最近の研究から飛翔体搭載硬X線結像光学系システムの性能評価実験

名古屋大学 大学院理学研究科
小賀坂 康志1．はじめに一般に観測的天文学と言えば、可視光波長領域での観測研究が連想されることが多い。しかしながら放射のみをプローブに物理状態を探らなければならない。こうした事情により、観測装置の応答関数は
曖昧さなく把握されていなければならない。

現代の天文学研究においては、波長の長い方から電我々は次世代のX線天体観測技術として、多層膜

波、赤外線、可視光、紫外線、そしてX線からガン

反射鏡と多重薄板光学系を用いて、10keV以上で利マ線に至る高エネルギー領域まで、幅広い波長領域用できる硬X線望遠鏡の開発を進めている。1990年

で観測がなされる。その中で、X線による天体観測

代の基礎開発から始まり、2001年から開始した気球研究は1960年代に始まり、急速に進歩を遂げてきた。

搭載試験観測を経て、いよいよ2013年打ち上げ予定

X線による宇宙観測を拓いたパイオニアの一人のNeXT衛星への搭載に向けて、開発を進めている。

が、2002年にノーベル物理学賞を受賞したRicardo

しかし2001年当時、気球観測実験には成功したもの

Giacconiである。Giacconiの大きな功績の一つはX線の、我が国はおろか世界中のどこにも、硬X線望遠

望遠鏡の実現である。1978年に打ち上げられた鏡の性能評価を完全に行える施設や技術は存在しな

Einstein衛星（アメリカ）に搭載されたWolter-Ⅰ型

かった。SPring-8長期利用課題「飛翔体搭載硬X線

X線望遠鏡は、それまで放射線カウンターにコリメ

結像光学系システムの性能評価実験」はこうした背ーターや符号化マスクをとりつけた「非撮像型検出

景の元、硬X線望遠鏡開発の支援技術として立案・器」で行われていたX線天体観測を大きく変え、人提案され、2004年から３年間推進された。本稿では、類に新しい宇宙像をもたらした。

長期利用課題を軸として進められてきた、硬X線望

さて、X線は地球大気によって吸収されてしまうた

遠鏡性能評価技術の開発と、これを用いた望遠鏡開

め、X線天体観測装置は飛翔体により大気圏外か、少発の成果について紹介する。なお本稿の内容は、第なくとも大気圏上層へ運ばなければならない。X線天11回SPring-8シンポジウム（2007年10月29日〜30日）

体観測研究の黎明期には、成層圏気球や観測ロケッにおける長期利用課題報告においても一部報告してトが使用されたが、現在では人工衛星が主流である。

いるので、シンポジウム集録掲載の報告スライドもX線望遠鏡に限らず、こうした飛翔体に搭載される参照頂きたい。

観測装置は、打ち上げ前に十分に性能評価を行っておかなければならない。そして、巨額の国家予算を

2．硬X線望遠鏡の開発投じて建造される軌道天文台は、広く世界の研究者

X線反射は斜入射においてのみ高効率を実現すに利用してもらうことが必須である。ところが観測る。収差の少ない斜入射光学系としてWolter光学

装置の較正データが不完全であると、観測データの系が有名であるが、X線望遠鏡では、同じ斜入射角

科学的解釈に曖昧さを残す。すると観測データに対に対して焦点距離が最も短くなるWolter-Ⅰ型光学する信頼度は下がり、利用価値を認めてもらえない系が用いられる（図１）。X線に限らず、天体からことになる。

の電磁波は非常に弱い。X線望遠鏡の場合、焦点面

そういうわけで、衛星搭載装置の地上較正実験に到達する信号強度はせいぜい「1光子毎秒」の程（性能評価実験）は非常に重要である。観測的天体度で、「10光子毎秒」という明るい天体は希有であ

物理学研究は再現実験が不可能で、また観測対象のる。従って満足な統計精度は常に得難く、X線望遠

物理状態を制御することもできない。さらに観測対鏡はある程度の集光能力を持たなければ意味がな

象はあまりに遠方にあるため、場の計測は不可能で、い。開口効率の低い斜入射光学系でこれを実現する
SPring-8 利用者情報／2008年５月 239

FROM LATEST RESEARCH

図1

積層した Wolter-I 型光学系を利用した X 線望遠鏡の概念図。

ために、通常、複数の光学系を共焦点・同心円状に積層して開口効率を高めようとする。

40keV）が確認された［1］。我々の硬X線望遠鏡は、厚さ約0.2mmのアルミ基板へレプリカ転写により多10keV以下の軟X線領域では、ニッケルや金など

層膜反射面を生成した、薄板反射鏡で構成されていの金属への斜入射において実現する全反射が用いらる。図２に、これまで製作した２つのタイプの硬Xれてきた。しかし全反射鏡は臨界角・臨界エネルギ

線望遠鏡の写真を示す。なお図１の寸法等は、図２

ーにより適用範囲が制限されており、おおよそ上側のユニットに基づいているが、いずれの望遠鏡

10keV付近で限界となる。ここより高エネルギー領についてもほぼ同様である。望遠鏡の外径は40cm、域では、例えば20keVにおける金の臨界角は0.2度程

軸方向の長さは約30cmで、この大きさの鏡筒に反度と非常に小さくなり、これ以下の入射角では現実

射鏡を 1000〜2000枚搭載している。多層膜物質に的な高効率光学系を構築することが難しい。そこで、全反射に代わり高効率の反射原理が必要になる。そのような反射原理として、結晶等で見られるブラッ
グ反射がある。重元素と軽元素を交互に積層した多層膜は、周期長を制御可能であるので、ブラッグ反射を利用した光学素子として応用が広い。ブラッグ
反射の条件は、入射角、エネルギー、周期構造の長さの間に一意的な関係がある（nλ=2d sinθ、ただし nは反射の次数）。従って角度、エネルギー共に帯域が狭い。そこで天文利用では、周期長を深さ方向に傾斜化し（周期長を変化させて）帯域を広げた「スーパーミラー」が有効である。特に光電吸収が次第に効かなくなる硬X線領域では、X線はブラッ
グ条件を満す層に到達するまで吸収を受けずに侵入できるので、スーパーミラーが有効に機能する。
こうした考え方に基づき、日本においては山下グ
ループ（山下広順、現名古屋大学名誉教授）が硬X線望遠鏡の開発を始めた。1990年代初頭には既に硬X線
天体観測用多層膜反射鏡が製作されており、1996年に我々名古屋大学 宇宙物理学研究室において、世界初の硬X線望遠鏡が誕生した。この望遠鏡はNASA Goddard Space Flight Centerにおいて計測され、世界で初めての硬X線望遠鏡集光像（20〜240 SPring-8 Information／Vol.13 No.3 MAY 2008

図2 上：InFOCµS 気球実験搭載硬X線望遠鏡（2004年製作）。下：SUMIT気球実験搭載硬X線望遠鏡（2006年製作）。

最近の研究からは白金−炭素の組み合わせを使用しており、周期長3．長期利用課題研究の成果

はおよそ 2.5〜10nm、周期数は典型的に100組以下

以上のような背景の元、新たに開発された硬X線である。観測可能なエネルギーの上限は50〜60keV

望遠鏡の性能評価技術開発のために、2004年から長程度である。焦点距離は８mと長く、従来の軟X線

期利用課題「飛翔体搭載硬X線結像光学系システム

望遠鏡に比べおよそ２倍程度である。これは多層膜の性能評価実験」が推進された。課題開始当時は、による硬X線反射を有効に利用するためである。こ遡って2001年に既に硬X線望遠鏡の気球搭載観測飛の望遠鏡の最大の特長は、薄板反射鏡を多数用いる行に成功しており、2004年に再観測を予定していることによる大有効面積である。反面、反射鏡の剛性にも関わらず、望遠鏡の硬X線応答が精密に測定さが低いために形状保持能力が低く、結像性能は分角れておらず、その実験技術の確立は急務であった。

のレベルにとどまる。

その後、利用課題実験は気球実験と並行して順調にこれらの望遠鏡は、日米共同気球実験 InFOCµS

進み、課題終了時点では我が国の次期X線天文衛星（International Focusing Optics Collaboration for

計画NeXTに向けた基盤技術を形成する見通しが得µCrab Sensitivity）（名古屋大、NASA/GSFC、JAXAられた。以下で本研究の成果について紹介する。

宇 宙 研 、他 ）と 、国 内 機 関 共 同 気 球 実 験 SUMIT（Supermirror Imaging Telescope）（名古屋大、大阪

3-1．実験セットアップ

大、JAXA宇宙研、中部大、他）に搭載され、2001年、X線望遠鏡の較正実験では、大きな開口面積に、天2004年、2006年に合計４回の飛翔観測実験を行った。

体からのX線を模擬した平行X線を照射する必要がこれについては文末で述べる。

ある。しかし平行X線を得ることは困難なので、X線

図3 SPring-8 BL20B2 における硬X線望遠鏡測定セットアップ。左上写真：望遠鏡を搭載した５軸ステージ。右上写真：CCD型硬X線イメージャを搭載した３軸ステー
ジ。下図：BL20B2 ハッチ2・3（医学利用棟内）に設置したセットアップの模式図。
SPring-8 利用者情報／2008年５月 241

FROM LATEST RESEARCH

源からできるだけ距離を離し、疑似平行光を作る。
図３は、SPring-8 BL20B2における硬X線望遠鏡性
能評価実験のセットアップである。BL20B2は医学
利用とX線イメージングのために建設された中尺ビームラインで、リング棟からビームを引き出し、医学利用棟内に実験ハッチを設置している（ハッチ２・３）。光源からの距離はハッチ２上流入口で約200mで、平行度の高い、小さな拡散角のビームを得ることができる。さらに、ハッチ２・３は合計で長さが15mあり、X線望遠鏡特有の長い焦点距離（８m）に対応できる。またこのビームラインはX線光学研

図4

細いビームによる望遠鏡照射の模式図

究を念頭において設計されており、光学系開発に適した設備環境が整備されている。こうしたことによって、BL20B2は世界でも他に得難い、X線望遠鏡
性能評価に適したサイトとして位置付けられる。
BL20B2のX線ビームは、ハッチ２入口位置で、少なくとも横幅は300mm以上、縦幅は半値幅で10mm程度（ただし結晶面とエネルギーに依存）の
大きさを持つ。精密測定ではこのビームを10〜20mm程度に整形し望遠鏡開口面に照射する。望遠
鏡は３軸回転と２軸並進を備えたステージ（図３左上写真）に、また硬X線検出器は３軸並進ステージ（図３右上写真）に搭載されており、必要な全ての動きをカバーしている。硬X線検出器はビームライ
ンに設置のCCD型検出器で、10µm程度の位置分解能で47×31mm2の大面積撮像が可能である。

図5 望遠鏡照射パターン例。青線で囲まれた領域が１回のX線照射でカバーされる。黒線は望遠鏡構造の境界を示す（図2も参照）。

3-2．研究成果 1：硬X線望遠鏡性能評価実験技術の開発
図４は、適切な大きさ・形に整形したビームを望各種技術の開発や、CCD型硬X線イメージャの較正

遠鏡に入射した時の集光像の測定の様子を模式的に等を行う必要がある。特に、反射鏡の散乱テールに表したものである。典型的に、ビームの大きさは望起因するPoint Spread Functionの「すそ」部分を定

遠鏡開口面積の1000〜2000分の１で、ステージ移動

量的に評価するために、ビーム輝度分布の評価、検によって開口面全域に照射する。図５は照射パター

出器感度一様性の評価、ノイズ評価等を行った。そンの例である。この例では極座標系で均等に照射しの結果、図に示す通り低輝度のテール部分まで計測ており、四象限スリットと扇形マスクを組合せて、することが可能になっている。硬X線望遠鏡の結像

図示するような形のビームを生成している。

性能の評価結果としては世界に例を見ない高精度を

このようなビーム照射により、1000〜2000枚の達成している。図６は30keV単色光を用いた測定で「局所イメージ」（望遠鏡開口の局所部分の照射によあり、同様の評価を15〜80keVの範囲で行っている。

って得られる結像）を得ることができる。これを合高輝度放射光を利用した実験の利点は、単に高精成し望遠鏡の集光像としたものを、図６に例示する。

度で性能評価が行えるだけでなく、詳細な性能診断

長期利用課題の前半期間では、InFOCµS気球実験が可能なことである。図７左上図は、図６の焦点面に搭載した硬X線望遠鏡を用いて、性能評価試験技

像測定結果から計算された有効面積を、エネルギー術の開発を行った。図６に示すような集光像の測定の関数として描いたものである。ちなみに青点のには、大口径の望遠鏡開口を精密に走査するためのBL20B2実験結果に対して、赤点は、比較と相互較

242 SPring-8 Information／Vol.13 No.3 MAY 2008

最近の研究から

図6 硬X線望遠鏡の集光像。測定エネルギーは30keV。左：InFOCµS気球実験搭載
モデル（2004年）。結像性能は HPD（Half Power Diameter）で約2.5分角である。
右：SUMIT気球実験搭載モデル（2006年）。結像性能は約 2.0分角。X線強度は対数スケールで示した。等高線は、ピーク値とその1/400の間を対数スケールで等間隔に10段階描いた。

図7 硬X線望遠鏡の有効面積と Brightness distribution（InFOCµS 気球搭載モデル）。左上：有効面積のエネルギー依存性（黒線：理想光学系を仮定した計算値、青点：BL20B2における単色
光測定結果、赤点：JAXA宇宙研X線ビームラインにおける連続X線測定結果。右上および下段：Brightness distribution（本文、及び図5参照）。

SPring-8 利用者情報／2008年５月 243

FROM LATEST RESEARCH

正のために、JAXA宇宙研X線ビームラインにおいをかけなければならないのに対して、本研究以前のて硬X線連続光を用いて行った有効面積の測定結果

硬X線望遠鏡開発は極端にモノづくりに偏っておである。赤点はエネルギー分解能が低いものの、り、性能の診断のしようがなかったのである。その

BL20B2測定と概ね一致する結果を得ており、測定意味で放射光利用の実現は、開発の進捗にほぼ直接の信頼性を検証することができた。さて有効面積は、的な恩恵をもたらしたと言える。

黒線で示した理想光学系計算値（反射鏡形状が完全

その展開例として本稿では、X線光学調整技術のである場合）に比べ、数10%の低下を示している。

開発を紹介する。多重薄板硬X線望遠鏡の結像性能

これは、反射鏡積層の緻密さによって、反射されたは分角の程度であるが、原理的な性能限界は、X線が隣接する反射鏡に掩蔽されるなどの効果に起Wolter光学系を円錐近似したことによる誤差で決因するものである。さらに図７のその他の図は、図

まり、約20秒角である。従って結像誤差は原理的な５の照射パターンで開口を走査した時に、それぞれ誤差よりもはるかに大きい。そこで、放射光を利用の照射で得られた集光像を解析し、その強度を照射して結像性能の誤差解析を行ったところ、主たる誤位置の関数として描いたものである（Brightness

差要因は３つに分類され、（1）反射鏡の形状誤差、

distribution）。従って、望遠鏡開口のどの部分がど（2）反射鏡積層における位置決め誤差、および（3）の程度の集光効率を持つか、診断することができる。

光学系の軸周りの対称性誤差であった。これらは初

まず、エネルギーが高くなるにつれて集光に寄与す期状態ではほぼ均等に寄与していた。本稿では特に、る反射鏡が次第に内側に偏って行く様子がわかる。 （3）の誤差要因をどのように評価し、次いで改善しこれは多層膜反射率の入射角・エネルギー依存性をたか述べる。
直接反映したものである。また、図２と図５に示す

誤差要因（3）は（1）と同じく鏡の形状誤差の範

ように、この望遠鏡は1/4円周単位で製作されてい疇ではあるが、（1）が微視的な形状（10mmスケー

るが、セグメント毎に、エネルギー応答の様子がわル）であるのに対して、（3）はグローバルな円錐形

ずかに違う様子がわかる。これは多層膜設計の違い

状からの逸脱である。これは反射鏡製作時に生じてを反映したものである。分布を詳細に見ると、全体いると共に、反射鏡を望遠鏡鏡筒に搭載する時にも的な傾向以外に、ところどころ輝度の欠落が見られ生じる。現在の誤差内訳においては、搭載時の誤差る。これは該当する領域の集光効率が低下しているが支配的と考えられる。図８写真は、図２下写真とことを示している。

同じ望遠鏡（SUMIT気球）だが、見易さのために

図７に示したような、いわば微視的な性能評価は、反射鏡を部分的に搭載した時点のものを示していシステムの機能チェック、動作原理の検証、また性能る。我々の望遠鏡の反射鏡は写真のように、放射状制限要素の解析などに重要な情報を与える。これらの支持バー（アライメント・バー）で上下端を保持の定量的な解析が進行中で、次節で述べるような望されている。バーには溝加工が施してあり、反射鏡

遠鏡開発へのフィードバックへ大きく貢献している。

端は溝に収まることで所定の位置に置かれる。ただ以上の測定の他に、幾何学的透過率測定、一組反

ちに、誤差要因（3）は、アライメント・バーの動射鏡の特性評価、迷光評価等、多様な性能評価を行
うための実験手法を確立している（成果リスト２、４、５、７、他）。

径方向位置精度によって決まることがわかる。
様々な加工精度や組み上げ誤差により、アライメ
ント・バーの初期取り付け誤差は最大で数10µmほどもある。しかしこの誤差は、補正量さえ計測する

3-3．研究成果２：放射光を積極利用した硬X線望ことができれば、精密な位置計測を行うことで、低遠鏡の開発減することが可能である。具体的には、X線の結像

前述した実験手法の確立を受けて、長期利用課題

位置を、X線照射位置の望遠鏡開口面における位相後半期間では、主に2006年の気球実験SUMITに搭角の関数として計測し、その非対称性からアライメ

載された新型硬X線望遠鏡の開発を行った。これにント・バーの位置補正量を求めることができる。こおいては、従来の性能評価の枠を越えて、より積極の一連の操作を、ここでは「光学調整」と呼ぶ。

的に放射光測定を利用した望遠鏡開発を行った。

X線光学調整は、従来はX線測定に時間がかかり「放射光を利用した開発」とは奇異な表現に見える現実的ではなかった。例えばJAXA宇宙研のX線ビが、性能評価とモノづくりは相互にフィードバック

ームラインを使用すると、そもそも測定系が真空中

244 SPring-8 Information／Vol.13 No.3 MAY 2008

最近の研究から

図8 アライメント・バーによる軸周り対称性の調整（光学調整）。写真：反射鏡とアライメン
ト・バー。矢印はバーの調整方向を示す。プロット：バー移動量とX線結像位置変化量との相関。実線は望遠鏡設計値から求められる計算値である。データ点の誤差は計測誤差が支配的で、水平軸（バー位置）方向に0.5µm、垂直軸（結像位置）方向に0.1arcmin 程度である。

にあり排気に半日かかる。またX線強度が弱いため、の position angle における集光像を動径軸沿いに投開口面を分割して集光像を得ようとすると、まる１

影して一次元プロファイルに変換したものを、縦軸

日程度かかる。従って一回のイタレーションに数日方向に適当にオフセットさせながら重ねたものであを要することになる。これは現実的ではない。そのる。左側は調整前であり、破線（基準位置）からのため、こうした「光学調整」は事実上行われてこな

ずれが大きく、集光像も大きく広がっている。対しかった。

て調整後（右側）は、軸周りの対称性は向上し、集しかしBL20B2における実験では、真空排気の必要がなく、ビーム強度が高いために測定も１時間以下で終了する。データ処理に１時間程度を要し、測定開始から２時間で調整量が判明する。調整には２時間ほどかけ、全ての工程を一巡するのに、長くとも５時間程度である。このように所要時間が短縮されたため、数度の繰り返しを行うことも可能となった。
図８プロットは、アライメント・バーの動径方向の移動量と、それによる結像位置の変化量の相関をとったものである。この関係は計算することができ、これを実線で示した。実験値は計算値に沿って相関を示すものの、結像位置方向に0.5分角程度の分散を持つ。これはデータにつく誤差よりも大きく、バー位置の制御に対する不感領域に相当するものと考えられる。事実、反射鏡は多少のクリアランスを持って溝に収まっている。さらにこの調整は、隣合うバー同士で完全に独立ではないことも一因と思われる。
図９は、光学調整前後の集光像の比較と、軸周り対称性の比較である。図の上パネルのプロットは多少説明を要する。集光像の軸周り対称性の評価は、
図４のような測定を行い、回転方向の位置（位相角、あるいは position angle）と共に結像位置がどう変化するかを計測することで行う。プロットは、一つ

図9 光学調整による結像性能の改良。左：調整前、
右：調整後。本文参照。
SPring-8 利用者情報／2008年５月 245

FROM LATEST RESEARCH

光像もコンパクトになった。この調整によって結像右端部に２台の硬X線望遠鏡が搭載されている。背性能は約2.5分角から2.0分角へ向上している。

景写真は打ち上げの様子である。左側のクレーンの光学調整が可能になったことは最も大きな成果で先端に観測ゴンドラが吊り下げられており、右上のあるが、この他に、既に言及した誤差要因解析の高

気球につながっている。写真はリリース約20秒前時

精度化、光線追跡法シミュレーターの構築と望遠鏡点に撮影したもので、水素ガスを充填した気球が右の応答診断等についても成果が得られている（成果から立ち上がって来ている。残念ながら、気球オペ

リスト18、他）。また望遠鏡の他に、SUMIT気球実

レーションの技術的トラブルにより天体観測には成験に搭載した焦点面検出器の較正実験も実現し、硬功しなかったが、この打ち上げは長期利用課題の成X線撮像観測システムの包括的な性能評価実験が可

果なくしては実現しなかったであろう。

能になった（成果リスト１、９、13、16、他）。

我々は現在、2013年打ち上げ予定の我が国６番目のX線天文衛星NeXTの準備を進めている。NeXTに

4．気球搭載実験とNeXT衛星計画への展望

は、これまで開発してきた硬X線望遠鏡が搭載され前述した通り、長期課題と並行して３回の気球搭る予定であり、また同時にこれは、初めて純国産技載実験を実施した（InFOCµS実験（2004年春、

術で開発される大型X線望遠鏡となる（成果リスト

2004年秋、於アメリカ）、SUMIT実験（2006年秋、

３、14）。NeXT衛星はその硬X線撮像能力によって、

於ブラジル））。InFOCµS実験では、2004年秋の観

宇宙の非熱的現象の研究に大きく貢献することが期

測飛行において複数の天体の観測を実現し、再帰型

待されている。望遠鏡の開発プログラムは2008年にX線パルサー、銀河系内ブラックホール候補天体な開始され、これにあわせてSPring-8 BL20B2におけるどの観測を行った（成果リスト６）。SUMIT実験は、性能評価実験の推進についての議論を行ってきた。

衛星計画を見据えて国内技術蓄積を目的に立ち上げ

この目的のために2008年度からパワーユーザー指定られた計画で、JAXA宇宙研の海外大型気球実験計を頂き、万全の体制で開発支援に臨む所存である。

画の一環として、2006年11月にブラジルで実施され我々は本研究を、宇宙科学研究における放射光利た。図10は、硬X線望遠鏡を搭載した気球ゴンドラ

用が非常に良好な成果をあげたケースと考えていの打ち上げの様子である。左上枠内写真は、我々がる。宇宙科学も放射光科学も、その設備規模の巨大建造した長さ８m、重量1.2トンの観測ゴンドラで、さにおいて類似している。両分野の連携は、宇宙科

図10

SUMIT気球実験（2006年11月、於ブラジル）

246 SPring-8 Information／Vol.13 No.3 MAY 2008

最近の研究から学にとって計り知れない恩恵をもたらすであろう（プロシーディングス等）

し、放射光科学研究においても同様であることを祈

3

6919

Y. Ogasaka, K. Tamura, R. Shibata, A.

って止まない。NeXT衛星の成功に向け、より一層

Furuzawa, T. Okajima, K. Yamashita, Y.

のご支援を賜るよう、お願いする次第である。

Tawara and H. Kunieda : NeXT hard X-ray
telescope. Proc. SPIE 5488 (2004) 148.

5．謝辞

4

6440

R. Shibata, Y. Ogasaka, K. Tamura, A.

本研究は長期利用課題の枠組内で実施されましFuruzawa, Y. Tawara, K. Yamashita, R.

た。課題の主旨をご理解頂き、数々のご支援を頂いTakahashi, M. Sakashita, T. Miyazawa, K.

た関係諸氏に厚く御礼申し上げます。また課題全期

Shimoda, C. Sakai, N. Yamada, M. Naitou, T.

間にわたって技術支援を頂いたJASRI職員の皆様、

Futamura, P. J. Serlemitsos, Y. Soong. K.-W.

特に上杉健太朗氏、鈴木芳生氏に感謝致します。

Chan, T. Okajima, J. Tueller, H. A. Krimm,

本研究は主に、科研費補助金・若手研究（A）「宇宙

S. D. Barthelmy, S. M. Owens, H. Kuniedaの大規模構造研究のための視野の広いX線望遠鏡のand Y. Namba : Upgraded Hard X-ray開発」（研究代表：小賀坂康志）（平成17〜19年度）、

Telescope with Multilayer Supermirror for

科研費補助金・特別推進研究「硬X線撮像観測によthe InFOCµS Experiment. Proc. SPIE 5488

る非熱的宇宙の研究」（研究代表：國枝秀世）（平成(2004) 313.

15〜18年度）により推進されました。実験の推進に

5

11224

Y. Ogasaka, R. Shibata, K. Tamura, A.

あたっては、名古屋大学 大学院理学研究科 宇宙物

Furuzawa, R. Takahashi, T. Miyazawa, M.

理学研究室、大阪大学 大学院理学研究科 常深研究

Sakashita, C. Sakai, K. Shimoda, N.

室、宇宙航空研究開発機構 宇宙科学研究本部 高エ

Yamada, F. Fukaya, H. Kunieda, K.

ネルギー天文学研究系の皆様にご協力頂きました。

Yamashita, E. Miyata, K. Uesugi and Y.
Suzuki : Characterization of a hard x-ray〔成果リスト〕

telescope at a synchrotron facility. Proc.

（査読有）

SPIE 5900 (2005) 106.

〈最初の４桁の番号は、SPring-8論文登録番号〉
1

2

10312

6

Y. Ogasaka, J. Tueller, J. Yamashita, P.

Miyata et al.: Wide-band Imaging

Serlemitsos, R. Shibata, K. Tamura, A.

Spectrometer with Scintillator-deposited

Furuzawa, T. Miyazawa, R. Takahashi, M.

Charge-coupled Device, NIM-A, 568

Sakashita, K. Shimoda, Y. Tawara, H.

(2005) 149.

Kunieda, T. Okajima, H. Krimm, S.

Y. Ogasaka, K. Tamura, R. Shibata, A.

Barthelmy, Y. Soong, K.-W. Chan, S.

Furuzawa, T. Miyazawa, K. Shimoda, Y.

Owens, R. Rex, E. Chapin and M. Devlin :Fukaya, T. Iwahara, T. Nakamura, M.

First light of hard X-ray imaging experiment

Naitou, Y. Kanou, N. Sasaki, D. Ueno, T.

: the InFOCµS balloon flight. Proc. SPIE

Okajima, E. Miyata, N. Tawa, K. Mukai, K.

5900 (2005) 217.

Ikegami, M. Aono, K. Uesugi, Y. Suzuki, S.

7

11222

R. Shibata, Y. Ogasaka, K. Tamura, A.

Takeuchi, T. Futamura, R. Takahashi, M.

Furuzawa, Y. Tawara, H. Kunieda, K.

Sakashita, C. Sakai, M. Nonoyama, N.

Yamashita, R. Takahashi, M. Sakashita, T.

Yamada, K. Onishi, T. Miyauchi, Y. Maeda,

Miyazawa, K. Shimoda, Y. Fukaya, C.

S. Okada, P. Serlemitsos, Y. Soong, K.-W.

Sakai, N. Yamada, M. Naitou, T. Iwahara,

Chan, S. Rohrbach, F. Berendse, J. Tueller,

K. Sakaki, H. Mutoh and J. Tueller :H. Tsunemi, H. Kunieda and K. Yamashita :Development of the hard X-ray telescope

Characterization of a Hard X-ray Telescope

for the InFOCµS balloon experiment. Proc.
SPIE 5900 (2005) 205.

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小賀坂 康志 OGASAKA Yasushi
名古屋大学 大学院理学研究科 素粒子宇宙物理学専攻〒464-8602 名古屋市千種区不老町
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