激変する宇宙をスクープするChronos (旧称JEDI)ミッションのサイエンス検討

激変する宇宙をスクープするJEDIミッション(仮称)のサイエンス検討 • 中澤知洋「激変する宇宙をスクープするJEDI(仮称）のミッションデザイン」I会場 V314a • 内田裕之「JEDIミッション(仮称)のサイエンス検討: 2030年代の紫外・X線による超新星 爆発の待ち受け観測」J会場 N21a 3/13 14:45 榎戸輝揚 (京大/理研), 中澤知洋 (名古屋大), 赤松弘規 (QUP/KEK), 石田学 (JAXA/ ISAS), 岩切渉 (千葉大), 上田佳宏, 内田裕之, 鶴剛 (京大), 川室太希, 山田智史 (理研), 木 邑真理子 (金沢大), 志達めぐみ (愛媛大), 高橋弘充 (広島大), 田中孝明 (甲南大), 行方宏 介 (NAOJ), 中嶋大 (関東学院), 信川正順 (奈良教), 野田博文 (阪大), 松本浩典 (阪大), 森 浩二 (宮崎大), 山口弘悦, 渡辺伸 (JAXA/ISAS), ほか JEDI ミッション検討チーム 2024年3月13日(水) 13:42-13:54 観測機器(X線・γ線)セッション V315a

2030年代の戦略的中型衛星として何が実現可能？ • JAXA宇宙科学研究所では、理工学コミュニティと連携し、2030年代に打ち上げ を目指す戦略的中型衛星(<400億円, 日本最大級クラス)を検討中 • 検討ミッション３候補の一つが、紫外線から硬Ｘ線をカバーし、マルチメッセン ジャー・時間軸天文学の一翼を担う高エネルギー天文学衛星 JEDI (仮称) • 公募型小型のFORCE衛星から発展させたJEDIでは、高角度分解能 Siミラーの確保 に不安もあり、実現可能性が高い設計に変更し Chronos へ改称検討中 SN1987A JWST/NIRCam 変動天体の核心部から届く、透過力の強い マルチメッセンジャー観測（重力波、ν)と連携 広視野をカバーする電波・光赤外線の大規模 データからの突発天体アラートと連携 ADSでの Multi-messenger の検索 透過力の強い硬Ｘ線(~30 keV)まで広帯域 Ｘ線カメラを大面積ミラーと組み合わせる 広視野(>30ʼ)の軟Ｘ線カメラで 突発天体の対応天体を見つける 概念図 スペースで観測できる紫外線カメラ(FoV 7 )も搭載 2

3 マルチメッセンジャー天文学が最盛期の2030年代 2024 電波 赤外線 電 磁 波 観 測 可視光 紫外線 Ｘ線 ガンマ線 25 26 27 28 29 ALMA JWST Euclid Hubble 32 33 34 35 36 37 38 39 2040 SKA 41 42 Rubin Roman Rubin Swift Chandra NICER IXPE, NuSTAR MAXI XRISM ULTRASAT UVEX NASA Senior Review (high-energy missions) Chronos ISS-end New Athena? Chronos COSI Hyper-K Fermi full CTA Hyper Kamiokande Super Kamiokande ニュートリノ 31 SKA CTA 非 電 磁 波 2030 IceCube IceCube-Gen2 TRIDENT 宇宙線 TA & Auger 重力波 LVK O4 LVK O5 LVK and Cosmic Explorer? Cosmic Explorer

国際天文台群を外部トリガーとし画竜点睛な観測へ マルチメッセンジャー天文学からの突発天体アラート SKA(電波) • コンパクト天体 • 電波突発現象 • 高速電波バースト ルービン(可視光) HiZ-G(Ｘ線) Hyper-K (ν) LVK (重力波) • 超広視野(約10平方度) • データ量15TB/晩 • 5分に1発の超新星 • ガンマ線バースト • JAXA/ISAS の複 数衛星の連携観測 • 系内超新星の爆発 を事前通報 (ベテル • Cosmic Explorer は中性子連星合体 を１時間前に通報 外部トリガー 4 • 突発天体アラートのビッ グデータから、価値ある 観測対象を選定する ギウスなら2日前) 待受・追跡・モニタリング開始 • 迅速な ToO 観測 • 中長期のモニタリング観 測を柔軟に開始

Chronos (CHRomatic ON-call ObServatory) • ミッション名に激変する宇宙をスクープする衛星の目的を明示 • ギリシア神話に登場する時を司る神 「クロノス」の名前で、宇宙の諸現象 の動的な時間変化を明らかにする衛星 • 紫外線から硬X線まで含む広帯域での 観測が鍵になることを、chomatic(多 色観測の)の単語に込めている。 • 当番医を意味する On-call doctor の ようにマルチメッセンジャーのアラー トを待ち受け柔軟な観測を実施する。 5 (C) Pierre Mignard

目標1 ̶ 星の誕生や死の瞬間を捉え進化を理解する • ルービン天文台の超新星アラートを選別、追跡観測する超新星の研究 • ハイパーカミオカンデのアラートでショックブレイクアウトを待受観測 • 埋もれた原始星のフレア検出や、恒星フレアから系外惑星への影響を評価 観 測 例 The Astrophysical Journal, 778:81 (9pp), 2013 November 20 3時間 1日 Kistler, Haxton, & Yüksel Nicolas Grosso et al.: a powerful X-ray 1 day SBO duration sec Supernova Neutrino Burst 1 hour We have also evaluated Equation (4) directly from progenitor a 超新星ニュートリノから、ショック 30 models. Figure 2 shows the resulting propagation times for 24 (Kistler et al., 2013) ブレークアウト(SBO)までの遅延 an 11–30 M! range of non-rotating red supergiant (RSG) 15 Red Supergiants progenitors from Woosley et al. (2002), as well as 12 and 16 M! 11 → 近傍の超新星ならハイパーカミオ BSG and 16 and 35 M! W-R star models from Woosley & 103 カンデで前兆ニュートリノ検出 Heger (2006), with the inner 1.4 M! forming a neutron star. We 51 have used E = 0.5× and 3×10 erg to bracket the canonical in → アラートで近傍の赤色超巨星を待 1051 erg. The polytrope results yield propagation times that 16 ち受け観測。マゼラン雲なら紫外 102 generally agree to within ∼10%–20%. Blue Supergiants The convective RSG envelopes extend up to ∼1500 R! , while 線・軟Ｘ線で広域観測しマヌーバ。 12 BSG radii are typically limited to ∼25 R! . From the polytrope results one expects propagation times to be proportional to radii, 10 5 10 50 erg and Figure 2 shows the expected gap of ∼50 between RSG and 星・惑星形成への糸口として、原始 2. X-ray flare of HOPS 383. Panel a: the sky position of the X-ra 51 BSG times. In W-R stars, thought to give rise to Type Ib/Ic SNe Fig. Wolf Rayet Stars 3 10 erg The cyan cross and circle are the X-ray position and positional error of determination) and 96% (spectrum extraction) of 1.49 keV po (∼10%–20% of all SNe), the shock arrives at the surface very (position 星の磁場や自転をX線で調査 Chandraで捉えた、真に若い原始星が 6.4 keV emission line. Panel b: event energy versus time of arrival. The 16 35 quickly, as the strong winds in such stars lead to complete loss of 54% centered at this emission line observed with ACIS-I (inset). Pa 1 curve is the mirrored rise phase of the red curve. Panels b and c: the ver 原始惑星系円盤や系外惑星の大気進 起こした巨大フレア(Grosso+2020) 2 3 4 5 6 of their envelopes. As the SBO timescale is comparable to that 10 10 10 10 10 10 of neutrino emission, little early warning would be available, 化に関わるX線・紫外線の放射量 → 透過力の強い硬Ｘ線が必須プローブ dra exposure that we obtained in 2017 (Fig. 2a). The first phoShock propagation time sec although an optically thick wind may delay emergence ton is detected ⇠2.9 h after the start of the observation and the X-ray burst duration is ⇠3.3 h (Fig. 2b). We estimated the shape Figure 2. Comparison of SBO durations vs. shock propagation times in the (e.g., Balberg & Loeb 2011; Chevalier & Irwin 2012). of the light curve by smoothing the event times of arrival (Apenvelopes of SN progenitor models, as calculated for a variety of initial masses C.4). The count rate peaks to ⇠5.6 counts ks 1 in ⇠0.9 h While observing the SBO spectrum and light curve would pendix after the first photon detection, and it decays gradually in ⇠2.5 h from 11 to 35 M! (as labeled), using density profiles from Woosley et al. (2002) provide several pieces useful for a forensic study of the departed until the last photon detection (red curve in Fig. 2c). This time for RSG and Woosley & Heger (2006) for BSG and Wolf–Rayet stars, with shock variation, with rapid rise and slow decay, is similar to the typ51 star (see Calzavara & Matzner 2004), timing alone would energies of 0.5× and 3×10 erg. ical light curves of magnetic flares from young stellar objects • 内田裕之+J会場 (本日14:45) 内田裕之ほかの「超新星」班、行方宏介ほかの「恒星フレア」班が検討 suggest a type and mass. An illustrative example of the utility (YSOs; Getman et al. 2008). X-rays may also be emitted by ac- 104 ➡ マルチメッセンジャーのアラートに迅速に対応できる追跡観測を行う 6

目標2 ̶ 宇宙の極限環境の物理を解明する (BH) Changing-look AGN explained by state transition (Noda & Done, 2018) (Noda & Done, 2018) −1 keV ) 0.01 0.01 −1 -3 −2 s 10 -4 10 keV (Photons cm χ Changing-look AGN 3 -3 10 2 2 keV (Photons cm −2 s −1 −1 keV ) 観 測 例 • ルービン天文台をはじめとする地上 Facility で潮汐破壊現象や Changinglook AGN などブラックホール周辺の光度変動を発見 • 長期モニタリングで、SED 変化や遅延解析。降着・噴出流の構造進化 • IceCube-Gen2 が捉える高エネルギーニュートリノとの関係も探査 0 -4 10 -3 0.01 TDE (X-ray) (Igor et al., 2022) 7 0.1 Energy (keV) 1 10 Changing-look AGN 0.001 0.01 0.1 1 10 100 Energy (keV) ➡ 特定の天体や天域の長期モニタリングを戦略的に実施 Figure 1. Left: Optical, UV, and X-ray spectra in 2008 Aug (black), 2008 Jun (red), 2013 (green), and 2016 (blue) in ν Fν forms, fi with the model of phabs*redden*(optxagnf + MYTorusS + MYTorusL + hostpol). Right: Best-fit AGN model spectra shown after absorption and reddening are removed, and in the same colors as in left panels. Grey shows model spectra of an S0-type host ga emission, and a torus reflection component accompanied by fluorescence lines in 2008 Aug. (多様な天体で有効：BHB、CV、マグネター、FBOT、TDE…) (a) X–ray light curve (b) Millimeter light curve 野田博文、志達めぐみらの「BHモニタリング」班、岩切渉らの「マルチメッセンジャー」班

目標3 ̶ 宇宙の物質とエネルギー循環を解明する 観 測 例 • CTA や LHAASO などで見つかる銀河面上の新ガンマ線源の観測 • PeVatron や VHE ニュートリノ源の探査 • 銀河系拡散放射から物質循環を明らかに CTA-GPS simulations Q. Remy CTA で想定される銀河面サーベイ（シミュレーション） Remy et al. 2021 ・他の観測では見えない淡い高温プラズマのX線観測 ・高温プラズマは銀河円盤とハローの物質循環をつなぐ ハロー アウトフロー 銀河円盤部から ハローに高温 プラズマを輸送 インフロー 高温プラズマ 超新星・星風 宇宙線の圧力 （高温プラズマ） 銀河円盤に 星間物質を供給 高速度雲 衝撃波加熱 （高温プラズマ） 銀河円盤部（星形成の場） (C) M. Nobukawa ➡ 低バックグラウンドな赤道軌道でNuSTARを上回るディフューズ感度 8 田中孝明、信川正順らを中心に銀河面サーベイ班が検討中

CHRONOS ミッションの科学目標と性能要求 連携天文台 Rubin HyperK SKA LVK+ HiZ-G UVEX IceCube COSI 9 CTA 目標１ • • おもに迅速な追跡観測 星の誕生や死の瞬間を捉え進化を理解 超新星、ショックブレークアウト、連 星NS合体、原始星・恒星フレア、 FRB、Low-L GRB、Ｘ線バースト 目標2 おもに戦略的なモニタリング観測 •宇宙の極限環境の物理を解明する • TeV/PeVニュートリノ源、活動的な中 性子星、ブラックホール連星、白色矮 星、潮汐破壊現象等 目標3 おもに広域サーベイ観測 •宇宙の物質とエネルギー循環を解明する • 銀河面・中心、AGN、銀河団・銀河 要求性能 硬X線カメラは数十usの時間 分解能と300 cm2@30 keV の有効面積で時間変動を測定 軟Ｘ線カメラは広視野(>30ʼ) で角度分解能15”を目指し、 ToOでＸ線対応天体を発見 紫外線カメラは「うみつば め」UVカメラを元に7 視野 で250-300 nmをカバーする ３種類の搭載装置で~0.3-30 keV と250-300 nm の広帯 域を同時にカバー。さらに赤 道軌道で低バックグラウンド

Chronos で想定する追跡観測(ToO)の戦略 • レスポンス時間は早い方が良いが、通信局の確保や運用体制の費用と兼ね合い • XRISMでは最低2日で対応。NASAのUVEX(紫外線)では平均3時間が目標 • 目標は20%確率で3時間以内、70%で6時間、97%で24時間の対応を目指す • FoV 紫外線(7 ) > 軟Ｘ線(30ʼ) > 硬X線(9ʼ) の違い→軌道上の小角度マヌーバー 3時間 6時間 1日 (C) Wataru Iwakiri (C) Taiki Kawamuro 10

長期的なロードマップ上での Chronos 衛星の特長 • 2030年代の打ち上げを想定し、技術成熟度の高い装置で構成する。ToOやモ ニタリングなど、観測運用の戦略を重視し、ハードウェア(開発を重視する)衛 星からソフトウェア衛星への転換で意識変革も狙う。 • H3ロケットを活用した赤道軌道への投入でバックグラウンドを低減し感度を 向上。国際協力により赤道に通信局を確保し、最先端の衛星通信も活用して、 迅速な追跡観測(e.g., <6時間)ができる体制を目指す。 • 精密Ｘ線分光と広帯域(硬Ｘ線)の2つの軸を目指した Astro-H 衛星の喪失後、 前者は XRISM で実現し、後者の完遂をするのが Chronos • マルチメッセンジャーの国際天文台と連携協定も締結し、戦略的な科学創出を 目指す。これまでのNASAとの強い連携も維持し、国内でスペース天文台を打 ち上げられる人材・ノウハウの維持にも貢献する。 11

まとめ 戦略的中型衛星の候補 Chronos ミッション 1. マルチメッセンジャーの突発天体アラートが溢れる2030年代に、時間領域天文 学で活躍し、激変する宇宙をスクープするのが Chronos ミッションである。 2. 広帯域(2-30 keV)のX線望遠鏡、広視野(>30ʼ)な軟Ｘ線カメラ、超広視野(7 )の 紫外線カメラを搭載し、低バックグラウンドな赤道軌道に投入し、これまでの 衛星に比べ通信を強化して迅速な運用を実現する。 3. 超新星や恒星フレアなどの追跡(待受)観測、ニュートリノ信号や潮汐破壊などと 関係するブラックホールの状態変化の戦略的モニタリング観測、低バックグラ ウンドを活用した銀河面のサーベイ観測を戦略的に実施する。 4. コミュニティ全体で活用できる汎用天文台としての役割を十分に果たし、スペー ス天文学の人材と技術基盤を2040年代に継承する上で有効（必須）な天文台。 当事者意識のある実施メンバーでチームを構築する。