X선 천문학 검출기

X-ray astronomy detector
X선은 ~0.008 nm에서 시작하여 전자기 스펙트럼을 가로질러 ~8 nm까지 확장되며, 그 이상으로 지구의 대기는 불투명하다.

X선 천문학 탐지기는 X선 천문학 연구에 사용하기 위해 X선을 탐지하는 기구다.

X선 천문학은 천체로부터의 X선 방출에 대한 연구를 다루는 천문학의 관측 부문이다.엑스레이는 지구 대기에 흡수되기 때문에 엑스레이를 탐지할 수 있는 기구는 풍선, 음향 로켓, 위성에 의해 고도로 가져가야 한다.엑스선 천문학은 우주 과학의 일부분이다.

X선 천문학 탐지기는 주로 에너지를 위해 설계되고 구성되었으며, 일반적으로 당시의 기술에 한정된 다양한 기법을 사용하여 때때로 파장 탐지를 위해 설계되고 구성되었다.

X-ray의 검출 및 영상화

찬드라의 토성 이미지(왼쪽)와 허블의 토성 광학 이미지(오른쪽).토성의 X선 스펙트럼은 태양의 X선과 유사하다. 2003년 4월 14일

X선은 파장(약 8nm - 오후 8시), 주파수(약 50 PHz - 50 EHz), 에너지(약 0.12 - 120 keV)로 30년에 걸쳐 분포한다.온도의 측면에서, 1 eV = 11,604 K.따라서 X선(0.12 ~ 120 keV)은 1.39 × 106 ~ 1.39 × 109 K에 해당한다.10~0.1나노미터(nm) (약 0.12~12 keV)에서는 소프트 X선으로, 0.1nm~0.01nm(약 12~120 keV)에서는 하드 X선으로 분류된다.

전자기 스펙트럼의 가시 범위에 더 가까운 것은 자외선이다.일조량 분산 결정에 관한 ISO 표준 초안(ISO-DIS-2134)[1]은 자외선이 10 nm ~ 400 nm 범위라고 설명한다.X선에 가장 가까운 부분을 흔히 "극자 자외선"(EUV 또는 XUV)이라고 부른다.EUV 광자가 흡수되면 X선이나 전자 빔이 물질에 흡수될 때 일어나는 것과 마찬가지로 광전자와 이차 전자가 이온화에 의해 생성된다.[2]

X선과 감마선의 구별은 최근 몇 십 년 사이에 바뀌었다.원래 X선관이 방출하는 전자기 방사선은 방사성핵(감마선)이 방출하는 방사선보다 파장이 길었다.[3]그래서 오래된 문헌은 파장을 기준으로 X선과 감마선을 구별했는데, 감마선으로 정의된 10m와−11 같은 일부 임의 파장보다 짧은 방사선을 가지고 있다.[4]다만 선형가속기 등 짧은 파장 연속 스펙트럼 'X선' 선원과 긴 파장 '감마선' 방사체가 발견되면서 파장 대역은 크게 겹쳤다.현재 두 종류의 방사선은 보통 그 기원에 의해 구별된다: X선은 핵 밖의 전자에 의해 방출되는 반면 감마선은 핵에 의해 방출된다.[3][5][6][7]

비록 보다 정력적인 X선, 즉 30 keV(4,800 aJ) 이상의 에너지를 가진 광자는 적어도 몇 미터 거리에서는 공기를 투과할 수 있지만, 지구의 대기는 두껍기 때문에 사실상 우주로부터 지구 표면까지 침투할 수 있는 것은 거의 없다(그들이 발견되었을 것이고 의료용 X선 기계도 그럴 것이다).이것이 아니라면 작동하지 않는다).대부분의 천체가 에너지의 대부분을 발산하는 0.5~5 keV(80~800 aJ) 범위의 X선은 몇 장의 종이로 막을 수 있다; 3 keV(480 aJ) X선의 광자의 90%는 단지 10 cm의 공기를 통해 이동함으로써 흡수된다.

하늘에서 엑스선을 탐지하려면 엑스선 탐지기를 지구 대기의 대부분 상공으로 띄워야 한다.그렇게 하는 데는 크게 세 가지 방법이 있다: 로켓 비행 소리, 풍선, 위성 소리.

비례 계수기

주요기사 : 비례계산기

비례 계수기는 기체 이온화 검출기의 일종으로 이온화 방사선의 입자를 세어 에너지를 측정한다.가이거 뮐러 카운터와 같은 원리로 작동하지만 낮은 작동 전압을 사용한다.모든 X선 비례 카운터는 창으로 된 가스 셀로 구성된다.[8]종종 이 셀은 전극의 일부 배치에 의해 다수의 저전기장과 고전기장 영역으로 세분된다.

EXOSAT의 개별 중에너지 비례계수에는 열방지를 위해 알루미늄 카프톤 호일을 사용한 베릴륨의 전면 유리창, 아르곤/CO2 혼합물을 채운 전면 챔버, 제논/CO를2 장착한 후면 챔버, 두 챔버를 분리하는 베릴륨 창이 있었다.[9]검출기의 아르곤 부분은 2-6 keV에 최적화되었고, 두 검출기의 총 에너지 범위는 각각 1.5-15 keV와 5-50 keV이었다.

아폴로-소유즈 임무(1975년 7월)의 미국 부분은 0.18-0.28과 0.6-10.0 keV X선에 민감한 비례 카운터 시스템을 탑재했다.총 유효 면적은 0.1m였고2, 4.5° FWHM 원형 FOV가 있었다.

프랑스 TOURNESOL 계측기는 4개의 비례 계수기와 2개의 광학 검출기로 구성되었다.비례 계수기는 6° × 6° FOV에서 2 keV와 20 MeV 사이의 광자를 검출했다.눈에 보이는 검출기의 시야는 5° × 5°이었다.이 기기는 고 에너지 폭발 선원의 광학 부품을 찾고 고 에너지 이벤트의 스펙트럼 분석을 수행하도록 설계되었다.[10]

X선 모니터

모니터링은 일반적으로 시스템의 상태를 인지하는 것을 의미한다.소스의 상태를 알 수 있도록 X선 발생원에서의 X선 출력을 표시하기 위한 신호를 표시하거나 전송하는 장치를 우주 응용 프로그램에서는 X선 모니터라고 한다.예를 들어, 달 위 궤도에 있는 아폴로 15호에서는 X선 모니터를 사용하여 이차 X선의 생산으로 인한 화학적 구성과 관련하여 달 표면을 매핑하면서 태양 X선 강도와 스펙트럼 형태의 가능한 변화를 추적했다.[11]

NRL-608 또는 XMON으로 지정된 솔윈드의 X선 감시기는 해군 연구소와 로스 알라모스 국립 연구소가 협업한 것이었다.모니터는 2개의 시준 아르곤 비례 카운터로 구성되었다.계측기 대역폭 3-10 keV는 검출기 윈도우 흡수(창은 0.254 mm 베릴륨)와 상위 레벨 판별기에 의해 정의되었다.활성 가스 용적(P-10 혼합물)은 2.54 cm 깊이로 최대 10 keV의 우수한 효율을 제공했다.카운트는 2개의 에너지 채널로 기록되었다.슬랫 콜리메이터는 각 검출기에 대해 3° × 30°(FWHM)의 FOV를 정의했다. FOV의 긴 축은 서로 수직이었다.긴 축은 스캔 방향으로 45° 기울어져 과도 이벤트의 국소화가 약 1°까지 가능했다.FOV의 중심은 일치했고, 태양을 가로질러 스캔하는 것을 피하기 위해 바퀴의 스캔 적도 아래 40°를 가리켰다.우주선 바퀴는 6초마다 한 번씩 회전했다.이 스캔 속도는 16밀리초(ms)마다 1°에 해당하며, 콜리메이터 응답의 얼룩을 최소화하기 위해 카운트를 64 또는 32ms 빈으로 원격 측정했다.

계측기 매개변수와 데이터 산출량은 하루 작동 시 30 UFU의 3 ³ 포인트 소스 감도를 의미했다(1 UFU = 2.66−12 erg/cm-s-keV2).각각의 검출기는 우후루 기기 영역의 0.1 정도였다.낮은 지자기 위도의 계기 배경은 ~16 count/s이었다.이러한 배경에서 ~6 카운트/s는 확산된 우주 X선 배경에서 발생하며, 나머지는 도구적 역할을 한다.보수적인 10% 데이터 반환을 가정할 때, 스캐닝 모드의 순원 듀티 사이클은 1.4 × 10으로−3 하루 120초의 소스 노출을 의미한다.16계수/초의 배경에 대해, 주어진 스카이 빈에서 유량을 결정할 때 3㎛의 오차는 1일 후 4.5계수/초, 즉 약 45UFU가 되었다.두 검출기를 결합하여 30 UFU의 제한 감도를 얻었다.적당히 밝은 은하 선원에 대한 플럭스 결정에는 비교할 수 있는 오류가 있었다.스캔 방향을 따라 투사된 5° FOV로 인한 선원 혼란은 은하 돌출부(약 30° > l > -30°, b < 10°)의 선원 관찰을 복잡하게 만들었다.

섬광 검출기

주요 기사:섬광기

섬광기는 이온화 방사선에 의해 흥분했을 때 발광의[12] 특성을 나타내는 물질이다.발광 물질은 X선 광자와 같이 들어오는 입자에 부딪힐 때 그 에너지와 섬광을 흡수한다. 즉, 흡수된 에너지를 일반적으로 가시 범위 내에서 작은 빛의 섬광의 형태로 다시 흡수한다.

다양한 섬광 검출기 어셈블리로 둘러싸인 섬광 결정

Vela 5A에 탑재된 섬광 X선 검출기(XC)와 그 쌍둥이 Vela 5B는 광전자 증배관에 장착되고 0.13mm 두께 베릴륨 창으로 덮인 두 개의 1mm 두께 NaI(Tl) 결정으로 구성되었다.전자 임계값은 3-12 keV 및 6-12 keV의 두 가지 에너지 채널을 제공했다.[13]각 결정 앞에는 ~6.1 × 6.1°의 최대 절반의 조리개(FWHM)로 전폭을 제공하는 슬랫 콜리메이터가 있었다.유효 검출기 면적은 ~26cm이었다2.천체에 대한 민감도는 높은 내인성 검출기 배경에 의해 심각하게 제한되었다.

OSO 4에 탑재된 X선 망원경은 CsI(Tl) 내공성 실드에 둘러싸인 하나의 얇은 NaI(Tl) 섬광 결정과 광튜브 어셈블리로 구성되었다.에너지 분해능은 30 keV에서 45%이다.계측기는 6채널 분해능으로 최대 8~200keV까지 작동했다.

OSO 5는 CsI 결정 섬광기를 탑재했다.중심 결정체의 두께는 0.635cm로 민감한 면적이 70cm로2, 뒤에서 한 쌍의 광전자 증배관에 의해 보였다.실드 크리스털은 벽 두께가 4.4cm로 4개의 광전자 증배기로 조망되었다.시야는 ~40°적용된 에너지 범위는 14-254 keV였다.9개의 에너지 채널이 있었다: 첫 번째 채널은 14-28 keV를 포함했고 다른 채널은 28 keV에서 254 keV까지 균등하게 간격을 두고 있었다.비행 중 보정은 암 소스를 사용하여 수행되었다.

PHEBUS 실험은 100 keV ~ 100 MeV 범위에서 높은 에너지 과도현상을 기록했다.그것은 두 개의 독립형 검출기와 관련 전자 장치로 구성되었다.각 검출기는 직경 78mm, 두께 120mm의 비스무트 발아 결정(BGO)으로 구성됐으며 플라스틱 반공성 재킷으로 둘러싸여 있었다.두 개의 탐지기는 4개의 스테라디언을 관찰할 수 있도록 우주선에 배치되었다.버스트 모드는 0.1~1.5MeV 에너지 범위의 카운트 속도가 0.25초 또는 1.0초 내에 배경 수준을 8㎛(표준 편차) 초과했을 때 트리거되었다.에너지 범위를 넘는 채널은 116개였다.[10]

KONUS-B 계측기는 10 keV에서 8 MeV 에너지의 광자에 반응하는 7개의 검출기로 구성되었다.그것들은 Be 입구 창문 뒤에 지름 200 mm, 두께 50 mm의 NaI(Tl) 섬광기 결정으로 구성되었다.측면 표면은 5mm 두께의 납층으로 보호되었다.버스트 감지 임계값은 버스트 스펙트럼과 상승 시간에 따라 5 × 10-7 ~ 5 × 10-8 에르그/cm²이었다.두 개의 31채널 펄스 높이 분석기(PHA)에서 스펙트럼을 취했으며, 이 중 처음 8개는 1/16초 시간 분해능으로 측정하고 나머지 8개는 카운트 레이트에 따라 가변 시간 분해능으로 측정했다.해상도의 범위는 0.25초에서 8초까지였다.

Kvant-1은 HEXE, 즉 고에너지 X선 실험을 수행했는데, 이 실험은 요오드화 나트륨과 요오드화 세슘을 포스위치(phoswich)로 채용했다.그것은 에너지 범위 15-200 keV를 1.6° × 1.6° FOV FWHM으로 덮었다.4개의 동일한 검출기는 각각 200cm의2 기하학적 면적을 가지고 있었다.최대 시간 분해능은 0.3~25ms이었다.

변조 콜리메이터

주요 기사:변조 콜리메이터

전자공학에서 변조는 한 파형을 다른 파형에 대해 변화시키는 과정이다.'변조 콜리메이터'를 사용하면 전선에서 발생한 신호의 해당 부분을 차단하거나 크게 감소시키는 병렬 전선의 두 개 이상의 '분해 완화'가 존재하여 들어오는 X선의 진폭(강도)이 감소한다.

X선 콜리메이터는 특정 방향에 평행하게 이동하는 사람만이 통과할 수 있도록 X선 스트림을 필터링하는 장치다.

오다 미노루 도쿄정보과학대 총장은 X선 영상망원경 발사 전 1966년 Sco X-1의 상대편을 파악하는 데 처음 사용된 변조 콜리메이터를 발명해 X선 영상망원경 발사 전 이용 가능한 X선 선원의 위치를 가장 정확하게 파악했다.[14]

SAS 3은 변조 콜리메이터(2-11 keV)와 슬랫 및 튜브 콜리메이터(1 ~ 60keV)를 운반했다.[15]

Granat International Astrophysical Observatory에는 회전 변조 콜리메이터를 사용하여 6~180 keV 범위의 광원을 0.5° 이내로 국부화할 수 있는 WAH 기기 4개가 탑재되어 있었다.종합하면, 이 악기들의 세 시야는 하늘의 약 75%를 차지했다.에너지 분해능은 60 keV에서 30% FWHM이었다.조용한 시간 동안, 온보드 컴퓨터 메모리 가용성에 따라 4초, 8초 또는 16초 동안 두 개의 에너지 대역(6~15, 15~180 keV)의 계수 속도가 누적되었다.버스트 또는 과도 이벤트 동안, 36초당 1초의 시간 분해능으로 카운트 속도가 누적되었다.[10]

RHESSI(Ruven Ramaty High Energy Solar Spectroscopic Imager, 익스플로러 81)는 부드러운 X선에서 감마선(약 3 keV ~ 20 MeV)에 이르는 태양 플레어를 촬영하고 있다.그것의 영상 기능은 9개의 회전 변조 콜리메이터 세트를 이용한 푸리에-변환 기술을 기반으로 한다.

X선 분광계

OSO 8은 에너지 범위가 2-8 keV, FOV 3°인 흑연 결정 X선 분광계를 탑재했다.

Granat ART-S X선 분광계는 에너지 범위 3 ~ 100 keV, FOV 2° × 2°를 커버했다.계측기는 분광형 MWPC를 기반으로 4개의 검출기로 구성돼 10keV에서는 2,400cm², 100keV에서는 800cm²의 유효 면적을 만들었다.시간 분해능은 200마이크로초였다.[10]

ISEE-3에 탑재된 X선 분광계는 에너지 범위 5-228 keV에서 태양 플레어와 우주 감마선 폭발을 모두 연구하도록 설계되었다.검출기는 풀타임 커버리지, E > 130 keV의 경우 3㎛ FOV, 시간 분해능 0.25 ms 및 1 ms 이내의 절대 타이밍을 제공했다.그것은 멀리 떨어져 있는 우주선의 긴 베이스라인 중간계측망의 한 부분이 될 작정이었다.이러한 노력은 주로 그러한 네트워크에 의해 확립된 정밀한 방향 정보를 통해 폭발의 근원을 파악하는 데 목적이 있었다.실험은 2개의 원통형 X선 검출기로 구성되었는데, 5-14 keV를 커버하는 제논 충전식 비례 계수기와 12-1250 keV를 커버하는 NaI(Tl) 섬광기로 구성되었다.비례 계수기는 지름 1.27cm로 제논 97%와 이산화탄소 3%를 혼합해 채웠다.카운터 본체의 중심부는 0.51mm 두께의 베릴륨으로 만들어져 X선 출입창 역할을 했다.섬광기는 0.0cm 두께의 NaI(Tl) 결정 원통형 쉘로 구성됐으며 0.3cm 두께의 플라스틱 섬광기로 사면을 감싸고 있었다.직경 4.1cm의 중심부에는 석영 광파이프가 채워졌다.전체 조립품은 0.1cm 두께의 베릴륨 용기에 싸여 있었다(한 쪽 끝은 제외).에너지 채널 분해능과 타이밍 분해능은 우주선으로 보내진 명령으로 선택할 수 있었다.비례 카운터는 0.5초의 분해능으로 최대 9개의 채널을 가질 수 있으며, NaI 섬광기는 최대 16개의 채널과 0.00025초의 분해능을 가질 수 있다.

CCD

기존의 대부분의 X선 망원경은 가시광선 카메라에 있는 것과 비슷한 CCD 검출기를 사용한다.가시광선에서는 하나의 광자가 하나의 픽셀에서 하나의 전자를 생성할 수 있으며, 노출 시간 동안 많은 광자로부터 그러한 전하를 축적하여 이미지를 구축한다.X선 광자가 CCD에 부딪히면, 그것은 개별 X선이 판독에 대해 에너지를 측정할 수 있을 만큼 충분한 전하(수백에서 수천의 전자, 에너지에 비례)를 생성한다.

마이크로칼로미터

마이크로칼로미터는 한 번에 하나의 광자만 X선을 검출할 수 있다(그러나 각각의 에너지를 측정할 수 있다).

전환 에지 센서

TES 기기는 마이크로칼로리메트릭스의 다음 단계다.본질적으로 그것들은 전환 온도에 최대한 가깝게 유지되는 초전도 금속이다.이 금속들이 초전도체가 되어 저항력이 0으로 떨어지는 온도다.이러한 전환 온도는 보통 절대 영도(보통 10K 미만)보다 몇 도 위일 뿐이다.

참고 항목

참조

  1. ^ Tobiska, W; Nusinov, A (2006). "ISO 21348 Process for Determining Solar Irradiances". 36Th Cospar Scientific Assembly. 36: 2621. Bibcode:2006cosp...36.2621T.
  2. ^ Henke BL; et al. (1977). "0.1–10-keV X-ray induced electron emissions from solids—Models and secondary electron measurements". Journal of Applied Physics. 48 (5): 1852. Bibcode:1977JAP....48.1852H. doi:10.1063/1.323938.
  3. ^ a b Dendy PP; Heaton B (1999). Physics for Diagnostic Radiology. CRC Press. p. 12. ISBN 978-0-7503-0591-4.
  4. ^ Charles Hodgman, ed. (1961). CRC Handbook of Chemistry and Physics (44th ed.). Chemical Rubber Co. p. 2850.
  5. ^ Feynman R; Leighton R; Sands M (1963). The Feynman Lectures on Physics. Vol. 1. Addison-Wesley. pp. 2–5. ISBN 978-0-201-02116-5.
  6. ^ L'Annunziata M; Baradei M (2003). Handbook of Radioactivity Analysis. Academic Press. p. 58. ISBN 978-0-12-436603-9.
  7. ^ Grupen C; Cowan G; Eidelman SD; Stroh T (2005). Astroparticle Physics. Springer. p. 109. ISBN 978-3-540-25312-9.
  8. ^ "Proportional Counters".
  9. ^ Hoff HA (1983). "Exosat - the new extrasolar X-ray observatory". J. Br. Interplanet. Soc. 36: 363. Bibcode:1983JBIS...36..363H.
  10. ^ a b c d "Granat". NASA. Retrieved 2007-12-05.
  11. ^ Adler I; Gerard J; Trombka J; Schmadebeck R; Lowman P; Bodgett H (1972). "The Apollo 15 x-ray fluorescence experiment". Proc Lunar Sci Conf. 2: 2157. Bibcode:1972LPSC....3.2157A.
  12. ^ Leo WR (1994). Techniques for Nuclear and particle Physics Experiments (2nd ed.). Springer.
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  14. ^ Cominsky L; Inoue H; Clark G. "Minoru Oda (1923 - 2001)".
  15. ^ "The Third Small Astronomy Satellite (SAS-3)". Archived from the original on 2001-04-17.