X線偏光検出の話

(1)

Ｘ線偏光検出の話

林田

清

大阪大学大学院理学研究科

(2)

内容

z z

偏光検出に関わる物理

z z

モンテカルロシュミレーションについて

z z

衛星での硬Ｘ線偏光観測の検討

(3)

コンプトン散乱の異方性

-0.4 -0.2 0 0.2 0.4 -1 -0.5 0 0.5 1 -1 -0.5 0 0.5 1 -0.4 -0.2 0 0.2 -0.5 0 0.5 1 z z

コンプトン散乱の光子の

散乱方向の異方性

∝

１

１ －

－

sin

_sin

22

θ

_cos

22

φ

z

x y

X方向に偏光した光子が-Z方向から入射してきた光子が散乱さらた場合の光子の散乱方向異方性

(4)

Compton

散乱、

Rayleigh

散乱

Compton =Incoherent 2.8MeV 0.41MeV Pb Cu Al Rayleigh =Coherent 堀川Ｍ論より

(5)

ターゲット

_Be

と

_C

₃₃

_H

₆₆

の比較１

Φ＝_{9０°の時の散乱X線スペクトル} Φ＝０°の時の散乱X線スペクトル Fe-Kα 6.43keV 20keV Be ADC Channel 20keV Be ADC Channel Counts 20keV C3H6 ADC Channel Counts ADC Channel 20keV C3H6

(6)

光電子放出方向の異方性

-1 -0.5 0 0.5 1 -0.4 -0.2 0 0.2 0.4-0.4 -0.2 0 0.2 0.4 -1 -0.5 0 0.5 -0 -0 0 z z

K

殻で光電吸収し

た光電子の放出

方向

∝

sin_sin22θ_θ_cos_cos22φ_φ

z x y X方向に偏光した光子が-Z方向から入射してきて原点の電子で光電吸収されたさい、放出される光電子の異方性

(7)

ブラッグ反射の反射率偏光

２結晶分光器の場合（堀川Ｍ論より）

E

_σ

E

_π θ 単色Ｘ線 θ_{:ブラッグ角} 連続Ｘ線

σ偏光方向の反射率

_{: 1}

π偏光方向の反射率

_:cos

2

_2θ

２回反射しているので４５度反射にするとπ偏光の反射率は０になる。σ偏光だけがとりだせる。

(8)

モンテカルロシミュレーション

z

(9)

擬似乱数の発生

z z

モンテカルロシュミレーションのために必要

z z

一様乱数

(0<=x<1

の間、一様な確率

)

が基本

z z

計算機で与えられるのはあくまでも擬似乱数

z

C

での関数

rand

と

srand

z

z #include <#include <stdlib.hstdlib.h>>

z

z srand(seedsrand(seed))で初期化。で初期化。 seedseedが同じ値だと同じ擬似乱数が同じ値だと同じ擬似乱数

列になる。列になる。 z z x=rand()/(RAND_MAX+1.0)x=rand()/(RAND_MAX+1.0)が一様擬似乱数を与える。が一様擬似乱数を与える。呼ぶたびに乱数列の次の値が出てくる。呼ぶたびに乱数列の次の値が出てくる。 z z

より

“

性能のよい

”

乱数発生関数を使用すべき

z

z 例えば、例えば、Numerical Recipes in C (Numerical Recipes in C (W.PressW.Press他著、技術他著、技術

評論者）や計算物理（早野龍五、高橋忠幸著、共立出版）

を参考

(10)

一様乱数の応用例

（円の面積の計算）

#include <stdio.h> #include <stdlib.h> void main() { int seed, n, i, m; double x,y,pi;

printf("input seed number¥n"); scanf("%d",&seed);

printf("input number of points ¥n"); scanf("%d",&n); srand(seed); m=0; for(i=0;i<n;i++) { x=rand()/(RAND_MAX+1.0); y=rand()/(RAND_MAX+1.0); if((x*x+y*y)<1.0) m++; printf("%d x=%lf y=%lf¥n",i,x,y); } pi = ((double) m)/((double) n )*4.0; printf("pi=%lf %lf %lf¥n",pi); } z z

一様擬似乱数を与える

z z

円の面積

(

円周率の計

算）

z z （擬似）一様乱数の組（擬似）一様乱数の組 (x,y) (x,y)ををN_N個生成個生成 z z 半径１の円の中半径１の円の中（（X_X22_+y_+y22_<1_<1_{）に含まれる}_{）に含まれる} 点の個数ｍ点の個数ｍ z z (m/N) x4(m/N) x4がが ππの近似値の近似値になるはずになるはず

(11)

放射線の物質中での反応の

モンテカルロシミュレーション

z z 放射線粒子が物質中の原子と反応する位置を決定する。放射線粒子が物質中の原子と反応する位置を決定する。 z z 考えている反応の平均自由行程を考えている反応の平均自由行程をL (L=1/nL (L=1/nσ)σ)とするととすると p(x)dx p(x)dx=exp(=exp(--x/L)/Ldxx/L)/Ldxという確率分布に従う乱数という確率分布に従う乱数_x_xを発生を発生させる。させる。 z z 反応によって粒子が生じる場合、その放出方向、エネルギー反応によって粒子が生じる場合、その放出方向、エネルギー等を決定する。等を決定する。 z z 微分断面積の式微分断面積の式ddΩ(θ,φΩ(θ,φ))に従って放出方向を決定するにに従って放出方向を決定するには、は、 d_dΩ(θ,φΩ(θ,φ))という確率分布に従う乱数という確率分布に従う乱数(θ,φ)(θ,φ)を発生させる。を発生させる。 z z 特に検出器中での振る舞いをシミュレートする場合は、検出特に検出器中での振る舞いをシミュレートする場合は、検出器の信号発生も模擬し直接実験データと比較できる出力を器の信号発生も模擬し直接実験データと比較できる出力を作成する。作成する。

(12)

与えられた分布関数に従う乱数１

:

_:

逆変換法

min 1 1 ( ) ( ) ( ) ( ') ' ( ) ( ) x f x x F x F x f x dx F F x F r r f x x − − = =

∫

x 分布関数に従う乱数を発生させたい累積分布関数は区間(0,1)に一様にランダムに分布する。もしの逆関数をみつけることができればにより擬似一様乱数から分布関数に従う乱数を求めることができる

[

]

₀ 0 ( ) exp( ) ( ) ( ') ' exp( ') 1 exp( ) 1 1 ln(1 ( )) ln( ) x f x x F x f x dx x x x F x r λ λ λ λ λ λ = − = = − − = − − = − − = −

∫

x 例：

(13)

逆変換法の考え方

-1 min max ( ) (0 1) ( ) ( ) ( ) ( ) ( ) ( ( 0) ( 1)) ( ) ( ) ( ) ( ) ( ) ( ) r p r dr dr r r x r x x p x p x dx p r dr dr p x x r x x r dx r F x x F r dF x p x f x x x x dx x f = < < = = = < < = = = = = < < ｒ x x r x x が0<r<1で定義される一様乱数のとき確率分布はこのがある関数でに変換されるときの確率分布はから算出できる。逆変換法では従ってととる。するとの確率分布は ( )x になる。 -1_{( )} F r が容易に計算できる ことが必要 ( ) f x x min x x_max min ( ) s ( ') ' x F x =∫ f x dx 0 1 r 一様乱数（入力） -1_{( )} x F r= と変換され x （出力た乱数）を得る

(14)

与えられた分布関数に従う乱数２

:

_:

棄却法

0 0 0 0 0 0 0 0 0 ( ) ( ) ( ) ( ) ( ) ( ) (0,1) ( ) ( ) ( ) ( ) g x Cg x f x g x x x f x Cg x r f x rCg x x f x rCg x x < ≥ ₀ 発生が容易な分布関数（例えば一様分布）の定数倍によってを完全に包み込む。 1. の確率分布に従う乱数を発生させる２．点でとを計算する。　の乱数を発生させ、 (a) ならば、を棄ててステップ１からやり直す　(b) ならば、が求める乱数 ( ) f x

x

min

x

_x

_max y ( ) Cg x

0

x

0 ( ) f x 0 ( ) Cg x 0 x を棄却 0 x を採択

(15)

高エネルギー粒子相互作用のシミュ

レーションのためのソフトウェア

z

z EGS4 (Electron Gamma Shower)EGS4 (Electron Gamma Shower)

z z 開発もと：開発もと：SLAC,KEKSLAC,KEK z z 光子、電子、陽電子の電磁相互作用のみ光子、電子、陽電子の電磁相互作用のみ Cutoff>1keVCutoff>1keV z z 専用の言語専用の言語MORTRANMORTRANで記述で記述 z

z PENELOPE2001 PENELOPE2001 ((PENetrationPENetration and Energy and Energy LOssLOss of Positrons and Electrons)of Positrons and Electrons)

z z 開発元：バルセロナ大学開発元：バルセロナ大学 z z 光子、電子、陽電子の電磁相互作用のみ光子、電子、陽電子の電磁相互作用のみ 0.1keV0.1keVまで対応まで対応 z z FortranFortranで記述で記述 z

z GEANT4 (GEometryGEANT4 (GEometry ANdANd Tracking)Tracking)

z z 開発元：開発元：CERNCERNを中心を中心 z z 光子、電子、陽電子、陽子、中性子、パイオン、ミュウオンなどの素粒子が物質中光子、電子、陽電子、陽子、中性子、パイオン、ミュウオンなどの素粒子が物質中で起こす過程を網羅で起こす過程を網羅 z z C++C++で記述で記述 z

z Low energy EM packageLow energy EM packageででcutoff>0.25keVcutoff>0.25keV

z z 最近、最近、PENELOPEPENELOPEも組み込まれたも組み込まれた z z いずれも光子の偏光情報、偏光に依存した微分断面積が組み込まれていないずれも光子の偏光情報、偏光に依存した微分断面積が組み込まれていないあるいは不十分いあるいは不十分→→自分でソースコードを変更しなければならない自分でソースコードを変更しなければならない

(16)

付属ルーチン、ツール

z

z 物質データ作成プログラム物質データ作成プログラム

z

z EGS4の場合EGS4の場合…PEGS…PEGSというプラグというプラグラムをあらかじめ実行して数値テーラムをあらかじめ実行して数値テーブルを用意するブルを用意する z z 幾何学記述ルーチン幾何学記述ルーチン z

z EGS4、EGS4、PENELOPEではPENELOPEでは…スラブ…スラブ状、円柱状など基本的な形状のサ状、円柱状など基本的な形状のサンプルは付属しているンプルは付属している z z シミュレーションの可視化シミュレーションの可視化 z

z EGSEGS４の場合４の場合……EGS_WindowsとEGS_Windowsというソフトが用意されている。（粒子いうソフトが用意されている。（粒子の位置、エネルギーのリストをプロッの位置、エネルギーのリストをプロットしているだけ；出力をあわせればトしているだけ；出力をあわせれば PENELOPE PENELOPEでも使える）でも使える） z z GEANT4では数々のツールが用意GEANT4では数々のツールが用意されている模様されている模様 http://www.irs.inms.nrc.ca/inms/irs/EGS_Windows/manual/manual.htmlより

(17)

シミュレーション

EGS4/GEANT4

_EGS4/GEANT4

z z GEANT4GEANT4 z z EGS4EGS4 http://wwwasd.web.cern.ch/wwwasd/geant4/geant4.htmlより http://www2.slac.stanford.edu/vvc/egs/real/physprob.htmlより http://www2.slac.stanford.edu/vvc/egs/basic simtool.htmlにいくと限られた条件、物質に対して“お試し”ＥＧＳ４シミュレーションができる SPACE用途専用会議2003 http://www.estec.esa.nl/wmwww/WM A/EMA_Events/g4spaceusers2003/が参考になりそう

(18)

1.0. Ｘ線偏光観測で何がわかるか

～過去の観測結果～

Chandra衛星(2000)

E

OSO-8衛星(1976-1978) カニ星雲からの偏光検出（1970-1978）が唯一の有意 な観測結果 • かに星雲からのＸ線放射は、磁場によるシンクロトロン放射であることがわかった。 • P=19.2% @2.6keV P=19.5% @5.2keV (Weisskopf et al. 1978)

(19)

ブラッグ偏光計

z

(20)

散乱偏光計の一例

SXRP(Stellar

X

_X

-

_-

Ray Polarimeter)

_{Ray Polarimeter)}

for SODART telescope in Spectrum X

for SODART telescope in Spectrum X--Gamma (SXG) missionGamma (SXG) mission

z

T=100ksec

(21)

望遠鏡用硬Ｘ線偏光計の検討

2003/7/23

宇宙研での発表資料

林田

清（阪大理）、三原建弘（理研）、

郡司修一、門叶冬樹（山形大理）

Ver1.0 Ver1.0 一部修正の上公開一部修正の上公開 2003/9/172003/9/17

(22)

ＮｅＸＴ衛星による偏光観測

z z

偏光観測を

衛星の目標にするか？

z z

望遠鏡の焦点面か独立系か？

z

10keV

以下か

10keV

以上か？

z

z 検出光子数は検出光子数は10keV10keV以下が以下が10keV10keV以上より２桁程度多い。以上より２桁程度多い。

z z 10keV10keV以下の偏光観測は以下の偏光観測は7070’’に行われており、将来の衛星に行われており、将来の衛星計画もある。計画もある。10keV_10keV以上は未開拓。以上は未開拓。 z z 加速領域で生じる硬Ｘ線成分（＝加速領域で生じる硬Ｘ線成分（＝NeXTNeXT望遠鏡のターゲッ望遠鏡のターゲット）の多くは偏光していると期待されるト）の多くは偏光していると期待される z z

テーマ：

望遠鏡の焦点面で硬Ｘ線偏光観測す

るのはどのような検出器が適当か？

(23)

Ｘ線偏光観測

z z

シンクロトロン放射

z z ＳＮＲ（パルサー星雲型、ＳＮＲ（パルサー星雲型、SN1006SN1006型、シェル型）型、シェル型） z z ブレーザー、マイクロクェーサーブレーザー、マイクロクェーサー z z

散乱

z z 降着円盤による散乱、トーラスによる散乱、反射星雲降着円盤による散乱、トーラスによる散乱、反射星雲 z z セイファート銀河の連続成分の輻射機構セイファート銀河の連続成分の輻射機構 z z

磁場と散乱

z z 連星系パルサー連星系パルサー z z 単独パルサー単独パルサー z z

制動放射

輻射機構、天体の幾何学、磁場の構造の解明

古くて新しい問題

(24)

望遠鏡のデザイン

z z

F.L.=12m

z z

1

1 ’

’

[email protected].

z z

1Crab=240c/s/4HXT

1 2 for 1HXT ( ) ~ 400( / 20 ) A E Ex keV − cm C(20;80) C(20;80) F(20;80) F(20;80) K K F(2;10) F(2;10) Γ Γ photons/s/4HXT photons/s/4HXT erg/s/cm2 erg/s/cm2 photons/s/cm2/keV photons/s/cm2/keV erg/s/cm2 erg/s/cm2 2.9E 2.9E--1212 8.6E 8.6E--1212 2.6E 2.6E--1111 0.0080 0.0080 0.0039 0.0039 0.0018 0.0018 1E 1E--1111 1E 1E--1111 1E 1E--1111 0.06 0.06 2.5 2.5 0.15 0.15 2.0 2.0 0.37 0.37 1.5 1.5

(25)

偏光計の感度

max min

M-factor: modulation for 100% polarized beam

Minimum Detectable Polarization degree (MDP) 2( ) 2( ) ( ) : N N M N N n n MDP S B A s b T SM A sT M n σ σ σ η η − ≡ + = + = + 何シグマの信頼限界とするか（=3) s: source count rate (c/s)

b: backgroun 2 : effetive area (cm ) : observation time (s) A T d count rate (c/s)

η

∝

b

MDP

_1/2

が無視できるとき

1 M

M

η

1/21/2

_{を大きくすることが重要}

系統誤差を考えると

M

_M

が大きいことも重要

(26)

光電子追跡型

z z

イメージングガス検出器

z z イタリアグループイタリアグループ z z シミュレーションによる最適シミュレーションによる最適化；化；_Ar_Arガスガス_4atm,3cm_4atm,3cmでで M Mηη1/21/2_~0.07_~0.07_{@20keV (M}_{@20keV (M}_は_は 0.3 0.3）） z z 山形グループ山形グループ z z 京都グループ京都グループ z z

CCD

z z 1212µµmmピクセルピクセルCCDCCDでで M=0.16,h=5x10 M=0.16,h=5x10--4@27keV4@27keV z z 空乏層厚空乏層厚1010倍倍100100µµmmののCCDCCDをを使えれば使えれば_M_Mηη1/21/2_~0.01_~0.01

Pacciani etal 2002 SPIE

M

η

1/

(27)

MPGC

z

M~44% at 5.4keV

z

Feff~3.8% at 5.4keV

z

S~4mmx4mm

z

z Feff~90% at 5.4keVFeff~90% at 5.4keV

z

z S~10mmx10mmS~10mmx10mm

(28)

光電子追跡型の問題点：

電子が散乱により曲がること

しかも電子の飛跡の終点で大きなデポジット

Neガス中 _Xeガス中５ｍｍ

34keV

X

線入射の

_PENELOPE

シュミレーション

Z

(29)

散乱型

z z

実験室では容易に

M>0.9

が実現できる。ビー

ムラインの偏光度較正に利用している。

Ｅ

検出器Ａ検出器Ｂ散乱体

回転

0 200 400 600 0 90 180 270 360 検出器Ａ　Ex=10keV カウント数回転角度阪大グループ 2002/11 KEK-PF BL14C

(30)

放射光実験

ビームラインの偏光度測定

SPring-8 偏光度測定 PF 偏光度測定散乱スペクトル 19.3 keV Compton 20.0 keV Thomson 93% @ 20 keV X-ray 横偏光 77% @ 20 keV X-ray 縦偏光

(31)

焦点面

(

₍

硬

X

_X

線）偏光計

電子

_…

散乱

光子

...

直進

イメージング可能

効率と

_M

のトレードオフ

イメージング困難

10keV

以下困難

<0.01 0.01

<0.1

0.01 0.5 0.06

効率

0.4 0.1

-

0.3

0.1

0.1 0.95 0.6 0.4

0.95 0.6 0.4

M

sin

sin22θ_θ_cos_cos22φ_φ 1

1--sinsin22θ_θ_cos_cos22φ_φ

異方性

光電子追跡型

散乱型

M・sqrt(効率）が重要 z z

多層膜ミラーで軟

X

線

0.25keV

の偏光を計る計

画あり（

(32)

ノンイメージング型ノンイメージング型

散乱偏光計のデザイン

z z 散乱体は散乱体はBeBe 4mm4mm直径ｘ直径ｘ長さ長さ_60mm_60mm z z CdTeCdTe検出器検出器2mmx2mm2mmx2mm ｘｘ0.5mm_0.5mm厚の場合、全部厚の場合、全部でで_12x24=288_12x24=288個個_/1HXT_/1HXT z z 2mmx20mmx0.5mm2mmx20mmx0.5mmのの検出器を利用できれば検出器を利用できれば 12x3=36 12x3=36個個/1HXT_/1HXT z

z Active ShieldActive Shieldは必要は必要

材質 (a)トムソン長[cm] (b) [keV] Li 10.8 15.1 Be 3.06 17.9 ポリエチレン 4.86 グラファイト 2.22 25.5 LiH 6.06 14.2 1 104 2 104 3 104 4 104 5 104 6 104 0 60 120 180 240 300 20keV Angle(phi) 30度ごとのカウントから偏光方向と偏光度を測定する

(33)

M,

η

,M

_,M

η

1/2

_{（シミュレーション）}

0.2 0.3 0.4 0.5 10 100 Ex (keV) 0.4 0.5 0.6 0.7 10 100 0.1 1 10 100 0.2 0.3 0.4 0.5 10 100 Ex (keV) 0.1 1 10 100 0.4 0.5 0.6 0.7 10 100 •散乱体の周りに鉛ワッシャをいれて散乱角を制限する。白抜きが、ワッシャ入りの場合の値 •Ｍは増加、ηは減少するがＭη1/2_はほとんど変わらない •Ｍが高い方が望ましいければワッシャを入れる左図のシミュレーションは全てのX 線がBeターゲットの真ん中に入射した場合であるが、ターゲットの断面に一様に入射した場合のMη1/2 と0.01以下の違いしかない

(34)

硬Ｘ線偏光観測の対象

z z

点源

z z

ブラックホール連星系

z z

連星系パルサー

z z

活動銀河核

z z

ブレーザー

z z

ひろがった天体

z z

ＳＮＲ

z z パルサー星雲パルサー星雲 z z シェル型シェル型 z z

銀河団

(35)

ひろがった硬Ｘ線源に関するコメント

z z 硬Ｘ線領域でひろがった硬Ｘ線領域でひろがった(1(1’’以上）＆明るい天体の候補は必ず以上）＆明るい天体の候補は必ずしも多くない。しも多くない。 z z 非熱的電子の生まれる場所が局在しているということかも非熱的電子の生まれる場所が局在しているということかも z z 銀河団に関して銀河団に関して z z 起源がわからないという意味で重要であるが、起源がわからないという意味で重要であるが、NeXTでの偏光観測はNeXTでの偏光観測は数例に限定されるだろう。数例に限定されるだろう。 z z SNRSNRに関してに関して z z パルサー星雲の偏光マップが得られるのはかに星雲の他は高々数例パルサー星雲の偏光マップが得られるのはかに星雲の他は高々数例 z z SN1006型、シェル型はSN1006型、シェル型は1’1’角あたりの表面輝度でみるとかに星雲の角あたりの表面輝度でみるとかに星雲の 1/1000 1/1000以下。領域を積分することが必要。以下。領域を積分することが必要。 z z 多くの多くのSN1006型、シェル型SN1006型、シェル型SNRについてSNRについてChandra, XMMによりChandra, XMMによりべき関べき関数成分の空間分布が高精度で求まりつつある。数成分の空間分布が高精度で求まりつつある。 NeXTで得られる硬Ｘ_NeXTで得られる硬Ｘ線スペクトルだけでインパクトがあるだろうか？線スペクトルだけでインパクトがあるだろうか？ →ぜひ偏光測定を→ぜひ偏光測定を

(36)

偏光検出感度と天体の明るさ

Flux (mCrab) HEAO-1 A4 (13-80keV) 0.1 1 10 100 0.1 1 10 100 1000 MDP _M=0.61 H=0.4 20-80keV 4HXT BGD=1.0e-4 c/s/keV/cm2 10ks 100ks 1Ms

(37)

偏光検出感度と天体の明るさ

0.1 1 10 100 0.1 1 10 100 1000 MDP Flux (mCrab) M=0.61 H=0.4 20-80keV 4HXT BGD=1.0e-4 c/s/keV/cm2 10ks 100ks 1Ms HEAO-1 A4 (13-80keV) BH,NS連星系の明るいものは10ks,暗いものでも 100ksの観測で2%の偏光度を検出できる AGNの明るいものは 100ksの観測で数％の偏光が検出できる A2256(1’ 角） Kes75 SN1006(10’ 積分）銀河団、SNRは暗い重要なテーマなので 1Ms観測すれば数％以上の偏光が観測できる

(38)

単一散乱体偏光計の長所・短所

z z

点源に対して偏光検出感度を最適化できる

z z

偏光計本体はコンパクト。

（但し

Active

Shield

の必要はある）

z z

４台の望遠鏡の焦点面で同時に観測するた

めには

z z

アライメントを極めて正確にとる

z z

焦点面で２次元微動装置をつける

z z

ひろがったソースに対してはマルチポインティ

ングが必要

(39)

ＮｅＸＴ望遠鏡用

硬Ｘ線偏光計の検討

第１部は林田さん z z

偏光観測のサイエンス、観測対象

z z

散乱型偏光計のデザイン

z z

有効面積、角分解能、Ｍ、

η

、Ｍ

η

1/21/2 z z

広がったソースの偏光観測

feasibility

z z

ＳＮＲ、銀河団

z z

イメージングか、ノンイメージングか？

(40)

散乱型イメージング偏光計の概観図

散乱体はプラスチックシンチレータ

2mm角、40mm長の棒状シンチを５４本束ねて円形に

吸収体は

CdTe

2mm幅、40mm長、0.5mm厚の短冊型を３２素子８ｘ８マルチパッド PMT 18mm 全体は全体はBGOで_BGOでアクティブアクティブシールドシールド X-ray

(41)

での配置

切り替えて使用スライドやローター多層膜ミラー

｝

軟Ｘ線部硬Ｘ線部 F=12m (1’=3.5mm) 4台とも同じ構成

(42)

LD 85% 55_Fe 1.7 1.7 30 30 10.8 10.8 80 80 6.3 6.3 60 60 2.9 2.9 40 40 Δ ΔE_E₉₀₉₀ E E₀₀ [keV] コンプトンロス

基礎実験

z z

細長プラシンチの光量

測定実験

z z

コンプトンロスを何

keV

まで捕えられるか？

55_Fe ＰＭＴ

(43)

検出感度

(

₍

η

)

₎

Plastic CdTe イメージング偏光計シンプルイメージャー散乱型偏光計点源、広がったソースほぼ共通 η=0.4程度コンプトンロス非検出コンプトンロス検出光電吸収プラスチックで、

機能別

(44)

モジュレーションファクタ（Ｍ）

広がったソースの極端として「プラシンに一様にＸ線が入射した場合」を計算イメージ機能により M=0.55程度になるイメージングありイメージング不使用イメージング不使用イメージングあり M=0.28

(45)

性能

η η _M_M _M_Mηη0.5 0.5 _E_E

・

_Be

散乱体

0.55 _0.550.550.55 0.40 200.40 20--80keV80keV

・イメージング偏光計

z z 点源点源 0.4 0.550.4 0.55 0.35 200.35 20--80keV80keV z z 広がったソース広がったソース

イメージング無し

0.4 0.28 0.18 20_{0.4 0.28 0.18 20}--8080

イメージングあり

0.2 0.55 0.25_{0.2 0.55 0.25} 4040--8080

(46)

イメージング偏光計の得失

z z

イメージが取れる。

→ 場所毎

→

場所毎

に偏光測定可能

に

偏光測定可能

。

→

自分だけでＸ線入射位置が分かる。

z z

４台のミラーの光軸のずれを修正しなくて良い。

→

→ 微動装置

微動装置

不要

z z アンチでバックグラウンドが低下アンチでバックグラウンドが低下 z z

低エネルギー帯

(18

-

25keV)

で検出効率が低下

z z

イメージング偏光計として働くのは

40keV

以上

利点

欠点

点源やイメージ機能が働く場合、

_{Mは同じ M=0.55。}

Mη

0.5

_{は同程度（}

_Mη

0.5

_{=0.39⇒0.35）}

偏光感度は高いままイメージ性能も持たせた検出器

散乱体を _{Be円柱からプラシン束＋PMT に変更}

(47)

３

３ σ

_σ

偏光検出感度

_{偏光検出感度}

₍

点

_点

源

₎

z z ηη=0.4, M=0.55=0.4, M=0.55 M Mηη0.50.5_=0.35_=0.35 20 20--80keV80keV z z ミラーミラー 400 400--100 cm100 cm22_×_×_４台_４台 z z 1Crab 1Crab = 240 c/s/4 = 240 c/s/4台台 /(20 /(20--80keV)80keV) z z BGD BGD 3.0 3.0××₁₀₁₀--44 c/s/keV/cm c/s/keV/cm22 10mCrab 100ks 2.7% in 20-80keV

(48)

３

３ σ

_σ

検出感度

_検出感度

₍

全面に広がったソース、

_{全面に広がったソース、}

イメージング無し

₎

z z ηη=0.4, =0.4, M=0.28M=0.28 M Mηη0.50.5_=0.18_=0.18 20 20--80keV80keV z z ミラーミラー 400 400--100 cm100 cm22_×_×_４台_４台 z z 1Crab 1Crab = 240 c/s/4 = 240 c/s/4台台 /(20 /(20--80keV)80keV) z z BGD BGD 3.0 3.0××10₁₀--44 c/s/keV/cm c/s/keV/cm22 10mCrab 100ks 5.3% in 20-80keV

(49)

３

３ σ

_σ

検出感度

_検出感度

₍

全面に広がったソース、

_{全面に広がったソース、}

イメージングあり

₎

z z ηη=0.2=0.2, M=0.55, M=0.55 M Mηη0.50.5_=0.25_=0.25 50 50--80 80 keVkeV z z ミラーミラー 400 400--100 cm100 cm22_×_×_４台_４台 z z 1Crab 1Crab = 23 c/s/4 = 23 c/s/4台台 /( /(5050--80keV)80keV) z z BGD BGD 3.0 3.0××10₁₀--44 c/s/keV/cm c/s/keV/cm22 10mCrab 100ks 15.9% in 50-80keV

(50)

現状からの改善点

z

プリズム光電面。

Green extended

。ミラー。

量子効率が

_1.8

倍の

_PMT

が浜ホトで開発中。

z

シンチレータの反射材。

1.2

(51)

３

３ σ

_σ

検出感度

_検出感度

₍

全面に広がったソース、

_{全面に広がったソース、}

イメージモード、プリズム光電面

_PMT)

z z ηη=0.2=0.2, M=0.55, M=0.55 M Mηη0.50.5_=0.25_=0.25 20 20--80 80 keVkeV z z ミラーミラー 400 400--100 cm100 cm22_×_×_４台_４台 z z 1Crab 1Crab = 240 c/s/4 = 240 c/s/4台台 /( /(2020--80keV)80keV) z z BGD BGD 3.0 3.0××10₁₀--44 c/s/keV/cm c/s/keV/cm22 10mCrab 100ks 3.8% in 20-80keV

(52)

試作実験

各パーツの現状

z z

PMT

の感度

z z

セグメント

プラシンチ

z z

短冊形

CdTe

素子

(53)

ＰＭＴの感度

z

16pad PMT

で

Single photo electron

（単一光電子）を検出

z z 5555

Fe

は光電子

5

5 個程度

個程度

Single Photo Electron 55_Fe

Last dynode Anode 6 1個

5個

1個

1個 2個

(54)

セグメントプラシンチ

z z

プラシンチ

z z

64pad

ＰＭＴ

z z

理研小型プリアンプ

z z

VME

デジタイザ

(55)

短冊形

CdTe

_CdTe

素子

z

(56)

25mm

CdTe

のスペクトル

57

_{Co（122keV）、VA/TAで取得}

Sakamoto SPIE 2003 Ch0, 1, 2, 3, 8, 15, 21, 31はVA/TAが不調。

(57)

今年度の実験予定

z z

プラシン束＋

64pad

ＰＭＴ

を

z z

8

8 素子

素子

×

4

4 枚

枚

の

ＣｄＴｅ

で取り囲む。

z z 64padPMT64padPMTは、理研小型プリアンプ＋アナログは、理研小型プリアンプ＋アナログMPXMPX＋＋ VME VMEデジタイザで読み出し、デジタイザで読み出し、 z z ＣｄＴｅはＣｄＴｅは22素子をつないで素子をつないで11つのＣＳ５１５で読み出す。つのＣＳ５１５で読み出す。合計

合計16ch_16chををMAXI_MAXIゲインアンプ＋ゲインアンプ＋VME ADC_{VME ADC}で。で。

z

(58)

今年度の実験

CdTe信号でトリガ PMTのDy信号で大きいものをトリガその瞬間の全信号を記録

(59)

偏光観測：

国内、諸外国の現状

z

Hard X

Polarimeter

山形大、

ISAS

、阪大

気球実験

z z

GAPOM

理研

基礎開発

₍

八角シンチレータ

₎

z

Spectrum X

-

Gamma

欧、露

焦点面

焦点面グラファイト、Ｌｉ散乱型グラファイト、Ｌｉ散乱型

z

POGO

ガンマ線偏光観測ガンマ線偏光観測

Stanford

、山形

気球実験

z

AXP

NASA

、伊

SMEX

SMEX 、「あすか」ミラー、「あすか」ミラー＋＋ガスマイクロピクセルガスマイクロピクセル

z

PLEXAS

MIT

、ＣｆＡ、ＮＡＳＡ

多層膜湾曲ミラー、４５度反射多層膜湾曲ミラー、４５度反射ありありミラーミラー ~1 ~1‘‘ 3 3--1010 なしなし 0.24 0.24- -0.27 0.27 無し無し 25 25-200-200 無し無しミラーミラー集光集光 5 5--1515 無し無し 20 20-100-100 無し無し 6x6 pl 6x6 pl 30 30-200-200 イメージイメージングングエネルエネルギー範ギー範囲囲 [ [keV]keV] polarimeter

polarimeterfor low energy Xfor low energy X--ray Astrophysical sourcesray Astrophysical sources

Astrophysical X

(60)

Hard X

-

ray

polarimeter

for Gamma

-

Ray Burst

気密箱

気密箱内部

(61)

Hard X

-

ray

Polarimeter

Using

MApmt

(HXPUMA)

フラットパネル_{MAPMTを使用した汎用的な偏光度検出器} 1)ガンマ線バースト用ユニットを多数並べて広視野、大面積化を狙う。 2)パルサー等の点源用コリメーターで視野を狭め、大面積の検出器を製作。 3)焦点面検出器用より小型のMAPMTを使い適度なイメージング能力を持たせる。様々な用途に対応可能気球搭載用プロトタイプテスト検出器

(62)

Gamma

-

ray burst polarization monitor

(GAPOM)

理研

全体図

_{1 ユニット(1+6 セル) モデル}

X線入射方向から見た写真（鉛のマスクを装着してある）

(63)

Hard X

-

ray

八角シンチレータ偏光計

(

理研

)

Bottom view NaI 0 NaI 1 NaI 2 NaI 3 NaI 5 NaI 6 NaI 7 NaI 4 Top view 12mm 20mm Side view 34mm 3mm 3mm

30keV

80keV

カウント 0 2 4 6 0 2 4 6 0 2 4 6

NaI番号 NaI番号 0 2 4 6 NaI番号 NaI番号

40keV

30000 20000 10000

(64)

Spectrum X

-

Gamma

200X

SXRP

Graphite crystal Li Scatterer

(65)

PoGo

:

Polarimeter

of Gamma

-

ray Observer

スタンフォード大学（米）、東工大、山形大（日）、スウェーデン、ポーランド

2005～2006：気球実験

(66)

Astrophysical X

-

ray

Polarimeter

(AXP)

Kallman（NASA）、Bellazzini（INFN、イタリア核物理研究所） Optics: ASCA Style Detector: Gas Micro-Pixel Energy Range: 3-10 keV SMEXに提案中。７年後とすると2010年実現

(67)

まとめ

z z

ハードＸ線の偏光衛星は計画されていない。

z z

ハードＸ線ミラーと散乱型偏光計の組み合わ

せは、世界最高感度の偏光計になりうる。

z z

ぜひ

で偏光を。

あなたは

スペクトルとイメージだけで

満足できますか？

(68)

望遠鏡焦点面での

硬

X

_X

線偏光観測

_{線偏光観測}

三原建広（理研）、林田清（阪大）、

郡司修一、門叶冬樹（山形大理）

(69)

焦点面での硬

X

_X

線偏光観測

SGDによる偏光観測は別発表参照 z z 非熱的放射の多くに偏光が期待される非熱的放射の多くに偏光が期待される z z 硬硬XX線偏光観測は未開拓の分野線偏光観測は未開拓の分野 z

z 20keV20keV--80keV80keVの硬の硬XX線領域で偏光検出感度最高の偏光計線領域で偏光検出感度最高の偏光計

は散乱型は散乱型(M_(Mηη1/21/2_{でガス光電子追跡型の}_{でガス光電子追跡型の}₅₅_倍以上）_倍以上） z z 二つの形式の散乱型偏光計をデザイン・検討した。二つの形式の散乱型偏光計をデザイン・検討した。撮像型散乱偏光計 Be散乱体囲み型プラスチックシンチを散乱体＆コンプトン反眺電子検出器とする。直径4mm,長さ60mmのBeの棒のまわりをCdTe検出器で囲い、散乱方向を測定する 18mm 詳しい資料はhttp://www.astro.isas.ac.jp/xjapan/group/nextwg/news/article/2003/0918/を参照のこと

(70)

偏光検出感度：

_Be

囲み型

_/

望遠鏡

₄

台

（撮像型もほぼ点源に対しては同じ性能；（撮像型もほぼ点源に対しては同じ性能；20keV20keV以下での感度は下がる）以下での感度は下がる） 0.1 1 10 100 0.1 1 10 100 1000 Flux (mCrab) M=0.61 η=0.46 20-80keV 4HXT BGD=1.0e-4 c/s/keV/cm2 HEAO-1 A4(13-80keV よりフラックス推定 BH,NS連星系の明るいものは10ks,暗いものでも 100ksの観測で2%の偏光度を検出できる AGNの明るいものは 100ksの観測で数％の偏光が検出できる 10ks 100ks 1Ms 銀河団、SNR は暗い！ SNRは1Ms観測すれば偏光検出できる A2256( 中心 1’ 角） Kes75 SN1006(10’ 積分 ;多点観測） MDP

(71)

-20 -15 -10 -5 0 5 10 15 20 -20 -15 -10 -5 0 5 10 15 20 X (mm)

今回新たに検討した方式：

１台の望遠鏡焦点面

_CdTe

の上に

_Be

散乱体を置く

CdTeピクセル検出器 25mmx25mm,1mm厚, ピクセルサイズ0.2or0.4mm •40keV X線が中心の２mmΦに入射した場合のシュミレーション •Beで散乱されたX線とBeを透過したX線がCdTe検出器上で検出される。 Be Be散乱体散乱体 [4mm_[4mmΦΦ、高さ、高さ10mm]_10mm] CdTe CdTe検出器中央に密着させて置く検出器中央に密着させて置く 4mm<r<12mmのリングを30°毎の領域に区切って散乱イベントのカウントを積分 0 2000 4000 6000 0 90 180 270 360 φ(deg) 注）散乱体の直径、高さをかえても偏光検出感度はほとんど変わらない Be散乱体 CdTe検出器25mmx25mm

(72)

Be on

CdTe

シミュレーション

結果

with PENELOPE with PENELOPE ηは効率：焦点面に来たX線のうちどのくらいが偏光検出に利用されるか 0.01 0.1 10 100 Ex (keV) ηはBe囲み型(η ~0.4-0.7）に比べて1桁低い 0.2 0.3 0.4 0.5 10 100 Ex (keV) MはBe囲み型(M~0.5-0.6）に比べて2-3割悪いだけ 0.05 0.1 0.15 10 100 Ex (keV) Mη1/2_{はBe囲み型(M}η1/2 ~0.4-0.7）に比べて1/5-1/4 Beなので10keV程度まで感度あり 0.1 1 10 100 Ex (keV) Be入射X線のうち32%@10keV, 69% @20keVは透過してCdTeに検出される

(73)

偏光検出感度：

_{Be on}

_CdTe

型

_/

望遠鏡

₁

台

0.1 1 10 100 0.1 1 10 100 1000 Flux (mCrab) M=0.42 η=0.045 20-80keV 1HXT BGD=1.0e-4 c/s/keV/cm2 10ks 100ks 1Ms HEAO-1 A4(13-80keV よりフラックス推定 100mCrab のBH,NS連星系を100ks観測して7%の偏光度を検出できる。 AGNの明るいものが10%以上偏光していれば1Msの観測で検出できる銀河団、SNR は無理

(74)

望遠鏡１台のみを

_{Be on}

_CdTe

方式

にすると

z z

偏光測定は点源に限定される

z z 注）かに星雲以外の広がった硬注）かに星雲以外の広がった硬XX線源の表面輝度は低く、線源の表面輝度は低く、もともと偏光観測対象としては難しいもともと偏光観測対象としては難しい z z

100ks

の観測で

100mCrab

の天体に対して

MDP=6.8%

、連星系ソースが主なターゲットになる

z z BeBe囲い式囲い式/4/4台に比べて台に比べてMMηη1/21/2,MDP,MDPで一桁近く悪い。で一桁近く悪い。 z z

イメージング＆スペクトル観測に対する効率低下

z z 点源に対する観測効率低下は点源に対する観測効率低下は17%@10keV, 17%@10keV, 8%@20keV 8%@20keV（（_Be_Beをのせていない３台分も考慮して）をのせていない３台分も考慮して） z z 広がった広がったXX線源に対しては最悪線源に対しては最悪25%25%（残りの３台のみ使う（残りの３台のみ使う場合）場合）

(75)

焦点面硬

X

_X

線偏光計

まとめ

×

○

○ △

△

((要多点観測）要多点観測）

diffuse

不要

必要

切り替え台

不要

必要

微動台

○

○ 点源

点源

6.8%

1.5%

0.8%

0.7%

MDP MDP (100ks,100mCrab,3 (100ks,100mCrab,3σσ））

0.045

0.4

0.4 -

-

0.7

0.7 η

η

0.42

0.55

0.5

0.5 -

-

0.6

0.6 M

M

１台

４台

(HXI (HXIとの切り替え式）との切り替え式）

４台

(HXI (HXIとの切り替え式）との切り替え式）

望遠鏡

Be on

CdTe

撮像型

( (非撮像モードの性能）非撮像モードの性能）

撮像型

( (非撮像モードの性能）非撮像モードの性能）

Be

囲み型

スペクトルとイメージだけでいいですか？広がったソースは暗いですよ。

(76)

偏光検出感度と天体の明るさ

0.1 1 10 100 0.1 1 10 100 1000 MDP Flux (mCrab) M=0.61 η=0.46 20-80keV 4HXT BGD=1.0e-4 c/s/keV/cm2 10ks 100ks 1Ms HEAO-1 A4 (13-80keV) BH,NS連星系の明るいものは10ks,暗いものでも 100ksの観測で2%の偏光度を検出できる AGNの明るいものは 100ksの観測で数％の偏光が検出できる A2256(1’ 角） Kes75 SN1006(10’ 積分）銀河団、SNRは暗い重要なテーマなので 1Ms観測すれば数％以上の偏光が観測できる 0.25e-4で計算した図になってました Webで公開している図