豪州気球実験SMILE-2+における銀河中心領域の観測吉川慶 (京都大学)
谷森達, 高田淳史, 水村好貴, 竹村泰斗, 中村優太,阿部光, 古村翔太郎, 岸本哲朗, 谷口幹幸, 小野坂健,斎藤要, 水本哲矢, 園田真也, 窪秀利, 黒澤俊介A,
身内賢太朗B, 澤野達哉C, 濱口健二D 小財正義E, 荘司泰弘F
京大理 A東北大NICHe B神大理 C金沢大
Dメリーランド大 EISAS/JAXA F阪大工

写真 : 放球直前 @ オーストラリア, アリススプリングス, 2018/4/7

目次
低エネルギー事象の話をします。

⚫ 銀河系内拡散ガンマ線⚫ 電子飛跡検出型コンプトンカメラ ETCC
⚫ SMILE-2+実験 これまでのまとめ⚫ 検出器シミュレーションと応答関数⚫ 応答関数の引き戻し- 地上実験

¹³⁷Cs- フライトデータ

系内拡散ガンマ線⚫ まとめ
第2回MeVガンマ線天文研究会, 東京, 2019/9/26

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銀河系内拡散ガンマ線• COMPTEL、INTEGRAL等が観測

Strong, et al., 2011

• GeV付近はπ0放射で観測を説明。
• MeV付近は、~1桁観測が高い。

SPI line
COMPTEL

未分解の天体由来 ?

Fermi LAT

軽いダークマター由来 ?
MeV付近を議論できない原因• 信号雑音比が100倍以上• 明るい天体による漏れ込みを制限できていない

次世代MeVガンマ線望遠鏡への要請

SPI continuum

数百keV ～ 100 MeVの広帯域
全天探査の為の広い視野
高S/Nのために強力な雑音除去能力, 高角度分解能
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電子飛跡検出型コンプトンカメラ ETCC
⚫ ガス飛跡検出器(TPC + GEM + μPIC)
反跳電子の飛跡とエネルギー⚫ 位置有感シンチレーション検出器(GSO + PMT)
散乱ガンマ線の吸収点とエネルギー

検出事象ごとにコンプトン散乱における全物理量を取得⚫ 到来方向を一意に決定⚫ 天空上の像の拡がり関数PSFを厳密定義⚫ 大きな視野 ~3 str⚫ α角によるコンプトン散乱運動学テストとエネルギー損失率による粒子識別で冗長な雑音除去能力
SMILE-2+ ETCC
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SMILE-2+ これまでのまとめ• 目的

明るい天体の観測による撮像分光能力の実証• 2018/4/7-8 オーストラリア• 水平飛翔• かに星雲26時間

高度 ~39 km~6時間• 銀河中心領域 ~8時間

銀河座標マップ
preliminary

preliminary

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銀河中心領域
銀河面領域

counts/sec/keV

counts/sec/keV
511 keV

511 keV6SMILE-2+ これまでのまとめ• 目的

明るい天体の観測による撮像分光能力の実証• 2018/4/7-8 オーストラリア• 水平飛翔• かに星雲26時間

高度 ~39 km~6時間• 銀河中心領域 ~8時間

銀河座標マップ
preliminary

preliminary

これまでは検出事象数による初期解析。
初期解析 :
5.5σ @ 460 – 560 keV
10.0σ @ 100 – 3000 keV

初期解析の結果は予定通り。
今回は光子数による詳細解析の話をします。

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7検出器シミュレーション••

Geant4 4.10.04.p02
ele-mag G4EmLivermorePhysics
地上実験モデルフライトモデル

1.2m[kg]
全体
与圧容器
システム部

実測 シミュレーション
511.0 514.6
地上実験・フライトモデルそれぞれジオメトリを作成。
95.9
90.8
132.2 138.9
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8エミュレータの構築 シンチレーション検出器
8x8ピクセルを抵抗でつなぎ4端読み出し重心演算で位置取得
シミュレーション

実測論理• Geant4→エネルギー・位置を取得• 周囲のピクセルへのリーク(~40%)計算• 1ピクセルエネルギー分解能でぼかす。
(~11%@662keV)• 抵抗比で分割・4端で値を取得• 値をゲインでスケール• データフォーマット化

counts/sec

80¹³⁷Cs 地上実験
実測
シミュレーション

分解能12.1%
分解能12.4%600keV

4000300

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9Ar CF4 isoC4H10 2気圧

a.u.(counts)

10μs = 1024 clock

エミュレータの構築 ガス飛跡検出器
実測

シミュレーション

30 cm = 384 strips↓43keV Gd Kα

0.4

分解能
実測30.5%0.2

シミュレーション28.1%
50

100 keV

飛程 cm

10.1

250

a.u.(counts)

論理0• Geant4→エネルギー・位置を取得
0• トリガータイミング揺らぎ10nsでぼかす• W値27.2keV
40• ファノファクター 0.2• 電子数をポアソン分布で振る。
20• ドリフト時間に合わせて、位置を拡散• GEM、uPICポリア分布で増幅• 回路応答を適用
0• データフォーマット化
0137Csスペクトル500 keV 0

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10.1250500 keV
10エミュレータの構築 ETCC
10−6 counts/keV/photons
6
実測 ¹³⁷Cs

a.u. シミュレーション

検出器のみ

4200300

600keV

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11エミュレータの構築 ETCC
10−6 counts/keV/photon
6
実測 ¹³⁷Cs

a.u. シミュレーション

検出器のみ
高い天井・床・壁あり

シミュレーション
4

低い天井・床・壁あり

20イメージ
実測0300600keV

散乱成分には近い物、重たい物、天井の影響力大シミュレーション

有効面積 662keV
実測 点源 ¹³⁷Csシミュレーション 点源

0.221 ± 0.004 cm²
地上実験モデル 0.244 ± 0.003 cm²

シミュレーション 平行光 地上実験モデル 0.224 ± 0.007 cm²
シミュレーション 平行光 フライトモデル 0.221 ± 0.005 cm²60条件で測定。体系的にエミュレータと比較中。
おおむね実測を再現するエミュレータが完成した。応答関数を作成可能に
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地上実験での¹³⁷Csの強度算出•

線源位置は既知。エネルギーEごとの強度[photons/sec]を求める。

•フォワードフォールディング(350, 450, 550, 650, 750 keV lineモデル)•

観測量(E’)[counts/sec] = Σ efficiency(E, E’) x 線源強度(E)[photons/sec]
efficiency counts/sec
10−6
〇実験値

900

観測E’ [keV]

一求めた値

600

0.3 一求めた値

106・実際の値

10−70.230000photons/sec

105

10−8 0.130060000900
線源E [keV]

104300600900
観測E’ [keV]

0300

600900線源E [keV]

求めた線源強度と、実際の線源強度が誤差~10%で一致。
650 keV以外の成分が数%ずつある理由：①Geant4ジオメトリにはない物からの散乱成分。

②シミュレーションのずれ

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銀河中心領域での強度算出
Strong, et al., 2011
SPI line

SPI
continuum↓511 keV

SMILE-2+
COMPTEL

preliminary

preliminary
他の観測と近しい値を算出。解析や、特に誤差の評価はこれから詰めていく。
この結果から分かること:① SMILE-2+の解析の先に、軽いダークマターの制限など、さまざまな物理がある。
② この延長線上の将来の衛星観測で、sub-mCrabの感度が実現できる。
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まとめ
• SMILE-2+の目的は天体観測によるイメージングの実証• 2018年4月にオーストラリアで気球実験を実施。
• 1日のフライトで銀河中心領域を8時間、かに星雲を6時間の観測に成功した。
• 今回、検出器を再現するエミュレータを作成し、実測と比較した。
• 実験環境も合わせこまないと、正確なエミュレータは作成できない。
• レスポンスを作成し、地上実験での¹³⁷Csの強度を算出し、誤差~10%• 銀河中心領域からのスペクトルを算出。これまでの観測と近しい値。
• 今後、検出器のシミュレーションの改善・バックグラウンド事象の評価、レスポンス引き戻し法の確立し、系内・系外・大気拡散ガンマ線の算出、銀河座標マップを作成する。
• この延長線上の将来の衛星観測で、sub-mCrabの感度が実現できる。
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シンチレーション検出器のスペクトル比較
実測
シミュレーション

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