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Tsunefumi Mizuno 1

γ 線衛星 GLAST の概要とサイエンス

October 08, 2005 日本天文学会秋の年会

水野 恒史ほか広島大学理学部

mizuno@hirax6.hepl.hiroshima-u.ac.jp

　　　　　　　目次•GLAST 衛星の概要•これまでの日本の貢献•GLAST で期待される成果 ( 一般 )•超新星残骸と粒子加速•銀河面拡散ガンマ線放射•まとめ

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GLASTGLAST 衛星の概要衛星の概要•GLAST:2007 年打ち上げ予定の、米国、日本、欧州の国際協力からなる、宇宙ガンマ線衛星•日本の誇る Si ストリップ検出器の採用により

• 広視野 (~2sr 、全天の 20%)• 高位置分解能 (10’ in E>10 GeV)• 大有効面積 (~10000 cm-2)

を実現。 EGRET を数 10 倍上回る感度を持つ。

角度分解能

有効面積

0.1 1 10 100 GeV

EGRET

チェレンコフ望遠鏡

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これまでの日本の貢献これまでの日本の貢献

～ 2.5 nA cm- ２

(low noize)

フライト品の暗電流分布

•GLAST の核となる Si ストリップ検出器の製造、性能評価 (Ohsugi et al. 2005)

•気球実験のシミュレーション、バックグラウンドモデル、データ解析 (Mizuno et al. 2004)

primary proton

secondary proton

upwarddownwarde-/e+

gammamuon

バックグラウンド事象の、実験データとシミュレーションの比較

alpha

•フライトタワーの動作試験、キャリブレーションパラメタの測定 (2005 年物理学会秋の年会 高橋ほか、本年会 河本他 )

•高品質かつ安定した性能•0.01% 以下の dead strip 率 ( 出荷時 )

•高カウントレート下での動作実証•バックグラウンドモデルの構築

さらに、

•日本はこれまで、 Si ストリップ検出器の製造、気球実験などを通じ、ソフト、ハード両面から貢献を行ってきた。

Si レイヤーの番号co

un

t/s

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GLASTGLAST で期待される成果で期待される成果 (( 一般一般 ))

•170 あまりの、 EGRET 未同定天体の同定 ( 特に銀河面天体 ) 。•EGRET による 7 つのガンマ線パルサー ->GLAST により、数 10 のサンプル

•パルサーの進化の解明•スペクトルから、放射機構の特定

•AGN(Blazar):GeV ガンマ線天体の最大勢力•多波長観測、フレアの時間発展による、ジェットの放射メカニズムの特定•ガンマ線と赤外光との相互作用 ( 対生成 )-> 初期宇宙の星生成の研究

•銀河、銀河団からのガンマ線放射•銀河毎の宇宙線量の測定•銀河団の合体による衝撃波加速：最高エネルギーの宇宙線の源？

Vela pulsar からのガンマ線スペクトルOuter gap model

Polar cap model

HESS 、 Suzaku との連携•HESS 未同定天体 ( 新種の天体？ ) 、 SNR での粒子加速、銀河面拡散放射

•硬 X-GeVγ-TeVγ での観測で正体に迫る•電子成分と陽子成分 (GeVγ) の分離測定

可視光との連携 ( 広島大学 1.5m 望遠鏡 )•GRB 、トランジェント天体

•偏光 (可視 ) と γ 線スペクトルからジェットの構造に迫る

E2*F

lux

0.1 1GeV 10 100

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超新星残骸と粒子加速超新星残骸と粒子加速

HESS による RXJ1713-3946 のイメージ+X 線コントア (S. Funk 2005)

•超新星残骸： knee(1015 eV) までの宇宙線の加速限•硬 X 、 GeV ガンマ、 TeV ガンマによる観測：シンクロトロン、逆コンプトン散乱 ( 電子成分 ) 、 pi0崩壊 (陽子成分 )

EGRET/GLASTの PSF(@10GeV)

分子雲 (Fukui et al. 2003, Moriguchi et al. 2005) Pi0 ガンマ？

多波長スペクトル (Reimer & Pohl 2002)

HESS

CANGAROOEGRET

X 線 GeVγ TeVγ

GLAST 5sigma 感度(1year 、銀河中心方向 )

•空間分解 ：粒子加速の現場•GeV領域のスペクトル：電子成分か陽子成分か？

GLAST では PSF多波長観測

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銀河面拡散ガンマ線放射銀河面拡散ガンマ線放射 (1)(1)

•ガンマ線源：点源 + 銀河面拡散放射•拡散ガンマ線放射の放射機構：

•宇宙電子線と物質 (制動放射 ) 、 CMB(逆コンプトン ) との相互作用•宇宙陽子線と物質との相互作用 (pi0 ガンマ )

宇宙線と物質分布を探るプローブ

EGRET による全天マップ(E>100MeV)

SAS-IIおよび COS-B による銀河中心からの拡散ガンマ線放射

制動放射(EB)

Pi0崩壊(NN)

逆コンプトン(IC)

0.1 1 10 (GeV)

EGRET による銀河中心からの拡散ガンマ線放射 (Hunter et al. 1997)

ICEBNN

Extragalactic diffuse

0.1 1 10 (GeV)

GeV excess硬い陽子スペクトル？電子成分 (IC) の寄与 ?

E2*F

lux

E2*F

lux

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銀河面拡散ガンマ線放射銀河面拡散ガンマ線放射 (2)(2)

(1) 最新の実験、理論に基づいた陽子 - 陽子反応を用いたガンマ線スペクトルの計算(2)EGRET データの Deconvolution による、仮定によらない拡散ガンマ線分布の復元により、 GeV excessおよび拡散ガンマ線の解析を行っている。EGRET 銀河面拡散ガンマ線

の銀緯分布 ( 銀河中心方向 )

30-50MeV

150-300MeV

銀緯 -20 0 20 度

実データ

復元像

銀河中心方向の拡散ガンマ線スペクトルのモデル計算(Preliminary) Kamae et al. (2005) の

反応モデル (diffractive反応およびスケーリング則の破れ ) に基づくスペクトル従来の物理モデ

ルに基づくスペクトル

従来より硬い (べき ~0.05) な陽子成分を予想

放射が銀河面に集中していることを確立。スケールハイト ~4 度(Kamae & Elwe による )

GLAST では、、、•点源の寄与を取り除いた、精度の高いスペクトル•銀河の場所による違い ( 宇宙線分布の研究 )•RXTE, Suzaku による電子成分の分布との相関

PSF有効面積多波長観測

Deconvolution

E2*F

lux

0.1 1 10GeV

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SummarySummary

•GLAST は 2007 年打ち上げ予定の宇宙ガンマ線衛星で、広視野・高空間分解能・大有効面積により、 EGRET の数 10 倍の感度を持つ。•日本グループは、 GLAST の核となる Si ストリップ検出器の製造、評価試験や気球実験を通し、ソフト、ハード両面から貢献してきた。•GLAST により、様々なサイエンスが可能となる。

•EGRET 未同定天体の同定•パルサーの放射機構、 AGN におけるジェットのメカニズム、初期宇宙の星生成、銀河・銀河団からの宇宙線、などなど。•HESS/Suzaku との連携、可視光観測との連携

•HESS 未同定天体の正体•SNR での粒子加速 (陽子か電子か？ )•銀河面拡散放射 ( 宇宙電子、陽子線の分布と相関 )•GRB/ トランジェント天体 ( ジェットの構造 )

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e+ e–

GLAST Large Area GLAST Large Area TTelescopeelescope

CAL(U.S.A., France, Sweden):Hodoscopic array of 1536 CsI(Tl) scintillators (8 layers in each tower)

•Shower の発達を追い、エネルギーを測定

TKR(U.S.A., Japan, Italy):Si-Strip Tracker with Lead converter18 X-Y tracking planes, 228um pitch, 8x105 channels

•γ 線の identification 、到来方向の測定•Si ストリップを用いることで、高分解能を達成

ACD(U.S.A.):Segmented 89 plastic scintillator tiles

•荷電粒子 backgroundの除去•セグメント化で高エネルギーでの self-veto を減らす

GLAST (Gamma-ray Large Area Space Telescope)=LAT+GBM

LAT: Large Area Telescope 2007 年打ち上げ予定4X4=16 towers3000kg, 650 W, 1.8x1.8x1m3

(30MeV-300GeV)

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Sensitivity of GLAST LAT(1)Sensitivity of GLAST LAT(1)

Integral Sensitivity

Flu

x ab

ove

E (

c/cm

^2/

sr)

1-year observation(high galactic latitude)

Morselli et al.

5-year observation(high galactic latitude)

1-year observation(galactic center region)

Crab Nebula

http://www-glast.slac.stanford.edu/software/IS/glast_lat_performance.htm 中の図を元に作成

~10 photons will be detected in one year

•E^-2(integral なら E^-1) なるスペクトルを持つ点源に対する 5σ 検出感度

10-8

10-9

10-1

010

-11

1GeV 10 1000.10.01

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More about GeV excessMore about GeV excess

6deg<|b|<10deg

2deg<|b|<6deg

-2deg<b<2deg

toward Gal. centeranticenter

•GeV excess is observed from the outer Galaxy as well as the inner Galaxy regardless of galactic latitude.

Possible Solutions:•harder proton spectrum•pp-interaction model•contribution of electron radiation•etc.

•We need tools to study GeV excess/diffuse emission

•galprop + up-to-date pp-interaction model

0.1 1 10 (GeV)

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PP-interaction modelPP-interaction model

•Based on up-to-date knowledge, pp-interaction model update was proposed by Kamae et al. (2005 ApJ). This model was intended to be used to calculate gamma-ray emission (galactic diffuse, AGN, SNR, GRB, etc.) without uncertainty. Hereafter we call this “TK model”•Thee features; rising cross section, diffractive dissociation and scaling violation

pp-interaction cross section Spectrum of generated gamma-rays

•Rising cross section in high energy•Add diffractive dissociation process

•Scaling violation

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Parameterization of pp-interactionParameterization of pp-interaction

Gamma Spectrum for diffractive dissociation

Gamma Spectrum for non-diffractive dissoc.

1TeV

512TeV512TeV

1TeV

•Under development by N. Karlsson and T. Kamae (see Niklas’s lunch talk) to replace time-consuming Monte Carlo simulations.•One update; add the Delta resonance (1232) and the other resonance (1600) to reproduce pp-interaction cross section and inclusive pi0 cross section in lower energies.•Immediate application: incorporate into galprop!

Inclusive Pi0 cross section