X線天文衛星「すざく」搭載 X線CCD(XIS)のバックグラウンド 松本浩典(京都大学) 片山晴善(JAXA/ISAS)、山口弘悦(京大)、田和憲明(阪大) 中嶋大、鶴剛、小山勝二(京大)、 林田清、並木雅章、鳥居研一、 常深博(阪大)、村上弘志、平賀純子、尾崎正伸、堂谷忠靖(ISAS/JAXA)、粟木久光(愛媛大)、北本俊二(立教大)、幸村孝由(工学院大)、馬場彩、千田篤史(理研)、他XISチーム

内容 XISについて BGDの違う2種類のCCDを搭載 Front side illuminated (FI) CCD Back side illuminated (BI) CCD Non X-ray Background Blank Sky観測 (NXB+CXB) まとめ

X-ray Imaging Spectrometer (XIS) X線CCDカメラ (4台) すざくで唯一撮像と分光が同時に出来る検出器 京大、阪大、ISAS/JAXA、MITなどで開発

X線CCD ～Si半導体検出器のアレイ 視野 18分角 X 18分角 エネルギー範囲 0.2 – 12 keV ピクセル数 ピクセルサイズ 24μm X 24μm エネルギー分解能 (FWHM) 130eV @ 6keV

FI CCDとBI CCD Front side Illuminated Back side Illuminated Ｘ線 Front side Illuminated 光電吸収 Back side Illuminated 空乏層～40μm 空乏層～70μm BIは低エネルギー側で検出効率が良いが、空乏層が少し薄い。 XISは、FI 3台、BI 1台を搭載。

XISのバックグラウンド Non X-ray Background (NXB) 宇宙線 宇宙線がすざく構成物を励起して出す蛍光X線 Cosmic X-ray Background (CXB) 宇宙のどの方向からも等方的にやってくるX線 較正用放射線源 (55Fe)

基本的NXB除去=広がりを利用 あまり広がっていないもの(Grade=0,2,3,4,6)をX線と認定 宇宙線(広がる) X線 CCD split over 2x2 region X線 宇宙線(広がる) CCD 最大出力ピクセル Event Threshold を超えたピクセル。PH計算に加算。 Ev. Th,を超えたがPH計算に加算しない。

超新星残骸E0102のFI観測の例 かなりのNXB (～98%) を落とせる。 全グレード 4.7x105cts

落とし切れないNXB観測=夜地球観測 夜地球観測 昼地球観測 (NXB) (NXB+大気蛍光X線 +散乱etc…)

夜地球X線イメージ FI CCD (XIS0) BI CCD (XIS1) 転送方向 0.42c/s (55Fe 0.09c/s)

夜地球スペクトル 2 4 6 8 10 エネルギー(keV) BI(XIS1) FI(XIS0) FI(XIS2) FI(XIS3) Al Kα Si Kα Au Kα Mn Kα,β Ni Kα,β Au Lα,β BI(XIS1) FI(XIS0) FI(XIS2) FI(XIS3)

BIのNXBレベルが高い訳 FI CCD BI CCD 空乏層～70μm 空乏層～40μm BI CCDでは宇宙線イベントの広がりが小さい。

NXBとCut-off Rigidityの相関(BI) 各エネルギーバンドのカウントレートとCOR COR別スペクトル 10.0-12.0keV COR: 4-6GeV/c 6-8GeV/c 8-10GeV/c 10-12GeV/c 12-14GeV/c 8.2-10.0keV 2.0-5.5keV 0.01 0.02 0.05 0.1 0.2 counts/s/keV counts/s 0.01 0.02 0.05 0.1 0.2 0.4-2.0keV 6.8-8.2keV 5.5-6.8keV, 4 6 8 10 12 14 5 10 COR (GeV/c) エネルギー(keV) どのバンドも似た相関 COR低NXB増

NXBとCut-off Rigidityと相関(FI) 各エネルギーバンドのカウントレートとCOR COR別スペクトル COR: 4-6GeV/c 6-8GeV/c 8-10GeV/c 10-12GeV/c 12-14GeV/c 8.2-12.0keV 0.005 0.01 0.02 0.05 0.1 0.2 2.0-5.5keV 0.01 0.02 0.05 6.8-8.2keV counts/s/keV counts/s 0.4-2.0keV 5.5-6.8keV, 5 10 4 6 8 10 12 14 エネルギー(keV) COR (GeV/c) FIもBIと似た傾向

Blank Sky スペクトル BI CCD FI CCD Blank Sky Blank Sky CXB CXB NXB NXB counts/s/keV 2e-5 1e-4 2e-4 5e-4 counts/s/keV 1e-5 2e-5 5e-5 1e-4 NXB NXB 0.5 1 2 5 10 0.5 1 2 5 10 エネルギー(keV) エネルギー(keV) (Blank sky) – (NXB) = Cosmic X-ray Background NXBは高エネルギー側で卓越

バックグラウンド環境の他衛星との比較 低エネルギー側 CXB(等方的)が卓越。どんな衛星でも大差ない。 高エネルギー側 NXB(∝検出器サイズ)が卓越。しかし、天体が検出器上に結ぶ像の大きさは、衛星毎に異なる。 天空の単位立体角で規格化すべし！ 天体からのX線は検出効率(有効面積)に比例 さらに有効面積で規格化すべし！

Blank Sky/立体角/有効面積の比較 XIS-FI Counts/sec/keV/arcmin2/cm2 1e-8 1e-7 1e-6 1e-5 1e-4 1e-3 0.6 1 2 5 10 エネルギー(keV) S/N比の逆数みたいなもの XIS-BI 特にFIは高エネルギー側でS/Nが良い。

しかもBGD安定！ Blank sky ライトカーブ XMM-Newton すざく XIS-FI 0.1 0.2 Counts/s 0 10 20 30 Counts/s BI: 7->2%に改良！ 0 5e4 1e5 1.5e5 1e4 2e4 3e4 Time (sec) Time (sec) ある観測に対し、そのCOR分布をパラメターとしたモデルで、bgdを2-5%の精度で再構成できる。

まとめ バックグラウンドには二種類 Non-Xray BGDとCosmic X-ray BGD NXBは高エネルギー側、CXBは低エネルギー側で支配的。 すざくFIは、他の衛星と比較して高エネルギー側でS/Nが良い。 すざくのBGDは安定。CORを手掛かりに2-5%の不定性で再構成可能。

FI vs BI XIS有効面積 = 鏡の有効面積 x CCD検出効率 FI BI 空乏層厚 70μm 40μm XIS有効面積 at 1.5keV 340 cm2 390 cm2 XIS有効面積 at 8 keV 150 cm2 100 cm2 XIS有効面積 = 鏡の有効面積 x CCD検出効率