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JASMINE計画の現状
郷田直輝（国立天文台）
＋JASMINEチーム
1
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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★星の６次元位相空間
★星までの距離
力学構造
星団
銀河系
恒星物理
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
星の明るさ
エネルギー
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”
5
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
6
7
§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 8
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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10
§4. 将来の高精度スペースアストロメトリ計画（欧米）
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
DIVA
Germany
FAME
USNO&
望遠鏡
120000
12
1mas@V=10
望遠鏡 ～ 2006
3500 万
15
250 μ as ＠ V=10
望遠鏡
4000 万
15
50 μ as@V=9
1989
???
NASA
SIM
GAIA
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
Remark: すべて可視光での観測
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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
12
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
passband
B
V
R
I
J
H
K
Extinction(relative)
(magnitude)
0.44
0.55
0.64
0.79
1.25
1.65
2.2
1.33
1.00
0.78
0.59
0.28
0.17
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.17
（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
  10 as @ K  12 mag
サーベイ面積：
K=10mag以下
K=13mag
360   7
σ＝4μas
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
 ~/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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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
望遠鏡仕様：リッチークレチアンをベース
○鏡のサイズ：D=2mの円形（中心に直径0.7mの穴)
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------->面積 A  2.76m
○焦点距離：
f  65.4m
○視野直径：  s  0.51
Astrometry用の有効な視野面積
  1.29  10 1
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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）：
  0.5(50%)
*検出器当たりのpixel数 Npix： 4096×4096
*pixelサイズ： w  18m
*readout noise：  e  10
*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)
 f
○回折限界とpixel数の関係：
Dw
4
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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： Tmis  5 yr
○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
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)）
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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））
○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
（ 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
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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
ずれ
回転変動
自由
30mas
主鏡
基準
30mas
副鏡
0.7μm
150mas
20μm
自由
Compaund Mirror
凹レンズ
平面鏡
0.3mm
150mas
Compaund Mirrorの相対角の変化 ～10μas
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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）JASMINE 勉強会メンバー：
・矢野太平（理研）
郷田直輝・小林行泰・辻本拓司・中島 紀・松原英雄（宇宙研）
・安田直樹・上野宗孝（東大）
・官谷幸利・ 越田進太郎（東大）
＊ 1999 年 6 月に開始。約１ヶ月に一度の割合で開催。JASMINE 計画の全体的な検討を
行う。
（２）サブ勉強会 1（アストロメトリ勉強会）メンバー：
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）
、サーベ
＊ 2001 年 2 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）
イ方法の検討、astrometoric parameter 導出のデータ解析方法の検討、海外計画の勉強など
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 2（システム検討勉強会）メンバー：
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）
＊ 2001 年 6 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
を行う。
（４）サブ勉強会 3（銀河系力学モデル勉強会）メンバー：
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）
＊ 2000 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
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、VERA グループとの共同にする予定。
（５）CCD を用いた星像中心決定実験グループメンバー：
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）
＊ 2001 年 6 月に開始。CCD の TDI モードを用いて、実際の星像中心決定の実験を行う。
SELENE2 での月面天測望遠鏡計画に直接関連しているため、ILOM チームと共同。
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（６）天文台で発足しているアストロメトリ衛星 WG メンバー
(2002 年 4 月 1 日現在） ４７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
○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(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
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、JASMINE に関する検討、意見交換を行う。
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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：
、官谷幸利、上田誠治、辻本拓司、郷田直輝
矢野太平、山田良透（京大）
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
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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
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