Ｘ線ガンマ線偏光観測小型衛星Polaris Polaris Working Group 林田清、常深博、高原文郎、穴吹直久(阪大)、 　　　村上敏夫、米徳大輔（金沢大）、 郡司修一、門叶冬樹、櫻井敬久、柴田晋平、滝沢元和（山形大）、 三原建弘、玉川徹、小浜光洋、磯辺直樹（理研）、　　 鶴剛、松本浩典、谷森達、窪秀利、身内賢太朗（京大）、 堂谷忠靖、高橋忠幸、斎藤芳隆（ISAS/JAXA）、 小賀坂康志、田村啓輔、古澤彰浩(名大)、 片岡淳、河合誠之、植野優（東工大）、 北本俊二（立教大）、 深沢泰司、水野恒史、片桐秀明（広島大）　 2006年12月に理学委員会小型衛星検討WGとして発足

Ｘ線偏光観測で探る宇宙（一例） 宇宙空間の磁場と高エネルギー電子 ブラックホール周辺の降着円盤 ガンマ線バーストの輻射機構と偏光 シンクロトロン放射であれば偏光方向は磁力線と直交 ブラックホール周辺の降着円盤 散乱Ｘ線は強く偏光 ブラックホールと降着円盤の“想像図” Credit: Ben Bromley (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics) http://imagine.gsfc.nasa.gov/YBA/cyg-X1-mass/black-holes.html かに星雲 2.6/5.2keVで19% 偏光方向はトロイダル磁場を示唆 ガンマ線バーストの輻射機構と偏光 SN1006 超新星残骸 宇宙線粒子の加速の現場 磁場の向きによって加速の効率が大きくかわる X線イメージはNASA/CXＣ提供 Waxman, 2004, Nature 423, p.388　

Polaris (Polarimetry Satellite)の目的と構成 10mCrab以上のＸ線天体の偏光測定　偏光版UHURU衛星 多層膜スーパーミラーと複数の焦点面偏光計により、ワイドバンドの偏光度測定 超新星残骸、BH連星系、NS連星系、パルサー、活動銀河核、銀河団を観測 ガンマ線バーストの偏光検出 広視野偏光計による年間10発程度のガンマ線バーストの偏光測定 ミラー 6mx4台/12m１台 ガス偏光計 散乱偏光計

Ｘ線偏光観測の現状とPolaris Ｘ線天文学における偏光観測は、1970年代のかに星雲からの偏光検出以降、30年にわたって… 40年 PHENEX気球実験2006,2008,… SUMIT、InFOCms気球実験 PoGO-Lite気球実験2008,… ソーラーセイル用GRB偏光計 基礎開発（GEM,m-PIC,散乱イメージング偏光計、多層膜） 理論計算 世界的にみても先行している国内のアクテイビティをPolarisに結合させる。 2007年度は、デザイン検討をさらにすすめる。

Ｘ線天文学における観測 30年前と現在 偏光測定は1970年台以降ほとんど進展がない すざく衛星 2005- 全天で~300個 年代 1970’(Einstein衛星以前） 2000’(Chandra, XMM,　Suzaku) 2010’(NeXT, Simbol-X) 観測対象 全天で~300個 １平方度あたり>1000個 感度（かに星雲単位） 1/100 1/108 エネルギー分解能(Ｅ/DE) 5　(PC) 50 (CCD) >100 (Grating) 角度分解能 1º (コリメータ） 0.5″ 偏光測定 かに星雲(2.6/5.2keV) 偏光測定は1970年台以降ほとんど進展がない

可視光偏光観測→活動銀河核の統一的描像 超巨大ブラックホール 1型 無偏光 ２型 偏光 可視域での偏光成分の観測 (２型AGN NGC1068) Antonucci & Miller 1985, ApJ, 297, 621

Ｘ線偏光観測が期待される対象 シンクロトロン放射 散乱 磁場と散乱 制動放射 輻射機構、天体の幾何学、磁場の構造の解明古くて新しい問題 ＳＮＲ（パルサー星雲型、SN1006型、シェル型） ブレーザー、マイクロクェーサー ガンマ線バースト 散乱 降着円盤による散乱、トーラスによる散乱、反射星雲 セイファート銀河の連続成分の輻射機構 磁場と散乱 連星系パルサー 単独パルサー 制動放射 輻射機構、天体の幾何学、磁場の構造の解明古くて新しい問題

(硬)Ｘ線偏光観測で探る宇宙（一例） 宇宙空間の磁場と高エネルギー電子 ブラックホール周辺の降着円盤 シンクロトロン放射であれば偏光方向は磁力線と直交 ブラックホール周辺の降着円盤 ブラックホールと降着円盤の“想像図” Credit: Ben Bromley (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics) http://imagine.gsfc.nasa.gov/YBA/cyg-X1-mass/black-holes.html かに星雲 2.6/5.2keVで19% 40keV>で? SN1006 超新星残骸 宇宙線粒子の加速の現場 磁場の向きによって加速の効率が大きくかわる 100% 降着円盤で反射されたＸ線の偏光度の期待値 偏光度 10% 1% X線イメージはNASA/CXＣ提供 Ex(keV) Matt, 1993, MNRAS 260

Anomalous X-ray Pulsar 超強磁場(>1014G)とQEDの証明 Swank et al.,2004 SLAC workshop

偏光検出に関わる物理 ブラッグ反射（結晶あるいは多層膜） トムソン（コンプトン）散乱 光電子放出の異方性 ブラッグ角を満たすエネルギーのX線に対して、σ偏光は反射率１、π偏光は反射率cos2Θ トムソン（コンプトン）散乱 入射X線の電場ベクトルの垂直な方向に散乱されやすい 光電子放出の異方性 入射X線の電場ベクトルに平行な方向に放出されやすい L殻光電吸収における蛍光X線の放出方向 ＯＳＯ－８ ビーム測定、PHENEX CCD，ガスマイクロ

1975-1978 OSO-8衛星（米） ブラッグ偏光計 グラファイト結晶 比例計数管 ブラッグ条件を満たす2.6keV, 5.2keV付近の狭いバンドの光子しか利用できない

期待される感度とターゲット(9ユニット） 40keV以上の領域で 1Crab以上の天体 Cygnus X-1 Crab Nebula 50mCrab-1Crabの天体 Crab Pulsar、 Sco X-1 Vela X-1、1700-377 GX 301-2、 1657-415 GX1+4、GX5-1 NGC4151、 Cen-A Cygnus X-3、 Her X-1 2010年以降、南半球での大陸間横断フライトが実現し、>１週間の観測時間が確保できれば、10個以上の天体がターゲットになる。 データ処理装置の省電力化、大容量化が必須

（小型）衛星計画 Ｘ線偏光観測衛星はOSO8(1970年代）以降実現されていない 2003年にアメリカのSMEX(小型衛星）計画公募に提出された37件のうち、4件がＸ線偏光計画。ただし、いずれも非採択。 日本のX線ガンマ線小型衛星計画　Polaris 2006年12月小型衛星検討ＷＧのひとつとして承認された 阪大、山形大、金沢大、宇宙研、理研、東工大、名大、京大、広島大他 目的 かに星雲の1/100の明るさのＸ線源の撮像偏光観測 広視野偏光計によるガンマ線バーストの偏光測定 2010年半ばの実現が目標 気球実験の成果を直接、間接に利用 散乱偏光計 PHENEX, PoGO-Lite ミラー SUMIT （ガス偏光計 SMILE） （インドの小型衛星計画でもＸ線偏光を検討中） ミラー焦点距離6mx4台 Polaris ガス偏光計 散乱偏光計

Ｘ線天文における偏光観測 Ｘ線天文学の30年前、現在、近未来 InFOCus, SUMIT,etc 10keV以上で左に迫る感度を目指す 年代 1970’(Einstein衛星以前） 2000’(Chandra, XMM,　Suzaku) 2010’(NeXT, Simbol-X) 観測対象 全天で~300個 １平方度あたり>1000個 感度（かに星雲単位） 1/100 1/108 エネルギー分解能(Ｅ/DE) 5　(PC) 50 (CCD) >100 (Grating) >1000 (カロリメータ） 角度分解能 1º (コリメータ） 0.5″ ? 偏光測定 かに星雲(2.6/5.2keV) 10個程度のＸ線源(>30-40keV) PHNEX2010-,PoGO-Lite PHENEX2006, 2008 >40keV PHENEX2009 CygX-1(>40keV) Polaris 100個程度のＸ線源(0.3-80keV) かにパルサー（>30keV) PoGO-Lite2008/2009