銀河面核ガンマ線の観測状況 電子飛跡検出型コンプトン望遠鏡(ETCC) SMILE-II+/III の設計と気球実験での期待 まとめ

日本天文学会 2016年 秋季年会@愛媛大学 V308a

MeVガンマ線撮像カメラETCCの改良と 南半球気球実験計画

水村 好貴 （京都大学）

谷森達, 高田淳史, 古村翔太郎, 岸本哲朗, 竹村泰斗, 𠮷川慶, 中増勇真, 中村優太, 谷口幹幸, 水本哲矢, 園田真也, 窪秀利,

松岡佳大, 宮本奨平, 中村輝石, Parker Joseph, 友野大(京都大学), 黒澤俊介(東北大学), 身内賢太朗(神戸大学), 澤野達哉(金沢大学)

銀河面拡散核ガンマ線の観測状況

26Al → 26Mg + g線 (1.809 MeV, 半減期~7x105年)

2

N. Prantzos & R. Diehl, Physics Reports (1996)

COMPTEL S. Plüschke+, ESASP (2001) J. Knödlseder+, A&A (1999) SPI/INTEGRAL L. Bouchet+, ApJ (2015)

そもそも一致しない!?

Dust(T~120K)と AGB星のトレーサー

26Al の生成源候補 Asymptotic Giant Branch星

Wolf-Rayet星

重力崩壊型超新星

新星のアウトフロー

DIBRE/COBE 25μm (MIR)

Warm Dust (T~120K) + AGB星のトレーサー

http://lambda.gsfc.nasa.gov/product/cobe/

f ガス飛跡検出器

GSOシンチレータ

電子飛跡検出型コンプトン望遠鏡 (ETCC) 3

到来方向とエネルギーを一意決定 鋭いPSF: 背景雑音の強力な除去

広視野 (> 3 sr) 複数天体＆背景放射の同時観測

冗長性のある雑音除去能力 コンプトン散乱運動学テスト(a角) 粒子識別(dE/dx)

重いVETO検出器(雑音源)不要

ガス飛跡検出器 反跳電子のエネルギー + 飛跡 GSOシンチレータアレイ 散乱ガンマ線のエネルギー + 吸収位置

~1 m SMILE-II ETCC

g

e-

検出事象ごとに コンプトン散乱を完全に再構成

SMILE-I @ 三陸 (Sep. 1st 2006) 気球高度での動作試験: 安定動作O.K. 宇宙拡散・大気ガンマ線の観測 (0.1 ~ 1 MeV): 他の観測と一致するスペクトル

SMILE気球実験計画 (Sub-MeV gamma-ray Imaging Loaded-on-balloon Experiment)

4

10 cm角, Xe+Ar 1気圧

A. Takada+ (2011, ApJ)

人工衛星での全天観測 50 cm角, CF4 3気圧

SMILE-II 有効面積： ~1 cm2 @ < 300 keV 角度分解能: HPR~15o @ 662 keV (ARM=5.3o, SPD~100o)

30 cm角, Ar 1気圧 (地上較正試験済み, 未放球) Y. Mizumura+ (2014, JINST) T. Tanimori+ (2015, ApJ)

SMILE-II+ 有効面積： ~2 cm2 @ <300 keV 角度分解能: HPR <10o @ 662 keV

30 cm角, Ar >1気圧

511 keV from G.C. @ Alice Springs Crab nebula/Cyg X-1 @ Fort Sumner

(天体イメージング, 検出器資金O.K.)

SMILE-III 30 cm角, CF4 3気圧 (長時間気球を用いた科学観測) 有効面積： ~10 cm2 @ <500 keV 角度分解能: HPR~5o @ 662 keV

SMILE-IIからSMILE-II+へ 5

SMILE-IIの改良余地

①GSOの厚みを増大 ⇒散乱ガンマ線の検出確率up!!

②ガス容器内にGSOを設置 ⇒150 keV以上の電子も測定可 ⇒150 keV電子の多重散乱~20o ⇒シンチの隙間が激減

SMILE-II+での改良設計

良PSF 広帯域

大有効面積

大有効面積 広帯域

シンチレーター(GSO 13 mm) 1. 0.5 MeV g線の40%が素通り 2. 飛跡検出器を十分覆えず

ガス飛跡検出器(Ar 1気圧, 30 cm角) 1. 150 keV以上の電子は測定困難 2. ~50 keV電子の多重散乱~100o

SMILE-II+ ETCC

GSO を中へ

Drift長 30 cm

Ar 1 atm ガス

SMILE-II ETCC

GSO 13 mm (1. R.L.)

Drift長 30 cm

Ar 1 atm ガス

e-

e-

電子も 計測!!

SMILE-II+検出器設計 6

設計 底面シンチ 側面シンチ

① 3 R.L. 1.5 R.L.

② 3 R.L. なし

③ 2 R.L. 1 R.L.

1. GSOの最適な厚みは？ 2.側面シンチは必要か？

Geant4で シミュレーション

底面シンチの厚さ増大 + 電子の測定にGSOも使用 0.4 MeV以上で大幅な改善

側面シンチの効果 有効面積: ~2倍

適切な厚み 0.15 ~ 1.5 MeVで 2放射長以上に大差なし (視野は設計①が少し有利)

SMILE-II (実測 & sim.)

設計③

設計②

設計①

設計① (CF4 3気圧)

設計①’ (CF4 3気圧) 10

1

0.1

有効面積

[cm

2]

0.1 1 0.5 Energy [MeV]

底面

側面

Ar 1気圧 30 cm

7倍

10倍

到達予想感度 7

信号(26Al)のtemplate 分布: 他波長の全天観測 (DIRBE/COBE)を templateとする 強度: SPI/INTEGRALの観測結果

3.5×10-4 ph/cm2/s (|l| ≤ 30o, |b| ≤ 10o) L. Bouchet+, ApJ (2015)

期待される1.8 MeVガンマ線全天マップ 8

系内拡散ガンマ線 分布: EGRETの galactic diffuse model

系外拡散ガンマ線 分布: 一様・等方を仮定 強度: SMMの観測結果を power-lawで近似 K. Watanabe+, AIP Conf. Proc. (1997)

BG(拡散ガンマ線)

強度: COMPTELの観測結果 8x10-3 MeV/cm2/s/sr

(|l| ≤ 60o, |b| ≤ 20o ) A.W. Strong+, A&AS (1996)

COBE (240 µm)

EGRET

SMILE-IIIで観測可能か?

期待全天マップ(信号+BG)

1.8 MeVの 期待全天強度

COBE DIRBE 240µm Dust (T ~12K) tracer

SMILE-III気球実験での1.8 MeV観測 9

@Alice Springs (Australia, 南緯24o) 有効面積 5.8 cm2, 観測時間 30 days エネルギー分解能 6% @ 1.8 MeV (FWHM) 角度分解能HPR 5.8o (ARM 5o, SPD 25o) 大気減衰 ~85% (@ ~40 km), FoV ~π sr

(1 pix ~ Dl 4.8o x Db 2.4o)

0

15

45

[eve

nts/

30

day

s]

30

観測期待事象数

NIR 1.25µm Stars (K & M giants)

FIR 240µm Dust (T ~12K)

DIRBE/COBE(信号template)の観測波長とトレーサー情報 MIR 25µm

Warm Dust (T~120K) + AGB Stars

観測期待事象数 観測期待事象数

気球実験で1.8 MeV銀河面探査で弁別可!!

MIR, FIR のどちらに近いか弁別は困難か NIRとMIR/FIRの 違いを観測可！

A. Takada+, Proc. SPIE (2016)

SMILE-III気球実験での1.8 MeV観測 10

@Alice Springs (Australia, 南緯24o) 有効面積 5.8 cm2, 観測時間 30 days エネルギー分解能 6% @ 1.8 MeV (FWHM) 角度分解能HPR 5.8o (ARM 5o, SPD 25o) 大気減衰 ~85% (@ ~40 km), FoV ~π sr

DIRBE/COBE(信号template)の観測波長とトレーサー情報

人工衛星なら1.8 MeV銀河面に決定打！

まとめ 電子飛跡検出型コンプトンカメラ(ETCC)の気球実験 MeV g線の方向とEnergyを一意決定、広視野、高効率雑音除去

SMILE-II → SMILE-II+/III へ改良を計画中 ① シンチレータの厚みを増大 ② シンチレータをガス容器内部に設置

SMILE-II+ (明るい天体のイメージング) 性能: HPR：<10o, 有効面積: ~2cm2 (<400 keV) 対象: 銀河中心領域(電子陽電子対消滅線) @ Alice Springs かに星雲/Cyg X-1 @ Fort Sumner

SMILE-III (長時間気球による科学観測) 性能: HPR: 5.8o, 有効面積: 5.8cm2 (@1.8 MeV), ~10cm2 (<0.5 MeV) 対象: 電子陽電子対消滅線の銀河面マッピング ガンマ線バーストのMeV偏光 銀河面に広がる26Alからのガンマ線

11

大有効面積、 良PSF、広帯域

⇒ 観測時間10~30日で、1.8 MeV銀河面マップの議論可

そして、人工衛星での全天観測で決着へ

12

Super-Pressure Balloon in NASA 13

ゴンドラ重量：2.3トン 飛翔高度：~33 km 飛翔時間：32日5時間51分 テスト飛行

2016年 (放球: 5/16)

総重量：4.5トン 飛翔高度：~33 km 飛翔時間：46日20時間19分 搭載検出器: COSI

http://www.csbf.nasa.gov/newzealand/wanaka.htm http://blogs.nasa.gov/superpressureballoon

2015年 (放球: 3/26)

緑の軌跡: 最初の14日13時間17分

MeVガンマ線天文学 14

次世代MeVガンマ線望遠鏡 に期待する性能

• 数百keV ~ 100 MeVの広帯域 • 全天探査の為の広い視野 • 高S/Nの鮮明な画像

元素合成 銀河面 : 26Al・電子陽電子対消滅線 SNR : 放射性同位体

粒子加速 ジェット(AGN) : Leptonic or Hadronic

強い重力場 Black hole : 降着円盤, π0

その他 Pulsar, 太陽フレア, GRB, Ia型SN, 等

~30 objects/10 years V. Schönfelder+ (A&AS, 2000)

CGRO/COMPTEL

MeV sky map (1—30 MeV)

~3000 objects/4 years F. Acero+ (ApJS, 2015)

Fermi/LAT

GeV sky map (> 1 GeV)

30 cm角 ETCC によるガンマ線検出 15

0.025

0.020

0.015

0.010

0.005

~10 min/frame 835 keV±10%

30˚

60˚

60°

30°

RIs @ ~2m No energy-cut

22Na

133Ba

0.85 MBq 137Cs

137Cs

22Na 0.16 MBq 133Ba

0.63 MBq

60˚

120˚

Zenith ~0˚

120˚

60˚

Zenith ~90˚ Zenith ~60˚

120˚ 60˚

Zenith ~30˚

60˚ 120˚

662 keV

設計その① Geant4 simulation 16

底面シンチ (40 mm, GSO)

Ar 95% + CF4 3% + i-C4H10 2% 1 atm

30 cm µ-PIC + GEM 横から

上から

全体像

17

Sensitivity

Hitomi

EGRET

IACT Fermi

goal

Good

B

ad

erg / (cm2 sec)

Obs. Time : 106 sec MeV band

18

銀河面拡散核ガンマ線の観測状況

26Al → 26Mg + g線 (1.809 MeV, 半減期~7x105年) AGB星 Wolf-Rayet星 重力崩壊型超新星 新星のアウトフロー

19

等で26Al生成 N. Prantzos & R. Diehl, Physics Reports (1996)

HEAO-Cで発見, SMMでも確認

W. A. Mahoney+, ApJ (1982) G. H. Share+, ApJ (1985)

COMPTEL S. Plüschke+, ESASP (2001) J. Knödlseder+, A&A (1999) SPI/INTEGRAL L. Bouchet+, ApJ (2015)

銀河面に広く分布 X線やNIRとは良く一致せず マイクロ波やFIR

(DIRBE 240µm)と粗い一致

マイクロ波やFIR (DIRBE 240µm)と粗い一致

MIRとも矛盾しない

そもそも一致しない!?

SMILE-III気球実験での1.8 MeV観測 20

@ Alice Springs (Australia, 南緯24o) 有効面積 5.8 cm2, FoV ~π sr, 観測時間 10 days エネルギー分解能 6% @ 1.8 MeV (FWHM) 角度分解能HPR 5.8o (ARM 5o, SPD 25o) 大気減衰 ~85% (@ ~40 km)

10-4

10-3

10-2

Int

ens

ity

[ph/s

/cm

2/s

r]

COBE DIRBE 1.25µm Star tracer (K and M giants)

COBE DIRBE 25µm Dust (T~120K)/AGB Star tracer

COBE DIRBE 240µm Dust (T ~12K) tracer

Exposure map

4

8

12

0

[×10

5 s

cm

2]

期待される全天マップ @ 1.8 MeV (信号template + BG)

0

40

80

120

[eve

nts/

10 d

ays]

(1 pix ~ l 15o x b 7.5o) 銀河中心領域から有意な超過の観測が期待できる

検出事象数期待値マップ

SMILE-III気球実験での1.8 MeV観測 21

@ Alice Springs (Australia, 南緯24o) 有効面積 5.8 cm2, FoV ~π sr, 観測時間 30 days エネルギー分解能 6% @ 1.8 MeV (FWHM) 角度分解能HPR 5.8o (ARM 5o, SPD 25o) 大気減衰 ~85% (@ ~40 km)

10-4

10-3

10-2

Int

ens

ity

[ph/s

/cm

2/s

r]

COBE DIRBE 1.25µm Star tracer (K and M giants)

COBE DIRBE 25µm Dust (T~120K)/AGB Star tracer

COBE DIRBE 240µm Dust (T ~12K) tracer

Exposure map

12

24

36

0

[×10

5 s

cm

2]

期待される全天マップ @ 1.8 MeV (信号template + BG)

(1 pix ~ l 4.8o x b 2.4o) 銀河中心領域から有意な超過の観測が期待できる 0

15

45

[eve

nts/

30

day

s]

30

検出事象数期待値マップ