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小型 JASMINE プロジェクト 検討報告書 (FY22 版)
小型 JASMINE プロジェクト 検討報告書 (FY22 版) JASMINE ワーキンググループ 2011 年 8 月 3 目次 第1章 ミッションの意義・目的・科学的価値 9 1.1 意義 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 9 1.2 ミッション目的 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 9 1.3 科学的価値 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 9 第2章 科学的成果 13 2.1 バルジの形成・進化 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 13 2.2 ディスクの構造、進化 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 16 2.3 銀河系中心と巨大ブラックホール . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 17 2.4 激変星・X 線連星の連星軌道運動の分解 . . . . . . . . . . . . . . . . . 20 2.5 系外惑星 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 21 2.6 恒星、星形成 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 22 ミッション成功基準 25 3.1 アストロメトリデータ取得 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 25 3.2 その他の成果 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 26 プログラム構想 29 4.1 「JASMINE プログラム」構想の概要 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 29 4.2 「JASMINE プログラム」に対する要求/制約事項 . . . . . . . . . . . . 30 4.3 「JASMINE プログラム」における小型 JASMINE の位置づけ . . . . . 32 システム機能・性能要求 35 5.1 ミッション概要 (ミッション要求） . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 35 5.2 ミッション要求から導かれる観測手順および誤差精度 . . . . . . . . . . 37 5.3 ミッションへの制約条件 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 37 5.4 システムへの要求 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 39 5.5 ミッションへの制約条件から導かれるシステムに対する要求 . . . . . . . 47 衛星システム概要 49 6.1 全体概要 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 49 6.2 総合システム構成 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 49 6.3 衛星システムの構成 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 49 6.4 各機能の概要 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 49 6.5 衛星コンフィギュレーション . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 61 第3章 第4章 第5章 第6章 4 目次 6.6 サーベイ方法と領域 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 62 6.7 打上から運用へ . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 64 6.8 重量 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 69 6.9 マージン . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 69 6.10 TRL との関係 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 69 開発計画・検証プラン 71 7.1 技術活動の基本方針 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 71 7.2 ライフサイクルと審査 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 72 7.3 各段階における SE プロセスの実施方針 . . . . . . . . . . . . . . . . . . 72 23 年度の課題と計画 75 8.1 衛星システムの設計検討（ミッション全体） . . . . . . . . . . . . . . . 75 8.2 観測装置の熱変動実証 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 78 8.3 高精度な衛星指向安定性のための制御システム開発 . . . . . . . . . . . . 80 8.4 星像中心位置決定の実証実験 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 82 第9章 開発・プロジェクト推進体制 83 現状 2011/6/24 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 83 付録 A 用語 89 付録 B ミッション要求とシステム要求の詳細 91 B.1 要求分析とミッション要求定義 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 91 B.2 発生する誤差に対する要求 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 97 B.3 ミッションの手順と解析の詳細 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 100 第7章 第8章 9.1 参考文献 103 5 図目次 2.1 宇宙論的シミュレーションで得られた円盤銀河。上がガスの分布、下が星の表面 密度を示している。 左が face-on、右が edge-on。 2.2 . . . . . . . . . . . . . . 14 上のパネル：バー不安定起源の擬似的バルジのシミュレーション結果。バルジ (pseudo bulge) は cylindrical rotation していることがわかる。下のパネル：上 のパネルと同様。ただし、classical bulge を含むモデル。銀緯が高いほどバルジ 領域の視線速度が遅く観測される。 2.3 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 左: シミュレーションから期待される星の回転速度。点線は渦巻き構造を横切る 位置に対応。右: 小型 JASMINE の region 1 の視野で期待される星の速度分布。 2.4 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 17 [Nishiyama et al., 2005] の結果。左が Sgr A のイメージ (1.3’’×1.3’’)、右 が 4 時間でのフラックス変動。 5.1 16 銀河中心での星団の進化。N 体シミュレーションのスナップショット。星団に よってばら撒かれる星がある。 2.5 15 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 19 小型 JASMINE が 10 マイクロ秒角を実現する道筋。個別の撮像から、 焦点面上での星像中心を 1/100 pixel レベルで推定する。さらに、焦点 面の装置座標を天球面上の座標にマップする関数 f にはさまざまな擾乱 源が含まれるが、これらを適切にモデル化し、モデルパラメータを推定 することで、10µas を実現する。モデルの妥当性は、地上実験などであ らかじめ確認しておく。 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 36 5.2 観測流れ図 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 38 6.1 小型 JASMINE 総合システム構成の概念図 . . . . . . . . . . . . . . . . 51 6.2 JASMINE 光学系概観 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 52 6.3 設計精度. 左はスポット図で右は波面誤差をあらわす。全視野にわたり 0.004waves @RMS 程度以下となっており、回折限界といえる。 . . . . 52 6.4 HAWAII-4RG 検出器 (10 μ m ピクセル) 53 6.5 観測コーン角 23 度の 2 段バッフル（左）と比較検討を行う 1 段バッフル . . . . . . . . . . . . . . . . （右）の概観。 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 54 6.6 地上局 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 56 6.7 支柱の歪みによる画像歪み。横軸は画像歪みの多項式展開での次数、 縦軸はその項の成分の変位量 (µm) である。灰色で塗った部分が要 求範囲内で、3 次以降の変位がこの範囲に入っていれば良い。左より displacement, tilt, shift の変形に対する歪み量をあらわす。 . . . . . . 58 6 図目次 6.8 ミラー（第 3 平面鏡）の歪みに対する画像歪み。横軸はミラー面変形量 の Zernike 多項式の次数、グラフの数字は画像歪みの多項式展開の次数、 縦軸は画像変位量である。3 以上の数字がついたグラフ、すなわち 3 次 以降の量は、灰色に塗りつぶしている範囲に収まっていることが分かる。 59 6.9 電力集計 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 60 6.10 衛星コンフィギュレーション (打上時） . . . . . . . . . . . . . . . . . . 61 6.11 衛星コンフィギュレーション（太陽電池パドル展開時） . . . . . . . . . 62 6.12 打上コンフィギュレーション（フェアリング搭載性と寸法） . . . . . . . 62 6.13 小型 JASMINE ミッション部システムブロック図 . . . . . . . . . . . . 63 6.14 小型 JASMINE 衛星システムブロック . . . . . . . . . . . . . . . . . . 63 6.15 サーベイ方法 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 64 6.16 サーベイ領域 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 65 6.17 運用シークエンス . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 67 6.18 衛星姿勢 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 68 6.19 夏季観測姿勢 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 69 6.20 -x 面のサンシェード . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 70 7.1 開発計画 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 73 8.1 衛星システム各項目の技術レベル評価 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 76 8.2 衛星システム各項目の技術レベル評価 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 76 8.3 左図:ヘテロダインレーザー干渉計のセットアップ. 右上図:熱変形測定の ための光学系設計. 右下図:ヘテロダインレーザー干渉計の感度図 . . . . 8.4 左図：鏡を貼り付けた可動鏡の BBM 中図：可動鏡 BBM の駆動・擾 乱抑制試験のセットアップ右図：衛星模擬筐体 . . . . . . . . . . . . . 9.1 80 81 小型 JASMINE 検討・開発の組織図。サイエンスについては、国内のサ イエンスワーキンググループを組織したほか、海外でもいくつかの共同 研究を開始している。データ受信についても国外局との調整を開始した。 また、ミッション部開発を行うための体制作りを進めている。ミッショ ンのサブシステムである光学系、熱、構造、電気といた最重要項目に対し ては専門の企業の協力を得て取り仕切る予定である。サブシステム全体 の取りまとめ総括を行う企業も予定しており、それぞれ、候補があげら れている。今後の運用について調整を開始した。 . . . . . . . . . . . . . 87 B.1 サイエンスからの要求整理 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 92 B.2 要求整理。赤い線で示したものはオプションで、黒い線を実現するのに どれか一つの赤い線を実現すればよい。黒い線で示したものは要求であ り、上流 (図左側) のオプション (赤い線) を実現するにはつながった黒い 線 (要求) がすべて満たされる必要がある。 . . . . . . . . . . . . . . . . 95 B.3 サイエンスからの要求整理 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 96 B.4 誤差の概念図 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 97 B.5 要求分析マップ . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 98 7 表目次 3.1 成功基準 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 28 5.1 衛星システムのノイズ対策と小型 JASMINE ミッションの 関係 . . . . . 35 5.2 観測の手順と各手順における誤差の扱い。詳細は付録 B.3 章を参照。ま た、観測領域に関しては 6.6 章を参照）。 . . . . . . . . . . . . . . . . . 5.3 39 系統誤差まとめ: 左側 3 コラムは 3 つの各ステージで発生する系統誤差 とその内容説明および、誤差発生要因を記している。また右のコラムは 誤差への要求と発生する誤差の典型的値、またその対処方法と対処後必 要とされる誤差値の一連の流れを記している。4 カラム目「要求」には、 配分値も含まれる。 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 40 5.4 ミッション要求から導かれるシステムに対する要求 . . . . . . . . . . . . 44 5.5 ミッション要求から導かれるシステムに対する要求 . . . . . . . . . . . . 47 5.6 ミッションへの制約条件から導かれるシステムに対する要求 . . . . . . . 47 6.1 小型 JASIME 衛星システム構成案 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 50 6.2 小型 JASIME 衛星システムのミッション部システム構成案 . . . . . . . 51 6.3 検出器 (HAWAII-4RG) の仕様 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 53 7.1 コンポーネントごとの技術開発要不要判断 . . . . . . . . . . . . . . . . 71 9.1 ミッション側の組織、体制 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 84 9.2 JAXA における支援体制 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 85 9.3 サイエンスワーキンググループのコアメンバー。以上はコアメンバーで あり、そのほか多くの方々に検討をお願いしている。 9.4 . . . . . . . . . . 86 国際連携。ESAC, Lund Observatory, バルセロナ大学のメンバーは全て Gaia のメンバーであり、現在 Nano-JASMINE のデータ解析で、解析の 手法検討、装置を含むモデル化、コードの構築や効率化まで、幅広い範囲 で具体的な共同研究を進めている。小型 JASMINE においても、位置天 文データの解析という観点から密接な協力を行う予定である。ESOC の アンテナは、この協力の延長として現在どの程度使用可能かの検討を進 めている。また上海天文台からは、小型 JASMINE のデータを中国の多 数のアンテナで受信したい旨ご提案いただき、使用局、通信手段など具 体的な検討を開始した。 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 87 8 表目次 9.5 サイエンスにおける国際連携。バルジのアストロメトリは広く注目を集 めており、地上からの視線速度観測を行っているグループ (ARGOS プ ロジェクト、BRAVA プロジェクト、APOGEE III 計画) とは具体的に 双方のデータを使ったサイエンスの検討を開始している。また、位置天 文では実績のある U.S.N.O. は小型 JASMINE と同じステップステアの 手法による衛星を計画しており、サイエンス、データ解析の両方の観点 から協力を開始している。さらに、星形成や銀河の形成や進化を研究し B.1 ている複数の研究者と、具体的な議論を開始している。 . . . . . . . . . 88 位置天文解析ステップの抽象化 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 93 9 第1章 ミッションの意義・目的・科学的 価値 1.1 意義 小型科学衛星「小型 JASMINE」が目指す科学的意義は以下のとおりである。 銀河系の力学構造とその進化の解明 星の位置と運動情報をもとにした銀河系内天体の理解 1.2 ミッション目的 星の 3 次元的位置や運動情報から銀河系バルジの中心構造と星形成史、巨大ブラック ホール (BH) の形成、X 線連星の軌道要素の決定、重力レンズ、系外惑星、変光星、星間 吸収物質などに対して、高精度な距離と運動情報を活かした科学的成果を出すことを目的 とする。これらの科学目的のために、小型 JASMINE は、可視光では見通す事の出来ない 銀河系中心付近方向の数平方度の領域の星々、および興味ある特定天体方向に対して、波 長 1.1∼1.7µm の近赤外線（Hw バンド）を用いて、Hw=11.5 等級で年周視差 10∼50µas の精度（固有運動 10∼50µas/yr）で位置天文観測をおこない、位置天文カタログを出す 事を目標とする。 1.3 科学的価値 1.3.1 概要 本ミッションで得たカタログの科学的意義は、次のように考えている。銀河系は、渦巻 き銀河に属し、宇宙に数多く存在する銀河の１つである。１つの銀河にすぎないが、我々 が“住む”銀河であり、銀河内の星々の 3 次元的分布や運動情報などの物理情報を詳細 かつ精密に観測できる“唯一”の銀河である。銀河系は、銀河の構造、形成、進化をはじ め、宇宙に普遍的に存在する各種天体の詳細を調べられるまたとない”身近な実験場”で ある。銀河系を研究する意義がそこにある。そこで、小型 JASMINE では銀河系バルジ の星に対する世界で初めて高精度で大量な星の距離と運動情報を測定することにより、バ ルジの構造、形成史を通じた銀河の形成、進化モデル、また他の銀河にもかなり普遍的に 存在する、銀河中心にある巨大ブラックホールとバルジとの共進化に関する研究等を飛躍 10 第1章 ミッションの意義・目的・科学的価値 的に発展させることが可能である。さらに、小型 JASMINE の位置天文カタログは、以 下のような、銀河系内天体や現象に対しての科学的成果を出せる意義もある。 ○ X 線連星の軌道要素の解明 ○マイクロレンズ効果による重力レンズ天体の解明 ○バルジ内の星形成や恒星進化、変光星、超新星、連星などの恒星物理学の進展 ○星間吸収物質の 3 次元的分布の解明 ○ 系外惑星探査 ○ 基礎物理（一般相対論の検証） ○ 未知の現象の発見（サプライズ） なお、詳細は第 2 章を参照のこと。 1.3.2 新たな研究分野の開拓と当該分野の研究の飛躍について (i) スペースからの赤外線位置天文観測 赤外線による位置天文観測衛星は、世界では計画されていないユニークなものである。 塵（ダスト）が多くて、可視光は吸収されやすく観測が困難な銀河系中心方向やバルジ方 向、さらに天の川面や星形成領域の観測に赤外線観測は適している。ただ、可視光観測に 比べて、波長が長いため、位置精度が出しにくく、観測方法やデータ解析方法に工夫がい る。そこで、小型 JASMINE では部分サーベイによるフレーム連結法という方法での観 測手法や解析方法を開発している。小型 JASMINE ミッションが成功すれば、スペース からの赤外線位置天文観測の初めての成功でもあり、スペースからの赤外線位置天文観測 分野を切り開くこととなる。つまり、今後は、例えば小型 JASMINE より広い領域の赤 外線サーベイ計画 ((中型)JASMINE を含む）を国際協力で目指すなど、スペースからの 赤外線位置天文観測の開拓になると期待される。 (ii) 銀河系バルジの解明と銀河進化 銀河系 (天の川銀河) の中心部分にあるふくらみの構造部分をバルジと呼ぶ。このバル ジは、多くの銀河に共通して存在することから、銀河の形成や進化に深くかかわりをもつ ものと考えられているが、その形成原因や進化については未知なことが多い。さらに、多 くの銀河の中心部分には巨大ブラックホールが存在すると考えられており、しかもバルジ の質量と巨大ブラックホールの質量に強い相関がみられ、バルジの形成・進化とこの巨大 ブラックホールの形成・進化は深くかかわっている可能性がある。その原因が何なのか、 議論も活発に行われだした。このようにバルジと巨大ブラックホールの共進化の謎を明ら かにしようと、近年バルジに注目が集まっている。ところが、近い将来で、一番詳細かつ 高精度でバルジの構造や形成史が解明できる可能性があるのが、我々の天の川銀河、つま り銀河系のバルジである。また、銀河系バルジは、その特徴には謎があり、その解明は、 銀河形成・進化に関する標準的シナリオにも影響を及ぼす可能性がある。 そこで、銀河系バルジの解明が強く期待されているが、その構造や進化、巨大ブラック ホールとの共進化の解明のためには、バルジ星の 3 次元的位置や 3 次元的運動情報が不可 欠となり、バルジ星に対する位置天文観測の必要性がある。従って、小型 JASMINE の観 測データにより、銀河系バルジの構造や構造史の研究が飛躍的に進展すると期待できる。 1.3 科学的価値 1.3.3 世界の研究動向の中での位置 従来の地上観測やスペース位置天文観測である HIPPARCOS、また現在計画が進行中 の ESA の Gaia といった位置天文計画は可視光領域での測定であるためダストが多く分 布する方向の領域に対する高精度観測には適さない。そのため、ダストが非常に多い、銀 河系中心方向のバルジ星を高精度で、しかも多くの星に対して位置天文観測を行える計画 は現在のところ海外では存在しない。そこで、小型 JASMINE では、近赤外線を用いて 世界最高クラスの精度である 10µas の位置天文観測を行う。この精度によって、ようや くダストに深く覆われて可視光では観測が困難な銀河系中心付近方向のバルジ内の最遠方 にある星までの距離が、年周視差という直接的測距方法で高い信頼度で得られる。これが 成功すると、世界ではじめて (恒星の色―等級関係や星団の運動などのモデルに頼らずに) 直接的な三角測量でバルジの星の距離を測定できることになる。このデータは、バルジや バルジ内の天体の解明のために必要な基礎データとなりえる。 さらに、小型 JASMINE は、赤外線を用いる点以外にも Gaia と違う特徴がある。それ は、同じ天体を観測する周期が短い (約 90 分）、つまり時間分解能が Gaia よりはるかに 良い点である（Gaia は同一天体は年に数回程度の観測）。このため Gaia ではできない短 周期の時間変動を伴う現象 (例えば、周期 6 日程度の CygX-1 連星の軌道要素の解明、銀 河系中心にある SgA∗ の赤外線フレアのモニタによる準周期性の検証など）の解明にとっ ても有利である。 1.3.4 日本で実施する意義 小型 JASMINE を実現することにより、位置天文学の世界的コミュニティのみならず、 銀河系や銀河分野に関する世界的コミュニティに対してもインパクトを与え、スペースで の赤外線位置天文学分野の新規開拓および銀河系や銀河分野の世界的な研究進展に我が国 は大きな寄与ができると考える。 また、我が国では、国立天文台が VERA とよばれる地上の電波干渉計による高精度電 波位置天文観測を進めている。電波観測は赤外線観測と同様にバルジ方向や天の川面と いったダストが多くある方向の観測に適しており、銀河系中心やバルジといった位置天文 観測で日本は先駆的な位置にある。ただ、VERA は、観測対象がメーザー源とよばれる 天体に限られ個数が少ない。さらに、星そのものの観測ではなく、星の周囲のガスを観測 している。そこで、星自身を多数観測できる赤外線による観測を行う小型 JASMINE に 引き継ぐという流れがあり、ここにも日本で実施する意義がある。 1.3.5 計画実施の緊急性 他の可視光での位置天文観測プロジェクトによる銀河系ハロー等の星々の位置天文情報 および海外の複数の観測プロジェクトによるバルジ星の視線速度および化学組成の情報と 相補的なバルジ星の位置天文データを唯一提供できる観測計画は小型 JASMINE である。 そこで、銀河系および銀河の形成、進化の解明を目指すために小型 JASMINE による観 測データが世界的なコミュニティから強く期待されている。 実際に、小型 JASMINE とは相補的なデータとなる、銀河系バルジの星々の視線速 11 12 第1章 ミッションの意義・目的・科学的価値 度と化学組成の観測チームからは、小型 JASMINE への期待も大きく、連携協力を開 始している。例えば、米国における H バンドによる高分散分光サーベイ観測を行う APOGEE 計画チームとの国際的な連携体制もできつつある。APOGEE 計画の PI で ある S.Majewski(バージニア大学) より、APOGEE の継続的発展として、バルジ観測 に適した南天の望遠鏡に APOGEE と同じ高分散分光器を取り付け、バルジ観測を行う APOGEE-III 計画を共同でプロポーザルを出すことを提案された。その結果、共同プロ ポーザルの提出を米国で既に行った。順調にいけば、2017 年頃には観測データを得るこ とが可能となる。さらには、米国 UCLA の M.Rich 氏の BRAVA プロジェクトチーム との国際的な連携、またオーストラリアのチーム (P.I. は K.Freeman 氏) が進めている ARGOS プロジェクトとも国際的な連携を行うこととなっている。 Gaia による観測データは最終的なカタログは 2021 年頃に公開の予定である（ただ、中 間結果のリリースが 2015 年∼2018 年頃にかけて行われる予定である）。従って、もし小 型 JASMINE の観測データが 2018 年頃に出せるならば、可視光では暗いが赤外線で明る い星の場合は、バルジ星ではなく比較的太陽系近傍でも小型 JASMINE の方が Gaia に先 駆けて世界最高精度での測定結果を出すことが可能かもしれない。さらに、APOGEE-III のように、バルジ星の視線速度や化学組成の良質で大量の観測データも 2017 年頃には出 されてくる予定である。したがって、バルジや銀河系の解明のためにあと一つ必要なバル ジ星の位置天文データが 2018 年頃には関連コミュニティから嘱望されると思われる。そ のためにも、2017 年頃の小型 JASMINE の打ち上げが強く期待される。 1.3.6 小型科学衛星シリーズで行う意義 銀河系中心付近など科学的に重要かつ関心が非常に高い領域のみに絞って、世界最高ク ラスの 10µ 秒角の精度で世界に先駆けて位置天文観測を行うのは、小型科学衛星を用い るのが“最適”である。中型衛星以上で、より大きな口径をもった望遠鏡を用いても、位 置天文測定の性質上、測定精度の向上や観測時間の短縮は望めず、領域を絞った“狭領域 位置天文観測”にとってはオーバースペックとなるからである（但し、広領域観測は中型 以上が望ましい）。そこで、小型 JASMINE はサイエンスコミュニティの関心が高く銀河 進化の解明にとって重要な銀河系中心付近でのバルジ構造や星形成史、巨大 BH の形成過 程に的を絞ることによって、小型科学衛星のメリットを最大限に活かして、世界に先駆け て画期的な科学成果を出すことを目標とする。さらに、例えば X 線連星の軌道要素を初 めて決めるなど興味深い特定天体にもターゲットを絞り、画期的な成果を早期に出すこと も可能となる。 また、将来的な広領域の赤外線高精度位置天文観測へつなぐために、世界のコミュニ ティからも赤外線で初めて 10 マイクロ秒角の位置精度を達成し、バルジ領域をすこし でも観測できる観測衛星の早期実現の期待が大きい。大型衛星に比べて早期実現が可 能で先駆的な科学的成果を出せる小型科学衛星を用いる意義は、赤外線位置天文観測に とって非常に意義があると考える。さらに、小型科学衛星による小型 JASMINE は (中 型)JASMINE への技術的知識の蓄積や一部技術実証にもなり、技術的成果の観点からも 非常に意義がある。 13 第2章 科学的成果 小型 JASMINE は、銀河系バルジの形成・進化を解明することを最大の目的として掲 げることができるが、それだけにとどまらず、巨大ブラックホール、コンパクト天体、系 外惑星、恒星といった幅広い分野に大きなインパクトを与える成果が期待される。 2.1 バルジの形成・進化 2.1.1 宇宙論的シミュレーション コールドダークマター (CDM) 宇宙では宇宙初期には小さいダークハローが形成され るため小さい原始銀河ができる。ハロー同士はより長スケールの揺らぎの成長により合 体し、内部の銀河も力学的摩擦などにより合体していく。ある程度時間が経った時点で major merger が生じ楕円体の銀河が形成され、その後またガスの冷却により楕円体の周 囲に円盤が形成され、円盤で星形成が進むと現在の渦巻銀河のようになる。この楕円体成 分がバルジである。このようなバルジは角運動量が小さくなると考えられるが、観測的 には古典的バルジ (classical bulge) と分類されるものに相当する。しかし、疑似バルジ (pseudo bulge) と呼ばれる種類のバルジも多数発見されてきている。これは大きな角運 動量を持ち、回転支持のバルジである。major merger というよりも、円盤の不安定性な どにより銀河中心部に星やガスが落ち込み、secular evolution によってバルジが作られ たと考えられる。不安定性の発達には bar 構造が関係すると思われる。 このように、銀河のバルジには classical bulge と pseudo bulge の 2 種類があると言 われている。 そういう中で、天の川銀河のバルジは pseudo bulge 的であることが知ら れている (ところが、classical bulge の一部特徴も有しているとの観測結果もあり、2 面 性がある。その真偽や真とした場合の理由は不明である）。一方、我々の宇宙の標準モ デルとなっている CDM モデルでは、銀河は階層的により小さな銀河が集合・合体を繰 り返すことによって形成される。つまり、CDM 宇宙では天の川銀河のような大きな銀 河の classical bulge の存在は必然であり、もしも天の川銀河のバルジが純粋な pseudo bulge であった場合、CDM モデルに対して大きな疑問を投げかけることになる。そこで、 classical bulge と pseudo bulge が共存した場合にそれぞれの成分を観測的にどうやって 分離するか、また、CDM モデルの下ではこれら 2 つの成分がどのように形成されるのか を明らかにすることは非常に重要である。 そこで、 CDM に基づいた銀河形成シミュレーションによって形成された天の川銀河サ 14 第 2 章 科学的成果 イズの円盤銀河のバルジを調べることにより、実際に classical bulge と pseudo bulge が このモデルの下でどのように形成され、どのような性質を持つのかを調べてみた。そのよ うな classical bulge や pseudo bulge が存在した場合に小型 JASMINE でどのように観 測され区別され得るのかは 2.1.2 で述べる。 図 2.1 に宇宙論的シミュレーションで得られた銀河内のガスと星の分布を示した。 face-on の図から円盤中心部に星の棒構造が見られること、edge-on の図からいわゆる boxy bulge と呼ばれる pseudo bulge 的構造を持つことが見て取れる。また、より中心部 には球対称な classical bulge 的な構造が見える。この銀河の星の面密度プロファイルは 中心部も円盤部も単一の指数関数でフィットでき、バルジが pseudo bulge 的であること が示唆される。 解析の結果、この銀河では円盤の形成 は赤方偏移 z = 1.5 くらいから始まり、 ほぼ同時 (z = 1) に棒構造も形成され て円盤の成長と共に成長することが分 かった。棒構造を構成する星と円盤形 成前に形成されていた classical に対応 すると思われるバルジを構成する星と の間では、2.1.2 で例を示すように、軌 道や 6 次元位相空間上の分布が大きく 異なることが予言される。これより、小 型 JASMINE による観測によって、 そ の両者のバルジについての詳細な情報 が得られれば、天の川銀河の形成史を探 図 2.1 宇宙論的シミュレーションで得ら る大きな手がかりが得られるものと考 れた円盤銀河。上がガスの分布、下が星の えられる。さらに、このシミュレーショ 表面密度を示している。 左が face-on、右 ンには化学進化も取り入れているため、 が edge-on。 APOGEE 計画と合わせて、化学組成に ついての情報が得られれば、さらなる銀 河形成モデルへの強い制限を与えることが可能である。 2.1.2 銀河系バルジの模擬観測 小型 JASMINE ではペンシルビームサーベイであるため、銀河系中心領域の距離では 観測領域は ∼ 100 pc 四方程度にしかならない。この狭い観測領域から、classical bulge と pseudo bulge が位相空間情報で区別が可能かの検討を現在進めている。図 2.2 にバー 不安定起源の pseudo bulge (上のパネル) と、classical bulge を含む銀河モデル (下のパ ネル) の模擬観測結果を示す。星の回転速度を調べると、pseudo bulge の場合は、銀緯方 向に cylindrical rotation をしているが、classical bulge の場合は、高銀緯ほど速度が遅 くなる。この違いを小型 JASMINE で区別できれば、バルジのタイプやその起源を知る ことができる。 ただ、classical bulge は、球対称非回転な恒星系としてあるが、手前のディスク星の影 響で視線方向速度には回転成分が見られる。バルジとディスクの星をどのように正確に切 2.1 バルジの形成・進化 り分けるかは重要な課題であり、今後小型 JASMINE 相当の視野で観測される星粒子の 位相空間情報からその両者を区別する解析手法を確立し、最終的に２種類のバルジの正確 な切り出しを目指す。 図 2.2 上のパネル：バー不安定起源の擬似的バルジのシミュレーション結果。バル ジ (pseudo bulge) は cylindrical rotation していることがわかる。下のパネル：上の パネルと同様。ただし、classical bulge を含むモデル。銀緯が高いほどバルジ領域の 視線速度が遅く観測される。 2.1.3 天の川銀河の多重棒構造 Bars in Bars は、銀河中心の巨大ブラックホールの成長の説明のために提案された [Shlosman et al., 1989]。円盤銀河が棒状構造をもてば、ガスは中心から 1kpc スケール まで集められ、このガスから sub-kpc bar (inner bar) が形成される。この inner bar に よって銀河中心にガス円盤が形成され、そこでの様々な不安定によって、ガスが巨大ブ ラックホールへと供給が可能という考えである。しかし、こうした過程が実際どのように 起こるのかは未解明である。天の川銀河で、多重棒状構造の手がかりが得られ、巨大ブ ラックホールへの質量供給との関係が明らかになれば、その意義は大変大きいだろう。 系 外 銀 河 で は 、pseudo bulge を 持 つ 銀 河 は 、し ば し ば inner bar を も っ て い る [Drory and Fisher, 2007]。pseudo bulge は指数関数的な面密度分布を持つことから、円 盤銀河の secular な進化によって形成されると考えられ、多重棒状構造もこの過程で形成 されると考えられている。実際、こうした進化を再現できるモデル計算がいくつかなさ れている [Shen and Debattista, 2010]。天の川銀河は、COBE 衛星の観測などにより boxy bulge であることが示されている。これは、pseudo bulge の特徴であり、天の川銀 河にも inner bar が期待される。[Alard, 2001] や [Nishiyama et al., 2005] が inner bar の観測的証拠を示しており、理論的な研究もある [Namekata et al., 2009]。しかし、多重 構造の存在を示すにはより確実な証拠が必要である。 小型 JASMINE のサーベイ領域は、inner bar サイズをカバーする可能性がある。年周 視差による距離の測定精度は銀河中心距離で 10% 程度である。そこで、絶対光度がほぼ 一定である Red Clump Giant Star (1 等ほどの幅がある) を観測して銀河中心領域に相 当するのを選択し、固有運動を測定して inner bar にせまることが考えられる。 バ ー 構 造 の 星 が 100 km/s at 8kpc 程 度 の 固 有 運 動 を も っ て い る と す る と 、 15 16 第 2 章 科学的成果 1.25 × 10−8 radian /yr= 2.7 ミ リ 秒 角/年 で あ り 、十 分 小 型 JASMINE で 固 有 運 動 が観測可能である。問題は多重棒状構造の手がかりが固有運動の観測から得られる のか？、である。nested bar を構成している星は、outer bar と inner bar それぞれ の別の特徴的な固有速度を持つであろう。かなり複雑な固有運動の可能性もあるが [Maciejewski and Sparke, 2000]、それぞれの星が銀河中心を挟んで逆向きで同程度の固 有運動をもつなら、固有運動の ± の相関をとることによって bulge, inner bar, outer bar に属している星の固有運動を区別できる可能性が考えられる。 2.2 ディスクの構造、進化 銀緯 0 度の Inner Disk Chemodynamics 小型 JASMINE の画期的な点は、いままでダストに隠されていた銀緯 0 度の星の位置 と 3 次元運動を明らかにできる点である。銀河面の星は、銀河円盤の渦巻き構造のよう な非軸対称構造に最も影響を受けやすいので、銀河円盤の力学構造を理解する上で、小型 JASMINE は貴重なデータを提供するはずである。そこで、銀河面での星の運動を調べる ために、外場として与えたダークマターハロー内で力学平衡状態にある星とガスで構成さ れた、Milky Way サイズの銀河円盤のシミュレーションを解析した。 図 2.3 左: シミュレーションから期待される星の回転速度。点線は渦巻き構造を横切 る位置に対応。右: 小型 JASMINE の region 1 の視野で期待される星の速度分布。 太 陽 の 位 置 を x= 8.5 kpc と 仮 定 し て 銀 河 中 心 方 向 に 沿 っ て 、期 待 さ れ る 回 転 速 度 の 分 布 を 示 し た も の が 図 2.2 左 で あ る 。渦 巻 き 構 造 を 横 切 る 時 に 、回 転 速 度 の 早 い も の と 遅 い も の に 分 か れ る こ と が 見 て 取 れ る 。こ の よ う な 渦 巻 き 構 造 に よ る と 思 わ れ る 特 異 な 速 度 分 布 は 、HI の terminal velocity な ど で み ら れ て い る が [McClure-Griffiths and Dickey, 2007]、小型 JASMINE では古い星への影響や距離も知 ることができるはずであり、いまだに解決していない Milky Way の腕の数の問題などを 明らかにすることが期待される。ただし、小型 JASMINE の視野は大きくないので、可 能性について今後詳しく調べる必要がある。今回は、かなり大雑把な解析を行った。まず Besancon モデル [Robin et al., 2003] を用いて、l : b = 1: 0 の 0.4 deg2 で期待される星 の分布を生成し、AH = 0.3D(kpc) を仮定して、9< H < 11.5 mag の星の距離分布を得 た。その星に左図から期待される回転速度を確率的にあてはめたのが、図 2.2 右である。 ここでは距離の誤差は考慮していない。残念ながらこの図からは、渦巻き構造周辺の特異 2.3 銀河系中心と巨大ブラックホール な速度構造ははっきり見えない。ただし、これは非常に大雑把な解析でありより注意深い 議論が必要である。しかし、銀河半径に応じた回転方向の速度分散を得るには十分なサン プルがありそうである。分光データも含めて σr (R), σϕ (R) が両方求まれば、Milky Way の銀河円盤モデルにとって非常に貴重なデータとなるであろう。また、APOGEE などの 分光データが得られるのであれば、銀河半径ごとの金属量分布、そして [α 元素/鉄] 分布 を調べることができ、円盤成分の形成と進化を知る上で重要な情報になると考えられる。 今回のシミュレーションでは、中心部 1 kpc に回転速度の遅いバルジ成分が形成してお り、この成分は右図でも見て取れる。[Rahimi et al., 2010] によるとバルジでも星成分の 位相空間での分布はある程度保たれるはずなので、星の運動に応じた金属組成の違いは、 バルジ形成の歴史や厚い円盤 (thick disk) との関係を考える上で強い制限となるだろう。 2.3 銀河系中心と巨大ブラックホール 2.3.1 Central molecular zone における星団形成とその進化 銀河系の中心から 100∼200pc の領域には central molecular zone (CMZ) と呼ばれる、 巨大分子雲が多数見つかっている領域がある。これはバーに沿って落ちてきたガスが x2 軌道と x1 軌道が交わるところで角運動量を失い、x2 軌道にガスがリング状に溜まってい る領域で、バーを持つ銀河では普遍的に存在する。一方、銀河系の中心部（∼30pc）で見つ かっている Arches・Quintuplet といった若い星団はこの CMZ で巨大分子雲どうしが衝 突したことで星形成を起こし、またそれによって角運動量を失い、銀河中心に落ちてきた のではと考えられている。現在、Arches については、Keck による観測から、4 年間での星 の位置のずれを求めることで星団の速度が求められている (固有運動：212 ± 29km s−1 )。 さらに、視線方向の位置と銀河のポテンシャルを仮定し軌道を過去にさかのぼることで、 その遠点は CMZ あたりであると言われている [Stolte et al., 2008]。一方、Quintuplet については、まだ軌道は計算されていない。これらの星団の速度がわかれば、銀河のポテ ンシャルについて何らかの制限がつけられるのと同時に、これらの星団がどこから来たの か推定できると考えられる。Arches 星団については、[Stolte et al., 2002] を見ると、H バンドで 11.5 等より明るい星もあるように見えるので、小型 JASMINE でも観測可能で ある。 図 2.4 銀河中心での星団の進化。N 体シミュレーションのスナップショット。星団に よってばら撒かれる星がある。 N 体シミュレーションとの比較で面白いと思われるのは、バーを持つ銀河のポテンシャ 17 18 第 2 章 科学的成果 ルをポテンシャル場ではなく N 体で表現し、星団の進化を N 体シミュレーションで調 べ、観測結果と比較することである。バーがある場合、星団はバーに沿って短時間で銀河 中心に近づくことができると考えられるが、実際どのような軌道を取るのかを解析的に求 めるのは非常に難しい。一方、N 体シミュレーションでは星団の軌道や、星団のメンバー だったが潮汐破壊によって星団から剥がれた星の軌道を知ることができる。このように、 小型 JASMINE による観測から得られた星団の運動とシミュレーションの結果を比較す ることで、銀河中心部のポテンシャル場と星団の故郷の両方について議論できると考えら れる。 2.3.2 巨大ブラックホールの合体成長とその痕跡 巨大ブラックホールは銀河中心に存在する百万太陽質量以上のブラックホールである。 巨大ブラックホールは我々の銀河をはじめ、多くの銀河の中心に発見されている。その主 な形成機構はガス降着であるが、巨大ブラックホール同士の合体も寄与した可能性があ り、未だその決着はついていない。我々にとって最も近い我々の銀河の中心にある巨大ブ ラックホールが過去に合体を経験したかどうかを知ることは、この問題に決着をつける有 力な手段となる。巨大ブラックホールは合体する前に銀河の星から力学的摩擦を受けるた め、その反作用として銀河の星は巨大ブラックホールから軌道エネルギーを受け取る。そ のため、巨大ブラックホールの合体を経験した銀河には、星の位相空間分布にその痕跡が 残る。小型 JASMINE は銀河中心付近を観測し、星の位置と速度を高い精度 (それぞれ 10µas、380m/s) で決定できるため、このような痕跡を探ることができる。 巨大ブラックホールが合体した 場合、銀河に強く残る痕跡の一つ は星の空間密度が下がることであ る。イメージ図にあるように、巨 大ブラックホールが合体していな い場合は、中心に向って星の密度 が増えつづけるカスプの構造とな る。一方、巨大ブラックホールが 合体した場合、中心に向って星の 密度があるところから増加しなく なるコア、または増加し続けるに してもその増加の小さい浅いカス プの構造となる。このような痕跡の残る領域より内側の星の全質量はだいたい巨大ブラッ クホール質量の数倍から十倍程度である。このような領域は我々の銀河の中心から 1pc から 10pc 程度の領域であり、小型 JASMINE の観測領域候補とほぼ一致する。小型 JASMINE の接線方向の空間精度は銀河中心付近 (10kpc) で 0.1AU であり、図のような 銀河の星の空間分布を導出するには十分な精度である。もしコアのような構造が発見され れば、巨大ブラックホール合体の強い証拠となる。 小型 JASMINE の有利な点は以下の２つである。１つは観測に採用した波長が近赤外 線であるため、銀河中心付近の星を多く観測できることである。銀河の星の空間分布を決 定するにはたくさんの星の位置決定が必要であるため、この点で同じ位置天文衛星 GAIA 2.3 銀河系中心と巨大ブラックホール に比べて有利である。２つめは高い固有運動の決定精度である。銀河バルジの星の分光 サーベイにより視線速度を決定できる APOGEE 計画と連携すれば、３次元の速度分布 を 1km/s 以下の精度で決定することが可能である。銀河の星の空間分布だけでなく、速 度分布からどのように巨大ブラックホールの合体の有無を導き出すかは今後の検討が必要 である。 2.3.3 Sgr A*赤外フレアの観測可能性 Sgr A*(Sagittarius A) とは銀河系中心に存在する電波源であり、巨大ブラックホール が存在する場所として知られている。そこで、小型 JASMINE で Sgr A*のフレアを観測 することが可能か、以下の値を用い見積もりを行った。 ・感度 H<11.5 測光精度 0.5% （7 秒積分） ・口径 0.3m、 分解能 1’’ ・H バンドフラックス mH=0 mag が S=1050 Jy に対応 [Nishiyama et al., 2009] の観測 (Ks) を参考にフレア強度の見積もりを行った。図 2.4 に 示したように、Sgr A*で変動幅 8 mJy 程度のフレアが実際に発生している。ただしこれ は dereddened flux なので、A= 2.8 mag を用いると、実際に観測されるフラックス変動 は ∼0.6 mJy レベルである。これは Ks の結果であるが、以下は H バンドでも同様の変 動があると仮定する。小型 JASMINE の感度は 7 秒積分で H=11.5 mag (=26 mJy) が 0.5 % で測光できることより、7 秒積分でのノイズレベルは 0.13 mJy と予想される。し たがって、1 分間の積分を行えば、SN=10 以上でこのようなフレアを検出可能と期待さ れる。 図 2.5 [Nishiyama et al., 2005] の結果。左が Sgr A のイメージ (1.3’’×1.3’’)、 右が 4 時間でのフラックス変動。 フレアを長期にわたってモニターすることで、多くのフレアイベントが捉えられると期 待され、これまで議論のあった 15 分程度の周期の QPO(準周期的振動現象) の存在を検 証することが可能となる。QPO の存在が確認され周期が正確に得られれば、降着円盤の 最内円軌道の大きさから巨大ブラックホールのスピンなどを得ることができる。Sgr A* の赤外線フレアは数日から１週間程度のモニター観測は存在するが、定常的にモニターし た例はこれまでない。 なお、Gaia は同一天体を年に数回程度しか観測しないため、15 分といった比較的短周 期の天体現象の観測には適さない。一方、小型 JASMINE は銀河系中心方向の観測に適 した赤外線を利用するとともに、時間分解能が良く短周期現象の観測も可能である。 今後の検討課題としては、Sgr A*に相当する場所のデータを切り出してダウンリンクす ることが可能か？銀河系中心の星のブレンディングをどう扱うか？、などが挙げられる。 19 20 第 2 章 科学的成果 2.4 激変星・X 線連星の連星軌道運動の分解 激変星やＸ線連星はコンパクト天体と通常の星からなる半分離型連星系である。これら の天体は降着円盤の研究において「天然の実験場」として注目されてきた。特にＸ線連星 は相対論的ジェットが観測されることもあり、円盤とジェットの相互作用を知る上で貴重 な情報源である。小型 JASMINE の位置決定精度（10µas）ならば、これらの天体の連星 運動を位置の変化として検出できる可能性がある（典型的な天体の連星パラメータを表１ に挙げる）。その場合、連星周期が既知で軌道が円運動に近い天体では軌道傾斜角が決定 できる。これが実現すれば近接連星系の研究にとって歴史的な「事件」である。連星系の 基本パラメータの確定は、多くの研究テーマに与える影響が大きい。例えば、X 線連星で は電波ジェットの位置角と円盤の軌道面との幾何学的な関係が明らかになる。また、コン パクト天体の質量が精度よく決定されるため、特に中性子星質量からその内部状態を探る ことができる [Tomsick and Muterspaugh, 2010]。 上記研究テーマを小型 JASMINE で実施することを具体的に考えた場合、最も深刻な 問題は観測可能な既知天体の数が非常に少ないことである。予定されている H バンドの 限界等級（11.5 等; 30 mJy; νF ν ∼ 6 × 1011 erg/s/cm2 ) では、全天でも激変星は 10 天 体、X 線連星は 20 天体ほどしか存在せず、小型 JASMINE の観測範囲内にそれらの天体 が含まれる可能性は極めて低い。そこで、特定の X 線連星にターゲットを絞り、その天体 を観測範囲に含めることを検討するのが妥当である。 ターゲットとしては、小型 JASMINE 本来の観測対象であるバルジ方向に近いことか ら、GS 2000+25、GRO J1655 − 40、GRS 1915+105、Cyg X-1 が有力である。これ らの内、GS 2000+25 は連星運動の視角が小さく (∼ 7µas)、GRO J1655 − 40 と GRS 1915+105 は限界等級より暗い。Cyg X − 1 は見かけの H バンド等級が 6.7 等と明る く、さらに伴星運動の視角が 37∼53µas、ブラックホールの運動の視角が 107∼123µas と期待される。ただし、ブラックホールの運動は降着円盤の運動から推定する必要があ るが、降着円盤の近赤外線光度はモデル計算 [Esin et al., 1998] から νLν ∼ 1034 erg/s (νF ν ∼ 10−11 erg/s/cm2 ) と推定され、小型 JASMINE の検出限界よりも ∼1/6 小さ い。したがって、ブラックホールの運動の検出は困難だが、一方で伴星の運動は検出が期 待される。 小型 JASMINE がこの研究テーマに対して持つアドバンテージは２つある。まず、激 変星やＸ線連星は可視域では降着円盤からの放射の寄与が大きいが、近赤外域ならその寄 与が小さく、伴星からの放射が卓越する。したがって、連星の photo-center は伴星に非 常に近く、表 1 の「視角」（＝連星重心と伴星間の視距離の 2 倍）通りの変動が期待でき る。次に、小型 JASMINE は同じ領域の観測頻度が高いため、数時間∼数日の連星周期 でも分解することが可能である。この時間分解能の点では GAIA は観測頻度が低いので 短周期の連星系では軌道周期を分解できない。また、激変星やＸ線連星以外の連星系も小 型 JASMINE によって多く発見されるだろう。それら一般的な連星系の研究は未検討だ が、時間分解能が高いという特徴を考えると、そのような astrometric binary の研究は小 型 JASMINE が世界をリードするだろう。したがって、今後はそれらの研究テーマも検 討する必要がある。 2.5 系外惑星 21 2.5 系外惑星 この十数年間で系外惑星研究が大きく発展したが、これまではドップラー法などの手法 に限られていた。小型 JASMINE では、スペースでのアストロメトリという新しい切り 口で、系外惑星研究の進展に寄与することが期待できる。また、スペースでのトランジッ ト観測は現在 Kepler 衛星や CoRoT 衛星が活躍中であるが、今後も系外惑星研究のメイ ンストリームの１つであり、小型 JASMINE によるその可能性の検討は大変有意義であ る。小型 JASMINE で目指す系外惑星サイエンスは主に３つの部分からなり、おのおの、 アストロメトリ法、トランジット法、バルジを観測できない期間に関するものである。な お、それぞれのサイエンスが小型 JASMINE のどの特性を活かしたものであるかを、A: 高空間分解能、B:高観測頻度、C:高測光精度、として各見出しに併記した。 1. アストロメトリ法 (full success level) (A) この手法は、恒星が惑星の重力によってゆさぶら れ、天球面上の位置がわずかに変化する効果を検出 する方法である (右図)。文字通り小型 JASMINE の主たる性能を活かしたサイエンスの一つである。 ドップラー法では 1 次元 (視線方向) の運動の情報 しか得られないのに対し、アストロメトリ法では 2 次元の情報が得られるため、惑星の質量や軌道要 素を全て求めることが可能である。バルジ方向の region2 を想定し、 50 マイクロ秒角の位置分解能を要求して、惑星の存在比を 0.1 と仮定 する。恒星に関する Tycho カタログに基づ けば、数個程度の惑星検出が期待できる。 アストロメトリによる系外衛星検出自体、 世界初となり、大きなインパクトが期待で きる。いわゆるネーチャー・サイエンス誌 クラスでの論文発表がねらえるであろう。 2. ト ラ ン ジ ッ ト 法 (good-luck success level) (B,C) 小型 JASMINE の位置測定の精度そのも のではなく、光中心位置の精密測定のため の集光能力を利用した、いわば副次的なサ イエンスをここでは検討する。注目すべき なのは、同じアストロメトリ衛星の GAIA 22 第 2 章 科学的成果 では観測頻度が少ないために不可能で、小型 JASMINE は観測頻度が多いから可能とな り得る点である。 トランジット法とは、恒星の前を系外惑星が通過 (トランジット) するために恒星から の光が減少するのを測定する方法である (左上図)。トランジット惑星は発見後に様々な追 観測が可能なため、その注目度は他の手法で発見された惑星より高くなる。主星の減光率 は主星と惑星の面積比で決まる (左下図)。例えば，太陽-地球では面積比は 0.0084 パーセ ントとなり、10−4 オーダーの測光精度が要求される。この精度は解析手法などの工夫に より達成可能であると考えられる。しかし、小型 JASMINE が観測する銀河バルジ方向 の星の内訳は、主系列星が少数派で、多数派はバルジ内の半径が 10 倍太陽半径以上の巨 星である。そのような大きな半径をもつ巨星では減光率が相対的に小さくなり、惑星の検 出は期待出来ない。従って，主系列星、巨星ともに、小型 JASMINE を用いた惑星検出 の期待値は１以下と推算される。小型 JASMINE によるトランジット惑星探索は、中型 JASMINE への技術検証のステップとみなすのが安全である。 なお、惑星検出の期待値が極めて低いことは述べた通りだが、幸運にも検出できた場 合、どんな新しいサイエンスにつながるかコメントしておきたい。まず、ハビタブルプラ ネット（生命の兆候が期待できる惑星）の検出が可能である。ハビタブルゾーンは G 型星 なら 1AU 近傍なので、小型 JASMINE の３年観測で可能である。さらに、K, M など低 質量星ではハビタブルゾーンが主星に近くなり、また主星の半径が小さくなるので惑星は 検出しやすくなる。次に，（未だ発見されていない）系外衛星の検出が可能である。10−4 の測光精度なら、「巨大衛星」のみ（ガニメデ衛星型？）なら原理的に可能である。しか し、観測対象の恒星の個数が多くない (本来，106 個以上が必要) ため、衛星検出の期待値 はほぼゼロに近い。 3. バルジが観測出来ない 3 ヶ月間のサイエンス (B,C) （バルジ方向でない）既知のトランジット惑星の 2 次食 (惑星が恒星の裏側を通過する 際の，惑星による放射の分の減光) を観測することも検討している。これによって、惑星 の表面温度および軌道要素の測定を行なうことで、系外惑星の環境推定に寄与するのが目 的である。小型 JASMINE は観測波長帯が近赤外 (H バンド) であり、可視光に比べて惑 星の放射が強くなるため、2 次食を検出しやすいというメリットがある。HST も同波長 帯で同様の観測をおこなっているが、観測時間に制限があり近年急増しているトランジッ ト惑星に対応しきれておらず、小型 JASMINE が活躍出来る余地が十分に残されている。 2.6 恒星、星形成 小型 JASMINE 衛星ではＨ w バンドでバルジ方向を深く観測し、狭い領域ながら 10µas の位置決定精度を出し、バルジまでの星の距離を精度良く決定できる点が最大の特徴であ る。それとともに高頻度の反復観測を行う点と、バルジ以外の観測も全体の数分の１の時 間は可能であるため、赤外線バンドでの観測の利点を生かした他方向の観測も考えられ る。これらの特徴を生かして、恒星・星間物質関係でどのような研究が期待できるのか、 以下に概要をまとめる。 1. バルジ方向を深く観測して高精度の位置決定ができる点を生かす。 1 バルジ方向の様々な星の距離を精度良く決めて、色等級図上にプロットする。恒星進 ⃝ 化の研究精度の向上が期待でき、銀河の金属量に対する進化の依存性も確認できる。 2.6 恒星、星形成 2 距離を精度良く決めた星までの吸収を地上大望遠鏡で測る。その結果から星間減光物 ⃝ 質の銀河の動径に対する分布やサイズの変化などの研究が行える。 3 ミラ型の距離を精度良く決めて、周期光度関係を精確に決め、金属量依存性について ⃝ も調べる。精度良く決定できると、種々の応用が可能になる (4 を参照)。 4 固有運動のふらつきから連星・惑星の観測ができる。 ⃝ 2. 高頻度の反復観測を生かす。 1 周期が数時間以下を含めた短周期変光星のサーベイがまず可能になる。 ⃝ 2 突然の増光などが生じた突発天体などのサーベイが可能になる。速報体制を作って他 ⃝ の望遠鏡での観測につなげられると貴重なデータが得られるかもしれない (5 を参照)。 3. 赤外線での観測を生かす。 吸収赤化の影響の大きい近傍の星形成領域中心部における星の距離を精度良く測定でき る。その結果、星形成領域での奥行き方向の星の分布・構造の研究がはじめて可能になる。 4. 変光星 変光星に対しては、周期光度関係などで距離の推定が行える場合も多い。しかし、周期 光度関係自身を調べるためには、年周視差などの方法であらかじめ距離を求めておく必 要がある。大小マゼラン銀河の距離は様々な手法で求められているので、そこにある変 光星が大きな役割を果たしてきた。バルジの天体は距離の不定性が大きかったが、小型 JASMINE の観測で距離を求められれば、大小マゼラン銀河の銀河に匹敵する貴重なサン プルを加えることができる。特に、バルジの天体は金属量の高いサンプルであり、系外で もっとも基本的な観測対象となるサイズの銀河（渦巻き銀河、楕円銀河）にある天体の性 質とも近いので有用である。実際には、銀河系中心領域（銀経０度、銀緯０度の周囲 20 分× 30 分角）の領域でみつかっているミラ型変光星 [Matsunaga et al., 2009] の年周視 差が小型 JASMINE によって得られることを期待している。H バンド 11.5 等の限界等級 であれば、５０個以上のミラ型変光星の年周視差が計測できるはずである。この個数は、 １年の運用で得られる 10.5 等の限界等級では１０個程度になってしまうため、２年以上 の運用が望ましい。バルジの天体は星間減光が大きく、また可視光ではミラ型変光星の大 きな振幅などのため年周視差計測が難しくなるので、赤外線で観測を行う小型 JASMINE は非常に有効なプロジェクトである。 さらに、小型 JASMINE のアストロメトリデータと他のデータを組み合わせ，バル ジの広域データを得る方法を考えることも必要であろう．例えば，VISTA/ESO による VVV という銀河中心領域の変光星サーベイ [Minniti et al., 2010] が進んでいる．小型 JASMINE により VVV の一領域の変光星の距離が精度よく求まると，変光星の周期光 度関係のゼロ点が決まる．最近の松永ら [Matsunaga et al., 2009] の報告によると，周期 光度関係の分散は ∼ 0.2 mag. であり、距離の誤差に換算すると ∼ 8% である．従って， VVV とのシナジーを検討することは、広域に渡るバルジ星の情報を得るのに有用となる だろう． 5. 突発天体と星形成 突発天体に関して、最近は X 線やガンマ線と電波 (VLBI, LOFAR) によるトランジェ ント (ガンマ線バーストや BLASAR、T-Tauri 型星) の連携が発展している。これらとの 協力関係の推進は重要なテーマになりうるだろう。星形成領域に関しては、どれだけよい ターゲットを観測できるかが問題になる。バルジ方向でよい領域が観測視野に入るかどう か。また、バルジ以外の観測時間でのターゲットをどう選定するかも重要である。どちら 23 24 第 2 章 科学的成果 も、VERA 観測天体 (近傍星形成領域、近傍ミラ型変光星、将来の VLBI による T-Tauri 型星などの比熱的電波源) のアストロメトリとの比較が重要であり、それによる可視光と 電波のフレームの結合、なども考える必要がある。 25 第3章 ミッション成功基準 我々のミッションは天の川銀河のバルジ領域の方向を見通すことのできる 1.4 ミクロン を中心波長とする近赤外線（観測波長帯：1.1µm ≤ λ ≤ 1.7µm) を用いて、観測をおこな う。我々は、各星々までの距離の議論が可能な精度を持つ領域（領域 1）と、距離の議論 は厳密に出来ないが星の運動からのサイエンスを目指す、領域 1 よりは比較的広い領域 （領域 2）の 2 種類の領域を観測する (観測領域に関する詳細は 6.6 章を参照）。領域 1 で は、HW = 11.5mag の星数千個に対して年周視差 10µ 秒角、固有運動 10µ 秒角/年の精 度で測定をおこない、領域 2 に対しては、年周視差 50µ 秒角、固有運動 50µ 秒角/年の精 度で測定をおこなう。さらに興味ある特定天体方向に対しての観測も必要な精度で行う。 これらをもとに星表を作成することを最終的な目標としているが、目標達成にむけて観測 行う過程でのアストロメトリのデータとしての成功基準を順次説明し、その他、更にアス トロメトリ以外の成功基準についても説明をする。 3.1 アストロメトリデータ取得 バルジ観測（バルジに属する星） 我々のミッションの中心的な目標であるアストロメトリのデータ取得に関して次のよう な成功基準を設定する。先に示した 10µ 秒角の年周視差導出という目標は、バルジに属 する全ての星の距離が科学的に議論できる精度として設定されている。バルジ構造は、そ の中心部が我々から約 8kpc の距離に位置し、また構造の奥行きが約 4kpc ある領域であ る。その最も遠い約 10kpc 先にあるバルジの星々の年周視差 (100µ 秒角) をその 10% の 精度（10µ 秒角）で測定することが、目標の根拠となっている。ただ、バルジの中心、つ まり銀河系中心より手前側の星々を先ずは 10% の精度で観測できれば、中心より奥側の 構造に関しては手前側との対称性等の仮定は必要となるが、バルジに関する興味深いサイ エンスの多くを初めて行うことができる。そこで、バルジの中心付近までの星の年周視差 を 10% 精度で観測できる精度、つまり年周視差精度 13µ 秒角を達成する段階でフルサク セスの成功基準を設定する。年周視差精度 10µ 秒角、すなわちバルジの奥までの星の距 離を科学的に議論できる精度の達成は、エクストラサクセスとする。 バルジの星の正確な距離測定をおこなうためには、年周視差による運動と固有運動によ る運動を分離する必要があり、1 年を超える期間の観測が必要となる。一方固有運動に関 しては年周視差を導出するのに必要な精度の観測が得られなくても導出が可能で、科学的 成果をあげる事が可能である。そこで固有運動精度が科学的に意義ある精度で求められる 26 第 3 章 ミッション成功基準 精度の達成を、ミニマムサクセスとして設定する。 バルジ方向のアストロメトリ観測 (バルジの星以外の天体） バルジ領域におけるアストロメトリ観測をおこなうと、2 章で期待されるいくつかのサ イエンスを行う事が出来る。そのうち、アストロメトリによるバルジ方向にある星の周り を回る系外惑星探査など、バルジ方向の観測 (ノミナル運用) の中で 1 年を経過した段階 で成果が期待できるものはフルサクセスとする。 バルジ方向以外のアストロメトリ観測 バルジ方向に太陽が重なり、バルジのアストロメトリ観測が出来ない期間（冬期 3 ヶ 月）がある (詳細は 6 章を参照）。小型 JASMINE は冬期 3 ヶ月を除く期間バルジの観測 を行えるよう設計されているので、冬期に同様な観測が出来る事は保障されてはいない。 ただ、実際の運用でもし観測が可能となった場合は、さらに興味深い科学的成果が期待で きる。例えば、2 章で示したブラックホール天体候補である Cyg-X1 の連星のアストロメ トリ観測による軌道傾斜角の決定、これによるジェット現象の解明は、高エネルギーコン パクト天体の分野への大きなインパクトが期待できる。 このような Cyg-X1 の他にも興味ある天体候補がバルジ方向以外の領域にいくつかあ るが、これらのサイエンスを行うには、ノミナル運用以外の運用を行うことが必要とな り、事前に保障はされない。そこで、ノミナル運用以外で可能な範囲で行って得られるこ れらの複数のサイエンステーマを、エクストラサクセスの候補として設定する。*1 3.2 その他の成果 フォトメトリ観測とその時系列データ取得 我々は、位置天文観測をおこなう事によって銀河系バルジの構造や進化、形成史の解明 を行うことが第一目標である。この観測のために、専用望遠鏡を用いて長期にわたる観測 を行うため、観測を行う過程で、高頻度の測光（フォトメトリ）データが取得できる。こ れらは、マイクロレンズを含む変光星の研究など、アストロメトリデータ以外の分野で大 きなインパクトを持つデータである。このような、アストロメトリ以外の成果に対する成 功基準の設定もおこなう。 【フォトメトリデータ取得】 バルジの一定の領域を Hw バンド（1.1µm ≤ λ ≤1.7µm) で系統的に観測されることか ら、高精度なフォトメトリのデータを提供することが可能となる。HW バンドにおける バルジ領域のフォトメトリはそれだけで十分にサイエンスの基本データとしての価値が 高い。一方、アストロメトリを行うのに要する観測時間に比べて比較的短時間で高精度 なフォトメトリのデータが取得できる。観測領域（領域１）を一通り覆う 45 分の時間ス ケール、領域 2 についての数時間の時間スケールで、0.05mag の精度でのフォトメトリが 可能となるため、フォトメトリデータ取得を成功基準のひとつとして設定しておくのは意 味がある。 *1 採用するかどうかは、ミッション提案までに、運用解析を行ったうえで決定する 3.2 その他の成果 【時系列データ取得】 また、一般に位置天文観測では同一領域をミッション期間の数年にわたり何度か観測す るが、小型 JASMINE ミッションでは 90 分で 1 回という他に例を見ない高頻度で観測を 行う。光度や位置の時系列データとしても、他の観測では得られない短時間スケールの変 動をとらえることができる。これは特に系外惑星探査にとって、非常に価値が高い。この ように長期間にわたる高頻度の時系列データを提供できる事は非常に意義深く、成功基準 として設定することは意味がある。 これらの高精度フォトメトリデータ取得と、高頻度時系列データ取得のサクセスレベル としては、バルジの星の距離測定ができるまでに得られる成果であり、ミニマムサクセス として設定する。 バルジ方向のフォトメトリ アストロメトリ同様、バルジ方向だけの観測を 1 年行って得られる成果をフルサクセ ス、それ以外の方向の観測により得られる成果はエキストラサクセスの候補として挙げ る。*2 バルジ方向以外のフォトメトリ 具体的には、系外惑星の探査として、既知のトランジット惑星の 2 次食（惑星が恒星の 裏側を通過する際の惑星による放射の分の減光）の観測などが考えられる。ほか、具体的 サイエンスは 2 章を参照。こうしたバルジ方向以外のサイエンスは成功すればエクストラ サクセスだといえる。 すなわちアストロメトリデータの取得、高精度フォトメトリデータ取得、時系列データ の取得、更にはバルジ方向以外の特定天体の観測に対してサクセスレベルを整理してまと めたのが、表 3.1 である。 *2 どれを採用するかは、ミッション提案までに運用解析を行って決定する。 27 28 第 3 章 ミッション成功基準 表 3.1 サクセス 成功基準 基準 達成（判断）時期 バルジ領域 1 箇所フォトメトリーをΔ 一回の撮像 レベル ミニマム m1 Hw ≤ 0.05mag の精度で測定 サクセス m2 5 千個（TBD) の星が 1mas/yr(TBD) で 数ヶ月の撮像 固有運動が達成。 ○太陽系近傍の星団の物理、ダークマター 分布の解明。 m3 Δ Hw ≤ 0.05mag(TBD) 精度のフォト 数ヶ月に渡り連続撮 メトリ時系列データ取得。 像 ○巨大ブラックホールの周期的爆発現象 の解明など。 フルサク f1 セス 領域 1 において Hw=10mag で年周視差 1 年間のミッション 13µas (バルジの手前側の星が距離測定で 終了時 きる）固有運動 37µas/yr (領域 2: 年周 視差 78 μ as, 固有運動 220 μ as/yr) ○銀河系中心付近でのバルジ構造と星形 成史の解明 ○巨大ブラックホール形成の解明 ○バルジ星に対する恒星物理学 f2 バルジ方向の特定天体のアストロメトリ 1 年間のミッション およびフォトメトリ 終了時 ○銀河系の渦構造の解明 ○星間吸収物質の 3 次元分布 領域 1 において Hw=11.5mag で年周視 2.8 年間のミッショ ラサクセ 差 10µas、(バルジの奥側まで含めた星が ン終了時 ス 距離測定できる）固有運動 10µas/yr (領 エクスト e1 域 2: 年周視差 50 μ as, 固有運動 50 μ as/yr) ○バルジのより広範囲 (中心より奥）での 構造と星形成史 ○アストロメトリ法による系外惑星探査 ○トランジット法によるハビタブルプラ ネットの検出 ○系外衛星の検出 ○重力レンズの解明 e2 バルジ方向以外の特定天体のアストロメ トリおよびフォトメトリ ○ブラックホールからのジェット現象の 解明 ○ 2 次食観測による系外惑星探査と惑星 の物理的特徴の解明 冬期 3 ヶ月 29 第4章 プログラム構想 4.1 「JASMINE プログラム」構想の概要 国立天文台 JASMINE 検討室を中心として、赤外線位置天文観測衛星計画を段階的に 進めている。計画では、超小型衛星、小型科学衛星、中型科学衛星を順番に打ち上げて観 測能力を上げながら科学的成果をあげていく予定である。これらの計画を「JASMINE 計 画シリーズ」と呼んでいる。なお、段階的に行うのは、位置天文観測は観測装置や衛星バ スシステムに対して非常に厳しい技術的要求を課すため、技術的蓄積を積みながら技術的 実現性を順次高め、より大きな科学的成果の達成を目指すためである。各々の衛星計画の 概要は以下の通りである。 Nano-JASMINE 計画：国立天文台、東京大学、京都大学を中心として開発を進めてい る超小型衛星。主鏡口径 5cm、重さ 35kg、サイズ 50cm 立方程度の衛星。ウクライナの サイクロン−４ロケットに搭載され、プラジルのアルカンタラ発射場から 2011 年度（8 月以降）に打ち上げられる予定。日本で初めての位置天文観測衛星であり、ヒッパルコス 衛星に続く、世界でも 2 番目の位置天文観測衛星となる。実際の宇宙軌道上での技術的 蓄積や経験をつむとともに、世界的な科学的成果も目指している。zw-バンド (波長領域 が 0.6 ミクロン∼1.0 ミクロン）での全天位置天文カタログを世界で初めて作成する。超 小型衛星とはいえ、検出器の技術革新などにより、Nano-JASMINE 単独では、ヒッパル コス衛星と同程度の観測精度の達成を目標とし、ヒッパルコスによる恒星の位置カタログ と組み合わせることにより、これまでより一桁精度の高い運動情報を含む位置天文カタロ グが作成できる。 なお、Nano-JASMINE 計画は順調に進み、FM の組み立ては完了し、 最終的な試験を行っている段階である。 小型 JASMINE 計画:Nano-JASMINE に引き続く、本プロジェクト提案の計画。 (中型）JASMINE 計画:小型 JASMINE に続く、中型科学衛星クラスの計画。望遠鏡の 主鏡口径は、80cm クラスとなる。位置天文精度は、小型 JASMINE と同様の 10 マイク ロ秒角を目指す。ただ、小型 JASMINE よりサーベイ領域がかなり広くなり、バルジの ほぼ全領域を覆う, 銀河系中心を中心とした、20 度× 10 度の領域をサーベイする。観測 手法、データ解析方法は、小型 JASMINE とほぼ同様である。科学的目標としては、小型 JASMINE で先駆的研究を行い、中型 JASMINE において、バルジに関する研究の完全 実現を目指す。 30 第4章 プログラム構想 4.2 「JASMINE プログラム」に対する要求/制約事項 4.2.1 国内外の位置天文プログラムにおける位置づけ (i) 位置天文学の歴史的背景 位置天文観測は星の天球上の位置とその動きを測定する天文学において最も古い分野で あり、脈々と続けられてきている人類の営みである。ただ、地上観測においては、大気ゆ らぎや装置の重力変形などの影響もあり、20 世紀には測定精度に限界がきていた。その ため、分光、測光、高分解イメージなどの他の観測手段に比べて、天体物理学や宇宙物理 学へのインパクトが弱いものになっていた。ところが、20 世紀の末、ヨーロッパ宇宙機関 (ESA) が世界で初めての位置天文観測衛星 HIPPARCOS(ヒッパルコス）を打ち上げ、地 上の観測精度に比べて一桁以上もの精度向上を果たした。これは、画期的な進展であり、 位置天文観測を用いた新たな天文学、天体物理学の幕開けとなった。ただ残念なことに ヒッパルコス衛星の精度は、年周視差では、1 ミリ秒角であり、この精度ではまだ、我々 から高々 100pc（300 光年）以内の星までの距離しか年周視差で正確に求めることはでき ていないのである。銀河系全体（太陽から銀河系中心まででも約 8kpc、2 万 6 千光年にお よぶ）に比べればはるかに小さいスケールである。そこで、当然ながら、世界の位置天文 コミュニティは、ヒッパルコス衛星よりもさらに 2 桁も高精度 (10 µ 秒角）な測定を目指 して、あらたな位置天文観測衛星の計画に乗りだした。 (ii) 位置天文観測の国際的状況 前述した歴史的背景のもと、10kpc(3 万光年) にわたる星の距離測定が可能な 10µas ク ラスの位置天文観測衛星の計画がヨーロッパで進められている。全天を V=15mag で 12 ∼25µas 精度で観測する ESA の Gaia が計画されているが、可視光線での観測となる。 そうした中、ダストで覆われ、可視光線では十分観測できない銀河面、特に銀河系中心方 向のバルジ領域 (＋興味ある特定天体の方向）を近赤外線で観測するのが小型 JASMINE 計画である。このように、小型 JASMINE は、唯一の赤外線位置天文観測衛星計画であ り、海外の計画ではできない多数のバルジ星の高精度位置天文観測が可能という優位性を もつとともに、世界各国の衛星が相補的役割をはたしており、日本はバルジ領域を担当す る役割を世界から強く期待されている。世界全体の協力、役割分担で天の川銀河の全貌が つかめる事になる。 (iii) 国内での位置天文観測 日本では、電波干渉計を用いた地上での位置天文観測である VERA 計画が国立天文台 を中心として進展し、現在、稼働を行っている。年周視差で測定できるもっとも遠い天体 のレコードまで打ち出しつつある。VERA は、電波であるため、可視光観測が苦手とす る（バルジ方向を含む）天の川面の観測にも適している。しかし、VERA はメーザー源と なる天体、全天で約 500 個に観測が限られている。そこで、もっと多くの星自体、特に、 可視光測定の Gaia では、ダストによる光の吸収効果で十分多数の星を高精度で観測でき ない、銀河系中心付近のバルジ構造に含まれる多くの星の年周視差や固有運動の観測デー タを手に入れたい。そこで、JASMINE は、まさにバルジにターゲットを絞り、ダストに よる吸収効果をあまり受けない、近赤外線の波長を用いて、バルジに属する多数の星の位 置とその変動を測定することを目標とすることにした。 4.2 「JASMINE プログラム」に対する要求/制約事項 (iv)JASMINE 計画の世界的評価 世界の位置天文コミュニティも Gaia の補完となる JASMINE 計画に関してその科学 的意義を高く評価し、実現にむけてのサポートを公式に表明した。 具体的には、 ○世界の位置天文コミュニティである IAU Commission 8 (の主催で開催された IAU シ ンポジウム No.248@上海天文台、2007 年 10 月 15 日∼19 日) において、特に本質的な科 学領域として銀河系バルジの赤外線位置天文観測があげられ、日本での赤外線位置天文観 測衛星計画を世界のコミュニティとして推進していく事が重要であると認められ、このこ とは会議集録に記載されている。 ○小型 JASMINE 計画自体に関しても、2009 年 8 月に開催された IAU（国際天文学連 合）総会において、IAU Commission8 の president から強いサポートを頂いている（推 薦書を書いていただく予定）。 ○ JASMINE 計画の意義は、2006 年に開かれた IAU 総会の JD(Joint Discussion)13 での Tim de Zeeuw（現在、ESO 所長）による concluding remarks の中での次の言葉 にも表されている。“The Japanese space astrometry plans are exciting as they focus on an infrared study of the Bulge, which cannot be reached by Gaia other than in low-extinction windows.（Mem.S.A.It. Vol.77,1155, 2006.）” 4.2.2 我が国の科学衛星プログラムにおける位置づけの整理 (i) 国立天文台における位置づけ ○国立天文台においては、平成 16 年度からの法人化の際に、プロジェクト制へ移行した。 天文台が認めたプロジェクト毎に独立したプロジェクト室 (観測所、センターも含む) を 設置し、目的、権限、責任を明確化した。JASMINE に関しても、天文学の未来に挑む開 発プロジェクトという範疇のプロジェクト室として、JASMINE 検討室設置が承認され、 現在に至っている。 ○国立天文台第 2 期中間目標・中期計画、年次計画 国立天文台の第 2 期中期計画 (平成 22 年度∼27 年度）では、“地上からの天文学を軸 として、スペース天文学も含めた将来の観測装置に必要な基礎的開発研究の推進を図る。” とスペース天文学の開発研究を進めることがうたわれ、平成 23 年度年次計画には、 “将来 の位置天文観測衛星の実現に向けて検討を進める。”と記載されている。 (ii) サイエンスコミュニティでの位置づけ ○日本学術会議 天文学・宇宙物理学分野における日本でのコミュニティの代表である日本学術会議物理 学委員会、天文学・宇宙物理学分科会、天文学・宇宙物理学長期計画小委員会が平成 22 年に発行した「天文学・宇宙物理学の展望と長期計画」の光・赤外観測装置の長期計画の 箇所において JASMINE の記述ならびに“小型衛星で先駆的研究、中型衛星で完全実現 をめざす。”と小型 JASMINE 計画が記載されている。 ○コミュニティとの議論 赤外線位置天文観測計画自体に関しては、今までに国内で主催したいくつかの研究会、 およびその他の研究集会、学会、さらには国際会議などを通じて、サイエンスコミュニ ティとの議論を重ねてきた。国内で JASMINE グループが主催または共催し、JASMINE 31 32 第4章 プログラム構想 計画に関する情報提供、意見交換などを行った主たる研究会等は以下の通りである。 ○平成 12 年度国立天文台研究会「高精度アストロメトリ観測で拓く宇宙物理学」 ○平成 13 年度国立天文台将来計画委員会「アストロメトリ衛星 WG ＆光赤外将来計画 WG 合同ミーティング」 ○平成 18 年度国立天文台研究会「銀河系 2006」 ○平成 19 年度国立天文台研究会「高精度アストロメトリ観測の時代を迎えた 21 世紀の天 文学」 ○平成 19 年度日本天文学会秋季年会企画セッション「高精度多波長観測と理論による銀 河系の包括的研究」 ○平成 21 年度「JASMINE ワークショップ」 ○平成 22 年度「JASMINE サイエンスワークショップ」 また、上記以外にも数々の研究会、学会、光赤外将来計画シンポジウム等で JASMINE に関する情報提供と意見交換を重ねてきた。 4.3 「JASMINE プログラム」における小型 JASMINE の位置 づけ I. 位置づけの概要 2007 年度までは、銀河系バルジ全域をサーベイする（中型）JASMINE の検討を主と して行ってきた。しかし、検討の結果、技術的課題の克服および予算的な状況を考慮する と、当初目標としていた 2010 年代後半の打ち上げは厳しいことも明らかになってきた。 一方、バルジの星の直接的距離測定や高精度な横断速度の測定は、世界的なコミュニティ からも期待され、また、Gaia による可視光による位置天文データ、およびバルジ星の視線 速度や化学組成といった赤外線位置天文情報と相補的なデータが、2010 年代後半には揃 い、バルジ星の位置天文データを一刻も早く得ることが期待される状況となる。そこで、 技術的な実現性を高め、早期に科学的成果を得るために、小型科学衛星によるバルジ星の 赤外線位置天文観測の検討を 2008 年度から開始した。その結果、バルジの極限られた領 域にはなるが、科学的に非常に関心が高い、銀河系中心付近の数万個のバルジ星までの距 離や横断速度を世界で初めて高い信頼度で測定できる小型 JASMINE 計画を立案するに 至った。バルジの構造やその形成史、バルジの星形成史などの解明に大きな一歩を踏み出 すことが期待できる。なお、このように銀河系中心付近など科学的に重要かつ関心が非常 に高い領域のみに絞って、世界最高クラスの 10µ 秒角の精度で世界に先駆けて位置天文 観測を行うのは、小型科学衛星を用いるのが“最適”である。中型衛星以上で、より大き な口径をもった望遠鏡を用いても、位置天文測定の性質上、測定精度の向上や観測時間の 短縮は望めず、領域を絞った“狭領域位置天文観測”にとってはオーバースペックとなる からである（但し、広領域観測は中型以上が望ましい）。そこで、小型 JASMINE はサイ エンスコミュニティの関心が高く銀河進化の解明にとって重要な銀河系中心付近でのバル ジ構造や星形成史、巨大 BH の形成過程に的を絞ることによって、小型科学衛星のメリッ トを最大限に活かして、世界に先駆けて画期的な科学成果を出すことを目標とする。さら に、例えば X 線連星の軌道要素を初めて決めるなど興味深い特定天体にもターゲットを 絞り、画期的な成果を早期に出すことも可能となる。 4.3 「JASMINE プログラム」における小型 JASMINE の位置づけ なお、領域が小さくなるため、（中型）JASMINE 衛星では大変厳しかった衛星システ ムへの技術的要求値を緩和することができるようになった。また、小型 JASMINE を実 現することによって、(観測手法やデータ解析方法がほぼ同等な）バルジ全域を観測する （中型）JASMINE への実現のための科学的、および技術的ステップとなることも期待で きる。 II. 小型 JASMINE 計画の詳細な経緯 (i) 小型 JASMINE に至った経緯 コミュニティとの意見交換のプロセスを経ながら、平成 19 年度までは、Nano-JASMINE とともに、(中型)JASMINE を中心に検討してきた。(中型)JASMINE に関しては、平成 19 年度後半に行われた国立天文台に対する国際外部評価では、評価者グループから（中 型）JASMINE に関して以下のようなコメントが得られた。“The preparatory work for JASMINE, the challenging space astrometry mission, is innovative and imaginative. To be successful this group needs to adopt a systems approach which will require a tighter focus on addressing the specific technical challenges JASMINE proposes.” JASMINE 計画のミッション自体の意義は高く評価されたが、技術的課題の克服とそのた めのアプローチをさらに検討する必要性を指摘された。さらに、共同で検討を行っている JAXA のエンジニアの方達や有識者の方達からも、(中型)JASMINE に関しては、技術的 課題や予算などを考慮すると、目標とする 2010 年代後半の打ち上げは厳しいので、（中 型）JASMINE より技術的実現性を高め、早期の打ち上げが可能で、先駆的な科学的成果 を出せ、さらに (中型)JASMINE への技術的蓄積にもなるようなミッション内容の検討を 求められた。そこで、平成２０年度前半に総合的な検討を行い、小型 JASMINE 計画が 立案され、小型 JASMINE から（中型）JASMINE という計画の流れを考えるに至った。 小型科学衛星を用いる理由は、中型衛星より早期実現が可能というだけではなく、むし ろ前述したように銀河系中心付近など科学的に重要かつ関心が非常に高い領域のみに絞っ て、世界最高クラスの 10µ 秒角の精度で世界に先駆けて位置天文観測を行うのは、小型科 学衛星を用いるのが“最適”であることも明確になったからである。 (ii) 小型 JASMINE に対する評価 小型 JASMINE に関しては、平成 20 年度から 21 年度にかけても天文学会、宇宙科学 シンポジウム、研究会や国際会議での発表や意見交換を通じて、コミュニティへの広報と 意見聴取を行ってきた。 特に、平成 21 年 8 月にリオデジャネイロで開催された IAU(国際天文学連合) 総会の際 に行われた Commission 8（世界の位置天文学コミュニティ）の会合で、小型 JASMINE に関して世界に対して初めて発表を行った。その結果、Commission 8 の President から、 強いサポートを頂けることとなった。 さらに、平成 21 年 9 月にハイデルベルグで開催された銀河系に関する国際会議でも 発表を行うとともに、専門家との意見交換を行った。その結果、多くの方から、小型 JASMINE の科学的意義、必要性を認めていただいたとともに、小型 JASMINE とは相補 的なデータとなる、銀河系バルジの星々の視線速度と化学組成の観測を開始している、米 国 UCLA の M.Rich 氏の BRAVA プロジェクトチームとの国際的な連携を開始すること で合意が得られた。その後、平成 21 年 12 月に UCLA に訪問し、連携や小型 JASMINE で拓くサイエンスに関しての詳細な議論を行った。なお、平成 22 年 5 月には、もう一つ の国際連携プロジェクトである、ARGOS を行っているオーストラリアのチームを訪問 33 34 第4章 プログラム構想 し、詳細な議論を行い、連携を深めることとなった。 さらに、米国における H バンドによる高分散分光サーベイ観測を行う APOGEE 計 画 チ ー ム と の 国 際 的 な 連 携 体 制 も で き つ つ あ る 。APOGEE 計 画 の PI で あ る S.Majewski(バージニア大学) より、APOGEE の継続的発展として、バルジ観測に適 した南天の望遠鏡に APOGEE と同じ高分散分光器を取り付け、バルジ観測を行う APOGEE-III 計画を共同でプロポーザルを出すことを提案された。その結果、共同プロ ポーザルの提出を米国で既に行った。順調にいけば、2017 年頃には観測データを得るこ とが可能となる予定である。 また、上海天文台からは小型 JASMINE の科学データを中国の複数の受信局を用いて 行っても良いとのサポートの提案が行われた。そこで、上海天文台との協力に関しても協 議を開始した。 以上のように、国際的な連携協力がサイエンス面でもデータ受信の面でも進みつつあ り、小型 JASMINE への期待のあらわれと考えられる。 最近の国内コミュニティの動きとしては、次の通りである。平成 22 年 2 月に国立天文 台で JASMINE ワークショップを開催し、国内の関係コミュニティへの小型 JASMINE 計画の周知や、衛星仕様、サイエンスに関しての意見交換を行った。その結果、小型 JASMINE のサイエンスに関する検討、アドバイスを行う、サイエンスコミュニティ有志 から構成される小型 JASMINE サイエンスワーキンググループが立ち上がることとなっ た。平成 22 年度には、サイエンスワーキンググループによる会合を２回行うとともに、 さらにサイエンスワークショップをワーキンググループとの共同で開催した。そして、小 型 JASMINE で期待できる科学的成果について、サイエンスワーキンググループを中心 にレポートにまとめられた。具体的な科学的成果については第 2 章を参照のこと。 以上、サイエンスコミュニティからの評価は高く、その期待に応えるため小型 JASMINE 計画を進めてきた。 35 第5章 システム機能・性能要求 5.1 ミッション概要 (ミッション要求） 表 5.1 衛星システムのノイズ対策と小型 JASMINE ミッションの 関係 誤差への一般的対策 小型 JASMINE における状況 除去する 設計はできても製作精度には限界がある 制御する 制御精度の 10 倍程度細かい測定精度が必要となり、最終目標精度に対して は、制御はできない。 測定する 一回の測定限界の 10 倍から 1000 倍程度の精度を必要とするミッションで あり、測定で最終目標精度の 10µas を達成するのは不可能 推定する 小型 JASMINE の目標精度は、推定により達成する 一般に衛星システムのノイズ対策には、表 5.1 に示すようなものがある。ある程度まで の観測の質を確保するには、表に示す「除去する」 「制御する」 「測定する」は有効である。 しかし、小型 JASMINE はそもそも一度では測定出来ない高精度の測定を、多数回の観 測による統計処理で実現しようというミッションである。従って、最終的に科学要求から 来る 10µas を、「除去」「制御」「測定」だけで達成することは不可能である。これらは、 データ解析の途中のステージで観測データの質を高めること（そのステージでの要求精度 の実現のため）に有効かつ必要ではあるが、最終的な目標精度 10µas を達成するには「推 定」が必須であり、その工夫を行うのがこのミッションの重要な部分である。これを実現 するために、観測方法・データ解析の中のステージ毎にモデル化を行い、そのステージに 必要な目標精度を推定で達成する。さらに、天球上の撮像される位置や方向に相関の無い 多数枚の撮像を行うことで、その誤差はランダム (無相関) として扱えるようにし、最終 的に精度を推定で 10µas に近づけてゆく (詳細は、表 5.3 を参照） 。ただし、この精度の保 持をシステムに対して数年にわたり要求することも無理で、最終的には他の観測で得られ ている天体の位置天文情報をキャリブレーションに用いる。そこで、ミッションの要求は 以下のようにまとめられる。 36 第5章 システム機能・性能要求 サイズの良像を得る システムの開発 多数の撮像誤差がランダム であることの検証 装置変形モデルが適 中心を高精度で決める 大フレーム作成時間程度 熱変形許容量:1mas 切であることの検証 熱変形推定精度:10µas スペースでの測定は困難だが地 撮像時間程度 像サイズ200mas 中心決定精度1mas 誤差は10µasレベルでランダム 200mas 相互の関係 位置、サイズ、ゆがみ ( ﾔ･ ･ ･･･Vb ~･･ 図 5.1 ) 上なら測定可能 ・地上でモデルを検証 ・機上ではパラメータを推定 普通の星でキャリブ レーションすれば軌道 周期程度は解ける もっと長時間: 「QSO」等で較正 f 天球に する map 装置座標 YYG、検討会(2011/4/27) 天球上の座標 プロジェ クト等との協力 VERA 5 小型 JASMINE が 10 マイクロ秒角を実現する道筋。個別の撮像から、焦点面 上での星像中心を 1/100 pixel レベルで推定する。さらに、焦点面の装置座標を天球面 上の座標にマップする関数 f にはさまざまな擾乱源が含まれるが、これらを適切にモ デル化し、モデルパラメータを推定することで、10µas を実現する。モデルの妥当性 は、地上実験などであらかじめ確認しておく。 小型 JASMINE の最上位システム要求 小型 JASMINE の解析における途中の各ステージでの推定精度の要求値は存在し、 それを満たすようにシステムの安定度等に対する要求が生じる。しかし、各ステージ の要求精度は最終目標精度 10µas より低くて良く、従ってそのステージに要求され るシステム等への安定度要求も最終目標精度より低くて良い。ランダムな量子ノイ ズを含む光子分布から、可能な限り 10µas の精度を持つモデルを使ってモデルを推 定することで、残差はランダム誤差として扱える。10µas レベルのモデル化が困難な 項目では、天球上の撮像される位置や方向に相関の無い多数枚の撮像を行うことで、 その誤差はランダム (無相関) として扱えるようにし、最終的に精度が 10µas になる ことを保証する必要がある。 10µas 精度を実現するため、我々は図 5.1 に示すような複数のステップで観測データを reduction してゆく。 モデル化 星像中心の撮像プレート上の位置を高精度に推定するため、撮像プレート自身 や光学系の歪みを 10µas 精度で推定する。歪みを 10µas で押さえようと思えば、 変形を 100pm 以下に抑えるという要求になるが、この 100 倍程度、10nm 程度の 変形があっても変形のモデル化により 100pm オーダーの変形を推定できる。この 変形要因が熱であると、温度変動に対する要求は 1K 程度となり、この温度安定性 を要求する。膨潤変形、構造変形なども、変形自身の大きさが 10nm 以下になるよ 5.2 ミッション要求から導かれる観測手順および誤差精度 うに CFRP の保管条件や構造設計を行う。 無相関性 検出器の感度ムラや pixel の形状、サブピクセルレベルで感度分布など、pixel ごとの非一様性も星像中心推定に影響を与えるため、同様の要求がある。しかしな がら、pixel 毎に検出器のレスポンスが全て異なるとか、そのレスポンス自身のあ らゆる時間スケールでの変動を許せば、推定すべきパラメータが多すぎて、推定 問題は成立しない。そこで、特に検出器由来のいくつかの推定に関しては、本来 pixel 毎に異なるレスポンスを全て同じ、あるいは空間的にも時間的にもある程度 長波長・長時間変化だけを考慮してそれより短い空間・時間スケールの変化は無い ものとして扱う。この仮定は、天球上の撮像される位置や方向に相関の無い多数枚 の撮像を行うことで、その誤差はランダム (無相関) として扱えるようにする。そ れによって誤差が系統的ではなくランダムで混入するため、撮像枚数 N に対して √ 1/ N で誤差が落ちるものとして扱うことができる。そのため、撮像時間の時間 尺度ではモデル化精度が 1mas 程度であることを許容する。 モデル化の妥当性を軌道上で確認することは、波面センサーの搭載とかレーザー干渉計の 搭載など原理的に考えうるが、小型科学衛星という制約から難しい。しかしながら、地上 実験でその妥当性を検証することは、我々のレーザー干渉計技術で可能であり、これによ り妥当なモデルを構築し、軌道上では画像からモデルパラメータを推定することで、目標 精度を達成する。無相関性の取扱の過程が妥当であることは、地上実験で 100 万枚オー ダーの撮像実験による検証を継続中である。 詳細なミッション要求分析は付録 B.1 章に記述する。 5.2 ミッション要求から導かれる観測手順および誤差精度 銀河系の力学構造とその進化の解明のため、我々のミッションは可視光では見通す事の 出来ない天の川銀河のバルジ領域の観測を行い、位置天文パラメータ（位置、年周視差、 固有運動）を所定の精度で求める（観測領域の詳細は 6.6 章を参照）。バルジの観測を行 うにあたり、表 5.2 で示すステップをとる。その過程で最終的に目標精度まで追い込む流 れを図 5.2 で示した。 表 5.3 では、3 つの各ステージで発生する系統誤差について、その内容や誤差の発生要 因、典型的な値、その対処方法を記している。モデルパラメータの推定のもとは星像であ り、星像の中の光子の揺らぎはランダムなので、モデル化誤差を除くパラメータ推定誤差 はランダム誤差と扱える。モデルを十分精度良く作れば、ランダム誤差は大きく残っても 系統誤差は小さくすることができる。検出器の pixel 毎に異なる誤差のように精度良いモ デル化が出来ない場合は、観測時における撮像フレームのさまざまな場所で同じ星が撮像 されることで、誤差が無相関でランダムとして取り扱える。このストラテジにより十分に 誤差が小さくなる事を示すための実証実験は、2011 年内に終了する予定である。 5.3 ミッションへの制約条件 小型科学衛星の枠組みによる打上に際しミッションへの制約条件となるのは以下の通り である。 37 sam100.0差誤 定決置位度速星衛 sam500.0<< 差誤の体天正較 分09/°1 性定安熱の鏡遠望 めたるすに下以 ) N D( / λ ~ σ sam70.0 差誤う伴に結連 ）化ムダンラのルーケスルセクピ（ 。るち落 し化ムダンラで事るす像 撮で所場な々様は差誤 性定安向指 うよいな らなくき大がズイサ像星 s7/sam091 少減のesion notohpるよに積蓄の数子光* )sam6.1(xip300.0 差誤系学光 )sam901(8/? ズイサ像星 sam035 定決でルベレ xip001/1りよにム ズリゴルア法心重 定決心中像星 どな差誤ムズリゴルア sam4 枚46 定決置位 所箇1 内ムーレフ像撮 統系のどならむxip器出 検、差誤ムズリゴルア 46v/１～ sam5.0 定決置位 ムーレフ大 sam500.0 差誤統系）の期周年 1（の内ムーレフ大 0009 v/1～ 枚 00 09 ）化ムダンラのルーケス器出検（ 。るち落し化ムダンラ で事るす像撮で所場な 々様は差誤統系のどな 差誤結連、み歪器出検 sam700.0 ムーレフ大 数多 れ流の測観のでま成達度精標目 観測流れ図 図 5.2 システム機能・性能要求 第5章 38 5.4 システムへの要求 表 5.2 39 観測の手順と各手順における誤差の扱い。詳細は付録 B.3 章を参照。また、観 測領域に関しては 6.6 章を参照）。 ステージ 1 手順 小フレーム内の星の位置の導出 (約 7 秒 ×16 回 ∼100 秒) 説明 静止画像を 16 回取得し、その星像中心位置を正確に求める。 統計誤差 星像を形成する光子の揺らぎは、量子力学的不確定性原理に よるもので、ランダム誤差である。 系統誤差 PSF の誤差、検出器のピクセル歪誤差と感度むら、TTM に よる星像の広がり、chromaticity、光学系 distortion を、変動 しないとしてモデル推定する。 ステージ 2 手順 大フレーム作成 (45 分) 説明 小フレームを重複させながら撮像をおこない、観測領域全体 を覆い尽くすようにする。 統計誤差 隣接する小フレームに共通する星を頼りに、小フレーム相互 の位置などを推定する。光子の分布から算出された星像中心 を用いた推定なので、その誤差は統計誤差である。 系統誤差 観測システム構造変形、衛星速度見積誤差、衛星位置見積誤差 などを、変動を込みで推定する ステージ 3 手順 年周視差、固有運動導出 (1 年 ∼3 年) 説明 大フレームの作成をミッション期間に渡り繰り返す。 系統誤差 観測システム構造経年変化、較正天体誤差、想定していない星 の運動。 • NEC バスシステムを使用する。ミッションペイロードインターフェース条件書に 示すインターフェース条件を満たさなければならない。 • コスト、ミッション部で 10 億円以内。 • イプシロンロケット（次期固体ロケット）の使用。太陽同期軌道*1 を用いる場合、 高度と重量の可能な組み合わせは、(500km, 450kg)、(550kg, 402kg)、(600km, 306kg) となる。バス部は 200kg と規定されているが、バス部製作メーカーの評価 は 250kg となっており、これに従って、ミッション部重量の制約は 200kg, 152kg, 56kg となる。 • 軌道投入精度 (TBD) 5.4 システムへの要求 以下、上述のミッション要求から導かれる観測系、バス部システムへの要求、更には制 約条件から導かれる要求など、各種要求を整理する。 *1 長楕円軌道をトレードオフ中である。 しなに特 saμ5< 正補るよに体天正較 しな saμ005～ saμ5～ 度 れ 精グロタカ体天るい用 ずのターデ体天正較 差誤体天正較 み歪鏡 枚数多 動変度温、動変熱 等遠形望変の潤て膨けかや化間変時境長 化ム変テ年ス経シ測造観構 環熱のでルーケス年 差誤の差視るよ 差誤りも にい違の置位の星衛 積見置位星衛 差行光る 差誤りも じ生い伴に動運星衛 積見度速星衛 ム 歪像画る 形変造構 ーレフ大 じ生で形変の鏡遠望 ムテスシ測観 う伴に等化変境環熱 ルーケス分04 歪の像画る noitrotsid す在存ず必に系学光 系学光 れずの 置位るよにい違の色 差誤正補色星 歪的域大の器出検 ド る イロトンセ れずが置位の心重ン トォフりよにラム度感 差誤器出検 のもるす因 起に造構部内やい違 の状形の毎ルセクピ 差誤のルデモ るす定推を心中像星 差誤定推心中 明説の差誤 差誤統系 ルデモ動運星衛 saμ5< mk051 延遅 圏流対波電、延遅圏 ルデモ動運星衛 saμ5< s/mm1 離電波電、差誤系時 御制を因要 化ルデモ saμ5< 。るす 形変潤膨、形変造構 の形変どな計設造構 ・件条管保・度温うよ saμ005～ きに大下の以信mn自01形を変さ るよに化変力重球地 るきで視無は上以次 、動変度温、動変熱 造 構 ・ 潤 膨 ・ 熱 3、正補の式項多次2 系学光い 動振時げ上ち 正補るよに式項多 xip1～ さ 小 の noitrotsid 打、様仕の器機載搭 系学光の ルデモ数指色 xip1.0～ みの鏡うよるな 様仕の器機載搭 化ルデモ saμ5< くさ小が差収色 下以度 様仕の器機載搭 正補るよに式項多 xip1～ 程 % 1 . 0 歪 的 域 大 傷損体 saμ1< xip1.0< 正補トッラフ xip1.0< 以%01ラム度感下 導半るよに線射放宙 宇、様仕の器機載搭 性 しな xip300.0< %3.0歪ルセ下ク以ピ 様仕の器機載搭 関相無＋化ルデモ xip300.0< xip1.0< 正補るよにルデモFSP xip1.0～ 理原理物 差誤 き続手るすにsaμ 度精分配後 差誤生発 求要 因原な主の生発差誤 統系終最 5を差誤統系終最 正補ルデモ 正補るよにルデモ れ流のでま差誤終最、びよお処対らか生発差誤 ている。4 カラム目「要求」には、配分値も含まれる。 システム機能・性能要求 第5章 40 表 5.3 系統誤差まとめ: 左側 3 コラムは 3 つの各ステージで発生する系統誤差とその 内容説明および、誤差発生要因を記している。また右のコラムは誤差への要求と発生す る誤差の典型的値、またその対処方法と対処後必要とされる誤差値の一連の流れを記し 5.4 システムへの要求 5.4.1 ミッション要求から導かれる観測系へのシステム要求 集光・結像機能 1. ミッション期間内に必要な位置決定精度が得られるだけの【口径】を有すること。 同時に口径の能力十分引き出すため【中心遮蔽率】以下とし、【鏡面の反射率】× 【ミラー枚数】×【検出器の量子効率】を合わせて【光学系スループット】の要求 値を上回ること。 2. 星像が数ピクセルにわたって検出器面上で拡がりを持つようにすること。ただし、 【焦点距離】f は、 【口径】D、 【ピクセルサイズ】w としてλ f/Dw=1.8 なる関係を 満たすこと。 3. 目標の観測領域を観測するための【アストロメトリ用観測視野サイズ】と【色識別 用観測視野サイズ】が確保できること。 4. アストロメトリー用観測視野全域に渡り星の位置決定精度が得られるよう、【光学 系誤差】が小さいこと。 5. 焦点面上画像において、【焦点面上位置決定精度】以下で画像歪みのモデル化がで きること。そのため、【焦点面画像変動量】の要求値を満たすこと。 備考： 以上の数値はベースライン案であり、1 つが満たされなくなると不成立というわけ ではなく、他で補う事が可能である。 以上集光・結像機能に対する要求を満たす現段階におけるひとつのベースラインは以下 の通りである。 主鏡口径：30cm 焦点距離：3.9m 視野角：0.6°× 0.6° 迷光防止機能 1. 【観測期間】中、太陽や地球アルベドからの迷光が所定の値以上入らないこと。 備考： 【軌道高度】550km の地球周回軌道の場合、【観測コーン角】を 23 度以下になる よう与えると【一周回中の観測時間割合】として 50 ％を確保できる。【軌道高度】が高け ればそれだけ、【一周回中の観測時間割合】が増える、もしくは、【観測コーン角】の制限 が緩くなる。 【観測期間】とは冬季 4 分の 1 を除く期間でかつ地没せずバルジが観測可能な時間を指 す。 迷光の影響を所定の値に収めるために、以上要求のベースラインとして、減光率を 10−11 ∼10−12 とする。 41 42 第5章 システム機能・性能要求 波長フィルタリング機能 1. アストロメトリ用観測のため、【アストロメトリ用観測波長】をフィルタリングで きること。 2. 星の色を識別するため、アストロメトリ観測用とは別に【色識別用検出器個数】の 検出器それぞれに異なる【色識別用観測波長】を取得する機能を有すること。 ベースラインとして、観測波長 1.1µm ∼1.7µm でフィルタリングをおこなう。色識別 用観測波長は TBD である。 結像取得機能 1. アストロメトリ用としてフィルタリングされた【アストロメトリ用観測波長】の フォトンを効率よく取得でき、星像中心位置が求められるような画像を取得でき る事。 2. 焦点面上において、【アストロメトリ用ピクセル数】の要求値を満たすこと。また、 【色識別用ピクセル数】の要求を満たすこと。 3. 7.6 等までの明るい星を観測できるために、十分な【ポテンシャルウェル】を持つ こと。 4. 【Readout ノイズ】やダークの要求値を満たすこと。 ベースラインとして、4K × 4K のピクセル数以上を有する検出器を必要とする。また、 readout ノイズ 30 以下、ダーク 60/sec 以下。 備考： HAWAII array（HgCdTe 赤外検出器）1.7 μ m カットオフを想定。HgCdTe 検出器は【アストロメトリ用観測波長】をカバーする。 指向安定化機能 1. 撮像期間中の指向方向を制御し、像安定化を要求された精度〈備考参照〉で行う こと 2. ミッションデータ解析用・動作確認用として制御情報（時刻、角度、変位等）を出 力できること。 ベースラインとして 190mas/7sec を要求。バス部システムへの要求としては厳しいの で、TTM など指向安定化機能をミッション部にて受け持つ。 結像位置調整機 1. ピント調整ができること。 2. オプションとして、打ち上げ後の収差補正が出来るよう、tilt displacement が出来 ること。 3. 【結像位置調整機構のダイナミックレンジ】の要求値を満たすこと。 4. 【結像位置調整機構のレゾリューション】の要求値を満たすこと。 備考： 駆動方法、駆動ミラーにより、ダイナミックレンジ、レゾリューションが決まる。 5.4 システムへの要求 ベースラインとして、想定される温度変動により見積もられる結像位置の変動量に対応 できるため、500µm 以上のダイナミックレンジを必要とし、100µm 以下の精度での位置 決めを要求。 観測データ処理機能 1. 生画像データから解析に必要な情報を取り出すことができること。 2. 生画像データを処理し、地上へダウンリンク可能なデータ量へリダクションできる こと。 備考： 星像データの切り出し・重心位置の計算・ゴロム符号化処理などのオンボード処理 を行なう。 テレメトリ・コマンド処理機能 1. バス部とのデータ I/F を有すること。 2. バス部から送られてくるコマンドをもとに、ミッション部の各機器を制御できる こと。 3. ミッションデータ、ミッション部 HK テレメトリをバス部へ伝送できること。 温度安定化機能 1. 搭載機器の発熱及び外部熱環境の変化に対して、【大フレーム観測時間】の間、光 学系と検出器系が「光学系支持機能」の要求を満たす温度安定度内に維持できる こと。 ベースラインとして、大フレーム観測時間 45 分の間に光学系、検出器が「光学系支持 機能」の要求を満たすため、画像歪みを多項式として展開した場合の 2 次までが 10nm 以 下、3 次以降が 0.1nm 以下の条件を満たすことを要求する。これを熱要求に換算すると、 数 K/45min の要求になる。 冷却機能 1. 衛星内部搭載機器および衛星外部の熱環境に対して、【アストロメトリ用観測波長】 において望遠鏡の熱輻射の影響を受けないように、光学系を【温度範囲＠望遠鏡】 内に冷却、維持すること。 2. 同じく、ダークカレントの影響を受けないように検出器系を【温度範囲＠検出器】 内に冷却、維持すること。 光学系に対し 200K 以下（目標 180K) の温度要求をし、検出器部に対しては 180K(目 標 170K) を要求する。 温度モニタ機能 1. 光学系と検出器系の温度を、【モニタ温度分解能】かつ【モニタ温度サンプリング 箇所】にて計測し、テレメトリとして出力すること。 43 44 第5章 表 5.4 システム機能・性能要求 ミッション要求から導かれるシステムに対する要求 項目 要求 主鏡口径 30cm 焦点距離 3.9m 視野角 0.6°× 0.6° 検出器 1.7µm カットオフ赤外アレイ 運用温度 200K 以下（目標 180K 以下） 検出器温度 180K 以下（目標 170K 以下） ミッション部支持機能 1. ミッション部の全ての機器を適切に支持し、各機器を所定の環境条件内に維持する こと。 2. 打上げ時および軌道上において生じると予想される荷重、振動、衝撃等に対して十 分な強度・剛性を持って耐えること。 備考： 機械環境は、「小型科学衛星ミッションペイロードインターフェース」に準ずる。 光学系支持機能 1. 全ての光学系及び検出器系アセンブリを適切な位置関係に保持すること。 2. 【大フレーム観測時間】内における「集光・結像機能」が要求する【受光面上画像 変形量】を満たす構造変形量に抑えること。 備考： 製造誤差、熱変形、耐環境。 ミッションセンサ較正機能 1. 検出器感度の変化（劣化）を補正するため、適宜フラット画像が取得できること。 2. 軌道上で指向変動量と指向誤差検出素子上での変動量との関係を較正できること。 備考： キャリブレーション。例えば、TTM を駆動してその変動量と誤差検出素子上での 変動量を確認する。 以上、ミッション要求から導かれる観測系への要求の主なものをまとめると以下の表 5.4 の通りである。 5.4.2 ミッション要求から導かれるシステムに対する要求 ミッション部搭載機能 1. 衛星バス +Z 面のミッション取付点インタフェースを介して、ミッション部を支持 すること。 2. ミッション部熱制御系が適切に機能するための熱 I/F 条件（温度、ミッション部へ 5.4 システムへの要求 の視野要求、許容熱交換量）を有すること。なお、バス側が備える温度計測サービ ス、ヒータ供給サービスに対する要求条件は TBD。 3. バス部側面パネル ミッションプラグソケットの電源バス I/F を介して、ミッショ ン部に電源供給すること。 4. バス部側面パネル ミッションプラグソケットの Space Wire I/F を介して、ミッ ション部機器とデータハンドリングを行なうこと。 備考： 各ミッション部搭載機能に関する標準仕様は「小型科学衛星ミッションペイロード インタフェース」参照。 HK テレメトリ・コマンド機能 1. 打上げから後期利用段階まで、衛星運用（HK 運用、ミッション運用）要求に応じ た地上局からのコマンド受信、及び地上局への HK テレメトリ送信を行なうこと。 2. また、バス部/ミッション部各機器に対するコマンド配信、及び各機器からの HK テレメトリ取得・蓄積（【ＨＫテレメトリ蓄積容量】要求〈備考欄参照〉を満たす） を行なうこと。 3. 基本的な観測運用に対しては、自動運用機能（コマンド展開機能）を備えること。 備考： 小型科学衛星標準バスのデータレコーダ仕様が、「HK テレメトリ蓄積容量」及び 「ミッションデータ蓄積容量」のベースライン案となる。 ミッションデータ蓄積・伝送機能 1. 観測運用にあたって、衛星運用（ミッション運用）要求に応じたミッション部から のミッションデータ取得・蓄積（【ミッションデータ蓄積容量】要求〈備考欄参照〉 を満たす）を行なうこと。 2. また、地上局に対するミッションデータ送信を行なうこと。 備考： 小型科学衛星標準バスのデータレコーダ仕様が、「HK テレメトリ蓄積容量」及び 「ミッションデータ蓄積容量」のベースライン案となる。 ベースラインとして 通信系：テレメトリ伝送 2Mbps 以上 データ処理系：観測データ記録容量 2Gbyte 以上 電源供給機能 1. 打上げから後期利用段階まで、衛星運用（HK 運用、ミッション運用）に要する電 源供給（ 【ミッション部供給電力】要求を満たす）を行なうこと。 2. ミッション部に火工品を搭載する場合は、地上コマンドに基づいて、同火工品に駆 動電力を供給すること。 電力：観測システムバスシステム合計 700W 以上 45 46 第5章 システム機能・性能要求 姿勢制御機能 1. 打ち上げから後期利用段階まで各運用フェーズに基づく姿勢制御（初期捕捉、3 軸 制御、FDIR）を行うこと。 2. 観測運用フェーズにおいて、観測に必要な姿勢制御、姿勢マヌーバ（視野変更〈備 考欄参照〉）を行うこと。 備考： 視野変更パターンは B/L 管理表にオプション案を含め定義する。 ベースラインとして 観測方向変更：0.35 度マヌーバ＋静定/30sec 指向精度要求：制御精度 180 秒角以下、安定度 190mas/7s 以下はミッション部にておこ なう。 軌道制御・決定機能 1. 定常段階から後期利用段階までの【主観測運用期間】を常に全日照とするため、打 上げロケットからの衛星分離後、観測軌道（【軌道種類】【軌道高度】【軌道傾斜角】 【降交点通過地方時】要求を満たす）への投入誤差の補正に要する推力を供給する こと。 2. また、上記（１）項の軌道条件を維持するため、軌道保持制御（【軌道高度保持範 囲】【軌道傾斜角保持範囲】【降交点通過地方時保持範囲】要求を満たす）に要する 推力を供給すること。 3. 全運用完了時、デブリ発生防止標準（25 年以内に地球落下など）に適合するデオー ビット制御に要する推力を供給すること。 4. 【軌道位置決定精度】【軌道速度決定精度】要求を満たす（地上システムにおける オフライン処理によって）軌道決定情報を得るため、それに要する仕様の GPS 受 信機を搭載して、同データを地上伝送すること。 備考： 上記（３）項に関して、衛星の面積/質量比=0.01 の場合、高度約 600km 以下は デオービット制御不要（スペースデブリ発生防止標準解説書より）。 以上のベースラインとして 軌道：軌道高度 550km の地球周回軌道（昇交点地方時 6 時の太陽同期軌道） 衛星位置決定精度：150km 以下 衛星運動速度決定精度：1.5mm/s 以下 以上、ミッション要求から導かれるシステムに対する要求を整理して表 5.5 に表す。 5.5 ミッションへの制約条件から導かれるシステムに対する要求 表 5.5 ミッション要求から導かれるシステムに対する要求 項目 要求 軌道 軌道高度 550km の地球周回軌道（昇交点地方時 6 時の太陽同期軌道） 指向精度要求 制御精度 180 秒角以下、安定度 190mas/7s 以下 観測方向変更 0.35 度マヌーバ＋静定/30sec 衛星位置決定精度 150km 以下 衛星運動速度決定精度 1.5mm/s 以下 通信系 テレメトリ伝送 2Mbps 以上 データ処理系 観測データ記録容量 2Gbyte 以上 電力 観測システムバスシステム合計 700W 以上 表 5.6 ミッションへの制約条件から導かれるシステムに対する要求 項目 要求 軌道 軌道高度 550km の地球周回軌道（昇交点地方時 6 時の太陽同期軌道） 衛星総重量 ミッション部 200kg 以下 総電力 900W 以下 ミッション期間 1 年以上（目標寿命 3 年） 5.5 ミッションへの制約条件から導かれるシステムに対する 要求 軌道：軌道高度 550km の地球周回軌道（昇交点地方時 6 時の太陽同期軌道） 衛星総重量：ミッション部 200kg 以下 総電力：900W 以下 (SAP 正対時) 以上、表 5.6 47 49 第6章 衛星システム概要 6.1 全体概要 21 年度までの衛星メーカーによるシステム検討で、冷凍機搭載のコストが問題となり、 従来は中心波長 2 ミクロン（Kw バンド）を用いる観測を考えてきたが、中心波長 1.4 ミ クロン（波長域 1.1 ミクロン∼1.7 ミクロン）を用いる場合（Hw バンド）の検討を 22 年 度に開始した。Hw バンド観測では 1.7 μ m カットオフの HgCdTe 検出器を用いる予定 であり、この場合、170K∼180K といった比較的高温で検出器の運用が可能である。する と、高価な冷凍機を使用せず、ペルチェを用いた冷却も可能性が出てくる。今年度はま ず、観測波長変更にともない、用いる予定の検出器が変更されたので、それに伴い光学系 を検討しなおした。こうした Hw バンド仕様のもと、システム成立性や重要な技術課題の 検討を行った。 6.2 総合システム構成 小型 JASMINE の「総合システム」は、「衛星システム」、「地上システム」、「打ち上げ システム」からなる。それぞれのシステムの構成要素、各システムの関係をあらわす図 を、図 6.1 に示す。 6.3 衛星システムの構成 小型 JASMINE 衛星の衛星システムはミッション部システム、バスシステムより成る が、それぞれの構成および前章で分析した各機能との関係を、表 6.1 および 6.2 に示す。 6.4 各機能の概要 6.4.1 ミッション部システム各機能の概要 以下、それぞれの検討状況をしめす。 ■集光結像機能（光学系) 中心波長 1.4 ミクロン（波長域 1.1 ミクロン∼1.7 ミクロン、 Hw バンド）による成立性の検討を行った。これに伴い、H バンドで回折限界の光学系が 50 第6章 表 6.1 構成要素 ミッション部 衛星システム概要 小型 JASIME 衛星システム構成案 概要説明 機能 内部構成は「ミッション部 小型 JASMINE ミッション システム構成案」参照。 用に新規設計＆新規開発す る。 小型科学衛星標準バス及び同ミッションペイロード I/F 仕様を ベースとし、必要に応じて小型 JASMINE ミッションの実現に 要する機能・性能、I/F 仕様の見直しを行なう。 熱制御系 ミッション部要求を満足す ミッション部搭載機能 る姿勢の衛星に対して、打 上後１年以上の間、規定の 温度範囲で衛星各部の熱制 御を行なう。 構造系 機器搭載性を重視したパネ ル構成を採り、次期固体ロ ケットの打ち上げ機械環境 条件下で使用可能。 通信系 S バンドのアップリンク、 HK テレメトリ・コマンド ダウンリンク、測距機能を 機能、ミッションデータ蓄 備え、SFCG 勧告、CCSDS 積・伝送機能 標準に準拠。 バス部 データ処理系 コマンド管理機能、テレメ ト リ 管 理 機 能（ デ ー タ レ コーダ搭載）、自律運用機 能、時刻管理機能を備え、 NW には SpaceWire 使用。 電源系 太陽電池パネル及びバッテ 電源供給機能 リを用いて、衛星バス部及 びミッション部に電力供給 を行なう。火工品駆動用に ODC 回路を備える。 姿勢制御系 想 定 ミ ッ シ ョ ン（TOPS、 姿勢制御機能 ERG 等）に対応した指向 制御精度、決定精度、安定 度、スピン制御要求等を満 たす性能を備える。 ２次推進系 軌道制御（大幅な軌道変更 は範囲外）、姿勢制御、デ オービット等に要する場合 に搭載する。ヒドラジン１ 液式。 軌道制御・決定機能 6.4 各機能の概要 51 図 6.1 表 6.2 小型 JASMINE 総合システム構成の概念図 小型 JASIME 衛星システムのミッション部システム構成案 構成要素 概要説明 機能との関係 観測装置系 目標の観測領域を有し、観測視野 集光結像機能 (光学系)・結 全域に渡り星の位置決定精度が得 像取得機能 (検出器)・迷光 られるような光学系を備える。ま 防止 (バッフル)・機能波長 た、位置天文観測以外にも色識別 フィルタリング機能 (フィ 観測を行う。 ルタ) 光軸制御系 TTM を用いた指向安定化を行い、 結像位置調節機能・指向安 要求される安定度を達成する性能 定化機能 (TTM 系) を備える。 データ処理系 撮影した画像を処理する機能、バ テレメトリコマンド処理機 ス部との通信、自律運用機能を有 能・観測データ処理機能 する。 熱構造系 ミッション部を既定の温度範囲内 冷却機能・温度安定化機能・ に熱制御するとともに、要求値以 温度も似た機能・ミッショ 内にミッション機器を保持する。 ン部支持機能・光学系支持 機能 センサー系 検出器の感度の較正など、観測装 置の較正のための各種センサー ミッションセンサ較正機能 52 第6章 図 6.2 図 6.3 設計精度. 衛星システム概要 JASMINE 光学系概観 左はスポット図で右は波面誤差をあらわす。全視野にわたり 0.004waves @RMS 程度以下となっており、回折限界といえる。 設計可能であることを示した。 今年度、検出器候補 HAWAII-4RG(10 μ m ピクセル) を検出器の第一候補としたので、 この検出器を使用して H バンドの観測を行う場合の光学系を設計した。条件 主鏡口径 30cm 焦点距離 3.857m （f=1.8wD/ λ：w=10 μ m D=30cm λ=1.4 μ m） 3 枚鏡 視野角 0.65 度四方以上確保 設計精度は上の図の通り、スポット図と波面誤差を示す。 全視野にわたり 0.004waves @RMS 程度以下となっており、回折限界を達成している。 ■結像取得機能（検出系） 検出器候補 HAWAII-4RG(10 μ m ピクセル) が要求を満た す検出器の候補となっており、現段階で第一候補としている。仕様は表 6.4.1 の通りで、 概観は図 6.4 である。 6.4 各機能の概要 53 Parameter Unit Value 4096×4096 ピクセル数 µm ピクセルサイズ 10 HgCdTe 検出器素材 カットオフ波長 (50 % of peak QE): 1.75µm :@120K 平均量子効率 @1500nm µm 1.65-1.80 ≥70(goal is ≥ 80) % 平均暗電流 1.7µm :@0.25V bias and 120K 表 6.3 図 6.4 ■迷光防止機能（バッフル） e-/s ≤0.05(goal is ≤ 0.01) 検出器 (HAWAII-4RG) の仕様 HAWAII-4RG 検出器 (10 μ m ピクセル) 1 年のうち冬期 4 分の 1 年間はバルジ方向に太陽が近づく ので、バルジの観測を休止する。残り 4 分の 3 の期間においては、地球周回中 50 ％を観 測時間に割り当てる事を想定している。そのために観測コーン角 23 度を確保する必要が ある。 この迷光要求を満たすバッフルの候補として、2 段バッフルと (図 6.5 左) と内部に遮蔽 板構造を持つバッフル (図 6.5 右) を比較検討した。(1) 上部中心から光軸方向 25 度の方 向へフォトン入力がある、(2) 壁でのの反射は等方的、(3) 一回衝突毎に強度 0.1 となると いう仮定のもと幾何光学的解析から、図左のバッフルでは減衰率 2.6 × 10−6 、図右のバッ フルでは 2.5 × 10−8 を達成した。波動光学的解析の効果が 10−6 程度あるため、双方とも 10−6 オーダーでの減衰が期待できることが結論でき、双方とも候補となり得る。開口部 から検出器までの減衰率は 10−11 ∼ 10−12 (安全率を 10 とすると 12 桁から 13 桁) 以下が 要求されるので、望遠鏡の減衰率 10−5 と合わせて約 1 桁不足しているが、今後詳細な検 討を行う。 ■内面処理 迷光対策には内面処理が非常に重要となる。これまで検討した内面処理を整 理する。 【塗料系】 アストロブラック (日本ペイント工業用コーティング社製) 反射率、散乱率ともに数％以 54 第6章 衛星システム概要 図 6.5 観測コーン角 23 度の 2 段バッフル（左）と比較検討を行う 1 段バッフル（右）の概観。 上と大きく、脱ガスが完全にはできないため超高真空となる宇宙では使えない。ま た、製造及び販売中止の方向でもあるため不採用とする。 ケミグレイズ Z306(ロードケミカル社製)* 反射率、散乱率、脱ガス性等アストロブラッ クと同程度であり、入手製も悪いため、現段階における候補の中では優先度は低い。 理研アルマイト 反射率、散乱率ともに数％以上と大きく、その他特性もほぼ同上であ り、使えない可能性が高い。 ウルトラブラック (ヱビナ電化工業特注品) 単なる塗料塗布ではなく「メッキ」である。 可視光の吸収率は 99.7 ％以上と最も性能が良く、以下に出てくる蒸着ものよりは 遙かに安価である。現在、調査継続中で最有力候補のひとつである。 【蒸着系】 今のところアクターブラックが候補である。イスラエルで開発されたものである。カタロ グスペックは、可視光で反射率 0.1 ％以下・吸収率 99 ％以上と高性能だが、実際は小さ い部品蒸着時しかこの性能は実現できないとのことであり、今後ますます大型化する望遠 鏡用には向かないことが明らかになってきた。また、真空蒸着であるため、大きさやコス トの面でも大きな問題があり、国外メーカーであるため対応も遅く、当初筆頭候補してい たが 2 番手と考えている。ただ、脱ガスはほぼ完全にできるため、候補には挙げておく。 ちなみに、JASMINE で想定しているバッフルへの蒸着費用は塗料系と比較して高価で ある。 ■波長フィルタリング機能（フィルタ） 波長フィルタに関して、特に特殊な特性を要求 はしないが、特性を 170K で規定する必要がある。 ・波長幅：1.1 μ m∼1.7 μ m ・平均透過率：90 ％以上 ・温度特性：170K∼180K に対して温度特性が測定されている。 6.4 各機能の概要 55 ・入射角依存性：入射角依存性が求められていること。 以上を実現する波長フィルタを用いる。 ■結像位置調整機能（焦点位置調整） 焦点位置は打上に伴い、冷却による熱歪の影響、 膨潤の影響、ゼロ G の影響を受ける。こうした状況の中、結像位置調整機能が必要かど うか、必要な場合、どの場所にどういった機能が必要かの検討がなされた。 焦点位置許容量 焦点位置のずれとスポット図や PSF の関係を調査した結果、焦点位置 のずれが ±100µm 以下であれば、スポット図の広がりが十分に小さく、回折限界 の星像が得られる。これにより、許容範囲は ±100µm とする。 感度解析 各ミラー移動量に対する焦点位置の移動量の感度は、副鏡では 177 倍（結像面 内方向 30 倍)、第３鏡では 25 倍（結像面内方向 4.3 倍) となる。平面鏡では 2 倍で ある。 打上に伴う焦点位置変動量 打上にともない地上から軌道上に環境が変化すると、望遠鏡 が歪み焦点位置が変動する。その変動量は、望遠鏡支柱構造については CFRP（線 膨張係数 ∼0.1ppm/K）では冷却による温度変動では常温（300K）から 200K に冷 却するとして 3 μ m の変動が想定される。一方、膨潤による変動では CFRP が湿 度 60 ％から排湿した時の代表的な値（− 10ppm）を用いると、およそ-3 μ m の 変動となる。 焦点調整機能必要性 感動解析によると主鏡、副鏡間距離の感度が大きく、主鏡、副鏡間 距離が典型的に 3 μ m オーダーの変動を起こすとすると、焦点移動は 530 μ m と なる。これは焦点位置ずれの許容量 100 μ m を上回り焦点調整機能が必要となる。 焦点調整駆動量 ミラー毎に感度が計算されているので、各ミラーでの必要駆動量は、副 鏡では 3 μ m、第３鏡では 21 μ m、平面鏡では 265 μ m となる。 焦点調整機能設置ミラー 第３鏡が駆動機構が設置しやくす有力候補となる。平面鏡（第 ５鏡、第 6 鏡）も可能である。 以上より、レゾリューション 100 μ m 以下でダイナミックレンジおよそ 500 μ m 程度 の結像位置調整機構の取り付けにより要求を満たす事が可能である。また、この値は実現 可能である。 ■指向安定化機能（TTM 系） 機能 観測方式として候補に挙げられているステップステア方式（あるいはデスパン方 式）を実現するための高精度指向制御、および衛星の高周波擾乱の制御 (低周波擾 乱は衛星の姿勢制御で抑えられる) を行う可動鏡。 TTM の必要性についての検討結果 各観測方式で、TTM を使用しない場合、TTM 閉 ループの場合、TTM 開ループの場合、TTM とアイソレーターを使用した場合で トレードオフを行った結果、ステップステア方式で TTM 閉ループの場合がもっと もフィジビリティーが高いという検討結果が得られた。 TTM の要求仕様 指向安定度の要求は 7.1 秒間で 190 ミリ秒である。主な指向擾乱元は リアクションホイールの振動で周波数帯域は 40Hz であると推定され、TTM には 制御帯域 90Hz 以上が必要で、40Hz 以下の擾乱を 1/5 以下に抑えるという性能が 56 第6章 衛星システム概要 図 6.6 地上局 要求されることが明らかになった。 ■テレメトリコマンド処理機能 (観測データ処理機能) 標準バス搭載の S バンドトラン スポンダでのミッションデータ伝送の成立性を検討した。 ・ミッションデータ発生レート 星像切り取りバージョン 7500Mbits/day 重心バージョン 2700Mbits/day ・バス部データレコーダー データ記憶容量 2GB ・条件 １局あたり伝送可能時間 8 分以上を抽出 1 可視あたり入感後、消感前各 2 分除く 国内局、中国局、キルナ局を検討する。 S バンドの伝送レートは 2Mbps とする。 ・必要時間 星像切り取りバージョンでの 1 日あたりの S バンドでの伝送必要時間は 7500Mbits ÷ 2Mbps ＝ 62 分/日 国内局、中国局のみでは 1 日あたりの伝送可能時間は 40 分程度となり、星像切り取り バージョンで必要な 60 分程度以上を確保できない。 一方、上記国内局、中国局に加え、キルナ局を加えると 1 日あたりのデータ伝送可能時 間は 59 分となりデータ伝送の収支を満足させられる可能性がある。ただし、12 可視/日 という運用が必要であり、これは非常に高頻度で観測開始後の運用管理負担が非常に大き い。 6.4 各機能の概要 57 こうした負担を軽減するためには X バンドの使用が望まれる。 ・データレコーダ 星像切り取りバージョンにおけるデータを地上に伝送しない場合データレコーダに記録可 能な日数は 2Gbyte ÷ 7500Mbit ＝ 2 日となる。この値は台風などで地上局が使えない 場合、呈上の運用休止日を想定すると必ずしも余裕があるとはいえない。 ■冷却機能 ■温度安定化機能 波長域 1.1 ミクロン∼1.7 ミクロンの場合、170K∼180K 程度の比較 的高温で検出器の運用が可能である。望遠鏡部をおよそ 200K 前後に冷却し、検出器部分 を 170K∼180K に冷却するという運用を想定し、高価な冷凍機を使用せず、ペルチェを 用いた冷却をおこなう可能性を検討した。 ・ペルチェ熱負荷 HAWAII-4RG を想定する。望遠鏡温度は 200K に保たれる事を想定する。検出器はノミ ナル値 170K と 180K を想定する。発熱量は検出器と ASIC とをあわせて 112mW(平均） とする。 検出器 170K を想定した場合、 ・熱交換量 364mW ・検出器 ASIC 発熱 112mW ・以上を冷却する電力 2.8W 検出器 180K を想定した場合、 ・熱交換量 262mW ・検出器 ASIC 発熱 112mW ・以上を冷却する電力 1.2W 以上より、望遠鏡の温度 200K のステージに対するペルチェの熱負荷は数ワット程度とな る。 ・冷却能力 望遠鏡温度が 200K に保たれる事を前提とし、深宇宙面を放熱面として冷却を行った場合 の放熱能力は放熱面の複写率を 0.8 と仮定して 72.6W/m2 である。 ・軌道運用 衛星軌道に関しては以下の想定をしている。 ・太陽同期軌道 ・軌道高度 550km ・軌道傾斜角 97.8 度 ・昇交点通過地方時 6 時 姿勢に関しては、観測方向（＋ｚ面）を観測対象であるバルジの方向に向け、放熱面（-x 面）を反太陽方向に位置するようにする。この際、地球は± y 方向、-z 方向を移動する。 以上のような軌道、姿勢をとる場合、春分、あるいは秋分では放熱面に対する地球の視 野率は地球周回に渡ってほぼ一定の 0.2 となる。夏至の場合、上述のノミナルの姿勢をと 58 第6章 衛星システム概要 図 6.7 支柱の歪みによる画像歪み。横軸は画像歪みの多項式展開での次数、縦軸はそ の項の成分の変位量 (µm) である。灰色で塗った部分が要求範囲内で、3 次以降の変位 がこの範囲に入っていれば良い。左より displacement, tilt, shift の変形に対する歪み 量をあらわす。 ると、地球の視野率は 0 から 0.8 の間で変動する事となる。 春分、秋分前後の期間においては視野率が 0.2 であり、200K を維持できる。一方、視 野率 0.8 における平衡温度は 260K 程度であり、夏至の時期には地球の視野率が 0.8 に達 する時が存在する。この場合、200K を単純には維持できない。したがって、夏至の時期 には姿勢制御等により平衡温度を 200K 程度にするための運用を考える必要があるかもし れない。 温度安定度に関して、検出器面上の画像の歪み量が 0.1nm 以下の精度でモデル化され る必要があるという長さ要求が基本要求となる。画像歪みとして、以下の三つの要因を想 定する。 • 支柱の膨張収縮による画像歪み • 検出器ひずみによる画像歪み • 鏡面ひずみによる画像歪み 具体的な解析では、画像歪みは多項式で展開され、2 次までの量は撮像された星の位置と 同時に推定する。これにより、変動量自身が 10nm 程度以下であれば、推定精度は 0.1nm 以下になる。3 次以下は 0.1nm に収まっていることを要求する。 支柱ひずみについて、光学系の displacement, shift を 0.1µm、tilt を 0.0001 度与えた 場合、図 6.7 に示すように、3 次以上の項は無視できる。 検出器変動は単純な膨張収縮であり、2 時より高次の変形は十分小さい。 鏡面変動については、第三平面鏡の効果が最も大きい。まず、想定している軌道から得 られる温度変動を計算した。衛星構体表面では ±10K 程度の変動があるが、望遠鏡部で は数度の変動に押さえられている。この温度変動に対して第三平面鏡の変動量を Zernike 多項式で展開し、各 Zernike 成分の寄与を計算したものが図 6.8 である。 ■温度モニタ機能 光学系および検出器系の温度をモニターし、テレメトリとして出力す る予定である。特に現段階で大きな課題とはなっていない。 ■ミッション部支持機能 現在検討中である。 6.4 各機能の概要 59 図 6.8 ミラー（第 3 平面鏡）の歪みに対する画像歪み。横軸はミラー面変形量の Zernike 多項式の次数、グラフの数字は画像歪みの多項式展開の次数、縦軸は画像変位 量である。3 以上の数字がついたグラフ、すなわち 3 次以降の量は、灰色に塗りつぶし ている範囲に収まっていることが分かる。 ■光学系支持機能 現在想定している光学系は 3 枚コルシュ光学系である。主鏡、副鏡、 第３鏡と平面鏡 3 枚（第４、５、６鏡）からなる。このうち、主鏡、副鏡間、および主鏡、 第３鏡間の変移に対する焦点位置の移動（感度）が非常に大きいので、主鏡、副鏡、第３ 鏡の位置関係が非常に重要で、この 3 枚の鏡は基本トラスで組むことが望ましい。 ■ミッションセンサ較正機能 検出器感度の変化を補正するため、適宜フラット画像が 取得できるようにする必要がある。また、指向変動量と指向誤差検出素子上での変移量 （TTM のキャブレーション）が取得できるようにする。 6.4.2 バス部システム各機能の概要 熱制御系、構造系 ■ミッション部搭載機能 ミッション部要求を満足する姿勢の衛星に対して、打上後１ 年以上の間、規定の温度範囲で衛星各部の熱制御を行なう。ミッション部とは断熱とし、 60 第6章 図 6.9 衛星システム概要 電力集計 ミッション部は独自に熱制御をおこなう。機器搭載性を重視したパネル構成を採り、次期 固体ロケットの打ち上げ機械環境条件下で使用可能である。 通信系、データ処理系 ■HK テレメトリ・コマンド機能 地上からのコマンド受信と地上局への HK テレメトリ 送信を行う。 S バンドのアップリンク、ダウンリンク、測距機能を備え、SFCG 勧告、CCSDS 標準 に準拠する。コマンド管理機能、テレメトリ管理機能（データレコーダ搭載）、自律運用 機能、時刻管理機能を備え、NW には SpaceWire 使用する事で実現する。 ■ミッションデータ蓄積・伝送機能 観測データの取得と蓄積を行い、地上局に対し、観 測データを送信する。 S バンド標準仕様において、ミッションデータ伝送 2Mbps、データ記憶容量 2Gbyte で あり、成立性はミッション部システム機能であるテレメトリコマンド処理機能 (観測デー タ処理機能) にて記述。S バンド標準仕様にて実現の可能性はあるが、可視回数を多く必 要とするため、運用が困難な可能性がある。 電源系 ■電源供給機能 太陽電池パネル及びバッテリを用いて、衛星バス部及びミッション部に 電力供給を行なう。火工品駆動用に ODC 回路を備える。 標準仕様における SAP 発生電力は 900W である。一方、内部切り替え∼衛星分離、分 離∼太陽捕捉、観測＋伝送モード、姿勢マヌーバモードの各ステージにおける電力の集計 をおこない、消費電力を見積もったところ、最大でも 700W 以下となる。以上、表 6.9 に 整理して示す。表を見ての通り、標準仕様にて必要電力がまかなえる見込みである。 姿勢制御系 ■姿勢制御機能 想定ミッション（TOPS、ERG 等）に対応した指向制御精度、決定精 度、安定度、スピン制御要求等を満たす性能を備える。小型 JASMINE に必要な安定度は 190mas/7s と、標準バスシステムで要求を満たす性能を出す事は困難である。したがっ て、ミッション部の光軸修正系（ティップティルトミラー系）にておこなう事で要求を 6.5 衛星コンフィギュレーション 図 6.10 衛星コンフィギュレーション (打上時） 達成。 2 次推進系 ■軌道制御・決定機能 軌道制御（大幅な軌道変更は範囲外）、姿勢制御、デオービット 等に要する場合に搭載する。ヒドラジン１液式。以上搭載により実現する。 6.5 衛星コンフィギュレーション 衛星コンフィギュレーション 衛星バス部は± y 軸方向に SAP が取り付けられ、+z 面にミッション部が設置される。 また、望遠鏡は縦置き、すなわち＋ｚ方向を観測方向に設定されており、バス部の反対方 向を指向するように配置されている。迷光の防止対策により大きなバッフルが必要となっ ているが、その搭載性から縦置きが妥当と結論した。イプシロンロケットのフェアリング 内への搭載性が確認された。 打上時における衛星コンフィギュレーションを図 6.10 に示す。また軌道上、太陽電池 パドル展開時におけるコンフィギュレーションを図 6.11 に示す。さらに、フェアリング への搭載性については図 6.12 に示す。 システムブロック図 小型 JASMINE のミッション部システムブロック図および、小型 JASMINE システム ブロック図をそれぞれ図 6.13、図 6.14 に示す。現段階で伝送機能について S バンド使用 をベースラインとしているが、ブロック図では、オプションとして考えている X バンド伝 送系を含む。 61 62 第6章 図 6.11 図 6.12 衛星システム概要 衛星コンフィギュレーション（太陽電池パドル展開時） 打上コンフィギュレーション（フェアリング搭載性と寸法） 6.6 サーベイ方法と領域 サーベイ方法 観測方向へ望遠鏡を向け、190mas/7s の指向安定性を保ちながら、静止画像を 7 秒で 1 枚ずつ 16 回連続して撮像する。 16 枚撮像終了後、望遠鏡を半視野移動させ静定させた後、同様に 7 秒に 1 枚ずつ 16 回 連続撮像を行う。この操作を繰り返し、4 × 4 フレームを連結した領域を覆いつくす（領 域１）。 以上 4 × 4 フレームを連結した領域を覆いつくす観測を 100 回するうち 2 回は 10 × 10 フレームを連結した領域を覆いつくすように指向制御する（領域 2）図 6.12 を参照。 6.6 サーベイ方法と領域 図 6.13 小型 JASMINE ミッション部システムブロック図 図 6.14 小型 JASMINE 衛星システムブロック 63 64 第6章 衛星システム概要 図 6.15 サーベイ方法 以上の操作をミッション期間中にわたり繰り返し行う。なお、領域 1 は領域 2 の内部に 位置し、その位置関係は TBD である。 また、バルジ方向に太陽が近づき、上述の定常観測を行わない冬期 3 ヶ月においては、 可能な範囲で特定天体観測をおこなう。特定天体の候補については 2 章を参照。 サーベイ領域 サーベイ領域に関して、以下の 3 つの制約がある。我々は主として銀河中心近くをター ゲットにするが、中心領域の銀緯± 0.4 度以下ではダストの影響で十分な個数を観測する 事が出来ない。また、固有運動を 50 μ秒角の精度で導出できる星の数が Gaia と比較し て優位となるためには銀緯± 3 度程度以下が望まれる。更に、較正に用いる天体のひとつ として、H バンドでも観測可能な VERA のメーザー参照天体が観測領域に適切に入る事 も必要である。なお、観測領域の広さは観測時間の制約などから定まる。図 6.16 にサー ベイ領域を示す。枠はサーベイ領域をあらわし、プロットは VERA のメーザー参照天体 の候補で、そのうち青プロットは明るいメーザー源で有力候補をあらわす。 なお、上記の銀河系中心付近のバルジ方向以外にも興味ある特定の天体 (例えば、 CygX-1 など）方向の観測も行う予定である。 6.7 打上から運用へ 打上げ 1. 打上げ時期 打上げ時期は、平成 27 年度内（TBD）とする。 2. 打上げロケット 内之浦宇宙空間観測所（TBD）より、「次期固体ロケット」により打上げることと する。 6.7 打上から運用へ 65 図 6.16 サーベイ領域 3. 投入軌道 投入軌道は、以下で規定する「観測軌道」と同じとする。 観測軌道 小型 JASMINE 衛星システムの観測軌道ベースライン案として、下記の軌道パラメー タを持つ「太陽同期軌道」とする。 1. 高度（赤道上） 550km（TBD） 2. 軌道傾斜角 97.8deg.（要値変更）（TBD） 3. 降交点通過地方時 18:00（TBD） 4. 回帰性 原則として問わない なお、上記軌道は、観測軌道に対する要求条件として、 「定常段階から後期利用段階までの 【主観測運用期間】を常に全日照とすること」を想定している。従って、小型 JASMINE 衛星システム及び打上げシステムが成立する（例：通信回線条件や軌道投入条件などが満 たされる）範囲内で、軌道高度を上記（１）項以上に上げることは可能である。 運用 (1) 運用段階 1. 運用期間 運用期間は打上げ後、初期段階（【初期段階期間】）を経て定常段階（【定常段階期 66 第6章 衛星システム概要 *1 へと移行する。定常段階では、バルジの見えない冬期（11 月上旬∼2 月上旬 間】 ） の 3 ヶ月）を除いた期間を【主観測運用期間】とし、冬期を副観測運用期間とする。 また、定常段階終了後、後期利用段階（【後期利用段階期間】）に移行して、衛星状 態に応じた主観測運用を継続する。 2. 運用の区分 （a）打上げ準備段階 小型科学衛星シリーズの仕様に準拠する。 （b）打上げ段階 小型科学衛星シリーズの仕様に準拠する。 （c）初期段階 バス機器の初期確認（小型化が衛星シリーズの仕様に準拠する）およびミッ ション機器の初期機能確認を行なう。 （d）定常段階 バルジの中心方向（領域１および領域２）の観測を行なう。 （e）後期利用段階 バルジの中心方向（領域１および領域２）の観測を行なう。 (2) 運用種別 1. クリティカル運用 衛星分離後、バス機器電源 ON からパドル展開および三軸姿勢確立までを自動で行 なう。 2. 初期機能確認運用 バス機器およびミッション機器の初期機能を確認し、装置の較正を行なう。 3. 主観測運用 バルジ中心領域において、位置天文観測および色識別観測を行なう。 4. 副観測運用 バルジが観測できない冬期の間、バルジ方向以外の Cyg-X1 など、特定天体の観測 などを行う。 5. 較正運用 小型標準バスの仕様に準拠してバス機器の較正を行なうとともに、ミッション部の 機器の較正として CCD のフラット画像の取得、光学系ピント調整、指向誤差検出 装置の較正を行なう。 6. データ伝送運用 ミッションを達成するために必要なデータ（ミッションデータ）を地上へダウンリ ンクする。 7. HK 運用 衛星の HK データを取得する運用を行なう。 8. 停波運用・デオービット 後期利用段階終了後、小型科学衛星の仕様に準拠する形で停波運用・デオービット を行なう。 *1 小型科学衛星バスの仕様より、原則、打上げ段階から定常段階終了までの期間を 1 年以内に限定される。 6.7 打上から運用へ 67 図 6.17 運用シークエンス 以上、運用のシークエンスに関しては、図 6.17 に示す。 (3) 観測手法 小型 JASMINE の主観測運用における位置天文パラメータを得るための観測を三つのス テージに分けて考えている。 ステージ１． 小フレーム内の星の位置の導出 190mas/7s の指向安定性を保ちながら静止画像の撮像を行なう。7 秒で 1 枚ずつ 撮像し、星像中心位置を 1 画像あたりおよそ 1 ピクセルの 120 分の 1 の精度で決 める。 ステージ２． 大フレーム作成 ステージ１でおこなった撮像フレームである小フレームで観測領域を重複させなが ら撮像をおこない、観測領域全体を覆い尽くすようにする。 ステージ３． 年周視差、固有運動導出 大フレーム作成をミッション期間、継続しておこなう。ただし、地球の影に隠れる 時、観測できない冬期は除く。ミラ型変光星、VERA のメーザー参照天体、QSO など、外部参照天体によりピン止め、校正をおこない、位置、年周視差、固有運動 を 10 μ as の精度で導出する。 観測姿勢 観測時における姿勢として、温度安定度要求を満たすため、次に示す観測姿勢が考えら れている。冬期 3 ヶ月を除く観測可能期間のうち、夏季一定期間（期間については TBD) を除く期間において、 ●± y 面に太陽が当たらない ●-x 面に太陽が当たらない 以上 2 点を満たすよう姿勢が決定される。図 6.18 を参照。また、夏期一定期間（期間 68 第6章 図 6.18 衛星姿勢 衛星システム概要 6.8 重量 69 図 6.19 夏季観測姿勢 については TBD) においては、地球周回中の観測時に地球の IR およびアルベドの反対方 向に放熱面を設けられるよう、 ●-x 面に太陽を向ける という運用を行う。このとき太陽はほとんど-z 面からの入射となり、-x 面への入射は 浅いので、直接ミッション部に太陽光があたらないよう、サンシェードを設ける。詳細は 図 6.19、図 6.20 を参照。 6.8 重量 重量の積み上げをおこなった。ミッション合計 133Kg、バスシステム合計 248kg と なった。衛星合成 392kg であり、ミッション部、バス部合計の要求である 400kg 以下の 範囲となっている。 6.9 マージン TBD 6.10 TRL との関係 TBD 70 第6章 図 6.20 -x 面のサンシェード 衛星システム概要 71 第7章 開発計画・検証プラン 7.1 技術活動の基本方針 7.1.1 システム構成の基本方針 小型科学衛星の方針に従い、衛星バスは小型科学衛星標準バスを用い、これに適合する ミッション部を新規開発する。 技術開発が必要な要素については、ライフサイクルの初期 (概念設計から基本設計 フェーズ) において識別する。この結果、技術開発が必要と判断された技術については、 個別に開発計画を作成し、システムまたはサブシステム/コンポーネントの開発試験、ま たは、部分的なモデルの評価試験を行う。 既存技術 (技術開発は不要と判断された技術) についても、小型 JASMINE での使用環 境・条件に適合しているかのチェックを行い、不適合なら必要な評価を行う。 新規開発項目で検証が済んでいないものは、宇宙望遠鏡だけである。GPS、送信機、 ミッション用ストレージ等は、近年超小型衛星の普及によるベンチャー企業の登場や、ま いど衛星や我々の先行ミッションである Nano-JASMINE 等における民生品使用の実績 等に基づき、適合性が確認されたものは低価格な民生品の利用によるコストダウンを図 表 7.1 コンポーネントごとの技術開発要不要判断 既存・新規 国産・輸入 備考 冷却宇宙望遠鏡 新規 TTM 検出系 新規 赤外線検出器 既存 輸入 宇宙耐性についてはメーカーで評価済み TTM 駆動系 既存 国産 ひので衛星の開発成果を使用 ペルチェ冷却機 既存 国産 適合性調査中。 ストレージ 既存 国産 適合性調査中 X バンド送信機 既存 – 適合性調査中 電子機器 既存 国産 適合性調査中 GPSR 既存 国産 適合性調査中 BBM 実証済み (になる予定) 72 第 7 章 開発計画・検証プラン る。さらに通信に関しては、現在データ受信の協力を行える、地上局を保有する海外機関 を探しており、複数期間 (上海天文台、ESA/ESOC) と話を進めているところである。 7.1.2 信頼性設計の方針 運用期間はノミナル 1 年、マキシマムサクセス 3 年程度を想定しているので、目標寿命 1 年で設計する。 完全冗長は最小限にとどめ、ここのコンポーネント・部品の高信頼性化、機能冗長によ るバックアップ、回路レベル・ボードレベルの冗長により信頼性を確保する。 7.1.3 開発検証の方針 開発モデル 衛星システムの熱設計と構造設計の検証については、熱試験モデル (TTM)、 構造試験モデル (MTM) を開発し、TMT 試験・MTM 試験による熱数学モデル・ 構造数学モデルの検証を行う。 TTM、および望遠鏡駆動部 観測装置の中で、指向制御の TTM 部、光学系の焦点調節 部については、EM 品を開発し、設計検証する。 冷却宇宙望遠鏡 電子機器 FM 試作試験を行い、冷却時性能や環境による性能変動などを検証する。 BBM による試験を行う。 飛翔モデル (FM) の検証については、総合試験に先立って、一噛合せを実施し、早 期の飛翔モデルレベルでの設計妥当性確認を図る。 民生品を搭載する部分については、同一型番、可能な範囲で同一ロットの製品について、 熱真空試験・放射線試験・振動試験を実施し、設計検証する。 衛星コンポーネントの中で新規開発となる宇宙望遠鏡については、支持構造、鏡材、研 磨、性能試験等、すべて担当できそうな業者の候補があがっている。望遠鏡自体大きなも のではないので、既存のチェンバーや加振機等で熱・構造試験は実施可能であると考えて いる。 7.2 ライフサイクルと審査 開発プランは、表 7.1 に示した通りである。 2012 年度のミッション提案公募に採択された場合を想定すると、実際のプロジェクト 化は 2013 年度になる。ここから概念設計フェーズ 1 年、基本設計/詳細設計フェーズを 1.5 年、製作・試験 1.5 年の後、2017 年の打ち上げが可能となる。 冷却光学系、検出器、TTM はミッション側開発項目であり、2013 年度から開発を開始 する。また、TTM はバスの AOCS 系との関連もあるので、他のバス機器に先行してバス 系との調整を行う。 7.3 各段階における SE プロセスの実施方針 TBD 8 6 0202YF 21 01 析 解 a i aG 4 2 8 6 9102YF 21 01 4 2 8 6 8102YF 21 01 用運期後 4 スーリリグロタカ▲ スーリリグロタカ▲ スーリリグロタカ▲ 2 2 8 用運 6 7102YF 21 01 4 01 境環 T&I 体単 部 スバ 定測 乱擾 半後発開 6 用運S P A M - J 用 運 a i aG スーリリグロタカ▲ 計設細詳 /計設本基 スーリリグロタカ▲ 8 6 1102YF 21 01 4 01 6 定確 様仕ム テスシ 4 2 01 8 6 4102YF 21 4 計設細詳 /計設本基 8 5102YF 21 2 8 6 3102YF 21 01 計設念概 4 2 2102YF 21 01 験試乱擾 MICA ターレソイア、器機SCOA SFCA/SCOA 連関向指 機凍冷 発開MTT 器出検 系学光却冷 験試/計設器機系ンョシッミ 装計/熱/体構 ルーュジモスバ ズーェフ発開 ンートスルイマ 器機達調、品部 2 達調器機系勢姿 手入→注発品部 4 討 検ス ン エ イ サ EN I M S A J - o n a N 用 運 EN I M S A J o n a N 計設 作試系学光 作試MTT 定選 験試 備整験試測計乱擾 制抑測 作試測計乱擾 計乱擾 約契 /討 、件 検様仕達調 条境環 計設行先分 部規新MICA スーリリグロタカ▲ 討 検ス ン エ イ サ a i a G ・ E E G O P A ・ E N I M S A J 型 小 達調 用 運EEG O PA 半前発開 2 6 ルーュジケスータスマ体全 造製MF部スバ 計ム設テ細スシ詳 4 8 整調様仕 ムテスシ 作試 /発開術技素要 /計設念概ンョシッミ 約契 /討 調、件 検様仕達調 条境環 計設本基 作試 計設本基系学光 価評 造製MF 細計詳設 様定仕確 計設本基 ュシッビ 計設 定確 ーァフリ 細詳 様仕 達調 造製MF部スバ 手入→注発品部 せ合噛系向指 境環 体単 境環 体単 造製MF 計設 装計/造構 細詳 様定仕確 境環 体単 境環 整調 体単 立組 ンョシプオ T&I 部ン ョシッミ T&I 部スバ 8 験試 ・作制 6102YF 21 RDCムテスシ▲ 定確DCI▲ 化トクェジロプ▲ 化トクェジロプリプ▲ 案提ンョシッミ▲ 定確当相書様仕計設ムテスシ▲ T &I 業作 場射 備予 星衛 2 業作 場射 開発計画 図 7.1 73 7.3 各段階における SE プロセスの実施方針 75 第8章 23 年度の課題と計画 小型 JASMINE 計画は、2017 年度の打ち上げを目指し、2012 年度に JAXA 宇宙研で 予定されている小型科学衛星シリーズ 3 号機公募へのミッション提案を予定している。現 在、ミッション提案に必要な概念検討・設計や技術実証を進めている。これまでの検討結 果を整理し、ミッション提案までに解決が必要とされる課題を洗い出した。また、それを もとに 23 年度の検討計画を立てた。 8.1 衛星システムの設計検討（ミッション全体） ミッション提案までの目標 設計による成立性の確認とコスト見積もりを行い、23 年度末までにミッション目的を 確実に達成するために必要な信頼性を示せるレベルまでの達成を目指す。 これまでの検討 22 年度の検討結果による、ミッション実現のための衛星システム各項目の技術レベル を図 8.1 と図 8.2 に整理する。21 年度のシステム検討により、冷凍機の搭載はコストが 非常にかかる事から、波長を K ｗバンドから H ｗバンドに変更する事が可能かの検討を 開始した。各種検討項目（結像取得機能、結像位置調整機構機能、ミッション部冷却、質 量、電力、軌道・高度、データ伝送）において成立不可能な要素はないことが確認された が、ミッション部熱制御、姿勢運用、迷光対策で評価が△となっている。また、コスト評 価もまだ精度を上げる必要がある。以下、各項目のより詳細な検討結果と課題について列 挙する。 なお、重要課題としてピックアップされる 3 つの検討項目の内容に関しては、8.2、8.3、 8.4 を参照。(図 8.1 と図 8.2 中で*が付いている項目が 3 つの重要検討課題としてピック アップされる項目) • 波長フィルタリング機能 NEC によりフィルタ仕様例が示される。ただし実際に可能かどうかの検討はされ ていない。 • 結像取得機能（検出器） HAWAII-4RG を想定している。これを前提として他の仕様、要求をさだめてい 76 第 8 章 23 年度の課題と計画 図 8.1 衛星システム各項目の技術レベル評価 図 8.2 衛星システム各項目の技術レベル評価 る。したがって、カタログ値が実現される範囲では問題はおこらない想定。 • 結像位置調整機構 NEC の検討では特に問題ないとされている。MRJ による検討においても、結像位 置調整機構と TTM を同一ミラーで行う方法など、具体的な提案がなされており、 現段階では問題はないと思われる。 • ミッション部冷却 ミッション部において、パッシブに 180K∼200K が達成されるとされている。し かし、温度変動がある場合、最悪値でもペルチェによる冷却が可能である必要があ り、更にマージンも考えると 200K 以上のケースを想定をせねばならない可能性が ある。慎重に熱の検討を進める必要がある。 • 衛星コンフィギュレーション 現時点で想定している 1 段バッフルを用いた望遠鏡を搭載したコンフィギュレー ションが NEC により示された。イプシロンロケットへの搭載性が示された。今後 MRJ を中心に構造の検討を進め、より具体的かつ詳細にコンフィギュレーション を定めていく。現段階では、バッフル、サンシールドで重量が大きくなる問題が上 げられているが、用いる素材、形状などの工夫で対処する予定である。こうした検 討により重量などの確度も上がる予定である。 • データ伝送 S バンドを想定したケースでは、国内局、中国局、キルナ局を用いると星像切取り データを下ろす事が出来る可能性があることがわかった。ただし、マージンがな 8.1 衛星システムの設計検討（ミッション全体） い。また、12 可視/日と、運用管理負担が非常に大きい。故、X バンドが望まれる。 • 質量 NEC の検討で問題ないとされている。しかし、詳細な検討には至っていない。構 造の検討を進めると詳細化される見込みである。現段階で、バッフル、サンシール ドなどがかなりの重量となりそうであり、その対策を検討中である。 • 電力 NEC の検討で現段階では問題ないとされている。 • 軌道 太陽同期軌道を想定。軌道高度 600km から軌道高度 550km へ変更し検討してい る。幸い今のところ致命的な問題へと発展はしていない。姿勢は熱と深く関係して おり、要検討事項である。姿勢運用の項目参照。 • ミッション部熱制御検討 冷凍機搭載は非常にコストがかかる事が見込まれ観測波長を K ｗバンドから H ｗ バンドに変更したが、それに伴い運用可能温度がこれまでの 80K レベルから 180K レベルとなった。ペルチェ素子で冷却可能な温度領域で動作する検出器を用いる仕 様についての検討を進めた。平成 22 年度の検討により、ペルチェを用いて要求温 度まで冷却できる可能性が示された。ただし、太陽、地球をうまく避けて廃熱でき るかが問題となっている。放熱板の設置方法、位置、サイズなど、衛星の軌道・姿 勢も考慮し詳細な検討が必要である。ケーススタディとして、春と夏の場合にて想 定される軌道のもと、熱解析をおこなった。また、各種面特性（MLI や OSR）に おける衛星各面の熱入力、放熱量といった熱収支の見積を行った。その結果をもと にどの面にどのような放熱面を設けるのかといった検討をおこなう予定である。さ らにセンサー部熱設計検討をおこない、最終的にペルチェの成立性を確認する予定 である。 • 姿勢運用 熱的安定を保つために、観測対象を指向しながら、太陽および地球 IR、アルベドを 避ける運用をするためには詳細な姿勢運用が必要となる。こうした運用方法を検討 し熱設計へフィードバックをかける。 • 迷光対策 NEC より、2 段バッフルが提案されたが、要求を満たすものは非常に大きくなり フェアリングに入らないので、フェアリング収納可能な 1 段バッフルが可能かの 検討をおこなった。減衰率はおよそ 11 桁∼12 桁必要であるが、現段階では必ずし も満たされていない。今後更に検討を進める。また、迷光と関連して塗料の検討も 進めている。特にウルトラブラック（エビナ電化工業）やアクターブラック（アク ター社）などが吸収率９９％以上であり、有力候補となりえるので調査を行う。 • 望遠鏡ミラー関連 研磨に関しては、製作可能であると考えられる業者がいくつかある。評価試験方 法、信頼性、価格などを考慮したところ、キャノンが有力候補となりえる。鏡材に 関しては、鏡材の有力候補である合成石英を取り扱うメーカとして東ソーが興味を 示しており、JASMINE の光学系に適した材料が選定できそうである。 • コスト評価 NEC により、荒い見積がだされている。しかし、費用削減努力が反映されていな 77 78 第 8 章 23 年度の課題と計画 い等、精度が低い。 課題と 23 年度の計画 衛星システムにおいて、ミッション提案までに検討が必要な項目を以下に列挙した。 • 軌道、姿勢の運用の詳細検討を行う。それに伴い、システム全体のより良い設計検 討を行う。 • 望遠鏡部の熱数学モデルの構築・解析を行なって、ミッション部熱環境の成立性を 確認する。 • 迷光対策の成立性を確認する。 • 小型科学衛星バスの姿勢制御機能とミッション部の指向制御機能を組み合わせた高 精度指向制御システムのモデル解析を行なって、要求される指向安定性の実現性と 周波数帯域の確認、バス部/ミッション部に対する要求条件を明らかにする。 • ミッション部全体の物理設計に基づく、実現性の確認及び衛星リソースの見積りを 明らかにする。 • ミッション部の開発計画（試作試験を含む）の立案及びコスト見積りを明らかに する。 23 年度は各項目に対して、委託検討を行う。 8.2 観測装置の熱変動実証 ミッション提案までの目標 設計した宇宙望遠鏡と検出器からなる観測装置の系で熱変形がクリティカルな部分に関 する BBM を製作し、その熱変動量をレーザー干渉計型変位センサーを用いて測定し、観 測装置の熱安定度を実証する。性能評価試験方法を考慮した、製作可能な宇宙望遠鏡の設 計を再度検討する。BBM による検証という意味で TRL4 相当達成を 23 年度末までに目 指す。 これまでの検討 目的の位置決定精度 (10 マイクロ秒角) を達成するために、望遠鏡周辺の熱変動への対 処として、次のようなストラテジーを構築した。 A 望遠鏡周辺の温度変動が∼１ K/45 分程度に抑えられれば、撮像画像の変形とし て、拡大縮小 (1 次の変動) や勾配をもった変形 (2 次の変動) は、0.1nm(目標精度) 以上の変動が生じるとしても、3 次以上の変動は、0.1nm より小さくなると見込ま れた。 B この場合、1 次 2 次変動は 0.1nm 以下の精度で観測データの解析により求められる 以上のストラテジーは熱構造解析および光学系の光路解析といったシミュレーションで 妥当性が示されている。結果を整理すると以下の通りである。 8.2 観測装置の熱変動実証 支柱の変動 displacement, shift に対し 0.1 μ m、tilt に対し 0.0001[deg]（膨張率 10-7 の素材 1m が１℃温度変化する際に変動する量）を与えた時、3 次以上の画像変動 量は要求である 0.1nm よりはるかに小さい。1 度程度の温度変動のもとでは支柱 変動が画像変動に与える影響は問題ないといえる。 鏡面の変動 画像歪みに最も効く第 3 平面鏡について検討した。その結果、合成石英の場 合、3 次以上の変動に対しては画像歪みが 0.1nm より小さい事が示された。CFRP の場合は、繊維垂直方向の物性値が 2 桁悪いので変動が大きく出る事がわかった。 従って、合成石英を鏡面素材候補の第 1 選択肢として考える。 検出器の変動 検出器面変形はほとんどが単純な膨張収縮なので、2 次より高次の変形は 十分小さいことがわかった。なお検出器面垂直方向の変動はほとんど効かない。た だし、検出器では配線などによる熱の出入などの影響を考慮する必要があり、今後 の検討が必要である。 そこで次段階として、上記のストラテジーの妥当性を実証するため、望遠鏡一部の BBM の熱入力に対する変形特性及び異種部材の接着部分の変形特性の実測定を行う必要があ る。その熱変動特性の実測においては、JASMINE 検討室が保有するレーザー干渉計の 技術がそのまま応用できる。レーザー干渉計を用いて、3 時間で 0.1nm の測定精度で変 位量を測定することが可能であることを実測によって確認している (Niwa et al. Applied Optics, Vol. 48, Issue 32, pp. 6105-6110)。小型 JASMINE の要求する測定精度である 45 分間で 0.1 nm を十分に測定可能である。ただし、レーザー干渉計型変位センサーを測 定対象物に組み込む必要があり、測定したい変位量のみが精度よく検出されるような組み 込み位置の検討や組み込みのための光学系の設計及び実際の組み込み作業が必要である。 これまでの検討にて、宇宙望遠鏡の部分 BBM、熱変形量を測定するためのレーザー干渉 計と測定システム用光学系など観測装置の熱安定度を実証するために必要な各コンポーネ ントの製作を行った (図 8.3 参照)。また熱安定度の評価に必要な望遠鏡素材 (CFRP、合 成石英、Si) の低温環境 (100K∼200K) における熱物性値 (比熱、熱伝導率、線膨張率) の 測定を一部行った。TRL3 相当が完了し、TRL4 のための実験の準備が整ったところで ある。 課題と 23 年度の計画 ミッション提案までの検討課題として以下の項目が挙げられる。これらの検討を 23 年 度に行う。 • 低温熱物性値データベース作成 ミッションシステムを構成する素材 (合成石英・CFRP・Si) の低温 (200K 付近) 熱 物性値 (熱容量・熱伝導率・熱膨張率) データベースを作成する。 • 熱変形安定性保証アルゴリズムの確認 ミッションシステムを構成する素材 (合成石英・Si) に対して、低温 (200K 付近) 下で、熱入力に対する 2 次までの高次変形モードを測定し、2 次以上の変動量が 100pm 以内におさまっていることを確認する (CFRP に関しては高次の変形の影 79 80 第 8 章 23 年度の課題と計画 図 8.3 左図:ヘテロダインレーザー干渉計のセットアップ. 右上図:熱変形測定のため の光学系設計. 右下図:ヘテロダインレーザー干渉計の感度図 響はない)。これまでにおこなった数値計算で確認されているストラテジーが確か に有効であることを示す。 • 性能評価試験方法を考慮した望遠鏡の設計 8.3 高精度な衛星指向安定性のための制御システム開発 ミッション提案までの目標 低温環境下 (180K) で JASMINE の仕様を満たす可動鏡システム (TTM 系) が実現可 能であることを BBM を使用して実証する。 これまでの検討 「ひので」の TTM 系は指向安定性 20mas/10sec レベルの精度を達成しており、「ひの で」TTM 系と共通する項目の新規開発はない。一方、 撮像された星の位置から指向誤 差を検出し、IRU や RW の擾乱を抑えるために、90Hz までの周波数帯域での制御が必 要な点 (「ひので」では太陽の 2 次元画像の相関から指向誤差を検出し、10Hz までの周 波数帯域で制御を行う) と 低温環境下 (180K) で動作させる点 (「ひので」では常温で 動作) は「ひので」と異なり開発課題である。したがって、今後の開発として、低温環境 下でのアクチュエータ性能試験と BBM を使用した星像の位置情報をリファレンスにした 高速で指向誤差を検出するアルゴリズムの実証実験を行う。制御システムの開発に対する 技術レベルの現状に関しては、これまで JASMINE 検討室で研究を進めてきたレーザー 干渉計型変位モニターの開発において、レーザー光軸の揺らぎ安定化の実績がある。レー ザー光軸の安定化では、光軸の位置情報を検出して、その位置変動がおさまるような制御 システムを構成している。したがって、同様のアルゴリズムで複数の星像の位置情報を検 出し、指向誤差を制御することが可能であることの実証、および低温環境下でのアクチュ エータの動作保証ができれば、あとは実証済みの技術をそのまま応用し、制御システムが 実現可能となる。これまでの検討で低温環境を模擬するシステムを構築し、アクチュエー 8.3 高精度な衛星指向安定性のための制御システム開発 図 8.4 左図：鏡を貼り付けた可動鏡の BBM 中図：可動鏡 BBM の駆動・擾乱抑制 試験のセットアップ右図：衛星模擬筐体 タの動作試験を開始した。アルゴリズムの実証実験に必要な可動鏡の BBM や信号検出 系 BBM、制御系 BBM、星像を模擬するための疑似光源 (光源と光学系のセット) 等がそ ろった。可動鏡 BBM に関しては、つくば研開本部構造・機構 G 所有の衛星模擬筐体を 使用し、実際の衛星に近い擾乱環境下での可動鏡の駆動・擾乱抑制試験を行った。本試験 では、レーザー光源で模擬した星像を 2 軸の微小回転鏡である可動鏡 BBM を用いて検出 器上で安定化させる実験を行った。可動鏡の制御方式として、光軸位置のフィードバック 制御に加え、より高帯域の擾乱抑制を可能にするため、加速度センサーを用いた可動鏡の フィードフォワード制御を提案し、その実証を行った。試験の結果、フィードバックおよ びフィードフォワード制御、共にその有効性を示す結果が得られた (図 8.4 参照)。TRL3 相当が完了し、TRL4 のための実験の準備が整ったところである。 課題と 23 年度の計画 ミッション提案までの課題として以下の項目が挙げられる。これらの検討を 23 年度に 行う。 • 可動鏡用アクチュエータ動作実証 BBM で低温環境下 (180K) での可動鏡用アクチュエータの候補であるピエゾの動 作確認を行い、その動作を保証する。 • 指向誤差検出アルゴリズムの実証 TTM 系（アクチュエータ系、制御系、信号検出系）の BBM で複数の星像の位置情 報をリファレンスにした高速指向誤差検出アルゴリズムの実証実験を行い、アルゴ リズムの妥当性を確認する。その結果は、必要な星の数にフィードバックされる。 • TTM コンフィギュレーションの検討 可動鏡及び検出器の配置位置 (第何次鏡を動かすか? 検出は焦点面上で行うのか?) について、構造も考慮した検討が必要。 • 可動鏡動作時の衛星へのバックアクションの検討 現時点での TTM やその周辺の構造案を業者にインプットして検討を委託し、ミッ ションに及ぶ影響について確認する。その結果は TTM の構造設計にフィードバッ クされる。 • ピエゾ以外のアクチュエータに関する検討 ピエゾ以外の可動鏡のアクチュエータに関しても、把握しておく必要がある。主な 候補として、磁気吸引式、電磁コイル式があり、それらの衛星搭載実績をまとめる。 81 82 第 8 章 23 年度の課題と計画 8.4 星像中心位置決定の実証実験 ミッション提案までの目標 ミッション提案までに、ミッション中の撮像枚数と同程度（およそ 100 万枚）の撮像 データから、想定されるすべての系統誤差を適切に取り除き目標精度が得られることを 23 年度末までに実証する。 これまでの検討 これまですでに重心法と呼ばれる我々が考案した星像中心決定アルゴリズムのノウハウ がそのまま生かせるので、実証実験の手順の目処は立っており、すでに一定の成果が得ら れている。 これまでの検討で、10 万枚の撮像データを用い、検出器のピクセルむらや星の色補正、 光学系 distortion、検出器大域歪といった系統誤差については結果に影響しないよう制御 した状況で、残りの熱変動にともなう系統誤差が与えられている情況で系統誤差を取り除 き、目標精度が得られる事を実証した。 課題と 23 年度の計画 ミッション提案までの課題として以下の項目が挙げられる。これらの検討を 23 年度に 行う。 • 系統誤差混入を許した実証実験 10 万枚の実験においてこれまで制御していた検出 器ピクセル歪、光学系 distortion、検出器大域歪といった系統誤差に対してもデー タへの混入を許し、解析段階で誤差に対して適切にモデル化などを行い目標精度が 得られる事を実証していく。 • 所定枚数での実証実験さらに撮像枚数に関しても所定枚数まで増やし、実証を行う。 83 第9章 開発・プロジェクト推進体制 9.1 現状 2011/6/24 現状の組織表を 9.1 に示す。 JAXA 内においては、立ち上げ時期のプロジェクトを支援する部署としての SE 推進 室がある。2008 年から 2010 年初頭までの小型 JASMINE の検討の立ち上げ時には、SE 推進室が中心になって作業計画の立案等進捗管理から中身の検討まで、多岐にわたりご支 援いただいた。この活動の中で、構造・素材・指向など各サブシステムの方々にも興味を 持っていただいて、一緒に検討を進めてきた。(表 9.2) 現在は、SE のノーハウの多くはプ ロジェクトに引き継がれているが、SE 推進室はオブザーバーとして検討に参加し、ミッ ション提案まで必要な助言を続けてくれることとなっている。 国内においては、主にユーザーコミュニティーの拡大に努めてきた。今後も、国立天文 台を中心としてサイエンスのユーザーコミュニティー強化に努めてゆくとともに、国内の 他の天文観測衛星を経験しているグループを中心に、技術開発の領域においても協力体制 を築いてゆく。(表 9.3) 国際的には、同じ位置天文を行っているヨーロッパの Gaia グループ、SIM のグルー プ、USNO(米国海軍天文台）のグループなどに興味を持っていただいている。Gaia の グループは HIPPARCOS 衛星を成功させているグループであり、経験、実力、組織の 大きさ、すべての意味で、現在世界をリードするグループである。現在進行している Nano-JASMINE のデータ解析において、先の Gaia のグループと密接な協力関係を気付 いている。この協力関係は、小型 JASMINE の開発、運用における協力関係を築くため の、大きな足掛かりとなろう。(表 9.4) さらに、赤外線でのバルジの位置天文と言う JASMINE の特徴に注目し、地上での観 測プロジェクトや海外の天文学者との国際共同研究がスタートしている。(表 9.5) 国内のサイエンス WG、世界の位置天文プロジェクト、銀河バルジのサイエンスの軸で の協力体制を築いてきた。また、技術開発の面においても、各専門メーカーとの検討を開 始している。衛星メーカーやデータ解析にかかわることができる大手の IT 企業等との協 力関係が構築されている (図 9.1)。 84 第 9 章 開発・プロジェクト推進体制 所属 氏名 担当業務 国立天文台 郷田 直輝 ミッション部総括 JASMINE 検討室 小林 行泰 望遠鏡・検出器 辻本 拓司 銀河系バルジのサイエンス 矢野 太平 位置天文観測手法・望遠鏡 増本 博光 望遠鏡熱変動特性 田村 友範 望遠鏡の熱変動特性・指向制御 丹羽 佳人 望遠鏡の熱変動特性・指向制御 志村 勇樹 検出器モデルの検討 原 拓自 銀河系バルジのサイエンス 山田 良透 データ解析・要求分析・衛星システムとの I/F 中島 紀 較正手法・サイエンス 吉岡 諭 データ解析 作業メンバー 京都大学 支援メンバー 国立天文台光赤外研 究部 東京海洋大学 ミッション側アドバイザー 国立天文台 RISE 月探査プロジェクト 花田 英夫 宇宙望遠鏡の開発 国立天文台ひので科学プロジェクト 末松 芳法 望遠鏡の指向制御 カリフォルニア工科大学 新井 宏二 レーザー干渉計による 国立天文台重力波プロジェクト推進室 上田 暁俊 熱変動測定装置 カピパラ光学 鹿島 伸悟 宇宙望遠鏡の開発 日本 IBM 東京基礎研究所 宮下 尚 システムエンジニアリング 清水 淳也 に関する支援 初鳥 陽一 中村 宏明 表 9.1 ミッション側の組織、体制 9.1 現状 2011/6/24 85 作業メンバー (JAXA) SE 推進室 對木 淳夫 進捗管理、システム検討・とりまとめ 研究開発本部 宇都宮 真 構造・素材 (ミッション部、衛星バス I/F) 安田 進 検討 ISAS 小柳 潤 藤原 謙 指向制御 (ミッション部、衛星バス I/F) 検討 支援メンバー (JAXA) ISAS 小松 敬治 擾乱管理に関するアドバイス 小川 博之 熱制御 研究開発本部 佐藤洋一 熱制御 (ミッション部、衛星バス I/F) 検討 SE 推進室 歌島 昌由 軌道検討 神吉 誠二 要求分析、システム検討 野田 篤司 衛星システムに関するアドバイス ISAS 川勝 康弘 研究開発本部 大谷 崇 NRM 樫原 彩子 表 9.2 技術情報管理支援 JAXA における支援体制 86 第 9 章 開発・プロジェクト推進体制 所属 氏名 担当業務 国内のサイエンスコミュニティー (コアメンバー） 北海道大学 羽部朝男 銀河バルジ班 弘前大学 浅田秀樹 系外惑星班 リーダー 秋田大学 上田晴彦 力学構造構築班リーダー 東北大学 板由房 恒星・星形成班 筑波大学 梅村雅之 巨大ブラックホール・銀河中心班 リーダー 谷川衝 巨大ブラックホール・銀河中心班 川口俊宏 コンパクト天体班 岡本崇 銀河バルジ班 ISAS 加藤成晃 巨大ブラックホール・銀河中心班 新潟大 西亮一 恒星・星形成班 リーダー 東京大学 宮田隆志 恒星・星形成班 田辺俊彦 恒星・星形成班 松永典之 恒星・星形成班 東京経済大学 榎基宏 銀河バルジ班 名古屋大学 福井暁彦 系外惑星班 京都大学 野上大作 コンパクト天体班 大阪大学 住貴宏 系外惑星班 広島大学 植村誠 コンパクト天体班 リーダー 長崎大学 長島雅裕 銀河バルジ班 リーダー 鹿児島大 藤井通子 巨大ブラックホール・銀河中心班 中川亜紀治 恒星・星形成班 河田大介 銀河バルジ班・力学構造構築班 井上茂樹 銀河バルジ班・力学構造構築班 本間希樹 巨大ブラックホール・銀河中心班 斎藤貴之 銀河バルジ班 泉浦秀行 銀河バルジ班 馬場淳一 銀河バルジ班 廣田朋也 恒星・星形成班 University Colledge London 国立天文台 表 9.3 サイエンスワーキンググループのコアメンバー。以上はコアメンバーであり、 そのほか多くの方々に検討をお願いしている。 9.1 現状 2011/6/24 87 所属 氏名 ESA(European Space Agency) Uwe Lammers /ESAC(European Space Jose Hernandez Astronomy Center) William O’Mullane Lund Observatory Daniel Michalik 担当業務 データ解析 Lennart Lindegren David Hobbs Barcelona University Yago Isasi-Parache ESA/ESOC Ping Jinsong 上海天文台 表 9.4 地上局 国際連携。ESAC, Lund Observatory, バルセロナ大学のメンバーは全て Gaia のメンバーであり、現在 Nano-JASMINE のデータ解析で、解析の手法検討、装置を 含むモデル化、コードの構築や効率化まで、幅広い範囲で具体的な共同研究を進めてい る。小型 JASMINE においても、位置天文データの解析という観点から密接な協力を 行う予定である。ESOC のアンテナは、この協力の延長として現在どの程度使用可能 かの検討を進めている。また上海天文台からは、小型 JASMINE のデータを中国の多 数のアンテナで受信したい旨ご提案いただき、使用局、通信手段など具体的な検討を開 始した。 図 9.1 小型 JASMINE 検討・開発の組織図。サイエンスについては、国内のサイエ ンスワーキンググループを組織したほか、海外でもいくつかの共同研究を開始してい る。データ受信についても国外局との調整を開始した。また、ミッション部開発を行う ための体制作りを進めている。ミッションのサブシステムである光学系、熱、構造、電 気といた最重要項目に対しては専門の企業の協力を得て取り仕切る予定である。サブ システム全体の取りまとめ総括を行う企業も予定しており、それぞれ、候補があげられ ている。今後の運用について調整を開始した。 88 第 9 章 開発・プロジェクト推進体制 所属 氏名 担当業務 Ken Freeman バルジの視線速度と元素 国際協力 Australian National University 組 成 観 測 (ARGOS Bulge Program) University of Sydney J. Bland-Hawthorn バルジの視線速度と元素組 成観測 University of California, Los An- M. Rich geles バルジの視線速度と元素組 成観測 (BRAVA プロジェク ト) Cambridge Univ. J. Gilmore 銀河系 National Optical Astronomy Ob- K.A.G.Olsen 星の形成史 Kenneth Johnston 観測手法 servatory, Chile, United States Naval Observatory(U.S.N.O.) Norbert Zacharias Ralph Gaume University of Virginia Steve Majewski APOGEE III 計 画 の プ ロ ポーザルにおいて共同提案 表 9.5 サイエンスにおける国際連携。バルジのアストロメトリは広く注目を集めてお り、地上からの視線速度観測を行っているグループ (ARGOS プロジェクト、BRAVA プロジェクト、APOGEE III 計画) とは具体的に双方のデータを使ったサイエンスの 検討を開始している。また、位置天文では実績のある U.S.N.O. は小型 JASMINE と 同じステップステアの手法による衛星を計画しており、サイエンス、データ解析の両方 の観点から協力を開始している。さらに、星形成や銀河の形成や進化を研究している複 数の研究者と、具体的な議論を開始している。 89 付録 A 用語 91 付録 B ミッション要求とシステム要求の 詳細 B.1 要求分析とミッション要求定義 まず、トップレベル要求である科学的要求を整理する。 • 小型 JASMINE ミッションの目的は、「天の川銀河のバルジに位置する星々の距 離、位置、固有運動等を観測することにより銀河の形成・進化、巨大ブラックホー ルと銀河との共進化等の謎を解明すること」である。 • 一方、小型 JASMINE は小型科学衛星シリーズの枠組み（標準バス利用、開発費、 開発スケジュール等）の中で開発することを想定しているため、バルジを観測する ことで解明される可能性のあるサイエンス要求を整理し優先度を定めたうえで、よ り多くのサイエンスを満たすためのシステムの検討を繰り返すことが非常に重要で ある。 • システム検討のインプットとなるミッション要求を定めるために、以下の作業を実 施した。 サイエンスの整理 バルジを観測することで解明される可能性のあるサイエンスの 整理 サイエンスの分析 各サイエンスを解明するために必要となる具体的な観測要求の 分析 ミッション要求の設定 システム検討のインプットとなるミッション要求の設定 対象となるサイエンスは以下のサイエンスである。 サイエンス 1. 銀河系バルジに含まれる星の色等級図から銀河系バルジの星形成史に関 する知見を得たい サイエンス 2. 銀河系バルジの回転速度の縦方向の変化を測定することで、銀河系バルジ の形成史に関する複数の説のいずれが正しいかに関する知見を得たい (サイエンス 2.) その他のサイエンス 恒星物理、星形成、巨大ブラックホール、距離指標星、連星系、超 新星、重力レンズ効果、変光星、惑星系をもつ星 92 付録 B ミッション要求とシステム要求の詳細 図 B.1 サイエンスからの要求整理 サイエンス 1 を行うためには、バルジまでの星の正確な距離決定と、色等級図を正確 に描くことが必要である。距離決定には 10% の年周視差精度が必要であり、この値は バルジの中心で 13µas、バルジの遠端で 10µas となる。また、HR 図を描くためには K バンドの絶対等級 −4 > MK > −8 の星の観測を行うことが必要だが、バルジの遠端で distance modulous が µ = 15、K バンドでの吸収が AK = 1 程度なので、8 < K < 12 等の星を観測することが必要である。バルジの中心部まで見通すことができれば良いと すれば、µ = 14.4 なので 0.6 等級明るくても大丈夫である。また、必要な星の個数は 10, 000 ∼ 20, 000 個程度である。観測可能な星の数は、銀河モデル [Cohen, 1992] から評 価できる。(図 B.1 左) サイエンス 2 を行うには、バルジ星までの正確な距離の決定と、回転速度の銀緯方向の 変化の測定が必要である。距離決定の条件は、サイエンス 1 の場合と同じ、回転速度の変 化の測定には 100µas/yr の精度が必要、かつ 6 ∼ 10◦ 離れた 3 箇所以上の場所で、K < 9 の星を観測する必要がある。個数と測定頻度、測定年数は TBD である。(図 B.1 右) その他のサイエンスに関しては、バルジの中のものが観測されるだけでも面白いが、偶 発的現象であり、等級や精度とサイエンスの関係の評価は難しい。JASMINE の観測は、 time coverage が大きい (数日から 2 年までの広範囲の時間スケールの観測ができる) メ リットを生かすことが望ましい。 ◦ 要求 1 (星の数と相対精度) バルジの 6 ∼ 10 離れた 3 箇所以上の場所の K < 9 の 星の固有運動 100µas/yr の精度で測定するとともに、合計 N = 10, 000 ∼ 20, 000 個 程度以上の星については K < 11.4 の星の距離を 10% 程度で決める。 位置天文では、天球上での星の運動 (ξi (t), ηi (t)) を正確に測定することによって、 αi + µα,i t + πi sin ωtj = ξi (t) δi + µδ,i t + πi cos ωtj = ηi (t) の式から各星々の位置天文パラメータ (α, δ, µα , µδ , π)i を最終的に目標精度で求める。 このとき、星の運動を記述する観測装置の座標を同時に校正する必要がある。星の天球上 での運動の時間スケールは約 1 年であるから、1 年の時間スケールで天球上の座標 (ξ, η)i を目標精度でキャリブレーションする方法を確立することが、位置天文における問題と なる。 B.1 要求分析とミッション要求定義 HIPPARCOS 93 JASMINE ステップの機能 IDT 解析 無矛盾な解を得る 座標系固定 視野内で星の中心を精度良く求める Centroid 撮像された星の位置データの時系列をも 小フレームおよび大 とに、位置天文パラメータを推定 フレーム構築 天文学の基準座標に照合 座標系固定 表 B.1 位置天文解析ステップの抽象化 システム誤差要因を議論する際に、たとえば縦方向と横方向で異なる精度を持たせるな どの最適化の余地を残すほうが、より実現可能な解の範囲が広がる。また、年周視差を 10µas で求めたとしてもその誤差は 1kpc 程度残る。位置天文をカタログ作成ととらえる なら、すべてのパラメータについて 10µas という目標を掲げる意義は大きいが、サイエン スを行うにあたっては、位置や固有運動の精度は年周視差の精度と同じでなくてもよい。 そこで、次のような要求が抽出される。 要求 2 (精度) 10µas より精度良く年周視差を求める。このため、 • 星の位置の時系列データを最終的に 10µas 精度で年周視差を得ることが可能 な精度で求める。 • 全体に無矛盾な 10µas 精度の時間空間座標系を構築する。 最初の項目は、一度の観測精度を高くして少ない回数の観測を行うことでも、一度の観測 精度は低く多数回の観測を行うことでも、目的を達成することが可能であることを示して いる。これらの関係を表したのが、次の式 (B.1) ( 2 σpnl )−4 ( )−1 ( )−1 ( ) D T ΩFOV Ωmission = (10µas) 30cm 0.021year 0.87◦ × 0.87◦ 1.2◦ × 1.2◦ ( )2 ( )−1 ( λ ∆λ/λ ϵtot )−1 (B.1) 2.0µm 0.5 0.7 2 である。 位置天文のデータ解析は、多段階の推定問題である。ここから先の分析は、解析の手法 に依存することになる。要求 2 を満たす統計的に可能なバリエーションは多数あり得る。 この中で、推定問題として、統計誤差要因とシステム誤差要因を合わせて考慮する必要が ある。HIPPARCOS と GAIA の手法を整理すると、解析手法は表 B.1 にあらわされるよ うに抽象化できる。各ステップで何を既知とし、何を推定するかによって、最終的なハー ドウエアに課されるシステム要求は異なったものになるだろう。また、位置天文では最 終的な推定における統計的なゆらぎと誤差 (バイアス) が目標精度以下になればよいので あって、あらゆる装置的な誤差を拒否するものではない。画期的な推定法が開発されれば ハードウエアに対する要求は著しく緩和される余地が残っているし、安易にハードウエア 要求に落としてしまえば技術的に実現不可能な要求になる。 最終的に位置天文パラメータを導出するのに必要なデータは時系列位置データであり、 これを時間的に結合することにより、位置天文パラメータを導出する。星の運動モデルは 太陽系重心座標系で書かれるが、これを精度良く観測データに変換することが必要であ る。望遠鏡に入射する星からの光の方向を左右する要素は、(1) 衛星の姿勢、(2) 衛星の位 94 付録 B ミッション要求とシステム要求の詳細 置、(3) 衛星の速度の 3 つである。これらの影響がそれぞれ 10µas 以下であることが要求 される。これらの影響は、星の位置推定の方程式に加算的に加わるため、この三要素のう ち 1 つだけは観測データから推定可能だが、残りの二つは観測データから推定することは 出来ず、観測データ以外のものから測定・制御・あるいは推定される必要がある。 要求 3 (データの種類) 衛星の位置・速度・姿勢のうち二つの成分が十分な精度で求 められている。 それぞれの要求値は、姿勢は天体の位置精度に直接効いてきて 10µas となる。位置は 10µas を出す必要がある最も近い天体の距離を d として 10µas × d となり、たとえば d = 1pc とすれば、10% の安全率を見込んで 150km が要求値となる。速度推定は、光行 差として効いてくるので光速度に対して 10µas という要求値となり、同じく 10% の安全 率を見込んで 1.5mm/sec となる。これらのうち、姿勢を観測データによらず 10µas で測 定することは非現実的であるため、姿勢は星の位置とともに観測データから推定し、位置 と速度は観測データ以外のものから要求精度で測定あるいは推定することとなる。従っ て、位置と速度は系統誤差であり、姿勢推定は第一義的にはランダム誤差となる。当然の ことながら、姿勢推定に何かの測定値が混入すれば、測定手法に依存して姿勢の推定値に も系統誤差が混入することとなる。 要求 4 (時間・空間座標系精度) 10µas 精度の基準座標上で JASMINE の観測結果 を記述するために 1. 時間空間的に無矛盾な 10muas 精度の座標系を構築する 2. 座標原点の値 (星の位置の原点のとり方と縮退)、その時間一次の変化 (星の固 有運動のゼロ点のとり方と縮退)、その年周期変動を (年周楕円運動のゼロ点 のとり方と縮退) 固定する 3. 座標の方向の値、時間一次変化、年周期変動を固定する 4. 座標のスケール・歪みの値、時間一次変化、年周期変動を固定する ノミナルな星の運動を頼りに構築された最終的に無矛盾な座標系は、全球の場合は 6 つ (上の 1∼3) の、天球の部分を取り出した場合はさらに多くの不定成分を持っている。*1 こ れらは、内部的には解くことができない。これらは、上に列挙したような値である。 HIPPARCOS では、値と時間一次変動は外部天体を参照して定め、年周期変動は大角度 はなれた星を同時に観測することで求めている。JASMINE でも、これらをどのように 解くかを検討しておく必要がある。1 radian(約 60◦ ) 程度離れた領域を同時に観測できれ ば、HIPPARCOS 同様に年周期変動の縮退は自身のデータで解くことができるが、観測 領域が限られている場合はそうはいかない。一方、星が多数あることを利用することがで きる。JASMINE の等級範囲では QSO を観測することは難しいと思われるが、VERA など他のミッションで位置天文パラメータが既知の天体を観測することで、QSO を用い るのと同様の効果を得ることができる。 *1 全球の場合は 4. の自由度は一周が 360◦ であるという普遍的事実を、全体のスケールを解くために使う ことができる。 B.1 要求分析とミッション要求定義 95 図 B.2 要求整理。赤い線で示したものはオプションで、黒い線を実現するのにどれか 一つの赤い線を実現すればよい。黒い線で示したものは要求であり、上流 (図左側) の オプション (赤い線) を実現するにはつながった黒い線 (要求) がすべて満たされる必要 がある。 JASMINE では、HIPPARCOS をはじめとするスペースの位置天文ミッションでの解 析手法を分析し、また他の地上での観測・解析手法と比較検討して、図 B.2 のように位 置天文観測に必要な要求分析をしてきた [山田良透, 2005]。HIPPARCOS では、観測フ レーム内には高々 4 つ程度の星しかなく、隣接する観測フレームの相対位置精度は一回の 星の観測精度に対して星の数のルート程度、高々 2 倍程度となる。そこで、ビーム混合鏡 を用いることは必須要件であった。JASMINE では隣接フレームとの間に数千個の星が あるので、隣接フレーム同士の位置推定精度は一回の観測精度約 900µas の √ 5000 ∼ 70 倍程度は向上するはずである。JASMINE では、観測フレームを単純に張り合わせること で瞬時のミッション座標を構築することとしているが、これが可能なのは、観測フレーム 内に十分多くの星があるからである。従って、ビーム混合鏡を使わなくても隣接視野同士 の関連は高精度でつけることができる。ただし、ミッション領域全域を覆う場合、連続し て連結を行なうことにより誤差が蓄積する効果を考慮する必要がある。ビーム混合鏡は主 鏡程度の大きな構造物となり、これが主鏡と対面する形で配置されることは、構造設計を 著しく難しいものにする。したがって、サーベイ領域をバルジ領域に限定することでビー ム混合鏡を排除できたことは、JASMINE の実現性を高めることになる。 もし、フレーム連結精度が十分高くできない場合は、観測視野内のある程度長いスト リップを連続観測し、衛星運動モデルと照合するという、HIPPARCOS が用いた手段を 併用する必要がある可能性もある。連続観測には CCD の場合は TDI モードの動作が必 要であり、このオプションが必須オプションとなるかどうかは張り合わせの精度評価の結 果に依存する。今の所、TDI は必須のオプションとならない見込みである。JASMINE の場合の具体的な推定精度については、次章で述べる。 96 付録 B ミッション要求とシステム要求の詳細 図 B.3 サイエンスからの要求整理 要求 5 (時間・空間座標系精度) 全体に無矛盾な 10µas 精度の時間空間座標系を構 築する方法 位置天文パラメータと同時に解く、あるいは瞬時の座標系を正確に求め、これらを時間的 に結合する、など解析手順に依存する。 この他、スケールと高次歪み (広い意味での distorsion) をこの段階で補正するか、次 (データ解析的には前) の段階で補正するかはオプションとなる。補正の仕方の候補案に ついては、次で述べる。いずれにしても、これらの基準が詳細な係数を除いて 10µ のオー ダーでずれるとバイアスとなり、正確な位置天文パラメータを求めることはできない。一 方、必要なのはこの 3 つのモードであり、一年周期での変化と線形変化以外の時間変化は ランダム誤差と考えて良い。同時刻の座標の校正はこの次のステップの要求となるが、た とえば HIPPARCOS は大円の一周をあらわす座標のうち 1/6 の長さ周期を持つ成分の校 正精度はあまり良くなく、このステップで校正している。 要求 5 で推定可能ならば、各時刻の空間座標が張る範囲はサーベイ領域の任意の部分領 域でかまわない。SIM ではたとえば 8 視野を観測する間の熱安定を要求し、これを超え る時間についてはパラメータを推定している。可能な解としては 1. サーベイ領域のある部分をカバーする間、装置を十分に安定化させる 2. 基準天体や位置天文パラメータが既知の天体を用いて、校正する 3. 装置の変動を推定する などである。サーベイ領域全体にわたる熱安定が要求でいれば最も安心であるが、このた めのシステム要求は非常に厳しい。適切な推定と組み合わせて要求を緩和することが望ま しい。 これらのオプションを分析したのが図 B.3 である。 誤差の推定にあっては、まず図 B.5 に示す一般論を指摘しておく。観測数 N を増やせ √ ば、理想的には長い破線で示すように、誤差 σ は 1/ N で減少する。しかしながら、一 般的には系統誤差要因が残っているので、実践で示すように誤差の減少はどこかで頭打ち になる。そこで、システム要求を厳しくし、系統誤差要因を小さく抑えることで、短い破 線で示すような小さな誤差を実現することができる。しかしながら、このアプローチはシ ステムの難易度を上げ、したがってコストや開発期間にインパクトを与える。一方、推定 B.2 発生する誤差に対する要求 97 図 B.4 誤差の概念図 モデルを複雑にすると、必要な位置天文パラメータ以外に多数のモデルパラメータを推定 する必要があり、一点鎖線で示すように同じ観測数 N で得られる精度は悪くなる (誤差が 大きくなる)。しかしながら、誤差の減少が止まる値はモデルが妥当な範囲であり、同じ システム要求においても単純なモデルより複雑なモデルの方が大きな N を使うことでよ り小さい誤差を実現することが可能である (σ0 と σ3 を比較)。システムを多少大型化する 必要が生じるが (σ3 が示す曲線が σ = 30 程度になる N を、理想の長い破線と比較)、そ のこととシステム要求を厳しくする (σ2 の曲線を実現するためのシステム要求) こととの トレードオフとなる。 「画像の誤差を小さくする」という要求は非常に厳しい熱要求を与えるが、我々はこの 要求の代わりにより高次のひずみを推定するという戦略を選ぶことが可能である。実際、 2 次程度の画像歪みを「抑える」のではなく「推定する」こととすることで、熱要求は数 mK から 0.4K 程度まで緩めることが可能となる。 最後に、これをシステムレベルまで reduction したマップを作製する。(図 B.5) B.2 発生する誤差に対する要求 5.2 章で示された個々の系統誤差に対する説明を本章でおこなう。 ●ステージ 1（セントロイド） ○重心-中心誤差 星像まわり 5 × 5 ピクセルで切り取ったサブセットにおける重心は星像の中心位置とはず れている。この重心と中心のずれを例えば重心法と呼ばれるアルゴリズムを用いて推定す る。この重心、中心のずれはおよそ 0.1 ピクセルレベルで発生するが、上述のモデル化に より、0.003 ピクセルより小さい誤差に抑える。 ○検出器ピクセル歪誤差 98 付録 B ミッション要求とシステム要求の詳細 図 B.5 要求分析マップ 検出器のピクセルは正方形である想定だが、実際には正方形からの歪があり、それが誤差 となり現れる。この歪は 0.003 ピクセル以下である事が実証されているので、この誤差に 関しては現段階でモデル化が必要だとはしていない。 ○検出器感度むら 検出器のピクセル毎に感度が異なっている。そのため、切り取ったサブセットにおける重 心位置は感度が均一である場合に比べてずれている。この感度むらが 10 ％程度以下であ れば、ずれはおよそ 0.1 ピクセル以下となる。この誤差に対してはフラット画像を用いて 感度むらの補正を行うことにより 0.003 ピクセルより十分に小さくする事ができる。 ○星色補正誤差 光学系に色収差があると、星のタイプ（色）に応じて星の位置がずれる。したがってでき るだけ色収差の発生しない光学系が望ましいので、小型 JASMINE では鏡のみの光学系 を想定している。それでもコマ収差などが存在すると、色収差が発生し、0.1 ピクセル程 度以下のずれが生じる。このずれを色指数を用いる事で補正する。 ○光学系 distortion 光学系は一般に distortion の収差が存在する。小型 JASMINE 光学系では distortion を 0.1∼0.2 ％程度に抑えられている。この場合、1 ピクセルレベルの系統誤差が生じる。こ の distortion によるずれを多項式を用いてモデル化し、補正をおこなう。 ○検出器（大域）歪 B.2 発生する誤差に対する要求 検出器自身も光学系の distortion のように大域的な歪が存在する。画像データからは光 学系の distortion によるものなのか、検出器の大域的歪によるものなのかは区別できない が、それらを区別することなく多項式のモデルにより補正を行う予定である。 つぎにステージ２において生じる系統誤差について説明する。 ●ステージ 2（大フレーム作成） ○連結誤差 大フレーム作成時には隣接する、隣接する小フレームどうしで共通に撮像されている星を 頼りに連結をおこない、観測領域を覆う大フレームを作成する。この連結の際、星の位置 が完全に正確であれば、正確に連結されるが、実際には星の位置はフォトンノイズの揺ら ぎの位置不定性があるので、正しい場所からずれて連結される。この連結の精度は星の数 が多いほど誤差が小さくなるが、バルジ領域で想定される 10000 個/平方度程度の個数密 度の場合、70 μ秒角程度となる。この誤差はフォトンのポアソンノイズに起因している ので、各大フレーム毎にずれる方向などはランダムとなる。 ○（４５分スケール）観測システム構造変形 およそ 45 分程度で大フレームを作成する。その時間スケールで望遠鏡の支柱、ミラー、 あるいは検出器が例えば熱により膨張、収縮すると、焦点面上の画像はひずむ。こうした 歪があると、大フレーム作成時に各小フレームのサイズなどが異なっており連結がうま くいかない。そこで、２次の多項式でモデル化を行い、連結をおこなう事により 45 分ス ケールの構造の変形を補正する。3 次以上の高次のずれは無視をしても所定の精度以下に なるように温度変動で数 K/45min 相当の変動以下に抑えることを要求する。 ○衛星速度見積誤差 衛星の運動に伴い生じる光行差が原因で星の位置がずれる。このずれを衛星の運動のモデ ルにより補正をおこなう。この補正により目標測定精度以下の誤差に収まるよう、衛星の 速度を∼1mm/s 以下の誤差で求める事を要求する。 ○衛星位置見積誤差 衛星の位置がずれていると視差の値にずれが生じる。もっとも近い星でも想定する測定精 度以下のずれにおさまるよう、衛星位置決定精度 150km を要求する。 ●ステージ 3（多数枚作成） 最後のステージ３において生じる系統誤差について説明する。 ○観測システム構造経年変化 観測システムの構造は経年変化をするので、一般に多数の大フレームを作成するとそれら のサイズは同一ではない。こうした変形は年スケールでの熱環境の変化や膨潤など長時間 かけて変化する。この誤差はおよそ 500 μ秒角と見込まれているが、これに対しては、較 正天体を頼りに、2 次多項式にてモデル化し、補正をおこない多数の大フレームを時間軸 で連結する。 99 100 付録 B ミッション要求とシステム要求の詳細 ○較正天体誤差 較正天体を頼りに多数枚の大フレームを時間軸に連結するが、この較正天体自身が誤差 を含んでいると最終結果にそのまま誤差が残る。現在、VERA のメーザー源参照天体や、 ミラ型変光星を頼りに較正を予定している。更に Gaia が成功すれば、バルジ方向の手前 の星は Gaia でも精度良く測定される見込みなので、そうした天体を用いれば精度良く較 正できる。 ○想定していない星の運動 星の運動はモデル化されそのパラメータを最小２乗法で決定するという手法をとるので、 例えば、連星や重力レンズなど、想定していない星の運動があると誤差となって現れる。 こうした星は他の星に比べて誤差分散が大きく出るので、こうした誤差分散の大きい天体 に対して、連星や重力レンズの運動モデルを用いることにより補正を行う。 B.3 ミッションの手順と解析の詳細 ミッション目標を達成するための観測の手順および解析をこの章で説明する。 ■観測手法 ・ステージ１．小フレーム内の星の位置の導出 190mas/7s の指向安定性を保ちながら静止画像の撮像を行なう。（この安定性を保つため に TTM も駆使する）。7 秒で 1 枚ずつ撮像し、星像中心位置を 1 画像あたりおよそ 1 ピ クセルの 120 分の 1 の精度で決める。 ・ステージ２．大フレーム作成 同一の領域 16 回連続撮像後、30 秒でおよそ半視野分の姿勢マヌーバと静定をおこなう。 隣接領域に移動後、先程と同様の撮像をおこなう。以上を繰り返し、およそ 45 分で観測 領域を観測する。温度変動は数 K/45min に抑える。もしくは、 （TTM デスパン方式）10 秒角/sec のスピンレートで回転させながら TTM により、デスパンさせ撮像を繰り返す。 0.9 時間で観測領域数平方度を観測する。 ・ステージ３．年周視差、固有運動導出 大フレーム作成をミッション期間 1 年程度あるいは、後期運用含め 2.8 年に渡り継続して おこなう。ただし、地球周回中地球の影に隠れる時（1 周回の 50 ％）、あるいは、太陽が バルジ方向に近づき、観測できない冬季（1 年の 4 分の 1) は除く。VERA のメーザー参 照天体、ミラ型変光星など、外部参照天体によりピン止め、校正をおこない、位置、年周 視差、固有運動所定の精度で導出する。 以上で説明した観測の手順に応じて、以下の解析を行い所定の精度でアストロメトリ情 報を得る。 B.3 ミッションの手順と解析の詳細 ■解析方法 ・ステージ１（小フレーム撮像） 撮像データに対して星の位置を求めるために、星像の中心を含むピクセルを中心に 5 × 5 ピクセルのサブセットのデータをもとに例えば、重心法といった解析アルゴリズムを用い て星像中心位置を求める。 ・ステージ２（小フレーム連結し、大フレーム作成） ステージ 1 で撮像した、隣接する小フレームどうしで共通に撮像されている星を頼りに連 結をおこない、観測領域を覆う大フレームを作成する。その際、各小フレームは 2 次多項 式としてモデル化を行い、解析的に連結する。およそ 1K 以下の温度変動の範囲において は 3 次以上の変動は無視できる。 ・ステージ３（大フレームどうしの時間的連結 アストロメトリーパラメータ導出） 上述の大フレームがミッション期間にわたり取得できると、それらの大フ レームを VERA のメーザー参照天体、ミラ型変光星など、外部参照天体によりピン止め、 校正をおこなう。また各星に対しては、星の運動をモデル化し、位置、年周視差、固有運 動を最小 2 乗法を用い、所定の精度で導出する。 以上、手順に従い観測および解析をおこなう。 101 103 参考文献 [Alard, 2001] Alard, C. 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