Transcript すざく - 京都大学

「すざく」で挑む宇宙
--広帯域X線撮像分光-松本浩典(宇宙線)
©馬場画伯
今日の話
• 「すざく」衛星について
– 搭載観測機器
– 他の衛星との比較
• 「すざく」の成果
– 超新星残骸での宇宙線加速
– 暗黒加速器？
– 天の川銀河中心
– 惑星状星雲
– スターバースト銀河
X線天文学
銀河団:普通の光
銀河団:X線
©CXC
銀河団は巨大な火の玉
想像すらしなかった姿が見えてくる！
©CXC
X線天文学の歴史
日本は定期的に衛星をあげ、世界のトップを走る
すざく(朱雀)衛星 (旧名:Astro-E2)
キトラ
古墳の
朱雀
全長: 6.5m 重さ:1700kg
命名については…(一応公募)
すざく打ち上げ
2005年７月10日、鹿児島県内之浦宇宙空間観測所
(USC)より、M-V型ロケット6号機で打ち上げ。
ここ！
打ち上げ方向
種子島じゃないよ
すざく搭載観測機器
XRS=マイクロカロリメータ
(NASA, 首都大学、ISAS.
Wisconsin大),
XRT=X線望遠鏡 (ISAS, 名古屋大)
HXD=硬X線検出器
(東大、ISAS, 理研, 広島大etc)
XIS=X線CCDカメラ
(京大、阪大、ISAS、MIT etc)
X-Ray Telescope (XRT)
40 cm
■
■
■
■
■
全反射利用(入射角0.3~0.7°)
Auコーティング(電子密度大)
バームクーヘン構造
厚み170μm, 175枚
軽量・大有効面積
2回反射→ 焦点距離4750mm
鏡の表面積~50m2 (≒すばる)
すざくXRTの特色
すざく
Chandra
角度分解能
(PSF FWHM)
1分角
0.5秒角
XMM-Newton
(RGA含む)
5秒角
有効面積
255cm2
100cm2
300cm2
焦点距離
4.75m
10m
7.5m
基板の数
175
4
58
重さ
19.9kg
1484kg
520kg
すざくは、軽く薄い基板で鏡の数を稼ぎ、高エネル
ギー側で大面積化。角度分解能は多少犠牲。
X線マイクロカロリメーター
温度計: Siサーミスタ
吸収体:HgTe
Temperature
X-ray Spectrometer (XRS)
ΔT ＝ E / C
τ ＝C/G
Time
Ｔｓ ～ 60 mK
C ～ 0.18 pJ/K
G ～ 53 pW/K
τ ～ 3.5 ms
ΔT ～ 5.3 mK
(E = 6 keV)
エネルギー分解能
2
ΔE ∝ k B T C
入射X線エネルギーによらない！(67eV)
XRSの特色
•非分散型としては最高のエネルギー分解能
(これまでの衛星搭載精密分光器は全て分散型(回折格子))
•検出効率が高い(特に高エネルギー側)
•空間的に広がった天体でも OK
エネルギー分解能(FWHM; eV)
0
0.1
1.0
100
10
200
100
有効面積(cm2)
1
2
4 8 10
エネルギー (keV)
0.1
0.3
1
3
10
エネルギー (keV)
世界記録達成！
衛星軌道上で実際に
取得した55Feからの
スペクトル
MnKα2
FWHM = 7.0 eV
MnKα1
FWHM = 6.4 eV
MnKβ1,3
衛星軌道上で60mKへの冷却成功。
較正用線源(55Fe)で、ΔE=7.0eVを達成！
が、しかし…
あろうことか、冷媒のHe. Neが全て蒸発。
天体観測を開始することなく、XRSは寿命を終え
ました。
当初は2-3年の寿
命を想定してい
ました。
He蒸発の原因
http://www.isas.jaxa.jp/j/snews/2006/0126.shtml
原因：He排気弁を衛星内に設置
詳しくはISAS/JAXAのwebをご覧ください。
http://www.isas.jaxa.jp/j/snews/2006/0126.shtml
X-ray Imaging Spectrometer(XIS)
•X線CCD
•すざくで唯一の撮像分光器
•京都大学が担当。他にMIT,阪大,ISASなど
X線CCD～Si半導体検出器のアレイ
Ｘ線
電極
(不感層)
空乏層
50－70μm
光電吸収
Gate(珪素)
絶縁膜 (二酸化珪素）
1画素(24μm)
空乏層 (珪素)
CCD素子の断面図
転送の様子
FI CCDとBI CCD
Front side Illuminated
Back side Illuminated
Ｘ線
Ｘ線
光電吸収
BIは低エネルギー側で検出効率が良い。
しかし一般にエネルギー分解能に劣る。
XIS BI
BI
FI
超新星残骸
E0102-72のス
ペクトル
(24.6ks)
Chandra
XMM pn
XIS BIは、FIと同等のエネルギー分解能！
(Chemisorption Processのおかげ)
性能表
•フレーム転送型CCD
•Front-side illuminated (FI) 3台
電極層
•高エネルギー側感度良好
空乏層
•Back-side illuminated (BI) 1台
•低エネルギー側感度良好
•視野： １８ｘ１８分角
•エネルギー範囲： 0.2—12 keV
•ピクセル数: 1024x1024 pixels
•エネルギー分解能: ～130 [email protected] keV
•読み出しノイズ： ～3electrons
•時間分解能：通常8s (timing mode で 7.8ms)
X-ray
ＦＩ
ＢＩ
X-ray
XIS vs 他の衛星
3本のFe line
銀河中心スペクトル
短い観測時間で極めて
良質のスペクトル
低バックグラウンド
CCD単位面積あたりのバックグラウンドを示したようなもの。
高エネルギー側で低バックグラウンド
Hard X-ray Detector (HXD)
BGO
Si PIN
GSO
光電子増倍管
PIN: 10—60keV, GSO: 30—600keV, BGO: アンチ
•井戸型(GSO/BGO)狭視野, Active shield
•ハイブリッド化(Si PIN+GSO)広帯域
•複眼配置大面積、反同時計数
超低雑音、史上最高検出感度の硬X線検出器
を目指している
天体とBGDの比較
水色:BGD
色々工夫しても、非撮像型検出器はBGDが多い。～1%の精度でBGDの
強度を予測できるようになれば、史上最高の感度を達成。
HXDの感度
Continuum Components
Line Components
10 -4
HEAO
A-4
5
SIGMA
Flux (cts s -1 keV -1 cm -2 )
Ginga
GSO: 350cm
2
PIN: 160cm
 E/E = 0.5
2
10 -5
HEXTE 40ks
5
PDS 40ks
40ks
100ks
10 -6
OSSE
HXD PIN
5
HXD Phoswich
5
10
50
100
500
1000
Energy (keV)
BGDの系統誤差を1%まで押さえ込めたとして。
今はまだ 5% のレベル。
すざくの特色
E>5keVでの分光能力
E<1keVでの広がった天体に
対する分光能力
すざ く
Chan dr a
X MM- Newt on
集光能力
すざく
@鉄K輝線
分光能力
5
0
ダイ ナミ ッ ク
レンジ
XMM-Newton
解像度
Chandra
ちなみに
すざく
Chandra
XMM-
価格
157億円
2200億円
960億円
全長
6.5m
16m
11m
質量
1700kg
5900kg
3800kg
グラム単価
9200円/g
37000円/g
25000円/g
お求めやすいお値段になっております！？
宇宙線加速の話題
超新星残骸に X線シンクロトロン放射発見
(Koyama 1995)
粒子(電子)が非熱的なエネルギー分布。
少なくとも TeV のエネルギーまでは加速。
どこまで加速されている？
粒子数分布(個/cc/keV)
GeV程度の電子:電波を放射(光指数2程度)
フェルミ加速示唆
最高エネルギーのあたりで
カットオフ
GeV
TeV
TeV程度の電子:X線を放射
(光指数 2.7ぐらいが多い)
X線で折れ曲がりがない
か？
電子エネルギー
エネルギーE_e の電子が出すシンクロトロン放射
E_p～4keV×(B/10μG)×（E_e/100TeV)２
超新星残骸RXJ1713-3946
F(E)∝E-Γ
XIS
Γ=2.4
HXD(PIN)
Γ=3.2
(ISAS高橋 et al.)
超新星残骸でX線領域でカットオフ最高エネルギー～TeV?
TeV観測と共に、陽子加速を示唆？
すざく
シンクロトロン放
射を出す電子が3K
輻射を逆コンプト
ンしたと考えても、
うまくあわない。
加速された陽子が
物質と衝突して
Π0粒子発生。
Π0が崩壊した時の
TeVγ線？
ｐｐ → π0 → ２γ
暗黒加速器(dark accelerator)
HESS J1616-508
•TeV γ線で非常に明るい。
•すざくで有意なX線検出できず。
FX(2-10keV) < 1.2×10-13erg/cm2/s
HESS
すざく 2-10keV
その意味は？
TeVγ線が電子起源だとすると…
X線: シンクロトロン放射
電子と磁場の衝突
同じ！
TeVγ線: 逆コンプトン散乱
電子と輻射場(3K輻射)の衝突
X線強度/TeVγ線強度
=磁場エネルギー密度/輻射場エネルギー密度
(P_syn / P_IC = U_B / U_3K)
電子起源は難しい
U_B ～ P_syn/P_IC x U_3K < 1.2e-15 erg/cm3
すざく: P_syn < 1.2e-13 erg/s/cm2
HESS: P_IC = 4e-11 erg/s/cm2
U_3K = 4.0e-13 erg/cm3
U_B = B2/8π  B < 1.7e-7 gauss
宇宙空間は、何もないところでも、マイクロガウ
スの磁場。これほど異常に弱い磁場が、超新星残
骸で実現されるとは考えにくい。
TeVγ線は陽子起源か？
HESS観測結果
F(>0.2TeV)
=4.3×10-11/cm2/s
Γ=2.4
M1内山君ご苦労様！
Π０粒子の崩壊
と良く合う
すざくによるシンクロトロン放射上限値を仮定。
F(2-10keV)<1.2e-13erg/s/cm2
史上最高の鉄輝線分光:銀河中心領域
中性Fe(6.4keV)
Fe
H状Fe(6.9keV)
S Ar Ca
Ni
Si
He状Fe(6.7keV)
同じ鉄輝線でも物理状態は全く違う
すざくでとった銀河中心のX線スペクトル
高階電離の鉄輝線の起源は？
ぎんが、あすかの成果:
高階電離鉄輝線は
500光年×1000光年にわたり一
様に分布。
起源は？
•高温プラズマ説
•宇宙線荷電交換説
高階電離鉄のイメージ(あすか)
荷電交換説
宇宙線
Fe+26
He状Fe輝線
(6.7keV)
星間雲
ほとんど
H, He
Fe+25
H状Fe輝線(6.9keV)
Fe+24
宇宙線中の裸のFe原子核が、星間雲中
のH, Heから無理やり電子を奪い取る
鍵はHe状Fe輝線にあり!
1s2p1P1
1.電子捕獲
f
1s2p3P0,1,2
共鳴線(r)
6.703keV
Δl=1,Δs=0
1s2 1S0
1s2s3S1
Hi res
CCD
r
6666eV
禁制線(f)
6.639keV
Δl=0,Δs=1
Fe24+の微細構造
2.高温プラズマ
f
6685eV
r
Hi res
CCD
すざくスペクトルの威力！
6679eV±1eV
6.7keV輝線強度分布
銀河中心
6.4keV輝線強度分布(低温分子雲)
•6685eV(衝突電離プラズマの実験
値)とはわずかに6eVのずれ。
•空間分布も電子捕獲では説明困難。
どちらも高温プラズマを支持！
100光年
プラズマの温度と空間分布
Fe24+ Kα
Fe25+ Kα
Fe24+ Kβ
6.7keV輝線強度分布
6
7
8
電離温度指標: Fe25+ Kα/ Fe24+ Kα
電子温度指標: Fe24+ Kβ/ Fe24+ Kα
•電離温度、電子温度ともに～7keV
•l=-0.4～+0.1°で温度ほぼ一様。
6.4keV輝線強度分布(低温分子雲)
精密分光による物理パラメ
ター決定の意義
従来の温度指標:
連続成分の曲がり具合のみ
•温度の非常に鈍い関数
•非熱的成分の混入の影響
正確な温度を求め難い
すざくはこの困難を初めて打破！
高温プラズマの不思議
総エネルギー: 1053～1054 erg
拡散時間: (サイズ:1000光年)/(音速:2x108 cm/s)～10万年
定常的に何かがエネルギーを供給しているはず！
エネルギー注入率: 1048～1049erg/年
コンパラ
超新星爆発: 1051 erg, 100年に1発  1049erg/年
超新星残骸として輝くのは数千年だから、
数10発ぐらい見つかればOK?
新天体ぞくぞく発見(SgrB2領域)
300光年
新X線反射星雲
SgrB2分子雲
新超新星残骸
新超新星残骸のスペクトル
He状Fe輝線の中心
エネルギーのみか
ら温度決定！
Chandraなども使い、他にいくつも超新星残骸候補を発見。
銀河中心プラズマを説明できるかも。
新Ｘ線反射星雲のスペクトル
非常に強い中性Fe
冷たい物質が
強烈なX線で
照らされてい
る証拠
300年前、銀河中心BHは
今の100万倍明るかった。
(～1039 erg/s)
銀河中心を挟んで反対側で
も！
Sgr C 分子雲領域
He状S Kα線イメージ
250光年
中性Fe輝線イメージ
SgrC
SgrC
新超新星残骸
新X線反射星雲
やはり銀河中心は昔100万倍明るかった。
低エネルギーバンド観測の話題
問: 我々の体の材料はどこで出来た？
模範解答：星がせっせと核融合
しかし、誰が見た？
星内部の核融合情報を直接検出しているのは、
太陽ニュートリノぐらいか？
そこで惑星状星雲
NGC6369
エスキモー星雲
わりと軽めの星が、最期
に自分を撒き散らして消
失していく様
キャッツアイ
可視光による惑星状星雲
白色矮星
星風:数1000km/s
M57
元は星の内部。
X線による惑星状星雲BD30+3639
2.5 arcsec
可視光のシェルの
内側からX線
しかし、X線スペクトルはよ
くわかっていなかった。
color: H-alpha
contours: X-ray
等高線:Chandra
すざくBI CCDスペクトル
H-like C-Kα
(0.37 keV)
C-Kβ
(0.44 keV)
He-like O-Kα
0.56 keV H-like O-Kα
0.65 keV
He-like Ne-Kα
0.91 keV
初めて炭素の
明確な輝線を
検出。
C/O～95 solar
source region,
background region
（東京大学村島、牧島ら)
ヘリウム燃焼
の生成物。
3He  C + γ
もっと大きなスケールで
スターバースト銀河M82
超新星爆発がばんばん
発生。合成した重元素
を周囲に撒き散らす
すざく BI CCD イメージ
高温ガスがたな
びく様がよく分
かる。
“Cap”領域のス
ペクトルを調べ
てみた。
すざくM82 Cap スペクトル
重元素組成比(太陽組成比)
Suzaku
10
Mg
O
Ne
1
Fe
0.1
0.01
O, Ne, Mg, Fe などが確かに飛び出ている！
まとめ
•XRSは亡くなってしまったが、XISとHXDは
元気に活動中！
•XISは、CCDとしては最高のエネルギー分解
能。
•高エネルギー側(特に鉄輝線付近)の撮像分
光観測で、質的に全く新しい局面を開きつ
つある。
•BI CCDの低エネルギー側での感度・分解
能も優れている。
•HXDはまだBGD調査中。系統誤差1%を達成
国際学会やります！
21COE後援
The Extreme Universe in
the Suzaku Era
2006/12/4 – 12/8
＠京都テルサ
たくさんの参加を
お待ちしております。
参加費は無料らしいよ！
http://www-cr.scphys.kyoto-u.ac.jp/conference/suzaku2006/