宇宙干渉計ミッション

SIM Liteは、これまでに建造された中で最も強力な太陽系外惑星探査宇宙望遠鏡となるはずだった。^{[ 5 ]}干渉計の技術により、この宇宙船は地球サイズの惑星を検出できるはずだった。^{[ 5 ]} SIM Liteは、惑星が公転する際の主星の見かけの動きの「揺れ」を探すことで、近くの地球型惑星の探索を行う予定だった。この宇宙船は、100万分の1秒角、つまり地球から月までの距離から見たニッケルの厚さの精度でこの任務を遂行するはずだった。ディープサーチと名付けられたこの惑星探査プログラムは、ハビタブルゾーン（惑星が主星の周りを一周（1「年」）する間、液体の水が存在できる領域）にある地球型惑星（地球や金星のような）を近くの約60個の恒星で探すことを目的としていた。ディープサーチは、位置天文学的精度の点で最も要求の厳しいものとなるはずだったため、ディープサーチという名前が付けられた。^{[ 5 ]}このプログラムでは、SIM Lite 宇宙船の全機能を使用して測定を行う予定だった。^{[ 5 ]}

柔軟な探索戦略^{[ 6 ]により}、SIM Liteは各恒星における質量感度を、居住可能惑星探索において望ましいレベルに調整します。地球型惑星を持つ恒星の割合であるη _{Earth （Eta_Earth）の値は、SIM Liteの打ち上げ前に}ケプラーミッションによって推定されます。居住可能惑星探索の戦略の一つは、地球型惑星が一般的な場合は、より少ない数のターゲットに対して「より深い」探索（つまり、居住可能領域における質量感度を低くする）を行うことです。地球型惑星が稀な場合は、より多くのターゲットに対して「より浅い」探索を行うことも可能です。例えば、ミッション時間の40%が惑星探索に割り当てられていると仮定すると、SIM Liteは以下のような恒星を調査できたでしょう。

• 地球質量1つまでの惑星に対応する65個の恒星、縮尺された1AU軌道、または
• 地球質量の2倍までの惑星に対応する149個の恒星、縮尺された1AU軌道、または
• 地球質量の3倍までの惑星に対応する239個の恒星。それぞれが1天文単位の軌道を公転している。

SIM Liteは、地球サイズの惑星を探すことに加えて、「ブロードサーベイ」と呼ばれる調査を行う予定だった。ブロードサーベイでは、約1,500個の恒星を観測し、天の川銀河の地球領域にあるあらゆる種類の恒星の周囲に存在する海王星質量以上の惑星の 数を決定するのに役立てる予定だった。^{[ 5 ]}

惑星探査ミッションの 3 つ目の部分は、若い恒星の周りを回る木星質量の惑星を探すことでした。この調査は、ホットジュピターの発生を含め、太陽系の形成について科学者がより深く理解するのに役立ったでしょう。^{[ 7 ]}この惑星探査の部分は、システムが長期的な平衡状態に達する前に、1 つ以上の木星質量の惑星を持つシステムを研究するように設計されていました。^{[ 7 ]}恒星の視線速度を使用する惑星探査技術では、若い恒星の強い大気活動に対して惑星によって引き起こされる規則的で小さな往復の揺れ運動を測定することはできません。SIM が3 つの主要な惑星探査ミッションを実行することができたのは、アルバート A. マイケルソンによって開拓された技術によるものでした。

このミッションの惑星探査コンポーネントは、地球型惑星やその他の系外惑星を画像化および測定するように設計された将来のミッションの重要な補完として機能するように設定されました。SIM Lite は、これらのミッションでは実行できない重要なタスク、つまり惑星の質量を決定することを実行することになっていました。^{[ 8 ]} SIM が将来のミッションのために実行することを想定されていたもう 1 つのタスクには、惑星の軌道特性を提供することが含まれます。^{[ 8 ] [ 9 ]}この知識があれば、他のミッションは、SIM が検出した地球型惑星 (およびその他の) を観測するための最適な時間と予測される恒星と惑星の分離角を推定できます。

SIM Lite ミッションのもう 1 つの重要な側面は、恒星の質量の上限と下限を決定することでした。今日、科学者は恒星の大きさには限界があることを理解しています。小さすぎる天体は、恒星が輝く原因となる熱核融合を開始するための内部圧力がありません。これらの天体は褐色矮星として知られており、恒星質量スケールの下限を表しています。大きすぎる恒星は不安定になり、超新星爆発を起こします。^{[ 10 ] [ 11 ]}

SIMのミッションの一部は、恒星の質量と進化の2つの極端についてピンポイントの測定値を提供することでした。望遠鏡は、銀河には2000 億個以上の星があるため、すべての星の質量を測定することはできませんが、代わりに「人口調査」を行います。^{[ 10 ]}この技術により、SIMは、褐色矮星、高温白色矮星、赤色巨星、捉えどころのないブラックホールなど、ほぼすべての種類の星の代表的な例について正確な質量を出力することができます。^{[ 10 ]} NASAのハッブル宇宙望遠鏡を含む現在の宇宙望遠鏡は、一部の種類の星の質量を正確に測定できますが、すべてではありません。推定では、恒星の質量の範囲は、太陽 の質量の8%から太陽の質量の60倍以上までです。^{[ 10 ] [ 11 ]}この研究全体は、相互の重力引力によって結合された星である連星系に焦点を当てるものでした。 ^{[ 10 ] [ 11 ]}

ミッション期間中の恒星位置の干渉計測定により、SIMは天の川銀河全体の恒星間の距離を正確に測定することができたでしょう。これにより、天文学者は銀河の「ロードマップ」を作成し、その形状と大きさに関する多くの疑問に答えることができたでしょう。^{[ 12 ] [ 13 ]}

現在、天文学者は他の銀河について知っていることに比べて、私たちの銀河の形や大きさについてはほとんど知りません。銀河全体を内側から観測するのは困難です。良い例えは、バンドの一員としてマーチングバンドを観測しようとすることです。^{[ 14 ]}人間はそれらの銀河の外にいるため、他の銀河を観測するのははるかに簡単です。スティーブン・マジェウスキーとそのチームは、SIM Liteを使用して銀河の形や大きさだけでなく、その質量の分布や星の動きも決定することを計画しました。^{[ 14 ]}

SIM Liteによる天の川銀河の星の測定は、銀河の基本パラメータ、オールトの限界、円盤の質量ポテンシャル、および銀河の大きな半径までの質量という4つのトピックを理解するためのデータを得ることを目的としていました。^{[ 15 ]}最初の基本的な銀河パラメータは、天の川銀河の大きさ、形状、および回転速度に関する重要な疑問に答えることを目的としていました。^{[ 16 ]}チームは、太陽から銀河中心までの距離をより正確に決定することを望んでいました。2番目のトピックであるオールトの限界は、銀河円盤の質量を決定しようとするものでした。^{[ 17 ]}

3番目のプロジェクトテーマは、円盤質量ポテンシャルでした。このテーマは、円盤星までの距離とそれらの固有運動を測定するために設計されました。3番目の研究テーマの結果は、銀河の基本パラメータ部分の結果と組み合わせて、銀河における太陽系の位置と速度を決定することになっていました。^{[ 18 ]}最後のテーマは、天の川銀河におけるダークマターの分布に関するものでした。SIMデータを使用して、半径270キロパーセク（kps）までの銀河の質量分布の3次元モデルを作成することになっていました。天文学者は、その後、2つの異なるテストを使用して、大きな半径での銀河ポテンシャルを決定することになっていました。^{[ 19 ]}

ダークマターは、宇宙に存在するものの目に見えない物質です。星や銀河に及ぼす重力の影響から、宇宙の物質の約80%がダークマターであると科学者たちは考えています。^{[ 12 ] [ 13 ]}宇宙におけるダークマターの空間分布はほとんど分かっていません。SIM Liteがあれば、科学者たちはこの疑問に答えることができたでしょう。

暗黒物質の存在を示す最も有力な証拠は、銀河の運動から得られます。^{[ 12 ] [ 13 ]}銀河は、可視物質の量から予想されるよりもはるかに速く回転しています。通常の物質の重力だけでは、銀河をまとめておくには不十分です。科学者たちは、銀河は膨大な量の暗黒物質によってまとめられていると理論づけています。^{[ 12 ] [ 13 ]}同様に、銀河団も、構成銀河の高速運動を重力的に釣り合わせるのに十分な可視物質を持っていないようです。

SIM Liteは、天の川銀河内の恒星の動きを測定するだけでなく、天の川銀河近傍のいくつかの銀河の内部および平均的な銀河運動も測定する予定でした。^{[ 12 ] [ 13 ]}この望遠鏡の測定結果は、現在入手可能な他のデータと組み合わせて使用​​され、天文学者に個々の銀河の最初の総質量測定値を提供する予定でした。これらの数値により、科学者は局所銀河群、ひいては宇宙全体における暗黒物質の空間分布を推定できるようになります。^{[ 12 ] [ 13 ]}

宇宙干渉計ミッションは、1997 年 3 月に 4 か月の予備的なアーキテクチャ調査として始まりました。NASA は、調査を実施する企業としてTRWの宇宙・電子機器グループ、イーストマン コダック、ヒューズ ダンベリー オプティカル システムズを選定しました。 ^{[ 20 ]} 1998 年、TRW Inc. が SIM Lite プロジェクトの契約企業として選定されました。ノースロップ グラマンは 2002 年に TRW の一部を買収し、契約を引き継ぎました。カリフォルニア州サニーベールにあるロッキード マーティン ミサイルズ アンド スペースも選定されました。^{[ 21 ]}ミッションの策定と実施段階を含む 2 つの契約は、1998 年 9 月に発表され、総額 2億ドル以上でした。ミッションの策定段階には、ミッションの初期設計と本格的な実施計画が含まれていました。^{[ 21 ]} NASAの発表当時、打ち上げは2005年に予定されており、このミッションは地球上の生命の起源などの疑問に答えるために設計された一連のミッションであるオリジンズ・プログラムの一部であった。^{[ 21 ]} 

2000 年 8 月、NASA はプロジェクト マネージャーに対し、以前提案されていた EELV の代わりにスペース シャトルを打ち上げロケットとして検討するよう求めた。 ^{[ 22 ]} 2000 年 11 月下旬、NASA はプロジェクトの科学チームが選ばれたことを発表した。このグループには、太陽系外惑星研究の世界の著名な人物が含まれていた。 ^{[ 23 ]}グループ全体は 10 人の主任研究員と 5 人のミッション スペシャリストで構成されていた。^{[ 23 ]}この NASA の発表時点では、打ち上げは 2009 年に予定されており、このミッションはまだオリジンズ プログラムの一部であった。^{[ 23 ]}

SIMの新しい技術は、遠方の恒星を周回する地球型太陽系外惑星の画像を撮影し、それらの惑星が生命を維持できるかどうかを判断するのに十分な強力な望遠鏡の開発につながることを目的としていました。NASAはすでに、SIMの技術的遺産に基づいて構築される将来のミッションの開発を開始しています。^{[ 24 ]}ミッションの技術開発段階は、NASAが設定した8つのミッション技術マイルストーンが達成されたという発表とともに、2006年11月に完了しました。^{[ 25 ] [ 26 ]}マイルストーンは、飛行制御機器の設計を開始する前に必要な技術開発のステップでした。各マイルストーンの完了は、ナノメートル制御とピコメートル知識技術のための新しいシステムを開発する必要があることを意味しました。これらのシステムにより、望遠鏡は極めて正確な測定を行うことができます。^{[ 25 ]}

このミッションのために開発された新技術の一つは、水素原子の幅の数分の1の単位で測定できるハイテク「定規」でした。さらに、この定規はネットワークとして機能するように開発されました。ミッションチームはまた、正確な測定を妨げる宇宙船の微細な振動の影響を軽減するために「ショックアブソーバー」も開発しました。もう一つのマイルストーンは、新しい「定規」と「ショックアブソーバー」を組み合わせて、宇宙干渉計ミッションの宇宙船が地球サイズの惑星によって引き起こされる星の微細な揺れを検出できることを証明することでした。5番目の技術的マイルストーンでは、マイクロアーク秒計測テストベッドを広角視野で3,200ピコメートルの性能で実証する必要がありました。広角測定は、測定のたびに星の固定位置を決定するために使用される予定でした。このレベルの性能は、SIM Liteが天体位置測定 グリッドを計算する能力を実証しました。もう 1 つの重要な開発は、グリッドレス狭角アストロメトリー ( GNAA ) として知られており、広角マイルストーンで確立された測定機能を適用し、それをさらに一歩進めて狭角測定に適用できるようになったことです。SIM の初期段階で 1 マイクロ秒角の精度を実現することを目指した^{この技術では、基準星のグリッドを最初に設定することなく星の位置を測定できます。代わりに、複数の基準星と異なる場所から観測されたターゲット星を}使用して基準フレームを設定し、別々の観測からの遅延測定を使用して星の位置を計算します。狭角フィールドは、SIM が地球型惑星を検出するために使用される予定でした。チームは、狭角と広角の両方の測定に同じ基準を適用しました。^{[ 26 ]}飛行制御の作業を開始する前の最後の要件は、ミッション用に開発されたすべてのシステムが連携して機能することを確認することでした。この最後の NASA 技術目標は、他の目標に依存していたため、最後に完了しました。

2006年4月末から6月にかけて、プロジェクトは3つのエンジニアリングマイルストーンを完了し、2006年11月2日から8日にかけてSIMは「宇宙船内部設計レビュー」を完了しました。^{[ 30 ]} 2008年6月現在、8つのエンジニアリングマイルストーンすべてが成功裏に完了しました。^{[ 26 ]}

このプロジェクトは2003年6月からフェーズBに入っていた。^{[ 30 ]}ジェット推進研究所の「フェーズB」は「予備設計」フェーズと呼ばれている。^{[ 31 ]}フェーズBでは、フェーズAで開発されたミッションコンセプトをさらに発展させ、プロジェクトを実装フェーズに移行するための準備を行う。要件が定義され、スケジュールが決定され、仕様が準備されて、システムの設計と開発が開始される。^{[ 32 ]}さらに、フェーズBの一環として、SIM Liteプロジェクトは、システム要件レビュー、システム設計レビュー、非支持者レビューなど、NASAによる多数のレビューを受けることになっていた。^{[ 32 ]}このフェーズでは、実験が提案され、ピアレビューを受け、最終的にNASA宇宙科学局によって選択されることになっていた。実験の選択は、科学的価値、コスト、管理、エンジニアリング、安全性に基づいて行われる。^{[ 32 ]}

SIM Liteミッションの打ち上げ日は少なくとも5回延期された。^{[ 3 ] [ 21 ] [ 23 ] [ 34 ]}プログラム開始時の1998年には、打ち上げは2005年に予定されていた。^{[ 21 ]} 2000年までに、打ち上げ日は2009年に延期され、2003年までその日付が維持された。ただし、2000年後半には、一部のプロジェクト科学者が2008年を挙げていた。^{[ 23 ] [ 31 ] [ 35 ]} 2004年から2006年の間、SIMを設計・開発している請負業者ノースロップ・グラマン社は、自社のウェブサイトに2011年の打ち上げ予定日を掲載していた。^{[ 3 ]} 2007 会計年度の NASA 予算の発表に伴い、予測は再び変更され、今回は 2015 年または 2016 年より早くはない日付となった。^{[ 34 ]}打ち上げ日の延期は、主に SIM Lite プログラムへの予算削減に関連していた。^{[ 34 ] [ 36 ]} 2007 年の変更は、NASA の 2006 会計年度予算で概説された 2006 年の打ち上げ日から約 3 年ずれており、2005 年の予算予測より 2 年遅れていた。^{[ 34 ] [ 37 ]}他のグループは、公式に予測された打ち上げ日と一致する日付を予測した。カリフォルニア工科大学 の NASA 系外惑星科学研究所 (旧ミケルソン科学センター)も日付を 2015 年とした。^{[ 38 ]} 2008 年 6 月現在、NASA は打ち上げ日を「無期限」に延期している。^{[ 30 ]}

2005年5月のNASAの運用計画では、このミッションは2006年春まで再計画段階に入った。打ち上げは、おそらくアトラスV 521または同等の、進化型使い捨てロケット（EELV）によって行われる予定だった。^{[ 33 ]}

SIM Liteは、NASAの系外惑星探査プログラム（旧ナビゲータープログラム）の旗艦ミッションとみなされる予定だった。NASAの2007年度大統領予算によると、このプログラムは「NASA​​が太陽系外の居住可能な惑星を探す中で、それぞれが互いに補完し合い、それぞれのミッションが先行するミッションの成果と能力に基づいて構築される、ますます挑戦的になる一連の首尾一貫したプロジェクト」である。^{[ 34 ]}このプログラムには、宇宙干渉計ミッションに加えて、ケック干渉計と大型双眼望遠鏡干渉計が含まれる。1996年に最初に承認されたとき、このミッションには 打ち上げ費用と5年間の運用費用を含めて7億ドル（1996年ドル）の上限が設定された。^{[ 39 ]}予備的なアーキテクチャ研究のための最初の契約は、それぞれ20万ドルの価値があった。^{[ 39 ]}

NASAの予算では、2007会計年度（FY）の3つのプロジェクトの計画が概説された。3つのミッションのうち、SIM Liteはさらに延期され、ケック干渉計は予算削減を受けた。^{[ 34 ] [ 40 ]} 2007年のNASA予算では、「SIMフェーズBの活動は、最近の資金決定に沿って、新しいコストとスケジュール計画が策定される間継続される」と規定された。^{[ 34 ]}資金決定には、系外惑星探査プログラムに対する2006会計年度のNASA予算要求額からの1億1850万ドルの 削減が含まれていた。予算では、2010年までのプログラムの予測も示された。2006年の要求額と比較すると、毎年資金が段階的に削減されることになる。 2008年度から、系外惑星探査プログラムには 2006年度に比べて約2億2390万ドル少ない予算が割り当てられる。翌年度は、2006年度の要求額と比較して、  2009年度に1億5520万ドル、2010年度に1億7250 万ドルの削減となる。^{[ 34 ]}

SIM Liteが2003年にJPLが「フェーズB」と呼ぶ段階に入ったとき、Fringes: Space Interferometry Mission Newsletterは、2009年の打ち上げに向けて最も重要なマイルストーンであると述べた。^{[ 31 ]}遅延は予算上の問題によるものである。^{[ 36 ] [ 37 ]} 2006年には、このミッションは1億1700万ドルを受け取り、前年より 810万ドル増加したが、2007年の削減によりSIMプログラムへの予算は4790万ドル減となった。2008年には、系外惑星プログラムの予算から削減されると推定される2億2390万ドルのうち、 1億2870万ドルがSIM Liteミッションから削減される予定である。2009年度にさらに5190万ドルの減額が行われた後、 ^{[ 41 ]} 2010年度にはプログラム予算は600万ドルに削減され、天文学および天体物理学10年調査であるAstro2010の結果を待つ間、前年度からの相当額の繰り越しによって補われた。^{[ 42 ]}     

2007 年 2 月までに、2007 会計年度予算で概説された予算削減の多くがプロジェクト内で既に影響を及ぼしていた。SIM に携わっていたエンジニアは、他の分野で働くことを余儀なくされた。^{[ 36 ]} 2007 年 2 月のSpace Interferometry Mission Newsletterの社説では、この状況は「NASA​​ の科学ミッション局内の予算圧力と優先順位によるものであり、ミッションに対する科学的動機は…これまで以上に強い」と述べられている。^{[ 36 ]} NASA は予算削減に伴い、SIM プロジェクトにエンジニアリングのリスク低減に注力するよう指示した。2007 年 2 月のニュースレターの時点では、注力の見直し計画は完了に向かっていた。^{[ 36 ]}

干渉法は、 19 世紀にアルバート A. マイケルソンによって開拓された技術です。 ^{[ 43 ]}過去 20 年間で成熟した光学干渉法は、複数の望遠鏡の光を合成することで、単一のはるかに大きな望遠鏡で達成できるような精密な測定を可能にします。^{[ 44 ]}これを可能にするのは、干渉と呼ばれる光波の相互作用です。干渉は、明るい星のまぶしさを打ち消したり、距離や角度を正確に測定したりするために使用できます。^{[ 44 ]}この単語の構成は、これを部分的に示しています。interferate + measure = interfer-o-metry。^{[ 44 ]}電磁スペクトルの電波波長では、干渉法は 50 年以上にわたって遠方の銀河の構造を測定するために使用されてきました。^{[ 44 ]} 

SIM Lite望遠鏡は光学干渉計によって機能します。SIMは、1つの科学干渉計（50  cmコレクター、6 m分離[ベースライン]）、ガイド干渉計（30  cmコレクター、4.2 mベースライン）、およびガイド望遠鏡（30  cm開口）で構成される予定でした。^{[ 5 ] [ 8 ] [ 45 ]}高度なガイド望遠鏡は、3次元方向の機器の指向を安定させます。宇宙船の運用限界等級は、20 百万分の1 秒角（μas）で 20 等級まで低下し、惑星探査の天体位置測定精度は 1.12  μas で、これは単一測定の場合です。全天の天体位置測定グリッドの精度は 4  μas でした。^{[ 5 ] [ 8 ] [ 45 ]}

SIMの設計は2000年以降、6メートル構造の両端に設置された2つの集光器（厳密にはメルセンヌ望遠鏡）で構成されていた。この観測所は、恒星のわずかな揺れを測定し、太陽から最大33光年（10パーセク）の距離にある、地球質量1つ分までの惑星を検出することができたはずだった。^{[ 46 ]}