X線天文学検出器 – 日本語百科事典辞書

X-ray_astronomy_detector
X線天文学検出器は、X線天文学の研究で使用するためにX線を検出する機器です。
X線は約0.008nmで始まり、電磁スペクトル全体で約8 nmまで広がり、地球の大気は
不透明になります。
X線天文学は、天体からのX線放射の研究を扱う天文学の観測部門です。X線は地球の大気に吸収されるため、X線を検出するための機器は、気球、観測ロケット、衛星によって高高度に運ばれる必要がX線天文学は宇宙科学の一部です。
X線天文学検出器は、主にエネルギー用に設計および構成されており、通常は当時の技術に限定されていたさまざまな技術を使用した波長検出用に設計および構成されています。

コンテンツ
1 X線の検出と画像化
1.1 比例計数管 1.2 X線モニター 1.3 シンチレーション検出器 1.4 変調コリメータ 1.5 X線分光計 1.6 CCD 1.7 マイクロ熱量計 1.8 遷移端センサー
2 も参照してください
3 参考文献

X線の検出と画像化

チャンドラの土星の画像（左）と
ハッブルの土星の光学画像（右）。土星のX線スペクトルは太陽からの
X線のスペクトルに似てい
ます。2003年4月14日
X線は、波長（〜8 nm〜8 pm）、周波数（〜50 PHz〜50 EHz）、およびエネルギー（〜0.12〜120 keV）で30年に及びます。温度の点で、1電子ボルト= 11604 K.したがってX線（0.12 keVの120）が1.39×10に対応する6 1.39×10 9（12から0.12から約10 0.1ナノメートルからK.（NM）のkeV）は、それらをは軟X線に分類され、0.1 nm〜0.01 nm（約12〜120 keV）は硬X線に分類されます。
電磁スペクトルの可視範囲に近いのは紫外線です。太陽放射照度の決定に関するISO規格草案（ISO-DIS-21348）は、紫外線を約10nmから約400nmの範囲であると説明しています。X線に最も近い部分は、「極紫外線」（EUVまたはXUV）と呼ばれることがよくEUV光子が吸収されると、X線や電子ビームが物質に吸収されるのと同じように、イオン化によって光電子と二次電子が生成されます。
X線とガンマ線の区別はここ数十年で変化しました。もともと、X線管から放出される電磁放射は、放射性核（ガンマ線）から放出される放射よりも長い波長を持っていました。したがって、古い文献では、波長に基づいてX線とガンマ線を区別しており、ガンマ線として定義されている10 -11mなどの任意の波長よりも短い放射線を使用しています。しかし、線形加速器や長波長の「ガンマ線」エミッターなどの短波長の連続スペクトル「X線」源が発見されたため、波長帯域は大きく重なりました。現在、2種類の放射線は通常、その起源によって区別されています。X線は原子核の外側の電子から放出され、ガンマ線は原子核から放出されます。
よりエネルギーの高いX線である30keV（4，800 a J）を超えるエネルギーの光子は、少なくとも数メートルの距離で空気を透過できますが、地球の大気は十分に厚いため、外部からはほとんど透過できません。地球の表面までずっとスペースを空けてください（そうでなければ、それらは検出され、医療用X線装置は機能しませんでした）。ほとんどの天体源がエネルギーの大部分を放出する0.5〜5 keV（80〜800 aJ）の範囲のX線は、数枚の紙で止めることができます。3 keV（480 aJ）X線のビーム内の光子の90％は、わずか10cmの空気を通過することによって吸収されます。
空からのX線を検出するには、X線検出器を地球の大気の大部分の上に飛ばす必要がこれを行うには、主に3つの方法が観測ロケットの飛行、気球、衛星です。

比例計数管
比例計数管
比例カウンタの一種であるガス状のイオン化検出器カウント粒子の電離放射線をし、そのエネルギーを測定します。ガイガーミュラーカウンターと同じ原理で動作しますが、使用する動作電圧は低くなります。すべてのX線比例計数管は、窓付きのガスセルで構成されています。多くの場合、このセルは、電極の配置によって、いくつかの低電界領域と高電界領域に細分されます。
EXOSATの個々の中エネルギー比例計数管には、熱保護用のアルミ化カプトンフォイルを備えたベリリウムのフロントウィンドウ、アルゴン/ CO 2混合物で満たされたフロントチャンバー、キセノン/ CO 2を備えたリアチャンバー、および2つを分離するベリリウムウィンドウがありました。チャンバー。検出器のアルゴン部分は2〜6 keVに最適化されており、両方の検出器の合計エネルギー範囲はそれぞれ1.5〜15 keVと5〜50keVでした。
アポロ-ソユーズミッションの米国部分（1975年7月）は、0.18-0.28および0.6-10.0keVのX線に敏感な比例計数管システムを搭載していました。総有効面積は0.1m 2で、4.5°のFWHM円形FOVがありました。
フランスのTOURNESOL機器は、4つの比例計数管と2つの光検出器で構成されていました。比例計数管は、6°×6°のFOVで2keVから20MeVの光子を検出しました。可視検出器の視野は5°×5°でした。この機器は、高エネルギーバーストソースの光学的対応物を探すように設計されており、高エネルギーイベントのスペクトル分析を実行します。

X線モニター
監視とは、通常、システムの状態を認識することを意味します。X線発生源からのX線出力を表示するための信号を表示または送信して、線源の状態を認識するデバイスは、宇宙アプリケーションではX線モニターと呼ばれます。上アポロ15上軌道の月、例えば、X線モニタが原因の生産にその化学組成に関して、月面をマッピングしながら、太陽X線強度とスペクトル形状に可能な変化を追跡するために使用された二次X線。
X線モニターSolwind NRL-608またはXMONの指定は、間のコラボレーションだった海軍研究所とロスアラモス国立研究所。モニターは、2つのコリメートされたアルゴン比例計数管で構成されていました。3〜10 keVの機器帯域幅は、検出器ウィンドウの吸収（ウィンドウは0.254 mmベリリウム）と上位レベルの弁別器によって定義されました。活性ガスの体積（P-10混合物）は深さ2.54 cmで、最大10keVの良好な効率を提供しました。カウントは2つのエネルギーチャネルで記録されました。スラットコリメータは、各検出器に対して3°×30°（FWHM）のFOVを定義しました。FOVの長軸は互いに垂直でした。長軸はスキャン方向に対して45°傾斜しており、一時的なイベントを約1°にローカライズできます。FOVの中心は一致し、太陽を横切るスキャンを回避するために、ホイールのスキャン赤道の下40°に向けられました。宇宙船の車輪は6秒に1回回転しました。このスキャンレートは、16ミリ秒（ms）ごとに1°に相当します。コリメータ応答のスミアリングを最小限に抑えるために、カウントは64または32ミリ秒のビンで遠隔測定されました。
機器のパラメータとデータ収量は、1日の操作で30 UFUの3σ点光源感度を意味しました（1 UFU = 2.66 -12 erg / cm 2 -s-keV）。各検出器は、Uhuru機器の面積の約0.1でした。低地磁気緯度での機器のバックグラウンドは約16カウント/秒でした。この背景のうち、約6カウント/秒は、拡散宇宙X線背景放射に由来し、残りは機器です。控えめな10％のデータリターンを想定すると、スキャンモードでの正味のソースデューティサイクルは1.4×10 -3であり、1日あたり120秒のソース露出を意味します。16カウント/秒のバックグラウンドの場合、特定のスカイビンからのフラックスを決定する際の3σエラーは、1日後に4.5カウント/秒、つまり約45UFUでした。両方の検出器を組み合わせることにより、30UFUの限界感度が得られました。適度に明るい銀河源のフラックス決定にも同様の誤差が存在しました。スキャン方向に沿って投影された5°FOVによる光源の混乱は、銀河バルジ領域（約30°> l> -30°、| b | <10°）での光源の観測を複雑にしました。

シンチレーション検出器
シンチレータ
シンチレータの性質示す材料である発光をによって励起電離放射線。発光材料は、X線フォトンなどの入射粒子が当たると、そのエネルギーを吸収してシンチレーションします。つまり、吸収されたエネルギーを、通常は可視範囲の小さな閃光の形で再放出します。

さまざまなシンチレーション検出器アセンブリに囲まれたシンチレーション結晶
Vela5AとそのツインVela5Bに搭載されたシンチレーションX線検出器（XC）は、光電子増倍管に取り付けられ、0.13mmの厚さのベリリウムウィンドウで覆われた2つの厚さ1mmのNaI（Tl）結晶で構成されていました。電子しきい値は、3〜12keVと6〜12keVの2つのエネルギーチャネルを提供しました。各水晶の前には、半値全幅（FWHM）の開口部が約6.1×6.1°のスラットコリメータがありました。効果的な検出器領域は~26 cmであった2。天体源に対する感度は、高い固有の検出器バックグラウンドによって厳しく制限されていました。
OSO 4に搭載されたX線望遠鏡は、単一の薄いNaI（Tl）シンチレーション結晶と、CsI（Tl）不一致シールドで囲まれた光電管アセンブリで構成されていました。エネルギー分解能は30keVで45％でした。機器は、6チャネルの分解能で約8〜200keVで動作しました。
OSO5はCsIクリスタルシンチレータを搭載していました。中央の結晶は0.635cmの厚さで、70cm 2の敏感な領域を持ち、一対の光電子増倍管によって後ろから見られました。シールド結晶の壁の厚さは4.4cmで、4つの光電子増倍管で観察しました。視野は約40°でした。カバーされたエネルギー範囲は14-254keVでした。9つのエネルギーチャネルがありました。最初のチャネルは14〜28 keVをカバーし、他のチャネルは28〜254keVの間隔で等間隔に配置されました。飛行中のキャリブレーションは、241Amのソースを使用して行われました。
PHEBUSの実験は、100 MeVの範囲100 keVの中の高エネルギー過渡事象を記録しました。これは、2つの独立した検出器とそれに関連する電子機器で構成されていました。各検出器は、直径78 mm、厚さ120 mmの発芽ビスマス（BGO）結晶で構成され、プラスチックの不一致ジャケットで囲まれています。2つの検出器は4π ステラジアンを観測するように宇宙船に配置されました。バーストモードは、0.1〜1.5 MeVのエネルギー範囲のカウントレートが0.25秒または1.0秒のいずれかでバックグラウンドレベルを8σ（標準偏差）超えたときにトリガーされました。エネルギー範囲全体で116のチャネルがありました。
KONUS-Bの機器は、に応答し、宇宙船の周りに分布7つの検出器から構成された光子8 MeVのエネルギーを10keVでの。それらは、Be入口窓の後ろに直径200mm、厚さ50mmのNaI（Tl）シンチレータ結晶で構成されていました。側面は5mm厚の鉛層で保護されていました。バースト検出しきい値は、5×10であった-7 5×10 -8エルグ/ cm 2で、バーストスペクトルとに応じて、立ち上がり時間。スペクトルは2つの31チャネル波高分析器（PHA）で取得され、最初の8つは1/16秒の時間分解能で測定され、残りはカウントレートに応じて可変の時間分解能で測定されました。解像度の範囲は0.25から8秒をカバーしました。
クバント1は、がhexeを行う、または用いる高エネルギーX線実験、phoswichヨウ化ナトリウム及びヨウ化セシウムのを。それは1.6°×1.6°FOVFWHMで15-200keVのエネルギー範囲をカバーしました。4つの同一の検出器のそれぞれ200 cmで幾何学的領域であった2。最大時間分解能は0.3〜25ミリ秒でした。

変調コリメータ
変調コリメータ
電子、調節は別の波形に関連した1つの波形を変化させる処理です。「変調コリメータ」を使用すると、入射X線の振幅（強度）は、ワイヤに入射する信号のその部分をブロックまたは大幅に低減する平行ワイヤの2つ以上の「回折格子」の存在によって低減されます。
X線コリメータは、指定された方向にのみ走行平行な通過を許可されるように、X線のストリームをフィルタリングする装置です。
東京情報大学の小田稔学長は、1966年に最初にSco X-1の対応物を識別するために使用された変調コリメータを発明しました。これにより、Xの発売前に、利用可能なX線源の最も正確な位置が導き出されました。 -光線イメージング望遠鏡。
SAS 3は、変調コリメータ（2〜11 keV）とスラットおよびチューブコリメータ（1〜60keV）を搭載していました。
Granat International Astrophysical Observatoryには、回転変調コリメータを使用して6〜180keVの範囲の明るい光源を0.5°以内に特定できる4つのWATCH機器が搭載されていました。まとめると、機器の3つの視野は空の約75％をカバーしていました。エネルギー分解能は60keVで30％FWHMでした。静かな期間中、2つのエネルギー帯域（6〜15および15〜180 keV）のカウント率は、オンボードコンピュータのメモリの可用性に応じて、4、8、または16秒間累積されました。バーストまたは一時的なイベント中に、カウントレートは36秒あたり1秒の時間分解能で累積されました。
レベン・ラマティー高エネルギー太陽分光イメージャ（RHESSI）、エクスプローラ81（〜20 MeVのへ〜3 keVの）ガンマ線の軟X線からの画像太陽フレア。そのイメージング機能は、9つの回転変調コリメータのセットを使用したフーリエ変換技術に基づいています。

X線分光計
OSO 8には、エネルギー範囲が2〜8 keV、FOV3°のグラファイト結晶X線分光計が搭載されていました。
GRANAT ART-S X線分光計は100 keVの、FOV 2°×2°のエネルギー範囲3をカバー。この機器は、分光MWPCに基づく4つの検出器で構成され、10keVで2，400cm²、100keVで800cm²の有効面積を実現しました。時間分解能は200マイクロ秒でした。
ISEE-3に搭載されたX線分光計は、5〜228keVのエネルギー範囲で太陽フレアと宇宙ガンマ線バーストの両方を研究するように設計されました。検出器は、フルタイムのカバレッジ、E> 130 keVの3πFOV、0.25 msの時間分解能、および1ms以内の絶対タイミングを提供しました。これは、広く分離された宇宙船の長基線干渉計ネットワークの一部となることを目的としていました。この取り組みは、主に、そのようなネットワークによって確立された正確な方向情報を通じてバーストの発生源を特定することを目的としていました。実験は、2つの円筒形X線検出器で構成されていました。5〜14 keVをカバーするキセノン充填比例計数管と12〜1250 keVをカバーするNaI（Tl）シンチレータです。比例計数管は直径1.27cmで、97％キセノンと3％二酸化炭素の混合物で満たされていました。カウンター本体の中央部は厚さ0.51mmのベリリウムでできており、X線の入口窓として機能していました。シンチレータは、厚さ1.0 cmのNaI（Tl）結晶の円筒形シェルで構成され、すべての側面が厚さ0.3cmのプラスチックシンチレータで囲まれていました。直径4.1cmの中央領域は、石英のライトパイプで満たされていました。アセンブリ全体（一端を除く）は、厚さ0.1cmのベリリウム容器に入れられました。エネルギーチャネルの解像度とタイミングの解像度は、宇宙船に送信されるコマンドによって選択できます。比例計数管は、0.5秒の分解能で最大9つのチャネルを持つことができます。NaIシンチレータは、最大16チャネルと0.00025秒の分解能を持つことができます。

CCD
ほとんどの既存のX線望遠鏡は、可視光カメラと同様のCCD検出器を使用しています。可視光では、単一の光子がピクセル内に単一の電荷電子を生成する可能性があり、露光時間中に多くの光子から多くのそのような電荷を蓄積することによって画像が構築されます。X線光子がCCDに当たると、個々のX線のエネルギーが読み出し時に測定されるのに十分な電荷（数百から数千の電子、そのエネルギーに比例）が生成されます。

マイクロ熱量計
マイクロ熱量計は、一度に1つの光子しかX線を検出できません（ただし、それぞれのエネルギーを測定できます）。

遷移端センサー
TESデバイスはマイクロカロリメトリーの次のステップです。本質的に、それらは転移温度に可能な限り近く保たれた超伝導金属です。これは、これらの金属が超伝導体になり、抵抗がゼロになる温度です。これらの転移温度は通常、絶対零度よりわずか数度高くなります（通常は10 K未満）。

も参照してください
X線望遠鏡
X線望遠鏡の記事

参考文献
^ トビスカ、W; Nusinov、A（2006）。「太陽放射照度を決定するためのISO21348プロセス」。第36回コスパー科学会議。36：2621 Bibcode：2006cosp … 36.2621T。
^ ヘンケBL; etal。（1977）。「固体からの0.1–10-keV X線誘起電子放出—モデルと二次電子測定」。J ApplPhys。48（5）：1852 Bibcode：1977JAP …. 48.1852H。土井：10.1063 /1.323938。
^ ndy PP; ヒートンB（1999）。診断放射線学のための物理学。CRCプレス。NS。12. ISBN
978-0-7503-0591-4。
^ Charles Hodgman、ed。（1961年）。化学および物理学のCRCハンドブック（第44版）。ケミカルラバー株式会社p。2850。
^ ファインマンR; レイトンR; サンズM（1963）。ファインマン物理学の講義。1。アディソン-ウェスリー。pp。2–5。ISBN
978-0-201-02116-5。
^ L’Annunziata M; バラダイM（2003）。放射能分析ハンドブック。アカデミックプレス。NS。58. ISBN
978-0-12-436603-9。
^ Grupen C; コーワンG; アイデルマンSD; Stroh T（2005）。宇宙素粒子物理学。スプリンガー。NS。109. ISBN
978-3-540-25312-9。
^ 「比例計数管」。
^ ホフHA（1983）。「太陽系外惑星-新しい太陽系外X線天文台」。J.Br。惑星間。Soc。36：363 Bibcode：1983JBIS … 36..363H。
^ “Granat”。NASA 。
^ アドラーI; ジェラルドJ; Trombka J; Schmadebeck R; ローマンP; ブロジェットH（1972）。「アポロ15号の蛍光X線実験」。Proc Lunar SciConf。2：2157 Bibcode：1972LPSC …. 3.2157A。
^ レオWR（1994）。原子核および素粒子物理学実験の手法（第2版）。スプリンガー。
^ コナーJP; Evans WD; ベリアンRD（1969）。「南の空における新しいX線源の最近の出現」。アストロフィジカルジャーナル。157：L157。Bibcode：1969ApJ … 157L.157C。土井：10.1086 / 180409。
^ コミンスキーL; 井上H; クラークG. 「小田稔（1923-2001）」。
^ 「第3の小さい天文学衛星（SAS-3）」。2001年4月17日にオリジナルからアーカイブされました。”