「すざく」搭載XISのバックグラウンド ――シミュレーションによる起源の解明

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1 「すざく」搭載XISのバックグラウンド ――シミュレーションによる起源の解明
○穴田貴康、堂谷忠靖、尾崎正伸、 村上弘志、市川喜徳、村澤哲（宇宙研）、 平賀純子（理研） 他、「すざく」ＸＩＳチーム

2 本研究の動機 Ｘ線ＣＣＤカメラのバックグラウンドを低減したい これからのX線天文学 X線CCDカメラの課題 銀河団などの広がった天体の観測
→バックグラウンドの不定性の影響大 硬X線領域における非熱的放射の観測 →相対的にバックグラウンドが卓越 　べき乗で減少するスペクトル 　バックグラウンドはほぼフラット Ｘ線ＣＣＤカメラのバックグラウンドを低減したい バックグラウンドの発生機構を 正確に把握することが不可欠 モンテカルロシミュレーションによりバックグラウンドを 再現し、その発生機構を調べ、対策を考える

3 目次 バックグラウンドシミュレーション とＸＩＳの実データとの比較 バックグラウンドの起源 バックグラウンド低減の対策案 まとめ
とＸＩＳの実データとの比較　 バックグラウンドの起源 バックグラウンド低減の対策案 まとめ update new すざくが打ち上げられたので実データが得られる そのため、それを再現するモンテカルロシミュレーションを行い、 その中身を解析することによりバックグラウンドの起源を調べ、その対策を考える

4 バックグラウンドシミュレーションと ＸＩＳ実データとの比較

5 シミュレーションモデル 1. 2. 3. 打ち込む宇宙線 検出器モデル 3. CCD内部処理 衛星軌道(高度600km)環境
宇宙X線 (10keV - 6MeV) 打ち込む宇宙線 衛星軌道(高度600km)環境 但し、荷電粒子は観測結果に合うよう モデルの３倍打ち込む (Cut-off rigidityの不定性) 検出器モデル 陽子による放射線損傷を防ぐため厚み10 g/cm2 のAlでシールド（XISと同じ） 視野方向に穴の開いた球殻で近似 CCDはFront Illuminated (FI)とBack Illuminated (BI)の2種類用意 パラメータはXISに合わせた 3.　CCD内部処理 電子の拡散をシミュレート 実際にXISで行われているイベント抽出 宇宙線陽子 (30MeV – 200GeV) 宇宙線電子 （100keV – 200GeV） 1. 2. （シミュレータ：Geant4） 3.

6 CCDに入射した陽子が作るイメージ FI FI BI BI シミュレーション 実データ イメージはよく再現 Simulation Real
不感層 0.7mm 空乏層 70mm 中性領域 545mm BI Simulation BI Real 空乏層 45mm 不感層 0.7mm 非Ｘぐれーどの説明を簡単に シミュレーション 実データ （CCDに1GeVの陽子を 打ち込んだときに作ったイメージ） イメージはよく再現

7 スペクトル比較 BI FI FI BI 非X線グレード(広がりの大きいイベント) X線グレード（擬似X線イベント） ＦＩ： 全領域
青：　実データ（XIS夜地球） 赤：　シミュレーション 25ksec(～3000フレーム)相当の粒子を打ち込んだ 電荷拡散シミュレーションの単純化? 非X線グレード(広がりの大きいイベント) BI FI ＦＩ：　全領域 ＢＩ：　4keV以上 で形をよく再現 非X線グレードの スペクトルを再現した のは本研究が初めて X線グレード（擬似X線イベント） FI BI 広がりが大きくてＸ線と区別しやすい　非Ｘせん Ｘ線と区別しにくいのも中にはいる　Ｘ船 連続成分を全領域でよく再現

8 バックグラウンドの起源

9 Ｘ線グレード（擬似X線イベント）を作った 粒子(バックグラウンド粒子)の種類
FI BI ＠天文学会 ＠天文学会 X線 884 (62%) 電子 452 (32%) 陽子 　39　(3%) 他 　44 (3%) 462 (28%) 1029 (64%) 24 (2%) 109 (6%) 電子 4967 (74%) X線 787 (12%) 陽子 　362　(5%) 他 　570　(9%) 6033 (81%) 662 (9%) 100 (1%) 620 (9%) バックグラウンド粒子としては FI: X線　BI: 電子が主要成分

10 バックグラウンドの起源（FI） 宇宙X線や宇宙線陽子が起源となって ハウジングで発生した硬X線がCCDに 入射し、コンプトン散乱して
コンプトン散乱でバックグラ ウンドになったX線のCCD 入射時のスペクトル 宇宙X線や宇宙線陽子が起源となって ハウジングで発生した硬X線がCCDに 入射し、コンプトン散乱して バックグラウンドを作る

11 バックグラウンドの起源（BI） 宇宙線陽子がハウジングで作った 電子や宇宙線電子がCCDに 入射してバックグラウンドを作る
バックグラウンドになった電子の CCD入射時のスペクトル 宇宙線陽子がハウジングで作った 電子や宇宙線電子がCCDに 入射してバックグラウンドを作る

12 バックグラウンド低減策

13 バックグラウンド低減策（FI） 宇宙線陽子起源のX線がCCDに入射することによりバックグラウンドを生成 二層シールド 対策
log E log dN/dE 吸収 Z小 Z大 シールド厚 ~ 平均自由行程となるエネルギーでピーク 陽子がシールドを貫いたときにシールド内部に飛び出すX線スペクトル（厚みは同じ） 硬X線 荷電粒子 対策 × 軟X線 × 厚く　→　宇宙線を遮蔽 Z小　→　硬X線の発生を防止 外殻 Z大　→　外殻で生じた軟X線を遮蔽 薄く　→　荷電粒子との 相互作用の確率を低くする 内殻

14 磁場を変化させたときの検出される電子のスペクトル
バックグラウンド低減策（BI） 電子がCCDに入射することにより バックグラウンドを生成 磁場の印加 磁場をかけることにより電子の軌道を曲げ、CCDへの入射を防ぐ 理論 磁場を変化させたときの検出される電子のスペクトル (シミュレーション) 0.1 T 0.01 T 0 T 空乏層で落としたエネルギー (keV) 1 T Lamor半径 電子の軌道 磁場を強くすれば Lamor半径が小さくなり、CCDに対して水平方向にドリフトする CCD 1MeVの電子に対し、 0.1Tの磁場を印加 →　r　~ 3cm ~ CCD size 0.1 Tの磁場をかけ、 電子を打ち込んだ図

15 まとめ XISのバックグラウンド シミュレーション バックグラウンドの起源 連続成分スペクトルの形をほぼ再現
FI：宇宙線陽子が不感層付近で作った電子がCCDに入射 BI:宇宙線陽子がハウジングで作った電子や宇宙線電子がCCDに入射 天文学会 連続成分スペクトルの形をほぼ再現 非Ｘ線グレードスペクトル： 　　ＦＩ：全領域　ＢＩ：4keV以上 X線グレードスペクトル： 　　全領域 シミュレーションの改修 FI:　宇宙X線や宇宙線陽子が起源となってハウジングで生じた硬X線がCCDに入射し、コンプトン散乱 BI:　宇宙線陽子がハウジングで作った電子や宇宙線電子がCCDに入射（以前と同様） 今後の課題 シミュレーションの改良 シミュレーションによる低減策の検討 実験による低減策の実証