Transcript 「すざく」搭載X線CCDカメラXISの バックグラウンドの研究

「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、
平賀純子、市川喜徳、村澤哲（宇宙研）
他、「すざく」ＸＩＳチーム
目次




ＸＩＳを再現するバックグラウンドシミュレーション
ＸＩＳの実データとの比較
バックグラウンド発生機構
まとめ
本研究の目的
 これからのX線天文学
 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
→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
→相対的にバックグラウンドが卓越
典型的な
天体からのX線スペクトル
バックグラウンドスペクトル
エネルギー (keV)
バックグラウンドの
影響の低減が必要
バックグラウンドの発生機構をモデル化することが不可欠
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、発生機構を調べる。
シミュレーションの流れ
1. 検出器モデルを用意
2. 宇宙環境における宇宙線を模
擬した粒子を打ち込み、相互
作用をシミュレート
（シミュレータ：Geant4）
1.
2.
3. CCD内に入射した粒
子が作った電子の拡散を
シミュレート、実際にXISで
行われているイベント抽出
を行う
3.
２．検出器モデルに打ち込む粒子
• 宇宙線環境を模擬した
モデル
←すでに構築済みのも
のを使用
• 衛星高度（～600km）で
予想される宇宙線環境
• 等方的と仮定
（ただし視野方向のＸ線
は除く）
• cut-off rigidityは8.4GV
宇宙X線
(10keV
- 6MeV)
宇宙線陽子
(30MeV – 200GeV)
宇宙線電子
（100keV – 200GeV）
打ち込む宇宙線スペクトル
１．検出器モデル（ハウジング）
2 の厚み
XISと同じ10g/cm2
の厚み
XISと同じ10g/cm
質量が同じになるような体積
計算
速度
正確さ
XIS
モデル
△
◎
球殻
モデル
○
○
穴あき球殻モデル
XISモデル
• 物質配置を細かく再現
• 計算時間がかかる
• 視野方向に穴
• 物質配置は単純化
（Alの内側に
金のコーティング）
３．CCD内部における電荷拡散モデル
今まで： CCDの中性領域の電荷拡散は考えていなかった
（2004年度 狐塚修論）
今回 ： 中性領域における電荷拡散と再結合も盛り込み、より現実に即した
シミュレーションを行った
FI
70mm
X線
荷電粒子
ドリフト
545mm
等方的に拡散
軌跡に沿って
電子を発生
集めた電荷は格子状に区切った面積でカウントアップし、イベント抽出
CCDに入射した陽子が作るイメージ
Simulation
FI
Simulation
BI
シミュレーション
（CCDに1GeVの陽子を
打ち込んだときに作ったイメージ）
Real
Real
実データ
FI
BI
イ
メ
ー
ジ
は
よ
く
再
現
絶対フラックスの比較
• 5ksec(～600フレーム)相当の粒子を打ち込んだ。
本シミュレーションで検出器モデル(CCD+ハウジング)
に打ち込まれた粒子数
X線：～1.6×108 電子：～3.1×106
陽子：～3.5×106
• 実データ： 陽子がCCDに進入 → 大きく広がったイメージ
CCDに進入した陽子の数で比較
実データ：
30個/フレーム
シミュレーション： 70個/フレーム
ファクター2程度の違いで再現
• 衛星搭載機器による遮蔽の効果
• 地球上空の荷電粒子バックグラウンドの場所依存性を無視
→シミュレーションのスペクトルを
陽子起源イベント数でスケーリング
スペクトル比較
非X線グレード
FI
青： 実データ
赤： シミュレーション
BI
X線グレード（擬似X線イベント）
FI
ＦＩ： 全領域
ＢＩ： 4keV以上
でよく再現
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
BI
連続成分の形を
全領域でよく再現
Ｘ線グレードを作った
ＣＣＤ進入粒子(バックグラウンド粒子)の種類
FI
電子
X線
不感層は除く
1029 (64%)
462 (28%)
その他
133 (8%)
（陽子等）
BI
電子
6033 (81%)
X線
662 (9%)
その他
（陽子等）
720 (10%)
720
133
(10%)
(8%)
462
(28%)
電子
1029
(64%)
X線
その他
（陽子等）
バックグラウンド粒子としては
ともに電子が主要成分
662
(9%)
電子
6033
(81%)
X線
その他
（陽子等）
このバックグラウンド電子について
1. 発生場所
を調べる。
2. 作った宇宙線粒子
バックグラウンド電子の起源
FI
宇宙線陽子
宇宙線陽子
22%
電子
36%
電子
21%
陽子が空乏層で電離によ
り作った電子がそのままバ
ックグラウンドになるので
はなく、いったん外に出て
再進入したものがバックグ
ラウンドとなる。
バックグラウンド電子の起源
宇宙線電子
BI
宇宙線陽子
61%
電子
25%
狐塚修論との結果の違い
（バックグラウンドを作る粒子）
電子
X線
コンプトン散乱
空乏層で
コンプトン散乱
されるＸ線が
主成分
狐塚修論
空乏層で電離する
電子が主成分
本シミュレーション
結果の違いを生んだ要因
• CCDの空乏層厚が異なる（前：30mm 今：70mm）
• CCD内部での電荷検出過程をより現実に即したモデルに改良した
→ 今後、原因究明が必要。
まとめ
 ＣＣＤ内部の電荷拡散をモデル化
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
 X線グレードの起源を解明
バックグラウンド粒子
FI: 電子が6～7割
BI: 電子が8割
バックグラウンド電子をつくる宇宙線
FI: 宇宙線陽子が8割
BI: 宇宙線陽子が6割
宇宙線電子が3割
今後の課題
• シミュレーション結果の詳細な解析
– バックグラウンド電子の発生プロセスの解析
– バックグラウンド電子以外の成分
• シミュレーションの改良
–
–
–
–
不感層の電場を考慮に入れる
Cut-off rigidity依存性を調べる
蓄積領域のバックグラウンドの再現
バックグラウンド低減策の検討
• BI: 磁場をかけるのが効果的
• FI: 不感層を薄くする