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JASMINE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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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
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
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★§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
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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 V R I J H K
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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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○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
（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 K=10mag以下 σ＝4μas
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%)
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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
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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
＊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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○鏡のサイズ：D=2mの円形（中心に直径0.7mの穴)
（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 ○視野直径： Astrometry用の有効な視野面積
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光学系（矢野氏作成）
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（ＶI）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×2K) ○回折限界とpixel数の関係：
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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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○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
○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）
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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
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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 /250, 4μas /600 ) ＊実験装置の概要
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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
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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））
○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 （ ＋ α ） S n p - h o A k R w D 通 信 デ ー タ 天 体 衛 星 と 観 測 装 置 の モ
V i r t u a l G x y ＋ α ） S n p - h o A k R w D 通 信 デ ー タ 天 体 衛 星 と 観 測 装 置 の モ ル ス キ ャ ン 方 法 、 姿 勢 ノ イ ズ な ど ベ 処 理 e d c & b , f 管 B g
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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！
§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
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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)
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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。
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Jasmine
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