すざく衛星塔載 XIS の軌道上での較正：検出効率

MIT-LL CCID41 CCD with Charge Injection

Au coated Cu Heatsink

AluminaSubstrate

Torlon StandoffsFlexprint

林田 清、 Eric Miller 、穴吹直久、勝田 哲、鳥居研一、並木雅章、田和憲明、宮内 智文、内田裕之、常深 博 (阪大理 )、中嶋　大、山口弘悦、松本浩典、鶴　剛 (京大理 )、馬場　彩（理研）、竹井　洋、堂谷忠靖 (JAXA) 、 Mark Bautz 、 Steve Kissel(MIT) 、国分紀秀（東大理）他 「すざく」 XIS チーム

　すざく搭載の 4台の CCD カメラ XIS は、 2005 年 8/12-8/13 のファーストライト以降半年を越えた現在も正常に動作し、様々な天体の観測を続けている。低エネルギー側での高いエネルギー分解能は XIS の特長のひとつで、実際、電離した炭素や酸素の輝線の検出から、多くの天体に関して新たな知見がうまれつつある。しかしながら、打ち上げ後の時間とともに 1keV 以下の低エネルギー側で検出効率が低下する現象が発見され、観測効率の低下が避けられない状態になっている。現在、この現象は XIS の可視光遮断フィルタに付着した炭素主体の物質による吸収によるものと考えている。その時間変化、空間分布に関する現時点での理解をここで紹介する。なお、付着物質を蒸発させるための安全な方策に関しても現在検討をすすめている。

XISの特長1.低エネルギー側での高いエネルギー分解能 (~40eV@0.53keV　 for　 FI,　~50eV@0.53keV　 for BI)。レスポンスにテール成分がほとんどないことが特徴。

2.XMM-Newton衛星に準ずる大きな有効面積3.低いバックグランドレベル。特に高エネルギー側、非Ｘ線バックグランドが効いてくるエネルギー範囲で、表面輝度の低い天体の観測に有効　

（低エネルギー側の特長を示す一例として） Cyg Loop (NE1) のスペクトル (XIS1,XIS0,XIS2,XIS3)観測 2005/11/23-11/24；総露出時間 22ks

0.5keV単色Ｘ線入射に対するレスポンス (XMM-Newton衛星の MOS,PNとすざくXIS FI,BI の比較

吸収物質の起源と対策

JAXA提供

JAXA提供

JAXA提供2005-08-13

2005-08-31

2005-12-16

2006-01-17

OVIII NeIX NeX

MgXIOVII

2006-02-02

XIS3(FI)NH(Gal)*N_C*Pow NH(Gal)*N_C*N_O*Pow

0.1

1

0.2 0.3 0.4 0.5 0.6 0.7 0.80.9 1

QE model(BI;XIS1)QE model(FI;XIS2)OBF

DEHP 200nm 2.2g/ccDEHP 400nm 2.2g/ccNH=2e20

Ex(keV)

XIS1(BI) XIS3(FI)N_C(1e18cm^-

2)2.4+/-0.030 4.4+/-0.098

N_O(1e17cm^-2)

1.4+/-0.29 5.4+/-0.55

N_O/N_C 0.059+/-0.012

0.12+/-0.013

N-K lineO-K line

[Central 6mm radius count rate] / [Outer area count rate]

Time(sec)

N-K line

Day Earth

0 < DYE_ELV < 5

5 < DYE_ELV < 10

10 < DYE_ELV < 15

15 < DYE_ELV < 20

20 < DYE_ELV < 25

2005-8-13 2005-9-4 2005-10-22

2005-11-28

2005-12-24

2006-2-6

Color code is adjusted for each map

a: Based Cal on the Ground b: a x excess0.15mC c: Dead Layer =Design Value d: c x excess0.15mC

C-K edge ~0.3keV

DAY EARTH0 < DYE_ELV < 5 5 < DYE_ELV < 10 10 < DYE_ELV <

2020 < DYE_ELV <

30

N-K(0.39keV)

O-K(0.52keV)

吸収量の非一様性E0102-72.3のスペクトル（ XIS ファーストライト）

低エネルギー側検出効率の低下RXJ1856.5-3754の観測RXJ1856は単独中性子星で、過去の複数の衛星の観測で温度 63.5eVの黒体輻射スペクトルでよく近似できることが知られていた。 XIS1(BI)で 2005/10/24-26に観測したスペクトル (青十字）は、地上実験で決めたレスポンス（黒実線）では再現できない。 0.15mmの炭素の吸収を導入することで観測結果を説明できる（青実線）*)0.3keV以下のデータを再現するために、 XIS(BI)の不感層のモデルとして設計値を採用した

E0102-72 の観測E0102-72 は SMC にある超新星残骸で、過去の衛星でも多数回観測されている。すざく衛星でも 2005 年 8月から 2006年 2月の間に計 5回観測され、打ち上げ後の時間とともに低エネルギー側の検出カウントが減少していることが観測された（下左図）。観測結果から吸収物質 (炭素を仮定）の量を時間の関数として評価したのが下右図。吸収物質の量がセンサーによって有意に 2倍以上異なること、吸収物質の増加がほぼ linear であったのが 1月、 2月の観測点ではそれまでの延長より下にあることがわかる。

Cyg-Loopの観測シェル型超新星残骸 Cyg-LoopのＸ線放射は XIS の視野より大きくひろがっている。 0.3keV より下のバンド (C-band) と 0.3keV より上の CVIバンドのカウント数の比をとることで、炭素主体の吸収物質の非一様性が推定できる。（下右図； XIS1(BI) についてのカウント数比マップ； 2箇所の観測位置で）中心部に対して視野の縁で吸収物質量が約 1/2 であることがわかった。

CVI-band

C-band

左図は、窒素、酸素輝線について中心部のカウント数を周辺部のそれでわった値を示している。中心部に比べて、周辺部の吸着物質の増加量が少ないこと（ 2.5x10-3 m/dayに対して 1.6x10-3 m/day)、初期の傾き（ピンクの破線）に比べて最近の傾きは緩やかであることがわかる。

地球大気からの蛍光Ｘ線の観測太陽Ｘ線でてらされた地球大気から窒素や酸素の蛍光Ｘ線が発生し、 XISの視野に混入する。窒素の蛍光Ｘ線の XIS視野内での強度分布は、打ち上げ当初は中央部で高く、時間を経ると周辺部で高くなっていることがわかる。吸収物質を時間、視野中心からの関数でモデル化する作業をすすめている。

吸収物質の起源と対策観測結果をもとに様々な可能性を検討した結果、 XISのカメラに装備されている可視光遮断フィルタ (OBF)の表面に炭素主体の物質が付着したのが、検出効率低下の原因だと考えている。吸着量の非一様性の原因が OBFの温度分布を反映しているとすると、 OBF全体の温度を上昇させることで付着した物質を蒸発させられる可能性がある。現在、地上実験を含めた様々な視点からの検討をすすめ、原因のさらなる追究と安全な対抗策を追求している。　一方、観測データの解析のための吸収物質のモデル化を並行してすすめている。このポスターで紹介したように、モデル化の作業について方針は確立している。

NH(Gal)*N_C*Pow NH(Gal)*N_C*N_O*PowXIS1(BI)

PKS2155 の観測過去の衛星の観測からなめらかな連続成分をもつことが知られる blazar PKS2155 の観測スペクトルから吸収物質に含まれる炭素以外の物質の量を評価した。吸収物質には酸素が存在するものの炭素に対して 6%,12%という値になっている。 RXJ1856の観測結果からは 11%以下とい上限値が得られている。