研究課題
銀河中心近傍の暗黒物質探査においては、星間媒質と宇宙線の相互作用による拡散ガンマ線が主要なバックグラウンドとなる。本研究では、マイクロ波観測衛星Planckの全天サーベイで得られたダストの光学的厚みから星間媒質の密度を推定し、拡散ガンマ線強度を導出する方法を検証した。宇宙線密度がほぼ一様と考えられる近傍のガス雲においては、拡散ガンマ線の放射強度は星間媒質の密度に比例すると考えられるため、その領域におけるPlanckの観測結果から推定される星間媒質の密度とフェルミ衛星の観測で得られた拡散ガンマ線の放射強度を比較することによってその推定精度を評価した。その結果、ダストの光学的厚み(353 GHz帯電波の減衰係数)を利用すると従来の方法より良い精度で星間媒質の密度を導出できるが、若干線形関係からずれがあることが判明した。並行して、次世代のガンマ線観測装置となるCherenkov Telescope Array (CTA)で使用する半導体光電子増倍素子(SiPM)の開発を推進した。SiPMでは、一つの光子の入射に対して複数の光子に対応する信号を出力するクロストークとよぶ現象があるが、クロストークによって入射光子数より大きな出力することで、光子数の少ないバックグラウンドをガンマ線シャワーの現象と間違えてしまうことが問題となる。したがって、クロストークを極力抑制することが課題となっているが、それによって光検出効率が下がってしまうため、最適化が必要となる。これまでより低電圧で動作するSiPMを浜松ホトニクス社と共同で開発し、クロストークが低い状態で高い光検出効率を実現できることを検証した。また、低電圧型のSiPMは、我々の観測でバックグラウンドとなる赤色に対する光検出効率が約20%低減できることを確認し、S/N比を改善できる効果も検証した。
2: おおむね順調に進展している
平成28年度は、MBM、ペガサスおよびカメレオン領域に加えて、オリオン領域において、Planckの観測結果から推定される星間媒質の密度とフェルミ衛星の観測で得られた拡散ガンマ線の放射強度を比較した。オリオン領域では、これまでより星間媒質密度の高い領域まで、その線形性を検証した。その結果、他の領域で示唆されていたのと同様、1.3を指数とするベキ関数で良く近似できることを確認した。CTAのためのSiPMの開発においては、浜松ホトニクス社とSensL社の複数の仕様のSiPMの光検出器とクロストークレートを測定した。また、当初は3 mmの素子が主流であったが、最近では6 mmの素子も製造されるようになったため、3 mmと6 mmの素子の性能を比較した。その結果、クロストークレートが素子の大きさに依存することが判明し、6 mmのSiPMを単一のSiPMではなく、3 mmのSiPM 4個を並列接続して信号処理することで6 mmの素子として扱うする方がクロストークを抑制できることがわかった。また、クロストークは、保護用の樹脂の材質や厚さにも依存することが判明した。さらに、より低電圧で動作するSiPMを浜松ホトニクス社と共同で開発し、クロストークが低い状態で高い光検出効率を実現できることを検証した。また、低電圧型のSiPMは、我々の観測でバックグラウンドとなる赤色に対する光検出効率が約20%低減できることを確認し、S/N比を改善できる効果も検証した。
平成28年度に実施したPlanckの観測結果から推定される星間媒質の密度とフェルミ衛星の観測で得られた拡散ガンマ線の放射強度との比較で得られたダスト温度依存性を考慮した星間媒質の密度を、さらに広範なダスト温度領域において検証する。その結果得られた拡散ガンマ線のモデルを適用することで、未検出のガンマ線点源を探査し、新たに検出されたガンマ線点源のスペクトルと位置情報を追加して、拡散ガンマ線のモデルを更新する。CTAのためのSiPMの開発においては、平成28年度の測定結果からクロストークレートが素子の大きさや保護層の材質や厚さに依存することが判明した。これは、クロストークの大部分が保護層を経由して発生していることを示している。そこで、平成29年度は、素子の保護層の材質や厚さ、および素子の大きさを最適化することで、クロストークレートを低減する。また、増幅素子を直列に接続することで波形の高速化する方法についても調査し、最適化する。この最適化に基づいて、プロトタイプ・カメラに使用するSiPMの仕様を決定し、プロトタイプに必要な数量を製造する。
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すべて 国際共同研究 (6件) 雑誌論文 (2件) (うち国際共著 2件、 査読あり 2件、 謝辞記載あり 2件) 学会発表 (8件)
The Astrophysical Journal Supplement Series
巻: 223 ページ: article id. 26
10.3847/1538-4357/833/2/278
The Astrophysical Journal
巻: 833 ページ: article id. 278
10.3847/0067-0049/223/2/26
