ASTRO-H計画とその目指すサイエンス

JAXA宇宙科学研究所(ISAS)
国分 紀秀
ASTRO-H チーム

科学的意義- X線で探る宇宙 -宇宙で我々が観測できる物質の80パーセントはX線でしか観測できない高温状態にあるとされている（Fukugita & Peebles 2004, Read & Trentham 2005)。宇宙の全貌を知る上で、Ｘ線観測は地上からの光学・電波観測などと並び不可欠の手段である。

✦Gas at temperatures of 1 - 100 million degrees.
✦Remnants of exploded stars✦Matter falling into black holes and neutron stars✦Stellar coronae✦Winds from star-forming galaxies✦Electrons accelerated in strong magnetic fields(~1012 - 1014 Gauss)✦Electronic transitions in partially ionized atoms ofatomic number greater than or equal to 4 (Be)とりわけシンクロトロン放射によるX線放射の観測は、1012 eV にも達するような巨大な宇宙の加速現象を探査することにつながる。得られる情報は加速された電子についてのみならず、対生成された e+/- によるシンクロトロン放射を介して、高エネルギー粒子と周辺物質との衝突過程を探ることにつながる。特に非熱的放射が卓越する硬X線バンドが重要となる。

高エネルギーガンマ線で見る極限宇宙2013 2013年9月4日

2科学的意義- ASTRO-H衛星の目的 -世界最高のエネルギー分解能を持ち、Ｘ線からガンマ線までの広大なエネルギー範囲を観測する衛星「ASTRO-H」による研究は、宇宙のダイナミックな進化と非熱的物質を含めたエネルギー集中過程の解明を目指すものである。高温ガスの運動を捉え、宇宙の進化をリアルタイムの映像として明らかにし、超広帯域の観測とも合わせることで、ダイナミックな宇宙の進化の真の姿が初めて明らかにされる。それにより、現在の宇宙論における大きな謎である、宇宙を満たす“暗黒エネルギー”の本質の追求にもつなげることをめざす。

ASTRO-H衛星の目的

宇宙の進化におけるエネルギー集中と宇宙の階層形成の解明

高エネルギーガンマ線で見る極限宇宙2013 2013年9月4日

宇宙の階層構造
星星団

銀河

100万km

10光年

10万光年

銀河群

10０万光年

銀河団

10０0万光年

大規模構造

10億光年

典型的な大きさ3X線衛星ASTRO-H - 目的 ○ 「宇宙の大規模構造と、その進化の解明」のため

1. 銀河団という宇宙最大の天体における熱、銀河団物質の運動エネルギー、非熱的エネルギーの全体像を明らかにし、ダイナミックな銀河団の成長を直接観測 する。
○ 「宇宙の極限状態の理解」のため

2. 厚い周辺物質に隠された遠方(過去)の巨大ブラックホールを「すざく」の約100倍の感度で観測し、その進化と銀河形成に果たす役割を解明する。
○ 「多様性にとんだ非熱的エネルギー宇宙の探求」のため

3. ブラックホールの極近傍の物質の運動を測定することで重力のゆがみを把握し、相対論的時空の構造を明らかにする。
4. 宇宙に存在する高エネルギー粒子(宇宙線)がエネルギーを獲得する現場の物理 状態を測定し、重力や衝突・爆発のエネルギーが宇宙線を生み出す過程を解明 する。
○ 「ダークマター・暗黒エネルギーの探求」のため

5. 距離(年齢)の異なる銀河団内のダークマターの分布と総質量を測定し、銀河団の進化に果たすダークマターと暗黒エネルギーの役割を探求する。

高エネルギーガンマ線で見る極限宇宙2013 2013年9月4日

4軌道上で稼働中のX線衛星たち
XMM(1999-)

0.3-12 keV

XMM(1999-)
Largest collecting area
Swift(2004-)

0.2-150 keV

CXO(1999-)

0.07-10 keV

Ultimate imaging
Excellent Imaging

Suzaku(2005-)

0.2-600 keV

Broadband coverage

NuSTAR

Dedicated to GRBs
(fast repointing)

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5ASTRO-H衛星

高エネルギーガンマ線で見る極限宇宙2013 2013年9月4日

6ASTRO-H衛星主要緒元(参考: すざく衛星)

5m

6.

長

全6m

部

展伸m

14

長

全• 全長: 14 メートル
• 重量: 約2.7 トン• 電力: 3500 W (@EOL)

打上げ時はロケットフェア
リングに収納される
高エネルギーガンマ線で見る極限宇宙2013 2013年9月4日

7過去の日本のX線衛星との比較(Weight)

1970

1990

1980

2000

2010

(Year)
2700

ASTRO-H
Suzaku2015

2000 kg
1700

Ginga

ASCA

1000 kg

M3SII

Tenma
Hakucho

430kg

90kg

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H2A

M5

420kg

220kg

8

衛星試験中のASTRO-H衛星 (熱バランス・熱変形)

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9衛星試験中のASTRO-H衛星 (音響試験)

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10ASTRO-H - 搭載観測装置の構成 観測範囲 0.3 keV - 600 keV観測エネルギー(eV: 電子ボルト)

硬X線撮像システム

軟X線分光システム

HXT
（望遠鏡）

SXT-S
（望遠鏡）

HXI

国産ナノ技術を駆使し、世界に先駆けて開発した硬X線望遠鏡と、ASTRO-Hをめざして開発した新しい高効率CdTe半導体素子に基づく硬X線撮像検出器を組み合わせて、硬X線帯で初めての集光撮像を実現し、飛躍的な高感度を実現。

SXS

大面積かつ軽量な軟X線望遠鏡と、50ミリ度という極低温技術によって超高分解能分光を実現する軟X線分光検出器を組み合わせて、超精密X線分光を実現

軟X線撮像システム

SXT-I
（望遠鏡）

軟ガンマ線検出器

SXI

SGD

軟X線望遠鏡と、大面積低雑音X線CCD素子を用いた軟X線撮像検出器を組み合わせ、広い視野を持ち観測の基本となるX線撮像を実現。
独自のアイディアである狭視野半導体コンプトンカメラに基づいた超低雑音軟ガンマ線検出器により、一桁以上の感度の向上と、ガンマ線偏光観測能力を実現。

これら4種類の観測システムが同時に機能することで、3桁にもおよぶ広帯域において、「すざく」
より10倍から100倍高感度の観測を実現して、最大限の科学的成果を引き出すことが可能となる。
高エネルギーガンマ線で見る極限宇宙2013 2013年9月4日

11ASTRO-H - 搭載観測装置の構成 -高エネルギーガンマ線で見る極限宇宙2013 2013年9月4日

12ASTRO-H - 搭載観測装置の構成 Sunshades

X-raysFixed
OpticalBench

Hard X-ray Telescopes(HXT)

Soft X-ray Telescopes(SXT-S, SXT-I)

Focal Length = 12m

Focal Length = 5.6 m
SXT-I
HXT1

HXT2

Solar power

Microcalorimater(SXS)
Radiator

X-ray CCD
(SXI)

SXT-S

Hard X-ray Imagers(HXI)

Deployable
Optical Bench

Soft γ-ray detectors(SGD)

Radiator
高エネルギーガンマ線で見る極限宇宙2013 2013年9月4日

13ASTRO-H観測機器の性能諸元

高エネルギーガンマ線で見る極限宇宙2013 2013年9月4日

14ASTRO-H 搭載観測装置と他衛星の性能比較
ASTRO-Hは、従来より一桁以上も高い分光能力を持つマイクロカロリメータと3桁にわたる広い帯域にわたって高い感度を持つＸ線・ガンマ線検出器を同時に備えている。

ASTRO-H

XMM-Newton

SuzakuChandra高エネルギーガンマ線で見る極限宇宙2013 2013年9月4日

15NuSTARとの比較• Astro-H: Data from HXT-1.
• NuSTAR:- CALDB to be updated soon.
- Integration region: r < 1 arcmin (HXT: r < 1.8 arcmin)

高エネルギーガンマ線で見る極限宇宙2013 2013年9月4日

16ASTRO-Hの搭載観測装置 : SXS
軟X線分光検出器(SXS/XCS)：X線マイクロカロリメター
マイクロカロリメータは、エネルギーを熱に変えて温度上昇を精密に測定する。そのために、センサー部を50ミリ度という極低温にまで冷却することが必要である。ASTROHでは日米協力により、これらの高い技術的要求を満たして、従来より一桁以上も良い分光性能を実現して、高温ガスの運動が初めて測定可能となる。

AS T R O -H/SXSPreliminary Design Review, March 10-12, 2010

高エネルギーガンマ線で見る極限宇宙2013 2013年9月4日

NASA Goddard Space Flight Center
617

ASTRO-Hの搭載観測装置 : SXS
軟X線分光検出器(SXS/XCS)：極低温デュワー
打ち上げの機械環境に耐えつつ、30リットルの液体ヘリウムを3年以上持たせるために、ヘリウムタンクへの侵入熱を 数100マイ
クロW 以下に抑えることが要求される。

高エネルギーガンマ線で見る極限宇宙2013 2013年9月4日

18ASTRO-H/SXSがもたらすブレークスルー
R. Mushotzky (2013)

XMM (CCD)Fe XXV-XXVI
C, N,O, Ne, Mg,Si, Si Fe lines

ASTRO-H (SXS)

0.2

0.5
keV

1.0

高エネルギーガンマ線で見る極限宇宙2013 2013年9月4日

2.0

6.2

6.4

6.6

6.8

7keV
19

2. ASTRO-H Features --- High Resolution Spectroscopy --High Resolution Spectroscopy by a micro-calorimeter array<7 eV (FWHM) @ 6 keVRecovery of Astro-E2/Suzaku-XRS science
EWASS 2012 Roma July 3rd

From the SXS team20

11. ASTRO-H 搭載観測装置 - Core Technology X. 硬X線撮像検出器
高エネルギーのＸ線やガンマ線の撮像を可能にする も の と して 開 発 し た 、 テルル 化 カ ド ミ ウム

100Absorption Efficiency (%)

Absorption Efficiency (%)（CdTe)半導体素子を用いた日本独自の新型検出器。
40 keV
CdTe

8060Ge402000.1

Si0.20.51.02.080

CdTe

高効率60Ge

40205.0 10.0Thickness (mm)100 keV

100Si00.1

0.2

0.5

1.0

2.0

5.0 10.0

高エネルギー分解能
Thickness (mm)

34 mm x 34 mm
0.75 mm thick
250 μm strip pitch

高位置分解能（ピクセル／ストリップ化）

新開発のストリップ検出器

CdTe

260 eV @ 6 keVunderﬁll

ISAS/東大/早稲田/埼玉/
Stanford/
広島/CEA他

ASIC

50 micron

Takahashi et al. 2005

高エネルギーガンマ線で見る極限宇宙2013 2013年9月4日

21

6. Hard X-ray Imager (HXI)
CdTe double side strip (3.2cm x 3.2 cm)
3.2 cm

250 micron
pitch strips
for both side

Al-strip (+)(Schottky barrier)2 x 128 = 256 channels(<<128*128=16,384)

Al-electrode side (+HV)
Pt-electrode side (GND)

IEEE NSS-MIC 2011

-20degApplied bias: 250 V
ΔE: 1.7-1.9 keV at 60 keV (FWHM)
Low threshold: 5 keV

Watanabe et al., 201122

ASTRO-Hの搭載観測装置 : SXILarge FOV X-ray CCD (F.L. 5.6 m)
Energy Resolution ~150 eV

4CCD chips/62x62mm2/38arcmin2

Field of view : 38 arcmin @6 keVComa cluster (ROSTA, S.L. Snowden)
これまでのX線衛星の中で最大の視野を誇る。日本で開発したX線画像取得専用CCD。
宇宙での長期間動作に対応。
EWASS 2012 Roma July 3rd23

ASTRO-Hの搭載観測装置 : SGD
X. 軟ガンマ線検出器

Compton Kinematics

ASTRO-Hの為に発明された「狭視野Si/CdTe半導体コンプトンカメラ」を用いて軟ガンマ線領域での世界最高感度観測を実現するとと入射ガンマ線もに、コンプトン散乱を用いた偏光観測を行う。

コンプトン
散乱の運動学アクティブシから、開口角ールドで除去方向から入射されないしたガンマ線放射化ガンマを選択

5 cm

高エネルギーガンマ線で見る極限宇宙2013 2013年9月4日

線などを区別できる。

24

133Ba133BaSpectrum and Energy Dependence

350keV-365keV
350keV-365keV

22Na・102cm, 133Ba,137Cs
・Compton Imaging using the 356keV peak and 662keV peak
133Ba
CC EM1133Ba
133Ba
102 cm350keV-365keV
350keV-365keV

640keV-680keV
640keV-680keV
500keV-525keV
500keV-525keV
137Cs
137Cs
22Na
22Na

冷凍機

Angular Resolution
Simulation

133Ba
640keV-680keV
640keV-680keV

137Cs
22Na

137Cs
137Cs

Experimentenergy becomes higher, angular resolution becomes better(experimental results and simulation results are consistent)
137Cs

角度分解能

from Master Thesis by Ichinohe, 2013

5. ASTRO-H Features --- Wide Band Observation--•Pt/C depth-graded multilayer
Hard X-ray telescope + Imager

Vast Improvements of the sensitivity
in the energy window
from 10 keV to 600 keV•Si/CdTe Compton Camera(upto 0.6 MeV)

26

ASTRO-H衛星によるサイエンス

高エネルギーガンマ線で見る極限宇宙2013 2013年9月4日

27ASTRO-Hがもたらす科学成果

銀河団の観測低バックグランド広視野

銀河団ダイナミクス

X線CCD観測（乱流、衝突）
非熱的放射
外縁部の放射（構造形成の現場）
重元素分布／温度分布

SXI FOVTo the virial radius, and beyond
M.R. George et al. 20096?$1:!#<45"

「すざく」など従来衛星のCCD。乱流速度が区別できない1:!#%の乱流による線幅4A-).B
(モデル 400 km/s) と >;2
ASTRO-H の観測予測   
79=8;

&+.(0'/@3,.*
高エネルギーガンマ線で見る極限宇宙2013 2013年9月4日

28ASTRO-H Key Science - Cluster of Galaxies -obtain dynamical information about the ICM from line
shifts, widths. First ever probe of:•plasma viscosity•turbulent pressure support•merger dynamics•motions induced by AGN feedback

measure metal abundances➝ determine integrated chemical enrichment history;
constrain SN yields
29

Power of ASTRO-H : Cluster dynamics: Gas bulk motion•With high-resolution spectroscopy, the velocity of matter canbe derived from the energy shift and width of emission lines
A2256
A2256
Δv	  =	  1000	  km/s	  80	  ksec	  x	  2SXST.	  Tamura+	  2011
Suzaku1500	  km/s

XIS	  Chip

SXS spectra of a merging cluster A2256 assuming
1000 km/s difference in the line-of-sight velocity

Power of ASTRO-H : Cluster dynamics: Non-thermal emission

HXI

radio synchrotron emission(contours)

Non-thermal hard X-ray emission
from relativistic particles

A3667
z=0.05SXS

XMM (color)
Finoguenov+10

Line broadening due to turbulent gas
motionMarkevitch, Akamatsu, and the ASTRO-H Cluster STF

Power of ASTRO-H : Cluster dynamics
The Perseus Cluster, the brightest
extragalactic extended X-ray sky
in the sky, is a massive, relatively
relaxed system at a distance of68 Mpc (z = 0.0179)

Perseus cluster (r<2’, 100ks)
vapec 3T (0.6keV, 2.6keV, 6.1keV)
microCalorimeter
Spectrum

Wide bandSpectrum

ASTRO-Hがもたらす科学成果

巨大ブラックホールの観測• 透過力の高い硬X線放射 (10 キロ電子ボルト以上) の集光、撮像により、 個々の天体の微弱な放射を切り出すことが可能とする。

• 10-50 keVで「すざく」の硬X線検出器（HXD）の100倍もの感度向上。最高で80keVまでの撮像能力• これまでのX線衛星では不可能だった、厚い周辺物質によって隠された巨大ブラックホールからの放射を検出。その進化と銀河形成における役割を研究できるほどのサンプルを得る。
隠された超巨大ブラックホール

硬X線撮像システム
で発見、撮像• 明るい活動銀河核については、数100 keVま明るい暗いでの正確なスペクトルを取得
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33

Power of ASTRO-H --- Outflow---

GRO J1655-40 (Black Hole)The superior resolution of SXS in the Fe K band enables
the unambiguous detection of weak and narrow lines
from a wind.

ChandraASTRO-H (50ks)
Same Model Parameters with the Chandra result

Lines are saturated but
not black due toscattering, resolution.

Running out of S/N(Simulation by J. Miller)
2012/6/4-6 Energetic Astronomy

ASTRO-H SXS can handle 250 cts/s
34

SGD Performance - Magnetar 4U 0142+61
SGD will be able to measure
spectra up to 600 keV with higher
quality, and will constrain thenature of the hard component.

SGD simulation (100 ks)(Simulation by T. Enoto)
35

ASTRO-Hがもたらす科学成果

超新星残骸の観測
ASTRO-H 10-40 keV (100ks)

SN1006 2-10 keV (Suzaku)
最大エネルギー宇宙線の加速現場
Emaxにいたるまでのスペクトル

超新星残骸で、最大エネルギー宇宙線の加速現場の撮像観測を行い、熱的放射と非熱的放射を同時観測することで 高エネルギー粒子(宇宙線)がエネルギーを獲得する現場の物理状態を解明する。

SN1006by ASTRO-H

RXJ1713
Suzaku at 40 keV

ASTRO-H at 40 keV-39d30m-40d00m17h16m17h14m17h12m

by A.Bamba
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36

Power of ASTRO-H : SNRLine shift (Vs) and broadening (Tion) clearly seen

SN1006

Simulation by S. Katsuda

ASTRO-H SXS spectra
SXS

Center: 200ks

NW: 100ks

Vs = 2900km/s

SXS(Ghavamian et al. 2002; Long et al.
1988; Winkler et al. 2003)

Vs = 5000km/s(cf: Katsuda et al. 2009)

Close-up of O HeαClose-up of O HeαSimulation for TO = 780 keV

Simulation for TO = 260 keVExpansion is measured withChandra

Center (ACIS)NW (ACIS)

Dotted lines are for TO = Te (1.4 and 1.7 keV).

Power of ASTRO-H --- Polarization by SGD ---Crab Pulsar & Nebulasimulation Assumption for simulation
Polarization fraction = 50%
100 ks, 180-330 keVPolarization angle = 0˚

Fit values of the simulation data
Polarization fraction = 48 ± 3% (stat.)Polarization angle = 2.7˚ ± 1.6˚ (stat.)

The SGD will be able to measure polarization of Crab in an energy
range between 50 keV and 500 keV with high precision!

H. Odaka 2013

Power of ASTRO-H --- Polarization by SGD ---Microquasar: Cygnus X-1

100 ks, 60-100 keV

simulation

modulation: 10.58 ± 0.60%
angle error: ±1.6˚

100 ks, 330-600 keV

simulation

modulation: 14.4 ± 4.0%
angle error: ±8.2˚

Background level

higher energies => to confirm the INTEGRAL results about the jet radiation
lower energies => precise measurement of coronal emission & disk reflection

H. Odaka 2013

Power of ASTRO-H : CXB
Imaging with hard X-ray optics will enable us to observe at x100 times
higher sensitivity than Suzaku. 30-50% of the cosmic X-ray backgroundwill be resolved into hidden super-massive black holes.
NuSTAR already starts showing theimportance of the hard X-ray
observation

30-50% of Hard XRB
will be resolved
Ueda+ 03

NeXT
limit
NuS
TAR/~40-50% XRB

ASTRO-H
SWIFT

41

Non-themal X-ray Astronomy
Study of Cosmic Accelerators
Hillas PlotPulsar wind nebula
Supernova Remnant
Microquasar
AGN jetCluster of Galaxies(and probably more)

B

Important ingredientsmagnetic field, velocities& size/age

R“gyro-factor”

42

X-ray Observation issensitive to the existence of the distribution of high• Veryenergy electrons (particle accelerators)
ASCAChandra

Cooling time of X-ray emitting electrons
is much shorter than radio ones

Relativistic Outflows

TIPP09, March 12, 2009

(propagation, acceleration, particle content, emitted radiation)
Gamma Ray
BurstsPulsars
magnetosphere

Most luminous explosions
in the Universe andassociated with the birthof Black Holes

Rotation powered pulsars
Accreting X-ray pulsars (cyclotronlines)

Supermassive Black holes in active
galactic nuclei (jets)

Uchiyama, Y. et al. 2006, ApJ v.648, 910

quasarE. do Couto e Silva SLAC/KIPAC

RadioOpticalIR+GeV
TeV+

Need Multi Wave Length<Wide Coverage>

ASTRO-H 開発チーム (国際協力)

45

ASTRO-H衛星の開発体制

高エネルギーガンマ線で見る極限宇宙2013 2013年9月4日

46

ASTRO-H の観測公募(予定)

Observatory
Sci. WG

3

Sci. WG

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Observatory
Key Project?

GO9GO

21 month

Data policy among J/Europe/US in the GO time, would be similar to the Suzaku case. But
we are planning to introduce key-project type and/or early-data-released typeobservations from early phase of the mission.