すざく - 京都大学

「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/