次世代天文学

Ｘ線ガンマ線観測装置の将来計画
鶴 剛＠京大物理中澤知洋＠JAXA
独断と偏見はできるだけ取り除いたつもりです。
二十個以上のプロジェクトがありますので、駆け足になることをお許しください。

Ｘ線オーバービュー：2つの流れ
中大型の汎用に近い天文台• AstroE2 : 精密分光
• NeXT : 硬X線撮像分光• XEUS : 超大有効面積

サイエンスや機能を鋭く絞ったミッション•• Swift : GRB（2004/11打ち上げ）→中澤さん• MAXI : 全天監視• DIOS : 酸素輝線
• X-mas : 超高角度分解能• X-ray Polarization : Ｘ線偏光
注意：日本が関わっているものに限りました。

AstroE2• ロケットの故障で失敗したAstroE(2000/2)の性能向上品• 広帯域大有効面積によるＸ線分光(0.3-700keV)と高分解能Ｘ線分光（半値幅6eV @0.3-10keV）• 分散系ではないので、広がった天体にも有効• 高空間分解能のChandra、大有効面積&中程度の空間分解能のXMMと相補的• 日米協力
• 2005年上半期打ち上げ予定
詳しくはP34焦点距離4.5m

XRT=X線望遠鏡Astro-E2

XRS=マイクロカロリメータ
HXD=硬X線検出器
XIS=X線CCDカメラ

AstroE2
高分解能分光 (XRT+XRS)
Chandra LETG,HETG

XMM RGS

XMM RGS

Chandra LETG,HETG

CCD

2.9’
FOV

2keV以上で最高の分光能力最大の有効面積分散系ではないので、広がった天体も可能

 㕪K䝭䜨䝷䛴྘ᠺฦ䛾䛴ฦよ䛒ิ䜇䛬ྊ⬗䛱 Ὼᗐ1㻐3 keV䛴䜰䜽䛵㍜⥲䛴ᔋ 䜁䜂䛟䛿䛬䛴ඔ⣪㔖䛒Ửᏽྊ⬗䛱
CCD᳠ฝჹXIS

CCDの20倍の分解能
Tion=2keV

Z=0.03

XRS

䜵䝷䝃䜪䝯䜽ᗑ㖗ἑᅆ
100ksecAstroE2サイエンス• 特徴• 空間的に広がった放射の高分解能分光• 〜2keV以上での高分解能分光• 0.3-700keVの高分解能広帯域分光• 輝線検出による宇宙化学進化（銀河、銀河団）• ガスダイナミクス、マクロな運動、乱流（銀河団、SNR、銀河）• 非熱的プラズマの検出と宇宙線加速（SNR、銀河団）• プラズマ診断、光電離プラズマ、コンプトン散乱（激変星、コンパクト星降着円盤、AGN）• 輝線形状による重力場診断（ブラックホール）

NeXT• 2011年度打ち上げを目指すＸ線・ガンマ線衛星• ワイドバンドイメージング(0.1-80keV)• 高感度ソフトガンマ線観測(10keV-1MeV)• 超精密分光(<5eV @ 0.5-10keV)

詳しくはP30, P31, P32, P33

硬X線・軟X線・軟X線望遠鏡
大きな有効面積を実現する多重薄板高効率望遠鏡
硬X線望遠鏡：多層膜スーパーミラーにより前人未到の 80 keV まで伸びた反射率を実現( Pt /C d=25- 70Å、n=30- 100)硬X線望遠鏡( HXT)
台数
３台
口径５０cm
焦点距離 １２m

目標性能
250cm2@ 30keV

軟X線望遠鏡( SXT)
台数
１台
口径５０cm
焦点距離 ９m( 軟X線に最適化)
軟γ線検出器

桁違いの高感度で1MeVまでの軟γ線分光を実現する
狭視野コンプトン望遠鏡
Compt onカメラによるγ線到来方向の計測＋井戸型アクティブシールドによる狭視野↓
極限の低バックグランド・高感度

広帯域撮像検出器

検出器のハイブリッド化により初めて実現する
0. 5- 80keVまでの広帯域撮像分光( 透過型) CCD カメラ

軟X線撮像部( SXI )
硬X線撮像部( HXI )
CdTe ピクセル型検出器
軟X線分光器ΔE < 5 eVによる本格的なX線分光撮像観測を実現する
TESカロリメータアレイ

冷媒なし 軽量、長寿命
冷凍機 電力NeXT
5keV〜1MeVで最高感度2桁の向上

1桁A2256銀河団コントア: 熱的Ｘ線放射
イメージ: シンクロトロン電波

NeXTサイエンス
非熱的宇宙探査1000万光年

隠されたブラックホール探査
宇宙Ｘ線背景放射のスペクトル

可視光のイメージ
Roettgering et al ApJ 1994

鉄ラインドップラー
ガスダイナミックス

ASCAChandra
NeXT

熱的放射
非熱的放射

HXIによる硬X線
イメージの想像図

CXB本体のうち50%のみが8keV以下で分解。
残りの50％を担う強く吸収されたブラックホールが存在
0.1

110keV

100

110
MeV

XEUS

•
• Chandra並みの高角分解能(2")• ワイドバンド(0.05-30keV)• 超精密分光 (〜2eV)•• 宇宙で最初のブラックホール探査• 銀河団の誕生と成長• 構造進化、化学進化•• 2015年頃の打ち上げを目指す

巨大な有効面積(Zero: 6m2、Full:30m2)

XEUS
編隊飛行

0.1

0.01

0.001

S (m2 per mission)

XEUS
1

XEUSXEUS IIXMM, AstroE2,NeXTXEUS IXEUS II
NGC6240 = Starburst + AGN at High Redshiftz=4z=8• Simulated XEUS spectra of the composite starburst-AGN for

the final XEUS configuration. These show that with a deep field
exposure, the spectra of sources at z=8 could be obtained andtheir Fe-K lines detected.

MAXI• (国際宇宙ステーション搭載)全天X線監視装置• AGNの時間変動• Ｘ線新星の発見• GRBのAftergrow• Ｘ線トランジエントのアラート•• 国際宇宙ステーション
日本実験モジュール「きぼう」の暴露部• 90分毎の全天Ｘ線マッピング• 0.5-30keV• スリットコリメータ+PC & CCD• 2008年度打ち上げ予定

詳しくはP27MAXIMAXIRXTE ASM

1 orbit(30 sources)

1 day(100 sources)

1 week(1000 sources)

はじめて系外天体の時間変動

DIOS-- Diffuse Intergalactic Oxygen Surveyor --• ミッシングバリオンの検出と大構造の直接観測• 酸素の輝線による中高温銀河間物質(WHIM)の広域サーベイ• ISM, ICMのガスダイナミクスと化学進化• ガンマ線バースト残光による遠方宇宙のIGM探査•• 300-400kgの小型衛星• TESマイクロカロリメータ (〜2eV)• 4回反射Ｘ線望遠鏡 (0.1-1.5keV)• 2010頃までの打ち上げを目指す

詳しくはP26

DIOS
ダークマター

銀河 (~1万度)
酸素K輝線を高分解能Ｘ線分光
銀河起源および赤方偏移方向に分離

銀河間ガス

全バリオンの半分
105〜107K

銀河団ガス

DIOS
TES calorimeter

Altitude: ~ 550 km
Inclination: 30°
Period: 95 minX-ray telescope
Mechanical cooler

X-mas

口径(cm)

ces

1μ1mcesce1s

波長(cm)

X-mas• 従来のＸ線望遠鏡• 斜入射型 : 1sec程度• 回折限界には達していない• 波面モニターと可変形状鏡による補償光学系• 直入射型望遠鏡• 回折限界に到達 : 1mas
• VLBI並の分解能• 反射率70% 多層膜• 0.09keV (軟Ｘ線-EUV)• 高いエネルギーも検討中
詳しくはP28

天体の運動の速さ(km/sec)

X-mas
AGN JetXRB Jet
超新星残骸の膨張
1 mas/day星の固有運動1 mas/month

天体までの距離ジェットの根元とその運動
SNRの膨張Ｘ線連星恒星コロナの直接撮像
AGNYSO
日々の運動が見える

偏光X線衛星• 未開拓の軸（画像・分光・時間変動）• 1970年代の「かに星雲」以来• 宇宙における超高エネルギー粒子加速• 超新星残骸、銀河団の非熱的放射• AGN、GRBなどのジェット天体
21eV)の加速源と加速メカニズム
最高エネルギー宇宙線(10•• Strong-field QED (Vacuum Polarization)• 強磁場中性子星：パルサー(1013G)の熱的大気での偏光• 一般相対論的時空構造• ブラックホール近傍の強い重力の一般相対論的効果による•

偏光面の回転シュバルツおよびカーブラックホールの存在証明
その他
Ｘ線反射星雲
磁場の強い熱的プラズマでの共鳴散乱輝線•••

詳しくはP29,P35

CGPC

偏光X線衛星
GEM

18mm

μ-PIC

光電子の飛跡のトラッキング

トムソン散乱偏光計Kes75

A2256(中心1ʼ角）SN1006(10ʼ積分;多点観測）

MDP (Minimum Detactable
Polarization degree)

偏光X線衛星M=0.61h=0.4620-80keV
40ks

1HXT

400ks

BGD=1.0e-4 c/s/keV/cm2

4Ms

HEAO-1 A4(13-80keV)よりフラックス推定

BH,NS連星系の明るいものは40ks,暗いものでも400ksの観測で2%の偏光度を検出できる
AGNの明るいものは400ksの観測で数％の偏光が検出できる