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SMILE-IIシミュレーション 岸本 祐二
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Contents Ⅰ、結論 Ⅱ、計算の詳細 現実的な選択肢
(1) 検出効率の見積もり (2) 大樹町でのSignificance (3) キルナでのSignificance (付録1) 計算パラメーター依存性について (付録2) ベッセルの2層化について (付録3) 姿勢制御の効果
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Ⅰ、結論
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シミュレーションの結果から実現可能と判断できる選択肢は以下の通りである
現実的な選択肢 シミュレーションの結果から実現可能と判断できる選択肢は以下の通りである ① 2013年キルナでCygnusX-1を14日間観測 (観測条件) 40km、14日間 (検出器に必要な条件) 高橋ガス1.5気圧、TPC容器2層化、姿勢制御 → 5.11σ (高度35kmなら33日間で5.07σ) ② 2013年キルナでCrabを18日間観測 (観測条件) 40km、18日間 → 5.13σ (高度35kmなら41日間で5.01σ) ③ 天体観測以外の目標を探す ※検出器に必要な条件は次ページの改良の効果を考慮して見積もっている。セレクションの改良効果も計算に入っている キルナでのフライトの前には、検出器以外の装置(特に電源周り)の試験を行うべき (α) 2012年大樹町で検出器以外の装置の試験 (β) 2012年キルナで検出器以外の装置の試験 上記の①~③と(α)、(β)いずれかの組み合わせが現実的
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(現実的にできる)改良の効果 <A>~<E>全部やると ・・・・・・・・・・・・・・・・・・・・・ ×4.5
<A> ガスを1.5気圧にする ・・・・・・・・・・・・・・・・・・・・・・・ → Ref.高橋修論 <B> ベッセルの2層化 ・・・・・・・・・・・・・・・・・・・・・・・・・・・ → Ref.P40 <C> 姿勢を制御し天体追尾 ・・・・・・・・・・・・・・・・・・・・・・ → Ref.P42 <D> αカットの代わりにDeltaカット ・・・・・・・・・・・・・・・・ → Ref.P36 <E> PSFカットの最適化 ・・・・・・・・・・・・・・・・・・・・・・・・・ → Ref.P31 Significanceが何倍になるか <A>~<E>全部やると ・・・・・・・・・・・・・・・・・・・・・ ×4.5 1.11σ以上の観測条件ならば改良を施した場合に5σを達成できる
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Ⅱ、計算の詳細
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(1) 検出効率の見積もり
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シミュレーション条件 TPC 入射γ線 * Fiducial volume: 28 cm×28 cm×28 cm * 平行光
* Gas: Ar : CF4 : iC4H = 54 : 40 : 6(分圧比), 1atm * アルミハニカムフランジ使用 * SMILE-Iと同等のEncoding Simulatiorを使用 * 解析方法もSMILE-Iと同様 GSO PSAs * Pixel Size: GSO, 6 mm×6 mm×13 mm * PSA: (8×8 pixels)×1 PMTs, 4端読み出し * ピクセル間の光漏れはSMILE-I simulatiorと同様 * 底面: 8×9 PMTs * 側面: 4×1+ 2 PMTs(底面重視モデル②) * 治具無し * 解析方法はSMILE-Iと同じ 入射γ線 * 平行光 * 0度入射 セレクション * Nhit > 3 * single GSO-Unit hit * Le/[cm] - (3.42e-3 * Ke/[keV] ^1.67) < 2 * Fiducial volume中にコンプトン点がなければカット * Ke > 15 keV * Rconstructable * |Δα| < 20 degree * photo-peakのみセレクト その他のジオメトリ * ETCCは1台のみ * 与圧ベッセルあり * ゴンドラなし * 回路系なし
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ジオメトリ 各側面のヘッドアンプの配置 断面図 検出器の概観 与圧容器の中に配置(ETCC1台) <H8500> 底面: 8×9=72個
側面: 36×4面=144個 計: 216個 各側面のヘッドアンプの配置 断面図 <ヘッドアンプ> 底面: 3×4=12個 側面: (2+4)×4面=24個 計: 36個 <与圧容器> 材質:Al 底面:100cmφ(4mm厚) 側面: 100cmφ ×140cm(3mm厚) 検出器の概観 与圧容器の中に配置(ETCC1台)
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検出効率 コンプトン確率 Nhit >= 3 反跳電子がガス中に全てのエネルギーを落とす 散乱γがシンチに全てのエネルギーを落とす コンプトン点と放出方向を求められる 1本のPMTに全てのエネルギーを落としている |α_kin – α_geo| < 20deg コンプトン点がfiducial volume(28×28×28cm3)中にある 反跳電子のエネルギーとtrack lengthによるカット後 (式は※1) Energy cut後 (式は※2) se PSF cut後 (※3) ※1 |L - * E | > 2 ならカット (L : track length [cm], E : 反跳電子のエネルギー [keV] ) ※2 R(E0)= * sqrt(356) / sqrt(E0) として、|E -E0| > R(E0) ならカット (E0 : 入射γのエネルギー [keV],E : 再構成γのエネルギー [keV],R(E0)エネルギー分解能(HWHM)) ※3 再構成γと入射γのなす角がPSF(E)以上の場合はカット (E : 入射γのエネルギー, PSF(E) : simulationから求めたPSF(HWHM))
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検出効率が大きく落ちているところの解釈 ① ② ③ ④ ①高エネルギー側では反跳電子が外に抜けてしまっている
コンプトン確率 ① Nhit >= 3 反跳電子がガス中に全てのエネルギーを落とす ② ③ 散乱γがシンチに全てのエネルギーを落とす コンプトン点と放出方向を求められる ④ 1本のPMTに全てのエネルギーを落としている |α_kin – α_geo| < 20deg コンプトン点がfiducial volume(28×28×28cm3)中にある 反跳電子のエネルギーとtrack lengthによるカット後 (式は※1) Energy cut後 (式は※2) se PSF cut後 (※3) ①高エネルギー側では反跳電子が外に抜けてしまっている ②散乱γがGSOで再びコンプトン散乱してしまう & GSOに到達する前にベッセル等と相互作用してしまう & 散乱γが入射窓やシンチの隙間から逃げてしまう ③正しくαが取れていない→トラッキングがうまくできていない or セレクションが良くない ④これは原理的に大体4分の1位になる
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②の要因の追求 デフォルト ベッセルを除いた場合 低エネルギー側でベッセルによる損失は見えるが、それだけでは説明がつかなかった
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それ以外の要因 ・入射窓から散乱γが逃げていったイベント ・側面シンチと底面シンチの間から散乱γが逃げていっ たイベント
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検出効率を上げるには(長期的な視点で) GSO BGO 飛躍的には改善しない ~400keV ~500keV
①高エネルギー側では反跳電子が外に抜けてしまっている → ドリフトケージ内に電子吸収体を入れる、ガス領域のサイズアップ ② 散乱γがGSOで再びコンプトン散乱してしまう → もっと重たいシンチを考えるか? → 飛躍的には向上しなそう(右図) GSOに到達する前にベッセルと相互作用してしまう → ベッセルの2層化、ベッセルを軽い物質でつくる ③正しくαが取れていない or セレクションが良くない →トラッキングアルゴリズムの改善 or セレクションの最適化 ④PSFカットは原理的に大体4分の1のイベントを落とすのでこれは仕方がない GSO BGO 飛躍的には改善しない ~400keV Gd : Z=64 Si : Z=14 O: Z=8 Bi : Z=83 Ge : Z=32 O: Z=8 ~500keV (その他) TPC-Ⅲモードに移行することで解析効率が上がらないか? TPC-Ⅲモードで取得したデータに対してTPC-Iと同等の解析をやったら大体コンシステントな解析効率になるという結果は出ているが、TPC-Ⅲモードに特化した解析はまだ試していないとのこと(by株木さん)→解析効率が上がる可能性はまだある
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(参考)イメージング性能 ARM SPD PSF
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(2) 大樹町でのSignificance
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CrabのSignificance計算 ・Crabのエレベーションの推移(2011.5.31) ・Crabのflux
Fneb(E) = 37.5*10-5(E/100keV)-2.18 [photons/cm2 sec keV] Fpul(E) = 7.6*10-5(E/100keV)-2.04 [photons/cm2 sec keV] FCrab(E)=Fneb(E)+Fpul(E) ref: L.M.Bartlett et al. AIP conf. Proc. 304 (1994) 67 ・バックグラウンドのflux Extended Ling’s model Lingのバックグラウンドモデルは300keVまで しか値が示されていないが、それをpower law で 100keVまでのばしたもの。天頂角依存性も入っている。 ref: 高田さんがApJに投稿中の論文 大樹町多目的航空公園での打ち上げを仮定 42°29’58.44” °26’10.89” ・入射角依存性 ・視野 シミュレーションから得られた PSF のFWHMを視野とする。
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Significanceの定義 Significance = S /sqrt(S+2B) ・・・ 視野内のBGのみで計算する場合
S = FCrab(E) * A * cos(θ) * Katt(E,d) * D’(E) * Kang(θ) B = Fbg(E,d,θ) * A * cos(θ) * Ω(E) * D(E) * Kang(θ) E: エネルギー A: 検出面積(28×28cm2) θ: 入射角 D’(E): 検出効率(視野で切り取った影響を含む) D(E): 検出効率(視野で切り取った影響を含まない) Kang(θ): D(E)の入射角依存性(300keVのデータを使用) Katt(E, d): 大気による減衰率(d: 大気深さ) Ω(E): 視野(立体角)←PSFのFWHMとしている
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大樹町でCrabを観測した場合のSignificance
100keV~1050keV、検出面積A=28×28cm2、観測時間T=(南中を挟む)3時間観測、高度35km Crabから飛来するフォトンの数 BGフォトンの数 = [photons] = [photons] 大気による減衰を考慮 検出効率を考慮 = [photons] = 89.8 [photons] 検出効率を考慮 Crab観測時と同じエレベーションを考慮 = 5.9 [photons] Crabのエレベーションを考慮 = 49.2 [photons] = 3.2 [photons] 上記の値からSignificanceを求めると S/sqrt(S+2B) = 0.32, S/sqrt(S+B) = 0.45 現状ではこの程度しかいかない
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これらの改良を施しても5σを達成するのは難しい
単純計算① ガスを2気圧にしたら・・・ Crab : 6.5 [photons], Bg : 98.4 [photons] → S/sqrt(S+2B) = 0.45, S/sqrt(S+B) = 0.63 ガスを2気圧、ETCC×2台にしたら・・・ Crab : 12.9 [photons], Bg : [photons] → S/sqrt(S+2B) = 0.64, S/sqrt(S+B) = 0.89 ガスを2気圧、ETCC×2台、解析効率が現状の3倍になったら・・・ Crab : 38.7 [photons], Bg : [photons] → S/sqrt(S+2B) = 1.11, S/sqrt(S+B) = 1.54 ガスを2気圧、ETCC×2台、解析効率が現状の3倍、ETCCを40cm3に拡張したら・・・ Crab : 68.9 [photons], Bg : [photons] → S/sqrt(S+2B) = 1.48, S/sqrt(S+B) = 2.06 これらの改良を施しても5σを達成するのは難しい
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大樹町のCrabを高度35km、3時間で狙うならば、現状の130倍のEfficiencyが必要
単純計算② Efficiency × 10 Crab : 32.3 [photons], Bg : [photons] → S/sqrt(S+2B) = 1.01, S/sqrt(S+B) = 1.41 Efficiency × 20 Crab : 64.6 [photons], Bg : [photons] → S/sqrt(S+2B) = 1.43, S/sqrt(S+B) = 1.99 Efficiency × 50 Crab : [photons], Bg : [photons] → S/sqrt(S+2B) = 2.26, S/sqrt(S+B) = 3.15 Efficiency × 130 Crab : [photons], Bg : [photons] → S/sqrt(S+2B) = 3.65, S/sqrt(S+B) = 5.08 大樹町のCrabを高度35km、3時間で狙うならば、現状の130倍のEfficiencyが必要
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(3) キルナでのSignificance
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Crab, Cygnusのフラックス、エレベーション
・Crabのflux ・Cygnus X-1のflux Fneb(E) = 37.5*10-5(E/100keV)-2.18 [photons/cm2 sec keV] Fpul(E) = 7.6*10-5(E/100keV)-2.04 [photons/cm2 sec keV] FCrab(E)=Fneb(E)+Fpul(E) ref: L.M.Bartlett et al. AIP conf. Proc. 304 (1994) 67 Fcyg(E) = 0.533*E-1.39 *exp(-E/158) [photons/cm2 sec keV] ref: B. F. Philips et al. APJ 465 (1996) Crab Nebula Cygnus X-1 ・ Stellarium使用 ・ キルナ 67°52′12″N、 21°4′12″E ・ 2012年6月1日についてのエレベーション
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KirunaでのBG(とりあえずγだけ考える)
三陸の4~5倍 高田さんの計算
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Kirunaでの感度予測(Crab) 高度35km 南中を跨ぐ10時間観測(高度35km) 南中を跨ぐ10時間×10日間観測(高度35km)
Crab : 5.26 [photons], Bg : 90.8 [photons] → S/sqrt(S+2B) = 0.38, S/sqrt(S+B) = 0.54 南中を跨ぐ10時間×10日間観測(高度35km) Crab : 52.6 [photons], Bg : [photons] → S/sqrt(S+2B) = 1.22, S/sqrt(S+B) = 1.70 南中を跨ぐ10時間×10日間観測(高度35km、BG5倍) Crab : 52.6 [photons], Bg : [photons] → S/sqrt(S+2B) = 0.55, S/sqrt(S+B) = 0.78
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Kirunaでの感度予測(Crab) 高度40km 南中を跨ぐ10時間観測(高度40km) 南中を跨ぐ10時間×10日間観測(高度40km)
Crab : 7.41 [photons], Bg : 76.0 [photons] → S/sqrt(S+2B) = 0.59, S/sqrt(S+B) = 0.81 南中を跨ぐ10時間×10日間観測(高度40km) Crab : 74.1 [photons], Bg : [photons] → S/sqrt(S+2B) = 1.85, S/sqrt(S+B) = 2.56 南中を跨ぐ10時間×10日間観測(高度40km、BG5倍) Crab : 74.1 [photons], Bg : [photons] → S/sqrt(S+2B) = 0.85, S/sqrt(S+B) = 1.19
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Kirunaでの感度予測(Cygnus X-1)
高度35km 南中を跨ぐ24時間観測(高度35km) Cygnus : 7.80 [photons], Bg : [photons] → S/sqrt(S+2B) = 0.43, S/sqrt(S+B) = 0.60 南中を跨ぐ24時間×10日間観測(高度35km) Cygnus : 78.0 [photons], Bg : [photons] → S/sqrt(S+2B) = 1.37, S/sqrt(S+B) = 1.91 南中を跨ぐ24時間×10日間観測(高度35km、BG5倍) Cygnus : 78.0 [photons], Bg : [photons] → S/sqrt(S+2B) = 0.62, S/sqrt(S+B) = 0.87
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Kirunaでの感度予測(Cygnus X-1)
高度40km 南中を跨ぐ24時間観測(高度40km) Cygnus : 11.1 [photons], Bg : [photons] → S/sqrt(S+2B) = 0.67, S/sqrt(S+B) = 0.93 南中を跨ぐ24時間×10日間観測(高度40km) Cygnus : [photons], Bg : [photons] → S/sqrt(S+2B) = 2.12, S/sqrt(S+B) = 2.94 南中を跨ぐ24時間×10日間観測(高度40km、BG5倍) Cygnus : [photons], Bg : [photons] → S/sqrt(S+2B) = 0.96, S/sqrt(S+B) = 1.36
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(付録1) 計算パラメーター依存性について
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PSFのHWHM以上の領域で切り取った場合のSignificance
PSFのHWHM以上の領域で切り取ると、S/Nは今より悪くなるが、Significanceとしては得をする可能性がある。PSFのHWHMより広い範囲で切り取った場合をいくつか調べてみた。 100keV~1050keV、検出面積A=28×28cm2、観測時間T=(南中を挟む)3時間観測、高度35km 1、PSF(HWHM)の2倍の領域で切り取る場合 Crab photon : 7.8 [photons], BG photon : [photons] → S/sqrt(S+2B) = 0.39, S/sqrt(S+B) = 0.55 2、PSF(HWHM)の3倍の領域で切り取る場合 Crab photon : 11.7 [photons], BG photon : [photons] → S/sqrt(S+2B) = 0.40, S/sqrt(S+B) = 0.56 もっと細かい間隔で調べた結果は次ページの通り
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PSFのHWHM以上の領域で切り取った場合のSignificance
HWHM×3.1位で切ると最も得をする (×1の場合に比べて~1.3倍)
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セレクションパラメーター依存性 ① ② ③ ④ 11ページの図
コンプトン確率 ① Nhit >= 3 反跳電子がガス中に全てのエネルギーを落とす ② ③ 散乱γがシンチに全てのエネルギーを落とす コンプトン点と放出方向を求められる ④ 1本のPMTに全てのエネルギーを落としている |α_kin – α_geo| < 20deg コンプトン点がfiducial volume(28×28×28cm3)中にある 反跳電子のエネルギーとtrack lengthによるカット後 (式は※1) Energy cut後 (式は※2) se PSF cut後 (※3) 11ページの図 11ページの図①~④の内、セレクションパラメータとして自由度があるのは③のαカットのみ。 そこでalphaカット(|α_kin - α_geo| < Δα)でのΔαに対する依存性を見てみた。
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PSFのΔα依存性 200~300keV付近と、900~1000keV付近で比較的大きな変化が見て取れる
200~300keV付近はsignificanceの計算に大きく寄与するので特に重要
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EfficiencyのΔα依存性 Δα=10deg Δα=20deg Δα=30deg Δα=40deg Δα=50deg
αカット後 Δα=40deg Δα=50deg 32ページの図と同様のプロット。αカット後の Efficiencyが大きく変化している。
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大樹町でCrabを観測する場合のSignificanceについてΔαの依存税を調べてみた
SignificanceのΔα依存性 大樹町でCrabを観測する場合のSignificanceについてΔαの依存税を調べてみた 100keV~1050keV、検出面積A=28×28cm2、観測時間T=(南中を挟む)3時間観測、高度35km(P7~P8と同様の計算条件)、psfのΔα依存性も考慮している Δαが大きい方が僅かに得をするようだ。しかしながら、5σまでは全然届いていない。
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Deltaカット Preliminary αカットの変わりに以下のようなカットを施してみた |1-Vg・Vk|> 0.1ならカット
デフォルト αカットの変わりにDeltaカット Preliminary PSFカット後の検出効率(一番下の緑の線)が300keVあたりで2倍近く向上
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Deltaカットを使った場合のイメージング性能
ARM SPD Preliminary Preliminary PSF Preliminary PSFはαカットを使用した場合と同じ位出てる
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(参考)αカット使用時のイメージング性能
ARM SPD PSF
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(付録2) ベッセルの2層化について
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ベッセルの影響がなくなったと仮定したときの検出効率
2層化 ベッセルの影響がなくなったと仮定したときの検出効率 ベッセルでの相互作用をなくすため シンチカメラをTPCに近づけるため ROHACELL μPIC基板 CR基板 ガス流入口 ASD 上の結果にはシンチカメラがTPCに近づけられる効果は入っていない →それを考慮に入れれば検出効率はもう少し向上するはず シンチカメラ 結構煩雑にはなるが、不可能ではない
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(付録3) 姿勢制御の効果
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Kirunaでの打ち上げ、高度40km、CygnusX-1の観測の場合、 常に目標天体が検出器視野のど真ん中にいると仮定
姿勢制御の効果 Kirunaでの打ち上げ、高度40km、CygnusX-1の観測の場合、 常に目標天体が検出器視野のど真ん中にいると仮定 南中を跨ぐ24時間×10日間観測(高度40km、BG5倍) Cygnus : [photons], Bg : [photons] → S/sqrt(S+2B) = 0.96, S/sqrt(S+B) = 1.36 姿勢制御すると 南中を跨ぐ24時間×10日間観測(高度40km、BG5倍) Cygnus : [photons], Bg : [photons] → S/sqrt(S+2B) = 1.55, S/sqrt(S+B) = 2.18 実際ここまで完璧な制御は難しいだろう。エレベーション固定してアジムスだけをゆるく制御するあたりが妥当→姿勢制御の効果としては上記よりも低めに見積もっておいたほうが無難
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