Transcript 放射光実験 ビームラインの偏光度測定

NeXT望遠鏡用硬Ｘ線偏光計の検討
2003/7/23宇宙研での発表資料
林田 清（阪大理）、三原建弘（理研）、
郡司修一、門叶冬樹（山形大理）
Ver1.0
一部修正の上公開 2003/9/17
ＮｅＸＴ衛星による偏光観測



偏光観測をNeXT衛星の目標にするか？
NeXT望遠鏡の焦点面か独立系か？
10keV以下か10keV以上か？




検出光子数は10keV以下が10keV以上より２桁程度多い。
10keV以下の偏光観測は70’に行われており、将来の衛星
計画もある。10keV以上は未開拓。
加速領域で生じる硬Ｘ線成分（＝NeXT望遠鏡のターゲッ
ト）の多くは偏光していると期待される
テーマ：NeXT望遠鏡の焦点面で硬Ｘ線偏光観測す
るのはどのような検出器が適当か？
Ｘ線偏光観測

シンクロトロン放射



散乱



降着円盤による散乱、トーラスによる散乱、反射星雲
セイファート銀河の連続成分の輻射機構
磁場と散乱



ＳＮＲ（パルサー星雲型、SN1006型、シェル型）
ブレーザー、マイクロクェーサー
連星系パルサー
単独パルサー
制動放射
輻射機構、天体の幾何学、磁場の構造の解明
古くて新しい問題
単独パルサーの輻射機構
かにパルサーに対するモデル計算
Polar Cap
Outer Gap
パルスフェーズ毎に
偏光度と偏光方向を
調べることで2つの
モデルのどちらが
正しいか確認できる。
J. Dyks etal Astro-ph 0303006
R.W. Romani etal Ap.J. Vol.438
バイナリーパルサー
の降着柱の構造
Kii, 1987, PASJ 39,p.781
ペンシルビームでは、フラックスが
弱いときに偏光度が高い。ファン
ビームモデルではその逆。
+100%
偏光度P
-100%
フラックス
偏光度のエネルギー依存性特
にサイクロトロン吸収線付近で
大きく変化
ペンシルビーム
ファンビーム
ブラックホール降着モデルで期待される偏光

2相モデル：冷たい降着円盤と広がった熱い
コロナ（X線は逆コンプトン散乱により生じる）
降着円盤
=10eV
AGNに相当
降着円盤
=1keV
BHCに相当
•軟X線と硬X線で偏光方向が
逆
•円盤の傾き角が大きいほど
偏光度の絶対値は大
•最大40%程度の偏光が期待
活動銀河核の反射成分の偏光
降着円盤での反射によるX線の偏光
Matt MNRAS 260, 1993
見込む角度により
偏光度は変わる。
reflected
1%
エネルギーが高く
なると偏光度が増す
見込む角度の違い
total
見込む角度
鉄輝線はドプラー
シフトでブロード
セイファート２型の濃い吸収体の構造、
反射（散乱）成分の偏光

NGC4945

Done et al., 2003, 588, p.763
偏光測定により
散乱体（吸収体）の構造
ガンマ線バースト
ファイヤーボールモデルが正しいのなら、ガンマ線はシンクロ
トロン放射で放出される。偏光が期待されるが。。。
GRB021206のRHESSI(太陽観測衛星）による観測結果
150keV-2MeVで80%という偏光が受かった！
Cobum & Boggs, 2003, Nature 423, p.415
80%という高い偏光度
バーストの各ピークは別の場所での衝突に対応している
はずなのに何故80%もの高い偏光度が得られたのか？
•決着つけるためにはGRBの統計的偏光観測が必要
•偏光観測によりGRBの発生メカニズムに迫る
NeXT望遠鏡のデザイン



F.L.=12m
1’[email protected].
1Crab=240c/s/4HXT
fo r 1 H XT
1
A ( E ) ~ 4 0 0( E x / 2 0 ke V ) cm
G
2
F(2;10)
K
F(20;80)
C(20;80)
erg/s/cm2
photons/s/cm2/keV
erg/s/cm2
photons/s/4HXT
1.5
1E-11
0.0018
2.6E-11
0.37
2.0
1E-11
0.0039
8.6E-12
0.15
2.5
1E-11
0.0080
2.9E-12
0.06
偏光計の感度
M -fa cto r: m o d u la tio n fo r 1 0 0 % p o la rize d b e a m
M 
N m a x  N m in
N m a x  N m in
M in im u m D e te cta b le P o la riza tio n d e g re e (M D P )
MDP 
n
2( S  B ) 
SM
n
( Ah sT )M
2( Ah s  b )T
n  : 何 シグ マの 信 頼 限 界 とす るか （=3)
b が 無 視 できるとき
s:source count rate (c/s)
b:background count rate (c/s)
2
A : e ffe tiv e a re a (cm )
MDP 
1
Mh
T : o b se rv a tio n tim e (s)
Mh1/2を大きくすることが重要
系統誤差を考えるとMが大きいことも重要
1/2
光電子追跡型
イメージングガス検出器




イタリアグループ
 シミュレーションによる最適
化；Arガス4atm,3cmで
Mh1/2~0.07@20keV (Mは
0.3）
山形グループ
京都グループ
Mη1/2

CCD


12mmピクセルCCDで
M=0.16,h=5x10-4@27keV
空乏層厚10倍100mmのCCDを
使えればMh1/2~0.01
Pacciani etal 2002 SPIE
散乱型

実験室では容易にM>0.9が実現できる。ビー
ムラインの偏光度較正に利用している。
検出器Ｂ
回転
カウント数
散乱体
Ｅ
6 00
検出器Ａ
検 出 器 Ａ Ex=10keV
4 00
2 00
0
0
90
180
270
360
回転角度
阪大グループ 2002/11 KEK-PF BL14C
放射光実験 ビームラインの偏光度測定
散乱スペクトル
SPring-8 偏光度測定
PF 偏光度測定
19.3 keV Compton
20.0 keV Thomson
93% @ 20 keV X-ray
横偏光
77% @ 20 keV X-ray
縦偏光
ノンイメージング型
散乱偏光計のデザイン
材質
(a)トムソン長[cm] (b) [keV]
Li
10.8
15.1
Be
3.06
17.9
ポリエチレン
4.86
グラファイト
2.22
25.5
LiH
6.06
14.2




散乱体はBe 4mm直径ｘ
長さ60mm
CdTe検出器2mmx2mm
ｘ0.5mm厚の場合、全部
で12x24=288個/1HXT
2mmx20mmx0.5mmの
検出器を利用できれば
12x3=36個/1HXT
Active Shieldは必要
20keV
6 10
4
5 104
4 104
30度ごとのカウントから偏光
方向と偏光度を測定する
3 104
2 104
1 104
0
60
120
180
Angle(phi)
240
300
M,h,Mh1/2 （シミュレーション）
11
0.1
0.1
0.7
0.7
10
10
Ex (keV)
(keV)
Ex
100
100
0.6
0.6
0.5
0.5
0.4
0.4
0.5
0.5
10
10
Ex (keV)
(keV)
Ex
100
100
0.4
0.4
0.3
0.3
0.2
0.2
10
10
Ex (keV)
(keV)
Ex
•散乱体の周りに鉛ワッシャをいれて
散乱角を制限する。白抜きが、ワッ
シャ入りの場合の値
•Ｍは増加、hは減少するがＭh1/2はほ
とんど変わらない
•Ｍが高い方が望ましいければワッ
シャを入れる
100
100
左図のシミュレーションは全てのX
線がBeターゲットの真ん中に入射
した場合であるが、ターゲットの断
面に一様に入射した場合のMh1/2
と0.01以下の違いしかない
硬Ｘ線偏光観測の対象

点源
ブラックホール連星系
 連星系パルサー
 活動銀河核
 ブレーザー


ひろがった天体

ＳＮＲ
 パルサー星雲
 シェル型

銀河団
ハード成分が検出されている銀河団


Reference: Nakazawa, 2002 and references therein
銀河団の中でハード成分がどこまでひろがっているかは不明
z
F(20;80)
Lx(20;
80)/Lx
(2;10)
erg/s/cm2
C(20;80
)
Whole
cluster
1arcmin fraction
radius
c/s
C(20;80)
1arcmin
radius
@center
c/s
Coma
0.0232
2.2E-11
0.09
0.38
44kpc
0.06
0.02
A2256
0.0581
1.2E-11
0.23
0.21
95kpc
0.30
0.06
A2199
0.0303
1.0E-11
0.14
0.17
50kpc
0.08
0.01
HCG62
0.0146
(4.2E-12)
---
0.073
25kpc
0.02
0.001
注）ビグネッティングは考慮していない
•コアの内外での積分強度の比は典型的に１：２
•そもそもこれらの銀河団をNeXTの１回のポインティングでカバーするのは不
可能（視野を大きくはみでる）
超新星残骸のパワーロー成分

パルサー星雲型
ＳＮＲ中心部のパルサー周辺で加速された電子の
シンクロトロン輻射。
 パルサーの周囲高々数arcminの領域に限られる。
 パルサーから離れるほど急激に強度が弱くなり冪も
ソフトになる。


SN1006型
シェルの一部が（何故か）高エネルギー電子の加速
場所になり、シンクロトロン放射を出している。
 シェルの中で細いフィラメント状に放射（少なくとも
SN1006では）

かに星雲
右図：対角線2.24arcmin
 2-10keVの表面輝度
1.1(0.5-2.4)E-8
erg/s/cm/arcmin2
 20-80keVのカウントは
170c/s/arcmin2


さすがに明るい！
かに星雲の可視光偏光マップ
かに星雲以外のパルサー星雲


Vela Pulsar C(20;80)~0.01c/s
Kes75 C(20;80) ~0.6c/s ただし26’’x20’’のひろがり
• G292.0+1.8 C(20;80)=0.15c/s 1’程度のひろがり
 これより暗いソースはいくつかあるが、いずれにしてもかに
星雲の1/100以下！
 パルサーとの分離には時間分解能が不可欠
Vela
Kes75
Pavlov et al., 2001, ApJ, 552, L129
Helfand et al., 2003, 582, 783
Crab




SN1006
NE-rim
 2-10keVのパワーロー成分のFlux=1.9E-11 erg/s/cm2 G=2.97
（Ozaki1997)
Chandraの観測によるとNon-thermal 成分は極めて薄いフィラメント状
<1arcmin幅
Shellにそって約10arcmin,幅0.5arcminとみつもると表面輝度は3.8E12erg/s/cm2/arcmin
Γ=2.5として見積もっても20-80keVのカウントは0.023 c/s/arcmin^2
ROSAT HRIのイメージに
Chandraの観測位置を表示
G347.3-0.5

軟Ｘ線データ Slane et al., 1999, ApJ, 525, p367
•NW-rim
•rim全体でC(20;80) ~1.0 c/s
•30arcmin^2の領域と評価して
C(20;80) ~0.03 c/s/arcmin^2
•SW-rim
•Rim全体でC(20;80)~1.2 c/s
•30arcmin^2の領域と評価して
0.04 c/s/arcmin^2
G266.2-1.2, RXJ1713.7-3946はこれよりも暗い
シェル型で熱的成分が卓越しているSNR、
Tycho, CasAでもハード成分がみえている

Tycho






Fink et al., 1994, A&A, 283, 635
K=7.4E-2,G=2.7からTycho全体で
C(20;80)=0.26c/s
高いエネルギーの成分はフィラメント状
にローカライズしているようにみえる
Hwang et al., 2002,ApJ,581,1101
直径8’
CasA



Bleeker et al., 2001, A&A 365, L225
K=4.2E-2, G=1.8からCasA全体で
3.1c/s
直径4’
Chandra(全バンド)
Chandra(4-6keV)
ひろがった硬Ｘ線源に関するコメント

硬Ｘ線領域でひろがった(1’以上）＆明るい天体の候補は必ず
しも多くない。


銀河団に関して


非熱的電子の生まれる場所が局在しているということかも
起源がわからないという意味で重要であるが、NeXTでの偏光観測は
数例に限定されるだろう。
SNRに関して



パルサー星雲の偏光マップが得られるのはかに星雲の他は高々数例
SN1006型、シェル型は1’角あたりの表面輝度でみるとかに星雲の
1/1000以下。領域を積分することが必要。
多くのSN1006型、シェル型SNRについてChandra, XMMによりべき関
数成分の空間分布が高精度で求まりつつある。 NeXTで得られる硬Ｘ
線スペクトルだけでインパクトがあるだろうか？ →ぜひ偏光測定を
偏光検出感度と天体の明るさ
HEAO-1 A4
(13-80keV)
MDP
M=0.61
100
H=0.4
20-80keV
4HXT
10
BGD=1.0e-4
c/s/keV/cm2
10ks
100ks
1
1Ms
0.1
0.1
1
10
Flux (mCrab)
100
1000
Kes75
SN1006(10’積分）
100
偏光検出感度と天体の明るさ
A2256(1’角）
銀河団、SNRは暗い
重要なテーマなので
1Ms観測すれば数％
以上の偏光が観測
できる
HEAO-1 A4
(13-80keV)
MDP
M=0.61
H=0.4
20-80keV
4HXT
10
BGD=1.0e-4
c/s/keV/cm2
10ks
100ks
1
1Ms
0.1
0.1
1
BH,NS連星系の明るいも
のは10ks,暗いものでも
100ksの観測で2%の偏光
度を検出できる
10
100
1000
Flux (mCrab) AGNの明るいものは
100ksの観測で数％
の偏光が検出できる
単一散乱体偏光計の長所・短所
点源に対して偏光検出感度を最適化できる
 偏光計本体はコンパクト。 （但しActive
Shieldの必要はある）
 ４台の望遠鏡の焦点面で同時に観測するた
めには

アライメントを極めて正確にとる
 焦点面で２次元微動装置をつける


ひろがったソースに対してはマルチポインティ
ングが必要
ＮｅＸＴ望遠鏡用
硬Ｘ線偏光計の検討
第１部は林田さん
偏光観測のサイエンス、観測対象
 NeXT 散乱型偏光計のデザイン



広がったソースの偏光観測feasibility


有効面積、角分解能、Ｍ、η、Ｍη1/2
ＳＮＲ、銀河団
イメージングか、ノンイメージングか？
イメージングと偏光
偏光性能
Mη0.5, M
散乱型
ノンイメージング偏光計
散乱型
イメージング偏光計
ガスマイクロピクセル
CCD
CdTeイメージャー
イメージング性能
ピクセルサイズ、検出効率η
散乱型イメージング偏光計の概観図
散乱体はプラスチックシンチレータ
2mm角、40mm長の棒状シンチを５４本束ねて円形に
全体はBGOで
アクティブ
シールド
18mm
X-ray
８ｘ８マルチパッド
PMT
吸収体はCdTe 2mm幅、40mm長、0.5mm厚の短冊型を３２素子
NeXTでの配置
多層膜ミラー
F=12m (1’=3.5mm)
4台とも同じ構成
｝
｝
軟Ｘ線部
硬Ｘ線部
切り替えて使用
スライドやローター
感度計算

検出効率（η）

モジュレーションファクタ（Ｍ）

偏光検出感度（Ｍη0.5）
EGS4シミュレーションによる感度の評価
基礎実験
コンプトンロス
[keV]
E0 ΔE90

細長プラシンチの光量 測定実験

コンプトンロスを何keVまで捕えられるか？
30
1.7
40
2.9
60
6.3
80
10.8
55Fe
55Fe
85%
LD
ＰＭＴ
検出感度(η)
プラスチックで、
機能別
点源、広がったソースほぼ共通
η=0.4程度
光電吸収
コンプトンロス非検出
コンプトンロス検出
Plastic CdTe
シンプルイメージャー
イメージング偏光計
散乱型偏光計
モジュレーションファクタ（Ｍ）
広がったソースの極端として「プラシンに一様にＸ線が入射した場
合」を計算
イメージング不使用
イメージングあり
イメージングあり
イメージ機能により
M=0.55程度
になる
イメージング不使用
M=0.28
性能
η
・Be散乱体
M
Mη0.5
E
0.55 0.55
0.40
20-80keV
0.4
0.35
20-80keV
・イメージング偏光計

点源

広がったソース
0.55
イメージング無し
0.4
0.28 0.18
20-80
イメージングあり
0.2
0.55 0.25
40-80
イメージング偏光計の得失
利点



散乱体を Be円柱から プラシン束＋PMT に変更
イメージが取れる。→ 場所毎に偏光測定可能。
→ 自分だけでＸ線入射位置が分かる。
４台のミラーの光軸のずれを修正しなくて良い。
→ 微動装置 不要
アンチでバックグラウンドが低下
欠点


低エネルギー帯(18-25keV)で検出効率が低下
イメージング偏光計として働くのは 40keV以上
点源やイメージ機能が働く場合、Mは同じ M=0.55。
Mη0.5は同程度（Mη0.5=0.39⇒0.35）
偏光感度は高いままイメージ性能も持たせた検出器
３σ偏光検出感度 (点源)

η=0.4, M=0.55
Mη0.5=0.35
20-80keV
10mCrab 100ks
2.7%
in 20-80keV
ミラー
400-100 cm2×４台
 1Crab
= 240 c/s/4台
/(20-80keV)
 BGD
3.0×10-4
c/s/keV/cm2

３σ検出感度 (全面に広がったソース、
イメージング無し)

η=0.4, M=0.28
Mη0.5=0.18
20-80keV
10mCrab 100ks
5.3%
in 20-80keV
ミラー
400-100 cm2×４台
 1Crab
= 240 c/s/4台
/(20-80keV)
 BGD
3.0×10-4
c/s/keV/cm2

３σ検出感度 (全面に広がったソース、
イメージングあり)

Mη0.5=0.25
10mCrab 100ks
50-80 keV
15.9%
ミラー
400-100 cm2×４台
 1Crab
= 23 c/s/4台
/(50-80keV)
 BGD
3.0×10-4
c/s/keV/cm2

in 50-80keV
η=0.2, M=0.55
現状からの改善点

プリズム光電面。Green extended。ミラー。
量子効率が1.8倍のPMTが浜ホトで開発中。

シンチレータの反射材。
1.2倍向上 (3M Vikuiti ESR, VM2000)
３σ検出感度 (全面に広がったソース、
イメージモード、プリズム光電面PMT)

η=0.2, M=0.55
Mη0.5=0.25
20-80 keV
10mCrab 100ks
3.8%
in 20-80keV
ミラー
400-100 cm2×４台
 1Crab
= 240 c/s/4台
/(20-80keV)
 BGD
3.0×10-4
c/s/keV/cm2

性能のまとめ
η
M
0.4
0.55 0.35 20-80 2.7%
散乱型偏光計
0.4
0.28 0.18 20-80 5.3%
イメージング
0.2
0.55 0.25 40-80 15.9%
(将来)
0.2
0.55 0.25 20-80 3.8%

点源

広がったソース
Mη0.5 E
3σ
試作実験
各パーツの現状
PMTの感度
 セグメント プラシンチ
 短冊形 CdTe素子

ＰＭＴの感度
16pad PMTで Single photo electron
（単一光電子）を検出
 55Feは光電子5個程度

Last dynode
Single
Photo
Electron
55Fe
Anode 6
1個
1個
5個
1個
2個
セグメントプラシンチ
プラシンチ
 64padＰＭＴ
 理研小型プリアンプ


VMEデジタイザ
短冊形CdTe素子

2mm×25mm×0.5mmt ８素子×４モジュール
25mm CdTe のスペクトル
57Co（122keV）、VA/TAで取得
Ch0, 1, 2, 3, 8, 15, 21, 31はVA/TAが不調。
Sakamoto SPIE 2003
今年度の実験予定

プラシン束＋64padＰＭＴ を

8素子×4枚 の ＣｄＴｅ で取り囲む。

64padPMTは、理研小型プリアンプ＋アナログMPX＋
VMEデジタイザで読み出し、

ＣｄＴｅは2素子をつないで1つのＣＳ５１５で読み出す。
合計16chをMAXIゲインアンプ＋VME ADCで。

後期にSp-８で偏光Ｘ線 照射試験(申請中)。
今年度の実験
CdTe信号でトリガ
PMTのDy信号で
大きいものをトリガ
その瞬間の全信号を記録
偏光観測： 国内、諸外国の現状



Hard X Polarimeter 山形大、ISAS、阪大
気球実験
GAPOM 理研
基礎開発(八角シンチレータ)
Spectrum X-Gamma 欧、露
焦点面 グラファイト、Ｌｉ散乱型

POGO ガンマ線偏光観測 Stanford、山形
気球実験
AXP NASA、伊
エネル イメージ
ギー範 ング
囲
[keV]
30-200 無し
6x6 pl
20-100 無し
5-15
無し
ミラー
集光
25-200 無し
Astrophysical X-ray Polarimeter

3-10
あり
ミラー
~1‘
0.240.27
なし
SMEX 、「あすか」ミラー ＋ ガスマイクロピクセル

polarimeter for low energy X-ray Astrophysical sources
PLEXAS
MIT、ＣｆＡ、ＮＡＳＡ
多層膜湾曲ミラー、４５度反射
Hard X-ray polarimeter for Gamma-Ray Burst
気密箱内部
気密箱
気球実験：2003年9月１日 三陸 放球予定
Hard X-ray Polarimeter Using MApmt (HXPUMA)
フラットパネルMAPMTを使用した汎用的な偏光度検出器
様々な用途に対応可能
1)ガンマ線バースト用
ユニットを多数並べて
広視野、大面積化を狙う。
2)パルサー等の点源用
コリメーターで視野を狭め、
大面積の検出器を製作。
3)焦点面検出器用
より小型のMAPMTを使い
適度なイメージング能力を
持たせる。
気球搭載用
プロトタイプテスト検出器
Gamma-ray burst polarization monitor
(GAPOM) 理研
全体図
1 ユニット(1+6 セル) モデル
X線入射方向から見た写真
（鉛のマスクを装着してある）
Hard X-ray 八角シンチレータ偏光計
(理研)
NaI 2
NaI 1
NaI 3
34mm
NaI 0
12mm
NaI 4
20mm
NaI 7
NaI 5
NaI 6
3mm
3mm
Top view
Side view
Bottom view
30keV
60keV
40keV
80keV
30000
カ
ウ 20000
ン 10000
ト
0
2 4
NaI番号
6
0
2 4
NaI番号
6
0
2 4
NaI番号
6
0
2 4
NaI番号
6
Spectrum X-Gamma
200X
SXRP
Graphite crystal
Li Scatterer
PoGo: Polarimeter of Gamma-ray Observer
スタンフォード大学（米）、東工大、山形大（日）、スウェーデン、ポーランド
2005～2006：気球実験
http://www.hp.phys.titech.ac.jp/pogo/
Astrophysical X-ray Polarimeter (AXP)
Kallman（NASA）、Bellazzini（INFN、イタリア核物理研究所）
Optics:
ASCA Style
Detector:
Gas Micro-Pixel
Energy Range:
3-10 keV
SMEXに提案中。７年後とすると2010年実現
まとめ

ハードＸ線の偏光衛星は計画されていない。

ハードＸ線ミラーと散乱型偏光計の組み合わ
せは、世界最高感度の偏光計になりうる。

ぜひNeXTで偏光を。
あなたは
スペクトルとイメージだけで
満足できますか？