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論文紹介_2007-01-15.ppt
論文紹介07:
X-ray Polarimetry Missions
January 15, 2007
Tsunefumi Mizuno
Hiroshima University
M. McConnel "Status and Future Prospects for gamma-ray Polarimetry" and
references therein
(X-Ray Polarimetry Workshop at SLAC/Stanford, 2004;
http://www-conf.slac.stanford.edu/xray_polar/XRay%20presentations/McConnell_Gamma_Review.pdf)
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Motivation
•近年注目を集めるＸ線偏光のミッションの紹介
Ｘ線偏光で何が出来るか？ これからのサイエンス
「よい」検出器を作るにはどうすればよいか？ 装置開発の参考に
折角なので、一緒に考えて見ましょう！
•偏光について
•Ｘ線偏光で分かる天体物理
•偏光検出原理
•様々なミッション
•将来計画
(あまりに)たくさんミッションがあるので、一度まじめに調べてみ
たかったというのがそもそもの動機
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偏光について
•光子の物理量
振動数(エネルギー)：分光
向き：撮像
ベクトルの向き：偏光
Ｘ線天文の現状
「すざく」(XRS, HXD)
Chandra
未開拓！
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Progress of X-ray Astrophysics
Energy Resolution at 5.9 keV
Einstein
Tenma
(IPC)
(SPC)
Uhuru
ASCA
(SIS)
Chandra
Suzaku
(HEG)
(XRS)
Sensitivity
Uhuru
Einstein
(IPC)
Point Spread Funciton
Chandra
(ACIS)
Einstein
ROSAT Chandra
(IPC)
(PSPC) (ACIS)
•In X-ray Astrophysics, the
imaging capability, spectral
resolving power and point
source sensitivity have
improved by orders of
magnitude. However, …
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(Little) Progress of Polarization Measurement
Crab Nebula Polarization measurement with OSO-8 (1976)
Modulation curve for 2.6 keV
Crab Nebula
signal+BG
BG
Intensity of the source from which pol. was detected
•Two carbon Bragg diffraction polarimeters
@2.6 keV and 5.2 keV
•19.2+-1.0 % polarization from Crab Nebula
(Weisskopf et al. 1976)
•Signal/BG ratio was ~9(2.6 keV)/2(5.2 keV)
•No significant (3s) pol. detection from Crab
pulsar
No obs.!
Results has not been surpassed
for ~30 years
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What can polarization tell us about HE
objects?
かに星雲+かにパルサー Nebula+pulsar 1Crab/~0.1Crab
--- Processes
known to polarize hard X-rays --Vela X-1
pulsar
~1Crab
•Synchrotron
pol. vector is perpendicular
to magnetic field
Heremission:
X-1
~0.1Crab
and can tell4U0115+63
us the direction of the field.
~0.1Crab
•SNRs, Pulsars,
AGN jets, micro-quasars and GRBs
V0332+53
~0.1Crab
•Compton Scattering:
pol. vectorBH
is perpendicular
to the plane of
Cyg X-1
~1Crab
scattering and
can tell us the geometry of the photon
source and the
GX 339-4
~0.1Crab
IE1740.7-292
~0.1Crab
scatterer (e.g.,
accretion disk)
GS2000+25
~0.1Crab
•BH binaries,
Seyfert AGNs
GRS
uQSO
~0.1Crab
•Propagation
of 1915+105
photons in strong
magnetic field:
photons with pol.
GRO J1655-40
vector perpendicular
to magneticuQSO
field are highly~1Crab
absorbed. Good for
Mkn501 electrodynamics
AGN and reconstruction
~0.1Crab of the
the test of quantum
CenA
~0.1Crab
direction of the magnetic field.
et al.
2005,
proc. SPIEなどより)
•Isolated pulsars, (Kataoka
NS binaries
with
a strong
cyclotron line.
磁場や散乱の絡む系(ほぼ全ての非熱的放射)で、系のジオ
メトリを直接探る唯一の手段
詳しくは巻末の資料も参照(林田さんのトラペからいろいろ借用)
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偏光検出原理
•ブラッグ反射
結晶面と偏光面が並行。単色のみ。Oso-8のかに星
雲もこれ
•光電効果
偏光方向に電子が放出。X線CCD、ガス検出器など。
微細なイメージングが必要。クーロン散乱を受ける。
•コンプトン散乱
偏光ベクトルと垂直方向に散乱(後述)
•電子陽電子対生成
偏光面に電子陽電子が生成。クーロン散乱を受ける
基本的にはコンプトン散乱を用いるのが一番効率がよい
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Concept of the Compton Polarimeter
Utilize azimuthal angle asymmetry of Compton Scattering to
measure hard X-ray polarization
Klein-Nishina cross section
pol. vector
ds
d

r0
2
k
2
2 k0
2
 k0

k
2
2


 k  k  2 sin  cos  
0



Azimuthal angle distribution
90degree scattering is the best
for the polarization measurement
Modulation Factor is defined as
MF 
N   N ll
N   N ll
0 degree
45 degree
135 degree
90 degree
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偏光検出感度
MDP 
ns
2  R src  R bgd
MF 100 R src
T
要は、
MFが大きく
有効面積が大きく
バックグラウンドが小さく
観測時間が長い
検出器がよい。

(McConnell 2004, proc. SPIE 5165)
ラインの検出(「すざく」XIS、XMM)
硬X線の検出(「すざく」HXD)
等も類似の議論。装置開発、観測計画の基本！
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GRAPE Mission (1)
•McConell et al. 1999, IEEE Trans. Nucl. Sci. 46(4), 890
•McConell et al. 2004, Proc. SPIE 5165, 334
•Bloser et al. 2006, ChJS 6, 393
•Scatterer:
60 plastic. scintillators: 5mm x 5mm x 50mm
•Absorber:
CsI or LaBr3
MAPMT
(H8500)
•モジュール構造。6x6=36 or 10x10=100 or
20x20=400。50-300 keV
•細かくセグメント化し、MFを上げる
•MAPMTMで読み出し
•視野は0.1sr程度。全体をantiで囲う。
•具体的なフライトの計画は(多分)まだない。
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GRAPE Mission (2)
•2x2=4 modulesの場合の有効面積およびMF
•MF~0.4だが、効率は数%
Modulation Factor
6x6=36 modules (geom. area~1000 cm2)
geom. area~100cm2
30
300
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Grape Mission (3)
N=36, 0.1sr (1m length),
perfect anti-coincidence shield
Crab vs. BG
Crab Nebula
BG ~ 1Crab
6hのフライトで、20%程度の偏光を検出可能?
100 mCrab以下はほぼ絶望的
30
300
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CIPHER Mission (1)
•Caroli et al. 2000, NIMA 448, 525
•Caroli et al. 2000, Proc. SPIE 4140, 573
•Curado et al. 2003, Proc. SPIE 4843, 543
•Curado et al. 2003, Experiment Astronomy 15, 45
28 x 35 cm2
18 x 15 cm2
Exposed: maskを考慮した面積
Efficient: active area x efficiency
•Coded Maskと1cm厚のCdTe検出器の組み合わせ。(2x2 mm2)x(64x64)x4 ~160 cm2
•1次元pixel化CdTeを横に並べ2次元イメージング。隙間が非対称なので、4モジュールを90度
ずつまわして配置。
•TungstenとCsIでシールド。視野は10度程度(~0.03sr)
•100 keV以下はイメージングモード。100 keV以上でpolarimeterモード (100 keV-1 MeV)
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CIPHER Mission (2)
偏光検出効率
100%偏光に対するMFおよび散乱分布
•検出効率は10%程度(有効面積 ~16 cm2)。CdTeなので吸収されやすい
•MFは30%程度(装置の非対称性？)
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CIPHER Mission (3)
類似の検出器
による実測BG
Crab Nebula
Crab vs. BG
6hのフライトで20%程度の偏光を検出可能?
やはり、100 mCrab程度は望み薄
BG ~ 1 Crab
?
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Other Missions
•GIPSI Mission (Kroeger et al. 1999 NIMA)
•Geストリップ検出器、70-300 keV
•Phenex Mission (郡司さん、林田さん)
•プラスチックシンチ+CsI, 40-200 keV
•昨年4ユニット実験。解析中 (モニタカウンタに
PoGO PMT)
•どれも数10ksでは、かに星雲からの20%程度の偏光が受かる程度
•面積が足りない->増やせ！
•BGが大きい->減らせ！
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PoGO Mission (1)
Side BGO Scint.
Shield (BG rejection.)
Slow Plastic Scint.
Collimator (FOV:5 deg2)
Fast Plastic Scint.
(Pol. measurement)
Bottom BGO
PMT assembly
(low noise)
•日米欧の国際協力、2009年気球観測
目標。25-80 keV
•「すざく」HXDで用いられた井戸型フォ
スウィッチのデザインを採用。geom.
area=930 cm2
fast plastic scinti.: 散乱体と吸
収体を兼ねる
slow plastic: collimator
BGO: active shield
•Pb/Sn+slow plasticで視野を絞る(1.2 mSr)。BGOとあわせ、徹底した低バックグラウンド化
をはかる。
•高感度PMTによりエネルギー下限を下げる。
•217 units (main)+54 units (side BGO): 多チャンネル高速処理と波形弁別が鍵を握る。
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PoGO Mission (2)
Modulation Factor
有効面積
geom. area=930 cm2
20
200
20
200
•ユニットが比較的大きい(2.8 cm幅)ものの、MF>20%を確保。
高エネルギーではMF~0.4
•高い効率(10-20%)->有効面積大
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PoGO Mission (3)
大面積、低バックグラウンド
Expected source and BG spectra
かに星雲なら数%、1/10の強度の天体でも
10-20%の偏光まで検出可能
100 mCrab(incident)
100 mCrab
(detected)
100 mCrab
BG total
(CXB/ atmospheric downward/upward)
Crab Nebula
Full simulationによる評価。BG~10-20 mCrab
(極めて低いバックグラウンド)
20
20
100
100
keV
200
200
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Beyond PoGO Mission
•ほとんどのＸ線偏光ミッションは、かに星雲が限界。PHENEXが一
歩リード
•100mCrab程度はPoGOの独壇場。ブラックホール連星、パル
サー、AGNなど。鍵は大有効面積と低バックグラウンド。
•その先は、、、
硬Ｘ線ミラー(大有効面積、高S/N比)。
衛星搭載(長時間観測)。NeXTでも偏光観測が可能。
超精密分光(XRS)、硬X線撮像(NeXT HXT)と並び、今後進展が
期待される分野。「面白いサイエンス(目的)」と「いい検出器(道
具)」はどんな分野でも大事。
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Appendices
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偏光で探る天体物理 (1)
単独パルサーの放射機構
Polar Cap Model
Outer Gap Model
Slot Gap/Caustic Model
Polar cap Caustic
P2
偏光方位角
強度
Outer gap
モデル毎に異なる偏光度、方
位角が予想される
(Alice Hardingによる計算)
偏光度
P1
Dyks and Rudak, ApJ, 2003
位相
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偏光で探る天体物理 (2)
連星パルサーの放射機構、理論検証
•強度と偏光度(磁場と垂直の時を負と定義)の
相関の違い
放射機構の決定
•サイクロトロン吸収線付近での偏光度の変化
理論の検証
ペンシルビーム
ファンビーム
偏光度
+100%
強度
-100%
Kii 1987, PASJ
磁場と視線方向のなす角
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偏光で探る天体物理 (3)
ブラックホール/AGNの降着円盤放射
two-phase model (円盤放射とコロナによ
る散乱; hard tail/hard state)による予言
AGNの反射成分のある場合の偏光度
(Haardt and Mott 1993, MNRAS 261)
Tbb=10 eV (AGN)
横からみた場合
上からみた場合
偏光度
net polarization
(Mott 1993, MNRAS 260)
真上から
真横から
Tbb=1 keV (BH)
•硬X線で高い(10-40%)偏光度
•偏光度、偏光ベクトルの向きのエネルギー依存性
•降着円盤のジオメトリを直接反映
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