大型計画に関する公開シンポジウム 2018.9.13

小型JASMINE（赤外線位置天文観測衛星）
JASMINE：Japan Astrometry Satellite Mission for INfrared Exploration

郷田直輝（国立天文台JASMINE検討室）
JASMINE-WG

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小型JASMINEは何を観測するのか？~位置天文観測~★位置天文観測とは＊星の撮像観測を行い、その観測で得た天体の天球面上での位置の時間変動（時系列データ）とそこから導かれる年周視差と固有運動等の位置天文パラメータを供出する。
＊年周楕円運動＋固有運動（直線運動）＝らせん運動
星までの距離らせん運動星の接線速度＊星によって、らせん運動からの“ずれ”がある
惑星系、連星系、
重力レンズ効果など
これらの天体の物理情報が得られる2

★小型ＪＡＳＭＩＮＥのミッション概要＊Hwバンド(1.1～1.7 μm)の波長域における撮像観測を高頻度（同じ星に対して約100分に1回）
で行い、その観測で得た天体の天球面上での位置の時間変動（時系列データ）とそこから導かれる年周視差と固有運動等の位置天文パラメータの情報等をカタログとして公開。

〇銀河系中心核バルジ領域に対して、67000個のバルジの星および31000個のディスクの星を測定(Hw<15等級）
Hw=0.7J+0.3H〇サーベイ領域：
プロジェクトサーベイ： 銀河系中心核バルジ方向の領域 ：春と秋に観測*領域１＝＞ 半径0.7度程度の円の領域*領域2＝＞銀経－2 度～0.7、銀緯0.0度～0.3度の範囲の領域〇観測精度（目標）、等級、個数:
年周視差精度：25μ秒角程度以下
固有運動精度：25μ秒角/年程度以下

Hw<~12.5等級

観測個数の見込み（全観測領域） *領域１：5000個程度のバルジ星*領域2：3000個程度のバルジ星
7000個程度のバルジ星＃観測される手前のディスク星の個数：領域1＝＞4000個程度、領域2＝＞1600個程度（測光精度は相対精度で＜0.01mag程度の見込み）
固有運動精度： ～125μ秒角/年 程度以下
(25μ秒角/年 程度以上）観測個数の見込み（全観測領域）
60000個程度のバルジ星~12.5等級<Hw<~15等級*領域１：45000個程度のバルジ星*領域2： 26000個程度のバルジ星＃観測される手前のディスク星の個数：領域1＝＞21000個程度、領域2＝＞9500個程度

3★小型JASMINEのミッションの意義と科学目標
ミッションの意義(Science goals of the mission)
銀河系探求を通じての銀河の形成と進化の解明
我々の銀河系（天の川銀河）は、我々自身が居住するという意味で特別な存在。
また、銀河としては最も身近な天体。
しかし、その物理的特徴や起源については、未だ解明されていない謎も多い。
Gaiaの結果によって、さらに謎が深まっている（より複雑な構造）
一方、個々の星に分解できて、星の分布・運動を精密かつ詳細に明らかにできる唯一の銀河。
＝＝＞その代表的なものとして、個々の恒星までの距離（年周視差）や接線速度（固有運動）の精密測定（10μ秒角オーダー）は、現在の技術では、銀河系内の星にしか適応できない。
銀河系に対しては、他の銀河には適用できない手法を用いることも可能であり、非常に良い”実験場”となる。
銀河系に関する知見を増やし、系外銀河も含めた銀河の形成・進化の解明に発展させるのが、小型JASMINEのミッション意義(Science Goals of the mission)である。

小型ＪＡＳＭＩＮＥは、特に可視光では観測困難であり未解明なことが多い、
中心核バルジに注目。
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★小型JASMINEは中心核バルジに注目！

*： 数十マイクロ秒角以下の高精度測定を行う
位置天文ミッション + 分光観測
固有運動＝＞接線速度 （視線速度）~2kpc（外側の)バルジ

年周視差＝＞距離

外側のバルジ~100--300pc

Gaia*(可視光観測）,(WFIRST*の一部観測）
BRAVA, etc(視線速度測定、年齢、星のタイプ等）

銀河系中心核バルジ
小型JASMINE:
未解明の天体や天体現象の宝庫を探査。

銀河系中心核バルジ
中心分子雲帯(CMZ)
中心近傍領域(<10pc)

小型JASMINE*,
地上観測（分光、測光）：
APOGEE, VVV,GALACTICNUCLEUS,etc.
=>視線速度、年齢、星のタイプ等）GRAVITY*(VLTI), TMT etc.
(視野が狭い）、
APOGEE, GALACTCNUCLEUS,
5
etc.
5

中心核バルジとは？
◎中心核バルジ：母銀河と銀河系中心との物理的関係をつなぐ重要な領域(半径~100pc-300pc程度）＊この領域の外縁付近には、中心分子雲帯(Central Molecular Zone)とよばれる密度が高い
分子雲がリング状に存在をしている。
＊半径が100pc程度の回転する中心核ディスク（もしくは内部バーといった扁平な形状の構造）の存在も示唆されている。
＊若い大質量の星団(Quintuplet, Arches)が存在する。
＊外側のバルジの構造の単なる延長ではなく、複雑な力学構造をしている可能性あり、また、外側のバルジより若い星が多い等、星の種族が異なると考える研究者も多い。
＊星の種族毎に異なった運動構造をしている可能性もある。例えば、中心核ディスクの周りに比較的古い恒星から成る拡がった構造が存在している可能性がある。
＊ダストによる光の吸収効果が強く観測が困難な領域であることから、バルジの中でも特に解明が進んでいない謎が多い領域である。

小型JASMINEは中心核バルジの構造、起源、進化の解明を目指す
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小型JASMINEの科学目標「銀河系構造（バルジ、バー、ディスク）と巨大ブラックホールの進化の解明に結びつく中心核バルジ領域の探求を科学目的とする。
そのため、測定された星に対して、星の天球面上での位置変動の時系列
データおよびそこから導出された星の年周視差、固有運動等の必要な物理情報をカタログとして作成し、世界の研究者へ公開する」

小目標(1)ミラ型変光星をトレーサーとした、
中心核ディスク（または内部バー）の存在の検証とその軌道構造および形成時期の解明
外側のバーの形成時期解明への波及(2) 中心核バルジでの重力ポテンシャル、特に、回転する棒状(扁平なディスク
形状も含む)ポテンシャルの存在の検証とその回転速度（中心核ディスクまたは
内部バーの形状（パターン）の回転速度に対応）や傾度、扁平度などの物理的特徴の解明
中心領域へのガスの輸送機構の解明へ
巨大BHの進化、中心領域での活動性(3)星の位相分布関数を用いた、中心核ディスク（または内部バー）周りの拡がった空間の力学構造とその起源の解明
もし“平衡状態”複数の巨大BHの落下の可能性
そうでない場合現在の構造が形成した時の情報(classical bulge?) 7

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★主な科学目標
小型JASMINEが、他のミッションに比べて威力を発揮できる（A)銀河系中心核バルジの力学的構造の探求と起源の解明
中心核バルジのグローバルな力学構造は、どうなっているのか？
複雑？
（１）ミラ型変光星をトレーサーとした、 中心核ディスク（または内部バー）の存在の検証とその軌道構造および形成時期の解明＊中心核ディスクないしは内部バーの存在の検証＜＝固有運動情報による判断。
＊中心核ディスクに属する一番古い星の年齢＝＞中心核ディスクないしは内部バーの形成時期の推定＝＞外側のバー構造やバルジの形成時期の推定（ユニークな方法かも）〇固有運動情報をもとにディスクに属すると同定されたミラ型変光星の周期ー年齢関係、
and/or ディスクに属すると同定した恒星の分光観測、多色測光観測のデータ＝＞年齢
中心核ディスク（または内部バー）の形成時期決定
外部バーの形成時期の決定（ユニークな方法かも）

9銀河系の構造（ディスク、バルジ、バー、中心核バルジ）

図2
ディスク

★バー、バルジ、中心核ディスクの形成シナリオ(通説)

Face-on

渦状腕①ディスクからバーが形成①バーの形成②’バルジの形成(buckling instability)②中心領域へのガスの流入・星団や星の形成

バー(小型JASMINEの観測領域:図１に詳細)(ここでの定義)

中心核バルジ(半径100-300pc以内)≒中心核ディスク
＋星団＋分子雲＋恒星から成る
拡がった構造(?)

半径～(100-300pc)③中心核ディスク（or内部バー）の形成(半径は100pcから300pc程度)④継続的にガスが中心核ディスクに流入し星形成が長いタイムスパンにわたって起こる(secular evolution (定常的な進化）シナリオ)?

太陽(銀河系中心から8kpc)①が起こると直後に②、③のプロセスが進む。
⇒バー形成時期≒中心核ディスクの形成時期

Edge-onバルジ（box or peanutsバルジ）
ディスク

バー

注意：古典的バルジ成分（銀河同士の衝突合体などを起因とし、集中的な星形成やガス降着等により発達したバルジ）が初期に形成され、残って10いる可能性もあり。

(2) 中心核バルジでの重力ポテンシャル、特に、回転する棒状(扁平なディスク
形状も含む)ポテンシャルの存在の検証とその回転速度（中心核ディスクまたは
内部バーの形状（パターン）の回転速度に対応）や傾度、扁平度などの物理的特徴の解明＊中心へのガスの供給機構（角運動量損失）の明確化
（速く）回転する棒状構造(扁平な中心核ディスクまたは内部バー）が存在するか？
＊重力ポテンシャルの回転角速度等を星の位相分布関数から力学的モデルとの比較により明らかにする。
＊もし、分光観測など何らかの方法で星の年齢が評価できれば、その情報と合わせて ミラ型変光星を用いた解析結果を補完し、非軸対称構造の存在の検証やその形成時期を多数のサンプル数が追加されることにより統計的にも有意な情報として得る。

中心核バルジでの棒状構造の存在の検証やその形状の回転速度などの物理的特徴＝＞巨大ブラックホールの質量（の進化）を決めるパラメータになっている可能性もある。
*回転速度などの物理的特徴=>巨大ブラックホールへのガスの供給、つまり巨大ブラックホールの質量の増加に関わる可能性*一方、巨大ブラックホールから恒星への力学的影響（２体散乱による恒星軌道のカオス化）による中心核ディスクの“破壊”効果が巨大ブラックホールへのガスの供給を止めるメカニズムになっている可能性もある。

＝＞銀河系のような疑似バルジ的要素が強い
他の系外銀河のバルジと巨大ブラックホールの相関を考える上で貴重な情報を提供。

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(3)星の位相分布関数を用いた、中心核ディスク（または内部バー）周りの拡がった空間の力学構造とその起源の解明＊中心核バルジの(中心核ディスクを取り囲む拡がった領域での)比較的古い星々が、なんらかの天体による重力散乱効果を通じて“加熱”され、星の密度や速度分散の空間分布が緩和状態の分布になっているかどうかを判断する。
緩和状態：100pc程度まで緩和している
ここで“加熱”とは、重力散乱により、星々があると、その密度分布と速度ある天体の重力エネルギーが、分散分布は、モデルの詳細（初期条件
周りの星の運動エネルギーへ転換し、や加熱する天体の質量分布等）に周りの星の運動エネルギーが依存せずに特有な関数になる
増加することを意味する。
（密度はコア構造、速度分散は平坦なプロフィール）＊観測の結果、もしも緩和された状態でない場合＝＞観測された密度や速度分散の分布の形状から、 中心核ディスクを取り囲む拡がった領域での力学構造(classical bulge成分である可能性もある)が形成された際の形成過程に対する制限を与えることが可能。
＊一方、観測の結果、もし100pc程度まで、力学的に”加熱“された緩和分布になっている場合＝＞緩和の原因探求が興味深い。
宇宙年齢以内にこのような緩和状態を100pc程度以内で構築されている＝＞ 恒星系への膨大なエネルギー供給による“加熱”（重力散乱による、重力エネルギーから運動エネルギーへの転換）が必要。
＝＞複数の中間質量ブラックホール（ただし、１個の ブラックホールの質量は約10万倍太陽質量以上である必要があり、そのようなブラックホールは 巨大ブラックホールと呼んでもふさわしい）が中心に落ち込む際の力学的摩擦、およびそれに伴う、 中心付近で巨大ブラックホール同士が近づき、束縛系となった際のその束縛エネルギーの恒星系へのエネルギー解放以外は考えにくい。(球状星団や巨大分子雲ではエネルギー
解放が不十分）＝＝＞中心部分の（超）巨大ブラックホール（太陽質量の約400万倍）であるSgrA*の形成進化に
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大きな制限を与える可能性がある。

(B)銀河系中心核バルジの物理的特徴や多様な天体の探求(1)中心付近の星団の運動星団の起源＊固有運動をもとに過去にさかのぼることにより星団の誕生場所を探る(2) 中心核バルジ内の未知な星団の検知＊固有運動情報をもとにした(共通の固有運動をもつ）“隠された星団”の探査（年齢が数億年程度以内）＋星団の年齢情報secular evolution(定常的な進化）の実証(3)中心核バルジ内での高速度星(HVS)の発見＝＞HVSとS-starsの起源解明＊連星＋SgA*or 単独星＋IMBH-SgA*連星

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(4)バルジ内の共生星X線連星やX線点源の解明(5)星間吸収物質の3次元分布(6)中心付近の変光星の物理的解明(7)未発見のBH検出(i) BHー恒星の連星系の発見軌道要素の解析が可能(ii)位置天文学的重力レンズ効果 ～30太陽質量BHの起源への制限？
中間質量BHの検出？
(8)重力レンズ効果による系外惑星検出＊参照：太陽系外の星による位置天文学的マイクロレンズの初検出！(HST: Sahu, et al. 2017)=>白色矮星Stein2051Bの質量が決定！！
(9) 重力レンズ効果による未知天体の発見(100年近くの論争が決着）

ワームホールの発見？！

(10)距離の関数としての偏光の導出(=>銀河系磁場構造）

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小型JASMINEの特徴、ユニークさ
我々の銀河系の中心核バルジの多数の星の詳細な運動の性質を近赤外線を用いた位置天文の手法により精密に観測できる、これまでで、はじめての機会を得るものである。
ESAが運用中の大型位置天文観測衛星Gaiaは、画期的な観測データを輩出中であるが、可視光での観測であるため、中心核バルジの領域に対しては高精度で測定出来る星の個数はほんの少数に限られる。
一方、小型JASMINEは、近赤外線での観測を行うため、ダストによる吸収効果が可視光よりも弱い。
バルジの星で年周視差精度が、
例えば25μ秒角より良い星の数（SJの観測領域内で）：
Gaia: ～70個、 SJ: ～7000個
固有運動精度が125μ秒角/年より良い星の数
Gaia: ～3800個程度、 SJ: ～67000個程度

さらに、短周期変動する天体現象（短周期の連星系、マイクロレンズ、系外惑星系など）
同一天体の観測頻度は、Gaiaは年に８回程度、
SJは、１００分程度に1回

小型JASMINE★Gaiaでは測定困難なパートを補完する観測が強く期待されている。

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中心核バルジ研究の科学的意義と波及効果*中心核バルジのグローバルな力学構造とその起源の解明＝＝＞(a)外側のバルジ（半径2kpc程度のバルジ全体構造をしめす）やバーの形成モデルに対する強い制限を与える。
＝＝＞外部バーの形成時期の決定（ユニークな方法かも）＝＝＞銀河系全体の構造や形成進化の解明：
バーやバルジ形成は、銀河系全体の形成の高感度な探針(b)母銀河（銀河系ディスク構造や外側のバルジ領域）から銀河系中心領域(半径が10pc程度 以内)へのガスの輸送機構(ガスの角運動量やエネルギーの損失機構)の解明＝＞中心にある巨大ブラックホールへのガス供給や中心部付近での星団や星形成の源の解明。

（１）巨大BHの“進化”とも関連（２）銀河系中心部の活動性の解明*巨大BHの質量を決める物理的パラメータを知る鍵＊中心核バルジ内での星団や星の起源解明とsecular evolution(定常的な進化）の実証＝＞ディスクからバルジ、 バルジから中心核バルジ内へのガスの流入のヒストリー*中心核バルジは、disk-likeバルジ（中心核ディスクに相当）、classicalバルジの顔をもつ可能性あり。
○バルジの多様性の解明＝＝＞銀河系のバルジの構造や形成は、3つのタイプ(classicalバルジ、B/Pバルジ、disk-likeバルジ)の顔をもつ可能性があり＝＞現時点では全く未解決
この複雑な様相は銀河系だけが特殊であるとは考えにくい。他の渦巻き銀河も同様であるのに遠方にあ16るため観測が困難でバルジの全容が観測されていないだけであるかもしれない。
＝＞銀河系は非常に良い“実験場”と言える。

参考：バルジのタイプについて〇古典的バルジ(classical bulge)＊楕円銀河とよく似た輝度分布を示す。
＊宇宙の初期に、銀河同士の衝突合体を起因として、ディスクとは別に、集中的な星の形成とガス降着、あるいは合体過程によっても発達したと考えられている〇Box/Peanutバルジ(疑似バルジの一種）＊バルジを横から眺めると、箱やピーナツの形状に似ている
天の川＝＞〇disk-like bulge（疑似バルジの一種）＊ディスクとよく似た輝度分布、形状を示す。

疑似バルジ

先に形成されたディスクから定常的に進化したと考えられている
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★小型JASMINEの科学目標の今後の拡張
小型JASMINE：7万個程度のバルジの星の運動情報＋地上の分光観測（視線速度、星のタイプ、年齢など）、
多色測光観測（星のタイプ、年齢など）によるフォローアップ
小型JASMINEが測定する星のタイプ、年齢などの情報が今後増えていくと、他のプロジェクトとのサイエンス連携、共同研究により、さらに科学目標が拡大できる見込み＊Gaiaの成果が上がってきており、世界的に位置天文データを用いるコミュニティが拡大してきており、また銀河系の力学構造の解析など様々な分野で解析ツールも進展してきている。
＝＞小型JASMINEへつながるものと期待できる
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＊副次的目的〇サーベイ領域：
公募(共同利用）サーベイ＝＞審査の上決定：
特定の対象天体 夏と冬に観測〇観測精度（目標）:
副次目的（公募サーベイ）＝＞特定天体方向（候補天体例：Cyg X-1)
＊精度は、各々の対象天体に対する科学目的による（10μ秒角クラスは達成見込み）

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★ 副次目的：銀河系中心方向以外（夏と冬の期間：公募観測）
銀河系内天体で、短時間変動現象を伴い近赤外線で明るく物理的に興味がある、いくつかの特定天体： 高エネルギー天体連星系、恒星が低質量な系外惑星系、活動恒星などに対象を特化し、これらの天体の物理的解明。
特定天体方向：夏と冬の一部に観測（観測方向に制限有り）＊共同利用の一環として、公募により、観測天体やその優先度を決定予定。
観測精度（目標）:

対象天体の科学目的に応じて10μas以上の相対位置精度、測光精度は相対精度で0.01mag以下

候補例〇X線連星系（CygX-1など）の軌道要素決定降着円盤やジェットの基礎的な物理に迫る〇ガンマ線連星系の軌道要素解析高密度星の正体判別、放射モデルへの強い制限*γCas: WD or NS=>1σ degree of confidence, HESS J0632: NS or BH (2σ)
有力候補天体：Cyg X-1:(l=71°, b=+3°)
周期5.6日(Gaiaでは観測不可能)
伴星: mv～9mag (小型JASMINEで検出可能) 、位置変化は、40～50μ秒角
小型JASMINEで測定可能。 測光精度は相対精度で0.01mag以下○位置天文学的マイクロレンズ効果を用いた野良ブラックホールの質量確定（野良ブラックホールが飛び込んだと思われる巨大分子雲の情報からレンズ効果を予測）〇系外惑星探査（位置天文法による検出）：特に主星が低質量星の場合。
褐色矮星まわりの惑星発見。
〇既知の系外惑星の軌道要素決定惑星の質量決定、
惑星形成モデルの制限など。
主星が低質量星(Ms<0.1Msun, V-H>7mag)の場合は、Gaiaより有利。３ヶ月〇恒星表面上での活動（黒点等）
間で惑星を検出可能。
活動恒星の物理的解明
褐色矮星周りの惑星が発見されればインパクト大〇星形成領域の3次元分布
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★観測手法・データ解析の概要
単位フレーム(7.1 秒間撮像した視野サイズの画像）:(A) 星像中心位置の推定
約3年間の運用期間（1年のうち、春と秋の約半年観測）（ほぼ同一視野の）単位フレーム約20枚=小フレーム小フレーム(視野サイズ）(B):16枚の小フレーム⇒大フレーム(地球半周回の約50分間）
画像歪み補正大フレーム(銀河系中心方向の観測領域全域）

大フレーム約8000枚(C):
系統誤差補正年周視差・固有運動導出
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★データ解析の原理
星の天球上での運動： らせん運動（年周楕円運動＋直線運動（固有運動））星の天球上での位置の時系列データから、年周楕円運動の長半径（年周視差）を推定。
小型JASMINEのミッション要求＝＞年周視差の精度が25マイクロ秒角程度以内
小型JASMINEの場合• 同じ星に対して約15～60万回の測定• 1回撮像精度（～4ミリ秒角）の200倍程度の高精度（20マイクロ秒角）での年周視差推定
多数回撮像：同じ星や同じ星同士のペアが検出器上の異なった場所で撮像される。

Self-calibration

統計誤差（ランダム成分）：1/√N則で減少
系統誤差＝＞“推定”：モデル化（ある関数形でfit）と推定残差（測定値と最適なモデル値との差：無相関）の減少（1/√N則）
モデル化残差（系統誤差）が残っていれば、それを検知し、モデルの改良星の相対位置関係とその運動について制限を課すことにより、推定（モデル化）可能：
年周期運動と直線運動以外の変動は、系統誤差成分＊短時間では(多くの）星の相対距離は“不変”と見なせる。
＊長時間変動は単独星の動きのモデル化（らせん運動）により同時に解析。

＊但し、星の運動と縮退する系統誤差成分は、星の運動が既知の観測データを用いて校正＊Gaia等の高精度測定データもキャリブレーションに使用。
○モデル化の具体例：多項式（主に光学歪みなどの大域的歪み）、フーリエ級数、ベイズ型スプライン回帰法＊ただし、系統誤差をover fittingしないように赤池情報量基準を適用するモデル関数の妥当性の判断に用いる。
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システムに工夫が必要＝＞熱構造安定、指向安定性など
モデルの単純化が必要

★ 小型JASMINEのミッション概要○小型JASMINEの仕様
主鏡口径：30cm、焦点距離： 3.9m
視野面積：0.6度×0.6度
アストロメトリ用検出器：HgCdTe（4k×4k)1個 H4RG(Teledyne社）
アストロメトリ用観測波長：Hw-band(1.1～1.7ミクロン）
衛星重量：約400kg(RCS込み）〇観測データは、天体の天球面上での位置および測光の時系列データ、およびそれを解析した、天体毎の年周視差、固有運動なども提供。
〇時系列データは、約50分間の連続撮像、その後約50分間の非観測時間、そして再度
約50分間の連続撮像データ。観測の総時間までそれが繰り返される。
〇観測期間：3年間程度〇軌道：太陽同期軌道（高度約550km以上)(tentative)23

★ キーとなる技術要素の技術実証実験
宇宙研の競争的資金である戦略的開発経費に毎年度採択され、試験、実験が進んでいる。
(1) 観測装置の熱変動実証
熱歪検証モデル： 我々が開発した熱膨張率が0±5x10-8/Kの超スーパーインバーに関して、長期寸法変化がスーパーインバーより1桁以上小
さい、0.01pp/年程度であることが分かった。この材料を用いた望遠鏡主構造のフルモデル(BBM相当）を設計、製作した。熱構造モデル(STM）
相当でもある。

(2) 熱環境

右：熱ひずみ検証モデルと三軸干渉計の設置状況
左：真空槽中の熱ひずみモデルの設置状況

常温の望遠鏡に極低温(170K)の赤外線検出器を振動無く設置する必要がある。そのために、堅牢で断熱された検出器BOXを開 右：望遠鏡主構造の発しているが、製作した検出器BOXBBMを熱構造モデル化して、フルモデル（BBM
振動試験を実施し、固有振動数などの構造特性を取得した。
相当）
また、望遠鏡主構造のBBMが完成すれば、熱真空試験が開始できるまでの試験準備ができた。

(3)光学系要素技術（迷光対策など）

植毛サンプルの散乱特性を実測し、それをもとにした迷光量計算を行い現在の計算精度では問題がないことを確認した。

(4) 赤外線検出器(H4RG)
放射線による感度の時間変動や障害の検討とその対策(5)システム検討
衛星全般の質量・電気等のリソース配分、通信の成立性、姿勢運用等全般にわたり行い、より精査が必要な部分を洗い出した。
また、試験検証計画を精査し、開発スケジュールをバス・ミッション間で整合させ、リスクの洗い出しを行った。

(6)データ解析手法の開発と目標精度達成の実証

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★JAXA宇宙研による審査段階

ISASプリプロジェクト候補選考審査＊小型JASMINEは、宇宙理学委員会によるMDR相当（旧式）の審査を通過(2017年５月）。ミッション意義、科学目標、データ解析の原理と手法、検証方法等＊その後、計画審査の分科会として、国際審査を受けた（2017.12.6-12.7に終了）。
有用なアドバイス、課題を頂き、次のフェーズで検討･開発を進めるようにと。
＊国際審査での課題の一部を解決し、次期フェーズへ進むのが妥当かどうかについてISASプリプロジェクト候補選考審査/計画審査を受け(2018.7-8）合格し、次のフェーズ(Pre Phase A2)に進むこととなった。 宇宙研に所内準備チームが立ち上がる
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★Small JASMINE international science review
Members of the review panel as appointed by the Director General of ISAS:
Andrea Bellini (Space Telescope Science Institute)=>HST/WFIRST, astrometry(GC)Frank Eisenhauer (MPE)=>GRAVITY(VLTI), research of the Galactic center
Masaki Fujimoto (ISAS JAXA)
Lennart Lindegren (Lund Observatory)=>Gaia
Xavier Luri (Univ. Barcelona)＝＞Gaia
Michael Perryman (Princeton)＝＞PI of Hipparcos
Timo Prusti (ESA-ESTEC)＝＞PI of Gaia
Michael Rich (UCLA)＝＞PI of BRAVA, research of the Galactic bulge(Observer)
Toru Yamada (ISAS JAXA)
Kazuhisa Mitsuda (ISAS JAXA: moderator)

Main conclusions and recommendations
The review committee is pleased to acknowledge that the SJ working group has
performed great concept studies of a mission whose scientific objectives are potentiallyunique and compelling for the era of middle 2020’s in the key science areas discussed
below. The error budgets of the observation and the ground analysis methods areextensively studied and no technical showstopper was found at this phase.
However, the panel recommends further extensive studies both in the scientificobjectives, and error budget analysis and experimentsin the next concept development phase.
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今後のスケジュール案
2019

2020

2021

2022

2023

2024

2025

2028

2026

<ミッション定義段階> <概念設計> <基本設計><詳細設計> <FM製作・試験> <打ち上げ・運用>

BBM設計・
製作・試験

EM設計・製作・試験

打ち上げ

CDR

PDR

SRR
SDR

MDR

プリプロジェクト候補選定審査

国際審査

カタログ公開データ解析

FM設計・製作・試験

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★コミュニティの検討状況○国内
光赤外線天文学連合（光赤天連）からのサポート
光赤天連では、2014年度から2015年度にかけて、コミュニティの総力をあげて、2020年代の将来計画に関する報告書を作成した。
その中で小型JASMINEに関して検討された結果は、以下の通りである。
「2020年代前半に於いてSPICAに直結する技術課題に取り組み、また天文衛星観測に経験を積んだ人材の育成とコミュニティによるスペースミッションを用いた科学的成果の継続的創出を図るため、公募型小型計画の実現を重視し、SPICAの推進と同時に希求する。また将来公募型小型計画の推進チームの一部がSPICA計画に合流することを期待する。
公募型小型計画としてこれまで光赤天連は、小型JASMINE計画に対して高い評価を与え支援してきたが、2014年2月の小型計画の公募では、最終候補に残ることはできなかった。
しかしながら、小型JASMINEは、「バリオン宇宙の多様性」というトップレベル課題の重要要素の一つである「巨大ブラックホールの形成進化」の解明を天の川銀河の中心核バルジの精密動力学的解析を通じて目指すミッションであり、我々光赤天連コミュニティが支援を続けるに相応しいミッションに変わりがなく、引き続き推進していく。」

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★世界のコミュニティからの国際協力とサポート（１）海外からの推薦、小型JASMINEへの参加表明*IAU Commission A1のpresidentから正式な推薦*Gaiaのデータ解析チームからの参加(i) アストロメトリデータ解析：ハイデルベルグ大学とドレスデン大学から
小型JASMINEへの参加意思表明の正式レターを受け取っている。
(ii) Photometryデータ解析：バルセロナ大学から参加表明（2）Gaiaとの密な協力体制
Gaia-JASMINE joint meetingの公開開催（2016.12.6～9)@国立天文台三鷹キャンパス
http://www.jasmine-galaxy.org/meetings/gaia-jasmine.html（3）将来の国際的な計画への橋渡し*Theia（可視光単一望遠鏡：フランス国立宇宙研究センター（ＣＮEＳ）へ申請予定）との協力。Theiaとはサイエンスとデータ解析等に関する協力でMOUを締結した。
＊GaiaNIR（大型赤外線位置天文観測衛星）の計画提案メンバーとして協力。
小型JASMINEが先駆けとなり、日本も貢献していく。

（4）中心核バルジ、巨大BH研究での国際的位置付け*バルジ星の視線速度と元素組成観測：APOGEE-2計画（プロジェクト）
サイエンス連携に関して、小型JASMINEとAPOGEE-2, SDSS-IVとでMOUを締結。
*WFIRSTのmicrolensing fieldにおける（高精度が可能ならば）位置天文観測と相補的、連携29

★最近の動き○国立天文台ＪＡＳＭＩＮＥ検討室の増員2名：
三好真氏（電波天文分野との協力拡張など）
辰巳大輔氏（データ解析ソフト、装置開発）○ＪＡＳＭＩＮＥチームのProject Scientist：
河田大介氏(MSSL, UCL. 10月より教授）
国際的なサイエンスコミュニティの拡大、ヨーロッパとの連携協力推進等○ＪＡＳＭＩＮＥチームの宇宙研メンバー選定については、宇宙研宇宙物理学
研究系主幹の山田 亨氏のサポートのもと調整中○国立天文台においては、台長、執行部との定期的な連絡会を行っていただくことになり、様々なご示唆を頂いている。
○ヨーロッパや米国とデータ解析以外にも検出器、通信関係での国際協力を打診中。
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今後もよろしく御願いします
Jasmine31