名古屋大学KMI 現象解析研究センター 松本浩典

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1 名古屋大学KMI 現象解析研究センター 松本浩典
X線天文学と 宇宙の高エネルギープラズマ 名古屋大学KMI 現象解析研究センター 松本浩典 新潟大学集中講義

2 通常の天文学　(乙女座銀河団)

3 X線でみると…

4 目で見る世界とX線の世界 ©SDSS ©RASS 銀河団=銀河の集団 銀河団 = 数千万度の火の玉 世界観が変わった!

5 集中講義の内容 X線、X線放射過程 超新星残骸プラズマ 銀河団プラズマ 天の川銀河中心プラズマ 新潟大学集中講義

6 ペースが早過ぎるときは、遠慮なく言ってください。
講義にあたって 講義中の質問、大歓迎です。 スライド中心の講義です。 ペースが早過ぎるときは、遠慮なく言ってください。 新潟大学集中講義

7 X線について 新潟大学集中講義

8 電磁波 光子E = 電磁波 hν = 電磁波hλ/c
光子E = 電磁波 hν = 電磁波hλ/c 新潟大学集中講義

9 軟X線: E<1keV、硬X線: E>10keV
X線光子E = 0.1keV～100keV X線天文学の慣習 軟X線: E<1keV、硬X線: E>10keV 新潟大学集中講義

10 1Vの電位差で電子を加速したときに、電子が得るエネルギー +1V
エネルギーの単位 eV: エレクトロンボルト (電子ボルト) 1Vの電位差で電子を加速したときに、電子が得るエネルギー +1V e 0V 1eV=1.6e-12 erg =1.6e-19 J 新潟大学集中講義

11 E = hν ～ kT T～104K×[E/1eV] 次元解析 E=1keVのX線の発生 ＝熱的なら、10^7Kの現象が関与
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12 X線 𝜆= 12.4Å ( 𝐸 1𝑘𝑒𝑉 ) 比較: ボーア半径 0.5Å X線は原子と直接相互作用
𝜆= 12.4Å ( 𝐸 1𝑘𝑒𝑉 ) 比較: ボーア半径 0.5Å X線は原子と直接相互作用 新潟大学集中講義

13 X線・ガンマ線と物質の相互作用 炭素原子 1 .光電効果 1barn=10-24 cm2 2. 弾性散乱 3. コンプトン散乱 4. 対生成
X-ray data Booklet 新潟大学集中講義

14 断面積 古典電子半径 mc^2 = e^2/r r = e^2/mc^2 ~ 3e-13 cm^2 トムソン散乱断面積
σ = (8π/3)r^2 = 7e-25 cm^2 ~ 1 barn 新潟大学集中講義

15 光電効果 γ 光子は消滅。電子飛び出す(光電子)。 新潟大学集中講義

16 光電効果 K edge 断面積 σ∝E^-3 σ∝Z^5 K edge 光子E>K edge … K殻電子飛び出す 新潟大学集中講義

17 　弾性散乱 γ 光子のE変化なし。電子飛び出ない。 新潟大学集中講義

18 　コンプトン散乱(非弾性散乱) γ 光子E減少。電子飛び出る。 新潟大学集中講義

19 　コンプトン散乱(非弾性散乱) 断面積　σ∝Z 原子内の電子数に比例 新潟大学集中講義

20 　対生成 γ 光子消滅。電子・陽電子が飛び出る。 新潟大学集中講義

21 　対生成 断面積 σ∝Z^2 原子の静電エネルギーに比例 新潟大学集中講義

22 重い荷電粒子(陽子etc)と物質の相互作用
電離損失 物質を電離しながらエネルギーを失う。 新潟大学集中講義

23 Review of Particle Physics http://pdg.lbl.gov/index.html
Bethe-Bloch電離損失公式 定性的導出 W.R. Leo “Techniques for Nuclear and Particle Physics Experiments” γ: 入射粒子の相対論的因子 Ne: 物質の電子個数密度 𝑣 : 物質の電子の束縛振動数 𝑧𝑒: 入射粒子の電荷 v: 入射粒子の速度 me: 電子質量 もっと厳密な式は、例えば Review of Particle Physics 新潟大学集中講義

24 色々な粒子の電離損失 入射粒子v~0.96cで最少
W.R. Leo “Techniques for Nuclear and Particle Physics Experiments” 入射粒子v~0.96cで最少 新潟大学集中講義

25 その他 重たい荷電粒子 軽い荷電粒子 チェレンコフ放射 電離損失 制動放射 入射粒子V > c/n (n:物質屈折率)
軽いのでジグザグ運動。 同種粒子の散乱。 制動放射 新潟大学集中講義

26 宇宙の観測 H.Bradt, “Astronomy Methods” 地球大気による光の減衰 新潟大学集中講義

27 電波の観測 大気減衰なし。ミリ波だと水分子が吸収。 新潟大学集中講義

28 赤外線の観測 水、酸素などの分子が吸収。 新潟大学集中講義

29 可視光の観測 (奇跡的に？)大気吸収がない。 新潟大学集中講義

30 紫外線の観測 大気(窒素・酸素など)による光電吸収 新潟大学集中講義

31 X線の観測 大気による光電吸収…大気圏外で観測 新潟大学集中講義

32 ガンマ線の観測 大気によるコンプトン散乱 新潟大学集中講義

33 大気圏外での観測 ロケット 高度～100km 数10分しか観測できない。 人工衛星 高度>500km
Chandra … 16000~139000km, 1周64時間) 新潟大学集中講義

34 Ｘ線天文学のはじまり 2012年は、X線天文学50周年 新潟大学集中講義

35 1962年　ASE-MITのロケット実験 自転 ガイガー カウンター Space Science Reviews, 1965, 4, 151

36 Sco X-1, Cosmic X-ray Background
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37 X線放射過程 新潟大学集中講義

38 非熱的放射: 電子がpower-law分布
熱的放射と非熱的放射 熱的放射: 電子がマクスウェル分布 代表例: 黒体放射、光学的に薄いプラズマからの放射 X線スペクトルにexp(-E/kT)の曲がり 非熱的放射: 電子がpower-law分布 代表例: シンクロトロン放射 X線スペクトルもpower-law 新潟大学集中講義

39 Specific intensity I(ν, Ω)
ある面(法線 )を、ある方向 (Ω)へ通過する光線(振動数ν) のエネルギー 単位は、例えば [dE] = erg [I] = erg /cm^2/s/str/Hz 新潟大学集中講義

40 ある面(法線 𝑛 )を単位面積・単位時間あたりに通過する光線のエネルギー (I(ν,Ω)を全方向で積分)
フラックス ある面(法線 𝑛 )を単位面積・単位時間あたりに通過する光線のエネルギー (I(ν,Ω)を全方向で積分) 𝐹(𝜈)= 𝐼(𝜈,Ω) 𝑐𝑜𝑠𝜃𝑑Ω 単位は例えば、 [F(ν)] = erg/s/cm^2/Hz 新潟大学集中講義

41 天体が振動数νの光で全方向に放射しているエネルギー。
光度(Luminosity) L(ν) 天体が振動数νの光で全方向に放射しているエネルギー。 単位は例えば[L(ν)] = erg/s/Hz 新潟大学集中講義

42 多くの場合、等方放射を仮定して、フラックスから光度を推定。
光度とフラックス L(ν) フラックスF(ν) 距離D もし天体が等方的に放射していたら、 L(ν) = 4πD^2 F(ν) 多くの場合、等方放射を仮定して、フラックスから光度を推定。 新潟大学集中講義

43 熱的X線 光学的に厚いプラズマ =黒体放射 光学的に薄いプラズマ 新潟大学集中講義

44 光子が抜け出てくるまで、何度も物質と衝突。
光学的に厚い天体 光子が抜け出てくるまで、何度も物質と衝突。 黒体放射 新潟大学集中講義

45 黒体放射のスペクトル H. Bradt Astronomy Methods 新潟大学集中講義

46 黒体放射フラックススペクトル kT=1keV kT=3keV kT=10keV 新潟大学集中講義

47 X線を出す物体の温度 Ｉ(ν, T)が最大になる ν hν_max = 2.82 kT 1keVのX線…ν=2.4e17Hz
ν_max = 2.4e17 Hzのとき、T = 2.0e6 K 数百万度以上でないとX線は出ない。 新潟大学集中講義

48 黒体放射の例 中性子星表面からのX線 kT~0.1keV 降着円盤 多温度の黒体放射の重ね合わせ 新潟大学集中講義

49 光学的に薄い場合 発生した光子が、そのまま出てくる 熱的制動放射 新潟大学集中講義

50 連続成分: 熱的制動放射 高温のため、プラズマ状態 電子は、マクスウェルボルツマン分布 電子が、イオンの電場で曲げられて、X線放出

51 熱的制動放射 Emissivity = 単位体積あたりの放射率 (erg s-1 cm-3) スペクトル
詳細は、例えばRybicki & Lightman “Radiative Processes in Astrophysics” Emissivity = 単位体積あたりの放射率 𝜀 𝑓𝑓 = 𝑑𝑊 𝑑𝑡𝑑𝑉 =1.4× 10 −27 𝑇 𝑛 𝑒 𝑛 𝑖 𝑍 2 𝑔 𝐵 (erg s-1 cm-3) スペクトル 𝜀𝜈 𝑓𝑓 = 𝑑𝑊 𝑑𝑡𝑑𝑉𝑑𝜈 =6.8× 10 −38 𝑇 − 𝑛 𝑒 𝑛 𝑖 𝑍 2 𝑔 𝑓𝑓 𝑒 −ℎ𝜈/𝑘𝑇 (erg s-1 cm-3 Hz-1)

52 𝜀 𝑓𝑓 = 𝑑𝑊 𝑑𝑡𝑑𝑉 =1.4× 10 −27 𝑇 1 2 𝑛 𝑒 𝑛 𝑖 𝑍 2 𝑔 𝐵
定性的理解 Emissivity 𝜀 𝑓𝑓 = 𝑑𝑊 𝑑𝑡𝑑𝑉 =1.4× 10 −27 𝑇 𝑛 𝑒 𝑛 𝑖 𝑍 2 𝑔 𝐵 (erg s-1 cm-3) イオンと電子が衝突  εff∝n_e n_i 　　　　　　　　　　　　　　(多くの場合n_e～n_i) 衝突回数は電子速度に比例  εff∝T^0.5 新潟大学集中講義

53 スペクトルの例 曲がり方温度。 光度 n e n i V 𝑛 𝑒 𝑛 𝑖 𝑉: emission integral
𝑛 𝑒 𝑛 𝑖 𝑉: emission integral (emission measure) kT=1keV kT=3keV kT=10keV 新潟大学集中講義

54 輝線: 特性X線 γ 空席が発生 衝突で励起 光電効果 特性X線 新潟大学集中講義

55 輝線: 特性X線 特性X線のエネルギー どの殻からどの殻へ落ちるか。 原子内のその他の電子の状態 γ 新潟大学集中講義

56 特性X線の呼称 微細構造も含めて Kα線 L殻  K殻 Kβ線 M殻K殻 Lα線 M殻  L殻 Lβ線 N殻L殻 など
©X-RAY DATA BOOKLET 新潟大学集中講義

57 電子が出る時もある 空席が発生 衝突で励起 光電効果 オージェ電子 新潟大学集中講義

58 特性X線を出す確率 (蛍光収率) ©X-RAY DATA BOOKLET 新潟大学集中講義

59 特に重要な特性X線 例:天の川銀河中心X線 6.4keV線 中性Fe Kα線 6.7keV線 He状イオンFe Kα線 6.9keV線
H状イオンFe Kα線 Koyama et al. 2007, PASJ, 59, 245 新潟大学集中講義

60 どんなイオンになっているか Seward, F. & Charles. P. “Exploring the X-ray Universe”
新潟大学集中講義 Seward, F. & Charles. P. “Exploring the X-ray Universe”

61 この場合は、ヘリウム状イオンのKα線より、少しだけエネルギーの低いX線が出る。
二電子性再結合 ν この場合は、ヘリウム状イオンのKα線より、少しだけエネルギーの低いX線が出る。 サテライト線 新潟大学集中講義

62 連続成分: free-bound放射 γ 自由電子が捕まった場合 新潟大学集中講義

63 Free-bound放射 スペクトル E 電子の 運動E 電子の運動E の範囲 の範囲 光子数 -Eb E Eb
光子数 -Eb E Eb F-B放射からも温度がわかる。 新潟大学集中講義

64 X線天文業界でメジャーなプラズマモデルは、 MEKAL、APEC、Raymond-Smithなど。
連続成分 制動放射、FB遷移 輝線成分 サテライト線なども全て考慮 X線天文業界でメジャーなプラズマモデルは、 MEKAL、APEC、Raymond-Smithなど。 新潟大学集中講義

65 プラズマX線放射モデルのパラメター 温度 アバンダンス Emission Integral 衝突電離平衡プラズマの時は、
　　kT_e = kT_p = kT_イオン化 衝突電離非平衡 … 超新星残骸など 　　各種の温度が異なる。 　　nt: 密度×電離時間もパラメター アバンダンス 各原子の存在比(n_z/n_p)。太陽組成や宇宙組成が基準。 Emission Integral n_e n_p V 明るさを決める(normalization) 新潟大学集中講義

66 X線天文で良く使う、Anders & Grevesse
太陽組成比の例 X線天文で良く使う、Anders & Grevesse Anders E. & Grevesse N. (1989, Geochimica et Cosmochimica Acta 53, 197) 個数密度比(n_Z/n_p)。水素Hを1として、 He: 9.77e-2 C: 3.63e-4 N: 1.12e-4 O: 8.51e-4 Ne: 1.23e-4 Mg: 3.80e-5 Si: 3.55e-5 S:1.62e-5 Ar: 3.63e-5 Fe: 4.68e-5 (代表的なものだけ) 新潟大学集中講義

67 等価幅 I ライン強度 IL erg/s 連続線強度 IC(EL) erg/s/eV EL E(eV) 等価幅
EW = IL/I(EL) eV 等価幅 新潟大学集中講義

68 𝐸𝑊= 𝐼 𝐿 𝐼 𝐶 𝐸 𝐿 ∝ 𝑛 𝑒 𝑛 𝑖𝑜𝑛 𝑛 𝑒 𝑛 𝑝 = 𝑛 𝑖𝑜𝑛 𝑛 𝑝 ∝ 𝑛 𝑍 𝑛 𝑝
等価幅とアバンダンス 連続成分強度 IC(EL)∝nenp ライン強度 IL∝ nenion 𝐸𝑊= 𝐼 𝐿 𝐼 𝐶 𝐸 𝐿 ∝ 𝑛 𝑒 𝑛 𝑖𝑜𝑛 𝑛 𝑒 𝑛 𝑝 = 𝑛 𝑖𝑜𝑛 𝑛 𝑝 ∝ 𝑛 𝑍 𝑛 𝑝 等価幅はアバンダンスを反映 新潟大学集中講義

69 APECモデルによる計算例 アバンダンス 1 solar kT=1keV kT=3keV kT=10keV 新潟大学集中講義

70 6~7keVの鉄の特性X線あたり kT=1keV kT=3keV 6.7keV輝線は、多くの kT=10keV 微細構造線 サテライト線
の混合 新潟大学集中講義

71 1keVあたりを拡大 kT=1keV ライン放射の寄与が大。 主に鉄。 kT=1keV kT=3keV kT=10keV 新潟大学集中講義

72 Cooling rate = P×n_e n_i V
高温プラズマのcooling curve Seward, F. & Charles. P. “Exploring the X-ray Universe” Cooling rate = P×n_e n_i V 新潟大学集中講義

73 光学的に薄い高温プラズマ放射の例 超新星残骸 楕円銀河 銀河団 星のコロナ などなど、枚挙にいとまがない。 新潟大学集中講義

74 非熱的X線 代表例:シンクロトロン放射 新潟大学集中講義

75 非熱的な放射の場合、電子のエネルギー分布はpower-law型をしている場合が多い。
Log N∝-p LogE N N∝E^-p Log N E Log E power-lawを生みだす機構 …例えばフェルミ加速 新潟大学集中講義

76 シンクロトロン放射 相対論的電子が、磁場に巻きついて放射
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77 サイクロトロン振動数 𝑝𝜔=𝑒 𝑣 𝑐 𝐵 電子 p 𝜔= 𝑒𝑣𝐵 𝑝𝑐 ωΔt 電子が遅い 𝑝=𝑚𝑣 𝜔 𝐵 = 𝑒𝐵 𝑚𝑐
𝑝=𝑚𝑣 𝜔 𝐵 = 𝑒𝐵 𝑚𝑐 電子が相対論的 𝑝=𝛾𝑚𝑣 𝜔 𝐵 = 𝑒𝐵 𝛾𝑚𝑐 B ☉ 新潟大学集中講義

78 𝜔 c ∼ 𝛾 3 𝜔 𝐵 = 𝛾 2 𝑒𝐵 𝑚𝑐 = 𝐸 𝑚 𝑐 2 2 𝑒𝐵 𝑚𝑐 定性的
シンクロトロン周波数 𝜔 c ∼ 𝛾 3 𝜔 𝐵 = 𝛾 2 𝑒𝐵 𝑚𝑐 = 𝐸 𝑚 𝑐 𝑒𝐵 𝑚𝑐 定性的 詳しくは 𝜔 c = 𝛾 2 𝑒𝐵 𝑚𝑐 ∼1.0× 𝐻𝑧 𝐸 1𝑇𝑒𝑉 𝐵 1𝑚𝐺 新潟大学集中講義

79 粒子の速度が遅いとき(サイクロトロン放射)
Rybicki & Lightman “Radiative Processes in Astrophysics” 観測者が見る電場 t 周波数分布 ω/ωB ωB=qB/γmc 新潟大学集中講義

80 粒子が中間速度 観測者が見る電場 周波数分布 ω/ωB ωB=qB/γmc 新潟大学集中講義

81 粒子が相対論的(シンクロトロン放射) 観測者が見る電場 0.29ωcぐらいでピーク 周波数分布 ωc/ωB ω/ωB 新潟大学集中講義

82 電気双極子放射 放射率P (erg/s): 𝑀 𝐿 2 𝑇 −3 電荷e (esu): 𝑀 1 2 𝐿 3 2 𝑇 −1
加速度 a (cm/s2): 𝐿 𝑇 −2 光速 c (cm/s): 𝐿 𝑇 −1 次元解析: 𝑃∝ 𝑒 2 𝑐 3 𝑎 2 ちゃんとやると、𝑃= 2 𝑒 2 3 𝑐 3 𝑎 2 新潟大学集中講義

83 1個の電子のシンクロトロン放射 放出される光子の平均的なE(erg) 𝐸~ℎ 𝜔 𝑐 ∝ 𝐵 2 𝐸 放射率P(erg/s)
𝑃= 2 𝑒 2 3 𝑐 𝑒𝛾𝛽𝐵 𝑚 2 ∝ 𝐵 2 𝐸 2 (粒子の静止系で電場=𝛾𝛽𝐵) 磁場との角度が色々な粒子がいるので、 𝑃 = 4 𝑒 2 9 𝑐 𝑒𝛾𝛽𝐵 𝑚 2 =2.54× 𝑒𝑉 𝑠 E 1TeV B 1mG 2 新潟大学集中講義

84 Power-law分布(∝E^-p)をしている電子がシンクロトロン放射をすると、
シンクロトロン放射のスペクトル Power-law分布(∝E^-p)をしている電子がシンクロトロン放射をすると、 F(E) ∝ E^-Γ Γ = (p+1)/2 [F] = photons/s/cm^2/eV 放射スペクトルもpower-law。 べき Γ : photon indexと呼ぶ。 新潟大学集中講義

85 業界(波長)により定義が違うことがある。 電子がE^-pの分布のとき、 S(ν)∝ν^-α : α=(p-1)/2
Power-law放射の定義の違い 業界(波長)により定義が違うことがある。 電子がE^-pの分布のとき、 S(ν)∝ν^-α : α=(p-1)/2 [S] = erg/s/cm^2/Hz 電波業界で主に使用 F(E)∝E^-Γ : Γ= (p+1)/2 = α+1 [F] = photon/s/cm^2/eV X線業界で主に使用 新潟大学集中講義

86 シンクロトロンX線放射の例 パルサー風星雲 活動銀河核のジェット 超新星残骸 などなど 新潟大学集中講義

87 X線放射過程は他にもたくさん などなど。 荷電交換反応 非熱的電子による低エネルギー光子の逆コンプトン散乱
非熱的電子による制動放射 電子がPower-law分布でない非熱的放射 などなど。 新潟大学集中講義

88 X線検出技術 新潟大学集中講義

89 X線の検出: 比例計数管 ν 窓(Beなど) アンプ 芯線 希ガス(Arなど) R +少量の混ぜ物(CH4など) 1000～2000V
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90 動作原理 ν Zが大きくて気体 希ガス 光電効果 電離損失 (一次電子雲) 比例係数管の電場で加速。 なだれ増幅 衝突電離で増幅
(二次電子雲) なだれ増幅 新潟大学集中講義

91 入射光子のエネルギー測定 出力電圧(V) ∝二次電子数 N ∝ 入射光子 E(=hν) エネルギー分解能ΔE/E ∝ ΔV/V ∝ ΔN/N
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92 ΔN’ ∝ sqrt(N’) = sqrt(E/W) ΔN’/N’ ∝ sqrt(W/E)
エネルギー分解能 一次電子数 N’ ∝ E/W (W～20eV) ΔN’ ∝ sqrt(N’) = sqrt(E/W) ΔN’/N’ ∝ sqrt(W/E) 二次電子N ΔN/N = sqrt (W/E + なだれ増幅ゆらぎ….) 実際の比例計数管は、ΔE/E ～0.1 新潟大学集中講義

93 位置を測定 ν x V1 V2 大きな抵抗を持つ芯線 L x/L ～ V2/(V1+V2) 新潟大学集中講義

94 ΔN/N = sqrt (W/E + なだれ増幅ゆらぎ….)
エネルギー分解能をあげる 二次電子数N ΔN/N = sqrt (W/E + なだれ増幅ゆらぎ….) Wが小さい なだれ増幅しない  半導体検出器 新潟大学集中講義

95 例:pn型半導体 空乏層中の 光電効果、電離損失で一次電子雲発生 n ν 一次電子数N = E/W W=3.6 eV p
増幅しなくても良い。 新潟大学集中講義

96 半導体検出器と比例計数管の比較 半導体検出器(Si) 比例計数管 Mn KαとKβ 分離できない。 Mn Kα 5.89keV Mn Kβ
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97 X線CCD 1pixelが一つの半導体検出器 エネルギー分解能が良い。 位置分解能も良い。 新潟大学集中講義

98 時間分解能 読み出し回路を各ピクセル毎に作れない。 バケツリレー 時間分解能に劣る (例:すざく衛星8秒) 新潟大学集中講義

99 もちろん、検出器は他にもたくさんあります。
長所短所 エネルギー 分解能 空間 時間 例 比例計数管 × △ ○ Einstein, ROSAT, ぎんが, etc. X線CCD あすか、すざく、Chandra, XMM-Newton ,etc もちろん、検出器は他にもたくさんあります。 新潟大学集中講義

100 X線反射鏡 金属板のバームクーヘン。薄く当てて反射。

101 X-ray 𝜔> 𝜔 𝑝 遮蔽が効かず、金属に侵入。
金属と光 プラズマ振動数 金属内の自由電子の反応スピード 次元解析 プラズマ振動数 𝜔 𝑝 = 𝑇 −1 電荷 𝑒 = 𝑀 𝐿 𝑇 −1 電子数密度 𝑛 = 𝐿 −3 電子質量 𝑚 =𝑀 𝜔 𝑝 = 𝑛 𝑒 2 𝑚 X-ray 𝜔> 𝜔 𝑝 遮蔽が効かず、金属に侵入。  ｂ 新潟大学集中講義

102 𝜔 𝑝 の大きい金属=貴金属(Au、Pt etc)を使用
金属の屈折率 X線領域では、𝑛= 1− 𝜔 𝑝 𝜔 2 <1 すれすれ入射で全反射 𝜔 𝑝 の大きい金属=貴金属(Au、Pt etc)を使用 新潟大学集中講義

103 活躍中の主要X線天文衛星 すざく衛星(日本) 2005年7月～ 総重量1.7t 消費電力660W 全長6.5m 新潟大学集中講義

104 すざく衛星搭載機器 X線望遠鏡 (XRT) X線CCD (XIS) + 硬X線検出器(HXD) 新潟大学集中講義

105 X線望遠鏡(XRT)+X線CCD(XIS)
表面照射型(FI) 3台 (現在2台;1台故障) E>2keVの有効面積大 裏面照射型(BI) 1台 E<2keVの有効面積大 角度分解能～2分角 有効面積～160cm^2 (FI), 110cm^2 (BI) at 8keV バックグラウンドノイズが低い。 高エネルギーdiffuse放射の検出が得意。 新潟大学集中講義

106 低いバックグラウンドノイズ。高エネルギー放射の検出が得意。
硬X線検出器(HXD) 半導体検出器(PIN) + シンチレーター(GSO) PIN 10—70keV GSO 40—600keV 時間分解能 61μs 画像は取れない (光学系なし) 低いバックグラウンドノイズ。高エネルギー放射の検出が得意。 新潟大学集中講義

107 アメリカ: Chandra衛星 全長14m, 4.6トン (すざく 全長6.5m, 1.7トン)
スペースシャトル　コロンビアで1999年打ち上げ

108 Chandra衛星の特徴 ROSAT衛星 かに星雲: Chandra衛星 X線望遠鏡+X線CCD 綺麗なX線画像

109 ヨーロッパ: XMM-Newton衛星 全長10m , 3900トン アリアンVロケットで、1999年打ち上げ

110 XMM-Newton衛星の特徴 X線望遠鏡+X線CCD 空の何も無い所を長時間見た結果 全てブラックホール 暗い天体までよく見える。