)cos( L L
3.3 試験観測 試験観測 試験観測 試験観測
野辺山宇宙電波観測所へ望遠鏡を補正した後に、試験観測を進めている。現在までには、
光学ポインティングと、太陽の電波受信に成功している。光学ポインティングとは、指向 誤差の較正のために、主鏡の裏側に光学望遠鏡を搭載し、経緯台の設置誤差に起因する指 向誤差の較正を行う。60cm 望遠鏡のアンテナは Az（方位角），El（高度角）架台方式であ る。よって経緯台に起因するポインティング誤差のモデルは以下のように考えられる
（Meeks et al. 1968）。
図 3-7 1.85m 望遠鏡の制御系ブロック図。主に制御を行っている PC は図中の MAIN
CONTROL COMPUTERで、受信機LO系、アンテナ駆動系、チョッパー、副鏡等の制御を
行っている。他に光学ポインティング用のPC、端末用のPCが有り、これらがTCP/IP方式 で通信している。OSはLinuxで、主にC言語を用いてソフトウェアの開発を行っている。
図3-8 光学ポインティング測定の結果。（a）測定点座標（b）光学ポインティング残差プロ ット（c）方位角(Az)方向残差のAz依存性（d）Az方向残差の仰角（El）依存性（e）El方 向残差のAz依存性（f）El方向残差のEl依存性
図3-9 1.85m望遠鏡を用いて受信した太陽の電波。グラフの赤は受信電波が強い、青が弱 い事を示している。
dAz = A1sin( El) + A2 + A3cos(El) +
B1sin( Az)sin( El) − B2cos(Az)sin( El)
・・・（式 3-25）dEl=B1cos(Az)+B2sin(Az)+B3 ・・・（式 3-26）
A1はAz-El軸の非直交性である。A2はAz Encoderのoffsetである。A3は光学軸とEl軸の 非直交性である。B1は、天頂からのAz軸の傾き（南北方向）である。B2は、天頂からの Az軸の傾き（東西方向）である。B3は、El Encoderのoffsetである。光学ポインティング によって任意のAz，Elで∆Az，∆Elを測定し上式を使って最小二乗法により器差パラメータ ーA1〜B3を算出する。
光学ポインティングの測定結果を図3-8に示す。光学ポインティングの最終的な指向誤差 を示す残差プロットは（b）でその結果、アンテナの指向誤差は約 4.2″であった。これは アンテナのビームサイズ2.9′の1/20以下で十分に小さい値である。よってアンテナの指向 精度を、観測を行うのに十分な精度まで上げる事ができたと考えられる。
2008年3月には太陽の連続波受信に成功した（図3-9）。これは1.85m望遠鏡での200GHz 帯での初電波受信である。
3.4
まとめ まとめ まとめ まとめ
我々は口径 1.85m の電波望遠鏡の電波望遠鏡の開発を行った。この望遠鏡の開発の目的 は（1）電波望遠鏡各部開発のテストベンチ、（2）中小口径という特長を生かした分子雲の 広域サーベイ観測である。本望遠鏡の特長は、望遠鏡本体をレドームで囲う事により風、
雨等から望遠鏡本体を守れる事にある。また、より高性能、高精度の観測装置の開発のた めのテストベンチとしての使用を念頭に置いている点である。
現在までに主に以下の開発に成功した。
1．鏡面精度20µmの主鏡の開発に成功した。これは、観測波長に対して1/20という高精度
であり、効率的な観測が期待される。
2．光学ポインティングシステムの開発に成功した。システムを用いて指向精度の測定を行 った結果、4.2″角という結果であった。これは、ビームサイズ 2.9′の 1/20 以下であり観 測上十分な精度を達成する事ができた。
3．2008年3月に太陽の連続波受信に成功した。これは1.85m望遠鏡において200GHz帯で の初の電波受信で、大きな一歩となった。
現在は超伝導受信機及び、デジタル分光計の開発等を進めている。また、本格的な分光 観測の開始に向けて制御系の開発を進めている。