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)
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
– 天の川銀河中心
– 暗黒加速器？
– 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
価格:157億円 (1g9200円)
名付け親は…(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
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
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！
FWHM = 7.0 eV
衛星軌道上で実際に
取得した55Feからのス
ペクトル
MnKα2
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
X-ray
ＦＩ
•フレーム転送型CCD
電極層
•Front-side illuminated (FI) 3台
空乏層
•Back-side illuminated (BI) 1台
•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)
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
10-4
HEAO
A-4
5
SIGMA
Flux (cts s -1 keV-1 cm -2)
Ginga
Line Components
GSO: 350cm 2
PIN: 160cm 2
E/E = 0.5
10-5
HEXTE 40ks
PDS 40ks
5
40ks
100ks
10-6
OSSE
HXD PIN
5
HXD Phoswich
5
10
50
100
Energy (keV)
500
1000
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
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)が比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(べき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
TeV程度の電子:X線を放射
X線で折れ曲がりがない
か？
GeV
TeV
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
超新星残骸で、TeV領域でカットオフ
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内山君作
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？
106MsunのBH
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)
Ｘ線でみた銀河中心
•「ぎんが」、「あすか」による鉄輝線の発見。
・高階電離鉄輝線は500光年×1000光年にわたり一様に分布。
・中性鉄輝線は分子雲の分布に一致。→X線反射星雲
⇒中心核は300年前は現在(1033erg/s)の100万倍明るかった。
•高階電離鉄輝線の放射過程は？そのエネルギー源は？
•「中心核(巨大ブラックホール)は昔明るかった」は本当か？
300光年
高階電離鉄輝線
中性鉄輝線
大気圏外に出ないと始まらない
可視光
X線
地球大気