x-ray microcalorimeter が拓く宇宙物理 astro-e2 将来の大型ミッション...

Oct. 26, 2001Oct. 26, 2001

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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

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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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