X線偏光で探る高エネルギー天体現象と観測ミッション

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1 X線偏光で探る高エネルギー天体現象と観測ミッション
March 01, 2007 Tsunefumi Mizuno on behalf of the PoGOLite collaboration Hiroshima University

2 Contents 多波長観測とX線偏光観測 X線偏光で探る天体物理 X線偏光観測の原理 Ｘ線偏光ミッションの紹介 PoGOLite
Polaris (ちょっとだけ) その他 (ちょっとだけ) まとめ (GRB型は省略)

3 多波長観測とX線偏光観測

4 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 X線領域での撮像・分光性能の進歩 電波・可視に匹敵する性能。高エネルギー天体の多波長観測 放射機構の解明、加熱・加速メカニズムの解明、etc. However Uhuru Einstein (IPC) Chandra (ACIS)

5 (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 % polarization from Crab Nebula (Weisskopf et al. 1976) INTEGRAL-IBIS reports the pol. detection from Crab Nebula above 200 keV (Forot et al. Science Symposium), but no significant pol. detection from Crab pulsar and others sources yet. No obs.! 偏光の分野では、多波長観測からX線γ線が完全に欠落

6 (2)X線偏光で探る天体物理

7 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. Pulsars, AGN jets, micro-quasars, SNRs 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 suffer high absorption. Test of quantum electrodynamics and reconstruction of the direction of the magnetic field. NS binaries with a strong cyclotron line. (GRBs not covered in this talk) 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 電波や可視では常套手段

8 X線偏光で探る天体物理 (1) P1 P2 単独パルサーの放射機構 polar cap slot gap outer gap
from a review by Harding 04 Polar Cap Model Slot Gap/Caustic Model Outer Gap Model P1 P2 polar cap 強度 slot gap outer gap 0° 偏光方位角 100% Alice Hardingによる計算。パルス位相毎の偏光観測によりモデルを不定性なく決める。 偏光度 50% 位相

9 X線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
モデルにより、強度と偏光度(磁場方向が正)の相関の違い (位相ごとの偏光測定) 放射機構の決定 エネルギーによる偏光度の変化 QEDの検証 ペンシルビーム ファンビーム Ec = 100 keV +100% 偏光度 -100% 強度 Kii 1987, PASJ 磁場と視線方向のなす角

10 X線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 反射成分の偏光度(%) 反射成分のフラックス
真横から 反射成分の偏光度(%) 真上から 中心に光源のある場合の降着円盤による反射成分の放射 (Poutanen et al. 1996) 降着円盤の実在の直接証拠、円盤のジオメトリの決定(可視偏光観測との比較) Hard State(反射成分)、Soft State (Hard tail)とも、硬X線偏光観測が重要 反射成分のフラックス keV

11 SSCモデルに基づく、シンクロトロン、ＩＣ成分の偏光度(Poutanen et al. 1994)
X線偏光で探る天体物理 (4) AGN、mQSOのジェット Donato et al. 2001 SSCモデルに基づく、シンクロトロン、ＩＣ成分の偏光度(Poutanen et al. 1994) シンクロトロン シンクロトロン成分 Inverse Compton IC成分 シンクロトロン成分(高偏光)、IC成分の分離 偏光度、偏光ベクトル->ジェットのジオメトリ スペクトル・偏光両面で多波長観測が重要

12 Spectra of Possible Polarized Targets
Crab total (Toor and Seward 1971) BHB: Cyg X-1 Hard (Gierlinski et al. 1997) Blazar: Mkn501 (Pian et al. 1998) m-QSO: GRS 1915 (Ueda et al. 2002) Binary NS: Her X-1 (Coburn et al. 2002) 数10-数100mCrab程度に多数のターゲット 位相毎、エネルギー毎の偏光度高感度が必要

13 (3)X線偏光観測の原理

14 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。m-PICなど コンプトン散乱 偏光ベクトルと垂直方向に散乱。PoGOLite、PHENEX、GRAPEなど 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。GLASTも原理的には偏光が測れる 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

15 偏光検出感度 要は、 MF100が大きく 有効面積が大きく(or 観測時間が長く) バックグラウンドが小さい 検出器がよい。
Rsrc=Fsrc*Aeff:信号強度 Rbgd:ＢＧ強度 MF100:Modulation Factor ns:有為度(通常3s) (McConnell 2004, proc. SPIE 5165) 要は、 MF100が大きく 有効面積が大きく(or 観測時間が長く) バックグラウンドが小さい 検出器がよい。 システマティクスによるモジュレーションがあるときは、以下のようになる(はず)

16 Optimization for Polarization Measurement
気球観測を前提に、基本デザインとして以下を仮定。システマティクスは0.3%とする 大気吸収：4g cm-2 MF100 = 0.3 Aeff = 200 cm2 BG = 1 Crab T = 20 ks 40-80 keVでの最小検出偏光度(%) 100 (%) MF100 = 0.3 0.5 10 10 0.7 1 BG = 1 Crab 信号強度(Crab) 100 mCrab T = 20 ks 10 mCrab 100 ks 1 Ms 100 mCrab程度以下を狙うには、BGを下げることが何より大事

17 (4)X線偏光ミッション

18 X-Ray Polarimetry Missions
GRAPE Mission (McConell et al. 2004) plastic+CsI、 keV Phenex Mission (Yamagata Univ., Osaka Univ., etc.) plastic+CsI, keV 昨年4ユニット実験。解析中 MAPMT (H8500) INTEGRAL Mission Polarimeter above 200 keV Report of pol. detection from Crab Nebula (Forot et al. 2007) その他色々。例えば AXP (X線反射鏡+ガス検出器) m-PIC (ガス偏光計) CIPHER (coded mask) 非集光型はCrab Nebulaの硬X線偏光観測がターゲット。BG (Crabと同程度)の低減が鍵

19 PoGOＬｉｔｅ Mission 日米欧の国際協力、2009年気球観測目標。25-80 keV
BGO Side Anti-coinsidence Shield (SAS) (54 units) PDC: Phoswich Detector Cell 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し、波形弁別でBG除去 (217 units) Slow Plastic Scint. Collimator (FOV:5 deg2) Fast Plastic Scint. (Pol. measurement) Bottom BGO PMT assembly (low noise) 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。~100 mCrab, 10% polarizationが目標 高感度PMTによりエネルギー下限を下げる。

20 (fast/slow 19 units+anti) Flight Instrument Integration and Test
開発体制とスケジュール 日本：広島大学、東京工業大学、山形大学、JAXA/ISAS PMT、ビーム試験、データ収集システム、センサー試験、シミュレーション 米国: データ収集システム、プラスチックシンチレーター、センサー試験および組み上げ、気球実験、理論モデル スウェーデンおよびフランス: BGOシンチレーター、 反射材、理論モデル 国際協力のもと、2009年初頭のフライトを目指す 2003 2004 2005 2006 2007 2008 Crab Pulsar Cyg X-1 AGN/m-QSO等 他波長と連携も Proton Beam Test (Osaka) Sensor Complete Proposal to NASA Gondola Ready Flight Instrument Integration Spring8/Argonne Beam Test KEK Beam Test KEK Beam Test KEK Beam Test Mar 5-12! 1st prototype (fast scinti. 7 units) 2nd prototype (fast/slow 19 units+anti) Flight Instrument Integration and Test

21 PoGOLiteの諸元 高感度X線偏光観測 エネルギー下限25-30 keV (広帯域)
エネルギーバンド(典型値) 25-80 keV 幾何学面積 930 cm2 keV) 250 cm2 バックグラウンド(for ~40 keV) 10-20 mCrab 100mCrab(100%偏光)に対するModulation Factor (6時間のフライト) 23% 100mCrabに対する3 s検出限界偏光度 (6時間のフライト) <=10% エネルギー下限25-30 keV (広帯域) BG~10-20 mCrab (極めて低いバックグラウンド) 1 Crab 100 mCrab BG (total) 高感度X線偏光観測 CXB/downward/upward 20 100 keV 200

22 開発試験（I）：PMT/シンチレーター Kataoka et al. 2005, SPIE 5898, 133 集光率の向上
コンパクト(1 inch、19 cm、228 g)な筐体に、PMT、ブリーダー、高圧電源を内蔵 Suzaku HXD-IIのデザインに基づいたブリーダー回路 低消費電力(~300mW/unit; 65W total) 低ノイズ(高感度) 宇宙線由来の大パルスに強い PMT ブリーダー 高圧電源 集光率の向上 極めて高い光量(7-8 p.e./5.9 keV) Fast/Slow プラスチックシンチレーター、BGO、反射材も工夫をこらす フライトコンフィグレーションでも0.5 p.e./keV 観測下限：25 keV 55Fe 7-8 p.e./5.9 keV one photon peak

23 開発試験(II):波形弁別 spectrum Saturated events 482 Hz 2dim hist
preampの立ち上がりで波形弁別(PSD) 波形取得により、パイルアップなどに強いシステム 数kHzの陽子照射下でもPSDを実証(昨年7月阪大ビームテスト) preamp output BGO/Slow slow scinti./passive collimator fast plastic Fast scintillator 1 ms peak hold 241Am PMT BGO crystal proton irradiation BGO/Slow contamination spectrum Total Fast BGO + Slow Saturated events 482 Hz 14 CLK (700 ns) peak 2dim hist 2 CLK (100 ns) peak

24 開発試験(III):エレクトロニクス FADC Board Digital IO Board CSA X 8 FPGA FPGA
通信インタフェースにSpaceWireを採用 科学衛星上での装置間通信用統一インターフェイス規格 NeXT、VSOP-2、MMO PDC部とSAS部でボードを共通化。user-FPGAで対処 20MS/sの波形取得(PDC) PHAによるBG源(大気γ)のモニタ(SAS) FADC Board CSA X 8 FPGA FPGA FADC Cs (662 keV) only Cs + proton(930Hz) Cs + proton(6.5kHz) Cs + proton(15kHz) SpaceWire Digital IO Board keVまでモニタ可能 FPGA FPGA 来週からのKEKビーム試験で動作実証を行なう

25 6時間のフライトで、放射モデルを明確に区別可能
PoGOLiteで期待される成果(I) from a review by Harding 04 高い感度を生かした観測 かにパルサーからの世界初のX線偏光の検出 パルサーの放射機構の解明 polar cap Modulation Curve for the 1st peak slot gap polar cap model caustic model outer gap model outer gap 6時間のフライトで、放射モデルを明確に区別可能 散乱の方位角(rad)

26 PoGOLiteで期待される成果 (II)
ブラックホール連星(Hard State) Cyg X-1など 降着円盤による散乱の直接検証 系のジオメトリの決定 AGN、マイクロクエーサー Mkn501, 1ES 、GRS など X線シンクロトロンの直接検証 磁場構造->ジェットのメカニズム X線パルサー(連星系) Her X-1など モデルの決定、強磁場中での光子伝播に関するQED予想の検証 by M. Arimoto (Titech) Source visibility on 1 April 2009 Palestine Texas GRS Her X-1 10%偏光を仮定 MF: 2.7±0.2% ( ~15σ detection) Cyg X-1 Crab Cyg X-3 散乱の方位角(rad)

27 Polaris計画 600μm INTEGRAL, PHENEX, GRAPE他: Crab Nebura (1 Crab)
PoGOLite: Crab Pulsar、明るいBHB/NSB/m-QSO/AGN (~100 mCrab) その先は？ ミラー焦点距離12m X線 ミラー焦点距離6mx4台 Li target 600μm ガス 電場で ドリフト GIP-on-SIP CsI Ti 50mm filter plastic scintillator LI-on-SIP MAPMT 昨年12月に宇宙理学委員会小型衛星計画WGとして発足( (デザインは議論中） 硬X線ミラー/ガス偏光計/散乱型偏光計によるワイドバンド偏光観測 (~10 mCrab) 広視野GRB偏光計も搭載予定

28 Summary 本格的なX線偏光観測、多波長偏光観測の幕開け 偏光観測では、X線γ線は完全に立ち遅れている 観測対象は多種多様
パルサー(磁場構造と放射機構、QED予想の検証) ブラックホール連星(降着円盤の構造) AGN/マイクロクエーサー(磁場構造、ジェットのメカニズム) GRB (not covered here) 大多数のX線偏光ミッションは、Crab Nebulaがターゲット。BG除去が鍵 PoGOLite 硬X線( keV)での高感度偏光観測 2009年初頭の気球観測を目指す(かにパルサー、他) 10-20 mCrabという低バックグラウンド。100 mCrabレベルの天体の偏光観測 Polaris計画が発足 10 mCrabまで感度を上げるのを目標とする 本格的なX線偏光観測、多波長偏光観測の幕開け

29 Appendices

30 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

31 PoGOLiteの諸元 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(装置の対称性が良い)。高エネルギーではMF~0.4 高い効率(10-20%)->有効面積大 高い光量+集光率->25-30 keVまで感度を持つ

32 開発試験(IV):ビーム試験 beam direction 定期的にビーム試験を行い、検出器およびシミュレーターの開発にフィードバック
2003年Argonne (Mizuno et al. 2005) Fastシンチ7ユニットによる動作原理の確認。MCのValidation (G4の修正)。 2004年KEK (Kataoka et al. 2005) フライトPMTを用いた、30 keVまでの試験 2005年KEK (Kanai et al. 2007) Slowシンチ、BGOも含んだフルユニット 波形弁別の実証と25 keVまでの試験(観測下限域) In addition, 2006年阪大RCNP(陽子ビーム) 2007年KEK(フライトDAQ) Modulation Curve for 73 keV beam Argonneビーム試験(2003)より MCの予想 実データ Modulation Factor: 42+-1 %(data) vs. ~47 %(simulation) beam direction 装置の回転角

33 波形弁別の方法 Fast シグナル 差分のピークは、立ち上がり時間によって異なる Slow シグナル 元の波形
V2CLK Fast Slow V14CLK 元の波形 2 or 14 CLKs　遅らせた波形 2つの差分 （元 － 遅延） 2 CLKs (100ns) 遅延 14 CLKs (700ns) 遅延 V2CLK V14CLK Fast シグナル 差分のピークは、立ち上がり時間によって異なる V2CLK V14CLK Slow シグナル