NeXT望遠鏡用硬Ｘ線偏光計の検討 2003/7/23宇宙研での発表資料

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1 NeXT望遠鏡用硬Ｘ線偏光計の検討 2003/7/23宇宙研での発表資料
林田　清（阪大理）、三原建弘（理研）、 郡司修一、門叶冬樹（山形大理） Ver 一部修正の上公開　2003/9/17

2 ＮｅＸＴ衛星による偏光観測 偏光観測をNeXT衛星の目標にするか？ NeXT望遠鏡の焦点面か独立系か？ 10keV以下か10keV以上か？

3 Ｘ線偏光観測 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 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

4 単独パルサーの輻射機構 パルスフェーズ毎に 偏光度と偏光方向を 調べることで2つの モデルのどちらが 正しいか確認できる。
かにパルサーに対するモデル計算 Polar Cap Outer Gap パルスフェーズ毎に 偏光度と偏光方向を 調べることで2つの モデルのどちらが 正しいか確認できる。 J. Dyks etal Astro-ph R.W. Romani etal Ap.J. Vol.438

5 バイナリーパルサーの降着柱の構造 ペンシルビーム ファンビーム 偏光度のエネルギー依存性特にサイクロトロン吸収線付近で大きく変化
Kii, 1987, PASJ 39,p.781 ペンシルビームでは、フラックスが弱いときに偏光度が高い。ファンビームモデルではその逆。 ペンシルビーム ファンビーム +100% 偏光度P -100% フラックス 偏光度のエネルギー依存性特にサイクロトロン吸収線付近で大きく変化

6 ブラックホール降着モデルで期待される偏光
2相モデル：冷たい降着円盤と広がった熱いコロナ（X線は逆コンプトン散乱により生じる） 降着円盤 =10eV AGNに相当 降着円盤 =1keV BHCに相当 軟X線と硬X線で偏光方向が逆 円盤の傾き角が大きいほど偏光度の絶対値は大 最大40%程度の偏光が期待 Harardt & Matt, 1993, MNRAS, 261, p.346

7 活動銀河核の反射成分の偏光 降着円盤での反射によるX線の偏光 見込む角度により エネルギーが高く 偏光度は変わる。 なると偏光度が増す
Matt MNRAS 260, 1993 見込む角度により 偏光度は変わる。 エネルギーが高く なると偏光度が増す 見込む角度の違い reflected 1% total 鉄輝線はドプラー シフトでブロード 見込む角度

8 セイファート２型の濃い吸収体の構造、反射（散乱）成分の偏光
NGC4945 Done et al., 2003, 588, p.763 偏光測定により 散乱体（吸収体）の構造

9 ガンマ線バースト ファイヤーボールモデルが正しいのなら、ガンマ線はシンクロ トロン放射で放出される。偏光が期待されるが。。。
GRB021206のRHESSI(太陽観測衛星）による観測結果 150keV-2MeVで80%という偏光が受かった！ Cobum & Boggs, 2003, Nature 423, p.415

10 80%という高い偏光度 バーストの各ピークは別の場所での衝突に対応しているはずなのに何故80%もの高い偏光度が得られたのか？
決着つけるためにはGRBの統計的偏光観測が必要 偏光観測によりGRBの発生メカニズムに迫る

11 NeXT望遠鏡のデザイン F.L.=12m 1’=3.5mm@F.P. 1Crab=240c/s/4HXT G F(2;10) K
erg/s/cm2 photons/s/cm2/keV photons/s/4HXT 1.5 1E-11 0.0018 2.6E-11 0.37 2.0 0.0039 8.6E-12 0.15 2.5 0.0080 2.9E-12 0.06

12 偏光計の感度 Mh1/2を大きくすることが重要 系統誤差を考えるとMが大きいことも重要

13 光電子追跡型 イメージングガス検出器 CCD イタリアグループ
(Mは0.3） 山形グループ 京都グループ CCD 空乏層厚10倍100mmのCCDを使えればMh1/2~0.01 Mη1/2 Pacciani etal 2002 SPIE

14 散乱型 実験室では容易にM>0.9が実現できる。ビームラインの偏光度較正に利用している。 回転 Ｅ 検出器Ｂ 散乱体 検出器Ａ
阪大グループ 2002/11 KEK-PF BL14C　

15 放射光実験 ビームラインの偏光度測定 散乱スペクトル SPring-8 偏光度測定 PF 偏光度測定 19.3 keV Compton
放射光実験　ビームラインの偏光度測定 散乱スペクトル SPring-8 偏光度測定 PF 偏光度測定 19.3 keV Compton 20.0 keV Thomson 20 keV X-ray 横偏光 20 keV X-ray 縦偏光

16 ノンイメージング型 散乱偏光計のデザイン 散乱体はBe　4mm直径ｘ長さ60mm CdTe検出器2mmx2mmｘ0.5mm厚の場合、全部で12x24=288個/1HXT 2mmx20mmx0.5mmの検出器を利用できれば12x3=36個/1HXT Active Shieldは必要 30度ごとのカウントから偏光方向と偏光度を測定する

17 M,h,Mh1/2 （シミュレーション） 散乱体の周りに鉛ワッシャをいれて散乱角を制限する。白抜きが、ワッシャ入りの場合の値
Ｍは増加、hは減少するがＭh1/2はほとんど変わらない Ｍが高い方が望ましいければワッシャを入れる 左図のシミュレーションは全てのX線がBeターゲットの真ん中に入射した場合であるが、ターゲットの断面に一様に入射した場合のMh1/2と0.01以下の違いしかない

18 硬Ｘ線偏光観測の対象 点源 ひろがった天体 ブラックホール連星系 連星系パルサー 活動銀河核 ブレーザー ＳＮＲ 銀河団 パルサー星雲
シェル型 銀河団

19 ハード成分が検出されている銀河団 Reference: Nakazawa, 2002 and references therein
銀河団の中でハード成分がどこまでひろがっているかは不明 z F(20;80) Lx(20;80)/Lx(2;10) C(20;80) Whole cluster 1arcmin radius fraction 1arcmin erg/s/cm2 c/s Coma 0.0232 2.2E-11 0.09 0.38 44kpc 0.06 0.02 A2256 0.0581 1.2E-11 0.23 0.21 95kpc 0.30 A2199 0.0303 1.0E-11 0.14 0.17 50kpc 0.08 0.01 HCG62 0.0146 (4.2E-12) --- 0.073 25kpc 0.001 注）ビグネッティングは考慮していない コアの内外での積分強度の比は典型的に１：２ そもそもこれらの銀河団をNeXTの１回のポインティングでカバーするのは不可能（視野を大きくはみでる）

20 超新星残骸のパワーロー成分 パルサー星雲型 SN1006型 ＳＮＲ中心部のパルサー周辺で加速された電子のシンクロトロン輻射。
パルサーの周囲高々数arcminの領域に限られる。 パルサーから離れるほど急激に強度が弱くなり冪もソフトになる。 SN1006型 シェルの一部が（何故か）高エネルギー電子の加速場所になり、シンクロトロン放射を出している。 シェルの中で細いフィラメント状に放射（少なくともSN1006では）

21 かに星雲 右図：対角線2.24arcmin 2-10keVの表面輝度1.1(0.5-2.4)E-8 erg/s/cm/arcmin2
20-80keVのカウントは170c/s/arcmin2 さすがに明るい！

22 かに星雲の可視光偏光マップ

23 かに星雲以外のパルサー星雲 Vela Pulsar C(20;80)~0.01c/s
Kes75 C(20;80) ~0.6c/s ただし26’’x20’’のひろがり G 　 C(20;80)=0.15c/s 1’程度のひろがり　　 これより暗いソースはいくつかあるが、いずれにしてもかに星雲の1/100以下！ パルサーとの分離には時間分解能が不可欠 Vela Crab Kes75 Pavlov et al., 2001, ApJ, 552, L129 Helfand et al., 2003, 582, 783

24 SN1006 NE-rim 2-10keVのパワーロー成分のFlux=1.9E-11 erg/s/cm2 G=2.97 （Ozaki1997) Chandraの観測によるとNon-thermal 成分は極めて薄いフィラメント状<1arcmin幅 Shellにそって約10arcmin,幅0.5arcminとみつもると表面輝度は3.8E-12erg/s/cm2/arcmin Γ=2.5として見積もっても20-80keVのカウントは0.023 c/s/arcmin^2 ROSAT HRIのイメージにChandraの観測位置を表示

25 G347.3-0.5 軟Ｘ線データ Slane et al., 1999, ApJ, 525, p367
NW-rim rim全体でC(20;80) ~1.0 c/s 30arcmin^2の領域と評価してC(20;80) ~0.03 c/s/arcmin^2 SW-rim Rim全体でC(20;80)~1.2 c/s 30arcmin^2の領域と評価して0.04 c/s/arcmin^2 G , RXJ はこれよりも暗い

26 シェル型で熱的成分が卓越しているSNR、Tycho, CasAでもハード成分がみえている
Chandra(全バンド) Tycho Fink　et al., 1994, A&A, 283, 635 K=7.4E-2,G=2.7からTycho全体でC(20;80)=0.26c/s 高いエネルギーの成分はフィラメント状にローカライズしているようにみえる Hwang et al., 2002,ApJ,581,1101 直径8’ CasA Bleeker et al., 2001, A&A 365, L225 K=4.2E-2, G=1.8からCasA全体で3.1c/s 直径4’ Chandra(4-6keV)

27 ひろがった硬Ｘ線源に関するコメント 硬Ｘ線領域でひろがった(1’以上）＆明るい天体の候補は必ずしも多くない。 銀河団に関して SNRに関して
硬Ｘ線領域でひろがった(1’以上）＆明るい天体の候補は必ずしも多くない。　 非熱的電子の生まれる場所が局在しているということかも 銀河団に関して 起源がわからないという意味で重要であるが、NeXTでの偏光観測は数例に限定されるだろう。 SNRに関して パルサー星雲の偏光マップが得られるのはかに星雲の他は高々数例 SN1006型、シェル型は1’角あたりの表面輝度でみるとかに星雲の1/1000以下。領域を積分することが必要。 多くのSN1006型、シェル型SNRについてChandra, XMMによりべき関数成分の空間分布が高精度で求まりつつある。　NeXTで得られる硬Ｘ線スペクトルだけでインパクトがあるだろうか？　→ぜひ偏光測定を

28 偏光検出感度と天体の明るさ HEAO-1 A4 (13-80keV) M=0.61 H=0.4 20-80keV 4HXT
BGD=1.0e-4 c/s/keV/cm2 10ks 100ks 1Ms

29 偏光検出感度と天体の明るさ 銀河団、SNRは暗い 重要なテーマなので 1Ms観測すれば数％以上の偏光が観測できる HEAO-1 A4
(13-80keV) A2256(1’角） SN1006(10’積分） Kes75 M=0.61 H=0.4 20-80keV 4HXT BGD=1.0e-4 c/s/keV/cm2 10ks 100ks BH,NS連星系の明るいものは10ks,暗いものでも100ksの観測で2%の偏光度を検出できる 1Ms AGNの明るいものは100ksの観測で数％ の偏光が検出できる

30 単一散乱体偏光計の長所・短所 点源に対して偏光検出感度を最適化できる
偏光計本体はコンパクト。　（但しActive Shieldの必要はある） ４台の望遠鏡の焦点面で同時に観測するためには アライメントを極めて正確にとる 焦点面で２次元微動装置をつける ひろがったソースに対してはマルチポインティングが必要

31 ＮｅＸＴ望遠鏡用 硬Ｘ線偏光計の検討 偏光観測のサイエンス、観測対象 NeXT 散乱型偏光計のデザイン
第１部は林田さん 偏光観測のサイエンス、観測対象 NeXT 散乱型偏光計のデザイン 有効面積、角分解能、Ｍ、η、Ｍη1/2 広がったソースの偏光観測feasibility ＳＮＲ、銀河団 イメージングか、ノンイメージングか？

32 イメージングと偏光 偏光性能 Mη0.5, M ガスマイクロピクセル CCD CdTeイメージャー イメージング性能
散乱型 ノンイメージング偏光計 散乱型 イメージング偏光計 ガスマイクロピクセル CCD CdTeイメージャー イメージング性能 ピクセルサイズ、検出効率η

33 散乱型イメージング偏光計の概観図 散乱体はプラスチックシンチレータ 吸収体はCdTe 2mm幅、40mm長、0.5mm厚の短冊型を３２素子
全体はBGOで アクティブ シールド 18mm X-ray ８ｘ８マルチパッド PMT 吸収体はCdTe 2mm幅、40mm長、0.5mm厚の短冊型を３２素子

34 ｝ ｝ NeXTでの配置 多層膜ミラー 4台とも同じ構成 軟Ｘ線部 硬Ｘ線部 切り替えて使用 F=12m (1’=3.5mm)
スライドやローター

35 感度計算 検出効率（η） モジュレーションファクタ（Ｍ） 偏光検出感度（Ｍη0.5） EGS4シミュレーションによる感度の評価

36 基礎実験 細長プラシンチの光量 測定実験 コンプトンロスを何keVまで捕えられるか？ 55Fe 85% E0 ΔE90 30 1.7 40
2.9 60 6.3 80 10.8 細長プラシンチの光量 測定実験 コンプトンロスを何keVまで捕えられるか？ LD 55Fe 55Fe 85% ＰＭＴ

37 検出感度(η) 機能別 プラスチックで、 光電吸収 コンプトンロス非検出 コンプトンロス検出 Plastic CdTe シンプルイメージャー
点源、広がったソースほぼ共通 機能別 η=0.4程度 光電吸収 コンプトンロス非検出　 コンプトンロス検出　 　 Plastic CdTe シンプルイメージャー イメージング偏光計 散乱型偏光計

38 モジュレーションファクタ（Ｍ） 広がったソースの極端として「プラシンに一様にＸ線が入射した場合」を計算 M=0.55程度 M=0.28
イメージング不使用 イメージングあり イメージ機能により M=0.55程度 になる イメージングあり M=0.28 イメージング不使用

39 性能 η M Mη0.5 E ・Be散乱体 0.55 0.55 0.40 20-80keV ・イメージング偏光計
広がったソース 　 　　イメージング無し 　　イメージングあり

40 イメージング偏光計の得失 利点 欠点 イメージが取れる。→ 場所毎に偏光測定可能。 → 自分だけでＸ線入射位置が分かる。
散乱体を Be円柱から プラシン束＋PMT に変更 利点 イメージが取れる。→ 場所毎に偏光測定可能。 　　　　　　　　→ 自分だけでＸ線入射位置が分かる。 ４台のミラーの光軸のずれを修正しなくて良い。 　　　　　　　　　　　　→ 微動装置　不要 アンチでバックグラウンドが低下 低エネルギー帯(18-25keV)で検出効率が低下 イメージング偏光計として働くのは 40keV以上 欠点 点源やイメージ機能が働く場合、Mは同じ M=0.55。 Mη0.5は同程度（Mη0.5=0.39⇒0.35） 偏光感度は高いままイメージ性能も持たせた検出器

41 ３σ偏光検出感度 (点源) η=0.4, M=0.55 Mη0.5=0.35 20-80keV ミラー 400-100 cm2×４台
1Crab = 240 c/s/4台 /(20-80keV) BGD 3.0×10-4　 　　　　　c/s/keV/cm2 10mCrab 100ks 2.7% in 20-80keV

42 ３σ検出感度 (全面に広がったソース、イメージング無し)
η=0.4, M=0.28 Mη0.5=0.18 20-80keV ミラー cm2×４台 1Crab = 240 c/s/4台 /(20-80keV) BGD 3.0×10-4　 　　　　　c/s/keV/cm2 10mCrab 100ks 5.3% in 20-80keV

43 ３σ検出感度 (全面に広がったソース、イメージングあり)
η=0.2, M=0.55 Mη0.5=0.25 50-80 keV ミラー cm2×４台 1Crab = 23 c/s/4台 /(50-80keV) BGD 3.0×10-4　 　　　　　c/s/keV/cm2 10mCrab 100ks 15.9% in 50-80keV

44 現状からの改善点 プリズム光電面。Green extended。ミラー。 量子効率が1.8倍のPMTが浜ホトで開発中。
シンチレータの反射材。 　1.2倍向上 (3M Vikuiti ESR, VM2000)

45 ３σ検出感度 (全面に広がったソース、イメージモード、プリズム光電面PMT)
20-80 keV ミラー cm2×４台 1Crab = 240 c/s/4台 /(20-80keV) BGD 3.0×10-4　 　　　　　c/s/keV/cm2 10mCrab 100ks 3.8% in 20-80keV

46 性能のまとめ η M Mη0.5 E 3σ 点源 0.4 0.55 0.35 20-80 2.7% 広がったソース
点源　　　　　　　　 　 % 広がったソース 　 散乱型偏光計 % イメージング % (将来) %

47 試作実験 各パーツの現状 PMTの感度 セグメント プラシンチ 短冊形 CdTe素子

48 ＰＭＴの感度 16pad PMTで Single photo electron （単一光電子）を検出 55Feは光電子5個程度
Last dynode Anode 6 1個 1個 Single Photo Electron 1個 5個 55Fe 2個

49 セグメントプラシンチ プラシンチ　　 64padＰＭＴ 　 理研小型プリアンプ VMEデジタイザ

50 短冊形CdTe素子 2mm×25mm×0.5mmt ８素子×４モジュール

51 25mm CdTe のスペクトル 57Co（122keV）、VA/TAで取得 Sakamoto SPIE 2003
Ch0, 1, 2, 3, 8, 15, 21, 31はVA/TAが不調。

52 今年度の実験予定 プラシン束＋64padＰＭＴ を 8素子×4枚 の ＣｄＴｅ で取り囲む。 後期にSp-８で偏光Ｘ線 照射試験(申請中)。
64padPMTは、理研小型プリアンプ＋アナログMPX＋VMEデジタイザで読み出し、 ＣｄＴｅは2素子をつないで1つのＣＳ５１５で読み出す。合計16chをMAXIゲインアンプ＋VME ADCで。 後期にSp-８で偏光Ｘ線 照射試験(申請中)。

53 今年度の実験 CdTe信号でトリガ PMTのDy信号で 大きいものをトリガ その瞬間の全信号を記録

54 偏光観測： 国内、諸外国の現状 Hard X Polarimeter 山形大、ISAS、阪大 気球実験 GAPOM 理研
偏光観測：　国内、諸外国の現状 エネルギー範囲[keV] イメージング 30-200 無し 6x6 pl 20-100 5-15 ミラー集光 25-200 3-10 あり ミラー ~1‘ なし Hard X Polarimeter　山形大、ISAS、阪大 　　　気球実験　 GAPOM 　理研 　　　基礎開発(八角シンチレータ)　 Spectrum X-Gamma 　欧、露 　焦点面　グラファイト、Ｌｉ散乱型 POGO ガンマ線偏光観測　Stanford、山形 　　気球実験　 AXP 　　NASA、伊 SMEX 、「あすか」ミラー ＋ ガスマイクロピクセル PLEXAS 　 MIT、ＣｆＡ、ＮＡＳＡ 多層膜湾曲ミラー、４５度反射 Astrophysical X-ray Polarimeter polarimeter for low energy X-ray Astrophysical sources

55 Hard X-ray polarimeter for Gamma-Ray Burst
気密箱内部 気密箱 気球実験：2003年9月１日　三陸 放球予定

56 Hard X-ray Polarimeter Using MApmt (HXPUMA)
様々な用途に対応可能 1)ガンマ線バースト用 　ユニットを多数並べて 　広視野、大面積化を狙う。 2)パルサー等の点源用 　コリメーターで視野を狭め、 　大面積の検出器を製作。 3)焦点面検出器用 　より小型のMAPMTを使い 　適度なイメージング能力を 　持たせる。 気球搭載用 プロトタイプテスト検出器

57 Gamma-ray burst polarization monitor (GAPOM) 理研
全体図　　　　　1 ユニット(1+6 セル) モデル X線入射方向から見た写真 （鉛のマスクを装着してある）

58 Hard X-ray 八角シンチレータ偏光計 (理研)
Side view 34mm 3mm Bottom view NaI 0 NaI 1 NaI 2 NaI 3 NaI 5 NaI 6 NaI 7 NaI 4 12mm 20mm Top view 30keV 80keV カウント NaI番号 40keV 30000 20000 10000 60keV

59 Spectrum X-Gamma 200X SXRP Graphite crystal Li Scatterer

60 PoGo: Polarimeter of Gamma-ray Observer
スタンフォード大学（米）、東工大、山形大（日）、スウェーデン、ポーランド 2005～2006：気球実験

61 Astrophysical X-ray Polarimeter (AXP)
Kallman（NASA）、Bellazzini（INFN、イタリア核物理研究所） Optics: ASCA Style Detector: Gas Micro-Pixel Energy Range: 3-10 keV SMEXに提案中。７年後とすると2010年実現

62 まとめ ハードＸ線の偏光衛星は計画されていない。 ハードＸ線ミラーと散乱型偏光計の組み合わせは、世界最高感度の偏光計になりうる。 ぜひNeXTで偏光を。 あなたは スペクトルとイメージだけで 満足できますか？