γ線バースト偏光モニタ GAPOM (GAmma-ray burst POralization Monitor)

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1 γ線バースト偏光モニタ GAPOM (GAmma-ray burst POralization Monitor)
岡田京子（SPring-8）　三原建弘（理研） 窪秀利（京大） 河合誠之（東工大）　吉田篤正（青山） 石崎欣尚（都立大）　玉川徹　桜井郁也 小浜光洋　宮坂浩正　根来均（理研）　 松岡勝（NASDA）　牧島一夫（東大・理研）

2 Motivation: 偏光と物理過程 X・γ線天文： より激しい より内側の現象の追及 宇宙の解明のための物理パラメーター ○従来：
★イメージ　 ★エネルギースペクトル ★ライトカーブ →放射機構、放射ジオメトリ、放射輸送過程 ○今後：　新しい軸　「偏光」 イメージ　エネルギースペクトル　ライトカーブ １　シンクロトロン放射　　超新星残骸、AGN、γ線バースト(?) ２　サイクロトロン散乱　　X線パルサーの降着コラム ３　降着円盤の反射　　　低質量X線連星 ブラックホール連星 偏光計を作って　偏光を観測したい！

3 偏光の検出 現在まで、各種の天体中で４例のみ (OSO-8衛星、1975年) 困難の原因 （１）検出器としての検出効率：低
　　　　　　　 　 　　　2.6keV keV カニ星雲 (超新星残骸) 　 　 ±1 % ±8 % さそり座 X-1 (中性子星連星) ±0.2 % ±0.4 % 白鳥座 X-1 (ブラックホール連星) ±1.1 % 　　　　 　5.3 ±2.5 % 白鳥座 X-2 (中性子星連星) ± 0.9 %　 ±2.2 % 現在まで、各種の天体中で４例のみ (OSO-8衛星、1975年) 困難の原因　　（１）検出器としての検出効率：低 　　　　　　　　　（２）ターゲットが多岐：強度も偏光度も素過程も様様 　　　　　　　　　（３）大型／大規模な人工衛星のミッション、巨額の予算が必要 検出方法 　エネルギー範囲 　　検出効率 　 偏光感度 トムソン散乱　　　>　10 keV 連続光　　　○ 　 　　○ ブラッグ反射 　　< 5 keV　 　単色光 　 　△ 　　　 　　 ○ 光電効果 　 　　　　　　　　 　連続光　　　 ◎ 　 　　　 △ 検出過程で散乱や反射が入ると、検出効率が低下。 トムソン／コンプトン散乱は、連続光を扱え高効率、簡便。　 全体として検出効率を上げたい 現在まで、各種の天体中で４例のみ (OSO-8衛星、1975年) 散乱角θの依存性（エネルギー毎） 散乱角φ依存性 Mパラメーター = 振幅 / 平均

4 γ線バースト 宇宙の最遠方かつ最大の爆発現象 爆発原因は不明 X線/可視光の残光の発見 1997年 短時間の突発的な現象
1～100秒＞~10c/s/cm２ 分布は等方 強いX線・γ線を放出 スパイクが見られる 宇宙の最遠方かつ最大の爆発現象 理研プロジェクトHETE２ X線/可視光の残光の発見 1997年 8時間後 2.5日後 爆発原因は不明

5 γ線バーストの偏光：偏光観測のブレークスルー
γ線バーストはシンクロトロンか？ 　●爆発衝撃波面で粒子加速 　●粒子によるシンクロトロン放射　→　偏光 　● ドップラーブーストでγ線に。 　　●光度曲線の複雑なマルチスパイク構造。 　●各々が火の玉の独立な衝撃波？　→　偏光方向・偏光度が異なる可能性あり　 偏光は、重要な証拠になる。 １．強度の強いγ線バーストに特化 ２．到来方向は分からないので広い視野 ３．大面積　検出効率大←六角形敷き詰め方式、 　　　　　　　　　　　　　　　　　同位相まとめの多信号読み出し ４．搭載プラットフォーム：　宇宙ステーションもしくは小型衛星 既存の技術＋アイデアで　迅速に偏光観測を実現

6 基本セル 基本ユニット DAQ Ｅ トムソン/コンプトン散乱の放出異方性で 偏光を検出 X線 YAP/GSO/CsI/BGO
基本セル　基本ユニット　 トムソン/コンプトン散乱の放出異方性で　偏光を検出 YAP/GSO/CsI/BGO グラファイトや プラスチック 石英・UVアクリル DAQ 直接X線が入らないようにマスク ←視野 シンチレータは隣り合う辺で共通 同位相のものはまとめる 六角柱を効率良く最密　 結晶には直接X線が入らないようにマスク←視野 入らないように X線 Ｅ

7 GAPOM トムソン/コンプトン散乱の放出異方性で 偏光を検出 Ｅ 数台で全天を網羅する。 X線
トムソン/コンプトン散乱の放出異方性で　偏光を検出 位置分解できる光電子増倍管 X線 Ｅ ライトガイド 詳細な位置情報はHETE2などから 詳細な位置情報はHETE2などから または ファイバーで エネルギー範囲: keV(S/N good) 視野 : 　　　　　　 1 str 面積 : 　　　　　10000 cm2 偏向検出限度 : 5 % 時間分解能 : ms アクリルロッド または ファイバーで

8 基礎実験項目 パーツ試作実験 ライトガイド 多チャンネル用櫛の歯型ライトガイドの開発 シンチレータ 放射線源での結晶のテスト
ライトガイド　　　 多チャンネル用櫛の歯型ライトガイドの開発 　　　　　　　　　　　　 PMTや結晶とのコンタクトの取り方の検討 シンチレータ　　放射線源での結晶のテスト　　　 センサーヘッド　 １セルモデル（結晶をフルに装填）の完成 　　　　　　　　　　 　１ユニットモデルの完成　（1/10モデルの試作） 1ユニットの製作 光電子増倍管 　マルチアノードでクロストークの無い最適な物の選定 アセンプリ　　　　　 光量ロス最小のコンタクト方法の確立　 処理回路　　 　　独自の多チャンネル処理回路、VME シミュレーション 散乱体・蛍光体結晶の物質の種類、大きさ、形状、コリメーターのサイズ 同位相をまとめる方法の最適解　→　大面積化の検討　 宇宙物理のターゲットをいれての検討 偏光Ⅹ線照射実験 X線発生装置での検出器の較正 放射光施設（KEK　SPring-8）での検出器の較正

9 パーツレベルの基礎実験 結晶：自己吸収～10-25%(CsI, YAP(フランス製))。 研磨する面の数と光量→全面研磨
ライトガイド：UVアクリルまたは石英 ライトガイドロッド：100mmを入れると光量30%↓　

10 X線ジェネレータの実験結果 結晶１本 偏光検出部 Mパラメーター = 振幅 / 平均 カーボン散乱体で100%偏光を生成
垂直方向から5度時計周りの方向 偏光検出部 X線発生装置の直接光 Mパラメーター　0.1 →　偏光度 25％ 水平方向から5度時計周りの方向

11 今後の実験予定（１セル/１ユニット） １．X線発生装置での基礎実験 （適宜）
　○手軽　○(△)単色化　△発散角大　△手持ちは５0 / 200keV以下 　　　１セルモデルでの実験　　今週末から年末 　　　１ユニットモデルの試作・実験　←ライトガイド Si(111） 33.15keV 失敗例 ２．放射光での検出器の較正（来年） 　○△芯では　直線偏光度が１００％ 　×強度が強すぎる ○高エネルギー(１次光、高調波、ウィグラー)、単色も可能 KEK　PF：　縦型ウィグラー(BL14) 　　SPring-8：　　白色BL（＋モノクロメーター結晶１-2枚） 　　　　　　　　　　単色BL（B/W/（U）　＋　Si(311)/Si(511） etc） １．X線発生装置　33.15keV 失敗例 ２．放射光施設　 　　　KEK (縦型ウィグラー　BL１４A) 　　　SPring-8　白色BL（ベンディング　BL28B2） 　　　　　　　　白色BL＋モノクロメーター結晶１枚 　　　　　　　　単色BL（BL01　BL38ベンディング）

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13 シンチレーターの性能比較 NaI (Tl) CsI GSO (Ce) BGO YAP CaF2 (Eu) BaF2 CeF3 CdWO4
蛍光減衰時間 (ns) 230 about 1000 60 300 30 940 0.6 630 5 15000 実効的な原子番号 50 54 59 74 35 密度 (g/cm2） 3.7 4.5 6.7 7.1 5.5 3.18 4.88 6.16 7.9 137Cs 減衰長 (cm) 2.6 1.9 1.4 1.2 1.0 最大蛍光波長(nm) 410 565 430 480 347 435 220 325 305 470 光量 （NaIを100として） 100 85 25 12 40 (50) 2 20 (10) 30-50 融点(℃) 651 621 1900 1050 1850 1373 1354 1460 1325 潮解性 有◎ 少し有○ 無 ◎ ○ GSO:Gd2SiO5 BGO: Gd2(SiO4)O YAP:YAlO3 プラスチックシンチレーターは、熱の問題等で除外

14 実験結果（１） 59.5keV 59.5keV PMT:R1365 (HV +800V) CsI(Tl) 241Am 59.5keV

15 実験結果（２）