X 線偏光で探る高エネルギー天体現象と観測ミッション

MultiWave_Polarimetry_2007-03-01.ppt

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X 線偏光で探る高エネルギー天体現象と観測ミッション

March 01, 2007 多波長研究会 @ 広島大学Tsunefumi Mizuno on behalf of the PoGOLite

collaborationHiroshima University

[email protected]


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ContentsContents

•多波長観測と X 線偏光観測•X 線偏光で探る天体物理•X 線偏光観測の原理•Ｘ線偏光ミッションの紹介

PoGOLitePolaris ( ちょっとだけ )その他 ( ちょっとだけ )

•まとめ

(GRB 型は省略 )


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(1)(1)多波長観測と多波長観測とXX 線偏光観測線偏光観測


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Progress of X-ray AstrophysicsProgress of X-ray Astrophysics

X 線領域での撮像・分光性能の進歩

電波・可視に匹敵する性能。高エネルギー天体の多波長観測放射機構の解明、加熱・加速メカニズムの解明、 etc.

However

Suzaku(XRS)

Uhuru

Uhuru

Einstein(IPC) Chandra

(ACIS)

Tenma(SPC)

ASCA(SIS)

Chandra(HEG)

Einstein(IPC)

ROSAT(PSPC)

Chandra(ACIS)

Energy Resolution at 5.9 keV Point Spread Funciton

Sensitivity

Einstein(IPC)


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(Little) Progress of Polarization Measurement(Little) Progress of Polarization Measurement

Crab Nebula Polarization measurement with OSO-8 (1976)

•Two carbon Bragg diffraction [email protected] keV and 5.2 keV •19.2+-1.0 % polarization from Crab Nebula (Weisskopf et al. 1976)

•INTEGRAL-IBIS reports the pol. detection from Crab Nebula above 200 keV (Forot et al. 2007@GLAST Science Symposium), but no significant pol. detection from Crab pulsar and others sources yet.

Modulation curve for 2.6 keV

Crab Nebula signal+BG

BG

偏光の分野では、多波長観測から X 線 γ 線が完全に欠

落

Intensity of the source from which pol. was detected

No obs.!


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(2)X(2)X 線偏光で探る線偏光で探る天体物理天体物理


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What can Polarization Tell Us about HE What can Polarization Tell Us about HE Objects?Objects?

--- Processes known to polarize hard X-rays ---•Synchrotron emission: pol. vector is perpendicular to magnetic field and can tell us the direction of the field.

•Pulsars, AGN jets, micro-quasars, SNRs and GRBs•Compton Scattering: pol. vector is perpendicular to the plane of scattering and can tell us the geometry of the photon source and the scatterer (e.g., accretion disk)

•BH binaries, Seyfert AGNs•Propagation of photons in strong magnetic field: photons with pol. vector perpendicular to magnetic field suffer high absorption. Test of quantum electrodynamics and reconstruction of the direction of the magnetic field.

•NS binaries with a strong cyclotron line.

磁場や散乱の絡む系 ( ほぼ全ての非熱的放射 ) で、系のジオメトリを直接探る唯一の手段

電波や可視では常套手段

(GRBs not covered in this talk)


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P1 P2

XX 線偏光で探る天体物理線偏光で探る天体物理 (1)(1)

from a review by Harding 04単独パルサーの放射機構Polar Cap Model Slot Gap/Caustic Model Outer Gap Model

強度

位相

polar cap

slot gap

outer gap

50%

100%

0°

Alice Harding による計算。パルス位相毎の偏光観測によりモデルを不定性なく決める。偏

光度

偏光

方位

角


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ペンシルビームファンビーム

磁場と視線方向のなす角

偏光

度強

度

+100%

-100%

連星パルサーの放射機構、理論検証

•モデルにより、強度と偏光度 ( 磁場方向が正 ) の相関の違い ( 位相ごとの偏光測定 )

放射機構の決定•エネルギーによる偏光度の変化

QED の検証

Kii 1987, PASJ

Ec = 100 keV


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中心に光源のある場合の降着円盤による反射成分の放射 (Poutanen et al. 1996)

•降着円盤の実在の直接証拠、円盤のジオメトリの決定 ( 可視偏光観測との比較 )•Hard State( 反射成分 ) 、 Soft State (Hard tail) とも、硬 X 線偏光観測が重要

ブラックホール /AGN の降着円盤放射

反射

成分

の偏

光度

(%)

反射

成分

のフ

ラッ

クス

5 50 500 keV

真横から

真上から


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SSC モデルに基づく、シンクロトロン、ＩＣ成分の偏光度 (Poutanen et

al. 1994)

•シンクロトロン成分 ( 高偏光 ) 、 IC 成分の分離•偏光度、偏光ベクトル -> ジェットのジオメトリ•スペクトル・偏光両面で多波長観測が重要

AGN 、 QSO のジェット

シンクロトロン成分

IC 成分

Donato et al. 2001

シンクロトロン

Inverse Compton


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Spectra of Possible Polarized TargetsSpectra of Possible Polarized Targets

• 数 10- 数 100mCrab 程度に多数のターゲット• 位相毎、エネルギー毎の偏光度高感度が必要

Crab total (Toor and Seward 1971)

BHB:Cyg X-1 Hard (Gierlinski et al. 1997)

Binary NS:Her X-1 (Coburn et al. 2002)

Blazar:Mkn501 (Pian et al. 1998) -QSO:

GRS 1915 (Ueda et al. 2002)


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(3)X(3)X 線偏光観測の線偏光観測の原理原理


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偏光検出原理偏光検出原理

•ブラッグ反射結晶面と偏光面が並行。単色のみ。 Oso-8 のかに星雲もこれ

•光電効果偏光方向に電子が放出。 X 線 CCD 、ガス検出器など。微細なイメージングが必要。クーロン散乱を受ける。 -PIC など

•コンプトン散乱偏光ベクトルと垂直方向に散乱。 PoGOLite 、 PHENEX 、GRAPE など

•電子陽電子対生成偏光面に電子陽電子が生成。クーロン散乱を受ける。 GLAST も原理的には偏光が測れる基本的にはコンプトン散乱を用いるのが一番効率がよい


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偏光検出感度偏光検出感度

TRRRMF

RRnMDP

bgdsrcsrc100

bgdsrc 2

要は、MF100 が大きく有効面積が大きく (or 観測時間が長く )バックグラウンドが小さい

検出器がよい。

(McConnell 2004, proc. SPIE 5165)

Rsrc=Fsrc*Aeff: 信号強度Rbgd: ＢＧ強度MF100:Modulation Factorn: 有為度 ( 通常 3)

2sys

bgdsrcsrc100

bgdsrc 2MF

TRRRMF

RRnMDP

システマティクスによるモジュレーションがあるときは、以下のようになる ( はず )


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Optimization for Polarization MeasurementOptimization for Polarization Measurement•気球観測を前提に、基本デザインとして以下を仮定。システマティクスは 0.3% とする

大気吸収： 4g cm-2

MF100 = 0.3Aeff = 200 cm2

BG = 1 CrabT = 20 ks

MF100 = 0.3

0.5

0.7

T = 20 ks

100 ks

1 Ms

BG = 1 Crab

100 mCrab

10 mCrab

100 mCrab 程度以下を狙うには、BG を下げることが何より大事

40-80 keV での最小検出偏光度(%)

1010

100(%)

1

0.01 0.1 1

信号強度 (Crab)


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(4)X(4)X 線偏光ミッ線偏光ミッションション


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X-Ray Polarimetry MissionsX-Ray Polarimetry Missions

Phenex Mission (Yamagata Univ., Osaka Univ., etc.)plastic+CsI, 40-200 keV昨年 4ユニット実験。解析中

•その他色々。例えばAXP (X 線反射鏡 + ガス検出器 ) -PIC ( ガス偏光計 )CIPHER (coded mask)

•非集光型は Crab Nebula の硬 X 線偏光観測がターゲット。 BG (Crab と同程度 ) の低減が鍵

MAPMT(H8500)

GRAPE Mission (McConell et al. 2004)plastic+CsI 、 50-300 keV

INTEGRAL MissionPolarimeter above 200 keVReport of pol. detection from Crab Nebula (Forot et al. 2007)


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PoGOPoGOＬｉｔｅＬｉｔｅ MissionMission

•Pb/Sn+slow plastic で視野を絞る (1.2 mSr) 。 BGO とあわせ、徹底した低バックグラウンド化をはかる。 ~100 mCrab, 10% polarization が目標•高感度 PMT によりエネルギー下限を下げる。

•日米欧の国際協力、 2009年気球観測目標。 25-80 keV•「すざく」 HXD で用いられた井戸型フォスウィッチのデザインを採用し、波形弁別で BG除去

PDC: Phoswich Detector Cell

Fast Plastic Scint.(Pol. measurement)

PMT assembly(low noise)

Bottom BGO

Slow Plastic Scint.Collimator (FOV:5 deg2)

BGO Side Anti-coinsidence Shield (SAS)

(217 units)

(54 units)


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開発体制とスケジュール開発体制とスケジュール

2003 2005 2006 2007 2008

Proposal to NASA

Spring8/ArgonneBeam Test

KEKBeam Test

KEKBeam Test

Proton Beam Test (Osaka)

1st prototype(fast scinti. 7 units) 2nd prototype

(fast/slow 19 units+anti)

2004

国際協力のもと、 2009年初頭のフライトを目指す

•日本：広島大学、東京工業大学、山形大学、 JAXA/ISASPMT 、ビーム試験、データ収集システム、センサー試験、シミュレーション

•米国 : データ収集システム、プラスチックシンチレーター、センサー試験および組み上げ、気球実験、理論モデル

•スウェーデンおよびフランス :BGO シンチレーター、反射材、理論モデル

Flight Instrument Integration and Test

KEK Beam TestMar 5-12!

Sensor Complete

Gondola Ready

Flight Instrument Integration

•Crab Pulsar•Cyg X-1•AGN/-QSO等•他波長と連携も


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PoGOLitePoGOLite の諸元の諸元

100 mCrab

BG (total)

CXB/downward/upward

1 Crab

20 100 keV 200

高感度 X 線偏光観測

エネルギーバンド (典型値 ) 25-80 keV

幾何学面積 930 cm2

有効面積 (maximum; @40 keV) 250 cm2

バックグラウンド (for ~40 keV) 10-20 mCrab

100mCrab(100% 偏光 ) に対する Modulation Factor (6 時間のフライト )

23%

100mCrab に対する 3 検検検検検検検 (6 時間のフライト ) <=10%

•エネルギー下限 25-30 keV ( 広帯域 )•BG~10-20 mCrab (極めて低いバックグラウンド )


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開発試験（開発試験（ II）：）： PMT/PMT/ シンチレーターシンチレーター

•Kataoka et al. 2005, SPIE 5898, 133コンパクト (1 inch 、 19 cm 、 228 g) な筐体に、 PMT 、ブリーダー、高圧電源を内蔵Suzaku HXD-II のデザインに基づいたブリーダー回路

•低消費電力 (~300mW/unit; 65W total)•低ノイズ ( 高感度 )•宇宙線由来の大パルスに強い

•集光率の向上極めて高い光量 (7-8 p.e./5.9 keV)

•Fast/Slow プラスチックシンチレーター、BGO 、反射材も工夫をこらす

フライトコンフィグレーションでも 0.5 p.e./keV観測下限： 25 keV

one photon peak

55Fe7-8 p.e./5.9 keV

PMT ブリーダー

高圧電源


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開発試験開発試験 (II):(II): 波形弁別波形弁別

slow scinti./passive collimatorFast scintillator

PMTBGO crystal

241Am

1 s

fast plastic

BGO/Slow

482 Hz Saturatedevents

2dim hist

spectrum

14 C

LK

(70

0 n

s) p

eak

2 CLK (100 ns) peak

TotalFast BGO + Slow

BGO/Slowcontamination

proton irradiation

•preamp の立ち上がりで波形弁別 (PSD)•波形取得により、パイルアップなどに強いシステム•数 kHz の陽子照射下でも PSD を実証 (昨年 7月阪大ビームテスト )

preamp output

peak hold


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開発試験開発試験 (III):(III): エレクトロニクスエレクトロニクス

•通信インタフェースに SpaceWire を採用科学衛星上での装置間通信用統一インターフェイス規格NeXT 、 VSOP-2 、 MMO

•PDC部と SAS部でボードを共通化。 user-FPGAで対処

20MS/s の波形取得 (PDC)PHA による BG 源 ( 大気 γ) のモニタ (SAS)

Digital IO Board

CSA X 8

FPGAFPGA

FPGAFPGA

FADC

FADC Board

Cs (662 keV) onlyCs + proton(930Hz)Cs + proton(6.5kHz)Cs + proton(15kHz)SpaceWire

来週からの KEK ビーム試験で動作実証を行なう

50-100 keV までモニタ可能


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PoGOLitePoGOLite で期待される成果で期待される成果 (I)(I)

polar cap modelcaustic modelouter gap model

高い感度を生かした観測かにパルサーからの世界初の X 線偏光の検出パルサーの放射機構の解明

Modulation Curve for the 1st peak

散乱の方位角 (rad)

6 時間のフライトで、放射モデルを明確に区別可能

from a review by Harding 04

polar cap

slot gap

outer gap


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PoGOLitePoGOLite で期待される成果で期待される成果 (II)(II)

•ブラックホール連星 (Hard State)Cyg X-1 など降着円盤による散乱の直接検証系のジオメトリの決定

•AGN 、マイクロクエーサーMkn501, 1ES1959+650 、 GRS1915+105 などX 線シンクロトロンの直接検証磁場構造 -> ジェットのメカニズム

•X 線パルサー ( 連星系 )Her X-1 などモデルの決定、強磁場中での光子伝播に関する QED予想の検証

10% 偏光を仮定MF: 2.7±0.2%( ~15σ detection)

by M. Arimoto (Titech)

散乱の方位角 (rad)

Source visibility on 1 April 2009 Palestine Texas

Cyg X-1

CrabCyg X-3

GRS1915+105 Her X-1


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PolarisPolaris 計画計画

ミラー焦点距離12m

ミラー焦点距離 6mx4台

GIP-on-SIP

LI-on-SIPTi 50m filter

Li target

600μm

X 線

ガス

電場でドリフト

MAPMT

plastic scintillator

CsI

昨年 12月に宇宙理学委員会小型衛星計画WG として発足(http://www.isas.jaxa.jp/home/rigaku/wg.html)

•硬 X 線ミラー / ガス偏光計 / 散乱型偏光計によるワイドバンド偏光観測 (~10 mCrab)•広視野 GRB 偏光計も搭載予定

•INTEGRAL, PHENEX, GRAPE 他 : Crab Nebura (1 Crab)•PoGOLite: Crab Pulsar 、明るい BHB/NSB/-QSO/AGN (~100 mCrab)•その先は？

( デザインは議論中）


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SummarySummary

•偏光観測では、 X 線 γ 線は完全に立ち遅れている•観測対象は多種多様

パルサー ( 磁場構造と放射機構、 QED予想の検証 )ブラックホール連星 ( 降着円盤の構造 )AGN/ マイクロクエーサー ( 磁場構造、ジェットのメカニズム )GRB (not covered here)

•大多数の X 線偏光ミッションは、 Crab Nebula がターゲット。 BG除去が鍵•PoGOLite

硬 X 線 (25-100 keV) での高感度偏光観測2009年初頭の気球観測を目指す ( かにパルサー、他 )10-20 mCrab という低バックグラウンド。 100 mCrabレベルの天体の偏光観測

Polaris 計画が発足10 mCrab まで感度を上げるのを目標とする

本格的な X 線偏光観測、多波長偏光観測の幕開け


29

Appendices


30

Concept of the Compton PolarimeterConcept of the Compton Polarimeter

22

0

020

220 cossin22 k

k

k

k

k

kr

d

d

0 degree

45 degree

135 degree

90 degree

pol. vector

Modulation Factor is defined as

ll

ll

NN

NNMF

Klein-Nishina cross section

Utilize azimuthal angle asymmetry of Compton Scattering to measure hard X-ray polarization

90degree scattering is the best for the polarization measurement

Azimuthal angle distribution


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PoGOLitePoGOLite の諸元の諸元

20 200 20 200

有効面積 Modulation Factor

geom. area=930 cm2

•ユニットが比較的大きい (2.8 cm幅 ) ものの、 MF>20%を確保 (装置の対称性が良い ) 。高エネルギーではMF~0.4•高い効率 (10-20%)-> 有効面積大•高い光量 +集光率 ->25-30 keV まで感度を持つ


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開発試験開発試験 (IV):(IV): ビーム試験ビーム試験

beam direction

Modulation Factor:42+-1 %(data) vs. ~47 %(simulation)

Modulation Curve for 73 keV beam

•定期的にビーム試験を行い、検出器およびシミュレーターの開発にフィードバック2003年 Argonne (Mizuno et al. 2005)

•Fast シンチ 7ユニットによる動作原理の確認。 MC の Validation (G4 の修正 ) 。

2004年 KEK (Kataoka et al. 2005)•フライト PMT を用いた、 30 keV までの試験

2005年 KEK (Kanai et al. 2007)•Slow シンチ、 BGO も含んだフルユニット•波形弁別の実証と 25 keV までの試験 ( 観測下限域 )

Argonne ビーム試験 (2003) より

装置の回転角

MC の予想実データ

In addition,2006年阪大 RCNP( 陽子ビーム )2007年 KEK( フライト DAQ)


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元の波形2 or 14 CLKs　遅らせた波形2つの差分（元－遅延）

Fastシグナル

Slowシグナル

- 2.5

- 2.0

- 1.5

- 1.0

- 0.5

0.0

0.5

V2CLK

- 2.5

- 2.0

- 1.5

- 1.0

- 0.5

0.0

0.5

1.0

c

V14CLK

- 2.5

- 2.0

- 1.5

- 1.0

- 0.5

0.0

0.5

V2CLK

V2CLK

Fast Slow V14CLK

- 2.5

- 2.0

- 1.5

- 1.0

- 0.5

0.0

0.5

V14CLK

差分のピークは、立ち上がり時間によって異なる

14 CLKs (700ns) 遅延2 CLKs (100ns) 遅延

波形弁別の方法波形弁別の方法

Documents

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