Transcript ｽﾗｲﾄﾞ ﾀｲﾄﾙなし

JASMINE計画の検討状況
（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
1
§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
自己重力多体系
の物理
長距離力系の
統計力学
星形成史
系内構成天体
銀河系形成史
恒星進化、惑星、
変光星、超新星、
連星系、褐色矮星、
暗黒物質
距離指標
宇宙初期での
銀河形成・進化
（近傍宇宙論）
宇宙の
構成天体
2
★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）
3
§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)
4
（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
 ~/D N
大きな Nが必要
大きな視野
大口径の鏡
多くの検出器を並べる
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（IＶ）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)、   2.1101 (z-band)
  1.2 101
○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
6
JASMINEの光学系（矢野氏設計）
7
JASMINE光学系のspot diagram（矢野氏作成）
8
JASMINE光学系のimage diagram（矢野氏作成）
9
10
11
（ＶＩＩ）軌道とサーベイ方法
○軌道：Sun-EarthのL2poinｔ
○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： 360   7
*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）
12
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
14
○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）
15
CubeSat フライトモデル:XI-IV
（東大工学部中須賀研究室）
16
CubeSat フライトモデル:XI-IV
（東大工学部中須賀研究室）
17
★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.html
21
Jasmine
22
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
速度
年周視差
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）
25
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
26
§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
1000分の1秒角(1mas)
“小さな革命”
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 astronomy28
★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
計画
機関
装置 打ち上 星の観測 限界等級
精度
げ予定 数 （個）
Hipparcos
ESA
望遠鏡
DIVA
Germany
望遠鏡
望遠鏡
FAME
USNO&
1989
120000
12
1mas@V=10
中止
3500 万
15
250 μ as ＠ V=10
中止
4000 万
15
50 μ as@V=9
NASA
SIM
GAIA
JASMINE
NASA
干渉計 ～ 2009
１万
20
4 μ as@V=20
ESA
望遠鏡 ～ 2012
10 億
20
10 μ as@V=15
日本
望遠鏡 ～ 2013 3 億(≦ 16)
2億
K=17
10 μ as@K=12
z=18
10 μ as@z=15.5
Remark: 欧米のスペース計画はすべて可視光での観測
29
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
ｌ＝０°　ｂ＝１°
V<15
K<12
Z<15.5
100000
10000
N
８～９
６～７
４～５
２～３
０～１
V<15
K<12
band
Z<15.5
1000
100
Ｋｐｃ
30
2002
2004
2006
2009
2012
2015
DIVA
可視光スペース
GAIA
サーベイ：
FAME
SIM
特定天体：
地上電波：
赤外線スペース：
VERA
?
JASMINE
31
（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
・星形成史
銀河の形態
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
32
（ＩＩＩ）達成精度とサーベイ面積
サーベイ面積： 360   7
年周視差の精度
K=10mag以下
K=12mag
K=13mag
K=14mag
z=14mag
z=15.5mag
z=16mag
z=17mag
σ＝4μas（理想）
σ＝10μas
σ＝16μas(銀河中心の星の距離精度が、13%)
σ＝26μas (銀河中心の星の距離精度が、20%)
σ＝5.4μas(理想）
σ＝10μas
σ＝13μas (銀河中心の星の距離精度が、10.5%)
σ＝22μas
33
（ＩV）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
34
◎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
 ~/D N
大きな Nが必要
大きな視野
大口径の鏡
多くの検出器を並べる
35
（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)、   1.7 101 (z-band)
  1.2 101
○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
36
★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
37
38
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
39
40
41
（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
(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
42
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
43
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
44
（ＶＩＩ）軌道とサーベイ方法
○軌道：Sun-EarthのL2poinｔ
○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： 360   7
*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）
45
★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： Tmis  5 yr
○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）
46
§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
47
精度の評価方法
48
★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
白 色 光
CCD カメラ
レンズ
光ファイバ
光学ベン チ（ Σ-01-(2)）
49
＊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。
50
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。
51
★§６.データ解析方法
52
★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
53
＊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。
54
模
擬
（ Virt u al
天
宇
宙
G al a x y ＋
α
）
体
Ba c k gr o u n d
S n a p - S h ot
ス
衛
星 と
の モ
デ
観
キ
観
測
装
ン
方
法
、
衛
星
置
の
姿
勢
A p p ar a nt
Sk y
ル
測
装
衛
星 、
装
管
理
ー タ
デ
ー タ
デ
ャ
処
置
置
の
ノ
イ
ズ
な
ど
Ra w
Dat a
通
デ
の
信
ー タ
理
R e d u c ti o n &
c al i b r a t i o n ,
S ci e n t i f i c
e x pl oi t a t i o n
デ
ー タ
ベ
ー
ス
55
ユースケース図の例
56
§7. JASMINEの打ち上げと衛星システム
（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
57
H-IIAの
フェアリング
(NASDA:
H-IIAシステム
解説書より
抜粋）
58
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。
59
(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。
60
(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。
61
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
62
(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
63
(V)熱構造解析モデル
64
(VI)衛星姿勢
• 銀河面±３．５度（３６
０°×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。
65
(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。
66
（VIII)通信系（２）
• アンテナ
– X帯（８．５－８．６GHｚ）
– 口径０．６－１mφのHigh Gain Antennaが必要。
– 指向性が高くなる（０．６ｍφ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？）
67
(IX)電力
• 電力の目標
– ミッション部：検出器系２００W、トータル５００
W
– バス部：姿勢系１５０W、通信系２００W、トータ
ル５００W
• 太陽電池パドル
– １KW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
68
§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１3,14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。
69
★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）
70
◎ワーキンググループ
I．JASMINE Simulator WG
(i)星像の Centroid 決定シミュレーション 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．光学系＆検出器開発 WG
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 を用いた星像中心決定実験 WG
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
＋ ILOMチーム（国立天文台）
IV．システム検討 WG
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）
71
72
★国立天文台で発足しているアストロメトリ衛星 WG メンバー
(2003 年 4 月 1 日現在） 56 名
メンバー参加を歓迎します！
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(RISE)： 河野宣之、日置幸介、花田英夫
○地球回転研究系(VERA): 笹尾哲夫、真鍋盛二、本間希樹、官谷幸利
○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
NASDA：
岩田隆浩、弘前大： 浅田秀樹、東北大： 土佐 誠
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、JASMINE に関する検討、意見交換を行う。
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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？）
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