March 13, 2006 written by T. Mizuno GLASTによる高感度GeVγ線観測とTeVγ線との関連 March 16, 2006@ICRR Tsunefumi Mizuno 広島大学理学部 mizuno@hirax6.hepl.hiroshima-u.ac.jp History of Changes: March 13, 2006 written by T. Mizuno 目次 (1)GLAST衛星の概要、開発試験 (2)GLAST衛星の性能 (3)GLASTによる高感度γ線観測

(1)GLAST衛星の概要、開発試験 (と、日本グループの宣伝)

GLAST Large Area Telescope GLAST (Gamma-ray Large Area Space Telescope)=LAT+GBM LAT: Large Area Telescope 2007年打ち上げ予定 4X4=16 towers 3000kg, 650 W, 1.8x1.8x1m3 (30MeV-300GeV) TKR(U.S.A., Japan, Italy): Si-Strip Tracker with Lead converter 18 X-Y tracking planes, 228um pitch, 8x105 channels γ線のidentification、到来方向の測定 Siストリップを用いることで、高分解能を達成 e+ e–  ACD(U.S.A.): Segmented 89 plastic scintillator tiles 荷電粒子backgroundの除去 セグメント化で高エネルギーでのself-vetoを減らす CAL(U.S.A., France, Sweden): Hodoscopic array of 1536 CsI(Tl) scintillators (8 layers in each tower) Showerの発達を追い、エネルギーを測定

Gamma-Ray Sky observed by LAT 全天の20%という広い視野を生かし、scanning modeで観測(<--->pointing observation by EGRET and ACTs); burst/transient sourceを常時モニタ 数日でEGRETに匹敵する感度を達成 100 sec EGRET Fluxes 3C279 flare Vela Pulsar Crab Pulsar 3C279 quiescent EGRET 5sigma sources ~ a few days with LAT 1 orbit 達成される感度(10-6 cm-2 s-1) EGRET: ~270 sources GLAST: ~10000 sources (2year) 1 day GRB, AGN, 3EG + Gal. plane & halo sources

Hardware/Software Development Beam Test: 1997 and 1999 LATの基本性能の確認。 モンテカルロシミュレーションのvalidation Balloon Flight: 2001/8 高い放射線環境下での動作確認。 宇宙線事象(バックグラウンド)の取得 Engineering Model: 2003/10~ 宇宙線、バンデグラフを用いた、小型タワーの試験 フライトモデルに向け、試験方法、解析方法の確立 Flight Model Integration and Test: 2005/1~ 16 Tower (全タワー)試験終了 Data Challenge 2: シミュレーター、解析ソフト開発、2006/3~ Environmental testing: 熱真空試験(NRL)、2006/3~ Delivery to Observatory Integration: 衛星に取り付け、2006/6 Beam Test at CERN: 2006/7~ (Calibration Unit使用) Launch: 2007/9 日本グループの主な貢献： Si検出器の開発と試験 気球実験とミュレーター バックグラウンドモデルの開発 フライトモデルの試験 今はここ

Si-Strip Detector １５cm SSD:GLASTの高感度の鍵を握る。広島大学と浜松ホトニクスにより開発、製造 スパークチェンバー(EGRET):~1 mm SSD(GLAST) :~200 um 角度分解能、視野が格段に向上 44 array of Si-strip　sensors (X) 1万枚以上のSSDsを製造 非常に高いQuality Dead strip率0.01%以下 安定した製造 Very low leakage current; ~2.5 nA cm-2 バイアス回路 １５cm C-fiber face shee Hex cell core Al closeout C-fiber face sheet コンバータ 44 array of Si-strip　sensors (Y) 読み出し回路 暗電流 (nA/cm2)

The GLAST Balloon Experiment (2001/8~) Objectives: LATの基本デザインをタワー1個のレベルで検証。 宇宙空間に近い高い放射線環境下で装置の動作を確認する。 宇宙線事象を取得し、LATのための、バックグラウンドのデータベースとして用いる。 Balloon Flight Engineering Model (BFEM) 磁極 赤道 GLAST衛星のバックグラウンドモデル AMSによる陽子スペクトルのデータ(高度380km、鉛直方向)とモデル関数 e-/e+、大気γなどもモデル化

Flight Model Integration and Test (2005/1~) Plot by T. Kawamoto (Hiroshima Univ.) 2005/10 16Tower完成(@SLAC) bad strips数の推移 2 tower 6 tower 16 tower 4 tower 10 tower 約1年に渡る試験期間を通じ、bad stripの増加は、0.05%以下

(2)GLAST衛星の性能 (最新のモンテカルロシミュレーションを交えて)

Data Challenge II (2006/3~) 0.5 day proton GLAST e+/e- protonの予想レート 装置の性能評価、観測データの解析方法の確立を行うため、衛星の軌道運動、ロッキングモーション、バックグラウンドも全て含んだfull simulation(2か月分)を行い、解析を行っている。 0.5 day GLASTの向く方向 proton 大気γ 天頂方向 天体からの γ線 日本からも広島大、東工大から参加 GLAST e+/e-

Expected performance of GLAST Relative Effective Area 最新のモンテカルロシミュレーションに基づく、GLASTとEGRETの性能の比較 広視野 (~2sr、全天の20%) 高位置分解能 (10’ in E>10 GeV) 大有効面積 (~8000 cm-2) GLAST 有効面積 EGRET GLAST (Front+Back) Angular Resolution EGRET back front 今夏のビーム試験で最終確認、モンテカルロのチューニングを行う

Gamma-Ray Sky observed by EGRET Cygnus Region 3C279 Vela Geminga Crab E>100 MeV PKS 0528+134 LMC Cosmic Ray Interactions with ISM PSR B1706-44 PKS 0208-512

Gamma-Ray Sky observed by GLAST 2 months full simulation, E>100 MeV 銀河系外：多数のAGN、近傍の銀河、銀河団 銀河面：銀河面拡散放射、多数の未同定天体(パルサー、SNR、マイクロクェーサー) 有効面積の増大、位置分解能の向上

Anti-Center Region GLAST, E>100 MeV EGRET, E>100 MeV (2 months) Geminga 40’ x 40’ (RA, DEC) Crab PKS 0528+134 有効面積、角度分解能の向上により、γ線天体同士の分離、拡散放射との分離が容易になる(感度の向上)

Sensitivity of GLAST LAT (Kamae et al. 2005, Proc. of International Symposium of High Energy Gamma-ray Astronomy, Heidelberg)より作成 Differential Sensitivity vs. Source Fluxes 30MeV-300GeVのエネルギーで、EGRETを数10倍上回る感度 100GeV前後でACTとオーバーラップ COMPTEL EGRET (3000hrs, 3sigma) Crab Nebula galactic center region (1msr) GLAST (1year, 5sigma) extra galactic diffuse (1msr) HESS/CANGAROO-III

(3)GLASTによる高感度γ線観測 (と、TeVγ線観測との関連) (1)天源(パルサー、AGN) (2)ディフューズ(銀河面、SNR) (3)その他

Gamma-Ray Pulsars (1) 斎藤1997 ガンマ線光度(erg/s) 1034 1034 1036 1038 EGRETによる、７つのγ線パルサー Thompson et al. 1994 spectral index 特性年齢(years) 103 104 105 106 空間分解能の向上(銀河面天体！) 時間分解能の向上(100ms -> 数10us) ガンマ線光度(erg/s) 1034 斎藤1997 200以上のγ線パルサー 進化効果の議論、X線との比較 1034 1036 1038 回転エネルギー (erg/s)

GeV gamma-ray spectrum from Vela pulsar Gamma-Ray Pulsars (2) Polar cap Caustic Outer gap Dyks and Rudak, ApJ, 2003 Polar Cap Model vs. Outer Gap Model? GeV領域のcut off から制限をつける GeV gamma-ray spectrum from Vela pulsar 10-4 Outer gap model 10-6 TeVγ(IC)がOuter Gap Modelから予想: 上限値のみだが予想ぎりぎり(Konopelko et al. 2005) X線偏光からも制限が可能 (Hard X - GeVγ- TeVγ) E2*Flux(GeV/cm2s) Polar cap model GLAST Sensitivity 10-8 10-10 0.1 1 10 100 GeV

Blazar (Energy Spectrum) EGRET天体の最大種族 External Compton シンクロトロンピーク コンプトンピーク ASCA OVV QSO HBL(TeV) SSC e- e- e- Kubo et al. 1998 ApJ 504, 693 γmax 103-4 104-5 105-6 コンプトンピーク MeV GeV~TeV OVV QSO: LBL : HBL : GeV/TeV双方あわせてることで、統一的に理解

Blazar (time variabirity) 3C279の1996年のフレア (Hartman et al. 1996, Wehrle et al. 1998) lepton model vs. proton model? (jetの起源) 加速と冷却のバランス(メカニズム) 波長間のtime lag (soft lag, hard lag)、rise timeにより制限(e.g., Moderski et al. 2004) 3C279の1996年のフレアをGLASTで見た場合の予想 詳細なライトカーブ、スペクトルの変化(大有効面積) 他の検出器への通知、多波長観測 (広視野) photon index

Extra-galactic Background Light (EBL) γ線光子の、低エネルギー光子による吸収(対生成) GeV γ(GLAST): 可視-紫外 TeV γ(チェレンコフ):赤外光 Blazarスペクトルのカットオフと赤方偏移の相関から、宇宙初期の星生成史を探る 1 No EBL z=0.5 Salamon & Stecker z=1 F(E>10GeV)/F(E>1GeV) z=2 0.01 z=4 Primack & Bullock 1 10 100 GeV redshift (Chen et al. 2004) HESSによる厳しい上限(2天体；Aharonian et al. 2005)。EBLは従来考えられていたより少ない？ システマティクス(Blazar本体のスペクトルカットオフ)を抑えるためにも、GLASTによる多数のサンプルは重要

銀河面拡散ガンマ線放射(1) ガンマ線源：点源+銀河面拡散放射 拡散ガンマ線放射の放射機構： EGRETによる全天マップ(E>100MeV) ガンマ線源：点源+銀河面拡散放射 拡散ガンマ線放射の放射機構： 制動放射：電子と物質 逆コンプトン：電子と星間光子 Pi0γ：陽子と物質 宇宙線(電子、陽子)と物質の分布を求める SAS-IIおよびCOS-Bによる銀河中心からの拡散ガンマ線放射 Hard X – MeV/GeVγ - TeVγによる総合的な理解が必要 GLASTの特徴 MeV/GeVに感度：pi0γ(陽子) 広視野：銀河系内での分布 制動放射(EB) E2*Flux Pi0崩壊(NN) 逆コンプトン(IC) 0.1 1 10 (GeV)

Galactic Diffuse Emission (2) EGRETによるexcess Hardな陽子スペクトル？ ICの寄与？ 高銀緯 6<|b|<10度 銀河中心方向 Vs. 反対方向 高位置分解能 点源の寄与をなくす 広視野、大有効面積 場所によるスペクトルの形、強度の変化 中銀緯 (2<|b|<6度) TeVγ望遠鏡による、銀河中心の観測(Aharonian et al. 2006): Hardかつフラックスの強い陽子？ 銀河面 (|b|<2度) 0.1 1 10 GeV (Hunter et al. 1997)

Particle Acceleration in SNR(1) 銀河面放射：宇宙線の分布 超新星残骸：宇宙線の加速源 GLASTの特徴: MeV/GeVγ：pi0崩壊(陽子)に高い感度 高空間分解能：拡散放射の寄与を落とす、空間分解 HESSによるRXJ1713-3946のイメージ+X線コントア(S. Funk 2005) 多波長スペクトル (Aharonian et al. 2005) X線 MeV/GeV TeVγ EGRET/GLASTのPSF(@10GeV) HESS 分子雲(Fukui et al. 2003, Moriguchi et al. 2005) Pi0ガンマ？ 分子雲との高い相関 X線とTeVγの空間分布は酷似

Particle Acceleration in SNR(2) TeVγ線のデータは陽子加速を示唆するが、EGRETの上限ぎりぎり non-linear kinetic theory of accelation? (Berezhko and Volk 2006) Γ~2 simple extrapolation proton electron Γ~1.7 non-linear theory prediction GLASTによるMeV/GeVγ線観測とあわせることで、陽子加速の決定的な証拠が得られる

And More …. 巨大分子雲：宇宙線、物質分布 マイクロクェーサー:ジェットの詳細観測、AGNとの比較 LMC by GLAST (1year) 巨大分子雲：宇宙線、物質分布 マイクロクェーサー:ジェットの詳細観測、AGNとの比較 EGRET未同定天体：特に銀河面天体 Galaxies：銀河による宇宙線量の差？ LMC, SMC, M31 Cluster of Galaxies:宇宙線加速源？ GRB: GBM(5 keV-20 MeV)との連携。 Dark matter:neutralinoの対消滅線@銀河中心 Etc. GRB940217 by GLAST an neutralino annihilation by GLAST (5 years) GBM LAT

Summary 1. GLASTの性能 大有効面積 高空間分解能 広視野 MeV/GeV領域でかつてない高感度かつユニークな観測 2. 日本グループの貢献 Siストリップ検出器の製造、試験 気球実験、バックグラウンドモデル フライトモデルの試験 3. GLASTによる高感度GeVγ線観測 (色々あるが、、、) パルサー、AGNの系統的研究(大有効面積) 宇宙線の起源、分布(pi0γ領域、広視野) 特にTeVチェレンコフ望遠鏡とは、エネルギーバンド、感度、サイエンスの面で相性がよい MeV/GeV領域でかつてない高感度かつユニークな観測