中性蛍光中性蛍光 XX 線線 ～冬の陣～～冬の陣～

2004 12/8 CR Colloquium兵藤　義明

蛍光 X 線のでかた

Kα輝線 L→Kの遷移

蛍光 X 線のでかた

Kβ輝線 M→Kの遷移

オージェ電子になっちゃう事も

蛍光 X 線が出ない…

オージェ電子にならずに蛍光 X線が出る確率 = 蛍光収率

実験室での蛍光 X 線 検出器の較正、 CCD の空乏層厚測定に必要

X 線発生装置→線源を用いて簡単で安全な実験がしたい

40μm80μm 120μm

300μm

感度のエネルギー依存性から　空乏層厚が分かる！

作ってみました

Incident

beamKα

KβKα Kα

KαKα

Kα

OD

他の蛍光 X 線発生装置のプロトタイプになっている

でました

天体からの鉄中性 ( 低電離 ) 蛍光X 線 熱いものの近くに冷たいものがあると出る。 空間分解できない構造や密度、重力場の情報

Sgr B2(分子雲 ) AGN 銀河中心付近 GX 301-2(HMXB)

Eta Carinae(大質量星 ) YLW 16(T Tauri型星 ) RCW 86(SNR)

鉄中性蛍光 X 線を出している主な天体

GX 301-2(High Mass X-ray Binary) B2 型超巨星 WRA 977 と中性子星からなる連星系。

巨星から吹き出される星風を中性子星が重力的に捕獲し、降着させX 線を放射。　　　　　 →強い重力場、強い磁場、強い X 線放射など地上では実現不可能な極限状態！

鉄蛍光

鉄吸収端

Chandra HETG 回折格子を用いた分光システム

鏡

CCD回折格子

エネルギー分解能は何で決まる？

βｐ

λ

1 次の回折光では

p:格子間隔　 λ:波長　 β:回折角

p/sin pp

hc

pE

p

p

E

E

低エネルギー :　格子間隔の精度　高エネルギー : 　鏡の精度

ΔE/E=0.6%@6.4keV

スペクトル 近星点付近で観測

Γ=1.0,　　NH=10^24[cm-2] 　　　超ハード、超強い吸収、蛍光輝線

何だこれ

コンプトンショルダーを発見！

ΔEmax=156eV(E0=6.4keV)電子が静止していて 1 回だけコンプトン

シミュレーションτcompton 　大→

NH=8.5 cm-2 kTe=0.0(<0.6eV)+2.3-1.4

低エネルギー X 線天文学！

Future work

GX301-2は AstroE-2のキャリブレーションターゲットに選ば

れている！

kTe=1eV kTe=5eV

XRSで得られる予想スペクトルAstroE-2の活躍に乞うご期待！

XRS:ΔE/E∝1/E、有効面積 6 倍

まとめ

取り扱いが簡単で安全な、線源を用いた蛍光X 線発生装置を作った。　　　　　　　　　 → NeXT用 CCDの空乏層厚測定に使われる 。

GX 301-2の鉄蛍光輝線からコンプトンショルダーが検出された。←世界初！

がんばれ！ AstroE-2！

はず