Transcript X線エネルギ-(keV)

Astro-E2衛星搭載
X線CCDカメラ(XIS)の較正
京大XISチーム(山口、中嶋、松本、鶴、小山)
!!!天体の詳細位置決定可能なAstro-E2の主力検出器
①大有効面積でX線スペクトルの連続成分決定に寄与
②裏面照射型チップ搭載で低エネルギー域で有効面積大
③電荷注入機能で宇宙線による性能劣化を補正
④低バックグラウンドで拡がった天体の観測に強い
裏面照射型(BI)チップ導入によるインパクト
2号機からの最大の変更点
<4台中1台をBIチップに>
FI CCD
Ｘ線
一般にBIは…
表面照射型に対して
低エネルギーで
高い検出効率
10
有効面積(cm2)
100
・XISはBI導入により、
７keV以上では
稼働中の米欧の衛星を凌ぐ
最大の有効面積をもつ。
・米欧の衛星のBIチップより
優れたエネルギー分解能。
赤(上） BI
黒(下） FI
0.5
1
2
5
X線エネルギ-(keV)
Ｘ線
光電吸収
検出効率の比較
0.2
BI CCD
10
打ち上げに向けて較正中
Frameイメージ
絶対強度
測定用SSD
XIS
Background
の荷電粒子
X線イベント
ch/eV=0.2648±0.0001
ΔE(FWHM)=136±[email protected]
二次X線
X線発生装置
X線CCDとして最高性能を確認
• 応答関数の作成が最終目標
counts
Main peak
Si
Sub peak
Triangle
Si-escape
Si escape
Si Kα
constant
Constant
XIS応答関数
55Fe(5.89,6.49keV)
Energy
MnKα Main
MnKβ Main
経年変化への対応:電荷注入機能
・格子欠陥による電荷トラップ
⇒電荷損失⇒ゲインのずれ・エネルギー分解能の劣化
1
•既知の量の電荷を注入して読み出す
⇒電荷損失割合を詳細に測定・補正
・column毎の電荷損失割合が
X線と注入電荷とで相関
⇒機能試験はo.k.⇒今後性能を調査
0.98
0.96
0.94
X線イベントから求めたtest/ref.
PHA
0.94
0.96
0.98
test電荷/reference電荷
1
Superbubble N44 (中嶋)
• 2つのOBアソシエーション(LH47,48)
シェルに沿ったHII領域(N44B,N44C)
• Size:100×75pc
• シェルの膨張速度:～40km/s
• OB星の年齢から、
t～a few Myr
• Hα観測のfluxより、
MHα=～2.0×104M⊙
(for ΔR/R=0.1),
Ekin=3.1×1050ergs
XMMの空間分解能+大有効面積で
・Non-thermal 探査
・星風・SNの高温ガスへの寄与
Red:200-900eV
Green:900-1500eV
Blue:1500-7000eV
Superbubble N44 (DEM L 152)
• 全体の特徴
少なくとも2温度成分必要
• SBとしては最も高温
c.f.)30DorC 0.21keV,
N51D 0.21keV,
N11
0.18keV
• Eth=2.4×1051ε1/2ergs
少なくとも2—3個のSNRが高温ガスを形成
kT:0.47, 1.8keV
Red:600-700eV
Green:830-940eV
Blue:1280-1540eV
Non-thermal X-ray
exploration
•
硬X線(2-7keV)イメージでexcessの兆しがあっ
たシェル南西部・北部
⇒高温成分(1.7keV)のみでfitできてしまう
•
東部・南部は低温成分(0.6keV)
N
E
SW
S
E kT:0.57keV
τ:1.09×1011s/cm3
S
kT:0.62keV
τ:1.59×1011s/cm3
Successive
supernova
(S,E⇒N,SW)
か?
N kT:1.75keV
τ:1.08×1010s/cm3
SW kT:1.72keV
τ:1.14×1010s/cm3
Vicinity of
OB stars
• 温度は低温成分よりさらに低い
c.f. 典型的なOB星 < 1keV
• Abundance(重元素比)が特に高い
シェル南西部 Ne0.3 Mg0.5 Si0.8
OB星周辺 Ne1.1 Mg1.3 Si1.5
c.f.Θ ori A,E =solar abundance
LX=2.68×1034 ergs/s
(⇒Eth=2.36×1049ε1/2ergs)
OB星のみにしては少し明るすぎるかも
(OB星in Trapezium ≦1033ergs/s)
この領域中のOB星の数…O9×1 + B1×2 +..
kT:0.39keV
τ:4.11×1013s/cm3
V∞=～2000km/s, dM/dt=～1×10-7M⊙
⇒Lx > 2.7×1035 ergs/s
⇒Lx/Lw < 0.1
星風によるX線(Lx/Lw ～0.01)とconsistent
OB星の星風によるdiffuseX線を見ている?
Summary and Future Works
• 少なくとも2温度成分(1.8, 0.5 keV)SBとしては際立って高い
• 場所による温度・イオン化パラメタの違いを検出
successive supernova?
(Non-thermal成分は検出せず。)
• OB星付近のプラズマが特殊
OB星からの典型的X線に近い低温・
周囲に対して高アバンダンス
⇒OB星による高温ガスの寄与をみている?
• Astro-E2に向けて⇒LMCのSBは表面輝度の低さが問題
系内のSBによく似た環境
(巨大HII領域+COシェル) M17,Rosetta
場所ごとの電離度の違い,大質量YSOのX線etc.
• Chandra AO-7⇒N11,N51DからのX線を点源とdiffuseに分解
コンパクト天体探査