Photon Factory Activity Report 2014 #32 (2015) B

BL-14A/2014G697

小型衛星 PolariS 搭載用 X 線撮像偏光計の開発 II
Development of the X-ray Imaging Polarimeter for the Small SatellitePolariS II林田

清 1,*, 金柱鏞 1,吉永圭吾 1, 定本真明 1,上司文善 1,井出舜一郎 1,
郡司修一 2, 坂野光成 2,片桐惇 2
岸本祐二３,三原建弘４, 杉本樹梨４,高木利紘４1
大阪大学理学研究科, 〒560-0043 豊中市待兼山町 1-1
2
山形大学理学部, 〒990-8560 山形市小白川町 1-4-12
3
高エネルギー加速器研究機構, 〒305-0801 つくば市大穂 1-1
4
理化学研究所, 〒351-0198 和光市広沢 2-1
1,*Kiyoshi Hayashida ,Masaaki Sadamoto1, Fumiyoshi Kamitsukasa1, Keigo Yoshinaga1,Shuichi Gunji2, Mitsunari Sakano2, Jun Katagiri2,Yuji Kishimoto3, Tatehiro Mihara4, Juri Sugimoto4, Toshihiro Takagi4
1
Osaka University, 1-1 Machikaneyama-cho, Toyonaka, 560-0043, Japan
2
Yamagata University, 1-4-12 Koshirakawa-cho, Yamagata, 990-8560, Japan
3
KEK, 1-1 Oho, Tsukuba, 305-0801, Japan
4
RIKEN, 2-1 Hirosawa, Wako, 351-0198, Japan
1 はじめにX 線天体の偏光観測は、宇宙空間の磁場や高密度星まわりの降着円盤の構造など、直接撮像不可能な対象を探る手段として、X 線天文学の創生期から重要視されてきた。1970 年代には、超新星残骸かに星雲からの軟 X 線放射の偏光が検出され[1]、人工衛星による系統的な X 線偏光探査も実施された[2]。
しかし、1980 年代以降の汎用 X 線天文衛星では、撮像、スペクトル観測に重点がおかれ、偏光観測に進展はなかった。
2000 年代に入りこの状況が大きく変化している。
新しいタイプの X 線天文用偏光計が開発され、硬 X線偏光計を搭載した気球実験 PHENEX[3]をはじめと し た 観 測 が 実 施 さ れ る よ う に な っ た 。 100keV1MeV の 軟 ガ ン マ 線 領 域 で は 、 ヨ ー ロ ッ パ のINTEGRAL 衛星が、かに星雲[4]、白鳥座 X-1[5]の偏光検出に成功している。日本のグループが開発した、偏光検出器 GAP[6]はソーラーセイルミッショ
ン IKAROS に搭載され、ガンマ線バーストの偏光検出に成功している[7]。このような状況の中、我々は、2010 年代後半の打ち上げを目標に、X 線ガンマ線偏光観測に特化した小型衛星 PolarS[8],[13]の実現を目指して開発をすすめている。
2 PolariS 衛星と硬 X 線撮像偏光計
PolariS は、JAXA 小型衛星として計画されているX 線ガンマ線偏光観測小型衛星である。国内を中心に海外からの参加者を含めて約 30 名のワーキンググループで、デザインを検討してきた。2013 年に打ち上げられた JAXA 小型衛星初号機（惑星観測が目的）「ひさき」衛星と同様に小型衛星標準のバスシステムを使用し、PolariS 独自のミッション部を登載する形となる。PolariS の第一の目標は、かに星雲の1/100 以上の数 10 個の天体から硬 X 線領域(1080keV)での偏光をはじめて検出することである。このために、焦点距離 6m の硬 X 線反射望遠鏡を 3 台、伸展式光学台とともに登載する。それぞれの焦点面には、シンチレータと位置検出型光電子増倍管(MAPMT)で構成され、コンプトン/トムソン散乱の異方性を利用する、散乱撮像偏光計を設置する。
PolariS 衛星は、偏光測定の系統誤差を最小限におさえるために、衛星全体を 0.1RPM の速度で回転する。
X 線天体の直線偏光度、偏光方向をエネルギーの関数として測定するのが目的である。

図１： PolariS 衛星全体図
台を伸展した状態。

6m 伸展式光学

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2 Be あるいは Li 散乱体の評価

図２ ：PolariS 散乱撮像偏光計プロトモデル
シンチレータブロックと MAPMT のユニット 5 台で構成している(最終的に 9 台に拡張する)。
PolariS 散乱撮像偏光計の中心の１台にはプラスチックシンチレータ柱を 8x8 個組み合わせたブロック(右図が MAPMT への接地面)が使われており、周辺の 4 台は GSO シンチレータ柱とプラスチックスペー
サを 4x4 個組み合わせたブロックが使用されている。
MAPMT１個の断面サイズは 30mmx30mm。X 線は中心ユニットのプラスチックシンチレータに入射し、ある確率で散乱、反跳電子の信号を発生するとともに、散乱 X 線が GSO シンチレータで吸収される。これによって X 線入射位置と散乱方向がわかるというのが、この撮像偏光計の原理である。
この散乱撮像偏光計のプロトモデルの性能評価を主な目的にしたのが BL14A を利用した実験課題
2012G733 である。2012 年 12 月、2013 年 6 月、12月、それぞれ 4-5 日の期間、BL14A の 10-80keV の範囲の単色偏光 X 線を使用した実験を実施した。ビーム偏光度の較正から、偏光測定能力、検出効率、位置検出性能といった結果は既に報告している（[9][10],[11],[12],[13]）。
まとめると、
１） 偏光測定能力を示す M 値は 50-60%と（例えばIKAROS/GAP の散乱偏光計と比べても）高い。
２） 従来 50keV 程度以上に限定されていた入射 X線のエネルギー下限を 20-30keV まで下げることに成功した。（ただし 20keV での検出効率は反跳電子検出モードで 2%程度、非検出モードで 8%程度）
３） 散乱型偏光計に撮像能力を兼ね備えることに成功し、位置分解能として 1.3mmFWHM という値を得た。
本実験課題 2014G697 では、2012G733 の成果をさらに発展させるべく、特に低エネルギー側の感度向上をめざした実験と、構造含めてデザインを見なおした改良型撮像偏光計に関する性能評価を目的にしている。これまでに実施したのは 2014 年 12 月の 3日間のビーム実験である。この結果を中心に報告する。

上で示したように PolariS 撮像偏光計は、プラスチックシンチレータに入射した硬 X 線が Compton散乱した場合に、その反跳電子の信号と散乱 X 線を検出することで撮像と偏光測定実現する。この（本来の）検出モードを反跳電子検出モードと呼んでいる。
入射した X 線が Coherent な散乱を起こした場合、光電吸収された場合には、このモードでは検出できない。そもそも、Compton 散乱の反跳電子のエネル
ギーは 50keV 入射に対して 5keV 程度、20keV 入射に対して 1keV 程度と小さい。特に入射 X 線エネル
ギーが低い場合に、これをシンチレータと光電子増倍管で検出するのは、技術的なチャレンジである。
実際、我々は、コンポーネントの選択、構造、データ処理に様々な工夫を施すことで、従来 50keV 入射が下限であったプラスチックシンチレータ使用の偏光計の下限エネルギーを 20keV まで下げることに成功した（[9],[10],[11],[12],[13]）。この点の改良は今後も継続する。
しかしながら、プラスチック内における光電吸収が、散乱に対して支配的になる 20keV より低いエネルギーでは、原理的に効率を高めることが難しい。
そこで、より軽い元素の”passive”な散乱体を導入して、10-20keV の X 線の偏光測定も可能にするオプションを考えた。この偏光計は X 線望遠鏡と組み合わせて使用することが前提で、対象天体が点源である場合には、この散乱体に入射させることができる。つまり、点源限定で偏光計として（のみ）動作させるモードである。
当初、この散乱体の材質としては Be を考えた。
実際に、直径 5mm、長さ 20mm の Be 円柱を用意し、BL14A の X 線ビームを入射させ散乱スペクトルを取得したところ Fe をはじめとする不純物の蛍光 X線が強く観測された。使用した Be の不純物濃度は0.1 重量%程度であるが無視できない影響があることがわかった。同じサイズの Li 散乱体を入手し、散乱体としての性能を比較する実験を実施した。

図３ 散乱体（このケースでは Be 柱）に偏光 X線を照射し、散乱 X 線を CdTe 検出器で測定する。
ビーム偏光度の較正時と同様に回転ステージで回転しながら測定をした。

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3 Be あるいは Li 散乱体を組み込んだ PolariS 撮像偏光計の評価
同じ散乱体を PolariS 撮像偏光計の入射面、プラスチックシンチレータブロックの中央に設置し、性能評価を実施した。

Rotation Angle (deg)
図４ 18.5keV の単色偏光 X 線を Be 散乱体、Li散乱体に照射した場合のモジュレーションカーブ。
同じサイズの散乱体であるにもかかわらず、Be 散乱体の場合にカウント数が大きいのは、Be と Li の密度の違い（3.5 倍）を反映している。より低いエネルギーでは、散乱体での吸収が効き、差が小さくなる。

図６ PolariS 撮像偏光計の構造。図の赤の円柱の位置に散乱体を設置した。

Energy (keV)
図５ 18.5keV の X 線を散乱体（このケースではBe 柱）に照射した場合の、散乱 X 線の CdTe 検出器によるスペクトル。回転角度は 90 度、もっとも散乱 X 線が強い方向で取得したスペクトル。Be 散乱体を使用した場合に不純物の Fe, Ni,Cu の特性 X 線が観測されている。コリメータに使用した Pb の特性 X 線はどちらの散乱体を使用した場合にも観測されている。
図３のような装置で Be あるいは Li の散乱体に偏光単色 X 線を照射し、散乱 X 線強度の回転角依存性（図４）と散乱スペクトル（図５）を測定した。
Be 散乱体の場合に、Fe,Ni,Cu の特性 X 線が生じているのがわかる。観測された Fe 強度は、材料に含まれる不純物濃度から期待される値とおよそ矛盾はない。

図７
PolariS 撮 像 偏 光 計 プ ロ ト モ デ ル のModulation Factor、M。反跳電子非検出モードの結果を示している。塗付ぶしマークは実験で得られた値、白抜きのマークは、シミュレーションによる値。
withBe が Be 散乱体を設置した場合、withLi は Li 散乱体を設置した場合。
図７に示したのが Modulation Factor M で、この分野での通例に従い 100%偏光度のビームが入射した場合の modulation に換算している。Be 散乱体やLi 散乱体を使用した場合、60-70%と高い値を示している。Li 散乱体の場合がより高い原因としては、高次散乱の影響がより小さいことや、散乱深さがより一様に分布することが効いているなどの可能性がある。シミュレーションとも比較して検討中である。

Photon Factory Activity Report 2014 #32 (2015) Bるバックグランド(BGD)が発生する。1)入射方向、ただし望遠鏡以外から入ってくる宇宙背景 X 線を除外するための筒状シールドを設ける。2)検出器がもっている反同時計数機能を利用する、ということで反跳電子非検出モードでもかに星雲の 1/10 程度までBGD をおさえられる。反跳電子検出モードで、かつ、望遠鏡の撮像能力を活用すると、BGD レベルはかに星雲の 1/100 程度になり、観測目標を達成できる見込みとなっている。
謝辞

図８ PolariS 撮像偏光計プロトモデルの検出効率、η。反跳電子非検出モードの結果を示している。塗付ぶしマークは実験で得られた値、白抜きのマーク
は、シミュレーションによる値。withBe が Be 散乱体を設置した場合、withLi は Li 散乱体を設置した場合。
続いて図８に示したのが検出効率である。15keV以上では、Be,Li の散乱体の有無で検出効率に違いはない。10keV 入射に対して、散乱体の導入によって検出効率の向上がみられている。特に、Li 散乱体を導入した場合に効率は最大になり 1%程度である。
以上の実験結果のみから判断すると、点源天体用の反跳電子非検出モードにおいて、散乱体、特に Li散乱体を導入することが望ましいことになる。
ただし、検討項目も残っている。今回の実験では、
Li 散乱体は窒素封入のポリエチレン袋に封入したまま装着した。最終的には、コーティングや専用容器への封入などの方策が必要である。また、Li 散乱体の長さに関しても、最適化が必要である。点源目的にはより長くすべきであるが、一方で、反跳電子検出モードに対しては、検出器応答をより複雑にしてしまう。このあたりの、トレードオフの検討も必要である。
3 その他の開発状況と今後の予定
PolariS 撮像偏光計の開発は、図１に示したプロトモデル使用の性能評価を中心に行ってきたが、現在、新モデルの製作を行っている。これには宇宙で使用実績のある位置検出型光電子増倍管（と同じ外形サイズ、仕様の）モデルを使用するとともに、宇宙環境耐性などを考慮したデザインをしている。2015 年
度後期のビームタイムでは、この性能評価を実施したいと希望している。
これと平行して、宇宙環境でのバックグランドの評価を実施した。GEANT4 ライブラリを使用して各種放射線の反応を模擬し、それにモデル化した光電子増倍管＋読み出し回路の応答を畳み込むことで、実験データをシミュレーショトした[14]。単に鉛とスズのシールドで検出器を囲んだ状態では、（もっとも強い X 線源である）かに星雲からの信号を上回

こ の 実 験 に 関 し て 林 田 は 科 研 費 23340071 、230000040 のサポートを受けています。PolariS 衛星の計画や撮像偏光計のデザイン開発は、PolariS ワーキンググループ（2014 年 12 月まで；現在、偏光リサーチグループとして再編成中）の共同によるものです。ビームライン BL14A の実験においては担当の岸本俊二先生はじめ PF 関係者の皆様にお世話になりました。
参考文献[1] R. Novick et al., Astrophys. J. 174, L1 (1972)[2] M.C. Weisskopf et al., Astrophys. J. 208, L125 (1978)[3] S. Gunji et al., Proc. of SPIE 6686, 18.1 (2007)[4] A.J. Dean et al., Science 321, 1183 (2008)[5] P. Laurent, Science 332, 1126 (2011)[6] D. Yonetoku et al., Publ. Astron. Soc. Japan 63, 625(2011)[7] D. Yonetoku et al., Astrophys. J. 743, L30 (2012)[8] K. Hayashida et al., Proc. of SPIE 8443, 84434G(2012)[9] 林田 清 他,KEKPF Report 2012, 379 (2013)[10] 林田 清 他,KEKPF Report 2013, 379 (2014)[11] 定本真明、平成 25 年度大阪大学理学研究科修士論文 (2014)[12] K. Hayashida et al., Suzaku and Maxi Conference
2014 Proc., 150 (2014)[13] K. Hayashida et al., Proc. of SPIE 9144, id. 91440K(2014)[14] 吉永圭吾、平成 26 年度大阪大学理学研究科修士論文 (2015)* hayasida@ess.sci.osaka-u.ac.jp