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付 録
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第,章
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執筆者リスト著者
中川貴雄、松原英雄、村上浩
田村元秀  、松原英雄 
田村元秀、松原英雄、松本敏雄、中川貴雄
塩谷圭吾  、田村元秀、大坪貴文、山下卓也、深川美里、高見道弘  、
酒向重行、本田充彦、岡本美子、相川祐理、香内晃、泉浦秀行  、金田英宏、宮田隆志、岡田陽子、尾中敬、左近樹
今西昌俊、上田佳宏、大内正己、大向一行、大薮進喜、児玉忠恭、須佐元、高木俊暢、長尾透、中川貴雄、中島紀、中西康一郎、西亮一、
松原英雄  、松本敏雄、美濃和陽典、山田 亨  、吉田直紀、和田武彦
相川祐里、岡本美子、釜谷秀幸、酒向重行、高見道弘、田村元秀  、
長田哲也、林 正彦、表泰秀
塩谷圭吾、井田 茂、北村良実、小久保英一郎、田村元秀  、平尾孝
憲、深川美里、本田充彦、山下卓也
泉浦秀行  、岡田陽子、岡本美子、尾中敬、金田英宏、川端弘治、左近樹、高見道弘、中島 紀、宮田隆志、山村一誠
大坪貴文、春日敏測、河北秀世、佐藤祐介、関口朋彦、長谷川 直、古荘玲子、渡部潤一 
塩谷圭吾、田村元秀、中川貴雄、松原英雄、村上浩
小松敬治、斉藤宏文、中川貴雄、野田篤司、村上浩
片 宏一 
塩谷圭吾、片 宏一
池田優ニ、岡田陽子、岡本美子、尾中敬、片 宏一  、小林尚人、酒向重行  、左近樹、高橋英則、永田洋久、藤代尚文、宮田隆志、度會英教>
!9 泉浦秀行、塩谷圭吾 、岡本美子、田中深一郎、田村元秀、
櫨香奈恵、本田充彦
塩谷圭吾、金田英宏、川田光伸、鈴木仁研、永田洋久、松尾宏、松原英雄  、松浦周二、渡辺健太郎、和田武彦、ヨーロッパ   * !、アメリカ 1  
塩谷圭吾、尾中敬、金田英宏 、常田佐久、中川貴雄、油井由香利 執筆協力 &9 "9 9 岡本 篤、小川博之、杉田寛之  、佐藤洋一、中川貴雄、永井大樹、村上正秀 執筆協力 &9 "9 小川 亮、小川博之、紀伊恒男、小松敬治、斉藤宏文、中川貴雄、野田篤司、橋本樹明、村上浩 執筆協力 &9 9  執筆者リスト

章

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著者

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第 &" 章第 & 章
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第 &, 章片 宏一、中川貴雄、村上浩 執筆協力 &9 "
片 宏一、金田英宏、村上浩、執筆協力 &9 "9 
塩谷圭吾、中川貴雄、永田洋久
塩谷圭吾、小川 亮、中川貴雄
塩谷圭吾、阪本成一、中川貴雄、油井由香利 
中川貴雄、油井由香利
塩谷圭吾、中川貴雄、村上浩
尾中敬、片 宏一、芝井広、中川貴雄  、松原英雄

注釈
上記  は、該当章または節のとりまとめメンバーを示す。
ヨーロッパ    ! メンバーおよび米 1  
ポートレターを参照。

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メンバーについては、サ

執筆協力& /+

東芝スペースシステム株式会社"

住友重機株式会社

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三菱電機株式会社

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航空宇宙システム株式会社 45

大型ミラー研究チーム 代表) 45 利用推進本部9 丹下義夫

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付 録

コミュニティからのサポート

計画は、国内外より強い関心を呼んでいる。ここでは、実際に既に進んでいる国際協力も含めて、国内外のコミュニティからの  計画に対するサポート・レターを掲載する。

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国内からのサポート 

第 &% 期日本学術会議天文学研究連絡委員会特別議事録

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光学赤外線天文連絡会

国際的サポート ヨーロッパ
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アメリカ
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赤外線ワーキンググループ

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日本学術会議

天文学研究連絡委員会

特別議事録「光赤外線天文学将来計画について」
２００５年８月２日
文学研究連絡委員会委員長

池内

了

はじめに
第 19 期日本学術会議天文学研究連絡委員会は、光学赤外線天文連絡会(GOPIRA)・光赤外天文学将来計画検討会が中心となってまとめた「光赤外線天文学将来計画」のヒアリングを行い、その意義を審議した。その結果、日本の天文学研究における本計画の重要性に鑑み、わが国の全天文学コミュニティを代表する本委員会の総意として、本特別議事録を残すことを決定した。
光赤外天文学将来計画検討会・検討経緯
ハワイに設置されたすばる望遠鏡は、世界トップレベルの優れた性能を発揮し、宇宙の謎を次々と解き明かしつつある。すばる望遠鏡の活用により、日本の天文学コミュニティは、光赤外線観測天文学研
究のフロンティアに躍り出た。さらに、すばる望遠鏡の優れた成果は、日本はもちろんのこと、世界の天文学研究の推進に大きな役割を果たしている。
一方、スペース望遠鏡に目を転ずると、日本初の本格的赤外線天文衛星 ASTRO-F が2006年初頭の打ち上げを目指して、準備の最終段階に入っている。ASTRO-F は、IRASを超える第２世代の赤外線全天サーベイを行い、新たな宇宙の姿を明らかにすることが期待されている。
上記に代表されるような現在の優れた観測装置群は、今まで想像さえされていなかったような新たな宇宙像を明らかにしつつある。例えば、ダークエネルギーが宇宙のエネルギーの大半を占めるという発
見は、宇宙における物質・エネルギーの本質の理解に大きなインパクトを与えた。また、太陽系外の惑星が空想ではなく実際に発見されたことは、宇宙における生命の起源について探る道を開きつつある。
これらの発見は、すばる望遠鏡計画が立案された当時には思いもしなかったような知見であり、人類の宇宙に対する認識を根本的に変えつつある。
ただし、科学の発展においては、ひとつの謎の解明は、また新たな謎を生み出すことにつながる。天
文学研究の発展もその例にもれない。例えば、上記の発見は、新たな学問の発展の可能性を示している
が、その発見の本質（ダークエネルギーの詳細や起源、また系外惑星の性質に迫る詳細観測など）に迫ることは、今後の大きな課題として残されている。これらの本格的な解明のためには、次世代の観測機器が是非とも必要になる。
したがって、すばる望遠鏡が順調に運用を始め、優れた成果を出し始めた今こそ、将来の天文学研究の課題も明らかになりつつある時期と言える。優れた今までの成果に基づき、光赤外線天文学の長期にわたる将来計画を具体的に検討する好機を迎えているのである。この認識に基づき、日本の光学赤外線
天文学研究者の研究連絡組織である光学赤外線天文連絡会(GOPIRA) は、すばる望遠鏡やASTRO-F に続く次世代の光赤外天文学観測計画の検討を開始し、長期にわたる光赤外線天文学のロードマップを作成することを2002 年に決議した。この決議に基づき、2003 年１月に光赤外天文学将来計画検討会が発足した。
光赤外天文学将来計画検討会は、いくつかのサブグループに分かれて約２年間にわたって活発な議論、検討を行った。この検討経過・内容は、光学赤外線天文連絡会ワークショップやすばる望遠鏡ワークシ
ョップなど関連する研究会の場において、コミュニティで随時、報告・議論され、より広範な研究者の意見集約を諮った。これらの検討・議論の結果を、2005 年初の時点で、光赤外天文学将来計画検討会
が中心となってとりまとめ、「2010年代の光赤外天文学」と題する報告書として発表した。
この検討結果および報告書について、第19期日本学術会議天文学研究連絡委員会は、評価、議論を行った。
光赤外線天文学将来計画の基本方針について
1.

ますます大型化する観測装置を必要とする光赤外線天文学研究においては、日本の独自性を活かしながら、長期的な視点から戦略的に研究を進めていくことが重要である。その意味において、多くの研究者が共同し、現在の天文学の到達点と将来の課題をまとめ、それに基づいて、長期的な視点
から将来計画ロードマップを作成した今回の活動は、高く評価される。

2.

本将来計画では、地上望遠鏡とスペース望遠鏡の両者が提案されている。そのうち地上望遠鏡には、スペースでは実現できないような超大型で複雑なシステムを比較的安価に構築することができ、さらに随時、修理・性能向上がはかれるなどの利点がある。一方、スペースからの天体観測には、観測環境が地上に比べて圧倒的に優れるという利点がある。したがって、両者の役割は相補的であり、光赤外線天文学の健全な発展のためには両者が必要である。今後は、地上からの観測とスペースからの観測が、各々の特徴を活かしつつ、より一層、お互いに有機的に協力していくことが必要である。

3.

本将来計画で提案されているロードマップは、日本にとって極めて重要な戦略的分野を推進するものであることはもちろんのことであるが、同時に人類がもつ根源的な問いに答えようとするものであり、全人類の知的前進にとっても重要なものである。また、大型化する観測装置の実現するためには、国際協力も必須となってくる。これらのことを考慮し、国際的視野にたち、世界における日本の役割を明確にする必要がある。

4.

本将来計画ロードマップにより提案されている大型計画は、学問の王道を進めていくものであり、極めて重要な計画である。一方において、大型計画だけに頼ることは学問の健全な進歩を妨げるものである。大型計画に特色ある中小型計画を組み合わせることにより、長期計画に戦略性と柔軟性の両者もたせていくことが、学問の発展のうえでも、人材育成のうえでも、重要である。

個々の計画について
1. 光赤外地上観測については、すばる望遠鏡の成果をさらに発展させ、すばる望遠鏡を軸に拡がった観測的研究者層・装置開発者層を有効に活かすため、国際協力も視野に入れながら、次世代30ｍ級

望遠鏡計画の具体化を目指した活動がより一層、推進されることが望ましい。次世代30 ｍ級望遠鏡
は、その圧倒的な集光力により、観測天文学のあらゆる分野で画期的な成果をあげることが期待されている。次世代の Active Optics や Adaptive Optics など、この実現の鍵を握る技術について着実な開発が進められることが期待される。
2. スペース望遠鏡としては、2005 年度打ち上げ予定のASTRO-F に続いて、次世代赤外線天文衛星
SPICA (Space Infrared Telescope for Cosmology and Astrophysics) 計画を最重点計画として、具体化にむけた活動のより一層の推進をはかるべきである。SPICA は、日本で開発された機械式冷凍機や軽量望遠鏡という独自技術を活かして、口径3.5mの冷却望遠鏡を宇宙で実現し、中間・遠赤外線領域
において画期的な高性能を達成しようとするユニークな計画である。日本がチリに建設中のALMAと、上記の次世代30ｍ級望遠鏡との間の波長ギャップを埋めるものでもある。この特徴を活かして、
SPICAでは、宇宙初期の銀河形成の歴史の解明と、系外惑星の直接検出に挑む。SPICAの実現のために、冷凍機などの鍵となる技術開発が着実に進められ、さらに国際協力が有機的に推進されることが期待される。
3. スペースの計画については、SPICAに続いて、JASMINE (Japan Astrometry Satellite for Infrared
Exploration) 計画とJTPF (Japanese Terrestrial Planet Finder Project) 計画についても早期の計画実現をめざす活動の一層の推進を期待する。このうちJASMINE 計画は、赤外線による位置天文学の実行という日本独自の発想により、銀河系の構造と運度の解明、ダークマターの分布の解明などの重要課題に挑むものである。また、JTPF 計画は、太陽系外の地球型惑星を検出し、地球外生命の存在の可能性にせまろうとする日本の計画の総称であり、欧米の計画との協力も視野に入れながら、確実に推進していくべき重要計画である。
推進・実効体制の整備提案された将来計画は、どれも巨大な計画である。したがって、その推進にあたっては、その科学的意義のみならず、推進・実行体制の整備が伴わなければならない。特に以下の点について、検討、整備を進めることが必要である。
1. 研究者のボトムアップの提案に基づいたこれらの将来計画については、その科学的意義・技術的実現
可能性・実施体制等を、コミュニティの代表者や外部識者を含むピアレビューにより厳しい評価・審査を行い、より洗練された（確実に実行できる範囲で最大の効果をあげる）計画にするべきである。
2. これらの巨大計画の実行にあたっては、計画を中心となって進める「大学共同利用の性格をもつ機関」と、それを支える全国の大学等の研究者との密接な協力が必要である。そのためには、「大学共同利用の性格をもつ機関」と大学との関係をより太くし、大学の基盤整備をより進めるための方策を講じることが必要である。
3. 今後、地上からの観測とスペースからの観測の協調が一層重要になることに鑑み、関連研究者が集結してこれらの次世代ミッションを実現できるように、大学、研究機関を横断的につなぐ体制の枠組みを整備することが重要である。

4. 次世代計画はいずれも、国際的プロジェクトとしての位置づけが必要となる。コミュニティの意向を尊重して、国際協力を有機的に推進できる体制と枠組みを整える必要がある。

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宇宙開発委員会・宇宙科学ワーキンググループ・座長様
宇宙航空研究開発機構・宇宙科学研究本部・本部長様宇宙航空研究開発機構・宇宙科学研究本部・理学委員長様スペースからの光学赤外線天文学研究の推進について
２００６年１１月
光学赤外線天文連絡会

１．はじめに
光学赤外線天文学の研究にとって、スペースからの天体観測は極めて重要な手段であり、今後ますますその重要性が増していくことは間違いない。日本の光学赤外線天文学の研究コミュニティの連絡組織である光学赤外線天文連絡会（以下、光赤天連）は、2005 年に「2010 年代の光赤外天文学」と題する報告書をまとめ、地上からの観測とスペースからの観測という両者を視野に入れたわが国の光学赤外線天文学の総合的な将来計画案を提示した。宇宙科学の長期計画の見直しという重要な時期にあたり、本文書は、その将来計画構想を再度提示するとともに、特にその内のスペースからの観測計画に関連して、推進・実行体制を整えるよう要望をまとめたものである。
以下、２．、３．で背景説明をし、４．に具体的な要望を示すこととする。
２．光赤外天文学将来計画の検討経緯
口径8－10m級の地上光学赤外線望遠鏡の登場により、光学赤外線天文学は大きく進展した。宇宙初期の銀河から太陽系内天体に至るまで、口径4-5m級の地上光学赤外線望遠鏡では見ることができなかった宇宙の姿を捉えることが可能となり、人類の知のフロンティアは画期的に前進した。このような状況の中、わが国のすばる望遠鏡が比類なき性能を発揮し、多くの研究分野できわめて優れた研究成果をあげ、国際的に高い評価を得るに至ったことは周知の事実である。
一方、スペース望遠鏡に目を転ずると、日本初の本格的赤外線天文衛星「あかり」が2006年2月に打ち上げられ、順調に観測を開始している。「あかり」は、IRASを超える第２世代の赤外線全天サーベイを行い、新たな宇宙の姿を明らかにすることが期待されている。
上記に代表されるような現在の優れた観測装置群は、今まで想像さえされていなかったような新たな宇宙像を明らかにしている。例えば、ダークエネルギーが宇宙のエネルギーの大半を占めるという発見は、宇宙の本質に対する人類の理解に大きなインパクトを与えた。また、太陽系外惑星やその母体となる原始惑星系円盤の多様な姿を明らかにしたことは、惑星系形成への理解を飛躍的に進め、宇宙における生命の起源について探る道を開いたと言えよう。これらの発見は、すばる望遠鏡計画や「あかり」が立案された当時には思いもしなかったような知見であり、人類の宇宙に対す

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2／4

る認識を根本的に変えつつある。
しかし、これらの新しい発見は、現在の最先端の観測機器の性能をフルに用いて行われたものであり、さらにその本質（ダークエネルギーの詳細や起源、また系外惑星の性質を探る詳細観測など）に迫ることは現在の観測機器では不可能であり、今後の大きな課題として残されている。次世代のより高精度な観測機器によってしか、これらの重要課題の本格的解明はなしえない。
幸いにして、わが国においては、すばる望遠鏡が優れた成果を出し、また「あかり」が観測を始めたことにより、活発な光学赤外線研究コミュニティが育ってきた。この活発な研究活動と、今までの優れた成果とに基づき、わが国の光学赤外線天文学の長期にわたる将来計画が、具体的に検討されつつある。
ますます大型化する観測装置を必要とする光学赤外線天文学研究においては、日本の独自性を活かしながら、長期的かつ国際的な視点から戦略的に研究を進めていくことが重要である。そのため、多くの研究者が共同し、長期的な視点から将来計画ロードマップを検討していく必要がある。この認識に基づいて、光赤天連は、すばる望遠鏡や「あかり」に続く次世代の光赤外天文学観測計画の検討を行い、「2010年代の光赤外天文学」と題する報告書として発表した。
上記報告書では、地上望遠鏡とスペース望遠鏡の両者を提案している。地上望遠鏡には、スペースでは実現できないような超大型で複雑かつ高精度なシステムを比較的安価・安定に構築することができ、さらに随時、修理・性能向上がはかれるなどの現実的な利点がある。一方、スペースからの天体観測には、地球大気という制約を逃れ、地上からでは手が届かない波長域も含めて、あらゆ
る波長での観測が可能となるという本質的な利点がある。このように、両者の役割は相補的であり、光学赤外線天文学の健全な発展のためには、どちらか片方ではなく、両者の連携が欠かせない。
３．光学赤外線天文学のロードマップ
ここで、報告書「2010年代の光赤外天文学」において提示された光学赤外線天文学の将来計画ロードマップの概要を、再度提示しておく。
①

これからのわが国の光学赤外線天文学のロードマップとして、地上30m級光学赤外線望遠鏡と3m級スペース赤外線望遠鏡(SPICA)を次世代の基幹観測機器として捉え、それらを順次実現していくことを提言する。これらの観測機器には、今後10年以内に稼動が予定されているALMAやJWSTなどの先端的な他の観測機器との強い連携が要求されている。このような連携により、より広い波長域にわたって宇宙を探査することが可能となり、宇宙への理解が飛躍的に高まるからである。したがって、ここで提言する２つの基幹観測機器は、こうした他の観測機器の稼動とできる限り近い時期に建設されることが強く望まれる。

②

基幹観測機器の一つとして提案している地上30m級光学赤外線望遠鏡は、すばる望遠鏡の成果を継ぐものとして、その圧倒的な集光力により、天文学のあらゆる分野において画期的な成果をもたらすことが期待される。次世代の補償光学装置（Adaptive Optics）など、この実現の鍵を握る技術について着実な開発が進められることが期待される。また、本計画の実現にあたっては、国

－2－

3／4

際協力を視野にいれながら、さまざまな可能性を探っていく必要がある。
③

もう一つの基幹観測機器として提案しているスペース赤外線望遠鏡 SPICA (Space Infrared
Telescope for Cosmology and Astrophysics)は、日本で開発された機械式冷凍機や軽量望遠鏡という独自技術を活かして、口径3.5mの冷却望遠鏡を宇宙で実現し、中間・遠赤外線領域において画期的な高性能を達成しようとするユニークな計画である。日本がチリに建設中のALMA と、上述の地上30ｍ級望遠鏡との間の波長ギャップを埋めるものでもある。この特徴を活かして、SPICA
では、宇宙初期の銀河形成の歴史の解明と、系外惑星の直接検出に挑む。SPICAの実現のために、冷凍機などの鍵となる技術開発が着実に進められ、さらに国際協力が有機的に推進されることが期待される。

④

これらの基幹観測機器に加え、さらに将来のスペースからの天文学計画として、JASMINE (Japan
Astrometry Satellite for Infrared Exploration) 計画とJTPF (Japanese Terrestrial Planet
Finder Project) 計画が検討されている。JASMINE 計画は、「赤外線での高精度位置天文学による銀河系の構造やダークマター分布の解明」、JTPF 計画は、「超高精度コロナグラフによる太陽系外の地球型惑星検出」を主たる目標とする。それぞれ②、③の基幹観測機器でカバーしきれない領域を探査するためのユニークな計画であり、②、③の基幹観測機器に続いて遅滞無く実現されるべきものであると考える。

４．スペースからの観測計画の推進・実行体制整備の要望
光赤天連は、上に述べたロードマップの実現を関係各所に訴えるものである。その活動の一環として、ここでは、特にスペースからの将来計画の実現に必要な推進・実行体制に関して、以下の５項目の要望を提示する。わが国の宇宙科学の長期計画を見直すに当たり、宇宙科学作業部会および宇宙科学研究本部関係各位には、以下の要望を十分ご検討いただき、その実現を目指していただく
よう、光赤天連として強く求めるものである。
① 研究者のボトムアップの提案に基づいた様々な将来計画については、その科学的意義・技術的実現可能性・実施体制等を、コミュニティの代表者や外部識者を含むピアレビューにより厳しい評
価・審査を行い、より洗練された（確実に実行できる範囲で最大の効果をあげる）計画にするべきである。ここに提案したような多彩な将来計画が実現されるよう、柔軟な対応が可能な評価・審査体制をご検討いただきたい。
② こうした巨大計画の実行にあたっては、計画を中心となって進める「大学共同利用の性格をもつ機関」と、それを支える全国の大学等の研究者との密接な協力が必要である。そのためには、「大学共同利用の性格をもつ機関」と大学との関係をより太くし、大学の基盤整備をより進めるための方策をご検討いただきたい。

－3－

4／4

③ 今後、地上からの観測とスペースからの観測の協調が一層重要になることに鑑み、関連研究者が集結してこれらの次世代計画を実現できるように、地上観測、スペース観測にそれぞれ主として関わっている研究機関および大学を横断的につなぐ体制の枠組みを整備することをご検討いただ
きたい。
④ 本ロードマップで提案されている計画は、日本にとって極めて重要な戦略的分野を推進するものであることはもちろんのことであるが、同時に人類がもつ根源的な問いに答えようとするものであり、全人類の知的前進にとっても重要なものである。したがって、国際的視野にたち、世界における日本の役割を明確にしたうえで、国際協力を有機的に推進できる体制と枠組みを整えていただきたい。
⑤ 本ロードマップにより提案されている大型計画は、天文学研究の最前線を正面から進めていくものであり、極めて重要な計画である。一方において、大型計画だけに頼ることは学問の健全な進歩を妨げるものである。大型計画と同時に特色ある中小型計画を組み合わせることにより、長期計画に戦略性と柔軟性の両者もたせていくことが、学問の発展のうえでも、人材育成のうえでも、重要である。こうしたことが可能な体制を整備していただきたい。

スペースからの天体観測は、宇宙の謎の全貌を解明するためには必須の手段である。本要望書が、日本でのスペース光学赤外線天文学の将来への飛躍の一助となることを、強く願うものである。

－4－

SPACE SCIENCE and TECHNOLOGY DEPARTMENT

Rutherford Appleton Laboratory
Chilton, Didcot
Oxfordshire
OX11 0QX
Switchboard +44 (0)1235 821900
Fax +44 (0)1235 446667

Professor Bruce Swinyard

e-mail: B.M.Swinyard@rl.ac.uk
telephone: +44 1235 446271
Professor Takao Nakagawa
Department of Infrared Astrophysics
Institute of Space & Astronautical Science
Japan Aerospace Exploration Agency (JAXA)
3-1-1 Yoshinodai, Sagamihara,
Kanagawa 229-8510, Japan

6 September 2007

Dear Takao,
European Support for the Space Infrared telescope for Cosmology and Astrophysics(SPICA) Mission
I am writing on behalf of the European SPICA Instrument study group to express our support forthis world leading and exciting mission. As you are aware infrared astrophysics has a long history
in Europe with space missions such as ISO and, in the immediate future, Herschel opening the
exploration of the cold Universe. To follow on from the discoveries that will be made by Herschel,the European space infrared community recognises that further progress in understanding thefundamental processes of galaxy, star and planetary formation and evolution needs a significant
increase sensitivity in the mid to far infrared wavelength range. The required leap in sensitivity can
only be provided through the use of a cold, space-borne telescope; SPICA, with its 3.5 m dishactively cooled to below 5 K, therefore represents the next generation of infrared astronomical
observatory.
SPICA is seen as extremely important by European astronomers and instrumentation groups and,after discussion with ISAS, in 2005 we formed a consortium of institutes in Europe, Canada andJapan to study the provision of instrumentation and other hardware to the SPICA mission. The
culmination of the two year study has been the submission in June 2007 of a joint proposal to ESA
under the scope of the “Cosmic Vision 2015-2025” exercise to select the scientific missions ESA
will participate in during the next decade. The proposal we have submitted is for ESA to provide
the ceramic telescope and ground segment support, with a far-infrared focal plane instrument
provided through a nationally funded consortium of institutes. The Cosmic Vision proposals are
currently under consideration by ESA’s various scientific advisory bodies and technical staff, withthe results expected in the October/November timeframe. Meanwhile work on the technology
required for the focal plane instrument continues at a number of institutes across Europe.
We are strongly convinced that the SPICA has a vital part to play in pushing the boundaries of ourknowledge of the cold and evolving Universe and we would like to assure you and the Japanesespace science community of the full and enthusiastic support of our consortium, which represents
all the leading infrared astronomy institutes across Europe. It is clear that without the leadership of
JAXA, and particularly of you at ISAS, the mission is not possible and, with no other similar facility
planned by any other space agency, we will miss an opportunity to build together a truly world
leading facility. I therefore wish you every success in your proposal,
With best regards as always,

Professor Bruce Swinyard
European SPICA Study Scientist
On behalf of the European SPICA Instrument consortium represented by the following institutes:
Cardiff University, U.K.
CEA-CENG Service des Basses Températures, Grenoble, France
CEA-DAPNIA, Service d'Astrophysique, Saclay, France Centre d'Etude Spatiale des Rayonnements,
OMP-UPS, Toulouse, France
Departamento de Astrofisica Molecular e Infrarroja, IEM, CSIC, Madrid, Spain
GEPI, Observatoire de Paris, France
IMEC, Belgium
Imperial College, London, U.K.
Institut d'Astrophysique de Paris, FranceInstitut d'Astrophysique Spatiale, Orsay, FranceInstituto de Astrofísica de Canarias, Spain
Instituut voor Sterrenkunde K.U. Leuven, Belgium
Istituto di Fisica dello spazio Interplanetario, Italy
Istituto Nazionale di Fisica Nucleare, Roma, Italy
Laboratoire d'Astrophysique de Marseille, OAMP, France
Laboratoire d'Astrophysique de Bordeaux, OASU, France
LERMA, Observatoire de Paris, France
Leiden Observatory, University of Leiden, The Netherlands
Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik, Germany
Max-Planck-Institut für Astronomie, Germany
Mullard Space Science Laboratory, U.K.
Max-Planck-Institut für Kernphysik, Germany
Netherlands Institute for Space Research (SRON), The Netherlands
Rutherford Appleton Laboratory, U.K.
Strathclyde University, UK
The Open University, U.K.
Sussex University, U.K.
UK Astronomy Technology Centre, Edinburgh, U.K.
University College, London, U.K.
Università di Roma, Italy
University of Lethbridge, Canada
University of Central Lancashire, Preston, U.K.

BLISS study teamMatt Bradford

JPL / Caltech

Technology
Dominic Benford
James BockPeter Day
Jason Glenn
Warren Holmes
Kent Irwin
Matt Kenyon
Takao Nakagawa
Hideo Matsuhara
Erick Young
Jonas Zmuidzinas

NASA GSFC
JPL / Caltech
JPL / Caltech
Colorado
JPL
NIST Boulder
JPL
ISAS / JAXAISAS / JAXA
Arizona
CaltechScience
Phil Appleton
Lee Armus
Andrew Blain
Eiichi Egami
Martin Harwit
George HelouDavid Hollenbach
Dan Lester
Toshio Matsumoto
Hiroshi Matsuo
George Rieke
J.D. Smith
Gordon Stacey
Motohide Tamura

Caltech / IPAC
Caltech / IPAC
CaltechArizona
Cornell University
Caltech / IPAC
NASA Ames
Texas
ISAS / JAXA
NAOJ
Arizona
Arizona / Toledo
Cornell University
NAOJ

3

Prof. Takao Nakagawa
Infrared Astrophysics
Institute of Space and Astronautical Science (ISAS)
Japan Aerospace Exploration Agency (JAXA)
3-1-1 Yoshinodai
Sagamihara
Kanagawa 229-8510
Japan

September 27, 2007

Dear Prof. Nakagawa,

Korean Astronomical Community is delighted to write a letter of support for the future Japanese infrared
space mission SPICA. Particularly the Infrared Astronomy Working Group in Korea, for which one of us(HMLEE) is acting as a group leader, is enthusiastic about the mission. This working group is a recognizedsubgroup of Korean Astronomical Society.
We have been maintaining close collaboration on AKARI project since early 2000, and we would like tocontinue our effort toward more ambitious SPICA mission. So far Korean contribution to the AKARI projectis limited to the development of data reduction software for the far infrared survey and scientific research,
but we are willing to extend our contribution to more practical areas, such as focal plane instruments. In our
working group, we concluded that the imaging and spectroscopic observations in mid-infrared will provide
us with unique data that reveal precious information on the formation of primordial galaxies and evolution ofgalaxies in redshift z=1-3. As one of the possible focal plane instrument, our working group has made asystematic research on the multi-object or three-dimensional spectroscopic instruments for SPICA. Our
design concept is still in preliminary phase, and we are carrying out numerical simulations of the throughputof this kind of instrument. Another simpler, but more practical possibility is to concentrate on the imaging
device.
Our interest in the SPICA project is already clearly expressed in the Second Japan-Korea Science andTechnology Forum held during October 24-26, 2000 in Tokyo. In the Space Science Session, one of therecommendations was to “Explore the possibilities for the future collaboration on SPICA project including
hardware works.” In fact our working group was formed in order to realize such a recommendation and tocarry out the current collaboration on AKARI more efficiently. Korea Astronomy and Space Science
Institute (KASI, former Korea Astronomy Observatory) also took an initiative for the collaboration on
SPICA by including the space infrared astronomy in its future plan. We understand that the president, Dr.
Seok-Jae Park, of KASI is very eager to participate the SPICA project.
A few years ago, the Korean Mid- and Long-term Space Development Plan has been revised to reflect recentchanges in research and development environment. One of the science project approved by the planningcommittee was the ‘international collaboration on the large space telescope project’. As a next step Korean
Ministry of Science and Technology (MOST) asked one of us (HMLEE) to carry out a feasibility study in2005. The result of this study is summarized as a report. A copy of this report was sent to you in early 2006,
although it is written in Korean. In this report, we have surveyed the planned space astronomy programs in
the world in next couple of decades, interests of Korean astronomical community, the current status of thetechnical development in Korea related to the space projects. Although the whole report is quite thick, thestudy concluded that SPICA is the best project for Korean community to collaborate, and we should
contribute to mid-infrared instrument in order to become a viable partner. We found that there are excellent
facilities for thermal and environmental tests of the instruments and adequate industrial support for optical,
mechanical, and electrical components in Korea. The report recommended that KASI should play the majorrole in this collaboration, supported by other related institute and universities. The report of the feasibility
study should become a formal ground for future funding. The detailed plan for the realization of the project
has to be worked out in due course together with the policy makers and scientific community, but at least weare now in a very friendly environment for the SPICA collaboration. We hope to keep close ties between
Korean Infrared Astronomy Working Group and Japanese infrared astronomy community. In particular, weare planning to form a specific Working Group for SPICA collaboration. We have not finalized the list yet,but we think it is going to be composed of interested people from KASI, other government funded research
institutes, universities, and related industries. The total number of people would be about 10 or more. We
would like to have a regular meeting starting from early spring next year.
We hope that your application will be successful, and look forward to productive collaboration between
Japan and Korea in the area of space astronomy.
With our best wishes,

Hyung Mok Lee
Leader, Infrared Astronomy Working Group
Professor, Astronomy Program
Seoul National University
Seoul 151-742, Korea

Hong Bae Ann
President, Korean Astronomical Society
Professor, Department of Earth Sciences
Pusan National University
Pusan 609-735, Korea

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図目次

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「あかり」による波長 % での全天サーベイ観測の結果
0 と「あかり」の解像度の比較 の概念図
太陽*地球系のラグランジュ点"& 世紀初頭に計画されている赤外線天文衛星ミッションの感度の比較。 は、
中間・遠赤外線領域において、他のミッションよりもはるかに優れた感度を示す。
左側が測光観測の場合、右側が分光観測の場合を示す。どちらも、一時間積分での の値。測光観測の場合は、 ! の影響を考慮しない値、また分光観測の場
合は、スペクトル線を分解しないことが仮定されている。
左 可視光で見たオリオン座と、右 遠赤外線で見たオリオン座の比較 「あかり」による。  45。遠赤外線では、可視光線を吸収していた星間物質 ダスト が観測可能となる。これにより、星生成領域の分布が明確に描き出されている。
中程度のスターバーストを起こしている銀河 例えば我々の銀河 からの広い波長域にわたるエネルギー放射。中間、遠赤外線領域が、いかにスペクトル! に富んでいるかは、右の = のスペクトルをみれば一目瞭然である。
初代天体の形成をはぐぐむ始原ガスからの水素分子輝線の最大強度が、 の検出限界を超えるのに必要な星形成率を赤方偏移の関数として示した（濃い灰色の領域）。
赤外線の低分散分光スペクトル中に観測される - 放射、及び、ダスト吸収フィー
チャーを用いたエネルギー源の区別。上)  ) 普通の星生成。エネルギー源である
星々とダストは空間的に混在している。>) 埋もれた ./。エネルギー源である
質量降着している活動的な超巨大ブラックホールは、サイズ的に小さく、周囲のダストに比べて中心集中している。 ) 星生成と埋もれた ./ が共存する銀河。中央) それぞれのタイプの銀河の、赤外線の波長 D の典型的な分光スペクトル B 6!  "###@   "##,。下) それぞれのタイプの銀河の、赤外線の波長 D# の典型的な分光スペクトル     "##$。
（左）中間・遠赤外線波長域に存在するイオンからの微細構造線について、イオンを生成するのに必要な電離エネルギーに対してスペクトル線の励起ガス密度のプロット。（右）様々なタイプの銀河が赤方偏移した時に、銀河からのスペクトル線強度が観測される波長に対してその強度を示した。上段：3("（スターバースト銀河）、
中段：/.&#,(（" 型セイファート＋スターバースト）、下段：/.,"#（スターバースト＋隠された活動的銀河核）。

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（左）：9 $  %  での  の & 時間積分によって到達する限界星質
量を赤方偏移の関数として表したもの     &%%(。波長と星形成史によるが、典型的には、     で &# D&#  3 の深さまで到達できる。（右）)D&# での " 色図。 つのモデルトラックが表示されており、それぞれ、受動的
進化 実線、指数関数的に減衰する星形成史 点線、その足し合わせ 破線 に対応するモデル。この図から、     の範囲で、色からかなりの程度まで赤方偏移が推定できることが分かる。
（左）：./、星形成バースト銀河、楕円銀河の典型的な +6 >>   "##,。
"$D# で観測すると、     では、+6 からこれら  種の天体をある程度区別することができる。（右）： が描くべき重要な図の例。統計的な大サンプ
ルについて示すことができる。
クリーンな瞳をもつ  望遠鏡とコロナグラフによる中間赤外域での観測に"(
よって、初めての太陽系外惑星の系統的な直接観測を狙う。左：室内実験によるコ
ロナグラフ画像。右：系外惑星のスペクトル 計算値。
"%'  の 03 &  画像に 口径 (  と  の分解能をくらべたもの。 の大口径により、雪線の空間分解が期待できる。
"&# 赤外線領域に存在する数多くの氷の! H6 : B 1 : &%%("&& 「あかり」E のデータから求めた暖かい塵（赤）と冷たい塵（青）の 3&#& における分布。さらに可視光（緑：星の分布を表す）および遠紫外線（水色：若い星の分布を表す）の分布をあわせて示す。!<!:   "##$
"&" 始原ガスからの初代星形成時に放出される主要な水素分子輝線強度の時間進化。時間の原点は、中心での原始星形成時である。一番下の実線と点線はそれぞれ静止系における波長が "  と " ,% の振動遷移輝線を示し、その上の点線と薄い実
線はそれぞれ ( "$ と &# # の純回転遷移輝線を示す。 どちらの種類の輝線も質量降着期（  #）において最大強度になる。また、コア収縮期（  #）においては、回転遷移輝線のほうがより強いが質量降着期においては、振動遷移輝線のほうが強くなる。
"& 輝線比 E  2E-  を赤方偏移の関数として表したもの。本文中に記述した
 つの再電離モデルの場合が描かれている。ここでは光源天体が M  G&# 3 
 N G ## :2 の場合をプロットしている。
"& あかり搭載近中間赤外線カメラ 0 による深探査観測で検出された高光度赤外線銀河の例（"*"  の誤差棒付きデータ点）。点線は星間塵の放射輸送を考慮したＳＥＤモデル  :    "## だが、ＳＥＤの物理の理解の不足のため波長&*"  付近で全く合わない。赤線は （& 時間、ただし遠赤外は銀河コン
フュージョン限界）の５シグマ点源検出限界で、あかりや  <  では不可能であった遠赤外〜サブミリ波にわたるＳＥＤを一挙に取得できることを示す。
"& 3(" の =* スペクトル   >    "##&
"&, 種族  の星の超新星爆発の際に生成されるダスト質量 /< ?
  "##。横軸が爆発した星の質量。
 "# 銀河のうち、円盤銀河と分類されるものの形態"&$ -6E*/ 中の   "", P  ?
"&( Q  "##&

準解析的な階層的銀河形成モデルの予想する銀河の星質量関数の進化 1 !
"##"。63 仮説に従う銀河形成モデルでは、遠方で重い銀河が激減する 
 !SB   &%%(。

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図目次



口径  のスペース望遠鏡で回折限界に達した場合の限界到達光度を、検出できる星質量で表したもの。 G "# で一度に星が生まれたというモデルを採用し、その後の受動的進化を仮定している     &%%(。点源の場合  G &# まで"&# 3 の銀河 構成単位天体 まで検出できる。
""# 遠方ライマン・ブレイク銀河  1.9 T  > およびライマン輝線銀河  +9   の密集度合（相関長9  ）とダークマター分布に対する銀河分布のバイ
アス・パラメター  の進化（=!    "##）。破線はダークマターの密集の強さを表す。
$""& 63 モデルを用いて推測された、高赤方偏移銀河を持つダークハローが  G # でなす質量関数 =!    "##。丸はライマン・ブレイク銀河  1.、三角は近赤外線で選んだ赤い銀河 E0+、星印は遠赤外線で選んだ銀河 A1 を意味する。また、丸、三角、星印につけられた青、黒、赤の３つの色は これらの銀河が検出された赤方偏移を意味し、それぞれ   9   9    である。 太線は
 G  にあるライマン・ブレイク銀河の質量関数の最尤関数を進化させたもの。ここでは銀河の合体は考慮しない。点線は "E.0 銀河の質量関数 H  1!
%  "##。細線はモデルが予言する  G # の全ダークハローの質量関数。
""" D&# バンドでの銀河の色進化トラック   B   &%%( を使用。銀
河の色は赤方偏移に対して鋭敏に反応し、さらに波長が長いため星形成活動の程度
やダスト吸収などの影響は小さく、しかも、赤方偏移による色変化の方向と異なる。
これらの色だけの情報から遠方銀河の赤方偏移を比較的精度良く決定することが可能である%"" =1+（●、■、↓）90（○） によって観測された近赤外宇宙背景放射。□は- による可視域での背景放射。◆、実線は銀河を重ね合わせた光を示す。
#"" （近）赤外背景放射強度。  &# に形成された種族  星からの寄与（左）とク
エーサーからの寄与（右）。１０ミクロン以上の波長域で両者の強度は大きく異なり、多波長での観測により寄与の大きいソースを特定できる可能性がある。シンボ
ルはこれまでの観測により得られた測定値および上限値。
&"" 遠赤外・サブミリ波領域での宇宙背景放射。601+2=1+ によるデータを塗りつぶしたシンボルで、E02=1+ のデータを実線・破線で示した。□ は A1
で観測された銀河による背景放射への寄与を、○ は = の観測にもとづくモデルによる予想値、◇ は  <  が観測した銀河を重ね合わせて得られたデータを示す。 "   ）に対する吸収された ./（  &#
./（
 &#
"", 全    の割合を、5 線光度の関数としてプロットしたもの。
"
""$ 空間数密度の赤方偏移パラメータ依存性。上から：低光度 ./、中光度 ./、大光度 ./（図中に硬 5 線光度の範囲を示す）。線はベストフィットモデル。
""( 巨大ブラックホール成長曲線（共動座標でのブラックホールの質量密度を赤方偏移パラメータの関数として表したもの）。点線は光度関数を外挿して計算した部分。
青は   : ./ の寄与も含めた場合。

"&%


スペクトル中の、 - 放射、及び、ダスト吸収フィーチャーを用いた、A 0. のエネルギー源の分光診断法   B 6!  "###@  
B 3 
 "##。 ) スターバーストに支配された A 0. ""# のスペクトル。定義上、等価幅はスターバーストのダスト吸収によらないため、スターバース
トに支配された銀河では、等価幅の大きな +  &##  - 放射が、常に観測される。>) スターバーストが検出されないほど弱く、埋もれた ./ に支配された A 0. 0 #($"I%&。 - 放射は検出されず、  に強い 裸の 炭素系ダストによる吸収が観測される。 ) エネルギー的に重要な、埋もれた ./ と、検出できるレベルのスターバーストを持つ A 0.A. &#&。
  - 放射の等価幅と、赤外線光度に対する   - 放射光度比は、ス
ターバーストに支配された銀河に比べて、有意に小さい。この A 0. の場合、ダストのかなりは、アイスに覆われていることがわかり、実線の下の、裸のダストによる   吸収に加えて、破線の下の、アイスに覆われたダストによる &  吸収が検出されている。これらの吸収線の光学的厚さの和は、D  連続光放射領域までのダストの柱密度を反映する。この天体の場合、D  スペクトルに基付
く、吸収補正後の ./ の光度は、赤外線光度に匹敵するほど大きいことが確認されている。
"# 左) ダストに比べて中心集中したエネルギー源である、埋もれた ./ の周囲のダストの強い温度勾配の様子。内側のダストほど高温で、外側に行くほど低温になる。
D の連続光は、一番内側の、ダスト昇華温度に近い、温度にして (##D&###
の高温ダストが支配するため、波長 D  のデータを用いて求めたダスト吸収量  は、一番内側までの値を反映する。それに対し、例えば、波長 &# のデータを用いて求めた、&# 連続光放射領域までのダスト吸収量  &# は、やや外側の ## ダストまでの値を反映する。波長 "# のデータを用いて求めた、
さらに外側の &# ダストまでの吸収量  "# は、さらに小さくなる。従って、埋もれた ./ では、    &#   "# の関係が成立する。右)
実際の A 0.0#($"I%& への適用例。波長 D のスペクトル中のダス
ト吸収フィーチャーの光学的厚さ  から、  の値が求まる。 &#、
及び、 "# の値は、シリケイト系ダストによる、波長 %$、及び、&(の吸収フィーチャーの光学的厚さ  、及び、  から、それぞれ見積もられる。
本天体の場合、   &"#  9  &#  #  9   "#  "#  と見積もられ、埋もれた ./ の場合に期待される、    &#  "# の関係が、はっきりと確認された。一方、代表的なスターバースト銀河である 3(" において、    &#   "# の関係も確認されている。
"& 埋もれた ./ をもつ銀河 A.#&#& の「あかり」衛星が捉えたスペクトル / :*""% "(D&  ?



 "##$

若い低質量星の星周構造"!    "##" が、=1+ の波長 % ｍデータとそのスムージング（上図）から   HH して求めた、銀河中心部数百  の赤外線放射のピーク（下図）。
これよりも大きなスケールとは異なり、若い星が数多く含まれると考えられるが、長波長では未だ空間分解されていない。
" 近傍 距離 &3  の矮小銀河 /." の - の画像  *-  "## 4 ,&" """。いくつかの明るいコンパクトな天体が 。

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

図目次

オリオン・トラペジウムクラスターの近赤外線（4-）画像（3!    "##"
より）。
", オリオン・トラペジウムクラスターの 3E（3!
   "##" より）。
 は連続波、コントアは分子輝線。
"$ &  での =   の干渉系マップ。  
星印は    !  および  = メーザーの位置を示す。H 6  : B 1 :
"

&%%(

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（左）および 43（右）によるフォーマルハウトの撮像
結果と、 ,# の空間分解能。左図の左上にある白丸が、 ,# の空間分解能をあらわす。
,("% ： の放射スペクトルモデルと、 の検出限界。  が "# 、## 、:にある時の強度を示した。  の放射スペクトルは、従来の観測値から求めたものである。"# の距離にある場合のみ、光球からの放射スペクトルをあわせて示した。 ,("# &# においた太陽系のスペクトルモデル（ !> B 4! : "##"）。太陽、木星、地球、金星、火星、黄道光が示されている。これらの天体のスペクトルは太陽からの反射光と惑星自らの熱放射の " 成分から成る。
,%
が &  以下 ）、褐色矮星（&  $"& 惑星（質量 ）、恒星（ $）の光度進化。低質量天体は、若いほど高光度であり、また、恒星に対する
コントラスト比は小さい。
$#"" 若い褐色矮星・準褐色矮星のスペクトルとミッションの感度。 は 0G&###で観測したときの連続光感度（/  B   "##& より）。
$"" 赤色巨星からの質量放出と宇宙の中でのその位置付け$" 「あかり」0 が && で観測した球状星団 /.&# 上図 および /.,"下図 のイメージ。十字は、"3 の天体がある位置を示す。今までは質量放出をしないと思われていた比較的初期段階の赤色巨星からも質量放出の証拠が見つかった。 $$," 質量放出星の研究の発展", 「あかり」搭載近・中間赤外線カメラの観測による小マゼラン雲中の超新星残骸
1#&#*$" の画像の合成カラー図（青： ミクロン、緑：$ ミクロン、赤：&& ミクロン）   "##$。
$%"$ 左は実験室での各岩石小天体構成鉱物野分光データである。左図一番上に水の吸収、
左図上  つは無水鉱物、左図下 " つが含水鉱物である。このように含水鉱物では鉱物に含まれる水分子の影響で、"#  や "(  付近、それより長波長側に顕著な吸収が現れる +    "##。しかし、その波長領域は地球大気の不透明な部分に重なっており、地上からの観測は困難を極める。
(,"(  径の冷却望遠鏡、検出限界は  、熱モデルは  3E03、& 時間積分を仮定。
ここで  についてのプロットは、 の旧称である -2  のそれが対応する。
(("% 太陽系小天体のスペクトルエネルギー分布 +6(("# 小天体の大きさとアルベドの決定方法(%"& = によって検出された彗星からのガス成分 &%&%&"" = によって検出された彗星からのガス成分 ""(  <     
彗星コマ中のメタン分子の高分散分光観測。上段は地上で観測したスペクトルで、ガスによる輝線と塵による太陽散乱光を含んでいる。下段は彗星分子による輝線のみ取り出したもの。横軸は波数（2 ）、縦軸はフラックスである。地上観測では、地球大気による吸収が邪魔をしており、分子輝線の観測は困難である。彗星と地球との相対運動の結果、彗星メタン分子の輝線が、地球大気中のメタン分子吸収線からわずかに外れているため、観測できている（しかし、一部の輝線は地球大気中の- = の吸収によって邪魔されてしまっている）。
   &%%(" = で得られた -6 &##, Q!    のスペクトル 3 
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天体からの信号強度 点線 と望遠鏡からの熱放射 実線 の比較。
波長 "## における、天体からの信号強度  !9 銀河内の塵の放射 と望遠鏡からの熱放射 実線 の比較。望遠鏡からの熱放射を天体からの信号以下に抑えるた
めには、望遠鏡を数  以下に冷却しなければならないことがわかる。
遠赤外線の   ! に対する感度。!
!  が支配的なパラメータである場合を仮定。口径の関数として示す 6   "##。
赤外線背景放射が銀河の重ね合わせであるとして、どれくらいの割合が観測的に分解できるかを、望遠鏡の口径の関数として示したもの 6   "##。遠赤外線の代表的波長である $#  において、赤外線背景放射を %# O以上分解しようとすると、 以上の口径の望遠鏡が必要である。
太陽近傍の主系列星の数。ヒッパルコスカタログから算出。統計的に有意な数 数
十個以上 のサンプルを観測するためには、&# 程度までの星の観測を行なわなけ
ればならない。&# の距離に星の周り &#A を公転している系外惑星を波長 で検出するためには、 クラスの口径が必要である。

&#"



衛星外観図
ロケットフェアリング内の 
打ち上げ時コンフィギュレーション
軌道上コンフィギュレーション
バス部機器配置 システムブロック図 電源系系統図

&&&

-*

&&&

観測装置の観測波長帯：*"## 帯での撮像分光を広視野、高解像度での観測を行う。
焦点面観測装置とりつけ空間の外形およびその衛星における位置：焦点面観測装置
用は、光学ベンチ上の直径 "## 、高さ ## の空間に納める必要がある。円柱型のとりつけ空間の軸は、望遠鏡の光軸と一致している。
焦点面の視野分配例：ビームの広がりや構造物間の干渉を避けるために各々のカメ
ラには焦点面上で "##7 程度の間隔を設けている。
 焦点面観測装置における補償光学：コロナグラフ観測装置と中間赤外観測
装置は一体化する可能性があるが、ここでは独立した観測装置とした場合について示す。
 中間赤外線カメラの焦点面上での配置
中間赤外線カメラ -&  *&  の光学系
中間赤外線カメラ -" ( *&  の光学系

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図目次

中間赤外線カメラ - & *"  の光学系
&
地上と上空での大気吸収の比較
緑が地上（ハワイ・マウナケア山
高度）、赤が =E 高度での大気の透過率。=E 高度でも幾つかの重要な波長帯でまだ大気吸収が大きいことがわかる。大気吸収が大きいということは、そこに多数の興味深い分子の吸収線が存在していることに他ならない（図上にリストした分子線を参照）。これら星間分子の吸収線の精密な観測には、スペースに出ることが必至となる。本プロポーザルで提案する高分散分光器は、とくに地上で観測することが困難な二つの波長域（) *( 、  ) &"*&( 、上図参照）をカバーする。大気の透過率は、0/  &%%"9 /  
 3 
!
&#%$ による計算。
&,&# 大きな中間赤外観測プロジェクト間の輝線検出能力（）の比較地上との比較のために、波長 &#  で計算している。同じ波長分解能では、地上 # 望遠鏡より有利。上空でしか観測できない波長域では言うまでもなく、ほとんどの波長域で*-0+ が有利になっている。
&$&& 系外銀河中心核の赤外線高分解能分光 宇宙研の白旗、中川他のグループにより、すばる望遠鏡の高分散分光器 0 を用いてすすめられている系外銀河中心核／赤外線高光度銀河の高分散分光プロジェクトにより得られた代表的なスペクトルの一つ。
*-0+ による分光により、より高精度なスペクトルを多数取得することが
&(
できる。
&"
高分解能分光器：の光学レイアウトスリットから出た光は、コリメータを通って、リトロー配置のイマージョングレーティングに入射する。イマージョングレーティングで分散された光は、再びコリメータを逆行して、ピックアップミラーで折り曲げられた後、リレー系で平行光にされる。リレー系は、クロス
ディスパーザ上再び瞳を形成するので、全体の光学素子を小さくすることができる。
* は波長域によって " 枚のクロスディスパーザを用いるが、交換可能な機構を有する。クロスディスパーザで次数が分けられたスペクトルは、カメラを通して検知器へ結像する。分光器光学系は、"## "## &##- の範囲
に収まる。
&#
&
高分解能分光器：の光学レイアウト構成は * （図 &"）に同じ。ただし、クロスディスパーザは & 枚のみで &"&( の波長域を覆う。分光器光学系は、7# #"##-7の範囲に収まる。
&&& * 、短波長側クロスディスパーザを用いた場合の E。マトリクスの左列は次数  G &&% を表し、その次数内での、上から最長波長、中心波長、最短波長のE を表す。中列は次数  G &(、右列は次数  G &,# を表し、同様に上から最&"
長波長、中心波長、最短波長の E を表す。
& * 、長波長側クロスディスパーザを用いた場合の E。図の定義は、図 & と同じ。マトリクスの左列は次数  G (&、中列は次数  G %%、右列は次数  G &&%を表し、上から最長波長、中心波長、最短波長の E を表す。
&&,* の E。図の定義は、図 & と同じ。マトリクスの左列は次数  G $,、中列は次数  G %,、右列は次数  G &&( を表し、最長波長、中心波長、最短波長&の E を表す。
&$ イマージョングレーティングの概念図。右は通常のクラシカルな反射グレーティン
グで、左がイマージョングレーティング。イマージョングレーティングでは、階段状の回折面が高屈折率   の材料で満たされている。
&($  !

%

7



$!&3+



$!&3+


イマージョングレーティングのパラメータ説明図。 は屈折率、 はブレーズ角、
は入射ビーム径、 は溝ピッチ。
&&% 赤外線透過結晶をイマージョングレーティングとして用いた場合の透過率。 Æ G
## ### を達成するサイズについて、内部吸収のみを考慮している。複素屈折率は- ?: &%%( の理論計算値から得た。環境温度は、# を仮定してある。V が & 以下で、 が " 以下で有望であることが分かる。
&
"#
/
による V  溝加工品の電子顕微鏡写真。角 0  # " の加工が実現できているのが分かる。（ / !< : 氏提供）
&"& 光学系概要図 アーム &$"" 回折格子 &&(" 回折格子 "&%&#" エシェルレイアウト アーム " 光学系概要図 アーム &&", 回折格子 &&""$ 回折格子 "&&"( エシェルレイアウト アーム"% 冷却振動鏡による像補正システム概要&# 冷却振動鏡システム機械設計図：鏡面後ろから見た図 左側 および鏡面前から見&,た図 右。
& 冷却振動鏡システム試作機：鏡面後ろから見た図 左側 および鏡面前から見た図右。
&(" 広島大学 & 望遠鏡で実施した試験観測で得られたビームスイッチ画像。-< 程
度で鏡の傾き位置をスイッチさせることで観測天域を変更し、差引を行いこの絵を得た。低温振動鏡を天体観測に用いたのは世界初。
&%  : ! *  '6 V 左 と V  右 の中間赤外域での透過率。厚さ$。温度は ## と # - ?:    "##。
&% 同じく  の中間赤外域での透過率。
&,#
 左 インダクティブフィルタとキャパシティブフィルタの透過率。右 " 層マルチ&,#
メッシュフィルタの概念図。
, ( マルチメッシュフィルタの構造図。
&,&
$ ( マルチメッシュフィルタの概観 左 と電子顕微鏡写真 右。
&,&&,"
( ( マルチメッシュフィルタの断面の顕微鏡写真。
% 左( マルチメッシュフィルタの透過率の測定値。## から  の温度範囲で測定。右 透過率の測定値と計算値の比較。
&,"
#   
 構成図
&,
& 点光源をイメージスライサーで観測するときにおきる回折の効果&," 点光源をイメージスライサーで観測するときにおきる回折の効果&, 点源像とスリットの位置関係を ;  # だと中心、& だとピークがスリット端 とし、
スリット通過後のビームを幾何光学的サイズの & ×  倍の矩形領域まで利用する場
合に再結像した像のスリット幅に相当する部分に含まれるエネルギーを横軸を  に&,,し、縦軸を最初にスリットに入射するエネルギーに対する比    の試作。左：切削時。右：マウントに搭載時。
&,(&,%
 左：切削により製作した !   。右：    マウント, フィールドストップ試作
&,%
&(



図目次

",  ) 11太線 および ",",  )> 11点線 の 6L+6   H。60 社測定。=E E=0 チーム  > サイトより。
両検出器は  * \   20 コート処理により、量子効率が向上しフリンジ強度が減少することが報告されている -     &%%(9 + 9 &#%。
&$#
( 試験デュアーにインストールされた 4 用 0  &#";&#"  ) 11 検出   "## + ' (#9 (%#。
&$&
器 +%  )2 ) 11 検出器の量子効率 計算値 -!

 "## + ' (#9
&$&
((#。
# 太陽および太陽系の惑星を、遠方から観測した場合のそれぞれのスペクトル 1!:$ 60 ",L!

! +Æ

 &%%"

&$

コロナグラフ観測装置の仕様&$" マスクの設計解の例。上段はマスクの形状を示す。白い部分が透過部、黒い部分が遮光部に相当する。下段は期待される点源像。最適化条件として課したコントラス
トには &#]*$。スケールバーは "# λ26 λは観測波長、6 はビーム径 に相当する。&$(
 電子ビーム描画による微細加工によって製作した " 個のマスク。それぞれ 直径 #&$( のガラス基板の上に、アルミニウム薄膜で構成されている。
 検証実験に用いた光学系。
&$(
 検証実験で得られた、バイナリ瞳マスクによるコロナグラフ画像。右列はカメラ内散乱を防ぐため、遮光板を用いて暗領域のみを撮像した結果である。スケールバー
は &# λ26 λは観測波長、6 はビーム径 に相当する。
&$%
,  コロナグラフにおける、" 枚鏡によるアポダイゼーション。3& への均一強度の入射波面が、3&、3" を経て強度分布が変換された出射波面となっている。 &$%$ 左：検証実験に用いた光学系。右：検証実験によって得られたコロナグラフイメー
ジ。
&(#
&(&
( コロナグラフ観測装置の構成。
 型のコロナグラ
% 波面誤差によるコロナグラフ性能の劣化の計算例。ここでは
フについて、焦点面に半径  G   のマスク、第２瞳面に中心から #(  までを完全に透過し、#( ＜  ＜ &# にかけて直線的に透過率が # まで減少するアポダ
イザーを想定している。右上に示したシンボルは、上から順に、& 焦点面マスク、
アポダイザーなし、波面誤差なし、" 焦点面マスクあり、アポダイザーなし、波面誤差なし、 焦点面マスク、アポダイザーあり、波面誤差なし、の場合に対応する。& および " プロットの凹凸が、回折リングに相当する。?   !*"乗則 で特徴づけられる波面誤差を導入し、03 が #9 #,9 &" μｍ とした場合の結像性能を  〜 , に示す。 望遠鏡における波面誤差の仕様は # μｍ
03 なので、可変形鏡が有効であることがわかる。
&(,# 米国 5  社で開発中の極低温可変形鏡 +     "##"。
&(,&
4!1 望遠鏡での銀河によるコンフュージョンの影響&($
," 「あかり」搭載遠赤外サーベイヤー E（光学系が見えるように蓋をはずした写真） &(%, + の光学レイアウトの一案&%&%,, + 用のさまざまなプロトタイプ + ボロメータ検出器、> ボロメータア
, -   2 に搭載されている  . ). 検出器アレイ（左）
レイ（右）
&%,
&%(
,, 光導波路型 . ：. 検出器
,$ 11 検出器のエネルギーバンド構造
&%%
&


装置外観
"#&
結晶成長中の 0 \   -  +  +  6 S   0-++6 パターン。縦縞  : 状のパターンは、原子スケールで平坦な単結晶が成長した場合に特徴的なものである。
"#&
$# 高抵抗 .  基板上に成長した液相エピタキシャル .  層"#""#"
$& . )2 検出器試作素子（# 角 ;& とｘ &# 個）$" 大気の不透過領域と、. ). 検出器、. )2 検出器の波長感度特性（縦軸はピークで規格化）"#$ . ) 9 . ) 検出器の波長感度特性（絶対感度）"#$ 1 3= プロセス極低温  型 3=E+"#$ 「あかり」搭載 . ). 検出器用 0="#,$,  搭載遠赤外サブミリ波分光装置のスペクトル線検出感度と他のスペース・地上の分光装置のそれとの比較。スペースで冷却望遠鏡を用いて観測する  では、圧倒的に高い感度が得られる。
"#%
$$ 1  に用いられる検出器に必要な性能（縦軸は、雑音等価光量 J -<K）。暖
かい望遠鏡である -   （緑線）に比べて超低背景放射環境の  の場合、
特に分光分解能 0G&### の場合に、極めて高い検出器性能が要求される。
"&#"&#
$( 6+0 ? > 型の >  $% + 型 >   で達成された /+"&&(#  搭載遠赤外サブミリ波分光装置 1  の光学系案（１）。回折格子を使用
するコンセプトに " 種類あるが、ここでは  H !  （導波路）タイプ光学系の場
合のデザインを示す。図中の円柱は、焦点面観測装置の取り付けスペースを表しており、そのサイズは φ "## 9 高さ ##  である。
"&&
,( 31+,% 31+

結像サイズで表した  望遠鏡の収差。太線は像面湾曲による収差で、観測装置を最良像面におくことで補正する。細い実線は非点収差を、また破線は波長 
での回折限界を表す。
候補となる鏡材の物性値。右上ほど軽量冷却鏡の材料として有利。
,",
2  複合材料の改良。左図と比較し、右図の材料の一様性が大きく改善されていることが分かる。
, &## サンプルに対する + 測定の結果,2  複合材 &,#  球面鏡（第 " 作目@    接合）とその低温変形を干渉計で測定した結果。
,,/* &,#  球面鏡 第 " 作目 の裏面に接着材サンプルを張り付けたもの。
,$
鏡面低温変形の、接着前後の差。接着材の影響による鏡面変形分の温度変化。
,(
接着  箇所の鏡面変形量 ' の温度変化。
,%
表面荒さの測定結果：  「あかり」'6  、>  *  スラリーコートされた2  複合材、   &##、 /* 。
: 測定により散乱特性を調べた結果。## ,&# 2  複合材鏡サンプルに対し、
と $$  で散乱角度依存性に有意な差は存在しないことが分かる。
,&& 0=*E  &,#  試作球面鏡（第  作目）の、常温から ,  までの低温面検の結果,&" 「あかり」フライト望遠鏡
,&

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図目次

「あかり」フライト望遠鏡の低温光学試験。  試験  T!   。> チャンバーにインストールされる望遠鏡。  !*     させるための平面鏡。 主鏡の裏面構造。
,& 「あかり」フライト望遠鏡の透過波面精度の温度変化。  冷却前の状態、>* 
冷却後、望遠鏡を昇温中の測定。単位は - */ レーザー波長 ,"( 。
,& 「あかり」望遠鏡の透過波面精度の温度変化。
,&, 「あかり」フライト望遠鏡の軌道上での焦点調整：「あかり」近赤外線カメラで観測された、焦点調整前と後の星像。画像サイズは $ 角。
,&$ -    望遠鏡     主鏡
,&(    望遠鏡設計外観図,&% 主鏡およびバイポッドの設計,"# 副鏡支持構造と光学ベンチ,"& 焦点調整機構,"" 焼結設備 左 およびろう付け設備 右," =  社研磨設備
試験," 主鏡研磨時の光学試験 & - ," 主鏡研磨時の光学試験 " ペンタプリズム試験試験。研磨中の #. 確認。
,", 主鏡研磨時の光学試験  水平置き - ,"$ 副鏡研磨時の光学試験：-  *  法による試験
,"( ペンタプリズムを用いた主鏡＋副鏡の試験,"% 組み立て試験の  T!  ,# ロケットフェアリング内の 2   望遠鏡概念図,& 2   望遠鏡概念図," 2   望遠鏡システム概略図, 2  主鏡コンポーネント斜視図（裏より）, 能動支持アクチュエータによる、重力変形見積り誤差の補正。上 2  主鏡モデルの支持位置 ! とアクチュエータ位置  。重力変形見積り誤差の変形パターン 左下 と、それをアクチュエータで補正した結果 右下。
, 2  望遠鏡システムの波面誤差,, φ $"# 113 鏡。試験チャンバー内のステージにマウントされた鏡 左 と、鏡の裏面 右。
,$ 左 &,  で測定された 113 鏡の冷却変形パターン。右E+3 モデルから予想される   での冷却変形パターン。
,( 支持機構を用いて、アルミベースプレートにマウントされた 113 鏡。
,% &"  で測定された支持機構に起因する鏡変形：支持機構を取り付ける前 &,  と後のデータの差を取った。
,# 反応焼結型   の + 温度依存性,& /*  の表面," /*  研磨後の表面粗さ, /*  ##  軽量化平面鏡, /*  ,#  軽量化試作鏡, 45 宇宙科学研究本部の液体ヘリウム冷却光学試験チャンバー,, 45 宇宙利用推進本部の ,  放射計スペースチャンバー,$ #O重複による " 次元縫い合わせマップ



,&

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
,( 

望遠鏡システムの冷却試験の測定  T!  の冷却コンセプト：従来の冷却望遠鏡衛星では、冷媒タンクおよびクライ
オスタットが、大きな重量、体積を占めていた 左。 では放射冷却、機械式冷凍機の利用、 ?   !  を実現することで、冷媒タンク、クライオスタッ
トを不要にする 冷却方式の革命。その結果、搭載可能な望遠鏡は画期的に大型になる。
$"
衛星バス部との機械的インタフェース点$ ミッション部の全体構成$ 衛星（外観図）
軌道上での熱経路概念図$$,
 をサンシールド外側で横方向に展開した場合（E  * 型）$$ をサンシールド外側で縦方向に展開した場合（E  *- 型
$(
モデル全体形状 &2
モデル全体形状 "2$%$&# モデル全体形状 2$&& モデル全体形状 2）$&" 熱フロー図$& 非定常熱解析結果 &2"$& 非定常熱解析結果 "2" ： #  以下詳細
$& 非定常熱解析結果 &2"）) 鏡筒／バッフル一体化ケース$&, 非定常熱解析結果 "2"）：鏡筒／バッフル一体化ケース、#  以下詳細
$&$ 非定常熱解析結果 &2"）： 級冷凍機 " 式搭載$&( 非定常熱解析結果 "2"）： 級冷凍機 " 式搭載、#  以下詳細
$&% 従来案と定常到達時間短縮案の比較（冷凍機温度
$"# 構造数学モデル 全体$"& 構造数学モデル 支持構造トラスと 0IE
$"" 構造数学モデル サンシールド$" 構造数学モデル シールド^$" 構造数学モデル バッフル$" 構造数学モデル 鏡筒$", モード図（5 方向 & 次）
$"$ モード図（Q 方向 & 次）
$"( モード図（V 方向 & 次）
$"% 鏡筒およびバッフル部の形状（ケース &：鏡筒／バッフル分離）$# 鏡筒およびバッフル部の形状（ケース "：鏡筒／バッフル一体）$& 熱フロー図：鏡筒／バッフル一体の場合$" " 段スターリング冷凍機＋ 4 冷凍機 フロー図
$ & 級冷凍機試作品（113）$ あかり搭載 " 段スターリング冷凍機の構造図$ & 級用 4 圧縮機試作品（113）の構造図（" 級：16）$,  級用 4 圧縮機の構造図$$ "# 級 " 段スターリング冷凍機の擾乱測定$( 擾乱計測用高感度  軸ロードセル$% 冷凍機ドライバとその周辺機器
$&

"(



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&
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

図目次

冷凍機ドライバのコンポーネント内部構成
冷凍機／ラジエータのレイアウト検討例$" 冷凍機発熱量とラジエータ温度の相関$ ラジエータ内ヒートパイプネットワーク$ ヒートパイプによる熱輸送方式$ ループヒートパイプによる熱輸送方式
$#

&%

$&

"
",
"$
"(
"%

機能ブロック図%("
要求電力とシャント段数の関係 （シャント & 段当たり最大処理電力＝ ## の場合）
(
& 段当たり %（# 相当）で合計  段の -/ の発熱プロファイル(
& 段当たり %（# 相当）で動作中のシャントタップ及びバス電圧のリップル波形 (
太陽電池パドル収納状態$(,
太陽電池パドルヨーク展開状態(($
太陽電池パドル展開状態
(
パドル収納状態主要寸法
%
((
(%
パドル展開状態主要寸法%&(&# 収納状態 & 次モード図（ Ｈ <）(&& 開状態 & 次モード図（#$ Ｈ <）&(&" ミッションデータ伝送系、B 通信系の構成概念図(& 通信系の構成系統図,(& -. 形状(& バックアップ回線の伝送レート H 送信機出力電力
,#(&, バックアップ回線の伝送レート H 回線マージン,#(&$ 本節における記述対象範囲
$
$,(&( 姿勢軌道制御系のハードウェア構成(&% 内部擾乱解析のブロック図((("# 許容擾乱量と実際の擾乱との対比(,("& 姿勢制御系／指向制御系と指向精度の関係("" ハイブリッド制御系の性能解析モデル
%#(" 姿勢角度ステップ変化に対する応答 &  のステップ的姿勢角変動に対する応答 %&%"(" 衛星本体にホイール擾乱 周波数 &-<9 振幅 #&/ を加えた場合の時間応答(" 解析に用いた冷凍機擾乱 42
%
(", 冷凍機擾乱による影響
%
("$ 擾乱管理のアーキテクチャG周波数に基づく分類%%("( 冷却振動鏡のステップ的駆動に対する応答
#$("% 冷却振動鏡の駆動特性を示す伝達関数
#((# 二次推進系のハードウェア構成
#%(& -""#" ロケット - フェアリング概観
&&(" - フェアリング内の 
&( ",# 型 E( 点セパレーションナット
(  の軌道上形態&%"#( 構体系外観図(, 構体系構成"#""($ ミッション部構造概観
"(( 支持構造トラスの概要
(&

+


(%

１次振動数解析結果 &
１次振動数解析結果 "(& 強度解析結果（トラス荷重）(" 強度解析結果（V パネル主応力）( E",# インタフェース荷重解析結果( バス部基本形状( 熱制御ハードウエアの配置概念(, 冷凍機ドライバの熱制御($ ヒートパイプ埋込パネルの事例(( バス部とミッション部との断熱設計の概念

"

(#

"

%&

%

 X!



+H



冷却系試験の構成図&#" 焦点面観測装置全体の冷却試験構成図。小型の望遠鏡シミュレーターを含む。軌道
上の動作と同様に、冷凍機による冷却シミュレーションも可能とする。

&#& 

"
"
"
"%
&




,

$

フェーズ ：冷却システム関連の開発スケジュール&&" フェーズ  ： 望遠鏡開発スケジュール&& フェーズ ：姿勢2指向系制御システムの開発、実証関連のスケジュール&& 冷却系バックアッププラン) 寒材搭載型冷却システム

$

開発マスタースケジュール&"" フェーズ &" フェーズ 1&" フェーズ &" フェーズ 6&", 開発要素ごとのスケジュール線表

,$

&&&

&"&

1&
1"

&
"

(
,"
,

,(
,%
$#
$&
$"

衛星コンフィギュレーション &2"
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衛星コンフィギュレーション "2" −衛星*V 面から見た図− 矢印は  端とサンシールドを結ぶ線。  裏面はミッション部シールド＃ 〜鏡筒を見ていない。 %
背景放射の強度
各種の検出限界によってきまる検出限界

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表目次
仕様 案

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年次計画

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若い星からのアウトフローの概要 の撮像装置の小惑星の予想検出限界
氷微小天体のアルベドの多様性
これまで太陽系外縁部小天体および氷小天体に対して行なわれた熱観測の全結果
不確かな結果も含む

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科学的目的と達成度。望遠鏡の口径の関数として示す。

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主要諸元
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電力配分／運用モード別消費電力表

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現段階での各観測装置の仕様
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焦点面観測装置全体への制約
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中間赤外線カメラ
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中間赤外線カメラの E 値
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高分散分光の対象となる D"#  帯の主な星間分子吸収線$ 高分解能分光器：光学仕様一覧。望遠鏡は、口径 、口径比   " を仮定。
(     の仕様一覧%V      の現在までの 0B6 達成状況。要求仕様は、仕様波長を  とした場合。  より長波長側では、要求仕様はさらに緩和される。
&# 中間赤外線長波長分光器 概要
&& 中間赤外線長波長分光器 アーム  光学系
&" 中間赤外線長波長分光器 アーム   光学系
& 冷却振動鏡システムへの要求仕様
& 試作冷却振動鏡のおもな仕様
& / バンド F シリケイトセットF フィルタ一覧
&, フィルタコンソーシアムで開発されたフィルタ一覧
&$ 近年に開発された代表的な中間赤外線アレイ。
&( 開発中の中間赤外線アレイ。参考文献) &3   "## + ' ($9 &(
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中間赤外線観測装置に関連する技術の成熟度
コロナグラフ観測装置のサイエンスターゲットと、それらの観測に必要な性能
"& コロナグラフ観測装置に必要な各技術の成熟度"" 遠赤外線観測装置の主要な仕様についてのまとめ" 遠赤外線観測装置の検出器オプション：超伝導 + ボロメータと半導体光伝導型検出器
" 遠赤外線観測装置 + に関する国際研究開発の役割分担
" 遠赤外線観測装置に関連する技術の成熟度

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望遠鏡システムの基本仕様
各望遠鏡パラメータにおける  でのストレール比,",
候補となる鏡材の物性値などの比較。室温での代表的な値を示す。
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焼結   の特性,
ろう付け部熱特性,,  0   要求値2設計値対比,$2  望遠鏡システムの重量配分
軽量化鏡面母材材料特性,(,%/*  ,#  軽量化試作鏡仕様,&# 望遠鏡システムに関連する技術の成熟度,&& 主鏡に関連する技術の成熟度,&" 副鏡部・その他に関連する技術の成熟度,& 試験方法に関連する技術の成熟度

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

冷却システムの熱設計条件$"
冷却システムの機械設計条件$
望遠鏡の機械特性諸元（  の場合）
ミッション部の構成および質量
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熱解析条件
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バス構体の熱伝導結合係数$$
放射結合係数$(
冷凍機発熱量$% 級冷凍機の冷却能力$&# 熱モデル各部詳細 &2
$&& 熱モデル各部詳細 "2$&" 熱モデル各部詳細 2$& ,#,& 熱伝導率
$& 低熱伝導型 E0 熱伝導率
$& マンガニン線熱伝導率$&, 定常熱解析結果$&$ 構造解析条件$&( 構造数学モデル詳細$&% 固有値解析結果$"# 強度解析結果（トラス引張荷重）$"& 強度解析結果（トラス圧縮荷重）$"" 解析条件
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表目次

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解析結果
断熱／放射冷却構造の要求仕様$" 機械式冷凍機への冷却要求$", 機械式冷凍機の開発仕様（暫定）$"$ 機械式冷凍機開発の現状と今後の課題$"( & 級ドライバ回路出力性能$"% " 級ドライバ回路出力性能$#  級ドライバ回路出力性能$& "# 級ドライバ回路出力性能$" 冷凍機ドライバ寸法、質量$ 従来型ヒートパイプとループヒートパイプの比較$ ミッション部冷却システムに関連する技術の成熟度

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の機器構成
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+ の主要諸元 &2"(+ の主要諸元 "2"
電力制御系に関連する技術の成熟度((
太陽電池パドル系に関連する技術の成熟度
(,
通信系構成
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メイン回線（-. 使用）検討結果 概要
バックアップ回線（3. 使用）検討結果 概要(((%
ミッションデータ伝送系 回線検討表 &2"
(&# ミッションデータ伝送系 回線検討表 "2"
(&& コマンド回線結果概要(&" テレメトリ回線の検討結果概要(& 5 バンドダウンリンク回線  ＆  回線 計算表(& 通信系機器の技術熟成度概要(&  観測運用と 602通信系への要求 下：ダウンリンクレートでソート(&,  6- 主要緒元 &2
(&$  6- 主要緒元 "2(&(  6- 主要緒元 2(&% 信号処理系に関連する技術の成熟度("#  の観測要求条件 姿勢制御系関連項目
("& 姿勢制御系の要求条件("" 指向制御系の要求条件(" 姿勢軌道制御系のコンポーネント一覧("  姿勢軌道制御系の方式概要(" 姿勢軌道制御系の主要緒元(", 姿勢軌道制御系の機能一覧("$ 姿勢制御系の性能諸元("(  の外乱解析結果("% 姿勢制御誤差解析結果(# 指向誤差解析結果(& ハイブリッド制御系の方式候補(" 解析に用いたパラメータ

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擾乱抑制性能を実現するために指向制御系に対する要求条件
姿勢軌道制御系コンポーネントの主要機能および性能( 恒星センサの主要性能(, 恒星センサの視野配置条件／設置条件($  擾乱管理における擾乱管理対象((  姿勢軌道制御系に関連する試験計画（開発段階における試験）(%  姿勢軌道制御系に関連する試験計画（製造段階における試験）(#  姿勢軌道制御系における信頼性確保方針(&  姿勢軌道制御系の技術成熟度 0  の分類("  姿勢軌道制御系／指向制御系に関する今後の要検討項目( 試験データに基づく冷却振動鏡の動特性評価結果(  二次推進系の運用要求条件(  二次推進系のハードウェア設計要求条件(,  二次推進系の主要諸元($ スラスタサイジング検討((  二次推進系スラスタ配置検討(% " 次推進系に関連する技術の成熟度(#  二次推進系における今後の要検討項目(& 質量内訳(" 正弦波振動試験レベル（受入試験レベル）( 音響試験レベル（受入試験レベル） 印加時間：# 秒( 質量特性( 太陽電池パドルの取り付け位置のトレードオフ(, 構造様式トレードオフ($ 構造系質量(( 強度解析結果(% 構造に関連する技術の成熟度(,# 今後の技術的検討事項(,& バス部搭載機器の寸法と発熱(," 熱制御ハードウエアの構成(, 熱制御系に関連する技術の成熟度(, 発熱量および熱流束
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測定すべき低温物性&#"  姿勢軌道制御系に関連する試験計画 開発段階における試験&#  姿勢軌道制御系に関連する試験計画 製造段階における試験&# 衛星システム試験に関する技術の成熟度&# ミッション部試験に関する技術の成熟度
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ミッション部：現段階で 0  以下の要素技術
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マスタースケジュール 日本側

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参考文献

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マスタースケジュール + '   ,,

国産冷凍機の搭載が決まっている科学ミッション&" 国産冷凍機の搭載が検討されているミッション(#

次世代大型ミッションの比較&," 中間・遠赤外線用冷却ミッションの系譜

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技術成熟度 0 9

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衛星コンフィギュレーショントレードオフ

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参考文献

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参考文献

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