2018.9.10~12, 三鷹天文台 光赤天連シンポジウム 2018 2030 年代の光学赤外線天文学を考える - 2018 年秋 - 高エネルギー宇宙物理連絡会 ( 高宇連 ) 寺田幸功 高エネルギー宇宙物理連絡会が関与する飛翔体将来計画概要 高宇連会長寺田幸功 ( 埼玉大 ) 高宇連運営委員会 高宇連第二期将来検討委員長 玉川徹 XRISM 田代信 Athena 松本浩典 FORCE 森浩二 HiZ-GUNDAM 米徳大輔 PhoENiX 成影典之 Super-DIOS 佐藤浩介, ほか
2018.9.10~12, 三鷹天文台 光赤天連シンポジウム 2018 2030 年代の光学赤外線天文学を考える - 2018 年秋 - 高エネルギー宇宙物理連絡会 ( 高宇連 ) 寺田幸功 高エネルギー宇宙物理連絡会 ( 高宇連 ) 高宇連の位置づけ ( 高宇連設立趣旨より ) 1. 高エネルギー宇宙物理連絡会 ( 高宇連 ; こううれん ) は, 高エネルギー宇宙物理学の研究の発展を目的として,1999 年 8 月に設立が提案されました. 提案者の母体は主に飛翔体を用いて X 線やガンマ線で天体観測している研究者ですが, 関連する分野の研究者の方々にも広く入会して頂き, 密接な議論の元に分野の発展に貢献することを目指します. 2. 現在, 高エネルギー宇宙物理学の研究プロジェクトは巨大化を続けており, 一つのプロジェクトを進めるためにも巨額の資金を必要とします. 一方で, 小グループでの独自の小規模研究を進めることが困難になりつつあります. 当会の目的は, 巨大化するプロジェクトを研究者の議論の元に総意として提案する機関となることです. さらに, 推進するプロジェクトに対して, 広い研究分野での新しい発想, 技術を余す所なく検討し, 最大の科学成果を上げられるように, 提言していくことです. また, 小グループでの独自の研究も, 研究者相互の風通しを良くして, よい研究を見落とさずに擁護できる体制を作ることです. 3. さらに, 飛翔体や観測所を利用する立場から, 飛翔体や観測所への要求も明確にする必要があります. 共同利用研等に対する, 飛翔体等の開発方針や運営方針に対しても, 意見できる機関としての役割を担うことを目指します.
高宇連 将来検討委員会飛翔体を用いた高エネルギー宇宙物理の将来計画を検討しロードマップを描く目的で 運営委員会の諮問委員会として将来検討委員会を設置 第一期将来検討委員会 (2013 ~ 2015) 第二期将来検討委員会 (2015 ~ 2017) 第三期将来検討委員会 (2018 ~ 2020) 高宇連 WWW に第二期将来検討委員会報告書を掲載 ( 詳細こちら ) マスタープラン 2020 に向けた議論は 10 月から開始 本講演は 2018.3 時点の検討がベース 2018.9.10~12, 三鷹天文台 光赤天連シンポジウム 2018 2030 年代の光学赤外線天文学を考える - 2018 年秋 - 高エネルギー宇宙物理連絡会 ( 高宇連 ) 寺田幸功 高宇連の活動 高宇連研究会第 17 回 ひとみ衛星の成果と将来への展望 (2018 年 3 月 7 日 -9 日, 首都大学東京 ) 第 16 回 高エネルギー宇宙物理学の課題と将来展望 (2017 年 3 月 9 日 -11 日, 名古屋大学 ) 第 15 回 宇宙研究の現状と将来 (2016 年 3 月 23 日 -25 日, 東京理科大学 ) 第 14 回 今後 10 年の宇宙観測 (2015 年 3 月 9 日 -11 日, 広島大学 ) 第 13 回 高エネルギー宇宙物理学の最新成果と将来への展望 (2013 年 3 月 4 日 -6 日, 石川県文教会館 ) 第 12 回 高エネルギー宇宙物理学の将来計画とサイエンス (2012 年 3 月 28 日 -30 日, 奈良女子大学 ) 第 11 回 多波長で探る高エネルギー現象 (2011 年 8 月, 早稲田大学 ) 第 10 回 高エネルギー宇宙物理学の最新成果と将来計画 (2010 年 3 月 8 日 -10 日, ISAS/JAXA) 第 9 回 宇宙ジェットの多様性と普遍性 (2009 年 3 月 16 日 -18 日, 愛媛大学 ) 第 8 回 超新星とその残骸 (2007 年 10 月 17 日 -19 日, 青山学院大学 ) 第 7 回 高エネルギー宇宙物理学の将来計画 (2007 年 3 月 13 日 -14 日, 東京大学宇宙線研究所 ) 第 6 回 宇宙線加速と非熱的宇宙の解明 (2005 年 9 月 21 日 -22 日, 東京大学 ) 第 5 回 高エネルギー天体物理学の新展開 (2004 年 10 月 1 日 -2 日, 都立大学 ) 第 4 回 高エネルギー宇宙観測装置の現在と未来 (2003 年 10 月 1 日 -2 日, 名古屋大学 ) 第 3 回 宇宙における電子の加速と陽子の加速 (2002 年 11 月 25 日 -26 日, 理化学研究所 ) 第 2 回 21 世紀の宇宙観測計画 (2001 年 8 月 20 日 -21 日, 立教大学 ) 第 1 回 高エネルギー宇宙物理学の現状と将来 (2000 年 9 月 29 日 -30 日, 大阪大学 )
2018.9.10~12, 三鷹天文台 光赤天連シンポジウム 2018 2030 年代の光学赤外線天文学を考える - 2018 年秋 - 高エネルギー宇宙物理連絡会 ( 高宇連 ) 寺田幸功 高エネルギー宇宙物理学の課題 天文学 : 我々を取り巻く世界の理解し 我々の来し方行く末を知る 物質世界の姿 現象を捉え 宇宙を支配する根源的な物理法則の検証と解明 X 線 ~ GeV ガンマ線帯域観測でみる課題を分類 宇宙の物質 空間のあり方と起源 Dark matter の空間分布と相互作用への制限 Missing baryon 候補である WHIM 探査 高分散分光 XRISM/Athena/sDIOS etc 高宇連第二期将来検討委員会報告より 宇宙における多様性の発現重元素量測定による宇宙化学進化と重元素合成宇宙再電離 銀河と巨大ブラックホール形成宇宙における粒子加速 GRB で探る最遠方宇宙 連携 HiZ-GUNDAM PhoENiX etc広視野監視 iwf-maxi etc 広帯域観測 FORCE, MeV mission, 物理学の根本原理の追求ブラックホール近傍観測による極限重力場中性子星状態方程式の制限 偏光観測 IXPE etc
2018.9.10~12, 三鷹天文台 光赤天連シンポジウム 2018 2030 年代の光学赤外線天文学を考える - 2018 年秋 - 高宇連ロードマップ (2018.3 時点 ) 高エネルギー宇宙物理連絡会 ( 高宇連 ) 寺田幸功 PhoENiX HiZ-GUNDAM XRISM sdios 軟 X 硬 X 連携 製作 製作 運用 運用 太陽分野 地球電磁気 地球惑星圏分野との連携光赤天連との連携 γ ひとみ の事故 (2016) はたいへんご心配をかけました X 線代替機 (XARM XRISM) が最優先 2020s 後半 Athea の時期の日本主導ミッションの優先度は検討中 光赤天連や太陽分野他のコミュニティーとの連携も重視したい
2018.9.10~12, 三鷹天文台 光赤天連シンポジウム 2018 2030 年代の光学赤外線天文学を考える - 2018 年秋 - 日本学術会議のマスタープラン 2020 へ 高エネルギー宇宙物理連絡会 ( 高宇連 ) 寺田幸功 日本学術会議のマスタープラン 2020 にむけ LOI を提出された計画のうち 高宇連に関係するミッションは下記の 5 計画 LOI # 計画名区分 2017 採択予算 稼働希望 10 FORCE I 採択 150 億円, 2025 年 13 PHoNiX I 150 億円, 2025 年 16 Athena I 採択 31+25 億円, 2030 年台前半 17 XRISM II 241 億円, 2021 年 29 HiZ-GUNDAM I 採択 140 億円, 2024 年 区分 I 新規計画区分 II 予算化され実施中の大型計画 以下 上記 5 ミッション + super DIOS について ミッションゴール 搭載機器概要 進捗を紹介する
2018.9.10~12, 三鷹天文台 光赤天連シンポジウム 2018 2030 年代の光学赤外線天文学を考える - 2018 年秋 - XRISM mission 高エネルギー宇宙物理連絡会 ( 高宇連 ) 寺田幸功 X-Ray Imaging and Spectroscopy Mission LOI No. 17 Prepared by PI, 田代信 ( 埼玉大 /JAXA) 本シンポジウム初日講演 ( 山田さん ) を参照
宇宙の高温プラズマにみる物質 エネルギーの生成および輸送過程と天体の進化の解明 宇宙の大規模構造の形成メカニズム 乱流 ( 動圧 ), 元素とエネルギーの生成 輸送 元素合成 X 線マイクロカロリメータによる新しい ( 宇宙 ) 物理 希薄で高温なプラズマの物理 WHIM など光分解能 X 線分光で可能になる観測
XRISM 搭載観測装置 Instrument FOV/pix ΔE (FWHM @6 kev) Energy band Resolve (XMA + X-ray microcalorimeter) 2.9 / 6 x 6 pix 7 ev (goal 5 ev) 0.3 12 kev Xtend (XMA + X-ray CCD) 38 / 1280 x 1280 pix < 250 ev at EOL (< 200 ev at BOL) 0.4 13 kev XARM XMM Chandra NuSTAR 9
XRISM project status 観測装置は 基本的にASTRO-H ひとみ 搭載の SXT-S/SXS とSXT-I/SXI と同等のものを採用する JAXA, NASA 基本合意 (2016) ミッション定義 システム要求審査 (2017-04) JAXA - ESA 基本合意 (SPC) (2017-06) JAXA pre-project 開始 feasibility study (2017-11) XARM team Japan kick-off (2017-12) NASA KDP B/C (2018-03) システム定義審査 (2018-05) XARM team international kick-off (2018-05) JAXA project 開始 (2018-07) 基本設計審査 (2018 秋 ) 詳細設計審査 (2019 夏 ) 製造 試験 打ち上げ 運用 10
2018.9.10~12, 三鷹天文台 光赤天連シンポジウム 2018 2030 年代の光学赤外線天文学を考える - 2018 年秋 - 高エネルギー宇宙物理連絡会 ( 高宇連 ) 寺田幸功 Athena mission Advanced Telescope for High-Energy Astrophysics LOI No. 16 prepared by Athena Japan PI, 松本浩典 ( 阪大 )
科学到達目標 Hot and Energetic Universe Hot Universe バリオン大規模構造の主成分である高温ガスが いつどのように形成されたのかを解明し 誕生から現在の姿までの進化を追う Energetic Universe 遠方から近傍まで巨大ブラックホールの完全な 人口分布調査 を行い BH の成長と 銀河 銀河団へのフィードバックを支配する物理過程を解明する 2018/9/11 12
搭載機器構成 L2 orbit M~5100 kg Life 4 yrs Xray Integral Field Unit TES calorimeter ΔEE 2.5eeee 高精度 3 m Wide Field Imager 12m Si Pore Optics PSF 5 大面積 SS 2mm 2 @1kkkkkk DEPFET FOV 40 広視野 13
搭載機器性能 1keV のラインに対して XRISM の 10 倍の感度 Chandra の 1/3 の観測時間で 10 倍の天体数 XRISM/Resolve 2018/9/11 14
日本の役割 宇宙物理 XRISM の成果をもとに Athena の科学的成果を最大化 ハードウェア X-IFU 冷却システム 特にシールドクーラー SPO 較正 地上系その他 2018/9/11 15
搭載機器開発状況 SPO 角度分解能 1 モジュールで 12 秒角程度 引き続き 5 秒角を目指して開発 X-IFU 質量制限を守りながら マージン込みで冷却性能達成のため 冷却システムの最適化が進行中 多数ピクセルの読み出しが開発中 WFI プロトタイプ 256pix X 256pix FWHM~134 ev@6 kev 2018/9/11 16
2018.9.10~12, 三鷹天文台 光赤天連シンポジウム 2018 2030 年代の光学赤外線天文学を考える - 2018 年秋 - FORCE mission 高エネルギー宇宙物理連絡会 ( 高宇連 ) 寺田幸功 Focusing On Relativistic universe and Cosmic Evolution LOI No.10 Prepared by FORCE PI, 森浩二 ( 宮崎大 )
科学目的 ESO/M. Kornmesser NASA 埋もれた銀河中心巨大 BH (>10 4 M sun ) Ute Kraus 中間質量 BH (10 2-4 M sun ) 系内孤立 BH (<10 2 M sun ) NASA 宇宙のあらゆる階層において未だ見つかっていない ミッシングブラックホール を探査し それをプローブとして現在の宇宙を構成する天体の形成史を紐解くこと
科学目標と成功基準 科学目的から導かれる科学目標とその成功基準 上記の mission science とは別に FORCE の特性を活かした observatory science ( 超新星 超新星残骸からの非熱的放射の検出 銀河団の超高温ガスの探査など ) の観測もおこなう
硬 X 線帯域で高感度 ミッション要求 2-3x10-15 erg/s in 10-40 kev 広帯域 X 線に対して感度を有すること ミッションライフ内 (~1yr) に 必要な統計を稼ぐこと ひとみ
衛星の概要 焦点距離 10 m 3 台の同一のスーパーミラーと検出器ペア Wideband Hybrid X-ray Imager (WHXI) New Si sensor (SOI-CMOS) + CdTe hybrid Low BG with active shield, the same concept as the A-H s hard X-ray detector Wideband sensitivity of 1-80 kev X-ray Super-mirror Light-weight Si mirror provided by NASA/GSFC Multi-layer coating directly on the Si mirror surface Unprecedented angular resolution of <15 in hard X-ray
搭載機器開発の進捗 広帯域 X 線検出器 Si 検出部である SOI-CMOS が新規開発 ある特定のピクセルからの single pixel イベントのみではあるが 最大の難関であったイベント駆動モードでのエネルギー分解能で 要求性能達成の目処を得た X 線スーパーミラー 多層膜を成膜した非 Wolter 形状の Si ミラー基板単体で 角度分解能 15 秒角以下 @20keV を達成していることを実証 ( 左図 ) 多層膜なしでは 1 ペアの Wolter 形状で 4 秒角 @4.5keV を切る性能を確認 ( 右図 ) single pix event, one pixel 全反射ブラッグ反射直接光 SPring-8 measurement at 20 kev Full illumination with Ti-K X-rays (4.5 kev)
2018.9.10~12, 三鷹天文台 光赤天連シンポジウム 2018 2030 年代の光学赤外線天文学を考える - 2018 年秋 - HiZ-GUNDAM mission 高エネルギー宇宙物理連絡会 ( 高宇連 ) 寺田幸功 High-z Gamma-ray bursts for Unraveling the Dark Ages Mission LOI No. 29 Prepared by HiZ-GUNDAM PI, 米徳大輔 ( 金沢大学 ) 光赤天連との連携 本シンポジウム初日講演 ( 米徳さん ) を参照
HiZ-GUNDAM 計画 : 科学到達目標とミッションへの要求 Key Science 1: GRB による初期宇宙探査 高宇連 + 光赤天連の分野横断型 High-z GRB の迅速な特定と大型望遠鏡による分光観測 (1) 赤方偏移 z > 7 の GRB 発生率 (2) 宇宙再電離時期の特定とその変遷の理解 (3) 宇宙最初期の重元素探査 (4) 初代星を起源とする GRB 探査 Key Science 2: 重力波と同期した X 線突発天体の観測による極限時空の理解 (1) 重力波と同期した X 線突発天体 /SGRB の発見 (2) 相対論的ジェットの存在の検証 (3) 早期の可視光 / 近赤外線観測によるエネルギーの変遷の解明 ( ジェット コクーン マクロノヴァ ) (4) マクロノヴァの多様性の検証 いずれも X 線による GRB/SGRB の発見と迅速な近赤外線追観測が重要
搭載機器の概要と性能 広視野 X 線撮像検出器 近赤外線望遠鏡 4 バンド同時測光観測 Items Parameters Energy band (kev) 0.4 4 kev Telescope type: Lobster Eye Optics Optics aperture 240 x 320 mm 2 Number of Unit 6 Field of View ~ 1.2 str (6 units) Focal length 300 mm Focal plane detectors CMOS array Number of CMOS 24 (4 CMOS x 6 units) Sensitivity 1e-10 (erg/cm2/s) For 100 sec Point Spread Function 3 arcmin Angular accuracy ~ 60 arcsec Swift/BAT と比較して約 2 桁高感度 Items Parameters Telescope type Offset Gregorian Aperture size 30 cm Focal length 183.5 cm F number F6.1 Field of view 34 arcmin 34 arcmin FoV per pixel 2 acsec 2 arcsec Image size 3 pixel 3 pixel Integration time 10 minutes (2 minutes x 5 frames) Observation Band (μm) 0.5 0.9 0.9 1.5 1.5 2.0 2.0 2.5 Band width 0.4 µm 0.6 µm 0.5 µm 0.5 µm Limiting Magnitude mag (AB) 21.4 21.3 20.9 20.7 Focal detector HyViSi HgCdTe HgCdTe HgCdTe
機器開発の進捗 :CMOS 検出器 Energy Spectrum of 55 Fe 環境温度 :0 LD 0.38 kev ΔE ~ 200 ev (FWHM) K α (5.90 kev) K β (6.49 kev) CMOS 検出器に対する放射線耐性試験 Energy Resolution @ FWHM (ev) エネルギー分解能 180 ev 220 ev @ 30 krad LD Level (ev) エネルギー閾値 380 ev 480 ev 東工大コバルト照射室 Total Ionizing Dose (krad) Total Ionizing Dose (krad)
2018.9.10~12, 三鷹天文台 光赤天連シンポジウム 2018 2030 年代の光学赤外線天文学を考える - 2018 年秋 - PhoENiX mission 高エネルギー宇宙物理連絡会 ( 高宇連 ) 寺田幸功 Physics of Energetic and Non-thermal Plasmas in the X-region LOI No. 13 Prepared by PhoENiX PI, 成影典之 ( 国立天文台 ) 太陽分野 地球電磁気 地球惑星圏分野との連携
PhoENiX (Physics of Energetic and Non-thermal Plasmas in the X-region) Science Goal( 本ミッションの前提となる大目標 ) 磁気リコネクションに伴う粒子加速の理解 Science Objectives( 本ミッションの科学目的 ) 磁気リコネクション中の加速場所を絞り込む [where] 磁気リコネクション中の加速粒子の時間発展の調査 [when] 磁気リコネクション中の加速粒子の特徴の把握 [how] 粒子加速高エネルギー粒子は宇宙の至る場所で発見されているが 高エネルギー粒子の起源は何か? という問題は宇宙科学における未解決の難問である 一方 磁気リコネクションは加速環境 ( 電場 衝撃波 乱流など ) を生み出しやすく 実際 地球磁気圏 太陽フレアなどにおいて リコネクションに伴う加速電子が観測されている しかし その加速過程は未解明であり 今後の研究の進展が待たれている 太陽フレア 地球磁気圏 X-line での加速電子 かに星雲のガンマ線フレア 28
観測ターゲットと観測手法 Science Objectives を達成するために 主たる観測ターゲットとして太陽フレア ( 現象全体を視野に収め 空間 時間分解して観測できる天体 ) を設定し 観測手法として 1 軟 X 線 硬 X 線の photon counting( 非分散型 ) による 2 次元撮像分光観測と 2 硬 X 線 軟 γ 線域の高時間 高エネルギー分解 偏光スペクトル観測 ( 空間分解能は無し ; 偏光情報は 60 kev 以上で ) を実施する 太陽フレアに対するこれらの観測は世界初 撮像分光観測のコンセプト そして 撮像分光がもたらす空間 時間 エネルギー情報を使って 加速場所とそれに関連する現象を同定する [where] 加速とそれに関連する現象の時間発展を追う [when] さらに 高エネルギー帯域までの偏光分光がもたらすエネルギー情報 偏光情報も加え 加速電子のエネルギー分布 加速電子の異方性 など 加速の特徴を調べる [how] 29
各観測装置のキー技術基礎開発は完了しており 現在 衛星搭載に向けた開発を進めている 軟 X 線撮像分光装置 (0.5 kev ~ 10 kev) 硬 X 線撮像分光装置 (5 kev ~ 30 kev) 高精度 X 線斜入射ミラー空間分解能 : < 1 秒角 ( ミラー単体 ) 低散乱 : 10 4 @ 20 arcsec 高感度 X 線斜入射ミラー空間分解能 : ~ 8 秒角 (FWHM) ( 観測ロケット実験 FOXSI の技術を活用 ) 高速度 軟 X 線カメラ裏面照射型 CMOS センサーを使用 ( 観測ロケット実験 FOXSI-3 で技術実証 ) 高感度 硬 X 線カメラファインピッチ CdTe 検出器を使用 ( 観測ロケット実験 FOXSI の技術を活用 ) 軟 γ 線偏光分光装置 (20 kev ~ 600 kev) Si/CdTe コンプトンカメラ偏光測定 :> 60 kev ( ひとみ衛星搭載の SGD の技術を活用 ) 30
2018.9.10~12, 三鷹天文台 光赤天連シンポジウム 2018 2030 年代の光学赤外線天文学を考える - 2018 年秋 - Super DIOS mission 高エネルギー宇宙物理連絡会 ( 高宇連 ) 寺田幸功 Super the Diffuse Intergalactic Oxygen Surveyor No LOI submitted Prepared by super DIOS PI, 佐藤浩介 ( 埼玉大 )
2018.9.10~12, 三鷹天文台 光赤天連シンポジウム 2018 2030 年代の光学赤外線天文学を考える - 2018 年秋 - Summary 高エネルギー宇宙物理連絡会 ( 高宇連 ) 寺田幸功 天文 宇宙物理分野全体をもり立てよう高宇連推薦ミッションとの連携もお願いします 本講演内容に関する質問等は下記まで 高宇連運営委員会 kouuren-unei@astro.isas.jaxa.jp