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JASMINEJASMINE 計画の検討状況計画の検討状況（近赤外線高精度位置天文観測衛星計画）（近赤外線高精度位置天文観測衛星計画）

ー Japan Astrometry Satellite Mission for INfrared Exploration －

郷田直輝（国立天文台）

　　　　　　　　　　　　　　　　＋ JASMINEチーム

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§1.JASMINE が狙うサイエンス：銀河系とは何か？ 銀河系を知る

力学構造　　　　　　　　　星形成史　　　　　　系内構成天体

自己重力多体系　　　　銀河系形成史　　　　　恒星進化、惑星、の物理　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　変光星、超

新星、　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　 　連星系、

褐色矮星、 　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　

　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　 暗黒物質　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　 距離指標　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　長距離力系の　　　　　宇宙初期での　　　　　 宇宙の　統計力学　　　　　　　　銀河形成・進化　　　　 構成天体　　　　　　　　　　　（近傍宇宙論）　　　　　

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★ 位置天文精度： 1 ミリ秒角 (1mas)

　　　　　 10 マイクロ秒角 (10μmas) の時代へ（天文学の大革命）

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§2.JASMINE 計画について(I) 概要★ 位置天文精度：約 10 万分の 1 秒角　　　　　　　　　　　天文学の大革命！　　（ K 12≦ 等級 or z 15.5≦ 等級で達成）★ ターゲット：バルジ、ディスク　　　　　　　　銀河形成史の“化石”の宝庫　　　　　　　　　　　　　　　　近赤外線 (1μm or 2μm)　　　可視光より遙かに多くのバルジ、ディスクの星を観測可能　　　　　 ( 可視光に比べてダストによる吸収の影響が少ない）

　　　★ 打ち上げは、約１０年先を目標★ 世界で唯一。日本独自の計画。　　欧米は可視光の計画： GAIA(ESA), SIM(NASA)

　　

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（ III)JASMINE での観測方法と仕様概要　　位置天文観測の精度 　　　　 N: 星の光子数

大きな Nが必要 大口径の鏡

大きな視野 多くの検出器を並べる

ND/~

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（ I Ｖ）望遠境の仕様（ K-band と z-band の両方を平行して検討）

○ 光学系： Korsh 系が有力候補○ 主鏡のサイズ： D=2m の円形（中心に直径 0.7m の穴 )

○ 焦点距離： 65.4m(K-band) or 67m(z-band)○Astrometry 用の有効な視野面積　　　　　　　　　　　 (k-band) 、　　　　　　　　　　 (z-band)○ 検出器：～ 25 個 (k-band) 、～　 160 個 (z-band) 　　　　　　　　 TDI モードを稼働○ ビーム混合鏡の設置 : 同時に大角度（約９０度）離れた領域の星を測定 ○ 絶対的な年周視差を得るため　 ○衛星回転則のずれを観測データを用いて自己完結 的に測定可能 ＊２枚の鏡に対して、焦点面は共有する

1102.1 1101.2

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JASMINE の光学系（矢野氏設計）

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JASMINE 光学系の spot diagram （矢野氏作成）

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JASMINE 光学系の image diagram （矢野氏作成）

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11

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（ＶＩＩ）軌道とサーベイ方法○ 軌道： Sun-Earth の L2poin ｔ ○ 連続的にスキャン　 * 衛星のスピン回転の周期： 約 2.3 時間 * 歳差運動の周期： 約 19 日○ 銀河面付近を主に観測　サーベイ面積：　 * 太陽方向を見ないようにする　　（春と秋は、銀河面方向。夏と冬は、銀河面にほぼ直交す る面方向を観測）

7360

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開発状況と今後の検討○ サイエンスの検討：　＊サイエンスワークショップの開催：　　　広い分野の研究と結びついている　＊我々のチーム：銀河系の力学構造の構築方法等の検討　　　　　　　　　　　　　 Torus Construction 法による力学構造の構

築と　　　　　　　　　　　　　星形成史の解明　＊サイエンス班との協力　　○ 衛星の仕様・精度評価、データ解析法　　　　　　数値シミュレーター (UML 、オブジェクト指向）　　　例： JASMINE 仕様計算プログラム　　　　　　　　　　　　

　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　○ 検出器の開発(i) ＴＤＩモード可能な新しい K-band 用アレイ検出器(ii)1μm 付近に感度のピークをもつ高感度　　完全空乏型 CCD (Hyper Suprime-Cam と協力）

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○ 大型超軽量鏡の開発： SPICA 、 JTPF 計画等とも

　　　　　　　　　　　　　　　　協力○ 星像中心決定のアルゴリズム開発と地上実験　　　（月面天測望遠鏡計画チームと共同）　　　　　　　　　　現在、 1 画素の 1/300 の精度達成

　　　　＊より高精度かつより現実的な設定での実験を続

行中　　　

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○ 衛星システム（バス部）の設計：　 ISAS との検討会：軌道、姿勢、熱構造など　 NASDA （技術研究本部）との検討会開始：　　衛星システム全体の問題点整理

○ 技術開発、実証実験　　検出器、超軽量鏡、衛星システム、地上での

実験・検証、さらに、　　超小型衛星 (Pico-satellite) での実証　　（ Mini-JASMINE 計画）の検討を開始　（東大工学部航空宇宙工学中須賀研との共同）　　　

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CubeSat 　フライトモデル :XI-IV（東大工学部中須賀研究室）

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CubeSat 　フライトモデル :XI-IV（東大工学部中須賀研究室）

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★ 超小型衛星による実証実験目的：スペースで、はじめて CCD の TDI モード

を　　　　用いたアストロメトリ観測を行う。

*ヒッパルコス衛星以降、 GAIAまでサーベイ型スペースアストロメトリ計画はなし。新しい技術の実際のスペースでの技術的実証は本番までなし。

＊少しでもいいから、ヒッパルコスの記録を塗り替えられれば、さらに良い。世界最高精度の達成。

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★ どこまでが可能か？ (Mini-JASMINE 計画）例えば…○CubeSat2 クラス○ 口径 5cm の主鏡：屈折望遠鏡　　ビーム混合鏡も設置。焦点距離 1.67m 。○1K×1K （ 1.5cm×1.5cm) の検出器１個ーーー＞＊理想的には、 z=7mag で 0.5mas を達成。　　　　　　＊任意の 360°×7° の幅を半年（有効

観　　　　　　　　測時間）観測。地球周回軌道。　　　　　　　　 Mission life は約 1 年。 　　　　

　　　　　　　　＊衛星のスピン周期： 0.4 時間　　　　　　＊スピン軸の歳差周期： 2.7 日

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★ 中須賀研究室との検討を開始　　 Mini-JASMINE の仕様要求

　　衛星システムの詳細検討を開始

　　約 2 年から３年後の打ち上げを目標

　＊衛星設計コンテストにも参加　　　（東大工学部４年生７名＋ α ）　　　プロジェクトマネージャー：永山（東大）

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◎2003 年 6月頃に JASMINE に関する詳細な

レポート（ first proposal) を提出予定 ( 中間報告は一部配布済み）

　　今後ともご支援、ご協力をよろしく　　お願いします。

　　　　★ JASMINE のホームページアドレス 　　　 http://www.jasmine-galaxy.org/index-j.htm

l

22

Jasmine

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JASMINE計画の要旨　

手段：近赤外線（ 1μm か 2μm付近 ) によるアストロメトリ　　　　（位置天文）観測を衛星を用いて行う。 　　　　　　　　　　　　観測対象：銀河系内、特に銀河面、バルジなどの天体を　　　　　　　　サーベイ（ハロー方向も部分的に行う）　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　精度：星の位置、年周視差、 1 年当たりの固有運動を　　　　数億個の星に対し、約 10 万分の１秒角以上の高精度　　　　で測定　　　　　　　　　　　　サイエンス：可視光だけでは伺い知れない銀河系構造　　　　　　　（特に、バルジ、遠くの銀河面）、　　　　　　　　恒星物理、星の形成と進化、距離指標など　　　　　　　　系外銀河観測による宇宙論への直接的リンク　　　　　　　　惑星系探査などのサイエンス　　　　

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§1. 銀河系を知ることが何故重要なのか？

I. 銀河系形成史の解明（近傍宇宙論）　　　　　　銀河全般の形成・進化の解明　＊遠方銀河の直接的観測 ( 遠方宇宙論）との　　　両輪

II. 自己重力多体系の力学構造　＊太陽系をはるかに超えるサイズの自己重力多体　　　　　系の力学構造がはじめて明らかになる　　　　　　　長距離力系での新しい統計力学の確立

III. 銀河系内の構成天体の解明　　恒星進化、星形成、連星、超新星、太陽系外惑星、　　変光星、ダークマター・・・・・・

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　　　　　　　　　　　　　　　　銀河系の解明のためには、　 Photometry （測光） , Spectroscopy （分光）による　　明るさ、色、元素量、視線速度の情報に加えて　　　天体までの距離　　　　　　年周視差　　　　　　　　　速度　　　　　　横断速度　　　　　　　　　　　　　 　　　　 その角速度（固有運動） 　　　　　　　　　　　　　高精度な Astrometric eye が必要(Astrometry: 天球上の星の位置、固有運動、　　　　　　　　年周視差）

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　 アストロメトリ（位置天文）とは

　星の（天球上の２次元的）位置　　　　　　　　　　　　　　　　　距離　　　　　　　年周視差　　　　　　　　　　　　固有運動（天球上の横断角速度）　　　　　　　　　　　（＋視線速度）

　　　　　　　星の６次元位相空間の情報

　　　　　　　　　天文学の基本情報

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§２．観測の現状 今までどの程度まで分かっているか？

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★今後の高精度アストロメトリ観測計画の必要性

　　　　　ヒッパルコス　　　　　　“小さな革命” 1000 分の 1 秒角 (1mas)

　　　　　　　　　　　大革命が必要 ~10 万分の１秒角（ 10μas ）の精度

10% distance error at 10kpc!! velocity error at 20kpc ~1km/s !!

Breakthrough in many fields of astronomy

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★他の計画の中での位置づけ 将来の高精度スペースアストロメトリ計画（欧米）と JASMINE

Remark: 欧米のスペース計画はすべて可視光での観測

計画 打ち上 星 の 観 測 限界等級 精度機関 装置

（個）げ予定 数

Hipparcos ESA 1989 120000 12 1mas@V=10望遠鏡

DIVA Germany 3500 15 250 as V=10μ望遠鏡 中止 万 ＠

FAME USNO& 4000 15 50 as@V=9μ望遠鏡 中止 万

NASA

SIM NASA 2009 20 4 as@V=20μ干渉計 ～ １万

GAIA ESA 2012 10 20 10 as@V=15μ望遠鏡 ～ 億

2013 3 16 K=17 10 as@K=12JASMINE (≦ ) μ日本 望遠鏡 ～ 億

2 z=18 10 as@z=15.5μ億

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近赤外線で測定する意義　○10 万分の 1 秒以上の精度で測定される星の総個数　　　

０～１

２～３

４～５

６～７

８～

９

V<15

K<12

Z<15.5 100

1000

10000

100000

N

Ｋｐｃ

band

° 　 °ｌ＝０ ｂ＝１ V<15K<12Z<15.5

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2006

JASMINE

可 視 光 ス ペ ー ス

サ ー ベ イ ：

特 定 天 体 ：

地 上 電 波 ：

赤 外 線 ス ペ ー ス ：

2002 2004 2009 2012 2015

DIVA

FAMEGAIA

SIM

VERA

?

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（ＩＩ） JASMINE で拓けるサイエンス　　○銀河系の力学構造　　 ・ Galactic bulge: morphology, 　 kinematics,…　　　・ Galactic disk: dynamics of spiral arms, 　　 nature of stellar warp, …

　　大規模な自己重力多体系の物理法則の解明 ○ 銀河系の形成・進化の“化石”を探る　　　　 ・バルジ、ディスク　　　　　銀河の形態　　　　 ・星形成史　　　　　　 DLA とも関連　　 ○距離指標　 ○ディスク星等によるマイクロレンズ効果 　 ○恒星物理、変光星、超新星、連星 ○ 系外惑星 ○ 基礎物理　○ Local group of galaxies

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（ＩＩＩ）達成精度とサーベイ面積　サーベイ面積：年周視差の精度K=10mag以下　　　　 σ＝ 4μas （理想）

K=12mag 　　　　 σ＝ 10μasK=13mag 　　　　 σ＝ 16μas( 銀河中心の星の距離精度が、 13%)

K=14mag 　　　　 σ＝ 26μas ( 銀河中心の星の距離精度が、 20%)

z=14mag σ＝ 5.4μas( 理想）

z=15.5mag σ＝ 10μasz=16mag σ＝ 13μas ( 銀河中心の星の距離精度が、 10.5%)

z=17mag σ＝ 22μas

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（Ｉ V ） JASMINE 衛星の構成　 (i) ミッション部　　　望遠鏡＋検出器　 (ii) バス部　　　○構造体　　　　○熱制御　　　　○姿勢制御　　　　○通信　　　　○電力★ 打ち上げは、 H-IIA の dual launch を想定　

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◎ミッション部★JASMINE での観測方法と仕様概要　　位置天文観測の精度 　　　　 N: 星の光子数

大きな Nが必要 大口径の鏡

大きな視野 多くの検出器を並べる

ND/~

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（Ｖ）望遠境の仕様（ K-band と z-band の両方を平行して検討）

○ 光学系： Korsh 系が有力候補（すばる観測所の高遠氏の協力による）

○ 主鏡のサイズ： D=2m の円形（中心に直径 0.7m の穴 )

○ 焦点距離： 65.4m(K-band) or 130m(z-band)○Astrometry 用の有効な視野面積　　　　　　　　　　　 (k-band) 、　　　　　　　　　　 (z-band)○ 検出器： 25 個 (k-band) 、 450 個 (z-band) 　　　　　　　　 TDI モードを稼働○ ビーム混合鏡の設置 : 同時に大角度（約９０度）離れた領域の星を測定 ○ 絶対的な年周視差を得るため　 ○衛星回転則のずれを観測データを用いて自己完結 的に測定可能 ＊２枚の鏡に対して、焦点面は共有する

1102.1 1107.1

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　★大角度離れた field の同時測定（矢野氏の講演参照） ○絶対的な年周視差を得るため　○衛星回転則のずれを観測データを用いて自己完結的に測定

　 大角度離れた filed を同時に観測する方法が得策JASMINE も同じ鏡を２枚用いて、同時に大角度（約９０度）離れた領域の星を測定する。

＊２枚の鏡に対して、焦点面は共有する 　　解析により、どちらの鏡から来たか分離可能

38

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スポット図（ Korsh 系１）と視野

　図１３ K1のスポット図 　図１５ K1の視野

40

41

42

（Ｖ I ）検出器　 K-band(2.2μm) と z-band （～ 0.9μm) の両方を　平行して検討中★ 検出器の開発　 (I)K-band で感度がよく、 CCD機能を備えて、 TDI

　 モードが可能な検出器の開発が必要　　 　　裏面照射型薄化 CCD ＋ HgCdTe

　　　　　　　　　　　　 インジウムバンプ

＊科研費基盤研究 A(2) （小林行泰代表）で開発中 (II)z-band(0.9μm) で感度のピークがある CCD も検出器の候補として、平行して検討中（宮崎氏による開発）。　○ TDI の問題、経費の問題は少ない

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Cf. TDI mode (drift scan mode) が重要　　　＊検出器上での電子移動レートを衛星の　　　　　スキャンレートと同期化させるモード ○ 星像を歪めずに光子数を蓄える。　　読み出しノイズの影響が小さくなる　○画素ごとの感度むらが平均化される

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Cf: z － band 用検出器の開発　★z-band(0.9μm) で感度のピークがある新しいタ

イプの CCD 検出器： 300μm の厚さの完全空乏型

　

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（ＶＩＩ）軌道とサーベイ方法○ 軌道： Sun-Earth の L2poin ｔ ○ 連続的にスキャン　 * 衛星のスピン回転の周期： 約 15 時間 * 歳差運動の周期： 約 47 日○ 銀河面付近を主に観測　サーベイ面積：　 * 太陽方向を見ないようにする　　（春と秋は、銀河面方向。夏と冬は、銀河面にほぼ直交す る面方向を観測）

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★ 衛星の軌道Sun-Earth の L2-point に投入予定

理由：　　 (i)太陽、地球がほぼ同じ方向にあり、観測できる領域

を　　　拡げられること。　　 (ii) 熱的環境の変化が安定していること　　 (iii) 衛星の軌道制御が比較的容易であること　　 (iv)放射冷却により冷却できる○ 実質の観測年数：　○1 つの target を 1 年当たりにサーベイする回数： 約 21回　　　　　　　　　　　　　　（連続する 3回は、短時間以内）

yrTmis 5

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§５．　精度の評価方法　　○衛星システム全体（観測装置、軌道、姿勢制御、

　　　　　サーベイ方法など）を仮定

　　　　どれぐらいの精度が出るものなのか、　　　　どのようなサイエンスの展開が可能か　　　○必要な精度を達成　　　　衛星のデザインにどのようなことが要求されるの

か

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　精度の評価方法 　 JASMINEtechnical　design

　星のフラックス

　

　

　

熱的、機械的な光学系のモデル

観測装置と検出器

の特性準解析的な精度評価

光学波面の誤差 （単色の場合の）

Point　Spread　Function星像

積分時間、サンプリ

ング、読み出し率

Background、ポアッソ

ン、読み出しノイズ

ノイズを加味してシ

ミュレートされた星像

星像中心を決定するアル

ゴリズム

１回の検出当たりの

精度評価

最終的なアストロ

メトリ情報の精度

サーベイ方法

観測回数

検出のアルゴリズムScientific　

Performance

現実の複雑星

（連星など）

銀河系モデル

星のフォトン計測数

観測装置の安定性

限界等級

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★CCD を用いた星像中心決定の実験開始　（ ILOM （月面天測望遠鏡）チームと共同）★ １回の検出当たりで必要な精度：　 1pixel の数百分の１で星像中心を求める必要がある。（ K-band の場合： 10μas 1/250, 4μas 1/600 )

＊実験装置の概要

カメラ レンズC C D

白 色 光

光 フ ァ イ バ

Σ - 01- (2)光 学 ベ ン チ （ ）

50

＊星像中心を求める解析方法（重心方法を独自に改良したもの）は、　矢野氏によって開発済み　　　　 1pixel の 1/250～ 1/300まで達成！　　　　　　　　　　　　　　（実験では理想的には 1/300～1/350 ）　より現実的仕様での実験かつ精度アップを目指している。　　　

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　Remarks: 　精度に関して○ 年周視差： σ＝ 10μas＠ K=12mag 　どの方向でも　　○ 銀経方向の位置、１年あたりの固有運動　　　　　　 σ＝ 10μas＠ K=12mag 　○ 銀緯方向の位置、１年あたりの固有運動　　　　　　 σ＝～ 100μas＠ K=12mag 　（サーベイ領域の銀緯方向の幅が約 10 度程度の場合）　　　　　明るい基準星の 2次元データを用いることにより、　銀緯方向でも σ～ 20μas が可能 VERA, GAIA などの結果とマッチングすることにより、銀緯方向でもσ＝ 10μas が可能。

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★§６ . データ解析方法

　

　 　

　　　　　

星のモデル

星のタイプ

測光 アストロメトリ

星の固有方向

field　angle星の

point　spreadfunction

測光関係 測定座標への結合

装置の校正

衛星の軌道データ

一般相対論的モデル

衛星の姿勢方向

予測されたデータ 観測されたデータ

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★JASMINE Simulator の開発を開始 JASMINE 計画：　○従来の位置天文観測より高精度であり、高度な技術

と精密なシステム設計が要求される。　○観測する星の数もけた違いに大きく、データ解析方

法の工夫も必要である。　○システム全体の検討には様々な部分の仕様設計が複雑に絡んでいる。

　　システムの全体設計やデータの誤差評価等のために、

衛星仕様、光学系仕様、検出器仕様、データ伝送仕様、データ解析手法仕様、銀河系の模擬カタログ等を統合したシミュレーターの開発が必要である

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＊オブジェクト指向技術、 UML(Unified Modeling Language) によるプログラムデザインを計画

　○オブジェクト指向技術や UML といったソフトウエア工学の技術を取り入れて、効率良く、かつ再利用性や拡張性に優れたシミュレーターを開発する。

　○先ずはプレリミナリーだが、 JASMINE の全体的なシステムを構築していく。

　○さらに、今後衛星計画を考えている全てのプロジェクトで、システム開発の共通的な要素に関しては、必要最小限の修正だけで利用可能な、シミュレーションソフトウエアが構築できることも期待される。

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模 擬 宇 宙

（ V i r t u a l G a l a x y ＋ α ）

S n a p - S h o t

A p p a r a n t S k y

R a w D a t a

通 信 デ ー タ

天 体

衛 星 と 観 測 装 置の モ デ ル

ス キ ャ ン 方 法 、 衛 星 の 姿 勢

観 測 装 置 の ノ イ ズ な ど

デ ー タ ベ ー ス

デ ー タ 処 理R e d u c ti o n &

c al i b r a ti o n ,

S ci e n ti f i c

e x pl oi t a ti o n

衛 星 、 装 置 の管 理 デ ー タ

B a c k g r o u n d

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ユースケース図の例

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（ I) 打ち上げロケットについて

• 宇宙科学研究所（ 15 年 10 月より宇宙航空研究開発機構に統合）の M-V ロケットの場合、 L2点に投入できる重量は 500kg程度– （これは衛星を地球周回から L2 点へ運ぶのに必要

な推進薬も含む）– 衛星を収めるフェアリング内スペースの制約から口

径 2m の望遠鏡システムと収めることは大変困難• 一方宇宙開発事業団（上記機構にやはり統合）

の H-IIA ロケットを利用する場合は、約2500kg の重量 (dual launch の場合、その約半分）を L2 点に投入することができる。 JASMINE は dual launch を想定

§7. 　 JASMINE の打ち上げと衛星システム

58

H-IIA のフェアリング(NASDA:H-IIA システム解説書より抜粋）

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H-IIAフェアリングへの収納

• Dual Launch の場合、直径３．６ｍ、高さ３ｍの円柱に収める必要がある。

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(II) 衛星システム

• 構造系• 熱制御系• 姿勢系・軌道制御系• データ処理系・通信系• 電源系

– すべての検討はまだこれからである。以下ミッションの成立に必要な衛星システムへの要求をまとめる。

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(III) 構造系／熱制御系

• 2 枚鏡からなるビーム混合鏡同士の相対的回転変動は、 10μas 以下。

• 望遠鏡システムの、熱的・機械的変形への許容度

　＊星が CCD を通過する間に微小振動により像位置が変　動するが、 1pixel以内の変動におさえる条件は次のようになる。

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　例１： K-band かつ Richey-Chretien 光学系の場合

　例２： z-band かつ Korsh 光学系の場合

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(IV) 熱環境の変化• 太陽光の入射角

– Θ ：季節によって衛星の回転軸に対して３０－４５度の範囲で変化

– Φ ：軌道１周（ ~ １５時間）で１周

64

(V) 熱構造解析モデル

65

(VI) 衛星姿勢

• 銀河面 ±３．５度（３６０°×７ ° ）の領域をサーベイするために、衛星の回転軸を銀極に対して３．５度傾け、回転軸を歳差運動させる– 歳差周期： 40 日～ 50 日。– 自転周期： ~ １５時間。

• 夏と冬は太陽が銀河面を通過する（銀緯＜４０度）ので、高銀緯サーベイに切り替える。

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(VII)通信系（１）• K バンドの場合

– 星の露光時間：９．５秒– 比較的暗い星はスキャン方向の１次元情報（ 9

pixel, 16bit/pixel)– データレート：０．２２ ~４．２Mbps 　（星の密

度により変化）• Ｚバンドの場合

– 星の露光時間：３．８秒– データレート：０．４５ ~12Mbps

• 1GB程度の容量のデータレコーダに蓄積してから地上へ伝送することでデータレートは平滑化できる。

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（ VIII)通信系（２）

• アンテナ– X帯（８．５－８．６ GHｚ）– 口径０．６－１ mφ の High Gain Antenna が必要。

– 指向性が高くなる（０．６ｍ φ の場合約４度 FWHM ）ため、 L2 点まわりのハロー軌道の場合は、 antenna駆動装置が必要か？（フェーズドアレイアンテナが可能か？）

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(IX)電力

• 電力の目標– ミッション部：検出器系２００ W 、トータ

ル５００ W– バス部：姿勢系１５０ W 、通信系２００

W 、トータル５００ W

• 太陽電池パドル– １ KW の発生電力＠ EOL– 高効率（２６％） Multi-Junctionセルを採用した場合、１．２ｍ × １．２ｍの面積になる

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§8JASMINE計画の経緯と現体制

★経緯平成 9 年：　国立天文台第三者評価委員会による検討推進勧告。ヒッパルコスの成果を踏まえて位置天文学の将来を見据えたとき、遠方のクェーサーに準拠した銀河スケールでの位置天文を進めるのが肝要だと考えられる。それには、スペースアストロメトリー計画が最も近道であり実現性も高いと考えられるので、その実現可能性を真剣に検討すべきであろう。平成 11 年度から：　スペースアストロメトリ計画の検討を開始。 JASMINE勉強会などへ発展していく。平成 13,14 年度：　　国立天文台将来計画委員会のもとに設置された台内外の研究者 55名をメンバーとする、位置天文観測衛星ワーキンググループの会合を定期的に行い、検討方針などの意見をもらっている。平成 13 年度：　国立天文台光赤外線天文学専門委員会で、 JASMINE 計画のレビューを行い、検討を推進することに対して奨励された。平成 12,13,14 年度：　宇宙科学研究所における宇宙科学シンポジウムにおいて、将来計画として JASMINE 計画の紹介を行ってきた。平成１ 3,14 年度：　国立天文台将来計画委員会主催の将来計画シンポジウムにて、 JASMINE の検討状況を報告し、検討課題などの意見をもらっている。平成 14 年度：　　国内における光赤外線天文学研究者のコミュニティ組織である光天連主催のシンポジウムにて、JASMINE 計画の紹介を行い、意義を認識してきてもらっている。　　 2003 年天文学会春季年会における光天連主催の企画セッション「光赤外の将来計画」にてJASMINE 計画の紹介。光赤外将来計画検討委員会の下のスペース班サブグループとしても活動。

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★推進母体　◎勉強会　　１． JASMINE勉強会 　　郷田直輝・小林行泰・辻本拓司・中島　紀・松原英雄（宇

宙研）・矢野太平（理研）・官谷幸利・ 越田進太郎（東大）・安田直樹・上野宗孝（東大）

　　 2. アストロメトリ勉強会　 郷田直輝、矢野太平、安田直樹、辻本拓司、官谷幸利、大越克也、上田誠治、山田良透（京大）

　　　（オブザーバー：笹尾哲夫、真鍋盛二）

　 3. 銀河系力学モデル勉強会 郷田直輝、矢野太平、官谷幸利、小山博子（国立天文台）、

上田誠治（総研大）、松林達史（東工大）

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◎ ワーキンググループ

I JASMINE Simulator WG．

( )星像の 決定シミュレーション ：i Centroid Sub-WG

矢野太平、安田直樹、辻本拓司、郷田直輝、山田良透（京大）

( ) ：ii Virtual Galaxy Sub-WG

矢野太平、山田良透（京大 、官谷幸利、上田誠治、辻本拓司、郷田直輝）

II WG．光学系＆検出器開発

小林行泰、宮崎 聡、矢野太平、高遠徳尚、松原英雄、中島 紀、郷田直輝

III CCD WG． を用いた星像中心決定実験

矢野太平、小林行泰、山田良透（京大 、郷田直輝、辻本拓司、官谷幸利）

＋ チーム（国立天文台）I L O M

IV WG．システム検討

郷田直輝、小林行泰、矢野太平、中島 紀、辻本拓司（国立天文台 、松原英雄、澤井）

秀次郎（宇宙研 （オブザーバー：山川 宏、橋本樹明、峯杉賢治、小川博之））

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★ 国立天文台で発足しているアストロメトリ衛星 メンバーW G

メンバー参加を歓迎します！( 年 月 日現在） 名2003 4 1 56

国立天文台：

○ 位置天文・天体力学研究系：

郷田直輝、辻本拓司、矢野太平、千葉柾司、上田誠治

○ 光学赤外線天文学観測システム研究系：

中島 紀、高遠徳尚、家 正則、安藤裕康、田村元秀、山田 亨

○ 天文機器開発実験センター： 小林行泰、越田進太郎

○ ハワイ観測所：宮崎 聡、小林尚人、唐牛 宏

○ 天文学データ解析計算センター： 安田直樹、榎 基宏

○ 電波天文学研究系： 井上 允

○ ( )地球回転研究系 ： 河野宣之、日置幸介、花田英夫RISE

○ ( )地球回転研究系 笹尾哲夫、真鍋盛二、本間希樹、官谷幸利VERA :

○ 理論天文学研究系：児玉忠恭

宇宙科学研究所： 松原英雄、澤井秀次郎、井上 一、満田和久、平林 久

： 岩田隆浩、弘前大： 浅田秀樹、東北大： 土佐 誠NASDA

ぐんま天文台： 奥田治之、 放送大学： 宮本昌典、 通総研： 細川瑞彦

東大： 上野宗孝、岡村正矩、吉井 譲、中田好一、尾中 敬、牧野淳一郎

理研： 戎崎俊一、電通大： 大越克也、新潟大： 西 亮一

名大： 芝井 広、長田哲也、 長野工専： 大西浩次

京大： 山田良透、舞原俊憲、稲垣省五、釜谷秀幸、高橋労太、鹿児島大： 面高敏宏

＊年に１，２回、会合を開き、 に関する検討、意見交換を行う。JASMINE

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開発状況と今後の検討◎2003 年 6月頃に JASMINE に関する詳細なレポート　（ first proposal) を提出予定○ 衛星の仕様・精度評価、データ解析法　　　　　　数値シミュレーター (UML 、オブジェクト指向言語）　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　○ 検出器の開発(i) ＴＤＩモード可能な新しい K-band 用アレイ検出器(ii)1μm 付近に感度のピークをもつ高感度　　完全空乏型 CCD (Hyper Suprime-Cam と協力）○ 大型超軽量鏡の開発： SPICA 、 JTPF 計画等とも協力○ 星像中心決定のアルゴリズム開発と地上実験　　　（月面天測望遠鏡計画チームと共同）　　　　　　　　　　現在、 1 画素の 1/300 の精度達成　 ○ 衛星システム（バス部）の設計：○超小型衛星での実証（ Mini-JASMINE 計画？）