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次世代赤外線天文衛星SPICAが目指すサイエンスおよびSKAとのシナジー

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金田英宏（名大）、芝井広（阪大）、山村一誠、小川博之、中川貴雄、松原英雄、山田亨（宇宙研）、尾中敬、河野孝太郎（東大）、他SPICAチームメンバー

アウトライン

1. 概要、プロジェクトの現状2. SPICAが目指すサイエンス3. SKAとのシナジー今後 ケジ4. 今後のスケジュール

5. まとめ

SKA Japanシンポジウム2019 「SKA Japanこれまでの10年とこれからの10年」

SPICA: 日欧協力を軸とする国際宇宙天文台

SPICAの基本仕様

望遠鏡：有効口径2.5 m、冷凍機で8 K以下に冷却波長範囲： 12 – 350 μm軌道：太陽 –地球系L2周り軌道打上 ケ ト

2/231. 概要、プロジェクトの現状

JAXA：戦略的中型ミッション（300億円規模）として「ミッション定義審査」に合格し、フェーズA活動が開始された（ 年 月）

欧州：ESAのMクラスミッション（550 M Euro以下）として国際研究グループからESAに提案され、一次選抜で候補 選ばれた（ 年 月）

SPICAの基本仕様打上： JAXA H3ロケット打上年： 2028 – 2029年（ESAとの協議事項）寿命： 3年以上、目標5年以上（冷媒を使わない設計）

長年の活動を通して、技術的・予算的により一層、現実的に

（2015年11月）。 候補に選ばれた（2018年5月）。2007 2014 現在

日本発のコンセプト、長期化 (Spitzer: 1979~, Herschel: 1982~) 、教訓

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SPICA焦点面観測装置

SMI: 17–36 μm, R∼100 spectrometer & 10’x12’ camera18–36 μm, R∼1200–2300 spectrometer

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中間赤外線観測装置（日本リード）

12–18 μm, spectroscopy at R∼30000

SAFARI: 34–230 μm spectroscopy at R∼300 & 11000遠赤外線観測装置（欧州リード）

B‐BOP: 100, 200, 350 μm imaging polarimetry

2/15

A big cooled mirror in space to unveil the cold obscured Universe

Spectroscopy

PhotometryAKARI IRC

AKARI FIS-FTS

SAFARI/LR

SAFARI/HR

SMI/MR

SMI/HR Continuous λ coverage

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2018年5月7日ESA発表：SPICAはESA中型クラス5号機の候補として、25件の応募のうちの3件（SPICA、高エネルギーサーベイTheseus、金星の地質調査ミッションEnVision）に選ばれた。

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6月～7月：ESA CDFによる概念検討、11月： ESA MDRを通過。3月：欧州企業へITTを発出。7月～：欧州企業がstudyを開始。

ESA‐JAXA WG会合: 3、6、9月、ESA‐industry WS: 9月17‐20日

Science Study Team (欧州6、日本5): 10月、1月、6月、10月SPICA研究推進委員会(12名)：9月、12月、4月、8月

Collaboration会議: 9月(スペイン), 4月(オランダ), 10月(フランス) 

Formation of Galactic filaments

“Enrichment of the Universe with metal and dustleading to the formation of habitable worlds”

6/232. SPICAが目指すサイエンス

H2O O

HD H2OH2

Gas and water content

λλ λ

IR spectroscopy+ FIR polarimetryHerschel

CaCO3H2O ice

mineralogyλ

Brig

htne

ss

Velocity

H2O vapor

“snow line”

1 au

100 au

(1) The rise and fall of galaxy formation

+ FIR polarimetry

(2) Star formation from filaments to galaxies

(3) Gas, dust & ice evolution in planetary systems

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7/23IR spectral diagnostics with SPICA

Upper: I.P. for key IR fine‐structure lines  (adapted from Spinoglio & Malkan, 1992). Lower: excitation temperature of molecular transition,  spectral features from PAHs, H2O ice, silicates. 

銀河・巨大ブラックホール進化の物理的解明

PAH bands

gas lines

μJy)

SF galaxy at z = 3 (1x1012 L )

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Madau&Dickinson 14

星形成: PAH features

紫外線では見えない

flux (μ

Observed wavelength (μm)20         30     40   50                 100      

星形成: PAH features巨大BH: continuum + silicate

赤外線スペクトル診断による、銀河の星形成・ブラックホール進化の解明Dust bands → 中間赤外線SMIによる広域スペクトルサーベイGas lines → 遠赤外線SAFARIによる超高感度スペクトル観測 協調

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SPICA’s spectroscopy of high‐z objects provides the opportunity to detect PAHs and ices from the most distant galaxies ever observed.

Abundance ratio of H2O to CO2 ice →Evolution of ice

H O i CO iYamagishi + 13; 15

9/23Organic matter and ices in the distant universe

Egami et al. 2018 white paper

－ z = 7

High‐z  star‐forming galaxies (2x1013 L )Simulated spectra based on AKARI M82 (Yamagishi et al. 2013) + ISO (Spoon et al. 2003)

Yamagishi+13, +15

with cosmic‐ray‐induced UV photons. Watanabe & Kouchi 2002

H2O ice CO2 ice － z = 5

Flux (μ

Jy) H2O ice

CO2ice

JWST / MIRI (R=50, 10 hrs, 5σ)

C‐H sp3

SPICA SAFARI Watanabe & Kouchi 2002 F

20            40         60     80  100                200λ (μm)

3.2 3.6 μm

chain‐like C‐HAKARIHK+12

3.2 3.6 μm

aromatic C‐H

Aromatic‐rich? Aliphatic‐rich?

Dust studies: AKARI, Spitzer (low z)     JWST (intermediate z)      SPICA (high z)  

SPICA SMI(R=50, 10 hrs, 5σ)

SPICA SAFARI (R=50, 10 hrs, 5σ)

星・惑星系形成の本質的理解銀河フィラメントの磁場構造：遠赤外線B‐BOPによる偏光観測

分子ガスの定量：HD、H2輝線観測

ガス散逸、“3‐D real snow line”：速度分解スペクトル線観測, H2O

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Herschel

H2O

OHD H2O

H2

Gas and water content

λλ λ 12 16 1814λ (μm)

R = 30000 1 M star at 140 pc

Base on disk models from Notsu, Nomura + 2016, 2017

微惑星の原材料：鉱物バンド観測

Herschel

CaCO3H2O ice

mineralogyλ

Brig

htne

ss

Velocity

H2O vapor

“snow line”

1 au

100 au

H2Oλ (μm)

Resolving Kepler motions at 1‐2 AU regions for each line.

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Solar System science with SPICA

物質進化の観点：有機物と水の起源（up to z = 10）11/23

Characterization of the early solar system – cometsSpectroscopy of comas, High‐R 12‐18 μm (gas tail) and low‐R 17‐230 μm (dust trail).D/H ratio of comas to quantify the original water characteristics.

Characterization of interplanetary dust particlesf d b d h d l d d

宇宙が豊かになり、生命を持つに至った過程の解明

Low‐R spectroscopy of dust bands in the Zodiacal emission toward various directions.

The outer solar system: planetary atmospheresHigh‐R 12‐18 μm spectroscopy, 10 times the resolution of VOYAGER/IRIS, CASSINI/CIRS and MEX/PFS to study the molecular composition of planetary atmospheres.

The outer solar system: trans‐Neptunian objects100s of TNOs (D < 100 km) to measure sizes, albedos, infer their internal composition. 

Allocation of SPICA observing time to key programs 12/23

Observing time requiredto achieve the SPICA’s primary science goals: The reference mission scenario 

total  ~ 10000 hrs(13.7 months ~ 1.1‐1.2 years)

Ti f SMI ~ 3300 hTime for SMI ~ 3300 hrs.(4.5 months)

Carried out by Key Programs consisting of GT (> 70%) plus OT.

寿命：目標5年以上→ 大半の時間を宇宙天文台として運用（Open Time）

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13/233. SKAとのシナジー1. 宇宙における生命：原始惑星円盤の直接撮像

生命に結びつくような複雑分子輝線の探査

2.宇宙の暗黒時代：宇宙再電離期のHIガス、COガス2. 宇宙の暗黒時代 宇宙再電離期のHIガス、COガス宇宙最初のブラックホール

3. 宇宙磁場の進化：銀河系から近傍銀河、遠方銀河、銀河間空間の磁場分布

4.重力理論の検証：

5.銀河進化：HIによる全天サーベイ、z = 1.5までの銀河分布連続波観測による最遠方の星形成

4. 重力理論の検証：

Chemistry in disks & its relation to planetary atmosphereChemistry in disks & its relation to planetary atmosphereSpectral range of 12–18 μm contains not only H2 and atomic lines but also numerous emission bands of major C‐bearing molecules, HCN, C2H2, and CO2, as well as lines of H2O and OH.

Carr & Najita 2011 ApJ 733, 102R=3,000

Characteristics of planetary atmosphere depend on the C/O ratio of the gas at a formation site. → CO2 & H2O in the atmosphere of exoplanets

Velocity-resolved H2O, OH, HCN, CO2, C2H2 lines→ C/O ratio distribution at <~1–2 AU in disks

T=300 K, LTE

Not only

resolving molecular bands

SPICA/SMI (R=30,000)

13.9 14.0 14.1

W l th ( )

JWST/MIRI (R=3,000)

13.9 14.0 14.1Wavelength (μm)

Not only de-blending,

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Mineralogy in disks & its relation to our solar systemMineralogy in disks & its relation to our solar systemCosmology survey (2000-3000 debris disks; HK+17) + mini surveys

Kobayashi & Tanaka 2010, Icarus 206, 735

□ AKARI ● Spitzer

Ishihara+ 2017, A&A, 601, 72

~20 μm

(Jy)

G2V at 10 pc

Detectability of our solar system analogs

Stellar age (Gyr)

F disk/ F★

Solar system

at ~

SPICA

H2O ice

- 250 K- 200 K- 150 K

Flux

Ldisk/L★=10-7

Debris

Calcite, 1 μmPosch+07

Amorphous forsterite1 μm, Jager 2003

16σ10σ Mg2SiO4 CaCO3

texp= 60 min

Calcite CaCO3

Dolomite CaMg(CO3)2

20 40 60 μm

20 40 60 μm

H2O ice

High-Tminerals

Low-T minerals formed by aqueous mineral alteration.

Olivine (Mg,Fe)2SiO4

Pyroxene (Mg,Fe)SiO3

20 40 60 μmDolomite, 1 μmPosch+07

Serpentine, 1 μmGlotch+07

12σ 50σ

λ (μm) λ (μm)

MgCa(CO3)2

μ J g

Mg3Si2O5(OH)4

Exoplanetary atmospheres at high spectral resolutionExoplanetary atmospheres at high spectral resolutionFrom A. Sozzetti et al.’s talk at SPICA2019 Crete 

*   At R > 20,000, molecular bands are resolved in a dense forest of individual lines*   Strong Doppler effects due to orbital motion of the planet (up to >150 km/s).• Moving planet lines are distinguished from stationary stellar lines.• Molecules are detected by cross‐correlation with libraries of synthetic spectra

HD189733b (Brogi, Giacobbe, Guilluy et al. 2018)HD102195b (Guilluy, Sozzetti, Brogi et al. 2019)→ SPICA/SMI 高分散（R 30000）観測

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Hot dust continuum: dust of ~50 M in quasars at z = 10 is detectable, thanks to high dust temperature.

Emission from the first dust: Hot dust in quasars 17/23

High‐z  quasars (1x1013 L )

－ z = 6－ z = 10

silicate

Simulated spectra based onPolletta+06 (Spitzer), Imanishi+08 (AKARI).

Absorption by cold dust in a host galaxy: assuming silicate of 2x106 Muniformly distributed in a 1‐kpc‐diameter sphere.

Pop III stars with initial masses   10 – 40 M :silicate ~ 

carbonaceous

above ~100  M :

Todini&Ferrara01, Nozawa+13

z   6 silicate

carbonaceous

p p

Flux (μ

Jy)

SPICA SAFARI silicate‐rich

above ~250  M :carbonaceous‐richNozawa+14

Nozawa+13, Schneider+04

λ (μm)20                      40           60       80   100                    200

SPICA: composition of high‐z dust  properties of Pop III stars 

SPICA SMI (R=50, 10 hrs, 5σ)

JWST / MIRI (R=50, 10 hrs, 5σ)

(R=50, 10 hrs, 5σ)

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w/ SMI/CAM34 μm

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Moorwood, 1999, ASPC177, 141

Cold gasti

Star‐formation rate : [OI]+[CII], [OIII], MIR‐FIRBlack hole accretion rate : [NeV], [OIV] Metallicity : [NIII]/[OIII], [NeII]/HuαTotal gas mass: dark gas (HD, [CII]) + radio (HI, CO)Gas density, T, radiation, shock : linesDust mass, T, composition : continuum, bands

Tremblay 16 (ALMA)

Revealing the relationship between star‐formation activity,metal‐dust enrichment and nuclear activity

Aniano+12NGC6946

SPICA

Dissociation ofmolecules Processing of dust

(de-) crystallization

coolingagents Nuclear activity

photo evaporation

feedingaccretion

Destructionof dust

Star formationInterstellar radiation field

Spectral mapping, MIR-FIR continuous spectrum per bin

Herschel 70 μmMetals

Formation ofmolecules

Dust growthshock destructionshattering

coagulation

surfacereaction

accretion

Supernovae Formation of dust

Stellar mass loss

ISM reservoirs: CO‐dark gas, diffuse gas with HD lines and [CII]

HD 112 and 56 μm lines diffuse [CII] lineVan der Tak 2017

SKA ~ 3 x VLA sensitivity

With the sensitivity of 5x10‐20 W m‐2,GMCs of 106‐107 MSun with T = 20‐30 K are detectable out to 10 Mpc distance.In dwarf galaxies, gas temperatures areexpected to be higher.

SPICA is extremely sensitive to diffuse warm gas. 10 min for 1’x1’ would reach NH ~ 1018 cm‐2.Also uniquely suited to probe extraplanar material.

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21/23SPICAによるフォローアップ、SKAとの相補的な関係1. 宇宙における生命：原始惑星円盤の直接撮像

生命に結びつくような複雑分子輝線の探査

2.宇宙の暗黒時代：宇宙再電離期のHIガス、COガス

基本分子輝線の速度分解

惑星系原料の鉱物学、惑星大気分光

2. 宇宙の暗黒時代 宇宙再電離期のHIガス、COガス宇宙最初のブラックホール

3. 宇宙磁場の進化：銀河系から近傍銀河、遠方銀河、銀河間空間の磁場分布

4. 重力理論の検証：

宇宙最初のダストの鉱物学

星形成フィラメントの磁場構造

超広域の遠赤外線偏光マッピング

5.銀河進化：HIによる全天サーベイ、z = 1.5までの銀河分布連続波観測による最遠方の星形成

本格的な赤外線分光診断による銀河進化の物理的理解星間ガス・銀河間ガスの定量化（HI + HD + [CII]）

5. 今後のスケジュール 22/23

CY1 2 3 4 5 6 7 8 9 O N D 1 2 3 4 5 6 7 8 9 O N D 1 2 3 4 5 6 7 8 9 O N D 1 2 3 4 5 6 7 8 9 O N D 1 2 3 4 5 6 7 8 9 O N D 1 2 3 4 5 6 7 8 9 O N D 1 2 3 4 5 6 7 8 9 O N D

ESA Phase

MCR

JAXA PhPre-Phase Pre-Phase A2 Phase A1 Phase A2 Phase B2

ESA Events CDF MDR IndustrialITT

IndustrialKick-Off

SIAKDP

MSR FinalSelection

IntermediateReview

MARMission

Adoption

2024

Phase 0 Phase A Phase B1 Phase B2

2018 2019 2020 2021 2022 2023

ESAとの協議や宇宙研内の議論を経た最新スケジュール(2019年5月)

JAXA Phase

SDR(TBC)deltaMDR

InternalReview

ProjectRead.Review

PLMTech.Review

P-P A2Review

ProjectApproval

ReviewInternalReview

IndustrialKick-offJAXA Events

InternalReview

InternalReview

SRR RFP

A1a Mission definition Concept Development Project Formulation Preliminary Design

詳細要相談2019/12: SIA Key Decision Point: 日欧の所掌確定2020/1-3: Pre-Phase A2 Completion Review, Delta MDR2020/04: ESA Mission Consolidation Review (MCR): ミッションコンセプト確定2020/04-(TBD): JAXAプロジェクト準備審査2021/03-04: ESA Mission Selection Review (MSR): ESA M5最終選抜

Mission Selection Review confirms “readiness for transition into Phase B1”.ミッション要求の充分性、要求を満足する”an architecture”の存在の実証。

2021/03-04: ESA Mission Selection Review (MSR): ESA M5最終選抜2021/04-(TBD): JAXA System Requirement Review2023: JAXA System Definition Review2024:02-03: ESA Mission Adoption Review: ESA側のプロジェクト承認2024/06: JAXAプロジェクト移行審査

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5. まとめ23/23

SPICAは超高感度な赤外線分光観測と遠赤外線偏光観測を行う。日欧共同推進によるPhase A開発を実施中。

SKAとの強いシナジーが期待される領域が多い（とくに原始惑星系円盤 銀河進化 磁場）

「銀河・巨大ブラックホール進化の物理的解明」と「星・惑星形成の本質的理解」⇒ 「宇宙が豊かになり生命を持つに至った過程の解明」

2021年6月ESA最終選抜、2020年代中に打ち上げ、SKA (2024年～)天体のフォローアップ、協調観測。

SKA Japanシンポジウム2019 「SKA Japanこれまでの10年とこれからの10年」

（とくに原始惑星系円盤、銀河進化、磁場）