2007年度
P6課題研究On 2008/3/7
PART1: （基本編）
Geant4~10分 by劉PART2: （応用①）
RX J1713.7-3946vs分子雲仮想のX線スペクトルのシ
ミュレーション
~15分 by芝原
PART3: （応用②)
宇宙線による検出器BGシミュレーション~15分 by劉PART1
Geant4
前半：Geant4の簡単な説
明
後半：Geant4の確認実験

Geant4とはGEometry ANd Tracking 4
物質を通過する粒子の過程をモンテカルロシミュレーションするTOOLKITである。
高エネルギー物理、宇宙線物理、放射線医療などの分野で広く使用されている。
Userは目的に応じGeant4が提供したC++言語のLIBARY群から必要なもの実装し、自分でProgramを書かなければならない。

CMS/LHCINTEGRAL/ESA

Geant4のモンテカルロシミュレーション
モンテカルロ法とは、乱数を用いた統計的なサンプリングによって問題の近似解を求める数学的手法である。
Step

Gamma #1

粒子の軌跡は、
Stepという単位で区切られる。

positronGamma #2

乱数を用い、反応断面積や物質の性質を対応させることにより粒子と物質の相互作用が決定される。

Geant4
シミュレーションの構築(1)最小構成

Detector Construction•物理環境(Geometry）•有感部分(Sensitive Detector)

Physics List

Primary Generation•粒子の種類•初期粒子の情報•必要な物理相互作用（種類、位置、運動エネルギ•生成粒子Cut Value－、方向など）

Geant4
シミュレーションの構築(2)管理階層とUserAction

G4のシミュレーションはRun、Event、Track、Stepの順に管理階層が細かくなっていく。

Userは各階層に対して、各G4UserActionクラスでシミュレーションを制御したり、情報を取り出すことが出来る。
Hitを定義し、検出応答も可能

Geant4シミュレーションの流れ
LOOP
進行中•粒子をStepbyStepを追跡
初期化

Run開始

•Run-Manager•初期情報を読み込む•Geometry•BeamOnでSTART•Physics•各階層で情報をメモリーに保存
UserAction•Hitの場合•情報を書き出し

以上はGeant4の簡単な説明
次は、G4の確認実験のお話

Run終了•メモリー解放Geant4の確認実験をした
NaIシンチレータによるγ線の測定
2007/12/29

HighV
1090V

Pb
線源はPMT

NaI

Source

実験配置（662keV）•22Na(511ke

PreAmpLowV
15V•137Cs

V&1275keV)

MCA600PC
OUTPUT

測定時間はLT=1500Sec

Geant4でNaI実験を再現した•PhysicsList：
光電効果、Compton散乱、電子対生成、電離損失、制動放射などの相互作用をG4に取り入れた。

•DetectorConstruction：
NaI、PMT、Pbブロック、空気密度etc•PrimaryGeneration
線源から出る各々の光子エネルギーと強度比を考慮した。

by Geant4

実際の実験の測定結果511keV

662keV

赤:137Cs
紫:22Na1275keV

各ピークの分解能を解析し、G4の生データの解析に使用した

G4シミュレーションの結果（Cs137)
赤：実際の実験
緑：G4の生結果

PbのK系列X線

青：G4&Gaussian

662keVの光電PEAK

184keVの後方散乱

477keVのCompton
Edge

IのEscape

keV

ratio

G4シミュレーションの結果（Na22)
緑：実際の実験
赤：G4&GaussiancountsPbのK系列X線

511keVの

赤：実際の実験

光電PEAK

緑：G4の生結果
青：G４の生結果をGaussianで処理した
もの
ratio

1275keVの
光電PEAKkeV

Part1のまとめ完全再現とはいえないが、物質と粒子の相互作用をよく再現できた。
Geant4は検出器の性能をUserが設定できるため、実際の検出装置が見えないものを予測できる。

PART2
RX J1713.7-3946 vs 分子雲
仮想のX線スペクトルシミュレーシ
ョン

P6松本班
芝原光樹

1．動機・目的

目次

2．RX J1713.7-3946について

3．方法～シミュレーション～
3-1．シミュレーションのために

3-2．予備シミュレーション
3-3．γ、p、e-の相対値はいくらくらい？
4．シミュレーション結果
4-1.掲示4-2.陽子由来の6.4keV～再考
5．まとめ１．動機・目的• 超新星残骸RX J1713.7-3946

・Feなどの輝線が見られない。

→ほんと？
もしFeを含む分子雲通過→輝線はどの程度見える？
？

南西部のX線スペクトル２． RX J1713.7-3946について
 さそり座の尾の中付近に見られる（目では見えません）超新星残骸
 距離 ～ 1 kpc
 年齢 ～ 1600 yr （中国の文献に載っている！）
 ROSAT All-Sky Surveyにより発見
 ＡＳＣＡによりその北西部からのシンクロトロン放射によるＸ線スペクトルを確認（Koyama et al. 1997）• photon強度スペクトル～keV：熱的放射＜非熱的放射～TeV：keV領域に匹敵するほどの強度０→p origin（π 崩壊）？
Flux(/erg/cm2/s)

e- origin（逆コンプトン散乱）？
今回は陽子起源だとして話を進めます。

Photon Energy(eV)

E.G.Berezhko,
H.J.Volk 2006

３．方法～シミュレーション～• 1~10keV付近の強度スペクトルをシミュレーションする。
• 想定している状況は・・・↓
pπ０γ

XSupernova
Shocke-Observer
MolecularCloud検出方法は・・・★分子雲★
・球形の分子雲に中心からpなどを打ち込む。
・組成比（個数比）：
・出てきた光子のみを検出する。
H 85%,He 14%,
C 0.6%,O 0.3%,Fe 0.1%
e・その他
R~1pc T~10K
density~100/cc
MolecularCloudpγ

シミュレーションのために• Geant4では「Kinetic Energyが○MeVの陽子を△本打つ」とい・・・
うような設定。

→何を何本打つか？
・~10keV

X線を出さないものをやたら打ってもムダ。

・各粒子の応答性を見るために予備シミュレーションをしました。

予備シミュレーション～数keV X線を生むのは!?
打ち込むエネルギーレンジ
1-1000keV

1-1000MeVep
光子

1-1000GeV?

1-100TeV○ or ×6・それぞれ10 本ずつ
・一様確率密度で1-1000[MeVなど]を0.1刻みで打ってみる
・出てきた1-1000keV光子を図にしました。
1MeV
1000MeVphotonの応答性

E = 1-1000
keV
eventseventsevents

E = 1-1000
MeV

②①keV

①1-3keV のかなりの光子
は光電効果、コンプトン散乱を受ける②7 keV あたりに鉄のエッジが見られる

ke・1-1000 [GeV]、1-100[TeV] は 6.4keV が それぞれ
２event だけありました。
他は何もなし。

pの応答性eventseventsK = 1-1000
GeV

K = 1-1000
MeVkeVK = 1-100
keV
TeV
events・衝突電離による6.4keVがほとんど
・どのレンジでも出てくる6.4keV X
線はほぼ同じイベント数
・1-1000keVのｐでは（1keV以上の）X線は出てきませんでした。
(SetCutForSecondaryPhotons=1ke
V のせい(おかげ?))keVevents

K = 1-1000keV

e-の応答性～その１keVeventsK = 1-1000
MeV

e-衝突による各原子に対するK殻電子電離断面積 (実線)
(V.Tatischeff 2002)

keV

e-の応答性～その２K = 1-1000
GeVevents

・衝突電離による6.4keVがほとんど・制動放射による成分も見られる
・出てくる6.4keV
X線はどのレンジでもほぼ同じイベン
ト数keV

eventsK = 1-100
TeVkeV予備シミュレーションまとめ ~１０keVのX線を生むのは・・・
打ち込んだエネルギーレンジ

1~1000 keV 1~1000 MeV

1~1000 GeV

1~100 TeV

◎◎◎

◎

p×

○○

○

光子

○

×（透過）

×（透過）

×（透過）

e-

• e-：どのレンジでも出てくる1-10keV X

線は同じくらい• p：どのレンジでも出てくる1-10keV X線は同じくらい

本シミュレーションの前に残念な話が1つ・・・

磁場とe-から シンクロトロンX線を再現したかった。
→計算機の計算時間都合上と僕の力不足で無理でした。
難しかったです・・・。
stepchords
real
trajectory★今回は磁場はかけずにシンクロトロンX線はすでにできたものとして打ち込むことにします。

各粒子の相対量は？
種類

相対量の決め方陽子

電子分配関数の形
TeVγ線fluxとシンクロトロンflux比（観測量～0.07）
より(Yamazaki et al.
2006)
陽子の~10-3倍(Yamazaki etal.2006)

観測量

シンクロトロンX線(Uchiyama et al.
2003)

が決定した。実際打ち込むのは反応するレンジから。
E

その結果・・・
9p→ 1 MeV~を1.3×10 本
9e-→1 keV~を2.5×10 本
Synchrotron X ray→
1210 本

1 keV~ をFlux(photon/keV/s)*(keV)2

４．結果 1-40 keV のX線フラックス
Synchrotron X線 由来

e- 由来

6.4 keVp 由来

40keV

Flux(photon/keV/s)*(keV)2重ね合わせる

青（赤＋緑＋ピンク）

40keV

p,e-由来の成分はほとんど寄与しない。（Flux比～0.001）

Flux(photon/keV/s)*(keV)2Gaussianをかける (FWHM)
すざくのXISは分解能が～130eV

ここを拡大すると・・・

1-3keVでの吸収が激しい打ち込んだγ・ gaussかける前
× gaussかけた後40keV

Flux(photon/keV/s)*(keV)25-8keVの拡大図

等価幅 of 6.4keV 山～21.5eVKβ + K吸収端

5keV

わずかに見える・・・？

8keVここで話を少し戻して・・・
π0崩壊γの山を作ってみました

目的 実際の図を利用して、陽子由来の6.4keV Fluxがどの程度シンクロトロンの山に隠れるのかをもう一度別の視点から評価する。

67.5MeV

6.4ke
V21261 events @ 6.4keV→p origin 6.4keV Fluxは
11
8.7×10 [eV/s]

π0 decay

Event数はπ0の静止エ
ネルギーの約半分でピーク
フラックスの図を作ると・・・

Flux[eV/s]

E.G.Berezhko,
H.J.Volk 2006

~6ケ
タ
ev

π0崩壊γの肩は~1018 [eV/s]。
→p origin
6.4keV Flux と約6ケタの差がある。

p origin 6.4keV
Fluxp由来 6.4keV はやはりシンクロ
トロンの山に完全に埋もれてしまう。

☆全体のまとめ☆
• p,e-（二次的なものも含む）の衝突電離による6.4keVは無視できる程度である。
• 連続成分X線の、主に光電効果による6.4keV輝線はわずかに見える。
• しかし、「もし今回想定したような分子雲を通過したら」1-3keVでの吸収が著しいスペクトルが輝線と同時に観測されるはずである。

PART3
宇宙線による観測器のBackGroundのシミュレーション
1.シミュレーションの背景
内
容

2.シミュレーションの目標
3.シミュレーションモデルの構築
4.シミュレーションの手順
5.シミュレーションの結果と分析

宇宙線CosmicRay

宇宙空間の人工衛星は常に宇宙線を浴びている。
宇宙線とは、高いエネルギー持つ
光子(Photon)
電子(Electron)
陽子(Proton)

XIS搭載など。

•

宇宙空間の人工衛星は常に宇宙線を浴びているので、衛星搭載の観測器は宇宙線による放射損傷を受ける。

•

また、宇宙線が直接あるいは間接的に検出器によって観測されてしまうことがBackGroundの原因になっている。

宇宙線BackGround
観測スペクトル全体

Target天体の情報（貴重なデータ）
宇宙線BackGround (ノイズ)

BGの影響を取り除くには、1.宇宙線BGを細かく再現し(Anada.2005)、観測スペクトルを再現したBGで処理する方法。

2.検出器の周囲をシールドし、宇宙線BGを直接減らす方法。
（今回のテーマ）現役のX線天文衛星SUZAKUをモデルとして、次期Ｘ線天文衛星を想定し、そのXIS検出器と宇宙線の相互作用をGeant4でシミュレートし、BGを大域的に再現する。
いくつかのシールドに変えながらシミュレーシ
ョンを繰り返し、各々の宇宙線が作るBGの性質を調べ、結果をまとめる。

宇宙線環境の再現
太陽光を除くために、夜の地球を想定し、地表から600kmの宇宙空間では光子

電子陽子一次粒子
電子陽子二次粒子

Based on GLAST Balloon Experiment(Mizuno.2004)

検出器環境の再現
Si

XISを想定して検出器モデルを簡単化した

CCDカメラ

2005by穴田

100mm100mm（面積）100μm（空乏層の厚み）
シリコン板
周りの機材：
球殻シールド2007 by p6(物質層の厚さ~10g/cm2)の金属

検出器シールドのTYPE
外殻物質

内殻物質

物質厚さ

TYPE0
視野方向を想定

なし

なし

0Si

TYPE1
XISを想定Al37mmAu0.5μm

10g/cm2

Si

TYPE2
お試し

Au0.5μm

Al37mm10g/cm2

Si

TYPE3
おまけ

Pb37mmなし

42g/cm2

Si1)打ち込む粒子の種類（光子、電子、光子）と観測時間（粒子数）を決める。
2)Geant4シミュレーション開始。
3)作ったエネルギースペクトルから粒子の運動エネルギーとCount数を読み取る。

4)天球（4π）からランダムに選んだ点を発射位置として、中心のSi板に向かって粒子を打ち込む。
5) Si板が吸収したエネルギーを外部Data-fileに書き出す。
6)Geant4シミュレーション終了。
7)最後は、Date-fileを処理し、スペクトルとしてグラフ化する。

全体のBG（TYPE0で一年間分）

光子•

シールドなし光子：
1~100keVに渡ってcount数が減少する。

••

Si

電子：

10~1000keVに渡って、山を作った。

陽子：
10~1000keVに渡って、電子より緩やかな山を作った。

電子と陽子

解釈の準備

荷電粒子の阻止能Stopping Power
荷電粒子は電離損失が主要反応である
電離損出による単位物質長[g/cm2]あたりエネルギー損出dE/dxはBetheの式で与えられる。

Proton電子と陽子の山型スペクトルの解釈
高エネルギー荷電粒子がSi板に落とすエネルギーは吸収エネルギーΔE=（阻止能dE/dx）×（有感部の中で通過した距離d）
高エネルギー粒子(v~c)に対して、阻止能dE/dxがほぼ一定になる。
dmin
Emin ∝ dmin
dmaxEmax ∝ dmax
Si
山の理由：
•スペクトルには最大と最小吸収端がある。
•幾何的な理由から、その間にはPEAKが現れる。
•PEAKは2MeV*cm2/gから40keV程度である。

全体のBG（シールドTPYE1で一年間分）
SUZAKUのXISモデル
陽子
光子

電子

外Al 37 mm
内Au 0.5 μm
物質厚さ10g/cm2Si•は光子と電子20keV以下でが作るBGが主要•は陽子と電子20keV以上でが作るBGが主
要

光子の各シールドTYPEの比較

無シールド

青：シールドなし
赤：外AL 内Au

[counts]

緑：外Au 内Al

Al&Auシールド

シールドによる光子BG分析

シールドAlとAuの影響で、光電吸収やCompton散乱で入射光子が吸収／散乱され、無シールドの時と比べて全体的BGが４～５桁減少した
シールドの構成（TPYE1とTYPE2）は、BGに殆ど影響がなかった[ particles/cm2/sr/sec/keV]単位に換算すると、10の-5乗というオーダーになる。
BG低減の一般対策

当たり前のことであるが、光電吸収とCompton散乱が主要反応なので、より原子番号Zの大きいシールドを使うのが効果的であろう。

電子の各シールドTYPEの比較

無シールド
青：シールドなし
Al&Au
シールド

赤：外AL 内Au
緑：外Au 内Alシールドによる電子BGの分析
シールドの影響で、20keV以上のBGが少し減少したが、20keV以下ではBGが劇的に増加した。これは、宇宙線電子とシールドの相互作用で作られた多数の二次粒子に由来するものと考えられる。
シールドの構成（TYPE1とTYPE2）に依存性があった。外Au内Alは外Al内AuよりBGが少ない。
[ particles/cm2/sr/sec/keV]単位に換算すると、20keV以下では~10の-5乗、20keV以上では10の-4乗というオーダーになる。

BG低減の一般対策
2)が主要反応なので、原子番号Z•電離損出（Z）と制動放射(Zの大きいものが必要であろう。

•原子番号大のものを外に、原子番号小のものを内にしたシールドの方がBGがやや少ない。
16

陽子の各シールドTYPEの比較

青：シールドなし
赤：外AL 内Au
緑：外Au 内Al

Al&Au
シールド

無シールド

陽子BGの分析
シールドの影響を全く受けず、高エネルギー陽子のBGは殆ど変わらない（多少エネルギーを失うのも進路を変えずに貫通した）。
逆に、シールドによる二次粒子のせいで、20keV以下のBGが一桁増えた。シー
ルドがない方がよいではないか!？
しかし、 シールドの構成を変えることで（Auを外に置く）、20keV以下のBGを無シールドのときを同じレベルに押さえることが出来る。

BG低減の難点•20keV以上のBG山は、普通のシールド（AL、Au、Pbにも！）影響されない。

•
磁場シルードにしても、高エネルギー陽子(1000MeV)のため、ラモーア半径を小さく(1cm)するにはかなり強い磁場（1000G）ばをかけざるを得ない。

陽子対策
ここで、考え方を変えて、BGを減らすのではなく、山を観測範囲[1~100keV]から移動させる方法を試した。

Emin ~ dE/dx × dminEmax~ dE/dx × dmax
空乏層100μm

空乏層を厚くすれば、EminとEmaxは大きく空乏層400μmなり、BG山は右（エネルEmin

Emax

ギー高い方）へ移動する。

全体のまとめ
全体

光子電子

陽子

20keV以下では、光子が主要なBGを作る。
20keV以上では、陽子が山型のBGを作る。
電子によるBGはそれぞれの半分程度だった。
金属シールドは有効であった。
現在XISのシールド（10g/cm^2）は無シールド時と比べて、BGを５桁減少させた。
20keV以上では、BGの山をやや（一割程度）押さえたが、20keV以下では、シールドによる二次粒子でBGが逆に増えた。Auを外に置くことで多少改善される。
金属シールドは殆ど無効果でした。逆に、20keV以下のBGが増えた。
20keV以上のBG山はかなり堅い、普通のシールドではBG低減が無理。
BGの山を空乏層を厚くすることで移動させることが可能。