超巨大BH周辺のＸ線空間分解: Chandraによる観測とMIXIMの開発
2020.03.03
林田 清（大阪大学）

共同研究者
朝倉一統、佐久間翔太郎、石倉彩美、米山友景、野田博文、岡崎貴樹、井出峻太郎、服部兼吾、花岡真帆、中田諒、
澤上拳明、松下友亮、峯田大靖、松本浩典、常深博（大阪大）、
粟木久光 （愛媛大）,中嶋大（関東学院）,平賀純子（関西学院）
1

AGNの想像図

Ryan C.
Hickox and David
M. Alexander
https://ned.ipac.ca
ltech.edu/level5/
March18/Hickox/H
ickox1.html

0.5uarcsec

0.5’’

@4Mpc

Chandra衛星でもAGNの空間分解はできないはずAGN≠Ｘ線点源• 拡がった軟Ｘ線放射 (ROSAT HRI、Chandra)• e.g. NGC1068 ~kpcスケール光電離(+ 衝突電離?)ガス• 空間的に拡がったFe K輝線（中性及びHe-Like) e.g.

• NGC1068: ~20’’(1.4kpc)の拡がり(Young+2001), 2’’(140pc)以遠が30%の強度(Bauer+2015)• NCG4945: ~11’’(200pc)の範囲に複数Fe-K輝線クランプ、~40pcにHelike Fe-Kクランプ (Marinucci+2012,2017)• Circinus Galaxy:反射成分~30’’(600pc)の拡がり (Arevalo+2014)、~5’’(100pc)でFe K輝線が分子雲と空間的反相関 (Kawamuro+2019)
Circinus
GalaxyKawamuro+2019
3

NGC1068 Chandra HETG0次光の解析
6.3-6.5keV/3-6keV強度比マップ

中田M論2020, Nakata+2020 in prep.
6.6-7.0keV/3-6keV強度比マップ

白コントア： ALMAで観測したHCN J=3-2の強度図(Imanishi et al. 2018)

各”鉄輝線クランプ”のスペクトル解析、定量評価の結果• 中性鉄輝線は、中心からの連続Ｘ線で照らされた16~170個/ccの密度の雲からの蛍光Ｘ線として説明できる• 光電離パラメータξは18~190で、 ξ=103-104必要な高階電離鉄輝線は中心か
4らの連続Ｘ線の光電離では説明できない現実は想像図よりは複雑• 数10pcスケールの鉄輝線クランプ、Circum Nuclear
Diskと、トーラスを同一視すべきではないが、そもそも明確な境界があるわけではない• Ｘ線鉄輝線観測は超巨大BH周辺の物質分布を探る強力な手段（EHTの観測、ALMAの分子観測、近赤外干渉計GRAVITYとは相補的）• XRISMによる空間積分した速度プロファイル観測と、Chandraの空間分解観測も相補的• 将来的には、Ｘ線でもさらに細かく空間分解することが求められる

5

Multi Image X-ray Interferometer Module

Hayashida+ 2016,2018

MIXIM: ESA Voyage2050白書でもmentionされている• タルボ干渉効果を利用するマルチスリット（ピンホール）カメラ• 格子とエネルギーできるピクセル検出器で構成、ミラーなし
𝒅𝒅𝟐𝟐• 波長𝝀𝝀がタルボ干渉条件(z = 𝒎𝒎 )を満たすイベントを選択
𝝀𝝀• バンド幅𝜟𝜟𝜟𝜟/𝝀𝝀 は～ 10-20% ；分解能2-3%のシリコン検出器でOK• 重ね合わせイメージ＝X線源プロファイル• 𝑧𝑧 = 𝑚𝑚𝑑𝑑 2 /𝜆𝜆 = 50cm𝑚𝑚2𝑓𝑓𝑓𝑓• 𝜃𝜃 = = 𝑓𝑓𝑓𝑓/𝑑𝑑𝑑𝑑 = 0.4′′𝑧𝑧

𝑑𝑑 2
𝜆𝜆/5𝜇𝜇𝜇𝜇0.1𝑛𝑛𝑛𝑛
𝑓𝑓
𝜆𝜆
𝑑𝑑/0.20.1𝑛𝑛𝑛𝑛
5𝜇𝜇𝜇𝜇

ピッチ 𝒅𝒅 像幅𝜽𝜽

𝑚𝑚2

開口率𝒇𝒇

距離 𝒛𝒛

波長選択して重ね合わせ6

SPring-8
BL20B2 200m ビームライン 花坂M論
SPring-8 BL20B2

Gpixel GMAX0505 2.5umピクセル
常温で176eV@5.9keV (Asakura+2019)

d=4.8µm, f=0.2

d=9.6µm, f=0.2

CMOS

格子z

単色偏光Ｘ線ビーム

光学ベンチ~ 200 m7

回転ステージ
回折格子z平均値で規格化した強度

イベント選別→射影プロファイル→重ね合わせ2周期分を表示
像幅θ=Δx/z

MAXΔｘ(MAX+MIN)/2

鮮鋭度(Visibility)=(MAX－MIN)/(MAX＋MIN)

MIN

d=4.8um, z=46cm 花坂M論2019

Visib.=0.59

θ=0.55’’

検出器面上での位置

d=9.6um, z=92cm

d=9.6um, z=184cm

Visib.=0.88

Visib.=0.78

θ=0.41’’

θ=0.26’’8

SPring-8 BL20B2 2019.07.13-16
z=8.67m
単色Ｘ線
ビーム

CMOS GMAX05052.5umpix

格子
d=9.6um, f=0.2
一次元格子の実験

真空チューブ～７ｍ

光学台

This Image is flippedhorizontally to explain theconfiguration

一次元格子2枚で二次元格子を実現
CMOS GMAX0505と評価ボード
格子２枚のうち１枚を小型回転ステージに取り付け、スリット方向を直交させている
This Image is flipped horizontally to explain the configuration

90.1秒角を切る角度分解能を達成！Ｘ線天文用撮像系として世界記録
CMOS 2.5umpix
格子
シンクロトロン光源 d=9.6um, f=0.2 GMAX0505

格子
d=9.6um, f=0.2

CMOS 2.5umpix
GMAX0505

Ｈ方向に150um(0.15’’相当)ひろがっているとされている•200m
Ex=12.4keV

Visibility=0.91

1次元投影

z=8.67m1次元投影200m

z=8.67m

Ex=12.4keV
周期0.24’’1周期0.24’’Δθ
=0.08’’

H方向の光源サイズ> 周期1pixelは2.5um

2次元撮像にも成功
Ex=12.4keV, z=867cm

Gratingx2
d=9.6um, f=0.2200m

CMOS 2.5µmpix
GMAX0505z=8.67m

光源の拡がり0.06‘’を考慮すると0.075’’
いずれにせよ過去最高
朝倉M論202011z=0.92m 光学台の向きを変えてデータ取得
イベントデータをマージ=2個の天体の観測模擬
φH=0.45”, φV=0.0”

φH=0.0”, φV=0.432”

φH=0.72”, φV=0.0”

φH=0.0”, φV=0.756”•2.16”

イベントデータをマージ

φV φH
13

さらに新提案：多重化コード化マスク• 開口率f=0.2の格子を2枚重ねてピンホールをつくると、透過率はf2=0.04まで劣化する• 集光力のないMIXIMの場合、致命的• 解像度と有効面積を両立するために、ピンホールに置き換える手法といえば、、、コード化マスク！
• 単純なスリット、ピンホールの代わりにコード化マスクを多数並べて干渉像は得られないか？
d=12.5µm

Δ=2.5µm
Δ=2.5µmd=12.5µm

142020.02.04-07 SPring-8 BL20B2実験

z=1.56m

Ｘ線イベント2D重ねあわせマップ preliminary

1.65’’
マスク顕微鏡写真

多重化コード化マスクでもTalbot干渉像が得られた!
干渉像を（普通に）decodeすれば分解能と有効面積を両立できるはず15

ＧｒａｔｉｎｇＰｉｔｃｈ

ｄ（ｍ）

102

102

100

10010-210-210-410-410-61010-8 -21010MIXIM-S (Small)
z=50cmθ=0.4’’

d=5µm,f=0.2
Y-modules
X-modules

021010410610810101210z(m)-P (Parasite) -Z (Zoom)
z=10m
θ=0.09’’d=22µm, f=0.2

z=10~100m
θ=0.1’’~0.01’’d=71µm,f=0.1

Image
Widthθ
-6 （arcsec）

10-8 f=0.2-L (Large/LISA)
z=2.5x106km
θ=3µarcsec

d=35cm, f=0.1

MirrorGratingStar Tracker

Main Detector
MIXIM
Detector

16朝倉M論2020

6.2-6.5keVのバンドを使用、検出器の総有効面積10cm2、マスクの透過率0.5を仮定
T=1Msの観測で1000 photonが得られる

174Log( Anglar Resolution[arcsec])

3Suzaku

21Hitomi
NuStar
XMM

0Chandra

Spitzer
Herschel
ALMA-1

HST-2

VLT GRAVITY

-3

EAVN

-4

EHT-5-6

D=0.1mm
D=1m
D=10m
D=10km
D=10000km
Naked eye
Galileo
ALMA
GRAVITY
Herschel PACS
HST
HST
Spitzer
ChandraNuStarHitomiSGD
EHT
GALEX
XMM
SuzakuHitomi
EAVN-12-10-8-6-4Log(Wavelength [m])

-2

018

4Log( Anglar Resolution[arcsec])

3Suzaku

21

Hitomi
NuStar
XMM

0Chandra-1

MIXIM-S-P-2-Z

Spitzer
Herschel
ALMA
HST
VLT GRAVITY-3

EAVN-4EHT-5-6

D=0.1mm
D=1m
D=10m
D=10km
D=10000km
Naked eye
Galileo
ALMA
GRAVITY
Herschel PACS
HST
HST
Spitzer
ChandraNuStarHitomiSGD
EHT
GALEX
XMM
SuzakuHitomi
EAVN-L-12-10-8-6-4
Log(Wavelength [m])

-2

019

4Log( Anglar Resolution[arcsec])

3Suzaku

21Hitomi
NuStar
XMM

0Chandra-1

MIXIM-S-P-2-Z

Spitzer
Herschel
ALMA
HST
VLT GRAVITY

-3

EAVN

-4

EHT

-5-6

D=0.1mm
D=1m
D=10m
D=10km
D=10000km
Naked eye
Galileo
ALMA
GRAVITY
Herschel PACS
HST
HST
Spitzer
ChandraNuStarHitomiSGD
EHT
GALEX
XMM
SuzakuHitomi
EAVN-L-12-10-8-6-4Log(Wavelength [m])-2020

制限 ミラーでない！
• 集光力がない>mCrab ほぼ点源を• 格子とは別にコリメータ (0.1-1deg) が必要
総露光時間を長く• 有効面積=幾何学面積 x f x 検出器効率とって観測するのが• NXBはGinga, RXTEなどの コリメータ検出器のベースラインそれと同レベル• 狭い “1-period” FOVミッション実現には技術的課題たくさん• 姿勢決定精度 は撮像解像度より良い必要がある• 一般的なスタートラッカーでは不十分• 位置天文のノウハウが参考になるかも；相談中• Ｘ線に限らず、超高解像度の観測装置共通の問題• 注: 姿勢制御精度 はシビアではない• 格子を通ったＸ線が検出器面内に届けばよい;mm精度でOK• 編隊飛行では格子衛星が目標天体の方向に居続けるための燃料が課題• 可視光用の微小ピクセルCMOSの検出層厚は現状では薄い, e.g.
5um；ただし20umくらいのCMOSは製作されだしている。
21• …..