ASTRO-H衛星計画

ASTRO-H衛星計画

松本浩典

目次 • ASTRO-Hについて –カロリメーターSXS –硬X線望遠鏡 HXT –硬X線イメージャー(HXI), 軟X線望遠鏡(SXT), X 線CCD (SXI), 軟ガンマ線検出器(SGD) • ASTRO-Hで進めるサイエンス

ASTRO-H 計画(2014年打ち上げ予定)

日本で6番目の X線天文衛星

かつてない国際協力

日本/アメリカ/ヨーロッパから、 160人以上の科学者が参加.

初代: はくちょう衛星(1979年～1985年)

すだれコリメーター+比例計数管。

X線バーストを使った中性子星半径の測定など

96kg

2代目:てんま衛星(1983年～1988年)

蛍光比例計数管など

天の川銀河高温ガスの発見、中性子星の 重力で赤方偏移した吸収線の発見など

3代目:ぎんが衛星(1987年～1991年)

420kg 活動銀河核の統一描像の確立など

大面積比例計数管など

4代目:あすか衛星(1993年～2001年)

420kg X線CCD、 X線望遠鏡、蛍光比例計数管

巨大BHの重力による鉄輝線の変形、宇宙線

5代目:すざく衛星(2007年～現在)

1700kg X線望遠鏡+X線CCD, 硬X線検出器

超新星残骸の過電離プラズマの発見、宇宙線

ASTRO-H搭載機器

HXT(Hard X-ray Telescope)

SXT(Soft X-ray Telescope)

HXI (Hard X-ray Imager)

SGD (Soft Gamma-ray Detector)

超ワイドバンド検出 (0.3~600keV)

衛星

Soft X-ray Spectrometer (SXS)

ISAS/JAXA、NASA/GSFC、金沢大、首都大など

中にSXS

Soft X-ray Spectrometer (SXS) 高エネルギー分解能。空間的に広がった天体も 観測可能。 X線マイクロカロリメーター 熱浴50mK 比較: 回折格子は点源のみ。 14 Δ𝑇 ∼ ℎ𝜈 𝐶 Ｃ：熱容量 HgTe

エネルギー分解能 熱浴 (T)50mK フォノン数のゆらぎ+その他 フォノン数𝑁 ∼ 𝐶𝑇 𝑘𝑇 = 𝐶 𝑘 (C: 熱容量) フォノン数ゆらぎΔ𝑁 = 𝑁 ∼ 𝐶 𝑘 エネルギー分解能Δ𝐸 ∼ Δ𝑁 × 𝑘𝑇 = 𝐶 𝑘 𝑇 ΔE: X線Eによらない。冷やした方が良い。 HgTe 15

冷やすために…

断熱消磁冷凍機+液体He+ジュールトムソン 冷凍機+2段式スターリング冷凍機

SXS性能 要求値(目標) エネルギー分解能 (FWHM) 7 eV (4 eV) エネルギー範囲 0.3--12 keV 視野 2.9分角四方 ピクセル数 6×6 ピクセルサイズ 800μm 角度分解能(HPD) 1.7分角(1.3分角) 有効面積 160/210 cm2 (@1/6 keV) 寿命 3年(5年) 対応カウントレート 150 cts/s (dead time 5%以下) 17

SXS performance

比較

X線CCD ~130eV Mn Kα1, Kα2

特に重要な特性X線 19 •6.4keV線 中性Fe Kα線 •6.7keV線 He状イオンFe Kα線 •6.9keV線 H状イオンFe Kα線

Koyama et al. 2007, PASJ, 59, 245

例:天の川銀河中心X線 X線CCD ΔE~130eV

存在量多い 比較的孤立

7eV@6keV ドップラー効果だとすると、 𝑉 𝑐 ∼ 7𝑒𝑉 6𝑘𝑒𝑉 = 1.17 × 10−3 𝑉 ∼ 3.5 × 107 𝑐𝑚 𝑠 Fe原子の熱運動だとすると、 1 2 𝑚𝐹𝑒𝑉 2 _∼ 3 2 𝑘𝑇 𝑘𝑇 ∼ 0.11𝑀𝑒𝑉, 𝑇~1.3 × 109𝐾 もう一桁遅くても、ライン中心値の分離は可能。

SXSでHe状FeイオンKα線を見ると

kT=3keVプラズマモデル SXS

SXI(CCD)

微細構造がわかる

He状鉄イオン微細構造 W Z X,Y W: 1s2p 1P₁ 1s2 1S₀共鳴線 Z: 1s2s 3S₁1s2 1S₀禁制線 X, Y: 1s2p 3P_2,1,01s2 1S₀ intercombination line

微細構造の重要性 温度 𝐺 𝑇 = 𝑋 + 𝑌 + 𝑍 𝑊 密度 𝑅 𝑛_𝑒 = 𝑋 + 𝑌 𝑍 ₂₃

他の衛星との比較: エネルギー分解能

SXSはE>2keVで有利。 SXS以外は _回折格子

他の衛星との比較:有効面積

圧倒的な有効面積

SXS以外は 回折格子 25

Hard X-ray Telescope (HXT)

HXT

HXT

X線反射鏡

金属板のバームクーヘン。

X線反射の原理 真空(n=1.0) これまでの望遠鏡 (E<10keV) 全反射を利用。 E>10keVには入射角が小さくなりすぎる。 反射鏡(Auなど。) 28

ASTRO-H 硬X線望遠鏡(HXT)の原理

ブラッグ反射を利用

Pt, Cで多層膜

HXT 1台目完成写真

多層膜 • Pt/C 多層膜 • 10~140 層 • 膜厚を徐々に変える • d=25~100Å 断面電顕写真 31

深さ方向に膜厚変える=Super Mirror • Black 単層膜 D=100Å • Red 多層膜 D=40Å N=30 Γ=0.4 • Blue スーパーM D=26~50Å N=78 Γ=0.4 反射鏡1枚の反射率

望遠鏡有効面積

硬X線検出器(Hard X-ray Imager; HXI) E<20 keV: Double-sided Si Strip Detector

HXT + HXI

感度がすざく衛星の100倍以上

軟X線望遠鏡(Soft X-ray Telescope; SXT) • 直径 45cm • 203層 • 焦点距離 5.6m • 角度分解能 ~1.3arcmin • 有効面積 ~425cm2 at 6keV 金の単層膜

Performance of SXT

Suzaku

ASTRO-H

X線CCD (Soft X-ray Imager; SXI) • Pch X線CCD

• 空乏層大 ~200um • 広視野(38分角)

軟ガンマ線検出器 (Soft Gamma-ray Detector; SGD)

• Si/CdTe コンプトンカメラ

• 偏光情報(統計が稼げれば)

ASTRO-Hで狙うサイエンス (のごく一部)

天の川銀河中心から高階電離鉄輝線

Fe I (neutral)

Fe XXV (He-like)

Fe XXVI (H-like)

高階電離鉄輝線の意味

H状鉄イオン輝線と、He状鉄イオン輝線 kT=5～10keVの高温ガス？

天の川銀河の重力で閉じ込められない。 1e50 erg/yrのエネルギー注入が必要 超新星爆発: ～1発/100yr 1e49 erg/s

もう一つの可能性:点源の重ね合わせ kT=1—25keV • 淡く、たくさん存在し、高温ガスをまとう • 有力候補: 激変星(Cataclysmic Variable) –空間密度 3e-5 pc-3 恒星 降着流 磁場の強い白色矮星 _{白色矮星表面} 降着流 44

X-ray spectrum of CV

高階鉄電離輝線を持つ。

点源の重ね合わせなら…

SXSなら

W

Wの中心エネルギーの分離で、100km/sは 観測可能

中性の鉄が輝線を出す Suzaku 6.4keV line image

励起源 • 光電離 –いま、照射源候補がない。 –銀河中心BHが昔100万倍明るかった？ • 粒子による電離 –宇宙線 49

SXSでSgr B2を見ると 中性鉄Kα

中性鉄Kα

SXSで見た中性輝線 • コンプトン肩 –照射源の方向に制限がつく • 鉄エッジ –励起源が通過した物質量(柱密度)を反映 • 大きい (NH>1e24 cm-2)… 光電離 • 小さい (NH<1e24 cm-2)… 粒子 –電子？ 陽子？ 51

SXSで見たラインの幅 電子の場合 σ～0eV 陽子の場合 σ～10eV 輝線の太り方で区別できるだろう 52

活動銀河核の広がった鉄輝線 あすか衛星 X線CCD Tanaka et al. 1995 2012/10/27現在 Citation 735 53

活動銀河核からのX線

中心核:巨大BH 可視光

など

解釈その1: 一般相対論的効果 降着円盤

解釈その2:複数の電離吸収体+細いFe輝線

Miyakawa et al. 2012

海老沢 天文月報 2010年

𝑊_𝐻𝑊_𝐿𝑁₁𝑃 + 𝑊_𝐻𝑊_𝐿𝑊₂𝑁₂𝑃 𝑅𝑁+ _{3𝑃 𝐼+ 𝐹𝑒}

SXSで見れば

電離吸収体か？ _{相対論的鉄輝線か？}

銀河団ガス

銀河団=銀河の集団 銀河団 = 数千万度の火の玉

©SDSS ©RASS

中央部のAGNがかき乱しているらしい

=18kpc

おとめ座銀河団

SXSで見ると

超新星残骸 Tycho X-ray E~1e51 ergの大爆発の名残。 しかし、見えているのは電子(kT~1keV)のみ。 ~1e49 ergしか測定していない。 61

宇宙線加速

SNRからのシンクロトロンX線 SN1006 E~10-100TeVの電子の存在 RXJ1713-3946 Uchiyama et al. 2007 ©CXC 64

HXT+HXIで見れば SN1006 RXJ1713@40keV すざく衛星 _HXT+HXI スペクトルの折れ曲がり_{最高エネルギー} 高エネルギーイメージ加速場所 65

ASTRO-H予定

• 2014年夏打ち上げ予定 • 観測時間配分予定

– Phase 0(3ヶ月): 機器立ち上げ、チェック

– Phase 1(6ヶ月): Science Working Group 100%

– Phase 2(12ヶ月):SWG 15%, Guest Observer 75%, Observatory 10%

– Phase 3(残り): GO 75%, Obs. 10%, Key Project (15%) (TBD)

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新潟大からサイエンスへの

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2011//06/30 The X-ray Universe 2011, Berlin

Performance of HXI

Using this strong line (single), we measure the Galactic rotation curve.

ΔV ~ 10 km/s

Does Hot plasma show similar rotation as

hose of stars, cold gas, star clusters or same ? expansion ? Lugten et al. 1986 Crawford etal. 1985 Plasma states (collisional ex, recombination, & temperature). So Astro-H can determine more reliable parameters 71