γ線で宇宙と地球を見る
CONTENS
1. 核ガンマ線（MeV領域）による天文学と地球科学
2. 宇宙からのMeVガンマ線を見る手法
3. SMILE-II 北極周回気球観測
4. まとめ

谷森達1, 窪秀利1, 身内賢太朗2, 水本哲矢1, 水村好貴1, Parker, J.1, 古村翔太郎1, 岩城智1, 澤野達哉1,中村輝石1, 松岡佳大1, 佐藤快1, 中村祥吾1, 高田淳史3, Arvelius S4, Turunen E5, Yamauchi, M6
1京大大学院理学研究科 2神戸大理学部 3京大生存圏研究所 4ルーレオ工科大宇宙工学科
5EISCAT 6スウエーデン宇宙科学研究所(IRF)

02/02/2013 @宇宙ユニットシンポ

MeVガンマ線天文学
COMPTEL(MeV) 30天体

FERMI（GeV) ~2000天体

元素合成 (ラインg)
銀河面分布 : 26Al・ 511 keV
ブラックホール等
連続スペクトルg (Multi-MeV)
宇宙線加速（AGN,SNR,Pulsar)
宇宙の始まり最遠方ガンマ線バースト（GRB)
地球・太陽圏科学
極地方での最小バースト

X,γ線放射（原子、原子核から）
原子核

原子
γ線
γ線 0.1～10 MeV（λ～10fm)

原子核0.1～100 keV（λ～0.1-10Å)
原子起因 蛍光X線（線スペクトル）
Ｘ線

電磁波（光）

L
L～λ

原子核内の核子からのガンマ線（線スペクトル）

Line-ガンマ線(元素合成）
赤色巨星

SN 1987 A

超新星爆発

太陽Integral

1.8MeV from Al-26

511keVMeVガンマ線天文学とは
GRB => 宇宙最大事象 10-1000倍 のSuper Nova?

Larson&Bromm 02

z～6-30

GRB
ホーキングBH(ビッグバン）
 1015 g 
 ~ 100 M eV
 M ホーキングBH
現在 熱的MeV
ガンマ線放射天体z~7
銀河、クエーサーGRB

High energy electrons inmagnetosphereSolar Wind

MeV electron & ion in Radiation belte

Modified from Prof. Ohmura (Kyoto)

極域ガンマ線バースト と相対論的電子降下現象（Relativistic Electron Precipitation： REP)
K.R.Lorentzen et al.,(2000)

15分

Micro Burst(1秒程度の激しい変動）

100keV

1MeV

高エネルギー粒子降下現象と成層圏大気化学
ＭｅＶ電子、数10ＭｅＶ陽子降下
成層圏でエネルギーの大半を放出 →Bragg PeakNox→O3 (オゾン生成）
生成されたＮＯｘ，Ｏ３ 大気循環

高度Simulation by Turunen et al (2009)

陽子成層圏電子MAXIS(2000) -> BARREL(Antarctic balloon exp. )BARREL(2013~)

9 hard-events +16 soft-events/18days
Ge γ 線スペクトル検出器（６ｃｍ２）
X線オウンホール画像検出器 &視野 ~1str( 雑音除去能力無し)
No Imaging results

X-ray Burst <100keV

MeV Burst > MeV

雷RHESSI satellite

D.M.Smith et al. Science; 2005; 307, 5712 RHESSI

Up to 40MeV
86events/6months
Very short durationof msec

ガンマ線イメージング
ガンマ線源

1：コリメーター＋位置検出器（SPECT)
狭い視野 数度
重い遮蔽（VETO)が必要
低エネルギーのみ有効< ～300keV

PSD

遮蔽（VETO)

2.：Compton-Camera（ＣＣ）
ガンマ線毎に到来方向を求める

ガンマ線現Compton 散乱

γφ

低エネルギー
分解能

E1

γ ’
E2

高エネルギー分解能

γ3

前方検出器

後方検出器

γ1γ2
  E/E (E=E1+ E2 )

放射雑音ガンマ線が圧倒的に多い！
雑音なければ有効面積数１0cm2で～千天体観可能
1. アルベド放射線が強い2. 宇宙線による衛星･装置の放射化（RI製造）

V.Schönfelder(2004)の提言

低雑音化が最重要
検出面積 =13cm2@1MeV
backward-10

高角度分解能→高エネルギー分解能2.

雑音除去のための冗長性(TOF, Kinematics, エネル
ギー損失率dE/dx など）

COMPTEL
forward

-20

1.

0

COMPTELではTOFが有効、雑音を10分の1に低減
3.

ガンマ線到来方向決定（仰角 ＋方位角） 最重要！

4.

低物質量（放射化量の低減）

5.

前方、後方検出器の同時計測幅を小さくする

10 [nsec]

G.Weidenspointner, et.al. (2001)

更なる雑音源（大気2次中性子）
COMPTEL ：TOFにより中性子は除去可能で議論されていないが、Compactな次期コンプトンカメラではTOFは困難。
高層で検出器内に入る粒子

Fast Neutron

E1

Takada et al. (2011)

E2

Forwaeddetector
BackwardDetector

中性費2回弾性散乱
Compton散乱と同じ中性子flux ~ γ線flux,断面積 中性子＞＞γ線除去法 TOFまたは反跳粒子のエネルギー損失dE/dx、電子の数十倍（最有力）

最先端Compton Camera. Aprile et al(2004)

M. S. Bandstra et al. ApJ 2011

Le Xe TPC 気球実験 ８ｈｒ 2000
VETO 無し
0.1-10MeV 予定有効面積 ～20cm2
実際は1－10MeV 予想Crab ガンマ線~50ガンマ線.
但し、不検出
実際の推定有効面積 ～2cm2
主眼、有効面積の増大、雑音への提言項目 ４？

Crab 4s (8hrs) with NLEM 法
Ge 検出器 with BGO 遮蔽
視野3str （BGO 8str)
0.3-1.5MeV 有効面積 6cm2
Simulation 3800 g →667 g
Crab方向の雑音~29000 (S/N~0.02)
主眼、高エネルギー分解能
雑音への提言項目 １．

電子飛跡検出型コンプトンカメラ(Electron Tracking CC: ETCC)α

1. Determination of each gamma direction
2. 運動学(a)+エネルギー損失率による雑音除去
3. 広視野. ~3str
4. 遮蔽 VETO 共に無し （軽量）
Goal: COMPTELの50倍の感度の衛星
主眼 高雑音除去、項目2,3,4+ Neutron カット
鮮明な飛跡 ー＞多重ヒット問題無し

Compton probability(50cm thick)αmeasure-αkin

In use of electron track150
eventsno use of electron track

1625
events

-45°
ARM

0°

45°

cut

10cm-cube ETCC
Timing Projection Chamber (TPC)

3x3 array

GSO Pixel

E（電場）TPCem-PIC
Micro Pixel Chamber

400mm
Imaging of 3D tracks

proton15cmelectronSPD ~100oSub-MeV gamma-ray Imaging Loaded-on-balloon
Experiment (SMILE)
Roadmap

2006 Sep.

10cm cube camera @ Japan (Sep. 1st 2006)• Observation of diffuse cosmic/atmospheric g~400 photons during 3 hours (100 keV~1MeV)

30cm cube camera with Domestic balloon @Japan@Kiruna
Observation of Crab/Crg X-1 + REP-g

40cm cube camra with long duration observationAll Trigger # 2.3x105 (3hours)
Galactic survy & Gamma-Ray Burst Detection

50cm or 1m cube camera with satellite

Signal  ~420(down going) +500(up)Simulation  ~400 (diffuse cosmic)

All sky survey, detection of highest-z GRB

Diffuse Cosmic g

Event Selection
Takda et al.ApJ (2011)

SMILE-II in the North Pole (2014~2019？)
Collaboration:

Kyoto、NiPR, Nagoya STE-lab, JAXA, Hokkaido, Kanazawa, IRF,
Lu lea Tech. Univ., EISCAT, BARREL(UC Santa Cruz, Dartmouth)

RELECe
GRB
Crab

ERG

g
MeV-e (Inward)(Outward)

High energy P

100km
g
EISCAT_3D

SMILE-II

n

70km
40km

SMILE-II F.M.調整中
今月 真空試験＠ISAS

TPC

30cm

3x6 PSAs

30cm

総重量 550ｋｇ

PSA30cmETCC

8x9 PSAs

SMILE-II最終形
現行F.M.は最終予定のシンチ
レーター半分

圧力容器

SMILE-II 感度改善

×50~1000

Sensitivity for the Crab Observation (Japan)
2009年当初の想定
0.5cm2 @300keV (35km height,)• Crab観測 大樹町でSignificance ~5s /6時間

SMILE-II 検出効率の大改善

効面積1cm2

10cm角ETCC Ar
測定値
2x10-5@6662keV
4x10－5＠511keV

ETCC（10x10x15cm)Ar 1atm
2x10-6@662keV

Simulation

10倍改善

30cmETCC F.M. Effective Area (Sim.)

Preliminary!

現行、1cm2@300keV Ar 1atm 、2cm２（1．5気圧）
ガスCF4 3気圧で10cm２ シンチレーター2倍で20ｃｍ2

改善型 ETCC の画像(662keV)

飛跡長(1.3atm)

7o(FWHM)

飛跡のエネルギー

簡単な解析でOK
エネルギー損失率dE/dx cut + total Energy cut + ( α-Cut)30c角SMILE-II（シンチレーター 圧力容器外、一部穴あり）最大~15cm2eCompton

Expected sensitivity with 106 s at 3s.
SMILE-I

Preliminary
SMILE-II

2cm2 eff. area
10cm2 eff. area
50cm2 eff. area

小型衛星40cm角ETCC
40～50cm2＠300keV
約千天体の発見が可能宇宙の始まり POP-III GRB 検出
40cm角ETCCで検出可能性

From Dr. Suwa

GRB 継続時間（秒）POP-III

ガンマ線フラックス

GRB of 10-9erg/cm2s (900Msolar)
Eff.Area 50cm2• 103s 500g S/N ~20s
• 105s 5x104g S/N =680s• 100Msolar 以下でもSuper long burst
可能W.S. Paciesas et al. Ap J.S, 199:18(2012)

POP-III

SMILE-II現状
2月 熱真空試験＠ISAS
7月 加速器環境試験＠RCNP
秋 再度熱真空試験、準備OK

γeγ‘

まとめ
 MeVガンマ線は宇宙最初の星から、太陽風、地球の高層気象現象など、新しい地球と宇宙をつなぐ窓と期待される。
 ETCCが低雑音技術を実現、高感度観測の手段が見えた。
 SMILE-II北極周回気球観測 2014年観測希望、
 ERG、EISCATとの国際共同観測でオゾン層の謎へアプローチ
 GRBの新しい観測で宇宙最初の星発見の可能性を探る。
 小型衛星（40cm角ETCC）で約千のガンマ線天体発見が可能、地球ガンマ線の常時観測も可能
 さらに30x30cm箱衛星で、高性能X線偏光衛星（年100個観測） 現在、JST微弱放射線画像装置実用化（堀場製作所）、京大キヤノン医工連携事業（医療画像装置応用）が進行中。

一方向撮影による３D可視化
ETCCの特徴（SPD)を利用した３D画像
F18-FDG マウス

ETCC

X

手術時のその場での３DｰRI診断を可能に
GE new-SPECT for heart

99mTc +18F

新しいモダリティー

甲状腺ファントム（I-131:364keV)

粒子線治療オンタイム・イメージング試験 @RCNPAll energy

γProton beam

2000keV以上
800-2000 keV
511 keV

世界最初の連続γ 線イメージング！

800-2000keV

511keV

800-2000keV

511keVγ 線

800-2000keVγ 線

Braggピーク

511keV