NeXTNeXT 望遠鏡用硬Ｘ線偏光望遠鏡用硬Ｘ線偏光計の検討計の検討

林田　清（阪大理）、三原建弘林田　清（阪大理）、三原建弘（理研）、（理研）、

郡司修一、門叶冬樹（山形大理）郡司修一、門叶冬樹（山形大理）

ＮｅＸＴ衛星による偏光観測ＮｅＸＴ衛星による偏光観測 偏光観測を偏光観測を NeXTNeXT 衛星の目標にするか？衛星の目標にするか？ NeXTNeXT 望遠鏡の焦点面か独立系か？望遠鏡の焦点面か独立系か？ 10keV10keV 以下か以下か 10keV10keV 以上か？以上か？

検出光子数は検出光子数は 10keV10keV 以下が以下が 10keV10keV 以上より２桁程度多い。以上より２桁程度多い。 10keV10keV 以下の偏光観測は以下の偏光観測は 70’70’ に行われており、将来の衛星に行われており、将来の衛星

計画もある。計画もある。 10keV10keV 以上は未開拓。以上は未開拓。 加速領域で生じる硬Ｘ線成分（＝加速領域で生じる硬Ｘ線成分（＝ NeXTNeXT 望遠鏡のターゲ望遠鏡のターゲ

ット）の多くは偏光していると期待されるット）の多くは偏光していると期待される テーマ：テーマ： NeXTNeXT 望遠鏡の焦点面で硬Ｘ線偏光観測す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？るのはどのような検出器が適当か？

Ｘ線偏光観測Ｘ線偏光観測 シンクロトロン放射シンクロトロン放射

ＳＮＲ（パルサー星雲型、ＳＮＲ（パルサー星雲型、 SN1006SN1006 型、シェル型）型、シェル型） ブレーザー、マイクロクェーサーブレーザー、マイクロクェーサー

散乱散乱 降着円盤による散乱、トーラスによる散乱、反射星降着円盤による散乱、トーラスによる散乱、反射星

雲雲 セイファート銀河の連続成分？セイファート銀河の連続成分？

磁場と散乱磁場と散乱 連星系パルサー連星系パルサー （単独パルサー、ＡＸＰ）（単独パルサー、ＡＸＰ）

制動放射制動放射

かにパルサーに対する計算

polar cap model outer gap model

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。

J. Dyks etal Astro-ph 0303006R.W. Romani etal Ap.J. Vol.438

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。

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。

Kii PASJ 1986紀伊先生の計算

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。

10keV

偏光方向

10

90

偏光度

90

30

41.4

75.5

1%

5%

S.B.H

K.B.H

S.B.H

K.B.H

Connors 1980 Vol235シュミレーションの結果

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

時空の歪みに対する貴重な情報を得られる。

1.5 1.5 ガンマ線バースガンマ線バースト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 .….

実際に 80% という偏光が受かった！

GRB021206 の RHESSI による観測結果

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。

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

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。

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

NeXTNeXT 望遠鏡のデザイン望遠鏡のデザイン F.L.=12mF.L.=12m 1’=3.5mm@F.P.1’=3.5mm@F.P. 1Crab=240c/s/4HXT1Crab=240c/s/4HXT

1 2

for 1HXT

( ) ~ 400( / 20 )A E Ex keV cm

F(2;10)F(2;10) KK F(20;80)F(20;80) C(20;80)C(20;80)

erg/s/cm2erg/s/cm2 photons/s/cm2/keVphotons/s/cm2/keV erg/s/cm2erg/s/cm2 photons/s/4HXTphotons/s/4HXT

1.51.5 1E-111E-11 0.00180.0018 2.6E-112.6E-11 0.370.37

2.02.0 1E-111E-11 0.00390.0039 8.6E-128.6E-12 0.150.15

2.52.5 1E-111E-11 0.00800.0080 2.9E-122.9E-12 0.060.06

偏光計の感度偏光計の感度

MM1/21/2 を大きくすることが重要を大きくすることが重要系統誤差を考えると系統誤差を考えると MM が大きいことも重要が大きいことも重要

max min

max min

min

M-factor: modulation for 100% polarized beam

Minimum Detectable Polarization degree (MDP)

N NM

N N

aP S B

MS

光電子追跡型光電子追跡型 イメージングガス検出器イメージングガス検出器

イタリアグループイタリアグループ シミュレーションによる最適シミュレーションによる最適

化；化； ArAr ガスガス 4atm,3cm4atm,3cm でで MM1/21/2~0.07~0.07@20keV (M@20keV (M はは 0.30.3 ））

山形グループ山形グループ 京都グループ京都グループ

CCDCCD 1212mm ピクセルピクセル CCDCCD でで M=M=

0.16,h=5x10-4@27keV0.16,h=5x10-4@27keV 空乏層厚空乏層厚 1010 倍倍 100100mm のの CC

CDCD を使えればを使えれば MM1/21/2~0.01~0.01Pacciani etal 2002 SPIE

４気圧、デプス 3cmη

1/2 M

散乱型散乱型 実験室では容易に実験室では容易に M>0.9M>0.9 が実現できる。が実現できる。

ビームラインの偏光度較正に利用していビームラインの偏光度較正に利用している。る。

Ｅ 検出器Ａ

検出器Ｂ

散乱体

回転

0

200

400

600

0 90 180 270 360

　 Ex=10keV検出器Ａ

カウ

ント

数

回転角度

阪大グループ 2002/11 KEK-PF BL14C 　

散乱偏光計のデザイ散乱偏光計のデザインン

散乱体は散乱体は BeBe 　　 4mm4mm 直直径ｘ長さ径ｘ長さ 60mm60mm

CdTeCdTe 検出器検出器 2mmx2mm2mmx2mmｘｘ 0.5mm0.5mm 厚の場合、全厚の場合、全部で部で 12x24=28812x24=288 個個 /1HX/1HXTT

2mmx20mmx0.5mm2mmx20mmx0.5mm のの検出器を利用できれば検出器を利用できれば 112x3=362x3=36 個個 /1HXT/1HXT

Active ShieldActive Shield は必要は必要

材質 (a) [cm]トムソン長 (b) [keV]Li 10.8 15.1Be 3.06 17.9ポリエチレン 4.86グラファイト 2.22 25.5LiH 6.06 14.2

1 1042 1043 1044 1045 1046 104

0 60 120 180 240 300

20keV　

Angle(phi)

30 度ごとのカウントから偏光方向と偏光度を測定する

M,M,,M,M1/21/2 　（シミュレーショ　（シミュレーション）ン）

0.2

0.3

0.4

0.5

10 100Ex (keV)

0.4

0.5

0.6

0.7

10 100Ex (keV)

0.1

1

10 100Ex (keV)

0.2

0.3

0.4

0.5

10 100Ex (keV)

0.1

1

10 100Ex (keV)

0.4

0.5

0.6

0.7

10 100Ex (keV)

•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Ｍ h1/2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

硬Ｘ線偏光観測の対象硬Ｘ線偏光観測の対象 点源点源

ブラックホール連星系ブラックホール連星系連星系パルサー連星系パルサー活動銀河核活動銀河核ブレーザーブレーザー

ひろがった天体ひろがった天体ＳＮＲＳＮＲ

パルサー星雲パルサー星雲シェル型シェル型

銀河団銀河団

ハード成分が検出されている銀河団ハード成分が検出されている銀河団 Reference: Nakazawa, 2002 and references thereinReference: 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

明明zz F(20;80)F(20;80) Lx(20Lx(20

;80)/;80)/Lx(2;Lx(2;10)10)

C(20;80)C(20;80)

Whole Whole clustercluster

1arcmin 1arcmin radiusradius

fractionfraction C(20;80)C(20;80)

1arcmin 1arcmin radius radius @center@center

erg/s/cm2erg/s/cm2 c/sc/s c/sc/s

ComaComa 0.02320.0232 2.2E-112.2E-11 0.090.09 0.380.38 44kpc44kpc 0.060.06 0.020.02

A2256A2256 0.05810.0581 1.2E-111.2E-11 0.230.23 0.210.21 95kpc95kpc 0.300.30 0.060.06

A2199A2199 0.03030.0303 1.0E-111.0E-11 0.140.14 0.170.17 50kpc50kpc 0.080.08 0.010.01

HCG62HCG62 0.01460.0146 (4.2E-12)(4.2E-12) ------ 0.0730.073 25kpc25kpc 0.020.02 0.0010.001

•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）

注）ビグネッティングは考慮していない

超新星残骸のパワーロー成分超新星残骸のパワーロー成分 パルサー星雲型パルサー星雲型

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。シンクロトロン輻射。

パルサーの周囲高々数パルサーの周囲高々数 arcminarcmin の領域に限られる。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。もソフトになる。 SN1006SN1006 型型

シェルの一部が（何故か）高エネルギー電子の加シェルの一部が（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速場所になり、シンクロトロン放射を出している。る。

シェルの中で細いフィラメント状に放射（少なシェルの中で細いフィラメント状に放射（少なくともくとも SN1006SN1006 では）では）

かに星雲かに星雲右図：対角線右図：対角線 2.24arcmin 2.24arcmin 2-10keV2-10keV の表面輝度の表面輝度

1.1(0.5-2.4)E-8 1.1(0.5-2.4)E-8 erg/s/cm/arcmin^2erg/s/cm/arcmin^2 　　

=2=2 を仮定してを仮定して 20-20-80keV80keV のカウントはのカウントは170c/s/arcmin^2170c/s/arcmin^2さすがに明るい！さすがに明るい！

かに星雲の可視光偏光マップかに星雲の可視光偏光マップ

かに星雲以外のかに星雲以外の PlerionPlerion Vela PulsarVela Pulsar 　 　 C(20;80)~0.01c/sC(20;80)~0.01c/s Kes75 Kes75 C(20;80) ~0.6c/sC(20;80) ~0.6c/s ただしただし 26’’x20’’26’’x20’’ のひろがりのひろがり• G292.0+1.8 　 C(20;80)=0.15c/s 1’ 1’ 程度のひろがり程度のひろがり　　 他はこれより暗い。　かに星雲の他はこれより暗い。　かに星雲の 1/1001/100 以下！以下！ パルサーとの分離には時間分解能が不可欠パルサーとの分離には時間分解能が不可欠

Helfand et al., 2003, 582, 783Helfand et al., 2003, 582, 783

Pavlov et al., 2001, ApJ, 552, L129Pavlov et al., 2001, ApJ, 552, L129

SN1006SN1006 NE-rimNE-rim

2-10keV2-10keV のパワーロー成分ののパワーロー成分の Flux=1.9E-11 erg/s/cm2 Flux=1.9E-11 erg/s/cm2 =2.97 =2.97 （（ Ozaki1997)Ozaki1997) ChandraChandra の観測によるとの観測によると Non-thermal Non-thermal 成分は極めて薄いフィラメント状成分は極めて薄いフィラメント状 <1arc<1arc

minmin 幅幅 ShellShell にそって約にそって約 10arcmin,10arcmin, 幅幅 0.5arcmin0.5arcmin とみつもると表面輝度はとみつもると表面輝度は 3.8E-12erg/s/c3.8E-12erg/s/c

m2/arcminm2/arcmin Γ=2.5Γ=2.5 として見積もってもとして見積もっても 20-80keV20-80keV のカウントはのカウントは 0.023 c/s/arcmin0.023 c/s/arcmin

ROSAT HRI のイメージにChandra の観測位置を表示

G347.3-0.5G347.3-0.5 軟Ｘ線データ軟Ｘ線データ Slane et al., 1999, ApJ, 525, p367Slane 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

シェル型で熱的成分が卓越しているシェル型で熱的成分が卓越している SSNRNR 、、 TychoTycho でもハード成分がみえてでもハード成分がみえて

いるいる TychoTycho

FinkFink 　　 et al., 1994, A&A, 2et al., 1994, A&A, 283, 63583, 635

K=7.4E-2,K=7.4E-2,=2.7=2.7 からから TychoTycho全体で全体で C(20;80)=0.26c/sC(20;80)=0.26c/s

左上図左上図 Chandra(Chandra( 全バンド全バンド )) 左下図左下図 Chandra(4-6keV)Chandra(4-6keV) 高いエネルギーの成分は高いエネルギーの成分は

フィラメント状にローカラフィラメント状にローカライズしているようにみえるイズしているようにみえる

Hwang et al., 2002,ApJ,58Hwang et al., 2002,ApJ,581,11011,1101

直径直径 8’8’

ひろがった硬Ｘ線源に関するコメひろがった硬Ｘ線源に関するコメントント

硬Ｘ線領域でひろがった硬Ｘ線領域でひろがった (1’(1’ 以上）＆明るい天体の候補は以上）＆明るい天体の候補は必ずしも多くない。　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、起源がわからないという意味で重要であるが、 NeXTNeXT での偏光観での偏光観

測は数例に限定されるだろう。測は数例に限定されるだろう。 SNRSNR に関してに関して

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例

SN1006SN1006 型、シェル型は型、シェル型は 1’1’ 角あたりの表面輝度でみるとかに星雲角あたりの表面輝度でみるとかに星雲のの 1/10001/1000 以下。領域を積分することが必要。以下。領域を積分することが必要。

多くの多くの SN1006SN1006 型、シェル型型、シェル型 SNRSNR についてについて Chandra, XMMChandra, XMM によ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。　りべき関数成分の空間分布が高精度で求まりつつある。　 NeXTNeXT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？　→ぜひ偏光測定をか？　→ぜひ偏光測定を

偏光検出感度と天体の明るさ偏光検出感度と天体の明るさ図作成中図作成中

単一散乱体偏光計の長所・短所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。　（但し偏光計本体はコンパクト。　（但し Active Active

ShieldShield の必要はある）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４台の望遠鏡の焦点面で同時に観測するた

めにはめにはアライメントを極めて正確にとる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ティングが必要