1．写真からCCDへ 大学院生になった1972年から理論主体の勉強を始 めたが、観測にも強い興味があり、高瀬、小平先生 にお供するかたちで岡山にお世話になり始めた。そ の後何年かは、せいぜい写真乾板の近赤外線感度を アンモニア増感法やフォーミングガス増感法で改善 する実験を手がけた程度で、基本的にユーザーとし てニュートン焦点での銀河の撮像、マルチチャンネ ル測光器でのセイファート銀河の測光、旧カセグレ ンII分光器での銀河や超新星の分光などを行い、い くつかの論文を書いた。だが正直、岡山の観測デー タから世界に互する論文を書くのは大変だと痛感さ せられた。 CCDカメラなるものの威力に感心を持ち始めた のは1970年代末であったと思う。だが、CCDの威 力を実感したのは、1983−1984年に欧州南天天文台 の3.6m望遠鏡カセグレンエシェル分光器、同デン マーク1.5m望遠鏡のCCDカメラを使った観測を行 ったときであった。岡山で写真観測やＩ.Ｉ.観測し ていたのとは、望遠鏡の性能の差もさることながら、 比べものにならない感度と精度である。彼我の差が 思っていた以上に大きいことを思い知らされた。こ れはなんとしても、日本でCCDカメラを実用化し、 普及させねばと思った。２年間の英独留学のあと84 年夏に帰国すると、田中済先生や川上肇さんたちと 国内の電機メーカー数社にフレーム転送型国産 CCDの開発を打診に回った。技術者は興味を示す が当時の国内大手は日本TI社以外はどこも儲けにな らない開発にラインを空けるゆとりがなかった。幸 い、CCDカメラ製作の科学研究費（1985−1986年 度）が採択となり、液体窒素冷却方式で自己完結型 のCCDカメラシステムを米国より購入することと し、田中済、川上肇、西村史朗、渡辺悦二、佐々木 敏由紀各氏ほか岡山総動員での立ち上げとなった。 まずは太陽クーデ室で予備確認実験を行い（図３− 58参照）、1986年２月26日に188cm望遠鏡のニュー トン焦点に初めて搭載した。ところが、CCDが読 めない。デユワーを移設した際にCCDが静電破壊 したらしい。その後３日間は快晴で折角のファース トライトを目前に起こった事故に呆然とし、東海岸 のメーカーと深夜の電話協議を繰り返したことを思 103 観測装置 写真からCCDへ、 そして 像改善への基礎開発 家 正則 国立天文台教授

い出す。静電破壊は最も気を付けねばならないこと の一つである。マニュアルには記載されていないが、 コネクターに通常ついている保護回路が無いことが 判明したが、あとの祭りであった。幸いその後、新 規素子に入れ替え、ニュートン焦点やクーデ分光器 でCCDカメラの性能が次々に実証（図３−55参照） され、共同利用に多用されるようになった。その後 も、関連の科研費をいくつか交付していただき、シ ステムの拡張・改良を重ねた。川上氏の国産オリジ ナルCCDシステムも共同利用レベルに達し、岡山 の観測から写真乾板が急速に消えて行くこととなっ た。分光器で岡山の夜空のスペクトル観測も行った。 可視域では市街光が明るいことが分光観測でも確認 されたが、近赤外線域では岡山の夜空がハワイと比 べても遜色ない観測条件であることも確認できた。 その後、撮像観測の限界等級を空の暗い木曾観測 所で確認したいと思い、岡山のCCDカメラシステ ムを木曾のシュミット望遠鏡に運び搭載する実験を 1987年５月19日−６月２日に行った。最初の夜は2 等星しか見えない薄曇りであったが、試しにと望遠 鏡をM51に向けると、渦巻がくっきりと写ったのに は一同驚いた。木曾観測所ではその後、高遠徳尚氏 がシュミット望遠鏡焦点部にジュールトムソン効果 で冷却するオリジナル方式のCCDカメラシステム を開発し、木曾観測所もエレクトロニクス検出器の 時代に突入するきっかけとなった。今や暗室での現 図3−55 CCDカメラを用いた実験の様子が学内広報に紹介された 104 第３章

像実習を経験する院生はほとんどいないであろう。 2．像改善への基礎開発 岡山観測所が188cm望遠鏡の建設地として選ばれ た大きな理由の一つが最頻値2.3秒角という良いシ ーイングであった。だが、マウナケアやチリでは1 秒角前後のシーイングがかなりの頻度で実現してい る。すばる望遠鏡の能動光学システム開発の延長と して、補償光学システムの検討をしていた私たちは、 当時大学院生であった早野裕・西川淳氏を中心とし たイメージ・スタビライザの開発、西原英治・早野 裕・高遠徳尚氏を中心としたドームシーイングモニ ターの開発を岡山のスタッフと協力して1992-94年 頃に集中して行った。 イメージ・スタビライザの開発は補償光学システ ム開発の第一歩として、また当時188cmクーデ焦点 用の近赤外線分光器構想がありその前光学系として 実用化することをめざして製作した。大気揺らぎに よる星像の揺れを止める装置で、その効果を実証す ることができた（図３−57参照）が、近赤外線分光 器の計画が頓挫したため、実用に供されていないの は残念である。ドームシーイングモニターは極めて オリジナルなシステムで、ドーム内で起こるシーイ ング劣化とドーム内外全光路で起こるシーイング劣 化を同時測定することでドーム内でのシーイング劣 化を定量的に評価できる装置（図３−56参照）であ る。この装置の試作一号機、二号機を用いた実験で ドーム内の温度制御・通風環境の確保が重要である ことが実証された。三鷹で行った62cm能動光学試 験機でのミラーシーイング効果の実測実験ととも に、これらの成果はすばる望遠鏡のシーイング管理 のシステム設計に反映することができた。このこと は、すばる望遠鏡のシャープな星像の実現に大きな 一役を買った成果と自負している。 105 観測装置 図3−57 星像重心の動きの分布。（右）イメージスタビライザ動作時、（左）非動作時 図3−56 ドームシーイングモニターの概念図

3．岡山への感謝 すばる望遠鏡計画が本格化してからは私自身が岡 山に通う機会は減ったが、岡山へ観測にあるいは実 験に伺った日々はどれも楽しい想い出ばかりであ る。すばる望遠鏡実現のため岡山から参加して下さ った方々、また岡山で共同利用の運用と新しい観測 装置の開発・観測環境の近代化に取り組まれた方々 の努力があってこそ、日本の光赤外線観測の大きな 発展があったことは確かである。僭越ながら、この 場をお借りしてその貢献を心より賞賛し、お礼申し 上げたい。 106 第３章 図3−58 RCA-CCDを搭載したプリンストン社のカメラシステムを立ち上げ、実験中の風景 左から一人おいて、渡辺、沖田、綾仁、谷口、筆者、ハッサン（エジプト  ヘルワン天文台）、 田中、西村の各氏