ASTRO-H衛星計画

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かずまさわしあし
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1 ASTRO-H 衛星計画松本浩典 ( 名古屋大学 KMI) 1

2 目次 ASTRO-H についてカロリメーター SXS 硬 X 線望遠鏡 HXT 硬 X 線イメージャー (HXI), 軟 X 線望遠鏡 (SXT), X 線 CCD (SXI), 軟ガンマ線検出器 (SGD) ASTRO-H で進めるサイエンス 2

3 ASTRO-H 計画 (2014 年打ち上げ予定 ) 日本で 6 番目の X 線天文衛星 3

4 かつてない国際協力日本 / アメリカ / ヨーロッパから 160 人以上の科学者が参加. 4

5 初代 : はくちょう衛星 (1979 年 ~1985 年 ) 96kg すだれコリメーター + 比例計数管 X 線バーストを使った中性子星半径の測定など 5

6 2 代目 : てんま衛星 (1983 年 ~1988 年 ) 216kg 蛍光比例計数管など天の川銀河高温ガスの発見中性子星の重力で赤方偏移した吸収線の発見など 6

7 3 代目 : ぎんが衛星 (1987 年 ~1991 年 ) 大面積比例計数管など 420kg 活動銀河核の統一描像の確立など 7

8 4 代目 : あすか衛星 (1993 年 ~2001 年 ) 420kg X 線 CCD X 線望遠鏡蛍光比例計数管巨大 BHの重力による鉄輝線の変形宇宙線電子加速の発見など 8

9 5 代目 : すざく衛星 (2007 年 ~ 現在 ) 1700kg X 線望遠鏡 +X 線 CCD, 硬 X 線検出器超新星残骸の過電離プラズマの発見宇宙線陽子加速天体候補の発見など 9

10 10 SXS (X-ray micro-calorimeter) SXI (X-ray CCD) ASTRO-H 搭載機器 HXT(Hard X-ray Telescope) SXT(Soft X-ray Telescope) SGD (Soft Gamma-ray Detector) HXI (Hard X-ray Imager)

11 超ワイドバンド検出 (0.3~600keV) HXT HXI SGD SXT SXI SXS 11

12 衛星重量 2.7t 12

13 Soft X-ray Spectrometer (SXS) 中に SXS ISAS/JAXA NASA/GSFC 金沢大首都大など 13

14 HgTe Soft X-ray Spectrometer (SXS) X 線マイクロカロリメーター ΔT hν C C: 熱容量熱浴 50mK 高エネルギー分解能空間的に広がった天体も観測可能比較 : 回折格子は点源のみ 14

15 エネルギー分解能 HgTe 熱浴 (T)50mK フォノン数のゆらぎ + その他フォノン数 N CT (C: 熱容量 ) kt = C k フォノン数ゆらぎ ΔN = N C k エネルギー分解能 ΔE ΔN kt = C k T ΔE: X 線 E によらない冷やした方が良い 15

16 冷やすために断熱消磁冷凍機 + 液体 He+ ジュールトムソン冷凍機 +2 段式スターリング冷凍機要求寿命 3 年目標 5 年以上 16

17 SXS 性能エネルギー分解能 (FWHM) エネルギー範囲視野ピクセル数 6 6 ピクセルサイズ要求値 ( 目標 ) 7 ev (4 ev) kev 2.9 分角四方 800μm 角度分解能 (HPD) 1.7 分角 (1.3 分角 ) 有効面積寿命 3 年 (5 年 ) 160/210 cm2 (@1/6 kev) 対応カウントレート 150 cts/s (dead time 5% 以下 ) 17

18 SXS performance Mn Kα1, Kα2 比較 X 線 CCD ~130eV 18

19 特に重要な特性 X 線例 : 天の川銀河中心 X 線 X 線 CCD ΔE~130eV 6.4keV 線中性 Fe Kα 線 6.7keV 線 He 状イオンFe Kα 線 6.9keV 線 H 状イオンFe Kα 線 Koyama et al. 2007, PASJ, 59, 245 存在量多い比較的孤立 19

20 ドップラー効果だとすると V c 7eV 6keV = V cm s もう一桁遅くてもライン中心値の分離は可能 Fe 原子の熱運動だとすると 1 2 m FeV kt kt 0.11MeV, T~ K 20

21 SXS で He 状 Fe イオン Kα 線を見ると kt=3kev プラズマモデル SXS SXI(CCD) 微細構造がわかる 21

22 He 状鉄イオン微細構造 X,Y W Z W: 1s2p 1 P 1 1s 2 1 S 0 共鳴線 Z: 1s2s 3 S 1 1s 2 1 S 0 禁制線 X, Y: 1s2p 3 P 2,1,0 1s 2 1 S 0 intercombination line 22

23 微細構造の重要性温度 G T = X + Y + Z W 密度 R n e = X + Y Z 23

24 他の衛星との比較 : エネルギー分解能 SXS は E>2keV で有利 SXS 以外は回折格子 24

25 他の衛星との比較 : 有効面積圧倒的な有効面積 SXS 以外は回折格子 25

26 Hard X-ray Telescope (HXT) HXT HXT 名古屋大学愛媛大学 ISAS/JAXA など 26

27 X 線反射鏡金属板のバームクーヘン 27

28 X 線反射の原理これまでの望遠鏡 (E<10keV) 真空 (n=1.0) 反射鏡 (Au など ) 全反射を利用 E>10keV には入射角が小さくなりすぎる 28

29 ASTRO-H 硬 X 線望遠鏡 (HXT) の原理ブラッグ反射を利用 Pt, C で多層膜 29

30 49cm Focal Length 12m HXT 1 台目完成写真 45cm 全部で 213 層 30

31 多層膜断面電顕写真 Pt/C 多層膜 10~140 層膜厚を徐々に変える d=25~100a 31

32 深さ方向に膜厚変える =Super Mirror 反射鏡 1 枚の反射率 Black 単層膜 D=100A Red 多層膜 D=40A N=30 Γ=0.4 Blue スーパー M D=26~50A N=78 Γ=0.4 32

33 望遠鏡有効面積 33

34 硬 X 線検出器 (Hard X-ray Imager; HXI) E<20 kev: Double-sided Si Strip Detector E>20keV: Double-sided CdTe Strip Detector 34

35 HXT + HXI 感度がすざく衛星の 100 倍以上 35

36 軟 X 線望遠鏡 (Soft X-ray Telescope; SXT) 金の単層膜直径 45cm 203 層焦点距離 5.6m 角度分解能 ~1.3arcmin 有効面積 ~425cm2 at 6keV 36

37 Performance of SXT ASTRO-H Suzaku 37

38 X 線 CCD (Soft X-ray Imager; SXI) Pch X 線 CCD 空乏層大 ~200um 広視野 (38 分角 ) 38

39 軟ガンマ線検出器 (Soft Gamma-ray Detector; SGD) Si/CdTe コンプトンカメラ偏光情報 ( 統計が稼げれば ) 39

40 Performance of SGD 40

41 ASTRO-H で狙うサイエンス ( のごく一部 ) 41

42 天の川銀河中心から高階電離鉄輝線すざく衛星 (3 度 X 0.5 度 ) Fe I (neutral) Fe XXV (He-like) Fe XXVI (H-like) 42

43 高階電離鉄輝線の意味 H 状鉄イオン輝線と He 状鉄イオン輝線 kt=5~10kevの高温ガス? 天の川銀河の重力で閉じ込められない 1e50 erg/yrのエネルギー注入が必要超新星爆発 : ~1 発 /100yr 1e49 erg/s 全然足りない! 43

44 もう一つの可能性 : 点源の重ね合わせ淡くたくさん存在し高温ガスをまとう有力候補 : 激変星 (Cataclysmic Variable) 空間密度 3e-5 pc -3 降着流恒星降着流 kt=1 25keV 磁場の強い白色矮星白色矮星表面 44

45 X-ray spectrum of CV 高階鉄電離輝線を持つ 45

46 点源の重ね合わせなら点源は星とともに回転しているに違いない 46

47 SXS なら W W の中心エネルギーの分離で 100km/s は観測可能 47

48 中性の鉄が輝線を出す Suzaku 6.4keV line image Sgr B2 領域励起源が必要 48

49 励起源光電離いま照射源候補がない銀河中心 BHが昔 100 万倍明るかった? 粒子による電離宇宙線 49

50 SXS で Sgr B2 を見ると中性鉄 Kα 中性鉄 Kα コンプトン肩鉄の光電吸収エッジ 50

51 SXSで見た中性輝線コンプトン肩照射源の方向に制限がつく鉄エッジ励起源が通過した物質量 ( 柱密度 ) を反映大きい (NH>1e24 cm-2) 光電離小さい (NH<1e24 cm-2) 粒子電子? 陽子? 51

52 SXS で見たラインの幅電子の場合 σ~0ev 陽子の場合 σ~10ev 輝線の太り方で区別できるだろう 52

53 活動銀河核の広がった鉄輝線あすか衛星 X 線 CCD Tanaka et al /10/27 現在 Citation

54 活動銀河核からの X 線可視光など中心核 : 巨大 BH X 線降着円盤 54

55 解釈その 1: 一般相対論的効果降着円盤 55

56 解釈その 2: 複数の電離吸収体 + 細い Fe 輝線 Miyakawa et al 海老沢天文月報 2010 年 W H W L N 1 P + W H W L W 2 N 2 P RN 3 P I Fe + + W: 電離吸収体 N:normalization, P:power-law, R: 反射 56

57 SXS で見れば電離吸収体か? 相対論的鉄輝線か? 57

58 銀河団ガス SDSS 銀河団 = 銀河の集団 RASS 銀河団 = 数千万度の火の玉 58

59 中央部の AGN がかき乱しているらしいおとめ座銀河団 =18kpc 59

60 SXS で見ると Turbulence が見える 60

61 超新星残骸 Tycho X-ray E~1e51 erg の大爆発の名残しかし見えているのは電子 (kt~1kev) のみ ~1e49 erg しか測定していない 61

62 はじめてイオンの動きを測定できる! 62

63 宇宙線加速 ( 銀河系内 ) 宇宙線はどこで加速されている? 63

64 SNR からのシンクロトロン X 線 SN1006 RXJ CXC E~10-100TeV の電子の存在 Uchiyama et al

65 HXT+HXI で見れば SN1006 すざく衛星 HXT+HXI スペクトルの折れ曲がり最高エネルギー高エネルギーイメージ加速場所 65

66 ASTRO-H 予定 2014 年夏打ち上げ予定観測時間配分予定 Phase 0(3 ヶ月 ): 機器立ち上げチェック Phase 1(6 ヶ月 ): Science Working Group 100% Phase 2(12 ヶ月 ):SWG 15%, Guest Observer 75%, Observatory 10% Phase 3( 残り ): GO 75%, Obs. 10%, Key Project (15%) (TBD) SXS には寿命要求 3 年目標 5 年以上 66

67 新潟大からサイエンスへの積極的なご参加をお待ちしております 67

68 68

69 Appendix. ASTRO-H Key Parameters //06/30 The X-ray Universe 2011, Berlin

70 Performance of HXI image 70

71 Using this strong line (single), we measure the Galactic rotation curve. ΔV ~ 10 km/s Does Hot plasma show similar rotation as hose of stars, cold gas, star clusters or same? expansion? Plasma states (collisional ex, recombination, & temperature). So Astro-H can determine more reliable parameters Lugten et al Crawford etal

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