イメージング硬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
1. X線偏光と検出方法
2. 散乱型偏光計
3. イメージング硬X線偏光計
4. 大面積硬X線偏光計
1. X線偏光
宇宙X線観測は、
画像
偏光
スペクトル
時間変動
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
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)

光電効果
光電子の放出方向
σ

トムソン散乱
散乱X線の放出方向

コンプトン散乱
散乱X線・電子の放出方向

ブラッグ反射
45度反射で完全偏光
E
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
N
M-factor: modulation
for 100% polarized beam
モジュレーション値
N  Nmin
M  max
Nmax  Nmin
0
180
360 φ
Minimum Detectable
Polarization degree (MDP)
偏光検出感度
: Minimum Detectable Polarization degree (MDP)
n
n
MDP 
2(S  B ) 
2( Ah s  b )T
SM
( Ah sT )M
n : 何シグマの信頼限界とするか(
=3)
s:source count rate (c/s)
b:background count rate (c/s)
A : effetive area (cm2 )
T : observation time (s)
bが無視できるとき
1
MDP 
M h 1/2
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
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
[email protected] (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
検出器B
散乱型


回転
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。
散乱スペクトル
19.3 keV Compton
20.0 keV Thomson
散乱体
E
SPring-8 偏光度測定
93% @ 20 keV X-ray
横偏光
検出器A
PF 偏光度測定
77% @ 20 keV X-ray
縦偏光
散乱型の M, h, Mh1/2
11
0.1
0.1
0.7
0.7
10
10
Ex (keV)
(keV)
Ex
100
100
0.6
0.6
•Be散乱体
•周りをCdTe検出器で覆う
0.5
0.5
0.4
0.4
0.5
0.5
10
10
Ex (keV)
(keV)
Ex
100
100
0.4
0.4
0.3
0.3
0.2
0.2
10
10
Ex (keV)
(keV)
Ex
100
100
•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
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
CdTeヘッド
弱い
CdTe素子
φ
強い
X-ray
散乱光の強度は
φに対してサイン
カーブを描く
強い
散乱体
入射X線の
電場ベクトル
弱い
散乱が弱い方向が偏光方向
0
180
360 φ
CdTeヘッド
電荷→電圧
減衰補正
4×30×0.5mm
装置内部
プリアンプ
y
5
1
9
x
13
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
測定結果
回転0度の時の16chのカウント数分布
1
5
10
15
CH
ch 1, 9 (x軸方向)が散乱光が強く、
ch 5, 13 (y軸方向)が弱い
y
5 4
8
1
9
16 x
偏光方向
12 13
入射X線の偏光方向は
y方向(垂直方向)
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
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。
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CdTe 2mm幅、40mm長、0.5mm厚の短冊型を32素子
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

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
52 mm
6 mm
plastic
CsI(Tl)
scintillator
MAPMT
28mm
プロトタイプの気球実験
検出器が納め
られた気密箱
磁場センサ
太陽センサ

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

まとめ
1.
X線偏光と検出方法
硬X線では散乱型が良い
2.
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
3.
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
4.
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
おまけ
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

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。
OSO-8 (1978) の偏光観測

偏光度 [%]
2.6keV
5.2keV
カニ星雲
19.2 ± 1.0 19.5 ± 2.8
Sco X-1
0.3 ± 0.2
1.3 ± 0.4
中性子星連星
Cyg X-1
2.4 ± 1.1
5.3 ± 2.5
BH連星
Cen X-3
< 18
< 27
連星パルサー
NGC 6624
< 4.7
< 10.8
中性子星連星
Per Cluster
< 12.6
< 34.5
銀河団
パルサー星雲型SNR
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
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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イメージング硬