X線天文衛星「すざく」搭載X線CCD(XIS)のバックグラウンド

松本浩典(京都大学)

片山晴善(JAXA/ISAS)、山口弘悦(京大)、田和憲明(阪大)

中嶋大、鶴剛、小山勝二(京大)、林田清、並木雅章、鳥居研一、常深博(阪大)、村上弘志、平賀純子、尾崎正伸、堂谷忠靖(ISAS/JAXA)、粟木久光(愛媛大)、北本俊二(立教大)、幸村孝由(工学院大)、馬場彩、千田篤史(理研)、他XISチーム

内容

1. XISについてBGDの違う2種類のCCDを搭載

Front side illuminated (FI) CCDBack side illuminated (BI) CCD

2. Non X-ray Background3. Blank Sky観測 (NXB+CXB)4. まとめ

X-ray Imaging Spectrometer(XIS)

•X線CCDカメラ (4台)•すざくで唯一撮像と分光が同時に出来る検出器•京大、阪大、ISAS/JAXA、MITなどで開発

X線CCD～Si半導体検出器のアレイ

視野 18分角 X 18分角

エネルギー範囲 0.2 – 12 keV

ピクセル数 1024 X 1024

ピクセルサイズ 24μm X 24μm

エネルギー分解能

(FWHM)

130eV @ 6keV

FI CCDとBI CCD

Ｘ線Ｘ線

Front side Illuminated

光電吸収

Back side Illuminated

空乏層～70μm

空乏層～40μm

BIは低エネルギー側で検出効率が良いが、空乏層が少し薄い。XISは、FI 3台、BI 1台を搭載。

XISのバックグラウンド

1. Non X-ray Background (NXB)• 宇宙線• 宇宙線がすざく構成物を励起して出す

蛍光X線2. Cosmic X-ray Background (CXB)

宇宙のどの方向からも等方的にやってくるX線

3. 較正用放射線源 (55Fe)

基本的NXB除去=広がりを利用あまり広がっていないもの(Grade=0,2,3,4,6)をX線と認定

Grade0

Grade1

Grade2

Grade3

Grade4

Grade5

Grade6

Grade7

split over 2x2 region

X線宇宙線(広がる)

CCD

最大出力ピクセル

Event Threshold を超えたピクセル。PH計算に加算。

Ev. Th,を超えたがPH計算に加算しない。

超新星残骸E0102のFI観測の例

全グレード 4.7x105cts グレード02346 4.3x104cts

かなりのNXB (～98%) を落とせる。

落とし切れないNXB観測=夜地球観測

昼地球観測 夜地球観測

(NXB+大気蛍光X線+散乱etc…)

(NXB)

夜地球X線イメージ

FI CCD (XIS0) BI CCD (XIS1)

較正用線源55Fe

転送

方向

較正用線源55Fe

0.42c/s (55Fe 0.09c/s)0.10c/s (55Fe 0.10c/s)

夜地球スペクトル

2 4 6 8 10エネルギー(keV)

Al Kα

Si Kα

Au Kα

Mn Kα,β

Ni Kα,β

Au Lα,β

BI(XIS1)

FI(XIS0)

FI(XIS2)

FI(XIS3)

BIのNXBレベルが高い訳

宇宙線FI CCD BI CCD

宇宙線

空乏層～70μm 空乏層～40μm

BI CCDでは宇宙線イベントの広がりが小さい。X線イベントと区別がつきにくい。

NXBとCut-off Rigidityの相関(BI)

COR別スペクトル各エネルギーバンドのカウントレートとCOR

COR低 NXB増

COR: 4-6GeV/c6-8GeV/c8-10GeV/c

10-12GeV/c12-14GeV/c

10.0-12.0keV

5.5-6.8keV,

2.0-5.5keV

0.4-2.0keV

8.2-10.0keV

6.8-8.2keV

どのバンドも似た相関エネルギー(keV)

5 10COR (GeV/c)

4 6 8 10 12 14

counts

/s/keV

0.0

1

0

.02

0

.05

0.1

0.2

counts

/s

0.0

1 0.0

2 0.0

5 0

.1 0

.2

NXBとCut-off Rigidityと相関(FI)

COR: 4-6GeV/c6-8GeV/c8-10GeV/c

10-12GeV/c12-14GeV/c

COR別スペクトル各エネルギーバンドのカウントレートとCOR

counts

/s/keV

0.0

05 0

.01

0.0

2

0.0

5

0.1

0.2

5 10エネルギー(keV)

counts

/s

0.0

1 0.0

2 0.0

5

4 6 8 10 12 14

COR (GeV/c)

8.2-12.0keV

2.0-5.5keV

0.4-2.0keV6.8-8.2keV

5.5-6.8keV,

FIもBIと似た傾向

Blank Sky　スペクトル

(Blank sky) – (NXB) = Cosmic X-ray Background

CXB CXB

Blank Sky Blank Sky

NXB NXB

FI CCD BI CCD

counts

/s/keV

1e-5 2

e-5 5

e-5 1

e-4

0.5 1 2 5 10

エネルギー(keV)

0.5 1 2 5 10

エネルギー(keV)

counts

/s/keV

2e-5 1e-4 2e-4 5

e-4

NXBは高エネルギー側で卓越

バックグラウンド環境の他衛星との比較

低エネルギー側CXB(等方的)が卓越。どんな衛星でも大差ない。

高エネルギー側NXB(∝検出器サイズ)が卓越。しかし、天体が検出器上に結ぶ像の大きさは、衛星毎に異なる。

天空の単位立体角で規格化すべし！天体からのX線は検出効率(有効面積)に比例

さらに有効面積で規格化すべし！

Blank Sky/立体角/有効面積の比較

特にFIは高エネルギー側でS/Nが良い。

XIS-BI

XIS-FI

Counts

/sec/keV/arcm

in2/cm

2

1e-8

1e-7

1e-6

1e-5

1e-4

1e-3

0.6 1 2 5 10

エネルギー(keV)

S/N比の逆数みたいなもの

しかもBGD安定！Blank sky ライトカーブ

Counts

/s

0.1

0.2

0 5e4 1e5 1.5e5

Time (sec)Counts

/s

0

10

20

30

1e4 2e4 3e4

Time (sec)

すざく XIS-FI XMM-Newton

ある観測に対し、そのCOR分布をパラメターとしたモデルで、bgdを2-5%の精度で再構成できる。

まとめ

•バックグラウンドには二種類•Non-Xray BGDとCosmic X-ray BGD

•NXBは高エネルギー側、CXBは低エネルギー側で支配的。•すざくFIは、他の衛星と比較して高エネルギー側でS/Nが良い。•すざくのBGDは安定。CORを手掛かりに2-5%の不定性で再構成可能。

FI vs BI

FI BI

空乏層厚 70μm 40μm

XIS有効面積 at 1.5keV 340 cm2 390 cm2

XIS有効面積 at 8 keV 150 cm2 100 cm2

XIS有効面積 = 鏡の有効面積 x CCD検出効率