FX型デジタル分光相関器 （FXがたデジタルぶんこうそうかんき）とは、東京天文台（現：国立天文台 ）の近田義広 らによって開発された電波天文学 用の専用解析計算機のこと。日本天文学会 の天文学辞典では、「相関器」と解説される[ 1] [ 2] 恒星 、惑星 、銀河系 、星雲 、星団 、果ては宇宙の背景輻射 に至る、様々な天体からの電波を分光する事によって、それらを構成する物質 、温度 、相対速度 などを観測するための装置だからである。
FXの名称の由来は、Fがフーリエ変換 、Xが相互相関演算（eXchange Correlation Operation）を表す。フーリエ変換後に相関演算を行うのが特徴。逆の順番で演算を行うものはXF型相関器と呼ばれる。近年は、LSI 技術の高度化やホスト計算機の性能向上によって、中間型のシステムも生まれてきており、単に「相関器」または「電波分光計」とする記事もある。
天体からの電磁波を捉えるアンテナ毎に、位相を
π
/
2
{\displaystyle \pi /2}
[ 3]
専用演算器が開発された事によって、大型コンピュータに負荷をかけることなく、電波望遠鏡 のデータを解析し、スペクトル分析 を行うことができるようになった。このことにより、暗黒星雲 内に存在する多数の星間分子 が同定された[ 4]
また、デジタル計算機を用いることが可能になったため、データ処理性能の向上が行われた。具体的には、30日掛かった計算が、1日で終わるようになった。このことにより、観測装置の運用効率が高まり電波天文学 分野における研究の効率化に寄与した。
1965年 （昭和40年） - 森本雅樹 、赤羽賢司 の両名によって東洋レーヨン科学振興基金より800万円が助成。1967年 （昭和42年） - 三鷹観測所に「6mミリ波望遠鏡」の建設を開始。1969年 （昭和44年） - 海部宣男 らによって、「30チャンネル電波分光計」の開発を開始[ 4] フーリエ変換 はアナログフィルターで行い、相関演算をデジタル で行う相関器。1972年 （昭和47年）- 「電波分光計」によって、パラ
H
2
CO
{\displaystyle {\ce {H2CO}}}
OCS
{\displaystyle {\ce {OCS}}}
この「電波分光計」は、ホスト計算機には接続できなかった。そのため16進数で出力されるデータを読取り、電卓を用いて10進数に変換することで、方眼紙に人の手でプロットしなければならないものであった。
1964年 （昭和39年） - 東京大学 航空研究所 に所属していた「五十嵐寿一、石井泰、杉山清春」によって、試作機を開発。目的は、振動・音響現象における相関現象を解析するためであった[ 5] 1980年 （昭和55年）
1982年 （昭和57年）
1983年 （昭和58年）
「デジタルFFT分光相関器（FX）の調整と性能評価」の演目で、「春日隆・近田義広・石黒正人・森田耕一郎・平林久・森本雅樹・半田一幸・宮沢敬輔・長根潔・村田和男・東条新・井上志津代・神沢富雄・岩下浩幸（以上、東京天文台野辺山）」が、日本天文学会 1983年秋季年会で発表。
郵政省 電波研究所 に、VLBI用K3型デジタル相関器が設置される。ただし、この装置は全てディスクリート型。1984年 （昭和59年） - 東京天文台 の近田義広は、雑誌「科学」へ「天体観測用の信号解析スーパープロセッサ」として発表[ 8] 1992年 （平成3年） - 川崎市に所在する「エレックス工業」との共同開発により、FPGA 及びASIC を用いた「F-FX型相関器」を開発。1997年 （平成8年） - 沖電気 との共同開発により、スペースVLBI計画用（VSOP計画 ）の「三鷹相関局」が開発され設置[ 9]
この計算機は、当時の東京天文台が長野県 南佐久郡 南牧村 にて運用を始まったばかりの、野辺山宇宙電波観測所 の10m電波望遠鏡群（ミリ波電波干渉計＝以下、NMAと記す）からの観測データ解析を目的として開発を行った[ 10] [ 11]
45mミリ波電波望遠鏡には、当時最先端の技術として音響光学型電波分光計 を搭載していた。しかし、この装置は原理的には「アナログ型」である。更には「精密な光学部品」を搭載していた関係で、装置間の個体差が大きく観測運用時の調整が必要となり、運用時には細心の注意を払わなければならないなどのデメリットもあった。そのため、XF型デジタル分光計の開発も行った[ 9]
これらの装置によって、開口合成 演算や分光測定の信頼性が高まることになった。具体的な成果としては、NMAのデータ処理時間が短縮され、東京天文台 関係者だけによる占有観測所であった野辺山宇宙電波観測所 が、共同利用観測施設として公開できるようになった事であると評価されている。
電波望遠鏡から送られてくるデータをデジタル変換 した後に、高速フーリエ変換 及び各データ間の相関演算を全てハードウェア にて行う[ 7]
具体的には、
電波望遠鏡 の受信部で集められた電波 は、高感度の受信素子 にて電気信号へ変換される。局所発振器 との乗算によって目標となる周波数 の電気信号 を取り出す。これを検波 という。この電気信号を基にして複素デジタル変換を行う。この段階では、データ列はシリアルデータである。
デマルチプレクサ によって、パラレルビットへ変換を行う。パラレルビットに対して、データ順序の並べ替えを行う。これを直交変換 という。
高速フーリエ変換 演算を行う。ここで第一回目のパイプライン処理 を行う。データ順序の並べ替えを行う。
twiddle係数の乗算を行う。
高速フーリエ変換演算を行う。ここで第二回目のパイプライン演算 を行う。
分りづらい知れないが、「5〜9」までの処理の結果は、離散フーリエ変換 と同等になる。
個別にフーリエ変換されたデータは、個々に相関演算を行うためクロスバーネットワークを介して、相関演算部へ送られる。
相関演算部では、各データ間の「相関演算（積分 を含む）」を行い、ホスト計算機へ送る。 演算処理の結果は、各周波数毎の「像データ（クロスパワースペクトル）」であるから、この結果を元にして「天体の電波写真」を合成する。
このうち「3〜11」までの処理を行う計算機が「FXデジタル型分光相関器」である。なお、「5〜9」までのプロセス及び「11」については並列化が容易に可能なため、大規模なVLBI システムを構築する場合にも有効となる。
最初に生まれたデジタル相関分光器の性能は、1MOPS（Million Operation Per Second）程度であった。デジタル分解能は3bitであり、1MHzのクロックで駆動した。
次のモデルは、10MHzで駆動するタイプのもので、10MOPSに達した。原理上並列化が容易なため、LSI内部で並列化が行えた。よって、10GOPS相当の相関分光器が誕生した。
高密度ASIC化による回路の並列化を行うことで、最終性能は100GOPSに達した。それ以前は、フーリエ変換 部と相関演算部は別々のLSIだった。 あくまでも「FX型デジタル分光相関器」における理論性能である。電波写真の合成に関しては、バックエンドに接続されるコンピュータ の性能によって最終的には異なる。なお、100GOPSという性能は、相関演算を1秒間に1000億回実施できる性能ということである。
最初は、ROMパラメータや加算器 、乗算器 、除算器 による試作機（A4サイズの電子回路基板、なお電子工学 の世界では試作回路と呼ぶ）を開発した。
その回路図を基にして、半導体（ASIC = Application Specific Integrated Circuit）化を行った。
その後、低価格かつ高性能なFPGA （Field Programmable Gate Array）などがあるため、そちらを応用した相関器も開発した。
FPGA ではVHDL を用いて開発することが出来るため、そのデータを基にして高密度ASIC を開発した。
接続可能電波望遠鏡数 - 45m × 1、10m × 5 演算性能 - 30GOPS（3〜6bit フーリエ変換）
入力データ最大値 - 複数×3bit×320Mサンプル/秒
FFT演算器 - 32パラレル・5段パイプライン・複数6bit演算 × 2 チャンネル数 - 4096チャンネル
バンド幅 - 40MHz
周波数分解能 - 100KHz 〜 153Hz
速度分解能 - 0.03Km/s (1.6GHz)
主な使用目的 - 高分解能観測
最大データ通信速度 - 240Kbps（ホスト計算機との通信速度）
ALMA計画 では80台の電波望遠鏡群を建設するプロジェクトであるが、その内訳は広がった天体構造を高感度で観測する16台のACA（Atacama Compact Array）干渉計と、64台の高分解能干渉計という2つの望遠鏡である。このACA干渉計にFX型デジタル分光相関器技術が用いられる予定である(以下、総合科学技術会議 評価資料参照）。2008年 当時は、信頼性検査などの状態であるが、望遠鏡本体との調整が必要なためである。なお、詳細な資料は以下のリンクを参照。
ALMA計画 用の「相関器」は、大規模FPGA 型の製品を用いたFFT及び相関演算を同時に行う装置である。また、同様の装置は、Acqiris社から帯域1GHzのデジタル分光計AC240が発売されていた[ 12] ウィーナー＝ヒンチンの定理 を用いて、同時にFFTと相互相関演算行う仕組みになっている。詳細は、"Tools of Radio Astronomy"[ 13]
専用インターネット の高速化やPCを用いたコンピュータ・クラスター 計算機の性能向上に伴い、ソフトウェア処理へと発展した。この方法であるならば、ASICを用いるよりは価格性能比が高く、データ補正などもフレキシブルに対応ができるため、現在の「相関器」はソフトウェア処理によって実現されている[ 14]
^ “相関器 | 天文学辞典 ” (2017年8月26日). 2021年4月7日 閲覧。 ^ 『宇宙の観測II (シリーズ現代の天文学16)』日本評論社、2020年7月8日、261-272頁。 ^ “電波干渉計観測の基礎知識 ”. 茨城大学. 2020年4月8日 閲覧。 ^ a b 海部宣男「私の星間分子30年」『天文月報』92巻1号、1999年1月、42-52頁。
^ 五十嵐寿一, 石井泰, 杉山清春「ディジタル型相関器の試作 」『東京大学航空研究所集報』第4巻第1号、東京大学航空研究所、1964年3月、7-31頁、CRID 1050285299939545344 、ISSN 0563-8097 。 ^ 野辺山宇宙電波観測所「特集：動き出した大型宇宙電波望遠鏡」『天文月報』75巻6号、1982年6月、172-173頁。 ^ a b c 小坂義裕, 井手健一, 河田俊弘「電波望遠鏡による情報処理 」『計測と制御』第21巻第10号、計測自動制御学会、1982年、976-983頁、CRID 1390001206517360896 、doi :10.11499/sicejl1962.21.976 、ISSN 04534662 。
^ a b 近田義広「天体観測用の信号解析スーパープロセッサ」『科学』第54巻第10号、岩波書店、1984年10月、619-628頁、CRID 1523106605298704768 、ISSN 00227625 。
^ a b 奥村幸子「電波で宇宙を見る デジタル相関技術 」『計測と制御』第39巻第6号、計測自動制御学会、2000年、401-404頁、CRID 1390282681494878592 、doi :10.11499/sicejl1962.39.401 、ISSN 04534662 。
^ 東京天文台野辺山宇宙電波観測所「動き出した大型宇宙電波望遠鏡」『天文月報』75巻6号、1982年6月、165-179頁。 ^ “干渉計で使われる分光相関器について ” (PDF). 茨城大学. 2023年12月18日 閲覧。 ^ “U1080A 8-bit High-Speed cPCI Digitizers with on-board Signal Processing ”. Agilent Technology. 2021年4月8日 閲覧。 ^ Wilson Thomas, Rohlf, Kristen, Huettemeister Susanne (December 27, 2013). Tools of Radio Astronomy (6th,2014 ed.). Springer. ISBN 978-3-642-39950-3 ^ “ソフトウエア相関器、新広帯域システム ”. 国立天文台 水沢. 2021年4月8日 閲覧。
