論文紹介07: X-ray Polarimetry Missions January 15, 2007 Tsunefumi Mizuno Hiroshima University M. McConnel "Status and Future Prospects for gamma-ray Polarimetry" and references therein (X-Ray Polarimetry Workshop at SLAC/Stanford, 2004; http://www-conf.slac.stanford.edu/xray_polar/X-Ray%20presentations/McConnell_Gamma_Review.pdf)

(あまりに)たくさんミッションがあるので、一度まじめに調べてみたかったというのがそもそもの動機 Motivation 近年注目を集めるＸ線偏光のミッションの紹介 Ｘ線偏光で何が出来るか？　これからのサイエンス 「よい」検出器を作るにはどうすればよいか？　装置開発の参考に 折角なので、一緒に考えて見ましょう！ 偏光について Ｘ線偏光で分かる天体物理 偏光検出原理 様々なミッション 将来計画 (あまりに)たくさんミッションがあるので、一度まじめに調べてみたかったというのがそもそもの動機

偏光について Ｘ線天文の現状 光子の物理量 振動数(エネルギー)：分光 向き：撮像 ベクトルの向き：偏光 「すざく」(XRS, HXD) Chandra 未開拓！

Progress of X-ray Astrophysics Energy Resolution at 5.9 keV Point Spread Funciton Einstein (IPC) Uhuru Tenma (SPC) ASCA (SIS) Einstein (IPC) ROSAT (PSPC) Chandra (ACIS) Chandra (HEG) Suzaku (XRS) Sensitivity In X-ray Astrophysics, the imaging capability, spectral resolving power and point source sensitivity have improved by orders of magnitude. However, … Uhuru Einstein (IPC) Chandra (ACIS)

(Little) Progress of Polarization Measurement Crab Nebula Polarization measurement with OSO-8 (1976) Modulation curve for 2.6 keV Crab Nebula signal+BG BG Intensity of the source from which pol. was detected Two carbon Bragg diffraction polarimeters @2.6 keV and 5.2 keV 19.2+-1.0 % polarization from Crab Nebula (Weisskopf et al. 1976) Signal/BG ratio was ~9(2.6 keV)/2(5.2 keV) No significant (3s) pol. detection from Crab pulsar No obs.! Results has not been surpassed for ~30 years

What can polarization tell us about HE objects? --- Processes known to polarize hard X-rays --- Synchrotron emission: pol. vector is perpendicular to magnetic field and can tell us the direction of the field. SNRs, Pulsars, AGN jets, micro-quasars and GRBs Compton Scattering: pol. vector is perpendicular to the plane of scattering and can tell us the geometry of the photon source and the scatterer (e.g., accretion disk) BH binaries, Seyfert AGNs Propagation of photons in strong magnetic field: photons with pol. vector perpendicular to magnetic field are highly absorbed. Good for the test of quantum electrodynamics and reconstruction of the direction of the magnetic field. Isolated pulsars, NS binaries with a strong cyclotron line. かに星雲+かにパルサー Nebula+pulsar 1Crab/~0.1Crab Vela X-1 pulsar ~1Crab Her X-1 ~0.1Crab 4U0115+63 ~0.1Crab V0332+53 ~0.1Crab Cyg X-1 BH ~1Crab GX 339-4 ~0.1Crab IE1740.7-292 ~0.1Crab GS2000+25 ~0.1Crab GRS 1915+105 uQSO ~0.1Crab GRO J1655-40 uQSO ~1Crab Mkn501 AGN ~0.1Crab CenA ~0.1Crab (Kataoka et al. 2005, proc. SPIEなどより) 磁場や散乱の絡む系(ほぼ全ての非熱的放射)で、系のジオメトリを直接探る唯一の手段 詳しくは巻末の資料も参照(林田さんのトラペからいろいろ借用)

偏光検出原理 ブラッグ反射 結晶面と偏光面が並行。単色のみ。Oso-8のかに星雲もこれ 光電効果 偏光方向に電子が放出。X線CCD、ガス検出器など。微細なイメージングが必要。クーロン散乱を受ける。 コンプトン散乱 偏光ベクトルと垂直方向に散乱(後述) 電子陽電子対生成 偏光面に電子陽電子が生成。クーロン散乱を受ける 基本的にはコンプトン散乱を用いるのが一番効率がよい

Concept of the Compton Polarimeter Utilize azimuthal angle asymmetry of Compton Scattering to measure hard X-ray polarization Klein-Nishina cross section pol. vector Azimuthal angle distribution 90degree scattering is the best for the polarization measurement 0 degree 45 degree Modulation Factor is defined as 135 degree 90 degree

偏光検出感度 要は、 MFが大きく 有効面積が大きく バックグラウンドが小さく 観測時間が長い 検出器がよい。 (McConnell 2004, proc. SPIE 5165) ラインの検出(「すざく」XIS、XMM) 硬X線の検出(「すざく」HXD) 等も類似の議論。装置開発、観測計画の基本！

GRAPE Mission (1) McConell et al. 1999, IEEE Trans. Nucl. Sci. 46(4), 890 McConell et al. 2004, Proc. SPIE 5165, 334 Bloser et al. 2006, ChJS 6, 393 Scatterer: 60 plastic. scintillators: 5mm x 5mm x 50mm Absorber: CsI or LaBr3 モジュール構造。6x6=36 or 10x10=100 or 20x20=400。50-300 keV 細かくセグメント化し、MFを上げる MAPMTMで読み出し 視野は0.1sr程度。全体をantiで囲う。 具体的なフライトの計画は(多分)まだない。 MAPMT (H8500)

GRAPE Mission (2) 2x2=4 modulesの場合の有効面積およびMF MF~0.4だが、効率は数% 6x6=36 modules (geom. area~1000 cm2) 300 30 Modulation Factor geom. area~100cm2

Grape Mission (3) BG ~ 1Crab N=36, 0.1sr (1m length), perfect anti-coincidence shield 300 30 6hのフライトで、20%程度の偏光を検出可能? 100 mCrab以下はほぼ絶望的 Crab Nebula N=36, 0.1sr (1m length), perfect anti-coincidence shield Crab vs. BG BG ~ 1Crab 30 300

CIPHER Mission (1) Caroli et al. 2000, NIMA 448, 525 Caroli et al. 2000, Proc. SPIE 4140, 573 Curado et al. 2003, Proc. SPIE 4843, 543 Curado et al. 2003, Experiment Astronomy 15, 45 28 x 35 cm2 Exposed: maskを考慮した面積 Efficient: active area x efficiency 18 x 15 cm2 Coded Maskと1cm厚のCdTe検出器の組み合わせ。(2x2 mm2)x(64x64)x4 ~160 cm2 1次元pixel化CdTeを横に並べ2次元イメージング。隙間が非対称なので、4モジュールを90度ずつまわして配置。 TungstenとCsIでシールド。視野は10度程度(~0.03sr) 100 keV以下はイメージングモード。100 keV以上でpolarimeterモード (100 keV-1 MeV)

CIPHER Mission (2) 検出効率は10%程度(有効面積 ~16 cm2)。CdTeなので吸収されやすい 偏光検出効率 100%偏光に対するMFおよび散乱分布 検出効率は10%程度(有効面積 ~16 cm2)。CdTeなので吸収されやすい MFは30%程度(装置の非対称性？)

CIPHER Mission (3) Crab Nebula ? BG ~ 1 Crab 6hのフライトで20%程度の偏光を検出可能? やはり、100 mCrab程度は望み薄 Crab Nebula Crab vs. BG ? BG ~ 1 Crab

どれも数10ksでは、かに星雲からの20%程度の偏光が受かる程度 Other Missions Phenex Mission (郡司さん、林田さん) プラスチックシンチ+CsI, 40-200 keV 昨年4ユニット実験。解析中 (モニタカウンタにPoGO PMT) GIPSI Mission (Kroeger et al. 1999 NIMA) Geストリップ検出器、70-300 keV どれも数10ksでは、かに星雲からの20%程度の偏光が受かる程度 面積が足りない->増やせ！ BGが大きい->減らせ！

PoGO Mission (1) 日米欧の国際協力、2009年気球観測目標。25-80 keV Side BGO Scint. Shield (BG rejection.) 日米欧の国際協力、2009年気球観測目標。25-80 keV 「すざく」HXDで用いられた井戸型フォスウィッチのデザインを採用。geom. area=930 cm2 fast plastic scinti.: 散乱体と吸収体を兼ねる slow plastic: collimator BGO: active shield Slow Plastic Scint. Collimator (FOV:5 deg2) Fast Plastic Scint. (Pol. measurement) PMT assembly (low noise) Bottom BGO Pb/Sn+slow plasticで視野を絞る(1.2 mSr)。BGOとあわせ、徹底した低バックグラウンド化をはかる。 高感度PMTによりエネルギー下限を下げる。 217 units (main)+54 units (side BGO): 多チャンネル高速処理と波形弁別が鍵を握る。

PoGO Mission (2) ユニットが比較的大きい(2.8 cm幅)ものの、MF>20%を確保。高エネルギーではMF~0.4 有効面積 Modulation Factor geom. area=930 cm2 20 200 20 200 ユニットが比較的大きい(2.8 cm幅)ものの、MF>20%を確保。高エネルギーではMF~0.4 高い効率(10-20%)->有効面積大

PoGO Mission (3) 大面積、低バックグラウンド かに星雲なら数%、1/10の強度の天体でも 10-20%の偏光まで検出可能 Crab Nebula 100 mCrab 大面積、低バックグラウンド かに星雲なら数%、1/10の強度の天体でも 10-20%の偏光まで検出可能 20 100 200 Expected source and BG spectra 100 mCrab(incident) 100 mCrab (detected) BG total (CXB/ atmospheric downward/upward) Full simulationによる評価。BG~10-20 mCrab (極めて低いバックグラウンド) 20 100 keV 200

Beyond PoGO Mission ほとんどのＸ線偏光ミッションは、かに星雲が限界。PHENEXが一歩リード 100mCrab程度はPoGOの独壇場。ブラックホール連星、パルサー、AGNなど。鍵は大有効面積と低バックグラウンド。 その先は、、、 硬Ｘ線ミラー(大有効面積、高S/N比)。 衛星搭載(長時間観測)。NeXTでも偏光観測が可能。 超精密分光(XRS)、硬X線撮像(NeXT HXT)と並び、今後進展が期待される分野。「面白いサイエンス(目的)」と「いい検出器(道具)」はどんな分野でも大事。

Appendices

偏光で探る天体物理 (1) P1 P2 単独パルサーの放射機構 Caustic Polar cap Outer gap Dyks and Rudak, ApJ, 2003 Polar Cap Model Slot Gap/Caustic Model Outer Gap Model P1 P2 強度 偏光方位角 モデル毎に異なる偏光度、方位角が予想される (Alice Hardingによる計算) 偏光度 位相

偏光で探る天体物理 (2) 連星パルサーの放射機構、理論検証 強度と偏光度(磁場と垂直の時を負と定義)の相関の違い 放射機構の決定 サイクロトロン吸収線付近での偏光度の変化 理論の検証 ペンシルビーム ファンビーム +100% 偏光度 -100% 強度 Kii 1987, PASJ 磁場と視線方向のなす角

偏光で探る天体物理 (3) ブラックホール/AGNの降着円盤放射 Tbb=10 eV (AGN) 横からみた場合 偏光度 two-phase model (円盤放射とコロナによる散乱; hard tail/hard state)による予言 AGNの反射成分のある場合の偏光度 (Mott 1993, MNRAS 260) (Haardt and Mott 1993, MNRAS 261) Tbb=10 eV (AGN) 横からみた場合 真上から 偏光度 net polarization 上からみた場合 真横から Tbb=1 keV (BH) 硬X線で高い(10-40%)偏光度 偏光度、偏光ベクトルの向きのエネルギー依存性 降着円盤のジオメトリを直接反映