林田 清、堀川貴子、中嶋雄介、常深 博 (阪大理)

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1 林田 清、堀川貴子、中嶋雄介、常深 博 (阪大理)
小型衛星向けＸ線偏光観測計画の検討 林田　清、堀川貴子、中嶋雄介、常深 博 (阪大理) Ｘ線偏光検出の様々な手法 　OSO-8, Ariel-V衛星で使用されたのは結晶のブラッグ反射を利用する偏光検出器であった。　この方法でM値*)は１に近くなるが、エネルギーバンド幅が狭い範囲に限定されるため連続X線に対する偏光検出感度を低い。　トムソン散乱を利用する方法の場合、高いM値と広いエネルギー範囲を獲得できるが、散乱体にLiを使用してもおよそ10keVより上のエネルギー範囲に限定される。 　光電子放出の異方性を利用する方法には、X線CCDのピクセル境界をまたぐ光電子をとらえる方法(Tsunemi et al., 1992)、ガス比例計数管の出力パルスの立ち上がり時間を利用する方法(Hayashida et al., 1999)などがある。　これらの方法は現存の検出器を利用し、通常のX線観測の付加機能として利用できる利点がある。　ただしエネルギー下限は10keVから20keVに限定される。　 　最近、より積極的に電子の飛跡をとらえる検出器として、MPGC (Micro-Pattern Gas Chamber; Costa et al. (2001)),　MSGC (Micro Strip Gas Chamber; Oed(1988),Tanimori et al. (1999)), 　CPGC (Capillary Plate Gas Chamber; Sakurai et al. (1996))といった装置が開発されて偏光検出に成功している。　例えばMPGCの場合、5.4keVでM=0.44が報告されており将来のX線偏光検出への応用が期待されている。　ただし、例えばMPGCの場合、現在の有効面積は0.4cm角と小さく、集光系を利用することが前提になるだろう。 Ｘ線偏光観測の歴史と現状 　天体からのX線偏光検出の試みは１９６０年代に始められ、既に1971年にはかに星雲からのX線偏光が検出されている。　1970年代には、OSO-8, Ariel-Vといった人工衛星に偏光検出器が搭載され多くの天体が観測されたが、有意な検出はかに星雲にとどまった。　90年代にはロシアを中心としたX線ガンマ線天文衛星SpectrumX-GミッションにX線偏光計が搭載される予定であったが、最近ミッション自体の中断が決定された。　現在、X線偏光観測は20年以上の長い停滞期にある。 Ｘ線偏光観測の意義 　かに星雲の場合2.6keVと5.2keVでP=19-20%の直線偏光が検出されている。　この結果はX線放射がシンクロトロン放射起源であることを示すばかりでなく、高エネルギー電子のエネルギーと磁場の強度に制限を与える。　X線偏光は散乱過程によっても生じる。　ブラックホール周辺の降着円盤による散乱、パルサーの降着流の散乱などでも強いX線偏光度が期待されている。　 シンクロトロン放射 e- 電子の進行方向にビーミング 磁場に垂直な直線偏光 SpectrumX-G搭載予定だったSXRP 各種偏光計の感度比較 観測時間は100ks （有効面積などの値は凡例参照のこと） 散乱過程による偏光 （１型２型セイファート） 1型 AGN 無偏光 ２型 AGN偏光 MPGC Costa et al. 2001より Ｘ線パルサー 板状降着体：強度の強いとき偏光度低い 柱状降着体：強度の強いとき偏光度高い 小型衛星によるＸ線偏光観測実現に向けて 　上図は、X線CCD（6ミクロン画素、空乏層圧300ミクロン）、ガス比例計数管(PC), Li散乱体のトムソン散乱計（以上は集光系を含まず10keV以上を対象にする）と、 SpectrumX-GのSXRP（集光系を含む）、 MPGC（集光系はSXRPと同じと仮定）の現状版とMPGCの開発目標版（以上は10keV以下が対象）に関する偏光検出感度を比較したものである。　観測時間は100ksを仮定している。　いずれの場合も0.1Crabで数％の偏光度が検出可能であることがわかる。　銀河系内の連星系X線源の多くが観測対象となりえる。　しかし0.01Crabの（明るい）AGNまで観測対象を広げようとするには、集光系なしのLi散乱体のトムソン散乱計か集光系つきMPGCの現状版が必要である。　 　国内では、山形大学、大阪大学、京都大学、宇宙科学研究所、理化学研究所といったグループが独自の開発をすすめてきており、世界的にみても最先端の位置にいる。　今後、協力体制を確立し、小型衛星によるX線偏光観測のよりよい、かつ、より早期の実現をめざしていきたい。　（11/21にワークショップ＠理化学研究所が開かれる） ブラックホール降着円盤による散乱 10% 0% cosq P q Matt, Fabian, & Ross, 1993, MNRAS, 264, 839. ＊) M値（Modulation Contrast)：　（トムソン散乱利用の偏向検出器を例にとると）１００％偏向したX線が入射したときに、散乱位相角0度方向に散乱されるX線の強度をI(0),90度方向のそれをI(90)としたときにM=|(I(90)-I(0))/(I(90)+I(0))|で定義される。　一般に0から1の間の値をとる。　偏光検出感度の指標である、最小検出可能偏光度Pmin（小さい方が感度が高い）はMに反比例し、検出にかかるイベント数Nの平方根に反比例する。

2 Ｘ線偏光検出技術の開発の現状 ～大阪大学Ｘ線天文グループ～
Ｘ線偏光検出技術の開発の現状　～大阪大学Ｘ線天文グループ～ 　我々はX線偏光検出の手法としてX線CCDを利用した方法、ガス比例計数管を利用した方法という2種類を独自に開発した。　最近の進展と将来の目標を報告する。　あわせて、X線偏光検出器開発、較正を目標に構築した単色偏光X線ビームラインの紹介も行う。 ガス比例計数管による偏光検出 　我々は、光電子放出方向の異方性を利用する偏光検出として、ガス比例計数管の出力立ち上がり時間を利用する方法が有効であることを実証した(Hayashida et al., 1999)。　 Ｘ線CCDによる偏光検出 　K殻光電吸収の際の光電子は、入射光子の電場ベクトルの方向に平行な方向に放出されやすい。　光電子の飛跡がCCDの２画素にまたがったイベントを解析することでX線偏光検出ができる。　我々は世界に先駆けてこの方法を実証した(Tsunemi et al. 1992)。 　その後の進展として １）新たな解析方法（２次モーメント法）による偏光検出感度の約3倍の向上 (Hayashida et al., 1999;下図参照) ２）画素サイズの小さなCCD（8ミクロン）の製作 があげられる。　　 立ち上がり時間 Anode Electron Cloud Rise Time = Short Rise Time = Long X-ray Photon Ｍ値 新解析方法により黒丸から白丸に改善した 離心率 Ｐmin Ｘ線エネルギー 動作原理 偏光面と芯線の角度依存性 電荷の広がりを楕円で近似する 　現在、左記の単色偏光X線ビームラインで実験を行っている。　従来、デジタルオシロスコープをGPIB経由でパソコンに接続していたが、データ転送速度が毎秒１パルス以下という問題があった。　最近PCIバス接続のADCカード(Acquiris社製DP105)を利用することで毎秒数１０パルスの連続取得を実現した。　ソフトの改良により毎秒数1000パルスの処理が可能になるはずである。　実験では、比例計数管への入射位置などによって立ち上がり時間に差が出るか否か、ガスの種類によって感度がどうかわるかなども調査する。　 偏光面との角度 Ｘ線エネルギー 単色偏光X線ビームライン 　適当な強度の偏光X線源はX線偏光検出器の開発に不可欠である。対陰極型X線発生装置からの連続X線は、電子の減速方向に平行な偏光度をもっており、偏光度はX線エネルギー(Ex (keV))と加速電圧(HV (kV))の関数になっている(Tanaka et al., 1997)。 我々は、このX線発生装置に二結晶分光器を組みあわせることで、１）偏光度が高いエネルギー範囲のX線だけ取り出す、２）結晶反射率の偏光依存性を利用してより偏光度を高める工夫をした。　Ex/HV=0.95に設定したとき40-50%の偏光度をもつことがトムソン散乱計を用いた実測であきらかになった。　 X線ビーム強度は数100－数1000c/s/cm2が得られている。　(Koike et al 2000., Nakashima et al, 2001)　 　気球実験の実現性 　ガス比例計数管による方法は、１）比較的単純なシステムで、２）集光系なしでも大面積化可能、３）偏光検出感度が20keV以上にある　という点で気球実験に適している。　右に示したのは、有効面積300cm2（あるいは1200cm2）のXe比例計数管を2台1組使い、20ks　かに星雲を観測したときのエネルギーバンド(5keV)毎の検出可能偏光度である。　かに星雲の2.6keV,5.2keVでの偏光度が19-20%であったことを思い出すと300cm2の小型検出器でも（世界で始めて20keV以上の領域でのＸ線偏光を）検出可能であることがわかる。 Ｐmin Ｘ線エネルギー 参考文献 Weisskopf, M.C., Silver, E.H., Kestenbaum, H.L., Long, K.S., Novick, R., 1978, ApJ, Vol.220, L117. H. Tsunemi, K. Hayashida, K. Tamura, S. Nomoto, M. Wada, A. Hirano and E.Miyata,1992, NIM, A Vol.321(3), p.629-p.631. S. Tanaka, H. Tsunemi, K. Hayashida, 1997, Jpn. J. Appl. Phys., Vol.36, p K. Hayashida, N. Miura, H. Tsunemi, K. Torii, K., H. Murakami, Y. Ohno, K. Tamura, 1999, NIM A, Vol. 421, p K. Hayashida, S. Tanaka, H. Tsunemi. Y. Hashimoto, M. Ohtani, 1999, NIM A, Vol. 436, p T. Koike, K. Hayashida, Y. Hashimoto, D. Akutsu, M. Ohtani, H. Tsunemi, 2000, Proc. of SPIE, Vol.4012, p H. Sakurai, T. Tamura, S. Gunji, M. Noma ,1996, NIMA, 374, p.341 T. Tanimori, Y. Nishi, A. Ochi, Y. Nishi, 1999, NIMA,436,p.188 A. Oed, 1989, NIMA 263, p.351. E. Costa, P. Soffitta, R. Bellazzini、A.Brez, N. Lumb, G. Spandre, 2001, Nature, 411, p.662 Matt, Fabian, & Ross, 1993, MNRAS, 264, 839. T. Kii, 1987, PSAJ, 39、ｐ。７８１． Hughes, J. P.; Long, K. S.; Novick, R.、 1984, ApJ,280, p.255. Y. Nakashima, T. Horikawa, K. Hayashida, H. Tsunemi et al., 2001, ASJ meeting at Himeji Ｘ線ビームラインのＸ線発生装置と二結晶分光器、および実験チェンバー（右から順に） 単色Ｘ線の偏光度（トムソン散乱計による実測値）