高田淳史, 谷森達, 池田智法, 吉川慶, 阿部光, 荻尾真吾, 津田雅弥, 吉田有良, 竹村泰斗, 中村優太, 小野坂健, 齋藤要, 窪秀利 (京都大),水村好貴 (JAXA),

黒澤俊介 (東北大), 身内賢太朗 (神戸大), 澤野達哉 (金沢大), 濱口健二 (メリーランド大)

「荷電粒子の飛跡」がもたらす情報量の多さ 飛跡画像 ⇒ 一目でどういう事象か「分かる」

エネルギー損失率 ⇒ 粒子識別

粒子数位置向き …

改めて

Compton散乱/対生成宇宙線Shower event …

電子反跳方向 ⇒ ガンマ線の入射方向Compton散乱運動学テスト

中性子反跳等

雑音量を極限まで減らすことが可能に！

• 単純な光度曲線から銀河中心領域を検出• かに星雲を3.5σで検出• 地上較正実験からの予想検出感度と上空での到達感度がほぼ一致

MeV領域の観測で電子飛跡は不可欠

宇宙拡散・大気ガンマ線の観測 (0.1 ~ 1MeV)

dE/dXによるバックグラウンド除去の成功

SMILE

人工衛星による全天観測

SMILE-3

SMILE-2+ 1-day flight @ Alice Springs (Apr. 7th 2018)

SMILE-I @ 三陸 (Sep. 1st 2006)

MeVガンマ線天文学におけるイメージングの確立

明るい天体(かに星雲と銀河中心)Effective area ~1 cm2

長時間気球を用いた科学観測

COMPTELの感度を上回る望遠鏡で数回放球effective area ~10 cm2, PSF 5~10 deg.

SMILE-2: 地上試験のみ

A. Takada+. ApJ,2011

T. Tanimori+. ApJ,2015

~ sub-mCrab sensitivity

Now‼

ISAS/JAXA

CSBF/NASA

豪州気球実験 (半日~1日)

南半球中緯度SPB実験 (≳1ヵ月)

南極周回実験 (2週間~1ヵ月)

Ft. Sumner実験 (半日~1日)

〇高度 >39 km

〇高度 >39 km

〇高度 >39 km

▲磁極に近い

▲高度 33.7 km

〇広く長く観測可

銀河中心領域・(かに星雲)・系外拡散ガンマ線

銀河中心領域・かに星雲・Cen A・系外拡散ガンマ線

銀河中心領域・Cen A・系外拡散ガンマ線

かに星雲・Cyg X-1

気球高度 ⇒ 大気による散乱・吸収でsignalが減少Cutoff rigidity ⇒ 大気ガンマ線(前景放射)は宇宙線強度に依存

様々な放球手段と場所を使えば、たくさんの天体を観測可能

2020/4/22 mission initiation consultationを実施GSFC/NASAのグループ(K. Hamaguchi, S. Hunter)と共同研究を開始

SMILE-2+

COMPTEL・SPI・SMILE-2+⇒ どの結果も電子宇宙線のICより強い

空間分解されていない天体の重ね合わせ？

脱励起線の重ね合わせ？

銀河中心付近にかに星雲並の明るさを持つ天体がO(100)個は必要

硬X線では暗く、MeVに特徴的な放射

今の所、そういう天体は知られていない

宇宙線によって励起された星間物質からの脱励起線は検出されていない

その他の候補？

Primordial black holes (質量：1015 g) ⇒ MeVガンマ線の放射が期待されている

暗黒物質の対消滅

天体現象起源 ⇒ 銀河面に集中する暗黒物質起源 ⇒ 質量分布のような分布

スペクトルと空間分布が重要何が起源でも大きな発見

Carr+ (2010)

Ahn+ (2005)

対消滅線の90%以上はpositroniumによるもの⇒ 電子・陽電子のエネルギーが落ちないと

positroniumは形成されない SPIの観測結果を説明する空間分布モデル

⇒ 大きな広がりを持ち多波長の空間分布とは大きく異なる

COSI・SMILE-2+も大きな広がりを示唆 過去の観測結果も観測範囲と対消滅線強度に正の相関

L. Bouchet+, ApJ (2010)

SPI/INTEGRAL observation

Distribution model

陽電子の起源は不明 詳細な空間分布が必要

T. Siegert氏スライドより

点源のみ

Siegert+ (2016)

Kierans+ (2020), Siegert+ (2020)

Purcell+ (1997) Fig.4をmodify

SMILE-I

SMILE-2+

MeVガンマ線領域でも全天に広がる背景放射が存在

遠方銀河からの放射の重ね合わせ⇒ どんな銀河の何の放射かは不明・活動銀河核

- Seyfert銀河- Flat Spectrum Radio Quasars

・遠方銀河中のIa型超新星爆発・暗黒物質

観測されたガンマ線強度は大きな不定性が存在⇒ 詳細なスペクトルが必要

~1ヵ月の長期気球で観測すれば特別明るいものが点源として検出される可能性あり⇒ 同定できれば系外拡散ガンマ線の

起源に対する示唆が得られる

Inoue+ (2013)Ajello+ (2009)

MeV領域の放射は数PeVまで加速された電子のシンクロトロン放射で理解

観測は…・1-30 MeVで少ない/硬い・~150 keVに折れ曲がり？

パルサー風の衝撃波下流以外でも加速/放射がある、というモデルもある⇒ 決着はついていない

MeV領域では点源⇒ スペクトルの詳細な構造が必要

150

keV

Aharonian+ (1998)

シンクロトロン

逆コンプトン

Kuiper+ (2001)

Jourdan+ (2009)

Aharonian (1998)Lyutitov+ (2019)

X線で見たかに星雲

SMILE-3への要求 有効面積 : ~10 cm2 @ 0.3 MeV 空間分解能: ~10 deg. @ 0.5 MeV 検出感度 : SMILE-2+の5倍以上

飛跡検出器 : CF4 3 atm, 30x30x30 cm3

散乱点精度 < 5 mm

吸収体 : GSOシンチレータ with SiPM6x6x26 mm3 @ 底面6x6x13 mm3 @ 側面

43 cm

37

cm

30

cm

15 c

m

~φ80 cm

~6

0cm

有効面積 Point spread function

Low-energy event High-energy event

ガス容器

ガス容器 Energy [MeV] 有効面積 [cm2] PSF [deg.]

0.3 10 13

0.5 9 8

2.0 1.3 2

COMPTEL

SMILE-3

SMILE-2+

low-energyevents

high-energyevents

Eff

ect

ive a

rea

[cm

2]

low-energyevents

Tobs = 106 sDE = E

T. Siegert+, A&A (2016)

Distribution model

L. Bouchet+, ApJ (2015)

1.8 MeV distribution

?

Assuming the distribution of annihilation line with…

Sky image observed by SMILE-3 will be … 3.6°×1.8°/pixel

0

100

50

[eve

nts]

Effective area: ~5 cm2 @ 0.5 MeVSpatial resolution: ~10 deg. @ 0.5 MeVAltitude 40 km, 30 days, South hemisphereBG: extragalactic & galactic diffuse gammas (continuum)

without atmospheric gamma, scattering in atmosphere

SMILE-3 will reveal how the annihilation line distributes.

シンチレータの改良

光読み出しをMPPCへ⇒ エネルギー分解能向上角度分解能向上

11% with PMT8% with MPPC

ガス飛跡検出器の改良

CF4 baseのガスで3気圧ガス圧力容器の軽量化3軸読み出しµ-PIC

全体システムの改良

ガス圧力容器を暴露構造体の見直し (軽量化)

SMILE-2+からの修正点

姿勢センサの見直し

各要素の開発状況については、津田講演にて…

http://www-cr.scphys.kyoto-u.ac.jp