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Oct. 26, 2001Oct. 26, 2001
K.Mitsuda@ISASK.Mitsuda@ISAS 1
X-ray microcalorimeter が拓く宇宙物理
Astro-E2将来の大型ミッション
小型ミッション
宇宙研 満田2001 年 9 月 26 日
名古屋大学集中講議
Oct. 26, 2001Oct. 26, 2001
K.Mitsuda@ISASK.Mitsuda@ISAS 2
Astro-E2 observatory
– High throughput wide-band (0.4-700 keV) spectroscopy
– High resolution (E=10eV) spectroscopy
Astro-E の recovery mission2005 年 2 月 24 日 M-V-8 ロケットにより鹿児島県内之浦より打ち上げ
予定
XRT-I + XIS XRT-S + XRS
Energy range 0.4-12 keV 0.5-12 keV
Effective area 1300 cm2 190 cm2 230@20keV 330@100 keV
Focal length 4.7 m 4.5 m
HPD of PSF 1.5' 1.5'
Energy resolution 120 eV@6keV 12 eV 3keV@10keV ~9%@662 keV
Field of view 19'x19' 1.9'x4.2' 0.56x0.56ÅKÅó<100keV
4.6 x 4.6ÅKÅó>200keV
Pixel size 1.1"x1.1" 0.94'x0.24'
Number of pixels 1024 x 1024 2 x 16
Time resolution 8ms-8sec ~5μ sec
HXD
10 - 700 keV
15.3 - 61 μ sec
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Astro-E 衛星
• 2000 年 2 月。打ち上げロケットの不具合により南大平洋へ
• 右は組み立て途中の写真
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Astro-E の X 線検出器 XRS ( X 線マイクロカロリ
メータ)– エネルギー範囲: 0.5-12k
eV– エネルギー分解能 (FWH
M) : 12eV
XIS ( X-ray CCD Camera )
エネルギー範囲: 0.5-10keVエネルギー分解能 (FWHM) :
120 eV @ 6keV
HXD(Si PIN + BGO/GSO シンチレータ )
エネルギー範囲: 10-700keV
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エネルギー分解能
• 典型的な X 線検出器の単色 X 線(上)に対する検出器のレスポンス(下)
– ASCA SIS, ASTRO-E XIS (X 線 CCD カメラ )FWHM= 120 eV @6keV
– ASTRO-E XRS (X 線マイクロカロリメータ ) FWHM = 12 eV
– 究極の TES カロリメータFWHM 〜 1 eV ( ???)
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エネルギー分解能による見え方の違い
• 高温プラズマからの熱放射
温度 5keV (約5 千万度)
太陽組成を仮定
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2000 年代の高分解能 X 線スペクトロスコピーミッション
• 分散系 (X 線検出器の前に分光器)– AXAF TG 、 XMM RGS
トランスミッショングレーティング
• 非分散系 (X 線検出器自身で分光)– Astro-E2 XRS
マイクロカロリメータ
Chandra
XMMAstro-E2
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グレーティング vs カロリメータ
• 有効面積は >1keV分解能は 2>keVで XRS
• 広がった X 線源
Heat Sink, TSX-ray PhotonThermal Conductance, GX-ray AbsorterHeat Capacitance, CThermometer
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XRS宇宙研、都立大、理研、 NASA/GSFC, ウイスコンシン
大
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XRS Calorimeter Array
• 2x16 bilinear array
Thermal link (G, w,t~20μm)ThermisterX-ray absorber (HgTe, t=9μm)Thermal sinkTOP VIEWSIDE VIEWX-ray beam blockVBTS=60mKJ FET(~120K)ADR1.24mm0.34mm
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XRS の冷却系• 4 段式冷凍機
– 断熱消磁冷凍機 60mK– 超流動ヘリウム( 30 リットル) 1.3K– 固体ネオン( 120 リットル) 17K– 機械式冷凍機( OVCS 冷却) 約 100K
• 打ち上げ時Dewar 重量約 390kg
• 冷媒寿命2.5 3− 年
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He insert & Ne DewarFEA & ADR を
He insert へ組み込み
He insert ( Ne Dewar に組み込まれたところ)
Ne shield を被る
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XRS Cryogenic systemNe Dewar
Ne Dewar(上部ドーム部組み立て前)He insert を組み込んだところ
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機械式冷凍機Astro-E2 で採用予定
• 寿命 1.9 年から 2.5 年以上へ• Astro-E 検討時の問題点を cle
arMicrophonics が問題なら観測中 off
(寿命 約 2.5 年)冷凍機を搭載しても全く使わなく
ても、寿命 1.9 年
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X 線入射経路• Optical Blocking Filters
X 線を透過させ、かつ、カロリメータへの熱入力を断つ
– 5層のフィルター
Filter WheelX-ray counting rate を下げる
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キャリブレーション実験データ
カリウム K からモリブデン K までの様々な特性 X 線
放射性同位元素からの線スペクトルは、モノクロメータからの単色 X 線にくらべて有為に広がっている。
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Astro-E2 XRS のサイエンス1
サテライト線の分解イオン化過程
Collisional equilibrium or photo-ionization ?
放射プラズマの密度
激変性の accretion columnX 線星の周辺
X 線パルサーaccretion disk coronae
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Astro-E2 XRS のサイエンス2
輝線による運動学– ブラックホール質量の測定ブラックホール候補の X 線連星(たとえば Cyg X-1 )
可視光で見える星のドップラー速度と X 線星のドップラー速度が決まる連星系の視線方向にたいする傾斜角に制限がつけば、 X
線星の質量が一意に決まる。ブラックホール存在の最も確実な証拠に
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Astro-E2 XRS のサイエンス3銀河団ガスの運動学
– 多くの銀河団高温ガスは relax していない– 温度の非一様性– 非熱的な硬 X 線放射、電波ハロー
• 高エネルギー粒子の加速衝撃波
ガスのマクロな運動の直接測定
8.2 keVThermalComponent
Hard excess
Coma Cluster by SAX
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Astro-E2 XRS のサイエンス4• 星間物質の X 線診断
X 線星の吸収スペクトル– 柱密度
• solar は galactic か ?– 化学状態– Interstellar EXAFS
O 543.1* Å}0.2 532.0 Å}0.4Mg 1311.2Å}0.3 1303.0Å}0.1 1305.0Å}0.4Al 1567.0Å}0.8 1558.2Å}0.5Si 1846.0Å} 1839.0Å}2.0S 2477.0Å} 2476.0Å}2.0Ca 4042.8Å}2.0 4038.5Å}0.4Fe-L1 857.0Å}2.0 848.5 Å}2.0 846.1Å}0.4Fe-K 7124.0Å}1.0 7111.4Å}0.2 7113.0Å}0.9
*experimental value for O2, calculated value for O is 545.37
Gas/Vapor Solid Oxide
Physical/Chemical shift
EXAFSColumn
density
Single atom
Solid
∝
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Astro-E2 XRS のサイエンス5
• 超新星残骸• 活動銀河核• ジェット• ……
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X 線マイクロカロリメータを搭載する大型ミッション
• 検討中の将来ミッション– NeXT ( 日本 ) 2009 (?)– Constellation-X (米 ) 2010 (?)– XEUS (ESA- 日 ) 2015(?)1024画素、 2-5eV 分解能
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大型ミッションのサイエンス
• NeXT– 加速– 硬 X 線放射と
高温ガスの運動学• 撮像と分光
• XEUS– 最初の銀河団– 最初のブラックホール
XRS の視野
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XEUS の目指すサイエンス• 熱い宇宙の形成史 を、そのはじま
りから明らかにする。– 銀河形成と最初の AGN=最初のブ
ラックホール (z > 5)– バリオンの再加熱構造形成、重元素合成 (z ~<5)
低温 高温
z=10
z=5
z=0 (現在 )
低温
高温
バリオンの歴史
z=0
今見えている部分
z=3
1
0
存在比
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XEUS の観測装置• X 線望遠鏡
– 有効面積 6m2/30m2 at 1 keV
– 焦点距離 50m• formation flight が必要• 〜 1mm3 の相対位置精度
– 角分解能 < 5” (2”)
• 検出器– 広視野撮像装置
• 視野 > 7.2 cm = 5’– 高分解能分光器
• 視野 >0.7 cm = 0.5’
• FWHM < 2eV@1keV
シミュレーション XEUS vs XMM
Detection ~10-18 erg/sec/cm2
Spectroscopy ~10-17 erg/sec/cm2
編隊飛行
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カロリメータによる小型ミッション
• IMXS (Interstellar Medium X-ray Survey)– Winsconcin, NASA/GSFC– collimator + カロリメータ– 〜 1strad FOV
• DELUX (Diffuse Emission from Large-scale Universe)– ISAS, TMU– X 線集光系 + カロリメータ– 〜 1deg2 FOV
空間的に広がった放射の分光観測カロリメータの特徴、小型ミッション向き
斜入射 X 線望遠鏡高感度 = 狭い視野
XEUS のカロリメータの視野 =0.5 分角
€
SΩ =π2AdDf
⎛ ⎝ ⎜ ⎞
⎠ ⎟ 2
<π2Adθc2
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Diffuse X 線観測Interstellar hot gas T 〜 106K
• Interstellar hot gas T 〜 106K– dooppler 効果によって Galactic wind を直接探す– OVII,OVIII のラインは 1970 年代の宇宙研の GSPC
のロケット実験以来観測されていない。
ROSAT all sky survey
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Diffuse X 線観測 2Galactic Ridge X-ray Emission の起源
• |l|<40, |b|<1 に広がる放射– 起源は不明
• 一見、高温プラズマからの放射• Point source の重ね合わせではない• しかし、高温プラズマを銀河面に固定できない
– 鉄輝線の FWHM<10eV のスペクトロスコピー• 鉄元素のイオン化プロセスの情報• 鉄元素の運動 宇宙線加速との関係
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• 存在を示す観測的証拠– 0.25keV band の diffuse emission の近傍銀河 NGC55 の影
• 銀河間空間の Warm-hot matter ( T 〜 105 – 7
K )?
Diffuse X 線観測 3系外 Diffuse X-ray emission
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Warm-hot matter= missing Baryon?
構造形成にともなう再電離– 銀河団の collapse 時の shock加熱、放射による加
熱– 宇宙の大構造に沿って warm-hot gas が分布し、
これらはまだ観測にかかっていない。– Cen&Ostriker (1999), Dave et al. (2001)
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• 106K=> OVII, OVIII– galactic line の 1%から 10%
• 必要な感度と分解能– galactic と区別するために 10eV の分解能は必須
– S/N は、エネルギー分解能と S で決まる。
– S は X 線望遠鏡では全反射角と検出器の大きさでリミットされる
€
SNratio=ηSΩt
1+ΔE /EW
€
SΩ =π2AdDf
⎛ ⎝ ⎜ ⎞
⎠ ⎟ 2
<π2Adθc2
z=0.1z=0
Emission line を探査する= 3次元構造の解明
S (cm2 arcmin2)
X 線反射望遠鏡では、 XEUS でも困難
Simulation
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Diffuse X 線分光のための新しい観測装置
• 広がった放射に対して高いエネルギー分解能( FWHM < 10eV)
– マイクロカロリメータ • 検出器の面積はあまり大きくできない
• 視野の広い X 線集光系– 斜入射型 X 線望遠鏡では困難
例:予想される銀河間物質の空間構造の空間スケール 〜 1 度– 半径 1 度程度の立体角からの X 線光子をマイクロカロリ
メータ上に集める集光系を使ってスキャン観測する。– 100cm2 の有効面積があれば、 100ksec以下で銀河成分の
1%強度の redshiftした OVII を検出可能
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新しい X 線集光系• 要求性能
– 有効面積〜 100cm2
– 1 度程度の cone 内の方向から入射した X 線を1mm2程度の大きさのマイクロカロリメータに集光する
– 結像はしなくてよい
• ポリ キャピラリー光学系– 直径 10μm のガラス管数 1000個以上から
なるキャピラリーを曲げながら 1000本以上束ねる。
– 全反射条件を満たす方向から入射した X 線を多数回全反射させ1点に導く。
– 軽量・小型の広視野集光系の可能性– 有効面積 100cm2 は原理的/技術的に不可
能ではない• 他の反射光学系は?
~0.1mm
キャピラリー
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集光系の性能評価• 試験 device [ 幾何学的入射面積 1cm2 (有効面積 0.3cm2 ) ]の
X 線ビームラインによる評価実験により基本的な性能を確認by 石田 , 早川 ( 都立大 ), 飯塚 , 見崎 ,柴田 ( 宇宙研 )
X 線集光像直径 1mm 内に集光像の位置と大きさはエネルギーと方向によらない
視野の大きさ酸素の輝線に対して 1 平方度の立体角が期待できる。
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衛星の基本概念
衛星共通系量産型共通衛星バス擬似3軸制御姿勢安定度〜 0.3 度最大電力 500W
200kg, 200W
観測系
ポリキャピラリー光学系
光学ベンチ
X 線マイクロカロリメータ (100mK)
非冷媒冷却系
電子回路部
170kg, 280W衛星全体
370 kg480W
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冷却系( Warm Launch 方式)
400kg で実現するための鍵アクティブクーラー
– 100K 1 段式 Stirling cycle– 20K : 2 段式 Stirling Cycle
» ASTRO-F と同じ– 1.8K : 3He J-T cooler
» コンポーネント試作中( by 赤外グループ)
– 100mK : ADR» コンポーネント試作中
• 重量(検出器部を除く)– 80kg
• 電力(2次側)– 200W
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まとめ
• Astro-E2 XRS– 2keV以上のエネルギーで最高のエネルギー分解
能• 大型 X 線望遠鏡計画
– 1000画素の撮像と FWHM<5eV の分解能– 高感度、視野の大きさは数分角以下に限定
• Diffuse X 線分光=小型衛星– 大型計画ではできない面白いサイエンス– カロリメータとともに、適当な集光系の開発も必要
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