WFIRSTの現状と日本の参画についての見通し(Wide Field Infra Red Survey Telescope)
米国Decadal survey大型衛星1位

HST,JWSTにつづくNASA最優先の次期旗艦大型衛星
近赤外広視野サーベイ衛星
2025年ごろの打ち上げ•暗黒エネルギー/修正重力•系外惑星•近赤外サーベイ
住 貴宏 (阪大), 山田 亨 （ISAS）、田村 元秀（東大）、高田 昌広（IPMU) WFIRST WG
2017/7/25 [光赤外天連シンポジウム] NAOJ

uiding in imaging mode performed
ng guiding functions contained in the
6x3 science SCAs

(6 filters, GRSgrism, blank)
Grism R = 550-800(2 pixel)

Wide Field Science Channel
SlicerAssemblyRelay

Prism
Spectrograph
R = ~100 (2 pixel)

FlipMirror75 mas/pix;
f/21
1 2kx2k, 18µm pixel size SCA;
4 Mpix; <115K;
0.6-2.0µm bandpass;
FOV 3.00x3.15 arcsec

2.4m WFIRST• 口径：2.4m (HSTと同じ)、NRO（国家偵察局）から譲渡
Optional Coronagraph Instrument
WFIRST-AFTA• 軌道：L2• 広視野分光撮像・コロナグラフ装置
可視光・近赤外（0.6-2μm）270K• 寿命：５年＋１年
WFIRST-AFTA

ntegral Field Unit Spectrograph Channel

Relay w/DM/FSM

Ea. square is a 4kx4k,10µm pixel size SCA;
302 Mpix; 120K;
0.6-2.0µm bandpass
0.28 deg2 active area

Fixed DMImagingDetector
IFS

Low order
WFS

Pupil Mask& Filters

1kx1k, Si low noise FPA; 150K;
IWA 0.25/λ arcsec, λ (0.4-1.0µm)
OWA 2.5 arcsec
2kx2k, Si low noise FPA, 150K;
IFS Detector 0.4-1.0µm bandpass;
R~70, 17 masec sampling

cal block diagram.

ely ending thesunshield thatregard (seeWFIRST-2.4
dy, it was delevel, i.e. anle containing
ty will also be
he observatode, an instruo the existingand provide
he instrument
h design herment modules
e power andtrument modween the twoand stability
and preciseN fields andween 54˚ andion of micro-Telescope&Solar&Array&/&
Sunshield&Figure 3-5: The telescope entrance pupil

and heaters. The telescope control electronics are
3-5: The telescope entrance pupil
locatedFigure
in anelectronics box in the spacecraft andandheaters.
The telescope
controlsuch
electronics
areperform higher control
functionsas commanding
located in an electronics box in the spacecraft and
Wide&Field&actuators
andmanaging
thermalInstrument&perform
highercontrol functions
such as set-points.
commanding These
Coronagraph&actuatorscommands
and managingarethermal
These
Instrument&Carrier&higher-level
sentset-points.
throughcabling toInstrument&(blue&truss)&
higher-level commands are sent through cabling tolocal boxeson the telescope where they are convertlocal boxes on the telescope where they are converted to low-levelsignalssent
to devices
the devices
ed to low-levelsignals andand sent
to thethem- themSpacecra3&selves.
Eachsubsystemhasasimilarfunctional
conselves. Each subsystem has a similar functional
conBus&tent with heaters, thermal sensors, and actuators. Thewithheaters,
sensors,is control
and actuators.
Theexception
to thisthermal
overall architectureof teleFigure 3-3: WFIRST-2.4 Observatory configuration featur-Figure 3-4: The telescope components without the tent
outer
ing the 2.4-m telescope, two modular instruments and abarrel assembly.
scopetosurvival
heaters. They
are controlledisdirectly
by of teleexception
this overallarchitecture
control
modular spacecraft. busFigure 3-4: The telescope components without the outerthe spacecraft avionics to ensure operation in thescope survival
heaters. They are controlled directly bybarrel assembly.
event of an intermediate electronic failure.
and thermal distortions while providing superior stiffto technicalensureriskoperation
The cost,avionics
schedule, andassociated in theness and stability. The structure has active thermalthe spacecraft

0.788° wide
0.427° highX gaps 2.5mm
Y gaps 8.564mm

4k x 4k pixel H4RG-10 IR検出器を18 個WFIRST-AFTA
0.11
0.28 deg2
6x3arcsec/pixel
H4RG @ 0.11"/p, 0.328 sq.deg

Moon (average size seen from Earth)

HST/ACS

HST/WFC3

HST/ACS

HST/WFC3

JWST/NIRCAM
JWST/NIRCAM

Each square is a H4RG-10~90 × bigger than HST–ACS FOV,~200 × bigger than IR channel of WFC3 4k x 4k, 10 micron pitch
Figure 1-1: Field of view comparison, to scale, of the WFIRST-AFTA wide field instrument with wide field instrumentson the Hubble and James Webb Space Telescopes. Each square is a 4k x 4k HgCdTe sensor array. The field of viewis 0.28 degrees2. The pixels are mapped to 0.11 arcseconds on the sky.

Slitless spectroscopy with grism in filter wheel
R_q ~ 100 arcsec/micron
3288 Mpixels total

Flux Fν (µ Jy)

Hubble x 200 Discovery of High-z Galaxies
DRM1

WFIRST-2.4

Wavelength (µm)

z = 10.8 Galaxy

High zまで
銀河のクラスタリング
構造進化を高精度で観測

4

WFIRST観測計画概要
Ø 暗黒エネルギー/修正重力(〜2.5年)
u High Latitude Survey (HLS)（銀河分布）

2000平方度、撮像(YJH)＋分光 (R~800) Y<26.7, J<26.9, H<26.7, F184W<26.2
・弱い重力レンズ現象（WL）
暗黒物質、構造進化
・Red shift space distortion (RSD)!"#$%&&#'#(%)*+,$#-.%+/*0+$01$)"#$2
・Baryon Acoustic Oscillation (BAO)

uIa型超新星探査

宇宙の加速膨張史

L0+'#H$#)$%'$6FDD$$456$789%$"

5, 9, 27平方度、撮像モニタリング＋IFU分光 (R〜100)Ø 系外惑星：u 重力マイクロレンズ観測 (〜1年)
銀河系中心方向、大軌道半径惑星の分布

u コロナグラフ観測(〜1年)
可視、コントラスト 10-9, IWA 0.2”

Ø Guest Observer 観測（25%,1.5年）
5/01'2*%31,+1'%+'4##1$1,4-%*5''4-'
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2017/7/25

弱重力レンズによる暗黒物質分布

WFIRSTで５億個の銀河の形を測定

Figure 2-12: Mass density contours around the cluster MACS J1206.2-0848 derived from a ground-based weaklensing survey with Subaru (red) vs. a weak lensing study with HST/ACS+WFC3 (white). The 10x higher surface density of lensed galaxies achieved from space yields ~3x higher spatial resolution maps. The HST data
shown here is representative of the WFIRST-2.4 HLS. WFIRST-2.4 will make a map of this quality over 2,000

重力マイクロレンズによる系外惑星探査

WFIRSTによる地球質量惑星検出
地球の２倍
地球地球の半分
惑星なし

33.5

Magnification

Magnification
by stellar lensMagnification

32.5

Deviation Dueto Planet

2.52

1.5-20

Offset from peak gives
projected separation
-100日

10

銀河系バルジ2.8 deg.2内の星3億個

220•• 15分に１回、２４時間、72日ぶっ続けで観測• ６シーズン（合計1.2年）

9.2

9.4

9.6

9.8日

地球質量惑星による４−５時間の明るさの変化を捉える。

惑星：３千個(地球質量以下:約2百個）

WFIRSTによる惑星検出
惑星：３千個(地球質量以下:約2百個）

水星以外全ての太陽系惑星を検出可能

軌道半径（天文単位）

Keplerと合わせて全ての種類の惑星の分布を解明

AFTA with Coronagraph (option)
AFTA Coronagraph Instrument

ExoPlanet Exploration Program

Telescope

Wide field
instrument

Coronagraph
Instrument

Exoplanet
Direct imaging• 400-1000nm band pass• 10-9 contrast• 100 milliarcsec inner working
angle at 400nm• R=70 spectra and polarization
at 400-1000 nm
WFIRST final report May 23, 2013
http://wfirst.gsfc.nasa.gov/Exoplanet
Spectroscopy• 近傍の巨大ガス惑星、氷惑星、超地球の撮像、分光• 原始惑星系円盤• 将来の地球型惑星直接観測（TPF）への技術実証

AFTA Coronagraph Instrument will:• Characterize the spectra of over a dozen
radial velocity planets.
• Discover and characterize up to a dozen
more ice and gas giants.
• Provide crucial information on the physics ofplanetary atmospheres and clues to planet
formation.
• Respond to decadal survey to maturecoronagraph technologies, leading to firstimages of a nearby Earth.

8GO & Archive sciences
1. Open Cluster and Star Forming Region IMFs to Planetary Mass!"#$%&'()%*#'+,-./0'1"#$%&2324)%*#567&2#"4"289:!
2. Exoplanet via transit andAstrometry"#$%&'!()&*+&'!
3. High-precision IR CMDs';"<38*9=#1'of stellar populations.
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4. Quasars as a Reference
Frame for Proper Motion Studies)@%' %D)%#)' )@")' &$8@)' 49=*<%4' &A$#8' 1$*%<)&A' "&9#8' )@%' &$#%' 9E' 4$8@)' ?%@$#1' )@%>' <"#' "77%"*' >=&)$7&AC$>"8%1' +4%%' (<@#%$1%*' FGGH' E9*' "' *%:$%I/2' J@%#' )@$4' *"*%' "&$8#>%#)' 9<<=*40' I%' "*%' 8$:%#K' +L/' )@%'(LMC,GB)
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5. Proper Motions and Parallaxesof Disk and Bulge Stars<=**%#)' )%<@#9&98A2' J@$&%' )@%' "77*9D$>")%&A' FGG' 8"&"DAC4<"&%' 4)*9#8' &%#4%4' I%' 3#9I' 9E' <=**%#)&A'8%#%*"&&A'<9>%'E*9>'&9IC'*%49&=)$9#0'8*9=#1C?"4%1'4=*:%A40')@%'?=&3'9E')@%'4<$%#)$E$<'79)%#)$"&'9E')@%4%'(~10μas/yr)*"*%' 4A4)%>4' *%O=$*%4' +"#1' @"4' *%&$%1' =79#/' @$8@C*%49&=)$9#' E9&&9IC=7' 4)=1$%4' I$)@' )@%' P=??&%' (7"<%'
6. White dwarfs.
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7. Nearby Galaxies'($>7&A' >"3$#8' "' 7*%<$4%' >%"4=*%>%#)' 9E' &%#4' 4)")$4)$<4' 7*9:$1%4' <94>98*"7@$<' $#E9*>")$9#' E*9>' )@%'
8. Galaxy Structure and Morphology)9)"&' &%#4' <9=#)40' )@%' 49C<"&&%1' U&%#4' *%14@$E)' )%4)V' +%2820' W"7%&9' X' Y")"*"6"#' FGGZ/2' [E' )@%' &%#4' >"44'
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11.Obscured Quasars&%#4%42''
12.Strongly Lensed Quasars
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13.Strong Lensing%D7%<)'4)*9#8'&%#4%4')9'@":%'"#'"?=#1"#<%'9E'"?9=)'14.High-Redshift Quasars LG'7%*'4O="*%'1%8*%%'+R"=*%'%)'"&2'FGG`/0'4=88%4)$#8'and Reionization)@")' )@%' P=??&%C%*"' 4">7&%' 9E' &%#4%4' 9?4%*:%1' ")'15.Faint End of the Quasar@$8@'*%49&=)$9#'I$&&'?%'%D7"#1%1'?A'4%:%*"&'9*1%*4'9E'
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16.Probing the Epoch of Reionization
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日本のWFIRST参加への活動• 2010年12月、初期WFIRST Science Definition Team(SDT)に住が参加• 2013年 7月、WFIRST-AFTA SDTにJAXA代表として山田亨（ISAS）が参加。
•2013年 ８月、「WFIRST 連絡会」立ち上げ。 山田亨（代表）、住（幹事）、 約３０人

• 2014年2月、コロナグラフ開発 WACO WG設立

田村（PI,東大,NAOJ) 早期の具体的検討が必至なコロナグラフ装置検討を先行• 2015年3月、SDT final report（日本の潜在的興味の表明を記載、他欧州、カナダ、韓国）•

2016年1月、WFIRST WGが承認(PI:住)（WACOからの発展的改組）
小規模プロジェクト（戦略的海外協同計画）での参加実現を推進• 2016年2月、 NASA started phase A. $90M budget in FY 2016FSWG 開始• 2016年6月から、山田(亨)がJAXA repとして、NASA FSWGにオブザーバ参加• 2017年3月ISAS戦略的基礎開発予算（コロナグラフ）採択• 2017年3月ISAS国際調整旅費採択• 2017年8月、日本の参加計画提案書をJAXAへ提出• 2017年11月末〜１２月、NASA WFIRSTSRR(System Requirements Review),
MDR (Mission Definition Review)external review

日本の貢献案および検討状況■ 宇宙研 WFIRST WG （主査：住）で以下をひとつのパッケージとして考えている。
１．すばる望遠鏡によるWFIRST Synergy Survey(2025年ごろ〜100晩)
1. photo-zのキャリブレーション
2. 狭帯域フィルター

2016/9 光赤天連シンポジウムで合意を得た
2016/11：有本ハワイ観測所長から常田宇宙研所長へ
Letter of Intent 送付（NASA HQへcc）
2016/11：有本ハワイ観測所長及び、すばる委員会より、Commitmentの合意を得た。

２．WFIRST コロナグラフ装置における機能強化
・偏光撮像機能の付加・偏光補償機能の開発

３．地上局による貢献
４．地上マイクロレンズデータ提供（MOA）貢献合意準備
地上赤外マイクロレンズ同時観測（阪大）貢献合意準備

(2) コロナグラフ装置への寄与■ コロナグラフ装置を科学的に発展をもたらす機能・性能強化をする貢献を目指す。
■ 次世代のスペースからの高コントラスト観測に向けて基盤を作る。
（戦略的基礎開発予算で開発中）（基本案）■ 偏光撮像ユニットの提供
惑星反射光
惑星系円盤➡偏光を示す。
偏光分離素子を光路に挿入■ 偏光補償機能の開発・提供• 望遠鏡・装置偏光による偏光差分波面収差（PDWA)が発生• 現在のベースライン案：直線偏光の１成分のみをとりだしDMで波面補償を行う• 偏光補償装置：複屈折デバイスによる波面整形、色消し～コントラスト低下を防ぐ
2017/1, JPLと月例TV会議開始

Baseline'White'Sands/Punta'Arenas'
Coverage'(3) 地上データ局について
ダウンリンク・レンジング (軌道：L2)l Kaバンド帯 (26GHz帯)受信
Sバンド送受信• Near Earth Network (NEN)
18 m antenna@White Sands• New 〜12 meter antennas
at Punta Arenas

White'Sands'

11.5'hours'min'coverage'

Punta'Arenas'l 日本のタイムゾーンでの基地局運用は大きなメリット
February'2,'2016'

WFIRST'Overview'to'the'FSWG'This'document'is'EAR'controlled.'Use'or'disclosure'of'this'informaFon'is'subject'to'the'restricFons'on'the'Title'Page'of'this'document.'l JAXA 臼田アンテナグループ、深宇宙追跡技術グループの協力を得て進めたい。
l GREAT （Kaバンド帯は32GHz)、内之浦34m等のアップグレードを検討èWFIRST WGとして 26GHz帯の追加を検討• 26.5 GHz Ka band science downlink – G/T of 48.5 dB/K
• Science data rate 262.5 Mbps
•11.4 Terabits per contact

83'

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Home

First announcement — save the date

Important Dates
Venue
ProgrammeAnnouncements
Registration
Participants

WFIRST-Subaru Synergistic Observation Workshop
to be held from December 18 - 20, 2017at
Large Seminar Room, NAOJ, Mitaka, Tokyo, Japan

http://www.ir.isas.jaxa.jp/WFIRST_Subaru/index.html

Banquet
Visitor Information
Committees
Contact

OC:Jeremy Kasdin, (Princeton Univ.)
Jeff Kruk, (NASA/GSFC)
Jason Rhodes, (NASA/JPL)David Spergel, (Princeton Univ.)
About The Conference
Takahiro Sumi, (Osaka Univ.)
Masahiro Takada, (Kavli IPMU/Tokyo Univ.)
Toru Yamada, (ISAS/JAXA)
Objectives
Yusei Koyama (NAOJ)
Hironao Miyatake (JPL)Moriya(NAOJ)designed
WFIRST is the flagship mission of astrophysics by NASA targetingTakashi
the launch
in 2024/25
DaisukeSuzuki (ISAS/JAXA)
to perform Wide Field imaging and surveys of the near infrared (NIR)
sky. WFIRST
will conduct 3
different types of surveys to make an order of magnitude step forward in dark energy, namely High
Latitude Spectroscopic Survey, Type Ia Supernovae (SNe) Survey, and High Latitude Imaging

WFIRST/Subaru装置のステータス把握
WFIRST側の要望／日本側の要望の把握
各分野ごとの最適な観測案の議論
決定プロセス／組織の提案と議論

Summaryl WFIRSTは、大統計量で宇宙の加速膨張、系外惑星を解明する。
l GO program à多くの分野の方の参加が可能。
àSPICA, TMTと相補的l日本の貢献パッケージ
1) すばるシナジーサーベイ
2) 地上マイクロレンズデータ提供
3) コロナグラフ偏光機能の提供（R&D中）
4) 地上局の貢献の検討

OKOK
on going
on going

８月頭に、提案書をJAXAに提出予定。（戦略的海外協同計画）

宇宙科学の今後20年の構想を検討する委員会（20年委員会）
WFIRSTSPICA
LUVOIR, Habex, OST, ?