宇宙科学研究所 海老沢研究室へようこそ

概要

天文学・天体物理学の研究手法には、大きく分けて、(1) 理論天文学、(2) シミュレーション天文学、(3) 観測天文学、(4) 衛星運用と観測装置開発があります。海老沢研では、主に (3)、(4) を行なっています。下図のように、それぞれの興味に応じて、いろいろな研究手法と研究対象があります。

research map

観測天文学の研究では、まず、スタッフと相談して研究のアイデアを練ります。観測データを解析したり、論文を読んだりしながら研究テーマを具体化していきます。通常、観測天文学では、観測波長ごと(γ線、X線、光赤外線、電波など)に専門がはっきり分かれるのですが、海老沢研ではX線を中心としながらも、他の波長の観測も積極的に行なっています。観測データの取得には2つの方法があります。(i) 世界中の望遠鏡に観測提案書を提出し、観測時間を競争的に獲得して、観測する。(ii) 公開データアーカイブから取得する。前者は大変ですが、自分独自の貴重なデータが得られます。データを解析して新しい事実が見つかったら、それを元に議論を膨らませて論文を執筆します。1つの論文を作成するのに少なくとも1年はかかります。この過程を通して、科学的な考え方や説明の仕方を訓練します。

我々が世界中の望遠鏡を使えるのと同様に、世界中の研究者や大学院生が日本の望遠鏡を使っています。我々は、「すざく」「ひとみ」X線衛星及び MAXI 全天X線監視装置の運用・機器較正に貢献してきました。これらの衛星に搭載された観測装置を正しく動作させ、信頼性のあるデータを得て、データを使いやすい形で世界中の科学者に提供することは、宇宙科学研究所の重要な仕事です。また、次世代の観測装置の開発も行なっています。これはX線にとどまらず、宇宙背景放射 (CMB)、重力波、サブミリ波干渉計など、大学院生のそれぞれの興味に応じて宇宙研の他研究室の教官と一緒に行っています。

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巨大質量ブラックホール (Supermassive black holes)

ブラックホールは、太陽質量の30倍以上の星が超新星爆発を起こした後にできる天体で、光すらも脱出することの出来ない"事象の地平面"が存在すると考えられています。ブラックホール質量は、太陽質量の10倍程度の恒星質量ブラックホールから、太陽質量の10の9乗倍程度の超巨大質量ブラックホールまで実に8桁にわたって存在していることが知られています。ブラックホールは、一般相対論によって導き出された解の1つであり、強い重力場の影響でブラックホール近傍では重力赤方偏移(ブラックホール周辺で空間がのびることで、光の波長が長くなる現象)が生じていると考えられます。そのような観測結果が、恒星質量ブラックホール (GX339-4やCygnus X-1など)や、巨大質量ブラックホール (MCG-6-30-15など)から報告されていますが、それらの結果はモデルに依存するため、本当に一般相対論効果が観測されたとは言えません。特に、MCG-6-30-15では、鉄輝線が極めて広がっていていると報告されており(Tanaka et al. 1995, Nature, 375, 659)、ブラックホールの極近傍から発生しているのではないかと主張しているグループもいます。なお、鉄は宇宙空間に豊富に存在する元素で、高温まで安定して存在することから、プローブとして用いられます。

巨大質量ブラックホールは、鉄輝線のほかにも、低エネルギー側で卓越する光電離の成分や、連続成分(power-law)、更には高エネルギー側で卓越する反射成分など多くの物理状態から成っていると考えられています。特に、MCG-6-30-15は、光電離成分の構造が複雑な上に、広がった鉄輝線の存在を示唆されていることから、多くの研究者が興味を抱いているブラックホール天体です。重力場を探るには、鉄輝線の構造を調べることが鍵になるわけですが、鉄輝線の形を評価するには、連続成分を精度良く見積もる必要があります。そのためには、光電離の影響も正確に考える必要があります。

わたしたちの研究室では、MCG-6-30-15に代表される狭帯域セイファート1型銀河に焦点をあて、光電離・連続成分、さらには反射成分の構造を考慮し、それらの詳細なエネルギースペクトル解析を行い、ブラックホール周辺の物理状態について調べています。「すざく」衛星の他に、RXTE衛星、Chandra衛星、XMM-Newton衛星、NuSTAR衛星など、あらゆるアーカイブデータを駆使して解析を行っています。

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超高光度X線源 (Ultraluminous X-ray sources)

超高光度X線源 (Ultraluminous X-ray Sources) は、形外銀河の核でない位置にしばしば発見される、X線で非常に強く輝く点源状の天体です(光度 >= 1039 erg/s)。スペクトル形(Makishima et al. 2000)やスペクトル変動の仕方(Kubota et al. 2001)が銀河系内に発見されているブラックホール連星と似ていることから、超高光度X線源はブラックホールであろうと見られています。しかしその大きすぎる光度が問題となり、未だにその正体を巡って論争が続いています。全ての天体にはエディントン光度という、「これ以上明るくなれない最大の光度」というものが存在します。エディントン光度は質量に比例しており、太陽質量でおよそ 1.5×1038 erg/s です。銀河系内のブラックホールは典型的に太陽質量の10倍ほどなので、エディントン光度は大体 1.5×1039 erg/s となります。超高光度X線源はこの光度を上回っているので、銀河系内ブラックホールと同じものと単純に断定するわけにはいかないのです。

超高光度X線源の正体として、現在2つの説が有力となっています。ひとつは「中間質量ブラックホール説(Miller et al. 2003)」と呼ばれているもので、太陽質量の100-10,000倍もの質量を持つブラックホールとするもの。このような質量をもし持てば、確かに超高光度X線源の光度を説明することは容易です。超巨大ブラックホールの項で述べていますが、ブラックホールには恒星質量ブラックホール(太陽質量の約10倍) と 超巨大ブラックホール(太陽質量の106-9倍) という2つの種族が知られています。しかしその中間にあたる質量のブラックホールは未だに発見されていません。ゆえに「中間質量ブラックホール説」はそのミッシングリンクになるのではないかと注目されています。もうひとつは、「スーパーエディントン放射説 (Ebisawa et al. 2003)」です。通常の恒星質量ブラックホールが何らかの方法でエディントン光度を超えることができるなら、超高光度X線源の光度を説明することができます。

わたし達は、超高光度X線源と系内ブラックホールの振舞を詳細に比較することで、この天体の正体を解明していこうとしています。超高光度X線源には10年間稼働し続けているX線衛星Chandra, XMM-Newtonの公開データを大量に用い、系内ブラックホールには2009年に打ち上げられた全天X線監査装置MAXIを用いて、それぞれの振舞を統計的に比較します。それぞれの類似点・相異点などを精査することにより、超高光度X線源の正体を制限することができると考えています。

海外では超高光度X線源を、X線以外の波長(可視光、赤外線、電波)で観測するグループが増えてきました。わたし達の研究室も、X線以外の波長から超高光度X線源の正体を制限するアプローチを模索しています。これらの研究に興味を持たれた方は是非研究室にお越し下さい。

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ブラックホール・中性子星連星系 (Black hole & neutron star binaries)

ブラックホール・中性子星連星系は、ブラックホールや中性子星といったコンパクト天体と、その伴星からなる連星系です。 コンパクト天体の強い重力場によって伴星からガスが剥ぎ取られ、そのガスがコンパクト天体に降着する際にX線で明るく光ります。 これらの天体はまとめてX線連星系 (X-ray binary; XRB) と呼ばれることもあります。

XRBは大きく分けて、質量降着率が低く折れ曲がりのあるベキ型関数のスペクトル成分が卓越するlow/hard状態と、質量降着率が高く降着円盤からの放射が卓越するhigh/soft状態という2つの状態の間を遷移することが知られています。 これらの状態遷移に似たような機構が、同じ質量降着をエネルギー源として光る巨大質量ブラックホール (SMBH) でも起きているのではないか、ということが最近指摘されています。 また、XRBとSMBHでは、スペクトル内に広がった鉄輝線のような構造が見える、中心天体付近からアウトフロー(風)が吹いている、準周期的振動現象が見られるなど、多くの類似点があります。 一方で、それらの物理現象が単純に質量でスケールされているだけなのか、それとも質的に異なるものなのかは、議論の余地があるところです。

本研究室では、ブラックホール・中性子星連星系に起因する様々な物理現象や、SMBHも含めた降着系天体の統一的理解に興味を持っています。 また、XRBはミリ秒程度の非常に短い時間スケールで変動するため、 すざく衛星CCD検出器XISの特殊運用モードを用いて、 高い時間分解能とエネルギー分解能を両立した観測データの解析も行っています。 これらに興味がある方は、ぜひ研究室に話を聞きに来てください。

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白色矮星連星星=激変星 (Cataclysmic variables)

激変星 (Cataclysmic Variables)とは、白色矮星と主系列星の近接連星系のことです。白色矮星と主系列星の距離が近いため、伴星である主系列星からガスが白色矮星へと流れ込み、白色矮星の周囲に降着円盤を形成します。連星系の磁場の強さや、公転周期、伴星からの質量降着率などの違いによって、降着円盤は全く異なる"輝き方"を示します。そのため、激変星は、その特徴によって新星、矮新星、新星状変光星、ポーラー、中間ポーラーなどに分類されます。降着円盤は主に可視光で輝いているのですが、白色矮星表面付近では重力エネルギーが熱エネルギーへと変換されるため、非常に高温のプラズマが形成され、そこからX線が放射されます。激変星には様々な種類があるので、未解決問題も様々です。例えば、矮新星の場合、観測で求まるプラズマの温度と、理論的に予言されるプラズマの温度が異なるといった問題があります。この問題に答えるためには、白色矮星表面付近に存在するプラズマの温度を精密に求めること、およびその幾何を求めることが重要になります。また、上記で述べた銀河面リッジX線放射が、本当に暗いX線点源の重ね合わせで説明できるならば、その正体は激変星やX線で明るい主星列星であると考えられています。このことを定量的に説明するためには、これらの天体の性質や、銀河系内の個数密度を知る必要があります。さらに、最近の20 keV以上の硬X線領域のサーベイ観測によって、硬X線を放射する激変星が続々と発見され始め、銀河系内には予想よりも多くの激変星が存在することが分かってきました。しかも、新しく見つかった激変星の多くは105-9ガウスの強い磁場を持っています。

激変星のX線スペクトルの特徴は、電離度の異なる鉄から放射される3本の輝線と、20 keV以上まで伸びる硬X線放射です。日本のX線衛星すざくは、鉄の輝線を個々に分解するエネルギー分解能と、0.2-600 keVのエネルギー帯域をカバーしています。そのため、硬X線を放射する激変星の研究には最適な衛星であるといえます。すざく衛星を用いると、例えば、プラズマの温度と幾何を求めることができます。また、激変星の鉄輝線と、銀河面リッジX線放射の鉄輝線を比較することによって、一体どのような種族の天体が、どの程度銀河面リッジ放射に寄与しているかを推定することができると考えています。

研究室では、激変星のスペクトルだけでなく、その時間変動にも注目して研究を行っています。また、激変星に関して現在はX線のみを用いた研究を行っていますが、将来的には可視光や赤外線も用いた研究を行いたいと考えています。このような天体に興味がある方は、ぜひ海老沢研究室の扉を叩いてみて下さい。

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銀河面リッジX線放射 (Galactic Ridge X-ray emission; GRXE)

天の川銀河面からほぼ一様に放射されている銀河面リッジX線放射 (GRXE; Galactic Ridge X-ray Emission) の存在が1980年代から知られています。これは見かけ上拡がった放射で、その起源として真に拡がったプラズマである説(拡散プラズマ説)と個々に分解できないほど暗いX線点源の重ね合わせである説(点源説)の2説があり、未だに決着はついていません。最近Chandraによる銀河中心付近の長時間観測で、GRXEのほぼ全てが点源に分解されたという主張がなされたところです(Revnivtsev et al. 2009, Nature, 458, 1142)。

GRXEの大部分を形成すると考えられるそれらの暗いX線点源の起源を探ることが重要なのですが、X線観測だけでは乏しい光子統計によりその正体を探ることは難しいと考えられます。そこでわたしたちは、Ebisawa et al. (2005)によるChandraフィールド(l=28.5°)の領域に見つかった274個のX線点源について、近赤外線フォローアップ観測を進めています。2002年に欧州南天文台NTT望遠鏡SofI分光器による測光観測を行い、142個について赤外線対応天体が見つかり、2005年から2008年に SofI分光器で17個、すばる望遠鏡MOIRCS多天体分光器で105個のX線点源について近赤外線K帯域(2.2μm近辺)で分光観測を行いました。 X線で見つかった天体はX線スペクトル硬度に応じて「ソフト」、「ミディアム」、「ハード」に分類できるが、「ソフト」な天体の大部分からは、水素や一酸化炭素の吸収線が観測され、これらの多くは晩期型星と考えられます。「ハード」な天体の一部からは、水素やヘリウムの輝線が観測され、これらは降着円盤を持つ白色矮星と考えられる。また「ハード」な天体の一部からは吸収線が観測され、これらはX線活動性の高い晩期型連星ではないかと考えられます。

この問題の解決にはさらなる観測、解析が必要と考えられます。このような問題に興味を持たれましたら気軽に研究室に来てみてください。

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主系列・前主系列星 (Main sequence & pre-main sequence stars)

太陽のように水素の核融合反応で輝いている星を主系列星(Main sequence star)と呼びます。 一方、未だ水素燃焼を起こしていない若い段階の星を前主系列星(pre-main sequence star)と呼びます。 初期質量8太陽質量以下の小中質量の主系列・前主系列星では、しばしばフレア(急激な増光)が可視光・紫外線・X線帯域で観測されています。太陽フレアの場合、星の磁場が内部で増幅し、その磁場に蓄積されたエネルギーがリコネクション(再結合)などで解放された結果、高温プラズマの生成や粒子加速が行われ、フレアとして観測されることがわかってきています。しかしながら、「すべての星がフレアを起こすのか? 太陽フレアと同じ機構で他の恒星フレアも説明できるか?」といった根本的な謎は未だ解明されていません。

Maehara et al. (2012) はKepler衛星のデータを用い、白鳥座領域にいる太陽型星の可視光ライトカーブを解析し、148天体から計365の可視光フレアの検出に成功しました。これらは太陽フレアより数桁も大きなエネルギーを放射しており、「スーパーフレア」と 呼ばれています。現在、世界中の恒星研究者は、「どのような星がスーパーフレアを起こすのか?(太陽もスーパーフレアを起こすのか?)」を解き明かそうとしています。また、国際宇宙ステーション曝露部に搭載されている全天X線監視装置MAXIを用いた巨大恒星フレアの全天X線監視が行われており、2009年から2016年までの7年間で、近傍の恒星から 100例を超えるスーパーフレアが検出されています(e.g., Tsuboi et al. 2016)。最大X線ピーク光度は 1034 erg/s と、強い太陽フレアを5桁も上回っており、非常に興味深いことに、太陽を含むすべてのフレアの継続時間はX線フレアピーク光度の0.2乗に比例することがわかりました。このような観測結果が次々と報告されてきており、恒星フレアの統一的理解に向けて準備が整いつつあります。興味がある方は、ぜひ研究室に話を聞きに来てください。

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観測装置運用 (Operation)

研究室では「すざく」衛星の運用に参加しています。世界中の研究者が我々の「すざく」衛星を日々使用しており、科学目的に合致した最も適切な運用を計画し、コマンドを発行する必要があります。日常的な運用は、宇宙研(相模原キャンパス)と鹿児島県肝付町の内之浦宇宙観測所にいる衛星運用当番の仕事です。当番は1-2週間の交代制で、大学院生も1年に数回担当が回ってきます(学位論文で忙しい大学院生は免除)。

xis 辻本准教授は、「すざく」衛星に搭載された観測装置の1つであるX線CCD撮像・分光器 (XIS; X-ray Imaging Spectrometer) の運用を担当してきました。X線CCD撮像・分光器は、現在の宇宙X線観測の主力装置で、市販のデジカメで用いられるCCD検出器をX線観測に応用したものです。天体のイメージ(撮像)とエネルギースペクトル(分光)を同時に取得することができます。XIS 装置は、宇宙研・京都大・大阪大・名古屋大・宮崎大・立教大・工学院大(日本)と NASA・マサチューセッツ工科大(米国)の共同で開発、2005年以来順調に観測を続けています。

X線CCD装置の特徴は、天体の明るさに応じて、多彩な方法で観測ができることです。通常の方法による観測は衛星運用当番だけでできますが、極めて特殊な観測方法や、診断目的の観測の場合は辻本助教を含むXIS運用チームが観測立案にあたります。また、X線で見る宇宙は急激に明るくなる天体に満ち溢れています。これらの突発現象の観測データは大変貴重です。二度と来ないかもしれない観測機会を逃さないため、常に出来る限り柔軟な観測体制を敷いています。

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観測装置較正 (Calibration)

過酷な宇宙環境で休みなく働き続ける観測装置は、その性能がどんどん変化して行きます。この性能変化を追い、取得されたデータから天体の正しい情報を得るために必要な検出器応答を作成するのが装置較正の仕事です。検出器がきちんと較正されていないと、観測データを取得しても役に立ちません。

研究室では、「すざく」衛星搭載X線CCD撮像・分光器 (XIS; X-ray Imaging Spectrometer) の較正に参加しています。XIS 装置は、宇宙放射線の照射、微小隕石の衝突、カメラ表面の物質蓄積などが原因で性能が変化しています。較正天体を定期的に観測することにより、これらの変化を監視しています。

また、米国や欧州の衛星に搭載された装置との相互較正も行なっています。同一天体を様々な装置で観測し、得られた結果を比較して互いの装置の個性を明らかにします。これにより、違う次期に違う装置で取得されたデータ同士を直接比較、検討できるようになります。

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データアーカイブ (Data Archives)

一般に、公知の知識だけでそこから科学的成果を引き出せるように、観測データが利用しやすいかたちで整備され、恒久的に保管・公開されているシステムを「データアーカイブ」と呼んでいます。 データをアーカイブ化することによって、そこから導かれた成果や結果を第三者が再現・検証可能になる、 データ利用者の範囲が時間的・空間的に広がる、その結果、より多くの科学成果創出につながる、というメリットがあります。

また、素粒子物理学など、対象を制御して結果を再現できる地上実験の場合と異なり、超新星爆発に代表されるように、多くの宇宙現象は一過性なので、 観測データをアーカイブ化することによって初めて、そのような一回限りの宇宙現象を、様々な角度から詳細に研究することが可能になります。 とくに、膨大な開発予算を投入し、長期に亘って大量データを取得する天文衛星においては、取得したデータを最大限利活用することが要求されます。よって、観測衛星を用いるX線天文学においては、データをアーカイブ化すること、それを用いて研究を実施することが、標準的です。当研究室においても、日本、アメリカ、ヨーロッパの各X線天文衛星のアーカイブを日常的に利用して研究を行っています。

日本のX線天文衛星については、宇宙研のDARTSからデータが公開されていますが、解析ツールの開発やヘルプデスクの運用において、NASA/GSFCのHEASARCと協力関係にあります。 今まで、HEASARCと協力して、「あすか」、「すざく」のアーカイブが構築・運用されてきました。「ひとみ」(短い運用期間でしたが高性能のデータが得られています)やMAXIのアーカイブも、DARTSとHEASARCから公開される予定です。 海老沢はこれらのデータアーカイブ開発に参加し、DARTSの天文分野を担当しています。

X線天文学の標準的なツールを用いた解析手法に慣れてしまえば、複数のX線天文衛星アーカイブデータを自由に扱うことができるようになります。しかし、それに慣れていない他波長の観測者や理論家にとっては、敷居は低くありません。また、多波長にまたがった大量データを扱う場合など、データと解析ツールをいちいちダウンロードして自分の計算機にインストールするのは、できれば避けたい手間です。そこで、天文学一般の基礎知識さえあれば、高エネルギー天文学の知識もなく、データやツールをダウンロードしなくても、そこから科学成果を引き出せるような解析・アーカイブシステムの開発が、Virutal Observatory (VO)の枠組みで、世界各地で進められています。DARTSでも、ウェブブラウザ上で様々な衛星や地上観測装置による全天画像を重ね合わせて表示できるJUDO2システムや、指定した領域や天体からスペクトルやライトカーブを抽出し、それを表示・ダウンロードできるUDON2システムなどの開発を進めています。これらは海老沢がJAXA業務として行っているものでありますが、情報技術やシステム開発に関心を持った大学院生やポスドクの参加も期待しています。

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データサイエンス (Data Science)

最近、「データサイエンス」という言葉を良く耳にするようになりました。これは、データを生み出す対象(宇宙、社会、人文科学など)を理解することよりも、データの種類に依らず、その解析手法自体をメインの研究対象とする科学です。以前からデータサイエンス的な考え方はあったわけですが、昨今の計算機技術の進歩により、大量データを高度な手法で解析することが容易になり、データサイエンスの手法が非常に多くの分野で用いられるようになってきました。
いわゆる「データサイエンティスト」は様々な分野のデータを同様の手法で解析し、データの特性自身から、その分野におけるなんらかの知見を得ようとします。海老沢は、データサイエンスの分野で用いられる手法をX線天文データ解析に応用することによって、特定のモデルを仮定せずに、データ自身からX線天体の本質に迫ることができるのではないか、と考えています。新たなデータサイエンスの手法を学び(主にRという言語を使っています)、第一線のデータサイエンティストと対話を続ける中で、いくつか面白い発見がありました。
たとえば、たくさんのブラックホールX線新星の光度曲線から、類似したものを自動的に選び出し、その形態によって大まかに分類することができました。この分類自体には何も物理を仮定していませんが、その結果(光度曲線の類似性)はブラックホール降着現象に関する何らかの重要な物理を反映しているはずです。このときに使った手法は、ダンスの動きなど人間の動作パターンを分類する手法と同じです。また、活動的銀河中心核の特徴的なX線スペクトル変動にデータサイエンスの手法を適用し、モデルを仮定せずに、X線放射機構の特徴を抽出したいと考えています。その際に利用するNMF(Non-negative Matrix Factorization)、ICA(Independent Component Analysis)などの手法は、人の顔を分類したり、雑踏の中で個別の音声を分離したりする際に有効な方法です。
データサイエンスはビジネスの強力なツールですので、当研究室で天文データ解析で腕を磨いた人材が、そのスキルを生かしてビジネス界で活躍するようなことになれば面白いな、と考えています。

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観測装置開発 (Instrumentation)

辻本准教授は、2016年2月に打上げられ、事故により短命に終わった ASTRO-H(「ひとみ」)衛星に搭載された軟X線マイクロカロリーメータ分光器 (SXS; Soft X-ray Spectrometer) の開発に携わってきました。X線マイクロカロリーメータは、半導体検出器を極低温に冷却し、X線の入射に伴う微小な温度上昇を測定することでX線スペクトルを得る分光器です。X線CCD検出器の10倍以上の分光能力をもち、次世代の宇宙X線観測装置の主力装置と衆目の一致するところです。

SXS は様々な部品からなる極めて複雑な装置で、日・米・オランダ・スイスの多数の宇宙機関や大学が開発に参加しています。辻本助教は主にデジタル信号処理装置 (PSP; Pulse Shape Processor) の開発に取り組んでいます。PSP は、半導体検出器から得られた微弱電気信号を増幅、デジタル化したものを受け取り、そこから波形データの解析をして入射X線のエネルギーを決定します。PSP は、カロリーメータの極めて高いエネルギー分解能を最終的に決める重要な部品です。衛星搭載品なので、一旦打ち上げられると二度と修理はできません。したがって、できるだけ故障が少なく、故障した場合も復旧でき、また復旧できない場合には被害を最小限に抑える設計をする必要があります。宇宙研、埼玉大、首都大学東京との共同研究です。

多年に及ぶ設計検討と試験の結果、SXS は世界初の衛星搭載X線マイクロカロリーメータ装置として、軌道上で完璧に動作し、観測を行いました。残念ながら衛星本体の故障で打ち切りになりましたが、約1ヶ月の短い生涯の間に、将来につながる科学的・工学的価値の高いデータを残しました。現在はこの貴重なデータを解析して、最大限の成果を得、次へと繋げたいと努力しています。

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