すばる主焦点搭載用10-100GeVγ線検出器 “CheSS”による かに星雲の観測報告 浅原明広*, 臼田知史#, 小笠原隆亮#, 折戸玲子*, 窪秀利*, 小宮山裕#, 小杉城治#, 桜澤幸司♭, 高田唯史#, 谷森達*, 中桐正夫#, 西田大輔*, 宮崎智#, 森正樹c 目次 Introduction 観測原理 シミュレーション結果 観測報告 解析手法 まとめ ＊京都大学　物理　宇宙線研究室 ＃国立天文台　ハワイ観測所 ♪東京大学　宇宙線研究所 ♭東京工業大学　物理

1. Introduction -- 10GeV 領域でのパルサー -- 観測目標: カニ 星雲/パルサー γ線検出器にとってのよい試金石 すばるの真上を通り、一晩中観測可能 (11～1月) 10GeV以上の領域での周期成分の検出可能性 (うかれば世界初) Polar cap モデル Outer gap　モデル カットオフエネルギー ～20GeV カットオフエネルギー ～50GeV

2. 観測原理(Imaging Air Cherenkov Technique) γ線 陽子 γ線 陽子

なぜ、すばる望遠鏡なのか? 高高度 + 巨大鏡 弱いチェレンコフ光を検出可能 すばる口径: 8.2m 高度: 4200m (マウナケア山) 高高度での チェレンコフ光密度 (simulation) 高高度 + 巨大鏡 弱いチェレンコフ光を検出可能 すばる口径: 8.2m 高度: 4200m (マウナケア山) 4200m (SUBARU) 30GeV gamma. 120m (CANGAOO) 300GeV gamma. Air Cherenkov 望遠鏡には、 広い視野が必要。 すばる主焦点: 0.75°

取り付け風景 CheSS SUBARU 光電子増倍管44本 Prime Focus Unit 200 mm 0.75deg PMTs Main mirror SUBARU Prime Focus Unit 光電子増倍管44本 0.75deg 200 mm

CheSS (Cherenkov light detecting System on Subaru) Remote control Fast VME-based Electronics 44ch VME-TDC (ΔT =0.75nsec) Onboard VME-CPU 3ch VME-ADC GPS module Acceptable trigger rate ～300Hz (dead time 20%) １ｍ PMT array 200mm photo-cathode area ～233cm (without light guides) 2 Weight ~200Kg Power consumption under 700W

3. Simulation of SUBARU with CheSS 夜光量 ～6p.e/trigger 期待されるトリガーレート:0.89 + 26.7 + 1.5 ～30Hz 観測可能エネルギー閾値 ～30GeV Jelley(1958) 観測時のトリガーレートとほぼ同じ 総光量が7p.e以下のイベントを夜光によるものとみなし、カット

4. 観測報告 Target: Crab pulsar Date: 17, 18, and 19, December 2001 Time: on 12hours, off 12hours Weather: Fine

5. 解析手法 Camera image Timing cut ADC cut Clustering cut 宇宙線 ADC 夜光 35ns (Power law) 夜光 夜光 Camera image PMT hit timing (measured by TDC) ADC

Trigger rateの天頂角依存性 Data on 17th 生dataのトリガーレート ON: 8 - 30Hz OFF: 6 - 22Hz ON OFF ADC cut後のトリガーレート (over 3000channel) 0.7Hz - 1.7Hz (望遠鏡のElevation angle依存性)

いかにしてγ線を引き出すか? EX1)低いエネルギーほど、S/N比はよい(simulationより)。 ADCスペクトル解析 Before Noise 領域を利用し、 Back groundを 1イベント毎に見積もる Before TDC start分布 After より低エネルギーなシャワー成分(Power law) を引き出すことに成功。

6.まとめ 10GeV 領域での観測の重要性: Cherenkov light detecting System on SUBARU: パルサーにおける、2つの放射モデル。 polar cap か outer gap　なのか? Cherenkov light detecting System on SUBARU: コンパクトな検出器。1m X 1m 円柱状, 重量200 kg。 観測可能なエネルギー閾値は　30GeV (simulationによる)。 Crab　の観測 2001年12月、17,18,19日の3夜観測 観測時間; On 12時間 and Off 12時間. 現在　鋭意解析中!

FAQ2: How do you remove electrons ? A: ON-OFF chopping with small FOV helps. FOV Gamma Electron S/N 1degree 0.5Hz 0.2Hz 2.5 3degree <4.5Hz <18Hz ～0.25 The rate of electron depends on FOV and solid angle. Distribution of direction cosine gamma: narrow electron: broad Can I cut electron using “distance” cut? Not enough now.

FAQ4: How about muons? A: They are negligible for the back grounds. Scaling from CANGAROO SUBARU CANGAROO mirror 0.97(8.2m) 1.0(10m;segment) FOV 0.0645 (0.75deg) 1.0 (3.0deg) Total 0.06 1.0 muon trigger rate by CANGAROO < 1Hz muon trigger rate by SUBARU with CheSS < 0.06Hz (muon trigger rate don’t depends on altitude.)

FAQ6: Spectrum is too flat? A: No. That is correct. Effective area (simulation) CheSS (4200m) CANGAROO (160m) flat Index ～ 0.5 Observed spectrum index = Effective area × index of seed particle At 4200m, observed index becomes flat.

FAQ7: Other targets? Mrk 501 Multi wave spetrum IACTs EGRET 66 AGNs IACTs Only 6 AGNs Mrk 501 Multi wave spetrum

FAQ8: How can you measure photo-electrons? The number of photo-electrons detected with CheSS is estimated using the pulse width after thresholds.