高田 淳史 (京大理)~30 objects/10 years
V. Schönfelder+ (A&AS, 2000)

次世代MeVガンマ線望遠鏡への要請

GoodCGRO/COMPTEL

Sensitivity

1-30 MeV

MeV sky map

Bad

元素合成
SNR : 放射性同位体
銀河面 : 26Al・電子陽電子対消滅線
粒子加速ジェット (AGN) :シンクロトロン + 逆コンプトン
強い重力場Black hole : 降着円盤, π0Etc.
ガンマ線パルサー, 太陽フレア

erg / (cm2 sec)
EGRET

goal

Fermi

Air
Cherenkov

Astro-H

Obs. Time : 106 sec

Sub-GeVmap
GeV skysky
mapFermi/LAT>30-100
1 GeV MeV

>5000
~200 objects/8 years
G.
F. Principe+Acero+ (ApJS,(A&A, 2015)2018)• 数百keV ~ 100 MeVの広帯域• 全天探査の為の広い視野• 高S/Nの鮮明な画像

ガス飛跡検出器
コンプトン反跳電子の飛跡とエネルギー ピクセルシンチレータアレイ
コンプトン散乱ガンマ線の吸収点とエネルギー

ガス飛跡検出器φ

検出事象ごとにコンプトン散乱を完全に再現
GSOシンチレータ





~1 m

SMILE-2+ ETCC

到来方向とエネルギーを一意に特定
大きな視野 (~3 sr)
電子飛跡による鋭いPSF⇒ 範囲外の雑音をイメージングで除去
α角によるコンプトン散乱運動学テストとdE/dxによる粒子識別による雑音除去能力⇒ 重いVETO検出器が不要

SMILE
SMILE-I @ 三陸 (Sep. 1st 2006)
 宇宙拡散・大気ガンマ線の観測 (0.1 ~ 1MeV)
 dE/dXによるバックグラウンド除去の成功

SMILE-2: 地上試験のみ

A. Takada+. ApJ,2011

T. Tanimori+. ApJ,2015

SMILE-2+ 1-day flight @ Alice Springs (Apr. 7th 2018)

MeVガンマ線天文学におけるイメージングの確立
明るい天体(かに星雲と銀河中心)のイメージング
Requirement
Effective areaa few cm2radius(detect 5σ ) PSF (50% included) ~ 10 deg @ 662 keV

SMILE-3長時間気球を用いた科学観測

COMPTELの感度を上回る望遠鏡で数回放球人工衛星による全天観測~ sub-mCrab sensitivity

Alice Springs
Longreach

 気球
アリススプリング (2018年4月)
水平浮遊高度 : 38.9 km
ペイロード重量 : ~500 kg

 検出器

Geant4 シミュレーション ->GSO

 観測対象高度 [度] 電子陽電子対消滅線 @ 銀河中心領域
 かに星雲~5σの有意度で検出が期待される
90

銀河中心
太陽
かに星雲

60
300010Ar 2 atm30 cm

 有効面積 : ~2 cm2 @ 300 keV
 PSF : ~10°(half power radius)
 エネルギー帯域 : 0.3~1.5 MeV

203040Local Time @ Alice Springs (2018/4/1)

γ

SMILE-II ETCCee
GSO 13 mm

厚みを倍にGSO 13 mm
Ar 1気圧30 cm角⇒ 500 keVで40%は素通り
光電吸収は~25%⇒ 測定できる反跳電子はせいぜい150 keV以下~50 keVの電子が受ける
多重散乱は~100度

26Al

γ'

γ'

60Fe

30 cm

Ar 2気圧30 cm

容器内部に設置

Ar 1気圧SMILE-2+ ETCC

μ-PICGEM

GEM (LCP 100µm)
PEEK治具GSO (1放射長)

Al治具
GSO (2放射長)Geomagnetic sensor

piggy sensor

GPS antenna

GPS antenna

Crush pad

重量 kg

Ballastbox

気球 (B500A)

898.0

荷姿

87.7

観測器

839.0

ETCC

(179.0)システム+電池(132.2)与圧容器など(157.0)バラスト(328.0)

その他(42.8)

20180408/Per01_ETCC

SMILE-2+の水平浮遊中に取得した連続する28events

高エネルギー事象(for > 1 MeV)

低エネルギー事象(for < 1 MeV)

1. double scintillator hit

1. single scintillator hit

2. escaped electron

2. 有効体積内に散乱点がある

3. 飛跡-シンチ間の接続状況

3. fully contained electron

4. 有効体積内に散乱点がある

4. α角でのCompton散乱の保証

5. α角でのCompton散乱の保証

低エネルギー事象解析確認
Calibration at Kyoto, Japan26Al

60Fe

Calibration at Alice SpringsZ [cm]208Tlの2.6MeV事象候補

総エネルギー幾何情報：
運動情報：

E = 2350 keV
αgeo = 92.5°
αkin = 91.6°-30GSO-20

TPC有感領域-10μ-PIC
GEM

GSO

0

TPC容器

トリウム タングステン棒

α1798 keV

494 keVGSO-40-20-1001020 X [cm]

30 cm角のTPC• 150 keV以上の電子は止め切れない• >1 MeVのガンマ線の検出を制限
SMILE-2+ ETCC
• GSOシンチレータをTPC容器内部に設置• TPCからはみ出す電子もシンチレータで測定
高エネルギー電子
事象候補の取得に成功

高エネルギー事象解析の地上試験

トリウム入りタングステン棒
2615 keV

15 cm[count]

計数：1666 events
シミュレーション：
1438 events※不感領域でのロス・カット条件分を補正⇒ほぼコンシステントcontour:20 deg毎Na22線源 1275 keV

140 kBq @70 cm
1275 keV±10%50

緑線：1275 keV(真値)
黒:RAW
中心値：1304 keV
赤:SIG
ΔE/E=11.7%

青:BG

250Back Projection Image

緑線：2615 keV（真値）
中心値：2618 keV
黒:RAW
ΔE/E=8.8%

赤:SIG
青:BG

110-21010-3

系外拡散ガンマ線分布

1系内拡散ガンマ線分布

10-2

10-3

Alice Springで1日観測した場合のexposure

0102[events/day/sr]

Intensity [ph/s/cm2/sr]

大気ガンマ線分布

Intensity [ph/s/cm2/sr]

210-1

Intensity [ph/s/cm2/sr]

3Exposure [×104 s cm2]

電子陽電子対消滅線分布

10-310-410-410-5[events/day]

1日観測での検出事象数の期待値
12080ON領域

OFF領域

400

ON領域に5.5σの超過が期待される荒野空港

2018/4/7

早朝

放球直後

放球直後

高度~40 km
150 m

ゴンドラ
JAXA 梯氏提供

JAXA 梯氏提供

April 7 (local time)
2:47-3:09 システム電源ON
3:09
DAQ Start
6:24
放球
8:44
レベルフライト開始
April 8
10:45
DAQ OFF
10:45-10:53 システム電源OFF
11:07
気球切り離し11:40
着地
April 9
回収
July 19

回収

SMILE-2+
京都大学に帰還

エアーズロック

検出器ヒットレート Gaseous Detector
Pfotzer
Scintillator
maximum
ETCC
放球
レベルフライト

ETCC

地上~40 Hz

レベル ~500 Hz

日本に帰還

Azimuthal angle [deg.]

150100500-50-100
-150
03:00

09:00

15:00

21:00

03:00

09:00

Local Time (ACST)
予定通りの高度を26時間に渡って維持
一部センサに動作不良があったものの、姿勢・環境はモニタできた

検出レートの時間変化

ETCC 検出=ガス飛跡検出器とシンチレーション検出器の同時検出
実験前のETCC予測検出レート = 500 Hz

気球実験中、検出器は計画通りの検出レートで、安定に動作した。
天文学会秋季年会 2018/9/21 兵庫県立大学

21

level flight 時の低エネルギー事象解析
エネルギースペクトルlevel flight

preliminary[events]

4/7 8:45 - 4/8 4:05

105

livetime 5.8 x 10⁴ sec
Raw 1.7 x 10⁷ events

104
22.4%

2. 有効体積内に散乱点

10.3%

3. fully contained e-2.3%

4. Compton運動学

1.2%

103

102

511 keV

1. single scintillator hit

2桁のノイズ除去ができた。
SMILE-Iとコンシステント
Takada et al., ApJ (2011)10 0200400

天文学会秋季年会 2018/9/21 兵庫県立大学

600

800 1000
Energy [keV]
22Crab南中64

120[counts/sec/sr]

上昇中3時間分85

SMILE-2+実測
zenith angle = 0 - 20°

Lingモデルをスケール
energy = 300 keVzenith angle = 0°
Ling, JGR (1975)

Level flight

05:00

growth curve

GC南中

10Launch

events / live time [counts/sec]

Event rate of gamma-ray candidates
All events

35:00
25:00
15:00thTime on April 7 , 2018 (ACST)

0.5310100atmospheric depth [g/cm²]

Comparing with the spectra of ONregion and OFF-region, there is anexcess at ~500 keV with thesignificance of 3.5σ.
the excess includes the annihilation line(ortho- and para-positronium), galactic
diffuse gamma-rays, and so on.

Apr. 8th 4:00-6:30

Apr. 8th 4:00-6:30
Apr. 7th 11:00-13:00[events/sec/keV]

Detected objects by SPI/INTEGRAL (200-600 keV)
L. Bouchet+, ApJ, 2008●: pulsar■: AGN▲: LMXB△: HMXB

10-410-5

Differential

Apr. 7th 11:00-13:00
10-6100500

1000

Energy [keV]

There is a high probability that SMILE-2+ detected the emission from G.C. region.

[events/sec/keV][events/sec]30°< Zenith < 60° 10-4
北側の45°の領域

Level flight

10-5

ON領域

10-6100
OFF領域

elevation angle [deg.]

ON領域
OFF領域
差分
期待値

Cen A

G.C.

2hで2.9σの有意度

Crab
申請書の線

実際の観測はこの辺り

Local time on Apr. 7th, 2018

1000

Energy [keV][count/sec]

仰角[deg]高エネルギー事象解析
80
6040200
1086420

銀河中心
太陽

かに星雲

緑：ETCC視野内
灰：飛跡検出器で雑音発生

低エネルギー事象解析

上昇中

水平浮遊~高度40 km[count/sec]

高エネルギー事象解析(豪州中央時2018/4/7 0:00基準)

銀河中心が視野中心に近づく27
時から30時にかけて両方の解析手法でガンマ線事象数の増加が確認できた
地上より1桁雑音量が多い
気球高度条件下で十分な雑音除去が出来ているかは
今後、シミュレーションで検証する

検出感度を向上させて科学観測へ⇒ @ Alice Springs : e±の銀河面分布・Cen A・NGC4945他@ Fort Sumner : Cyg X-1 / Crabの偏光観測

有効面積を >5倍、角度分解能2~3倍改善していく為に…
シンチレータの改良
光読み出しをMPPCへ⇒ エネルギー分解能向上
角度分解能向上 CF ガス 3気圧
4 3軸 μ-PIC
 MPPC読み出し
11% with PMT
 容器軽量化
8% with MPPC

ガス飛跡検出器の改良⇒ 有効面積 3.5倍
⇒ SPD 3~4倍
⇒ ARM 1.2倍
⇒ 減衰量 ~20%低下

CF4 baseのガスで3気圧
ガス容積を(50 cm)3へ
ガス圧力容器の軽量化
3軸読み出しµ-PIC
PSF ~3倍全体システムの改良
ガス圧力容器を露出
構造体の見直し (軽量化)

今回からの修正点
姿勢センサの見直し

Tobs = 106 s∆E = ESMILE-2+[events]

有効面積：~3 cm2
PSF：
~10°
観測時間：
1 day

40

COBE DIRBE 1.25µm
Star tracer (K and M giants)

COBE DIRBE 240µm
Dust (T ~12K) tracer

120
80
40
1 pixel ~ l 4.8°×b 2.4°

Satellite

有効面積：~200 cm2
PSF：4.5°
観測時間：
1 year0[events]

有効面積：~10 cm2
PSF：
~7°
観測時間：
30 days

80

0864

COBE DIRBE 25µm
Dust (T ~120K)/AGB star tracer

COBE DIRBE 240µm
Dust (T ~12K) tracer20[a.u.]

SMILE-3120

0.8~1.2 MeV

PSF ~3°(ARM 2°SPD 10°)

M. Pohl (1998)に加筆

Seyfert (Inoue+, 13)

Ueda+, 03

Seyfert (Ueda+, 03)+ FSRQ (Ajello+, 09)

Ajello+, 09
Inoue+, 13110

背景放射の詳細なスペクトル + 非一様性
⇒ MeV領域の背景放射の起源を特定可能
5°以下のPSFがあれば非一様性が見える

100[a.u.]

•
•
•
•

AGB星
Wolf-Rayet星
主要なII型超新星爆発
生成源は？
新星のアウトフロー

SPI/INTEGRALCOMPTEL

S. Plüschke+, ESASP (2001)
J. Knödlseder+, A&A (1999)

L. Bouchet+, ApJ (2015)

26Al → 26Mg + γ (1.809 MeV)

lifetime 7×105 years

SMILE-satelliteによる観測事象数期待値マップ
COBE DIRBE 1.25µm
Star tracer (K and M giants)

有効面積 : ~200 cm2@ 1.8 MeV
PSF : ~2.3°E res. : 2.4%

COBE DIRBE 25µm
Dust (T~120K)/AGB Star tracer

COBE DIRBE 240µm
Dust (T ~12K) tracer

 ~2°のPSFが実現できれば26Alの分布について詳細な議論が可能に 60Feや電子陽電子対消滅線など他のラインガンマ線の分布も大幅な改善が期待できる

INTEGRAL(SN@3.5 Mpc)
847 keV1238
keV

40 Mpc（~5.4 SNe/yrs）でさえETCCならライン検出可！
Expected Event rate

SD

IBIS
50 days data set~4 σ SPI

E. Churazov+ (2014)ETCC衛星(SN@3.5 Mpc)
2598
keV
3253
keV

SD

1771
keV 2598
keV 3253
keV
511
keV
0.5847 1238
keV keV
1

Expected Event rate
(50-100 days since SN)

3

4

BG subtracted rate

6.5σ
~2 σ

847
keV

1238
keV 1771
keV
1038
2038
keV
keV

24.9σ



ETCCの広帯域化◦ シンチレータ：底面部分の厚みを倍にし、ガス容器内部に設置◦ ガス飛跡検出器：Ar 2気圧に◦ 高エネルギー事象の解析

SMILE-2+◦ 2018年4月7日に豪州Alice Springsから放球◦ 高度38.4 km以上での水平浮遊を26時間◦ 観測対象 銀河中心領域

 かに星雲想定：5σ (511±50 keVにおけるON-OFF)
観測：5σ (511±50 keVにおけるON-OFF)3.5σ (連続成分に対する511 keVの有意度)
10σ (連続成分、ON-OFF)
想定：5σ
観測：~3σ (若干高度が低い)

将来計画◦ SMILE-3
有効面積 ~10 cm2, 角度分解能 5~10度⇒ 系内拡散ガンマ線/511 keVの銀河面分布・Cen A・26Al…etc

Thank you for your attention!
http://www-cr.scphys.kyoto-u.ac.jp