「すざく」で挑む宇宙 --広帯域X線撮像分光-松本浩典(宇宙線) ©馬場画伯 今日の話 • 「すざく」衛星について – 搭載観測機器 – 他の衛星との比較 • 「すざく」の成果 – 超新星残骸での宇宙線加速 – 暗黒加速器？ – 天の川銀河中心 – 惑星状星雲 – スターバースト銀河 X線天文学 銀河団:普通の光 銀河団:X線 ©CXC 銀河団は巨大な火の玉 想像すらしなかった姿が見えてくる！ ©CXC X線天文学の歴史 日本は定期的に衛星をあげ、世界のトップを走る すざく(朱雀)衛星 (旧名:Astro-E2) キトラ 古墳の 朱雀 全長: 6.5m 重さ:1700kg 命名については…(一応公募) すざく打ち上げ 2005年７月10日、鹿児島県内之浦宇宙空間観測所 (USC)より、M-V型ロケット6号機で打ち上げ。 ここ！ 打ち上げ方向 種子島じゃないよ すざく搭載観測機器 XRS=マイクロカロリメータ (NASA, 首都大学、ISAS. Wisconsin大), XRT=X線望遠鏡 (ISAS, 名古屋大) HXD=硬X線検出器 (東大、ISAS, 理研, 広島大etc) XIS=X線CCDカメラ (京大、阪大、ISAS、MIT etc) X-Ray Telescope (XRT) 40 cm ■ ■ ■ ■ ■ 全反射利用(入射角0.3~0.7°) Auコーティング(電子密度大) バームクーヘン構造 厚み170μm, 175枚 軽量・大有効面積 2回反射→ 焦点距離4750mm 鏡の表面積~50m2 (≒すばる) すざくXRTの特色 すざく Chandra 角度分解能 (PSF FWHM) 1分角 0.5秒角 XMM-Newton (RGA含む) 5秒角 有効面積 255cm2 100cm2 300cm2 焦点距離 4.75m 10m 7.5m 基板の数 175 4 58 重さ 19.9kg 1484kg 520kg すざくは、軽く薄い基板で鏡の数を稼ぎ、高エネル ギー側で大面積化。角度分解能は多少犠牲。 X線マイクロカロリメーター 温度計: Siサーミスタ 吸収体:HgTe Temperature X-ray Spectrometer (XRS) ΔT ＝ E / C τ ＝C/G Time Ｔｓ ～ 60 mK C ～ 0.18 pJ/K G ～ 53 pW/K τ ～ 3.5 ms ΔT ～ 5.3 mK (E = 6 keV) エネルギー分解能 2 ΔE ∝ k B T C 入射X線エネルギーによらない！(67eV) XRSの特色 •非分散型としては最高のエネルギー分解能 (これまでの衛星搭載精密分光器は全て分散型(回折格子)) •検出効率が高い(特に高エネルギー側) •空間的に広がった天体でも OK エネルギー分解能(FWHM; eV) 0 0.1 1.0 100 10 200 100 有効面積(cm2) 1 2 4 8 10 エネルギー (keV) 0.1 0.3 1 3 10 エネルギー (keV) 世界記録達成！ 衛星軌道上で実際に 取得した55Feからの スペクトル MnKα2 FWHM = 7.0 eV MnKα1 FWHM = 6.4 eV MnKβ1,3 衛星軌道上で60mKへの冷却成功。 較正用線源(55Fe)で、ΔE=7.0eVを達成！ が、しかし… あろうことか、冷媒のHe. Neが全て蒸発。 天体観測を開始することなく、XRSは寿命を終え ました。 当初は2-3年の寿 命を想定してい ました。 He蒸発の原因 http://www.isas.jaxa.jp/j/snews/2006/0126.shtml 原因：He排気弁を衛星内に設置 詳しくはISAS/JAXAのwebをご覧ください。 http://www.isas.jaxa.jp/j/snews/2006/0126.shtml X-ray Imaging Spectrometer(XIS) •X線CCD •すざくで唯一の撮像分光器 •京都大学が担当。他にMIT,阪大,ISASなど X線CCD～Si半導体検出器のアレイ Ｘ線 電極 (不感層) 空乏層 50－70μm 光電吸収 Gate(珪素) 絶縁膜 (二酸化珪素） 1画素(24μm) 空乏層 (珪素) CCD素子の断面図 転送の様子 FI CCDとBI CCD Front side Illuminated Back side Illuminated Ｘ線 Ｘ線 光電吸収 BIは低エネルギー側で検出効率が良い。 しかし一般にエネルギー分解能に劣る。 XIS BI BI FI 超新星残骸 E0102-72のス ペクトル (24.6ks) Chandra XMM pn XIS BIは、FIと同等のエネルギー分解能！ (Chemisorption Processのおかげ) 性能表 •フレーム転送型CCD •Front-side illuminated (FI) 3台 電極層 •高エネルギー側感度良好 空乏層 •Back-side illuminated (BI) 1台 •低エネルギー側感度良好 •視野： １８ｘ１８分角 •エネルギー範囲： 0.2—12 keV •ピクセル数: 1024x1024 pixels •エネルギー分解能: ～130 [email protected] keV •読み出しノイズ： ～3electrons •時間分解能：通常8s (timing mode で 7.8ms) X-ray ＦＩ ＢＩ X-ray XIS vs 他の衛星 3本のFe line 銀河中心スペクトル 短い観測時間で極めて 良質のスペクトル 低バックグラウンド CCD単位面積あたりのバックグラウンドを示したようなもの。 高エネルギー側で低バックグラウンド Hard X-ray Detector (HXD) BGO Si PIN GSO 光電子増倍管 PIN: 10—60keV, GSO: 30—600keV, BGO: アンチ •井戸型(GSO/BGO)狭視野, Active shield •ハイブリッド化(Si PIN+GSO)広帯域 •複眼配置大面積、反同時計数 超低雑音、史上最高検出感度の硬X線検出器 を目指している 天体とBGDの比較 水色:BGD 色々工夫しても、非撮像型検出器はBGDが多い。～1%の精度でBGDの 強度を予測できるようになれば、史上最高の感度を達成。 HXDの感度 Continuum Components 10-4 HEAO A-4 5 SIGMA Flux (cts s -1 keV-1 cm-2) Ginga Line Components GSO: 350cm2 PIN: 160cm2 E/E = 0.5 10-5 HEXTE 40ks PDS 40ks 5 40ks 100ks 10-6 OSSE HXD PIN 5 HXD Phoswich 5 10 50 100 Energy (keV) 500 1000 BGDの系統誤差を1%まで押さえ込めたとして。 今はまだ 5% のレベル。 すざくの特色 E>5keVでの分光能力 E<1keVでの広がった天体に 対する分光能力 すざ く Chan dr a X MM- Newt on 集光能力 すざく @鉄K輝線 分光能力 5 0 ダイ ナミ ッ ク レンジ XMM-Newton 解像度 Chandra ちなみに すざく Chandra XMM- 価格 157億円 2200億円 960億円 全長 6.5m 16m 11m 質量 1700kg 5900kg 3800kg グラム単価 9200円/g 37000円/g 25000円/g お求めやすいお値段になっております！？ 宇宙線加速の話題 超新星残骸に X線シンクロトロン放射発見 (Koyama 1995) 粒子(電子)が非熱的なエネルギー分布。 少なくとも TeV のエネルギーまでは加速。 どこまで加速されている？ 粒子数分布(個/cc/keV) GeV程度の電子:電波を放射(光指数2程度) フェルミ加速示唆 最高エネルギーのあたりで カットオフ GeV TeV TeV程度の電子:X線を放射 (光指数 2.7ぐらいが多い) X線で折れ曲がりがない か？ 電子エネルギー エネルギーE_e の電子が出すシンクロトロン放射 E_p～4keV×(B/10μG)×（E_e/100TeV)２ 超新星残骸RXJ1713-3946 F(E)∝E-Γ XIS Γ=2.4 HXD(PIN) Γ=3.2 (ISAS高橋 et al.) 超新星残骸でX線領域でカットオフ最高エネルギー～TeV? TeV観測と共に、陽子加速を示唆？ すざく シンクロトロン放 射を出す電子が3K 輻射を逆コンプト ンしたと考えても、 うまくあわない。 加速された陽子が 物質と衝突して Π0粒子発生。 Π0が崩壊した時の TeVγ線？ ｐｐ → π0 → ２γ 暗黒加速器(dark accelerator) HESS J1616-508 •TeV γ線で非常に明るい。 •すざくで有意なX線検出できず。 FX(2-10keV) < 1.2×10-13erg/cm2/s HESS すざく 2-10keV その意味は？ TeVγ線が電子起源だとすると… X線: シンクロトロン放射 電子と磁場の衝突 同じ！ TeVγ線: 逆コンプトン散乱 電子と輻射場(3K輻射)の衝突 X線強度/TeVγ線強度 =磁場エネルギー密度/輻射場エネルギー密度 (P_syn / P_IC = U_B / U_3K) 電子起源は難しい U_B ～ P_syn/P_IC x U_3K < 1.2e-15 erg/cm3 すざく: P_syn < 1.2e-13 erg/s/cm2 HESS: P_IC = 4e-11 erg/s/cm2 U_3K = 4.0e-13 erg/cm3 U_B = B2/8π B < 1.7e-7 gauss 宇宙空間は、何もないところでも、マイクロガウ スの磁場。これほど異常に弱い磁場が、超新星残 骸で実現されるとは考えにくい。 TeVγ線は陽子起源か？ HESS観測結果 F(>0.2TeV) =4.3×10-11/cm2/s Γ=2.4 M1内山君ご苦労様！ Π０粒子の崩壊 と良く合う すざくによるシンクロトロン放射上限値を仮定。 F(2-10keV)<1.2e-13erg/s/cm2 史上最高の鉄輝線分光:銀河中心領域 中性Fe(6.4keV) Fe H状Fe(6.9keV) S Ar Ca Ni Si He状Fe(6.7keV) 同じ鉄輝線でも物理状態は全く違う すざくでとった銀河中心のX線スペクトル 高階電離の鉄輝線の起源は？ ぎんが、あすかの成果: 高階電離鉄輝線は 500光年×1000光年にわたり一 様に分布。 起源は？ •高温プラズマ説 •宇宙線荷電交換説 高階電離鉄のイメージ(あすか) 荷電交換説 宇宙線 Fe+26 He状Fe輝線 (6.7keV) 星間雲 ほとんど H, He Fe+25 H状Fe輝線(6.9keV) Fe+24 宇宙線中の裸のFe原子核が、星間雲中 のH, Heから無理やり電子を奪い取る 鍵はHe状Fe輝線にあり! 1s2p1P1 1.電子捕獲 f 1s2p3P0,1,2 共鳴線(r) 6.703keV Δl=1,Δs=0 1s2 1S0 1s2s3S1 Hi res CCD r 6666eV 禁制線(f) 6.639keV Δl=0,Δs=1 Fe24+の微細構造 2.高温プラズマ f 6685eV r Hi res CCD すざくスペクトルの威力！ 6679eV±1eV 6.7keV輝線強度分布 銀河中心 6.4keV輝線強度分布(低温分子雲) •6685eV(衝突電離プラズマの実験 値)とはわずかに6eVのずれ。 •空間分布も電子捕獲では説明困難。 どちらも高温プラズマを支持！ 100光年 プラズマの温度と空間分布 Fe24+ Kα Fe25+ Kα Fe24+ Kβ 6.7keV輝線強度分布 6 7 8 電離温度指標: Fe25+ Kα/ Fe24+ Kα 電子温度指標: Fe24+ Kβ/ Fe24+ Kα •電離温度、電子温度ともに～7keV •l=-0.4～+0.1°で温度ほぼ一様。 6.4keV輝線強度分布(低温分子雲) 精密分光による物理パラメ ター決定の意義 従来の温度指標: 連続成分の曲がり具合のみ •温度の非常に鈍い関数 •非熱的成分の混入の影響 正確な温度を求め難い すざくはこの困難を初めて打破！ 高温プラズマの不思議 総エネルギー: 1053～1054 erg 拡散時間: (サイズ:1000光年)/(音速:2x108 cm/s)～10万年 定常的に何かがエネルギーを供給しているはず！ エネルギー注入率: 1048～1049erg/年 コンパラ 超新星爆発: 1051 erg, 100年に1発 1049erg/年 超新星残骸として輝くのは数千年だから、 数10発ぐらい見つかればOK? 新天体ぞくぞく発見(SgrB2領域) 300光年 新X線反射星雲 SgrB2分子雲 新超新星残骸 新超新星残骸のスペクトル He状Fe輝線の中心 エネルギーのみか ら温度決定！ Chandraなども使い、他にいくつも超新星残骸候補を発見。 銀河中心プラズマを説明できるかも。 新Ｘ線反射星雲のスペクトル 非常に強い中性Fe 冷たい物質が 強烈なX線で 照らされてい る証拠 300年前、銀河中心BHは 今の100万倍明るかった。 (～1039 erg/s) 銀河中心を挟んで反対側で も！ Sgr C 分子雲領域 He状S Kα線イメージ 250光年 中性Fe輝線イメージ SgrC SgrC 新超新星残骸 新X線反射星雲 やはり銀河中心は昔100万倍明るかった。 低エネルギーバンド観測の話題 問: 我々の体の材料はどこで出来た？ 模範解答：星がせっせと核融合 しかし、誰が見た？ 星内部の核融合情報を直接検出しているのは、 太陽ニュートリノぐらいか？ そこで惑星状星雲 NGC6369 エスキモー星雲 わりと軽めの星が、最期 に自分を撒き散らして消 失していく様 キャッツアイ 可視光による惑星状星雲 白色矮星 星風:数1000km/s M57 元は星の内部。 X線による惑星状星雲BD30+3639 2.5 arcsec 可視光のシェルの 内側からX線 しかし、X線スペクトルはよ くわかっていなかった。 color: H-alpha contours: X-ray 等高線:Chandra すざくBI CCDスペクトル H-like C-Kα (0.37 keV) C-Kβ (0.44 keV) He-like O-Kα 0.56 keV H-like O-Kα 0.65 keV He-like Ne-Kα 0.91 keV 初めて炭素の 明確な輝線を 検出。 C/O～95 solar source region, background region （東京大学村島、牧島ら) ヘリウム燃焼 の生成物。 3He C + γ もっと大きなスケールで スターバースト銀河M82 超新星爆発がばんばん 発生。合成した重元素 を周囲に撒き散らす すざく BI CCD イメージ 高温ガスがたな びく様がよく分 かる。 “Cap”領域のス ペクトルを調べ てみた。 すざくM82 Cap スペクトル 重元素組成比(太陽組成比) Suzaku 10 Mg O Ne 1 Fe 0.1 0.01 O, Ne, Mg, Fe などが確かに飛び出ている！ まとめ •XRSは亡くなってしまったが、XISとHXDは 元気に活動中！ •XISは、CCDとしては最高のエネルギー分解 能。 •高エネルギー側(特に鉄輝線付近)の撮像分 光観測で、質的に全く新しい局面を開きつ つある。 •BI CCDの低エネルギー側での感度・分解 能も優れている。 •HXDはまだBGD調査中。系統誤差1%を達成 国際学会やります！ 21COE後援 The Extreme Universe in the Suzaku Era 2006/12/4 – 12/8 ＠京都テルサ たくさんの参加を お待ちしております。 参加費は無料らしいよ！ http://www-cr.scphys.kyoto-u.ac.jp/conference/suzaku2006/
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