小型衛星向けX線偏光観測計画の検討

小型衛星向けＸ線偏光観測計画の検討
林田
清、堀川貴子、中嶋雄介、常深博 (阪大理)
Ｘ線偏光観測の歴史と現状
Ｘ線偏光検出の様々な手法
天体からのX線偏光検出の試みは１９６０年代に始められ、既に
1971年にはかに星雲からのX線偏光が検出されている。 1970年
代には、OSO-8, Ariel-Vといった人工衛星に偏光検出器が搭載され
多くの天体が観測されたが、有意な検出はかに星雲にとどまった。
90年代にはロシアを中心としたX線ガンマ線天文衛星SpectrumX-G
ミッションにX線偏光計が搭載される予定であったが、最近ミッション
自体の中断が決定された。現在、X線偏光観測は20年以上の長い
停滞期にある。
OSO-8, Ariel-V衛星で使用されたのは結晶のブラッグ反射を利用する偏光検
出器であった。この方法でM値*)は１に近くなるが、エネルギーバンド幅が狭い
範囲に限定されるため連続X線に対する偏光検出感度を低い。トムソン散乱を
利用する方法の場合、高いM値と広いエネルギー範囲を獲得できるが、散乱体
にLiを使用してもおよそ10keVより上のエネルギー範囲に限定される。
光電子放出の異方性を利用する方法には、X線CCDのピクセル境界をまたぐ
光電子をとらえる方法(Tsunemi et al., 1992)、ガス比例計数管の出力パルスの
立ち上がり時間を利用する方法(Hayashida et al., 1999)などがある。これらの
方法は現存の検出器を利用し、通常のX線観測の付加機能として利用できる利
点がある。ただしエネルギー下限は10keVから20keVに限定される。
最近、より積極的に電子の飛跡をとらえる検出器として、MPGC (MicroPattern Gas Chamber; Costa et al. (2001)), MSGC (Micro Strip Gas
Chamber; Oed(1988),Tanimori et al. (1999)), CPGC (Capillary Plate Gas
Chamber; Sakurai et al. (1996))といった装置が開発されて偏光検出に成功して
いる。例えばMPGCの場合、5.4keVでM=0.44が報告されており将来のX線偏
光検出への応用が期待されている。ただし、例えばMPGCの場合、現在の有効
面積は0.4cm角と小さく、集光系を利用することが前提になるだろう。
Ｘ線偏光観測の意義
かに星雲の場合2.6keVと5.2keVでP=19-20%の直線偏光が検
出されている。この結果はX線放射がシンクロトロン放射起源であ
ることを示すばかりでなく、高エネルギー電子のエネルギーと磁場の
強度に制限を与える。 X線偏光は散乱過程によっても生じる。ブ
ラックホール周辺の降着円盤による散乱、パルサーの降着流の散乱
などでも強いX線偏光度が期待されている。
シンクロトロン放射
B
•電子の進行方向にビーミング
•磁場に垂直な直線偏光
CCD(6micron/300micron/100cm2)
PC-Risetime(2x2000cm2,20-40keV)
SXRP(Li)
Thomson(Li,628cm2,M=0.5,10-20keV)
MPGC+SODART(present,2-10keV)
MPGC+SODART(plan,3.5-10keV)
散乱過程による偏光
E
（１型２型セイファート）
e-
各種偏光計の感
度比較
観測時間は100ks
100
（有効面積などの
値は凡例参照の
こと）
10
E
1型 AGN
無偏光
SpectrumX-G
搭載予定だっ
たSXRP
http://heawww.harvard.edu/
~kaaret/sxrp/inde
x.html
1
２型 AGN
偏光
Ｘ線パルサー
0.1
MPGC
0.01
Costa et al.
2001より
0.001
-3
10
-2
10
-1
0
10
10
flux(Crab)
1
10
小型衛星によるＸ線偏光観測実現に向けて
板状降着体：強度の強い
とき偏光度低い
柱状降着体：強度の強い
とき偏光度高い
ブラックホール降着円盤
による散乱
10%
q
P
0%
cosq
Matt, Fabian, & Ross, 1993, MNRAS, 264, 839.
＊) M値（Modulation Contrast)：（トムソン散乱利用の偏向検出器を例にとると）１００％偏向したX線が入射したときに、散乱位相角0度方向に散乱
されるX線の強度をI(0),90度方向のそれをI(90)としたときにM=|(I(90)-I(0))/(I(90)+I(0))|で定義される。一般に0から1の間の値をとる。偏光検出感
度の指標である、最小検出可能偏光度Pmin（小さい方が感度が高い）はMに反比例し、検出にかかるイベント数Nの平方根に反比例する。
上図は、X線CCD（6ミクロン画素、空乏層圧300ミクロン）、ガス比例計数管
(PC), Li散乱体のトムソン散乱計（以上は集光系を含まず10keV以上を対象にす
る）と、 SpectrumX-GのSXRP（集光系を含む）、 MPGC（集光系はSXRPと同じ
と仮定）の現状版とMPGCの開発目標版（以上は10keV以下が対象）に関する偏
光検出感度を比較したものである。観測時間は100ksを仮定している。いずれ
の場合も0.1Crabで数％の偏光度が検出可能であることがわかる。銀河系内の
連星系X線源の多くが観測対象となりえる。しかし0.01Crabの（明るい）AGNま
で観測対象を広げようとするには、集光系なしのLi散乱体のトムソン散乱計か集
光系つきMPGCの現状版が必要である。
国内では、山形大学、大阪大学、京都大学、宇宙科学研究所、理化学研究所と
いったグループが独自の開発をすすめてきており、世界的にみても最先端の位置
にいる。今後、協力体制を確立し、小型衛星によるX線偏光観測のよりよい、か
つ、より早期の実現をめざしていきたい。（11/21にワークショップ＠理化学研究
所が開かれる）
Ｘ線偏光検出技術の開発の現状～大阪大学Ｘ線天文グループ～
我々はX線偏光検出の手法としてX線CCDを利用した方法、ガス比例計数管を利用した方
法という2種類を独自に開発した。最近の進展と将来の目標を報告する。あわせて、X線偏
光検出器開発、較正を目標に構築した単色偏光X線ビームラインの紹介も行う。
Ｘ線CCDによる偏光検出
ガス比例計数管による偏光検出
K殻光電吸収の際の光電子は、入射光子の電場ベクトルの方向に
平行な方向に放出されやすい。光電子の飛跡がCCDの２画素にま
たがったイベントを解析することでX線偏光検出ができる。我々は
世界に先駆けてこの方法を実証した(Tsunemi et al. 1992)。
その後の進展として
１）新たな解析方法（２次モーメント法）による偏光検出感度の約3倍
の向上 (Hayashida et al., 1999;下図参照)
２）画素サイズの小さなCCD（8ミクロン）の製作
があげられる。
我々は、光電子放出方向の異方性を利用する偏光検出として、ガス比
例計数管の出力立ち上がり時間を利用する方法が有効であることを実証
した(Hayashida et al., 1999)。
立ち上がり時間
Anode  E
Anode // E
E=40keV
Digitized Voltage (mV)
100
E X-ray
Photon
Anode
Ｘ線エネルギー
適当な強度の偏光X線源はX線偏光検出器の開発に不可欠で
ある。対陰極型X線発生装置からの連続X線は、電子の減速方向
に平行な偏光度をもっており、偏光度はX線エネルギー(Ex (keV))
と加速電圧(HV (kV))の関数になっている(Tanaka et al., 1997)。
我々は、このX線発生装置に二結晶分光器を組みあわせることで、
１）偏光度が高いエネルギー範囲のX線だけ取り出す、２）結晶反射
率の偏光依存性を利用してより偏光度を高める工夫をした。
Ex/HV=0.95に設定したとき40-50%の偏光度をもつことがトムソン
散乱計を用いた実測であきらかになった。 X線ビーム強度は数
100－数1000c/s/cm2が得られている。 (Koike et al 2000.,
Nakashima et al, 2001)
Polarization(Monochro)
0/90 Ex/HV=0.90
0/90 Ex/HV=0.80
90/180 Ex/HV=0.95
90/180 Ex/HV=0.90
90/180 Ex/HV=0.80
20
Rise Time = Short
4.0
6.0
8.0
Time(microsec)
0.4
10.0
12.0
Modulation Contrast
2.0
Ｍ値
0.0
34 keV
0.3
0.2
0.1
0.60
Rise Time = Long
動作原理
0.0
0
0.55
10
20
P
0.3
0.2
0.1
0
20
30
Ex[keV]
40
50
単色Ｘ線の偏光度（ト
ムソン散乱計による実
測値）
50
0.50
0.45
0.40
0
90
180
(deg)
270
Ｘ線エネルギー
現在、左記の単色偏光X線ビームラインで実験を行っている。従来、
デジタルオシロスコープをGPIB経由でパソコンに接続していたが、データ
転送速度が毎秒１パルス以下という問題があった。最近PCIバス接続
のADCカード(Acquiris社製DP105)を利用することで毎秒数１０パルスの
連続取得を実現した。ソフトの改良により毎秒数1000パルスの処理が
可能になるはずである。実験では、比例計数管への入射位置などに
よって立ち上がり時間に差が出るか否か、ガスの種類によって感度がど
うかわるかなども調査する。
気球実験の実現性
ガス比例計数管による方法は、１）比較的単純
なシステムで、２）集光系なしでも大面積化可能、
３）偏光検出感度が20keV以上にあるという点で
気球実験に適している。右に示したのは、有効
面積300cm2（あるいは1200cm2）のXe比例計数
管を2台1組使い、20ks かに星雲を観測したとき
のエネルギーバンド(5keV)毎の検出可能偏光度
である。かに星雲の2.6keV,5.2keVでの偏光度
が19-20%であったことを思い出すと300cm2の小
型検出器でも（世界で始めて20keV以上の領域で
のＸ線偏光を）検出可能であることがわかる。
Ｘ線エネルギー
0.4
10
40
Inciden X-ray Energy (keV)
0.5
0
30
偏光面と芯線の角度依存性
単色偏光X線ビームライン
0/90 Ex/HV=0.95
0.5
20% of PH
Ｐmin
偏光面との角度
PH
40
RT
risetime (microsec)
Ｐmin
離心率
電荷の広が
りを楕円で
近似する
80% of PH
60
0
-2.0
Electron
Cloud
新解析方法
により黒丸
から白丸に
改善した
80
60
Ｘ線ビームラインのＸ線発生装
置と二結晶分光器、および実験
チェンバー（右から順に）
参考文献
•Weisskopf, M.C., Silver, E.H., Kestenbaum, H.L., Long, K.S., Novick, R., 1978, ApJ, Vol.220, L117.
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•K. Hayashida, S. Tanaka, H. Tsunemi. Y. Hashimoto, M. Ohtani, 1999, NIM A, Vol. 436, p.96-101.
•T. Koike, K. Hayashida, Y. Hashimoto, D. Akutsu, M. Ohtani, H. Tsunemi, 2000, Proc. of SPIE, Vol.4012, p.414-421.
•H. Sakurai, T. Tamura, S. Gunji, M. Noma ,1996, NIMA, 374, p.341
•T. Tanimori, Y. Nishi, A. Ochi, Y. Nishi, 1999, NIMA,436,p.188
•A. Oed, 1989, NIMA 263, p.351.
•E. Costa, P. Soffitta, R. Bellazzini、A.Brez, N. Lumb, G. Spandre, 2001, Nature, 411, p.662
•Matt, Fabian, & Ross, 1993, MNRAS, 264, 839.
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•Y. Nakashima, T. Horikawa, K. Hayashida, H. Tsunemi et al., 2001, ASJ meeting at Himeji

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