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Tsunefumi Mizuno 1

γ線衛星GLASTの概要とサイエンス

October 08, 2005 日本天文学会秋の年会

水野 恒史ほか

広島大学理学部mizuno@hirax6.hepl.hiroshima-u.ac.jp

目次•GLAST衛星の概要

•これまでの日本の貢献•GLASTで期待される成果(一般)•超新星残骸と粒子加速•銀河面拡散ガンマ線放射•まとめ

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GLASTGLAST衛星の概要衛星の概要

•GLAST:2007年打ち上げ予定の、米国、日本、

欧州の国際協力からなる、宇宙ガンマ線衛星•日本の誇るSiストリップ検出器の採用により

• 広視野 (~2sr、全天の20%)• 高位置分解能 (10’ in E>10 GeV)• 大有効面積 (~10000 cm-2)

を実現。EGRETを数10倍上回る感度を持つ。

角度分解能

有効面積

0.1 1 10 100 GeV

EGRET

チェレンコフ望遠鏡

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これまでの日本の貢献これまでの日本の貢献

～2.5 nA cm-２

(low noize)

フライト品の暗電流分布

•GLASTの核となるSiストリップ検出器の製造、性能評価(Ohsugi et al. 2005)

•気球実験のシミュレーション、バックグラウンドモデル、データ解析 (Mizuno et al. 2004)

primary protonsecondary proton

upwarddownwarde-/e+

gammamuon

バックグラウンド事象の、実験データとシミュレーションの比較

alpha

•フライトタワーの動作試験、キャリブレーションパラメタの測定(2005年物理学会秋の年会 高橋ほか、本年会 河本他)

•高品質かつ安定した性能•0.01%以下のdead strip率(出荷時)

•高カウントレート下での動作実証•バックグラウンドモデルの構築

さらに、

•日本はこれまで、Siストリップ検出器の製造、気球実験などを通じ、ソフト、ハード両面から貢献を行ってきた。

Siレイヤーの番号

coun

t/s

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GLASTGLASTで期待される成果で期待される成果((一般一般))

•170あまりの、EGRET未同定天体の同定(特に銀河面天体)。•EGRETによる7つのガンマ線パルサー->GLASTにより、数10のサンプル

•パルサーの進化の解明•スペクトルから、放射機構の特定

•AGN(Blazar):GeVガンマ線天体の最大勢力

•多波長観測、フレアの時間発展による、ジェットの放射メカニズムの特定•ガンマ線と赤外光との相互作用(対生成)->初期宇宙の星生成の研究

•銀河、銀河団からのガンマ線放射•銀河毎の宇宙線量の測定•銀河団の合体による衝撃波加速：最高エネルギーの宇宙線の源？

Vela pulsarからのガンマ線スペクトル

Outer gap model

Polar cap model

HESS、Suzakuとの連携•HESS未同定天体(新種の天体？)、SNRでの粒子

加速、銀河面拡散放射•硬X-GeVγ-TeVγでの観測で正体に迫る•電子成分と陽子成分(GeVγ)の分離測定

可視光との連携(広島大学1.5m望遠鏡)•GRB、トランジェント天体

•偏光(可視)とγ線スペクトルからジェットの構

造に迫る

E2*F

lux

0.1 1GeV 10 100

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超新星残骸と粒子加速超新星残骸と粒子加速

HESSによるRXJ1713-3946のイメージ+X線コントア(S. Funk 2005)

•超新星残骸：knee(1015 eV)までの宇宙線の加速限•硬X、GeVガンマ、TeVガンマによる観測：シンクロトロン、逆コンプトン散乱(電子成分)、pi0崩壊(陽子成分)

EGRET/GLASTのPSF(@10GeV)

分子雲(Fukui et al. 2003, Moriguchi et al. 2005) Pi0ガンマ？

多波長スペクトル (Reimer & Pohl 2002)

HESS

CANGAROOEGRET

X線 GeVγ TeVγ

GLAST 5sigma感度(1year、銀河中心方向)

•空間分解 ：粒子加速の現場•GeV領域のスペクトル：電子成分か陽子成分か？

GLASTではPSF多波長観測

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銀河面拡散ガンマ線放射銀河面拡散ガンマ線放射(1)(1)

•ガンマ線源：点源+銀河面拡散放射

•拡散ガンマ線放射の放射機構：•宇宙電子線と物質(制動放射)、CMB(逆コンプトン)との相互作用•宇宙陽子線と物質との相互作用(pi0ガンマ)

宇宙線と物質分布を探るプローブ

EGRETによる全天マップ(E>100MeV)

SAS-IIおよびCOS-Bによる銀河

中心からの拡散ガンマ線放射

制動放射(EB)

Pi0崩壊(NN)

逆コンプトン(IC)

0.1 1 10 (GeV)

EGRETによる銀河中心からの拡散ガンマ線放射(Hunter et al. 1997)

ICEBNN

Extragalactic diffuse

0.1 1 10 (GeV)

GeV excess硬い陽子スペクトル？電子成分(IC)の寄与?

E2*F

lux

E2*F

lux

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銀河面拡散ガンマ線放射銀河面拡散ガンマ線放射(2)(2)(1)最新の実験、理論に基づいた陽子-陽子反応を用いたガンマ線スペクトルの計算(2)EGRETデータのDeconvolutionによる、仮定によらない拡散ガンマ線分布の復元により、GeV excessおよび拡散ガンマ線の解析を行っている。

EGRET銀河面拡散ガンマ線の銀緯分布(銀河中心方向)

30-50MeV

150-300MeV

銀緯 -20 0 20度

実データ

復元像

銀河中心方向の拡散ガンマ線スペクトルのモデル計算(Preliminary)

Kamae et al. (2005)の反

応モデル (diffractive反応およびスケーリング則の破れ)に基づくスペクトル

従来の物理モデルに基づくスペクトル

従来より硬い(べき~0.05)な陽子成分を予想

放射が銀河面に集中していることを確立(Kamae & Elweによる)

GLASTでは、、、•点源の寄与を取り除いた、精度の高いスペクトル•銀河の場所による違い(宇宙線分布の研究)•RXTE, Suzakuによる電子成分の分布との相関

PSF有効面積多波長観測

Deconvolution

E2*F

lux

0.1 1 10GeV

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SummarySummary

•GLASTは2007年打ち上げ予定の宇宙ガンマ線衛星で、広視野・高空間分解能・大有効面積により、EGRETの数10倍の感度を持つ。•日本グループは、GLASTの核となるSiストリップ検出器の製造、評価試験や

気球実験を通し、ソフト、ハード両面から貢献してきた。•GLASTにより、様々なサイエンスが可能となる。

•EGRET未同定天体の同定•パルサーの放射機構、AGNにおけるジェットのメカニズム、初期宇宙の

星生成、銀河・銀河団からの宇宙線、などなど。•HESS/Suzakuとの連携、可視光観測との連携

•HESS未同定天体の正体•SNRでの粒子加速(陽子か電子か？)•銀河面拡散放射(宇宙電子、陽子線の分布と相関)•GRB/トランジェント天体(ジェットの構造)

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e+ e–

γ

GLAST Large Area GLAST Large Area TTelescopeelescope

CAL(U.S.A., France, Sweden):Hodoscopic array of 1536 CsI(Tl) scintillators (8 layers in each tower)

•Showerの発達を追い、エネル

ギーを測定

TKR(U.S.A., Japan, Italy):Si-Strip Tracker with Lead converter18 X-Y tracking planes, 228um pitch, 8x105 channels

•γ線のidentification、到来方向の測定•Siストリップを用いることで、高分解能を達成

ACD(U.S.A.):Segmented 89 plastic scintillator tiles

•荷電粒子backgroundの除去•セグメント化で高エネルギーでのself-vetoを減らす

GLAST (Gamma-ray Large Area Space Telescope)=LAT+GBMLAT: Large Area Telescope

2007年打ち上げ予定4X4=16 towers3000kg, 650 W, 1.8x1.8x1m3

(30MeV-300GeV)

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Sensitivity of GLAST LAT(1)Sensitivity of GLAST LAT(1)Integral Sensitivity

Flux

abo

ve E

(c/c

m^2

/sr)

1-year observation(high galactic latitude)

Morselli et al.5-year observation(high galactic latitude)

1-year observation(galactic center region)

Crab Nebula

http://www-glast.slac.stanford.edu/software/IS/glast_lat_performance.htm 中の図を元に作成

~10 photons will be detected in one year

•E^-2(integralならE^-1)なるスペクトルを持つ点源に対する5σ検出感度

10-8

10-9

10-1

010

-11

1GeV 10 1000.10.01

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More about More about GeVGeV excessexcess

6deg<|b|<10deg

2deg<|b|<6deg

-2deg<b<2deg

toward Gal. centeranticenter

•GeV excess is observed from the outer Galaxy as well as the inner Galaxy regardless of galactic latitude.

Possible Solutions:•harder proton spectrum•pp-interaction model•contribution of electron radiation•etc.

•We need tools to study GeVexcess/diffuse emission

•galprop + up-to-date pp-interaction model

0.1 1 10 (GeV)

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PPPP--interaction modelinteraction model

•Based on up-to-date knowledge, pp-interaction model update was proposed by Kamae et al. (2005 ApJ). This model was intended to be used to calculate gamma-ray emission (galactic diffuse, AGN, SNR, GRB, etc.) without uncertainty. Hereafter we call this “TK model”•Thee features; rising cross section, diffractive dissociation and scaling violation

pp-interaction cross section Spectrum of generated gamma-rays

•Rising cross section in high energy•Add diffractive dissociation process

•Scaling violation

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Parameterization of ppParameterization of pp--interactioninteraction

Gamma Spectrum for diffractive dissociation

Gamma Spectrum for non-diffractive dissoc.

1TeV

512TeV512TeV

1TeV

•Under development by N. Karlsson and T. Kamae (see Niklas’s lunch talk) to replace time-consuming Monte Carlo simulations.•One update; add the Delta resonance (1232) and the other resonance (1600)to reproduce pp-interaction cross section and inclusive pi0 cross section in lower energies.•Immediate application: incorporate into galprop!

Inclusive Pi0 cross section