GlastIcrr_2006Mar.ppt
GLASTによる高感度GeVγ線観測
とTeVγ線との関連
March 16, [email protected]
Tsunefumi Mizuno
広島大学理学部
[email protected]
History of Changes:
March 13, 2006 written by T. Mizuno
目次
(1)GLAST衛星の概要、開発試験
(2)GLAST衛星の性能
(3)GLASTによる高感度γ線観測
Tsunefumi Mizuno
1
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(1)GLAST衛星の概要、
開発試験
(と、日本グループの宣伝)
Tsunefumi Mizuno
2
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GLAST Large Area Telescope
GLAST (Gamma-ray Large Area
Space Telescope)=LAT+GBM
LAT: Large Area Telescope
TKR(U.S.A., Japan, Italy):
Si-Strip Tracker with Lead converter
18 X-Y tracking planes,
228um pitch, 8x105 channels

•γ線のidentification、到来方向の測定
•Siストリップを用いることで、高分解能を
達成
2007年打ち上げ予定
4X4=16 towers
3000kg, 650 W, 1.8x1.8x1m3
(30MeV-300GeV)
ACD(U.S.A.):
Segmented 89 plastic
scintillator tiles
•荷電粒子backgroundの除去
•セグメント化で高エネルギー
でのself-vetoを減らす
Tsunefumi Mizuno
CAL(U.S.A., France, Sweden):
e+
e–
Hodoscopic array of 1536 CsI(Tl)
scintillators (8 layers in each
tower)
•Showerの発達を追い、エネル
ギーを測定
3
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Sky by LAT
Gamma-RayGamma-Ray
Sky observed
100 sec
•全天の20%という広い視野を生かし、scanning modeで観測
(<--->pointing observation by EGRET and ACTs);
burst/transient sourceを常時モニタ
•数日でEGRETに匹敵する感度を達成
1 orbit
1 day
Tsunefumi Mizuno
達成される感度(10-6 cm-2 s-1)
EGRET Fluxes
•3C279 flare
•Vela Pulsar
•Crab Pulsar
•3C279 quiescent
•EGRET 5sigma sources ~ a few days with LAT
EGRET: ~270 sources
GLAST: ~10000 sources (2year)
GRB, AGN, 3EG +
Gal. plane & halo sources
4
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Hardware/Software Development
•
•
•
•
•
•
•
•
•
Beam Test: 1997 and 1999
– LATの基本性能の確認。
日本グループの主な貢献:
– モンテカルロシミュレーションのvalidation
•Si検出器の開発と試験
Balloon Flight: 2001/8
•気球実験とミュレーター
– 高い放射線環境下での動作確認。
•バックグラウンドモデルの開発
•フライトモデルの試験
– 宇宙線事象(バックグラウンド)の取得
Engineering Model: 2003/10~
– 宇宙線、バンデグラフを用いた、小型タワーの試験
– フライトモデルに向け、試験方法、解析方法の確立
Flight Model Integration and Test: 2005/1~
– 16 Tower (全タワー)試験終了
Data Challenge 2: シミュレーター、解析ソフト開発、2006/3~
今はここ
Environmental testing: 熱真空試験(NRL)、2006/3~
Delivery to Observatory Integration: 衛星に取り付け、2006/6
Beam Test at CERN: 2006/7~ (Calibration Unit使用)
Launch: 2007/9
Tsunefumi Mizuno
5
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Si-Strip Detector
• SSD:GLASTの高感度の鍵を握る。広島大学と浜松ホトニクスにより開発、製造
スパークチェンバー(EGRET):~1 mm
SSD(GLAST)
:~200 um
44 array of
角度分解能、視野が格段に向上
Si-strip
•1万枚以上のSSDsを製造
sensors (X)
•非常に高いQuality
バイアス回路
•Dead strip率0.01%以下
•安定した製造
15cm
•Very low leakage
C-fiber face shee
-2
current;
~2.5
nA
cm
Hex cell core
Al closeout
C-fiber face sheet
コンバータ
読み出し回路
Tsunefumi Mizuno
44 array of
Si-strip
sensors (Y)
暗電流 (nA/cm2)
6
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The GLAST Balloon Experiment (2001/8~)
Balloon Flight Engineering
Model (BFEM)
•
•
•
Objectives:
LATの基本デザインをタワー1個のレベルで検証。
宇宙空間に近い高い放射線環境下で装置の動作を
確認する。
宇宙線事象を取得し、LATのための、バックグラウン
ドのデータベースとして用いる。
磁極
GLAST衛星のバック
グラウンドモデル
Tsunefumi Mizuno
赤道
•AMSによる陽子スペクトルのデータ(高度380km、
鉛直方向)とモデル関数
•e-/e+、大気γなどもモデル化
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Flight Model Integration and Test (2005/1~)
2005/10 16Tower完成(@SLAC)
Plot by T. Kawamoto (Hiroshima Univ.)
bad strips数の推移
2 tower
6 tower
16 tower
4 tower
10 tower
約1年に渡る試験期間を通じ、
bad stripの増加は、0.05%以下
Tsunefumi Mizuno
8
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(2)GLAST衛星の
性能
(最新のモンテカルロシミュレーションを交えて)
Tsunefumi Mizuno
9
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Data Challenge II (2006/3~)
protonの予想レート
装置の性能評価、観測データの解析方
法の確立を行うため、衛星の軌道運動、
ロッキングモーション、バックグラウンド
も全て含んだfull simulation(2か月分)
を行い、解析を行っている。
0.5 day
GLAST rocks!
90
大気γ
45
dec (deg)
proton
GLASTの向く方向
glast ax is
zenit h
天体からの
γ線
0
天頂方向
45
90
0
2000
4000
6000
8000
1 10
4
1.2 10
4
t ime (s)
GLAST
•日本からも広島大、東工大から参加
e+/eTsunefumi Mizuno
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Expected performance of GLAST
最新のモンテカルロシミュレーションに基
づく、GLASTとEGRETの性能の比較
• 広視野 (~2sr、全天の20%)
• 高位置分解能 (10’ in E>10 GeV)
• 大有効面積 (~8000 cm-2)
有効面積
Relative Effective Area
GLAST
EGRET
GLAST (Front+Back)
Angular Resolution
EGRET
back
今夏のビーム試験で最終確認、モンテカル
ロのチューニングを行う
Tsunefumi Mizuno
front
11
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Gamma-Ray Sky observed by EGRET
EGRETでこんなふうにぼやけていたガンマ線宇宙が、、、、
Cygnus
Region
3C279
Vela
Geminga
Crab
E>100 MeV
Cosmic Ray Interactions
PSR B1706-44
with ISM
Tsunefumi Mizuno
PKS 0528+134
LMC
PKS 0208-512
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Gamma-Ray Sky observed by GLAST
GLASTではこうなる!(はず)
2 months full simulation,
E>100 MeV
有効面積の増大、位置分解能の向上
Tsunefumi Mizuno
•銀河系外:多数のAGN、近傍の銀河、銀河団
•銀河面:銀河面拡散放射、多数の未同定天体
(パルサー、SNR、マイクロクェーサー)
13
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Anti-Center Region
EGRET, E>100 MeV
GLAST, E>100 MeV
(2 months)
Geminga
40’ x 40’ (RA, DEC)
Crab
PKS 0528+134
有効面積、角度分解能の向上により、γ線天体同士の分離、拡
散放射との分離が容易になる(感度の向上)
Tsunefumi Mizuno
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Sensitivity of GLAST LAT
Differential Sensitivity vs. Source Fluxes
COMPTEL
(Kamae et al. 2005, Proc. of International
Symposium of High Energy Gamma-ray
Astronomy, Heidelberg)より作成
•30MeV-300GeVのエネルギーで、
EGRETを数10倍上回る感度
•100GeV前後でACTとオーバーラップ
EGRET
(3000hrs, 3sigma)
Crab Nebula
galactic center
region (1msr)
GLAST
(1year, 5sigma)
extra galactic
diffuse (1msr)
Tsunefumi Mizuno
HESS/CANGAROO-III
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(3)GLASTによる
高感度γ線観測
(と、TeVγ線観測との関連)
(1)天源(パルサー、AGN)
(2)ディフューズ(銀河面、SNR)
(3)その他
Tsunefumi Mizuno
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Gamma-Ray Pulsars (1)
spectral index
EGRETによる、7つのγ線パルサー
Thompson et al. 1994
特性年齢(years)
空間分解能の向上(銀河面天体!)
時間分解能の向上(100ms -> 数10us)
200以上のγ線パルサー
進化効果の議論、X線との比較
Tsunefumi Mizuno
ガンマ線光度(erg/s)
103
104
1034
1034
105
106
斎藤1997
1036
1038
回転エネルギー (erg/s)
17
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Gamma-Ray Pulsars (2)
Dyks and Rudak, ApJ, 2003
•Polar Cap Model vs. Outer Gap Model?
•GeV領域のcut off から制限をつける
Polar cap
E2*Flux(GeV/cm2s)
Outer gap
GeV gamma-ray spectrum
from Vela pulsar
10-4
Outer gap
model
10-6
GLAST
Sensitivity
Polar cap model
10-8
10-10
0.1
Tsunefumi Mizuno
1
10
Caustic
•TeVγ(IC)がOuter Gap
Modelから予想:
上限値のみだが予想ぎりぎり
(Konopelko et al. 2005)
•X線偏光からも制限が可能
(Hard X - GeVγ- TeVγ)
100 GeV
18
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Blazar (Energy Spectrum)
•EGRET天体の最大種族
External
Compton
ASCA
SSC
シンクロトロンピーク
e-
OVV QSO
コンプトンピーク
e-
e-
HBL(TeV)
Kubo et al. 1998 ApJ 504, 693
γmax
OVV QSO: 103-4
LBL
: 104-5
HBL
: 105-6
Tsunefumi Mizuno
コンプトンピーク
MeV
GeV/TeV双方あわせてることで、
統一的に理解
GeV~TeV
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Blazar (time variabirity)
3C279の1996年のフレア
(Hartman et al. 1996, Wehrle et al. 1998)
•lepton model vs. proton model? (jetの起源)
•加速と冷却のバランス(メカニズム)
•波長間のtime lag (soft lag, hard lag)、rise
timeにより制限(e.g., Moderski et al. 2004)
•3C279の1996年のフレアをGLASTで
見た場合の予想
photon index
Tsunefumi Mizuno
•詳細なライトカーブ、スペクトルの変化
(大有効面積)
•他の検出器への通知、多波長観測
(広視野)
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Extra-galactic Background Light (EBL)
1
z=0.5
z=1
z=2
z=4
0.01
1
10
100 GeV
HESSによる厳しい上限(2天体;
Aharonian et al. 2005)。EBLは従来考
えられていたより少ない?
Tsunefumi Mizuno
F(E>10GeV)/F(E>1GeV)
γ線光子の、低エネルギー光子による吸収(対生成)
GeV γ(GLAST): 可視-紫外
Blazarスペクトルのカットオフと赤方偏移
TeV γ(チェレンコフ):赤外光
の相関から、宇宙初期の星生成史を探る
No EBL
Salamon & Stecker
Primack &
Bullock
redshift
(Chen et al. 2004)
システマティクス(Blazar本体のスペクトル
カットオフ)を抑えるためにも、GLASTによ
る多数のサンプルは重要
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銀河面拡散ガンマ線放射(1)
•ガンマ線源:点源+銀河面拡散放射
•拡散ガンマ線放射の放射機構:
EGRETによる全天マップ(E>100MeV)
•制動放射:電子と物質
•逆コンプトン:電子と星間光子
•Pi0γ:陽子と物質
宇宙線(電子、陽子)と物質の分布を求める
SAS-IIおよびCOS-Bによる銀河
中心からの拡散ガンマ線放射
E2*Flux
制動放射(EB)
Pi0崩壊(NN)
•Hard X – MeV/GeVγ - TeVγによる総
合的な理解が必要
•GLASTの特徴
MeV/GeVに感度:pi0γ(陽子)
広視野:銀河系内での分布
逆コンプトン(IC)
0.1
Tsunefumi Mizuno
1
10 (GeV)
22
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Galactic Diffuse Emission (2)
•EGRETによるexcess
•Hardな陽子スペクトル?
•ICの寄与?
銀河中心方向
Vs.
反対方向
•高位置分解能
点源の寄与をなくす
•広視野、大有効面積
場所によるスペクトルの形、
強度の変化
高銀緯
6<|b|<10度
中銀緯
(2<|b|<6度)
TeVγ望遠鏡による、銀河中心の観測
(Aharonian et al. 2006):
Hardかつフラックスの強い陽子?
銀河面
(|b|<2度)
0.1
Tsunefumi Mizuno
1
10 GeV
(Hunter et al. 1997)
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Particle Acceleration in SNR(1)
•銀河面放射:宇宙線の分布
•超新星残骸:宇宙線の加速源
GLASTの特徴:
MeV/GeVγ:pi0崩壊(陽子)に高い感度
高空間分解能:拡散放射の寄与を落とす、空間分解
HESSによるRXJ1713-3946のイメージ+X線
コントア(S. Funk 2005)
多波長スペクトル (Aharonian et al. 2005)
X線
MeV/GeV TeVγ
EGRET/GLASTの
PSF(@10GeV)
HESS
分子雲(Fukui et al. 2003,
Moriguchi et al. 2005)
Pi0ガンマ?
分子雲との高い相関
X線とTeVγの空間分布は酷似
Tsunefumi Mizuno
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Particle Acceleration in SNR(2)
•TeVγ線のデータは陽子加速を示唆するが、EGRETの上限ぎりぎり
•non-linear kinetic theory of accelation?
(Berezhko and Volk 2006)
simple extrapolation
Γ~2
proton
electron
Γ~1.7
non-linear theory
prediction
GLASTによるMeV/GeVγ線観測とあわせることで、陽子加速の決定的
な証拠が得られる
Tsunefumi Mizuno
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And More ….
•巨大分子雲:宇宙線、物質分布
•マイクロクェーサー:ジェットの詳細観測、AGNとの比較
•EGRET未同定天体:特に銀河面天体
•Galaxies:銀河による宇宙線量の差? LMC, SMC, M31
•Cluster of Galaxies:宇宙線加速源?
•GRB: GBM(5 keV-20 MeV)との連携。
•Dark matter:[email protected]
•Etc.
LMC by GLAST
(1year)
GRB940217 by GLAST
an neutralino annihilation
by GLAST (5 years)
GBM
Tsunefumi Mizuno
LAT
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Summary
1. GLASTの性能
 大有効面積
MeV/GeV領域でかつてない
 高空間分解能
高感度かつユニークな観測
 広視野
2. 日本グループの貢献
 Siストリップ検出器の製造、試験
 気球実験、バックグラウンドモデル
 フライトモデルの試験
3. GLASTによる高感度GeVγ線観測 (色々あるが、、、)
 パルサー、AGNの系統的研究(大有効面積)
 宇宙線の起源、分布(pi0γ領域、広視野)
 特にTeVチェレンコフ望遠鏡とは、エネルギーバンド、感度、サイエン
スの面で相性がよい
Tsunefumi Mizuno
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ダウンロード

GlastIcrr_2006Mar - 広島大学理学研究科 高エネルギー宇宙・可視