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銀河形成の謎を解き明かす－小型 JASMINE 計画
宇都宮 真介する．

まえがき
小型 JASMINE の科学目標
小型 JASMINE 計画（ Japan Astrometry Satellite
Mission for INfrared Exploration）は，赤外線を用い位置天文観測て位置天文観測を行う科学衛星のプロジェクトで

位置天文学とは，星像を観察して星やその他の

1)ある ．超巨大ブラックホールが存在する銀河系天体の位置と距離およびその運動を求める天文学の中心部を観測して，銀河系が形成された謎を解の分野である．その起源は古代ギリシャのヒッパ明することを目的としている．国立天文台と京都ルコスまで遡り，最も古い自然科学と言ってよい．

大学が中心となって概念検討を行い，宇宙航空研

地球は太陽の周りを公転しているので，星は天球

2)究開発機構（JAXA）の公募型小型計画 に提案し上を 1 年間で楕円を描くように見掛け上動いていて，プリプロジェクト候補のひとつとして認めらる．その楕円の長半径を年周視差と呼び，その大れ，2024 年の打ち上げを目標に開発を進めている．

きさから三角測量の原理で星までの距離を求める

この衛星に搭載する望遠鏡は，新規に開発したゼことができる（図 1）．星は周囲の質量などの影響ロ熱膨張のスーパーインバーを用いる予定である．

を受け固有の運動をしている．この運動と合わせ実現すれば衛星搭載用としては，世界初のオール

ると星は天球上をらせん型に動くこととなる（図金属製の望遠鏡となる．本報では，小型 JASMINE．らせんからずれる動きが観測されれば，惑星
2）計画の科学目標と望遠鏡の開発状況について紹系，連星系，重力レンズ効果など引力を及ぼす現物体2小さい視差角物体1大きい視差角12図140(422)星までの距離測定の原理．

金属 Vol.89 (2019) No.5

トピックス銀河形成の謎を解き明かす―小型 JASMINE 計画の川銀河の中心部の構造を解明することが目的である．天の川銀河の中心部の少し先，バルジ構造の奥までを見ようとすると，3 万光年離れているので，年周視差はたかだか 100 マイクロ秒角程度である．これは東京から富士山の頂上にいる人を見た時，髪の毛 1 本の太さに相当する．このようなとてつもない高精度で観測を行うため，観測装置開発やデータ解析手法に創意工夫を凝らして図2いるのが位置天文学という分野である．地上か星のらせん運動．

ら観測する場合には空気の揺らぎが邪魔をする．
世界最大級のスバル望遠鏡を用い，揺らぎの校象が星の周囲に存在するということであり，ブラックホールの発見や系外惑星の発見など見えない現正を施しても 1 ミリ秒角の分解能しか得られな象の解明に繋がる．位置天文学は観測天文学の基い．100 マイクロ秒角以上の高精度で観測をする礎となる手段であり，新たな位置天文観測結果がには，衛星を打ち上げて宇宙から観測するしか新規の宇宙理論に結び付き発展してきた．

手段がない．

星までの距離を求める原理はシンプルであるが，小型 JASMINE の科学目標

星はかなり遠方にあるので年周視差は非常に小さく，極めて高精度な計測が必要である．地動説の天の川銀河を上から見ると渦上の腕の部分と，直接の証拠として観測が試みられてきたが，300年近く経た 1838 年になってようやくベッセルが中央の膨らんだ部分（バルジ）がある（図 3）．バル観測に成功した．最も近い星（ケンタウルス座 α ，ジのさらに中心の領域を中心核バルジと呼んでい距離 4.3 光年）でも年周視差は 0.77 秒角，すなわるが，そこには太陽の 300 万倍の質量を持つ巨大ち 1 万分の 2 度程度である．小型 JASMINE は天ブラックホールが存在することが判っている．銀図3
金属 Vol.89 (2019) No.5(423)

天の川銀河の模式図．
41

トピックス

図4

銀河形成の謎を解き明かす―小型 JASMINE 計画

小型 JASMINE の科学目標．

河系の中心部は塵が多く，可視光は吸収されるのの星の固有運動が分かれば，様々な謎が解明されで，可視光による観察ができない．特に中心からると期待されている．たとえば，固有運動から元注）のエリアは観測データは同じ星団だった星が分かり，星団が誕生した領が少なく，構造が分かっていない．ミッシングゾー域を推定することができる．重力レンズ効果からンと呼ばれている．小型 JASMINE はここに焦点新たなブラックホールやコンパクト天体が見つかを絞り，中心核バルジの星の位置と固有運動を調る可能性がある．これらの発見の基礎となる位置

べて，バルジ構造の解明に寄与する研究を行う．

天文データを提供することが小型 JASMINE の最観測には比較的吸収が少ない赤外線を用いる．

大の科学的意義である．

半径 100 〜300 パーセク

図 4 に小型 JASMINE の科学目標を示した．主年周視差を観測するには，春分，秋分の時期が要な目標は次の 3 つである．

適している．春秋分 3 か月間バルジ方向を観測し，

1）中心核バルジ内のディスク構造の解明

夏季や冬季はバルジとは別方向にある興味深い天

2）中心核で回転する非軸対称重力場の解明

体に望遠鏡を向けて観測することを行う計画とし

3）中心核ディスク，内部バーの周りに広がったている．これらの観測は，国際的な応募をベース空間の力学構造の解明として行う．

主要な目標の他にも，中心核バルジに属する多数
注）パーセクとは，天文学で用いる距離を表す単位で，小型 JASMINE のミッション概要

年周視差がちょうど 1 秒角になる距離をいう．3.26 光年，
16

3.1 × 10 m にあたる．
42

小型 JASMINE の目的は，銀河系中心部の天体(424)

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トピックス

表1

小型 JASMINE の仕様．
項目
主鏡口径
焦点距離

望遠鏡

視野面積
観測波長
検出器

太陽は常に紙面裏側方向
太陽は常に紙面裏側方向

非観測モード非観測モ ード
地球が視野に入ることを回避
地球が視野に入ることを回避

仕様
30 cm
3.9 m
0.6 度 × 0.6 度
Hw バンド，1.1〜1.7 µmz

約 400 kg

外形1000 × 1000 × 2800 mm

軌道

軌道

太陽同期軌道，高度 550 km

打上げ

ロケット

イプシロン寿命観測期間3年

観測モード
観測モ ードx 軸まわりに回転してx軸まわりに回転してバルジを指向
バルジを指向xy

HgCdTe

質量衛星

銀河形成の謎を解き明かす―小型 JASMINE 計画

バルジ 方向
バルジ方向

xzxz

図5y

小型 JASMINE 衛星の観測姿勢．

について位置および測光の時系列データをカタログとして提供することである．そのデータを解析して得られたそれぞれの天体の年周視差と固有運動なども提供する．位置天文学的データは観察天文学の基礎であり，それらのデータを天文学者や宇宙物理学者が解析し，宇宙理論が発展することが期待される．したがってできるかぎりたくさんの星についてデータを得ることが好ましく，15 等級以上の明るさの 65,000 個以上のバルジ星を見る予定である．精度が高い 20 マイクロ秒角で年周視

図 6 小型 JASMINE が観測する領域．中心部赤緯半径0.70° の円形領域および中心から離れた 0.3° × 0.25° の長差を観測できるバルジ星は，12.5 等級以上の明る方形．

さの星 7,000 個程度になる．
小型 JASMINE に搭載する望遠鏡の仕様を表 1

は約 7 秒であり，1 / 2 ずつ視野をずらしながら目に示した．主鏡口径が 30 cm 級の小さな望遠鏡で的の領域全てをスキャンする．これを半周回の内ある．

何回も繰り返して行う．

打上げの軌道は，高度 550 km 程度の太陽同期望遠鏡の回折限界で決定される天体の位置は，軌道を想定しており，1 周回約 100 分である．地

せいぜい数ミリ秒角程度である．小型 JASMINE球が視野に入る方向へは望遠鏡を向けられず，半の場合は，同じ星に対して 15〜60 万回の撮像を行

周回 50 分間しか観測できない．50 分間連続撮像

い，それを統計処理して回折限界で求まる値よりして，50 分間非観測時間があり，再度 50 分間観200 倍程度の高精度（20 マイクロ秒角）で年周視差測を行う．それを観測期間終了まで繰り返し行う．

を推定する．統計誤差のうちランダム成分は，観年周視差を求めることが目的なので，春分，秋分N 則で低減していくと考測回数 N に対して，1 /√を挟んだそれぞれ 3 か月間観測を行う．夏と冬は，えてよい．ランダム成分を除いた系統誤差についバルジ方向の観測には適さないので，別の興味あて，適当な関数系でフィットしてモデル化し，そる天体の観測に振り向けることを計画している．

れをランダム成分を除いたデータから差し引くこ

図 5 に観測方向と衛星の姿勢を示した．図 6 が観とにより誤差を低減していく．半周回 50 分間程度測エリアである．中核バルジの銀緯 0.7 度以内のの撮像時間の範囲では星は不動とみなせる．検出

円形領域と中心部から離れた銀緯 0.3〜0.7 度の矩器上の星像の位置を変えて多数回撮影することに形領域をスキャンしながら観測する．1 撮像時間

より，望遠鏡の持つ誤差関数を解析的に求めるこ

金属 Vol.89 (2019) No.5(425)43トピックス銀河形成の謎を解き明かす―小型 JASMINE 計画とができる．求めることができる関数や係数は有M1限であり，誤差関数ができるだけ簡単な多項式でM5M4表されることが望ましい．その仮定が成立する条件として望遠鏡システムが回折限界以上の高い安M2M3定性を持つことが要求される．望遠鏡構造に対しては機械的振動や熱変形を極限まで小さくするこM6とが要求されることになる．長期間の変動についても単独星はらせん運動しているとみなせるので，らせん運動のパラメータを用いて同時に解析する．
星の運動と縮退する系統誤差成分も存在するが，

図7

小型 JASMINE の光学系．

星の運動が既知の観測データを用いて補正を行う
サンシールドサンシールドことで対処する．

望遠鏡の設計

フード
フード

光学設計
望遠鏡の光学設計は，コルシェ 3 枚鏡を採用し望遠鏡本体
望遠鏡本体

た（図 7）．入手できるアストロメトリー用検出器
望遠鏡パネル
望遠鏡パネルが限られている事情があり，その検出素子のピクセルサイズに合わせて焦点距離を決定する．2 ピ

ラジエータ
ラジエータ

クセル程度に星像半径が広がっている場合に最も中心の推定精度がよくなることが分かっており，開口径 30 cm から焦点距離は 3.9 m に決められた．

800
800

長焦点距離であり，光路を平面鏡を用いて折りたたんで，ロケットに搭載できるサイズとしている．
M1，M2，M3 が曲面を持つミラー，M4，M5，M6 が875
875

光路を折りたたむ平面ミラーである．迷光を防ぐ
図8

ため内部にバッフル構造がある長いフードを付け

小型 JASMINE ミッション部．

る（図 8 参照）．
質量要求を満足する．通常のスーパーインバ―で−7は，熱膨張率が 5 × 10 / K 程度でありこの大き構造設計
反射鏡には，ゼロ熱膨張のガラスセラミックをさは許容できない．成分を微調整することにより用いる．反射鏡や検出器を支持する構体にもゼロ0 ± 5 × 10 / K のスーパー・スーパーインバーを材

熱膨張材料を用いる．小型科学衛星の打上げロ料メーカに開発して貰い採用することとした．スー−8ケットはイプシロンと決められており，その打ちパーインバーには低温でマルテンサイト変態を起上げ能力からミッション機器の質量は，150 kg 程こしてインバー特性を失う欠点があり，250 K 程度が許容される．小型 JASMINE では，望遠鏡構度までしか使えなかった．この欠点についても改造にゼロ熱膨張のスーパーインバーを採用するこ良を行い，173 K まで使用できる材料の開発に成3功し，採用に至った．ととした．密度 8,200 kg / m と非常に重い金属を望遠鏡構造は基本的に静定のトラス構造である．

用いても望遠鏡構体はせいぜい 30 kg 程度であり
44(426)

金属 Vol.89 (2019) No.5

トピックスヒートパイプヒートパイプヒートパイプ

ラジエータ
ラジエータ
ラジエータ

銀河形成の謎を解き明かす―小型 JASMINE 計画

主鏡裏面に第4 鏡と第 6 鏡を主鏡裏面に第4鏡と第6鏡を主鏡裏面に第4鏡と第6鏡を一体で加工
一体で加工
一体で加工
副鏡
副鏡
副鏡
主鏡バッフル
主鏡バッフル主鏡バッフル

主鏡
主鏡
主鏡

第3鏡
第3鏡
第3鏡

第5鏡
第5鏡
第5鏡
焦点調整機構焦点調整機構焦点調整機構バスインター
バスインター
バスインター
フェース
フェース
フェース

検出器ボックス
検出器ボックス
検出器ボックス
検出器フード
検出器フード
検出器フード

図9

光学ベンチ
光学ベンチ
光学ベンチ

ZzZ

yY Y
xXX

検出器電気ボックス
検出器電気ボックス
検出器電気ボックス

小型 JASMINE 望遠鏡の構造．

図 10

望遠鏡の振動試験状況．

全ての部品にスーパー・スーパーインバーを用いたアサーマルな構造とした（図 9）．金属製なので検証試験

複合材料と比べると接着や吸湿などの不安定的要小型 JASMINE 望遠鏡は，ブレッドボードモデ

素が少なく，設計どおりの精度が実現し再現性がル（BBM）を製作して，熱変形試験，機械環境試験

高い．

および熱試験を行っている．ダミーの主鏡，副鏡をつけて計測した熱変形試験では，15 K の温度変熱設計化を与えた場合，ダミー主鏡の鏡面精度が 10 nmほとんどゼロ熱膨張の構造であるが，熱安定性の計測精度で変化がないことを確認した．主鏡−をさらに保証するため，半周回の撮像時間中は温副鏡間のアライメント変動は 0.2 秒角以下であっ度を ± 0.1 度の精度でコントロールする．望遠鏡全た．要求を上回る十分な熱安定性を示した．機械体を 6 面のヒーターを設置したパネルで囲い，パ環境試験についても，イプシロンロケットの搭載条ネルを温度制御して遠火でじんわりコントロール

件を振動試験により負荷したが，試験前後で有害なする要領で制御を行う設計とした．望遠鏡構造と変形がないことは無論のこと，振動応答に試験前後鏡面の温度は，5℃程度に設定している．地上でので全く変化がなく，耐環境性を満足するとともに，組み立てやアライメント調整が容易な観点と熱雑金属製であるがゆえの高い再現性と信頼性を示し音が許容できる温度との兼ね合いでこの温度に決た（図 10）．

定した．検出器は低温に冷却する必要がある．ペスーパー・スーパーインバーの開発

ルチェ素子を用いて 170 K 程度に冷却する．ペルチェの高温部は，ヒートパイプを介してラジエータに熱的に繋がれ，ラジエータから深宇宙へ放熱

表 2 にインバー合金の種類を示す．36％Ni - Feする．太陽光が望遠鏡に直接あたることがないよ

合金がインバーとして知られているが，この熱膨う，サンシールドを設け遮光する．運用中は常に張率は 2 × 10 / K 程度である．Ni を Co で置換しサンシールドがある面を太陽に向けた姿勢を取る．

た 32％Ni -5％Co - Fe がスーパーインバーであり，衛星バス部とミッション部は断熱とする．ミッショ

熱膨張率が 5 × 10 / K 程度とインバーより 1 桁低ン部の電気機器と望遠鏡パネルも断熱する．

熱膨張となっている．このスーパーインバーにつ−6−7

いて熱膨張率をさらに下げゼロ熱膨張を目指して，成分の微調整を図ってもらった．0.1％単位で調整
金属 Vol.89 (2019) No.5(427)45トピックス

表2銀河形成の謎を解き明かす―小型 JASMINE 計画

インバー合金．
合金名成分

熱膨張率−6（10 / K）

インバー

Fe-36％Ni

2

スーパーインバー

Fe-32％Ni-5％Co

0.5

ステンレスインバー Fe-52％Co-11％Cr0

図 12 スーパー・スーパーインバーの経年変化（産業技術総合研究所計量標準総合センターによる測定）．

スーパーインバーの開発に成功した．
赤外線の検出器は熱雑音を低減するため，極低温で使用されることが多い．衛星搭載機器は深宇宙にさらされると放射冷却によって 150 K 程度に温度が下がることがある．極低温でマルテンサイト変態を生じずインバー特性を保つことは必須の条件である．さらにこのスーパー・スーパーインバーは，低炭素にしたことにより経年変化も著しく低減した（図 12）．製造から運用終了まで寸法が安定していることは重要な性質であり，これにより衛星搭載の望遠鏡構造材料として適した特性が得られたといえる．
図 113）

Fe-Ni 合金のマルテンサイト変態温度 ．

まとめ−7

して，1 × 10 / K 以下の低熱膨張を再現よく得る

小型 JASMINE では，小型の望遠鏡を採用したことができるようになった．天文台において実測ことにより，ミッションの搭載質量に余裕が生ま−8した値で，N = 5 で 0 ± 5 × 10 / K（273〜303K）をれ，密度が大きいスーパーインバーを採用するこ得ている．しかし，インバーには Ni 量が少なくなとが可能となった．材料メーカの協力により，熱るにつれマルテンサイト変態を起こしやすいとい膨張率 10 / K オーダの低熱膨張材料を開発するこ−8う性質がある（図 11）．32％Ni のス−パーインバーとに成功した．低温環境耐性についても改善が図では 223 K 前後でマルテンサイト変態を生じ，イられ，173 K まで使用できるスーパーインバーのンバー特性を喪失する．変態を生じた後に室温へ開発に成功し，実用に供する可能性が生まれた．

戻しても逆変態を起こさず，インバー特性を喪失

超高精度を要求する計測機器では，熱的寸法安定する．その欠点のため，ス−パーインバーは低温性は非常に重要なポイントである．さらに熱雑音では用いることができなかった．新報国製鉄㈱ではセンサーの性能をリミットする課題であり，赤は，Ni 量がマルテンサイト変態と関連が深いこと

外検出器やボロメータなどは極低温に冷却して用に着目し，Ni 量を狭幅にコントロールすることにいる必要がある．ゼロ熱膨張と低温安定性を実現

より，173 K までマルテンサイト変態を生じないした材料は，そのような機器にとって非常に有用

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金属 Vol.89 (2019) No.5

トピックスな材料である．

銀河形成の謎を解き明かす―小型 JASMINE 計画

新報国製鉄㈱にはスーパー・スーパーインバーを本報では，材料開発に焦点を当てて記述したが，開発すべき課題はもちろんこれだけではない．科

開発していただいた．関係各位の多大なるご支援と協力に感謝する．

学衛星は地上では到達できない高い精度の観測を行うことを目的として打ち上げられる．これまで

参考文献

開発されてきた地上の機器とは桁違いの性能を要1) 国立天文台 JASMINE 検討室ホームページ
https://www.nao.ac.jp/research/project/jasmine.html

求する．出発点である材料から見直した設計が要求されるゆえんであり，その一例として紹介した．

2) JAXA 宇宙科学研究所公募型小型計画募集
http://www.isas.jaxa.jp/researchers/application/epsilon/

小型 JASMINE は，ミッション要求を満足するこ「鉄鋼中の合金元素のフェライ
3) 石田清仁，西沢泰二：との地上検証を現在も進めており，技術リスクをトオーステナイト安定化パラメーター」，日本金属学低減し衛星の製造実現性を高め計画の実現を目指

会誌，36 (1972), 270-277.

している．
謝辞
この研究開発は，JAXA 宇宙科学研究所の戦略的開発費を用いて行われた．国立天文台の先端技術センターには構造の機械加工に協力いただいた．

金属 Vol.89 (2019) No.5(429)

うつのみや・しん UTSUNOMIYA Shin1972 東京大学卒業後，三菱電機㈱に入社．先端技術総合研究所
にて 20 年間材料開発に従事．鎌倉製作所相模工場に転じ，宇宙航空・防衛用材料の開発，設計，製造を担当．別会社勤務を経て，2007 JAXA に転籍し，CFRP の研究開発に従事．退職後も国立天文台，東京大学 IPMU などが開発する科学衛星の概念設計に参画している．

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