光赤天連シンポジウム 「望遠鏡時間の使い方：共同利用とプロジェクト」 ２０１１年９月６－７日＠京都大学理学研究科 松原英雄、中川貴雄、他 SPICA プリプロ ジェクト (ISAS/JAXA) Institute of Space & Astronautical Science Japan Aerospace.

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1 光赤天連シンポジウム 「望遠鏡時間の使い方：共同利用とプロジェクト」 ２０１１年９月６－７日＠京都大学理学研究科 松原英雄、中川貴雄、他 SPICA プリプロ ジェクト (ISAS/JAXA) Institute of Space & Astronautical Science Japan Aerospace Exploration Agency Space Infrared Telescope for Cosmology & Astrophysics ＳＰＩＣＡ：現状および観測 の特徴について

2 目次 ミッション概要 プロジェクト現況 観測装置概要 観測の特徴・留意すべき点 姿勢制御 パラレルモードについて 天空の可視性 FPIA STA CRYO SIA

3 SPICA Mission Overview Telescope: 3.2m (EPD 3.0m), 6 K Superior Sensitivity Good spatial resolution Core wavelength: 5-210 μm MIR Instrument Far-Infrared Instrument (SAFARI) Orbit: Sun-Earth L2 Halo Mission Life 3 years (nominal) 5 years (goal) Weight: 3.7 t Launch: FY2018 (original plan) International mission Japan, Europe, USA, Korea, (Taiwan)

4 冷却望遠鏡 → 感度向上！ 4 Background will be 1 million times smaller than the warm (passively cooled ) telescope !!

5 Huge Gain of Sensitivity ! 2.5 orders SPICA 1.5 orders Herschel Photometry Spectroscopy Herschel Spitzer JWST ALMA

6 Key challenge -- Cooling system 機械式冷凍機 50mK 冷凍機 ヒートフロー 運用時の極低温部発熱：装置運用 2ST 冷凍機 1K-JT 冷凍機 コンプレッサ 2ST 冷凍機 4K-JT 冷凍機 コンプレッサ 2ST 冷凍機 1K-JT 冷凍機 コンプレッサ 2ST 冷凍機 4K-JT 冷凍機 コンプレッサ Sorption cooler + ADR 50mK

7 私たちはどこから来たのか ？ 我々の体・住む世界を構成する元素の大 部分は星の中でつくられた 7 星の誕生 星内部での重元素生成 星間ガス雲 (“ 星の胎盤 ”) 星の終焉： ガス放出／超新星爆 発、塵の生成／破壊 ガスと塵（星間空間の物 質の１％は固体微粒子） 物質の「輪廻」 星のガス放出は、 どの進化段階で、 どのように起き る？ 超新星は塵を作 る？ それとも壊す？ 星のガス放出は、 どの進化段階で、 どのように起き る？ 超新星は塵を作 る？ それとも壊す？

8 「我々はどこから来たのか？」 宇宙初期の固体形成から惑星形成まで の物質の輪廻・進化を明らかにしたい。 私たちが SPICA で明らか にしたいこと

9 SPICA の科学目的 （ SPICA ミッション要求書） Approaches to perform SPICA Scientific Objectives [ 1 ] 銀河の誕生と 進化過程の解明 Resolution of Birth and Evolution of Galaxies [ 2 ] 銀河星間空間におけ る 物質輪廻の解明 The Transmigration of Dust in the Universe [ 3 ] 惑星系形成過程の 総合理解 Thorough Understanding of Planetary System Formation 遠方宇宙／初期宇宙 Distant/Early Universe 近傍宇宙（恒星系） Local Universe/Stellar system

10 プロジェクトの進捗 2007: ESA,JAXA でミッション提案 ESA cosmic vision で “Mission of Opportunity” として採択 、 Assessment Study 開始。 2008: JAXA においてプリプロジェクト発足。 2008 ： 光赤天連 SPICA タスクフォース設立。 SPICA ミッション要求書を制定 焦点面観測装置の募集・国内審査 2010/09 ： システム要求審査（ SRR ）合格。 SRR 以降、これまで： システム定義審査（ SDR ）とその後のプロジェクト移 行に向けて、宇宙理学委員会における議論が進行中。 リスクの洗い出しとその低減策の検討。 焦点面観測装置の国際審査が進行中 搭載する観測装置・機能の決定

11 国際協力情勢 欧州 (ESA) ESA Cosmic Vision の Frame Work の下で議論されてきた。 ESA は望遠鏡の製作と、地上受信局支援を担当。 望遠鏡 study がメーカー２社で継続中 欧州 (SAFARI) SAFARI (SPICA far-infrared instrument) コンソーシアムが、 SRON (NL) を PI 機関として、活発に活動中 韓国 KASI が PI でチーム結成。焦点面ガイドカメラ担当。 SNU, SATREC と協力 米国 コミュニティは非常に強い後押し、しかしＮＡＳＡの予算不 足 台湾 協力の可能性検討中

12 観測装置の概要

13 科学目標から観測機器仕様の 導出フロー 科学目標 目標達成のための観測計画 達成するのに必要な観測装置の 必須 な仕様 検出感度 Herschel （波長＞ 60  m ）よりも 1.5 桁以上の分光感度。 コンヒュージョン限界の撮像感度。 視野要求： 中間赤外線撮像： 4 分角以上、遠赤外線撮像： 2 分角 以上 解像度要求： 0.35” @5  m (3m 口径望遠鏡の回折限 界） 波長域・波長分解能要求 ５－２１０  m （撮像） ２０－２１０  m で低分散（ R~100) ・ 中分散（ R~1000 ）分光機能 レガシープログラ ム実はここ次第 かも！？ レガシープログラ ム実はここ次第 かも！？

14 Focal Plane Instruments λ  v  2  m20  m200  m 100 (3000 km s -1 ) 1000 (300 km s -1 ) 10000 (30 km s -1 ) Herschel JWST SPICA FPC-S BLISS MCS/HRS SCI SAFARI MCS/WFC/LRS MCS/MRS Wavelength (MCS): 中間赤外分光撮像装置 SCI: コロナグラフ観測装置 SAFARI: 遠赤外撮像分光装置 FPC-S: 焦点面ガイドカメラ 米国提案装置 (BLISS) Wavelength coverage vs Resolving Power 欧州 +α コンソーシアム 韓国 米国

15 Mid-Infrared Camera and Spectrometer 5 -- 38  m(--50  m) Camera and Spectrometer Wide Field Camera 5 arcminutes square FOV x 2, 5--25 and 20--38  m Spatial resolution 0.35 arcsec @ 5  m (diffraction limited) High Resolution Spectrograph R ~ 30,000 4--8  m or 12--18  m (tbd) Mid Resolution Spectrograph IFU by image slicer R~1500--700 (10--20)+(20--36)  m at once Low Resolution Spectrograph R ~ 50--100 5-48  m 広視野 高分解能 コア波長域 / 正確な測定 高感度

16 MIR Camera & Spectrometer (MCS) HRS-S HRS-L MRS-S MRS-L

17 Characterization of outer exo- planetary systems (including disks) Method: Coronagraphic imaging and coronagraphic spectroscopy Wavelength coverage: 3.5-27um Advantage of SCI: IR spectroscopy, wide wavelength coverage, stability Expected results: e.g., Detection and spectroscopy of >60 exoplanets (imaging survey + long exposure spectroscopy) Characterization of transiting exopalnets Method: Monitoring obs. of in/out of transit Wavelength coverage: ~1-27micron Advantage of SCI: Simultaneous obs. with S- and L-channels, pointing accuracy, stability Other science Sircumstelar disk, Host galaxy of AGN Transmission spectrum of the transiting planet HD 189733 (Swain, Vasisht & Tinetti 2008) SPICA Coronagraph Instrument (SCI): Major science drivers

18 Optical configuration optimized Mask design has been studied extensively Simplifications! No Tip-tilt mirror (robustness of binary pupil mask coronagraph) No deformable mirror in baseline design (thanks to study of wavefront error, telescope design, and scientific requirement: contrast: 10 -6 ---> 10 -4 )  Technical feasibility much improved SPICA Coronagraph Instrument (SCI): Design and its recent updates

19 SAFARI – a FIR Instrument for the SPICA mission Instantaneous wavelength coverage from 35 to 210 micron Camera mode with R~3 to 5 Multiple spectroscopy mode R = 2000 @ 100 micron Spatial resolution 3.6~11.5 arcsec Field of view 2x2 arcmin 2 Line sensitivity of <2x10 -19 W m -2 (5-σ 1 hour) Continuum sensitivity of <50  Jy 4 detector options  TES selected 19 Herschel SPICA /SAFARI JWST

20 SAFARI ： Recent Progresses Detector Technology Defined (2010) Science Verification Review (2010-11) Key requirements are well defined Key Technical Issues Detector Unit (TES + SQUID) Optimization of Pixel numbers in the shortest wave-band EMC FTS Mechanism Sub-K Cooler Thermal I/F Optical I/F & Alignment

21 FPC (Focal Plane Camera) Need of FPC A Focal Plane Camera (FPC) is required as a fine guiding system for Attitude Control Team Korean-lead instrument Development of FPC FPC-S (FPC Science): Science purpose Near-IR Imaging & Spectroscopy Back-up Instrument of FPC-G FPC-G (FPC Guidance): Fine guiding system Positional information of identified star

22 Specifications of FPC FPC-GFPC-S OpticsRefractive optics with lens Detector Array1K x 1K InSb Field-of-View5 arcmin. x 5 arcmin. Pixel Scale0.3 arcsec. Readout Speed2 sec100 – 600 sec Wavelength Range I band (0.8m)0.7 – 5m Wavelength ResolutionR=5R=5 (imaging) – 20 (spectroscopy) Sensitivitysingle channel 21.5 (AB) mag, 5 5 wide band filters + 3 LVFs 27.3 mag (AB), imaging 26.3 mag (AB), LVF (3, 600 sec) Operating Temperature Structure at 4.5K, Detector at 10K Cold Mass (kg) (with 20% margin, system allocation) 57

23 US proposed instrument NASA called for proposal to study a full US-led SPICA instrument （ NRA ROSES 2009 ）. Selected 3 proposals BLISS for SPICA: Sensitive Far-IR Spectroscopy Reveals the Cosmic History of Galaxies and Organic Elements PI: Charles(Matt) Bradford (Caltech/JPL)  -Spec: A Revolutionary Far Infrared Spectroscopic Capability for SPICA PI: Samuel(Harvey) Moseley (NASA/GSFC) WISPIR: Wide-field Imaging SPectrograph for the InfraRed Co-PI: Lee Mundy (University of Maryland) and Dominic Benford (NASA/GSFC) Aug 2010: The US Decadal Survey (astro2010) committee strongly recommends US participation to SPICA. Sep 2010: Final study reports We are now discussing about implementation of the US instrument.

24 観測の特徴・ 留意すべき点について

25 姿勢制御に関する留意事項 指向制御精度・安定度（要求値） 指向制御精度 0.135 arcsec (3  ) 安定度 0.075 arcsec / 10 min (0-P, 3  ) （これらは FPC-G を使用した運用モードで） Dithering と静定時間 15arcsec の Dither の場合 30 秒。 60arcsec の場合 60 秒 。 スロースキャン 最大 72 arcsec/sec (w/ SAFARI) FPC-G の視野（ 5 分角）とサンプリングレート（ 2 秒）によ る制限がある。指向精度・安定度は検討中 マヌーバ - 速度 : 最大 0.12 deg/sec, （ 180 度マヌーバするのに 約 30 分）、 および、姿勢安定までにさらに数 分。

26 パラレルモードについて 同時に複数の装置による観測は、原則行わ ない。 理由：衛星リソースに厳しい制限がある 極低温部の発熱 4.5K ステージに 15mW 以下 データ発生量 ４ Mbps 以下 観測装置用電力 １９９ W 以下 今後の詳細設計で、十分なシステムマージ ンを保つことができるならば並行運用を例 外的に認めることを検討する。 なお、 MCS の WFC は、分光チャンネルと並行 して動作可能

27 US Instrument pick-off (tbd) Updated on 17 th May, 2011 Field-of Views (with preliminary pick-off for US instrument) MCS/WFC-S 5’x5’ MCS/HRS MCS/MRS MCS/WFC-L 5’x5’ MCS/LRS

28 Sun angle constraint limits the ‘viewing zone’ Spacecraft maneuver allowed in the ‘viewing zone’: -1 ~ 25 deg toward/away from the Sun for safety

29 Observation area and period 29 Observation Angle constraint; Roll +25deg. -1deg. Pitch 360deg. Yaw constant Sky Visibility Contours (days per year)

30 ＳＰＩＣＡはすごい！ Spitzer, あかりの２０倍の集光力 SPICA の 1 時間は Spitzer の 20 時間 しかも 5-210  m を分光で連続的にカバー 圧倒的なイメージングサーベイスピード 銀河コンヒュージョン限界のあまり影響しない 70  m 以下の波長帯では、（望遠鏡が暖かい） Herschel ・ PACS と比べて 100 倍感度がよい しかも面分光 !! MCS/MRS は IFU 、拡散光に強い SAFARI は 2 分角視野の面分光装置、波長分解能 可変！

31 撮像と共に、 34-210 μ m の波長範囲を一挙に分光 SPICA の「威力」： 高感度な多天体同時分光を実現 2 分 ×2 分の視野  数個以上の天体を無バイアスに分光  スペクトルの違い  天体の距離やエネルギー源診断 Images Rosenbloom, Oliver, Smith, Raab private communication 従来の観測： 撮像  1 個づつ分光

32 まとめ SPICA は 3.2m の極低温 (<6K) に冷却された望遠 鏡により中間・遠赤外線波長域で圧倒的な高感 度を実現する。 「冷たくない SPICA は SPICA ではない」 望遠鏡の指向方向が（ある程度）限られる。並行 観測制限もある。 ミッションライフは？ ノミナル 3 年（主として機械式冷凍機の設計寿命） 。ただし L2 点への航行と、十分に低温に冷えるま での時間を含む。 衛星システムとしては 5 年間動作するように設計さ れている 限られたミッション期間を最大限有効に活用す る上で、観測計画（レガシーサイエンス）をこ れから練り上げていることが極めて重要。

33 BACKUP SLIDES

34 中間赤外線～遠赤外線域の原子 ( 微細構造 ) 線 ＝ダストに深く隠された銀河の強力な「診断ツー ル」 巨大ブラックホール ＋降着円盤 爆発的 星形成 Genzel et al. 1998 7.7μm 帯 PAH 分子放射の相対強度 原子の微細構造線比 ・核融合 ・ E/mc 2 ~ 0.005 ・重力エネルギーの解放 ・ E/mc 2 ~ 0.1

35 SPICA ：初めての宇宙論的分光サーベ イ SPICA FIR Herschel PACS ・現実的な観測時間 （ 900 時間）で、 ・ 1 平方度（宇宙論的 にみて統計的に議論 できる広さ）を掃天。 ・ 77 億年前までの 「明るい」銀河 （高光度赤外銀河 @z~1 ） ・ 103 億年前までの 「非常に明るい」銀 河 （超高光度赤外銀河 @z~2 ） ・高密度～低密度環 境まで、無バイアス に！ ΛCDM による 暗黒物質 分布の シミュ レーション Springel et al., 2005, Nature, 435, 629 1度1度

36 SPICA Coronagraph Instrument (SCI): Instrument Capabilities Observation modeCoronagraphic imaging, Coronagraphic spectroscopy Non-coronagraphic imaging, Non-coronagraphic spectroscopy Wavelength coverage* Coronagraph Imaging/spectroscopy : 3.5-27  m Non- coronagraph Imaging/spectroscopy : 1(or shorter)- 27  m Coronagraph methodBinary pupil mask Guaranteed contrast @PSF**Baseline design : 10 -4 @mask1, 10 -4 @mask2 Advanced design : 10 -6 @mask1, 10 - 4.5 @mask2 Spectral Resolution~20, ~200 @spectroscopy mode Filter bands in imaging modeBand-pass filters at both Short, long channels Inner working angle - Outer working angle 3.3 - 12 λ/D (mask1) 1.7 -4.5 λ/D (mask2) Sensitivity and detection limitSee figures shown FoV1’ x 1’ Detector and channel ***Short channel (S-CH): 2k x 2k InSb (λ<5micron) Long channel (L-CH): 2k x 2k Si:As (λ>5micron) * Wavelength coverage of the coronagraphic obs. is limited by the wavefront quality. ** Contrast of advanced design is achieved when wavefront correction by a deformable mirror is adopted. *** Simultaneous use of the short and the long channels is possible. 36

37 Optical Layout of FPC-G Optimized to I band Deviation from the original position in the image plane is less than 0.02 arcsec after the correction. Lens weight ~ 1.39 kg G1: S-BSM16 (both: ASPH) G2: S-TIH14 (front: ASPH) G3: S-TIH14 2.1° Offsets 170.0mm 406.2mm G4: S-BSM15 G5: S-TIH4 (front: ASPH) G6: S-LAM2 (back: ASPH)

38 US Instrument Note: 3.5m version (to be updated for 3m)

39 Cold Mass Allocation vs Requirement FPI Allocation (kg) Requirement (kg) References with 20% margin w/o margin MCS4546.939.1 Table 25 in Proposal SCI202419.5+0.5 Table 3.10 in Proposal FPC1214.812.3 FPC-G4.8 5.44.5 FPC-S7.2 9.47.8 Still under study SAFARI5046.54+0.638.78+0.5 Table 3.6.1-1 in IID-B US instrument30 26 in case of BLISS - 39 -

40 Warm Mass Allocation vs Requirement FPI Allocation (kg) Requirement (kg) References with 20% margin w/o margin MCS28 23.16- 27.96 19.3-23.3 Table 24 in Proposal SCI25 No description in Proposal FPC109.6 8 Current estimation FPC-G5 4.84 Current estimation FPC-S5 4.84 Current estimation SAFARI2930.7825.65 Table 3.6.1-1 in IID-B US instrument28~30 current estimation (BLISS) - 40 -

41 Electric Power Allocation vs Requirement FPI Allocation (W) Requirement (W) Allocation (W) Requirement (W) [ Observing ][ Standby ] MCS3529-353529-35 SCI60 (not yet given) 16 (not yet given) FPC12 (not yet given) 12 (not yet given) SAFARI (Note 2) 120120.01728.9 US Instrument61100 (Note 3)16 TotalNote 2 Note 1 : Powers(& dissipations) are the target values, no margin is included. Also note that only a single FPI (except for FPC-G) will be used for observation. Note 2: SAFARI warm electronics consists of two units: ICU and DCU. Note 3: current estimation in case of BLISS - 41 -

42 Heat Lift allocation: plan B (2) Since margin in the 4.5K stage budget is negative, the increased total 4.5K stage load (0.83mW) must be supplied from the FPI allocation (15mW) Reduce parasitic load allocation to other FPIs, then 13  12.17 mW for SAFARI cooler recycle..

43 ICS (Interface Control Specifications) ICS-FPI, ICS-SAFARI, ICS-FPC describes system-level allocation plan of spacecraft resources to all the FPIs. Note that, at the date of initial release (18th May 2011), the heat-lift allocation plan at the cold stages has not yet finalized. Supplemental information and the updates of ICS will be announced during the review. - 43 -

44 Cold Mass Allocation to FPIs Plan B is current baseline Cold mass allocation InstrumentsPlan APlan BPlan C MCS65.04565.0 SCI30.020.00 FPC-G & -S12.0 SAFARI50.0 US Instrument030.0 IOB88.0 IOBA(excl. IOB)17.0 Total262.0 Cold mass (see left) Mass of the whole FPIs (incl. optional ones) is 157kg max. 44 Margins are included 20% for FPIs 10% for IOBA

45 FPI volume allocation on IOB (2010/12/6) - 45 -