偏光Ｘ線の発生過程と その検出法 2004年7月28日　コロキウム 小野健一.

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1 偏光Ｘ線の発生過程と その検出法 2004年7月28日　コロキウム 小野健一

2 はじめに 目次 偏光の基礎 偏光X線の発生 偏光X線の検出 X線のもたらす情報 ・到来方向 ・エネルギー ⇒ X線画像 ・時間
・偏光 ⇒　X線画像 ⇒　エネルギースペクトル ⇒　光度曲線 ⇒　・・・いまだ十分な観測がなされていない 目次 偏光の基礎 偏光X線の発生 偏光X線の検出

3 偏光の基礎 いろいろな偏光状態 Ey Ex Ex max Ey max Ey max Ex max Ex Ey max
Maxwell方程式の平面波解 E = E0 exp[i(kz - ωt)] 電場の振動する方向分布に偏りがあるとき　⇒ 「偏光」している B E Ey Ex 2つの方向成分Ex、Eyの 振幅比、位相差により さまざまな偏光状態が存在 Ex = E1 cos(ωt – φ1) Ey = E2 cos(ωt – φ2) 位相差0 位相差π/2、振幅比1 一般の場合 ⇒　直線偏光 ⇒　円偏光 ⇒　楕円偏光 単色平面波は必ず偏光している

4 偏光の基礎 自然光 ①放射源はランダムに運動 ②Ex、Eyの位相差はランダムに時間変動 ③偏光方向もランダムに変動
　⇒自然光、または非偏光と呼ぶ 実際に存在する光は 「部分的に偏光」している。 部分的に偏光した光 　＝ランダム偏光成分（位相差変動が完全にランダム） 　＋偏光成分（位相差が一定の楕円偏光） Ex = E1(t) cos(ωt – φ1(t)) Ey = E2(t) cos(ωt – φ2(t)) ⇒単色ではない

5 偏光の基礎 偏光度 偏光度Π = Ip / I Ip I ：楕円偏光している光の強度 ：全強度 直線偏光の場合、 Π=
Imax：最大強度　　Imin：最小強度 楕円偏光の場合も使えるが、 偏光度は過小評価される Imax – Imin Imax + Imin Imax Imin = (I – Ip) / 2 + Ip = (I + Ip) / 2 = (I – Ip) / 2

6 . . 偏光の発生 基本原理 n β E 加速する荷電粒子からの電磁波放射 ⇒トムソン散乱、シンクロトロン放射、・・・
Eの方向 ： n× (n × β) 放射方向と加速度 を含む 平面内に存在 . 放射方向 n . β E 電場 粒子の加速度に垂直な 方向で放射強度大

7 トムソン散乱 入射波が直線偏光 ⇒散乱波も直線偏光 散乱波 n E 入射波 E 電子

8 トムソン散乱 n x Ex z Ey y θ 1 : cos2θ (強度比) 90° 入射波が非偏光 ⇒散乱波は方向によって
部分的に偏光している Ex 散乱波 Ey x θ 入射波 1　:　cos2θ　(強度比) z 1 – cos2θ 1 + cos2θ 偏光度Π= θ= 90°でΠ=1　θ= 0°でΠ=0 90° y

9 トムソン散乱 Sgr B2分子雲からのＸ線 Sgr B2分子雲 X線源 鉄輝線⇒蛍光X線 連続成分⇒外部から照らされたX線をトムソン散乱
GC 銀河中心方向 3’～7pc X線 Chandra　　　　　　simulation (Murakami et al. 2002)

10 シンクロトロン放射 B B . β 磁場に垂直な面内で 直線偏光

11 シンクロトロン放射 B E|| E⊥ P⊥(ω) – P||(ω) P⊥(ω) + P||(ω) 偏光度Π(ω) =
一粒子の場合　周波数積分　⇒ 75％ N(γ) ∝ γ-pの分布の場合　周波数積分　⇒ p + 1 p + 7/3 p=2のときΠ=70％

12 シンクロトロン放射 パルサー風星雲からのシンクロトロン放射 強磁場で加速された粒子がパルサーの磁場によりシンクロトロン放射
1970年代、 OSO-8衛星によりかに星雲からのX線偏光を検出（有為度3σ） ⇒シンクロトロン放射であることの証拠 (Weisskopf et al. 1978) かに星雲 (Chandra)

13 偏光の検出 ブラッグ反射 コンプトン散乱 光電吸収 数keV 10keV～ 偏光の観測はさまざまな現象の解明につながる。
しかし、その検出は難しく、数少ない観測例を除いて いまだ未開拓の状況と言える 検出効率、検出感度、エネルギー帯域が重要 ブラッグ反射 コンプトン散乱 光電吸収 数keV 10keV～

14 偏光の検出 OSO-8衛星の場合 θ ブラッグ反射の利用 E|| E⊥ E|| 結晶の反射率はE||とE⊥で異なる
グラファイト 結晶 OSO-8衛星( ) 結晶の反射率はE||とE⊥で異なる θ=45°のとき、E||の反射率1、E⊥の反射率0

15 偏光の検出 OSO-8衛星の場合 OSO-8衛星搭載の偏光計 グラファイト結晶パネル 比例計数管 パネルを回転させて 強度変化を測定
かに星雲からのX線偏光を検出（有為度3σ） X線

16 偏光の検出 μ-PICなどガス検出器の場合
コンプトン散乱の利用 微分散乱断面積 z 光電子 放出方向 dσ dΩ 散乱X線 θ ∝ (1 – sin2θcos2φ) y y z x x x φ 偏光方向 入射X線 z方向から見ると y方向から見ると

17 偏光の検出 μ-PICなどガス検出器の場合
光電効果の利用 微分散乱断面積 z 光電子 放出方向 dσ dΩ sin2θcos2φ (1-βcosθ)4 θ ∝ y y z x x x φ 偏光方向 入射X線 z方向から見ると y方向から見ると

18 偏光の検出 μ-PICの場合 Ar / 20keV 電子雲 数100μ～1mm程度
(Ueno et al. 2004)

19 偏光の検出 μ-PICの場合 ピクセル読み出しにすれば、イメージングが可能 シミュレーションで偏光検出能の向上を検証 600μm 600μm

20 偏光の検出 μ-PICの場合 現在は ・基礎特性に関する実験 ・多チャンネル読み出し回路の構築
10月にはPhoton Factory(KEK)にて偏光度100％に近いX線を用いた実験を行なう予定

21 まとめ 偏光の発生 ⇒シンクロトロン放射、トムソン散乱など宇宙で起こるさまざまな過程で偏光X線が発生 偏光X線の検出
⇒ブラッグ反射、コンプトン散乱、光電効果などを利用することで検出可 光電効果での光電子放出方向の偏りをピクセル読み出し型μ-PICで検出する予定