ＮＥＷＳ ＲＥＬＥＡＳＥ

すばる主焦点カメラハイパー・シュープリーム・カムに搭載された

CCD イメージセンサの開発

2013 年 7 月 31 日 本社：浜松市中区砂山町 325-6 代表取締役社長：晝馬 明（ひるま あきら）

当社は、国立天文台、大阪大学、京都大学と共同で、超広視野主焦点カメラ Hyper

Suprime-Cam（ハイパー・シュプリーム・カム, HSC）に搭載された CCD（電荷結合素子）

イメージセンサを開発しました。

＜HSC に搭載された CCD の概要＞ HSC に搭載された CCD（電荷結合素子）は、初代 Suprime-Cam（シュプリーム・カム）

に使用していた米国マサチューセッツ工科大学リンカーン研究所（以下 MIT）製 CCD の性

能に加え、近赤外域に感度を伸ばしたことと、ばらつきのない品質で大面積 CCD（3cm×

6cm）116 個の量産を実現した完全空乏型の裏面入射型 CCD です。 国立天文台の宮崎聡准教授から、「ダークマターの直接観測には、Suprime-Cam の能力で

は足りないことが分かってきたため、視野を 10 倍ぐらい広くしたい」との開発要請があり

ました。新しく開発するなら、初代 Suprime-Cam に搭載されている MIT 製 CCD より、よ

り遠くの天体が観測できる近赤外線感度の高い CCD にしたいとのことで、2001 年 6 月から

厚い構造の超高抵抗 N 型シリコンウエハーを用いて開発に取り掛かりました。

2007 年 11 月に近赤外線感度の高い CCD の開発を終了し、2008 年 7 月に初代 Suprime-Cam

に設置されていた 10 個の MIT 製 CCD を取り替えて観測が開始されました。その後、HSC

は青色域の感度もMIT製CCDより良くしたいとの要請がありました。さらに特性を改善し、

2008 年 11 月に近赤外域の感度を高く保ちつつ、紫外よりの可視光の感度を高くした HSC

用の CCD が完成しました。

本 CCD は、国立天文台が要求仕様を提示し、当社が設計、材料調達、製造、１個単位の

簡易試験を、国立天文台、大阪大学と京都大学は空乏層の厚い N 型 CCD の評価を、国立

天文台が詳細試験、116 個の搭載を行いました。 本CCDは、厚い完全空乏型で裏面入射型のため、紫外線波長300ナノメートル（以下nm、

ナノは10億分の1）から近赤外線波長1100nmに高い感度があり、1000nmの量子効率（感度）

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は40％とMIT製CCDの2倍です。116個のCCDで1つの超広視野カメラをつくるため、4辺を突

き合わせてタイリングする4辺近接構造ですが、当社の量産技術で、ばらつきのない高品質

を実現しています。1個の受光面面積は約18cm2（3.072cm×6.144cm）、1画素15マイクロメ

ートル（以下μm、マイクロは100万分の1）角で838万画素（2048×4096）、動作温度マイナ

ス100℃、読み出し雑音5電子以下（2乗平均平方根）、暗出力5電子以下（画素・時間）で

す。

このCCDの技術は、軟X線ダイレクト検出器やラマン分光分析などに発展し、今後も軟X

線、近赤外、電子線などの応用が期待されています。 ＊量子効率：光電変換で、入射フォトン（光子）数に対する光電流として取り出される電子あるいは正孔の数。

＊裏面入射型 CCD：通常の CCD では表面から光を入射するが、広い波長域で高い感度（高い量子効率）を実

現するために裏面から入射するタイプの CCD。高い量子効率を実現するためには基板の薄型化と活

性化が必要。

＊空乏層：半導体中で電子や正孔（キャリア）がほとんど無く、電気的に絶縁された領域のことで、空乏層の幅

は印加電圧によって変化する。

＊N型シリコンウエハー：価電子4個のシリコンに、価電子5個のヒ素などの不純物を加えて電子が1個余る部分

がマイナスの電荷を帯びた電子になったウエハー。P型シリコンは、価電子3個のホウ素などの不純物

を加えて電子が1個不足する部分がプラスの電荷を帯びた正孔になったシリコンウエハー。

＜本CCDの主な特長＞ １、厚い完全空乏型、裏面入射型CCDで近赤外域に感度を伸ばす

地球から見ると宇宙が膨張しているために、遠くにある銀河ほどより速い速度で遠ざか

っていることが観測から分かっています。銀河が遠ざかる速度が分かれば、その速度から

距離を推定することができます。遠ざかっている物体から出る光の波長は長い方（赤外）

にずれるという性質を使って、銀河のスペクトル線の波長のずれを観測することで速度を

知ることができます。波長のずれが大きいほど速度が速いことになり、地球からの距離が

遠くにあることが分かります。

本 CCD は、シリコン厚を MIT 製 CCD の 5 倍の 200μmまで厚くして近赤外域の量子効

率を高め、結晶欠陥が無い超高抵抗の N 型シリコンにバックバイアスを印加して完全空乏

化することで解像度の劣化を抑えました。これにより、近赤外 1000nm で MIT 製 CCD の

2 倍以上の量子効率 40%を達成しました。

当社では、厚いシリコンを使用することによる、解像度の劣化や、暗電流などによるノ

イズの問題、結晶欠陥問題などを、結晶欠陥のない超高抵抗シリコンの選定から、バック

バイアス技術の適用などにより、高解像度、低暗電流、低欠陥を実現して高画質を達成し

ています。

＊解像度：CCD の解像度は入射光が吸収される深さによって変わり、波長が長い入射光ほど深い場所で吸収

され、入射面付近で生成した信号電荷は拡散して解像度の劣化を起こす。入射光が空乏層内で吸収

された場合には、生成した信号電荷は拡がることなくその画素に収集され解像度の劣化は起きない。

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＊暗電流：暗電流は光入力のない状態における信号出力として定義する。単位としては A（アンペア）などが普

通だが、計測用 CCD では単位時間に 1 画素あたりで発生する電子数を示す e－／（画素・／秒）や e

－／（画素・時間）で表す。この暗電流は温度依存性があり、低温にすれば減少する。

各 CCD の分光感度特性

●結晶欠陥が無い超高抵抗な厚い N 型シリコンを選定し完全空乏化により高解像度を実現

一般的な CCD は、数 10Ωcm 程度の P 型シリコンウエハーを使用しています。本 CCD

は、10kΩcm以上と 3 桁も超高抵抗の N 型シリコンウエハーを使用し、完全空乏化を実現

しています。

N 型は P 型に比べ、シリコンの比抵抗が同じ場合、同じバイアス電圧で厚い空乏層が得

られ、また、高抵抗シリコンも厚い空乏層を得られるので、完全空乏化を容易に実現でき

ます。

初期の試作品では、シリコン結晶のカラム欠陥（たて傷）が多く、非常に画質の悪いも

のでした。ウエハーメーカー各社にウエハーの製造を依頼し、試作、評価を繰り返し、材

料であるポリシリコンからの選定やプロセス製造工程の最適化をしました。その結果、N

型で結晶欠陥が無い超高抵抗のシリコンウエハーが入手でき、画質の良いものに改善する

ことができました。 ＊P 型シリコンウエハー：価電子 4 個のシリコンに、価電子 3 個のホウ素などの不純物を加えることでシリコン中

に多数の正孔が存在する半導体。

＊カラム欠陥：CCD の画質を示すもので、200 画素以上に渡って連続する画素欠陥。ウエハーの格子欠陥、

プロセス中の機械的、熱的損傷、プロセス清浄度が影響する。

0

20

40

60

80

100

300 400 500 600 700 800 900 1000 1100

波長（ｎｍ）

量子効率（％）

ＨＳＣ（当社製）

Ｓｕｐｒｉｍｅ－Ｃａｍ（当社製）

初代Ｓｕｐｒｉｍｅ－Ｃａｍ（ＭＩＴ製）

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開発初期 開発中盤 開発後半 カラム欠陥が多い 欠陥が無い

●バックバイアス技術による完全空乏化により、高解像度を実現

裏面入射型 CCD は、表面入射型に比べ紫外光から可視光の高感度が特長で、通常は量

子効率（感度）を高めるために入射面のシリコン層を薄くします。薄くすると赤外光はシ

リコンで吸収されにくくなり、多くが通過してしまうため量子効率が低くなります。シリ

コンを厚くすれば、近赤外の量子効率が向上しますが、光入射で生成した信号電荷は、中

性領域の電荷拡散により広がってしまうため解像度が劣化します。 完全空乏層型 CCD は、厚くしたシリコンにバックバイアスを印加して、空乏層を大き

く、深く広げ完全空乏化して電界強度を強め中性領域を無くしたものです。完全空乏化に

より、信号電荷の広がり（拡散）を抑えられ、入射した画素に集めることで解像度の劣化

を抑えます。 バックバイアスには、通常の CCD では使用しない数 10V の電圧が必要とされます。開

発初期は、何度も壊れてしまいましたが、高い電圧に耐える構造に設計を工夫して解決し

ました。

本 CCD は、50V のバックバイアスを印加することで完全空乏化を行い、電荷の拡散を

画素サイズの半分程度に抑え高解像度を実現しました。

通常の裏面入射型 厚いシリコンに 厚いシリコンに バイアスを印加しない バイアスを印加

厚い完全空乏型裏面入射型ＣＣＤの構造

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２、当社の量産技術で、ばらつきのない高品質を実現

本CCDは、市販のデジタルカメラのCCDに比較して非常に大面積（3cm×6cm）チップで

1枚のウエハーから取れるチップ数が少なくなります。これは、製造歩留が高くないとで

きない技術です。当社の定評あるイメージセンサのウエハープロセス技術により、製造装

置の特徴を最大限に活用し、プロセス工程の装置、条件の見直しからはじめ、反射防止膜

の最適化、受光面の汚れやダメージ回避のための表面と裏面プロセス工程の最適化を行い

ました。

また、大面積チップのため、パッケージにチップを接着する際の平坦化や、接着樹脂硬

化後の応力による画質の劣化など、組立工程の最適化も行いました。 さらに、マイナス 100℃に冷却して使用するので、シリコン以外の材料は、熱的な特性

の相性、製造コスト、平坦度などの要因を考慮して選定しました。

●平坦度を最小に抑える組立技術を確立し、タイル状に並べ大面積化

シリコン厚が厚いため通常の裏面入射型CCDにある薄膜部を支える枠部が不要なため、

複数素子をタイル状に並べて突き合わせることで大面積化が容易であると同時に、デッド

エリアを少なくできます。大面積化するために4辺が最小のデッドスペースになるように、

入射面の裏側に電極面を作成し、タイル状に並べ、側面の隙間はできる限り少ない構造に

設計にしました。

HSC 用 CCD（有効受光面 90％） 当社標準 CCD（同 21％）

116 個のタイリングを可能にした 4 辺近接構造

裏面入射面

反対側の電極面

有効受光面

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●受光面の高さのばらつきを抑え、フラットな仕上がり

通常大面積 CCD では、たわみなどで平坦度が悪くなりますが、たわみを最小限に抑え

たポーラスセラミックからの転写技術による組立技術を確立し、タイル状に並べた全体で

の高さばらつきを 40μm 程度にしました。

３、高い電荷転送効率

シリコン結晶材料の選定と製造工程の最適化で、通常の CCD より 1 桁高い転送効率を

達成しました。垂直転送効率は 0.999999、水平転送効率は 0.999998 と、要求される転送効

率（0.999995 以上）を達成しました。 ＊転送効率：CCD は信号電荷をバケツリレーのように転送して出力する。転送過程で信号電荷の転送が 100％

完全にいかず、ごくわずかな量の電荷が残ってしまうことがある。各画素あたりの電荷の転送された割

合で定義される。

■市販のデジタルカメラ用 CCD との技術的な違い デジカメ用 CCD すばる望遠鏡用 CCD 技術的な違い

大きさ 小さい ＜3.6cm×2.4cm

大面積 3cm×6cm

製造歩留が高くないとできない

画素 数 μm 角 ～1000 万画素

15μm 角 838 万画素

使用個数 1 個 10 個（Suprime-Cam） 116 個（HSC）

並べて使用するため隙間を少なくする

感度波長 可視 感度層のシリコン薄い

紫外～可視～近赤外 感度層のシリコン厚い

特殊なシリコン材料が必要

使用温度 常温 マイナス 100℃ （暗電流ノイズ低減）

高冷却に耐える構造 各材料の相性

駆動電圧 数ボルト 数 10 ボルト 高電圧に耐える構造

平坦度 1 個内平坦で OK 116 個の各画素の高さが揃っている

各材料の精度 アセンブリ技術

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■参考資料

＜当社における科学計測用 CCD の開発経緯＞ ・1986 年 8 月、本社工場第 7 棟が完成し CCD の開発が本格化された。

・1992 年 9 月に計測用 CCD エリアイメージセンサを発売。

・1993 年 2 月に打ち上げられた日本の X 線天文衛星「あすか・ASTRO-D」に初めて X 線

天体観測用 CCD が搭載されたが、その CCD は MIT 製だった。

・1992 年 4 月に大阪大学の常深博教授から、宇宙 X 線観測用 CCD の開発要請があった。

日本の X 線天文衛星に国産の X 線 CCD を搭載し観測することが目標だった。当社が目

指す X 線から赤外線まで幅広い波長域に応用を広げたいという方向と合致したため共同

研究を開始した。

・1995 年 4 月、すばる望遠鏡用 CCD の開発を開始。

・1995 年度の科学技術振興事業団の戦略的基礎研究推進事業で、研究領域：「極限環境状態

における現象」「画素の小さい X 線検出用 CCD の開発」（研究代表者、大阪大学大学院

常深博教授）が採択された。

・同年度、すばる望遠鏡の主焦点カメラ用の CCD 開発のため、科学研究費補助金で、「究

極の可視光検出器（裏面照射大型薄膜 CCD）の試作」（研究代表者、国立天文台家正則

教授、研究分担者、宮崎聡助教授）が採択された。

当時は、常深先生が X 線の表面入射 CCD の開発と、宮崎先生が可視・近赤外の裏面入

射 CCD の開発ということで、センサの構造の違いから別々に違う担当者が対応していた。

・1999 年 1 月 29 日、すばる望遠鏡のファーストライト。主焦点カメラ Suprime-Cam と FOCAS

が MIT 製で、HDS が英国 e2V 社製で、すばる望遠鏡の CCD を使用した 3 つの観測装置

は全て海外製だった。

・2001 年 6 月、P 型 CCD の開発が進み、MIT 製と同等の性能は出せるようになっていたが、

近赤外高感度のために N 型 CCD の開発を開始。

・同年 6 月 13 日、常深先生と宮崎先生の目指す方向が同じだったので、両者を引き合わせ、

今後の CCD 開発の進め方を協議した。そこで、N 型 CCD を適用し、大阪大学、国立天

文台、当社の 3 者が一体となって開発するため、定期開発会議を合同開催した。

・2003 年 5 月に打ち上げられた小惑星探査機「はやぶさ」の蛍光Ｘ線分光器（XRS）に、

常深先生と共同開発した宇宙Ｘ線観測用 CCD が搭載された。

・2005 年 7 月に「あすか・ASTRO-D」の次に打ち上げられた「すざく・ASTRO-EⅡ」も

MIT 製だった。

・2007 年 11 月、6 年 5 ヶ月掛けて MIT 製を凌ぐ CCD が完成。

・同年、月周回衛星「かぐや」の蛍光 X 線分光器（XRS）に当社製 CCD が搭載された。

・2008 年 11 月 20 日、当社製 CCD10 個が取り替えられた Suprime-Cam が、すばる望遠鏡に

搭載され観測を開始。

・2008 年 11 月、さらに特性を改善した HSC 用 CCD が完成。

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・2009 年 7 月に打ち上げられた国際宇宙ステーション（ISS）日本実験棟「きぼう」に搭載

された全天 X 線監視装置「MAXI」に当社製 CCD が搭載された。

・2012 年 8 月 17 日 、HSC がすばる望遠鏡に搭載された。

・2012 年 8 月 28 日、HSC が望遠鏡上でも正常に駆動することや重量のバランスに問題な

いことなどを慎重に確認した後、夜から性能試験観測を開始し、恒星の光が正しく HSC

に導かれ、データが取得できていることを確認した。

・2012 年 9 月 12 日、新型の超広視野カメラ HSC 始動と Web で発表。

・2013 年より、試験観測で予定されている性能が達成されているかどうかを確認した後、

本格的な科学観測が始まる。

・2013 年 7 月 31 日、新型の超広視野カメラが開眼、ファーストライト画像を初公開。アン

ドロメダ銀河 M31 の姿を鮮明に捉えたと発表。

・2014 年打ち上げ予定の ASTRO-H にも当社製 CCD が搭載される。

＊当社製光半導体素子は、1992 年から 22 の衛星に 30 の検出器にフォトダイオードやイ

メージセンサなどが搭載されている。（2010 年現在）

＜浜松ホトニクスの計測用 CCD イメージセンサ＞ 当社は、赤外から可視・紫外・真空紫外・軟 X 線までの広い波長域とエネルギー範囲の

計測用として、CCD イメージセンサを開発してきました。

微弱光検出には、紫外感度が高く、高 S／N・広ダイナミックレンジの裏面入射型 CCD

エリアイメージセンサが適しており、DNA 解析・分光分析・半導体検査装置に代表される

産業分野、医療分野など幅広い用途で使用されています。

＜ハイパー・シュプリーム・カムの概要＞

（すばる望遠鏡 Web トピックス 2012 年 9 月 12 日「新型の超広視野カメラ Hyper

Suprime-Cam、始動へ」を要約）

HSCは、満月 9個分の広さの天域を一度に撮影できる世界最高性能の超広視野カメラで、

高さが 3m、重さが 3 トンもの巨大な観測装置です。すばる望遠鏡には、主鏡の上約 16 m

の位置に、主焦点と呼ばれる焦点があります。すばるの主焦点は広い天域（視野）を一度

に撮影できるという特徴があり、口径 8m から 10m 級の望遠鏡では世界唯一です。

HSC は大きく分けて、カメラ部、補正光学系（レンズ鏡筒）主焦点ユニットの 3 つの要

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素で構成されています。カメラ部は焦点面に 116 個の CCD 素子が配置され、計 8 億 7000

万画素を持つまさに巨大なデジタルカメラです。この CCD 素子は、国立天文台、大阪大

学、京都大学、当社で新規に共同開発したもので、幅広い波長域で非常に高い感度を有し

ます。

前の世代のSCも満月よりやや広い視野でしたが、大口径・広視野・高解像度の特性を併

せ持つ望遠鏡は、他にありませんでした。HSC は、Suprime-Camの７倍（SCは34分角×27

分角、HSCは直径90分角）で満月9個分もの天域を一度に撮影できます。（CCDの数と天域

は比例しない）

すばる望遠鏡 HSC では、シャープな星像と広視野を活かし、宇宙の進化と未来を解明す

るために、数億個の天体を調査して全体の傾向を調べます。HSC は、ダークエネルギーの

謎を解明するために開発されました。重力レンズ効果を用いたダークマター分布の直接観

測と、そのデータを元に、ダークエネルギーの正体を解明するための研究が飛躍的に進む

ことが期待されています。

■Suprime-Cam 用 CCD カメラ：当社の CCD イメージセンサ 10 個を使用（8 千万画素）

■HSC 用 CCD カメラ：当社の CCD イメージセンサ 116 個を使用（8 億 7 千万画素）

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■遠くの天体を観測するには、近赤外線高感度のセンサが必要

宇宙の始まり（ビッグバン）から宇宙は膨張しているため、遠い天体を観測することは、

宇宙の過去、つまり、宇宙の歴史を観測することと同じ。遠い天体から発せられた青い光

は赤方偏移して、地球では近赤外線として到達するので、遠くの天体を観測するには、近

赤外線に感度が高い CCD が必要となる。

■NSC 観測の一例：すばる望遠鏡 Web 観測成果より

・2012 年 6 月 3 日 最遠方銀河で見る夜明け前の宇宙の姿

「宇宙の夜明け」を詳細に調べるには遠方銀河を探し、見つかった銀河の数・明るさを

測定することが効果的です。これは宇宙空間に存在する中性水素ガスによって遠方銀河か

らやってくる光が暗くなり、銀河の見かけ上の数が減るからです。宇宙の歴史の各時代で

銀河の数・明るさを比較することによって再電離の起きた時代を特定することができます 。

暗く、そして数少ない遠方銀河を効率的に発見することは、一度に広い視野を観測できる

主焦点カメラ Suprime-Cam を持つすばる望遠鏡の得意技です。これまでにも数々の最遠方

銀河記録を塗り替えながら、太古の宇宙に存在する中性水素ガスの量を調べてきました 。

しかし、より遠くの、特に赤方偏移 7 を超える銀河からの光を捕らえるためには、赤外線

に近い観測波長帯で観測しなければなりません。遠方の銀河からの光は、宇宙膨張と共に

その波長が伸び、放たれた直後は青かった光が赤くなるからです。可視光の観測装置であ

る Suprime-Cam の赤外線付近の検出器感度は大きく落ち込んでいたため、赤方偏移７を超

える遠方銀河が発見されない時期が長らく続きました。

しかし、2008 年 11 月 20 日、主焦点カメラ Suprime-Cam に新たな検出器が搭載されまし

た。新検出器の１マイクロメートル付近の感度は従来のもの比べ、約 2 倍に向上しました 。

世界最高感度の検出器により、赤方偏移 7 を超える超遠方銀河の探査が可能になったので

す。これを受け、家さんらの研究チームは、赤方偏移 7.3 付近の銀河からの光（約１マイ

クロメートル）のみを通す NB1006 という特殊な新フィルターを開発し、それを取り付け

た新 Suprime-Cam を用いて、「すばる深宇宙探査領域」と「すばる XMM・ニュートン深

宇宙探査領域」の 2 つの天域を観測しました。

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HSC に搭載された CCD チップ

この件に関するお問い合わせ先 ■報道関係の方 浜松ホトニクス株式会社 広報室 海野賢二 〒430-8587 浜松市中区砂山町 325-6 日本生命浜松駅前ビル TEL053-452-2141 FAX053-456-7888 E-mail:k-unno@hq.hpk.co.jp 時間外は、携帯電話 090-4080-3501 へお願いします