天文学をサポートする情報新技術：2.観測を支える新技術：2.すばる望遠鏡の制御技術

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(1) 2. 観測を支える新技術 2. すばる望遠鏡の制御技術 2. 観測を支える新技術. 2. すばる望遠鏡の制御技術伊藤昇三菱電機（株） [email protected]. 1）. ■ すばる望遠鏡の概要 ■. の単位で精度良く，しかも再現性良く制御する必要がある．. ハワイには，富士山よりも標高が高い 4,205m のマウ. 以下，本稿では，すばる望遠鏡の持つ主たる制御技. ナケア山がそびえ立つ．その山頂には世界各国の最先端. 術について，設計段階の目標と実際の性能について解説. の天文学研究施設が建設されており，その一角にすばる. する．. 望遠鏡がある．すばる望遠鏡は，文部科学省国立天文台が建設し，運用している有効口径 8.2m の光学赤外線望遠鏡である．その口径は，一枚鏡としては世界最大で. ■ 設計目標性能と制御系の構成 ■. あり，現在定常運用されている望遠鏡の中でも有効口径. ★設計目標性能. 10m の Keck 望遠鏡 2 台に次ぐ大きさである．すばる望. すばる望遠鏡の設計目標性能を次に示す．. 遠鏡は，1998 年のクリスマスイブにファーストライトを迎え，2000 年 12 月より，世界各国の天文学研究者向. 総合分解能：0.23 秒角（大気のゆらぎは含まない）. けに共同利用装置として一般公開されている．. 指向精度：1 秒角. すばる望遠鏡はこれまでにいくつもの素晴らしい天文. 追尾精度：0.07 秒角（大気のゆらぎは含まない）. 学的な成果を生みだしてきた．最近の主なものでは，最. 駆動速度：毎秒 0.5 度. も遠い銀河の発見が挙げられる．天文学の最たるテーマの 1 つに「宇宙の起源」がある．最古の宇宙の姿を知る. 総合分解能とは解像度のことで，分解能 0.23 秒角とは. ためには遠くの宇宙を観て，そこで何が起きているのか. 0.23 秒角（1 秒は 1 度の 1/3600）離れた星を識別できると. を知る必要がある．すばる望遠鏡は，その優れた結像性. いうことである．この高い解像度を達成するためには主. 能と他の大望遠鏡にはない主焦点の広視野カメラを駆使. 鏡の形状を数 10nm のオーダで理想の形状に保ち，天空. し，最も遠い銀河の発見・研究で最先端の道を走っている．. を動いていく星を 100 分の数秒のオーダで望遠鏡が追尾. こうした最先端の研究を可能にしているのは，新しい. できることが必要である．指向精度とは，目標の星に望. 計測および制御技術を開発し，実際に応用利用している. 遠鏡を向けることができる精度を表す．いったん，星を. ためである．その中でも以下の 2 つの計測技術が特記す. 捕捉した後は，目標の星は視野上静止していることが要. るに値する．. 求される．追尾精度とは視野上の捕捉後の星の静止精度. （1）すばるの主鏡は厚さがたったの 20cm しかない．とはいえ，重さ 23 トンにも達する主鏡を表面精度約 50nm 以下の誤差でどんな姿勢に対しても維持する必. を表す．高い追尾精度を達成するためには高精度で，また風外乱などに対して抑圧度が高い制御系が要求される． 2）. 要がある．このため，すばる望遠鏡では「能動光学方. ★制御系の構成. 式」による制御を導入し，261 本の「アクチュエータ」. 望遠鏡構造と駆動方式を図 -1 に示す．望遠鏡構造は. というロボットの指が 0.1 秒ごとにコンピュータ制御. 総重量 550 トンの精密な構造物である．また，望遠鏡構. されることで目標を達成している．. 造のうち鏡筒は高度軸まわりに回転でき，鏡筒と架台は. （2）重さ 550 トンに達する望遠鏡を，天文学の観測天体. 方位軸まわりに回転できる構造となっており全天の星を. である星や太陽系内の惑星や彗星などの動きに合わせ. 指向追尾させることができる．. て制御するためには，望遠鏡の機械部分で 1 ミクロン. 従来の望遠鏡ではモータと歯車減速機からなる駆動機 IPSJ Magazine Vol.45 No.12 Dec. 2004. ※タイトル写真は国立天文台提供. 1245.

(2) 天文学. 特集 . をサポートする情報新技術 . 図 -1 望遠鏡の構造と駆動方式. 構が用いられていたが，歯車減速機のフリクション変動. 算出する部分と，鏡面測定装置からの形状誤差を補正す. がサーボ系への外乱トルクとなり，すばるの場合は無視. る力を求める部分と，各支持点ごとにローカルに支持力. できない追尾誤差が生じる．この影響をなくすためにダ. を力指令に追随させる部分とからなる．. イレクトドライブ方式が採用された．その構造は片側に. 鏡面形状制御のように弾性体の形状を制御する場合は，. 磁石を円弧状に並べ片側にコイルを並べる同期式リニア. 実際に発生する変形は低次のモードが支配的である，形. モータとなっている．. 状の表現を簡単にできるなどの観点から，変形形状を鏡. また軸受けについてもフリクション変動を押さえるた. の固有モードで展開して取り扱う方法を採用している．. めに静圧軸受が用いられた．そのため，総重量 550 トン. また，測定された鏡面変形から低次のモードだけ取り出. の構造物を人の指で動かせるほどフリクションが小さい. す（モードフィルタをかける）ことにより測定ノイズな. 望遠鏡構造が実現されている．. どにより不必要に大きな力をアクチュエータに出すこと. 望遠鏡全体の制御系を図 -2 に示す．観測する星の光. を防げている．. は主鏡，副鏡で反射され，観測装置に一点に集められる．. 力アクチュエータの方式には，ボールスクリューと. 観測する星とは別の星が参照星として用いられ，この光. モータでばねを圧縮させて，その力を力センサで検出し. が鏡面測定装置と天体追尾装置に導かれる．鏡面測定装. フィードバックする方式が用いられている．力センサに. 置からは鏡面形状誤差が主鏡能動支持制御装置にフィー. は，音さに張力が加わると固有振動数が変化することを. ドバックされ，主鏡変形を補正するための支持力が力ア. 応用した音さ式を用い高精度（∼ 10 ）を得ている．. クチュエータに出力される．天体追尾装置からは追尾誤. 鏡面形状測定方法として，シャックハルトマン方式が. 差信号が得られ，エンコーダ出力とともに架台駆動制御. 用いられている．構造は図 -3 に示すように主鏡からの. 装置にフィードバックされ鏡筒の向きを補正するための. 光を平行光にしたあとマイクロレンズを通して多数の点. トルクがモータに出力される．計算機は全体の統合，運. に集光するというものである．鏡面が正しい形状であれ. 用管理などを行う．. ば集光した点は正しく格子状に並ぶが，鏡面が変形する. 主鏡形状制御系のブロック図を図 -3 に示す．構成は. と集光した点の位置がずれる．このズレから鏡面変形を. 高度角θ EL（鏡の姿勢）を用いて鏡の自重分の支持力を. 求めることができる．この方式は 1 分間程度の時間をか. 1246. 45 巻 12 号情報処理 2004 年 12 月. -5. 3）.

(3) 2. 観測を支える新技術 2. すばる望遠鏡の制御技術. 図 -2 望遠鏡制御系. 図 -3 主鏡形状制御系 IPSJ Magazine Vol.45 No.12 Dec. 2004. 1247.

(4) 天文学. 特集 . をサポートする情報新技術 . 図 -4 総合分解能. 図 -5 追尾精度. けて測定することにより大気のゆらぎの影響を抑えるこ. ■ 今後の展開 ■. とができ，0.02 秒角程度の鏡面の傾きまで検出が可能で. . ある．. 日本の光学赤外線天文学は，1960 年に岡山天体物理 4）. . ■ 星の光を用いた性能評価 ■. 総合分解能を評価した結果を図 -4 に示す．これは星. 観測所の 188cm 望遠鏡の完成から，1998 年の 8.2m すばる望遠鏡の完成までの 30 年間で大きくジャンプアップした．この間に，世界各国は 3 ∼ 4m クラスの望遠鏡を製作し，天文学的だけでなく，望遠鏡技術の面でも重要. の強度を赤外線カメラ（CISCO）で測定したものである．. な成果を挙げてきた．日本が 3 ∼ 4m クラスの望遠鏡の. 中心波長は 2.04 ミクロンで，露出時間は 10 秒間である．. 経験がないにもかかわらず，最高性能の 8.2m 望遠鏡を. FWHM（Full Width Half Maximum）は，解像度を表す. 完成することができたのは，日本の天文学者と民間の技. 1 つの指標で星の強度の最大点（Maximum）の半分. 術者がすばるという 1 つの目標に向けて新しい技術を開. （Half）の地点での幅（Full Width）を表す．FWHM で 0.2. 発してきたからと考えられる．. 秒の解像度が得られている．. こうしたすばる望遠鏡に応用している技術を発展させ，. 追尾精度を評価した結果を図 -5 に示す．参照星（ガイ. 次世代の 30m 以上の超大型望遠鏡の設計・製作にも役. ド星）の等級（Magnitude）を横軸にして追尾精度を表. 立てたいと考えている．. したものである．18 等級から 19 等級という暗い星をガイド星として使用すると追尾誤差を得るために必要な露光時間は 1 ∼ 4 秒程度（cf. 12 等では 0.1 秒程度）と長くなるにもかかわらず 0.1 秒角程度の追尾精度が得られていることが分かる．この追尾精度には星の大気のゆらぎの影響が含まれている．追尾誤差を周波数分析すると望遠鏡の固有振動数（6Hz 程度）あたりに 0.03 秒角程度のピークが若干ある．さらに追尾精度を向上させるためにこれらの影響を抑える努力がなされている．指向精度についても 1 秒角以下の精度がすばるの 4 つの全焦点で達成されている．指向精度へは望遠鏡レールのうねりの影響が大きくこの補正テーブルを高精度化し，指向精度を向上させる試みがなされている．. 1248. 45 巻 12 号情報処理 2004 年 12 月. 参考文献 1）臼田知史，神澤富雄，伊藤昇 : すばる望遠鏡の計測制御技術，計測と制御 , Vol.43, No.3（Mar. 2004）． 2）伊藤昇：大型光学赤外線望遠鏡「すばる」に活かされる機械技術，日本機械学会誌 , Vol.103, No.974（Jan. 2000）． 3）Takato, N., Usuda, T., Tanaka, W., and Subaru Telescope Group : SPIE, 4837, 675（2002）． 4）Usuda, T., Takato, T., Morino, J., Kosugi, G., Miyashita, A., Noumaru, J., Kanzawa, T., Hayashi, S.S., Letawsky, M., Yamashita, T., Itoh, N., Tanaka, W. and Subaru Telescope Group: SPIE, 4837, 831（2002）．（平成 16 年 11 月 12 日受付）.

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