X線ガンマ線偏光観測の展望 高宇連研究会2015.03.09@広島大 林田 清（大阪大学理学研究科） 玉川徹、三原建弘（理研）、 郡司修一(山形大）、米徳大輔（金沢大）、 水野恒史、高橋弘充（広島大）、谷津陽一（東工大）、 當真賢二（東北大）、松本浩典（名大） 他 偏光観測グループ X線ガンマ線天文学における偏光観測 偏光測定は、電波～可視においては撮像、分光、測光とともに確立した 観測手段 X線天文学初期から偏光観測の重要性は指摘されており、1971年には かに星雲の偏光検出に成功している 70年代、OSO8衛星に搭載されたブラッグ偏光計は15天体の偏光観測 を実施したが、有意な検出はかに星雲のみ(P=19.2±1.0%@2.6keV, （Weisskopf et al., 1978） 19.5±2.8%@5.2keV) INTEGRALによるCrab, Cyg X-1 からの軟ガンマ線偏光検出(2008,2011) GAP/IKAROSによるGRBからの偏光検出(2011) 検出感度 偏光検出 感度 角度 分解能 ASCA Chandra Chandra エネルギー 分解能 ASTRO-H X線ガンマ線偏光計の原理 X線ガンマ線偏光の物理 加速度をもった電子からの双極子輻射 ブラッグ反射： 45度入射の場合、 反射率はp偏光で0 トムソン/コンプトン散乱 X線入射方向 1 E 0.5 1 0 天体の幾何学構造 -0.5 -1 1 0.5 0 -0.5 -1 1 E 0.5 電子の加速度 0 X線散乱方向の分布 0.5 0 -0.5 -1 -0.5 -0.4 -0.2 0 0.2 -1 0.4 -0.4 -0.2 0 0.2 0.4 X線の放出方向の分布 光電吸収 特にシンクロトロン放射の場合は B E 天体の磁場構造 X線入射方向 E (K殻)電子の放 出方向の分布 0.4 0.2 0 -0 -0.2 -1 e- -0 -0.4 0.4 -0.5 0.2 0 0 0.5 -0.2 1 -0.4 X線ガンマ線偏光観測のターゲットと物理 ターゲット X線偏光の起源 偏光測定によって明らかにできること BH連星系 熱的円盤(表面での散乱) 円盤傾き、BHスピン LMXB コロナによる散乱 円盤傾き、コロナ幾何学 1型セイファート 一次放射、円盤反射成分 放射起源、円盤傾き 2型セイファート 散乱成分 トーラス、NLR ブレーザー シンクロトロン、コンプトン ジェット中の磁場、SSCかECか？ 連星系パルサー 降着流形状、散乱断面積の磁場依存性 輻射機構、電子の加速場所 回転駆動パルサー 電子の加速、シンクロトロン 輻射機構、パルスの起源 AXP/SGR 軟X線成分/硬X線成分 QEDの証明/輻射機構 パルサー星雲 シンクロトロン放射 磁場の構造（場所毎に異なる） GRB シンクロトロン放射 GRBの起源、磁場構造、CPT破れ 反射星雲 分子雲におけるコンプトン散乱 散乱角度、3D位置 銀河団 共鳴散乱と異方性 6.7keV 異方性、乱流 太陽風電荷交換 電荷交換反応 太陽風の構造？ 特に非熱的過程の検証、切り分けに重要 當真2014高宇連会議 Fermi衛星によ る観測で否定 當真2014高宇連会議 當真2014高宇連会議 超新星残骸の磁場,宇宙線の加速機構 電波1.4GHz観測によるSN1006の 偏光マップ (Reynoso+2013) Simulated SNR X線5keVの偏光予想(Bykov+2009) X線強度 GeV電子のシンクロトロン放射による偏 光マップではRadial方向の磁場が観測 されている（cf 計算 Inoue+2013) X線偏光度 TeV電子をつくるためには局所的に強い 磁場が必要。 クランピーなX線偏光が予想される。 強磁場中の量子論の検証 Lai & Ho 2003 (Shunittman+2010) BH Soft State Thermal Disk ブラックホールの回転/ 一般相対論的効果 BH Hard State Inv. Compton from Corona AGN,BHの広がった鉄輝線問題 http://www.astro.isas.ac.jp/xjapa n/asca/3/diskline/ • べき関数モデルからの超過を降着円盤からの反射だ と解釈すると、 • BH近傍の光速に近い運動と、強い重力場を示す唯一の証 拠。 • ラインのプロファイルから降着円盤の内縁半径がわかり、BH のスピンが測定される。 • しかし、（電離した）部分吸収体を考慮したモデルでは 幅の狭い鉄輝線だけでスペクトルをフィットできる ～２０年来の議論 XMM-Newton+NuStarによるMCG-6-30-15の観測 • 反射モデル(=広がった鉄輝線)がfavorだが、吸収モデ ルも棄却できないという結論。(Marinucci et al., 2014) 反射モデル 吸収モデル もし偏光測定できたら判別可能。 輻射モデルではなく、BHの時空を議論できる 赤が反射モデル 黒が吸収モデル Marin+ 2012 期待される観測例もうひとつ 銀河系中心の反射星雲3Dマップ 反射星雲のスペクトル Suzaku 6.4keV Map 硬X線領域でドミナント 反射星雲SgrB2 θ 散乱角 散乱光 Koyama et al., 2008 SgrA* 数百年前活動的だった 超巨大ブラックホール 散乱光の 偏光度 散乱角 Churazov et al. 2002 X線ガンマ線偏光観測の現状と将来計画 エネルギー帯域ごとに最適な方式が確立しつつある。 青：スペクトル画像検出器の流用 • GRB偏光測定 赤:プラシンターゲット散乱型 • RHESSI、INTEGRAL、GAP/IKAROS • TSUBAME 、TSUBAME2(東工大他)、POLAR(スイス+中国)、POET (New Hampshire 大他）、SPHiNX (スウェーデン、日本） 、LEAP(山形+MSFC)、GAP2 (金沢大他) • 軟ガンマ線偏光測定 およそ100-1000keV範囲 • INTEGRAL Crab/Cyg X-1 • SGD/ASTRO-H、WPOL（仏） 紫:シリコン検出器コンプトンカメラ • 硬X線偏光観測 10-500keVの範囲内 気球 気球 気球 • PHENEX、GRAPE（New Hampshire大）、PoGO-Lite(スウェーデン、日本） • PolariS (硬X線ミラー+セグメントPlaシンチ/GSO) 気球 • X-CALIBUR (Washington大他)→PolSTAR（NuStarミラー＋LiH散乱体/CZT) • 軟X線偏光観測 およそ2-10keV範囲 • GEMS→PRAXyS (GSFC+日本他、軟X線ミラー+TPCガス） • IXPE（MSFC+伊、日他、軟X線ミラー+2Dイメージングガス) 緑:ガス光電子追跡型 • 1keV以下偏光観測 • LGML(多層膜,MIT)、多層膜蒸着CCD(立教大） 太字はSMEX提案候補（4提案?) *) 90’,00’の日本チームによる先駆的な基礎開発: X-ray CCD, CPGD, uPICも特筆すべき **)中央大でも湾曲Si,Geによるブラッグ反射ミラー開発中 Fe-Kバンド付近? GRB偏光計 軟ガンマ線用 GAP/IKAROS TSUBAME 2014~ 2010~ http://www.hp.phys.titech.ac.jp/dmthesis/Bito.pdf →TSUBAME2 MPPCを使用予定 GAP2 for IKAROS2 LEAP for ISS (and for PolariS) (Yonetoku＋2011) GAGG/APD + Pla/MAPMT (Gunji＋2015) Plaセグメント化 MPPCアレイ、CdTeの使用も検討中 16units使用で 130 GRBs/yrの 偏光検出をめざす 散乱偏光計＋ミラー 硬X線用 PolariS PolariS PolSTAR プラット フォーム JAXA小型衛 星 NASA SMEX ミラー ASTRO-Hｘ1/2 NuStar サイズ FL=9mx1台 FL=6m x3台 散乱体 セグメントプ ラシン /MAPMT +Be or Li LiH 位置検 出 可能 不可 吸収体 GSO/MAPMT CdTe 10-80keV エネル ギー範囲 目標天 体 >10mCrab 3-68keV >1mCrab サーマル シールドは 名大提供 ガス光電子飛跡追跡型＋ミラー： 2~10keV PRAXyS(旧GEMS) 効率は稼げるが位置情報は１次元 IXPE 2次元画像は得られるが 効率は高くない 光軸 4.5 m Gas Electron Multiplier (GEM) 7m ピッチ 140 μm 穴径 70 μm 理研で開発 (Tamagawa+09) Ramsey et al. 2013 Weisskopf et al. 2015 IXPE Sensitivity Weisskopf et al. 2015 3.5 GEMS sensitivity and schedule Crab µ= modulation for 100% polarized X-rays r = source rage (c/s) b = background rate (c/s) T = observation time Theoretical estimations Black holes Pulsars and neutron stars Supernova remnants 多波長偏光観測研究会 (Sep.29, 2011) 21/10 *)各エネルギーバンドでの積 分カウントで評価している。 PolariS Minimum Detectable Polarization 1 0.001 40-80keV MDP 40-80keV 0.01 0.1 Flux (in Crab) 1 3σ MDP (%) CasA 0.01 0.1 Flux (in Crab) 1 MDP (Double Hit) 40-80keV 1Ms MDP (Double Hit) 40-80keV 100ks 100 Her X-1 GRS1915 Cyg X-3 Vela X-1 Sco X-1 Cyg X-1 Crab 10 Kes73 MCG-6-30-15 3σ MDP (%) 100 10 1 0.001 MDP (Double Hit) 20-40keV 1Ms MDP (Double Hit) 20-40keV 100ks 3C23 NGC4945 NGC4151 Mkn421 Cen-A Cen X-3 20-40keV MDP 20-40keV MDP (Single Hit) 15-20keV 1Ms MDP (Single Hit) 15-20keV 100ks 100 3σ MDP (%) • MDP：対象の偏光度がこ の値より高ければ有意な 検出ができる • プロトモデルは(1+4ユニッ ト)x1台であるが、(1+8ユ ニット)x3台を使用した場 合の期待値 15-20keV MDP 15-20keV single+double 10 1 0.001 0.01 0.1 Flux (in Crab) 1 2013-07_SGDpol_SM10.pptx SGD as a Polarimeter • Si-CdTe Compton Camera + BGO shiled • Constrain incident angle using Compton kinematics – efficient background suppression (θ-cut) – polarization measurement (φ-measurement) mc mc cosθ = 1 + pol. vector 2 e E1 + E2 − 2 e E2 Tajima+ 10 Proc. SPIE Compton Scat. φ Lei+97 (Concept of polarimeter) H. Odaka Compton & T. Mizuno Photo-abs. 23 2013-07_SGDpol_SM10.pptx Science Case 1: Cyg X-1 (~1 Crab) • A very famous Black-hole binary with a radio jet • γ-ray pol. vector (⊥ to B-field) by INTEGRAL not parallel nor perpendicular to the radio jet • With SGD, we are able to detect (or constrain) polarization down to 60 keV for the first time Radio Jet Stirling+01 (PA~-22 deg.) soft component (Comptonization, no pol.) hard component (Synchrotron, 70% pol.) Pol. Fraction & MDP for 100 ks obs. γ-ray pol.(>=230keV) Laurent+11, Jourdain+12 PA~42 deg. INTEGRAL (arXiv:1412.1190) H. Odaka & T. Mizuno 24 2013-07_SGDpol_SM10.pptx Science Case 1: Cyg X-1 (~1 Crab) • Verify MDP_calc tool results with full simulation • We can confirm INTEGRAL results in high-E and perform a precise polarization measurement in low-E 100 ks, 60-100 keV Mobs=10.58 +/- 0.60% Δφ= 1.6 deg 100 ks, 330-600 keV Mobs=14.4 +/- 4.0% Δφ= 8.2 deg Background Level (caveats: systematic uncertainty in measured pol. degree and angle) H. Odaka & T. Mizuno (caveats: systematic uncertainty of BG) 25 2013-07_SGDpol_SM10.pptx Science Case 2: GRS 1915+105 (~100 mCrab) • Verify MDP_calc tool results with full simulation • SGD can detect (or constrain) polarization for 100 mCrab source 100 ks, 60-100 keV Mobs=13.6 +/- 1.5% Δφ= 3.0 deg 100 ks, 180-330 keV Mobs=12.5 +/- 4.0% Δφ= 8.7 deg Background Level H. Odaka & T. Mizuno 27 ASTRO-H SGD vs PolariS • SGDのエネルギー範囲は 60-500keV • PolariSは10-80keV • ターゲット素材(Siとプラス チック）の光電吸収断面 積の違いが、原理的にエ ネルギー範囲の下限を決 めている。 • SGDのターゲットは 100mCrab以上 • PolariSは10mCrab以上 • 回転して系統誤差おさえ るのも専用衛星PolariSの メリット X線ガンマ線偏光観測のロードマップ • ポィンティング型のX線ガンマ線偏光観測衛星、世界でまず１機、の早 期実現を国際協力でめざす。 • 審査中のSMEXが第一候補。もしだめなら次期JAXA小型衛星。 • 1機目では不足の点（空間分解、ワイドバンドなど）は次のステップへの課題 • GRB偏光は様々な機会をとらえて機動的に観測を実現させる。 小規模WG 手段 2014 2016 2015 2017 2018 2019 2020 2021 2022 2023 2024 軟X線 PRAXｙS (GEMS) SMEX （GSFC、玉川、田原、林田、水野） IXPE SMEX 再提案 提案 Phase-A （MSFC、郡司） Phase-B 打上 硬X線 提案 PolSTAR SMEX （ワシントン大、三原、當真、松本） X-Calibur on InFOCuS SMEXが 不採択 放球？ 気球 （名大） PolariS 国際協力によるイプシロンミッション イプシロン （林田他、旧PolariS WG~30名) PoGOLite 世界中で1機 再放球 気球 （高橋弘） 軟ガンマ線 SGD 打上 ASTRO-H （水野、小高） ガンマ線バースト Tsubame, Tsubame2 超小型 打上 再提案 （谷津） POLAR 打上 中国SpaceLab POET SMEX （no Japanese） LEAP 提案 提案 超小型 （高橋弘） GAP2 （米徳、澤野、郡司、中森、三原） 打上 US-MOO/ISS （郡司、中森） SPHiNX 機会を捉えて打つ approved 提案 （no Japanese） 提案 木星セイル 打上 2025 2026 どちらが生花？どちらが造花？ 写真は http://ameblo.jp/artfl ower-akanbi/entry11466047322.html 望遠レンズで拡大撮影する 紫外線をあててみる 匂いをかいでみる 10日後まで待つ 。。。分解能の向上 。。。エネルギーバンドの拡大 。。。偏光？ しかし10年は待てない
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