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X線天文衛星「すざく」搭載
X線CCD(XIS)のバックグラウンド
松本浩典(京都大学)
片山晴善(JAXA/ISAS)、山口弘悦(京大)、田和憲明(阪大)
中嶋大、鶴剛、小山勝二(京大)、
林田清、並木雅章、鳥居研一、
常深博(阪大)、村上弘志、平賀純子、
尾崎正伸、堂谷忠靖(ISAS/JAXA)、
粟木久光(愛媛大)、北本俊二(立教
大)、幸村孝由(工学院大)、馬場彩、
千田篤史(理研)、他XISチーム
内容
1. XISについて
BGDの違う2種類のCCDを搭載
Front side illuminated (FI) CCD
Back side illuminated (BI) CCD
2. Non X-ray Background
3. Blank Sky観測 (NXB+CXB)
4. まとめ
X-ray Imaging Spectrometer
(XIS)
•X線CCDカメラ (4台)
•すざくで唯一撮像と分光が同時に出来る検出器
•京大、阪大、ISAS/JAXA、MITなどで開発
X線CCD
～Si半導体検出器のアレイ
視野
18分角 X 18分角
エネルギー範囲
0.2 – 12 keV
ピクセル数
1024 X 1024
ピクセルサイズ
24μm X 24μm
エネルギー分解能
(FWHM)
130eV @ 6keV
FI CCDとBI CCD
Front side Illuminated
Back side Illuminated
Ｘ線
Ｘ線
空乏層～40μm
光電吸収
空乏層～70μm
BIは低エネルギー側で検出効率が良いが、空
乏層が少し薄い。
XISは、FI 3台、BI 1台を搭載。
XISのバックグラウンド
1. Non X-ray Background (NXB)
• 宇宙線
• 宇宙線がすざく構成物を励起して出す蛍
光X線
2. Cosmic X-ray Background (CXB)
宇宙のどの方向からも等方的にやってく
るX線
3. 較正用放射線源 (55Fe)
基本的NXB除去=広がりを利用
あまり広がっていないもの(Grade=0,2,3,4,6)をX線と認定
Grade0
Grade3
Grade6
Grade1
Grade4
Grade7
Grade2
Grade5
最大出力ピクセル
Event Threshold を超えたピクセル。
PH計算に加算。
Ev. Th,を超えたがPH計算に
加算しない。
split over 2x2 region
宇宙線(広がる)
X線
CCD
超新星残骸E0102のFI観測の例
全グレード 4.7x105cts
グレード02346 4.3x104cts
かなりのNXB (～98%) を落とせる。
落とし切れないNXB観測
=夜地球観測
昼地球観測
(NXB+大気蛍光X線
+散乱etc…)
夜地球観測
(NXB)
夜地球X線イメージ
転送方向
FI CCD (XIS0)
較正用線源55Fe
0.10c/s (55Fe 0.10c/s)
BI CCD (XIS1)
較正用線源55Fe
0.42c/s (55Fe 0.09c/s)
夜地球スペクトル
Mn Kα,β
Al Kα
BI(XIS1)
Ni Kα,β
Si Kα
Au Lα,β
Au Kα
FI(XIS0)
FI(XIS2)
FI(XIS3)
2
4
6
8
エネルギー(keV)
10
BIのNXBレベルが高い訳
FI CCD
宇宙線
空乏層～70μm
宇宙線
BI CCD
空乏層～40μm
BI CCDでは宇宙線イベントの広がりが小さい。
X線イベントと区別がつきにくい。
NXBとCut-off Rigidityの相関
(BI)
各エネルギーバンドのカ
ウントレートとCOR
5
10
エネルギー(keV)
COR低NXB増
10.0-12.0keV
counts/s
0.01 0.02 0.05 0.1 0.2
0.05 0.1
0.02
COR: 4-6GeV/c
6-8GeV/c
8-10GeV/c
10-12GeV/c
12-14GeV/c
0.01
counts/s/keV
0.2
COR別スペクトル
4
2.0-5.5keV
8.2-10.0keV
0.4-2.0keV
6.8-8.2keV
5.5-6.8keV,
6
8
10 12
COR (GeV/c)
14
どのバンドも似た相関
各エネルギーバンドのカ
ウントレートとCOR
COR別スペクトル
8.2-12.0keV
0.05
COR: 4-6GeV/c
6-8GeV/c
8-10GeV/c
10-12GeV/c
12-14GeV/c
counts/s
0.02
0.01
2.0-5.5keV
0.005 0.01 0.02
counts/s/keV
0.05 0.1
0.2
NXBとCut-off Rigidityと相関(FI)
5
10
エネルギー(keV)
4
6.8-8.2keV
0.4-2.0keV
5.5-6.8keV,
6
FIもBIと似た傾向
8
10 12
COR (GeV/c)
14
Blank Sky スペクトル
BI CCD
Blank Sky
counts/s/keV
1e-4 2e-4 5e-4
CXB
NXB
0.5
1
2
5
エネルギー(keV)
2e-5
counts/s/keV
5e-5 1e-4
1e-5 2e-5
FI CCD
10
Blank Sky
CXB
NXB
0.5
1
2
5
エネルギー(keV)
(Blank sky) – (NXB) = Cosmic X-ray Background
NXBは高エネルギー側で卓越
10
バックグラウンド環境の
他衛星との比較
低エネルギー側
CXB(等方的)が卓越。どんな衛星でも大差ない。
高エネルギー側
NXB(∝検出器サイズ)が卓越。しかし、天体が検出
器上に結ぶ像の大きさは、衛星毎に異なる。
天空の単位立体角で規格化すべし！
天体からのX線は検出効率(有効面積)に比例
さらに有効面積で規格化すべし！
Blank Sky/立体角/有効面積の比較
Counts/sec/keV/arcmin2/cm2
1e-8 1e-7 1e-6 1e-5 1e-4 1e-3
S/N比の逆数みたいなもの
XIS-BI
XIS-FI
0.6
1
2
エネルギー(keV)
5
10
特にFIは高エネルギー側でS/Nが良い。
しかもBGD安定！
Blank sky ライトカーブ
30
XMM-Newton
0
Counts/s
20
10
Counts/s
0.2
0.1
すざく XIS-FI
0
5e4
1e5
Time (sec)
1.5e5
1e4
2e4
3e4
Time (sec)
ある観測に対し、そのCOR分布をパラメターとしたモデ
ルで、bgdを2-5%の精度で再構成できる。
まとめ
•バックグラウンドには二種類
•Non-Xray BGDとCosmic X-ray BGD
•NXBは高エネルギー側、CXBは低エネルギー側で
支配的。
•すざくFIは、他の衛星と比較して高エネルギー側で
S/Nが良い。
•すざくのBGDは安定。CORを手掛かりに2-5%の不
定性で再構成可能。
FI vs BI
FI
BI
70μm
40μm
XIS有効面積 at 1.5keV
340 cm2
390 cm2
XIS有効面積 at 8 keV
150 cm2
100 cm2
空乏層厚
XIS有効面積 = 鏡の有効面積 x CCD検出効率

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