超低温・超電導を利用した光・粒子検出器の基礎と，マイクロカロリメータの応用・開発の状況
満田和久
自然科学研究機構 国立天文台 先端技術センター
2021年3月1日
第２回超電導応用研究会シンポジウム 超電導デバイスの最新技術と将来展望（１)光・粒子検出器とは何か
光子，粒子を量子として検出•到来(検出)時刻•光子/粒子のエネルギー（波長）•到来(検出)位置•偏光方向

電気信号を解析して
光や粒子

電気信号

検出器

アナログ・ディジタル回路・計算機

光，電磁波のエネルギー流を計測•到来エネルギー流 [W]を
•時刻の関数として•波長(エネルギー)帯毎に•到来位置毎に•偏光成分毎に（一つの検出器で全ての情報が得られるわけではない。）

2

のうち、
電子はP層から流れてきた電子とともにN層伝導帯

メンブレン (薄膜)を基板と熱分離する必要があり、梁とに残り、正孔はN層中を空乏層まで拡散し、加速されてP呼ばれる細長い2本の脚がメンブレンを支える構造をもっ

KIRDB0563JAています。
メンブレンは犠牲層エッチングにより作製され、層価電子帯に集まります。
このように入射光量に比例して,
q
Io = IL - ID - I = IL - IS (exp

代表的な光検出器(室温から液体窒素温度)

たな取り組み基板から2 µm程度、浮いています。物体から放射された発生する電子−正孔対は、それぞれN層・P層中に蓄積さ赤外線はメンブレン上の赤外線吸収膜で吸収され、メンれ、P層は正に、N層は負に帯電します。
P層とN層から電極

ブレンの温度が上昇し、ボロメータ抵抗の抵抗値が減少OS技術やMEMS技術をさらに高めていを取り出し外部回路を接続すれば、N層側からは電子が、します。
ボロメータ抵抗に電流を流すことで、入射光量をの高性能化・多機能化・低コスト化に取電圧値として読み出すことができます。
当社は、
ボロメータ
P層側から正孔がそれぞれ反対側の電極へ向かって流。
また、
ウエハレベルパッケージのレンズ

抵抗の材料として、温度に対する抵抗値の変化率が高い

れ、電流が発生します。
このような電流のもとになる半導体

イルなどに対応する予定です。

用例

a-Si (アモルファスシリコン)を採用しています。
なお、基板

中の電子あるいは正孔は、キャリアと呼ばれます。

上にはCMOS読み出し回路 (ROIC: Readout Integrated

アンテナ

Circuit)が作製されています。

ボロメータ[図1-1] Siフォトダイオードの断面構造の例
半導体検出器[図2-1] 断面構造 (1画素)

フォトダイオード(1)

開放端電圧 (Voc)は、Io=0ので表されます。

,
Voc = k T ln IL - I + 1 .....
Is
q

(

)

X線
Iʼが無視できる場合、Isは周

X線CCD
加するため、Vocは周囲温度に
1
2
3は、非 分 散 型 赤 外 線 ( N D I R : N o n

することになります。
しかし微弱ed)検出方式のCO2センサに用いられま

電極構造
関係が崩れてきます。

(真値との誤差)が小さい測定を行うこ

p型シリコン

短絡電流 (Isc)は、
RL=0、
Vo

電流

ンサ

IS: フォトダイオードの逆方向飽和電q : 1電子当たりの電荷量k : ボルツマン定数
T : 素子の絶対温度(3)で表されます。 n型シリコン(2)[図2-2] 受光部拡大写真 (ボロメータ)

光子のエネルギー低く半導体の電子-ホールペアを励起できない(1)Wikipedia より(2)浜松フォトニクスハンドブックより(2)

KIRDC0115JA

中間赤外線から真空紫外線[図1-2] SiフォトダイオードのPN接合の状態

光子１個が電子-ホールペア1個を励起。エネルギー分解能は持たない。
バンドギャップ=0.1から3 eV程度
3(

q × Isc × Rs
Isc = IL - Is exp
kT

極端紫外線からガンマ線

KPDC0002JA

式 (3)の第2項、第3項が、短光子１個が励起した光電子が，光子決定する原因となります。
ただのエネルギーに比例する数の電子〜1011 Ωとなり、
第2項、
第3項は
ホールペアを励起。光子エネルギーきることが分かります。
を測定できる。

極低温(≲4K)光検出器(1)

アンテナ結合ボロメータ

マイクロカロリメータ
ボロメータ Mather 1982

半導体温度計型 Moseley+ 1984
超電導転移端温度計(TES)型 Irwin+ 1995
金属磁気温度計型 Bandler+ 1993

電流

温度を下げることでSN改善
金属温度計から半導体温度計と超電導転移端温度計(TES)へ

熱検出器
準粒子の励起アンテナ結合 MKIDS
Day+ 1993

MKIDS=Microwaves Kinetic Inductance Detector
OLE=Optical Lumped Element(1)Wikipedia より

OLE MKIDS
Doyle 2008

光子計測

STJ(超電導トンネル結合)
Kurakado, 1982

SNSPD(超伝導ナノストリップ/ワイヤー)
Semenov+ 2001
4

光子計測

バンドギャップ〜0.1meV
半導体検出器よりも統計揺らぎが小さく，エネルギー分解能が改善する極低温(≲4K)光検出器

X線，ガンマ線検出器は粒子検出器として，粒子が検(1)出器に落としたエネルギーを測定できる。

アンテナ結合ボロメータ

マイクロカロリメータ

電流

ボロメータ
温度を下げることでSN改善
金属温度計から半導体温度計と超電導転移端温度計(TES)へ

半導体温度計型
超電導転移端温度計(TES)型
金属磁気温度計型

熱検出器
準粒子の励起アンテナ結合 MKIDSMKIDS=Microwaves Kinetic Inductance Detector
OLE=Optical Lumped Element(1)Wikipedia より

OLE MKIDS
光子計測

SNSPD(超伝導ナノストリップ/ワイヤー)
光子計測
5

STJ(超電導トンネル結合)
バンドギャップ〜0.1meV
半導体検出器よりも統計揺
らぎが小さく，エネルギー分解能が改善するボロメータとマイクロカロリメータ
熱ﬂux

ﬂux

M

P(t)

T

温度計出力

T(t)

M(t)

E

Mから時時刻刻のPを推定

G

C

最重要な性能パラメータTB＝ Noise Equivalent Power

検出器の反応時定数よりも遅く，1/f雑音が無4kBTBGγ

γ∼1

G ∝ T3

NEP ∝ T 2

典型的に室温のボロメータ(1)300 mK50 mK(1) 小田(2008)−10

NEP ∼ 2 × 10

−17

τ=C/G

TB
0

t

T(t)を反映したM(t)のパルス波形からEを推定

最重要な性能パラメータ＝ Eの決定精度 = エネルギー分解能 ΔE視できる周波数帯域では

NEP =

T
G

＝ 雑音と等価な信号の大きさ

TB

T
E/C

P

エネルギー量子 (quantum)

ΔE =

−1/2

W Hz

∞
dω
4
∫0
NEP 2(ω) 2π= 2.35

2
kBTBCξ

6 keVのX線に対して半導体検出器(X線CCD)

ΔE ∼ 120 eV−1/2

NEP ∼ 1 × 10
W Hz
−19
−1/2
NEP ∼ 1 × 10
W Hz

2.35

100m K のマイクロカロリメータ

ΔE ∼ 5 eV

6C ∝ T k, k = 1 − 3

入射X線スペクトル

光子エネルギー
計測スペクトル

半値幅
ΔE

エスケープ

パルスの高さEボロメータ・マイクロカロリメータの温度計による違い
温度計
半導体温度計*
超電導転移端(TES)温度計
金属磁化温度計(MMC)

動インダクタンス
(KID)

Bol

Cal

特徴

○

ボロメータ，カロリメータどちらについても最初に実用化された。応答が遅い。極低温での信号多重化が困難なので，大規模アレイ化はできない。

○

半導体温度計よりも応答が速く，高計数率に対応できる。極低温の信号多重化が可能で，大規模アレイ化の可能性がある。

ー○応答は遅い。広いエネルギー範囲で線形性がよいため，軟γ線領域の応用がすすんでいる。極低温での信号多重化は可能で，大規模アレイ化の可能性がある。

(○)

熱的検出器ではないのでこのカテゴリーにあてはあらないが，エネル
ギー流量測定と光子計測の両方に応用されている。現状では，NEP/(△)
ΔEともにTES型ボロメータ/マイクロカロリメータより劣るが，信号多重化を前提とした読み出し系による大規模アレイ化が魅力。

○

○

7

マイクロカロリメータの主な応用（〜研究開始の時間順）(A)暗黒物質の直接探査• 電磁相互作用をしない暗黒物質の相互作用(弾性散乱)の小さな痕跡をとらえる。他の検出器と組み合わせて，電磁相互作用をした粒子としない粒子を区別する。
(B)Rare event 探査による素粒子物理学 (ν-less double β decayなど)• エネルギー分解能が高いので，数イベントでも統計的有意性を確保。
(C)宇宙X線の分光撮像観測• 撮像と高エネルギー分解能分光を両立する唯一の手段。宇宙暗黒物質の間接的探査による暗黒物質への制限など。
(D)X線，軟ガンマ線分光による物質科学 (TES型，MMC型)
8ここからの内容(応用と開発の現状)
私自身が関わってきた／関わっている研究• 応用研究 (前ページの (C), (D), (B) に順に対応)• 宇宙X線分光：銀河団高温ガスのマクロな運動の初検出(宇宙の大規模構造形成と宇宙暗黒物質）• 原子核時計の実現を目指したトリウム原子核のガンマ線分光(宇宙の暗黒エネルギーの理解につながるかもしれない)• 太陽アクシオン探査（アクシオンは暗黒物質候補の一つ）• 今後のX線分光，アクシオン探査等に向けた研究• 大規模アレイのためのマイクロ波信号多重化
9

宇宙の大規模構造とX線分光

(大きさ)

宇宙の階層
構造

10光秒

10万光年

100万光年

1億光年

星
銀河
銀河群

銀河団
(2003)

スーパー銀河団(重力的に束縛されていない)

銀河分布のフィラメ
ント／ボイド構造

10

億

光

年

11

銀河団高温ガスと暗黒物質
可視光（パロマ天文台）

X線（あすか衛星）

おとめ座銀河団

おとめ座銀河団

高温ガスの質量は銀河質量の総和の約10倍➡ 銀河団は銀河の集合というよりも高温ガスの塊
高温ガスを重力的に束縛するためには，高温ガスと銀河の約５倍の質量が必要➡暗黒物質の存在

数100個の銀河~1億度の高温ガス

2º = 100万光年
12

高温ガスの温度と密度分布から，暗黒物質の空間分布を決定できる。さらに暗黒物質の性質に制限をつけることができるかもしれない（特に，銀河団中心と外縁部）。

宇宙の構造形成のシナリオ
40万年
z=104

137億年
z=0

33億年
z=2

4.8億年
z=10

現在の宇宙のエネルギー密度
暗黒物質
暗黒エネルギー

普通の物質

現在の宇宙のション？

ネルギー密度

ビッグバン

初代の星

現在の宇宙の物質エ

暗黒時代

インフレー

銀河の

形成

大規模

構造の

全ての構造の種 =暗黒物質の密度揺らぎ
13

形成

現在
WMAP web pageの図に，Yu+ 2017の構造形成シミュレーションの図を追加

ASTRO-H衛星搭載 SXS
直径ペルセウス座銀河団：45c

SXS detector
X-ray Intensity(counts/(2eV)

5mm

焦点

距離

：5

.6

m

m

6 x 6 =36画素の半導体型マイクロカ
ロリメータアレイ
動作温度＝50mK

14

FeXXV Kα
X-ray Intensity(counts/(s・keV)

Mitsuda+2012

Hitomi collaborations
2016 (Nature, 535,
117)

(eV)

X線エネルギー (eV)ΔE=150 eV
ΔE = 5 eVPrevious best spectrum by
an X-ray CCD
Tamara+ 2009 (ApJL 705, L62)

視線方向運動速度を初めて測定
ペルセウス座銀河団

中心速度の位置依

速度分散=160km/s

存性〜70km/s

a

1′

b

20 kpcX-ray Intensity(counts/(2eV)

N

r
Oute

Cen
tral

E

20 kpc

‒75

‒50

‒25

0

25

50

75

Velocity (km s ‒1)

Hitomi collaborations 2016
(Nature, 535, 117)(eV)

X線エネルギー (eV)FeXXV Kα

質量推定に大きな影響は与えない。
しかし，高温ガスの運動は，銀河団の衝突合体による成長段階に依存する可能性が高く，これを調べるために10個以上の異なる成長段階にある銀河団を観測する予定であった。衛星の姿勢
制御系の不具合で１銀河団しか観測できなかったが，XRISM衛星に引き継がれる。

15

X-ray Intensity(counts/(s・keV)

高温ガスの運動速度は「意外に」小さく，これまでの暗黒物質

ΔE=150 eV
ΔE = 5 eVPrevious best spectrum by
an X-ray CCD
Tamara+ 2009 (ApJL 705, L62)

X線天文学の将来計画＝極低温信号多重化がキー技術
High-resolution spectroscopy

ATHENA (ESA, 203x)

X-IFU (CNES, SRON,
CNRS, JAXA. NASA, ..)ASTRO-H(2016), XRISM (2023)
Structure formation, Baryon
feedback and Black hole

Photon flux

1000

100

10

0.5

1

2
Energy (keV)

5

Barret+2018

Simulated velocity map of bulk motions of hot plasma in cluster

SXS detector

3k pix TES + TDM

5mm

36 pix 半導体µカロリメータ
Hitomi collaborations 2016
(Nature, 535, 117)
FeXXV KαΔE=150 eVPrevious best spectrum by
an X-ray CCD
Tamara+ 2009 (ApJL 705, L62)

High-resolution spectroscopy & Wide FOV
HUBS (CNSA, 203x)
Cui+ 2020

sDIOS (日本，203x)

1k pix TES +FDM
Structure formation,
Missing Baryon

ΔE = 5 eV

100k pix TES + MW FDM
Yamada+ 201816

半導体型からTESへ：TES型の利点
高速応答n ∼ 3,α ∼ 50低インピーダンス：極低温信号多重化の可能性=大規模アレイの可能性

半導体型よりも~10倍速い➡ 〜10倍の高計数率で使用可能➡ 地上の分析への応用，

TESの信号帯域幅〜 数10 kHz

<<

決まる。

高エネルギー分解能
ΔE = 2.35ξ

∼ 2.35ξ kBTEsat

SQUID自身は 〜GHz
上限は下流の増幅器の帯域で可視光／近赤外線光子検出

kBT 2CαSQUID の帯域幅

動作温度と計測する最大量子エネルαを大きくすれば，ΔEはい
くらでも小さくできるように見えるが，そうではない

ギーで原理的な分解能は決まる。
温度は，応答速度とエネルギー分解能の優先順位による

nEsat
τeﬀ ∼
GT

(ΔT は超伝導転移幅)17

TES型の極低温信号多重化の４方式
Time Division MUX(TDM)Code Division MUX(CDM)

MHz Frequency Division MUX(MHz FDM)

素子を順番にサンプル

NIST, AIST-JAXA(-SRON)

JAXA, SRON

NIST

NIST

Microwave (GHz) Frequency
Division MUX(MW FDM)

異なる周波数で変調

コードを時系列でサンプル

Frequency combs
HEMT amp

Feedline

Port1

Port2

-wave tones

Capacitor

S21

Resonator
TES

RF-SQUID

Variable inductor
=

L( )

Pros
• TES bias are not modulated(DC bias)• 1 SQUID/pixel +SAA/
column• No SQUID noise aliasing• TES bias not modulated• 1 SQUID/column• No SQUID noise aliasing

SQUID Modulation Signal• TES bias is not modulated (DC bias)• A large MUX factor possible• No SQUID noise aliasingCons• N SQUID/column• √N SQUID noise aliasing• 1 SQUID/pixel +SAA/column• TES bias modulated (AC• Possible code / pulse-shapebias)• LC-filter necessary

mixing18

Irwin & Hilton 2005, section 4.2

80-ch MW FDM (産総研+JAXA+TMUなど)
80 Frequency
combs

40ch MW-MUX Chip

MW in

4K

0.5 K

Flux RampinBias Chip

SRON

50 mK

55FeからのMn Kα(5.9 keV) スペクトル (38 pixels)

Source25-pinNano D-sub

TES

Isolator

55Fe X-ray

Flux Ramp
out

210-turn
SC CoilMW out
10 dB Attenuator
PCB

DC Block
Thermometer-

Oxygen-Free Cu sample holder-

AD1000 (ARLON)
0.762 mm thickness
r: 10.35
tan : ~ 0.002 (4‒8 GHz)

Nakashima 2020, Nakashima+2020
19

全ch和，ΔE = 3.4eV

229
原子核時計の実現をめざした Th(トリウム229)原子核のisomer準位の決定

時計の精度(accuracy)と暗黒エネルギー
δfAccuracy[x10−18]
f0

セシウム原子時計(現在の1秒の定義)
イオントラップ原子時計*
光格子原子時計**
原子核時計***

200

電磁的な外乱変動が精度を決める要因

0.94
1.4
0.15

物理定数の恒常性の検証を通して，宇宙の加速膨張の原因（暗黒エネルギー？）の理解につながる可能性(e.g. Avelino+ 2006)* Brewer+2019, **McGrew+2018, ***Campbell+2012

インフレーション
減速膨張（放射優勢）

現在の宇宙のエネルギー密度

減速膨張（暗黒物質優勢）

暗黒物質

a(t)
matter現在(present)

普通の物質

2点間の距離(distance of 2 points)

暗黒エネルギー

加速膨張 (暗黒エネルギー？)t 時間(time)21229Thは原子核時計唯一の候補

子時計とは
ザ
(発振器)

accurate & stablelaser freq.

超低

229Th

Eg

原子・核遷移原子の遷移
ジウ やセシウ の イク 波遷移
イオ や中性原子の電子遷移
229
ト ウ 229の原子核遷移
etc.

第 励起

Th energy levels

EUV光

原子核

ザ の周波数に
ィ
ック

(keV)

Ee

核遷移

229Th はレーザーと共振できる唯一の原子核

UV光質

Kazakov+2014

数

Kasamatsu & Kikunaga (2018)
笠松, 菊永, Radioisotopes, 67, 471 (2018).

22

実はエネルギー準位はよくわかっていなかった
233U

Constraints of 229Th isomer energy
von der Wensen+2017

Helmer+1994
Guimarares-Filfo+ 20062018年末の状態

Beck+ 200710
Isomer Energy (eV)

5

2

15

19

ガンマ線
転換電子

29.2 keVのdoubletのシミュレーション（エネルギー差＝8eVを仮定)
0.2

(1)

0.15

(2)

ΔE=7eV

0.1

0.05

normalized counts sï chanï(counts chanï1) /10000

FWHM=7eV, 10000 counts(1) (2)0.15

ΔE=15eV•優先順位１：(2)のエネルギーと(1)(2)の分岐比を0.05

SPRING-8を使った共鳴散乱実験で

2

Masuda+2019

5
0

0

1180

1190
Energy ï 28000 eV

1200

1210

ï

が決定しているので，(1)+(2)のブレンドの絶対エネルギーを高い精度で決定する。

ï

1170

(2)

(1)

我々の研究目標

0.1


0

r

Residual (r)010FWHM=15eV, 10000 counts

1170

1180

1190
Channel

1200

1210

•優先順位２：輝線の非対称性から(1)(2)を独立に決
定する。

23

Thorium TES プロジェクト
開発したTES型マイクロカロ
リメータアレイ(4素子)と検
出器ヘッド

SAA

2019年秋にPRLに論文発表 (PRL
editorʼs suggestion)• 優先順位2の目的のためのデータ解析
中。
JAXAの主な責任範囲:•TES microcalorimeter array•極低温電子回路•検出器ヘッド•データ解析

5 mm
日本原子力研究開発機構および東北大学の施設に希釈冷凍機を持ち込み実験• 2014から準備を開始。
• 科研費B(2017-2021)で実施中• 優先順位1の目的についての結果を

4-pix TES array24

TESマイクロカロリメータの設計と製作
目標値

実測値

Au厚さ(µm)4.03.6

転移温度(mK)

150

164

Esat (keV)

40

(51)*

=100
100 mK
150 mK
200 mK60

E sat (keV)

50
40

Esat=40

30
20
10
0

18

100 mK
150 mK
200 mK

16
14
12

2

3

Heat capacity (pJ/ K)

4

ΔE (eV)

5

8
6
4
2
0

1

(11)*

*上記実測値からの予想値

E=10

10

0

10

2

3

Heat capacity (pJ/ K)

4

5:/*3*ï)'/.+;<.(('(∆ E (eV)1&'()*+,-./01'2&3404ï$05.6 ï$0

14@5.9keV
21@26keV

Tc=150mK
C=4.2pJ
300x300x4.0µm gold

Muramatsu+201725!"%

E=21 ± 3 eV

!"$#
!"$
!"!#
!
%
$
!
ï$

Energy (keV)
%7"8

%7"8%
=&.(>?0:5.6;

%7"89

%7"87

26.34 26.36

TESカロリメータの製作

製作プロセスTES sputtering (都立大)以外は，JAXA

全プロセス工程をISAS+首都大学の設備を使用して行なっている

Start

相模原のクリーンルームで製作

TES (Ti/Au)

Remove SiNx,SiO2

Ti/Au
300 μm4 inch Si wafer
両面SiO2/SiNx膜付き

Al wiring

SiO2

600 μm SiNx
DRIE, WET etching

Sputtering
Wet etching

Al sputtering
deposition

Photo maskalignment

EB vapordeposition

Wet etching

Dry etching(ICP, DRIE)

Sputtering
Wet etching

MembraneAu absorber

Membrane
Al wiring

TES membrane
sputteringAu

EB vapor deposition
lift off

DRIE etching
926

日本原子力研究開発機構での実験結果
59 keV

Au L
escapeCs K

Cs K 1,2

Ag K
26 keVTh L
Th L

log scale

Th L

18日間の測定
絶対値測定なのでエネルギー較正が重要。
較正用線源を同時に照射

10

20

30

40

liner scale0

Yamaguchi+2019

27

50

60 Energy(keV)

log scale

29 keVでの分解能は36eV に悪化。

ΔE = 36 eV

Isomer準位
エネルギー較正曲線
33

EIS = 8.30 ± 0.45 (sys) ± 0.81 (stat) eV

必要な精度に比べて大きな非線形応答あり

統計誤差(stat)

PHA

30
27
24

χ

0.67 eV

1/(1-b)較正ラインセンター

0.34 eV

1/(1-b)較正ラインエネルギーの不確定
0.22 eV性 (Hyper ﬁne structures,chemical shift, shake oﬀ)

1/(1-b)較正曲線の選択

0.25 eV

1/(1-b)ECR (Masuda+2020)

0.007 eV b/(1-b)

系統誤差(sys)

21
2
1
0
-1
-2

Th ラインセンター

20

22

24

26
28
Energy (keV
)

30

32

branching ratio (b) (Masuda+2020) 0.027

ECR − ETh
EIS =
1−b
28

Yamaguchi+2019

2020年の状況
3つの異なる方法による測定結果が 8.2 eV = 151 nm を示している。

Results of three different methods indicate 8.2 eV = 151 nm.
注：2020年に，ハイデル
ベルク大学グループがMMCによる結果のpreprintを出した。
その値は我々の値と矛盾しない。

Wensen+2017

Helmer +1994

Seiferle+2019

Guimarares-Filfo +2006

Beck+2007

2

5

我々の結果 Our result

今後は，レーザー
分光実験が主力に分岐比を最新化

1015Isomer Energy (eV)2919

太陽アクシオン探査

fm
1+z f
~z

m~

=1

eV,
~z

1.3

1+z f

10
/GeV

(6)

where D and F denote the reduced matrix elements for theSU(3) octet axial vector currents and 5 characterizes theflavor singlet coupling. The naive quark model (NQM)
predicts 5 = 0.68 [11],but the latest measurement showsthat S = 0.30 ~ 0.06 [13]. z = m /md —0.56 in thefirst order calculation.
m is evaluated to be 1 eV with
= 6.2 X 10 GeV. Using Eqs. (2) —(5),z = 0.56 andto the gravitation of the Sun are negligible. The former
decreases the axion energy by only about 1.9 X 10 eV
and the latter about 1.5 X 10 ' eV, which are negligibly
small compared with the width of the peak in Fig. 1.
In a laboratory, these axions would resonantly excite
Fe. The rate of the excitation is calculated as follows.
It is a reasonable approximationthat d4(E, )/dE, =A over the natural width of 7Fe, 6(10 neV), around14.4 keV, because the width of the peak in Fig. 1 isextremely broadened to about 5 eV. Hence the rate of
the excitation per Fe nucleus is

暗黒物質と太陽アクシオン• もしもアクシオンが存在すれば，太陽はアクシオンの発生源
f,

現在の宇宙のエネルギー密度 Eq. (1) becomes（このアクシオンは暗黒物質ではない）
'
=
BE(T)

4.6 X 10 ergsg

s• 14.1keVに線スペクトルが存在する可能性（強度はアクシオ
106 GeV
R~ =Ao p, I „,7r/2,
—
C
x!

暗黒物質

a
ンの質量に依存）
—

(3F
—
—
=
1.19!
C(D, F, 5, z)

普通の物質
暗黒エネルギーPT), (7)exp(

D + 25'(11)=2o.oyI /I

op

(12)

where o.oy
26 + 10 ' cm is the maximum res= 4.7 X
onant cross section of y rays [14], and I
10 ' keV is the total decay width of the first excitedstate of Fe. The factor 2 in Eq. (12) represents thedifference of the spin multiplicity between photons and)• エネルギー分解能の高いマイクロカロリメータは線スペクト
„,

•

!

ルに高い感度+(D+F) 1+ z'(8)»「アクシオン変換物質」の量の少なさは，マイクロ波信号多axions.

where Pr
1 is assumed
in the solar interior.
Ourestimation differs slightly from that of Ref. [11], becausea different value of Fe abundance in the Sun is used [9].
Equation (7) provides an estimation of the differential
axion Aux at the Earth,

重化による多素子化で補うことができる。

暗黒物質の有力候補（全てではない）1
d&b(E, )
dE
4m RE
候補
背景物理
質量範囲
WIMP

超対称性

ステライルニュートリノ

ニュートリノ振動X

BE(T)$2vr rr(T)

exp

z-

(E. —E, )'2o(T)10 12

p(r)4vrr dr,(9)
太陽アクシオンの予> GeV
where R~ is the average distance between the Sun and the想スペクトル
Earth.> keV
Ro denotes the solar radius. T(r) and p(r) are
the temperature and the mass density
at the radius(1995)
r, reMoriyama'~=

spectively. o(T)represents the Doppler
E~(kT/m).
> µeV is the mass of the Fe nucleus. It should
アクシオン
強い CP 問題
broadening.
be noted that the number of iron atoms per unit mass is
assumed to be uniform as in the framework of the stan原始ブラックホール
ビッグバン
dard solar model (SSM) [8], i.e. , that N is independent ofr. In addition, the SSM provides the mass density and
注：最初の３つは，素粒子の標準模型を超えた未知の新粒子。
the temperature as a function of the radius r, which arenecessary for calculating Eq. (9). The values of the functions are taken from 31
Table XVI in Ref. [8]. Thus Eq. (9)

I

10 13

~10
%10
10

'.

—

0

FIG. 1. Differential

s»

I

5

Aux

s»

I

i

I

I

I

&

&

s

10
15
20
axion energy (keV)of the axion from the Sun.

The

Fe
sharp peak corresponds to the axion emission from thedeexcitation. The broad part of the differential Aux corresponds太陽アクシオン放射と検出の原理
アクシオンは磁場を介して光子へ，また光子から転換する (Primakoﬀ 過程)
57Fe M1遷移(14.4keV)

光子

57Fe M1遷移(14.4keV)

14.4keVガンマ線
転換電子
Fe特性X線
オージェ電子光子

14.4 keV アクシオン〜1000万度の光子

熱エネルギー(プラズマ中を乱歩)
14.4 keV アクシオン

57Fe

光子
57Fe

熱エネルギー

原子核

磁場kT = 1.3 keV の黒体放射ス
ペクトルの アクシオン

32

57Fe 吸収体

アクシオン探査用素子の研究開発
2017年から準備を開始，小規模アレイ素子の研究開発を科研費B (2018年-2021年度) で実施中
中規模アレイによる実験を科研費学術変革(2020年度半ば開始)で開発開始
JAXA,，(国立天文台)，早稲田大学，九州大学

太陽アクシオン探査用TES型マイクロカロリメータの課題✓磁性を持つ鉄をアクシオン吸収体（アクシオン-熱変換物質）として使わなければならない。
• TESと鉄吸収体を幾何学的に離して配置する必要• 必要な距離は？
• マイクロカロリメータとして動作して高いエネルギー分解能(~10eV)がえられるのか？
• 同位体分離した57Feは高価(〜1M円/g)。
• 収率が高く再利用可能な吸収体形成方法 =電析による成膜• 大きな吸収体総質量を得るために大規模アレイ化と極低温信号多重化が必須
33

素子の設計(1)素子の基本コンセプト
金の熱伝導体で接続し，鉄をTESから離す

180 um
140 umFe

MagnetizationAu

200 um

TES

5 um
1 um

Si

150nm

SiNx/SiO2

Si

どれだけ離せばよいか？
Condition: B⊥ < 1 μT at TES

Konno+2020

B( T)

100 um

2
1
0
-1
-2

0

200

400

600 m

地球磁場で磁化した鉄薄膜が，磁気シールド内で作る磁場を有限要素法でシミュレーション
34

TESの近くに鉄薄膜を配置した素子を試作し，超伝導転移を確
認

素子の設計(2)• 素子の熱応答• 電析で製作した鉄薄膜の低温での電気伝導度を測定し，熱伝導度を推定• その値を用いて有限要素法で鉄薄膜からTESへの熱伝達をシミュレーション。

• 鉄内部の熱伝導度が遅いことを反映して，TESへの応答に位置依存性が現れ，エネルギー分解能が32eV程度に劣化すaxion converter (Fe)
Thermal strap (Au)

ることが予想される。

• 電析パラメータ変更で熱伝導度を2-3倍にすることで，ΔE = 23 − 17 eV になる

Thermal sink
TES

と予想。

Konno+2020

Thermal sink
35

感度予測
半導体検出器実験による上限値
200 eV3ïm upper ilmit (events dayï1kgï1)

106

Namba (2007)
64 pix array でほぼ同等

150 um pixels
100 eV105

下げることができる。

マイクロ波信号多重

100 um pixels
104

1000

128 x 10 pix array で 一桁

100 um pixels, 20% BGD

50 eV

化 (MW FDM)による読み出しが必須。

30 eV

100

1000

104
Number of pixels

105

106

Maehisa 201736

まとめ
• 極低温検出器により，エネルギー流の測定では高い感度(小さなNEP)，光子計
測では高いエネルギー分解能(小さなΔE)を得ることができる。

• 極低温検出器は大きく分けて熱的な検出器と準粒子の励起を利用した検出器がある。ボロメータ／マイクロカロリメータは前者の，MKIDSは後者の代表的な検出器である。

• マイクロカロリメータは，暗黒物質の探査，レアイベントの探査，宇宙X線観測による宇宙の構造形成の研究，X線ガンマ線分析などに用いられている。
229Thのisomer順位を決定実験，太陽アクシオン探査実験の宇宙X線の観測，•ための開発と現状を紹介した。

• 本格的な撮像観測，レアイベントの感度向上のために，大規模アレイが求められている。マイクロ波を用いた極低温信号多重化がその最有力手段であり，その研究の現状も紹介した。
37

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