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イメージング硬Ｘ線偏光計

イメージング硬Ｘ線偏光計. X 線偏光と検出方法 散乱型偏光計 イメージング硬 X 線偏光計 大面積硬 X 線偏光計. 三原建弘（宇宙放射線） 山形大学　郡司修一、門叶冬樹、大阪大学 林田清. 偏光. 偏光 X 線 は、今までに４例しか 有意な観測がない ( 例 ) 　カニ星雲全体 19±1% @2.6keV. 眠っている偏光情報を利用したい. 1. X 線偏光. 宇宙Ｘ線観測は、. 画像. スペクトル. 時間変動. カニ星雲の 可視光 偏光マップ. ゆくゆくは X 線 偏光もこのくらい観測したい。. Ｘ線と物質の相互作用 (1 ～ 100keV).

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イメージング硬Ｘ線偏光計

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Presentation Transcript

  1. イメージング硬Ｘ線偏光計 X線偏光と検出方法 散乱型偏光計 イメージング硬X線偏光計 大面積硬X線偏光計 三原建弘（宇宙放射線） 山形大学　郡司修一、門叶冬樹、大阪大学 林田清

  2. 偏光 偏光X線は、今までに４例しか 有意な観測がない (例)　カニ星雲全体 19±1% @2.6keV 眠っている偏光情報を利用したい 1. X線偏光 宇宙Ｘ線観測は、 画像 スペクトル 時間変動

  3. カニ星雲の可視光偏光マップ • ゆくゆくはX線偏光もこのくらい観測したい。

  4. Ｘ線と物質の相互作用 (1～100keV) 光電子の放出方向　 散乱X線の放出方向　 散乱X線・電子の放出方向 45度反射で完全偏光　 • 光電効果　 • トムソン散乱　 • コンプトン散乱　 • ブラッグ反射 σ E

  5. 偏光検出感度 装置のM因子： 100%偏光を入れた時に測定される モジュレーション値 N Mh1/2を大きくすることが重要 系統誤差を考えるとMが大きいことも重要 180 360 φ 0 偏光検出感度： Minimum Detectable Polarization degree (MDP)

  6. 光電子追跡型 • イメージングガス検出器 • イタリアグループ • Arガス 4atm, 3cmでMh1/2~0.07@20keV (Mは0.3） • 山形グループ • 京都グループ • CCD • 12mmピクセルCCDで M=0.16, η=5x10-4 @27keV • 空乏層厚10倍100mmのCCDを使えればMh1/2~0.01 22keV 山形大学

  7. 検出器Ｂ 回転 散乱体 Ｅ 検出器Ａ 散乱型 • 容易にM>0.9が実現できる。ビームラインの偏光度較正に利用している。 • この配置ではηは小さい。 PF 偏光度測定 散乱スペクトル SPring-8 偏光度測定 19.3 keV Compton 20.0 keV Thomson 93% @ 20 keV X-ray 横偏光 77% @ 20 keV X-ray 縦偏光

  8. 散乱型の M, h, Mh1/2 • Be散乱体 • 周りをCdTe検出器で覆う • Ｍh1/2＝0.4 • 光電子追跡型より1桁良い • 観測時間1/100で済む • 20keV以上は散乱型が良い

  9. CdTeヘッド 弱い CdTe素子 φ 強い 強い 散乱体 弱い 180 360 φ 0 2. 散乱型硬X線偏光計 • 散乱体の周囲を１６枚のCdTe素子が取り巻く 散乱光の強度 散乱光の強度はφに対してサインカーブを描く X-ray 入射X線の 電場ベクトル 散乱が弱い方向が偏光方向

  10. y 5 1 9 x 13 CdTeヘッド 電荷→電圧 減衰補正 4×30×0.5mm プリアンプ 装置内部 装置内部とｃｈ設定 信号読み出し回路 １イベント毎に散乱X線のエネルギーをPCで読み出すことが出来る CdTe素子部

  11. 1 5 10 15 CH y 5 4 8 1 9 16 x 12 13 測定結果 回転0度の時の16chのカウント数分布 ch 1, 9 （x軸方向）が散乱光が強く、ch 5, 13 （y軸方向）が弱い 偏光方向 22.5度回転するごとに1chずつ ずれてサインカーブを描いている 入射X線の偏光方向はy方向(垂直方向) カーブフィットより装置のM因子は0.6と高い値であることが実証された。

  12. 3. 散乱型イメージング偏光計の概観図 散乱体はプラスチックシンチレータ 2mm角、40mm長の棒状シンチを５４本束ねて円形に 全体はBGOで アクティブ シールド 18mm X-ray ８ｘ８マルチパッド PMT 吸収体はCdTe2mm幅、40mm長、0.5mm厚の短冊型を３２素子

  13. セグメントプラシンチ • プラシンチ　　 • 64padＰＭＴ 　 • 理研小型プリアンプ • マルチプレクサ読み出し

  14. 5 2 m m 6 m m p l a s t i c C s I ( T l ) s c i n t i l l a t o r 4. 大面積硬X線偏光計 • 散乱体をセグメント化して大きくする • 散乱位置と吸収位置を把握し、Mの劣化を防ぐ • 読み出しには大面積Multi Anode PMTを使用 40mm MAPMT 28mm

  15. プロトタイプの気球実験 検出器が納め られた気密箱 • ガンマ線バーストからの偏光検出を目指す • 視野内にカニ星雲を入れて観測 • 64chはVA/TAで読み出し • １０モジュール製作し • ２００６年５月の実用気球実験を目指す 磁場センサ 太陽センサ

  16. まとめ • X線偏光と検出方法 硬X線では散乱型が良い • 散乱型偏光計 Beなどの散乱体の周りをCsIやCdTeで囲む 16chはディスクリートアンプで組んだ • イメージング硬X線偏光計 散乱体をプラスチックシンチレータにしてコンプトンロスの場所を知る • 大面積硬X線偏光計 64chはVA/TAで読み出し 10モジュール製作 2006年5月の実用気球実験を目指す

  17. おまけ

  18. かに星雲 （SN1054） • 撮像能力は可視光なみ • 偏光は全体で１９±1% • パルサーからの高エネルギー電子 • シンクロトロン放射 • 磁場に垂直方向に偏光している

  19. 活動銀河のジェット • 磁場の方向 • 通常プラズマ　　（陽子ー電子）か？ • ペアプラズマ　　（陽電子ー電子）か？ • 電波の偏光観測Faraday conversionペアプラズマの方が好ましい。

  20. OSO-8 (1978) の偏光観測 • 偏光度 [%] パルサー星雲型SNR 中性子星連星 ＢＨ連星　 連星パルサー 中性子星連星 銀河団

  21. ガンマ線バースト ファイヤーボールモデルが正しいのなら、ガンマ線はシンクロ トロン放射で放出される。偏光が期待されるが。。。 GRB021206のRHESSI(太陽観測衛星）による突然の観測結果 Cobum, 2003, Nature 150keV-2MeVで80%±20%という偏光が受かった！ －RHESSI衛星チームは疑問視している－ 偏光観測は始まったばかり

  22. 80%という高い偏光度 バーストの各ピークは別の場所での衝突に対応しているはずなのに何故80%もの高い偏光度が得られたのか？ • 決着つけるためにはGRBの統計的偏光観測が必要 • 偏光観測によりGRBの発生メカニズムに迫る

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