サブ秒⾓撮像を⽬指す X 線多重像⼲渉計 MIXIM の基礎開発

要旨

平成 29 年度 ⼤阪⼤学 ⼤学院理学研究科 宇宙地球科学専攻 修⼠論⽂ 川端智樹
［１］X 線天⽂衛星の観測装置 斜⼊射 X 線反射鏡の問題点
現在の X 線天⽂衛星搭載の観測装置は、斜⼊射 X 線反射鏡と X 線 CCD などの X 線ピクセル検出器を組み合わせた形式が主流になっている。⽇本のあすか、すざく、ひとみ衛星、ヨーロッパの XMM-Newton 衛星、アメリカの Chandra 衛星も全てこの形式である。望遠鏡システムの⾓度分解能は、それぞれ、3−1 分⾓、15 秒⾓、0.5 秒⾓で、Chandra衛星が例外的に優れている。しかしこれを再現あるいは凌駕することはコスト的、技術的に困難で、2028 年打ち上げ予定のヨーロッパの⼤型天⽂台 ATHENA でも 5 秒⾓が⽬標となってある。
図１ Chandra 衛星
X 線より⻑波⻑側の観測装置の⾓度分解能が 0.1 秒⾓以下になりつつある現在、⾓度分解能の根本的な向上が求められている。また、斜⼊射反射望遠鏡は焦点距離が 3−12m と⻑く、衛星が巨⼤化しているのも、超⼩型衛星の打ち上げ機会が増している現在、問題である。
［２］多重像 X 線⼲渉計 Mutli Image X-ray Interferometer Module (MIXIM)
我々は、以上の問題点を解決する新たな原理の X 線天⽂⽤観測装置、多重像 X 線⼲渉計を提案している(Hayashida et al. 2016)。アイデアの基本はスリットカメラで、回折格⼦を通した X 線を X 線ピクセル検出器で検出し、その像（格⼦の影）を撮影する。得られた像を、データ処理において格⼦周期で重ね合わせ、光源プロファイルを得る。X 線⽤の格⼦としては、現在では数ミクロン周期のものが⼊⼿できるので、これを利⽤すると数 10 cm の距離においた検出器によって１秒⾓以下の像幅、すなわち、サブ秒⾓の⾓度分解能が得られる計算になる。
Ｘ線検出器

回折格子
平行光Talbot 距離𝑚𝑑 &𝑧=𝜆𝑧：格子からの距離𝑑：格子の周期𝜆：波長𝑚：Talbot 次数

開口率𝑓m=1𝑧m=2

図２ Talbot 効果と MIXIM 原理。上の幾何学模様はそれぞれの位置に検出器を置いた場合に期待されるプロファイルを表している。
実際には、回折が効き、上で⽰したような幾何光学的な議論は適⽤できない。しかし、Talbot 効果という⼲渉現象を利⽤すると、X 線の波⻑と回折格⼦の周期に対して、特定の距離の検出器をおいたときだけ、シャープな格⼦の影（格⼦の⾃⼰像；⼲渉縞）が得られる。
天体からの X 線は様々な波⻑を含んでいるが、X 線イベントごとにエネルギーを測定し、

Mn-Kβ

Mn-Kα 5.9keV

Counts/bin選択すればよい。本研究では、フレネル近似による計算を実施し、Talbot ⼲渉条件を満たす
波⻑よりおよそ 10 %程度ずれた波⻑でも光源55
Fe Spectrum by GSENSE5130
100
プロファイル測定のために利⽤できると評価
90Single Pixel Event
した。これはエネルギー分解能 2−3 %の半導80Double Pixel Event体検出器が使⽤できることを意味する。
7060
格⼦と検出器の距離は𝑚を次数として50FWHM=220eV@5.9keV&𝑚𝑑&
40𝑧 = 𝑚𝑑 /𝜆 = 50𝑐m
2 5𝜇𝑚
30
𝜆20/
100.1 𝑛𝑚0⾃⼰像の幅𝜃は、開⼝率を𝑓として
0100
200
300
400500600
PH [ADU]
55𝑓𝑑𝑓𝑑
図３ GSENSE5130 に Fe 線源照射し
𝜃== 0.4′′𝑧0.2 5 𝜇𝑚て得た X 線スペクトル（常温）𝑧/
50 𝑐𝑚𝑓𝑑𝑓𝜆𝑑𝑚
𝜃== 𝑓𝜆/𝑑𝑚 = 0.4′′/𝑧0.2 0.1𝑛𝑚5𝜇𝑚 2とかける。50 cm のサイズの超⼩型衛星で Chandra 衛星の⾓度分解能を凌駕できる。
［３］マイクロフォーカス X 線源と XRPIX2b を組み合わせた拡⼤撮影実験
基礎実験として、マイクロフォーカス X 線源を光源として、回折格⼦（周期 4.8 µm、開⼝率 0.5, 厚み Au 17 µm）とピクセルサイズ 30 µm の SOI 検出器 XRPIX2b を組み合わせた撮影実験を⾏った。マイクロフォーカス X 線源は発光点のサイズが数µm と⼩さく、発するX 線は球⾯波とみなすことができ、格⼦の拡⼤撮影になっている。球⾯波の場合も、条件は［2］で⽰した式とは異なるものの、特定の距離で Talbot ⼲渉が起こる。
今回の実験では光源と検出器の距離を 104 cm で固定し、間においた格⼦の位置を変えた数点で撮像し⼲渉縞を撮影することをめざした。ただし、Talbot ⼲渉条件を満たす位置では、拡⼤率は 4.4 倍で、検出器⾯での像周期は 21 µm と XRPIX2b のピクセルサイズより⼩さくなる。そのために隣あうピクセル間に電荷がまたがるイベント（ダブルピクセルイベント）を使⽤し、重⼼をとることでサブピクセルの位置分解能を獲得するデータ処理⽅法（電荷分割解析）を導⼊した。また、像周期を探す重ね合わせ（フォールディング）解析のアルゴリズムを作成し、Talbot 条件の位置で、確かに期待される周期の像が得られていることを⾒出した。つまり、X 線⼲渉縞の検出に成功した。
［４］可視光⽤微細ピクセル CMOS センサの導⼊［3］のマイクロフォーカス X 線源を光源とした実験で、サブピクセル分解能を達成する
電荷分割解析を導⼊することで、X 線⼲渉縞を得た。このときの拡⼤率は 4.4 倍であったが、最終的に天体からの X 線を撮影する際には、平⾏光、拡⼤率 1 倍である。X 線⽤の（光⼦のエネルギー計測ができる）ピクセル検出器でピクセルサイズ 10 µm より⼩さいものは現状では存在しない（X 線天⽂衛星搭載の X 線 CCD では 24−100 µm）。XPRIX は 2b 以降も開発が進んでいるが、最新の素⼦で 36 µm ピクセルサイズである。
⼀⽅、可視光⽤に開発されている CMOS ピクセル検出器に視野を広げるとピクセルサイ

ズ数µm の素⼦も多数存在する。その中で、科学計測⽬的と称する素⼦は読み出しノイズや暗電流も⼩さい。ここに着⽬し、Gpixel 社の GSESNSE5130 というピクセルサイズ 4.25 µm、ピクセル数 15M の表⾯照射型 CMOS ピクセル検出器を導⼊した。
同素⼦⽤の評価ボードを使⽤し、カメラリンク I/F で PC とつないで動作させたところ、常温⼤気中の動作で、55Fe からの X 線の検出に成功した。エネルギー分解能は 220 eV＠
5.9 keV で、ファノ限界には及ばないものの我々の⽬的には⼗分である。X 線 CCD では、真空中で−90℃、−120℃といった低温に冷却しなければならず、XRPIX2b も−40℃に冷却していたことからすると、常温で X 線検出可能な点は⼤きなアドバンテージである。
4.25 µm というピクセルサイズは、エネルギー測定を伴う X 線検出を実現したピクセル検出器としては最⼩である。本研究のほかにも応⽤が期待される。
［５］SPring-8 BL20B2 における平⾏ビームを照射した等倍撮影実験
X 線ピクセル GSENSE5130 を[3]の実験でも⽤いた周期 4.8 µm の回折格⼦と組み回折格子合わせ、SPring-8 のビームライン BL20B2 で準平⾏光を照射した。ビームエネルギーは12.4 keV に対して、格⼦・検出器間距離は3.7 cm、23 cm、35 cm、46 cm で実験した。
ここで 23 cm、46 cm は、d=4.8 µm の格GSENSE5130
⼦、12.4 keVX 線に対する m=1, 2 の Talbot+評価ボード距離に相当する。GSENSE5130 の空乏層が薄いことも反映し、検出されたいイベント
は3×3あるいは5×5といった複数ピクセル
図４ SPring-8 BL20B2 実験にまたがるものも多い。その中で、シング
ルピクセルイベント、ダブルピクセルイベ
ントに着⽬し、いくつかの条件でイベント選別を⾏い、イメージの回転⾓と X 線プロファ
イルの周期をフォールディング解析により求めた。距離 23 cm、46 cm では期待される周期1.13 ピクセルの周期構造が、重ね合わせプロファイルにより検出された。46cm のケースでは像幅（周期の半分）はちょうど 1 秒⾓に相当する。つまり、MIXIM の構成、50 cm 以下サイズで 1 秒⾓の⾓度分解能が達成できることが実証された。

z=23cm
振幅(m=1)
0.20+/-0.01
Normarized Counts

Normarized Counts

1.1

10.9
1.2 1.4 1.6 1.8 2 2.2
Folded CA [pixel]

1.1

10.2 0.4 0.6 0.8

11.2 1.4 1.6 1.8 2 2.2
Folded CA [pixel]

Folded Position [pixel]

0.90.8501.1

1.050.95

1.131pixe

z=460 mm, period:1.133 pixel

1.15

1.05

0.950.85
0z=350 mm, period:1.130 pixel

1.15

1.05

1< 0.04z=230 mm, period:1.131 pixel

1.15

z=46cm
0.11+/-0.01
Normarized Countsmm, period:1.129 pixel

z=35cm (m=1.5)

10.95

1.133pixe
0.2 0.4 0.6 0.8

11.2 1.4 1.6 1.8 2 2.2
Folded CA [pixel]

0.9
0.85
0

Folded Position [pixel]

1.133pixe
0.2 0.4 0.6 0.8

11.2 1.4 1.6 1.8 2 2.2
Folded CA [pixel]

Folded Position [pixel]

図 5 重ねあわせプロファイル（2 周期分を表⽰）［6］今後の⾒通し本研究で、MIXIM の原理で⾼⾓度分解能の X 線撮像が可能であることが⽰された。もちろん、今回は光源が１秒⾓以上の構造であればそれが無限⼩のサイズと区別できるというにとどまっており、２次元化、有効⾯積の確保、バックグランド除去や姿勢検出、など衛星搭載、活動銀河核トーラスの X 線撮像などの観測結果が得られるまでには、様々な開発要素がある。当⾯の興味として、近く納⼊予定の開⼝率 0.2 の格⼦で 0.4 秒⾓の像を得ることにも期待する。
本研究における申請者の寄与
多重像 X 線⼲渉計の原理の発案とシミュレーション、可視光⽤微細ピクセル CMOS セン
サの導⼊は、指導教員の林⽥清先⽣による。また、前半の実験で⽤いた XRPIX2b は京都⼤学、KEK、ラピスセミコンダクタ他の開発によるものである。それを阪⼤実験室で動作させ、マイクロフォーカス X 線源と組み合わせた撮影システムを開発したのは、先輩の久留⾶寛之⽒である。しかし、同装置を使⽤した回折格⼦撮像実験とその解析は、その解析ツール開発も含めて、私がほぼ⼀⼈で実施した。本研究の後半、CMOS センサの動作試験と解析、SPring-8 における平⾏ビーム照射実験も、私が中⼼になり、指導教員の林⽥清先⽣、後輩の花坂剛史、朝倉⼀統両⽒等の協⼒によって実現したものである。特に、苦労した点として、位置分解能向上のための電荷分割解析のアルゴリズム、パラメータ決定と、フォールディング解析の部分をあげたい。