PoGO+とXL-Caliburによる硬X線偏光観測高橋弘充（広島大学）

PoGO+: PI: Mark Pearce (スウェーデン王立工科大学）
X(L)-Calibur: PI: Henric Krawczynski (ワシントン大学)

1

Ｘ線・ガンマ線 偏光観測
- 偏光測定（イメージ、タイミング、スペクトルとは異なる情報）=> パルサーやブラックホール、活動銀河核、ガンマ線バーストなどにおける高エネルギー現象の研究で重要- しかしながら、X線・ガンマ線の偏光が検出された天体は、ガンマ線バースト、かに星雲（2.6/5.2 keV と 200 keV 以上）と Cyg X-1 (600 keV 以上)のみ- 他のエネルギー帯域、他の天体の偏光観測が必要不可欠
PoGO+, X-Calibur, 「ひとみ」SGD, AstroSat, IXPE, XPP…

(c) astro.psu.edu

Hard X-ray(>20 keV)~40 kmWeight (wo ballast) : ~2000 kg2

高エネルギー偏光観測の歴史と今後
1970年代
Ｘ線

硬Ｘ線

ガンマ線

現在

2000

OSO-8

IXPE(2021 -)PoGO+ (2013, 2016)

X(L)-Calibur(2018, 2021, 2022, …)

日本＋スウェーデン

元々アメリカのみ日本＋スウェーデンも参加

XPP
計画

ひとみSGD (2015)
INTEGRAL (2003 -)AstroSat (2015 -)偏光結果を報告しているが、偏光観測に特化しておらず系統誤差が大きい

ガンマ線バースト観測用の小型検出器（GAP, POLAR）は除く
3

PoGO+偏光計（コリメータ型）

20-180 keV- PoGOLite ではコンプトン散乱を検出し、その散乱角の異方性から偏光を検出
主検出部：プラスチック x 61ユニット、周囲にBGOシールド:30ユニット
熱中性子シンチレータ：2ユニット- 検出器自身の系統誤差、大気中性子フラックスの異方性をキャンセルするため、観測中は検出器が6分で1回転する。
Top view

Gamma-ray
Polyethylene
1m

PMT

Passive shield(Pb, Sn, Cu)
Fast plastic
scintillator

垂直方向に散乱されやすいBGO

偏光方位角と直交方向に多くのイベントが検出される

4

PoGO+偏光計（コリメータ型）

20-180 keV- PoGOLite ではコンプトン散乱を検出し、その散乱角の異方性から偏光を検出
主検出部：プラスチック x 61ユニット、周囲にBGOシールド:30ユニット
熱中性子シンチレータ：2ユニット
かに星雲、Cyg X-1を観測済み- 検出器自身の系統誤差、大気中性子フラックスの異方性をキャンセルするため、（パルサー星雲、ブラックホール連星）観測中は検出器が6分で1回転する。
Top view
1 Crabより暗い天体の観測は難しい
これ以上の感度向上は難しい
 PoGO+の次のフライト計画は未定
Polyethylene

Gamma-ray

1m

PMT

Passive shield(Pb, Sn, Cu)
Fast plastic
scintillator

垂直方向に散乱されやすい

BGO

偏光方位角と直交方向に多くのイベントが検出される

5PoGO+全体像（2016年フライト）~2トン~4m

6

PoGO+全体像（2016年フライト）~2トン~4m

2016年
・国際情勢により、ロシア上空は飛行できなかったため、カナダまで最高高度は約40 km
・7日間で北極圏を1/3周回（時速30km）
・観測天体

かに星雲：7回、Cyg x-1：6回
72016年フライトの軌跡（7日間）

2016年
・国際情勢により、ロシア上空は飛行できなかったため、カナダまで・7日間で北極圏を1/3周回（時速30km）
・観測天体

かに星雲：7回、Cyg x-1：6回

8

ゴンドラからの撮影
SSC:スウェーデン宇宙公社

9

X-Calibur偏光計（集光型）

20-80 keV

- X-Calibur でもコンプトン散乱を検出し、その散乱角の異方性から偏光を検出
硬Ｘ線望遠鏡により集光 => 検出器はコンパクト・バックグラウンド低減
主検出部：Beで散乱、CZT x 256ピクセル x 4面、周囲にCsIシールド
最下面に CZT x 64ピクセルで（簡易）イメージング- 検出器自身の系統誤差をキャンセルするため、検出器が20秒で1回転する。
焦点距離8-12 m

検出器の断面~3cm

2018年：InFOCuS望遠鏡（NASA+日本）
2021年以降：FFAST望遠鏡（日本）10X-Calibur偏光計（集光型）

20-80 keV

- X-Calibur でもコンプトン散乱を検出し、その散乱角の異方性から偏光を検出
硬Ｘ線望遠鏡により集光 => 検出器はコンパクト・バックグラウンド低減
主検出部：Beで散乱、CZT
x 256ピクセル x 4面、周囲にCsIシールド
数100 mCrabの天体からも偏光検出
最下面に CZT x 64ピクセルで（簡易）イメージング- 検出器自身の系統誤差をキャンセルするため、検出器が20秒で1回転する。
焦点距離8-12 m

検出器の断面~3cm

2018年：InFOCuS望遠鏡（NASA+日本）
2021年以降：FFAST望遠鏡（日本）112018年X-Calibur 全体像（~2トン）

12

X-Calibur放球@南極（2018/12/30）

YouTube： X-Calibur Launch13

2018年X-Caliburフライト履歴
放球：12/30 9:15AM (LT)
高度：40 kmに到達
観測天体：質量降着型パルサー
GX 301-2, Vela X-1（南天）＃GX 301-2 は 600 mCrab
姿勢制御： 1秒角以下の高精度
着陸：1/2 11:40AM (LT)＃He漏れのため

 データ解析（論文投稿中）
次回フライトを目指す
14

X-Calibur着陸後

Scott Battaion / CSBF

今回：偏光計のみ回収 => 次回フライトへ利用
来年：その他（望遠鏡、トラス）を回収 => 次回フライトはFFAST望遠鏡15

PoGO+とX-Caliburの観測結果
・Crab （かに星雲＋かにパルサー）・Cyg X-1 （ブラックホール連星）
・GX 301-2 （質量降着型パルサー）(c) astro.psu.edu(c) ESAM. Chauvin et al. 2017

2-hit rate (Hz)Crab観測（ライトカーブ）8.5On-source

8Off-source

7.5

7

6.5

天体信号
（この差）

65.5

5
07/12

07/13

07/14

07/15

07/16

07/17

07/18

07/19
Date

2-hitイベント（偏光解析に利用）のライトカーブ@20-160 keV・赤：Crab指向中 （92 ks）
・黒：左右5°ずらしたバックグランド観測#15分おきに、天体バックグランド観測を行き来している
17

M. Chauvin et al. 2017

Crab観測（モジュレーションカーブ）
偏光があると⇒コンプトン散乱すると散乱角に異方性が出る（180°成分）
Crab指向中バックグランド左右5°ずれ正味の天体信号（＝左上ー左下）・バックグランドが平坦ではない
360°成分が卓越⇐検出器に下方から中性子バックグランド・正味の天体信号：180°成分（偏光信号）のみで再現される（バックグランドを精度良く差し引けている）
18

M. Chauvin et al. 2017

Crab観測（偏光度、偏光方位角）
偏光度X線イメージ(c) astro.psu.edu

偏光方位角・偏光度 20.9±5.0%・偏光方位角 131.3±6.8°⇒パルサー回転軸（ジェット方向）と一致⇒TeV電子がトーラス方向にそろった磁場によりシンクロトロン放射して硬X線・パルス位相に応じた変化：統計不足
19多波長との比較
偏光度

偏光度

偏光方位角

偏光方位角

可視
パルサーのみ20

多波長との比較
偏光度

偏光度

偏光方位角

偏光方位角

可視
パルサーのみX線～硬X線

X線(OSO-8@2.6, 5.2 keV)とほぼ同じ
21=> どうしてこんなに一致？？？

「ひとみ」軟ガンマ線検出器でも検出
Hitomi collaboration+18

Crab: 8.6 ksの観測 (60-160 keV)
S/N比が良いので短時間で偏光検出ができた

22

AstroSat衛星の報告
Vadawale et al. 2017

Off-pulseの位相で、偏光度が変化？？？
23

PoGO+とAstroSatの観測状況優れている点24

AstroSat衛星（100-380 keV）の報告
Vadawale et al. 2017

Off-pulseの位相で、偏光度が変化？？？

25

偏光度：最大と最小の比較
Vadawale et al. 2017

最大最小

偏光度：最大と最小の比較（モジュレーションカーブ）

最大

最低

ほぼ一致
1σで一致

M. Chauvin et al. 2018

PoGO+とAstroSatデータの同時解析

PoGO+のデータは、AstroSatの傾向とは一致しない（Off-pulseでの偏光の変動は有意ではない）=> AstroSatは衛星なので、さらにデータを蓄積して検証中

28

以下、個人的な考察
是非コメントをお願いします

シンプルなモデルのみ
エネルギー依存性を考慮した計算はない
 観測結果と比較できる理論計算をぜひ進めていただきたい多波長との比較
偏光度

偏光度

偏光方位角

偏光方位角

可視
パルサーのみX線～硬X線

X線(OSO-8@2.6, 5.2 keV)とほぼ同じ
30=> どうしてこんなに一致？？？

かに星雲のジオメトリ (assuming 2 kpc)
X線イメージ(Chandra)

View along the equatorial plane

Pulsar~1 c

Termination
shock~0.5 c~15”~0.45e18cm

Weisskopf+2000

Torus

Outer edge~50”~1.5e18cm

1.05e18cm=> With 0.5 c,
it takes 2.2 years to travel.

- 終端衝撃波で e-/e+ はPeVまで加速され、その後はシンクロトロン冷却- 高エネルギー粒子ほど、早くへたる- 高エネルギー放射ほど、よりパルサー近傍の磁場構造を反映
 OSO-8（X線）とPoGO+（硬X線）の結果を比較していく
31シンクロトロン冷却による寿命（寺澤先生講義）
硬X線以上の高解像度な撮像はないので=> 放射領域を推定
高エネルギー粒子ほど早くエネルギーを失う（寿命短い）

Crabの仮定- magnetic strength B~300 uG- travel speed of 0.5 c (wisp obs.)
Synchrotron X-rayenergy (keV): eParticle energy(TeV): E

Life time(year)

Travel distance(1018 cm)

Can reach torus(>2.2 years)?

2.6 (OSO-8)

1112

5.7

Yes

50 (PoGO+ median)

50

2.8

1.3

Just

20 (lower limit)

32

4.4

2.1

Yes

160 (upper limit)

90

1.5

0.7

No

Particles emitting X-ray (OSO-8)：十分にトーラスを満たしているはず(X線イメージでも、当然トーラスまで明るい）
Those of hard X-ray (PoGO+)： トーラスにギリギリ届くくらいのはず

32

偏光結果から分かったこと偏光（＝磁場）情報が、硬X線とX線でほぼ一致していた
X線を放射する粒子：寿命~12年=> トーラスを満たしている
巻き上げられ乱れた構造
硬X線
：
~3年
=> 赤道面にしか存在しないより中心に近く整った構造

X線イメージ(c) astro.psu.edu

トーラス（ドーナツ型）パルサー

粒子加速の現場
赤道面

中心
粒子はほぼ光速で移動

外側
33

偏光結果から分かったこと
偏光（＝磁場）情報が、硬X線とX線でほぼ一致していた
X線を放射する粒子：寿命~12年=> トーラスを満たしている
巻き上げられ乱れた構造
硬X線
：
~3年
=> 赤道面にしか存在しないより中心に近く整った構造

X線イメージ(c) astro.psu.edu

トーラス（ドーナツ型）パルサー

中心

粒子加速の現場
赤道面

磁場の乱れ具合
X線イメージから
柴田先生他 2003

外側34

偏光結果から分かったこと
偏光（＝磁場）情報が、硬X線とX線でほぼ一致していた
X線を放射する粒子：寿命~12年=> トーラスを満たしている巻き上げられ乱れた構造
硬X線
：
~3年
=> 赤道面にしか存在しないより中心に近く整った構造

X線イメージ(c) astro.psu.edu

トーラス（ドーナツ型）パルサー

中心

粒子加速の現場
赤道面外側
35

偏光結果から分かったこと
偏光（＝磁場）情報が、硬X線とX線でほぼ一致していた
X線を放射する粒子：寿命~12年=> トーラスを満たしている
巻き上げられ乱れた構造
硬X線
：
~3年
=> 赤道面にしか存在しないより中心に近く整った構造

X線イメージ(c) astro.psu.edu
パルサー風星雲の磁場構造は・トーラスでも案外崩れない？ 理論研究と比較していきたい
トーラス・赤道面でも案外乱れている？ （ので、コメントお願いします）（ドーナツ型）パルサー

中心

粒子加速の現場
赤道面外側
36

(1): ブラックホール連星 low/hard 状態のコロナ形状

37

コロナモデルの2モデル@Hard状態a)広がったコロナb)ランプポスト型コロナMiniutti & Fabian (2004)

Frontera et al. (2003)
コロナ

降着円盤~Rg

ブラックホール(c) ESA38

コロナモデルの2モデル@Hard状態a)広がったコロナb)ランプポスト型コロナ
Miniutti & Fabian (2004)

Frontera et al. (2003)
コロナ

降着円盤~Rg

ブラックホール(c) ESA39

コロナモデルの2モデル@Hard状態a)広がったコロナb)ランプポスト型コロナ

(無偏光)

(無偏光)
偏光

偏光

コロナが硬X線を放射
赤： 1次直接観測される（ほぼ無偏光）
青： 2次反射・散乱された放射 => 偏光する

PoGO+
帯域

PoGO+
帯域
40

コロナモデルの2モデル@Hard状態a)広がったコロナb)ランプポスト型コロナ

(無偏光)

(無偏光)
偏光偏光
PoGO+観測- 偏光度: ???%
- 偏光角: 円盤表面に垂直？それともズレている？
コロナが硬X線を放射
赤： 1次直接観測される（ほぼ無偏光）
青： 2次反射・散乱された放射 => 偏光する

相対論的な効果：弱い 反射成分が少ない PoGO+
帯域
 偏光度： a few %偏光角： 円盤表面に垂直(Schnittman & Krolik 2010)

相対論的な効果：強い 反射成分が多い PoGO+
帯域
 偏光度： ~15%偏光角： 円盤表面とはズレる(Dovciak et al. 2011)41

PoGO+観測結果（Cyg X-1）
観測されたモジュレーションカーブは平坦に近い 偏光度： <8.6% (90%上限)
偏光角：円盤表面に垂直方向を好む
Hard X-ray (19-181 keV)

Crab（Cyg X-1と同定のフラックス、同じ2016年フライト）：偏光を有意に検出
偏光度：21% (>4σ)

42

コロナモデルの2モデル@Hard状態a)広がったコロナb)ランプポスト型コロナ

(無偏光)

(無偏光)
偏光偏光
単純な「ランプポスト型コロナ」モデルはPoGO+の観測結果とは不一致
コロナが硬X線を放射
赤： 1次直接観測される（ほぼ無偏光）
青： 2次反射・散乱された放射 => 偏光する

相対論的な効果：弱い 反射成分が少ない PoGO+
帯域
 偏光度： a few %偏光角： 円盤表面に垂直(Schnittman & Krolik 2010)

相対論的な効果：強い 反射成分が多い PoGO+
帯域
 偏光度： ~15%偏光角： 円盤表面とはズレる(Dovciak et al. 2011)43

コロナモデルの2モデル@Hard状態a)広がったコロナb)ランプポスト型コロナ

(無偏光)

(無偏光)
偏光偏光
単純な「ランプポスト型コロナ」モデルは
PoGO+の観測結果とは不一致
コロナが硬X線を放射
赤： 1次直接観測される（ほぼ無偏光）
青： 2次反射・散乱された放射 => 偏光する

相対論的な効果：弱い相対論的な効果：強い
PoGO+
コロナのサイズや円盤の内縁半径 反射成分が少ない 反射成分が多い PoGO+帯域
帯域
 偏光度： a few<=% より詳細な数値計算が必要
 偏光度： ~15%偏光角： 円盤表面に垂直
偏光角： 円盤表面とはズレる(Schnittman & Krolik 2010)(Dovciak et al. 2011)44

(2): ジェット（シンクロトロン）放射の寄与(Chauvin et al. 2018)45

MeVジェット（シンクロトロン）放射？
@hard状態 of Cygnus X-1
MeV放射の偏光度: >75% with INTEGRAL衛星 (検出器較正？)(Laurent et al. 2011,Jourdain et al. 2012))

MeV放射
非熱的なコロナ放射(ジェットは弱い）？
=> 磁場強度は平衡程度

ジェット放射？
=> 磁場強度が平衡を大きく上回る(Zdziarski et al. 2014)46

MeVジェット（シンクロトロン）放射？
@hard状態 of Cygnus X-1
MeV放射の偏光度: >75% with INTEGRAL衛星 (検出器較正？)(Laurent et al. 2011,Jourdain et al. 2012))

MeV放射
非熱的なコロナ放射(ジェットは弱い）？
=> 磁場強度は平衡程度

ジェット放射？
ジェット放射：~1%=> 磁場強度が平衡を@軟/硬X線
大きく上回る(Zdziarski et al. 2014)47

PoGO+観測の偏光の上限値から制限
MeV帯域で、ジェット放射が支配的なモデル=> 軟/硬X線では、ジェット放射は1%の寄与
PoGO+観測からの上限値@硬X線< 2%（ジェット放射のみ、INTEGRAL衛星と同じ偏光角を仮定）< 5~10% （コロナ放射の寄与も考慮した場合）
P.S. Stokes Q/U 平面上で考察
PoGO+よりも、2-3倍より高感度な観測が必要

X-Calibur気球実験
2018年12月、2021年…
硬X線望遠鏡により集光（20-80 keV）=> 質量降着型パルサー
活動銀河核（大質量ブラックホール）
PI: Henric Krawczynski (Washington U.)

WUSTL 48

質量降着型パルサーの放射モデル? ペンシル型 ?

? ファン型 ?

49

以下、個人的な考察
是非コメントをお願いします

シンプルなモデルのみ
ライトカーブの変化も再現できていない 観測結果と比較できる理論計算をぜひ進めていただきたいLa Barbera+2005
Postapastron

Folded Light Curve (BeppoSAX)
PreperiastronLargefraction

Periastron

SmallfractionIntermediateLa Barbera+2005

Folded Light Curve (BeppoSAX)
Preperiastron

PostapastronLargefraction

軌道周期によってパルス波形が変化する
パルスの振幅は、2つの間で異なる
Periastron

SmallfractionIntermediatePencil / Fan beam model (light curve/polarization)
More accretion
 Column height becomes higher
 More fan-beam situation.

Shock at column top
 High-temperature electron near top
 Thermalized / lower-energy electronfrom bottom
 Low-energy photon (several keV)
: pencil-beam emission.
 Higher-energy emission (>10 keV)by Compton up-scattering: Fan-beam emission.
(highest energy range: pencil beamfrom top surface?
Or such forward-scattering does notcontribute for high-energy photons?)

Pencil beam

Meszaros+1988
Polarization fraction (PF) is low,when flux is high.
 Difficult to detect.
set any constraints.

Pencil beam with 2 peaks & different amplitudes
Pencil beamLess solid angle=> Less flux

More solid angle=> More flux

Meszaros+1988

Fan beam

Polarization fraction (PF) is high,when flux is high.
 Can set some constraints.
With fan beam itself,
it is difficult to introduce
flux difference between 2 peaks.
Peaks appear whenmagnetic pole comes
Phase separation of 2 peaks:- Small gap:
magnetic pole goes the other side
only short- Large gap ~0.5 phase (GX 301-2 case):magnetic poles goes back/forth ~equally
this/the other side.

Only 1 peak:magnetic pole always exist only one side.

Fan beam

Fan beam with 2 peaks (same amplitude)

Less solid angle=> Less flux

1More solid angle=> More flux

2More solid angle=> More flux

Less solid angle=> Less flux
Fluxes at 1 and 2 are the same.
 To introduce any differencein the soft energy band,
we need to consider other effect(e.g., absorption by accretion stream
column is not straight and toward stream).

次回フライトXL-Calibur（2021,2022, 2024, …）(1) FFAST望遠鏡（すでに製作済み）を利用
ひとみHXT望遠鏡と同性能 => 天体信号を5倍以上増やせる(2) CZT半導体検出器
2018年2mm厚を0.8mm厚に薄くする => バックグラウンド 1/2.5低減
58
S/N比を10倍向上させ、スウェーデン/南極でのフライトを計画

XL-Caliburの準備状況
2018年着陸後

・偏光計：回収して動作チェック済み=> 次回フライトへ利用
その他（望遠鏡、トラス）は来年回収

・望遠鏡： 次回フライトはFFAST望遠鏡（日本担当）
Scott Battaion / CSBF

FFAST望遠鏡（「ひとみ」HXTと同等）
反射鏡
・すべての反射鏡 (213 x 3 x 2枚) はインストール済み

・NASAの提案が採択・日本側でも宇宙研の小規模プロジェクトに採択

アライメントバー・試作品(1/3)を置換するため、製作中・置換後にSPring-8の放射光で位置合わせ、較正実験（2020年）

 2021年夏スウェーデン
その後2022, 2024年に再フライト（IXPE衛星とも同時観測）59

まとめ
硬X線偏光観測は、大気球を利用して観測が実施されている。
・PoGO+は日瑞の国際協力で、2016年にかに星雲とCyg X-1の観測を行った。
・コリメータ型で、これ以上の感度向上は難しい。
・X(L)-Caliburは、日米欧の国際共同ミッションである。
・硬Ｘ線望遠鏡で集光することにより、コンパクトな偏光計で低バックグラウンドで高感度な観測を実現する。
・2018年12月の南極フライトでは、偏光観測にとっては新しい天体種族（質量降着型パルサー）を観測した。
・フライトが3日間だったため、観測結果は上限値。

・次回フライトは、2021, 2022, 2024年にスウェーデンと南極から計画しており、FFAST望遠鏡を利用、CZT検出器を薄くすることで、S/N比を10倍向上させる。
・高エネルギー放射の偏光モデルはシンプルなものしかない。
ぜひ理論研究も進めていただきたい。
60