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JASMINEJASMINE 計画の現状計画の現状 郷田直輝（国立天文台）

　　　　　　　　　　　　　　　　＋ JASMINEチーム

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JASMINE 計画の要旨　

手段：近赤外線によるアストロメトリ観測を衛星を　　　　　用いて行う。　　　　　　観測対象：銀河系内、特に銀河面、バルジなどの　　　　　　　　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　　　　　　　　銀河系形成史の解明　　　　　　　近傍宇宙論　　　　　　　　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 . 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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　　　 　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　星団★ 星の６次元位相空間 力学構造　　　銀河系　　　　　

★ 星までの距離 星の明るさ 恒星物理　　　　　　　　　　　　　エネルギー 遠方宇宙の距離

　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　星形成　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　超新星遠くの銀河を知るための基礎ともなっている

★ 星の運動 連星系、惑星系

5｛★§ ２．観測の現状

　　　ヒッパルコス衛星 (1989~1993: ESA)

V<12mag

年周視差の誤差～ 1mas

10% distance error at 100pc

固有運動の誤差 ～ 1mas/yr

velocity error at 1kpc ~5km/s

“ 天文学の革命”

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　　しかし、小さな革命にすぎない！

◎ 必要な年周視差の精度　～ 10% 以内が望ましい ( それ以上の誤差 　　　　　　バイアス効果 )

within 100pc(<<8kpc)

　　　　　興味ある対象は少ない　　 e.g. Cepheid, RR Lyrae

20% uncertain distances to LMC, GCs

uncertainty of Hubble constant and the age

of the universe

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§ ３．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”

　　　　　　　　　　　大革命が必要 ~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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Astrometry による大革命の時代到来！19C 以前　　 Astrometry Solar system

（ケプラーの法則 ----> ニュートン力学）　

　　 20C 量子物理 Photometry ＋ Spectroscopy

21C Photometry, Spectroscopy に加えて、　 Astrometry の再興

Astrometry 　　　　　 The Milky Way○Near Field Cosmology!

　 　　 銀河系の形成、進化の解明　　　　 　　　 ○自己重力多体系での新しい法則！ ?　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　

　　　　　　　（長距離力系での統計物理学）

天体の Kinematics, Distance 高精度な Astrometric eye が必要

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§4. 将来の高精度スペースアストロメトリ計画（欧米）

Remark: 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 2006 3500 15 250 as V=10μ望遠鏡 ～ 万 ＠

FAME USNO& ??? 4000 15 50 as@V=9μ望遠鏡 万

NASA

SIM NASA 2009 20 4 as@V=20μ干渉計 ～ １万

GAIA ESA 2012 20 10 as@V=15μ望遠鏡 ～ １０億

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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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GAIA SIM

DIVA

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　 §5. JASMINE 計画について（Ｉ）近赤外線による観測の重要性　近赤外線での観測　　　　　　　　　　　　　　　可視光だけでは伺いしれないバルジ、　　　　　　　　　　　　　　　　　　　ディスク面の探査

ダストによる吸収効果が大きい領域の探査が可能○ 多くの星が観測可能　　　　　銀河系のkinematics,

　　　　　　　　　　　 Dynamics の解析にとっては重要○ 星の絶対等級、エネルギーの評価の際に入る、　　吸収評価の誤差が少ない

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★Optical/IR interstellar extinction

Photometoric Wavelenghth Extinction(relative)

passband (magnitude)

B 0.44 1.33

V 0.55 1.00

R 0.64 0.78

I 0.79 0.59

J 1.25 0.28

H 1.65 0.17

K 2.2 0.11

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★The number of stars expected in the Galaxy

Galaxy Model ------->Sky Model

(Wainscoat et al(‘92), Cohen(‘93, ‘95))

+

dust map by DIRBE

=====>The averaged number of stars expected

at K-band is a few hundreds times more

than that at V-band in the Galactic plane.

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（ＩＩ）サイエンスの目標　　○銀河系形成・進化の“化石”を探る　　○バルジ、ディスク　　　　　銀河の形態　　○太陽系をはるかに超える、大規模な自己重力　　　多体系の物理法則の解明 ・ Galactic bulge: morphology, 　 kinematics,…

-------> formation history of the bulge

・ Galactic disk: dynamics of spiral arms,

nature of stellar warp, …

　 ・星形成領域のおける星自体の距離と運動　 ・ディスク星によるマイクロレンズ効果 ・ Local group of galaxies

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（ＩＩＩ）達成精度とサーベイ面積　 K-band(2.2μm) 　の場合年周視差の精度

　　　　　　　　　　サーベイ面積：　　　　　　　　　　　　 K=10mag 以下　　　　 σ ＝ 4μas

　 K=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%)

magKas 12@10 7360

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

★K-band の場合

○鏡のサイズ： D=2m の円形（中心に直径 0.7mの穴 )

-------> 面積

○焦点距離：

望遠鏡仕様：リッチークレチアンをベース

276.2 mA

mf 4.65

○ 視野直径： 　　　 Astrometry 用の有効な視野面積

51.0s

11029.1

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光学系（矢野氏作成）

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（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　 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）で開発予定

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○ 検出器： HgCdTe を想定。 TDI モードが使えると仮定。

　 * 検出効率（光学系、その他すべての効果を含む）：

　 * 検出器当たりの pixel 数　 Npix ：　 4096×4096

　 *pixel サイズ：　 *readout noise ：　　 *well depth of individual pixels ： 　 * 検出器の個数　アストロメトリ用 4(Ns)×5(Nc)=20 個　　　 sky mapper 用： 16 個 (2K×2K) 　　　　 J, H ー band の photometory 用：各々、 12 個 (2K×2

K)

○ 回折限界と pixel 数の関係：

%)50(5.0

mw 1810e

4w

f

D

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　★ K-band 以外として、 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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　○見える星の総個数は銀河系中心付近でも、 K=12 等と比べて、z=16,17 等ならば、同等以上。

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（ＶＩＩ）サーベイ方法

　○連続的にスキャン　　○銀河面付近を主に観測　　○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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★ 衛星の運動 ○1 つの target に対する 1 つの検出器の積分時間：約 9.5 秒 　　　　　　　　　衛星のスピンレート： 24.7 秒角 /

秒 　　　　衛星のスピン回転の周期：約 15 時間

　参考：　　検出器１画素の angular size: 57.3 ミリ秒角 (mas)

　　検出器の angular size: 235 秒角

○ 歳差運動の周期：約 83 日

　　　

　　　　　　　　（矢野氏作図）

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　★大角度離れた field の同時測定 ○ 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

　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

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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）　　　　

　銀緯方向の scan を行うことにより部分的に、 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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(VIII) 衛星の軌道Sun-Earth の L2-point に投入予定打ち上げ： H-IIA の dual launch を想定（ L2 まで、約 1.2 トンを運べる）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 30回　　　　　　　　　　　　　　（連続する 4回は、短時間

以内）

yrTmis 5

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§７　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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★ 精度評価の方法 　 JASMINE

technical　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。（ 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 （ ）

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＊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 ）　　　

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★§8. 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（山田（京大））

　○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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§9. 　その他の検討課題（１）衛星のシステム設計　　 (i)機器の設計、材質の検討　　 (ii) 光学系、機器の熱構造解析　　　　安定性が重要！　　（例）望遠鏡部の安定性要求精度

Compaund Mirror

主 鏡

副 鏡

凹 レ ン ズ

平 面 鏡

自 由

基 準

0.7μ m

20μ m

0.3mm

ず れ 回 転 変 動

30mas

30mas

150mas

自 由

150mas

Compaund Mirrorの 相 対 角 の 変 化 ～ 10μ as

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（１）衛星のシステム設計つづき　　 (iii) 衛星の姿勢制御系の検討　　　 (iv) 太陽電池、電力系　　 (v)通信レートの評価と通信方法　　 (vi) 重量評価と軽量化の検討　　　　（大口径の超軽量鏡の開発が重要）　　　　（２）星の視線速度サーベイ　　○ 3 次元の速度ベクトルを得るためには、近赤外線による　　　　　　　　　　　　　　　　地上観測によるフォローアップが是非必要　　○数 km/s の精度でできるだけ多数の星を観測

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★ 体制の現状 (Member Lists)

（１） 勉強会メンバー：JASMINE

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））

＊ 年 月に開始。約１ヶ月に一度の割合で開催。 計画の全体的な検討を1999 6 JASMINE

行う。

（２）サブ勉強会 （アストロメトリ勉強会）メンバー：1

郷田直輝、矢野太平、安田直樹、辻本拓司、官谷幸利、大越克也、山田良透（京大）

（オブザーバー：笹尾哲夫、真鍋盛二）

＊ 年 月に開始。星像中心決定のアルゴリズムの検討（シミュレーション 、サーベ2001 2 ）

イ方法の検討、 導出のデータ解析方法の検討、海外計画の勉強などastrometoric parameter

を行う。ゼミ形式で、約１ヶ月に一度の割合で開催。

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（３）サブ勉強会 （システム検討勉強会）メンバー：2

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）

＊ 年 月に開始。まだ、不定期。衛星の軌道、姿勢制御や衛星システム自体の検討2001 6

を行う。

（４）サブ勉強会 （銀河系力学モデル勉強会）メンバー：3

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）

＊ 年に開始。約１ヶ月に１度の割合。高精度アストロメトリデータが得られた場合2000

の銀河系の力学モデル構築方法の検討、銀河系力学に関係するサイエンスの検討（論文を

１本投稿中。さらに１本準備中 。いずれ、 グループとの共同にする予定。） VERA

（５） を用いた星像中心決定実験グループメンバー：C C D

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

＊ 年 月に開始。 の モードを用いて、実際の星像中心決定の実験を行う。2001 6 CCD TDI

での月面天測望遠鏡計画に直接関連しているため、 チームと共同。SELENE2 ILOM

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（６）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） ４７名2002 4 1

国立天文台：

○ 位置天文・天体力学研究系：

郷田直輝、辻本拓司

○ 光学赤外線天文学観測システム研究系：

中島 紀、家 正則、田村元秀、山田 亨、高遠徳尚

○ 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、唐牛 宏

○ 天文学データ解析計算センター： 安田直樹、大越克也

○ 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

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、矢野太平、新潟大： 宮本昌典、西 亮一

名大： 芝井 広、長田哲也

京大： 山田良透、舞原俊憲、稲垣省五 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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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

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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

★2003年 3月 6 日（木）、 7 日（金）＠国立天文台

　（Ｉ）アストロメトリ衛星 WG の会合（参加自由）

　（ＩＩ）サイエンスワークショップ（参加自由）

　ご参加をよろしく御願いします。

　 http://www.jasmine-galaxy.org/

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Jasmine