大型中型将来計画の意志表明書一覧
番号

申請者

計画規模

計画名(略称)計画タイトル

1

杉山直

大型

SKA1

Square Kilometre Array Phase 1 (SKA1)

2

清水敏文

大型

Solar-C(EUVST)

高感度太陽紫外線分光観測衛星Solar-C(EUVST）

3

身内賢太朗

中型B

NEWAGE/GYGNUS ガス飛跡検出器による暗黒物質の正体解明

4

井上邦雄

大型

カムランド２

極低放射能環境でのニュートリノ研究

5

高田淳史

中型B

SMILE-3

Sub-MeV/MeV gamma-ray Imaging Loaded-on-balloon Experiments 3

6

郷田直輝

大型

JASMINE

小型JASMINE（赤外線位置天文観測衛星）

7

山下雅樹

中型B

DARWIN

50トン級液体キセノン宇宙暗黒物質直接探索計画

中型A

ATT10

「南極10mテラヘルツ望遠鏡(ATT10)」計画

8

久野成夫
中井直正

広帯域Ｘ線高感度撮像分光衛星 FORCE (Focusing On Relativistic universe

9

森浩二

大型

FORCE

10

吉田 滋

大型

IceCube-Gen2

IceCube Gen2 国際ニュートリノ天文台

11

手嶋政廣

大型

CTA

CTA国際宇宙ガンマ線天文台

12

松浦周二

大型

IPST

惑星間宇宙望遠鏡 (Inter-Planetary Space Telescope - IPST)

13

田村元秀

大型

HabEx

Habitable Exoplanet Observatory (HabEx、ハベックス)

14

松本浩典

大型

Athena

15

岩井一正

中型B

次世代太陽風

次世代太陽風観測装置

16

左近 樹

大型

Origins

Origins Space Telescope の科学推進と中間赤外観測装置(MISC)開発の分担

17

瀧田正人

中型B

Mega ALPACA（仮）Mega ALPACA : 南天 における P eV 領域ガンマ線 広視野連続観測

18

米徳大輔

大型

HiZ-GUNDAM

ガンマ線バーストを用いた初期宇宙・極限時空探査計画 HiZ-GUNDAM

19

住貴宏

大型

Roman

Roman 近赤外広視野サーベイ宇宙望遠鏡への参加

20

住貴宏

大型

LUVOIR

NASA 大型紫外可視近赤外線宇宙望遠鏡LUVOIRへの参加

21

小高裕和

中型B

GRAMS

Gamma-Ray and AntiMatter Survey (GRAMS) 計画

22

常定芳基

中型B

UHECR-TA2

最高エネルギー宇宙線の起源解明のための大型地上空気シャワー観測

23

臼田知史

大型

TMT

30ｍ光学赤外線望遠鏡計画TMT

24

勝川行雄

中型B

ngGONG

太陽観測次世代国際ネットワーク計画ngGONG への参画

25

成影典之

大型

PhoENiX

太陽X 線ガンマ線観測衛星 PhoENiX

26

羽澄昌史

大型

LiteBIRD

27

浅井歩

中型B

28

滝澤慶之

中型B

POEMMA

29

土屋史紀

大型

LAPYUTA

大口径太陽望遠鏡焦点
面装置

and Cosmic Evolution)

大型国際X 線天文台 Athena (Advanced Telescope for High ENergy
Astrophysics) への日本の参加

LiteBIRD ― 熱いビッグバン以前の宇宙を探索する宇宙マイクロ波背景放射偏光
観測衛星
大口径太陽望遠鏡に搭載する赤外線偏光分光撮像装置
POEMMA (Probe Of Extreme Multi-Messenger Astrophysics)
惑星科学、生命圏科学、および天文学に向けた紫外線宇宙望遠鏡計画Lifeenvironmentology, Astronomy, and PlanetarY Ultraviolet Telescope
Assembly (LAPYUTA)
GREX-PLUS (Galaxy Reionization EXplorer and PLanetary Universe

30

井上昭雄

大型

GREX-PLUS

31

河野孝太郎

大型

LST

大型サブミリ波望遠鏡LST

32

百瀬宗武

大型

ngVLA

次世代大型電波干渉計 ngVLA

33

安東正樹

大型

B-DECIGO

宇宙重力波望遠鏡 B-DECIGO

34

和泉 究

中型B

LISA

宇宙重力波干渉計LISA への参加

Spectrometer)

SKA1

1. 計画タイトル
Square Kilometre Array Phase 1 (SKA1)
2. 問い合わせ先
杉⼭直、名古屋⼤学、naoshi@nagoya-u.jp
3. 想定される提案者（計画遂⾏の責任を担う⼤学・機関・部局の⻑等）
⾃然科学研究機構・国⽴天⽂台
4. 計画規模：⼤型・中型 A・中型 B
⼤型
5. マスタープラン 2017, 2020 への採否状況
2017 は未申請。2020 は採択、重点⼤型研究計画ヒアリング対象計画。
6. 実施時期
2021 年 7 ⽉から建設開始。部分運⽤は 2025 年頃、完成は 2029 年頃。完成後は 40 年以上の運⽤を想定。⽇本の参加が遅れると国際計画に影響が出るだけでなく、技術貢献の機会を逃し科学成果を逸する緊急性がある。
7. 必要経費および予算プロファイル
総予算は 2021 年から 2030 年までの建設期に$1.98B€。その後運⽤期は毎年100M€程度。⽇本は総予算の 2%前後の貢献を⽬標とし、2021 年から 2030
年では、望遠鏡建設費として約 40 億円、望遠鏡運⽤費に毎年約 3 億円、地域センターなどの国内経費に毎年約 1 億円。
8. 計画の概要(200-500 字程度で簡潔にお願いします)
SKA1 は豪州に観測周波数 50-350 MHz を網羅する開⼝アンテナ 13 万基と南アに 0.35-15 GHz を網羅するパラボラ鏡 197 台を建設する国際計画である。アレイ範囲は 150km に達する。データは信号処理施設に光伝送されビーム合成等をされた後に、科学データ処理施設にて電波画像等に解析され、世界各地の地域センターを経てユーザーに届けられる。広視野、⾼画像品質に加えて、連続波・輝線・パルサー捜索・VLBI の同時観測能⼒から、特筆したサーベイ能⼒を持つ。この性能で、宇宙再電離から現在までの⽔素史や銀河形成史の解明、パルサー精密観測による重⼒理論の検証、星・惑星とその形成領域のミリ波では⾒えない世界の探査、広域深サーベイによる宇宙論の超精密化と宇宙磁場の 3 次元構造の解明、そして突発現象の徹底究明を⽬指す。SKA1 は建設が決定している唯⼀の⼤型電波計画。
9. 学術的意義、当該分野・社会等での位置づけ
SKA1 は 1 GHz 以下の周波数で世界唯⼀の⼤型望遠鏡として多波⻑天⽂学の重要な⼀⾓を担う。宇宙再電離期の原⼦ガス層の情報は、星(TMT)・分⼦ガス(ALMA)の情報と相補的であり、超⾼遠⽅(z>20)ではほぼ唯⼀の⼿段。

SKA1

銀河広域探査では Subaru と⾼い親和性。超新星残骸、銀河団、コンパクト天体の⾮熱的な側⾯を徹底究明し、XRISM や CTA と強い相補性を持つ。
SKA1 で⾒つかった分⼦雲や原始惑星系円盤を ALMA で細かく深く⾒るという連携を⽣む。Global VLBI の中核を担い、感度の⼤幅向上に寄与する。
⽇本は、理論研究に強みを持つ宇宙再電離・宇宙論・宇宙磁場の研究、ALMAと相補的な天の川銀河・星間物質・星惑星の研究、そして国内望遠鏡と連携した活動銀河核や突発天体の研究で独⾃性を⾒出す。多岐にわたる科学⽬標
から、⽇本の多彩な天⽂学を⽀えていく研究施設となる。国際協⼒や過疎地への建設を通じて、近代的エネルギーへのアクセス、産業と技術⾰新の基盤、パートナーシップといった 5 項⽬の社会問題(SDGs)の解決に貢献する。
10. 実施内容（実施機関・体制（国際協⼒等を含む）、共同利⽤体制）
SKA 条約に基づいて、政府間機構 SKA 天⽂台が実施し、SKA 評議会が統治する。建設地として中核をなす英国・南ア・豪州を始めとする世界 16 カ国
が SKA 評議会に参加あるいは参加準備中。観測時間の約 7 割を⼤規模提案に、約 3 割を個別提案に割り当て、いずれも参加国の出資割合に⽐例して所属する研究者に配分される⾒込み。⼤規模提案の共同利⽤体制は SKA 先⾏機で試⾏中、個別提案の共同利⽤体制はピアレビュー、評議会下の時間割当委員会の審査を経て、SKA 天⽂台⻑が決定する。観測の 1-2 年後にデータは公開予定。観測運⽤は SKA 天⽂台が⾏う。
11. 現在までの準備状況（建設の準備）稼働中の SKA 先⾏機の経験が SKA1 の設計および運⽤の計画に反映されている。SKA1 の建設に対して地元住⺠や⾃治体の理解は得られている。SKA 評議会は建設計画書と保守運⽤計画書を承認済み。建設の役
割分担と予算の負担割合は約 9 割が固まる。予算の不⾜分は追加の参加国を⾒込むが、不⾜時のリスク回避策も⽴案中。⽇本は SKA 条約の批准を必要としない連携国としての参加で調整中。評議会での議決権がないが、各種委員会には参加し意思決定に関与する⾒込み。
（国内の準備）⽇本では⽇本 SKA 協会と VLBI 懇談会が科学・技術の検討を進める。総額４億円近い競争的資⾦を獲得し、160 名を超える⼤学院⽣を排出する。2015 年と 2020 年に⽇本版 SKA 科学⽩書を出版。実施予定機関の国⽴天⽂台は前⾝の SKA 理事会に 2011 年からオブサーバを派遣し、⼤学⽀援経費の資⾦援助を通じて海外調査を進めてきた。2019 年度より⽔沢
VLBI 観測所に SKA1 検討グループが設置され、参加計画案を策定中。グループは 2021 年秋にプロジェクト申請を予定。⽇本は Assembly, Integration,
and Verification (AIV)を中⼼に VLBI でも国際貢献を進め、さらにソフトウ
ェア、⾼周波受信機、そして SKA 地域センターへの貢献を準備中。

⾼感度太陽紫外線分光観測衛星 Solar-C(EUVST）

1. 計画タイトル：
⾼感度太陽紫外線分光観測衛星 Solar-C(EUVST）
2. 問い合わせ先：
清⽔敏⽂、JAXA 宇宙科学研究所、shimizu.toshifumi@isas.jaxa.jp
3. 想定される提案者：JAXA 宇宙科学研究所⻑, または連携会員(浅井,今⽥)
4. 計画規模：⼤型
5. マスタープラン 2017、2020 への採否状況：
マスタープラン 2020 では学術⼤型研究計画（区分 I）として採択された。また 2017 では、本計画の前⾝である SOLAR-C が同様に採択された。
6. 実施時期
2019−2021：計画定義・決定期間
2022−2026：衛星開発期間
2026：射場試験・打ち上げ
2027−2028：ノミナル観測運⽤
2029 以後：後期運⽤（運⽤延⻑審査により認められた場合）
7. 必要経費および予算プロファイル
必要経費は総額 179 億円(予備費含む)。内訳は、建設費 171 億円 (衛星シス
テム開発 81 億円(予備費含む)、EUVST 望遠鏡開発 46 億円、射場試験・初期運⽤・地上設備開発 7 億円、ロケット調達 37 億円)、運営費(ノミナル観測運⽤等) 8 億円。この⽇本⽀出の他に、分光器を分担製作する⽶国および欧州各国が合わせて 6500 万⽶ドルを負担する予定である。
8. 計画の概要
宇宙にいかに⾼温プラズマが作られ、太陽がどのように地球や惑星に影響を及ぼしているのかという命題を探求するため、この衛星計画は、太陽表⾯から太陽コロナ・惑星間空間までのエネルギーと質量の輸送を理解し、宇宙プ
ラズマ中で普遍的に起きている基礎物理過程を検証する。太陽の磁気活動
は、基本となる微細な構造間で受け渡される磁気エネルギーを源泉とし、彩層やコロナという⾼温の⼤気を形成し、太陽⾯の⼤規模爆発現象から惑星間空間を乱す擾乱を⽣み出すと考えられている。これらの成因を理解するた
め、基本となる磁気構造を広範な温度領域で追跡し、それらの運動や相互作⽤を通して、磁気エネルギーの輸送過程や散逸過程を定量化することを⽬的としている。観測装置として極端紫外線域の⾼分散撮像分光器を⽤い、太陽を⻑時間観測できる太陽同期極軌道から、太陽⼤気の彩層から太陽コロナに到る温度領域を隙間なく観測する。太陽⼤気全体に亘り、プラズマのダイナ
ミックな現象に追随するため、観測装置は以前に⾶翔のものに較べておよそ⾼感度太陽紫外線分光観測衛星 Solar-C(EUVST）

１桁以上の性能（空間・時間分解能、波⻑範囲）向上を⾒込む。本計画は、「ひのとり」「ようこう」「ひので」に続く我が国 4 番⽬の太陽観測衛星であり、イプシロン S ロケットで打ち上げる公募型⼩型衛星 4 号機として 2020
年代の半ばに⾶翔する計画である。⽇本の太陽研究者コミュニティが第⼀優
先で取り組む計画であり、⽶国・欧州からの参加を得て実現する国際プロジ
ェクトである。
9. 学術的意義、当該分野・社会等での位置づけ
太陽プラズマを通じて宇宙で起きる物理現象の理解にとって重要な基礎物理
過程の知⾒を得る。地球環境・社会インフラに直接影響を与える太陽からの⼤規模噴出や太陽⾵の起源と動⼒学に関する知⾒を⼤きく発展させる。太陽の活動が実社会に与える影響は⼤きい。本計画は単に知的な好奇⼼に基づく価値に留まらず、⾼度化した社会的基盤の安全性確保にとって必要な学術的知⾒を得る。⾼精度観測技術は⼩型衛星の⾼度化にも貢献する。
10. 実施内容
本計画は⽇本が主導し、⽶国と欧州各国から参加を得て実施する。国内は、JAXA (宇宙科学研究所)と国⽴天⽂台が中核となり、衛星および観測望遠鏡
EUVST を開発する。JAXA（宇宙科学研究所）が本計画の全般を統括して推進し、国⽴天⽂台は、EUVST 望遠鏡部の開発を主導、また衛星システムや海外が主導する分光器の開発にも貢献する。⾶翔後の衛星科学運⽤は宇宙科学研究所において、国⽴天⽂台や全国の⼤学研究者の協⼒を得て実施される。データの較正や解析環境を全世界に向けて提供するサイエンスセンター
を名古屋⼤学宇宙地球環境研究所が運営する。京都⼤学理学研究科附属天⽂台は、EUVST と協働して⾏う国内外の地上観測をコーディネートし、また、観測データを解釈する上で重要となる数値計算の連携を主導する。
11. 現在までの準備状況
本計画は宇宙科学研究所の宇宙理学委員会のもとで組織された「SOLAR-C
ワーキンググループ」が主体となって概念検討や開発研究を進め、2018 年 7⽉に公募型⼩型衛星#3/#4 の候補に選ばれた。2019 年度から「ミッション定
義段階（Pre phase A2）」の活動を実施し、2020 年 1-2 ⽉に実施されたプリプロジェクト候補ダウンセレクション前審査の結果に基づき、宇宙科学研究所は 2020 年 4 ⽉に本計画を公募型⼩型 4 号機として選定した。2022 年度から衛星開発に着⼿すべく調整・準備を進めている。国際協⼒に関しては、NASA が Phase A 検討結果に基づき 2020 年 12 ⽉に本計画に参加することを決定した。また、欧州諸国の宇宙機関による参加表明や興味表明に引き続き、ESA も欧州としての参加に向けた調整を加速させている。国⽴天⽂台
は、2020 年から EUVST の開発に特化した「SOLAR-C プロジェクト」を改めて組織し、実験開発設備の提供を含め、責任機関として本計画の推進準備を進めている。

(NEWAGE/GYGNUS)
1. ガス飛跡検出器による暗黒物質の正体解明
2. 問い合わせ先：神戸大学大学院理学研究科・准教授・身内賢太朗・
miuchi@phys.sci.kobe-u.ac.jp
3. 想定される提案者（計画遂行の責任を担う大学・機関・部局の長等）
中型 B 選択のため、該当なし
4. 計画規模：大型・中型 A・中型 B（どれかひとつを選択してください）
5. マスタープラン 2017, 2020 への採否状況
提案なし
6. 実施時期
フェーズ 1 (2021-2026) 1m3 検出器（NEWAGE/GYGNUS）による研究
フェーズ 2 (2026-2031) 10m3 検出器（CYGNUS）による研究
7. 必要経費および予算プロファイル
総経費 20 億円
フェーズ 1: 検出器製作 2 億円 運転経費 0.5 億円/年
フェーズ 2: 検出器製作 10 億円 運転経費 1 億円/年
8. 計画の概要
暗黒物質の正体解明は、現在の素粒子・宇宙物理にまたがる大きな問題である。いくつかの手法によって暗黒物質探索が進められているが、この中でも通常の物質との反応を探る「直接」探索は、我々近傍の暗黒物質を探り、その正体解明に大きく貢献すると言われている。直接探索の中でも、方向に感度を持つ手法は、暗黒物質検出の明確な信号を得られ、その性質解明にも役立つ。身内はこれまで「NEWAGE」実験を主導、当該分野をリードしてきた。数年前から、国際協力のフレームワーク「CYGNUS」の議論がすすめられている。本計画はこうした研究成果及び準備の発展として、大型ガス飛跡検出器を神岡地下に設置、方向に感度を持つ暗黒物質直接探索を行う。まずはフェーズ 1 として、NEWAGE 検出器を CYGNUS フ
レームワークの一環をして稼働させ、方向に感度を持つ暗黒物質探索を進める。並行して CYGNUS を国際共同実験として確立、フェーズ 2 として10m3 検出器を用いた観測を進める。
9. 学術的意義、当該分野・社会等での位置づけ
暗黒物質は、素粒子物理、宇宙物理などにまたがる大きな問題で、科学的な注目はもちろん、社会的にも注目されている。
本提案は、方向に感度を持つ手法で暗黒物質の直接探索実験を行い、暗黒物質の発見および性質解明を目的とする。本提案は宇宙線研究者会議（CRC）での議論を踏まえた提案である。

(NEWAGE/GYGNUS)
10. 実施内容
本計画は神戸大学を中心として、国内・海外の研究期間と協力して推進する。
国内の研究機関との協力 地下実験（東京大学宇宙線研究所）、MPGD 開発（京都大学）、低 BG 関連の R&D（東北大学、日本大学、東京理科大）、回路開発（KEK）
海外の研究機関との協力 CYGNUS steering committee(シェフィールド大学 Gran Sasso Science Institute ハワイ大 オーストラリア国立大学)
11. 現在までの準備状況
ガス検出器を用いた方向に感度を持つ暗黒物質直接探索実験は、2004 年に身内が提案論文を発表して以来[1]、NEWAGE 実験として、国内グループ
で当該分野をリードしてきた[2]。2007 年より、国際会議 CYGNUS が隔年で開催され、国際協力の議論が行われてきた。身内は CYGNUS の国際協力準備グループの 5 名の steering committee メンバーとして、観測器を世界に数ヶ所設置して観測するという”multi-site observatory” を提案するなど、議論をリードしてきた[3,4]。2020 年には、CYGNUS
としての感度見積もり論文を公表、図 1 に示す様に 10m3 から順次大型化してゆくという方針を示した。これまで、NEWAGE として制限を更新してくるとともに、国内のグループと協力して、低バッ
クグランド検出器の開発、回路開
発、TPC 要素技術の開発など、
図 1 CYGNUS 検出器での探索感度
CYGUNS を牽引してゆく準備が整の一例[4]。
っている。
[1] Physics Letters B 578 (2004) 241[2] PTEP (2020) ptaa147[3] K.Miuchi et.al. “CYGNUS” 2020 J. Phys.: Conf. Ser. 1468 012044[4] S.Varsen et.al. arXiv 2008.12587

カムランド 2

1. 計画タイトル

極低放射能環境でのニュートリノ研究

2. 問い合わせ先

井上邦雄、東北⼤学 RCNS、inoue@awa.tohoku.ac.jp

3. 想定される提案者（計画遂⾏の責任を担う⼤学・機関・部局の⻑等）
東北⼤学ニュートリノ科学研究センター⻑
4. 計画規模：⼤型・中型 A・中型 B
5. マスタープラン 2017, 2020 への採否状況
6. 実施時期

いずれにも採択-2024：準備期間、2025-2026:建設期間、2027-2036…:観測

7. 必要経費および予算プロファイル○準備期間(-2024 年)23 億円（濃縮キセノン 200kg 4 億円、高量子効率 PMT 5 億円、
高性能電子回路 3 億円、クリーンルーム整備 3 億円、純空気製造装置 1 億円、純化
装置高度化 5 億円、集光ミラー 1 億円、バルーン 1 億円）○建設期間(2025-26 年)17 億円（工事 1 億円、高量子効率 PMT 5 億円、高光収率液体
シンチレータ 11 億円）○観測期間(2027-2036)人件費、運転経費等 3.8 億円(内自己資金 3 億円、国外 0.3 億円)×10 年
●建設費合計 40 億円（内国外 4 億円）、運転経費 3.8 億円（内国外 0.3 億円）×10 年

8. 計画の概要
カムランド実験は、MeV 領域でのニュートリノ観測や稀な現象の研究で世界屈指の性能を誇り、現在はニュートリノを伴わない二重ベータ崩壊（0ν2β）の探索や自身が開拓したニュートリノ地球科学で分野の中核として世界をリードしている。しかし20 年に及ぶ運転で光センサーの劣化が顕著となり、これらの分野を継続的に発展させ
るには装置の改修が不可欠である。そこで、カムランドのエネルギー分解能を大幅に高める刷新をすることで、0ν2β探索においてニュートリノ質量の逆階層構造をカバーする 20meV まで感度を高め、複数の理論予測も検証する。さらに、地球ニュートリ
ノ観測における U・Th 系列分離能を高め、原子炉ニュートリノが少ない特別な状況や大陸プレートの端に位置する地理的特徴を生かした地球ニュートリノ観測で、地球の形成・ダイナミクスの理解を深めるニュートリノ地球科学を強力に推進する。汎用性を意識した高性能化や、極低放射能環境の拡充・共同利用化で、地下宇宙素粒子研究
分野の発展に広く寄与する。

9. 学術的意義、当該分野・社会等での位置づけ
ニュートリノ質量の発見により、ニュートリノのマヨラナ性の検証が重要課題となっている。現在唯一現実的な検証方法が 0ν2βの探索であり、0ν2βの発見は「宇宙物質優勢の謎」、「軽いニュートリノ質量の謎」の解明につながると考えられている。
多数の 0ν2β探索実験の中、極低放射能を実現したニュートリノ観測装置カムランドを活用したカムランド禅実験は、常に世界をリードし着実に探索感度を高めてきており、極低放射能環境での宇宙素粒子研究の中核として機能している。本高感度化は複数の理論モデルをカバーし、逆階層領域を初めてカバーすることで本質的な研究の進カムランド 2

展をもたらす。
また、カムランドは「ニュートリノ地球科学」の開拓に加え分野の中心として唯一稼働を続けており、最も確実かつ着実な観測として継続的な発展が期待されている。
地球ニュートリノ観測時にバックグラウンドとなる原子炉ニュートリノは、国内の原子炉の大半が停止していることで小さく抑えられており、地球ニュートリノ観測精度
はモデル精度を凌駕するレベルに達している。また、海外の原子炉ニュートリノを観測する超長基線ニュートリノ振動研究も可能である。本計画での高エネルギー分解能
化では、地球内部の組成比などのさらに踏み込んだ研究展開が可能になる。
さらに天体のマルチメッセンジャー観測の重要性の観点では、ICECUBE やハイパー
カミオカンデの観測を補う低エネルギーのニュートリノ観測を得意としており、近傍
超新星前兆ニュートリノ観測を可能にするなど、ニュートリノにおける多波長観測体
制としても継続的な運転は不可欠である。
また、2027 年のハイパーカミオカンデ稼働後は、より深く低放射能環境である現行
神岡地下空間の中核大型実験をカムランドが引き継ぐこととなり、そのアクティビテ
ィの継続は、その他の萌芽的研究や小型実験の活動環境保持にも直結する。コンソー
シアム構築などによって地下宇宙素粒子研究分野を幅広く発展させることができる。

10. 実施内容
高量子効率 PMT、集光ミラー、高光収率液体シンチレータ、高性能電子回路を導入し、約５倍の光収集量による高エネルギー分解能・高バックグラウンド識別能力を獲得する（カムランド２）。これにより、0ν2β探索のみならず特徴的なエネルギース
ペクトルを持った地球ニュートリノの観測精度も大幅に向上させる。また、スーパー
クリーン環境整備、上部導入口の拡大、吊り下げ機構設置、外水槽の機器設置スペー
ス構築などの汎用化によって、多様な極低放射能宇宙素粒子研究に対応し、コミュニ
ティ全体の発展に貢献する。
本計画は東北大学ニュートリノ科学研究センターが中核機関となり、日米を中心とした国際協働で推進する。これまでも、新学術領域「地下素核」「地下宇宙」、大阪大
学核物理研究センターとの連携協定、東京大学宇宙線研究所との連携協定などを通して、カムランド付帯の地下空間やカムランド自身を共同利用に活用してきており、共同利用での十分な活動実績を有する。

11. 現在までの準備状況
カムランドは 2002 年以降観測を継続しており、国際共同研究体制は整い、地下空間や筐体、蒸留装置や純水装置などの流用できる設備が既に整っている。高エネルギ
ー分解能化のための技術開発は完了しており、一部先取りして、新型の高性能電子回路のプロトタイプを製作し性能テストも進めている。また、共同利用を想定した地下クリーンルーム構築のための地下空間の整備も開始した。CRC での「最優先で推進すべき計画」として認められているほか、マスタープラン 2014,2017,2020 にも継続的に採択されており、予算が確保できしだい本格的に計画を進めることができる。

SMILE-3
1. 計画タイトル
Sub-MeV/MeV gamma-ray Imaging Loaded-on-balloon Experiments 3
2. 問い合わせ先
高田 淳史 (京都大学)

takada@cr.scphys.kyoto-u.ac.jp

3. 想定される提案者
京都大学大学院 理学研究科
4. 計画規模：

中型 B

5. マスタープラン 2017, 2020 への採否状況
提案していない
6. 実施時期
FY2021
FY2024

準備開始予定 (フライトモデル開発・環境試験)
観測開始予定 (数年に一度の頻度で気球実験での観測を実施)

7. 必要経費および予算プロファイル
準備～1 回目フライト
300 百万円
2 回目以降のフライト
数億円/フライト8. 計画の概要
有効面積 10～20 cm2・空間分解能 約 5～10 度の電子飛跡型コンプトン
望遠鏡 (electron-tracking Compton camera: ETCC)を米国 NASA が提供する長時間気球に搭載する実験を複数回実施し、0.2～10 MeV の帯域において天空を広く深く探査、系内・系外拡散ガンマ線や電子陽電子対消滅線・
26
Al の詳細なスペクトルや空間分布を得て、系内・系外拡散ガンマ線の起源を特定し、暗黒物質の存在や銀河系内における元素合成・循環について明らかにすると共に未発見天体の探索も行い、20 年以上停滞している
MeV ガンマ線天文学の大きな進展を図る。
9. 学術的意義、当該分野・社会等での位置づけ
0.1~100 MeV にかけての MeV ガンマ線領域は、超新星爆発や中性子星合体に伴う元素合成・ガンマ線バーストや活動銀河核における粒子加速・
宇宙線加速現場の探索・暗黒物質の間接探査等、多様な宇宙物理現象の解明へのプローブとして期待されている。特に放射性同位体の核ガンマ線や励起原子核からの脱励起線といった寿命を持つライン放射は他波長には無いユニークな情報であり、マルチメッセンジャー天文学の重要性が増している現在、特徴的な役割を担うことが期待されている。一方で、天文学に必須なイメージング分光の困難さから 2000 年に観測を終えた COMPTEL
以降 MeV ガンマ線観測は停滞しており、低雑音・高空間分解能な観測が早急に求められている。本研究は、MeV ガンマ線の観測困難さを原理的に解決した ETCC による広域観測であり、天文・物理の両面から大きく期待されている計画である。

SMILE-3
10. 実施内容[総括・飛跡検出器]高田, 谷森 (京都大学)； [シンチレータ] 黒澤 (東北大学)； [データ収集系]中森 (山形大学), 櫛田 (東海大学), [アンタイカウ
ンタ]澤野 (金沢大学)； [熱・電源設計]水村 (ISAS/JAXA)； [データ通信]濱口, Hunter (GSFC/NASA)； [理論研究]郡 (KEK)
11. 現在までの準備状況
ETCC はコンプトン散乱を利用して入射ガンマ線の運動量を得る検出器であり、散乱で生じた反跳電子の飛跡とエネルギーを測定するガス飛跡検出器と、散乱ガンマ線を捉える位置感度型シンチレーション検出器から構成される。従来の観測器では測定不能であった低エネルギー電子の詳細な飛跡が得られることで、光子毎の到来方向を一意かつ高精度に得られるだけでなく、反跳粒子のエネルギー損失率やコンプトン散乱運動学テストという雑音事象を強力に排除する能力を持つ。この為、低雑音・高空間分解能の観測が実現される。京都大学では 2002 年から ETCC の開発を進めており、原理実証機での MeV ガンマ線イメージング分光の検証だけでな
く、陽子線ビームによる強い放射場中でのガンマ線観測や放射光を用いた偏光測定も実施、ETCC の持つ測定能力は検証済である(Tanimori+17,
Komura+17)。
ETCC での天体観測実証実験としては、2006 年(SMILE-I)及び 2018 年(SMILE-2+)に気球実験を実施している。SMILE-2+では高度 38 km 以上
での約 1 日の観測から、銀河中心領域を有意度 10σ、かに星雲を 4σ で検出し、他観測と矛盾しないスペクトルを得た。特に銀河中心領域は、その仰角の時間変化に合わせて光度曲線が増減しており、ETCC のもたらす雑音除去能力の高さを示している。また従来型の MeV ガンマ線観測器は雑音量の見積もりが困難である為、地上較正実験から予測される検出感度を
宇宙環境下で実現できた例は存在しないが、SMILE-2+が実現した検出感
度は MeV ガンマ線背景放射と大気ガンマ線の 2 つのみが雑音であった場合の予想感度とほぼ一致し、ガンマ線以外の雑音をおおよそ完全に除去できた事が示された。即ち、ETCC は MeV ガンマ線領域の検出感度を設計できる、初めての望遠鏡と言える(Tanimori+20)。
本計画の ETCC では、SMILE-2+の ETCC から有効面積の拡大・空間/
エネルギー分解能の向上を行う。この目的の為、飛跡検出器の電極構造の改良・ガスの最適化・光読み出し回路の改良を既に進めており、フライトモデル開発へ向けた準備ができている状態にある。また、米国 NASA とも2020 年度から長時間気球実験について協議を開始し、打ち上げに向けた準備を始めている。
・T. Tanimori+, Scientific Reports, 7 (2017), 41511
・S. Komura+, Astrophysical Journal, 839 (2017), 41
・T.Tanimori+, Journal of Physics: Conference Series 1468 (2020), 12046

JASMINE
1. 計画タイトル：型 JASMINE

外線位置天文観測2. 問い合わせ先： 田、：国ト、e-mail: naoteru.gouda@nao.ac.jp
3. 想定される提案者

計画

行の

天文

を担う大学・機星

JASMINE プロジ・クの長等 ：未定

4. 計画規模：大型
5. マスタープラン 2017, 2020 への採否状況
マスタープラン 2020 での学術大型研究計画

分に採6. 実施時期(2021 年 4 時 の予定) 2021 年度～2027 年度：設計、開発 2028 年：
打ち上げ、2028 年度～2031 年度：科学運用、2028 年度～2033 年度：データ解 、2033 年度：最終カタログ 開
7. 必要経費および予算プロファイル
JAXA 宇宙科学研究
以降、宇宙研 の経費等による開発準備費用億円以上 、宇宙研のプロジ クト経費による、開発・打上げ・運用の費用 150 億円 度 。
8. 計画の概要
JASMINE の大目的は、位置天文観測であり、 星の天球面上での動きを正に測定することで、年や 有運動 位置天文 ラメータ 等の星の 本情報を提供することにある。精度の高い測定を行うために、大気ら のを けない宇宙望遠鏡を用いる。また、様 な年 の天体が集している銀河系中心核バルジを探査するために、 やガスによる 収のを けにくい外線での観測を行う。特に観測 置の 定性とデータ解 のにより超高精度を 成する。JASMINE は 3 年間の上運用によって銀河系中心方向の 10 万 におよ星を観測し、最高精度
25 マイクロ 角の位置天文 ラメータを決定する。観測データは、カタロ
グとして、研究者コニテ に的に 開する。これによって、天の銀河が 生以降、 のような変化を げて現在の に ったか、その中で 陽系が のような経路を ってきたか、という生にも わるを 解く がかりが得られる。さらに、中心核バルジの ー イに加えて
陽より さい 星
期 M 型星りの地球型 星探査等も行う。
9. 学術的意義、当該分野・社会等での位置づけ
銀河系中心核バルジは、銀河系バルジやバー構造と銀河系中心との物理的をつな 重要な領域であり、様 な年 をもつ星が、年 に じてなった空間構造と系 的な運動分布をして も存在している。JASMINE
は、力学的構造の探求を に中心核バルジの起源と進化の解明、つまり銀河中心学 の 行を目 す。ESA の光位置天文観測 星

JASMINE
Gaia によって銀河系の複雑な力学構造が明らかとなってきたが、光では やガスに われた銀河中心領域は観測でき 、銀河系中心核デ スクの形成時期、銀河系 生時の面 を しているかもしれない銀河系中心領域の 星系の力学構造、中心 大ブラック ールの成長に わる内 バーの存在の等は未解明のままである。そこで、外線観測を行う
JASMINE によって、で初めて中心核バルジの 星の高精度なと運動情報を得る。中心核バルジの解明は、バーやバルジの形成進化の解明にも必須である。例え 、 陽系が 生した場 や銀河系内での現在の位置まで 動する 跡の解明にとってバー構造の形成時期は重要な物理情報となるが、それは、JASMINE で解明が期待される中心核デ スクの形成時期
によって明らかに出来る。さらに JASMINE の高い測光能力と観測を活用して、 期 M 型星 りの ビタブル ーンにある地球型 星をトラン
ジット観測によって検出する。NASA の系外 星探索 星 TESS より
JASMINE の方が 20
度も集光力が高く、地球型 星の検出に対しては有利であり、国内初の 星を用いた系外 星探査という意義も持つ。
10. 実施内容
現時 では、宇宙研内にプ プロジ クト
チームが形成され、 置の検・開発、 イエンス検 、データ解 準備は、国 天文 JASMINE プロ
ジ クトをはじめ に国内の研究機 の協力で行われている。特に、JASMINE コン ーシアムが研究者有を中心として国内の複数機
から 50
度 により
され、目 精度 成ためのシレーターを用いたデータ解 開発、模 カタログ等を っての イエンス準備等が進められている。また、JAXA と国 天文 との協力により国 検出器の宇宙用化を進め、JASMINE に搭載予定である。国 協力としては、Gaia メンバーでもある イデル ルグ大学とのデータ解 開発に する協力や、分光観測によって銀河系中心の 線速度等を測定する米国の APOGEE-2 MOU を済み 等の地上プロジ クトとのも進めている。さらに ESA 地上
による イエンスデータ 信のための協力準備も進められている。
11. 現在までの準備状況
ISAS では、国査をいくつもの 査を経て、2019 年 5 に型型計画 3 機の 一のとして 定されている。現在は ッション定義であり、プ プロジ クトへの 行を目 して概 検 を進めている。国 天文 では、2019 年 8 に 外も型 JASMINE ーンググループ が科学会のもとににされ、計画の ち
上げに る広 な事 がされ、2020 年 6 にはプ プロジ クト化へ向けて 進することを国 天文 としてしできるとの 論を けた。
天文コ
ニテ として光学 外線天文会からは、JASMINE はをけるにしい ッションとのを以 より いている。

50 トン級液体キセノン宇宙暗⿊物質直接探索計画

1. 計画タイトル「50 トン級液体キセノン宇宙暗⿊物質直接探索計画」
2. 問い合わせ先（名前、所属、e-mail など）
⼭下雅樹, 東京⼤学 Kavli IPMU, masaki.yamashita@ipmu.jp
3. 想定される提案者（計画遂⾏の責任を担う⼤学・機関・部局の⻑等）項⽬
中型 B
4. 計画規模：⼤型・中型 A・中型 B（どれかひとつを選択してください）
中型 B
5. マスタープラン 2017, 2020 への採否状況
提案しておりません。
6. 実施時期•2020 - 2024: R&D, Conceptual Design Report (CDR, 2022 年),
Technical Design Report (TDR, 2024 年)•

2024 - 2025: 建設•

2025 - 2026: コミッショニング

2027 - 2032 観測 (200 ton-year の exposure が⽬標)
7. 必要経費および予算プロファイル•

⽇本グループは光センサー開発及び調達、キセノン純化装置、中性⼦半同時検出器の貢献を担う。総予算 200 億円、⽇本分担 15 億円。
準備期
o

実機で使⽤するキセノンガス調達( 3 トン ~ 8.5 億円）

o

極低放射能光検出器調達( 5 億円）

o

開発（光センサー、密閉型液体キセノン検出器）(0.5 億円)

建設期o

キセノン純化装置、中性⼦反同時検出器（0.4 億円）

運⽤期
運転費⽤、旅費、コモン・ファンド、PD ⼈件費、年額 1000 万円（5 年、合計 0.5 億円）
8. 計画の概要o「宇宙は何で出来ているのか？」 宇宙背景輻射の観測によれば宇宙のエネ
ルギー・質量は 95%が未知のエネルギー・物質で満たされることが判明している。物質に限って⾔えば 80%以上の物質は我々にとって未知であり、暗⿊物質と呼ばれる。ヒッグス粒⼦の発⾒により、標準理論で体系化された素粒⼦は全て揃ったが、暗⿊物質はその性質からどの粒⼦にも当てはま50 トン級液体キセノン宇宙暗⿊物質直接探索計画

らない。これは、標準理論を超えた新しい素粒⼦の存在を⽰唆していると考えることができる。DARWIN 実験は極低バックグラウンド地下実験室における暗⿊物質の直接探索を⽬的としている。その感度は究極的なバックグラウンドとも⾔えるニュートリノにより制限される領域に到達する。検出器標的として有効質量 40 トンのキセノンを使⽤し、検出器は気体と液体からなる⼆相型キセノン Time Projection Chamber を⽤いる。今までにない⼤型キセノンの検出器、極低バックグラウンド、低いエネルギー閾値
(~keV)を備えるこの検出器は、暗⿊物質探索だけでなく、多様な物理探索が可能であり、超新星や太陽ニュートリノ、ニュートリノを伴わない⼆重ベータ崩壊、アクシオン、原⼦核稀崩壊の探索などが展開される。
9. 学術的意義、当該分野・社会等での位置づけ
暗⿊物質の解明は、⻑年⼈類が抱いてきた疑問「どうして現在の宇宙の姿があり、我々はどのように⽣まれたのか?」を解く鍵を握り、宇宙の解明に⼤きく貢献するものである。暗⿊物質は宇宙の歴史の中で星誕⽣や銀河の⼤規模構造を形成する際になくてはならないものだと考えられ、従って、暗⿊物質無しには我々は存在できないことになる。また、暗⿊物質は宇宙物理学だけでなく素粒⼦物理学とも密接に関係しており、その正体とその背後に潜む理論の解明はまさに 21 世紀の⼤きなチャレンジの⼀つである。直接探索により暗⿊物質が検出され、その正体が解明できれば、新しい素粒⼦モデルが展開され、暗⿊物質による天⽂学の創⽣が期待される。
10. 実施内容（実施機関・体制（国際協⼒等を含む）、共同利⽤体制）
神⼾⼤学、東京⼤学、名古屋⼤学、横浜国⽴⼤学、他 DARWIN
Collaboration (13 ヶ国、33 機関)
11. 現在までの準備状況
申請者らは既に世界最⼤約 3.2(8.6)トンの液体キセノンを⽤いた
XENON1T(nT) 実験に参加し、世界最⾼感度での暗⿊物質探索を進めている。特に XENON1T 実験では、低エネルギー電⼦反跳事象の観測データにバックグランドでは説明できない超過があることを発⾒し、さらなる感度でこの検証を⾏うため、より⼤型化・低バックグランド化した
XENONnT 検出器コミッショニングを⾏なっている。⽇本グループは、特にキセノン純化システムや中性⼦反同時検出器(EGADS, SK-Gd 実験により培われた⽔チェレンコフ検出器技術を応⽤)の開発に貢献している。
DARWIN 実験では,この XENON1T, XENONnT での成果をもとに進められる。DARWIN 実験の⽬標感度の達成には、検出器⾃⾝からの放射性ラドンの侵⼊や中性⼦バックグラウンドのさらなる低減が不可⽋であり、申請者らは⽯英を⽤いた密閉型検出器や、新たな極低放射能光検出器(光電⼦増倍管、シリコン半導体光検出器)の開発を進めている。

ATT101. 計画タイトル「南極 10m テラヘルツ望遠鏡（ATT10）」計画
2. 問い合わせ先
久野成夫（筑波大学数理物質系：宇宙史センター南極天文部門）
kuno.nario.gt@u.tsukuba.ac.jp
中井直正（関西学院大学理学部）nakai@kwansei.ac.jp
3. 想定される提案者（計画遂行の責任を担う大学・機関・部局の長等）
筑波大学学長永田恭介

4. 計画規模：中型 A
5. マスタープラン 2017, 2020 への採否状況
マスタープラン 2017 採択
マスタープラン 2020 不採択
6. 実施時期
2025 年 設計開始
2028 年 建設開始
2032 年 南極での観測開始
2052 年 終了
7. 必要経費および予算プロファイル
建設期 26.6 億円／7 年
運用期 0.4 億円／年（＋基地運営費： 1.2 億円／年）
8. 計画の概要
南極内陸部は標高が 3000m～4000m で気温が－20～－80℃の極寒の地であるため、大気中の水蒸気が極めて少なく且つ安定している。そのためサブ
ミリ波～赤外線の大気透過率が非常に高く、地上から宇宙への最後の窓が開いている。また晴天率は９割で可視光のシーイングは 0.2”に達し、風も弱い
地上で圧倒的に優れた天文観測環境にある。この南極内陸部に建設される国立極地研究所の新ドームふじ基地に超広視野（>１°）の 10m テラヘルツ望遠鏡を設置してサブミリ波～テラヘルツ波による天文観測を行う。観測装置
としては、多周波同時連続波観測（400GHz、850GHz、1.3THz）用の超広視野カメラ(MKID)を搭載し、南天の広域掃天観測を行い、現代天文学の大きな未解明問題である宇宙初期における銀河と AGN（巨大ブラックホール）の形成・進化史を明らかにする。また、200GHz~2THz 分光観測用ヘテロダ
イン受信機も搭載し、未開拓であるテラヘルツ帯での輝線観測も行う。
9. 学術的意義、当該分野・社会等での位置づけ
テラヘルツ帯は、地上から観測できる波長帯で唯一未開拓の領域であり、それが観測可能となる南極天文は大きな可能性を秘めている。南極 10m テ

ATT10
ラヘルツ望遠鏡を用いたサブミリ～テラヘルツの観測では、宇宙初期の光赤外領域では見えないサブミリ波銀河（爆発的星形成銀河 SBG）と活動銀河
中心核 AGN を同時に観測し、低温の SBG と高温の AGN を分離識別して銀河と巨大ブラックホールの形成と共進化を解明することができると期待される。南極 10m テラヘルツ望遠鏡によって大きな成果が得られれば、その経験を活かし、将来的には口径 30m 級テラヘルツ望遠鏡の建設への発展も可能になる。30m 級望遠鏡が実現されれば、宇宙最初の銀河形成を含む究極的な銀河・AGN の形成進化の解明や超広域磁場観測による星惑星系形成等の解明が可能となると期待される。
南極の条件の良さは、米国や中国を中心に外国からも注目されており、ミリ波から可視光の単一鏡および干渉計の検討が行われている。世界的には「国際南極天文台」の設立も議論され始めている。しかし、標高 3000m 以
上で条件の良い南極内陸部では、まだ 10m クラスの電波望遠鏡は実現されていない。10m テラヘルツ望遠鏡を実現することで、新ドームふじ基地を南
極天文の国際拠点へと発展させ、天文学に革命をもたらしうる南極天文を、日本が主導していくことができる。また国立極地研究所の「南極地域観測将来構想」（2019）では、新ドームふじでの天文観測が強く期待されている。
10. 実施内容（実施機関・体制（国際協力等を含む）、共同利用体制）
筑波大学(概算要求主体)、関西学院大学、北海道大学、国立天文台、電気通
信大学、埼玉大学、公立小松大学、福島高専、JAXA、情報通信研究機構、新潟工科大学、ほか南極天文コンソーシアム、国立極地研究所。共同利用にも供する。
11. 現在までの準備状況
・2004 年より極地研究所との協力を開始し、2009 年にはメンバーがドーム
ふじ基地へ行き、大気透過率の測定を行い南極の条件の良さを実際に確認した（Ishii et al. 2010）。
・2005 年に筑波大学を中心に計画の母体となる南極天文コンソーシアムを結成し、低温対策や雪上輸送の振動対策などの技術検討を開始した。
・2006 年から 30cm サブミリ波望遠鏡の開発を開始し（Ishii et al. 2014）、
2010 年にはパリナコッタ（チリ）で観測を行い、科学的成果をあげた（Ishii
et al. 2016）。現在、極地研の南極計画 X 期（2022 年―2027 年）一般研究観測に応募の準備を進めている。採択されれば、2024 年に 30cm 望遠鏡を新
ドームふじ基地へ設置する。
・テラヘルツ帯でのサイエンスの検討を行うため、2015 年から国立天文台
研究集会または国立極地研究所研究集会として毎年研究会を開催してきた。
・10m テラヘルツ望遠鏡の予算に関しては、2015 年度より筑波大学から概算要求を続けている。2020 年より寄付集め（目標 20 億円）も行っている。

012.

i
広帯域Ｘ線高感度撮像分光衛星 FORCE (Focusing On Relativistic
universe and Cosmic Evolution)
F

8

84 7356

森浩二・宮崎大学工学部・mori@astro.miyazaki-u.ac.jp
i

O

m9

9

O

宮崎大学工学部
i

9

,9

-

A

E

B

大型
a

e

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2017, 2020 とも採択

2022: 衛星提案

2025: フライトモデル製造・評価

2023: 概念設計/予備設計段階

2030: 打上げ・観測開始

2024: 基本設計段階

2033: 提案時運用終了

準備期 2 億円

(日本分担 1 億円)

建設期 230 億円 (日本分担 171 億円)
運用期 18 億円(日本分担 8 億円)

総予算 250 億円 (日本分担 180 億円)
iO
FORCE は、「未知のブラックホール探査を通じた天体形成史の解明」、および、「宇宙に存在する高エネルギー宇宙線の起源と総量の解明」を目的とした科学衛星計画である。ブラックホールや高エネルギー宇宙線からの非熱的 X 線放射を高感度で捉えるために、1-80 keV という広帯域の X 線を
10 秒角にせまる角度分解能で撮像分光する。高角度分解能を有し広帯域のX 線を集光するスーパーミラーと、軟 X 線から硬 X 線を 1 台でカバーする
広帯域 X 線撮像検出器を搭載し、特に 10 keV 以上の硬 X 線においては、
既存の X 線天文衛星より 5-10 倍よい角度分解能と 1 桁よい感度を達成する。「見えているものをよりよく見る」のではなく、「見えていなかったも

012.
のを見る」ことを志向した計画である。電波からガンマ線、さらにニュートリノや重力波も含むマルチメッセンジャー天文学の時代において、広帯域Ｘ線天文衛星は 2030 年代には世界で実現の目途がない。FORCE は次世代における世界で唯一の広帯域 X 線天文台としての役割を果たし、マル
チメッセンジャー天文学の一翼を担う。
m

8

l

9

O

C

学術的意義：存在が予言されながらも既存の観測にかかっていない「ミッシングブラックホール」は様々な質量の階層に数多く存在していると考えられ、その発見により X 線でしか辿ることのできない天体の形成史が明らかになる。また、高エネルギー宇宙線の起源と総量を解明することで、宇宙における非熱的エネルギーが果たす役割の理解に繋がる。
当該分野での位置付け: 10 keV 以上の硬Ｘ線で既存の衛星に比べて 1 桁

以上よい感度を達成し、2030 年代で硬Ｘ線を撮像分光可能な唯一の衛星計画である。同時期に欧州で計画されている 10keV 以下を観測対象とす
る軟Ｘ線分光衛星や同じ科学目的を有する他波長計画と相補的な関係にある。
98

衛星・検出器開発の主体は X 線天文衛星「ひとみ」の開発に携わった日本の大学・研究機関からなり、スーパーミラーの開発については米国のNASA/GSFC との国際協力で進める。
O
これまでに大型科研費や宇宙科学研究所の戦略的開発研究費を取得し、衛星システム検討およびサブシステムの開発を進めてきた。システム検討については、小型衛星におおむね収まる目処が得られているが、高角度分解能実現にむけてさらなる検討および課題抽出が必要である。広帯域 X 線検出器については、ひとみ衛星搭載よりもさらに高精度の CdTe イメージャに加えて、日本独自の SOI-CMOS シリコンピクセル素子を開発しており、科学目的から導かれた要求値を満たす目処を得ている。望遠鏡の開発は米国の NASA/GSFC と共同で進めており、日本で硬Ｘ線での角度分解能の実証を進めている。また、FORCE が目指すサイエンスに関する研究会を毎年開催し、理論家や他波長の観測家と協議を進め、科学目的を常に精査している。

IceCube-Gen2 国際ニュートリノ天文台
1. 計画タイトル

IceCube-Gen2 国際ニュートリノ天文台

2. 問い合わせ先 吉田滋 千葉大学ハドロン宇宙国際研究センター
syoshida@hepburn.s.chiba-u.ac.jp
3. 想定される提案者（計画遂行の責任を担う大学・機関・部局の長等）
千葉大学学長4. 計画規模：大型・中型 A・中型 B
5. マスタープラン 2017, 2020 への採否状況
2017 年は未提出。2020 は採択
6. 実施時期
2023 より検出器製作開始 2026/27 南極シーズンより建設開始 2032 年建設完了
7. 必要経費および予算プロファイル
準備期 (2023-2025) (100 億円 日本 10 億円) 主として検出器製作設備の増強と人件費
建設期 (2025-2032) (250 億円 日本 35 億円) 主として検出器製作費用・
南極埋設費用・データセンターの構築
運用期 (2028-) (10 億円/年 x 10 年 日本 2 億円/年 x 10 年) 主としてデータセンター運営・人件費・保守費
8. 計画の概要
ニュートリノ放射天体を同定し、宇宙物理学上最大の謎の一つである高エネルギー宇宙線の起源を明らかにするために、IceCube 実験を約 10 倍に拡張する IceCube-Gen2 観測所を建設する。TeV 以上の高エネルギー宇宙ニュートリノを年間 200 事象以上検出し、ニュートリノ放射点源の同定、ガンマ線バーストや AGN のフレアとの同時事象検出による宇宙線放射機構の研究、EeV(1000PeV)領域のニュートリノ束探索による超高エネルギー
宇宙線起源の研究を行う。また素粒子としてのニュートリノの特性を生かして、フレーバー比の解析による超長基線ニュートリノ振動の研究や、
TeV-PeV 領域におけるニュートリノ・核子相互作用の研究、モノポールなど素粒子大統一理論由来の生成物の探索を進める。高エネルギーニュート
リノ天文学を高統計データに基づいた観測的科学へと昇華させることにより、天文学研究に全く新しいインプットを提供し、高エネルギー極限宇宙の探査から非加速器素粒子物理まで多様かつ重要な科学を総合的に展開するのが本計画のアジェンダである。
9. 学術的意義、当該分野・社会等での位置づけ
現行 IceCube 実験により宇宙線起源天体由来のニュートリノが実際に存在することが確証され、その存在量から宇宙線起源天体クラスについての一

IceCube-Gen2 国際ニュートリノ天文台
定の洞察まで可能となった現在、ニュートリノ観測は天文学の新しい窓として確立した。2018 年 7 月にサイエンス誌に掲載された２編の論文では、
ニュートリノと γ 線、可視光観測によってついにブレーザー天体 TXS
0506+056 を高エネルギー宇宙線放射天体として同定した成果を公表している。高エネルギー宇宙ニュートリノ観測が、既存の天文観測と組み合わせることで、高エネルギー宇宙の理解にブレークスルーをもたらすことを実証したものであり、まさにマルチメッセンジャー天文学の幕開けであった。IceCube-Gen2 観測所は、その窓を通じて高統計で高エネルギー極限
宇宙の非熱的物理現象を解明し高エネルギー宇宙線起源を同定する確実な観測データを提供する。ニュートリノ観測は、可視光・X 線・ガンマ線・重力波観測と連動して行い、それぞれの波長・メッセンジャー観測による天文学研究にとってユニークなプローブとなる。
10. 実施内容（実施機関・体制（国際協力等を含む）、共同利用体制）
IceCube-Gen2 collaboration は、日本、アメリカ、カナダ、ドイツ、イギ
リス、スウェーデン、ベルギー、デンマーク、スイス、韓国、オーストラ
リア、ニュージーランドから約 50 の研究機関が参加する国際共同機関である。日本からは千葉大学ハドロン宇宙国際研究センター（ICEHAP）が参加する。プロジェクトオフィスはウイスコンシン大学マディソン校に置かれる。観測データは公開され、観測データ・解析ツールの提供、チュート
リアルの開催などは、共同利用の枠組みとして日本国内では ICEHAP が実施し、共同利用研究拠点として現在文科省に申請中である。
11. 現在までの準備状況
フェーズ 1 (IceCube 実験アップグレード)は科研費で実施中。日本グルー
プは科研費特別推進研究が採択され、2022 年初頭に新型検出器 300 台を南極に埋設。このフェーズ１は新型検出器を現行 IceCube 検出器アレイの中
心部に密に埋設することにより、1)マルチメッセンジャー天文観測に提供できるニュートリノアラート数の倍増、2)過去に検出したニュートリノデ
ータをより高精度で再解析するための系統誤差の削減、3)タウニュートリ
ノ出現解析による 3flavor ニュートリノ振動モデルの確立、の 3 点を物理目標に掲げている。IceCube-Gen2 は、IceCube 本体を 8 倍に拡張する超大型計画として、フェーズ 1 の建設終了後にただちに建設を開始する。全
120 strings の計画であるが、フェーズ 1 の建設とスムーズに接続させる
ため、25 stings 分を先行して 米国 NSF-MSRI の枠組みで予算化して実施する。日本グループの概算要求はこの予算スケジュールと連動する。
IceCube-Gen2 の White Paper は 2020 年に公開されている。 先行建設
分の NSF Review は 2021 年 9 月に予定されている。

CTA 国際宇宙ガンマ線天⽂台

1. 計画タイトル:

CTA 国際宇宙ガンマ線天⽂台

2. 問い合わせ先:
tokyo.ac.jp

⼿嶋政廣、東京⼤学宇宙線研究所 mteshima@icrr.u-

3. 想定される提案者:

東京⼤学・宇宙線研究所・梶⽥隆章

4. 計画規模： ⼤型
5. マスタープラン 2017, 2020 への採否状況：

2017, 2020 に採択される

6. 実施時期
2016 年より４基の⼤⼝径チェレンコフ望遠鏡を CTA 北サイト（スペイン・ラパルマ）に建設中。2023 年に４基の⼤⼝径望遠鏡アレイを完成し、南半球の⼤⼝径望遠鏡建設を予算化し、全天観測を現実のものとしたい。
北半球建設：

2016-2023,

32 億円（措置済）

南半球建設：

2024-2027,

34 億円

観測運⽤（北半球）：

2018-2043,

50 億円（⼀部措置）

観測運⽤（南半球）：

2024-2043,

40 億円

7. 必要経費および予算プロファイル
CTA 国際宇宙ガンマ線天⽂台の総建設費 320MEuro、運営経費 24MEuro/年であり、20 年の運営を予定している。⽇本は建設費 66 億円、運営費 4億円／年を予定している。
8. 計画の概要
CTA は北半球と南半球に設置される 2 ステーションから構成され全天観測を可能とする国際宇宙ガンマ線天⽂台である。宇宙観測における最⾼エ
ネルギー光⼦である TeV ガンマ線を観測し、極限宇宙の姿を明らかにする。 北サイトは 1 km2 に展開された 19 基の望遠鏡群、南は ４ km2 に展開された 99 基の望遠鏡群から構成される。アレイの中央部には⼤⼝径
23m チェレンコフ望遠鏡(LST) 4 基を配置し、その周囲に中⼝径 12m 望遠鏡(MST)、⼩⼝径 4m 望遠鏡(SST)が配置され、⾼エネルギー宇宙ガンマ線を⾼精度で観測する。2016 年より⽇本主導で北半球サイトに⼤⼝径
望遠鏡 4 機の建設を開始している。
9. 学術的意義、当該分野・社会等での位置づけ
宇宙では驚くべき⾼エネルギー現象がさまざまな場所で起きている。CTA
は感度向上、広いエネルギー領域の観測により、宇宙で起こる⾮熱的物理
現象、粒⼦加速機構の研究を⾏う。CTA は⾼エネルギーガンマ線による観測を⾚⽅偏移 z=4 まで延ばし、ガンマ線観測を宇宙論的なスケールに拡⼤し、活動銀河中⼼にある超巨⼤ブラックホールの進化、そして宇宙の構造形成史を明らかにする。宇宙論・基礎物理の探究として宇宙を満たす暗CTA 国際宇宙ガンマ線天⽂台

⿊物質を今までにない⾼感度、⾼精度で探索する（発⾒を⽬指す）。
⽇本グループは、多くの新発⾒をもたらすと考えられるアレイ中央に設置する⼤⼝径望遠鏡のデザイン、開発、建設に責任を持ち、強いリーダーシップでプロジェクトを推進している。これら⼤⼝径望遠鏡は、観測可能エ
ネルギーを 20GeV まで下げ、観測領域を z＝４ まで拡げ、かつ⾼い感度でガンマ線強度の時間変動を測定することができる。重⼒波、⾼エネルギ
ーニュートリノとのマルチメッセンジャー天⽂学、また、ガンマ線バースト、超新星爆発、活動銀河核フレアーなどの突発天体現象に関して重要な科学成果をもたらす。
10. 実施内容
上で述べたように、CTA Consortium が実施機関・運⽤機関の中⼼であり、⼤型国際共同で 31 カ国 1400 名の研究者からなる。主要国は、ドイツ、イタリア、フランス、スペイン、⽇本の５カ国である。 ⽇本グルー
プ CTA-Japan は国際共同研究拠点・共同利⽤研である東京⼤学宇宙線研
究所を中⼼とし、22 機関 117 名の研究者からなる。
11. 現在までの準備状況
過去 3 年間のサイエンスの成果としては、以下の重要な発⾒がある。
⾼エネルギーニュートリノと⾼エネルギーガンマ線との相関。
IceCube により観測された⾼エネルギーニュートリノ(>300TeV) の到来
⽅向に活動銀河核 TXS 0506+056 (z=0.336) が位置することが⾒出された。これと時を同じくして、この活動銀河核から TeV 領域で、ガンマ線フレアーを MAGIC 望遠鏡により観測した。活動銀河核が超⾼エネルギー宇
宙線源の有⼒候補であることが明らかになった。
TeV ガンマ線バーストの発⾒。
2019 年 1 ⽉には MAGIC 望遠鏡は Swift X 線衛星からのアラートを受け、
follow-up 観測により GRB190114C (z=0.424) から数千の >100GeV ガ
ンマ線放射を発⾒した。このガンマ線バーストからのガンマ線スペクトルは EBL (宇宙背景光）によるガンマ線吸収を激しくうけながらも TeV を超えるエネルギーまで伸びていた。TeV ガンマ線バーストの世界で初めての発⾒であり歴史的な⼤発⾒である。その結果は、2019 年に発⾒、物理解
釈の 2 本の論⽂として Nature に発表した。
⽇本グループが主導し建設を進めている CTA ⼤⼝径望遠鏡が、マルチメッ
センジャー天⽂学、突発天体観測、さらには暗⿊物質探索において、これから⼤いに活躍することは間違いない。これらの極めて興味深い天体現
象、物理現象の観測例を⾶躍的に増やすため、また銀河中⼼領域を詳細に観測するため、CTA 南サイトにも⼤⼝径望遠鏡の建設をすすめ全天に観測網を広げることは極めて重要である。

IPST

1. 計画タイトル
惑星間宇宙望遠鏡 (Inter-Planetary Space Telescope - IPST)
2. 問い合わせ先松浦 周⼆(関⻄学院⼤学)

matsuura.shuji@kwansei.ac.jp

3. 想定される提案者（計画遂⾏の責任を担う⼤学・機関・部局の⻑等）未定（JAXA/ISAS または研究分野コミュニティを想定して調整中）
4. 計画規模：⼤型・中型 A・中型 B
⼤型
5. マスタープラン 2017, 2020 への採否状況
提案していない
6. 実施時期2020 年：

準備開始

光⾚天連 2030 年代将来計画検討 White Paper 提案

2021-2026 年：

JAXA/ISAS 計画 RG à WG àプリプロàプロジェクト

2026-2032 年：

探査機開発，製造および試験

2032-2040 年：

打上げ・観測開始 à 惑星間空間・⻩道⾯外軌道2045 年頃ミッション終了
7. 必要経費および予算プロファイル
準備(2021-2026 年)：

5 億円

探査機開発・製造および試験：
打上げ：200 億円

50 億円

運⽤期年額：

2 億円

総額： 270 億円
8. 計画の概要
本計画の主⽬的は，初代星，原始ブラックホール，宇宙背景ニュートリノ
崩壊光⼦などの再電離期や初期宇宙の痕跡を可視光および⾚外線 (光⾚外域：波⻑ 0.3-300 µm)の宇宙背景放射の精密観測により初めて直接検出することである．地球近傍からの光⾚外観測では，⼿前にある惑星間ダストの熱放射や太陽光散乱が強く，それらの影響により宇宙背景放射の精密観測は困難である．特に惑星間ダストの熱放射が極めて強い⾚外域は宇宙背景放射だけでなく遠⽅宇宙の未開拓領域となっている．我々はこの限界を突破すべく，惑星間ダストの影響がない外惑星域や⻩道⾯外の惑星間空間に⼩型の光⾚外望遠鏡を搭載する探査機を軌道投⼊する計画を提案する．
JAXA 宇宙科学研究所の衛星計画として 2030 年代の実現を想定している．

IPST

9. 学術的意義、当該分野・社会等での位置づけ
本計画は，これまで⽇本が世界を主導してきた宇宙⾚外線背景放射の観測の実績を基盤とし，これまで各国で多くの計画が提案されている宇宙マイ
クロ波背景放射や遠⽅銀河探査とは全く違う切り⼝で，天⽂学や宇宙論の最重要課題である初期宇宙や初代天体形成・再電離期の解明に取り組むものである．また⻩道⾯外を含む惑星探査軌道をとることで，始原天体である彗星に起源を持つ惑星間ダストの３次元分布や組成の光学測定から太陽系の変遷史を明らかにすることも本計画の独創的な課題である．
初期天体の研究に⾚外線観測が強⼒であることは知られており，今後，
JWST, EUCLID, Roman などの⼤型⾚外線天⽂衛星が続々と打上げられるが，いずれも近地球軌道のため惑星間ダストの影響を避けられず，宇宙⾚外線背景放射を主課題としない．IPST は他国にない独創的な計画である．
IPST の概念は，⼤気の影響がない宇宙空間へと望遠鏡が進化したように，
惑星間ダストの影響がない次世代の望遠鏡サイトの開拓であり，その実現は新しい天⽂学を拓く道標となる．「はやぶさ」シリーズで世界に⽰した⽇
本の探査技術は社会的にも賞賛されたが IPST が求める外惑星域は⽇本にとって未踏である．⼀⽅で深宇宙への進出や⽣命起源解明に向けた外惑星探査の期待が⾼まっている．IPST は惑星科学や探査⼯学を含む理⼯学の複合分野で計画を推進しており，これらの分野の発展にも⼤きく寄与する．
10. 実施内容
実施機関：

光⾚天連コミュニティを主体とする実施

体制：【天⽂・観測機器】 関⻄学院⼤，東京都市⼤，九⼯⼤，筑波⼤，国⽴天⽂台，JAXA，ロチェスター⼯科⼤，【太陽系科学】 JAXA，千葉⼯⼤，【宇宙論】 KEK，名⼤，UC Irvine，【探査機開発】 JAXA，東⼯⼤共同利⽤体制：未定

11. 現在までの準備状況
宇宙⾚外線背景放射を観測する NASA ロケット実験 CIBER/CIBER-2 を実施し(2010 年~現在)，観測技術の実績を積むとともに観測成果を基に IPSTの科学課題検討を深化させた．また JAXA 宇宙科学研究所の戦略的中型計
画に提案した⽊星トロヤ群探査 OKEANOS 計画において IPST の前駆的計画として⾚外望遠鏡の搭載検討と要素技術開発を進めた(2000~2020 年)．
今後，JAXA/ISAS に IPST リサーチグループを形成提案する予定である．
光⾚天連コミュニティに計画を提案し将来計画検討書「2020 年代の光⾚外線天⽂学」に掲載された．現在とりまとめられている「2030 年代光⾚外線天⽂学」にも提案書(White Paper)を提出した．学術会議マスタープラン
2020 には本計画に関連する「宇宙探査ミッションを⽀える宇宙技術実証プ
ログラム」と「宇宙背景ニュートリノ崩壊探索」が掲載された．

計画タイトル：、

問い合わせ先、バイ ロジーセンター、、想定される提案者 計画 行の
田村元
これまでの
4

な

：田村元

、東京大学・アストロを担う大学・機 ・の

計画規模：大型・中型 ・中型

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実施時期
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必要経費および予算プロファイル
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目
時期
金
日本
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総予算：
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40 億円
担
準備期：
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0
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4 億円
設期：
0
0
0 億円
0 億円
運用期年 ： 0
040
億円
年
億円
年
計画の概要
長い 史の中では に 陽に た 星の りの ビタブルな 星を 接に発見し、分 することが 能な 術を入 した。
は、 外線・
光・ 外線波長における高コントラスト
分光機能を備えた口 4 の宇宙望遠鏡として、
0 0に提案されている ッションである。 年間の 運用期中に の つの ー イエンスを完 する。
のくの 新を探査し、その ビタビ テ を開 する。
の 星
系の 地図 を き、その多様性を理解する。
陽系から宇宙論までの
外線～
外線における一 天文学のためのプラットフ ームの役割を たす。同様の目的を持つにると中口 望遠鏡であるが、早期かつ術的・コスト的に高い実現性を重 した ッションであり、の地球型星を0 以上の 陽型 星まわりの系外 星の 接観測が 能となる。
定運用期間の 0 、拡 期間の 00 が一 共同利用に供される。
日本は、
望遠鏡への
や地上 接観測の長年の経験を として、コロ グラフコン ーネント、偏光機能、波面測定・およびデータ解フ
トウエア開発、 外線検出器、
期 置開発な ですることができる。
学術的意義、当該分野・社会等での位置づけ
は、の源的な問いである

宇宙では一の存在なのか

に
を
に

える

ッションである。そのために、の 陽型 星 りの地球型 星星系を 接に検出し、分 する。プロジ クトの科学目的は上 概要
した
～ 、図
である。
系外 星は、言うまでもなく現 天文学・ 星科学の中でも最も ットな分野の一つである。
年の 陽型 星 りの系外 星の発見
0 年 ー
ルから、わ か年ほ で高精度分光観測や プラー 星をはじめとする多様な観測が数もの多様な 星系を発見してきた。そして、 に地球にた 星系に生命のを える時 が到来している。一方、 術的 約のため、 ップラー 、トランジット 、重力マイクロレン
な の間接観測がこれまでのであり、 星分 に必要な 接観測は 大 星に まる。
は上 概要の科学目的の と に対し、宇宙からの観測により 0という超高コントラスト観測を初めて 能にし、の 陽型 星 りの地球型 星を・分光する。そのために、内 コロ グラフと外カルターという つの高コントラスト 術により 星光のを 求する。このための置はそれ れとである。
と同時期の地上 0望遠鏡は、その高解 度と高コントラストを活かした 型 星 りの地球型 星の 接観測を目 すが、それとは全く的な科学目 となっているは 陽型星、 0は 型星 。
目的 については、地上 置では不 能、あるいは、 ッブル宇宙望遠鏡の役 には無くなる観測機能を い、広 な天文学観測に利用 能である。特に、 外線分光カメラ
と
分光器
は一 天
文学・ 星科学にも有用である。これらの科学的目的が 成された場合、上の共通の問いへの えとして、超 ー ル 的な社会的意義を持つことは間 いない。

図 ：の科学的目的0 実施内容 実施機 ・体国 協力等を、共同利用体、国 天文 、アストロバイ ロジーセンターが。大学と協力。
・との協力 日本は約の。長時間の共同利用の提供。
現在までの準備状況
国内検 チームを り、、光 天
等に提案済。
プロジ クトであるの活動は 000 年 から開始しており、一は望遠鏡コロ グラフへの日本のに がった。
0 年打上予定ののコロ グラフは、コロ グラフのとしての役割も たすため、現在はそれに集中している。
0 0 のに づき、 期
ッションが決まり、・
等も めた体 を 合・構 することを想定している これらのプロジ クト間で合意済 。

大型国際 X 線天文台 Athena
1. 計画タイトル
大型国際 X 線天文台 Athena (Advanced Telescope for High-ENergy
Astrophysics) への日本の参加
2. 問い合わせ先
松本浩典、大阪大学大学院理学研究科、matumoto@ess.sci.osaka-u.ac.jp
3. 想定される提案者（計画遂行の責任を担う大学・機関・部局の長等）大阪大学大学院理学研究科長
4. 計画規模：大型
5. マスタープラン 2017, 2020 への採否状況
2017:学術大型研究計画(区分 I)に採択
2020:学術大型研究計画(区分 I)に採択。重点大型研究計画ヒアリング対象。
6. 実施時期
現在～2021 年: Phase B (基本設計)
2022 年 11 月ごろ Mission Adaption Review (衛星基本仕様確定)
2023 年～2030 年ごろ: 詳細設計、開発
2030 年台初頭: 打ち上げ、観測 (寿命 4 年以上)
7. 必要経費および予算プロファイル
現在～2022 年度 (準備期): 約 4 億円
2023 年度～打ち上げ (建設期): 約 26~56 億円
総予算: 約 30~60 億円（マージン込み。日本側予算のみ）
現在、欧州宇宙機構、宇宙科学研究所を交えて日本の参加範囲の議論が進行中。最小案で 30 億円、最大案で 60 億円程度。
8. 計画の概要
Athena は、European Space Agency が大型計画 2 号機として採用した X 線天
文衛星である。日米の国際協力のもとに欧州が開発の中心となり、2030 年代初頭の打ち上げを目指す。角度分解能 5 秒角の大型望遠鏡 (SPO) を搭載
し、高エネルギー分解能 (2.5 eV) の TES X 線マイクロカロリメーター(X-IFU) と、広視野 (40 分角四方) の DEPFET 半導体検出器 (WFI) で宇宙
X 線を観測する。同じく X 線マイクロカロリメータ―を搭載する XRISM と比較すると、2 倍以上優れた波長分解能、100 倍以上優れた空間分解能、エネ
ルギーE=1 keV の X 線に対して約 70 倍の有効面積を誇る。Athena は(1) z～
2 に至る銀河団の撮像分光による、物質の集積過程と大規模構造への成長過程の解明、(2) z～5 に至る AGN の系統的探査による、巨大ブラックホールの成長過程とフィードバックの解明、の 2 つを科学目的として掲げる。さらに2030 年代に稼働する国際的に唯一の大型 X 線天文台として、observatory 的な役割も担う。

大型国際 X 線天文台 Athena
9. 学術的意義、当該分野・社会等での位置づけ(目的)(1)日本の参加によって Athena の科学的価値を高め、計画を確実に実施可能なものとすること、(2) 日本の研究者が Athena の科学的成果を創出
し、科学的価値を最大化すること。
(学術的意義) 2030 年代に確定している大型 X 線天文台は世界で Athena のみである。2030 年代は様々な巨大観測装置が稼働し、真の多波長観測時代が到来する。Athena はこの中で X 線データを世界に発信する役割を担う。
(位置づけ)科学的な意義において Athena は XRISM の後継ミッションであり、日本の X 線天文学の自然な延長であると同時に、日本が重要な役割を果たせるミッションである。高エネルギー宇宙物理連絡会は、Athena を
XRISM 後の最も重要なミッションと位置付けている。
10. 実施内容
Athena の開発は欧州が中心ではあるが、資金、技術的実現性などの理由
で、日米の国際協力が必須である。Athena 計画の確実な実施に関して、
ハードウェア開発に貢献する。ASTRO-H、XRISM などの経験を活かし、極低温検出器を利用する X-IFU の開発に貢献することが最優先である。
SPO, WFI, 地上局などに関しても、可能であれば貢献を行う。科学成果創出に関して、XRISM の成果をもとに Athena のサイエンス活動に加わる。
特に、Athena の主要科学目的は総観測時間の半分以上を占めるキープロジ
ェクトとして実施される予定である。日本の研究者がキープロジェクトに参加し、計画策定に関与し、科学成果を創出する道を拓く。
11. 現在までの準備状況
ここでは日本での準備状況を述べる。我々は宇宙科学研究所(ISAS)にAthena ワーキンググループを設立した。2015 年 12 月に ISAS 小規模プロ
ジェクトの枠組みに「Athena への日本の参加」を提案、宇宙理学委員会からの推薦を得た。その後、小規模プロジェクトの枠組みが見直され、
Athena は現在「戦略的海外共同計画」に分類されている。また、欧州でPhase B に進んだことに伴い、2019 年 10 月にワーキンググループは計画
検討チームとなり、Pre-Phase A1b へと進んだ。欧州で 2022 年後半に予定される Mission Adoption Review に合わせ、現在は Pre-Phase A2 への移行を目指している。日本が最も期待されている部分は X-IFU 冷凍機系であり、その寄与に関して、X-IFU consortium に日本人研究者 4 名が co-PI、
1 名が X-IFU scientist として参加している。欧州発の公募研究 Cryo-Chain
Core Technology Program に ISAS から参加し、そのもとで冷凍機系の開発を進めてきた。欧州での Athena 開発を総括する Athena Science Study
Team (ASST) (欧米日 10 名の科学者で構成) に日本から 1 名が参加、さらに ASST のもとに設置された Working Group に日本から 6 名がチェアとして参加し、科学的成果創出に関与している。Telescope WG、WFI
consortium などの活動にも参加し、日本コミュニティの意見を述べる道筋を構築している。

(次世代太陽⾵)

1. 計画タイトル
次世代太陽⾵観測装置
2. 問い合わせ先
岩井⼀正、名古屋⼤学宇宙地球環境研究所、k.iwai@isee.nagoya-u.ac.jp
3. 想定される提案者（計画遂⾏の責任を担う⼤学・機関・部局の⻑等）
名古屋⼤学

宇宙地球環境研究所

4. 計画規模：中型 B
5. マスタープラン 2017, 2020 への採否状況
提案していない
6. 実施時期2018 年：計画開始
2021 年：プロトタイプ建設
2023 年：富⼠局建設開始
2025 年：富⼠局観測開始・⽊曽局建設開始
2027 年：⽊曽局観測開始・豊川局建設開始2029 年：三局での観測開始
連続観測予定期間：約 20 年
7. 必要経費および予算プロファイル
総予算：約 17 億円 （建設費：建設期 15 億円、運⽤期 0.1 億円/年）
2021 年度より科研費ベースで全体の数％程度の規模のプロトタイプアレ
イの建設を開始予定。1 局分の建設費⽤を 2022 年度概算要求に提案中。
8. 計画の概要
本計画は太陽⾵の観測を⾏うための地上電波観測装置の提案である。計画では、国内 3 カ所（⼭梨県富⼠河⼝湖町、⻑野県上松町、愛知県豊川市）に 327MHz 帯域に感度を持つアレイアンテナ群を建設する。各基地局
は、約 4000m2 の平⾯に 327MHz 帯域に感度を持つダイポールアンテナを敷き詰めた 2 次元平⾯フェーズドアレイアンテナで構成され、各ダイポー
ルアンテナで取得された信号をデジタル処理することで多⽅向に同時に指向できるデジタルビームフォーミングを実現する。各基地局でビームフォームされたデータをインターネット経由で愛知県名古屋市に収集し、相関処理することで、太陽⾵速度を導出する。
9. 学術的意義、当該分野・社会等での位置づけ
本研究では、太陽から流れ出る⾼速の電離⼤気「太陽⾵」がどうやって(次世代太陽⾵)

加速され宇宙空間へと伝搬していくのか、という太陽物理学最⼤の未解決問題の⼀つ「太陽⾵加速問題」を解明することを⽬標とする。太陽⾵ひいては恒星⾵の加速問題は恒星や恒星圏を理解するために普遍的問題と⾔える。加えて、太陽⾵は地球を含む惑星の周辺環境に⼤きな擾乱を与える。
この擾乱によって、通信障害や⼈⼯衛星障害など、社会インフラが甚⼤な被害を被ることがあり、太陽⾵の変動を事前に予報することには社会的要
請も⾼まっている。そこで、太陽⾵が電波を散乱する特性を⽤いて、遠⽅天体を観測中に太陽⾵が天体の電波を散乱する現象（惑星間空間シンチレーション：IPS）から太陽⾵の 3 次元構造の導出を⾏う。開発する新装置では、広視野⼤⼝径なアレイアンテナで多⽅向に存在する電波天体を⼀度に観測することで、既存装置の 10 倍の太陽⾵速度データを創出する。このデータを⽤いて世界で初めて太陽表⾯における太陽⾵の流源の空間分布を分解することが可能となり、太陽⾵を加速する要因を解明する。
また太陽⾵速度のリアルタイムデータを公開し、太陽圏の 3 次元シミュ
レーションに組み込むことで、地球への擾乱の到来を事前に予測することを可能とする。
10. 実施内容
名古屋⼤学・宇宙地球環境研究所・太陽⾵グループが主体的に運⽤を⾏う。観測は全⾃動で⾏われ、相関処理後の太陽⾵速度データは即⽇インタ
ーネット上に公開され、太陽圏研究に⽤いられるとともに、国内外の宇宙
天気予報機関で現業の宇宙天気予報にも利⽤される。また、デジタル信号処理による広視野マルチビーム観測の特徴を⽣かし、⼀部のビームを共同
利⽤観測に提供し、太陽⾵以外の多様な観測対象に対しても活⽤する。本
装置の観測帯域では、太陽・恒星・惑星・銀河・パルサー等多くの電波観測例があり、幅広い活⽤が期待される。
11. 現在までの準備状況
建設予定の 3 地点では、1980 年代より順次既存のシステムを⽤いた太陽⾵の観測を⾏ってきた。その過程で装置の運⽤や観測データを即⽇公開する経験を蓄積してきた。本提案に向けては、2018 年より数値計算等も⽤いて太陽⾵流源を分解するために必要な空間分解能、およびその空間分解能を達成するアレイシステムに必要とされる⾯積等を導出するなどの科学検
討・技術検討を⾏ってきた。並⾏して、平⾯フェーズドアレイおよびデジ
タル信号処理装置の設計・開発を進めてきた。既にデジタル信号処理装置のプロトタイプが完成し、想定した機能を有することが実験で確認されている。これらの結果をもとに本計画の⼀部を概算要求に提案している。
本計画の概要および進捗状況は、天⽂学会等、太陽研究者連絡会、地球
電磁気・地球惑星圏学会など、関連の学会・研究会で定期的に報告し、計画のコミュニティへの浸透に努めている。

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1. 計画タイトル：（仮）Mega ALPACA: 南天における PeV 領域ガンマ線広視野連続観測
2. 問い合わせ先：瀧田 正人
takita@icrr.u-tokyo.ac.jp（たきたまさと）、東京大学宇宙線研究所、

3. 想定される提案者：未定（中型 B）
4. 計画規模：中型 B
5. マスタープラン 2017, 2020 への採否状況：未提案
6. 実施時期：2027 建設準備2028-2032 地下ミューオン検出器+空気シャワーアレイ設置 部分観測2033-2042 本観測
7. 必要経費および予算プロファイル
総額 40 億円
2027 建設準備

5 億円

2028-2032 観測装置建設+部分観測 毎年 5 億円→5 億円×5 年 =25 億円
2033-2042 本観測 毎年 1 億円→1 億円×10 年=10 億円
いずれも日本は半分程度を負担予定。
8. 計画の概要
本計画は、南米アンデス山脈の高地に総面積 1 km2 (合計約 1500 台の 1m2
プラスチックシンチレーション検出器を 15-30m 間隔に配置)の地表空気シャワー観測装置と総面積約 50,000m2 の大型地下水チェレンコフ型ミューオン検出器（鉄筋コンクリート製の水プールと 20 インチ光電子増倍管を設置）から構成される。観測される宇宙線・ガンマ線のエネルギー閾値は 520TeV 程度、視野は 2steradian 程度、角度分解能は 100TeV ガンマ線で0.2°程度である。地下ミューオン検出器により、宇宙線を 99.9%以上除去可能である。南天における PeV 領域ガンマ線の広視野連続観測を世界最高感度で行う。
9. 学術的意義、当該分野・社会等での位置づけ
南天における PeV 領域ガンマ線の広視野連続観測を世界最高感度で行う。
PeV 以上の宇宙ガンマ線は現在まで観測されておらず、南天での PeV 領域
ガンマ線天文学を世界に先駆けて開拓する。特に、H.E.S.S.実験によって銀河中心付近の広がった領域から 10TeV 程度まで観測されたガンマ線は、宇宙線を PeV 領域まで加速している宇宙加速器 PeVatron の可能性を強く示唆している。本計画は、その領域から放射されているガンマ線が PeV 領域ま(Mega ALPACA)
で伸びていることを確認し、未だに特定されていない PeVatron の発見を目指す。また、銀河系内の拡散ガンマ線を観測することにより、銀河系内で宇宙線の加速エネルギー限界やそのエネルギースペクトルの系内の場所依存性を観測することができる。それらの観測結果は天体粒子物理学理論の発展にとって、重要な観測データをなる。その他、（1015-1017eV）宇宙線の化学組成とエネルギースペクトルの測定、宇宙線中の太陽の影の観測による太陽地球間磁場の研究や宇宙天気予報、宇宙線異方性の研究など多様な研究テーマが可能である。
10. 実施内容：中型 B（国際協力）100-200 人規模
11. 現在までの準備状況
現在、南米ボリビアのアンデス高原（標高 4740m）でボリビア、メキシコ
等との共同実験として、ALPACA 実験（約 83,000m2 の空気シャワーアレ
イと 4,000m2 の地下ミューオン検出器）を建設中である。観測装置は 2022
年に完成予定で、2023 年から本観測開始予定である。ALPACA 実験の成果が一通り出ることが予想される 2027 年に ALPACA 実験より一桁以上大
きな 1km2 空気シャワー観測装置を建設し、ALPACA 実験よりも一桁以上高い感度を有する、世界最高感度で PeV ガンマ線天文学を開拓する。建設
候補地はボリビアを含むアンデス高原を想定している。

HiZ-GUNDAM
1. 計画タイトル：
ガンマ線バーストを用いた初期宇宙・極
2. 問い合わせ先：米

大

金沢大学

時空探査計画 HiZ-GUNDAM

yonetoku@astro.s.kanazawa-u.ac.jp

3. 想定される提案者：金沢大学長
4. 計画規模：大型
5. マスタープラン 2017, 2020 への採否状況
マスタープラン 2017, 2020 の両方に採6. 実施時期
2023 25 年度：プ プロジ クト活動、プロジ クト化
2026 27 年度：エンジニア ングモデル(EM)設計・開発
2028 30 年度：フライトモデル(FM)設計・開発、打ち上げ、観測開始
2033 年度：
ル運用終 、運用 長
7. 必要経費および予算プロファイル
総予算：148.4 億円 日本が全 を 担することを想定
プ プロジ クト活動 準備期 ：2.7 億円
プロジ クト活動 EM・FM 開発、 設期：143 億円、運用：2.7 億円
8. 計画の概要
科学 星 HiZ-GUNDAM は、宇宙年 が 7.7 億年よりも い
方偏 がz > 7 の 初期宇宙において最も明るい光源であるガンマ線バースト(GRB)の観測を通して、初 星・初 ブラック ールの形成、宇宙 電 や重元素合成の 史の解明な 、初期宇宙観測のフロンテ アを目 す ッションである。また、重力波と同期した 発天体を観測することで、ブラック ールが生する 間の極 時空環境における物理現象を探査する。これらにより、
天文・宇宙物理学全体の最重要テーマである 宇宙の物質と空間の起源 を深く理解することが目的である。
本計画は、ロブスターアイ光学系と 線イメージセン を み合わせた超高感度の広 野 線
検出器で高エネルギー 発天体を発
見した 、
で 星
を変
し、同時に搭載する口 30cm の外線望遠鏡で 4 バン 同時測光観測を行う 図。これにより、高 方偏 GRB の天体
や 星中性子星の・合体、それに伴う ロ
ァ現象を捉え、地上
HiZ GUNDAM 星 概 図の大型望遠鏡で 速な分光観測を 図HiZ-GUNDAM行うことで物理情報を 得する。本提案では、これらの観測を実現する ッション機器を搭載した星の開発と、イプシロンロ ットによる打ち上げ、および 星運用を実施する。
9. 学術的意義、当該分野・社会等での位置づけ
宇宙最初の天体形成から現在の に るまでの宇宙進化を理解すること
は、天文学における究極の目 の とつと言える。特に初期宇宙において、
宇宙 電 がいつ始まり、 のような時間ス ールで宇宙空間全体を電 してきたのかは、最重要である。その起源が初 星からの 外線放射に起しているのであれ 、大質量星の形成史と 接にしているは である。
また、その星の核 合で り出される重元素が、水素・
ウム かりであった宇宙に新たな要素を け加えたと えられている。GRB は初期宇宙において最も明るい光源であり、本計画による GRB の観測を通じて、これらのシを観測的に検証できるようになる。
2017 年に、 星中性子星の・合体に伴う重力波と、それにする
時間 GRB にした電 波対 天体が観測された。また、中性子な
超重元素の放射性同位体を熱源とする ロ
ァ現象が観測され、 よりも重い元素の 生する現場を観測的に捉えることに成 した。本計画では、重力波観測としたマルチメッセンジャー天文学を強力に 進し、ブラックールが 生する 間の極 時空環境における物理現象を理解し、宇宙の元
素 成の全 を解明することを目 す。
このように、GRB を用いた 初期宇宙探査 と 極 時空探査 を実現す
るには、 線による現象の発見から、光・外線観測による高 方偏天体や ロ
ァの同定を 速に行う必要がある。したがって、本計画は高エネルギー宇宙物理会と光 外線天文学 合の両コ
ニテ にまたがる 分野型プロジ クト として 進す き ッションと位置 けられている。
10. 実施内容
宇宙科学研究 および金沢大学を中心とする国内外の約 30 の大学・研究
機 より約 100 の研究者で構成される体 で 進する。 線検出器の開発
では 国の Leicester 大学と、外線望遠鏡の開発では 国の KASI との国協力を進めているが、開発経費は宇宙科学研究 の型 型 星計画の内で実施する。
11. 現在までの準備状況
2018 年 1 29 日に宇宙科学研究 の型 型 星計画に対する ッショ
ンコンセプト提案 を提出し、 来 ッションのの つとして 定されている。2025 年度のプロジ クト化を目 した検 や開発を進めている。

(Roman 宇宙望遠鏡への参加)
1.
2.
3.
4.
5.
6.

計画タイトル: Roman 近⾚外広視野サーベイ宇宙望遠鏡への参加
問い合わせ先：住 貴宏、⼤阪⼤学、sumi@ess.sci.osaka-u.ac.jp
想定される提案者：⼭⽥ 享（宇宙科学研究所、⽇本学術会議連携会員）
計画規模：⼤型
マスタープラン 2017, 2020 への採否状況：マスタープラン 2020 に採択
実施時期
2016-2021、マイクロレンズ望遠鏡建設、コロナグラフ装置開発、地上局検討
2021-2026、マイクロレンズ事前観測、 コロナグラフ装置開発、地上局改修
2026-2031、Roman 観測。 すばる、マイクロレンズ協調観測。地上局運用

7. 必要経費および予算プロファイル
Roman 全体: $3.2-3.9B
日本の貢献分： 39.1 億円 (以下内訳)-すばる望遠鏡:
100 夜相当（過去の運用費から見積ると約 10 億円相当）-地上マイクロレンズ望遠鏡:準備 0 億円+建設 5 億円+運用 0.5 億円(科研費他獲得済み)-地上局アンテナ改修:
準備 0 億円+建設 14.8 億円+運用 3.6 億円(5.3 年分)-コロナグラフ制作:
準備 0.8 億円+建設 1.9 億円(技術実証運用費含む)-計画管理・科学協力推進： 2.5 億円

8. 計画の概要
本計画は、NASA の次期旗艦ミッション Roman 近赤外広視野サーベイ望遠鏡計画（旧WFIRST）に、日本の貢献計画をもって参画し、その主要な科学目的である、(1)バリオン音
響振動実験、弱重力レンズ実験、Ia 型超新星の観測による暗⿊エネルギー(ダークエネル
ギー)理論および修正重力理論の検証、(2)重力マイクロレンズ系外惑星探査による系外惑星の質量・軌道要素の分布および形成過程の解明、(3)系外惑星のキャラクタリゼーション
用コロナグラフ装置の技術実証、(4)スペースからの高感度・高解像度を活かした、これまでにない近赤外線広視野サーベイによる様々な分野での天文学研究の推進、を遂行する。

9. 学術的意義、当該分野・社会等での位置づけ
Romanは、米国・NASAがJames Webb Space Telescope (JWST) に続く旗艦計画として推進している大型の光学近赤外線天文衛星計画である。米国の宇宙物理学分野のDecadal

図 1:Roman 広視野撮像カメラの視野と月および、HST, JWST の視野との比較

(Roman 宇宙望遠鏡への参加)
Survey 2010の報告 (New Worlds New Horizons) において、スペース計画の最も優先度の高い計画と位置づけられ、検討が開始された。打ち上げ目標は2026年で、2020年2月にPhase Cに進んだ。ハッブル宇宙望遠鏡 (HST)と同じ口径2.4mの望遠鏡に、近赤外波長域で、HSTの200倍の0.28平方度という圧倒的な広視野を持つ「広視野観測装置」を搭載し（図１）、これまでにない深さと広さの大規模撮像・分光サーベイ観測を遂行する。これにより、精密宇宙論(上記の科学目的1)、重力マイクロレンズ系外惑星研究(同2) および、広視野赤外線天文学(同4)を推進する。さらに、将来の本格的な地球型系外惑星研究への技術
実証とも位置づけられる、「コロナグラフ(高コントラスト観測)装置」の搭載により、これまでを大きく凌駕する恒星近傍での高コントラスト観測を実現すること(同3)を目指している。
Roman は、2020 年代における宇宙の加速膨張と系外惑星の精密観測の決定版と言える
スペースミッションとして位置づけられるが、この旗艦計画に日本が参加する事で、その科学成果の創出に貢献するとともに、日本としても、より将来における高度な国際大型旗艦ミッションに参加するためのステップとしても位置づけるものとして提案する。

10. 実施内容
日本からは、(A)国立天文台・すばる望遠鏡による Roman とのシナジー観測(これに特化した
すばる望遠鏡の観測時間の確保)、 (B)日本独自の地上重力マイクロレンズデータ(MOA 計画)の提供、および、日本の重力マイクロレンズ専用望遠鏡(PRIME 計画)による開発・観測支援・および協調観測 (C) 地上局によるデータ受信の支援、(D) コロナグラフ装置の特に偏光機能を付与する増強デバイス、コロナグラフマスク基板の提供、による貢献を行い、Roman のキーサイエンス全般の成功に寄与すると共に、その特徴を利用した独自のサイエンスを追求する。すばる望遠鏡をはじめとする地上施設およびそのデータによる貢献を含む「パッケージ」となっているが、スペース計画である Roman への参加にあたっては、これらを一元化し、JAXA が NASA に対する窓口となっている。また、これら日本の計画の推進は、ISAS の Roman プリプロジェクトチームによって行われている。

11. 現在までの準備2010 年に初期の WFIRST Science Definition Team (SDT) に、住が参加し、2012 年、口径が 2.4m に再定義された際に、JAXA-NASA の協議に基づき、新たな SDT に JAXA 代表として山田亨 (JAXA/ISAS)が参加した。日本国内では、宇宙論から系外惑星に至る幅広い分野で WFIRST 参画に意欲を示す研究者が約 20 名 (後に 36 名)が「WFIRST 連絡会」を組織した。2014 年 2 月、コロナグラフ装置開発のための WACO WG (主査:田村元秀、東京大学)を ISAS に設立した。2016 年 1 月に、(コロナグラフ装置に限らない)全般的な
WFIRST WG (主査:住)として発展的に改組し、上述の日本貢献案を取りまとめてきた。
2016 年 4 月には、最初のすばる-スペースシナジー研究会、７月には、すばる-WFIRST シ
ナジー観測白書 （82 人から 30 提案）を制作した(http://iral2.ess.sci.osaka-u.ac.jp/~sumi/SubaruWFIRST-Synergy.pdf)。 9 月の光赤天連シンポジウムでコミュニティの合意を得て、11 月にす
ばる SAC によって 100 晩のコミットメントが認められ、すばるユーザーズミーティングで報告された。これまでに、米国 WFIRST 関係者と日本コミュニティの約９０人を集め、すばるWFIRST シナジー観測ワークショップを４回開催し、日米共同で白書を作成した(https://www.ir.isas.jaxa.jp/WFIRST_Subaru_II/TALKS/WFIRST_Subaru_April25.pdf ID:wfirst,
passwd:subaru)。コロナグラフ装置開発は、NASA JPL と連携し、設計と R&D を行い(ISAS
戦略的基礎開発予算)、現在までに光学系の試作・実機の一部を NASA に納入済みである。PRIME 望遠鏡も順調に制作中（科研費特別推進研究等）である。2020 年 3 月には、
JAXA-NASA 間で Letter of Agreement にサインされ、これに基づき Roman Science
Integration Team (SIT)に日本から 24 人が参加している。日本の参加を JAXA/ISAS に「海外戦略的協力ミッション」として提案し、2021 年 2 月には、ミッション定義審査を通過し、Phase A に進み、プリプロジェクトチームとして推進している。

LUVOIR への参加
1.
2.
3.
4.
5.
6.

計画タイトル：NASA ⼤型紫外可視近⾚外線宇宙望遠鏡 LUVOIR への参加
問い合わせ先：住 貴宏、⼤阪⼤学、sumi@ess.sci.osaka-u.ac.jp
想定される提案者：住 貴宏（⼤阪⼤学、⽇本学術会議連携会員）
計画規模：⼤型
マスタープラン 2017, 2020 への採否状況： 提案なし
実施時期
2016-2020 Mission concept study
2020-2021 Concept Review (Decal study Astro2020)2021-2025 Pre-Phase A Concept Studies
2025-2030 Phase A Concept and Technology Development2030-2033 Phase B Preliminary Design and Technology Completion
2033-2039 Phase C Final Design and Fabrication
2039-2040 Phase D System Assembly, Integration and Test, Launch

Mission duration: 5 years (prime), 10 years (extension), 25 years (service)
7. 必要経費および予算プロファイル
総予算額：LUVOIR-A: $13-16B (FY20), $19-24B (RY)LUVOIR-B: $8-12B (FY20), $12-18B (RY)(50%‒70%信頼域)＊Fiscal-year 2020 dollars (FY20$) and real-year dollars (RY$).
⽇本分担：⾼安定⾼分散分光器： 100 億円
コロナグラフ装置(光学素⼦＋独⾃ユニット)：
60 億円
紫外線検出機(Funnel MCP)＋鏡コーティング:
45 億円
合計：
205 億円
8. 計画の概要
本計画は、NASA の将来の旗艦計画である⼤型紫外可視近⾚外線宇宙望遠鏡
LUVOIR(The Large UV/Optical/Infrared Surveyor)に、装置開発、科学検討の貢献を持って参加し、その主要科学⽬標、１）太陽型星周りの系外惑星の⼤気において、⽣命居住環境及び⽣命の痕跡の探査、２）広範囲な⼀般宇宙物理研
究、を遂⾏する。LUVIOR は、⼝径 15m(LUVOIR-A) 及び 8m(LUVOIR-B）の複合鏡を持つ２つのコンセプトが検討されている歴史的超⼤型計画である。
そのこれまでにない⾼空間分解能・⾼感度を⽣かして数⼗個の地球型惑星の⼤気を直接分光し成分を調べる(図 1)。これにより、太陽系外の惑星（系外惑星）で、初めて⽣命居住環境及び⽣命の痕跡を発⾒し、その頻度を⾒積もる。
また、あらゆる分野で観測能⼒が⾶躍的に向上し、宇宙最初期の暗く⼩さな構
造体まで検出可能で、宇宙創⽣以来のその構造形成史を解き明かす。
9. 学術的意義、当該分野・社会等での位置づけ
LUVOIR は、NASA のハッブル宇宙望遠鏡 (HST)、James Webb Space
Telescope (JWST)、Roman Space Telescope に続く基幹計画として提案されている超⼤型宇宙望遠鏡計画である。現在、⽶国の 2020 Astrophysics Decadal
Survey (Astro2020)に提案されている４つの⼤型計画の⼀つである。

LUVOIR への参加
遂に⼈類史上初めて、地球外⽣命探査や宇宙構造の創成期の解明が可能になる。現在、数千個の系外惑星が発⾒され、巨⼤ガス惑星の⼤気成分が観測されるようになった。次のステップは、地球の様な岩⽯惑星の⼤気で、⽣命居住環
境及び⽣命の痕跡の探すことである。LUVIOR は、その圧倒的な⾼空間分解能・⾼感度を⽣かして⽣命居住環境が⼀般的なのか希少なのかを調べ、そして⽣命の痕跡を発⾒することを可能にする。初の地球外⽣命発⾒と⾔う歴史的計画に貢献することの重要性は⾔うまでもない。また、HST の退役後は、スペー
スでの、特に紫外線可視光での⾼感度観測が途絶えることになるが、LUVOIR はその後継にあたり、天⽂宇宙分野での主役になる。⽇本の研究者にこの世界最⾼⽔準の装置へのアクセスを可能にするのは、全天⽂宇宙物理研究者
のみならず、地球惑星分野の研究者にも⼤きな資産となる。
図1: 10pcの距離にある地球をLUVOIRで
10. 実施内容
LUVOIR は、NASA がリードす 観測した場合のスペクトル。(SNR = 8.5)
る国際計画で、⽇本以外にも ESA などが参加を検討している。⽇本では、
JAXA、国⽴天⽂台、全国の⼤学の研究者が以下の検討を進めている。(1)コロナグラフ装置に光学素⼦、マスクを提供する。また複合鏡に特化した新たな独⾃ユニットを提供し、性能向上を図る。(2)独⾃の⾼安定⾼分散分光器を提供しトランジット分光による⽣命探査、精密速度測定による太陽型星周りの地球型
惑星探査、宇宙論定数直接測定と⾔う新機能を追加する。(3)量⼦効率の⾼い⼤
⾯積 funnel MCP 紫外線検出機および紫外線鏡コーティング技術を提供する。
これにより LUVOIR のキーサイエンスに貢献すると共に、その特徴を利⽤した独⾃のサイエンスを追求する。⽇本の計画推進は JAXA/ISAS に Working
Group を設置して、JAXA がこれら貢献を⼀元化し NASA との窓⼝となり、共同利⽤体制を整える
11. 現在までの準備状況
2016 年に NASA に設置された LUVOIR Science and Technology Definition
Team (STDT) に、住が JAXA 代表として概念検討に参加した。同時に国内研究者有志で検討グループを結成して、⽇本の貢献案の検討を⾏なってきた。
我々は、Roman 宇宙望遠鏡の世界初の本格スペースコロナグラフ装置へ光学素⼦の提供を⾏っている。これは LUVOIR 実現のために必須の技術実証であり、これに⼤きく貢献をしており、LUVOIR にも同様の貢献をする。また、分割鏡に特化した独⾃のコロナグラフの検討を⾏い、実証実験の準備をしている。独⾃の⾼安定⾼分散分光器の検討は、NASA Ames Research Center で実証実験を⾏い実験室テストベッドで、10 ppm の安定性を実証した(TRL3)。また、JAXA の HISAKI 衛星やロシア WSO-UV 紫外線宇宙望遠鏡搭載機器の開発メンバーが、その経験を活かし LUVOIR に搭載しうる紫外線検出器、および鏡⾯コーティングの開発を⾏っている。現在、光⾚天連 2030 年代将来検討
WG に⽩書を提出して、検討および、コミュニティへの普及を⾏っている。
Astro2020 の結果に基づき、次期旗艦ミッションが決まり次第、HabEx,
ORIGINS 等も含めた体制を統合・構築することを想定している（これらプロジェクト間で合意済）

GRAMS

1. 計画タイトル
Gamma-Ray and AntiMatter Survey (GRAMS) 計画
2. 問い合わせ先
⼩⾼裕和、東京⼤学、hirokazu.odaka@phys.s.u-tokyo.ac.jp
3. 想定される提案者 (計画遂⾏の責任を担う⼤学・機関・部局の⻑等)(中型 B なので記⼊なし)
4. 計画規模
中型 B
5. マスタープラン 2017, 2020 への採否状況
提案していない。
6. 実施時期
準備開始予定：2021 年
建設開始予定：2024 年
観測開始予定：2026 年 (第 1 回気球フライト)
観測終了予定：2030 年 (第 3 回気球フライト)
7. 必要経費および予算プロファイル
総予算：930,000 千円 (⽇本負担分: 320,000 千円)
準備期：100,000 千円 (⽇本負担分: 50,000 千円)
建設期：500,000 千円 (⽇本負担分: 150,000 千円)
運⽤期：330,000 千円 (⽇本負担分: 120,000 千円)
8. 計画の概要
Gamma-Ray and AntiMatter Survey (GRAMS) 計画は、⼤型の液体アルゴン検出器を気球に搭載し、メガ電⼦ボルト (MeV) ガンマ線天⽂学の開拓と反重陽⼦検出によるダークマター間接検出を同時に⽬指す⽇⽶国際協
⼒実験である。これら２つの⽬的を同⼀検出器で達成するための技術的基盤が、液体アルゴン time projection chamber (TPC) であり、ガンマ線コンプトンカメラと３次元粒⼦⾶跡検出器の役割を担う。液体検出器の採⽤により、⾼密度と⼤容量の両⽴が可能になり、かつてない⼤有効⾯積を低コストで実現する。南極⼤陸やニュージーランドでの１ヶ⽉以上の⻑期間
の気球フライトを複数回実施する計画である。MeV ガンマ線の観測により、ブラックホール最近傍のプラズマ流や宇宙における核反応の物理が明らかになるであろう。実験装置は観測終了後に回収することで、アップグ
レードして次のフライトに臨むことができる。
GRAMS のコンセプトの優位性は⻑い観測時間の確保によりさらに拡⼤する。2020 年代後半に計画される複数回の気球搭載実験によって科学的成果を創出し、技術的実現性が確⽴すれば、2030 年代をターゲットとした⼈
⼯衛星ベースの⼤型計画への展開が期待できる。

GRAMS

9. 学術的意義、当該分野・社会等での位置づけ
ニュートリノや重⼒波による宇宙の観測が可能となり、天⽂学は⻩⾦時
代を迎えているように思える。しかし、宇宙観測の窓が未だ閉ざされた電磁波のエネルギー帯域が存在する。0.1‒10 MeV の中間エネルギーガンマ線帯域である。GRAMS はこの帯域を⼤⾯積液体コンプトンカメラという全く新しい概念の検出器で開拓する。
私たちの周りにある物質の基本構成要素である 100 種類余りの元素は宇宙史の中でどのように作られたのか？これは天⽂学のみならず現代科学の最重要問題のひとつであり、特に、鉄よりも重い元素の起源は未だ謎に包まれている。様々な仮説が提案されているが、これらを唯⼀、直接検証できるのが、MeV 帯域にある原⼦核から放出されるラインガンマ線の直接測定である。
さらに、GRAMS は反粒⼦を介したダークマターのバックグラウンドフ
リー間接探索も同時に⾏うことができる。観測的宇宙論の進展によりダークマターの存在⾃体は疑いないと考えられているが、その正体は完全に不明である。この物理学最⼤の問題に GRAMS はあらたな⾓度から迫ることができる。このように GRAMS は２つの究極的な⽬標を掲げ、宇宙・素粒
⼦物理学融合の視点から、世界を構成する「もの」の起源と正体の解明を⽬指す。
10. 実施内容（実施機関・体制（国際協⼒等を含む）、共同利⽤体制）
⽇⽶国際協⼒のもと実施する。⽇本の参加機関は、東京⼤学、早稲⽥⼤学、⼤阪⼤学、⽴教⼤学、理化学研究所である。⽶国の参加機関は、コロ
ンビア⼤学、ノースイースタン⼤学、バーナードカレッジ、マサチューセ
ッツ⼯科⼤学など。⽇⽶双⽅に宇宙物理学・素粒⼦物理学の実験・理論の専⾨家を配置したバランスの良い共同研究体制。発案者を含めて⽇⽶双⽅が若⼿研究者を中⼼としたチーム構成となっているのが特⾊である。
11. 現在までの準備状況
・ニュートリノ実験・ダークマター直接探索実験など素粒⼦物理学実験で実⽤化が始まっている液体アルゴン TPC のガンマ線検出器への転⽤における技術的課題について実測データを⽤いて検討した。
・⼤容量液体アルゴンコンプトンカメラのコンセプトの鍵となる「多重コンプトン散乱イベントの再構成」を⾼精度で⾏う新しい解析アルゴリズムを開発した。
・⼩型プロトタイプ機の設計・建設を開始した。
・具体的な観測戦略の⽴案のため、GeV ガンマ線 (Fermi 衛星) および硬X 線 (Swift 衛星) の天体カタログを⽤いて、MeV 帯域で検出が期待される天体リストの作成を⾏った。

UHECR-TA2
1. 計画タイトル：『最高エネルギー宇宙線の起源解明のための大型地上空気シャワ
ー観測』
2. 問い合わせ先（常定芳基、大阪市立大学大学院理学研究科、tsunesada@osakacu.ac.jp）
3. 想定される提案者（計画遂行の責任を担う大学・機関・部局の長等）東京大学宇宙線研究所
4. 計画規模：中型 B
5. マスタープラン 2017, 2020 への採否状況
提案していない提案していない場合はそのようにご記入ください
6. 実施時期o2030 建設開始

o2032 部分運用開始

o2035 フル運用開始 （最低 10 年間運用）

7. 準備開始予定年、観測開始予定年なo2021-2025 国際協力環境整備o2025-2030 予算獲得運動

8. 必要経費および予算プロファイル
総予算：２００億円
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地表検出器：１００億円

z

大気蛍光望遠鏡：１００億円

z

日本負担分：５０億円

9. 計画の概要
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超高エネルギー宇宙線の観測を行う。現行の検出器、すなわちテレスコープア
レイ実験（TA, 米国ユタ州）、Pierre Auger Observatory（アルゼンチン）の約１０倍の検出面積（４万平行キロメートル）を実現し、大統計解析によって宇宙線のエネルギースペクトルと異方性を精密に決定することにより、超高エネルギ
ー宇宙線の起源解明する。

o

TA の６０倍の検出面積を有することにより、TA と同じ統計量で全天を６０分割
してエネルギースペクトルを得ることができる。これによってエネルギーごとの異方性を議論することが可能となり、既知の天体・宇宙の物質分布との相関を調べることにより、宇宙線起源天体の種族天体の決定から特定の銀河・銀河団同定までを目指す。

10. 学術的意義、当該分野・社会等での位置づけ

UHECR-TA2z

単一の粒子としてはこの宇宙で最も高いエネルギー（E>10 eV）をもつ超高エ19

ネルギー宇宙線の起源を解明し、宇宙において普遍的に起こっていると考えられる粒子加速現象の究極的到達点の物理をあきらかにする。またこれによって荷電粒子観測による 100Mpc スケール宇宙の天文学を切り拓く。
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直進性の高い銀河系外宇宙線の起源を解明することにより、よりエネルギーの低い銀河系内宇宙線の起源と加速メカニズムへの示唆を得る。

11. 実施内容
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東京大学宇宙線研究所

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大阪市立大学z

信州大学

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大阪電気通信大学

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神奈川大学

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京都大学

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米国、ヨーロッパの宇宙線研究者との国際共同実験

12. 現在までの準備状況z

米国ユタ州にて、面積 700km2 の Telescope Array (TA) 稼働中

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TA 拡張として “TAx4” が稼働中

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低コスト型大気蛍光検出器として 2 タイプのプロトタイプ(FAST, CRAFFT) がTA サイトで稼働中。FAST プロトタイプは Auger サイトでも稼働中。

TMT 計画

1. 計画タイトル：30ｍ光学⾚外線望遠鏡計画 TMT
2. 問い合わせ先：⾅⽥ 知史（⾃然科学研究機構国⽴天⽂台）
usuda@naoj.org
3. 想定される提案者（計画遂⾏の責任を担う⼤学・機関・部局の⻑等）：⾃然科学研究機構 国⽴天⽂台⻑ 常⽥ 佐久
4. 計画規模：⼤型
5. マスタープラン 2017, 2020 への採否状況：採択（2017: 学術⼤型研究計画（区分Ⅱ）、2020: 学術⼤型研究計画（区分Ⅰ））
6. 実施時期：2014 年度建設開始。2032 年度完成、2033 年度から共同利⽤
7. 必要経費および予算プロファイル
総建設費 26 億ドル (検討中)
⽇本の建設費 375 億円、建設期の国内経費（共同利⽤準備等） 40 億円
⽇本の分担および共同利⽤運⽤ 年間 30 億円
8. 計画の概要
ハワイ島マウナケア⼭頂域に、国際共同科学事業として⼝径 30ｍの超⼤型望遠鏡 TMT を建設し、補償光学により可能となる宇宙望遠鏡を上回る解像度と、紫外線から中間⾚外線までの幅広い波⻑域における⽐類ない感度を達成する。具体的には、従来の光学⾚外線望遠鏡の 10 倍以上の集光⼒、3 倍以上の解像力、点光源に対し 100 倍以上の感度向上により、地球型系
外惑星と⽣命の兆候探査、宇宙最初の天体の特定、ダークエネルギーの性質の解明、マルチメッセンジャー天文学の発展など、既存の望遠鏡では成し得ない研究を遂⾏し、⼈類の宇宙理解の⾶躍的進展を果たす。⽇本は望遠鏡本体の製作・現地据付調整、主鏡分割鏡材の製造と研磨加⼯の⼀部、第⼀期観測装置の⼀部の製作といった枢要部分を担当する。建設期における⽇本の貢献割合に応じて配分される⽇本の観測時間を⽤いて⼤学共同利⽤を実施する。TMT 完成後も、最新の観測装置を順次搭載することにより、完成後 50 年にわたって天⽂学を牽引する基幹装置となる。2032 年度
完成、2033 年度共同利⽤運⽤開始を予定している。
9. 学術的意義、当該分野・社会等での位置づけ
すばる望遠鏡をはじめとする⼝径 8-10m 級の地上望遠鏡や宇宙望遠鏡、さらにはアルマ望遠鏡等の活躍により、宇宙の理解は⼤きく進展したが、より⼤⼝径の光学⾚外線望遠鏡でなければ実現できないフロンティアも明確になってきた。TMT は地球型系外惑星の姿を直接撮像すると共に、惑星の反射光や惑星⼤気を透過してくる星の光を分析することで地球型系外惑星の表⾯や⼤気の組成を調べ、酸素など⽣命に関連する物質の存在を探る。また、すばる・アルマ両望遠鏡が切り拓いた宇宙誕⽣から 5〜10 億年後の時代の銀河の観測をさらに推し進め、これらの銀河の起源といえる宇TMT 計画

宙で最初に誕⽣した星々による光をとらえて、初期宇宙の天体形成を解明する。さらに、超⾼精度分光観測で宇宙膨張を直接測定しダークエネルギ
ーの性質に迫るとともに、国内外の重⼒波望遠鏡などと連携してマルチメ
ッセンジャー天⽂学を展開し、⾼感度分光観測により宇宙における物質の起源を解明する。これらの研究の実施に当たっては、広視野探査能⼒をもつすばる望遠鏡と超⾼感度の TMT の⼀体運⽤により成果の最⼤化を図る。国立天文台は、TMT の実現によって、基礎研究・技術開発における国際共同研究を促進し、⼤学の教育研究⽔準の向上とグローバル化や⼈材育成に資する。また、最先端の科学研究成果を社会に還元するとともに、国⺠の⾃然科学への理解を深めることに貢献する。
10. 実施内容
⽇本・⽶国・カナダ・インド・中国の共同により望遠鏡建設と運⽤を担う
TMT 国際天⽂台(TIO）を設⽴するため、2014 年に合意書を締結し、建設における各国の役割分担等を定めた。⽇本は⾃然科学研究機構がメンバ
ー機関、国⽴天⽂台が実施機関として参加し、担当部分の製造を国内企業と共に推進するとともに、TIO の運⽤費を分担する。完成後の望遠鏡運⽤
は TIO が主に⾏い、国⽴天⽂台はアルマ望遠鏡等での国際共同運⽤の経験を活かして国内の研究者コミュニティへの共同利⽤運⽤を実施すると共に現地運⽤を⽀援する。広視野探査能⼒をもつすばる望遠鏡と超⾼感度のTMT を⼀体化した科学運⽤体制を構築することで、⽇本の研究者による、両望遠鏡を活⽤した国際的競争⼒の⾼い研究の展開を実現する。
11. 現在までの準備状況
⽇本が担当する望遠鏡本体構造は詳細設計まで完了しており、速やかに製造を開始できる完成度に達している。これまでに主鏡分割鏡材の約 6 割を製造し、⾮球⾯研削・研磨加⼯の量産⼯程も進めた。第⼀期観測装置 IRIS
で⽇本が担当する撮像部は詳細設計を完了しつつある。また、TMT による科学研究や科学運⽤計画、さらに第⼆期以降の観測装置の開発について研究者コミュニティと緊密に連携し継続的に検討を積んでいる。建設予定
地ハワイで 2015・2019 年に計画した現地⼯事開始が反対運動により実施できず全体計画が遅延しているが、⽇本担当分については、上記取組のほか、製造準備及び、コスト増・スケジュール遅延につながる技術的リスクの低減に取り組んでおり、各国でも準備が進められている。TIO はハワイへの本部の段階的移転を決め、ハワイ州政府を始め関係機関と協⼒して事態の打開に取組み、国⽴天⽂台もこれに協⼒している。⽶国 Decadal
Survey の結果を受けて、⽶国国⽴科学財団(NSF)の審査ののち、⽶国政府
予算の投⼊を⾒込んでいる。既に NSF は、ハワイ現地で幅広い対話を中⼼とした準備活動を⾏っている。これらの活動を通じて地元社会での⽀持を拡⼤し、現地⼯事を早期に再開して、2032 年度の完成を予定している。

ngGONG
1. 計画タイトル
太陽観測次世代国際ネットワーク計画 ngGONG への参画
2. 問い合わせ先
勝川 ⾏雄 (国⽴天⽂台, yukio.katsukawa@nao.ac.jp)
3. 想定される提案者（計画遂⾏の責任を担う⼤学・機関・部局の⻑等）連携会員 (太陽研連から浅井⽒または今⽥⽒)
4. 計画規模：中型 B
5. マスタープラン 2017, 2020 への採否状況
過去のマスタープランには提案していない
6. 実施時期： 以下は暫定スケジュールであり、今後関係機関と調整する。
2021-2024 年: 概念検討、設計、要素技術開発
2025-2027 年: ngGONG 搭載機器開発
2028 年-: 観測開始予定、太陽活動周期以上の継続的な観測を⾏う
7. 必要経費および予算プロファイル
国内における概念検討、設計、要素技術開発 (2021-2024 年)：~1 億円
ngGONG の⽇本担当分開発 (2025-2027 年): ~10 億円程度 (ngGONG の全予算規模は約 120 億円、装置コンポーネントを開発する程度の寄与を想定)
運⽤(維持費, ⼈件費, 2028 年以降): ~3000 万円/年
8. 計画の概要
太陽はその磁気活動によって地球を含む惑星間空間の電磁気的環境を左右する存在である。本計画の⽬的は、突発的太陽活動をとらえ、さらにはその予測をも⾏って宇宙天気研究に貢献することである。そのために ngGONG 計画に参画し、太陽全体を視野に収めつつ太陽⼤気の運動と磁場を⼗分な分解能で観測するとともに、磁場進化の数値計算により宇宙天気現象の予測を⾏う。
ngGONG は、⽶国で提案されている、世界各地 6 か所に太陽の全⾯観測を⾏う望遠鏡を配置することで、24 時間休みなく太陽を定常的に観測する、次世代の国際ネットワーク観測計画である。⽇本で培われた⾼度偏光観測技術や磁気流体⼒学計算技術をもとに、複数ある観測装置のひとつを⽇本側で担当する、観測サイトひとつを担当する、などいずれかの形でこれに参画することで、観測網を国際協⼒で実現することを⽬指す。
9. 学術的意義、当該分野・社会等での位置づけ
太陽表⾯の爆発現象は、惑星間空間に影響を与え、時に地球への影響は⽂明社

ngGONG
会における災害の原因ともなりうる。このようないわゆる宇宙天気現象の予測を⾏うことは、現代の太陽物理学、太陽圏物理学、地球惑星圏物理学の重要課題である。太陽物理学においては、⼤⼝径太陽望遠鏡による⾼解像度観測に基づき磁場が引き起こす現象の物理素過程を理解する研究とともに、太陽全⾯の先進的観測に基づき、太陽圏、地球惑星圏の衛星・地上観測とも連携して、太陽-地球惑星圏の環境予測の研究に取り組む必要がある。そのような研究を基礎として各国で宇宙天気現象を災害の要因としてとらえ、その対策の検討が進められている中で、本計画の実現は⼀般社会に対しても重要な貢献をもたらすものである。さらに、磁場が引き起こす爆発現象は、規模の違いはあれ、太陽に限らず多くの恒星で共通して発⽣するものであり、太陽-地球惑星圏における詳
細な観測研究を起点として、主星の磁気活動が系外惑星の環境に及ぼす影響を理解することにも貢献する。
10. 実施内容
国内体制: 国⽴天⽂台 (コンタクトポイント、ngGONG 機器開発), 京都⼤学
(機器開発), 名古屋⼤学(モデリング研究、データ整備) , NICT (宇宙天気予報)
⽶国: National Solar Observatory (NSO, ngGONG の実施機関)
観測⽅式・共同利⽤体制: 太陽フレアに代表される短期的太陽活動とともに、
太陽活動周期を超える⻑期変動を記録するため、⼀定の観測⽅式で定常的な観測が⾏われ、その取得データはデータポリシーに従って広く公開される。運⽤体制は今後 NSO と検討する必要がある。
11. 現在までの準備状況
国⽴天⽂台・三鷹にある太陽フレア望遠鏡は、ngGONG において⽬指している近⾚外線光球・彩層磁場測定を⼩規模ながら世界に先駆けて既に実現したものであり、2010 年から観測を継続している。また、科研費新学術領域研究「太陽地球圏環境予測(PSTEP)」を中⼼とした研究活動は、偏光観測⽤⼤フォーマット⾚外カメラの開発(国⽴天⽂台)、彩層 3 次元速度場追跡の実現(京都⼤学)、ngGONG の前⾝である GONG の磁場観測データを⽤いた惑星間空間コ
ロナプラズマ伝播予測の実装(NICT)など、装置開発から予測計算に⾄る広い範囲での宇宙天気関連研究の進展に結実しており、我が国はこの分野で先端的な位置にある。
ngGONG は NSO を中⼼に検討が進められており、Astro 2020 decadal
survey に提出した white paper では国⽴天⽂台と京都⼤も Co-author として関わっている。NSO が ngGONG の設計検討を NSF へ提案した際に、国⽴天⽂台太陽グループから Letter of Interest を提出し、協⼒する意思を⽰した。今後
3-4 年かけて国内や⽶国と科学検討、装置設計を進め、分担を決めていく。

太陽 X 線ガンマ線観測衛星 PhoENiX

1. 計画タイトル
太陽 X 線ガンマ線観測衛星 PhoENiX
2. 問い合わせ先
成影

典之（国立天文台） noriyuki.narukage@nao.ac.jp

3. 想定される提案者（計画遂⾏の責任を担う⼤学・機関・部局の⻑等）
日本学術会議連携会員：

觀山 正見 （岐阜聖徳学園大学・学長）

4. 計画規模：大型
5. マスタープラン 2017, 2020 への採否状況
マスタープラン 2017 には提案していない。2020 には掲載された。
6. 実施時期• ミッションコンセプト検討： 2018 年度〜2021 年度• ミッションコンセプト提案： 2022 年頃 （宇宙航空研究開発機構・宇宙科学研究所による「公募型小型計画」の次回公募を想定）• プロジェクト化審査期間： 2023 年頃〜2025 年頃• 基本設計、詳細設計、製作・試験： 2026 年頃〜2032 年頃• 打ち上げ（観測開始）： 2033 年頃• 運用： 2033 年頃〜2034 年頃（ミッションライフタイム：2 年間）• 延長運用： 2035 年頃〜
7. 必要経費および予算プロファイル
衛星の製作、試験、運用のための予算は全額日本が負担。以下金額は概算。
• ミッションコンセプト検討： 2018 年度〜2021 年度 ­ １億円• ミッションコンセプト提案〜運用： 2022 年頃〜2034 年頃 ‒ 150〜
180 億円• 延長運用： 2035 年頃〜 ­ 年間 1.2〜1.5 億円
8. 計画の概要
PhoENiX 計画は、磁気リコネクションに伴う粒子加速の理解を科学目的とした衛星計画で、磁気リコネクションが引き起こす太陽フレアにおける粒子加速場所の特定、加速の時間発展の調査、加速の特徴の把握を目指す。そのための観測手法として、高いダイナミックレンジを確保した軟Ｘ線〜硬Ｘ
線の２次元集光撮像分光観測と、高精度の硬Ｘ線〜軟ガンマ線の偏光分光観測を行う。これらの観測手法を用いた太陽フレア観測は、世界初の試みであり、高精度ミラーと高速度カメラ・高精度検出器を用いて実現する。衛星の打ち上げは、第 26 太陽活動周期の前半から極大期付近にかけて（2033 年

太陽 X 線ガンマ線観測衛星 PhoENiX頃以降）を目指している。
9. 学術的意義、当該分野・社会等での位置づけ加速された粒子は宇宙空間の至る場所で観測されているが、その加速のメカニズムは未だ解明されていない。PhoENiX 計画は、太陽フレアを観測対象とし、太陽フレアに伴う粒子加速の理解を科学目的とした衛星計画である。
太陽フレアは、宇宙空間において磁気リコネクションとそれに関連する現象の全容を空間・時間分解して観測できる唯一の観測対象である。この観測対
象に対し、加速電子の検出に適したエネルギー帯（軟Ｘ線〜硬Ｘ線帯域）において、空間・時間・エネルギー分解能を持つ観測を、世界に先駆けて行う。
これにより、太陽フレアにおける粒子加速場所の特定、加速の時間発展の調
査、加速の特徴の把握を目指す。
PhoENiX で得られる知見は、プラズマ環境の違い、観測手法の違いという点で、地球磁気圏や高エネルギー天体の観測で得られている粒子加速の知見と相補的である。これらの知見を合わせることは、統一的な粒子加速の理解の第一歩となり、高い学術的意義を持つ。この意義により、本計画を核の一つとして、粒子加速を研究する研究者による分野横断型のコミュニティが形成されつつある。
太陽フレアで発生する粒子加速により生成される高エネルギー粒子やＸ線などの電磁波は、地球周辺の宇宙環境に大きな影響を及ぼす。本計画がめざす粒子加速過程の理解は、フレアによる宇宙天気変動の理解や影響の把握を通じて社会へ貢献し得る。
10. 実施内容
本計画は、衛星を用いた新機軸の太陽フレア観測を実現し、科学運用を通して粒子加速に関連する科学データを研究者コミュニティーに提供、科学成果を創出するものである。
本計画は、太陽物理学、地球磁気圏プラズマ、高エネルギー宇宙物理、プラズマ実験室、工学の分野に所属する総勢約 60 名の研究者からなる分野間
連携ワーキンググループが推進している。本計画は日本が立案、主導し、米国・スイスの研究者も参加する国際共同ミッションである。
11. 現在までの準備状況
PhoENiX 計画は、JAXA・宇宙科学研究所・宇宙理学委員会のもとに設置されたワーキンググループを母体として科学検討・ミッション検討・装置開発を実施している。また、PhoENiX を推進するメンバーによって NASAの観測ロケットを用いた実証実験も実施している（FOXSI シリーズ；2024
年に 4 回目の飛翔予定）。
以上

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大口

陽望遠鏡

面 置

計画タイトル：大口

陽望遠鏡に搭載する

外線偏光分光置問い合わせ先：、京都大学大学院理学研究科、想定される提案者

計画

マスタープランへの
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を担う大学・機・の長等望しないので該当しない

計画規模：中型
マスタープラン 0

0 0 への採否状況：提案していない

実施時期：以下は定ス

00 4年 概

検

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年 大口

0

年

観測開始予定ジールであり、、設計、開発環境
望遠鏡に搭載する
陽活動 期

機

備、要素

と

する。

術開発

置開発
年 を超える運用を行う

必要経費および予算プロファイル：00 4 年 設計・要素 術開発
0 億円 い れも
費を

億円、

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開発環境

備 約

置開発：約

億円

費を

0

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年 大口

望遠鏡用の

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持、

約 000 万円 年

費

分光

改

計画の概要：
陽は空間・時間分解した詳細な観測に づき天体プラ マにおける物理素を探求できる 一の天体である。中でも、口 4 の 陽望遠鏡米
国 にされるように、海外では大口 望遠鏡が 進されており、究極的な解度と集光力が実現されつつある。これらに設置する面 置として外線の広 野偏光分光置を開発することにより、プラ マ中の爆発現象と熱化のプロセスを解明することを目 す。開発には京都大学飛 天文ームレス 陽望遠鏡を用いるが、の口 拡大を めて環境を 備する。これらの計画を国 的なフレーム ークで実現する。

大口

陽望遠鏡

面 置

学術的意義、当該分野・社会等での位置づけ：陽外 にある高 プラ マを生み出すプロセスの理解は、 ので星にされる高解 度多波長観測で進展した。しかし、その本質に わる 気 体波
動や乱 の散 、高速な 気 コネクションの発現は、ある のブラック ック
スとして われてきた。この状況を打開するため、極めて高い解 度で 陽大気を偏光分光観測することで、プラ モイ の発現、 気 コネクションにおける的な電場発生、加熱の 等方性な 、 気エネルギーの散 を担う要素的プ
ロセスを 接観測でとらえることを目 す。それを実現できるプラット ームが 陽望遠鏡にされる大口 の海外 陽望遠鏡である。大口 望遠鏡に搭載する広 野偏光分光置を開発するとして、京都大学飛 天
文 の 陽望遠鏡
口
0を活用する。
では高い波長分解能の分光器によりユニークな分光・偏光観測を実施するとともに、大学天文 の望遠鏡として、京都大学をはじめとする国内大学の面で大きな役割を たしてきた。大型 置を開発する上で現状のでは不 している機能を うため口の拡大化を めた改 を行う。
0 実施内容：大口 望遠鏡に搭載する広 野偏光分光置として、波長 変 帯域フ
ルターと面分光 置の 方 を 較検 する。開発は京都大学と国 天文 と共同で行う。海外大口 望遠鏡としてを 案とするため、の実施機 である米国・や置開発の実がある米国・
イ大学とと共同で検 を進める。 ーロッ 、中国の大口 望遠鏡計画とのの 能性もあるため情報共有を図る。現では、国内外のユー ーに提案 プロ ー ル に づく共同利用を行っており、本計画により改の利用は従来と同様に共同利用で実施する予定である。
現在までの準備状況：
これまでに、大口 望遠鏡での面 置のプロトタイプとして、
観測 置の開発 京大 や 外分光 置、面分光 置の開発 京大・国
天文 、偏光観測用大フ ーマット 外カメラの開発 国 天文 を行い、またこれらの海外望遠鏡での設置・観測実 もある。
については、 0 0 年に発出された最初の観測で日本の研究者を とする観測提案も複数採 されており、 0 年に観測データが得られる見 みである。大口 望遠鏡 置の国 共同開発では、観測 置 ッ ージの提供、 置の中の構成要素の提供ながあり得る。
4 年かけて国内や米国と科学検 、 置設計を進めつつ、分担をつめていく必要がある。

POEMMA

1. POEMMA (Probe Of Extreme Multi-Messenger Astrophysics)
2. 滝澤慶之、理化学研究所、takky@riken.jp
3. 想定される提案者（計画遂行の責任を担う大学・機関・部局の長等）
理化学研究所・光量子工学研究センター (調整中)
4. 計画規模：中型 B
5. マスタープラン 2017, 2020 への採否状況
MP2020 では、最終的に申請を行わなかった。
6. 実施時期提案中。NASA decadal survey で選考中となっている。2029 年頃の軌道投入を計画している。
7. 必要経費および予算プロファイル
総経費は、1000 億円（打上費用込）である。日本は、レンズ製造と焦点面検出器製造の一部を担当する。焦点面検出器は、国際 JEM-EUSO コラボ
レーションで、それぞれ分担する予定。
日本における予算は、米国での詳細設計審査以降に、総額 3.3 億円（レンズ製造 8,500 万円、焦点面検出器製造 16,000 万円、人件費(5 年間×2 名程度）8,500 万円）と見積もっている。
8. 計画の概要
POEMMA (Probe Of Extreme Multi-Messenger Astrophysics)w ミッション
は、Schmidt 望遠鏡をベースにした口径 4m の観測衛星 2 機によるステレオ
観測ミッションで、宇宙線・ニュートリノを軌道上から観測し、超高エネル
ギーをもった宇宙線粒子の源を探査する。シカゴ大学の Angela V. Olinto 教授が推進する次世代の宇宙線観測の宇宙ミッションである。日本は、直径3.3m の補正レンズの供給と焦点面検出器の製造に参加することを提案している。NASA decadal survey 等で選考が順調に進むと、2029 年頃の打ち上げとなる予定である。POEMMA の観測露出量は、地上で最大の Auger 観測装
置の 20 倍以上と評価されており、全天で 10 個程度の点源検出が期待され

POEMMAている。また、初めて超高エネルギーニュートリノの検出・測定が期待できる。τ ニュートリノがつくる上向きに発達する空気シャワーの蛍光光やチェレンコフ光の観測により、Cosmogenic なニュートリノの直接検出ができると期待される。
9. 学術的意義、当該分野・社会等での位置づけ
Auger、TA の観測結果から宇宙線起源天体のヒントが見えてきたが、未だ統計不足のため起源天体の特定には至っていない。この統計不足を解決する
ため、POEMMA で、軌道上から超高エネルギー宇宙線観測をし、南天・北天を使った宇宙線到来方向異方性の研究を行う。POEMMA は、Auger、TAの両チームの研究者も参加して実現する全天観測国際天文台である。
10. 実施内容
POEMMA は、次に示す機関で実施する。米国は、シカゴ大学、コロラド
スクールオブマインズ州立大学、アラバマ大学ハンツビル校、NASA である。欧州は、JEM-EUSO コラボレーションに参加している各国の大学・研究機関、各国宇宙機関が参加予定となっている。
国内における実施体制を以下に示す。
実施機関

理化学研究所・光量子工学研究センターで調整中

研究代表

調整中（理化学研究所）、責任者

滝澤慶之（理化学研究所）

体制は、K-EUSO の実施体制を母体に再編成を行う。
11. 現在までの準備状況
POEMMA の準備実験の位置付けである気球実験 EUSO-SPB2（2023 年飛揚予定）は、製造フェーズにある。EUSO-SPB2 は、POEMMA と同様のSchmidt 望遠鏡をベースとした光学系と焦点面検出器を用い、NASA のSuper Pressure Balloon (SPB) により高度 40km から超高エネルギー宇宙線及びニュートリノ観測実験を行う。

LAPYUTA
1. 計画タイトル
惑星科学、生命圏科学、および天文学に向けた紫外線宇宙望遠鏡計画
Life-environmentology, Astronomy, and PlanetarY Ultraviolet Telescope
Assembly (LAPYUTA)
2. 問い合わせ先
土屋史紀・東北大学大学院理学研究科

tsuchiya@pparc.gp.tohoku.ac.jp

3. 想定される提案者未定です。
4. 計画規模：大型
5. マスタープラン 2017, 2020 への採否状況
提案をしていません。
6. 実施時期
2021-2023 年 (Pre-phase A) Concept study, Mission definition study
2023-2024 年 (Phase A) Concept design & Project definition
2025-2026 年 (Phase B) Preliminary design & technology completion
2026-2027 年 (Phase C) Final design & fabrication
2028-2029 年 (Phase D) System assembly, integration and test, launch2029-2031 年 (Phase E) Initial and nominal operations
7. 必要経費および予算プロファイル
計画の総費用は概算 170 億円と評価している。内訳は、望遠鏡部分の開発に 50 億円程度、バスシステムの開発に 50 億円程度（「ひさき」で使用された ISAS 小型科学衛星バスを想定）、打ち上げ費用に 45 億円程度（イプシロン S ロケットを想定）、地上試験・地上系システムに 10 億円程度、運用コストに 1 億円/年である。開発は日本国内で行い、海外機関のミッシ
ョン機器の提供は予定していない。コストマージンは、開発コストの10％、地上試験システムと打ち上げ・運用コストの 5％を考慮している。
8. 計画の概要
本計画は、天文学・太陽物理分野で培われてきた望遠鏡技術と太陽系科学分野で蓄積されてきた紫外線分光撮像技術とを融合し、2020 年代後半から 30 年代に世界最高レベルの感度と空間分解能をもつ紫外線宇宙望遠鏡を実現し、天文学と太陽系科学の喫緊の科学課題に取り組む。紫外線天文学
は、ハッブル宇宙望遠鏡により大きく成⾧したが、銀河形成論や時間領域
天文学に関して多くの未開拓の領域が残されている。本計画で、高解像度のサーベイ観測と機動的観測を実現し、未解決課題に適用することにより、紫外線天文学に新展開をもたらす。地球惑星科学分野では、氷天体のLAPYUTA
地下海環境や地球型惑星の大気散逸は、惑星・衛星の生命存在環境の形成に関わる重要課題である。紫外線の分光と撮像によりこれらの課題に取り組み、太陽系の惑星・衛星と太陽系外惑星の生命存在可能環境を普遍的視座のもとに理解することを目指す。
9. 学術的意義、当該分野・社会等での位置づけ
宇宙惑星科学分野では、太陽地球惑星の現状把握や宇宙における生命を育む環境の普遍的理解が大きな科学課題として挙げられている。本計画は
氷天体と地球型惑星の大気散逸の観測から生命存在環境の形成過程を明らかにし、その知見の系外惑星への拡張を目指すもので、学術分野の方向性に合致している。天文学分野では、光学赤外線天文連絡会の 2030 年代将
来計画検討においてレビューを受け、本計画を将来計画に位置づける活動を進めている。紫外線観測技術は太陽系科学、系外惑星科学、天文学と分
野間をまたがる日本のキー技術といえるもので、高感度化などの要素技術を実証し、本計画で 60 cm 級の独自宇宙望遠鏡に適用することで、
LUVOIR など将来の大型計画における日本の存在感を高めることにつながる。
10. 実施内容
本計画は JAXA 宇宙科学研究所の公募型小型計画での実現を想定している。実施機関は宇宙科学研究所である。本計画の検討チームは、これまで地球周回の宇宙望遠鏡および惑星探査機の科学観測に従事してきた太陽系
科学、惑星科学分野、光学・赤外線天文分野の研究者を主として構成されている。2021 年 4 月時点で 14 機関、36 名の研究者が参加しており、2013
年に打ち上げられた地球周回の宇宙望遠鏡「ひさき」、2018 年に打ち上げられた「BepiColombo MMO」をはじめ、宇宙機のプロジェクトを経験した研究者を多数含む。共同利用については、科学チームを設置し、定期的に会合を開催して短期～⾧期観測計画を決定する。また公募観測期間を設けることを検討する他、観測データは一定期間経過後に公開し、広く研究機会を提供する。
11. 現在までの準備状況

2018 年から惑星分光観測衛星「ひさき」のメンバーを中心に太陽系科学分野の検討を開始し、主鏡口径 60cm クラス，空間分解能: 0.1 秒角クラス,
波⾧範囲 115nm-190nm の紫外線望遠鏡が必要との結論となった。2019 年
より天文学、系外惑星、太陽・恒星分野の研究者が参加し、光赤天連
2030 年代将来計画検討ワーキンググループ計画白書でレビューを受けている。2020 年 12 月に宇宙科学研究所 公募型小型計画検討ワーキンググルー
プの設置が承認され、ミッション立案に向けた概念検討を開始している。

GREX-PLUS
1. 計画タイトル：GREX-PLUS(Galaxy Reionization EXplorer and PLanetary Universe Spectrometer)
2. 問い合わせ先：井上昭雄、早稲田大学、akinoue@aoni.waseda.jp
3. 想定される提案者（計画遂行の責任を担う大学・機関・部局の長等）：未定
4. 計画規模：大型
5. マスタープラン 2017, 2020 への採否状況：提案なし
6. 実施時期
2020-2021 JAXA 宇宙科学研究所宇宙理学委員会 Research Group (RG)
2022- JAXA 宇宙科学研究所理学委員会 戦略的中型 Working Group (WG)
2025- ミッション提案、2030 年代中盤 打ち上げミッション期間 5 年、延長期間 5 年以上目標
7. 必要経費および予算プロファイル
400 億円(JAXA 宇宙科学研究所 戦略的中型科学衛星枠)
小規模な国際協力も検討中
8. 計画の概要
近中間赤外線広視野カメラと中間赤外線高分散分光器を搭載した口径 1.2m
級宇宙望遠鏡 GREX-PLUS により、地上観測では到達できない高感度を実現し、銀河形成進化論および惑星系形成論を革新する。広視野カメラは、波長 3-10 ミクロン帯の超広視野探査を実施し、初期宇宙の希少な明るい「初代銀河」を発見する。さらに、銀河系の 100 分の 1 の質量を持つ「ビルディングブロック」を宇宙史の 95％にわたって観測する。これにより、銀河の形
成と成長過程を解明する。高分散分光器は、分子分光学の指紋領域とされる
波長 10-20 ミクロン帯で波長分解能 30,000 という機能を持ち、星間分子分
光の新しい扉を開く。銀河系内の原始惑星系円盤の「スノーライン」の位置を特定し、惑星系形成過程を解明する。さらに、太陽系内外の惑星大気分子の観測から、惑星生命圏研究を開拓する。
9. 学術的意義、当該分野・社会等での位置づけ
21 世紀の宇宙物理・天文学における重要課題は、銀河の形成進化と惑星系の形成進化の解明である。GREX-PLUS はこれらに真正面から取り組む計画である。GREX-PLUS 広視野カメラによる波長 3-10 ミクロン帯で行なう超広域探査は、従来の NASA/Spitzer 宇宙望遠鏡、あるいは、今後実施されるJames Webb 宇宙望遠鏡による探査に比べて、100 から 1,000 倍以上面積が広い。NASA/Roman 宇宙望遠鏡の超広域探査は波長 2.3 ミクロンまでに限られるため、GREX-PLUS の波長 3 ミクロン以上での探査で初めて見つかる学術的価値の高い天体が多数予想される。例えば、宇宙膨張による赤方偏GREX-PLUS
移のため、初代銀河は Roman の波長では原理的に観測できず、これらの発見には波長 3 ミクロン以上に感度を持つ GREX-PLUS が不可欠である。塵に深く埋もれた大質量ブラックホールや、宇宙最初期の銀河系ビルディング
ブロック、超高輝度超新星、初代星超新星などもそうである。
GREX-PLUS 高分散分光器は、宇宙望遠鏡で初めて波長分解能 30,000 という真にユニークな機能を持つ。分子分光学の指紋領域とも言われる波長 1020 ミクロン帯に感度を持ち、原始惑星系円盤スノーラインの同定、太陽系天体の H/D 比の測定と地球の海の起源の解明、太陽系外惑星大気分光による物理化学状態の解明など、他に類のない星間および惑星大気分子分光学を展開することができる。また、遠方宇宙の明るい活動銀河核を背景光源とした銀河間分子ガスの観測、活動銀河核の禁制線観測による微細構造定数の時間変化の高精度測定も可能である。
また、GREX-PLUS が提供する波長 3-10 ミクロン帯の高感度、高角度分解能の超広視野画像データと、波長分解能 30,000 という中間赤外線高分散分
光データは、天文学のあらゆる分野で活用され、さまざまな革命的発見をもたらすと期待できる。未知の天体や現象の発見も当然これに含まれる。
GREX-PLUS は、SPICA で培われた冷却宇宙望遠鏡技術と、すばる望遠鏡
で世界をリードしてきた超広視野遠方宇宙探査の融合により、日本の光赤外線天文コミュニティの総力を結集する計画となる。ここで蓄積した技術と経験は、将来の超大型宇宙望遠鏡時代に向けての足掛かりとなる。
10. 実施内容
JAXA 宇宙科学研究所戦略的中型計画として実施する計画。全国の大学の研究者も参加しコンソーシアムを構成する。広視野サーベイ観測、高分散分光
ターゲット観測の 2 つのモードを持つ。得られたデータはコンソーシアムで共有し、一定期間後、世界に公開される。小規模な国際協力も検討中である。
11. 現在までの準備状況
JAXA 宇宙科学研究所戦略的中型 WISH Working Group をベースに、2020
年 1 月に G-REX Research Group を立ち上げ、口径 1.2m 級近赤外線広視野
宇宙望遠鏡を検討してきた。科学目的の具体化と定量化、超広視野深宇宙探
査パラメータの同定などを行なった。また、口径 1.2ｍで視野 0.4 平方度以上を確保できる光学系の成立性を確認した。昨年度の光学赤外線天文連絡会
2030 年代将来計画 White Paper 審査において、日本主導の計画として最高評点を獲得した。そして、SPICA の検討で 20 年にわたり蓄積してきた宇宙
望遠鏡用冷凍機技術を活かして技術的検討課題を克服し、中間赤外線高分散分光器を搭載して科学的機能が強化された GREX-PLUS 計画にバージョン
アップした。SPICA 冷凍機を搭載した熱設計、広視野カメラの波長 5-10 ミ
クロン帯への拡張、衛星寿命、データ転送量などの検討を行ない、全体的な開発運用コストの見積もりも行なった。実現性が十分に高い計画である。

大型サブミリ波望遠鏡 LST

1. 計画タイトル：大型サブミリ波望遠鏡 LST
2. 問い合わせ先：河野孝太郎（東京大学）kkohno@ioa.s.u-tokyo.ac.jp
3. 想定される提案者（計画遂行の責任を担う大学・機関・部局の長等）:未定
4. 計画規模：大型
5. マスタープラン 2017, 2020 への採否状況
2020 に学術大型研究計画（区分 I）として採択（計画 No. 80）
6. 実施時期2020 年代後半の建設開始、2030 年代半ばまでの初期科学運用開始を目指す。科学運用期間は 20 年以上を目標とする。
7. 必要経費および予算プロファイル
本計画は欧州が主導する AtLAST 計画との統合を予定しており、所要経費について今後さらに国際共同での検討を進める必要があるが、現時点において日本側が想定する建設費総額は約 300 億円である。このうち日本からは、建設費および運営費に対して、アルマにおける日本分担分と同水準の
約 20%（建設費 60 億円、年間運営費 3 億円規模）の分担を目指す。
8. 計画の概要
ミリ波サブミリ波帯において、広い視野（1 度角以上）・広い波長域（100GHz 幅以上）を一挙に観測可能な大口径（50m）単一鏡を南米チリに建設し、アルマとは相補的なディスカバリー・スペースを開拓する。特に、超伝導検出器の劇的な技術的進展を活用し、大規模な超広帯域分光撮像装置を開発してミリ波サブミリ波帯輝線銀河の広域 3 次元探査を行い、また既存のミリ波サブミリ波撮像装置と比較して 4 桁以上探査能力が高い広域撮像カメラでミリ波サブミリ波帯での時間領域天文学を本格的に開拓する。
9. 学術的意義、当該分野・社会等での位置づけ
近年アルマを使って酸素イオン輝線の観測を行うことにより、最遠方銀河の分光赤方偏移記録が塗り替えられているが、これらの結果は、宇宙開闢
後わずか３億年弱（赤方偏移〜15）の時代に、「最初期の星生成銀河」がすでに誕生していたことを示唆している。ミリ波サブミリ波帯での広域かつ高感度な分光撮像探査は、希少な最初期の星生成銀河を見出す有力な手段であることが理論的に予測されつつあり、LST 計画は、酸素イオン輝線やγ線バースト逆行衝撃波をプローブとしたユニークな手段により、このフ
ロンティアに切り込む。また、この波長帯で観測されるスニヤエフ・ゼル
ドビッチ（SZ）効果は、宇宙の構造形成に伴うガス加熱・冷却過程のユニークな研究手段、特に高赤方偏移宇宙に強い手段である。この他、アルマと Planck・LiteBIRD 等スペースからの偏波観測をつなぐ空間スケールでの星間磁場構造とその星形成での役割の全貌解明、星生成初期段階の物理的および化学的多様性と普遍性の研究、宇宙再電離期のクェーサー前駆体

大型サブミリ波望遠鏡 LSTや放浪する中質量ブラックホールの探査、および高頻度サブミリ波 VLBI
観測の実現によるブラックホール科学への貢献、超新星残骸に付随する分子雲の広域観測に基づく宇宙線研究、長期間分光観測モニターによる太陽系惑星の突発的あるいは長期的気候環境変動の研究など、新たな切り口の開拓により、天文学・天体物理学・惑星科学の幅広い発展に寄与する。
10. 実施内容
実施機関・実施体制は検討中である。国内実施機関の候補としてはアルマの運用を担う国立天文台がまず挙げられるが、国際協力の枠組みがどのようなものになるか、その形態に応じて、適切な実施機関・体制の構築を進める必要がある。当面は、国立天文台内において、新規の萌芽的プロジェ
クト候補としての提案を行い、こうした枠組みのもとで国立天文台において実施する可能性の検討や合意形成を進める。このほか、東京大学などの大学が主導する体制の可能性も検討している。LST 計画は、そもそも日本発の構想であるが、その後、同様のコンセプトの望遠鏡である AtLAST 計
画が欧州主導で立案されるなど、次世代大口径サブミリ波望遠鏡を求める
世界的な潮流へと発展してきた。ASIAA（台湾）との協力についても議論が継続されている。我が国は野辺山宇宙電波観測所やアルマ計画の実現を通して培ってきた超伝導デバイス技術や高精度大型アンテナ技術を活かした形で参画し、望遠鏡構造や焦点面観測装置など計画の根幹をなす部分において、独創性の高い新手法による貢献を行う。
11. 現在までの準備状況
競争的資金をベースとした要素技術開発を、国立天文台が運用するサブミ
リ波望遠鏡 ASTE や野辺山 45m 電波望遠鏡、またメキシコの大型ミリ波望遠鏡 LMT や ASIAA が主導するグリーンランド望遠鏡 GLT 計画等と連携しつつ進めている。特にミリ波補償光学の創出とその実証、多色撮像カメラの開発・評価、オンチップ型超広帯域分光システム DESHIMA の提唱と世界に先駆けた天体信号による実証成功、また統計数理科学の進展を活かした新しいデータ解析手法の提唱など、独自性の高い成果を挙げている。その一端は 2020 年 12 月に国際会議 SPIE にて発表した。2021 年 3 月には国立天文台研究集会を開催し、100 名を超える参加者とともに 2030 年代を見据えて取り組むべき諸課題および技術開発の展望を議論することができた。2021 年 9 月の日本天文学会秋季年会においては、南極テラヘルツ望遠
鏡計画と合同での企画セッション開催が認められ、さらに幅広くコミュニティーとの議論を行うことになっている。欧州側では欧州研究評議会（ERC）予算の獲得に成功し、2021 年 3 月から 3 年計画で望遠鏡の設計を含む重点 6 項目の詳細検討ワーキンググループを組織して計画の具体化が開始された。https://www.lstobservatory.org/ も参照されたい。

(ngVLA)
1. 計画タイトル：次世代⼤型電波⼲渉計 ngVLA
2. 問い合わせ先：百瀬宗武(茨城⼤学理⼯学研究科）munetake.momose.dr@vc.ibaraki.ac.jp
3. 想定される提案者（計画遂⾏の責任を担う⼤学・機関・部局の⻑等）
⾃然科学研究機構・国⽴天⽂台
4. 計画規模：⼤型
5. マスタープラン 2017, 2020 への採否状況
2017 は応募なし。2020 で学術⼤型研究計画(区分 I)に掲載(計画 No.86)。
6. 実施時期
⽶国の Decadal Survey Astro2020 の審査を経て、2021 年に装置設計フェー
ズに移⾏し、2024 年には設計が完了する。翌年の 2025 年に建設を開始
し、2028 年に初期科学運⽤として部分的に観測装置を公開し、2034 年の本格運⽤の開始を⽬指す。2054 年までの運⽤を予定している。
7. 必要経費および予算プロファイル
国際計画全体での総建設予算額は約 2300 億円(1 ドル 100 円換算)で、年間運⽤費は約 93 億円である。内、⽇本が⽀出する総建設予算額は(10-20%を想定)

230‒460 億円、年間運⽤費は 9.3‒18.6 億円程度である。

8. 計画の概要
次世代⼤型電波⼲渉計 ngVLA は、⽶国国⽴電波天⽂台(NRAO)を中⼼に検討されている⼤型計画である。⼝径 18m の⾼精度アンテナを 300‒1,000kmの範囲に 214 台設置し、稼働波⻑帯(約 25cm から 2.6mm)において、既存装置に⽐べて 10 倍以上の⾼い感度と空間分解能を実現する。また、広がった放射を検出する短基線アレイ・単⼀鏡や超⻑基線⼲渉法(VLBI)のための
10,000km 基線の追加も検討されている。ngVLA は汎⽤型望遠鏡であり、ALMA と同様、出資国に対して開かれた共同利⽤で運⽤される。
9. 学術的意義、当該分野・社会等での位置づけ
次の 5 つの主要テーマを設定する。(1)太陽系のような惑星系の形成過程、(2)⽣命・惑星系誕⽣に対する初期化学条件、(3)宇宙誕⽣後数⼗億年から現在に⾄る銀河の形成進化、(4)銀河系中⼼領域のパルサーによる重⼒理論の検証、(5)マルチメッセンジャー天⽂学を通じたブラックホールの形成進化。この波⻑帯での観測が最も有効な、円盤内域の岩⽯惑星形成領域を⾒(ngVLA)
通した惑星探索や、アンモニアや⼤型有機分⼦輝線による星間化学などの展開が期待できる。ALMA が得た成果を⾶躍的に発展させ、将来の太陽系内探査ともシナジーがある。系外銀河からは、星の材料である低温ガスやブラックホール周辺からの放射を検出し、他の観測装置との協調により、銀河進化に関わる幅広い現象を探究する。ngVLA は我が国が ALMA 以前
から注⼒してきた波⻑帯における次世代装置であるため、それ以外にも独⾃の観点から様々なテーマの提案がある。技術⾯でも、ALMA で培われた広範な開発要素を背景に、アンテナ製造や⾼精度な周波数標準の分配等、我が国が分担可能な項⽬が多数あり、産業界への波及効果が期待できる。
10. 実施内容（実施機関・体制（国際協⼒等を含む）、共同利⽤体制）
⽶国 NRAO が計画を主導する。我が国においては国⽴天⽂台が建設と科学
運⽤の中⼼となる機関である。国⽴天⽂台は、ALMA での開発実績を踏まえ、複数の主要なコンポーネントの開発を担当し得る技術的な実績を有しており、ALMA と同様な⾼い⽔準での国際協⼒を⾏う。また運⽤⾯では、
国⽴天⽂台が国内の共同利⽤窓⼝となり、コミュニティの観測提案を受け付け、評価委員会による審査を経て採択課題を決定する形態を想定している。ALMA と同様に広範なユーザー⽀援を⾏い、国内の⼤学との共同科学
研究を積極的に推進する。
11. 現在までの準備状況
⽶国では 2018 年に Astro 2020 へ申請された。⽇本では 2019 年 4 ⽉に国⽴
天⽂台 ngVLA 検討グループを設置した。国際研究会を 2019 年 9 ⽉に主催し、近隣諸国からの参加者を含め約 100 名が参加した。2020 年度には⽇本
独⾃の科学検討推進⺟体として 5 つの作業部会を設け、計 14 回のオンライ
ン会合を⾏った。その成果は英⽂科学記事 29 編にまとめられ、ngVLAJapan ウェブサイト(https://ngvla.nao.ac.jp) にて公開した。2021 年⽇本天⽂学会春季年会では科学的展望を議論する企画セッションを開催し、168名が参加した。国際協⼒の枠組みでは、⽇本の⼤学・機関の研究者が科学・技術の両諮問委員会に参加している。また国⽴天⽂台は、過去の実績
を通じて築かれた信頼関係を礎に NRAO と協⼒協定を結び、アンテナ、フロントエンド、⾼精度周波数標準の伝送等の検討を進めている（⼀部の⽇本の貢献案は暫定的に合意済）ほか、システム要求審査や単⼀鏡観測機能の仕様策定に参加・貢献している。建設時には、国⽴天⽂台が⺠間企業を含む国内コミュミニティと共同開発した技術が活かされると期待される。

(宇宙重力波望遠鏡 B-DECIGO)

1

計画タイトル:
宇宙重力波望遠鏡 B-DECIGO

2

問い合わせ先安東正樹 (東京大学 理学系研究科)
E-mail: ando@phys.s.u-tokyo.ac.jp

3

想定される提案者
未定

4

申請分類： 大型

5

マスタープラン 2017, 2020 への採否状況
2017: 不採択,

6

2020: 未提出

実施時期・ 2021 - 2024 年 ミッション検討，根幹技術開発.
・ 2025 – 2028 年 プロジェクト開始，基本設計・詳細設計
・ 2029 – 2031 年実機製作.
・ 2032 年 打ち上げ，観測開始.

7

必要経費および予算プロファイル
総経費 500 億円
宇宙機製作・打ち上げ経費 390 億円,
根幹技術開発・地上実証試験 60 億円
観測・宇宙機運用 50 億円

8

計画の概要
100km 離れた 3 機の宇宙機によって長基線レーザー干渉計を構成することで，0.1Hz 付
近の重力波を観測する宇宙重力波望遠鏡．強重力・高密度天体からの重力波の観測によって，時空構造・銀河形成・高エネルギー天体現象の解明を目指す．地上重力波望遠鏡
や電磁波望遠鏡では探ることができない独自の観測や相補的な観測を行い，人類の宇宙に対する知見を拡大させる．JAXA/ISAS の中型衛星ミッションとしての実現を見込む．

9

学術的意義，当該分野・社会等での位置づけ非常に強い透過力をもつ重力波を用いて宇宙を観測することで，従来行われてきた電磁波による観測では得られない新たな知見を，人類にもたらすことが期待できる．本計画の BDECIGO は主に 0.1Hz 付近の重力波信号を観測する．これは，米国の LIGO や国内の
KAGRA といった地上重力波望遠鏡(100Hz 付近)と，欧米の宇宙重力波望遠鏡 LISA
(1mHz 付近)の中間の観測周波数であり，独自の観測や相補的な観測によって宇宙の誕生
や成り立ちを探ることを可能にする．連星中性子星からの重力波観測では，連星合体の 1

1

(宇宙重力波望遠鏡 B-DECIGO)

年程度前から信号を捕え，位置や合体時刻，天体質量といった情報を事前にえることが可能になる．これによって，地上重力波望遠鏡や，電磁波望遠鏡にアラートを与え，合体の瞬間の観測を促すことを可能にする．また，中間質量ブラックホール連星の合体現象の観測
は，電磁波など他の手段でとらえることが困難な独自の観測対象である．宇宙全体の合体現象をとらえることが期待でき，その統計的性質から，銀河中心にある超巨大ブラックホールの形成の謎に迫ることを可能にする．中性子星・白色矮星からなる多くの連星系に起因する前景重力波は，初期宇宙からの重力波観測を妨げる要因になり得る．そこで，その性質を観測によって明らかにし，将来のより本格的な観測のための知見を本計画で得る．
国内の重力波分野では，現在建設が進められている地上重力波望遠鏡 KAGRA を第一優先としている．そして，その後の計画として本提案の宇宙重力波望遠鏡 B-DECIGO で重力波天文学を発展させる，というコンセンサスが得られている．海外では，欧州宇宙機関(ESA)を中心に宇宙重力波望遠鏡 LISA を 2034 年ごろに打ち上げる計画が進められている．LISA は 1mHz 付近を観測周波数帯としており，0.1Hz 帯を観測する本計画とは相補的な科学的知見が期待できる．
10 実施内容
実施機関は未定であるが，東京大学 理学系研究科を中心機関として推進し，JAXA 中型衛星ミッションの枠組みで実施する体制を想定する．科学的価値の検討やミッション要求，ミッション部や搭載機器の設計は，京都大学，東京大学，国立天文台，電気通信大学，
法政大，JAXA などの研究者を中心とし，国内約 100 名のコラボレータによって計画を進める．国際協力も想定するが，現時点では確定していない．
11 現在までの準備状況
2001 年に DECIGO 計画が提案されてから検討が始められた． 2006 年からは，JAXA 宇宙理学委員会のもとで小型科学衛星 DPF(DECIGO Pathfinder) ワーキンググループを組織し，検討・開発を継続．具体的な科学的意義・ミッション要求・システム要求の検討，および，根幹搭載機器の開発を進めた．2007 年と 2013 年の小型科学衛星公募の際にはミッシ
ョン提案している．それと並行して， 2009 年には相乗り衛星を活用した宇宙実証も行い，信号処理システムや宇宙における非接触制御技術を確認した．
2016 年，LIGO による重力波初観測の結果を受けて，本提案の宇宙重力波望遠鏡 BDECIGO を中型衛星計画として再定義した．DPF ワーキンググループを DPF を発展的に解消し，単体で大きな科学的成果が期待できるものとして検討を進めている．

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