ASTRO-H衛星計画 - 名古屋大学

ASTRO-H衛星計画
松本浩典
(名古屋大学KMI)
1
目次
• ASTRO-Hについて
–カロリメーターSXS
–硬X線望遠鏡 HXT
–硬X線イメージャー(HXI), 軟X線望遠鏡(SXT), X
線CCD (SXI), 軟ガンマ線検出器(SGD)
• ASTRO-Hで進めるサイエンス
2
ASTRO-H 計画(2014年打ち上げ予定)
日本で6番目の
X線天文衛星
3
かつてない国際協力
日本/アメリカ/ヨーロッパから、
160人以上の科学者が参加.
4
初代: はくちょう衛星(1979年～1985年)
96kg
すだれコリメーター+比例計数管。
X線バーストを使った中性子星半径の測定など
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2代目:てんま衛星(1983年～1988年)
216kg
蛍光比例計数管など
天の川銀河高温ガスの発見、中性子星の
重力で赤方偏移した吸収線の発見など
6
3代目:ぎんが衛星(1987年～1991年)
420kg
大面積比例計数管など
活動銀河核の統一描像の確立など
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4代目:あすか衛星(1993年～2001年)
420kg
X線CCD、 X線望遠鏡、蛍光比例計数管
巨大BHの重力による鉄輝線の変形、宇宙線
電子加速の発見など
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5代目:すざく衛星(2007年～現在)
1700kg
X線望遠鏡+X線CCD, 硬X線検出器
超新星残骸の過電離プラズマの発見、宇宙線
陽子加速天体候補の発見など
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ASTRO-H搭載機器
HXT(Hard X-ray
Telescope)
SXT(Soft X-ray
Telescope)
SGD (Soft
Gamma-ray
Detector)
HXI (Hard X-ray
Imager)
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SXS (X-ray micro-calorimeter) SXI (X-ray CCD)
超ワイドバンド検出 (0.3~600keV)
SGD
HXI
HXT
SXT
SXI
SXS
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衛星
重量 2.7t
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Soft X-ray Spectrometer (SXS)
中にSXS
ISAS/JAXA、NASA/GSFC、金沢大、首都大など
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Soft X-ray Spectrometer (SXS)
X線マイクロカロリメーター
HgTe
ℎ𝜈
Δ𝑇 ∼
𝐶 Ｃ：熱容量
熱浴50mK
高エネルギー分解能。空間的に広がった天体も
観測可能。
比較: 回折格子は点源のみ。
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エネルギー分解能
フォノン数のゆらぎ+その他
HgTe
熱浴 (T)50mK
フォノン数𝑁 ∼
(C: 熱容量)
𝐶𝑇
𝑘𝑇
=𝐶 𝑘
フォノン数ゆらぎΔ𝑁 = 𝑁 ∼
エネルギー分解能Δ𝐸 ∼ Δ𝑁 × 𝑘𝑇 =
𝐶 𝑘
𝐶 𝑘𝑇
ΔE: X線Eによらない。冷やした方が良い。
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冷やすために…
断熱消磁冷凍機+液体He+ジュールトムソン
冷凍機+2段式スターリング冷凍機
要求寿命3年、目標5年以上
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SXS性能
エネルギー分解能
(FWHM)
エネルギー範囲
視野
ピクセル数
ピクセルサイズ
角度分解能(HPD)
有効面積
寿命
対応カウントレート
要求値(目標)
7 eV (4 eV)
0.3--12 keV
2.9分角四方
6×6
800μm
1.7分角(1.3分角)
160/210 cm2 (@1/6 keV)
3年(5年)
150 cts/s (dead time 5%以下)
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SXS performance
Mn Kα1, Kα2
比較
X線CCD
~130eV
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特に重要な特性X線
例:天の川銀河中心X線 •6.4keV線
中性Fe Kα線
X線CCD ΔE~130eV
•6.7keV線
He状イオンFe Kα線
•6.9keV線
H状イオンFe Kα線
Koyama et al. 2007, PASJ, 59, 245
存在量多い
比較的孤立
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7eV@6keV
ドップラー効果だとすると、
𝑉
7𝑒𝑉
−3
∼
= 1.17 × 10
𝑐 6𝑘𝑒𝑉
𝑉 ∼ 3.5 × 107 𝑐𝑚 𝑠
もう一桁遅くても、ライン中心値の分離は可能。
Fe原子の熱運動だとすると、
1
3
2
𝑚𝐹𝑒 𝑉 ∼ 𝑘𝑇
2
2
9
𝑘𝑇 ∼ 0.11𝑀𝑒𝑉, 𝑇~1.3 × 10 𝐾
20
SXSでHe状FeイオンKα線を見ると
kT=3keVプラズマモデル
SXS
SXI(CCD)
微細構造がわかる
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He状鉄イオン微細構造
X,Y
W
Z
W: 1s2p 1P1 1s2 1S0共鳴線
Z: 1s2s 3S11s2 1S0禁制線
X, Y: 1s2p 3P2,1,01s2 1S0 intercombination line
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微細構造の重要性
温度
𝑋+𝑌+𝑍
𝐺 𝑇 =
𝑊
密度
𝑅 𝑛𝑒
𝑋+𝑌
=
𝑍
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他の衛星との比較: エネルギー分解能
SXSはE>2keVで有利。
SXS以外は
回折格子
24
他の衛星との比較:有効面積
圧倒的な有効面積
SXS以外は
回折格子
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Hard X-ray Telescope (HXT)
HXT
HXT
名古屋大学、愛媛大学、ISAS/JAXAなど
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X線反射鏡
金属板のバームクーヘン。
27
X線反射の原理
これまでの望遠鏡 (E<10keV)
真空(n=1.0)
反射鏡(Auなど。)
全反射を利用。
E>10keVには入射角が小さくなりすぎる。
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ASTRO-H 硬X線望遠鏡(HXT)の原理
ブラッグ反射を利用
Pt, Cで多層膜
29
HXT 1台目完成写真
49cm
Focal Length 12m
45cm
全部で213層。
30
多層膜
断面電顕写真
• Pt/C 多層膜
• 10~140 層
• 膜厚を徐々に変える
• d=25~100Å
31
深さ方向に膜厚変える=Super Mirror
反射鏡1枚の反射率
• Black
単層膜
D=100Å
• Red
多層膜
D=40Å
N=30
Γ=0.4
• Blue
スーパーM
D=26~50Å
N=78
Γ=0.4
32
望遠鏡有効面積
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硬X線検出器(Hard X-ray Imager; HXI)
E<20 keV: Double-sided Si Strip Detector
E>20keV: Double-sided CdTe Strip Detector
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HXT + HXI
感度がすざく衛星の100倍以上
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軟X線望遠鏡(Soft X-ray Telescope; SXT)
•
•
•
•
金の単層膜
直径 45cm
203層
焦点距離 5.6m
角度分解能
~1.3arcmin
• 有効面積 ~425cm2
at 6keV
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Performance of SXT
ASTRO-H
Suzaku
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X線CCD (Soft X-ray Imager; SXI)
• Pch X線CCD
• 空乏層大 ~200um
• 広視野(38分角)
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軟ガンマ線検出器 (Soft Gamma-ray Detector; SGD)
• Si/CdTe コンプトンカメラ
• 偏光情報(統計が稼げれば)
39
Performance of SGD
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ASTRO-Hで狙うサイエンス
(のごく一部)
41
天の川銀河中心から高階電離鉄輝線
すざく衛星(3度 X 0.5度)
Fe I (neutral)
Fe XXV (He-like)
Fe XXVI (H-like)
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高階電離鉄輝線の意味
H状鉄イオン輝線と、He状鉄イオン輝線
kT=5～10keVの高温ガス？
天の川銀河の重力で閉じ込められない。
1e50 erg/yrのエネルギー注入が必要
超新星爆発: ～1発/100yr 1e49 erg/s
全然足りない！
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もう一つの可能性:点源の重ね合わせ
• 淡く、たくさん存在し、高温ガスをまとう
• 有力候補: 激変星(Cataclysmic Variable)
–空間密度 3e-5 pc-3
恒星降着流
降着流
kT=1—25keV
磁場の強い白色矮星
白色矮星表面
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X-ray spectrum of CV
高階鉄電離輝線を持つ。
45
点源の重ね合わせなら…
点源は、星とともに回転しているに違いない。
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SXSなら
W
Wの中心エネルギーの分離で、100km/sは
観測可能
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中性の鉄が輝線を出す
Suzaku 6.4keV line image
Sgr B2領域
励起源が必要
48
励起源
• 光電離
–いま、照射源候補がない。
–銀河中心BHが昔100万倍明るかった？
• 粒子による電離
–宇宙線
49
SXSでSgr B2を見ると
中性鉄Kα
中性鉄Kα
コンプトン肩鉄の光電吸収エッジ
50
SXSで見た中性輝線
• コンプトン肩
–照射源の方向に制限がつく
• 鉄エッジ
–励起源が通過した物質量(柱密度)を反映
• 大きい (NH>1e24 cm-2)… 光電離
• 小さい (NH<1e24 cm-2)… 粒子
–電子？陽子？
51
SXSで見たラインの幅
電子の場合
σ～0eV
陽子の場合
σ～10eV
輝線の太り方で区別できるだろう
52
活動銀河核の広がった鉄輝線
あすか衛星 X線CCD
Tanaka et al. 1995
2012/10/27現在
Citation 735
53
活動銀河核からのX線
中心核:巨大BH
可視光
など
降着円盤
X線
54
解釈その1: 一般相対論的効果
降着円盤
55
解釈その2:複数の電離吸収体+細いFe輝線
Miyakawa et al. 2012
海老沢天文月報 2010年
𝑊𝐻 𝑊𝐿 𝑁1 𝑃 + 𝑊𝐻 𝑊𝐿 𝑊2 𝑁2 𝑃 + 𝑅𝑁3 𝑃 + 𝐼𝐹𝑒
W:電離吸収体 N:normalization, P:power-law, R: 反射
56
SXSで見れば
電離吸収体か？
相対論的鉄輝線か？
57
銀河団ガス
©SDSS
銀河団=銀河の集団
©RASS
銀河団 = 数千万度の火の玉
58
中央部のAGNがかき乱しているらしい
おとめ座銀河団
=18kpc
59
SXSで見ると
Turbulenceが見える。
60
超新星残骸
Tycho
X-ray
E~1e51 ergの大爆発の名残。
しかし、見えているのは電子(kT~1keV)のみ。
~1e49 ergしか測定していない。
61
はじめてイオンの動きを測定できる！
62
宇宙線加速
(銀河系内)宇宙線はどこで加速されている？
63
SNRからのシンクロトロンX線
SN1006
RXJ1713-3946
©CXC
Uchiyama et al. 2007
E~10-100TeVの電子の存在
64
HXT+HXIで見れば
SN1006
RXJ1713@40keV
すざく衛星
HXT+HXI
スペクトルの折れ曲がり最高エネルギー
高エネルギーイメージ加速場所
65
ASTRO-H予定
• 2014年夏打ち上げ予定
• 観測時間配分予定
– Phase 0(3ヶ月): 機器立ち上げ、チェック
– Phase 1(6ヶ月): Science Working Group 100%
– Phase 2(12ヶ月):SWG 15%, Guest Observer 75%,
Observatory 10%
– Phase 3(残り): GO 75%, Obs. 10%, Key Project (15%)
(TBD)
SXSには寿命。要求3年、目標5年以上
66
新潟大からサイエンスへの
積極的なご参加をお待ちしております。
67
68
Appendix. ASTRO-H Key Parameters
69
2011//06/30 The X-ray Universe 2011, Berlin
Performance of HXI
image
70
Using this strong line (single), we measure
the Galactic rotation curve.
ΔV ~ 10 km/s
Does Hot plasma show similar rotation as
hose of stars, cold gas, star clusters or
same ?
expansion ?
Plasma states
(collisional ex,
recombination, &
temperature). So
Astro-H can
determine more
reliable
parameters
Lugten et al. 1986
Crawford etal. 1985
71

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