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NeXT 望遠鏡用硬Ｘ線偏光計の検討

NeXT 望遠鏡用硬Ｘ線偏光計の検討. 林田　清（阪大理）、三原建弘（理研）、 郡司修一、門叶冬樹（山形大理）. ＮｅＸＴ衛星による偏光観測. 偏光観測を NeXT 衛星の目標にするか？ NeXT 望遠鏡の焦点面か独立系か？ 10keV 以下か 10keV 以上か？ 検出光子数は 10keV 以下が 10keV 以上より２桁程度多い。 10keV 以下の偏光観測は 70’ に行われており、将来の衛星計画もある。 10keV 以上は未開拓。 加速領域で生じる硬Ｘ線成分（＝ NeXT 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

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NeXT 望遠鏡用硬Ｘ線偏光計の検討

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  1. NeXT望遠鏡用硬Ｘ線偏光計の検討 林田　清（阪大理）、三原建弘（理研）、 郡司修一、門叶冬樹（山形大理）

  2. ＮｅＸＴ衛星による偏光観測 • 偏光観測をNeXT衛星の目標にするか？ • NeXT望遠鏡の焦点面か独立系か？ • 10keV以下か10keV以上か？ • 検出光子数は10keV以下が10keV以上より２桁程度多い。 • 10keV以下の偏光観測は70’に行われており、将来の衛星計画もある。10keV以上は未開拓。 • 加速領域で生じる硬Ｘ線成分（＝NeXT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 • テーマ：NeXT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？

  3. Ｘ線偏光観測 • シンクロトロン放射 • ＳＮＲ（パルサー星雲型、SN1006型、シェル型） • ブレーザー、マイクロクェーサー • 散乱 • 降着円盤による散乱、トーラスによる散乱、反射星雲 • セイファート銀河の連続成分？ • 磁場と散乱 • 連星系パルサー • （単独パルサー、ＡＸＰ） • 制動放射

  4. かにパルサーに対する計算 2つのピーク位置での 偏光方向や偏光度が 2つのモデルで大きく 違っている。 パルスフェーズ毎に 偏光度と偏光方向を 調べることで2つの モデルのどちらが 正しいか確認できる。 polar cap model outer gap model J. Dyks etal Astro-ph 0303006 R.W. Romani etal Ap.J. Vol.438

  5. バイナリーパルサー 降着柱の構造はどの様に なっているのか？ ペンシルビームモデルと ファンビームモデルという 2つのモデルが存在する。 紀伊先生の計算 Kii PASJ 1986 ペンシルビームモデルでは、 フラックスが弱いときに 偏光度が高い。ファンビーム モデルではその逆。 パルスフェーズ毎の偏光度を 調べる事で、どちらのモデル が正しいか調べられる。

  6. Connors 1980 Vol235 シュミレーションの結果 偏光方向 偏光度 1)ニュートン力学と 　相対論では結果は 　違う 2)X線のエネルギーに 　より偏光方向が変化 3)X線のエネルギーに 　より偏光度が変化 4)Viewing angleで 　偏光度が変化する 5)シュワルツシルツ 　ブラックホールと 　カーブラックホール 　では違う K.B.H K.B.H 1% 41.4 10 S.B.H S.B.H 90 10keV 30 5% 75.5 時空の歪みに対する貴重な 情報を得られる。 90

  7. 1.5 ガンマ線バースト ファイヤーボールモデルが正しいのなら、ガンマ線はシンクロ トロン放射で放出される。それならば偏光しているのでは ないか？ ほとんどの人は否定的だった。しかし.…. GRB021206のRHESSIによる観測結果 実際に80%という偏光が受かった！ 偏光という新しいパラメーターの導入により、GRBの 発生メカニズムを探る。

  8. GRB源では磁場は揃っているのか、揃っていないのか？GRB源では磁場は揃っているのか、揃っていないのか？ GRBの統計的 観測が必要 X-ray Rich GRB 1)遠方で起こっている為にレッドシフトして、X線リッチになる? 　東工大：河合先生 2)GRBをすれすれの斜めから見ていて、ローレンツブーストが 　弱まるのではないか? 京大：中村先生 斜めから見ていれば、真正面の時とは偏光度が変化するはず。 偏光観測により、どちらのモデルが正しいか分かる。

  9. NeXT望遠鏡のデザイン • F.L.=12m • 1’=3.5mm@F.P. • 1Crab=240c/s/4HXT

  10. 偏光計の感度 Mh1/2を大きくすることが重要 系統誤差を考えるとMが大きいことも重要

  11. 光電子追跡型 • イメージングガス検出器 • イタリアグループ • シミュレーションによる最適化；Arガス4atm,3cmでMh1/2~0.07@20keV (Mは0.3） • 山形グループ • 京都グループ • CCD • 12mmピクセルCCDでM=0.16,h=5x10-4@27keV • 空乏層厚10倍100mmのCCDを使えればMh1/2~0.01 ４気圧、 デプス 3cm η1/2M Pacciani etal 2002 SPIE

  12. 検出器Ｂ 回転 散乱体 Ｅ 検出器Ａ 散乱型 • 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。 阪大グループ 2002/11 KEK-PF BL14C

  13. 散乱偏光計のデザイン • 散乱体はBe4mm直径ｘ長さ60mm • CdTe検出器2mmx2mmｘ0.5mm厚の場合、全部で12x24=288個/1HXT • 2mmx20mmx0.5mmの検出器を利用できれば12x3=36個/1HXT • Active Shieldは必要 30度ごとのカウントから偏光方向と偏光度を測定する

  14. M,h,Mh1/2　（シミュレーション） • 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、hは減少するがＭh1/2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Mh1/2と0.01以下の違いしかない

  15. 硬Ｘ線偏光観測の対象 • 点源 • ブラックホール連星系 • 連星系パルサー • 活動銀河核 • ブレーザー • ひろがった天体 • ＳＮＲ • パルサー星雲 • シェル型 • 銀河団

  16. ハード成分が検出されている銀河団 • Reference: Nakazawa, 2002 and references therein • 銀河団の中でハード成分がどこまでひろがっているかは不明 注）ビグネッティングは考慮していない • コアの内外での積分強度の比は典型的に１：２ • そもそもこれらの銀河団をNeXTの１回のポインティングでカバーするのは不可能（視野を大きくはみでる）

  17. 超新星残骸のパワーロー成分 • パルサー星雲型 • ＳＮＲ中心部のパルサー周辺で加速された電子のシンクロトロン輻射。 • パルサーの周囲高々数arcminの領域に限られる。 • パルサーから離れるほど急激に強度が弱くなり冪もソフトになる。 • SN1006型 • シェルの一部が（何故か）高エネルギー電子の加速場所になり、シンクロトロン放射を出している。 • シェルの中で細いフィラメント状に放射（少なくともSN1006では）

  18. かに星雲 • 右図：対角線2.24arcmin • 2-10keVの表面輝度1.1(0.5-2.4)E-8 erg/s/cm/arcmin^2 • G=2を仮定して20-80keVのカウントは170c/s/arcmin^2 • さすがに明るい！

  19. かに星雲の可視光偏光マップ

  20. かに星雲以外のPlerion • Vela PulsarC(20;80)~0.01c/s • Kes75 C(20;80) ~0.6c/sただし26’’x20’’のひろがり • G292.0+1.8C(20;80)=0.15c/s 1’程度のひろがり • 他はこれより暗い。　かに星雲の1/100以下！ • パルサーとの分離には時間分解能が不可欠 Pavlov et al., 2001, ApJ, 552, L129 Helfand et al., 2003, 582, 783

  21. SN1006 • NE-rim • 2-10keVのパワーロー成分のFlux=1.9E-11 erg/s/cm2 G=2.97 （Ozaki1997) • Chandraの観測によるとNon-thermal 成分は極めて薄いフィラメント状<1arcmin幅 • Shellにそって約10arcmin,幅0.5arcminとみつもると表面輝度は3.8E-12erg/s/cm2/arcmin • Γ=2.5として見積もっても20-80keVのカウントは0.023 c/s/arcmin ROSAT HRIのイメージにChandraの観測位置を表示

  22. G347.3-0.5 • 軟Ｘ線データSlane et al., 1999, ApJ, 525, p367 • NW-rim • rim全体でC(20;80) ~1.0 c/s • 30arcmin^2の領域と評価してC(20;80) ~0.03 c/s/arcmin^2 • SW-rim • Rim全体でC(20;80)~1.2 c/s • 30arcmin^2の領域と評価して0.04 c/s/arcmin^2 G266.2-1.2, RXJ1713.7-3946はこれよりも暗い

  23. シェル型で熱的成分が卓越しているSNR、Tychoでもハード成分がみえているシェル型で熱的成分が卓越しているSNR、Tychoでもハード成分がみえている • Tycho • Finket al., 1994, A&A, 283, 635 • K=7.4E-2,G=2.7からTycho全体でC(20;80)=0.26c/s • 左上図Chandra(全バンド) • 左下図Chandra(4-6keV) • 高いエネルギーの成分はフィラメント状にローカライズしているようにみえる • Hwang et al., 2002,ApJ,581,1101 • 直径8’

  24. ひろがった硬Ｘ線源に関するコメント • 硬Ｘ線領域でひろがった(1’以上）＆明るい天体の候補は必ずしも多くない。　 • 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 • 銀河団に関して • 起源がわからないという意味で重要であるが、NeXTでの偏光観測は数例に限定されるだろう。 • SNRに関して • 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 • SN1006型、シェル型は1’角あたりの表面輝度でみるとかに星雲の1/1000以下。領域を積分することが必要。 • 多くのSN1006型、シェル型SNRについてChandra, XMMによりべき関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

  25. 偏光検出感度と天体の明るさ • 図作成中

  26. 単一散乱体偏光計の長所・短所 • 点源に対して偏光検出感度を最適化できる • 偏光計本体はコンパクト。　（但しActive Shieldの必要はある） • ４台の望遠鏡の焦点面で同時に観測するためには • アライメントを極めて正確にとる • 焦点面で２次元微動装置をつける • 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

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