Photon Factory Activity Report 2019 #37 (2020)

BL-7C, BL-11B/2018G509

X 線天文衛星で用いる真空蓋の透過率曲線の詳細測定
Transmission curve measurement of the vacuum window for the X-ray astronomy
satellite
御堂岡拓哉 1,2*, 辻本匡弘 1, 北本俊二 3
1 宇宙航空研究開発機構(JAXA) 宇宙科学研究所(ISAS)〒252-5210 神奈川県相模原市中央区由野台 3-1-1
2 東京大学, 〒113-8654 東京都文京区本郷 7-3-1
立教大学,〒171-8501 東京都豊島区西池袋 3-3-4-1
3Takuya MIDOOKA1,2*, Masahiro TSUJIMOTO1, Shunji KITAMOTO3
1Institute of Space and Astronautical Science (ISAS)/ Japan Aerospace Exploration Agency (JAXA),
3-1-1 Yoshinodai, Chuo, Sagamihara, Kanagawa, 252-5210, Japan
2The University of Tokyo, 7-3-1 Hongo, Bunkyo, Tokyo, 113-8654, Japan
RikkyoUniversity, 3-3-4-1 Nishiikebukuro, Toyoshima, Tokyo, 171-8501, Japan3
1 はじめに2016 年に打ち上げられた X 線天文衛星「ひとみ」に搭載された軟 X 線分光装置(Soft X-ray Spectrometer;SXS)は、デュワー容器内で 50 mK の極低温に制御された X 線マイクロカロリメータ検出器を動作させることにより、2-12 keV の広帯域で、高エネルギー分解能(E/ΔE~1200@6 keV)を達成した[1]。デュワー容器の X 線入射部には、地上での真空保持と打ち上げ後初期の衛星内アウトガスの影響を避けるため、約3 cm 径の真空蓋（＝ゲートバルブ）が設置された。
ゲートバルブは厚さ約 270 𝜇 m の Be 窓が溶接され（図 1）、ステンレスメッシュで Be 窓表面を保護している。

図１：真空蓋に用いられる Be 窓。安全のため、ホルダーに装着されている「ひとみ」衛星は姿勢制御の不具合により１ヶ月ほどで運用を断念したため、全ての観測がゲートバルブを通して行われた。打ち上げ前にはゲートバルブの透過率測定は行われなかったため、運用終了後にフライトスペア品の Be 窓の透過率測定を行い、較正データベースファイルが作成された[2, 3]。この際、ステンレスメッシュの測定はなされていない上に、Be 窓の透過率モデルにも物理的に原因の特定できない不連続な構造が存在した。そのため、SXS で得られた「かに」星雲のスペクトルには、特に 2.04.0 keV 帯域において、ゲートバルブ由来の系統誤差が顕著に含まれており、広帯域高エネルギー分解能スペクトルを用いた天体物理学の解釈に大きな不定性が残った[4]。
2022 年打ち上げ予定の X 線撮像分光衛星 XRISMに搭載される分光装置 Resolve は SXS とほぼ同じ設計であり、高分解能 X 線分光で新たなサイエンスを切り拓くことが期待されている。XRISM 衛星打ち上げ後 3 ヶ月ほど行われる初期観測のデータは全てゲートバルブを通して得られるため、これらのデータから科学成果を得るにはその X 線透過率を精密に測定しておく必要がある。科学目的から導かれる較正
精度要求は、2.5-12 keV 帯域で、(1)連続成分の透過率誤差<1%、(2)吸収端など構造部の誤差<5%、(3)透過率の空間非一様性<3%である[5]。これらを測定できるのはシンクロトロン放射光施設しかなく、我々は SXS フライトスペア品に続いて今回も PF を利用した。
2 実験
BL-7C では試料と検出器を大気下に置き、4.0-12.0keV 帯での透過率のエネルギー依存性測定を行なった。BL-11B では持ち込んだ真空チャンバ内に試料と検出器を置き、二結晶分光器に Si(111)結晶を用いた 2.1-5.0 keV 帯での透過率のエネルギー依存性測定及び InSb(111)結晶を用いた 1.8-3.5 keV 帯での測定を行なった。また、Si 結晶を用いて 2.7 keV, 3.0 keV, 3.
456 keV, 4.0 keV の単色 X 線を試料全面にスキャンさせた位置依存性測定も行なった。試料は、X-Y ステージの上に設置され、真空槽外からの操作により、

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ビーム位置の調整とビームから外す操作が可能である。
3 結果および考察
BL7C, BL11B のそれぞれにおける透過率測定結果と暫定的に 250 𝜇m 厚の Be による光電吸収を仮定したモデルとの比を図 2 に示す。

(Bragg Diffraction Features; BDFs)を考えることで説明することに成功した。つまり、各結晶面に対応するエネルギーEhkl で不連続的に X 線が回折し始める、
言い換えると、不連続に透過率が減少することになり、測定結果と一致する。六方晶に属する Be の格子間隔 dhkl に対して、Bragg 条件を解くことによってEhkl を計算し、その前後のエネルギー帯にて BDF の深さをフィッティングで算出しモデル化を行なった。
結果的に、(1) 253.5 𝜇m 厚の Be の光電吸収、 (2) 表
1 にまとめた厚みを持つ微小元素 (Cr, Mn, Fe, Ni, Cu)の光電吸収、 (3) Be 結晶面(hkl)に応じた Ehkl で階段状に透過率低下する BDF 構造の 3 成分をモデル化することで、透過率不定性を 0.2%以下に抑えることに成功した（図 3）。本研究で得られた透過率モデル
は XRISM 衛星の初期データ解析に不可欠な較正データベースファイルとして公開予定である。

Si(111)
InSb(111)

図 2：測定で得られた透過率カーブと 250 𝜇m 厚の Beによる光電吸収を仮定したモデル透過率カーブとの比(上:BL7C, 下:BL11B)2.4 keV 以下のエネルギー帯において、Si と InSbのどちらも高次光混入による影響と見られる透過率上昇が確認された。透過率上昇の原因を探るため
InSb 結晶を追加で用いたのだが、結果的に Si 結晶で得られた透過率カーブとも異なる結果となった。通常時は光路から外してある追加のミラーを挿入するか、二結晶分光器の detuning を行うことで、高次光の影響を分離できると思われるが、ビームタイム中に実施することはできなかった。
そこで測定結果の考察は 2.8-12 keV 帯域を用いて行なった。まず、Be 以外に混入している可能性のある Fe, Ni, Cr, Mn, Cu の元素について、それぞれの吸収端エネルギー前後にて、Be と微小元素の厚みをパラメータにしたフィッティングを行い、含有量を決定した（表 1）。
次に、図 2 の 3.4 keV, 6.1 keV 付近に確認できる、どの元素の吸収端とも一致しない透過率不連続低下構造についての考察を行なった。SXS の Be 窓透過率測定では物理的描像を解明できず、ゲートバルブの透過率不定性の大きな一因となっていた。本研究では、結晶面(hkl)の格子間隔 dhkl に対して、Bragg 条件(2dhkl sin𝜃 = hc/E)を満たすエネルギーEhkl で、𝜃~90°
方 向 に 極端 な異 方 性を 持 った 散 乱を 起 こす 描 像

図 3：測定で得られた 2.8-12.0 keV 帯の透過率カーブと 3 成分を用いたベストモデル透過率カーブとの比。
緑線が微小元素の吸収端を紫線が各結晶面に対応するEhkl を示す。
次に、BL11B を用いた透過率の位置依存性測定についてまとめる。2.7 keV, 3.0 keV, 3.456 keV, 4.0 keVの 4 つの単色 X 線を用いてスキャン測定を行なった。
代表的に 2.7 keV の X 線で得られた二次元透過率マップを図 4 に示す。左下部の透過率が他の部分より

図 4：2.7 keV の X 線で得られた二次元透過率マップ

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表 1：フィッティングで得られた微小元素の厚み高くなっていることがわかる。他の 3 つのエネルギーでもこの兆候が見られ、Be の圧延の際に左下部が薄くなってしまったことが考えられる。
4 まとめ
以上より、これまで未解明だった不連続な透過率低下構造について、物理的に解釈し、モデル化することに成功した。本研究で作成したゲートバルブ透過率モデルを用いて、XRISM 衛星の初期観測データから革新的な科学成果が得られることが期待される。
本研究の詳細については[6]にまとめた。
参考文献[1] Porter F. S. et al., 2018, Journal of Astronomical
Telescopes, Instruments, and Systems, 4, 1, 011218[2] Yoshida Y. et al., 2017, Proc. Society of Photo-Optical
Instrumentation Engineers, 103971D[3] Hoshino A. et al., 2017, Proc. Society of Photo-Optical
Instrumentation Engineers, 103970E[4] Tsujimoto M. et al., 2018, Publications of theAstronomical Society of Japan, 70, 20[5] Eckart M. E. et al., 2018, "XARM Resolve Calibration
Requirements (RESOLVE-SYS-REQ-0017)"[6] Midooka, T. 2020, “Ground calibration of XRISM forthe initial observations -- X-ray transmission of the gate
valve of the cryostat for the low-temperature detector.”
Master thesis, The university of Tokyo* midooka@ac.jaxa.jp