X 線天文衛星「すざく」CCD カメラ XIS による超新星残骸 Sgr A East の観測とSpaced-row CI 機能の機上試験・較正

内山 秀樹
京都大学院 理学研究科 物理学第二教室 宇宙線研究室

2007 年 1 月 31 日

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概要
2005 年 7 月に打ち上げられた「すざく」は我が国の５番目の X 線天文衛星である。
「すざく」に搭載された X 線 CCD カメラ XIS は高いエネルギー分解能、硬 X 線に対する大有効面積、低バックグランドという特徴を持つ。本修士論文では XIS を用いた超新星残骸 Sgr A East の観測結果と XIS の Spaced-row Charge Injection 機能の機上試験・較正結
果を報告する。
2005 年９月、「すざく」は超新星残骸 Sgr A East を含む銀河中心領域を約 100ksec観測した。Sgr A East に対して大きなバックグラウンドとなる、銀河中心高温プラズマ、「すざく」の空間分解能より小さな点源は、他の衛星のデータも利用して、表面輝度の空間分布を調べた上で差し引いた。その結果、過去最高精度の X 線スペクトルを XIS により取得した。その特徴は S、Ar、Ca、Fe 元素の強い輝線の存在であり、特に S と Fe に関しては He-like Kα, Kβ 、H-like Kβ の輝線をそれぞれはっきりと検出することに成功した。
この S、Fe 輝線を用いてプラズマ診断を行った。S 輝線プラズマ診断から約 1keV の衝突
電離平衡プラズマ成分の存在を明らかにした。また、Fe 輝線プラズマ診断から Sgr A East
が多温度成分の高温プラズマを必要とすることが分かった。Sgr A East の 2-９ keV のス
ペクトルを説明するには 1.2keV と 6keV の衝突電離平衡プラズマ成分に加え、冪 0.87 のハードテイル成分が必要であった。このハードテイル成分の検出は「すざく」が初めてであり、その起源として、「すざく」の空間分解能では分解できない点源の集合、及び、Sgr
A East の非熱的構造の可能性を議論する。
XIS は 2005 年 8 月のファーストライト以来、順調に観測を続けていが、当初から予想されていた通り、軌道上での宇宙線損傷より電荷転送効率が減少し、エネルギー分解能の劣化が進んできている。そこで 2006 年 8 月より、エネルギー分解能を回復させるためにSpaced-row Charge Injection (SCI) 機能を用いている。SCI 機能とは天体観測中に CCD
撮像領域最上部に設けられたレジスターから一定間隔転送行毎に電荷を注入する機能である。電荷転送効率の低下の原因は、宇宙線により生じた CCD のシリコン結晶の格子欠
陥に転送中の電荷がトラップされるためである。SCI によりあらかじめ十分な電荷を流し「犠牲電荷」を人工的に注入しトラップを埋めてしまうことで、天体からの X 線によって生じた電荷を守り、電荷転送効率を回復することができる。
本修士論文では SCI 機能運用前に行った偽イベント、ホットピクセル、ゼロレベルの調
査結果について報告する。また、SCI ON 時には電荷転送非効率が OFF 時とは異なった現れ方をする。現時点での宇宙線損傷であれば、よほど高統計の観測でない限り、その効
果は統計誤差以下のものでしかない。しかし、今後、更に宇宙線損傷が進んだ場合を考え、SCI 時の電荷転送非効率の補正法を検討した。その概要とそれを 55 Fe 較正線源、及び、ペルセウス銀河団、GC South 領域といった広がった天体に適用した結果を報告する。

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目次
第 1 章 序論
1.1 我々の銀河中心 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
1.2 銀河中心超新星残骸 Sgr A East . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
1.2.1 電波による観測 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
1.2.2 X 線による観測 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
1.2.3 TeV ガンマ線による観測 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

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第2章
2.1
2.2
2.3

X 線天文衛星「すざく」
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概観 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
7
X 線望遠鏡 XRT (X-Ray Telescope) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 8
硬 X 線検出器 HXD (Hard X-ray Detector) . . . . . . . . . . . . . . . . . . 12
2.3.1 Well 検出器ユニット . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 12
2.3.2 Anti 検出器ユニット . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 13

第3章
3.1
3.2
3.3

X 線 CCD カメラ XIS (X-ray Imaging Spectrometer)
X 線 CCD カメラの原理 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
概要・性能諸元 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
観測モード . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
3.3.1 クロックモード . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
3.3.2 エディットモード . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
3.4 データ解析法 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
3.4.1 ダークレベル・光漏れ補正 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
3.4.2 イベント検出:Grade 法 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
3.4.3 CTI 補正 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

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第 4 章 「すざく」による Sgr A East の観測
4.1 観測諸元および一次データ処理 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
4.2 バックグラウンド評価 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
4.2.1 Non X-ray バックグラウンド . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
4.2.2 宇宙背景 X 線放射 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
4.2.3 点源成分 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
4.2.4 銀河中心高温プラズマ成分 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
4.2.5 Sgr A∗ . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
4.3 スペクトル解析 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
4.3.1 現象論的フィッティング . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
4.3.2 プラズマ診断 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
4.3.3 S 輝線プラズマ診断 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
4.3.4 Fe 輝線プラズマ診断 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

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4.3.5 モデルフィッティング . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
4.4 議論 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
4.4.1 熱的プラズマ成分の性質 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
4.4.2 ハードテイル成分の起源 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
4.5 まとめ . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

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第 5 章 Spaced-row Charge Injection 機能の機上試験・較正
5.1 Spaced-row Charge Injection 機能の概要 . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
5.2 キャリブレーション観測天体概要 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
5.2.1 ペルセウス銀河団 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
5.2.2 1E0102–72.2 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
5.2.3 GC South 領域 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
5.3 55 Fe 較正線源によるエネルギー分解能調査 . . . . . . . . . . . . . . . . . .
5.4 偽イベント調査 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
5.4.1 Bad row 調査 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
5.4.2 偽イベントのエネルギースペクトル . . . . . . . . . . . . . . . . . .
5.5 ホットピクセル数調査 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
5.6 ゼロレベル調査 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
5.7 SCI 時の CTI 調査・補正 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
5.7.1 SCI 時 CTI 調査 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
5.7.2 SCI 時 CTI 補正法 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
5.7.3 CTI 補正結果 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
5.8 まとめと今後 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

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第1章
1.1

序論

我々の銀河中心我々の銀河系 (天の川銀河) は宇宙に無数に存在する銀河の中でその中心部を詳細に観測できる唯一のサンプルである。実際、我々の銀河系の中心 (以下、銀河中心) までの距離
約 8 kpc に対し、最も近傍の渦巻銀河、アンドロメダ銀河 (M31) までの距離は約 800 kpcにもなる。
しかしながら、銀河面円盤の星間物質による強い吸収により、可視光による銀河中心の観測は非常に困難である。図 1.1 に星間物質による反応断面積を示した。銀河中心までの水素原子柱密度 NH ∼several×1022 cm−2 という大きな星間吸収に対しては電波、赤外 (λ>2 µm)、または X 線 (λ <0.5 nm) での観測が有効となる。

図 1.1: 星間物質による散乱・吸収を合わせた反応断面積。Ryter (1996)
銀河中心の星の固有運動の赤外観測により、太陽質量の約 106 倍の超巨大ブラックホー
ル (Sgr A∗ ) の存在が明らかになっている (Ghez et al. 2005)。その周りには、物質が集められ、多くの星や分子雲が集中し、高温・高密度の特異な領域が形成されており、多彩な高エネルギー現象が研究対象となっている。
銀河中心で見られる興味深い現象の一つに X 線衛星「ぎんが」が発見した銀河中心 300pc
以上にわたって広く存在する鉄輝線放射がある (Koyama et al. 1989)。X 線衛星「あすか」
は X 線 CCD SIS により、この鉄輝線を 6.4keV、6.7keV、6.9keV の 3 つの輝線に分解した (Koyama et al. 1996)。6.7keV、6.9keV 輝線の起源については、高温プラズマの高電離
鉄イオン輝線とする説と裸の鉄宇宙線による電子捕獲説があった。「すざく」は高いエネ
ルギー精度かつ高統計の観測により、6.7keV 輝線の輝線中心値を 6680±1統計 +6−3 系統 eV と決定し、その値が電子捕獲説の 6666 ± 5eV よりも高温プラズマ説での値 6680–6685eV(エラーはモデルの不定性) に近いこと、更にこれまで困難だった 8 ∼ 10keV バンドの測定により、水素状鉄の Rydberg series limit のフラックスの上限値が 6.9keV 輝線の輝線幅から

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第 1 章 序論

予想される速度の宇宙線の電子捕獲では小さすぎることを明らかにした。これにより高温
プラズマ説が有力となった。また、この銀河中心高温プラズマ成分が約 200pc にわたって
約 6.5keV で等温であり、その強度が空間的になめらかに変化していることも明らかにした (Koyama & Hyodo et al. 2006)。 Muno et al. (2003) によると銀河中心高温プラズマ成分のうち点源の寄与はせいぜい 10%であり、大部分は真に広がった拡散成分である。この銀河中心高温プラズマの熱的エネルギーの総量は ∼ 1054 erg に達し、更に 6.5keV もの高温
プラズマは重力的に束縛されず 105 年程で散逸してしまう。よって銀河中心には 1049 erg/
年の熱的エネルギー注入が必要となるが、その起源は未だに明らかになっていない。
銀河中心は最も近傍の活動銀河核のサンプルでもある。図 1.2 に「すざく」による 6.4keV
輝線マップを示す。クランプ状の 6.4keV 放射は分子雲が外部からの強い X 線照射を受けて生じる Fe I Kα 輝線だと考えられる (X 線反射星雲)。この照射源が Sgr A∗ だとすると、約 300 年前に現在の 106 倍の X 線フラックスを持っていたことになる (Murakami etal. 2001)。また、活動銀河核では電波や X 線でのジェットが見られるが、非熱的 X 線スペクトルを持ち、Sgr A∗ から伸びるジェット状構造を Chandra が発見している (図 1.3 Senda
et al. 2005)。

図 1.2: 「すざく」による銀河中心 6.4keV (Fe I Kα 輝線) マップ。主な X 線反射星雲の名称も示した。
更に銀河中心は主要な宇宙線加速現場候補としても研究されている。宇宙線は光子、星間磁場以上の 1 eV/cc という大きなエネルギー密度を持つ銀河の基本構成要素である。その最大エネルギーは 1020 eV という人類の加速器が未踏の領域に達するにも関わらず、その加速源、加速機構は未だに不明である。「あすか」は SN1006 をはじめとする超新星残骸 (Super Nova Remnant、SNR) から 100TeV 以上の高エネルギー電子が放射する非熱的シンクロトロン X 線を発見し、その衝撃波面での高エネルギー宇宙線加速を明らかにした (Koyama et al. 1995)。しかしながら、銀河の宇宙線のエネルギー総量約 1055 erg を説明するには銀河面に数十個の非熱的 X 線放射を持つ超新星残骸が必要となり、現在観測により発見されているものでは数が足りない。どこかに未発見の非熱的 X 線超新星残骸が多数存在すると考えられ、大きな重力場によって物質が集中する銀河中心はその有力候補である。電波の観測では、図 1.4 の様に、銀河中心で超新星残骸が多く見つかっている。「すざく」は図 1.5 に示した銀河中心領域の観測により、熱的 X 線スペクトルを持つ
超新星残骸候補を多く発見している (Koyama & Inui et al. 2006, Nakajima 2007)。これ
ら銀河中心の超新星残骸の中から非熱的 X 線を放射するものが多く見つかれば、銀河中
心領域が宇宙線加速の主要現場である可能性が高まる。超新星残骸の X 線スペクトルから非熱的成分を検出するには熱的プラズマ成分との分離が重要である。高いエネルギー分

1.2. 銀河中心超新星残骸 Sgr A East3

図 1.3: Chandra が発見した Sgr A∗ から伸びるジェット (knot) 状構造。3–8keV X 線イメー
ジ。Senda et al. (2005)
解能、高エネルギーバンドでの高感度、低バックグラウンドを誇る「すざく」XIS はその目的に最適な検出器といえる。 今回、我々はこうした銀河中心超新星残骸の中でも特に明るい Sgr A East に着目し、「すざく」での観測・解析を行った。
なお、以下、銀河中心までの距離は 8 kpc とする (Reid et al. 1993)。

1.2

銀河中心超新星残骸 Sgr A East

1.2.1

電波による観測Sgr A complex は銀河中心で最も明るい電波源として発見された (Jansky 1933, Piddigton& Minnett 1951)。その後、シェル状構造の非熱的電波源 Sgr A East とその内部の熱的電波源 Sgr A West に分解された (図 1.6、Ekers et al. 1983)。Sgr A∗ は Sgr A West の中心に存在する。Sgr A East はそのシェル状構造と非熱的スペクトルから単一の超新星残骸だと考えられている。しかしながら、多数の超新星起源とする説 (Merger et al. 1989) や
Sgr A∗ の潮汐力で引き裂かれた星だとする説 (Khokhlov & Melia 1996) もある。

1.2.2

X 線による観測

Chandra(Maeda et al. 2002) は、電波シェルの内部を満たす X 線放射を発見した。そのスペクトルは強い S、Ar、Ca、Fe の高電離イオン Kα 輝線を特徴とし、kB T∼2keV の単温
度高温プラズマモデルで説明された。星間吸収は NH ∼ 1023 cm−2 、Luminosity ∼ 8 × 1034
erg s−1 (2–10keV) であった。XMM-Newton は kB T∼ 1keV、4keV の 2 温度成分高温プラズマが必要なことを示し (Sakano et al. 2004)、Chandra による追加観測の結果も 2 温度成分を必要とした (Parks et al. 2005、図 1.7)。また、Chandra、XMM-Newton は、S、Ar、

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第 1 章 序論

図 1.4: VLA による銀河中心 90cm 電波マップ。LaRosa et al. (2000)

図 1.5: 「すざく」による 2.45keV (SXV Kα 輝線) マップ (上）と 6.7keV (FeXXV Kα 輝線) マップ (下）。前者は kB T∼1keV、後者は kB T∼5keV の高温プラズマから強く放射される。「すざく」が新発見した超新星残骸候補を白円にて示した。

1.2. 銀河中心超新星残骸 Sgr A East5

図 1.6: VLA による 20cm 電波観測の Sgr A イメージ。左：強度マップ 右：Spectral Index マップ。右図
凡例の数字の意味は S ∝ ν α で 1: α ≤ −1、2:−1<α ≤ −0.5、3:−0.5<α ≤ 0.0、4: 0.0 ≤ α。 冪が steep な
非熱的電波によるシェル状構造が Sgr A East である。その内部の冪が ﬂat な熱的成分が Sgr A West である。 Ekers et al. (1983)

Ca の空間分布が Sgr A East 内でほぼ一様であるにもかかわらず、Fe の空間分布が中心から外側に行くにしたがって減少することも明らかにした。
Sakano et al. (2004) では Fe の総量、および、熱的プラズマのエネルギー総量から、SgrA East の起源が I 型または II 型の単一の超新星として矛盾しないとしている。Park etal. (2005) では Fe の総量の上限値が 0.15M¯ であることから、Sgr A East の起源として13–15M¯ の星の II 型超新星爆発が示唆されるが、より重い星が爆発した可能性も否定できないとしている。Chandra では Sgr A East の II 型超新星爆発により生じた中性子星のパルサー風星雲 (PWN) の候補として点源が報告されている (図 1.8、Park et al. 2005)。
なお、非熱的電波シェルの内部に熱的 X 線が集中しているその構造 (図 1.9) から、波長によって異なる構造を持つ Mixed Morphology SNR に Sgr A East は分類されている。

図 1.7: XMM-Newton(左)、Chandra(右) による Sgr A East X 線スペクトル。２温度成分高温プラズマモデルでフィットされている。XMM-Newton の色の違うデータは検出器(赤:pn 黒:MOS) が異なる。Sakano et al. (2004), Park et al. (2005)

第 1 章 序論

6

図 1.9: XMM-Newton による X 線 (青) と VLA に
図 1.8: Chandra による Sgr A East X 線イメージ。よる電波の Sgr A East イメージ (赤) Predehl et al.
CXOGC J174545.5–285829 が PWN 候補天体。

1.2.3(2003)

TeV ガンマ線による観測

近年、CANGAROO、H.E.S.S.、MAGIC といったチェレンコフ望遠鏡が Sgr A 方向から TeV ガンマ線を検出した (Tsuchiya et al. 2004、Aharonian et al. 2004、ALbert etal. 2006)。TeV ガンマ線は TeV 以上の高エネルギー荷電粒子の直接の存在証拠であり、Sgr
A 方向に高エネルギー宇宙線が存在するのは間違いない。Tsuchiya et al. (2004)、Aharonian et al. (2004) では TeV ガンマ線の重心位置のエラーサークル内に Sgr A East、Sgr A∗の両方が含まれている (図 1.10)。但し、最近の H.E.S.S. の解析 (Aharonian et al. 2006) によると Sgr A の TeV ガンマ線源の広がりは 1.2 分以下であり、その重心位置は Sgr A Eastの中心より Sgr A∗ により近い (重心位置の Sgr A∗ からのずれは 7 ± 14統計 ± 28系統 秒) と報告されている。

図 1.10: Chandra の X 線イメージに重ねた H.E.S.S. の TeV ガンマ線の重心位置のエラーサークル (Aharonian et al. 2004)。三角が重心位置。実線円は重心位置の 68%、95%エラーサークル。破線円は 95%エ
ラー上限での rms サイズ。十字にて Sgr A∗ 、点線緑円にて Sgr A East の位置を示した。

7

第2章
2.1

X 線天文衛星「すざく」

概観「すざく」(ASTRO-E2) は「はくちょう」「てんま」「ぎんが」「あすか」に続く、日本の 5 番目の X 線天文衛星である (図 2.1)。2005 年７月 10 日に JAXA の M-V-6 号によって打ち上げられた。全長 6.5m (軌道上で鏡筒展開後)、重量 1680kg で日本の科学衛星としてはこれまでにない大型衛星である。モーメンタムホイールアセンブリと磁気トルカによって、太陽電池パネルが太陽から 30 度以内の方向を常に向くように姿勢を制御されている。
観測機器は太陽電池パネルの軸に垂直に向けられているので、観測可能な範囲は太陽から
60 ∼ 120 度の角度範囲に限定される。

図 2.1: 「すざく」概観図。左：下から見上げた鏡筒展開後の「すざく」。右：側面から見た「すざく」の内部構造と各検出器の位置。
「すざく」の軌道は高度約 550km、軌道傾斜角 31 度、軌道周期 96 分の略円軌道である (図 2.2)。1 日に地球を 15 周するが、地上局 (鹿児島・内之浦) と通信できるのはそのうち５回の約 10 分間だけであり、その 10 分間のうちに観測データの地上転送、コマンドの送信等が行われる。欧米の X 線天文衛星 Chandra や XMM-Newton の高高度楕円軌道に比べると、「すざく」の低高度略円軌道は、バックグラウンドが低く時間的に安定しているという利点がある。一方で、殆どの天体が軌道周期の約 1/3 の間地没してしまい、観測効率はあまり良くない。
「すざく」は X 線反射望遠鏡 XRT を 5 台備え、その焦点面検出器として４台の X 線
CCD カメラ XIS と 1 台の高精度 X 線分光装置 XRS が置かれている。また、これらに加え、硬 X 線検出器 HXD が１台搭載されている。「すざく」は一つの天体をこれら６台の検出器で同時に観測し、0.2∼ 数百 keV に渡る広帯域 X 線スペクトルを取得することがで

第2章

8

X 線天文衛星「すざく」

図 2.2: 「すざく」の軌道。高度約 550km、軌道傾斜角 31 度、軌道周期 96 分の略円軌道である。
きる。XRS は 2005 年８月８日、冷媒である液体ヘリウムが全て気化してしまい、以後の観測に使用することができなくなった。以下、XRS を除く XRT、HXD について述べる。
XIS については 3 章で詳しく述べる。

2.2

X 線望遠鏡 XRT (X-Ray Telescope)「すざく」搭載の XRT(図 2.3) は「あすか」搭載の X 線望遠鏡を改良した薄板多重 X 線
望遠鏡５台からなり、焦点に XIS を置くもの (XRT-I) が 4 台、 XRS を置くもの (XRT-S)
が 1 台ある。

図 2.3: XRT 外観
Ｘ線に対する物質の屈折率は、1 よりも小さいために屈折レンズで集光することはできない。そこで X 線望遠鏡は斜入射角が十分小さければ (0.5–1.0 度)X 線が全反射することを利用して集光を行う。XRT はアルミ薄板にレプリカ法で鏡面を形成した極薄のレプリ

2.2. X 線望遠鏡 XRT (X-Ray Telescope)9

カミラーを光軸光に対する開口効率を最大にするように多数配置した構造を持つ。光学系
としては回転双曲面と回転放物面からなる Wolter I 型を円錐 2 段で近似して用いている(図 2.4)。

図 2.4: Wolter I 型光学系
薄板多重型 X 線望遠鏡は、Chandra の X 線望遠鏡 HRMA のような基板を直接研磨する方式に比べ結像性能では劣るが、小型軽量でかつ開口率が高い、という特徴を持つ。XRTは特に >11 keV の硬 X 線領域で現行の XMM-Newton や Chandra を凌ぐ有効面積を有する。しかし一方で 4 分円を組み合わせて作られているために、像が 4 分円のつなぎ目で途切れてしまい、点源が蝶々型に広がって見えること、視野中心から ∼ 200 − 700 離れたところに明るい X 線源があると正規の 2 回反射をせずに焦点面に達する迷光が視野に入ってきてしまう (図 2.5) などの問題点がある。

図 2.5: 正規の斜入射光路 (左)。非正規の入射光路 (中、右)。

XRT では望遠鏡前にプレコリメータ (図 2.6) を搭載することで多重薄板型 X 線望遠鏡の問題であった迷光を約 1 桁減少させた (図 2.7)。また、レプリカ法の導入により鏡面形状精度が向上し 、
「あすか」に比べ約 2 倍優れた角分解能 (HPD∼2 分) を達成した。HPD(Half
Power Diameter) とは点状光源の光量の 50% が含まれるような円の直径であり、結像性

10

第2章

X 線天文衛星「すざく」

能を表す標準的な指標である。XRT の点源に対する輝度分布を中心からの半径の関数で表したもの (Point Spread Function、PSF)、および、PSF を積分し点源を中心とする円の内部に含まれる光量の割合を半径の関数で表したもの (Enclosed Energy Function、EEF)
を図 2.8 に示す。

図 2.6: プレコリメータ外観 (左)。プレコリメータによって非正規の入射を低減できる (右)。

図 2.7: シミュレーションによる視野中心から 20 分離れた点源の迷光イメージ (左:プレコ
リメータ無し 中:プレコリメータ有)。および視野中心から 20 分離れたカニ星雲の「すざく」による実測イメージ (右)。

X 線源が視野中心からずれるに従って XRT の有効面積は低くなる。視野中心からずれた位置から入射された X 線は入射角が大きいためである。この効果のことをヴィグネッ
ティング (vignetting) と呼ぶ。図 2.9 に XRT の vignetting 曲線を示す。
XRT の性能を表 2.1 にまとめた。

2.2. X 線望遠鏡 XRT (X-Ray Telescope)11

図 2.8: 「すざく」で観測した点源 (SS Cyg) のイメージ (左)。Point spread fuction(中)。
Enclosed energy function(右)。

図 2.9: カニ星雲を用いて実測した XRT の vignetting 曲線。検出器の２方向 (左、右)、および、3–6keV(黒) と 8–10keV(赤) について示してある。

表 2.1: 「すざく」XRT の性能
台数
反射材
直径
鏡面数 †
焦点面距離
重量 †
斜入射角
視野@1keV/7keV
有効面積 † @1.5keV/7keV
角度分解能 (HPD)†: 1 台当たり

4
Au
399mm
1400
4.75m
19.5 kg
0.18-0.60◦
190 /190
450cm2 /250cm2
2.00

第2章

12

2.3

X 線天文衛星「すざく」

硬 X 線検出器 HXD (Hard X-ray Detector)

HXD (Hard X-ray Detector) (図 2.10) は、井戸型複眼フォスイッチ結晶シンチレータを基本としてさらに Si PIN フォトダイオードを組み合わせることで、X 線反射鏡を用いない非イメージング検出器として 10−600keV という広帯域硬 X 線観測を行う。最大の特徴は、超低バックグラウンドを実現することで過去のいかなる宇宙 X 線装置より高い検出感度を有している点である。
HXD の光軸は XIS の光軸に対して 3.5 分ずれている。天体の中心を XIS の光軸に合わせる姿勢を XIS nominal position、HXD の光軸に合わせる姿勢を HXD nominal positionと呼ぶ。

図 2.10: HXD 外観 (左)。HXD の構造 (右)。

2.3.1

Well 検出器ユニット

観測対象天体からの X 線は 4×4 のマトリックス状に配置された 16 ユニットの Well 検出器により検出される。1 本の Well 検出器は重量約 4.63kg で、4.6◦ ×4.6◦ (FWHM) の視野を覆う。
Well 検出器は BGO 結晶によって放射線アクティブシールドされていて、この BGO 結
晶はボトム部と 4 分割の断面をもつ細長い井戸部からなる。井戸のそれぞれの底には 2mm
厚のシリコン PIN フォトダイオードと 5mm 厚の GSO 結晶シンチレータが上下に重なっており、前者で 10–60keV の X 線を検出し、前者を透過するような高エネルギー X 線は
GSO により検出される。また井戸部にはファインコリメータが挿入されており低エネル
ギー (<100 keV) での視野は 0.56◦ ×0.56◦ (FWHM) に絞られている。
以上の構造によりバックグラウンド (ガンマ線、荷電粒子) や視野外からの X 線は BGO
によって効率良く除去され、PIN、GSO のバックグラウンドは非常に低くなる。

2.3. 硬 X 線検出器 HXD (Hard X-ray Detector)

2.3.2

13

Anti 検出器ユニット

Anti 検出器は平均 2.6cm 厚の BGO 結晶シンチレータとフォトチューブを組み合わせた検出器で、Well 検出器のアクティブシールドとして 20 ユニットが周りを囲んでいる。1
ユニットの有効面積は 1200 cm2 にもなり、1 MeV でも 600 cm2 である。このため Anti 検
出器は非常に優れたガンマ線バースト検出器 (Wide-band All-sky Monitor、WAM) とな
り、∼5◦ の精度でバースト源の 1 次元の位置を決定できる。またトランジェント天体のモニターとしても利用できるが、全方向からの放射線に感度を持つため非常にバックグラウ
ンドが高い。
HXD の性能を表 2.2 にまとめた。
表 2.2: HXD の性能

HXD
視野4.5◦ × 4.5◦ (>100 keV)
340 × 340 (<100 keV)
有感エネルギー帯域 10 – 600 keV
PIN 10 – 70 keV
GSO 40 – 600 keV
エネルギー分解能
PIN 4.0 keV√ (FWHM)
GSO 7.6/ E MeV % (FWHM)
有効面積∼160 cm2 @20 keV, ∼260 cm2 @100 keV
時間分解能
61 µs
HXD-WAM
視野
2π (non-pointing)
有感エネルギー帯域 50 keV – 5 MeV
有効面積800 cm2 @100 keV / 400 cm2 @1MeV
時間分解能
31.25 ms for GRB, 1 s for All-Sky-Monitor

15

第3章

3.1

X 線 CCD カメラ XIS (X-ray
Imaging Spectrometer)

X 線 CCD カメラの原理

最初に XIS で用いられている MOS ダイオード型 X 線 CCD(Charge Coupled Device) カ
メラの原理を簡単に述べる。
X 線 CCD カメラは２次元にピクセルが並べられた半導体検出器である。各ピクセルは
金属 (Metal、ポリシリコン) が絶縁体 (Oxide、SiO2 ) を挟んで P 型シリコン半導体 (Semiconductor) に接続された MOS 構造によって構成されている (図 3.1)。P 型シリコン半導体は不純物としてホウ素等の 3 族の原子が添加されており、正孔が多数キャリアとなる。
この金属部に正電圧を印加すると、正孔がシリコン表面から追い出され、電場のかかった
空乏層領域ができる。各ピクセルに X 線が入射すると光電効果により光電子が生じ、シリコン原子と衝突を繰り返し、入射光子のエネルギーに比例する数の電子・正孔対ができる。空乏層領域に生じた電子は電場によって電極付近に集められる。集められた電荷は電極に図 3.2 に示すクロック電圧をかけることにより、バケツリレー方式で読み出し方向に転送される。

図 3.1: MOS 構造

XIS は電荷転送方式として、CCD チップが撮像領域 (Imaging region) と蓄積領域 (Frame
stored region) を持つ、Frame Transfer 方式が用いられている (図 3.3)。Frame Transfer 方
式では読み出しは以下の様に行われる。
1. 一定時間撮像領域を露光した後、全ピクセルの電荷を蓄積領域へと短時間で転送する。
2. 次に、蓄積領域全体を 1 ピクセル分縦転送する。これにより蓄積領域の一番下の列の電荷が読み出しのシリアルレジスタに入る。 次にシリアルレジスタのみ横ピクセ
ルの数だけ横転送し、順次読み出す。

第3章

16

X 線 CCD カメラ XIS (X-ray Imaging Spectrometer)

Imaging Region
electron

Frame Stored Region
Serial Shift Region

図 3.2: クロック電圧による電荷転送の様子。XIS で用いられている、１つのピクセルを３つの電極で構成するこの電極構造を 3 相方式という。

図 3.3: Frame Transfer 方式

3. 2、3 を縦のピクセル数分繰り返し、蓄積領域中の全ピクセルを読み出す。2、3、 4の間、撮像領域では次の露光に入っており、4 が終わり次第即、次の frame の読み出しを行う。
蓄積領域はアルミカバーによって可視光や X 線から遮光されている。上記の様にピクセル毎に電荷量を読み出すことで撮像、分光を行う。また、露光時間に応じた到来時間の情報も得ることができる。

3.2

概要・性能諸元

XIS は X 線検出用 CCD である (図 3.4)。0.1–12keV の X 線に対して、撮像、分光、測光が可能である。特に 130 eV@6 keV(地上試験時) と高いエネルギー分解能を誇る。「すざく」は４台の XIS を搭載しており、それぞれを XIS0、1、2、３と呼ぶ (図 3.5)。
１台の XIS の概観図を図 3.6 に示す。XIS の上半分が撮像領域であり、下半分が蓄積領域である。図 3.6 の下方向が読み出し方向である。図 3.5、3.6 に示した様に、読み出し方
向と平行な向きを ACTY、垂直な向きを ACTX と検出器上での座標を定義する。ACTXが同一の縦列を column、ACTY が同一の横行を row と呼ぶ。
各 XIS は 1024×1024 ピクセルからなり、同一の 18 分 ×18 分の視野を持っている。「あすか」や Chandra、XMM-Newton と異なり、１つのチップで１台のセンサーを構成しているため、視野内にチップ間のギャップが存在しない。チップ全体で 1024 column あるが、読み出し時間を短くするため、256 column ごと 4 つのセグメントに分けられ、各々が独立な回路で読み出される。それぞれのセグメントは A、B、C、D と呼ばれる。放射線損
傷による性能劣化に対応するための較正用として、セグメント A、D の上端に 55 Fe 較正
線源が取り付けられている。
4 台の CCD カメラのうち、３台が表面照射型 (Front-Iluminated、FI) であり、XIS1 だけ裏面照射型 (Back-Iluminated、BI) である。FI では MOS 構造の電極側から X 線を入射

3.2. 概要・性能諸元

17

図 3.4: XIS の外観

図 3.5: 「すざく」を上 (天体側) から見た時の４台の XIS と他の検出器の配置

図 3.6: XIS 概略図

18

第3章

X 線 CCD カメラ XIS (X-ray Imaging Spectrometer)

させる。X 線が電極の近くで吸収されるので、電荷がシリコン結晶中を電極へ向かう際に起こす拡散や再結合の効果が小さく、エネルギー分解能に優れる。しかしながら、低エ
ネルギーの X 線の多くは前面の電極層や絶縁層が遮蔽物となり、空乏層まで到達できな
いため検出効率が悪くなる。BI では電極の反対側から X 線を吸収させる。電極層や絶縁層による遮蔽が無く、更に電極の反対側に残る不感領域の中性層を削って薄くしてあるため、低エネルギーの X 線の吸収効率は FI よりも優れる。但し、空乏層領域が FI に比べると薄く、高エネルギー粒子の検出効率は悪い。
XIS は「すざく」の低軌道略円軌道、及び、視野の大きさに対する CCD のサイズが小さいことから、視野の単位立体角当たりバックグラウンドの強度が、欧米の X 線衛星に比べて、宇宙線バックグラウンドの強くなる高エネルギー側で１桁小さい (図 3.7)。また、「あすか」の X 線 CCD カメラ SIS に比べると 空乏層厚が 30µm から 70µm に増加し、高エネルギー側 (≥7keV) での検出効率が約 2 倍向上している。これらの特長から XIS は広がった硬 X 線源の観測に適している。

図 3.7: 各 X 線衛星の視野の単位立体角あたりのバックグラウンド比較
欧米の衛星の X 線 CCD カメラに無い、「すざく」XIS 独自の機能に電荷注入 (Charge
Injection、CI) 機能がある。これは撮像領域上部に設けられた電荷注入用レジスタを用いることで CCD 上の任意の位置に任意の量の電荷を注入する機能である。この機能の主な目的は次の２つがある。一つは電荷転送非効率 (CTI) の正確な測定である。CTI とは電
荷転送を行う度に失われる電荷の割合であり、CCD の放射線損傷により増加していく。
CTI の測定の必要性は 3.4.3 章で述べる。人工的に注入した電荷を転送し、その損失を測ることで CTI を column ごとに測定できる。この CI の使用法を Cheker Flag CI という。
もう一つの目的は人工的に「犠牲電荷」を流し、CTI そのものを改善することである。この使用法を Spaced-row CI と呼び、5 章で詳しく述べる。
表 3.1 に XIS の性能をまとめた。

3.3. 観測モード

19

表 3.1: XIS の性能
視野
有感エネルギー帯域
撮像ピクセル数
ピクセルサイズ
エネルギー分解能 (FWHM)
有効面積 †
時間分解能†

17.80 × 17.80
0.2–12 keV
1024 ×1024
24µm × 24µm
∼ 130 eV @6 keV
340 cm2 (FI), 390 cm2 (BI) @1.5 keV
150 cm2 (FI), 100 cm2 (BI) @8 keV
8 s (Normal mode), 7.8 ms (P-Sum mode)

XRT-I の有効面積に XIS の検出率をかけたもの。

3.3

観測モード

3.3.1

クロックモード

XIS のクロック電圧の駆動方式 (クロックモード) には Normal モード、Pallel-sum (Psum) モード、Burst モードの 3 種類がある。更に Normal モードと Burst モードは Window
オプションをもつ。これらのクロックモードを観測天体の明るさ、必要とされる視野の大きさと時間分解能によって観測毎に使い分ける。
Normal モード
CCD の全てのピクセルを順に読み出すモード。1frame の読みだしには 8sec かかる。

図 3.8: Normal モードの電荷転送パターン

20

第3章

X 線 CCD カメラ XIS (X-ray Imaging Spectrometer)P-sum モード
各ピクセルの電荷量を縦方向に適当な数だけ加算して読み出すモード。加算ライン数は
64、128、256 から選ぶことができる。ACTY 方向の空間情報を犠牲にする代りに読みだ
し時間を 7.8msec と大幅に短縮できる。

図 3.9: P-sum モードの電荷転送パターン

Burst モード
Normal モードと同じく全ピクセルの情報を読み出すが、露光時間 8 秒のうち前半の何秒かを捨てて露光時間を短くする。Normal モードだとパイルアップが起こるような明るい天体の観測に用いられる。露光時間は 0.1sec から 2sec の間の数種類から選ぶことができる。

図 3.10: Burst モードの電荷転送パターン

3.3. 観測モード

21

Window オプション
CCD の特定の領域のみを繰り返し読み出すことにより、1frame 当りの露光時間を短くし、明るい天体でもパイルアップしないように観測をすることを目的とする。 Windowのサイズは縦転送方向のみ変えることができて、CCD 全体の 1/4、1/8、1/16 から選べる。Burst モードのように全観測時間の一部を捨てるようなことはしないので、視野全体のデータが必要でない場合はこちらの方がメリットが大きい。

3.3.2

エディットモード

機上で取得され地上に転送される情報 (テレメトリ) の転送可能な容量には制限がある
ため、１イベント当たりの情報量に制限をつけなくてはならない。XIS では以下の様なエ
ディットモードを、天体の明るさ、地上基地局との通信の可否等で使いわける。

5×5 モード
イベント中心ピクセルの位置と、周囲 5×5 ピクセルの波高値が送信される。イベント
データとしては最もデータ量が多いので、明るい天体を観測している場合はテレメトリの飽和に気をつけなければならない。

3×3 モード
イベント中心ピクセルの位置と、周囲 3×3 ピクセルの波高値と、その外側の 16 ピクセ
ルのうち、スプリット閾値 (3.4.2 章参照) を越えたピクセルの座標と、越えなかった残りのピクセルの波高値の和が送信される。

2×2 モード
イベント中心ピクセルと 2 番目に波高値の高いピクセルを含む 2×2 ピクセルの Pixel
level、3×3 ピクセル中の 2×2 ピクセルの位置、2×2 ピクセルの周囲の 8 ピクセル各々がスプリット閾値を越えているかどうかの情報を送信する。

Timing モード
P-sum モードで使われる。イベントの位置と、P-sum モードの Grade 判定法に応じて周辺ピクセルの波高値を加えた値、判定された Grade、の 3 つの情報が出力される。
Dark Init/Updata モード
ダークレベルを更新し、その後 Hot Pixel の座標とそのダークレベルが出力される。

Frame モード
1frame 分の全ピクセルの波高値が送信される。膨大なデータ量になるので、通常の観測では用いられない。Window オプション使用中の場合は、選択した領域のみの波高値が出力される。

第3章

22

X 線 CCD カメラ XIS (X-ray Imaging Spectrometer)

Dark Frame モード
全ピクセルのダークレベル値が出力される。

3.4

データ解析法今回、Sgr A East の観測と Spaced-row CI 機能の試験・較正を行った Normal モードでのデータ解析法を以下に述べる。

3.4.1

ダークレベル・光漏れ補正

XIS の各ピクセルからの波高値 (PH) には、シリコン結晶の熱励起で生じた電荷による
暗電流、アナログ回路の読み出しノイズ等によるオフセットが含まれる。X 線で生じた電荷量を正しく求めるためには、このオフセットを適切に差し引く必要がある。ピクセルの
波高値 PH からオフセットの成分であるダークレベル D、光漏れ量 L を差し引いた値をピ
クセルレベルと定義する。
(ピクセルレベル) = (ピクセル波高値 PH) − (ダークレベル D) − (光漏れ量 L)(3.1)

以下、ダークレベル D、光漏れ量 L の決定法を述べる。
ダークレベル補正
ダークレベルとは、ピクセルに放射線が何も入射していない時の波高値であり、読みだ
しノイズと暗電流を足し合わせたものである。「あすか」では放射線損傷によるピクセル
毎のダークレベルのばらつきによってエネルギー分解能が悪化して問題となった。XIS ではピクセル毎にダークレベルを求めることで、このような問題を防ぐ。ダークレベルはDark Init/Updata モードのときに更新される。Normal モードでは指定した frame 数のデータ (デフォルトで 32frame) を用いて決定される。n 回目の露光のあるピクセルの波高値を PH(n)、n-1 回目の露光時でのダークレベルを D(n-1) とすると、D(n) の決め方は、
以下の通りである。

PH(n) − D(n − 1)>DarkUpper の時、D(n) = D(n − 1)

(3.2)

PH(n) − D(n − 1)<DarkLower の時、D(n) = PH(n)(3.3)

DarkLower <PH(n) − D(n − 1) <DarkUpper の時、D(n) = D(n − 1) +(PH(n) − D(n − 1))
h

(3.4)

ここで DarkUpper/Lower はダークレベル閾値の上限・下限であり (通常 ±20)、h はヒ
ストリーパラメタ (通常は 16) である。
更新後のダークレベル D(n) がホットピクセル判定閾値 (BI:1500、BI:600) を超えたピ
クセルはホットピクセルとして選び出され、その位置がテレメトリされると同時に D(n)

3.4. データ解析法

23に特別な値が与えられ、次にそのピクセルはダークレベルを更新されるまで用いられない。ホットピクセルとは実際には X 線や宇宙線が入ってきていないにも関わらず、常に大きな波高値を出力する不良ピクセルのことである。
「あすか」などの経験から、South Atlantic Anomaly (SAA、地磁気が弱く宇宙線が非常に多い領域) 通過後に大きくダークレベルが変化することがわかっている。従ってこのときには必ずダークレベルの更新をする必要が生じる。
光洩れ量補正光洩れは可視光の入射による波高値の変動であり、衛星が日陰から日照、あるいはその逆に移ったときに特に大きく変動する。Normal モードでは光洩れ量は frame 毎に更新される。光洩れ量はセグメントを区分けした区分毎に定義され、区分けは 1×1 から 4×16まで (通常は 4×16) 選ぶことが出来る。ある区分について、n 回目の撮像時の光洩れ量L(n) は、LightLow < PH(n) − D(n) − L(n − 1) < LightUpper(3.5)

であるピクセルについてピクセルレベルの平均を取り L(n-1) に加えた値、L(n) = L(n − 1)+ < PH(n) − D(n) − L(n − 1) >(3.6)

と計算される。ここで LightLow/Upper は光洩れ閾値の上下限値である。また L(n) がmaxLight とよばれる値を越えた場合は L(n)=maxLight として次の撮像時にはこの L(n)を光洩れ量として与える。

3.4.2

イベント検出:Grade 法

イベント抽出と入射 X 線エネルギーの決定は Grade 法という、電荷の広がりパターンの判別によって行う。「あすか」、Chandra、XMM-Newton の X 線 CCD はいずれもこの方法で解析がなされている (Grade の定義は若干異なる)。以下、「あすか」で用いられていた ASCA Grade 方式、及び、XIS Grade 方式での「あすか」からの変更点を述べる。

ASCA Grade 方式
Normal モードでは、まず、イベント閾値を定め、波高値がそれを越えたピクセルで、なおかつ周囲 3×3 ピクセルよりも波高値が高いものをイベントとして認識する。次に、周囲 3×3 ピクセルのうちでスプリット閾値 (FI は 20。BI については可変式で詳しくはYamaguchi 2005 et al. 参照) と呼ばれる値を越えたピクセルの分布パターンから、図 5.6 のように Grade が定義される。ここで、2×2 ピクセルよりも広がったイベントは全て Grade7と定義する。ダークレベルの揺らぎによって波高値が高くなったものを電荷の洩れ出しと誤認しないために、スプリット閾値は読みだしノイズの揺らぎの大きさよりも十分大きく取る必要がある。
Grade0–7 のうちで X 線によるイベントと見なせるのは、Grade0, 2, 3, 4, 6 である。
X 線が入射した点を中心に電荷が円形に広がると仮定したとき、Grade1 や 5 のようなパターンになることは考えにくい。このような広がり方は、中心ピクセルに入射した単一 X
線による電荷の洩れ出しではなく、複数の X 線によるパイルアップと考えるのが妥当で

第3章

24

X 線 CCD カメラ XIS (X-ray Imaging Spectrometer)ある。また、X 線イベントのほとんどは 2×2 ピクセル程度にしか広がらない。これに対して Grade7 のように 3×3 ピクセル以上に広がるイベントは、ほとんどが宇宙線などの荷電粒子によるものである。従って、Grade7 のイベントはバックグラウンドと見なして除外する。

XIS Grade 方式
上述の ASCA Grade 方式は、その名の通り「あすか」の SIS で採用されていた Grade
判定法である。ASCA 衛星ではテレメトリ容量の都合上、各イベントに対して中心ピク
セルの周囲 3×3 ピクセルのデータしか保存されなかった。これに対して、XIS では、中心ピクセルの周囲 5×5 ピクセルのデータが保存できる。明るい天体を観測する際に用いられる 3×3 モードでも、その外側のピクセルがスプリット閾値を越えたかどうかの情報が含まれる。この性能を利用して真の X 線イベントとバックグラウンドやパイルアップとをより厳密に区別できるようにしたものが XIS Grade 方式である 。ASCA Grade 方式
からの具体的な追加・変更点は、(1) Grade6 の波高値の計算法と、(2)Grade6 の細分化、(3) 3× 3 ピクセルの外側のチェックの 3 点である。以下で変更点について説明する。

1. まず、Grade6 には L-shape と square-shape
者を Grade6、後者を Grade8 と再定義する。

の 2 パターンが含まれるが、前

2. Grade6 はスプリット閾値を越えた 2 ピクセルに挟まれた角の (スプリット閾値を越えていない) ピクセルの波高値も加算する。
3. Grade8 のうち、中心ピクセルに隣接する 2 ピクセルよりも、それらに挟まれる角のピクセルの方が波高値が高いものを Grade11 とし、パイルアップによるイベントと見なす。
4. 3×3 ピクセルのうち、スプリット閾値を越えたピクセルの外側で隣接する (5×5 領
域内の) 各ピクセルがスプリット閾値を越えているかどうかをチェックする。1 つでも越えていた場合、Grade10 とし、バックグラウンドイベントと見なす。
5. 逆に、Grade7 のうちで外側のピクセルが 1 つもスプリット閾値を越えていない、すなわちイベント中心まわり 3×3 ピクセル以内に収まっているものを Grade9 とする。Grade9 は X 線イベントと見なす場合もある。
以上のように、Grade0–11 の 12 通りにパターン分けする方式を、 XIS Grade 12 方式と呼び、Grade8 を Grade6 に、Grade9, 10, 11 を Grade7 に押し込めたものを、 XIS
Grade 8 方式と呼ぶ。XIS Grade 8 方式でも、X 線イベントと見なすのは、ASCA Grade
方式同様、Grade0, 2, 3, 4, 6 である。

3.4.3

CTI 補正CCD は１回電荷転送するたびに少しずつ電荷を失う。１回転送を行うたびに失う電荷の割合を CTI(電荷転送非効率:Charge Transfer Ineﬃciency) と呼ぶ。転送回数が多いほど失われる電荷は多いので読み出し口から遠い (ACTY が大きい) 位置で検出されるほど輝線の中心エネルギーは見かけ上小さくなる (図 3.12、Hyodo 2006)。そこで CTI 補正が必要となる。

3.4. データ解析法[Definition]

25[Examples]

Grade 0= perfect single
Grade 1= single+ detouched corners
Grade 2= vertical single-sided split+ detouched corners
Grade 3= left single-sided split+ detouched corners
Grade 4= right single-sided split+ detouched corners
Grade 5= single-sided split
with touched corners
Grade 6
= L-shape or square-shape+ detouched corners

The center pixel.
A pixel whose PH level is larger than the split threshold andwhich is included when summing up the PHs.
A pixel whose PH level is larger than the split threshold andwhich is not included when summing up the PHs.

図 3.11: ASCA Grade 方式。なお、この 3×3 の四隅のピクセルをコーナーピクセルと
呼ぶ。

第3章

26

X 線 CCD カメラ XIS (X-ray Imaging Spectrometer)

位置 ACTY のピクセルで X 線により生じた電荷 Q0 と読み出される電荷 Q0 の関係は次の様になる。

Q0 = (1 − CTIpa )ACTY (1 − CTIif )1024 Q0

(3.7)

ここで

• CTIpa :蓄積領域での縦転送中の電荷転送非効率 (”pa”rallel)。電荷量 Q0 に依存する。
• CTIif :露出領域から蓄積領域への縦転送中の電荷転送非効率 (”i”maging to ”f”ramestore)。電荷量 Q0 に依存する。
である。実際に測定される CTIpa 、CTIif ∼ 10−5 のオーダーなので CTIpa ,CTIif ¿1 とす
ると

Q0 ∼ (1 − ACTY · CTIpa )(1 − 1024 · CTIif )Q0∼ (1 − ACTY · CTIpa − 1024 · CTIif )Q0∼ (1 − ACTY · CTIpa )Q0 − δQ

(3.8)
(3.9)
(3.10)となり、ある Q0 に対して Q0 と ACTY は一次関数の関係 (図 3.13) となる。但し、撮像領域から蓄積領域へ転送中に失う電荷量は ACTY に依らないので δQ = 1024 · CTIif · Q0 と置いた。δQ は Q0 に依存する。
CTIpa 、CTIif ∝Q−ctipow の関係にあることが実験的に知られている。次式で Q に依存しない CTInormpa 、CTInormif 、δQnorm を定義する。

CTIpa = CTInormpa · Q−ctipow
δQ = 1024 · CTIif · Q = 1024 · CTInormif · Q−ctipow · Q= δQnorm · Q1−ctipow(3.11)(3.12)(3.13)

但し CTI の Q 依存性は Q0 と Q0 の間では殆ど差が無いので Q∼Q0 ∼Q0 と置いた。
ctipow の値は Checker Flag CI にてセンサー毎に調べられている (表 3.2)。
表 3.2: CTI の Q 依存性。CTI∝Q−ctipow 。
センサー
XIS0
XIS1

ctipow
0.34
0.25

センサー
XIS2
XIS3

ctipow
0.34
0.16

CTInormpa 、δQnorm が分かれば、次式で CTI 補正を行い、読み出し電荷量 Q0 から真の電荷量 Q を求めることができる。
Q ∼ (1 + ACTY · CTIpa )Q0 + δQ

(3.14)
0 1−ctipow∼ (1 + ACTY · CTInormpa + δQnorm)Q(3.15)

CTInormpa 、δQnorm の値は 55 Fe 較正線源、および、Checker Flag CI を用いて測定されており、その値を収めたキャリブレーションデータベースを元に CTI 補正がなされている。

3.4. データ解析法

27

図 3.12: CTI 未補正の「すざく」XIS 銀河中心データでの FeXXV Kα 輝線中心値と ACTYの関係。ACTY が大きくなるに従って系統的に輝線中心値が小さくなっている。

図 3.13: 真の電荷量 Q0 、読み出し電荷量 Q0 、δQ、CTIpa の関係。ある Q0 に対して Q0 と
ACTY は一次関数の関係になる。

29

第4章

4.1

「すざく」による Sgr A East の観測

観測諸元および一次データ処理「すざく」は Science Working Group (SWG) フェーズにて Sgr A East を含む Sgr A 領
域の約 100ksec の観測を 2005 年９月 23 日と 30 日の２回に分けて行い、Sgr A East の過去
最高精度の X 線スペクトルを取得した。XIS の観測モードは XIS nominal の Normal モードである。SCI は行っていない。2006 年 5 月 22 日版のキャリブレーションデータベース
を元に CTI を補正した。宇宙線イベントを避けるために South Atlantic Anomaly (SAA、地磁気が弱く宇宙線が非常に多い領域）通過後 256 秒間のイベントを除去した。地球からの仰角 (Elevation) >5◦ 、地球大気からの蛍光 X 線を避けるため地球日照部と視野中心の離角 (Day Earth Elevation) >20◦ という基準でスクリーニングを行った結果、有効観測時
間は 89ksec となった。
以下の解析では HEAsoft version 6.11 を使用した。図 4.1 は 2–8keV での Sgr A East 領
域の X 線イメージである。今回は図 4.1 中の (l, b) = −0.047◦ , − 0.047◦ を中心とする半径 1.6 分の円内を Sgr A East 領域とし、スペクトル・ライトカーブを取得した。また、四角で示した 6 分角の２つの領域をバックグラウンド領域とした。
望遠鏡 (XRT) のレスポンスである arf ファイルは 2006 年 4 月 24 日版 xissimarfgen に
よって Sgr A East の位置に点源を仮定したシミュレーションを行い作成した。arf ファイ
ルには入射エネルギー毎の望遠鏡の有効面積の情報が入っている。今回作成した arf ファ
イルを図 4.2 に示す。
XIS のレスポンスである rmf ファイルは 2005 年 11 月版を用いた。単色の X 線が入射しても実際には図 4.3 で示した XIS のレスポンスのかかったパルス波高値が出力される。
rmf ファイルには入射エネルギー毎のこのレスポンスの情報が入っている。FI と BI でレスポンスが大きく異なるため、FI センサーは 3 台分のスペクトルを足し上げたのに対し、
BI は BI のみでスペクトルを作り、FI と BI で異なった rmf ファイルを用いた。その上でFI と BI でフィッティングパラメータを同じにした同時フィットを行った。但し、強度はFI と BI で別々のパラメータにしており、以下強度は FI により得られた値を示す。
この章では特に指定しない限り、エラーは 90%で示す。また、太陽組成比として Anders&Grevesee (1989) の値を用いた。

1

http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/software/lheasoft/

第 4 章 「すざく」による Sgr A East の観測30

図 4.1: 「すざく」2–8keV バンド X 線イメージ。半径 1.6 分の円内がスペクトル、ライト
カーブを取得した Sgr A East 領域。破線四角領域がバックグラウンド領域。十字にて Sgr
A∗ 位置を示した。

250

Effective area(cm2)

200

150

100

50

0
0

2

4

6

8

10

12

Energy(keV)

図 4.3: XIS のレスポンス。赤線の単色 X 線に対し、1:メインピーク、2:サブピーク、3:三角成分、4:Si

図 4.2: 望遠鏡 (XRT) のレスポンス。2006 年４月 24 エスケープピーク、5:SI 蛍光輝線、6:連続成分が出力
日版 xissimarfgen によって Sgr A East の位置に点源を仮定したシミュレーションを行い作成した。

される。これらの情報は rmf ファイルに入っている。

Koyama et al. 2006

4.2. バックグラウンド評価

4.2

31

バックグラウンド評価

Sgr A East に対するバックグラウンドとして、宇宙線による Non X-ray バックグラウ
ンド、宇宙背景 X 線放射、「すざく」の空間分解能では分解できない点源の集合、銀河中
心高温プラズマ、Sgr A∗ の寄与が考えられる。それぞれの寄与を以下の様に評価して差
し引いた。

4.2.1

Non X-ray バックグラウンド

宇宙線による Non X-ray バックグラウンド (NXB) は、連続成分と検出器構成物質の蛍光 X 線輝線成分からなり、X 線観測の際は必ず含まれる。この NXB を差し引くために
Elevation <-5◦ かつ Day Earth Elevation >100◦ の夜地球データを集積したデータベー
ス2 を用いた。このイベントデータベースから Cutoﬀ rigidity (COR) の平均値が本観測中と一致するように重み付けした上で XIS 検出器面上の同じ位置からスペクトルを取得し、Sgr A East 領域、バックグラウンド領域のスペクトルからそれぞれ差し引いた。COR とは、その場所の地球磁場を通過して大気圏に到達できる宇宙線の最小エネルギーで、軌道による宇宙線の強さを表すパラメータである。COR の平均値は観測毎に異なっている。
NXB と COR は相関があるので COR の平均値を Non X-ray バックグラウンドと観測デー
タとで同じにすることで Non X-ray バックグラウンドの再現性が向上する。また、検出器上で同じ場所を引くのは、宇宙線によって励起される NiI Kα 等の検出器起源の輝線の強度に依存性があるためである。図 4.9 にスペクトルを示す。

4.2.2

宇宙背景 X 線放射

宇宙背景 X 線放射 (Cosmic X-ray Background) は全天で一様に遠方からやってくる X
線放射である。NXB と同じく CXB も X 線観測の際は必ずバックグラウンドに含まれる。
「すざく」の North Ecliptic Pole (Blank Sky) のスペクトルを光子指数 1.49 (「あすか」の観測による値。Ishisaki 1997) で固定したパワーローに星間吸収をかけたモデルでフィット
して、CXB の強度を求めた。Sgr A East 領域の面積に強度を規格化し、更に銀河中心までの星間吸収 6 × 1022 cm−2 をかけたスペクトルを図 4.9 に示す。その強度は Sgr A East
領域のフラックスの 0.1%程度でしかない。また、その表面輝度は全天でほぼ一様なので
Sgr A East 領域からバックグラウンド領域のスペクトルを面積で規格化して差し引けば
良い。

4.2.3

点源成分

「すざく」の空間分解能では Sgr A East の拡散成分と区別できない点源は大きなバックグラウンドとなる。「すざく」よりエネルギー分解能、有効面積は劣るものの、空間分解能に優れる (HPD∼0.5 秒)Chandra 衛星のデータを用いて、その空間分布を調べた。Muno
et al. (2003) では Chandra の 590ksec 分のデータを元に Sgr A∗ を中心とする 17 分× 17
分の領域の点源の位置とフラックスをカタログにしてある。このカタログで completenessを満たすフラックス 4×10−7 photons cm−2 s−1 以上の点源の分布を「すざく」の空間分解
能 (HPD=2 分) に対応するガウシアンでなました (図 4.4)。このデータを用いて、図 4.4 の2

http://www.astro.isas.jaxa.jp/suzaku/analysis/xis/nte/

第 4 章 「すざく」による Sgr A East の観測

32

b = −0.047◦ 、l = −0.2◦ ∼ −0.1◦ の 1.5 分×６分のそれぞれの領域での 2–8keV での点源の集合の表面輝度を求めた。その結果を図 4.5 の丸印で示す。これによるとバックグラウ
ンド領域の点源の集合の平均表面輝度は 2–8keV で 0.5 × 10−5 photon arcmin−2 cm−2 s−1である。一方、半径 1.6 分の Sgr A East 領域内の点源の表面輝度を同様にカタログデー
タから調べると 3.0 × 10−5 photon arcmin−2 cm−2 s−1 となり、バックグラウンド領域に比べ 2.5 × 10−5 photon arcmin−2 cm−2 s−1 だけ大きい。そこでこの超過分は Chandra の Sgr
A East 領域内の各点源のスペクルデータ (Muno et al. 2004) を積算したスペクトルを求め、その強度を 2.5 × 10−5 photon arcmin−2 cm−2 s−1 に規格化して差し引いた。Muno etal. (2004) のカタログデータを用いて調べた Sgr A East 点源のスペクトルを図 4.6、フィッ
ティング結果を表 4.1 に示した。また、図 4.9 にもスペクトルを示した。
表 4.1: Sgr A East 領域内点源スペクトルのフィッティング結果

Line
Identiﬁcation
FeI KαFeXXV KαFeXXI KαPower-law
Absorption
χ2 /d.o.f

Energya
WidthaIntensityb
(eV)
(eV)
(photons s−1 cm−2 )6400 (ﬁxed)
30 (ﬁxed) 5.7 (4.1-6.8) ×10−6
6686 (ﬁxed)
30 (ﬁxed) 1.2 (1.0-1.3) ×10−56965 (ﬁxed)
17 (ﬁxed) 4.5 (2.9-5.8) ×10−6
Photon index
Normc
0.98 (0.77-1.02)
3.1 (2.5-2.8) ×10−4
NH (× 1022 cm−2 )ZFe d
7.8 (4.9-8.8)
3.0 (2.2-5.1)
130/123 = 1.1（）内 90%エラー
a

輝線中心値は APEC モデルの値、輝線幅は銀河中心高温プラズマでの値を参考に固定した。

b

吸収は補正してある。

c

単位は 1keV での photons cm−2 s−1 keV−1d太陽組成に対する比

4.2.4

銀河中心高温プラズマ成分

1 章で述べた様に銀河中心には広範囲に渡り温度約 6.5keV の拡散高温プラズマが存在し、それが Sgr A East に対する大きなバックグラウンドとなる。その寄与を適切に差し引くため、「すざく」のデータを用いて、その空間分布を調べた。点源と同じく b = −0.047◦ 、
l = −0.2◦ ∼ −0.1◦ の領域を図 4.7 に示した 3 分×６分の領域に分割してスペクトルを取得した。Non X-ray バックグラウンドを除き、2–5keV、および、5–8keV のエネルギーバン
ドでガウシアンとパワーロー連続成分に星間吸収を掛けたモデルでそれらのスペクトルでフィッティングして 2–8keV での各領域の表面輝度を求めた。但し、この表面輝度は銀河中
心高温プラズマ成分の他に、点源成分、宇宙背景 X 線放射成分を含んでいる。b = −0.047◦の銀径方向に沿った表面輝度空間分布を図 4.5 の小三角印で示した。銀河中心高温プラズ
マ成分は Sgr A East を挟んでその表面輝度が連続的に変化しており、バックグラウンド
領域の平均値を差し引くことでその寄与は適切に除かれる。点源については 4.2.3 章で考4.2. バックグラウンド評価

33

100

10

10

−6

Photons s

−1

cm

−2

arcmin−2

図 4.4: 「すざく」の空間分解能 (HPD∼2 分) でなました Chandra の点源カタログデータ。
カラーバーは線形スケールで示した表面輝度で単位 ×10−5 photons arcmin−2 cm−2 s−1(2–8keV)。緑四角にて図 4.5 で表面輝度を調べた領域を示した。

1
0.1

o

0

o

-0.1

o

-0.2

o

Galactic longitude

図 4.5: Sgr A East 周辺領域・点源の表面輝度空間分布。円印が Chandra のカタログデー
タによる点源。小三角印が「すざく」のデータによる Sgr A East 周辺領域の表面輝度。いずれも 2–8keV で b = −0.047◦ での値。大三角印は半径 1.6 分の Sgr A East 領域の表面輝度。2 本の両付矢印でバックグラウンド領域、矢印で Sgr A East 位置、破線矢印にて Sgr
A∗ 位置を示した。

第 4 章 「すざく」による Sgr A East の観測

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





































34

図 4.6: Sgr A East 領域内点源のスペクトル慮した。図 4.9 にバックグラウンド領域の表面輝度を Sgr A East 領域の面積で規格化したスペクトルを銀河中心高温プラズマ成分として示した。

図 4.7: 銀河中心高温プラズマ成分の表面輝度を調べた 3 分× 6 分領域。但し、Sgr A East
領域を含む領域は除いた。

4.2.5

Sgr A∗

Chandra の観測によると静穏時の Sgr A∗ のフラックスは 2×10−5 photon cm−2 s−1 (2–8keV、Baganoﬀ et al. 2003）で Sgr A East 領域のフラックスの 1%程度にすぎない。しかし、Sgr A∗ は約 3 ksec にわたって、フラックスが静穏時の 100 倍近くになるフレアが観測されている (Porquent et al.2003)。図 4.8 に今観測中の Sgr A East 領域のライトカーブを示した (2–10keV)。銀河中心高温プラズマの表面輝度として 3×10−13 ergs−1 arcmin−2 (Koyama et4.3. スペクトル解析

35

al. 1996)、Sgr A East のフラックス 1.3 × 10−11 ergs−1 cm−2 (Sakano et al. 2004)、そして、
Sgr A∗ のフラックスとして静穏時の 1.3 × 10−13 ergs−1 cm−2 を用いて計算すると Sgr A∗ 静
穏時の Sgr A East 領域の XIS での予想カウントレートは ∼1.3 ct s−1 になり、図 4.8 に一致する。一方、Sgr A∗ がフレアしているとして静穏時の 50 倍のフラックスを仮定すると予想カウントレートは 2.0 ct s−1 となり、観測値はこれより有意に低い。よって、Sgr A∗
は今観測中フレアを起こしていないか、起こしていてもその影響はごく僅かである。図4.9 には静穏時のスペクトルを示した。
以上の様に求めたバックグラウンド成分を図 4.9 にまとめた。Non X-ray バックグラウ
ンドを除いた Sgr A East 領域のスペクトルから、Non X-ray バックグラウンドを除いた
バックグラウンド領域の平均スペクトルを面積とヴィグネッティングで規格化して差し引き、更に点源成分の超過分を引くことで、各バックグラウンド成分は適切に差し引かれる。

図 4.8: Sgr A East ライトカーブ (2–10keV)。 左:1 回目の観測。開始時刻 2005/9/23
07:16:30(TT)。右:2 回目の観測時。開始時刻 2005/9/30 08:29:50(TT)。１ビン 800sec。

4.3

スペクトル解析

4.3.1

現象論的フィッティング

バックグラウンドを差し引いたスペクトルをガウシアンと熱的制動放射に星間吸収をかけたモデル3 で 2–5keV バンド、5–9keV バンドをそれぞれ現象論にフィッティングし、各輝線を同定した。但し、星間吸収については星間物質の組成比をパラメータとして振れるモデル（vphabs）を用いて、2–5keV では水素柱密度 NH 、および、Si、S の組成をフリー
パラメータとしてフィッティングした。他の元素は太陽組成で固定した。5–9keV バンド
では vphabs は NH は 2–5keV バンドで得られた値で固定し、Fe の組成をフリーパラメー
タとした。結果を図 4.10 、4.11、および、表 4.2、4.3 に示した。FeXXV Kβ 、Kγ は「すざく」が今回初めて検出した。

3(many gaussians+bremss)*vphabs
以下 HEAsoft のスペクトル解析ツール XSPEC11 で使用したモデルを欄外に示す。各モデルの詳細については以下を参照。http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/software/lheasoft/xanadu/xspec/xspec11/manual/node38.html

第 4 章 「すざく」による Sgr A East の観測

360.1
S XVI KαS XV Kβ Ar XVIII Kα

χ
2

3

4

Ar XVII Kα

0.01

Counts s−1 keV−1

0.01

Ca XIX Kα
Ar XVII Kβ

Ca XIX KαS XV KαS XVI KαS XV Kβ Ar XVIII Kα−2 0 2χAr XVII Kα
S XV Kα−2 0 2

Counts s−1 keV−1

0.1

図 4.9: Sgr A East のバックグラウンド

5

2

3

Energy (keV)

45Energy (keV)

567Energy (keV)

8

0.01

0.1
χ

Counts s−1 keV−1

Fe XXV Kβ
Fe XXV Kγ

Fe XXV Kα

10−3

0.01
10−3

Fe XXVI Kα

Fe XXV Kβ

Fe XXVI Kα−4−2 0 2

χ

Fe XXV Kα−4−2 0 2

Counts s−1 keV−1

0.1

図 4.10: Sgr A East 現象論的フィッティング結果 (2–5keV)。左は FI ３台を足したもの。
右は BI のみ。

5

6

7
Energy (keV)8

図 4.11: Sgr A East 現象論的フィッティング結果 (5–9keV)。左は FI ３台を足したもの。
右は BI のみ。

4.3. スペクトル解析37

表 4.2: Sgr A East 現象論的フィッティング結果 (2–5keV)

Line
IdentiﬁcationSXV KαSXVI KαSXV KβArXVII Kα
ArXVIII Kα
ArXVII Kβ
CaXIX Kα
Thermal bremss
Absorption
Flux (2.0–5.0 keV) f
χ2 /d.o.f

Energy
Width
(eV)
(eV)
2446 (2440–2449)
22 (16–27)
2625 (2603–2631)
20 (ﬁxed) a
2869 (2840–2889)
21 (ﬁxed) a
3124 (3116–3130)
47 (39–56)b3324
23 (ﬁxed) a
3692 c24 (ﬁxed) a
3882 (3873–3890)
24 (10–39)
Temperature(keV)
1.89 (1.86–1.93)
NH (× 1022 cm−2 )ZSi e
9.0 (8.9–9.1)
3.2 (3.1–3.3)−1−2
photons s cm
Luminosity (2.0–5.0 keV) f
1.1 × 10−3
242/266 = 0.91

Intensity f(photons s−1 cm−2 )9.53 (8.66–10.1) ×10−4
1.86 (1.38–2.23) ×10−4
7.47 (4.69–9.64) ×10−5
2.27 (2.07–2.51) ×10−4
1.46 (0.08–2.61) ×10−5
1.86 (0.93–2.68) ×10−55.74 (5.03–6.68) ×10−5
Norm. d4.34 (4.30–4.39) ×10−2
ZS e
2.9 (2.7–3.3)
ergs s−1
3.9 × 1035（）内 90%エラー

Fe 較正線源の MnI Kα 輝線幅が 30eV なのを参考に 30 × (E/5895)0.5 eV で固定した。
b
ArXVII Kα 輝線中心値 + 200eV で固定した。
c
CaXIX Kα 輝線中心値 - 190eV で固定した。
∫
d
単位は 3.02 × 10−15 /(4πD2 ) ne nI dV 。D、 ne and nI はそれぞれ、プラズマまでの距離 (cm)、 電子
密度 (cm−3 )、 イオン密度 (cm−3 )e
太陽組成に対する比f
Flux は吸収を受けた値だが Intensity、Luminosity は吸収を補正してある。
a 55

第 4 章 「すざく」による Sgr A East の観測38

表 4.3: Sgr A East 現象論的フィッティング結果 (5–9keV)

Line
Identiﬁcation
FeXXV KαFeXXVI KαFeXXV Kβ a
FeXXV Kγ
Thermal bremss
Absorption
Flux (5.0–9.0 keV) e
χ2 /d.o.f

Energy
Width
(eV)
(eV)
6650 (6648–6653)
44 (41–47)
6956 (6938–6981)
0 (<34)7820 (7790–7847)
83 (53–113)
8238 (8199–8286)
35 (ﬁxed) b
Temperature(keV)
4.5 (4.3–4.6)
NH (×1022 cm−2 )
9.0 (ﬁxed)
photons s−1 cm−2 Luminosity (5.0–9.0 keV) e
7.1 × 10−4
194/155 = 1.25

Intensity e(photons s−1 cm−2 )2.23 (2.16–2.29)×10−4
1.09 (0.75–1.40)×10−5
2.12 (1.49–2.53)×10−5
1.32 (0.66–1.64)×10−5
Norm. c9.9 (9.7–10) ×10−3
ZFe d
2.8 (2.3–3.2)
ergs s−1
7.4 × 1034（）内 90%エラー
a

この輝線は NiXXVII Kα (∼7.88 keV) と FeXXV Kβ (∼7.88 keV) 輝線の混合である。

Fe 較正線源の MnI Kα 輝線幅が 30eV なのを参考に 30 × (E/5895)0.5 eV で固定した。
∫
単位は 3.02 × 10−15 /(4πD2 ) ne nI dV 。D、 ne and nI はそれぞれ、プラズマまでの距離 (cm)、 電子
密度 (cm−3 )、 イオン密度 (cm−3 )d太陽組成に対する比eFlux は吸収を受けた値だが Intensity、Luminosity は吸収を補正してある。
b 55

c

4.3. スペクトル解析

4.3.2

39

プラズマ診断「すざく」の高いエネルギー分解能、低バックグラウンド、大有効面積により、過去最高の精度で Sgr A East の輝線のデータを得ることができた。特に S、Fe の He 輝線のデー
タを用いてプラズマ診断を行い、以下の 3 つの方法で Sgr A East プラズマの温度をそれぞれ独立に求めた。

He-like Kα、He-like Kβ 輝線強度比
Kα 輝線は L 殻から K 殻への、Kβ 輝線は M 殻から K 殻への電子遷移の際に放出される輝線である。よって、Kα 輝線、Kβ 輝線強度比は、主に、K 殻電子が L 殻に励起される割合と M 殻に励起される割合に依る。この割合は原子の電離度に依らずプラズマ中の電子温度で決まるため、Kα 輝線、Kβ 輝線強度比から電子温度を決定することができる。
プラズマのシミュレーションモデルとして APEC モデル (Randall et al. 2001) を用いて計算した S、Fe 輝線の He-like Kα、He-like Kβ 輝線強度比と電子温度の関係を図 4.12 に
示した。
0.14
[Fe XXV Kβ+Ni XXVII Kα]/[Fe XXV Kα]

0.09[S XV Kβ]/[S XV Kα]

0.085
0.08
0.075
0.07
0.065
0.06
0.055
0.05
0.045

0.12
0.1
0.08
0.06
0.04
0.02
0

0.6

0.8

1
1.2
1.4
1.6
Electron Temperature(keV)

1.8

1

1.5

2
2.5
3
3.5
4
Electron Temperature(keV)

4.55

図 4.12: [He-like Kβ]/[He-like Kα] 輝線強度比-電子温度関係。左：S イオン 右:Fe イオン。

H-like Kα、He-like Kα 輝線強度比
プラズマ中の原子の平均電離度はプラズマ温度が高くなるに従って大きくなる。原子の平均電離度から決めた温度を電離温度と呼び、イオン化が進んでおらず、電子温度と電離温度が一致しない状態を電離非平衡と呼ぶ。H-like イオンと He-like イオンの存在比は電離温度から決まるため、H-like Kα、He-like Kα 輝線強度比は電離温度の指標となる。電離平衡を仮定し、APEC モデルを用いて計算した S、Fe 輝線の H-like Kα、He-like Kα 輝
線強度比と電離温度の関係を図 4.13 に示した。

He-like Kα 輝線中心値
He-like Kα 輝線は図 4.14 に示した微細構造を持ち、共鳴線 (w:1s2 1 S0 –1s2p 1 P1 )、異重項間遷移 (x+y:1s2 1 S0 –1s2p 3 P2,1 )、禁制線 (z:1s2 1 S0 –1s2s 3 S1 )、および、衛星線 (s:Li-like1s2 2p–1s2p2 等）が XIS のエネルギー分解能では混合して１つの輝線となっている。エネ
ルギーは w>x+y>z である。s は w 以下のエネルギーに存在する (Gabriel 1972)。図 4.15

第 4 章 「すざく」による Sgr A East の観測

40

0.8

0.2
[Fe XXVI Kα]/[Fe XXV Kα][S XVI Kα]/[S XV Kα]

0.7
0.6
0.5
0.4
0.3
0.2

0.15

0.1

0.05

0.1
0

0
0.6

0.8

1
1.2
1.4
1.6
Ionization Temperature(keV)

1.8

1

1.5

2
2.5
3
3.5
4
Ionization Temperature(keV)

4.55

図 4.13: [H-like Kα]/[He-like Kα] 輝線強度比-電離温度関係。左：S イオン 右:Fe イオン。に電子温度と輝線強度比 G=(x+y+z)/w の関係を示した。電子温度が大きくなるにつれてG は小さくなり、共鳴線 w の寄与が大きくなる。また、衛星線の強度はプラズマ温度が高いほど小さくなる。よって、これらの混合である He-like Kα 輝線のエネルギー中心値は電子温度が高い時ほど高くなり、この関係から電子温度を決定することができる。APEC
モデルを用いて計算した S、Fe 輝線の He-like Kα 輝線中心値と電子温度の関係を図 4.16に示した。

図 4.14: He-like Kα 輝線の微細構造。w:共鳴線
x+y:異重項間遷移 z:禁制線。 Porquet et al. 2001

4.3.3

図 4.15:電子温度 (横軸) と He-like イオンのG=(x+y+z)/w の関係 (縦軸)。Pradhan et al. 1982

S 輝線プラズマ診断

輝線強度比 SVI(H-like) Kα/SV(He-like) Kα は 0.20+0.03−0.06 であり、電離温度は図 4.13 よ+0.1
り kB T=1.1−0.1 keV に対応する。輝線強度比 SV Kβ/SV Kα は 0.08+0.02−0.03 であり、電子温度は図 4.12 より kB T=1.4+0.7となり、電離温度と一致した。一方、keV
SV Kα の輝線中心−0.8+3
値は 2446−6 eV であり、そこから求まる電子温度は図 4.16 から 0.2–0.6keV で輝線強度比から求めた温度よりも低い。しかし、現在の XIS のキャリブレーションでは低エネルギー側のゲイン調整には約± 5eV の系統誤差があること (Koyama et al. 2006) を考慮すると電離温度は 0.6–2.0keV となり、輝線強度比から求めたものと一致する。独立に求めた電
離温度、電子温度が一致することから、Sgr A East には約 1keV の衝突電離平衡プラズマが存在すると結論できる。

41

2454

6690

2452

6680

Centroid of Fe XXV Kα (eV)Centroid of S XV Kα (eV)4.3. スペクトル解析

2450
2448
2446
2444
2442
2440
2438

6670
6660
6650
6640
6630
6620
6610
6600

0.5

1
1.5
2
Electron Temperature(keV)

2.5

1

1.5

2
2.5
3
3.5
4
Electron Temperature(keV)

図 4.16: He-like Kα 輝線中心値-プラズマ温度関係。左：S イオン

4.3.4

4.5

5

右:Fe イオン。

Fe 輝線プラズマ診断

輝線強度比 FeXXVI(H-like) Kα/FeXXV(He-like) Kα は 0.05+0.01−0.02 であり、電離温度は+0.3
図 4.13 より kB T=3.1−0.4 keV に対応する。FeXXV Kβ 輝線 7.88keV は今回の観測の統計
では NiXXV Kα 輝線 7.78keV と分解することができなかった。そこで２つの輝線を１つのガウシアンでフィットし、Ni と Fe の組成比が太陽組成と同じだと仮定して FeXXVKβ 輝線強度を決め、電子温度を求めた。 (FeXXV Kβ ＋ NiXXV Kα) /FeXXV Kα の輝線強度比 0.06+0.01−0.02 は Fe/Ni の存在比を太陽組成と同じとすると図 4.12 より電子温度は+1.0kB T=2.5−0.8 keV となり、電離温度と一致する。しかし、FeXXV Kα の輝線中心値 6650+3−2 eV
は 3keV の衝突電離平衡プラズマでの輝線中心値 (APEC モデル 6681eV、MeKaL モデル
6673eV Mewe et al. 1985) に比べ、系統誤差を考慮しても有意に低くく、図 4.16 より電子温度 1.4+0.1−0.1 keV に対応する。以上から Fe 輝線は 1 温度の電離平衡高温プラズマ成分では説明できない。更に FeXXV Kα の輝線幅 44 ± 3eV も 3keV の衝突電離平衡プラズマの輝線幅 28eV より大きい。これは FeXXV Kα 輝線が 2 つ以上の異なる温度成分の高温プラ
ズマからの輝線の混合であることを示唆する。

4.3.5

モデルフィッティング

プラズマ診断の結果から S 輝線付近は約 1keV の衝突電離平衡プラズマで説明され、かつ、Fe 輝線は 1 温度の電離平衡プラズマ成分以外で説明されるべきである。最初に 2 温度成分の衝突電離平衡プラズマに星間吸収をかけたモデル4 で 2–9 keV バンドのモデル
フィッティングを行った。プラズマモデルは元素組成をパラメータとして振ることのできる APEC モデル (vapec) を使い、S、Ar、Ca、Fe、Ni の組成を２つのプラズマ成分で共通にして振った。Ni と Fe の比は太陽での比と同じと仮定した。星間吸収は vphabs を用
いて NH 、および、Si、S、Fe の組成をフリーパラメータとした。上記以外の元素は太陽組成で固定した。使用した 2005 年 11 月レスポンスは地上キャリブレーションの結果をもとに作成されているため、軌道上での放射線損傷によるエネルギー分解能の劣化は考慮されていない。今観測中の 55 Fe 較正線源の MnI Kα 輝線を使用したレスポンスでフィットす
ると本来 0eV であるべき輝線幅は 30eV となり、これが軌道上での分解能の劣化に対応する。このエネルギー分解能の劣化を補正するために APEC モデルの輝線幅に余分に 30eV
を 2 乗和にて加えた。フィッティングの結果を図 4.17、表 4.4 に示した。プラズマ成分の
4(2vapec)*vphabs

第 4 章 「すざく」による Sgr A East の観測

42

0.01
10−3

Counts/s/keV

0.01

0
−5

χ

−4 −2 0

χ

2

10−4

10−3

Counts/s/keV

0.1

0.1

一方は kB T∼ 1 keV と S 輝線プラズマ診断での値と一致した。しかし、もう一方の成分は50 keV という超新星残骸としては現実的では無く高い温度を示した。また、フィッティン
グ範囲は 2–9 keV であるため、9keV より高いエネルギーで折れ曲がりがある様なプラズ
マの温度は本来決定できず、この 50 keV という温度には意味はない。この 2 温度成分の衝突電離平衡プラズマモデルでは、∼7.88keV の FeXXV Kβ 輝線のあたりに残差が残り、再現性が良くない。χ2 は悪くない (504/470=1.10) にも関わらず、輝線の再現性が良くな
いのは、電子の熱的制動放射よる連続成分から決まる電子温度と、輝線から決まる温度が一致しないためだと考えられる。この様な状況としては、電子温度と電離温度が一致しな
い非電離平衡状態にプラズマがあること、または、連続成分に熱的制動放射成分以外の非熱的成分が混入していることが考えられる。
高温成分が非電離平衡状態にある場合を考え、高温成分を非電離平衡プラズマにしてモ
デルフィッティングを行った5 。非電離平衡プラズマのモデルとしては NEI モデルを用いた(Borkowski et al. 2001. vnei は元素組成をパラメータとできる)。結果を図 4.17、表 4.4 に示した。kB T が約 46keV の高温成分を必要とし、やはり、FeXXVI Kα 輝線 (∼ 6.97 keV)や Ni XXVI Kα 輝線 (∼ 7.78 keV) の辺りに残差が残り、再現性が良くない。電離非平衡モデルでも輝線の再現性が良くないのは Kα、Kβ 輝線強度比から決まる電子温度と連続成分から決まる電子温度が一致しないことを意味し、連続成分に熱的制動放射成分以外の非熱的成分が混入していることを示す。
そこで、2 温度成分の衝突電離平衡プラズマにパワーロー成分を加え、星間吸収をかけたモデル6 でフィッティングを行った。結果を図 4.18、表 4.5 に示した。これまで再現性の悪かった FeXXV Kα 輝線以上のエネルギーの輝線がうまく表現されるようになった。衝+0.4
突電離平衡プラズマの温度は 1.21+0.09−0.03 keV、6.0−0.5 keV となり、超新星残骸として現実的な値となった。この結果、光子指数 0.87+0.04−0.03 のハードテイル成分を Sgr A East から初めて検出した。

5
channel energy (keV)

5
Energy (keV)

図 4.17: 左：2VAPEC モデル 右:VAPEC+VNEI モデルフィッティング結果 (2-9keV)。見
やすさの為に FI3 台の結果のみを示した。

56(vapec+vnei)*vphabs(vapec × 2+power-law)*vphabs

4.4. 議論43

表 4.4: 2VAPEC、VAPEC+VNEI モデルフィッティング結果

χ2 /d.o.f
504/470=1.10
510/470=1.12

0.01Counts s−1 keV−1χ5Energy (keV)

10−3

10
−4−2 0 2
2

VAPEC[1]VAPEC[2]Power−law−4−2 0 2

0.01

VAPEC[1]VAPEC[2]Power−law−3Counts s−1 keV−1χnt
cm ·sec
1.36(1.30–1.42) ×1011
−3

0.1

VAPEC
VAPEC/VNEI
kB T(keV)
kB T(keV)
2VAPEC
1.33(1.29–1.41)
50(43–58)
VAPEC+VNEI 1.02(0.99–1.07)
46(23–80)

0.1

Model

2

5
Energy (keV)

図 4.18: 2VAPEC+Power-law モデルフィッティング結果 (2-9keV)。左は FI ３台を足したもの。右は BI のみ。

4.4

議論

4.4.1

熱的プラズマ成分の性質

Sgr A East までの距離として 8 kpc を仮定すると熱的プラズマ成分の Luminosity(29keV) は 4.2 × 1035 erg/s となる。Sgr A East が半径 1.6 分の球状をしていると仮定すると、そのプラズマの密度は 1keV 成分が 5.3f−0.5 H/cm3 、6keV 成分が 1.1f−0.5 H/cm3 と見積もられる。但し、f は ﬁlling factor (0<f<1) である。6keV プラズマの音速 980km/s で Sgr
A East のサイズ (半径 1.6 分 ∼ 約 12 光年) を割って年齢を求めると約 4000 年となる。また、化学組成は Fe が太陽組成に比べ過剰である。鉄の総質量を見積もると 0.15f0.5 M¯ となり、この鉄総質量は標準的な I 型超新星モデルで予想される 0.5-0.8M¯ よりは小さく、元の星が 13-15M¯ の II 型超新星残骸から予想される量と矛盾しない (Park et al. 2005,
Nomoto et al. 1997a, Nomoto et al. 1997b)。

4.4.2

ハードテイル成分の起源

今回、検出されたハードテイル成分は Chandra (Park et al. 2005)、および、XMMNewton (Sakano et al. 2003) の観測では検出されていない。しかし、ハードテイル成分の卓越する 6keV 以上の高エネルギーバンドでこれらの衛星に比べて極めて低いバックグ
ラウンド、かつ、高感度を持つ「すざく」により初めて検出可能になったものと考えられる。このハードテイルの起源については以下の２つが考えられる。
まず、Chandra の検出限界以下の暗い点源の集合である。今回検出されたハードテイルの冪 0.87+0.04−0.03 は Chandra の銀河中心付近の点源スペクトルの冪〜0.9(Muno et al. 2004)

第 4 章 「すざく」による Sgr A East の観測44

表 4.5: 2VAPEC+Power-law モデルフィッティング結果 (2-9keV)

Power-lawThin thermal plasma b
Temperature (keV)
Norm. c
ZS d
ZAr d
ZCa d
ZFe d
ZNi d
Absorption

Flux (2.0–9.0 keV) f
Plasma mass g
χ2 /d.o.f

index
Norm. a0.87 (0.84–0.91)
3.5 (3.3–3.7)×10−4
VAPEC[1]VAPEC[2]1.21 (1.18–1.30)
6.0 (5.5–6.4)
0.165 (0.161–0.169)
2.7 (2.5–2.9)×10−3
1.17 (1.07–1.24)
1.20 (1.07–1.33)
1.18 (1.03–1.33)
2.63 (2.54–2.70)
2.63 eNH (× 1022 cm−2 )ZSi d9.66 (9.58–9.74)
3.2 (3.1–3.3)
d
ZS
ZFe d
2.9 (2.7–3.0)
1.33 (1.26–1.40)−1−2photons s cm
Luminosity (2.0–9.0 keV) f
1.8 × 10−3
total (M¯ )iron (M¯ )0.5
27f
0.15f 0.5
483/453=1.07

ergs s−1
4.5 × 1035（）内 90%エラーab 55

単位は 1keV での ph/cm2 /s/keV

Fe 較正線源の MnI-Kalpha の輝線幅 30eV を分解能の劣化を補正するため APEC モデルの輝線幅に余分に加えた。
∫c
単位は 10−14 /(4πD2 ) ne nH dV 。D、 ne and nH はそれぞれ、プラズマまでの距離 (cm)、 電子密度
(cm−3 )、 水素密度 (cm−3 )d太陽組成に対する比。
e
Fe の元素比に固定。
f
Flux は吸収を受けた値だが Intensity は吸収を補正してある。
g
f は Filling factor (0 < f < 1)。 距離は 8kpc を仮定した。 (Reid et al. 1993).

4.5. まとめ45に非常に近い。Chandra の点源カタログデータを用いて Sgr A East 領域内点源のフラックス分布を調べると図 4.19 の様になった。この点源カタログの completeness を満たすフラックスの下限は 4 × 10−7 photons cm−2 s−1 であるが、この下限の 5 分の 1 のフラックス
まで図 4.19 のフラックス分布が伸びているとすれば、点源でハードテイルは説明される。

図 4.19: Sgr A East 領域内点源のフラックス分布。Muno et al. (2003) のカタログデータを元に作成した。
もう一つは Sgr A East の非熱的成分である。Chandra の観測により Sgr A East 内部に
非熱的 X 線スペクトルを持つフィラメント・クランプ状構造が見つかっている (Koyama
et al.2003、Morris et al. 2003)。高いエネルギーまで伸びる非熱的成分は高エネルギー荷
電粒子の存在を示唆し、Sgr A East 内部での高エネルギー宇宙線加速と結びついている可能性がある。

4.5

まとめ• S 輝線の輝線強度比、輝線中心値を用いたプラズマ診断により求まった電離温度、電子温度はいずれも kB T∼1keV で一致し、Sgr A East に約 1keV の衝突電離平衡プラ
ズマ成分が存在することを示す。
• Fe 輝線のプラズマ診断では [FeXXVI Kα]/[FeXXV Kα]、および、[FeXXV Kβ]/[FeXXVKα] で決まる電離温度、電子温度は kB T∼3keV となって一致するが、FeXXV Kα の輝線中心値から決まる温度は 1.4keV となり一致しない。これは Sgr A East の Fe 輝
線は 1 温度成分の衝突電離平衡プラズマで説明できないことを示す。
•

2 − 9keV の Sgr A East のスペクトルは 2 温度成分高温プラズマモデルでは XIS
では本来測定できないほど異常に高温の成分を必要とし、更に Fe XXV Kα 輝線以上のエネルギーの輝線の再現性が悪い。1.2 keV と 6 keV の 2 温度衝突電離平衡プ
ラズマ＋パワーローのモデルで良く説明される。ハードテイル成分は「すざく」が初めて検出した。

第 4 章 「すざく」による Sgr A East の観測

46• Sgr A East のプラズマ成分は Fe が太陽組成に比べて過剰である。そこから求まる
Fe の総量は元の星が 13–15M¯ の II 型超新星残骸であると考えて矛盾しない。
•

ハードテイル成分の起源は Chandra で検出できなかった暗い点源の集まり、または、Sgr A East の非熱的フィラメント・クランプの可能性が考えられる。点源の場
合、N-S 分布が Chandra の complteness を満たすフラックスの５分の１まで伸びていればハードテイルを説明できる。

47

第5章

5.1

Spaced-row Charge Injection
機能の機上試験・較正

Spaced-row Charge Injection 機能の概要

4 章の成果である Sgr A East からのハードテイル成分の初検出は、イオン輝線によるプラズマ診断により熱的プラズマの温度を正確に決定して熱的成分と非熱的成分を分離するという「すざく」XIS の高いエネルギー分解能を生かした手法により可能になった。
今後も「すざく」で多彩なサイエンスを進めていくためには、「すざく」の大きな特長の一つである、XIS によるこの高いエネルギー分解能の維持が必須である。
当初から予想されていたように軌道上での宇宙線損傷により「すざく」XIS のエネル
ギー分解能は劣化してきている。XIS に取り付けられた 55 Fe 較正線源の MnI Kα 輝線の半
値幅の時間変化を図 5.1 に示した。較正線源の MnI Kα の輝線幅はほぼ 0 eV1 なので、その輝線幅の測定値は検出器のエネルギー分解能に対応する。打ち上げ当初 (2005 年 8 月)には約 140 eV だったエネルギー分解能が 2006 年 5 月には約 200 eV にまで劣化している。

図 5.1: 55 Fe 較正線源の MnI Kα 輝線の半値幅の時間変化。Koyama et al. 2006
エネルギー分解能の劣化が進むのは放射線損傷により X 線 CCD カメラのシリコン結晶に格子欠陥が生じることが原因である。この格子欠陥による準位に転送中の電荷がトラッ
プされてしまい、電荷転送非効率 (CTI) が増加する。その結果、図 3.12 で示した様に同じエネルギーの X 線が入射しても ACTY によって読み出し電荷量が異なってしまう。CTIを補正してやることで読み出し電荷量の転送回数 (ACTY) 依存性を無くせば、ある程度エネルギー分解能を改善することはできる。しかし、転送電荷が格子欠陥にトラップされる過程は確率過程なので、CTI が増加するにつれてエネルギー分解能は必ず劣化する。
1

MnI Kα1 輝線 5888 eV と Kα2 5899 eV 輝線の混合なので実際には数 eV の幅がある。

48

第 5 章 Spaced-row Charge Injection 機能の機上試験・較正

XIS は 3.2 章で述べた様に人工的に電荷を注入する Charge Injection(SCI) 機能を備えている。この CI 機能は放射線損傷によるエネルギー分解能の劣化を回復するために利用することができ、その方法を Spaced-row CI (SCI) と言う。SCI では天体観測中に CCD 撮
像領域最上部に設けられた電荷注入レジスターから一定間隔 (54row 毎) で人工的に電荷を注入する。概念図を図 5.2 に示した。人工電荷は「犠牲電荷」として格子欠陥により生じたトラップを埋め、トラップから再放出されるまでの τe 間、天体の X 線により生じた電荷を守る働きをする。一定間隔で電荷注入 (CI) して常にトラップが埋まった状態を作り出すことで、CTI を改善しエネルギー分解能を回復させることができる。

図 5.2: Spaced-row Charge Injection 機能概念図。左側が転送方向 (読み出し方向) である。
「すざく」は、2006 年 8 月に SCI の機上試験を行い、9 月から一部の観測に対して行っている。以下で SCI 機能の本格運用前に行った機上試験の結果、および、現在進行中の
SCI 機能使用時の機上較正について述べる。試験時・較正時には、PHA で解析を行った。
PHA とは 1 つの X 線イベントに対する 3.4.2 章のピクセルレベルの和である。シングル
ピクセルイベント (grade0) に対してはイベント中心のピクセルレベルと同じものであり、ピクセル内の X 線により生じた電荷量にほぼ比例すると考えて良い。単位は channel(CH)である。また、異なる読み出しトランジスタ、及び、ADC を使っているためセグメント
毎にゲインが異なる。そこでセグメント毎に試験・較正を行った。
今回の試験観測中、および現在運用中の SCI では 54row 毎、ACTY=–2、52、106、. . . 、
54N–2 (N=0∼18) に FI で 6 keV の入射 X 線の作る量に相当する電荷が注入されている。
BI は 2 keV 相当の電荷が注入されている。
この章では特に指定しない限りエラーは 1σ である。

5.2

キャリブレーション観測天体概要

SCI の機能試験、および、SCI 使用時の性能較正試験に用いた天体の概要を述べる。特に述べない限り、観測データに対しては、SAA 通過後 436 秒間のイベントを除去、Elevation>5◦ 、Day Earth Elevation >20◦ という基準でスクリーニングを行った。

5.3.

55

5.2.1

Fe 較正線源によるエネルギー分解能調査

49

ペルセウス銀河団

ペルセウス銀河団は z=0.0176 に位置し、我々の近傍の銀河団の中で X 線で最も明るい。強い FeXXV Kα 輝線を特徴とする熱的 X 線放射を持ち、その温度は中心から外側に向けて 4keV から 7keV へと変化する (Churazov et al. 2003)。半径約 15 分にわたって広がり、XIS の視野全体を覆うこと、強い FeXXV Kα 輝線を持ち、そのエネルギー中心値
は温度 4–7keV ではほぼ一定である (赤方偏移した値で ∼6.56keV) ことから、CTI による
PHA の ACTY 依存性を調べるのには適している。「すざく」は 2006 年 8 月 29 日〜9 月 1日にペルセウス銀河団の SCI 試験観測を SCI ON/OFF の両方で行った。スクリーニング
後の有効観測時間は SCI ON/OFF 時、いずれも約 50 ksec となった。

5.2.2

1E0102–72.2

1E0102–72.2 は小マゼラン雲の中で最も明るい X 線超新星残骸である。Chandra の観測 (Sasaki et al. 2006) によりリング状構造が見えているものの、その直径は約 30 秒ほどで「すざく」の空間分解能では殆ど点源にしか見えない。OVII (∼ 0.57 keV)、OVIII (∼0.65 keV)、NeIX (∼ 0.91 keV)、NeX (∼ 1.02 keV)、MgXI (∼ 1.24 keV) 輝線が強いため、「すざく」では低エネルギー側の較正のために定期的に観測している。今回は 2006 年 10月 21 日に行った SCI ON 時の観測データを用いた。スクリーニング後の有効観測時間は約 20 ksec となった。

5.2.3

GC South 領域

GC South 領域は銀河中心 (l, b) = (−0.015◦ , −0.2◦ ) を中心とする領域である。2006 年 9月 26 日 ∼29 日「すざく」は SCI ON にて、この領域を観測した。銀河中心には 1 章で述べた様に広がった高温プラズマが存在し、Si、S、Ar、Ca、Fe イオン輝線が見られる。ス
クリーニング後の有効観測時は約 130 ksec となった。

5.3

55

Fe 較正線源によるエネルギー分解能調査

機上で SCI を実行することによって実際にエネルギー分解能が改善することを確認した。SCI ON/OFF 時のペルセウス銀河団のデータから較正線源の位置のイベントをセグ
メント毎に抽出しスペクトルを作成した (図 5.3)。輝線幅が SCI ON 時に小さくなっていることが分かる。この MnI Kα 輝線をガウシアンでフィッティングし求めた各センサー各セグメントでのをエネルギー分解能を表 5.1 にまとめた。約 200 eV(FWHM) まで劣化していたエネルギー分解能が SCI を行うことで「すざく」打ち上げ当初の頃の約 140 eV にまで回復している。

5.4

偽イベント調査

5.4.1

Bad row 調査

SCI 時には 54 行毎に電荷注入を行う。電荷注入した行 (CI 行) そのものは機上の回路に与える命令 (マイクロコード) によって読み出さない。しかし、機能試験の結果、その前後

第 5 章 Spaced-row Charge Injection 機能の機上試験・較正

50

XIS2 SEG A SCI OFF

1500

1600

1700

1800

1900

1400

1500

1600

1700

channelschannels

XIS1 SEG A SCI ON

XIS1 SEG A SCI OFF

1800

1900

1800

1900

1400

10−4
10−5

Counts/ch/s

10−4
10−5

Counts/ch/s

10−3

1400

10−4
10−5

Counts/ch/s

10−4
10−5

Counts/ch/s

10−3

10−3

XIS2 SEG A SCI ON

1500

1600

1700

1800

1900

1400

channels

1500

1600

1700
channels

図 5.3: SCI ON/OFF 時の 55 Fe 較正線源 MnI Kα、Kβ 輝線のスペクトル。上段：FI(XIS2
SEG A) 下段：BI(XIS1 SEG A) 左:SCI ON 時 右：SCI OFF 時

表 5.1: SCI ON/OFF 時のエネルギー分解能 (FWHM)
センサー
XIS0

XIS1
XIS2
XIS3

セグメント
A
D
A
D
A
D
A
D

SCI ON 時 (eV)a
145±4
148±7
150±4
141±6
145±3
145±2
149±5
135±7

SCI OFF 時 (eV)a
205±6
208±7
217±5
188±11
216±5
209±2
219±5
226±10(PHA での輝線幅 (CH)PHA で得られた輝線幅を (MnI Kα のエネルギー:5895eV)× (PHA
でエネルギーでの輝線
での輝線中心値)(CH)
幅に換算した。
a5.4. 偽イベント調査

51の行にも電荷の漏れ出しが起こり、偽のイベントを作ることが分かった。図 5.4 に SCI 試
験観測時の E0102 の BI の 0.1-8keV バンドイメージを示した。ACTX 方向に並んだ点が見えるが、これらが偽イベントである。電荷が漏れ出してしまう原因は現在調査中である。

図 5.4: SCI 時 BI の 1E0102–72.2 イメージ (0.1-8keV)。視野の一部を拡大した。ACTX に方向に並んだ偽イベントが見える。左上に見えるのが 1E0102–72.2 である。
偽のイベントが生じる様な行は Bad row として解析の際に取り除かなくてはならない。
GC South 領域の SCI 観測時のデータで CI 行の前後 20 行のカウント数を BI、FI で調べた結果を図 5.5 に示した。偽イベントが生じて、CI 行の前後 1 行のカウント数が高くなっている。よって、SCI 時には CI 行の前後 1 行ずつは取り除くべきである。CI 行から 2 行以
上離れた行はよほど慎重に偽イベントを除く必要がある場合以外は解析に使用して良い。
300

1600
1400

250

1200
CountsCounts

200
150

1000
800
600

100

400
50
0
-20

200
-15

-10
-5
0
5
10
Distance from CI row (pixels)

15

20

0
-20

-15

-10
-5
0
5
10
Distance from CI row (pixels)1520

図 5.5: CI 行 (ACTY=160) の前後 20 行のカウント数分布。横軸は数値の小さい方が読み出しに近い側 (転送方向) である。CI 行そのものは読み出していないのでカウント数は 0 である。左:FI(XIS0)
右：BI(XIS1)

第 5 章 Spaced-row Charge Injection 機能の機上試験・較正

52

5.4.2

偽イベントのエネルギースペクトルSCI ON/OFF 時両方の 1E0102–72.2 のデータを用いて CI 行の前後 1 行ずつからイベントを集め、エネルギースペクトルを取得した。但し、1E0102–72.2 の影響を除いて偽イベントのみのスペクトルを得るため、1E0102–72.2 を含む ACTY=384∼640 の行は除いた。
スペクトルは図 5.6 の様になった。PHA からエネルギーへの変換は SCI OFF 時のゲインを用いた。SCI ON 時のスペクトルから OFF 時のスペクトルを差し引いたものを青で示したが、これが偽イベントのエネルギースペクトルとなる。正確には CI する際に時間がかかるために増えた out-of-time イベント (電荷転送中に X 線が入ることで生じるイベント) も含んでおり、55 Fe 較正線源の MnI Kα 輝線 (5.895keV) が引き残るのはそのためだと思われる。特に BI の低エネルギー側で偽イベントのスペクトルは強く、暗い軟 X 線天体を解析する際は偽イベントに特に注意する必要がある。また、高エネルギー側でも偽イベ
ントスペクトルは成分を持ち、このバンドの解析の際も CI 行の前後 1 行ずつは除いた方が良い。
FI(xis0) False event

BI False event
1e-07

CI ON
CI OFF
False Event
Counts/keV/sCounts/keV/s

1e-07

1e-08

1e-09

1e-10

1e-08

1e-09
1

10
Energy (keV)

図 5.6: 偽イベントのエネルギースペクトル

5.5

CI ON
CI OFF
False Event

1

10Energy (keV)

左:FI(XIS0) 右：BI(XIS1)

ホットピクセル数調査

ホットピクセルとは実際には X 線や宇宙線が入ってきていないにも関わらず、常にホットピクセル判定閾値以上のピクセルレベルを出力する不良ピクセルのことである。ホット
ピクセルは 3.4.1 章で述べた様に Dark Init/Updata モード時に検出され、そのダークレ
ベルがホットピクセル閾値以上になったピクセルの位置の情報が地上に転送される。
SCI ON 時のホットピクセル数を調べるため、ペルセウス銀河団観測時の Dark Init/Updata
モードを調査した。SCI 時のホットピクセル数を SCI ON/OFF 時のホットピクセルの位置を図 5.7 に示し、その個数を表 5.2 に示した。但し、SCI ON 時の ACTY=1022 に注入した電荷は読み出されるマイクロコードとなっており、注入電荷量 (FI で 6 keV 相当、BIで 2 keV 相当) に対してホットピクセル判定閾値 (FI で 5.5 keV 相当、BI で 2 keV 相当) の方が小さいので ACTY=1022 のピクセルは全てホットピクセルとなっている。表 5.2 に示した SCI ON 時のホットピクセル数は ACTY=1022 のものは除いている。SCI 時にはホットピクセルがかなり増えるが問題になるレベルではないことが分かった。また、SCI ON
時には図 5.7 に示した様に column に沿ってホットピクセルが生じる現象がいくつか見られた。これらは周期的に生じており、その間隔は CI 行と同じ 54 行周期となっている。

5.5. ホットピクセル数調査

53

XIS0 S-CI OFF HOT PIXELS
1000

800

800

600

600

ACTY

ACTY

XIS0 S-CI ON HOT PIXELS
1000

400
200

400
200

0

0
0

200 400 600 800 1000
ACTX

0

XIS1 S-CI OFF HOT PIXELS

1000

1000

800

800

600

600

ACTY

ACTY

XIS1 S-CI ON HOT PIXELS

400
200

0
0

200 400 600 800 1000

0200 400 600 800 1000

ACTX

ACTX

XIS2 S-CI ON HOT PIXELSXIS2 S-CI OFF HOT PIXELS

1000

1000

800

800

600

600

ACTY

ACTY

400
200

0

400
200

400
200

0

0
0

200 400 600 800 1000
ACTX

0

XIS3 S-CI ON HOT PIXELS
1000

1000

800

800

600

600

400
200

200 400 600 800 1000
ACTX

XIS3 S-CI OFF HOT PIXELS

ACTY

ACTY

200 400 600 800 1000
ACTX

400
200

0

0
0

200 400 600 800 1000
ACTX

0200 400 600 800 1000
ACTX

図 5.7: SCI ON/OFF 時のホットピクセルの位置

第 5 章 Spaced-row Charge Injection 機能の機上試験・較正54

表 5.2: SCI ON/OFF 時のホットピクセル
センサー
XIS0
XIS1
XIS2
XIS3
a

SCI ON 時ホットピクセル数 a
89
221
92
58

SCI OFF 時ホットピクセル数
14
19
16
6

SCI ON 時は ACTY=1022 のピクセルの数は含んでいない.

5.6

ゼロレベル調査

ゼロレベルとは X 線や宇宙線が入ってきていない時のピクセルレベルの値であり、本
来 0 であるべきだが、実際にはダークレベルの揺らぎにより 0 を中心とする分布を持っている。もし、SCI を ON にすることでこの分布が広がるならば、低エネルギー側のエネル
ギー分解能が悪化する可能性がある。ペルセウス銀河団観測のイベントデータから grade0のイベントのみを集めて、そのコーナーのピクセル (コーナーピクセル、図を参照) のピ
クセルレベル分布を調べた。grade0 のイベントではコーナーピクセルには X 線や宇宙線により生じた電荷は入ってきていないとみなしてよい。結果を図 5.8 に示した。SCI ONにすることでゼロレベルの分布が大きく広がるということはなく、BI ではむしろ改善していることが分かった。但し、本来差異が生じない 5×5 モードと 3×3 モードで分布が SCI
ON/OFF に関わらず異なっており、この原因は現在調査中である。

5.7

SCI 時の CTI 調査・補正

5.7.1

SCI 時 CTI 調査

ペルセウス銀河団のデータを用いて SCI ON/OFF 時で CTI がどの程度改善されるのかを調べた。特に明るく統計が高いセグメント B、C の grade0 (シングルピクセルイベント)のデータを ACTY で 162 行毎に区切ってスペクトルを作り、その FeXXV Kα 輝線をガウ
シアンでフィットし、その輝線中心値と ACTY の関係を調べた。CTI は１ピクセル中の電荷が１回転送を受ける度に失われる割合で定義する。シングルピクセルイベントのみ集めたのは、CTI には電荷量依存性があるので、FeXXV Kα X 線により生じた電荷が 1 つのピクセルに集まっているデータのみを集めるためである。結果を図 5.9 に示した。また、それぞれの ACTY-PHA 関係を一次関数でフィットし、その傾き、切片を表 5.3 に示した。
この傾きは式 3.10 の −Q0 ·CTIpa に相当し、切片の値は Q0 − δQ に相当する。ON/OFF
時の傾きの比から、SCI により CTIpa が 1/2∼1/3 に改善されていることが分かる。また、
ON 時の方が OFF 時より約 10ch 切片の値が大きくなっており、CTIif も改善されている。
Tomida et al. (1997) の人工的な陽子損傷により CTI を劣化させた CCD で SCI を行った地上実験では、ACTY-PHA の関係は式 3.10 の一次関数ではなく、図 5.10 に示した様に CI 行から離れるに従って PHA が減少し、CI 行で再び PHA が回復するというノコギ
リ状の関係となり、更にこのノコギリの傾きが転送回数が増えるにつれて大きくなることが分かっている。これは CI 行の近くほど犠牲電荷による CTI 改善の恩恵を大きく受けるためと考えられる。宇宙線損傷がひどく進んだ XIS の SCI 時には、このノコギリ状の
ACTY-PHA 関係をフラットにするような CTI 補正法が必要となる。

5.7. SCI 時の CTI 調査・補正

55

xis0/3x3 grade0 corner pixel
1e+06

SCI OFFSCI ON

10000
1000
100
10
1
-30

SCI OFFSCI ON

100000
Number of pixels

100000
Number of pixels

xis0/5x5 grade0 corner pixel
1e+06

10000
1000
100
10

-20

-10

0
Pixel Lv.

10

20

1
-30

30

-20

xis1/3x3 grade0 corner pixel
1e+06

Number of pixels

Number of pixels

100
10

-20

-10

0
Pixel Lv.

10

20

30

20

30

20

30

1000
100

1
-30

30

-20

-10

0
Pixel Lv.

10

xis2/5x5 grade0 corner pixel
1e+06

SCI OFFSCI ONSCI OFFSCI ON

100000
Number of pixels

100000
Number of pixels

20

10000

xis2/3x3 grade0 corner pixel

10000
1000
100
10

10000
1000
100
10

-20

-10

0
Pixel Lv.

10

20

1
-30

30

-20

xis3/3x3 grade0 corner pixel
1e+06

-10

0
Pixel Lv.

10

xis3/5x5 grade0 corner pixel
1e+06

SCI OFFSCI ONSCI OFFSCI ON

100000
Number of pixels

100000
Number of pixels

30

10

1e+06

10000
1000
100
10
1
-30

20

SCI OFFSCI ON

100000

1000

1
-30

10

xis1/5x5 grade0 corner pixel

10000

1
-30

0
Pixel Lv.

1e+06

SCI OFFSCI ON

100000

-10

10000
1000
100
10

-20

-10

0
Pixel Lv.

10

20

30

1
-30

-20

-10

0
Pixel Lv.

10

図 5.8: SCI ON/OFF 時のコーナーピクセルのピクセルレベル分布。左:3×3 モード
右:5×5 モード

第 5 章 Spaced-row Charge Injection 機能の機上試験・較正

56

XIS0 SEG B SCI ON/OFF

Center (PHA CH)

1730
1720
1710
1700

a=-0.00688034+/- 0.00388114
b=1730.97+/- 2.06851

c=-0.0130156+/- 0.00728666
d=1714.21+/- 3.78344

1820
1810
1800
1790

1690
100 200 300 400 500 600 700 800 900 1000
ACTY

Center (PHA CH)

1640
1630
1620
1610

a=-0.000559888+/- 0.0043672
b=1635.6+/- 2.30966

c=-0.0112139+/- 0.0042446
d=1627.08+/- 2.25067

1600
100 200 300 400 500 600 700 800 900 1000
ACTY

c=-0.0152264+/- 0.00450716
d=1808.97+/- 2.37844

XIS1 SEG C SCI ON/OFFSCI ONa*ACTY+bSCI OFFc*ACTY+d

1690
Center (PHA CH)SCI ONa*ACTY+bSCI OFFc*ACTY+da=-0.0047677+/- 0.00199443
b=1824.29+/- 1.06024

1780
100 200 300 400 500 600 700 800 900 1000
ACTY

XIS1 SEG B SCI ON/OFF1650

SCI ONa*ACTY+bSCI OFFc*ACTY+d

1830
Center (PHA CH)SCI ONa*ACTY+bSCI OFFc*ACTY+d

1740

XIS0 SEG C SCI ON/OFF
1840

1680
1670
1660
1650
1640

a=-0.00525958+/- 0.00577143
b=1676.97+/- 2.91899

c=-0.0168744+/- 0.00250165
d=1670.37+/- 1.25118

100 200 300 400 500 600 700 800 900 1000
ACTY

図 5.9: SCI ON/OFF 時の CTI 比較。ペルセウス銀河団の FeXXV Kα 輝線の ACTY-PHA
関係を 162 行毎にプロットした。 上段：FI(XIS0) 下段：BI(XIS1)

表 5.3: SCI ON/OFF 時の CTI 比較
センサー

セグメント

XIS0

B
C
B
C
B
C
B
C

XIS1
XIS2
XIS3

傾き a (10−3 CH/ACTY)
ON
OFF
ON/OFF の比-6.9±3.9 -13.0±7.3
0.53-4.8±2.0 -15.3±4.5
0.32-0.56±4.4 -11.2±4.2
0.05-5.3±5.8 -16.9±2.50.31-3.0±2.9 -7.1±3.6
0.42-8.4±4.7 -14.9±5.0
0.56-9.1±4.0 -10.9±5.5
0.83-3.4±2.4 -15.9±2.6
0.21

図 5.9 の ACTY-PHA を一次関数にてフィッティングした結果。
ab-Q·CTIpa に対応する。
Q-δQ に対応する。

切片 b (CH)ON
OFF
1731±2 1714±4
1824±1 1809±2
1636±2 1527±2
1677±3 1670±1
1727±2 1711±2
1778±2 1764±41768±2 1750±3
1677±1 1664±1

5.7. SCI 時の CTI 調査・補正

57

図 5.10: 陽子による損傷を与えた CCD による SCI 地上実験の 55 Fe 較正線源照射時の転送
回数 (横軸)-PHA(縦軸) 関係。Tomida et al. (1997)
このノコギリ状の ACTY-PHA 関係が XIS の SCI 時に見られるかどうかを機上で調査した。
ペルセウス銀河団の grade0 のみのイベントデータを使用し、CI 行の前後 1 行のイベン
トは除いた。CI-CI 行間 54 行を CI 行に近い 27 行と遠い 27 行に分けて PHA スペクトルを作成、ペルセウス銀河団の FeXXV Kα 輝線をガウシアンでフィットし、その輝線中心値と ACTY の関係を調べた。但し、セグメント A、D は統計が少ないので、輝線中心値がうまく決まらない ACTY <376、700 <ACTY の領域はプロットしていない。結果を図5.11∼5.14 に示した (フィッティング関数については後述)。もし、図 5.10 と同様なノコギ
リ状構造があるならば CI 行に近い側 (赤色) の方が遠い側 (緑色) より PHA が大きくなる。
しかし、ペルセウス銀河団 50ksec という高い統計のデータであってもその傾向は現在の宇宙線損傷程度の XIS では、特に明るく統計の高い中心部を除き、まだ有意には見えていない。つまり、現時点では、ペルセウス銀河団 50ksec 観測を凌ぐほど明るい天体の長時間観測した高統計データでない限り、このノコギリ状構造による系統誤差より統計誤差の方が大きい。
次に 55 Fe 較正線源を調べた。使用したデータは GC South 領域、銀河中心 Sgr B 領域、および、それらのバックグラウンド観測のデータである。CTI は時間によって増加するので観測時期がほぼ同一のデータ (2006 年 9 月 21 日 ∼2006 年 9 月 29 日) を集めた。統計を上げるために Elevation によるイベントカットは行わず、夜地球、昼地球の時間帯も集めた結果、450ksec 分の較正線源のデータが得られた。較正線源の領域をペルセウス銀河団と同じく CI-CI 行間 54 行を CI 行に近い 27 行と遠い 27 行に分けて grade0 のみのイベン
トから PHA スペクトルを作成、55 Fe 較正線源の MnI Kα 輝線をガウシアンでフィットし、その輝線中心値と ACTY の関係を調べると結果は図 5.15 となった。CI 行に近い側 (赤色)の方が遠い側 (緑色) より PHA が大きいノコギリ状の構造が見えている。

第 5 章 Spaced-row Charge Injection 機能の機上試験・較正

58

XIS0 SEG A PERSEUS

XIS0 SEG B PERSEUS

1830
1750

1820

1740
PHA

PHA

1810
1800

1730
1720

1790

1710

1780

1700
300

400

500
600
ACTY

700

800

300

XIS0 SEG C PERSEUS

400

500
600
ACTY

700

800

XIS0 SEG D PERSEUS

1850
1820
1840
1810
PHA

PHA

1830
1820

1800
1790

1810
1780
1800
1770
300

400

500
600
ACTY

700

800

300

400

500
600
ACTY

700

800

図 5.11: SCI ON 時の ACTY-PHA 関係 (ペルセウス銀河団、XIS0)。赤:CI 行に近い 27 行の FeXXV Kα 輝線中心値。緑:CI 行に近い 27 行の FeXXV Kα 輝線中心値。青:式 5.10 によるフィッティング結果。水色:∆ACTY=0 の ACTY-PHA 関係に対応する直線。 マゼン
ダ:∆ACTY=54 の ACTY-PHA 関係に対応する直線。
XIS1 SEG B PERSEUS

1700

1660

1690

1650

1680

1640

PHA

PHA

XIS1 SEG A PERSEUS

1670

1630

1660

1620

1650

1610
300

400

500
600
ACTY

700

800

300

XIS1 SEG C PERSEUS

500
600
ACTY

700

800

XIS1 SEG D PERSEUS
1680

1700

1670

1690

1660
PHA

1680
PHA

400

1670

1650
1640

1660

1630

1650
300

400

500
600
ACTY

700

800

300

400

500
600
ACTY

700

図 5.12: SCI ON 時の ACTY-PHA 関係 (ペルセウス銀河団、XIS1)。

800

5.7. SCI 時の CTI 調査・補正

59

XIS2 SEG B PERSEUS

1800

1750

1790

1740

1780

1730

PHA

PHA

XIS2 SEG A PERSEUS

1770
1760

1720
1710

1750

1700
300

400

500
600
ACTY

700

800

300

XIS2 SEG C PERSEUS

400

500
600
ACTY

700

800

XIS2 SEG D PERSEUS

1800
1760
1790
PHA

PHA

1750
1780
1770

1740
1730

1760
1720
1750
1710
300

400

500
600
ACTY

700

800

300

400

500
600
ACTY

700

800

図 5.13: SCI ON 時の ACTY-PHA 関係 (ペルセウス銀河団、XIS2)。
XIS3 SEG A PERSEUS

XIS3 SEG B PERSEUS
1790

1670
1780
1660
PHA

PHA

1770
1650

1760

1640
1750
1630
1740
1620
300

400

500
600
ACTY

700

800

300

500
600
ACTY

700

800

XIS3 SEG D PERSEUS

1700

1760

1690

1750

1680

1740

PHA

PHA

XIS3 SEG C PERSEUS

400

1670

1730

1660

1720

1650

1710
300

400

500
600
ACTY

700

800

300

400

500
600
ACTY

700

図 5.14: SCI ON 時の ACTY-PHA 関係 (ペルセウス銀河団、XIS3)。

800

第 5 章 Spaced-row Charge Injection 機能の機上試験・較正

60

XIS0 SEG A CAL SOURCE

XIS0 SEG D CAL SOURCE
1620

1625

1615
PHA

PHA

1620

1615

1610

1605

1610
820

840

860

880 900
ACTY

920

940

960

820

XIS1 SEG A CAL SOURCE

860

880 900
ACTY

920

940

960

940

960

940

960

940

960

XIS1 SEG D CAL SOURCE
1485

1505

1480
PHA

1500
PHA

840

1495

1475

1470

1490

820

840

860

880 900
ACTY

920

940

960

820

XIS2 SEG A CAL SOURCE

840

860

880 900
ACTY

920

XIS2 SEG D CAL SOURCE
1570

1565
PHA

PHA

1595

1590

1585

1560

1555

1580
820

840

860

880 900
ACTY

920

940

960

820

XIS3 SEG A CAL SOURCE

840

860

880 900
ACTY

920

XIS3 SEG D CAL SOURCE

1495
1560

PHA

PHA

1490

1485

1555

1550
1480
1545
820

840

860

880 900
ACTY

920

940

960

820

840

860

880 900
ACTY920

図 5.15: SCI ON 時の ACTY-PHA 関係 (較正線源)。赤:CI 行に近い 27 行の MnI Kα 輝線中心値。緑:CI 行に近い 27 行の MnI Kα 輝線中心値。青:式 5.10 によるフィッティング
結果。水色:∆ACTY=0 の ACTY-PHA 関係に対応する直線。 マゼンダ:∆ACTY=54 のACTY-PHA 関係に対応する直線。

5.7. SCI 時の CTI 調査・補正

5.7.2

61

SCI 時 CTI 補正法

5.7.1 章より現在の機上の XIS は通常の観測ではノコギリ状の ACTY-PHA 関係はまだ見えず、今のところは特に補正する必要は無いと言える。しかし、今後、更に宇宙線損傷が進んだ場合に備えて、このノコギリ状構造を無くすための CTI 補正法を検討する。
最初に言葉を定義する。3.4.3 章と同じく、X 線によりピクセルに生じた CTI の影響を受けていない転送前の電荷量を Q0 とする。Q0 が転送により CTI の影響を受けて実際に読み出される電荷量を Q0 とする。これまで 5.7.1 章で示した ACTY-PHA 関係は、この定義では ACTY-Q0 関係に相当する (PHA と電荷量はほぼ比例している)。真の Q0 が同じであっても、CTI の影響によって ACTY に依存してしまう Q を ACTY に依存しない
Qcor (”cor”rected) に補正する方法を考える。
CTI を受けた ACTY-Q の関係式は CTI¿1 の時、式 3.10 より一般に式 5.1 の形をしている。Q は 3.4.3 章と同じく Q∼Q0 ∼Q0 である。 CTIpa (Q)、δQ(Q) は CTIpa 、δQ が Q の関数であることを意味する。
Q0 ∼[1 − ACTY · CTIpa (Q)]Q0 − δQ(Q)(5.1)

図 5.10 から分かる様に ACTY-Q0 関係は SCI ON 時には一次関数にはならない。式 5.1 では CTI は ACTY に依らず、一定だと考えている。SCI 時には CTI の ACTY 依存性を導入しなくてならない。直前の CI 行からの影響が最も大きいと考え、直前の CI 行からの距
離 ∆ACTY の関数となっていると仮定する。
Q0∼[1 − ACTY · CTIpa (∆ACTY, Q)]Q0 − δQ(∆ACTY, Q)(5.2)

SCI ON 時の CTI の Q 依存性はまだ調べられていない。そこで SCI ON 時の CTI の Q 依
存性は SCI OFF 時と同じ式 3.11、3.13 であると仮定する。表 3.2 に示した SCI OFF 時の
ctipow を用いてCTIpa (∆ACTY, Q) = CTInorm(∆ACTY) · Q−ctipow
δQ(∆ACTY, Q) = δQnorm(∆ACTY) · Q

1−ctipow

(5.3)
(5.4)

となると仮定する。
以上の仮定に基づいて図 5.10 に見られる ACTY-Q0 関係を図 5.16 に示したノコギリ状関数でモデル化した。ACTY=0 での値が真の電荷量 Q である。この関数は CI 行から最も近い行 (∆ACTY=0) の ACTY-Q0 関係に相当する直線
Q0 = [1 − ACTY · CTInorm0 · Q−ctipow ]Q0(5.5)

を決める CTInorm0 、Q、および、CI 行から最も遠い行 (∆ACTY=54) の ACTY-Q0 関係に相当する直線
Q0 = [1 − ACTY · CTInorm54 · Q−ctipow ]Q0 − δQnorm54 · Q1−ctipow(5.6)

を決める CTInorm54 、δQnorm54 の 4 つのパラメータが求まれば、一意に決まる。ここで CTInorm54 、CTInorm0 、δQnorm54 は式 5.3、5.4 の CTInormpa (54)、CTInormpa (0)、δQnorm(54) に等しい。
式 5.2、5.3 の CTInorm(∆ACTY)、δQnorm(∆ACTY) は CTInorm54 、CTInorm0 、δQnorm54
を用いてCTInorm(∆ACTY) =CTInorm0 (54 − ∆ACTY) + CTInorm54 · ∆ACTY
54

δQnorm(∆ACTY) = (CTInorm54 − CTInorm0 )(54 − ∆ACTY)∆ACTY δQnorm54
+
∆ACTY
54
54

(5.7)

(5.8)

第 5 章 Spaced-row Charge Injection 機能の機上試験・較正

62と書ける。∆ACTY は SCI 時には ACTY=-2、52、106、. . . (54N-2、N=0∼18) に電荷が注入されており、∆ACTY = ACTY − (54N − 2)

(5.9)

である。
式 5.2 から具体的な ACTY-Q0 関係の関数式は以下の通りである。
Q0

CTInorm0 · (54 − ∆ACTY) + CTInorm54 · ∆ACTY −ctipow
Q]Q
54(54 − ∆ACTY)∆ACTY δQnorm54− [(CTInorm54 − CTInorm0 )+∆ACTY]Q1−ctipow
54
54(5.10)= [1 − ACTY ·

図 5.16: ノコギリ状関数 Fsaw (ACTY)。パラメータ Q0 、CTInorm0 、CTInorm54 、δQnorm54が決まると一意に定まる関数である。
この関数を用いて、次の様に CTI 補正を行う。CTI の Q 依存性 ctipow は SCI OFF 時の表 3.2 の値を用いて、この関数で SCI 時の ACTY-Q0 関係 (ACTY-PHA0 関係) をフィッ
ティングしてパラメータ Q0 、CTInorm0 、CTInorm54 、δQnorm54 を決める。CTInorm0 、CTInorm54 、δQnorm54 が決まれば、式 5.3、5.4、5.7、5.8 から CTIpa (∆ACTY, Q)、δQ(∆ACTY, Q)
が決まり、これらを用いて、次式にてある ACTY から読み出された Q0 に対して、SCI ON
時の CTI 補正を行う。
Qcor = [1 + ACTY · CTIpa (∆ACTY, Q0 )]Q0 + δQ(∆ACTY, Q0 )(5.11)

以下、これまでの式で Q を PHA と見なして議論する。Q0 、Q0 、Qcor に対応する PHA を
PHA0 、PHA0 、PHAcor と置く。

5.7.3

CTI 補正結果

5.7.1 章のペルセウス銀河団、および、55 Fe 較正線源の ACTY-PHAobs 関係からパラメー
タ PHA0 、CTInorm0 、CTInorm54 、δQnorm54 を求め、そこから、実際に式 5.7.3 にて補5.7. SCI 時の CTI 調査・補正

63

正を行った。しかし、先にも述べた様に現時点ではノコギリ状構造は殆ど見えておらず、
PHA0 、CTInorm0 、CTInorm54 、δQnorm54 を精度良く決定することは困難である。そこ
で以下の束縛条件を入れた。CI 行から離れるにつれて CTI は大きくなり、また、転送よ
り電荷が増えることはないので、CTInorm54 >CTInorm0 >0、δQnorm54 >0 とした。この条件下でペルセウス銀河団で得られた図 5.11∼5.14 の ACTY-PHA 関係を式 5.10 でフィッ
ティングしたところ、統計エラーの範囲内で δQnorm54 = 0 となった。そこでパラメータを減らすために δQnorm54 = 0 とした。
セグメント A、D はペルセウス銀河団のデータと 55 Fe 較正線源のデータで CTInorm0 、CTInorm54 を共通にし、PHA0 を別々にして同時フィッティングを行った。55 Fe 較正線源
での PHA0 を PHA0cal と置いた。
以上の条件で、図 5.11∼5.14 のペルセウス銀河団 FeXXV Kα 輝線の ACTY-PHA 関係、および、図 5.15 の 55 Fe 較正線源の MnI Kα 輝線の ACTY-PHA 関係を式 5.10 でフィッティングし、CTInorm0 、CTInorm54 、PHA0 、PHA0cal を求めた。フィッティング結果
を図 5.11∼5.14、5.15 中に示した。フィッティングにより求めたパラメータ、CTInorm0 、CTInorm54 、PHA0 、PHA0cal を表 5.4 にまとめた。
表 5.4: フィッティングで求めた補正パラメータ

XIS0

A
B
C
D
XIS1 ABC
D
XIS2 0
1
2
3
XIS3 0
1
2
3

CTInorm0
4.3×10−6 ± 7.5 × 10−5
7.1×10−5 ± 4.5 × 10−5
5.8×10−5 ± 2.8 × 10−5
1.7×10−11 ± 6.2 × 10−5
1.2×10−4 ± 5.4 × 10−5
4.5×10−6 ± 2.1 × 10−5
3.5×10−5 ± 2.4 × 10−5
8.7×10−5 ± 8.0 × 10−5
3.1×10−9 ± 4.6 × 10−5
8.9×10−11 ± 2.8 × 10−5
4.1×10−5 ± 3.3 × 10−5
7.3×10−5 ± 2.3 × 10−5
4.7×10−11 ± 2.1 × 10−5
7.6×10−6 ± 9.2 × 10−6
1.1×10−5 ± 1.1 × 10−5
2.2×10−5 ± 2.1 × 10−5

CTInorm54
7.2×10−5 ± 7.2 × 10−5
1.1×10−4 ± 4.3 × 10−5
6.4×10−5 ± 2.8 × 10−5
2.0×10−5 ± 5.9 × 10−5
1.4×10−4 ± 5.3 × 10−5
4.8×10−5 ± 2.1 × 10−5
3.9×10−5 ± 2.3 × 10−5
1.2×10−4 ± 7.8 × 10−5
4.3×10−5 ± 4.3 × 10−5
1.5×10−5 ± 3.1 × 10−5
7.0×10−5 ± 3.3 × 10−5
1.2×10−5 ± 2.3 × 10−5
5.8×10−6 ± 2.0 × 10−5
1.9×10−5 ± 8.6 × 10−6
2.6×10−5 ± 1.0 × 10−5
3.5×10−5 ± 2.0 × 10−5PHA01808 ± 61734 ± 2
1826 ± 2
1798 ± 61693 ± 91639 ± 3
1679 ± 3
1664 ±111776 ± 41725 ± 2
1778 ± 2
1746 ± 2
1647 ± 71767 ± 2
1680 ± 3
1743 ± 6

PHA0cal a
1623± 9ctipowb
0.34
0.34
0.34
1613 ± 80.341527 ± 12
0.25
0.25
0.25
1500 ± 19
0.251592 ± 6
0.34
0.34
0.34
1572 ± 30.34
1487± 9
0.16
0.16
0.16
1567 ± 10
0.16

a 5
b

5Fe 較正線源がついているのはセグメント A、D のみである。
ctipow は SCI OFF 時の値を仮定した。

この実測されたパラメータ CTInorm0 、CTInorm54 を元に式 (5.11) にてペルセウス銀河団、55 Fe 較正線源の grade0 のイベントデータの CTI 補正を行った。補正済みのイベント
データから再びスペクトルを作り、輝線中心の ACTY-PHAcor 関係を調べた。結果をペルセウス銀河団 FeXXV Kα 輝線について図 5.17∼5.20、55 Fe 較正線源の MnI Kα 輝線について図 5.21 に示した。補正前の図 5.11∼5.14、5.21 と縦軸の幅は同じにしてある。補正前と比べると PHA の ACTY 依存性が解消されてフラットになっている。特に CI 行に近い

第 5 章 Spaced-row Charge Injection 機能の機上試験・較正

64

側 (赤色) の方が遠い側 (緑色) より PHA が大きいノコギリ状構造も補正されている。SCI
時の graed0 の Fe K 輝線付近のエネルギーのイベントは式によって補正できることを確認した。
次にペルセウス銀河団の FeXXV Kα 輝線 (∼6.56keV) で決めた補正パラメータで GC
South 領域の SXV Kα 輝線 (∼2.45keV) の ACTY-PHA 依存性も補正できるかを調べた。
これは式 5.3 、5.4 の CTI の Q 依存性が SCI ON/OFF 時で同じという仮定の検証である。
SCI 時の GC South 領域の grade0 イベントデータを、図 5.17∼5.20 で FeXXV Kα 輝線で決めた補正パラメータにより式により補正した。GC South 領域はあまり明るくなく統計が少ないので、ACTY 方向に 256 行毎に区切ってセグメント B、C からスペクトルを作成し、ガウシアンフィッティングを行って SXV Kα 輝線の ACTY-PHAcor 関係を調べた。一
方、補正を行っていないイベントデータからも同様にスペクトルを作り、ACTY-PHAobs
関係を調べた。結果を図 5.22 に示した。赤が補正後の ACTY-PHAcor 関係、緑が補正前の ACTY-PHAobs 関係である。もともと統計が少なかったことと、CTI 補正する前に既に輝線中心値が ACTY に依らず ±2CH (∼5eV) に揃っていたことから、統計エラーの範囲
で補正の前後の結果が一致している。この GC South 領域の SXV Kα 輝線のデータでは
Q 依存性が SCI ON/OFF 時で同じという仮定は矛盾はしなかった。しかし、より高い精度でこの仮定を今後確かめる必要がある。

5.8

まとめと今後

今回の結果を以下にまとめた。

• 機上で Spaced-row CI を行うことにより XIS のエネルギー分解能 (FWHM) が約
200 eV から打ち上げ当初の約 140 eV まで改善されることを確認した。
• SCI 時には CI 行の前後 1 行ずつに偽イベントが発生するので、これらの行は解析の際、取り除く必要がある。偽イベントの影響は低エネルギー側で顕著だが高エネル
ギー側 (>5keV) でも注意する必要がある。
• SCI 時のホットピクセル数、ゼロレベルを調査した。どちらも SCI の運用に際して問題にならないことを確認した。
• SCI 時には CTIpa は約 1/3∼1/2 に改善され、CTIif も改善される。
• 陽子損傷を与えた CCD の SCI 時に見られたノコギリ状の ACTY-PHA 関係は、現時点の XIS ではペルセウス銀河団の 50 ksec 観測であっても統計誤差に対して殆ど有意ではなかった。450 ksec 分の 55 Fe 較正線源のデータでは有意にノコギリ状構造が見えた。
• SCI 時の CTI 補正法を考案した。grade0 のイベントに対して、この CTI 補正法を適用したところ、特に 55 Fe 較正線源の MnI Kα 輝線で見られていたノコギリ状の
ACTY-PHA 関係をフラットにすることに成功した。
• SCI ON 時の CTI の Q 依存性が SCI OFF 時と同じだと仮定して、ペルセウス銀河団の FeXXV Kα 輝線 (∼6.56keV) で決めたパラメータで GC South 領域の SXV Kα
輝線を補正した。統計が少ないが SCI ON 時の CTI の Q 依存性が SCI OFF 時と同じだと仮定して矛盾は無かった。

5.8. まとめと今後

65

XIS0 SEG B PERSEUS

1830

1760

1820

1750

1810

1740

PHA

PHA

XIS0 SEG A PERSEUS

1800

1730

1790

1720
1710

1780
300

400

500
600
ACTY

700

800

300

XIS0 SEG C PERSEUS

500
600
ACTY

700

800

XIS0 SEG D PERSEUS
1820

1850

1810

1840
1830

PHA

PHA

400

1820

1800
1790
1780

1810

1770

1800
300

400

500
600
ACTY

700

800

300

400

500
600
ACTY

700

800

図 5.17: CTI 補正後の ACTY-PHAcor 関係 (ペルセウス銀河団、XIS0)。赤:CI 行に近い 27
行の FeXXV Kα 輝線中心値。緑:CI 行に近い 27 行の FeXXV Kα 輝線中心値。
XIS1 SEG B PERSEUS

1710

1660

1700

1650
PHA

PHA

XIS1 SEG A PERSEUS

1690

1640

1680

1630

1670

1620

1660

1610
300

400

500
600
ACTY

700

800

300

1700

1700

1690

1690

1680

1680

1660

1660

1650
400

500
600
ACTY

700

700

800

1670

1670

300

500
600
ACTY

XIS1 SEG D PERSEUS

1710

PHA

PHA

XIS1 SEG C PERSEUS

400

800

300

400

500
600
ACTY

700

800

図 5.18: CTI 補正後の ACTY-PHAcor 関係 (ペルセウス銀河団、XIS1)。

第 5 章 Spaced-row Charge Injection 機能の機上試験・較正

66

XIS2 SEG B PERSEUS

1800

1750

1790

1740
PHA

PHA

XIS2 SEG A PERSEUS

1780

1730

1770

1720

1760

1710
1700

1750
300

400

500
600
ACTY

700

800

300

500
600
ACTY

700

800

XIS2 SEG D PERSEUS

1800

1770

1790

1760
PHA

PHA

XIS2 SEG C PERSEUS

400

1780

1750

1770

1740

1760

1730

1750

1720
300

400

500
600
ACTY

700

800

300

400

500
600
ACTY

700

800

図 5.19: CTI 補正後の ACTY-PHAcor 関係 (ペルセウス銀河団、XIS2)。
XIS3 SEG A PERSEUS

XIS3 SEG B PERSEUS

1690
1790
1680
1780
PHA

PHA

1670
1660

1770
1760

1650
1750
1640
1740
300

400

500
600
ACTY

700

800

300

XIS3 SEG C PERSEUS

400

500
600
ACTY

700

800

XIS3 SEG D PERSEUS

1700

1770

1690

1760
PHA

PHA

1710

1680

1750

1670

1740

1660

1730
1720
300

400

500
600
ACTY

700

800

300

400

500
600
ACTY

700

800

図 5.20: CTI 補正後の ACTY-PHAcor 関係 (ペルセウス銀河団、XIS3)。

5.8. まとめと今後

67

XIS0 SEG A CAL SOURCE

XIS0 SEG D CAL SOURCE

1625

1615

PHA

1620

PHA

1630

1620

1610

1615

1605
820

840

860

880 900
ACTY

920

940

960

820

XIS1 SEG A CAL SOURCE

880 900
ACTY

920

940

960

940

960

940

960

940

960

XIS1 SEG D CAL SOURCE

1505
PHA

1530
PHA

860

1510

1535

1525

1500

1495

1520

820

840

860

880 900
ACTY

920

940

960

820

XIS2 SEG A CAL SOURCE

840

860

880 900
ACTY

920

XIS2 SEG D CAL SOURCE

1595

1575
PHA

1580

PHA

1600

1590

1570

1585

1565
820

840

860

880 900
ACTY

920

940

960

820

XIS3 SEG A CAL SOURCE

840

860

880 900
ACTY

920

XIS3 SEG D CAL SOURCE
1575

1495

1570

1490

PHA

PHA

840

1565

1485

1560

1480
820

840

860

880 900
ACTY

920

940

960

820

840

860

880 900
ACTY920

図 5.21: CTI 補正後の ACTY-PHAcor 関係 (較正線源)。赤:CI 行に近い 27 行の MnI Kα 輝線中心値。緑:CI 行に近い 27 行の MnI Kα 輝線中心値。

第 5 章 Spaced-row Charge Injection 機能の機上試験・較正

68

XIS0 SEG B
655

XIS0 SEG C
690

Cor
Obs

685
PHA

650
PHA

Cor
Obs

645

680

675

640

670
0

200

400

600
ACTY

800

1000

0

200

XIS1 SEG B
615

400

600
ACTY

800

1000

XIS1 SEG C
Cor
Obs

Cor
Obs
625

PHA

PHA

610

605

620

615
600
610
0

200

400

600
ACTY

800

1000

0

200

XIS2 SEG B
655

600
ACTY

800

1000

XIS2 SEG C
Cor
Obs

Cor
Obs
670

PHA

650
PHA

400

645

665

660

640

655

635
0

200

400

600
ACTY

800

1000

0

200

XIS3 SEG B

400

600
ACTY

800

1000

XIS3 SEG C
635

Cor
Obs

Cor
Obs

665

660

PHA

PHA

630

625

655
620
650
0

200

400

600
ACTY

800

1000

0

200

400

600
ACTY

800

1000

図 5.22: GC South 領域の SXV Kα 輝線の ACTY-PHA 関係。赤が補正後。緑が補正前。

5.8. まとめと今後

69

今後の課題を述べる。今回はっきりしなかった SCI 時の CTI の Q 依存性を明らかにする必要がある。また、それに関係するが、grade0(シングルピクセルイベント) のデータ以外の grade2346(マルチピクセルイベント) に対しても今回の SCI 時 CTI 補正法を適用しチェックする必要がある。マルチピクセルイベントは一つのピクセルに入る電荷量が少なくなるので、必然的に CTI の Q 依存性を適切に入れなければ、正しく CTI 補正をできない。今回は GC South 領域の grade0 イベントで CTI の Q 依存性を確認した上で、マルチピクセルイベントに補正法を適用する予定だった。統計不足で今回十分な確認ができなかったので、今後、より統計の高い較正線源等のマルチピクセルイベントに実際に補正を行うことを通じて、Q 依存性を確認していく。
また、今回の補正法により、各セグメントでの SCI ON 時の ACTY-PHA 依存性を無くすことはできるが、更にセグメント毎の相対ゲインを合わせ、全体の絶対ゲインを較正する作業が残っている。今回の補正法を確立した後、それらの作業も早急に行う必要が
ある。

71

謝辞
本修士論文の作成に際し、多くの方々から多大なるご支援をいただきましたことを心から感謝いたします。
小山勝二教授には X 線天文学のみならず、文章の書き方、論理的思考の仕方、効果的なプレゼンの方法、そして、研究者、科学者、更には社会人としての心構えに至るまで様々な助言、ご指導をいただきました。特に本修士論文での Sgr A East の解析ではミスの多い私の解析に時間をかけて非常に丁寧にご指導いただきました。心から感謝いたします。
鶴剛助教授には本論文の添削、ご指導をしていただきました。また、本修士論文には書きませんでしたが、修士１回で行った偏光 X 線検出実験の際には、実験・研究の基礎を教えていただきました。松本浩典助手は、本修士論文の SCI 時の CTI 補正法について、迷走していた私と議論して、研究の方向性を明確にしていただきました。PD の森英之さん、
D3 の中嶋大さん、D2 の山口弘悦さんには、XIS と「すざく」について、本当に多くのことを教えていただき、また、お忙しい中、本修士論文作成のための議論にも付き合っていただきました。D2 の乾達也さんには解析を始めた当初、解析ソフトの使い方や X 線天文の基礎を教えていただきました。本修士論文の序論にある美しい「すざく」の銀河中心イメージは D1 の兵藤義明さんが作られたものです。M1 の瀧川庸二朗君には修論作成のための雑用を山ほどお願いしてしまいました。
本論文のための解析が可能になったのは「すざく」チームの皆様のおかげです。
同期の上野君、小澤さん、水上君にも感謝。みんなも一緒にテンパってくれている様子
を精神的支えに（？）なんとか修論完成に漕ぎ着けることができました。223 号室の皆さんにも。修論提出直前、M2 連中が壊れ気味でご迷惑おかけしました。
皆様本当にありがとうございました。

73

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