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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

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 collaboration Hiroshima University mizuno@hepl.hiroshima-u.ac.jp. Contents. 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 PoGOLite Polaris ( ちょっとだけ ) その他 ( ちょっとだけ ) まとめ.

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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

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  1. 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 collaboration Hiroshima University mizuno@hepl.hiroshima-u.ac.jp

  2. Contents • 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 • PoGOLite • Polaris (ちょっとだけ) • その他 (ちょっとだけ) • まとめ (GRB型は省略)

  3. 多波長観測とX線偏光観測

  4. Progress of X-ray Astrophysics Energy Resolution at 5.9 keV Point Spread Funciton Einstein (IPC) Uhuru Tenma (SPC) ASCA (SIS) Einstein (IPC) ROSAT (PSPC) Chandra (ACIS) Chandra (HEG) Suzaku (XRS) • 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 Sensitivity Uhuru Einstein (IPC) Chandra (ACIS)

  5. (Little) Progress of Polarization Measurement Crab Nebula Polarization measurement with OSO-8 (1976) Modulation curve for 2.6 keV Crab Nebula signal+BG BG Intensity of the source from which pol. was detected • Two carbon Bragg diffraction polarimeters • @2.6 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. No obs.! 偏光の分野では、多波長観測からX線γ線が完全に欠落

  6. (2)X線偏光で探る天体物理

  7. What can Polarization Tell Us about HE 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, SNRsand 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. (GRBs not covered in this talk) 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

  8. P2 P1 X線偏光で探る天体物理 (1) 単独パルサーの放射機構 from a review by Harding 04 Outer Gap Model Slot Gap/Caustic Model Polar Cap Model polar cap 強度 slot gap outer gap 0° 偏光方位角 100% 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 50% 位相

  9. X線偏光で探る天体物理 (2) 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 ファンビーム ペンシルビーム Ec = 100 keV +100% 偏光度 -100% 強度 Kii 1987, PASJ 磁場と視線方向のなす角

  10. X線偏光で探る天体物理 (3) ブラックホール/AGNの降着円盤放射 真横から 反射成分の偏光度(%) 真上から 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 反射成分のフラックス 5 50 500 keV

  11. X線偏光で探る天体物理 (4) AGN、mQSOのジェット Donato et al. 2001 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 シンクロトロン成分 Inverse Compton IC成分 • 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

  12. Spectra 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) Blazar: Mkn501 (Pian et al. 1998) m-QSO: GRS 1915 (Ueda et al. 2002) Binary NS: Her X-1 (Coburn et al. 2002)

  13. (3)X線偏光観測の原理

  14. 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。m-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

  15. 偏光検出感度 Rsrc=Fsrc*Aeff:信号強度 Rbgd:ＢＧ強度 MF100:Modulation Factor ns:有為度(通常3s) (McConnell 2004, proc. SPIE 5165) • 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。 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)

  16. Optimization 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 = 0.3 • Aeff = 200 cm2 • BG = 1 Crab • T = 20 ks 40-80 keVでの最小検出偏光度(%) 100 (%) MF100 = 0.3 0.5 10 10 0.7 1 BG = 1 Crab 0.01 0.1 1 信号強度(Crab) 100 mCrab 10 mCrab T = 20 ks 100 ks 1 Ms 100 mCrab程度以下を狙うには、BGを下げることが何より大事

  17. (4)X線偏光ミッション

  18. X-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 • GRAPE Mission (McConell et al. 2004) • plastic+CsI、50-300 keV MAPMT (H8500) • INTEGRAL Mission • Polarimeter above 200 keV • Report of pol. detection from Crab Nebula (Forot et al. 2007) • その他色々。例えば • AXP (X線反射鏡+ガス検出器) • m-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

  19. PoGOＬｉｔｅ Mission BGO Side Anti-coinsidence Shield (SAS) (54 units) PDC: Phoswich Detector Cell • 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 (217 units) Slow Plastic Scint. Collimator (FOV:5 deg2) Fast Plastic Scint. (Pol. measurement) Bottom BGO PMT assembly (low noise) • 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。

  20. 開発体制とスケジュール • 日本：広島大学、東京工業大学、山形大学、JAXA/ISAS • PMT、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 国際協力のもと、2009年初頭のフライトを目指す • Crab Pulsar • Cyg X-1 • AGN/m-QSO等 • 他波長と連携も 2006 2008 2003 2004 2005 2007 Proton Beam Test (Osaka) Sensor Complete Proposal to NASA Gondola Ready Flight Instrument Integration Spring8/Argonne Beam Test KEK Beam Test KEK Beam Test KEK Beam Test Mar 5-12! 1st prototype (fast scinti. 7 units) 2nd prototype (fast/slow 19 units+anti) Flight Instrument Integration and Test

  21. PoGOLiteの諸元 • 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) 1 Crab 100 mCrab BG (total) 高感度X線偏光観測 CXB/downward/upward 200 100 keV 20

  22. 開発試験（I）：PMT/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 PMT ブリーダー 高圧電源 • 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 55Fe 7-8 p.e./5.9 keV one photon peak

  23. 開発試験(II):波形弁別 • 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 BGO/Slow slow scinti./passive collimator fast plastic Fast scintillator 1 ms peak hold PMT 241Am BGO crystal proton irradiation BGO/Slow contamination spectrum Total Fast BGO + Slow Saturatedevents 482 Hz 14 CLK (700 ns) peak 2dim hist 2 CLK (100 ns) peak

  24. 開発試験(III):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) FADC Board CSA X 8 FPGA FPGA FADC Cs(662 keV) only Cs + proton(930Hz) Cs + proton(6.5kHz) Cs + proton(15kHz) SpaceWire Digital IO Board 50-100 keVまでモニタ可能 FPGA FPGA 来週からのKEKビーム試験で動作実証を行なう

  25. PoGOLiteで期待される成果(I) from a review by Harding 04 • 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 polar cap Modulation Curve for the 1st peak slot gap polar cap model caustic model outer gap model outer gap 6時間のフライトで、放射モデルを明確に区別可能 散乱の方位角(rad)

  26. PoGOLiteで期待される成果 (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 by M. Arimoto (Titech) Source visibility on 1 April 2009 Palestine Texas GRS1915+105 Her X-1 10%偏光を仮定 MF: 2.7±0.2% ( ~15σ detection) Cyg X-1 Crab Cyg X-3 散乱の方位角(rad)

  27. Polaris計画 • INTEGRAL, PHENEX, GRAPE他: Crab Nebura (1 Crab) • PoGOLite: Crab Pulsar、明るいBHB/NSB/m-QSO/AGN (~100 mCrab) • その先は？ ミラー焦点距離12m X線 ミラー焦点距離6mx4台 Li target 600μm ガス 電場で ドリフト GIP-on-SIP CsI plastic scintillator Ti 50mm filter LI-on-SIP MAPMT 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) (デザインは議論中） • 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

  28. Summary • 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 Polarimeter Utilize azimuthal angle asymmetry of Compton Scattering to measure hard X-ray polarization Klein-Nishina cross section pol. vector Azimuthal angle distribution 90degree scattering is the best for the polarization measurement 0 degree 45 degree Modulation Factor is defined as 135 degree 90 degree

  31. PoGOLiteの諸元 Modulation Factor 有効面積 geom. area=930 cm2 20 200 20 200 • 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

  32. 開発試験(IV):ビーム試験 • 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) • In addition, • 2006年阪大RCNP(陽子ビーム) • 2007年KEK(フライトDAQ) Modulation Curve for 73 keV beam Argonneビーム試験(2003)より MCの予想 実データ Modulation Factor: 42+-1 %(data) vs. ~47 %(simulation) beam direction 装置の回転角

  33. Slow 元の波形 V14CLK Fast 2 or 14 CLKs　遅らせた波形 2つの差分 （元 － 遅延） V2CLK V2CLK V14CLK V2CLK V14CLK 波形弁別の方法 2 CLKs (100ns) 遅延 14 CLKs (700ns) 遅延 Fast シグナル 差分のピークは、立ち上がり時間によって異なる Slowシグナル

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