kde.cs.tsukuba.ac.jp, ††{amagasa,kitagawa}@cs.tsukuba.ac.jp,†††{itoh,ouchims}@icrr.u-tokyo.ac.jp
あらまし すばる望遠鏡に設置された Hyper Suprime-Cam (HSC) は一度の観測で大量のデータを得ることを可能にした．しかしそこから得られるデータには観測過程で混入する目的の天体と見なされない誤検出データが多く含まれる．従来の天体の観測では人手でのスクリーニングによって目的の天体と誤検出データを分類していたが，HSC での観測から得られるデータの数は 108 乗個にも達し，人手での分類は不可能となった．本研究では HSC によって行われた観測，特に遠方銀河 Lyman-alpha emitter(LAE) の観測結果から LAE と見なされないデータを取り除くための分類器を設計し，実環境データに適用することを目的とする．現在までに Convolutional Neural Network（CNN）を用いた分類器の設計及びその性能評価を行い，実環境データに対する有効性を検証した．
キーワード すばる望遠鏡，HSC，天体画像，画像分類，深層学習

1 はじめにServey(SDSS) のように整備されたデータセットが用いられることが多い．一方，HSC による観測は SDSS と比較して歴史2012 年よりすばる望遠鏡に搭載された超広視野 CCD カメ

が浅く，また，観測対象となる天体も特異なものであるため，

ラ Hyper Suprime-Cam(HSC) は一度の観測で 108 に及ぶ膨大十分な学習用データセットは得られておらず，分類器の設計はな量の超遠方宇宙のデータを得ることを可能とした．観測画像

チャレンジングである．

より重要な天体を見つけだす際は，画像中の光源の等級を測定

本研究では，HSC によって得られる観測データのうち，特にし，設定された基準を超えたものを取り出すという処理を行う．

遠方銀河 Leyman-alpha emitter (LAE) の候補から LAE でな

しかし，その処理の結果として得られる天体の候補には，移いデータ（非 LAE）を取り除くモデルを設計し，実データに

動天体やノイズなど目的外の対象を誤検出したもの（spurious

対して適用することを目的とする．現在までに Convolutionalsources）や観測対象の同定条件を満たさないものが数多く含ま

Neural Networks (CNN) を用いた分類器の設計及びその性能れる．真に重要な天体を見つけだすには，天体の候補からそれ評価を行い，実観測データに対する有効性を検証した．

ら誤検出データを取り除くことが必要となる．従来の観測は昨今のものと比較して小規模であったため，人手のスクリーニン
グによって目的の天体と誤検出データを分類していた. しかし，

HSC のような大規模カメラから得られる莫大な数のデータを

2 前提知識2. 1 Leyman-alpha emitter と誤検出データ

同じように人手で分類することは困難である. そのため，人間

LAE は 1216Å の波長を持つ Lyα 輝線を強く発する宇宙形と同様の基準を持って自動で分類を行えるような手法の開発が成初期の銀河である．通常の銀河が発する Lyα 輝線は銀河自望まれている.

身が含む水素原子などのダストによって錯乱され，観測されな天体画像を自動で分類する試みは様々な対象に対して行われくなる．一方で LAE のような初期の銀河はダストをほとんどてきてた．従来は画像中より取り出した特徴を用いて分類器含まないため，通常の銀河からは得られない Lyα 輝線が観測の設計を行なってきた．しかし近年では，画像認識や画像分類

される．この特性を用いることで，LAE の同定を行うことがの分野で大きな成果を挙げ，医療など様々な分野に応用されてできる．

いる Convolutional Neural Network (CNN) を用いて分類をHSC での遠方銀河の観測では，主に 5 つの広帯域バンド（g,行なった報告が多くされている．CNN を用いることで特徴量r, i, z, y）を決め撮影を行う．結果として，１つの銀河に対しの設計を必要としない高精度な分類が可能となるが，その学て，異なる 5 つの波長で撮影された画像が得られる．LAE を習には大規模かつ高精度なデータセットが必要となる．現状，

検出する際は 5 つの広帯域バンドに加えて，対象の赤方偏移

天体画像の分類に CNN を利用した例では，Sloan Digital Skyに応じた，Lyα 輝線を観測するための narrow バンドを選択す

る．選択する narrow バンドは，対象とする赤方偏移 z を用い

意の数のフィルタの畳み込みにより画像から特徴マップを取りて (1216 + z)Å と算出できる．この時，広帯域バンドの範囲

出す Convolution 層と，特徴マップを正方領域に分割し統計値に光源が現れておらず，narrow バンドには現れているならば，に変換することでタウンサンプリングを行う Pooling 層を積み

LAE と同定することができる．分類器用の narrow バンドとの重ねた構造を持っている．分類結果の誤差を元に特徴量抽出部

比較対象の広帯域バンドとしては，光源の有無が明確な g バンのパラメータを誤差逆伝搬方によって最適化することで，特徴ドを利用する．図 1 に LAE の例を示す．

量の設計を必要としない End-to-End な学習を可能としている．

Convolution 層
図 3 に Convolution 層の処理の概要を示す．CNN の Con-

volution 層では，任意の数のフィルタの畳み込みにより，入力から特徴マップと呼ばれる多次元の特徴量をを取り出す．具
体的には，任意幅の正方形のフィルタを任意の移動幅 (stride)
で逐次的に画像に適用していく．この処理を用意したフィル
図 1

LAE の例．narrow バンドには中心に光源があるが，g バンドにはない．

LAE の候補は観測された画像中の光源に対して等級などを測定し，一定の基準を超えたものを取り出すことで得られる．
しかし，LAE の候補には図 2 に示すような LAE でないデータ（非 LAE）が数多く含まれ，数万の観測結果の内およそ 98%を占める．非 LAE の内，移動天体やノイズなどのエラーデータ
を spurious sources と呼ぶ．また，天体を検出しているものの，

g バンドの中心にも天体が現れている場合は，赤方偏移が無い近傍銀河と判定する．観測結果から真の LAE を得るには，そタの枚数分行う．結果として，フィルタの枚数と同じ数の特徴
マップが得られる．サイズ m × n のフィルタ w を N 枚持つ

Convolution 層へ，c チャネルのテンソル x を入力することを考える．そのとき，k 番目のフィルタに対する出力 a の 1 要素

ai,j は以下のように表せる．
(k)

(k)

ai,j =

! m−1
! n−1
!
c

(k,c) (c)wi,j xi+s,j+t + b(k)(1)

s=0 t=0

ここで bk はバイアスである．複数のフィルタを適用することで，多様である入力に対してもそれ特異の特徴を捉えることができる．

れら非 LAE を取り除く必要がある．

図3

Convolution 層の概要図．

Pooling 層
図 4 に Pooling 層の処理の概要を示す．CNN の Pooling 層
では，入力として与えられた特徴マップを正方形の領域に分割
し，その統計値に変換することで，ダウンサンプリングを行う．
中間層における Pooling 処理のための統計値としては，一般的に最大値が利用される．入力テンソルを x，Pooling に利用す
図 2

LAE 観測において混入する LAE でないデータ（非 LAE）の例．narrow バンドにおいてノイズや移動天体などを誤検出しているものは spurious sources とする．narrow バンドと g バン
ドの両方の中心に光源がある場合は，赤方偏移が無い近傍銀河と判定する．

るフィルタサイズを l × l とすると，Max Pooling 後の出力 aの要素 ai,j は以下のように表せる．

ai,j = max{xli+s,lj+t }s, t ∈ [0, l](2)Pooling 処理を行うことで，中間層のパラメータを減らすことができると共に，入力画像中のオブジェクトの位置変化に対

2. 2 Convolutional Neural Networks
Convolutional Neural Network (CNN) は近年の画像認識の分野で大きな成果を挙げている手法であり，様々な分野に応用して強固な特徴を得ることができると言われている．

3 関連研究がされている．CNN はニューラルネットワークを発展させた

天体画像の自動分類に関する研究として様々な手法を利用し構造を持ち，データから特徴を抽出する層と，抽出した特徴をたものが報告されている．Jorge [6] らは 2004 年に SDSS 内の元に分類を行う層から成っている．CNN の特徴量抽出部は任銀河を形状によって自動分類することを目的として，主成分分である astropy 中に実装された ZScaleInterval 2 を用いた．図5 に正規化前の画像と zscale による正規化を行なった後の画像の比較を示す．画像は元画像より，中央 50x50 を切り出す．学
習の際は画像のピクセル値を [0, 1] の範囲に納める．
図4

Pooling 層の概要図．

析によって取り出した特徴を元にニューラルネットと locallyweighted regression を学習させ，その voting をとる手法を提案し，91%の精度で分類が可能なことを確認した．同様のデー

図5

タセットに対してより良い精度で分類を行える手法として，ナイーブベイズとランダムフォレストを用いるもの [7]，非負値行列因子分解を利用するもの [8] などが提案され，それぞれ精度向上を成し遂げた．近年では Khalifa ら [9] が近年の画像分
類の分野で大きな成果を得ている CNN を利用し，97%を超える精度で分類が可能なことを確認した．また，Tuccillo らは，

CNN を用いて HST/CANDELS というデータセット内の銀河が発する光の分布を予測することを行なっている [10]．
一方で，HSC のデータセットについては，2015 年に Morii
らが初めて超新星爆発の実観測のデータに対する自動分類を試みた [3]．HSC による超新星爆発の観測データは未だ整理されたものなく，学習データとして利用できるものがなかったため，

Morii らは二度の観測を行い，一度目の観測で得られた結果を元に天体画像のデータセットを自動で生成し，その中で分類器の訓練，性能検証を行い，二回目の観測に適用した．分類器にはニューラルネットとランダムフォレスト，AUC Boosting の

zscale による正規化を行う前後の画像の比較．

4. 2 CNN の構成
本研究で扱う天体画像は，その性質が観測対象や観測の際の環境などによって変化しやすいため，作成したデータセッ
ト，モデルが常に有用であるとは限らない．そのため，後の拡張が行いやすいよう，なるべくシンプルな CNN のアーキテク
チャを利用することとした．図 6 に，実験に利用した CNN の構成を示す．特徴量抽出部では 3x3 のフィルタサイズを持つ

Convolution 層と 2x2 のサイズの Pooling 層の組み合わせを２
つ積み重ねている．実際に分類を行う FullConnect 層では，過学習を抑えるために有用とされている Dropout を用いている．

Dropout は学習の際に，一定の確率でユニットからの出力を 0にする手法である．最終的層では softmax 関数で出力を正規化している．

voting を取る手法を採用し，結果として 45019 個の超新星爆発の候補を 16888 個まで減らすことに成功した．しかし，自動生成したデータのみで訓練を行なったため，実際の超新星の画像を分類させたところ，26 個のうち 22 個（85%）のみを真の超新星として検出した．本研究で設計する分類器は従来と異なりマルチバンドの画像を対象としており，実用的な精度として95%以上での LAE 検出率と 85%以上の非 LAE の除去が専門家から求められていることから，従来よりも高性能な分類器を設計する必要がある．

4 LAE 分類器の設計
4. 1 画像の前処理
観測画像は天文分野にてよく用いられる fits 形式 1 として得られる．fits データには観測の際の情報なども含まれるが，今回は画像のみを利用する．fits 中の画像はピクセル値に上下限がないため，学習に利用できるよう正規化を行う必要がある．
今回は実際に天体画像を見る際によく用いられる zscale を利用

図6

する．zscale は画像全体のピクセルの輝度を中央値付近から線本研究で利用した CNN アーキテクチャの構成．

形的に分布させるようなアルゴリズムであり，極端な輝度分布を画像に対して用いられる．本研究では python のモジュール
2：http://docs.astropy.org/en/stable/api/astropy.visualization.ZScaleInterval.
1：https://ww1.fukuoka-edu.ac.jp/~kanamitu/fits/jdoc/fits_t53.pdf

html

4. 3 CNN の訓練と LAE 検出のプロセス
CNN の訓練には大規模なデータセットが必要となる．その一方で LAE のデータは，大規模な観測が可能である HSC においても一度の観測で 1000 個程度と，得られる数が少なく，であるかを判定する．
（ 3 ） 各バンドの分類結果から，表 1 の対応を用いて LAE
かどうかの判定を行う．
表1

シングルバンドの分類結果と LAE 判定の対応．True は天体画

CNN の訓練に十分な規模のデータセットを用意するのは難し

像，False は spurious sources を表す．

い．よって本研究では，HSC の観測データの性質を考慮してnarrow バンド g バンド

天体画像の自動生成を行うことができる SynPipe [4] を用いて，不足するデータセットを補うこととする．

4. 3. 1 SynPipe
SynPipe [4] は，HSC による観測環境を考慮して，天体のデー

False

False

判定

spurious sources

True

False

LAE

False

True

spurious sources

True

True

近傍銀河

タを生成できるツールである．SynPipe では，HSC によって得られた画像中に輝度の調整などの処理を施した光源を埋め込むことで，様々な環境下での任意の等級の天体の画像を生成す
る．図 7 に，SynPipe で生成した天体の画像の例を示す．

図7

SynPipe で生成した天体の例．様々な環境下での任意の等級の天体を生成できる．

SynPipe を用いることで，HSC から得られるデータに関す
るシミュレーションやデータセットの設計を行うことができる．
一方で，LAE のようなマルチバンドで検出される天体のデー
タの生成は難しいため，直接 LAE 分類器を訓練するために用いることできない．

図8

シングルバンドの天体と spurious sources を分類するモデルを訓練するためのデータセット．spurious sources は実際の観測から得られたものであり，天体は SynPipe を用いて生成したものである．

4. 3. 2 訓練用データセットの設計と LAE の検出手順
本来，LAE は複数の周波数バンドで天体を見て，光源の有無を確認することで同定される．しかし，データセットの不足に対応するために利用する SynPipe で生成できるのはいずれか 1
つのバンド（シングルバンド）のデータのみであり，LAE のよ
うな複数のバンド間に関係を持つようなマルチバンドデータを生成することはできない．そこで本研究では，図 8 のような実際の観測で得られた spurious sources と SynPipe で生成した
擬似天体画像から成るデータセットを用いて，シングルバンドのデータに対して中心に光源がある画像か，spurious sources
かを判定する分類器を設計し，そのモデルを元にマルチバンド

LAE の判別を行うこととする．天体が narrow バンドに現れるが，g バンドには現れないという LAE の特性を利用すれば，各バンドへの分類結果を組み合わせてその同定を行うことができる．具体的には以下の手順でモデルの訓練および LAE 候補の分類を行う．
（ 1 ） 実際の観測から得られた spurious sources と SynPipe
で生成した天体から成るシングルバンドのデータセットを用いて，中心に光源がある画像か spurious sources かを判別する分類器を訓練する．

5 実験
5. 1 データセット
本研究では，東京大学宇宙線研究所 (ICRR) 3 より提供頂いたデータセットを利用する．学習とパラメータ調整に利用する
訓練用データセットの概要を表 2 に示す．表 2 のデータのうち，supurious sources は実際の観測から得られたものであり，中心点に光源が存在しない画像と，移動天体やノイズなどの明
らかなエラー画像からなっている．天体画像は，設定した条件の下で画像を自動生成できる SynPipe [4] を用いて作成したものと，実際の LAE 観測より得られた天体からなっている．その内，実際の観測より得られた天体はハイパーパラメータを調整するための validation セットとして利用し，モデルの訓練には利用しないこととする．また，最終的な実環境下でのシング
ルバンド分類性能を評価するために，表 3 のようなテストデー
タセットを用意した．また，実環境下でのマルチバンドによるLAE 検出の性能を測るために表 4 のテストデータセットを用意した．表 4 中の誤検出データは実際の観測から得られたもの（ 2 ） 訓練した分類器を用いて，LAE 候補の narrow バンド，

g バンドに対してそれぞれ天体画像であるか spurious sources

3：http://www.icrr.u-tokyo.ac.jp/

であり，実観測天体は，表 3 中の天体をマルチバンドにしたものである．
訓練用データセットを用いて分類器の訓練を及びハイパーパ
ラメータの調整を行い，2 つテストデータセットを用いて設計した分類モデルの実環境下での性能を評価する．
表2から 18000 個の画像と天体の各等級からそれぞれ 12000 個の画像を取り出す．また，300 個の実観測天体画像をハイパーパ
データは一定とし，残ったデータはテスト用データとして用い

概要

個数

る．学習の際は，データを天体と spurious sources の 2 クラ

光源なし

18000

宇宙ガスなどスとして扱い，分類を行う．取り出したデータを合わせた後，18000

等級 25.0~25.2

ランダムに 5 分割し，交差検定を行う．交差検定を行う際の12000

等級 24.5~25.0

12000

validation セットとしては 5 分割されたうちの１つの spurious

等級 23.3~24.5

12000

等級 23.0~23.3

12000

spurious sources

SynPipe 天体

まず，訓練用データセット中の spurious sources の各クラス

ラメータ調整用の validation セットとして取り出す．取り出す

訓練用データセットの概要

ラベル

5. 3 実験手順

天体 (実観測)sources と validation 用に用意した 300 個の観測された天体画像を用いる．最終的に，5 回の validation の平均結果をそのモ
デル，パラメータの性能として評価する．validation の平均結300

果が最良になるようなパラメータを決定したのち，36000 個のspurious sources と 48000 個の自動生成された天体を用いてモ
表3

シングルバンドでの分類の性能評価用データセットの概要
ラベル

概要

個数

spurious sources

光源なし

51995

宇宙ガスなど10919

天体 (実観測)

デルを訓練し，実際の観測より得られた非 LAE と LAE から成るデータセットで実環境での性能を測る．

5. 4 ハイパーパラメータの選択

877

前述した実験手順に沿ってハイパーパラメータの一部である
学習エポック数，学習率，最適化手法の調整を行なった．まず，

表4

マルチバンドでの LAE 分類の性能評価用データセットの概要
ラベル

概要

誤検出データLAE

個数ficity を見て，最適化手法として確率的勾配法を利用し，学習率の初期値として 0.001 と設定し，200epoch で 0.0001 に変更

narrow バンドと g バンド 37000
narrow バンドと g バンド

validation セットに対する交差検定における Recall と Speci-

することとした．また，損失関数において，天体データに関し877て 2 倍の重みをつけた．次に，図 9 の validation セットに対する平均学習曲線を元に学習エポック数を決定した．図 9 を見る

5. 2 評価指標と，400 エポック付近で Recall 及び Specificity が最大に近く設計する分類器の実用的な性能としては，95%以上の LAE 検

なっていることから，それを採用した．決定したハイパーパラ

出率と 85%以上の非 LAE 除去率が求められる．よって，分類メータで交差検定を行なった際の validation セットに対する分器の性能評価の指標として，LAE の検出率を表す Recall と非類結果の平均と標準偏差を表 6 に示す．

LAE 除去率を表す Specificity を用いる．Recall と Specificity
は，表 5 に示す 2 クラス分類の結果を表す混合行列内の要素を用いてそれぞれ式 (3) と式 (4) のように表せる．
表5

混合行列

❳❳
❳❳❳
分類結果
True False
❳❳❳
真のラベル
❳❳
❳
True

TP

FN

False

FP

TN

Recall =TP
TP + FN

Specificity =TN
TN + FP

(3)
(4)

図9

validation セットに対して得られた 5 つの学習曲線の平均．

5. 5 実観測環境を想定したシングルバンド分類器の性能評価
訓練データセット内での交差検定により決定したハイパーパ
ラメータと全ての訓練データを用いてモデルを学習させ，表 3のシングルバンドのテスト用データセットでその性能の確認を行なった．表 7 にテストデータセットに対する分類結果を示す．

表6

最適なハイパーパラメータで交差検定を行なった際の validation
セットに対する分類結果の平均と標準偏差❳❳❳❳❳❳ 分類結果
❳❳❳
真のラベル
❳
❳

表 7

narrow バンドと g バンドの情報を互いに比較してされるべき

天体

spurious sources

天体285.8(2.05)

14.2(2.05)

spurious sources99.6(13.2)

7100.4(69.2)

Recall

0.953(0.007)

Specificity

0.984(0.001)

最適パラメータで訓練した CNN によるシングルバンド検出テ
スト用データの分類結果

❳❳❳

❳❳❳

真のラベル

天体

LAE の判定を，各バンドへの分類結果を元にしたルールのみで行なっていることが挙げられる．この問題の対策としては，訓練した CNN から得られる特徴を元に，少量の LAE データ
で訓練を行うことが考えられる．
しかし，分類結果の概要を見ると，実際に専門家の手によって分類が行われた後の結果である本データセットでも，非 LAEとラベルづけされているものの中に，図 10 のような，LAE と見なせるようなものが多く含まれていることがわかった．実際

分類結果

天体 spurious sources❳❳❳❳❳

spurious sources

目標である 95%を少し下回っている．この原因として，本来

852

25

886

62028

Recall

0.972

Specificity

0.986

表 7 の結果を見ると，spurious sources の検出率を表す Speci-

ficity は目標である 85%を大きく上回っていることがわかる．
実際の分類結果を見ても，spurious sources を天体と間違っての観測においては，最終的な LAE か非 LAE かの判断は専門家の手によって行われるため，これらのような判別のつきづら
いデータは LAE として検出すべきと言える．また，Morii らの報告 [3] では 3 分の 1 程度までしか絞れなかった観測対象の候補を 7 分の 1 程度まで減らすことができている．全候補を 7
分の 1 まで減らしつつ，目標である 95%に非常に近い精度で

LAE の検出ができ，専門家の目でも判別がつかないデータを捉えられていることを考慮すると，分類器として十分な役割を果たすことが可能だと思われる．

いる例の多くがラベルの付け間違えによるものであった．よって本データセットに対してはシンプルな CNN でもその特徴を捉えられていると言える．
天体検出率を表す Recall は LAE 検出率の目標である 95%を2%程度上回っている．しかし，実際の LAE の検出はマルチバンドで行うため，その精度は天体検出率である 97.2%を下回ることが予想される．損失関数関数への重みを 2 倍にしているのにも関わらず，Specificity に比べ Recall が低くなった原因と図 10

分類モデルが LAE 観測データから LAE として検出した，判別が難しい非 LAE の例

して，SynPipe を用いて生成された天体画像と実際の観測で得られた天体画像のデータ分布が異なっており，CNN がその違いに対応できていないことが考察される．Recall を向上させる
ための手段としては，数の少ない実観測天体の画像を水増しして訓練に利用することが考えられる．また，spurious sources
中の間違ったラベルづけをされているデータを取り除くことによっても Recall が向上すると思われる．

5. 6 実観測環境を想定した LAE 分類器の性能評価
実環境におけるマルチバンドによる LAE 検出性能を測るた
め，前節において訓練した CNN を用いて表 4 のデータセットの分類を行なった．表 8 にその結果を示す．
表8

最適パラメータで訓練した CNN によるマルチバンド LAE の分
類結果

❳❳❳
❳❳❳
真のラベル

分類結果

❳❳❳

❳
❳

LAE 非 LAE

LAE

826

51

非 LAE

4411

32589

6 まとめと今後の課題
本研究では，実環境での利用を想定した CNN による LAE
分類器の設計を目指した．訓練に利用できる LAE のデータセットが不十分であったため，自動生成された天体画像での訓練が可能なよう，行うタスクを天体と spurious sources の分類に簡単化し，モデルの訓練及び，実環境データでの性能評価を行なった．最終的な実観測 LAE データに対する分類結果として，非 LAE の除去率については，目標である 85%を上回る

88.1%の制度で行えることが検証できた．一方で LAE の検出
率は 94.2%と目標の 95%を少し下回った．この原因として，本来 narrow バンドとこの原因として，本来 narrow バンドと g
バンドの情報を互いに比較してされるべき LAE の判定を，各バンドの分類結果を元にしたルールでしか行なっていことが挙げられる．訓練した CNN から得られる各バンドの画像の特徴
量を組み合わせ，分類器を訓練することで，さらに良い精度でRecall0.942

LAE の検出を行えると思われる．しかし，LAE を 95%に近い

Specificity

0.881

精度で検出でき，専門家の目でも見分けるのが難しいデータを捉えられ，全候補を 7 分の 1 以下まで減らせていることを考慮

結果を見ると，非 LAE 除去率を表す Specificity は最低目標
である 85%を上回っているが，LAE 検出率を表す Recall は，

すると，分類器として十分な性能を持っていると言える．
今後の展望として，データセット及び手法の改善によってモ

デルの性能を向上させていくことを目指す．また，実際の観測データへの適用とともに，別の LAE の観測結果が得られ次第，環境変化へのロバスト性などの評価を行なっていく必要がある．
文

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