アブスト：観測機器分科会

口頭講演

講演IK-01: CMB偏光観測に用いる偏光変調器のための低温回転機構の回転不安定性についての解析的なモデルの構築

講演者名: 岩垣 大成、所属: 東京大学、学年: M2
共著者名: 岩垣 大成，相澤 耕佑，秋澤 涼介，井澤 拓海（東京大学），飯田 光人（株式会社たすく），大崎 博之，奥村 皐月（東大新領域），Gilberto Goracci（Sapienza University of Rome），草間 光治（AES），桜井 雄基（諏訪理科大），髙久 諒太（KEK），中川 潤，前田 明日香，松村 知岳（Kavli IPMU）

宇宙マイクロ波背景放射（CMB）は宇宙の晴れ上がり時に直進できるようになった現在観測できる宇宙最古の光であり、黒体放射のスペクトルを持つ。宇宙誕生直後に急激な空間の膨張があったとするインフレーション仮説では、インフレーションによって生み出される原始重力波がCMBにBモードと呼ばれる特殊な偏光パターンを生成すると考えられているため、このBモード偏光を精密に観測することでこの仮説を検証できる。精密なCMB偏光観測を実現するために、様々な観測計画で使われる偏光変調器が開発されている。これは観測対象であるCMBの偏光が観測システム由来の1/fノイズに埋もれないために、望遠鏡の開口部で半波長板を回転させることで入射偏光を変調する装置である。
現在、約5 Kの環境下で半波長板を低発熱で安定的に連続回転させるために、超伝導磁気軸受を用いた非接触低温回転機構を開発している。この回転機構では固定子に取り付けられた54個のコイルと、回転子の外周部分に取り付けられた72個のSmCo磁石で構成される同期モーターを用いており、コイルに120°ずつ位相がずれた３相交流を流すことで回転子を回転させる。この回転機構を用いた回転試験から、再構成された回転周波数が振動するという結果が得られており、これが回転の不安定性を表していると考えられる。
本講演では、この振動の原因を解明するために構築した解析的な回転振動のモデルについて報告する。このモデルでは、磁石とコイルがつくる磁場をそれぞれ正弦波と磁気ダイポールを用いて近似し、コイルを流れる電流が変化したときの回転子に働く力を計算することで、回転子の安定点に向かう復元力を再現した。この結果の詳細や振動を抑える方法、またこの振動がCMB偏光観測に与える影響や、低発熱と回転安定性を両立させるための今後の展望についても議論する。

講演IK-02: CMB偏光観測に向けた液体窒素環境での透過率測定系の構築とその性能評価

講演者名: 井澤 拓海、所属: 東京大学、学年: M2
共著者名: 相澤耕佑(東京大学), 秋澤涼介(東京大学), 飯田光人(株式会社たすく), 草間光治(株式会社AES), 髙久諒太(岡山大学), 前田明日香(Kavli IPMU), 松村知岳(Kavli IPMU)

現代宇宙論においては、宇宙がビッグバンと呼ばれる初期の高温高密度状態から始まったことが明らかとなっている。この描像の確立には、ビッグバンの残光である宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の精密観測が大きな役割を果たした。
現在、標準的な宇宙論モデルでは説明が困難ないくつかの問題を同時に解決するため、初期宇宙において指数関数的な膨張が生じたとするインフレーション仮説が提案されている。この仮説は、CMBの偏光観測によって検証可能であり、地上望遠鏡、気球観測、人工衛星など、世界各地で多様な観測・開発が進められている。
CMBの微弱な偏光成分を精度よく測定するためには、望遠鏡に搭載される光学素子（赤外カットフィルターやレンズ、半波長板など）を冷却する必要がある。そのため、冷却環境下におけるミリ波光学素子の特性評価が不可欠であるが、現時点では低温で高精度にミリ波光学測定を行うための実験系は構築されていない。そこで私たちは安価で比較的容易に実験が行える液体窒素を用いた測定系を構築した。試料は赤外カットフィルターとして用いられるアルミナを使用し、Gバンド(140〜220 GHz)で測定した。透過率をモデル式でフィッティングすることにより、屈折率および誘電損失を見積もることができた。しかし、得られた推定値には統計誤差よりも系統誤差が支配的であることが明らかとなった。系統誤差の定量化は解析上非常に困難であり、現在もなお検討が続けられている挑戦的な課題である。
本講演では、この系統誤差の評価とその克服に向けた取り組みについても詳しく報告する。あわせて、液体窒素環境下において光学素子の透過率を測定するために構築した実験系について紹介する。特に、測定系内で生じる定在波を抑制し、透過率から屈折率および誘電損失を精度良く導出するための工夫について詳述する。

講演IK-03: CMB精密偏光観測に向けたレーザー加工を用いた多層フィードホーンアレイの開発

講演者名: 明全 書賢、所属: 東京大学、学年: M1
共著者名: 明全　書賢（東京大学）,Ghigna Tommaso（KEK）,　松村　知岳（東京大学） ,　櫻井　治之（東京大学）,　高久　遼太（岡山大学）

宇宙マイクロ波背景放射 （Cosmic Microwave Background、CMB）はビッグバン後の宇宙晴れ上がり時に生じ、現在観測できる最古の光である。CMBにおける原始重力波に由来するBモード偏光が観測できれば、初期宇宙において空間が急激に引き延ばされたというインフレーション仮説が検証できる。この科学目標の実現には輻射強度が３ KのCMBが持つナノケルビンのCMB偏光ゆらぎを捉える必要がある。これを実現する技術的な挑戦として、観測機器の多素子化があり、衛星では１０＾３個程度、また地上望遠鏡においては１０＾６個程度の検出器が必要となる。

フィードホーンアレイは微弱なCMBと検出器を結合させる素子であり、CMB観測において大量に必要となる。現在、フィードホーンアレイはエッチング加工を用いてシリコン平板に様々な直径の穴をあけ、それを多層積層構造にするという工程で作製される。この製法では、２００個のフィードホーンを搭載する１ウエハーの作製に、期間にして１か月程度、またそれに伴う予算が必要となる。特に、将来地上実験CMBーS4では４００枚以上のウエハーが必要であると計算されており、短期間での作製方法が求められている。

カブリ数物連携宇宙研究機構では、これまで、超短パルスレーザー加工を用いたミリ波光学素子の開発を進めてきた。このレーザーは単位時間あたりの照射エネルギーが高く、レーザーアブレーションによりミリ波に対して十分に微細な構造の加工が高い精度・効率で可能である。このため、加工の形状の自由度が従来に比べ格段に高い。このレーザーを用いた穴あけで、フィードホーンの形状の更なる最適化と作製時間の大幅な短縮を目標とし、設計・加工・評価の検討を開始した。

本講演では、レーザー加工を用いたフィードホーンアレイの開発に関する現在までの結果および今後の見通しについて報告する。

講演IK-04: 宇宙マイクロ波背景放射を通じたBモード偏光の観測に向けた多層反射防止膜の性能評価

講演者名: 高島 元希、所属: 総合研究大学院大学、学年: M1
共著者名:

宇宙の起源や構成要素といった素粒子物理学の課題を検証するために、宇宙マイクロ波背景放射(CMB)の観測は国際的に実施されている。その中でも、インフレーション仮説の証拠となるBモード偏光の確認のためには、非常に高精度の測定が求められる。
本研究では、CMBの偏光を観測する望遠鏡において重要な役目を果たす赤外線フィルターの素材として、アルミナに注目した。アルミナは熱伝導率が高く、CMBの観測帯域での誘電損失が低いため赤外線フィルターとして高い適性を持つ一方で、屈折率が高く観測データにおける系統的、および統計的な不確実性が増大する可能性を孕む。そのため、広帯域に対応する赤外線フィルターの作成を目的として、アルミナ基板に処置する3層の反射防止膜コーティングの性能を測定した。
実験では、測定対象のサンプルとして、アルミナ基板(屈折率n= 3.14)に対して両面にMulite(n=2.52±0.02)コーティングを施した。まず、使用するサンプルがこれまでの検証で使用されたサンプルと同様の性能を保持しているか確認するため、先行研究と同じく室温において67GHz~115GHzの周波数帯(Wバンド)のビームをサンプルに入射し、その透過波を測定した。また、サンプルをビームに垂直な平面内で回転させ(最小変位5deg)、各角度での透過率を測定した。その後適当な角度の透過率同士の比を取り、角度の依存性、対称性の有無を確認した。
結果として、透過率の比はどの角度の組に対しても1.00±0.02程度に収まったため、透過率の角度依存性は無く、想定外の光軸等は確認されなかったと言える。また、透過率、および透過率の比には周波数に依存した周期的構造が見えたが、先行研究における同サンプルの反射率の測定結果にも似た周期的構造が見られたことから、サンプルの光学的な性質の1つだと考えられる。
今後はサンプルに追加のコーティングを施して性能を確認し、さらに低温環境における低周波領域への反射防止性能の測定を行っていく。

講演IK-05: 230、345GHz帯広帯域超伝導mixerを用いた受信機の開発

講演者名: 山下 晃矢、所属: 大阪公立大学、学年: M1
共著者名:

宇宙を構成する主要素の一つである恒星は、星間分子雲の凝縮によって誕生すると考えられているが、その形成過程は解明されていない。我々の電波天文学研究室では分子雲内に存在する¹²CO、¹³CO、C¹⁸Oの回転遷移輝線（J=1-0、2-1、3-2）の観測によってその過程を解明しようとしている。大阪公立大学が所有している1.85m電波望遠鏡では、2020年にRF帯域で210～375GHzをカバー可能な受信機が搭載され、比帯域にして56％を達成している。これを用いてCO同位体である¹²CO、¹³CO、C¹⁸Oの回転遷移輝線J=3-2、2-1（200～300GHz帯）の観測を行ってきた。現在我々は、分子雲のより詳細な物理量を知るために従来の観測帯域に加えて、CO同位体の回転遷移輝線J=1-0（100GHz帯）を加えた3帯域同時観測を目標としている。

私は、1.85m電波望遠鏡受信機のさらなる高性能化のため、230GHz、345GHz帯広帯域超伝導mixerを用いた345GHz帯の受信機の開発、評価を行った。また、SIS Mixerを扱う上で雑音温度の悪化の原因となるジョセフソン電流の振る舞いと、SIS Mixerにかける磁場について調査した。本論文では、345GHz帯の受信機の雑音温度測定結果及び、ジョセフソン電流の振る舞い、SIS Mixerが磁場をトラップしている際の雑音温度について報告をする。

講演IK-06: 22, 43, 86GHz 帯同時観測のための光学系設計

講演者名: 角越 仰、所属: 大阪公立大学、学年: M1
共著者名: 河本琉風、小川英夫、大西利和（大阪公立大学）、山崎康正（国立天文台）

単⼀望遠鏡よりも⾼分解能での観測を実現する観測⽅法として、VLBI(Very Long Baseline Interferometry: 超⻑基線⼲渉法)観測がある。これは電波望遠鏡を遠く離れた場所に複数台に分割し、望遠鏡間の距離を実質的な開⼝径とし開⼝径を⼤きくしている。VLBI 観測では複数の電波望遠鏡の受信信号を⼲渉させるが、その際に位相を考える必要がある。 位相誤差は⼤気の影響などによる。VLBI 観測では望遠鏡同⼠が離れているため、⼤気の状態がそれぞれ異なる。⼤気による位相誤差を補正する⽅法に FPT(Frequency Phase Transfer)があるが、FPT を⾏うには⼀つの望遠鏡で複数の周波数で同時観測を⾏うことが必要である。今回、私は上海にあるカセグレンアンテナを持つ Tianma 65m 望遠鏡に搭載する 3 周波同時観測可能な光学系を設計した。周波数帯域は 18-26 GHz の K バンド、33-50 GHz の Q バンド、80-116 GHz の W バンドである。特に H2O メーザー、SiO (J=1-0)メーザー、SiO (J=2-1)メーザーから放射される電波の周波数である 22GHz、43GHz、86GHz での性能に注⽬した。また光学系を収めるデュワーの内径 479mm 以内という狭い空間に収めるという制約条件の下設計した。 結果として、 開⼝能率の上限値の⽬安が 67.1%なのに対し、 22, 43, 86GHz の 3 つ全ての周波数でシミュレーションにより計算した開⼝能率が 70%を上回る光学系を設計した。設計時には、反射鏡によるビームの切り取りに注目した。

講演IK-07: K型巨星の中間赤外線標準星としての有用性について

講演者名: 小島 裕樹、所属: 東京大学、学年: M2
共著者名: 宮田 隆志, 上塚 貴史, 平尾 優樹, 左近 樹, 成瀬 日月, 妹尾 梨子 (東京大学)

東京大学アタカマ天文台 (TAO) 計画は、チリのチャナントール山山頂に口径6.5m望遠鏡を建設し、銀河や惑星の起源を探るための観測を行う計画である。TAOの中間赤外線 (MIR) 観測装置MIMIZUKUは最大25′離れた二視野で観測が可能であり、二つの天体を同時に観測することで時間変動する大気吸収の影響を高精度で較正することができる。この較正の際、明るさが安定している星 (標準星) を用いることが重要となるが、MIMIZUKUで観測を行うMIR領域では既知の標準星が不足しており、MIMIZUKUの運用のために使用できる標準星の数を増やす必要がある。そこで、MIRで明るい、明るさが大きく変動しない、星の数が多い、といった特徴を持つK型巨星に焦点を当て、K型巨星のMIR標準星としての有用性を調査することにした。Gaia衛星のデータからK型巨星を抽出し、それらに対し10年間観測を行ったNEOWISE衛星のW1 (3.4μm) とW2 (4.6μm) の二つのMIRバンドでのデータから取得し、明るさの変化を調べた。NEOWISEで精度の良い観測を十分な回数行うことができているサンプル282個をさらに抜き出し、そのうちMIMIZUKUの標準星として使える変光幅 (W1の標準偏差<0.01magかつW2の標準偏差<0.01mag) を持つ星の割合を調べると、96.5% (272/282) がその基準を満たしていた。この値がK型巨星全体の性質であるとすれば、K型巨星はMIR標準星として有用であると言える。また、K型巨星をMIR標準星として用いた場合にMIMIZUKUが観測できると期待される領域を調べるとおよそ9126平方度 (全天の~22%) と計算され、既知のMIR標準星で観測可能な領域の約27倍の範囲を観測できるようになると期待されることがわかった。

講演IK-08: 極限補償光学のための点回折干渉計型波面センサの性能評価

講演者名: 青戸 敬起、所属: 京都大学、学年: M1
共著者名:

太陽系外惑星の直接撮像は、大気組成を分析できるため、惑星形成過程の解明や地球外生命の探査といった目的のために極めて重要である。系外惑星は主星との離角が小さく、明るさの比が大きいため、直接撮像では高い空間分解能とコントラストの改善が要求される。しかし、地上から直接撮像観測を行う場合、不均一な地球大気によって天体からの光波面が乱れ、空間分解能が低下してしまう。そこで、補償光学(AO)による波面補正が不可欠となる。AOでは、波面センサによる波面エラーの測定、制御器による情報処理、可変形鏡による波面エラーの補正、というプロセスをループさせる。
我々は系外惑星直接撮像装置SEICAの開発を行っており、高い空間分解能・高コントラスト実現のために、空間的・時間的により細かい波面補正を行う極限補償光学(ExAO)を搭載する。要求仕様は、波面エラー60nm(シュトレール比0.9、観測波長1.2μm)であり、これを達成するために、制御点数24×24、測定頻度6.5kHzの補償光学系が必要となる。
ExAOで用いる波面センサの条件として、高効率・高速・広い測定レンジの3つが挙げられる。そこで開発されたのが、複屈折点回折干渉計(birefringent point-diffraction interferometer; b-PDI)である。PDI方式の波面センサは、AOでよく知られるシャックハルトマン波面センサとは異なり、光の干渉を利用して位相を直接計測する。また、b-PDIでは主要な光学素子として複屈折結晶を利用している。本発表では、b-PDI方式の波面センサの原理・特性について紹介した上で、このセンサの性能評価を行う先行研究のシミュレーションの再現・発展、及び実際の実験との比較結果について議論する。

講演IK-09: 弾性体ステッチングを用いた鏡の部分干渉計測

講演者名: 福永 千裕、所属: 京都大学、学年: M2
共著者名:

望遠鏡の核心部を成すのは鏡である。近年、宇宙機に搭載される高非球面かつ大口径な鏡の需要が急速に高まっており、それに応えるためには、高精度かつ高速、さらに汎用性の高い鏡面計測手法の開発が求められている。従来の干渉計を用いた測定手法は高精度である一方で、光学系の制約や基準面の必要性から汎用性に乏しく、特に凸面や平面の測定には適さず、計測コストが非常に高いという課題がある。
そこで本研究では、鏡面を小領域に分割して干渉計測を行い、その結果をつなぎ合わせるステッチング技術の開発に取り組んだ。小領域に分割計測することで、干渉計が不得意とする非球面量が大きな鏡も計測可能となる。
従来のステッチング技術では、最小二乗法により領域間の差を抑えるものの、計測誤差が領域の境界に段差として現れやすく、鏡のような連続性を持つ面の計測には不十分であった。本研究では、Kurita & Ishii（2022）によって提案された、1次元データを弾性体とみなして整合させるステッチング手法を基に、これを2次元データに拡張して適用することで、境界部での段差を抑える新たなステッチング法を検討した。この手法の実現により、面全体の連続性を保ったまま高非球面量の大口径鏡面を高精度に再構成できる可能性が示された。
本講演では、提案手法の実装結果とともに、今後の応用可能性や改良の展望について報告する。

講演IK-10: ダイクロイックミラーを用いた複眼望遠鏡の開発

講演者名: 石原 稜也、所属: 兵庫県立大学、学年: M1
共著者名: 伊藤洋一（兵庫県立大学）

一般に大型反射望遠鏡は高い集光力を持つが、技術面などから建造コストが非常に高くなる。この問題を克服するため、「複眼望遠鏡」が提案された（宮本修士論文 2008）。複眼望遠鏡は、複数の小型望遠鏡で対象天体を捉え、それぞれの望遠鏡からの光をファイバーを介して1つの光束にした後、分光する観測システムである。これにより、大口径望遠鏡と同等の集光力を確保しつつ、建造コストを大幅に抑えられる。本研究では先行研究（松木修士論文 2011）の課題を解決し、実用化のレベルを向上させることを目的として、装置設計の改良を行っている。
先行研究の設計では、装置内に穴付きミラーを45°の角度で配置し、対象天体の光を穴に通してファイバーへ導き、それ以外の光を跳ね上げてガイドカメラに送る構造を採用していた。しかし、この方式ではファイバーに正確に光を導入できず、光量の損失が大きいという課題がある。そこで、本研究では、穴付きミラーの代わりにダイクロイックミラーを採用した。対象天体の光のうち520–800 nmの波長は透過されてファイバーへ導かれ、380–490 nmの光は反射されてガイドカメラへ送られる。これにより、ミラーに穴を開ける必要がなくなり、より精度よく光を導入することが可能になると期待される。
発表では、試作した装置を用いた室内実験の結果について報告する。

講演IK-11: MEMS 技術を用いた Schmidt 配置 Lobster eye 光学系のX線性能評価

講演者名: 福島 優、所属: 東京都立大学、学年: M1
共著者名: 江副祐一郎, 石川久美, 沼澤正樹, 森下弘海, 宮内俊英 (東京都立大学), 伊師大貴 (ISAS/JAXA)

我々は MEMS (Micro Electro Mechanical Systems) 技術を用いて軽量かつ広視野を実現する Schmidt 配置 Lobster eye 光学系を開発している[1]。X線天文衛星で使用されてきた集光力と結像性能に優れた Wolter I 型光学系に対して、1 度以上の広視野を実現することが容易であり、全天X線モニターなどへの応用が期待できる[2]。我々の手法では厚さ 300 µm の Si 基板に幅 20 µm、長さ 2 mm の長方形の微細穴をドライエッチングによって形成し、高温塑性変形を用いて球面に変形する。この基板を 2 枚準備してスリット状の穴が直交するように重ねることで、Schmidt 配置 Lobster eye 光学系となる。この手法では当初開発していた正方形の微細穴を用いた Angel 配置と異なり、形状の良い穴が形成できる。一方で、基板に対して鏡が異方的に配置されるために球面変形で歪みが生じ、角度分解能に影響を及ぼすことがわかっていた。
我々はそこで新たな設計の Schmidt 配置 Lobster eye 光学系の製作とX線性能評価を行った。スリット状の穴が 50 本集まった集合をユニットとして定義して、隣り合うユニットの向きを位相角 90 度回転することで、鏡配置の一様性を向上させた。実際に光学系を曲率半径 1000 mm の球面治具で変形した所、表面形状から求まる曲率半径は直交する 2 方向で 1015.91 ± 0.09 mm および 1028.21 ± 0.07 mm と求まった。従来は 1.5 倍程度の齟齬があったため、変形の一様性が有意に改善したと言える。これは先行研究の予備実験[1]と一致する。我々はさらに JAXA/ISAS 30 m ビームラインにて Al Kα 1.49 KeV のX線を照射して確認を行った。その結果、鏡の反射角度から求まる曲率半径は直交する 2 方向で 1197.29 ± 0.73 mm, 1187.34 ± 0.79 mm と求まった。すなわち表面形状と同様に一様性が確認できた。角度分解能 (Half Power Diameter) は 13.09 ± 1.52 arcmin であり、製作プロセスから向上の余地がある。すなわち性能の良い Lobster eye 光学系が実現できる。

[1] Ishikawa, et al., 2024, Proc. SPIE, 13093, 1309359
[2] Tamagawa, et al., 2020, JATIS, 2, 025003

講演IK-12: 高角度分解能X線望遠鏡の精密アライメントシステムの構築

講演者名: 梅木 匠斗、所属: 明治大学、学年: M1
共著者名:

近年の天文学では、望遠鏡の大型化と高精度化が進展し、遠方宇宙の理解やマルチメッセンジャー天文学の発展に貢献している。X線帯域においても、大有効面積かつ高角度分解能を両立する望遠鏡の登場が長年期待されているが、全反射を利用する光学系の特性上、有効面積と角度分解能を同時に向上させることは依然として困難である。例えば、日本では「多重薄板型」のX線望遠鏡の開発が進められており、軽量かつ大有効面積の望遠鏡を実現してきた。しかし、反射鏡の配置精度に課題があり、高い角度分解能をもつ望遠鏡の実現には至っていない。XRISMにおいても、1.3分角にとどまり、現行のアライメントシステムによる性能向上には限界が見えつつある。そこで本研究では、ミラーのアライメント技術に焦点を当て、鏡面を平面で近似した反射鏡を複数積層したKirkpatrick-Baez ミラー型を採用し、ミラーを 1 枚ずつμm精度で位置を調節してアライメント可能な新たなシステムを構築し、分解能が 20 秒角以下のX線望遠鏡の開発を目指す。
μm精度での調節を実現するため、ミラーの位置を計測するシステムと位置を調整するシステムの大きく２つに分けシステムの構築を図った。ミラーの位置計測システムとして、サブミクロンの精度で反射鏡の相対距離を測定可能なレーザ変位計を導入した。位置調整システムでは、ミラーの大まかな位置を決定するアライメントバーと固定用のハウジングを設計し、これらをμm精度で鉛直方向の調整が可能なステージ機構に取り付けることで、位置決定の精度を向上させた。さらに、ミラー下部には数秒角単位での角度調整が可能なピエゾステージを設置し、これらの要素を組み合わせることでμm精度の調整が可能なシステムを構築した。この２つのシステムによって1枚1枚相対距離を計測しながらミラーの最終的な位置と角度の調整をアライメントできるシステムの構築が実現した。
本公演では、現状のアライメントシステムの詳細とアライメント手法、今後の展望について発表する。

講演IK-13: ガラスリボンを用いたＸ線望遠鏡の光学シミュレーション

講演者名: 狩野 健太、所属: 青山学院大学、学年: M1
共著者名:

天体 (例えばブラックホール近傍や超新星残骸)のＸ線の観測から、宇宙における高温・高エネルギー現象についての情報を得ることができるためX線望遠鏡は重要である。しかし、X線は大気で吸収されるため、ロケットや人工衛星によるX線望遠鏡が開発されてきた。
我々は、軽量コンパクトで費用対効果にすぐれたX線望遠鏡に適した反射鏡面を試作し、その性能評価を行うことを目指している。X線反射鏡には、表面が滑らかで反射率が高い材料が必要とされている。しかし、X線を反射させるにはナノメートルスケールの表面滑らかさが要求される上、反射光を結像させるために必要なマイクロメートルスケールの形状精度をともに実現することは技術的に大きな困難をともなう。そこで材料・方法を見直し、厚さが4-50μmで幅0.5～30mm、平均表面粗さが0.2nmで十分に滑らかで曲げやねじれに強い特性を持ち、比較的安価なガラスリボンに鏡面を成膜する方法を検討している。
本研究ではGeant4という粒子や光子が物質中を通過する際に発生する相互作用過程を正確にシミュレーションするソフトウェア・パッケージを使用しX線の光跡シミュレーションを行った。同心円状のミラーをWolter I 型と呼ばれるX線を2段階で反射させるタイプの反射鏡を用いる。この前提にもとづき、Geant4 上でX線をガラスリボン光学系に入射し、シミュレーション結果から結像性能や有効面積の角度依存性等の評価を行った。本発表ではX線望遠鏡の設計・検討とシミュレーションによる性能評価について報告する。

講演IK-14: シリコン高温塑性変形技術を用いたＸ線反射鏡基板の加工条件最適化と性能評価試験

講演者名: 世良 直也、所属: 東京都立大学、学年: M1
共著者名: 石田學（ISAS/JAXA）, 沼澤正樹（東京都立大学）, 江副祐一郎（東京都立大学）, 石川久美（東京都立大学）, 岸川涼（東京都立大学）, 松村温人（東京都立大学）, 宮本明日香（東京都立大学）, 前田良知（ISAS/JAXA）, 伊師大貴（ISAS/JAXA）, 武尾舞（富山大学）, 森下浩平（九州大学）, 中嶋一雄（東北大学）

X線は宇宙の様々な高エネルギー現象に関わっている。このX線を集光、結像するために不可欠なのがX線望遠鏡である。望遠鏡を構成する反射鏡の素材として、数 Å rms の滑らかさと軽量かつ高い剛性を持つシリコンが注目されている。私たちはシリコン高温塑性変形技術 [Nakajima et al. 2005, Nature Mat.] を用いて、結晶を円錐面に曲げた反射鏡を製作している。本研究では、変形時の加工条件の最適化を行い、宇宙研の 30 m ビームラインにおいて反射鏡基板のX線性能試験を行った。荷重と保持時間を変えて変形した基板について、その形状を非接触式レーザー変位計で測定し最適条件を調査したところ、荷重は従来値の 1.6 倍、保持時間は従来値の組み合わせで変形した基板が最も良い形状を持つと結論づけられた。X線性能試験では、最適条件で変形した基板の全面に対して分割してビームを照射し、それぞれの領域での角度分解能を評価した。結果として、基板内の最も良い形状を持つ箇所で 27 ± 0 秒角、全面平均で 54 ± 1 秒角を達成した。これらはいずれも、先行研究 [Nakaniwa et al. 2020, Appl. Opt.] と比べて 2 倍程度良い形状となっており、加工条件の最適化のみによって反射鏡の表面形状が向上したと結論づけることができる。本発表では以上の成果について詳細を報告する。

講演IK-15: シリコン高温塑性変形技術を用いたＸ線反射鏡基板の鏡面精度向上の研究

講演者名: 松村 温斗、所属: 東京都立大学、学年: M1
共著者名: Manabu Ishida(Tokyo Metropolitan Univ.), Yuichiro Ezoe(Tokyo Metropolitan Univ.), Naoya Sera(Tokyo Metropolitan Univ.), Ryo Kishikawa(Tokyo Univ.), Kumi Ishikawa(Tokyo Metropolitan Univ.), Yoshitomo Maeda(ISAS/JAXA), Daiki Ishi(ISAS/JAXA), Mai Takeo(University of Toyama), Asca Miyamoto(Tokyo Metropolitan Univ.), Kohei Morishita(Tokyo Metropolitan Univ.), Kazuo Nakajima(Tohoku Univ.)

我々は、将来の宇宙観測に向けて、シリコン高温塑性変形技術を用いた多重薄板型X線望遠鏡の開発を行っている [1, 2]。反射鏡基板として剛性が高く優れた反射面形状を持つシリコン結晶を用いることで、軽量かつ高角度分解能な望遠鏡を目指す。本技術は、平坦なシリコンウェハを目的の反射鏡形状を持つ治具で上下から挟み、シリコンの融点付近まで加熱してプレスすることで塑性変形するもので、母型に応じて自由な形状に湾曲させることが可能である。望遠鏡の角度分解能を向上させるためには、変形後の基板表面の凹凸をできるだけ抑えることが重要である。昨年度までの研究で、変形時に与える 3 条件のうち、荷重と保持時間についての最適化を行い、最終的な答を得ることができた。これを踏まえて本研究では、残るもう 1 つの条件である変形時の温度の最適化を行う。またこの他にも、より高精度な形状を持つ変形治具を用いた変形、量産化のために基板を複数枚重ねた変形なども試す。必要に応じてX線を照射した性能評価試験も実施する予定である。今回はこうした一連の実験について報告し、その現状と今後の展望について考察する。

[1] Nakajima et al. 2005, Nature Mat.
[2] Nakaniwa et al. 2020, Appl. Opt.

講演IK-16: 宇宙精密X線分光観測のための超伝導遷移端検出器(TES)のマイクロ波読み出し技術の地上実証実験

講演者名: 金子 真太朗、所属: 立教大学、学年: M1
共著者名:

TES（Transition Edge Sensor：超伝導転移端検出器）は、超伝導体が常伝導体に転移する温度領域で生じる急激な抵抗変化を利用して、極めて微小なエネルギー変化を高精度に測定するセンサーである。特にX線やガンマ線などの高エネルギー光子の検出に優れており、卓越したエネルギー分解能によって、従来の検出器では識別が困難であった微細なスペクトル構造の観測を可能にする。現在稼働中のXRISM衛星では半導体カロリメータが搭載されているが、TESはそれと比較してより高いエネルギー分解能と桁違いの画素数を実現可能である。このような特性から、TESは次世代の宇宙観測ミッションにおける中核的検出器技術として注目されており、ESAの「Athena」やJAXAによる次期衛星ミッションにおいても有力候補として開発が進められている。

一方で、TESの応用は宇宙観測にとどまらず、地上においても高感度・高分解能という特性を活かした基礎研究や産業応用が期待されている。近年では、多チャンネル化と高効率な信号読み出しを両立する技術として、マイクロ波多重読み出し法（microwave SQUID multiplexing）が導入されており、数百ピクセル規模のTESアレイの同時読み出しが現実のものとなってきている。

本発表では、このマイクロ波読み出し法の宇宙応用を視野に入れた基礎研究として、2025年4月から5月にかけてJ-PARCにて実施したミューオン原子の特性X線測定実験を行なった。本実験では、地上で安定的に多価イオン状態を生成し、高分解能X線検出によってそのスペクトルを精密に測定した。これは、X線帯域での宇宙プラズマ分光における観測データの解釈や較正において重要な参照データを提供するものであり、宇宙で得られる観測結果と相補的な役割を担う。その実験成果について報告する。

講演IK-17: TESカロリメータのエネルギー分解能向上に向けた超伝導転移温度の制御と界面抵抗の検討

講演者名: 鈴木 璃収、所属: 北里大学、学年: M1
共著者名:

X線分光撮像衛星XRISM(X-Ray Imaging Spectroscopy Mission)に搭載された検出器「Resolve」はX線マイクロカロリメータであり、エネルギー分解能は約4.5eV(FWHM＠6.7keV)である。現在、XRISMに次ぐ次世代のX線観測衛星に超伝導転移端(superconducting Transition Edge Sensor)型マイクロカロリメータ（以下、TESカロリメータ）の搭載が予定されており、その開発が進められている。

TESカロリメータは、X線光子1つ1つのエネルギーによる微小な温度変化を超伝導-常伝導転移端の急激な抵抗変化として測定することで高いエネルギー分解能を実現する。TESカロリメータのエネルギー分解能は超伝導転移温度(Tc)に依存するため、高分解能を実現するにはTc制御が不可欠である。

我々の研究では現在、Au/Tiの金属二層薄膜による近接効果を利用したTc制御を行なっている。近接効果とは超伝導体と常伝導体を接合させることで超伝導体が本来の転移温度より低温で転移する現象であり、膜厚比とTcには関係があるため膜厚比を変えることによりTc制御を行う。これまでの製作では、経験則に基づいて膜厚比とTcに線形の相関があると考えていたが、設計時に狙ったTcから外れてしまう場合があった。そこで、近接効果の理論式に基づき、材料界面における界面抵抗に注目して膜厚比とTcの関係を再評価した。その結果、界面抵抗を考慮することで、従来の経験則では説明できなかった非線形的な挙動が明らかとなり、これまでのばらつきの一因が界面品質にある可能性が示唆された。界面抵抗を低減することでTc制御の精度向上が期待されるが、そのためには界面抵抗に影響を及ぼしている要因を正確に理解することが重要である。本公演では、TESカロリメータの製作プロセスとともに、界面抵抗の影響を踏まえた製作の現状を報告する。

講演IK-18: TESマイクロカロリメータのside-car型構造における伝熱シミュレーション

講演者名: 野村 青生、所属: 東京大学、学年: M1
共著者名:

XRISM衛星の登場により、X線分光の精度は飛躍的に向上した。それに伴い、理論モデルにもより高い再現度と精度が要求される。しかし、輝線放射に重要な役割を果たす高電荷イオンの振る舞いは複雑で解析的に扱うことが難しく、近似計算に頼った理論モデルでは精度に限界がある。Electron Beam Ion Trap（EBIT）は高電荷イオンを人工的に生成・捕捉して精密な分光観測を行う装置であり、理論モデルの不定性を補う実験的手段として注目されている。現状EBITに搭載されている分光器(SDD)では、高電荷イオンの持つ微細構造を分解するにはエネルギー分解能が不十分であり、スペクトルがぼやけてしまう。この問題を解決するには、より高分解能のX線検出器の搭載が必須である。
我々が開発を進めている超伝導転移端型(TES)マイクロカロリメータは、超伝導-常伝導転移端での急激な抵抗変化を利用した温度計を用いて、入射光子一つ一つのエネルギーを測定する装置であり、その分解能はSDDよりも二桁程度良い。しかし、TESは一般なSDDに比べて有効面積が小さく、EBITにおける光子カウントレートの減少が課題となる。これに対処するためには吸収体の大型化が有効であると考えられるが、従来のTES素子の直上に吸収体を配置する構造では、吸収体を大きくした際に支持柱がその重さに耐えられず、構造の安定性が損なわれる可能性がある。この解決策として、吸収体をTES直上ではなく、TES素子の横に配置し有効面積を拡張するside-car型構造が検討されている。これは有効面積の拡張が可能な一方で、光子の入射位置によってTES素子への熱伝導の経路が変化し、エネルギー応答の位置依存性が分解能の劣化を招く恐れがある。
本研究では、side-car型構造における吸収体の形状・大きさの変化が熱拡散および温度応答に与える影響を伝熱シミュレーションにより解析し、エネルギー分解能の劣化を定量的に評価する。これはEBIT搭載に限らず、TESの幅広い応用に向けた設計にも活かせると期待される。

講演IK-19: 太陽アクシオン探査におけるTESの感度最大化とマルチピクセル化

講演者名: 宇野 健太、所属: 東京大学、学年: M1
共著者名:

宇宙全体の質量の約85％を占めるとされる暗黒物質は、銀河や宇宙の大規模構造の形成を理解する上で極めて重要な存在である。その正体は未だ不明だが、最有力候補のひとつが「アクシオン」と呼ばれる仮説上の素粒子である。アクシオンは、素粒子物理学における強い力の理論（量子色力学）に内在するCP対称性の破れの問題を解決する手がかりでもあり、もし発見されれば標準理論を超える新たな理論の構築につながる可能性がある。また、宇宙物理学の視点からも、その存在は暗黒物質や宇宙初期の進化に関する深い理解につながると期待されている。アクシオンは電気的に中性で通常の物質とはほとんど相互作用しないため、検出手法が限られているが、現在いくつかの検出手法が考案され、実験が進行している。
そこで我々の研究グループでは、太陽内部で生成されるアクシオンの探索に着目し、吸収体に57Feを採用した超伝導転移端型マイクロカロリメータ（Transition Edge Sensor; TESカロリメータ）の開発を進めている。これは、太陽内の57Feが14.4 keVのX線を伴う磁気双極子遷移によりアクシオンを放出する過程を利用するもので、従来の検出器に比べて飛躍的な感度向上が期待される。57Feの質量増加とTESの分解能向上は、いずれもアクシオンの検出感度を高める要因となるが、この質量と分解能はトレードオフの関係にあるため感度最大化にはそれらの最適化が必要である。また、さらに感度を上げるためにマルチピクセル化を目指し、SQUIDマルチプレクサを搭載した多重読み出し可能な冷凍機を有するKEK/QUPと共同で実験を進めている。本発表では、上記のTES感度を最大化する条件とマルチピクセル化の現状を報告する。

講演IK-20: X線分光撮像衛星XRISM搭載 軟X 線撮像装置(SXI)の軌道上におけるコンタミネーションの評価

講演者名: 樋口 茉由、所属: 東京理科大学、学年: M2
共著者名: 中武隼汰, 青木大輝, 二之湯開登, 幸村孝由, 内田悠介(東理大), 米山友景(中央大), 井上峻, 内田裕之(京都大), 岳本廉央, 松島司, 倉嶋順, 市川雄大, 中野瑛子, 浦瀬怜香, 鈴木寛大, 森浩二(宮崎大), 中嶋大(関東学院大), 青木悠馬, 信川久実子(近畿大), 信川正順(奈良教育大), 野田博文 (東北大学), 島耕平, 松本浩典(大阪大), 内山秀樹(静岡大), 村上弘志(東北学院大), 田中孝明(甲南大), 冨田洋(ISAS/JAXA)

私は、2023 年 9 ⽉に打ち上げられた X 線分光撮像衛星 XRISM 搭載の軟X 線撮像装置(SXI)のコンタミネーションの評価を⾏っている。SXI は厚みが200μmの空乏層を持つ裏面照射型のCCDを4枚搭載しており、0.4-13keV のエネルギー帯域の撮像と分光を行う。
本研究の背景は、検出器へのコンタミネーション付着による検出感度の低下である。Suzaku 衛星やChandra衛星搭載のX線CCD検出器では、衛星内部で発生したコンタミ物質がX 線 CCD ⽤の可視光遮光膜(OBF)に付着したことで、1keV 以下の軟 X 線帯域の CCD の検出感度が低下した。そこでSXI では、コンタミ物質が付着することを防ぐことと紫外線の遮光の両⽅の⽬的で、ポリイミドの両⾯にアルミニウムを蒸着したコンタミネーション防⽌膜(CBF)を装備している。 また、可視光線を遮光する目的でCCD の X 線の⼊射⾯に厚みが 230nm のアルミニウムを主成分とする可視光遮光層(OBL)を蒸着している。
現在、打ち上げ以降のSXIのコンタミネーション防止機能が十分に発揮しているかを確認するため、軌道上データを用いて評価を進めている。光軸上のコンタミネーションの絶対量を超新星残骸1E0102.2-7219のX線スペクトルを用いて見積もり、光軸外のコンタミネーションの空間分布を地球大気による蛍光X線スペクトルを用いて評価した。これまでの解析により、打ち上げから1年半経過しても、SXIの視野全体でコンタミの有意な付着は見られないことを確認している。本講演では、以上の軌道上におけるコンタミの評価方法とその結果の詳細について報告する。

講演IK-21: X線分光撮像衛星XRISM搭載 軟X線撮像装置XtendによるAbell 2029の観測データを用いた検出器位置依存の有効面積の評価

講演者名: 中武 隼汰、所属: 東京理科大学、学年: M1
共著者名: 樋口茉由, ⻘木大輝, 二之湯開登, 幸村孝由, 内田悠介(東理大), 米山友景(中央大), 井上峻, 内田裕之(京都大), 岳本廉央, 松島司, 倉嶋順, 市川雄大, 中野瑛子, 浦瀬怜香, 鈴木寛大, 森浩二(宮崎大), 中嶋大(関東学院大), ⻘木悠馬, 信川久実子(近畿大), 信川正順(奈良教育大), 野田博文(東北大学), 島耕平, 松本浩典(大阪大), 内山秀樹(静岡大), 村上弘志(東北学院大), 田中孝明(甲南大), 冨田洋(ISAS/JAXA), 林多佳由, 岡島崇(NASA’s GSFC)

銀河団や超新星残骸のような広がりを持つ天体は、時間変動やバックグラウンドの状況を考慮すると、天体全体を一度に観測することが望ましい。さらに突発的に出現する新天体を捉えるためにも、広い視野を持つ検出器が求められる。これらの天体の明るさを正しく見積もることができれば、その放射機構を明らかにする手がかりとなるため、広視野かつ高精度な観測が不可欠である。
2023年9月7日に打ち上げられたX線分光撮像衛星XRISMに搭載された軟X線撮像装置Xtendは、38.5’×38.5’というX線天文衛星の中で過去最大の広視野を持つ。そのため、広がった天体の観測を一度に行うことが可能である。Xtendは4枚の裏面照射型CCDを2×2に並べた軟X線撮像装置SXIとX線望遠鏡XMAから構成される、0.4-13.0 keVの広いエネルギー帯域で高い検出効率を有している。
Xtendは４枚のCCDから構成されるため、広い視野を持つことから望遠鏡の光軸から外れた領域で天体信号を検出することが可能である。大きく光軸から外れた領域では望遠鏡の有効面積が小さくなる。天体の情報を正しく引き出すために有効面積がCCD上で正しく評価されていることが重要である。
そこで、本研究では銀河団Abell 2029の光軸上および光軸以外で取得した4観測分のデータを用いて、それらのフラックスから異なる４つの領域の有効面積の違いを評価した。その結果、各観測でのフラックスの中心値はon-axisから5％の範囲で一致していることが確認された。本発表ではこの有効面積の評価について、その手法と結果の詳細を報告する。

講演IK-22: モンテカルロ数値計算を用いたXRISM衛星の観測中に起きた太陽フレアによるXtendへの影響の定量的研究

講演者名: 土橋 祐太、所属: 埼玉大学、学年: M1
共著者名:

X線観測において，観測天体からの弱い信号を正確に抽出するためには，観測データに含まれるバックグラウンド成分の正確な推定と除去が不可欠である．観測されるバックグラウンドには，宇宙からの広がった CXB（Cosmic X-ray Background）の混入成分と，陽子や電子などの X 線でない成分の寄与 NXB（Non X-ray background）がある．本研究では，光子や陽子などの粒子と衛星構体や検出器の物質との相互作用をシミュレートするためのツールキットである Geant4 を用いて，2023年9月に打ち上げられたX線天文衛星 XRISM（X 線撮像分光衛星：X-Ray Imaging and Spectroscopy Mission）に搭載されたXtend検出器で検出されたバックグラウンドスペクトルの再現を行う．XtendはX線望遠鏡（XMA）とX線CCDカメラ（SXI）から構成される検出器で，38.5′ × 38.5′ という広い視野と0.4 − 13 keVのX線領域での中程度のエネルギー分解能（Δ𝐸 ≃ 180 eV FWHM@6 keV，打上げ初期値）という性能を有する．着目したバックグラウンドスペクトルは，2024年5月11日から12日にかけて発生したX5.8クラス太陽フレアと同期して，連続X線成分の増光や衛星構体などによる散乱されたイベントが見られる（Kobayashi et al. in prep.）．モンテカルロ数値計算では，フレア期の太陽X線スペクトル及びXRISM衛星の検出器と観測条件を再現した入射条件を設定し検出器での応答を再現することを目標としており，着目したバックグラウンドスペクトルの定量的な評価を行い，XRISM 衛星のNXBモデル構築に向けた基礎的知見を得ることを最終的な目的とする．現在までに，本研究の初期段階として単純化した望遠鏡と検出器に対して単色X線やべき乗分布のX線を入射し計算を行った．その結果，光電吸収などのピークや，検出器成分の特性 X 線と考えられるピークを確認した．今後，より詳細なモデルでの計算を行い，本講演ではその結果について議論を行う．

講演IK-23: ダイアモンド半導体を用いた放射線検出器の性能評価と放射線耐性

講演者名: 平畠 亮汰、所属: 金沢大学、学年: M1
共著者名: 米徳大輔（金沢大学）上田周太朗（金沢大学）有元誠（金沢大学）安藤慶之（金沢大学）尾澤海斗（金沢大学）

近年、太陽風などによって地球外から到来する宇宙線だけでなく、地球高層大気から地球
磁場に沿って湧き上がる宇宙線も存在することが明らかになってきた。それらが地球と宇
宙の物質循環においてどのような役割を果たすのかは十分に解明されていない。我々は、
この地球から湧き上がる宇宙線のエネルギーフラックスを測定し、物質循環における役割
を理解するために、2Uサイズの小型衛星への搭載を目指してダイアモンド半導体による放
射線検出器の開発を進めている。ダイアモンド半導体は、高バンドギャップと高キャリア
移動度をもち、シリコンを上回る高い半導体特性を持つ。加えて、シリコンなどの半導体
検出器は宇宙放射線を浴びることによって性能が劣化してしまうが、ダイアモンド半導体
は高い放射線耐性を持つと期待されている。我々は、ダイアモンド半導体の放射線検出器
としての性能を明らかにするため、241Amなどの放射線源からの特性X線を照射し、性能
評価実験を行っている。さらに、ダイアモンド半導体の放射線耐性を実験的に明らかにす
べく、若狭湾エネルギー研究センターにて100 MeVのプロトン照射実験を計画している。
講演ではこれらの結果を詳述する。

講演IK-24: X線天文衛星搭載用SOIピクセル検出器の放射線耐性の評価

講演者名: 藤田 紗弓、所属: 東京理科大学、学年: M2
共著者名: 藤田紗弓,志賀文哉,幸村孝由, 内田悠介(東理大) , 倉知郁生(D&S), 鶴剛, 内田裕之,松田真宗, 成田拓仁, 上林暉, 上村悠介(京大), 森浩二, 武田彩希, 鈴木寛大, 西岡祐介, 渕田悠太, 吉田大雅, 角谷昂亮, 鎌田信壱, 黒木瑛介, 齊藤悠人, 佐々木悠任, 犬童真衣人, 坂本翼(宮崎大), 信川久実子, 桒野慧, 松井怜生(近畿大), 萩野浩一, 松橋裕洋, 佐藤璃輝(東大), 深沢泰司, 須田祐介, 橋爪大樹(広島大), 田中孝明(甲南大), 上ノ町水紀(東科学大), 新井康夫(KEK)

我々は、次世代X線天文衛星への搭載を目指して、X線SOI検出器XRPIXの開発を進めている。XRPIXはSOI技術を用い、センサー層、絶縁層、CMOS回路層が一体となった構造を持つデバイスである。300µmの厚い空乏層により約1keV〜20keVの広いエネルギー帯域をカバーし、各ピクセルに搭載したトリガー機能によりX線が到来したピクセルのみを読み出すことで、数10µsの高時間分解能を実現している。
宇宙空間で半導体検出器を用いる場合、宇宙線や天体からのX線によりTotal Ionizing Dose(TID)効果と呼ばれる放射線損傷が発生する。TID効果では、放射線が絶縁層に入射した際に界面付近に正電荷が蓄積され、センサー層との界面に界面準位が形成される。その結果、界面で電荷が生成・再結合されてセンサー層で生じた電荷の回収が不完全になるほか、X線が入射していないタイミングで信号が発生するなどノイズ源となる。
XRPIXではこれまで放射線損傷への対策として、界面付近にドープしたP型半導体の正孔とノイズ電荷を再結合させる構造により読み出し電極への電荷の到達を抑えていた。しかし、依然としてX線の入射に関わらず流れる電流（暗電流）が十分に抑制できていなかった。これまでの研究により、その原因はTID効果による蓄積正電荷がP型半導体の正孔と反発し界面付近を空乏化させることで、界面準位にトラップされていた電荷が再結合せずに電極へ到達し、暗電流を増加させていることがわかった。
そこで本研究ではP型半導体の不純物濃度を高める新構造を提案した。まずTCADシミュレーションにより、不純物濃度を高めることで界面付近の空乏化が防げるか、暗電流の増加が抑制されるかを検証した。さらに、アバランシェ降伏、容量増加、リーク電流増加といった懸念点についてもシミュレーションで評価を行い、いずれも問題がないことを確認した。その後従来構造と新構造のイメージセンサー双方にX線照射実験を実施し、暗電流増加を抑制できているか実証を行った。本講演では、その詳細を報告する。

講演IK-25: X線天文用SOIピクセル検出器における電荷損失の原因検討

講演者名: 志賀 文哉、所属: 東京理科大学、学年: M2
共著者名: 藤田紗弓, 土居俊輝, 幸村孝由, 内田悠介(東理大), 鶴剛, 内田裕之, 松田真宗, 成田拓仁, 上林暉, 上村悠介(京大), 森浩二, 武田彩希, 鈴木寛大, 西岡祐介, 渕田悠太, 吉田大雅, 角谷昂亮, 鎌田信壱, 黒木瑛介, 齊藤悠人, 佐々木悠任, 犬童真衣人, 坂本翼(宮崎大), 信川久実子, 桒野慧, 松井怜生(近畿大), 萩野浩一, 松橋裕洋, 佐藤璃輝(東大), 深沢泰司, 須田祐介, 橋爪大樹(広島大), 田中孝明(甲南大), 上ノ町水紀(東科学大), 新井康夫(KEK), 倉知郁生(D&S)

ブラックホールをはじめとする高エネルギー天体の観測には、X線の広帯域観測（1-80keV）が求められるが、現在のX線天文衛星において6keV以上のエネルギー帯域では、非X線バックグラウンド（NXB）の寄与が大きく、感度向上の妨げとなっている。NXBの低減には、アクティブシールドを用いた反同時計数法が有効だが、そのためには10 µ秒以下の高い時間分解能を持つ検出器が必要である。これまでX線天文学の観測分野で広く使われているCCDの時間分解能は数秒と遅く、反同時計数法によるNXBの低減は実現していない。
そこで我々は、10 µ秒以下の高時間分解能を実現するために、X線SOIピクセル検出器XRPIXの開発を進めている。XRPIXは、SOI技術でSiのセンサー層、SiO2の絶縁層、CMOS回路層を一体化した構造を有する。その最大の特長は、各ピクセルに搭載されたトリガー機能により、X線の到来と同時にそのピクセルを読み出す「イベント駆動読み出し」が可能で、10 µ秒以下の時間分解能を実現できる点である。
最新のピクセル構造のXRPIXは、従来型と比較して暗電流の低減、ピクセル内の検出効率のばらつきの改善、電荷収集効率の向上が達成され、エネルギー分解能が向上している。一方で、X線の反応位置によって、スペクトルのピーク位置が変化するという課題がある。これは、センサー内で生じた電荷の一部が失われていることを示唆している。
本研究では、この電荷損失の原因を明らかにするため、X線によって生成された電荷が電極に到達するまでの時間を計算し、電子の寿命による影響を見積もった。その結果、寿命は電荷損失に対して大きく寄与しないことがわかった。また、電荷損失の入射エネルギー依存性を調べる実験を実施した。本講演ではこれらの結果の詳細を報告する。

講演IK-26: HiZ-GUNDAM搭載X線検出器に対する宇宙線バックグラウンドのシミュレーションによる評価

講演者名: 久津見 聖音、所属: 金沢大学、学年: M1
共著者名: 米德 大輔(金沢大学),有本 誠(金沢大学),澤野 達也(金沢大学),杉崎 睦(金沢大学)

ガンマ線バースト(Gamma Ray Burst: GRB)は、10^52 erg程度のエネルギーを数秒から数分間の間に放出する宇宙で最も明るい爆発現象である。
HiZ-GUNDAMプロジェクトは、GRBを明るい光源として利用することで、(1)初期宇宙の物理環境を探査することや、(2)重力波源からの短時間GRBを用いてブラックホールの形成過程を研究する将来衛星計画である。
HiZ-GUNDAM衛星の広視野X線検出器はLobster Eye Optics (LEO)でX線を集光し、pnCCDイメージセンサー撮像することでGRBを検出する。
HiZ-GUNDAM衛星が投入される予定の衛星軌道上には、地磁気で捕らえられた電子や陽子が存在する。これらの荷電粒子が制動放射などの相互作用によりX線を放出しセンサーに入射する。また、荷電粒子は直接センサーに入射しX線と見分けがつかないシグナルを発生させる。このような過程で発生するバックグラウンドが、HiZ-GUNDAM衛星の観測エネルギー範囲(0.4-4 keV)においてどのような影響を与えるのかや、それを軽減するための方策は重要な検討課題である。
そこで、粒子が検出器内でどのように振る舞うか追跡できるGeant4というシミュレータを用いて、検出器の側面から荷電粒子が入射した場合、入射した荷電粒子やその2次粒子のうち、センサーに入射したもののエネルギー分布やその発生過程、並びに検出器のバックグラウンドとなりやすい荷電粒子のエネルギーを調査した。これらの調査により、バックグラウンド源となる粒子を特定し、それらの粒子を除去するために適切な検出器筐体の材質と厚みの検討を行った。本講演では、バックグラウンド源となる粒子の調査の結果と検出器筐体の材質と厚みの検討の内容について紹介する。

講演IK-27: ガンマ線バースト観測による初期宇宙解明を目指すHiZ-GUNDAM衛星搭載の近赤外線望遠鏡の開発

講演者名: 影山 璃音、所属: 東京都市大学、学年: M2
共著者名: 津村耕司, 宮坂明宏(東京都市大), 松原英雄, 土居明広, 篠崎慶亮(JAXA), 米徳大輔(金沢 大), 他HiZ-GUNDAM チーム

2030年代に打ち上げが予定されている天文衛星HiZ-GUNDAMはガンマ線バースト（GRB）の検出と即時追観測を目指している。GRBは宇宙で一番明るい爆発現象であり、遠方で発生しても検出できるため、初期宇宙での星形成や宇宙環境を解明する手段として重要である。特に遠方のGRBほど赤方偏移で赤くなるため、初期宇宙探査には近赤外線波長帯での観測が不可欠である。また、重力波と同期した中性子星連星合体によるGRBの観測はブラックホール形成や重元素起源に迫る極限宇宙環境の探査にも繋がり、マルチメッセンジャー天文学の推進も期待されている。従来のGRB観測衛星は発見したGRBの位置のみを地上に通知しているため追観測の成功率が低く、遠方で発生した重要なGRBが数多く見逃されてきた。HiZ-GUNDAMではGRB観測衛星で初めて近赤外線望遠鏡も搭載することで、発見した全てのGRBを減光前に即時に追観測し、赤方偏移の情報も含めて地上に通知することで遠方GRBを選択的に追観測できる。このような高感度な近赤外線観測の実現にはHiZ-GUNDAM衛星に搭載する近赤外線望遠鏡の冷却が必須だが、従来は熱源となるX線モニターとの同梱は難しく、近赤外線望遠鏡の搭載は実現していない。現在までに要求温度を満たす熱・光学モデルが製作されていたが、姿勢変更により望遠鏡に温度勾配が生じ、熱変形のため光学性能が劣化する懸念があった。そこで、望遠鏡の熱変形に伴う微小変形に対してより強い光学設計に変更された。本研究では、新しい光学設計を取り込むように熱モデルを改良し、熱解析を行った。姿勢変更による望遠鏡の温度勾配を計算し、その熱変形量から光学性能の劣化を評価した。本発表では、これらを含めたHiZ-GUNDAM 衛星開発の熱解析の現状について報告する。

講演IK-28: 気球搭載MeVガンマ線望遠鏡の1 MeV以上における高感度化

講演者名: 奥村 紗那、所属: 京都大学、学年: M1
共著者名:

MeVガンマ線を検出するための電子飛跡検出型コンプトンカメラ(ETCC)はガス飛跡検出器(TPC)とシンチレーション検出器で構成されている。TPC内でコンプトン散乱が起きた時、電子がTPCの中で完全に吸収されシンチレータにはガンマ線のみが到達する場合(低エネルギー事象)と、電子がTPC内で完全には吸収されずシンチレータに電子とガンマ線の2つが到達する場合(高エネルギー事象)がある。従来は低エネルギー事象のみを解析していたが、高エネルギーに拡張するため、電子とガンマ線の両方がシンチレータに入射する事象を解析する必要がある。1 MeV以上3 MeV以下において、SMILE-2+実験で使用されたETCC検出器を用いた高エネルギー事象の解析は、シミュレーションと実験室データの比較はよく一致しており、低エネルギー事象のみで行った解析と比べて、角度分解能と有効面積の向上が確認されている。
対生成は10 MeV以下では基本的にコンプトン散乱より角度分解能が悪いため、SMILE-2+のETCCではコンプトン散乱のみに着目していた。しかし、実際の気球実験のデータを検証すると、より高いエネルギーのガンマ線が起こす対生成が雑音事象になっていることが分かった。そのため、対生成とコンプトン散乱を判別する必要がある。さらに、これができれば、コンプトン散乱の解析がより高エネルギーに拡張されるだけでなく、対生成事象も解析に利用できるようになる。
電子飛跡を画像に再構成し画像分析をすることで、対生成とコンプトン散乱の見分けをすることを目的に、自然科学研究機構分子科学研究所極端紫外光研究施設のUVSORを用いた実験を行う。
本講演ではUVSORでの実験の概要とその結果を報告する。

講演IK-29: SMILE-3搭載反同時計数検出器の読み出し回路開発

講演者名: 岡本 奏歩、所属: 金沢大学、学年: M1
共著者名: 澤野達哉, 宗像勇輔(金沢大), 高田淳史, 阿部光, 出口颯馬, 佐藤太陽, 奥村紗那 , 小野田晴樹 (京大理), 中森健之 , 八重樫大 ,飯山陽輝 , 鈴木舜 (山形大理), 岡知彦, 森正樹(立命館大), 櫛田淳子(東海大), 黒澤俊介(東北大), 濱口健二(UMBC), 身内賢太朗(神戸大), 水村好貴(ISAS/JAXA), 谷森達(北里大)

銀河中心から観測される0.1~10 MeVのガンマ線帯域では、宇宙線由来の逆コンプトン散乱の理論モデルを超過する成分が検出されており、その起源を説明する空間分布の観測が求められている。MeVガンマ線銀河中心探査気球実験SMILE-3は、電子飛跡検出型コンプトンカメラ(ETCC)を用いて、この問題の解明を目指している。コンプトンカメラでは、散乱体でコンプトン反跳電子を検出し、吸収体で散乱ガンマ線を検出することでコンプトン散乱事象を再構成する。ETCCは電子の飛跡をとらえ光子1 個ごとに完全に運動を再構成することで、優れた撮像能力をもつ。一方、宇宙線の荷電粒子イベントが散乱体、吸収体をほぼ同時に通過して偽イベントをつくるが、気球高度では荷電粒子イベントが到来ガンマ線イベントより1 桁多く到来し、信号読み出しのデッドタイムを増加させる要因となる。そのため、荷電粒子イベントを検出し、ガンマ線信号と区別するための反同時計数検出器の開発を行う。本研究では、気球実験に搭載可能な軽量・コンパクトで1 MHzの信号処理が可能なシステムの開発を目指す。センサー部にプラスチックシンチレータとMPPC(Multi-Pixel Photon counter)を組み合わせた光電子増幅システムを用い、読み出し回路の前置増幅部に、電荷積分型前置増幅器を用いた回路と、ゲート接地増幅器を用いた回路を、SPICEシミュレーションを用いて検討し、試作品で性能を評価した。本発表では、前置増幅部の検討結果と試作品の性能評価の結果について述べる。

講演IK-30: 宇宙線と雷雲ガンマ線の時刻同期の検証に向けた測定法の開発

講演者名: 大谷 水都、所属: 京都大学、学年: M1
共著者名:

雷放電は古くから研究されている現象であるが，気球実験が明らかにした雷雲内の電場強度（~0.3 MV/m）は大気の絶縁破壊電場（2-3 MV/m）よりも小さく，なぜ雷放電が起きるのかは未だ解明されていない．近年，雷放電からの地球ガンマ線フラッシュや，雷雲に伴って放出される雷雲ガンマ線などの観測例が多く報告され，雷放電と高エネルギー物理学現象の間に密接な関わりがあることが分かってきている．雷雲ガンマ線の発生源は，雷雲内の電場により加速された相対論的電子による制動放射であると考えられているが，雷雲内の電場強度は，ほとんどの電子を相対論的に加速するのに十分な大きさではない．一方で，~0.1 MeVを超える電子に対しては大気のエネルギー損失を雷雲内の電場強度が上回り，電子を相対論的な速度まで加速し得る．このような種電子の供給源の有力な候補として宇宙線空気シャワーが考えられているが，未だ観測による裏付けはなされていない．そこで，我々は雷雲ガンマ線と空気シャワーの同時観測を計画している．
現在，我々は雷雲プロジェクトとして，冬の金沢でCompact Gamma-ray Monitor （コガモ)を多地点展開し，雷雲ガンマ線の多地点観測を行っている．コガモは，CsI(Tl)シンチレータやGPSを組み合わせてガンマ線のエネルギースペクトルや到来時間などの情報を取得できる測定器である．しかし，コガモは１チャンネルの測定器であるため，ミューオンとガンマ線の弁別を行うことはできない．そこで，月の水資源探査などを目的とするMoMoTarO計画で開発された，多チャンネル読み出し回路を雷雲ガンマ線観測に導入することを検討している．この回路を用いると積層したシンチレータによるミューオンとガンマ線の弁別が可能となる．さらに，高い時間分解能での測定が可能となるため，複数の検出器のコインシデンスによる宇宙線空気シャワーの特定も可能となる．
本発表では，雷雲プロジェクトの現状と検出器のコインシデンス測定法の開発について紹介する．

講演IK-31: 多重解像度解析を用いることによるガンマ線識別精度の検証

講演者名: 永田 柊弥、所属: 東京大学、学年: M1
共著者名:

高エネルギーのガンマ線やハドロンが地球に飛来すると、それらが大気と反応することで連鎖的に多数の二次粒子が発生し空気シャワーが形成される。そしてそれら二次粒子の中でも荷電粒子の運動によって大気チェレンコフ光が生じる。Cherenkov Telescope Array Observatory(CTAO)計画は、ガンマ線由来のチェレンコフ光を観測することで、大気チェレンコフ光の発生元となったガンマ線を間接的に検出し、宇宙の高エネルギー現象について研究する計画である。この観測ではガンマ線由来のチェレンコフ光の他にハドロン由来のチェレンコフ光も観測されてしまう。撮影された画像がガンマ線由来のチェレンコフ光なのか、ハドロン由来のチェレンコフ光なのかを識別するために現在用いられている一般的な方法は、得られた画像からHillasパラメータと呼ばれる幾つかの特徴量を抽出するというものである。この方法は広く成功を収めているものの、シャワーの構造や時間発展が十分に反映されておらず、未だガンマ線の識別が不十分な場合がある。そこで、Hillasパラメータを用いた解析を補完し得る解析手法として、画像内の細部構造を定量化することでシャワーの構造や時間発展まで加味できるものである多重解像度解析を利用した解析を試みた。本講演では、大気チェレンコフ光の観測原理及び方法を紹介すると共に、多重解像度解析を用いることによってガンマ線識別の精度が向上するのかを検証した結果について報告する。

講演IK-32: Lunar-RICheS高エネルギー計測部の概念検証に向けた両面シリコンストリップ検出器の組み合わせ試験に向けた読み出し用特定集積回路の常温における性能評価

講演者名: 渡邉 雄気、所属: 東京理科大学、学年: M1
共著者名: 佐藤 丞,　内田 悠介,　幸村 孝由(東京理科大学),　玉川 徹,　中村 吏一朗,　大田 尚享,　岩田 智子　(理化学研究所),　永松　愛子　(JAXA)

アルテミス計画は国際協力の下、地球磁気圏外での有人活動を推進している。しかし地磁気圏外での一次宇宙線実測データは限られるため、JAXA、理化学研究所、東京理科大学はエネルギースペクトロメータLunar-RICheSを開発している。検出器の大きさを可搬できる大きさにし、消費電力の低い検出器での構成を目指している。
Lunar-RICheSは低エネルギー部と高エネルギー部の2ユニットを単一システムで備え、これまで別々の機器で計測される15 MeV～2 GeVという広帯域を、初めて単独機器として被ばく線量評価を行うことを目指す。高エネルギー部に搭載されるチェレンコフ検出器では、チェレンコフ光が検出器内に収まることが重要である。そこでストリップ幅が250um幅の両面ストリップ検出器(DSSD; 3.2 x 3.2 cm2)を２枚積層して入射粒子の到来方向の決定を目指している。
高エネルギー部の概念検証を目指した常温下でのDSSDとチェレンコフ検出器の組み合わせ試験に向けて、常温下でDSSDの動作試験とミューオンの到来方向の決定精度を検証した。DSSDは両面128×128 stripが交差しており、ストリップの情報を一面当たり2つの特定集積回路(ASIC)で読み出すことで、エネルギー位置から到来方向を決定する。そのためノイズにより誤ったストリップにヒット判定がされると正確な粒子の到来方向を求められない。本試験では実際の動作環境を模擬して常温での動作を目指す為、ASICパラメータの最適化により暗電流や熱によるノイズの影響を抑制する必要がある。そこで-20℃で調整されたASICの時定数などのパラメータを常温下で調整し、ノイズレートを1000cpsから1cpsまで削減した。これより常温下で-20℃と同様の検出位置の読み出しを実現し、測定されたミューオンの到来方向分布が理論通りであることを確認した。
本講演では、以上の研究成果について報告する。

講演IK-33: Lunar-RICheS高エネルギーユニットの宇宙線同時計測による同一粒子識別性能の検証

講演者名: 佐藤 丞、所属: 東京理科大学、学年: M2
共著者名: 渡邉 雄気(東京理科大学), 幸村 孝由(東京理科大学), 内田 悠介(東京理科大学) , 永松 愛子(JAXA), 玉川 徹(東京理科大学,理化学研究所), 中村 吏一朗(理化学研究所), 内山 慶祐(東京理科大学), 大田 尚享(東京理科大学), 武田 朋志(東京理科大学), 高橋 忠幸(東京大学カブリ IPMU), 武田 伸一郎(東京大学カブリ IPMU), 藤井 雅之(ファムサイエンス), 萩野 浩一(東京大学), 長澤 俊作(SSL/UC Berkeley)

現在、アメリカや日本をはじめとする国際協力のもと、月探査プログラム「アルテミス計画」が推進されており、月周回軌道上の国際宇宙ステーションの建設や月面での有人活動が計画されている。これらの活動の実現には、宇宙飛行士が受ける宇宙放射線の被ばく線量を正確に評価・管理することが極めて重要である。しかしながらこれまでの宇宙放射線計測において、地磁気圏外、特に月周辺における実測データは限られており、今後の有人月探査の安全性確保において非常に重要な課題となっている。
このような背景のもと、JAXA、理化学研究所、東京理科大学は、月周辺での宇宙飛行士の被ばく線量評価を目的としたエネルギースペクトロメータ「Lunar-RICheS」の共同開発を進めている。Lunar-RICheSは、低エネルギー帯域と高エネルギー帯域をそれぞれカバーする2ユニット構成を採用し、15 MeV–2 GeVという広範なエネルギー帯域の計測を可能にする。これは宇宙飛行士の被ばく評価に必要な一次宇宙線（主に陽子）のエネルギースペクトルをたった一台の検出器で行うための革新的な構成である。また、各ユニットの前段に両面ストリップ型シリコン検出器（DSSD）を2枚積層し、ヒット位置情報から入射粒子の検出器内部での飛跡を求めることで、エネルギーを損失なく計測可能か判断するシステム構成としている。
本研究では、2枚のDSSDとチェレンコフ検出器で構成される高エネルギーユニットのシステム設計が、同一粒子イベントを両検出器で捉えられるかを検証するため、両検出器を鉛直方向に配置し、宇宙線ミューオンを用いた同時計測試験を実施した。同時計測イベントの検出率は幾何学的な見積もりとオーダーで一致しており、771 ± 28 eventsを観測し、同一粒子のイベントを約79％捉えていることを確認した。本講演では宇宙線ミューオンを用いた試験の概要と、同時計測イベントの評価結果について報告する。

講演IK-34: 月面上でのデカメートル波観測のスペクトルに影響を及ぼす前景放射とビームの解析

講演者名: 羽田 弘臣、所属: 総合研究大学院大学、学年: M1
共著者名: 山崎 康正(国立天文台)、松本健(大阪公立大学)

宇宙には、星や銀河がまだ存在しなかった「宇宙の暗黒時代」と呼ばれる時期があった。この時代の観測から得られる知見は、暗黒時代の物理現象の理解や宇宙論の検証などの大きなインパクトをもたらすと考えられている。しかし、この時代からのシグナルは50MHz以下と低周波なため、人工の電波障害や地球の電離層などにより地上からの観測は困難を極める。そこで、月面で観測をしようというTSUKUYOMI計画が構想されている (Iguchi et al. 2014, SPIE)。
暗黒時代を観測するにあたって、重要になってくるのが中性水素21cm線によるグローバルシグナルだ。これは暗黒時代に宇宙空間を満たしていた中性水素ガスの超微細構造によるもので、星形成や宇宙再電離などの影響を受けないため、純粋に宇宙論のみで理論値が与えられるため注目を集めている。具体的には、約1~50MHzの周波数で宇宙マイクロ波背景放射に対して、最大40mK程度(@約15MHz)の吸収が見られることが予想されている。もし理論予言と異なるシグナルが観測されれば、それは「標準宇宙論の破れ」の証拠となる。
実際に観測すると、中性水素21cm線グローバルシグナルだけでなく、天の川銀河や他の電波銀河などによる前景放射や宇宙マイクロ波背景放射なども観測スペクトルに寄与してくる。グローバルシグナルを得るためにはこれらのノイズを除去する必要があるが、50MHz以下の低周波数帯での観測例が少ないため、どのようにスペクトルに影響してくるのか未だに知られていない。そこで本研究では、低周波帯に現れる天の川銀河の前景放射による観測スペクトルへの影響を検討した。またその前景放射が、アンテナの設置場所に関してどのような依存性を持つのかについても議論した。

講演IK-35: 宇宙観測技術を応用した放射線イメージング用平行孔コリメータ評価手法の構築

講演者名: 山根 まりあ、所属: 東京理科大学、学年: M1
共著者名: 幸村孝由（東京理科大学）、内田悠介（東京理科大学）、落合淳志（東京理科大学・生命医科学研究所）、高橋忠幸（東京大学・Kavli IPMU）、武田伸一郎（福島国際研究教育機構）、桂川美穂（京都大学）、Hugo Allaire（東京大学・Kavli IPMU）、古川湧基（東京理科大学）

宇宙観測や医療分野において、微弱なX線・γ線を高感度かつ高分解能で検出する放射線イメージング技術への要求が高まっている。例えば、超新星残骸のような広がった放射線源の観測では視野外からの混入を抑えつつ高感度な検出が求められる。このような用途では小型で入射方向を制御できる高密度物質製コリメータが求められる。
近年、金属3Dプリンタ技術の進展により、鉛より高密度・高吸収能を持つタングステンを用いた精密構造体の成形が可能となった。タングステン製コリメータは高エネルギー放射線の漏洩を抑えられる一方、孔径を細くすると空間分解能は向上するが感度は低下するトレードオフがある。このため、孔径や厚さの最適化が極めて重要である。従来の解析的設計手法では、点線源や一次透過のみを仮定した理想モデルに基づく評価が多く、物質との複雑な相互作用(散乱や二次放射など)を十分に反映していない場合が多い。
本研究では3Dプリンタで作製した孔径0.8 mm・厚さ0.1 mm・高さ10 mmのタングステン製平行孔コリメータの透過率を評価した。初期試作のため、形状精度や構造特性が設計通りか保証されておらず、詳細な性能評価が必要であった。Geant4による詳細な幾何モデルに基づき、散乱・吸収・二次放射を考慮した放射線輸送シミュレーションフレームワークを構築した。その際、設計パラメータに応じてマスモデルを自動生成できるコードを開発し、多様な条件での検討を可能にした。さらに、空間分解能55 µmのTimepix検出器を用いて撮像実験を行い、得られたデータとシミュレーション結果を比較した。その結果、従来の簡易モデルでは再現が困難だった実験結果を良好に再現でき、本手法の有効性が示された。取得画像にフーリエ解析を適用した結果、14 keVにおける空間分解能と検出効率はそれぞれ4.31 mm、3.48×10^-4と評価された。
本発表では、医療および宇宙観測の両分野への応用が期待される、高性能コリメータの定量的評価手法の構築とその有効性について報告する。

ポスター講演