すざく」搭載X線CCDカメラXISの

「すざく」搭載XISのバックグラウンド
――シミュレーションによる起源の解明
○穴田貴康、堂谷忠靖、尾崎正伸、村上弘志、
平賀純子、市川喜徳、村澤哲（宇宙研）
他、「すざく」ＸＩＳチーム
目次




ＸＩＳを再現するバックグラウンドシミュレーション
ＸＩＳの実データとの比較
バックグラウンド発生機構
まとめ
本研究の目的
 これからのX線天文学
 銀河団などの広がった天体の観測
→バックグラウンドの不定性の影響大
 硬X線領域における非熱的放射の観測
→べき乗で減少するスペクトル、
バックグラウンドはほぼフラット
→相対的にバックグラウンドが卓越
典型的な
天体からのX線スペクトル
バックグラウンドスペクトル
エネルギー (keV)
バックグラウンドの
影響の低減が必要
バックグラウンドの発生機構をモデル化することが不可欠
モンテカルロシミュレーションによりバックグラウンドを
再現し、発生機構を調べる。
シミュレーションの流れ
1. 検出器モデルを用意
2. 宇宙環境における宇宙線を模
擬した粒子を打ち込み、相互
作用をシミュレート
（シミュレータ：Geant4）
1.
2.
3. CCD内に入射した粒
子が作った電子の拡散を
シミュレート、実際にXISで
行われているイベント抽出
を行う
3.
２．検出器モデルに打ち込む粒子
• 宇宙線環境を模擬した
モデル
←すでに構築済みのも
のを使用
• 衛星高度（～600km）で
予想される宇宙線環境
• 等方的と仮定
（ただし視野方向のＸ線
は除く）
• cut-off rigidityは8.4GV
宇宙X線
(10keV
- 6MeV)
宇宙線陽子
(30MeV – 200GeV)
宇宙線電子
（100keV – 200GeV）
打ち込む宇宙線スペクトル
１．検出器モデル（ハウジング）
2 の厚み
XISと同じ10g/cm2
の厚み
XISと同じ10g/cm
質量が同じになるような体積
計算
速度
正確さ
XIS
モデル
△
◎
球殻
モデル
○
○
穴あき球殻モデル
XISモデル
• 物質配置を細かく再現
• 計算時間がかかる
• 視野方向に穴
• 物質配置は単純化
（Alの内側に
金のコーティング）
３．CCD内部における電荷拡散モデル
今まで： CCDの中性領域の電荷拡散は考えていなかった
（2004年度狐塚修論）
今回：中性領域における電荷拡散と再結合も盛り込み、より現実に即した
シミュレーションを行った
FI
70mm
X線
荷電粒子
ドリフト
545mm
等方的に拡散
軌跡に沿って
電子を発生
集めた電荷は格子状に区切った面積でカウントアップし、イベント抽出
CCDに入射した陽子が作るイメージ
Simulation
FI
Simulation
BI
シミュレーション
（CCDに1GeVの陽子を
打ち込んだときに作ったイメージ）
Real
Real
実データ
FI
BI
イ
メ
ー
ジ
は
よ
く
再
現
絶対フラックスの比較
• 5ksec(～600フレーム)相当の粒子を打ち込んだ。
本シミュレーションで検出器モデル(CCD+ハウジング)
に打ち込まれた粒子数
X線：～1.6×108 電子：～3.1×106
陽子：～3.5×106
• 実データ：陽子がCCDに進入 → 大きく広がったイメージ
CCDに進入した陽子の数で比較
実データ：
30個/フレーム
シミュレーション： 70個/フレーム
ファクター2程度の違いで再現
• 衛星搭載機器による遮蔽の効果
• 地球上空の荷電粒子バックグラウンドの場所依存性を無視
→シミュレーションのスペクトルを
陽子起源イベント数でスケーリング
スペクトル比較
非X線グレード
FI
青：実データ
赤：シミュレーション
BI
X線グレード（擬似X線イベント）
FI
ＦＩ：全領域
ＢＩ： 4keV以上
でよく再現
非X線グレードの
スペクトルを再現した
のは本研究が初めて
BI
連続成分の形を
全領域でよく再現
Ｘ線グレードを作った
ＣＣＤ進入粒子(バックグラウンド粒子)の種類
FI
電子
X線
不感層は除く
1029 (64%)
462 (28%)
その他
133 (8%)
（陽子等）
6033 (81%)
X線
662 (9%)
その他
（陽子等）
720 (10%)
(10%)
(8%)
(28%)
電子
720
133
462
BI
電子
1029
(64%)
X線
その他
（陽子等）
バックグラウンド粒子としては
ともに電子が主要成分
662
(9%)
電子
6033
(81%)
X線
その他
（陽子等）
このバックグラウンド電子について
1. 発生場所
を調べる。
2. 作った宇宙線粒子
バックグラウンド電子の起源
FI
宇宙線陽子
宇宙線陽子
22%
電子
36%
電子
21%
陽子が空乏層で電離によ
り作った電子がそのままバ
ックグラウンドになるので
はなく、いったん外に出て
再進入したものがバックグ
ラウンドとなる。
バックグラウンド電子の起源
宇宙線電子
BI
宇宙線陽子
61%
電子
25%
狐塚修論との結果の違い
（バックグラウンドを作る粒子）
電子
X線
コンプトン散乱
空乏層で
コンプトン散乱
されるＸ線が
主成分
狐塚修論
空乏層で電離する
電子が主成分
本シミュレーション
結果の違いを生んだ要因
• CCDの空乏層厚が異なる（前：30mm 今：70mm）
• CCD内部での電荷検出過程をより現実に即したモデルに改良した
→ 今後、原因究明が必要。
まとめ
 ＣＣＤ内部の電荷拡散をモデル化
連続成分スペクトルの形をほぼ再現
非Ｘ線グレードスペクトル：
ＦＩ：全領域ＢＩ：4keV以上
X線グレードスペクトル：
全領域
 X線グレードの起源を解明
バックグラウンド粒子
FI: 電子が6～7割
BI: 電子が8割
バックグラウンド電子をつくる宇宙線
FI: 宇宙線陽子が8割
BI: 宇宙線陽子が6割
宇宙線電子が3割
今後の課題
• シミュレーション結果の詳細な解析
– バックグラウンド電子の発生プロセスの解析
– バックグラウンド電子以外の成分
• シミュレーションの改良
–
–
–
–
不感層の電場を考慮に入れる
Cut-off rigidity依存性を調べる
蓄積領域のバックグラウンドの再現
バックグラウンド低減策の検討
• BI: 磁場をかけるのが効果的
• FI: 不感層を薄くする

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