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光赤天連シンポジウム2018「2030年代の光学赤外線天文学を考える - 2018年秋 -」高エネルギー宇宙物理連絡会

(高宇連

) 寺

田幸功

2018.9.10~12, 三鷹天文台

高エネルギー宇宙物理連絡会が関与する飛翔体将来計画概要

高宇連会長寺田幸功（埼玉大）

高宇連運営委員会、高宇連第二期将来検討委員長玉川徹、

XRISM 田代信、Athena 松本浩典、FORCE 森浩二、HiZ-GUNDAM 米徳大輔、PhoENiX成影典之、

Super-DIOS 佐藤浩介, ほか


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田幸功

2018.9.10~12, 三鷹天文台

高エネルギー宇宙物理連絡会(高宇連)高宇連の位置づけ（高宇連設立趣旨より）

1.高エネルギー宇宙物理連絡会 (高宇連; こううれん)は，高エネルギー宇宙物理学の研究の発展を目的として，1999年8月に設立が提案されました．提案者の母体は主に飛翔体を用いてX線やガンマ線で天体観測している研究者ですが，関連する分野の研究者の方々にも広く入会して頂き，密接な議論の元に分野の発展に貢献することを目指します．

2. 現在，高エネルギー宇宙物理学の研究プロジェクトは巨大化を続けており，一つのプロジェクトを進めるためにも巨額の資金を必要とします．一方で，小グループでの独自の小規模研究を進めることが困難になりつつあります．当会の目的は，巨大化するプロジェクトを研究者の議論の元に総意として提案する機関となることです．さらに，推進するプロジェクトに対して，広い研究分野での新しい発想，技術を余す所なく検討し，最大の科学成果を上げられるように，提言していくことです．また，小グループでの独自の研究も，研究者相互の風通しを良くして，よい研究を見落とさずに擁護できる体制を作ることです．

3. さらに，飛翔体や観測所を利用する立場から，飛翔体や観測所への要求も明確にする必要があります．共同利用研等に対する，飛翔体等の開発方針や運営方針に対しても，意見できる機関としての役割を担うことを目指します．


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2018.9.10~12, 三鷹天文台

高宇連の活動高宇連研究会

第17回「ひとみ衛星の成果と将来への展望」 (2018年3月7日-9日, 首都大学東京) 第16回「高エネルギー宇宙物理学の課題と将来展望」 (2017年3月9日-11日, 名古屋大学) 第15回「宇宙研究の現状と将来」 (2016年3月23日-25日, 東京理科大学) 第 14回「今後10年の宇宙観測」 (2015年3月9日-11日, 広島大学) 第 13回「高エネルギー宇宙物理学の最新成果と将来への展望」 (2013年3月4日-6日, 石川県文教会館) 第 12回「高エネルギー宇宙物理学の将来計画とサイエンス」 (2012年3月28日-30日, 奈良女子大学)第 11回「多波長で探る高エネルギー現象」 (2011年8月, 早稲田大学)第 10回「高エネルギー宇宙物理学の最新成果と将来計画」 (2010年3月8日-10日, ISAS/JAXA)第 9回「宇宙ジェットの多様性と普遍性」(2009年3月16日-18日, 愛媛大学)第 8回「超新星とその残骸」(2007年10月17日-19日, 青山学院大学)第 7回「高エネルギー宇宙物理学の将来計画」(2007年3月13日-14日, 東京大学宇宙線研究所)第 6回「宇宙線加速と非熱的宇宙の解明」(2005年9月21日-22日, 東京大学)第 5回「高エネルギー天体物理学の新展開」(2004年10月1日-2日, 都立大学)第 4回「高エネルギー宇宙観測装置の現在と未来」(2003年10月1日-2 日, 名古屋大学)第 3回「宇宙における電子の加速と陽子の加速」(2002年11月25日-26 日, 理化学研究所)第 2回「21世紀の宇宙観測計画」(2001年8月20日-21日, 立教大学)第 1回「高エネルギー宇宙物理学の現状と将来」(2000年9月29日-30 日, 大阪大学)

高宇連・将来検討委員会飛翔体を用いた高エネルギー宇宙物理の将来計画を検討しロードマップを描く目的で、運営委員会の諮問委員会として将来検討委員会を設置。

• 第一期将来検討委員会 (2013 ~ 2015)• 第二期将来検討委員会 (2015 ~ 2017)• 第三期将来検討委員会 (2018 ~ 2020)

高宇連WWWに第二期将来検討委員会報告書を掲載(詳細こちら) マスタープラン2020に向けた議論は10月から開始。

※本講演は 2018.3 時点の検討がベース


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2018.9.10~12, 三鷹天文台

高エネルギー宇宙物理学の課題天文学：「我々を取り巻く世界の理解し、我々の来し方行く末を知る」物質世界の姿、現象を捉え、宇宙を支配する根源的な物理法則の検証と解明

宇宙の物質・空間のあり方と起源

Dark matter の空間分布と相互作用への制限Missing baryon候補であるWHIM探査

宇宙における多様性の発現重元素量測定による宇宙化学進化と重元素合成宇宙再電離・銀河と巨大ブラックホール形成

宇宙における粒子加速GRB で探る最遠方宇宙

物理学の根本原理の追求ブラックホール近傍観測による極限重力場

中性子星状態方程式の制限

X線～ GeV ガンマ線帯域観測でみる課題を分類

高分散分光XRISM/Athena/sDIOS etc

連携HiZ-GUNDAMPhoENiX etc

偏光観測IXPE etc

広視野監視iWF-MAXI etc

広帯域観測FORCE, MeV mission,

高宇連第二期将来検討委員会報告より


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高宇連ロードマップ (2018.3 時点)

• 「ひとみ」の事故(2016)はたいへんご心配をかけました。• X線代替機 (XARM XRISM) が最優先• 2020s後半Athea の時期の日本主導ミッションの優先度は検討中• 光赤天連や太陽分野他のコミュニティーとの連携も重視したい

PhoENiXHiZ-GUNDAM

軟X

硬X 連

携

太陽分野、地球電磁気・地球惑星圏分野との連携光赤天連との連携

γ

XRISM

sDIOS

製作運用

製作運用


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2018.9.10~12, 三鷹天文台

日本学術会議のマスタープラン2020へ日本学術会議のマスタープラン2020にむけ LOIを提出された計画のうち、高宇連に関係するミッションは下記の5計画

LOI # 計画名区分 2017採択予算、稼働希望10 FORCE I 採択 150億円, 2025年13 PHoNiX I 150億円, 2025年16 Athena I 採択 31+25億円, 2030年台前半17 XRISM II 241億円, 2021年29 HiZ-GUNDAM I 採択 140億円, 2024年

区分 I 新規計画区分 II 予算化され実施中の大型計画

以下、上記 5ミッション＋ super DIOS について、ミッションゴール、搭載機器概要、進捗を紹介する


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2018.9.10~12, 三鷹天文台

XRISM missionX-Ray Imaging and Spectroscopy Mission LOI No. 17Prepared by PI, 田代信 (埼玉大/JAXA)

※本シンポジウム初日講演(山田さん)を参照

宇宙の高温プラズマにみる物質・エネルギーの生成および輸送過程と天体の進化の解明

•宇宙の大規模構造の形成メカニズム

乱流(動圧),

•元素とエネルギーの生成・輸送• 元素合成

• X線マイクロカロリメータによる新しい(宇宙)物理• 希薄で高温なプラズマの物理

• WHIMなど光分解能X線分光で可能になる観測

9

XRISM 搭載観測装置Instrument FOV/pix ΔE (FWHM @6 keV) Energy band

Resolve(XMA + X-ray microcalorimeter)

2.9’ □ /6 x 6 pix

7 eV(goal 5 eV) 0.3 – 12 keV

Xtend(XMA + X-ray CCD)

38’ □/1280 x 1280 pix

< 250 eV at EOL(< 200 eV at BOL) 0.4 – 13 keV

NuSTAR

Chandra

XMM

XARM

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観測装置は、基本的にASTRO-H「ひとみ」搭載のSXT-S/SXS とSXT-I/SXI と同等のものを採用する。 JAXA, NASA基本合意 (2016) ミッション定義、システム要求審査 (2017-04) JAXA - ESA 基本合意(SPC) (2017-06) JAXA pre-project開始 … feasibility study (2017-11) XARM team Japan kick-off (2017-12) NASA KDP B/C (2018-03) システム定義審査 (2018-05) XARM team international kick-off (2018-05) JAXA project開始 (2018-07) 基本設計審査 (2018秋) 詳細設計審査 (2019夏) 製造、試験、打ち上げ、運用

XRISM project status

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Athena missionAdvanced Telescope for High-Energy AstrophysicsLOI No. 16prepared by Athena Japan PI,松本浩典（阪大）

科学到達目標“Hot and Energetic Universe”

• Hot Universe– バリオン大規模構造の主成分である高温ガスが、いつどのように形成されたのかを解明し、誕生から現在の姿までの進化を追う。

• Energetic Universe– 遠方から近傍まで巨大ブラックホールの完全な「人口分布調査」を行い、

BHの成長と、銀河・銀河団へのフィードバックを支配する物理過程を解明する。

122018/9/11

搭載機器構成

Wide Field ImagerXray Integral Field UnitTES calorimeter

DEPFET12m

L2 orbit M～5100 kgLife∼4 yrs

Si Pore Optics

PSF∼ 5“𝑆𝑆 ∼ 2𝑚𝑚2@1𝑘𝑘𝑘𝑘𝑘𝑘

Δ𝐸𝐸 ∼ 2.5𝑘𝑘𝑘𝑘 FOV∼ 40′

∼ 3 m

大面積

広視野

高精度

13

搭載機器性能

2018/9/11 14

• 1keVのラインに対して、XRISM の10倍の感度• Chandra の1/3の観測時間で10倍の天体数

XRISM/Resolve

日本の役割• 宇宙物理

–XRISMの成果をもとに、Athenaの科学的成果を最大化

• ハードウェア–X-IFU冷却システム、特にシールドクーラー–SPO較正、地上系その他

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搭載機器開発状況• SPO

– 角度分解能1モジュールで12秒角程度。引き続き5秒角を目指して開発。

• X-IFU– 質量制限を守りながら、マージン込みで冷却性能達成のため、冷却システムの最適化が進行中。

– 多数ピクセルの読み出しが開発中。• WFI

– プロトタイプ 256pix X 256pix FWHM~134 eV@6 keV

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FORCE missionFocusing On Relativistic universe and Cosmic EvolutionLOI No.10Prepared by FORCE PI, 森浩二（宮崎大）

• 宇宙のあらゆる階層において未だ見つかっていない「ミッシングブラックホール」を探査し、それをプローブとして現在の宇宙を構成する天体の形成史を紐解くこと

埋もれた銀河中心巨大BH(>104 Msun）

中間質量BH（102-4 Msun）系内孤立BH

（<102 Msun）

科学目的© ESO/M. Kornmesser

© NASA

© Ute Kraus

© NASA

科学目標と成功基準• 科学目的から導かれる科学目標とその成功基準

• 上記の mission science とは別に、FORCE の特性を活かしたobservatory science (超新星・超新星残骸からの非熱的放射の検出、銀河団の超高温ガスの探査など) の観測もおこなう

ミッション要求• 硬Ｘ線帯域で高感度

– 2-3x10-15 erg/s in 10-40 keV

• 広帯域Ｘ線に対して感度を有すること

• ミッションライフ内 (~1yr) に、必要な統計を稼ぐこと

ひとみ

衛星の概要• 焦点距離10 m• 3台の同一のスーパーミラーと検

出器ペア

X-ray Super-mirror Light-weight Si

mirror provided by NASA/GSFC

Multi-layer coating directly on the Si mirror surface

Unprecedented angular resolution of <15” in hard X-ray

Wideband Hybrid X-ray Imager (WHXI) New Si sensor (SOI-CMOS) + CdTe hybrid Low BG with active shield, the same

concept as the A-H’s hard X-ray detector

Wideband sensitivity of 1-80 keV

搭載機器開発の進捗• 広帯域Ｘ線検出器

– Si 検出部である SOI-CMOS が新規開発

– ある特定のピクセルからのsingle pixel イベントのみではあるが、最大の難関であったイベント駆動モードでのエネルギー分解能で、要求性能達成の目処を得た

single pix event, one pixel

• Ｘ線スーパーミラー– 多層膜を成膜した非 Wolter

形状の Si ミラー基板単体で、角度分解能15秒角以下@20keV を達成していることを実証(左図)

– 多層膜なしでは、１ペアのWolter 形状で4秒角@4.5keVを切る性能を確認(右図)

全反射ブラッグ反射直接光

Full illumination with Ti-K X-rays (4.5 keV)SPring-8 measurement at 20 keV


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2018.9.10~12, 三鷹天文台

HiZ-GUNDAM missionHigh-z Gamma-ray bursts for Unraveling the Dark Ages MissionLOI No. 29Prepared by HiZ-GUNDAM PI,米徳大輔（金沢大学)

※本シンポジウム初日講演(米徳さん)を参照光赤天連との連携

HiZ-GUNDAM計画：科学到達目標とミッションへの要求Key Science 1: GRB による初期宇宙探査

Key Science 2: 重力波と同期したX線突発天体の観測による極限時空の理解

(1) 赤方偏移 z > 7 の GRB 発生率(2) 宇宙再電離時期の特定と

その変遷の理解(3) 宇宙最初期の重元素探査(4) 初代星を起源とする GRB 探査

(1) 重力波と同期したX線突発天体/SGRB の発見(2) 相対論的ジェットの存在の検証(3) 早期の可視光／近赤外線観測による

エネルギーの変遷の解明（ジェットコクーンマクロノヴァ）

(4) マクロノヴァの多様性の検証

いずれもX線によるGRB/SGRB の発見と迅速な近赤外線追観測が重要

High-z GRBの迅速な特定と大型望遠鏡による分光観測

高宇連＋光赤天連の分野横断型

搭載機器の概要と性能

Items ParametersEnergy band (keV) 0.4 – 4 keVTelescope type: Lobster Eye OpticsOptics aperture 240 x 320 mm2

Number of Unit 6Field of View ~ 1.2 str (6 units)Focal length 300 mmFocal plane detectors CMOS arrayNumber of CMOS 24 (4 CMOS x 6 units)Sensitivity 1e-10 (erg/cm2/s)

For 100 secPoint Spread Function 3 arcminAngular accuracy ~ 60 arcsec

Items ParametersTelescope type Offset GregorianAperture size 30 cmFocal length 183.5 cmF number F6.1Field of view 34 arcmin ×34 arcminFoV per pixel 2 acsec × 2 arcsecImage size 3 pixel × 3 pixel Integration time 10 minutes (2 minutes x 5 frames)Observation Band (μm) 0.5−0.9 0.9−1.5 1.5−2.0 2.0−2.5

Band width 0.4 µm 0.6 µm 0.5 µm 0.5 µmLimiting Magnitude mag (AB) 21.4 21.3 20.9 20.7

Focal detector HyViSi HgCdTe HgCdTe HgCdTe

広視野X線撮像検出器近赤外線望遠鏡

Swift/BAT と比較して約 2 桁高感度

4バンド同時測光観測

Kα (5.90 keV) Kβ (6.49 keV)

LD0.38 keV

ΔE ~ 200 eV (FWHM)

Energy Spectrum of 55Fe

Ener

gy R

esol

utio

n @

FW

HM (e

V)

Total Ionizing Dose (krad)

機器開発の進捗：CMOS 検出器

CMOS検出器に対する放射線耐性試験

東工大コバルト照射室180 eV

エネルギー分解能

220 eV@ 30 krad

Total Ionizing Dose (krad)

LD L

evel

(eV)

380 eV

480 eV

エネルギー閾値

環境温度：0 ℃


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PhoENiX missionPhysics of Energetic and Non-thermal Plasmas in the X-regionLOI No. 13Prepared by PhoENiX PI,成影典之（国立天文台）

太陽分野、地球電磁気・地球惑星圏分野との連携

PhoENiX (Physics of Energetic and Non-thermal Plasmas in the X-region)

Science Goal（本ミッションの前提となる大目標）磁気リコネクションに伴う粒子加速の理解

Science Objectives（本ミッションの科学目的）• 磁気リコネクション中の加速場所を絞り込む [where]• 磁気リコネクション中の加速粒子の時間発展の調査 [when]• 磁気リコネクション中の加速粒子の特徴の把握 [how]

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太陽フレア

地球磁気圏 X-line での加速電子かに星雲のガンマ線フレア

粒子加速高エネルギー粒子は宇宙の至る場所で発見されているが、「高エネルギー粒子の起源は何か？」という問題は宇宙科学における未解決の難問である。一方、磁気リコネクションは加速環境（電場、衝撃波、乱流など）を生み出しやすく、実際、地球磁気圏、太陽フレアなどにおいて、リコネクションに伴う加速電子が観測されている。しかし、その加速過程は未解明であり、今後の研究の進展が待たれている。

観測ターゲットと観測手法

• Science Objectives を達成するために、• 主たる観測ターゲットとして太陽フレア（現象全体を視野に収め、空間・時間分解して観測できる天体）を設定し、

• 観測手法として、① 軟Ｘ線～硬Ｘ線の photon counting（非分散型）による２次元撮像分光観測

と、② 硬Ｘ線～軟γ線域の高時間・高エネルギー分解・偏光スペクトル観測（空間

分解能は無し；偏光情報は 60 keV 以上で）を実施する。太陽フレアに対するこれらの観測は世界初。

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そして、• 撮像分光がもたらす空間・時間・エネルギー情報を使って、

• 加速場所とそれに関連する現象を同定する。[where]• 加速とそれに関連する現象の時間発展を追う。[when]

• さらに、高エネルギー帯域までの偏光分光がもたらすエネルギー情報、偏光情報も加え、

• 加速電子のエネルギー分布• 加速電子の異方性など、加速の特徴を調べる。[how]

撮像分光観測のコンセプト

各観測装置のキー技術基礎開発は完了しており、現在、衛星搭載に向けた開発を進めている。

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高精度Ｘ線斜入射ミラー空間分解能 : < 1 秒角（ミラー単体）低散乱 : 104 @ 20 arcsec

高速度・軟Ｘ線カメラ裏面照射型CMOSセンサーを使用（観測ロケット実験 FOXSI-3 で技術実証）

高感度・硬Ｘ線カメラファインピッチ CdTe 検出器を使用（観測ロケット実験 FOXSI の技術を活用）

高感度Ｘ線斜入射ミラー空間分解能 : ~ 8 秒角 (FWHM)（観測ロケット実験 FOXSI の技術を活用）

軟Ｘ線撮像分光装置（0.5 keV ~ 10 keV）硬Ｘ線撮像分光装置（5 keV ~ 30 keV）

軟γ線偏光分光装置（20 keV ~ 600 keV）

Si/CdTe コンプトンカメラ偏光測定：> 60 keV

(ひとみ衛星搭載の SGD の技術を活用)


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Super DIOS missionSuper the Diffuse Intergalactic Oxygen SurveyorNo LOI submittedPrepared by super DIOS PI, 佐藤浩介(埼玉大)


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Summary

天文・宇宙物理分野全体をもり立てよう高宇連推薦ミッションとの連携もお願いします。

本講演内容に関する質問等は下記まで。高宇連運営委員会[email protected]

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