Transcript 硬X線散乱型イメージグポラリメータの検討

Ｘ線ガンマ線偏光観測小型衛星Polaris
Polaris Working Group
林田清、常深博、高原文郎、穴吹直久(阪大)、村上敏夫、米徳大輔（金沢大）、郡司修一、門叶冬樹、櫻井敬久、柴田晋平、滝沢元和（山形大）、
三原建弘、玉川徹、小浜光洋、磯辺直樹（理研）、鶴剛、松本浩典、谷森達、窪秀利、身内賢太朗（京大）、堂谷忠靖、高橋忠幸、斎藤芳隆（ISAS/JAXA）、
小賀坂康志、田村啓輔、古澤彰浩(名大)、片岡淳、河合誠之、植野優（東工大）、北本俊二（立教大）、深沢泰司、水野恒史、片桐秀明（広島大）
概要： PolarisはX線天体とガンマ線バーストの偏光測定を目的とする小型衛星計画である。Ｘ線天体の偏光測定には、スーパーミラーとイメージング偏光計を組み
合わせ、0.25-80keVのワイドバンドの偏光測定をめざす。観測対象はかに星雲の1/100以上の明るさのＸ線源で、中性子星、ブラックホール、超新星残骸、活動銀河
核、銀河団といった天体でＸ線偏光のはじめての検出を目指す。また、Ｘ線天体偏光測定装置とは独立に広視野のガンマ線偏光観測装置を搭載し、ガンマ線バースト
の偏光測定を行う。年間10個程度のガンマ線バーストの偏光を測定し、ガンマ線の放射機構の解明を目指す。Polaris計画WGは、2006年11月、小型衛星WGのひとつと
して承認された。今後より具体的な衛星デザインをすすめていく。
Ｘ線偏光観測は未開拓の分野：かに星雲からの偏光検出以降、30年間にわたり観測的進展がないものの、
様々な課題がＸ線偏光測定に期待されている。
Ｘ線偏光が期待される天体とその物理
シンクロトロン放射（磁場と高エネルギー
電子の観測）
超新星残骸（パルサー星雲、シェル型）
銀河団
ブレーザー、クｘ－サー
かに星雲
SN1006
P=19%@2.6keV,20%@
5.2keVの偏光が検出さ
れている(Weisskopf
et al.,1978)。Ｘ線偏
光が検出されている現
在唯一の天体。
宇宙線加速が起こっ
ている場所で、どの
ような磁場構造に
なっているか、Ｘ線
偏光測定により解明
できる。
Ｘ線画像は CXO/NASAによる
ブラックホール周辺の降着円盤
セイファート銀河の降着トーラス
磁場と散乱の複合
連星系パルサー
反射成分による
Ｘ線偏光期待値
（モデル計算）
いずれも
偏光のＸ線エネルギー依存性が鍵
Matt, 1993, MNRAS 260
X-ray Energy (keV)
ワイドバンドX線天体偏光観測装置
NeXT衛星用スーパーミラー相当品１台(或いは1/2s
スケール品4台）の焦点面に
•軟Ｘ線用透過型 Neガスイメージング偏光計
•硬Ｘ線用散乱型イメージング偏光計
を重ねて設置し、ワイドバンド、高S/N比を目指す
ミラー焦点
距離12m
ブラックホール周辺での時空の曲
がりによる偏光
ブラックホールの想像図
Credit: Ben Bromley
(Harvard-Smithsonian
Center for Astrophysics)
http://imagine.gsfc.nasa.g
ov/YBA/cyg-X1-mass/blackholes.html
Connors et al., 1980, ApJ 235, p.224
Kii, 1987, PASJ 39,p.781
ガンマ線バーストの火の玉モデルと偏光
Waxman, 2004, Nature 423, p.388
散乱型イメージング偏光計(SIP)
位置検出型光電子増倍管(MAPMT)の上に柱状プラスチックシンチレータとそれを取り囲
むようにCsIシンチレータを設置する。プラスチックシンチレータに入射したＸ線が散乱さ
れて、かつ、Compton-recoil電子による信号が検出されると散乱箇所が特定でき。2006年6
月に、かに星雲の偏光観測気球実験を行った（PHENEX実験；穴吹他のポスター参照のこ
と）。PHENEX実験とは別に、井戸型偏光計を用いたPoGO-Lite気球実験も計画されてい
る。これらの偏光計をベースに、耐震性をや低エネルギー側の感度を高める改良を行う。
各偏光計の性能因子
Multi Layer
Ne Gas Pixel
LiH
Segment double-hit
Segment single-hit
M 1/2
0.3
ミラー焦点距
離6mx4台
Swank et al., 2004 SLAC sympo.
Ｘ線画像は CXO/NASAによる
ブラックホール
周辺の降着円盤
Polarization Degree
コンプトン散乱（直接撮像不可能な天体の
構造）
パルサー、連星系パルサー
0.25
1000
0.2
0.15
100
12m/1WXT
6m/4WXT
GIP-on-SIP
0.1
H8500
LI-on-SIP
10
1
10
0.05
100
X-ray energy(keV)
0
0.1
1
10
64ch読み
出し回路(80068)
100
放射光施設での較正:
80keVでM~53%,効率20%
( Kishimoto et l. ,2006)
Ex(keV)
WXT
(ミラー)
焦点距離
内径/外径x台数
焦点面スケール
12m
6m
120mm/400mmx１台
1’/3.5mm
60mm/200mm x4台
1’/1.7mm
SIP
（散乱型イ
メージング
偏光計）
シンチレータ柱サイ
ズ
5.5mmx5.5mmx高さ40mm/1本
PHENEX気球実験2006.6.13
シンチレータ本数信
号
使用する信号ch数
GIP
サイズ/ピクセル間隔
（ガスイメ 信号ch数
ージング偏
ガス
光計）
SIP+LI用 サイズ
Li
プラスチック36本/CsI28本
2.8mmx2.8mmx高さ40mm/1
本
プラスチック36本/CsI28本
64ch
20mmx20mm/0.2mm
8000ch
Ne/1atm/1cm
64ch
10mmx10mm/0.2mm
2000ch
Ne/1atm/1cm
（5-10mm直径x30mm高さ）
5-10mm直径x30mm高さ
台数
GIP-on-SIPｘ１
GIP-on-SIPｘ１ + LI-onSIPx3
ガスイメージング偏光計(GIP)
光電吸収の際に放出される光電子の飛跡をガス検出器でとらえる。キャピラリープ
レートガス比例計数管(山形大学他）、m-PIC(京都大学他）、GEM（理研他）の開発が進
んでおり、いずれも放射光施設での偏光検出に成功している。ガスの組成と圧力により、
M値と検出効率の最適化を行う必要がある。散乱型偏光計でカバーできない低エネルギー
側をカバーする。透過型のモデルを実現できれば、散乱型偏光計と重ねて使用できる。
m-PIC (600mmピッチ,1cmx1cm)
Polaris観測装置の重量と消費電力
キャピラリープレートガス比例計数管の原理と撮像
された光電子の飛跡(Sakurai et al.,2004)
観測機器重量：
１）ワイドバンドＸ線天体偏光観測装置
焦点距離12m案
120kg [ミラー40kg
進展式光学台60kg
焦点距離6m案
121kg [ミラー40kg
進展式光学台40kg
２）広視野ガンマ線バースト偏光計
35kg [散乱型10kg ガス光電子追跡型 25kg]
GIP-on-SIP 15kg DE5kg]
GIP-on-SIP 15kg LI-on-SIPx3=21kg
GEM (50mmピッチ,3cmx3cm)
DE5kg]
ワイドバンドＸ線望遠鏡(WXT)
名古屋大学他で開発されている多層膜スーパーミラーを利用する。小型衛星のサイズ
にあわせること、進展式光学台は開発課題。
観測機器消費電力：
１）ワイドバンドＸ線天体偏光観測装置
焦点距離12m案 78W
[ミラー15W
GIP-on-SIP 58W DE 5W]
焦点距離6m案
67W
[ミラー15W
GIP-on-SIP 32W LI-on-SIPx3=15W
DE 5W]
２）広視野ガンマ線バースト偏光計
99W [散乱型 27W ガス光電子追跡型 30W その他32W]
20%のマージンを考慮すると、観測機器重量=1８７kg, 観測機器消費電力=212Wという値になる。
InFOCmS気球実験
(2001)で使用した多層
膜硬X線望遠鏡(左)と、
観測により得られた
CygX-1の硬X線イメー
ジ（右）
SUMIT気球実験 2006Nov
期待される偏光検出感度：10mCrabの天体
（e.g.明るいAGN)もターゲットとなる。
MDP 4-10keV
MDP 4-10keV
100
MDP 10-20keV
Ne Gas Pixel 4-10keV 100ks
Ne gas Pixel 4-10keV 1Ms
LiH Scatt 4-10keV 100ks
LiH Scatt 4-10keV 1Ms
MDP 20-40keV
LiH Scatt 10-20keV 100ks
MDP 10-20keV
100
MDP 40-80keV
Segment Single Hit 20-40keV 100ks
MDP 20-40keV
LiH Scatt 10-20keV 1Ms
100
Segment Single Hit 20-40keV 1Ms
Segment Double Hit 40-80keV 100ks
MDP 20-40keV
100
10
10
10
10
1
1
1
1
0.1
0.001
0.01
0.1
Flux (in Crab)
1
0.1
0.001
0.01
0.1
Flux (in Crab)
1
0.1
0.001
0.01
0.1
Flux (in Crab)
広視野ガンマ線バースト偏光計
1
0.1
0.001
Segment Double Hit 40-80keV 1Ms
0.01
0.1
Flux (in Crab)
1
金沢大学他では、ガンマ線バー
ストの偏光測定を目的にする、広
視野の散乱型偏光計を開発してい
る。散乱率の良いガンマ線散乱対
として中心に 12 角形プラスチック
シンチレータを配置し、周囲を取
り囲む 12 枚の CsI シンチレータで
散乱ガンマ線の強度分布を測定す
る。
30％ 以上の偏光度を持つ GRB なら 10発／
年、10％ 以上のものは 数発／年。