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論文紹介 07: X-ray Polarimetry Missions

論文紹介 07: X-ray Polarimetry Missions. January 15, 2007 Tsunefumi Mizuno Hiroshima University. M. McConnel "Status and Future Prospects for gamma-ray Polarimetry" and references therein (X-Ray Polarimetry Workshop at SLAC/Stanford, 2004;

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論文紹介 07: X-ray Polarimetry Missions

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Presentation Transcript

  1. 論文紹介07: X-ray Polarimetry Missions January 15, 2007 Tsunefumi Mizuno Hiroshima University M. McConnel "Status and Future Prospects for gamma-ray Polarimetry" and references therein (X-Ray Polarimetry Workshop at SLAC/Stanford, 2004; http://www-conf.slac.stanford.edu/xray_polar/X-Ray%20presentations/McConnell_Gamma_Review.pdf)

  2. Motivation • 近年注目を集めるＸ線偏光のミッションの紹介 • Ｘ線偏光で何が出来るか？　これからのサイエンス • 「よい」検出器を作るにはどうすればよいか？　装置開発の参考に 折角なので、一緒に考えて見ましょう！ • 偏光について • Ｘ線偏光で分かる天体物理 • 偏光検出原理 • 様々なミッション • 将来計画 (あまりに)たくさんミッションがあるので、一度まじめに調べてみたかったというのがそもそもの動機

  3. 偏光について Ｘ線天文の現状 • 光子の物理量 • 振動数(エネルギー)：分光 • 向き：撮像 • ベクトルの向き：偏光 「すざく」(XRS, HXD) Chandra 未開拓！

  4. Progress of X-ray Astrophysics Energy Resolution at 5.9 keV Point Spread Funciton Einstein (IPC) Uhuru Tenma (SPC) ASCA (SIS) Einstein (IPC) ROSAT (PSPC) Chandra (ACIS) Chandra (HEG) Suzaku (XRS) Sensitivity • In X-ray Astrophysics, the imaging capability, spectral resolving power and point source sensitivity have improved by orders of magnitude. However, … Uhuru Einstein (IPC) Chandra (ACIS)

  5. (Little) Progress of Polarization Measurement Crab Nebula Polarization measurement with OSO-8 (1976) Modulation curve for 2.6 keV Crab Nebula signal+BG BG Intensity of the source from which pol. was detected • Two carbon Bragg diffraction polarimeters • @2.6 keV and 5.2 keV • 19.2+-1.0 % polarization from Crab Nebula (Weisskopf et al. 1976) • Signal/BG ratio was ~9(2.6 keV)/2(5.2 keV) • No significant (3s) pol. detection from Crab pulsar No obs.! Results has not been surpassed for ~30 years

  6. かに星雲+かにパルサー Nebula+pulsar 1Crab/~0.1Crab Vela X-1 pulsar ~1Crab Her X-1 ~0.1Crab 4U0115+63 ~0.1Crab V0332+53 ~0.1Crab Cyg X-1 BH ~1Crab GX 339-4 ~0.1Crab IE1740.7-292 ~0.1Crab GS2000+25 ~0.1Crab GRS 1915+105 uQSO ~0.1Crab GRO J1655-40 uQSO ~1Crab Mkn501 AGN ~0.1Crab CenA ~0.1Crab (Kataoka et al. 2005, proc. SPIEなどより) What can polarization tell us about HE objects? • --- Processes known to polarize hard X-rays --- • Synchrotron emission: pol. vector is perpendicular to magnetic field and can tell us the direction of the field. • SNRs, Pulsars, AGN jets, micro-quasars and GRBs • Compton Scattering: pol. vector is perpendicular to the plane of scattering and can tell us the geometry of the photon source and the scatterer (e.g., accretion disk) • BH binaries, Seyfert AGNs • Propagation of photons in strong magnetic field: photons with pol. vector perpendicular to magnetic field are highly absorbed. Good for the test of quantum electrodynamics and reconstruction of the direction of the magnetic field. • Isolated pulsars, NS binaries with a strong cyclotron line. 磁場や散乱の絡む系(ほぼ全ての非熱的放射)で、系のジオメトリを直接探る唯一の手段 詳しくは巻末の資料も参照(林田さんのトラペからいろいろ借用)

  7. 偏光検出原理 • ブラッグ反射 • 結晶面と偏光面が並行。単色のみ。Oso-8のかに星雲もこれ • 光電効果 • 偏光方向に電子が放出。X線CCD、ガス検出器など。微細なイメージングが必要。クーロン散乱を受ける。 • コンプトン散乱 • 偏光ベクトルと垂直方向に散乱(後述) • 電子陽電子対生成 • 偏光面に電子陽電子が生成。クーロン散乱を受ける 基本的にはコンプトン散乱を用いるのが一番効率がよい

  8. Concept of the Compton Polarimeter Utilize azimuthal angle asymmetry of Compton Scattering to measure hard X-ray polarization Klein-Nishina cross section pol. vector Azimuthal angle distribution 90degree scattering is the best for the polarization measurement 0 degree 45 degree Modulation Factor is defined as 135 degree 90 degree

  9. 偏光検出感度 • 要は、 • MFが大きく • 有効面積が大きく • バックグラウンドが小さく • 観測時間が長い • 検出器がよい。 (McConnell 2004, proc. SPIE 5165) • ラインの検出(「すざく」XIS、XMM) • 硬X線の検出(「すざく」HXD) • 等も類似の議論。装置開発、観測計画の基本！

  10. GRAPE Mission (1) • McConell et al. 1999, IEEE Trans. Nucl. Sci. 46(4), 890 • McConell et al. 2004, Proc. SPIE 5165, 334 • Bloser et al. 2006, ChJS 6, 393 • Scatterer: • 60 plastic. scintillators: 5mm x 5mm x 50mm • Absorber: • CsI or LaBr3 • モジュール構造。6x6=36 or 10x10=100 or 20x20=400。50-300 keV • 細かくセグメント化し、MFを上げる • MAPMTMで読み出し • 視野は0.1sr程度。全体をantiで囲う。 • 具体的なフライトの計画は(多分)まだない。 MAPMT (H8500)

  11. 6x6=36 modules (geom. area~1000 cm2) 300 30 GRAPE Mission (2) • 2x2=4 modulesの場合の有効面積およびMF • MF~0.4だが、効率は数% Modulation Factor geom. area~100cm2

  12. N=36, 0.1sr (1m length), perfect anti-coincidence shield Crab Nebula 6hのフライトで、20%程度の偏光を検出可能? 100 mCrab以下はほぼ絶望的 300 30 Grape Mission (3) N=36, 0.1sr (1m length), perfect anti-coincidence shield Crab vs. BG BG ~ 1Crab 300 30

  13. CIPHER Mission (1) • Caroli et al. 2000, NIMA 448, 525 • Caroli et al. 2000, Proc. SPIE 4140, 573 • Curado et al. 2003, Proc. SPIE 4843, 543 • Curado et al. 2003, Experiment Astronomy 15, 45 28 x 35 cm2 Exposed: maskを考慮した面積 Efficient: active area x efficiency 18 x 15 cm2 • Coded Maskと1cm厚のCdTe検出器の組み合わせ。(2x2 mm2)x(64x64)x4 ~160 cm2 • 1次元pixel化CdTeを横に並べ2次元イメージング。隙間が非対称なので、4モジュールを90度ずつまわして配置。 • TungstenとCsIでシールド。視野は10度程度(~0.03sr) • 100 keV以下はイメージングモード。100 keV以上でpolarimeterモード (100 keV-1 MeV)

  14. CIPHER Mission (2) 偏光検出効率 100%偏光に対するMFおよび散乱分布 • 検出効率は10%程度(有効面積 ~16 cm2)。CdTeなので吸収されやすい • MFは30%程度(装置の非対称性？)

  15. Crab Nebula 6hのフライトで20%程度の偏光を検出可能? やはり、100 mCrab程度は望み薄 CIPHER Mission (3) 類似の検出器による実測BG Crab vs. BG ? BG ~ 1 Crab

  16. Other Missions • Phenex Mission (郡司さん、林田さん) • プラスチックシンチ+CsI, 40-200 keV • 昨年4ユニット実験。解析中 (モニタカウンタにPoGO PMT) • GIPSI Mission (Kroeger et al. 1999 NIMA) • Geストリップ検出器、70-300 keV • どれも数10ksでは、かに星雲からの20%程度の偏光が受かる程度 • 面積が足りない->増やせ！ • BGが大きい->減らせ！

  17. PoGO Mission (1) Side BGO Scint. Shield (BG rejection.) • 日米欧の国際協力、2009年気球観測目標。25-80 keV • 「すざく」HXDで用いられた井戸型フォスウィッチのデザインを採用。geom. area=930 cm2 • fast plastic scinti.: 散乱体と吸収体を兼ねる • slow plastic: collimator • BGO: active shield Slow Plastic Scint. Collimator (FOV:5 deg2) Fast Plastic Scint. (Pol. measurement) PMT assembly (low noise) Bottom BGO • Pb/Sn+slow plasticで視野を絞る(1.2 mSr)。BGOとあわせ、徹底した低バックグラウンド化をはかる。 • 高感度PMTによりエネルギー下限を下げる。 • 217 units (main)+54 units (side BGO): 多チャンネル高速処理と波形弁別が鍵を握る。

  18. PoGO Mission (2) Modulation Factor 有効面積 geom. area=930 cm2 20 200 20 200 • ユニットが比較的大きい(2.8 cm幅)ものの、MF>20%を確保。高エネルギーではMF~0.4 • 高い効率(10-20%)->有効面積大

  19. 大面積、低バックグラウンド かに星雲なら数%、1/10の強度の天体でも 10-20%の偏光まで検出可能 100 mCrab Crab Nebula 20 200 100 PoGO Mission (3) Expected source and BG spectra 100 mCrab(incident) 100 mCrab (detected) BG total (CXB/ atmospheric downward/upward) Full simulationによる評価。BG~10-20 mCrab (極めて低いバックグラウンド) 20 100 keV 200

  20. Beyond PoGO Mission • ほとんどのＸ線偏光ミッションは、かに星雲が限界。PHENEXが一歩リード • 100mCrab程度はPoGOの独壇場。ブラックホール連星、パルサー、AGNなど。鍵は大有効面積と低バックグラウンド。 • その先は、、、 • 硬Ｘ線ミラー(大有効面積、高S/N比)。 • 衛星搭載(長時間観測)。NeXTでも偏光観測が可能。 超精密分光(XRS)、硬X線撮像(NeXT HXT)と並び、今後進展が期待される分野。「面白いサイエンス(目的)」と「いい検出器(道具)」はどんな分野でも大事。

  21. Appendices

  22. P2 P1 Caustic Polar cap Outer gap 偏光で探る天体物理 (1) 単独パルサーの放射機構 Dyks and Rudak, ApJ, 2003 Outer Gap Model Slot Gap/Caustic Model Polar Cap Model 強度 偏光方位角 モデル毎に異なる偏光度、方位角が予想される (Alice Hardingによる計算) 偏光度 位相

  23. 偏光で探る天体物理 (2) 連星パルサーの放射機構、理論検証 • 強度と偏光度(磁場と垂直の時を負と定義)の相関の違い • 放射機構の決定 • サイクロトロン吸収線付近での偏光度の変化 • 理論の検証 ファンビーム ペンシルビーム +100% 偏光度 -100% 強度 Kii 1987, PASJ 磁場と視線方向のなす角

  24. 偏光で探る天体物理 (3) ブラックホール/AGNの降着円盤放射 two-phase model (円盤放射とコロナによる散乱; hard tail/hard state)による予言 AGNの反射成分のある場合の偏光度 (Mott 1993, MNRAS 260) (Haardt and Mott 1993, MNRAS 261) Tbb=10 eV (AGN) 横からみた場合 真上から 偏光度 net polarization 上からみた場合 真横から Tbb=1 keV (BH) • 硬X線で高い(10-40%)偏光度 • 偏光度、偏光ベクトルの向きのエネルギー依存性 • 降着円盤のジオメトリを直接反映

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