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中性蛍光 X 線 ～冬の陣～

中性蛍光 X 線 ～冬の陣～. 2004 12/8 CR Colloquium 兵藤　義明. Kα 輝線. 蛍光 X 線のでかた. L→K の遷移. Kβ 輝線. 蛍光 X 線のでかた. M→K の遷移. オージェ電子になっちゃう事も. 蛍光 X 線が出ない …. オージェ電子にならずに蛍光 X 線が出る確率 = 蛍光収率. 300μm. 40μm. 80μm. 120μm. 感度のエネルギー依存性から　空乏層厚が分かる！. 実験室での蛍光 X 線. 検出器の較正、 CCD の空乏層厚測定に必要.

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中性蛍光 X 線 ～冬の陣～

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Presentation Transcript

  1. 中性蛍光X線～冬の陣～ 2004 12/8 CR Colloquium 兵藤　義明

  2. Kα輝線 蛍光X線のでかた L→Kの遷移

  3. Kβ輝線 蛍光X線のでかた M→Kの遷移

  4. オージェ電子になっちゃう事も 蛍光X線が出ない… オージェ電子にならずに蛍光X線が出る確率=蛍光収率

  5. 300μm 40μm 80μm 120μm 感度のエネルギー依存性から　空乏層厚が分かる！ 実験室での蛍光X線 • 検出器の較正、CCDの空乏層厚測定に必要 X線発生装置→線源を用いて簡単で安全な実験がしたい

  6. 作ってみました Incident beam OD Kα Kα Kα Kβ Kα Kα Kα 他の蛍光X線発生装置のプロトタイプになっている

  7. でました

  8. 天体からの鉄中性(低電離)蛍光X線 • 熱いものの近くに冷たいものがあると出る。 • 空間分解できない構造や密度、重力場の情報 鉄中性蛍光X線を出している主な天体 • Sgr B2(分子雲) • AGN • 銀河中心付近 • GX 301-2(HMXB) • Eta Carinae(大質量星) • YLW 16(T Tauri型星) • RCW 86(SNR)

  9. 鉄蛍光 鉄吸収端 GX 301-2(High Mass X-ray Binary) • B2型超巨星WRA 977と中性子星からなる連星系。 巨星から吹き出される星風を中性子星が重力的に捕獲し、降着させX線を放射。　　　　　→強い重力場、強い磁場、強いX線放射など地上では実現不可能な極限状態！

  10. Chandra HETG • 回折格子を用いた分光システム 鏡 回折格子 CCD

  11. エネルギー分解能は何で決まる？ 1次の回折光では λ β ｐ 低エネルギー: 格子間隔の精度　高エネルギー:　鏡の精度 ΔE/E=0.6%@6.4keV p:格子間隔　λ:波長　β:回折角

  12. 何だこれ スペクトル • 近星点付近で観測 Γ=1.0, NH=10^24[cm-2]超ハード、超強い吸収、蛍光輝線

  13. 電子が静止していて1回だけコンプトン コンプトンショルダーを発見！ ΔEmax=156eV(E0=6.4keV)

  14. シミュレーション τcompton大→ 低エネルギーX線天文学！ +2.3 NH=8.5 cm-2 kTe=0.0(<0.6eV) -1.4

  15. Future work XRS:ΔE/E∝1/E、有効面積6倍 GX301-2はAstroE-2のキャリブレーションターゲットに選ばれている！ kTe=1eV kTe=5eV AstroE-2の活躍に乞うご期待！ XRSで得られる予想スペクトル

  16. まとめ • 取り扱いが簡単で安全な、線源を用いた蛍光X線発生装置を作った。　　　　　　　　　　→NeXT用CCDの空乏層厚測定に使われる 。 • GX 301-2の鉄蛍光輝線からコンプトンショルダーが検出された。←世界初！ • がんばれ！AstroE-2！ はず

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