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GLAST による高感度 GeVγ 線観測と TeVγ 線との関連 March 16, 2006@ICRR Tsunefumi Mizuno 広島大学理学部

GLAST による高感度 GeVγ 線観測と TeVγ 線との関連 March 16, 2006@ICRR Tsunefumi Mizuno 広島大学理学部 mizuno@hirax6.hepl.hiroshima-u.ac.jp History of Changes: March 13, 2006 written by T. Mizuno. 目次 (1)GLAST 衛星の概要、開発試験 (2)GLAST 衛星の性能 (3)GLAST による高感度 γ 線観測. (1)GLAST 衛星の概要、開発試験.

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GLAST による高感度 GeVγ 線観測と TeVγ 線との関連 March 16, 2006@ICRR Tsunefumi Mizuno 広島大学理学部

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Presentation Transcript

  1. GLASTによる高感度GeVγ線観測とTeVγ線との関連 March 16, 2006@ICRR Tsunefumi Mizuno 広島大学理学部 mizuno@hirax6.hepl.hiroshima-u.ac.jp History of Changes: March 13, 2006 written by T. Mizuno 目次 (1)GLAST衛星の概要、開発試験 (2)GLAST衛星の性能 (3)GLASTによる高感度γ線観測

  2. (1)GLAST衛星の概要、開発試験 (と、日本グループの宣伝)

  3. e– e+ GLAST Large Area Telescope • GLAST (Gamma-ray Large Area Space Telescope)=LAT+GBM • LAT: Large Area Telescope • 2007年打ち上げ予定 • 4X4=16 towers • 3000kg, 650 W, 1.8x1.8x1m3 • (30MeV-300GeV) • TKR(U.S.A., Japan, Italy): • Si-Strip Tracker with Lead converter • 18 X-Y tracking planes, • 228um pitch, 8x105 channels • γ線のidentification、到来方向の測定 • Siストリップを用いることで、高分解能を達成 • ACD(U.S.A.): • Segmented 89 plastic scintillator tiles • 荷電粒子backgroundの除去 • セグメント化で高エネルギーでのself-vetoを減らす • CAL(U.S.A., France, Sweden): • Hodoscopic array of 1536 CsI(Tl) scintillators (8 layers in each tower) • Showerの発達を追い、エネルギーを測定

  4. Gamma-Ray Sky Gamma-Ray Sky observed by LAT • 全天の20%という広い視野を生かし、scanning modeで観測(<--->pointing observation by EGRET and ACTs); burst/transient sourceを常時モニタ • 数日でEGRETに匹敵する感度を達成 100 sec • EGRET Fluxes • 3C279 flare • Vela Pulsar • Crab Pulsar • 3C279 quiescent • EGRET 5sigma sources ~ a few days with LAT 1 orbit 達成される感度(10-6 cm-2 s-1) EGRET: ~270 sources GLAST: ~10000 sources (2year) 1 day GRB, AGN, 3EG + Gal. plane & halo sources

  5. Hardware/SoftwareDevelopment • Beam Test: 1997 and 1999 • LATの基本性能の確認。 • モンテカルロシミュレーションのvalidation • Balloon Flight: 2001/8 • 高い放射線環境下での動作確認。 • 宇宙線事象(バックグラウンド)の取得 • Engineering Model: 2003/10~ • 宇宙線、バンデグラフを用いた、小型タワーの試験 • フライトモデルに向け、試験方法、解析方法の確立 • Flight Model Integration and Test: 2005/1~ • 16 Tower (全タワー)試験終了 • Data Challenge 2: シミュレーター、解析ソフト開発、2006/3~ • Environmental testing: 熱真空試験(NRL)、2006/3~ • Delivery to Observatory Integration: 衛星に取り付け、2006/6 • Beam Test at CERN: 2006/7~ (Calibration Unit使用) • Launch: 2007/9 • 日本グループの主な貢献： • Si検出器の開発と試験 • 気球実験とミュレーター • バックグラウンドモデルの開発 • フライトモデルの試験 今はここ

  6. Si-Strip Detector • SSD:GLASTの高感度の鍵を握る。広島大学と浜松ホトニクスにより開発、製造 スパークチェンバー(EGRET):~1 mm SSD(GLAST) :~200 um 角度分解能、視野が格段に向上 44 array of Si-stripsensors (X) • 1万枚以上のSSDsを製造 • 非常に高いQuality • Dead strip率0.01%以下 • 安定した製造 • Very low leakage current; ~2.5 nA cm-2 バイアス回路 １５cm C-fiber face shee Hex cell core Al closeout C-fiber face sheet コンバータ 44 array of Si-stripsensors (Y) 読み出し回路 暗電流 (nA/cm2)

  7. The GLAST Balloon Experiment (2001/8~) • Objectives: • LATの基本デザインをタワー1個のレベルで検証。 • 宇宙空間に近い高い放射線環境下で装置の動作を確認する。 • 宇宙線事象を取得し、LATのための、バックグラウンドのデータベースとして用いる。 Balloon Flight Engineering Model (BFEM) 磁極 赤道 GLAST衛星のバックグラウンドモデル • AMSによる陽子スペクトルのデータ(高度380km、鉛直方向)とモデル関数 • e-/e+、大気γなどもモデル化

  8. Flight Model Integration and Test (2005/1~) Plot by T. Kawamoto (Hiroshima Univ.) 2005/10 16Tower完成(@SLAC) bad strips数の推移 2 tower 6 tower 16 tower 4 tower 10 tower 約1年に渡る試験期間を通じ、bad stripの増加は、0.05%以下

  9. (2)GLAST衛星の性能 (最新のモンテカルロシミュレーションを交えて)

  10. Data Challenge II (2006/3~) protonの予想レート 装置の性能評価、観測データの解析方法の確立を行うため、衛星の軌道運動、ロッキングモーション、バックグラウンドも全て含んだfull simulation(2か月分)を行い、解析を行っている。 0.5 day GLASTの向く方向 proton 大気γ 天頂方向 天体からの γ線 • 日本からも広島大、東工大から参加 GLAST e+/e-

  11. Expected performance of GLAST Relative Effective Area • 最新のモンテカルロシミュレーションに基づく、GLASTとEGRETの性能の比較 • 広視野 (~2sr、全天の20%) • 高位置分解能 (10’ in E>10 GeV) • 大有効面積 (~8000 cm-2) GLAST EGRET 有効面積 (Front+Back) GLAST Angular Resolution EGRET back front 今夏のビーム試験で最終確認、モンテカルロのチューニングを行う

  12. Gamma-Ray Sky observed by EGRET EGRETでこんなふうにぼやけていたガンマ線宇宙が、、、、 3C279 Cygnus Region Vela Geminga Crab E>100 MeV PKS 0528+134 LMC Cosmic Ray Interactions with ISM PSR B1706-44 PKS 0208-512

  13. Gamma-Ray Sky observed by GLAST GLASTではこうなる！(はず) 2 months full simulation, E>100 MeV • 銀河系外：多数のAGN、近傍の銀河、銀河団 • 銀河面：銀河面拡散放射、多数の未同定天体(パルサー、SNR、マイクロクェーサー) 有効面積の増大、位置分解能の向上

  14. Anti-Center Region GLAST, E>100 MeV (2 months) EGRET, E>100 MeV Geminga Crab 40’ x 40’ (RA, DEC) PKS 0528+134 有効面積、角度分解能の向上により、γ線天体同士の分離、拡散放射との分離が容易になる(感度の向上)

  15. Sensitivity of GLAST LAT (Kamae et al. 2005, Proc. of International Symposium of High Energy Gamma-ray Astronomy, Heidelberg)より作成 Differential Sensitivity vs. Source Fluxes • 30MeV-300GeVのエネルギーで、EGRETを数10倍上回る感度 • 100GeV前後でACTとオーバーラップ COMPTEL EGRET (3000hrs, 3sigma) Crab Nebula galactic center region (1msr) GLAST (1year, 5sigma) extra galactic diffuse (1msr) HESS/CANGAROO-III

  16. (3)GLASTによる高感度γ線観測 (と、TeVγ線観測との関連) (1)天源(パルサー、AGN) (2)ディフューズ(銀河面、SNR) (3)その他

  17. Gamma-Ray Pulsars (1) EGRETによる、７つのγ線パルサー Thompson et al. 1994 spectral index 特性年齢(years) 103 104 105 106 • 空間分解能の向上(銀河面天体！) • 時間分解能の向上(100ms -> 数10us) 1034 ガンマ線光度(erg/s) 斎藤1997 200以上のγ線パルサー 進化効果の議論、X線との比較 1034 1036 1038 回転エネルギー (erg/s)

  18. Dyks and Rudak, ApJ, 2003 Caustic Polar cap Outer gap Gamma-Ray Pulsars (2) • Polar Cap Model vs. Outer Gap Model? • GeV領域のcut off から制限をつける GeV gamma-ray spectrum from Vela pulsar 10-4 Outer gap model 10-6 • TeVγ(IC)がOuter Gap Modelから予想: • 上限値のみだが予想ぎりぎり(Konopelko et al. 2005) • X線偏光からも制限が可能 • (Hard X - GeVγ- TeVγ) E2*Flux(GeV/cm2s) GLAST Sensitivity Polar cap model 10-8 10-10 0.1 1 10 100 GeV

  19. ASCA シンクロトロンピーク OVV QSO コンプトンピーク HBL(TeV) Blazar (Energy Spectrum) • EGRET天体の最大種族 External Compton SSC e- e- e- Kubo et al. 1998 ApJ 504, 693 γmax 103-4 104-5 105-6 コンプトンピーク MeV GeV~TeV OVV QSO: LBL : HBL : GeV/TeV双方あわせてることで、統一的に理解

  20. Blazar (time variabirity) 3C279の1996年のフレア (Hartman et al. 1996, Wehrle et al. 1998) • lepton model vs. proton model? (jetの起源) • 加速と冷却のバランス(メカニズム) • 波長間のtime lag (soft lag, hard lag)、rise timeにより制限(e.g., Moderski et al. 2004) • 3C279の1996年のフレアをGLASTで見た場合の予想 • 詳細なライトカーブ、スペクトルの変化(大有効面積) • 他の検出器への通知、多波長観測 • (広視野) photon index

  21. Extra-galactic Background Light (EBL) • γ線光子の、低エネルギー光子による吸収(対生成) • GeV γ(GLAST): 可視-紫外 • TeV γ(チェレンコフ):赤外光 Blazarスペクトルのカットオフと赤方偏移の相関から、宇宙初期の星生成史を探る 1 No EBL z=0.5 Salamon & Stecker z=1 F(E>10GeV)/F(E>1GeV) z=2 0.01 z=4 Primack & Bullock 1 10 100 GeV redshift (Chen et al. 2004) HESSによる厳しい上限(2天体；Aharonian et al. 2005)。EBLは従来考えられていたより少ない？ システマティクス(Blazar本体のスペクトルカットオフ)を抑えるためにも、GLASTによる多数のサンプルは重要

  22. 銀河面拡散ガンマ線放射(1) EGRETによる全天マップ(E>100MeV) • ガンマ線源：点源+銀河面拡散放射 • 拡散ガンマ線放射の放射機構： • 制動放射：電子と物質 • 逆コンプトン：電子と星間光子 • Pi0γ：陽子と物質 宇宙線(電子、陽子)と物質の分布を求める SAS-IIおよびCOS-Bによる銀河中心からの拡散ガンマ線放射 • Hard X – MeV/GeVγ - TeVγによる総合的な理解が必要 • GLASTの特徴 • MeV/GeVに感度：pi0γ(陽子) • 広視野：銀河系内での分布 制動放射(EB) Pi0崩壊(NN) E2*Flux 逆コンプトン(IC) 0.1 1 10 (GeV)

  23. Galactic Diffuse Emission (2) • EGRETによるexcess • Hardな陽子スペクトル？ • ICの寄与？ 高銀緯 6<|b|<10度 銀河中心方向 Vs. 反対方向 • 高位置分解能 • 点源の寄与をなくす • 広視野、大有効面積 • 場所によるスペクトルの形、強度の変化 中銀緯 (2<|b|<6度) • TeVγ望遠鏡による、銀河中心の観測(Aharonian et al. 2006): • Hardかつフラックスの強い陽子？ 銀河面 (|b|<2度) 0.1 1 10 GeV (Hunter et al. 1997)

  24. Particle Acceleration in SNR(1) • 銀河面放射：宇宙線の分布 • 超新星残骸：宇宙線の加速源 • GLASTの特徴: • MeV/GeVγ：pi0崩壊(陽子)に高い感度 • 高空間分解能：拡散放射の寄与を落とす、空間分解 多波長スペクトル (Aharonian et al. 2005) HESSによるRXJ1713-3946のイメージ+X線コントア(S. Funk 2005) X線 MeV/GeV TeVγ EGRET/GLASTのPSF(@10GeV) HESS 分子雲(Fukui et al. 2003, Moriguchi et al. 2005) Pi0ガンマ？ 分子雲との高い相関 X線とTeVγの空間分布は酷似

  25. Particle Acceleration in SNR(2) • TeVγ線のデータは陽子加速を示唆するが、EGRETの上限ぎりぎり • non-linear kinetic theory of accelation? (Berezhko and Volk 2006) Γ~2 simple extrapolation proton electron Γ~1.7 non-linear theory prediction GLASTによるMeV/GeVγ線観測とあわせることで、陽子加速の決定的な証拠が得られる

  26. And More …. LMC by GLAST (1year) • 巨大分子雲：宇宙線、物質分布 • マイクロクェーサー:ジェットの詳細観測、AGNとの比較 • EGRET未同定天体：特に銀河面天体 • Galaxies：銀河による宇宙線量の差？ LMC, SMC, M31 • Cluster of Galaxies:宇宙線加速源？ • GRB: GBM(5 keV-20 MeV)との連携。 • Dark matter:neutralinoの対消滅線@銀河中心 • Etc. GRB940217 by GLAST an neutralino annihilation by GLAST (5 years) LAT GBM

  27. Summary • 1. GLASTの性能 • 大有効面積 • 高空間分解能 • 広視野 • 2. 日本グループの貢献 • Siストリップ検出器の製造、試験 • 気球実験、バックグラウンドモデル • フライトモデルの試験 • 3. GLASTによる高感度GeVγ線観測 (色々あるが、、、) • パルサー、AGNの系統的研究(大有効面積) • 宇宙線の起源、分布(pi0γ領域、広視野) • 特にTeVチェレンコフ望遠鏡とは、エネルギーバンド、感度、サイエンスの面で相性がよい MeV/GeV領域でかつてない高感度かつユニークな観測

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