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X線望遠鏡（XRT）は、X線スペクトルで遠方の天体を観測するために設計された望遠鏡です。X線は地球の大気に吸収されるため、X線を検出する機器は、気球、観測ロケット、人工衛星などによって高高度まで運ばなければなりません。
望遠鏡の基本構成要素は、望遠鏡に入射する放射線を集める光学系（集光または平行光）と、放射線を集めて測定する検出器である。これらの構成要素には、さまざまな設計と技術が用いられてきた。
衛星に搭載されている多くのX線望遠鏡は、複数の小型検出器望遠鏡システムで構成されており、それらの機能は互いに加算または補完し合い、さらに固定または取り外し可能な要素（フィルター、分光計）が追加されて機器に機能が追加されます[ 1 ] [ 2 ] 。
X線望遠鏡は、天文学において最初に太陽を観測するために使用されました。太陽は、初期の望遠鏡で検出できるほどX線が明るい唯一の天体でした。太陽はX線が非常に明るいため、初期のX線望遠鏡は小さな集光素子を使用することができ、X線は写真フィルムで検出されました。ロケット搭載望遠鏡による太陽の最初のX線写真は、1963年にNASAゴダード宇宙飛行センターのジョン・V・リンゼイと共同研究者によって撮影されました。最初の軌道上X線望遠鏡は1970年代初頭にスカイラブに搭載され、9か月間にわたって35,000枚以上の太陽の全円盤画像を記録しました。[ 3 ]
最初の専用X線衛星であるウフルは、1970年にNASAによって打ち上げられました。2.5年の運用期間中に339のX線源を検出しました。[ 4 ]
1978年に打ち上げられたアインシュタイン天文台は、最初のイメージングX線天文台でした。あらゆる種類の恒星、超新星残骸、銀河、銀河団の0.1～4 keVのエネルギー範囲の高解像度X線画像を取得しました。もう1つの大きなプロジェクトは、集束X線光学系を備えた重X線宇宙天文台であるROSAT（1990年から1999年まで稼働）と、ヨーロッパのEXOSATでした。[ 4 ]
チャンドラX線観測衛星は1999年にNASAによって打ち上げられ、25年以上にわたり高楕円軌道で運用され、0.5～8.0keVのエネルギー範囲で、あらゆる種類の天体の数千枚の0.5秒角の画像と高解像度スペクトルを送信してきました。チャンドラの解像度はROSATの約50倍優れています。[ 3 ]
現在使用されている衛星には、ESAのXMM-Newton天文台（低～中エネルギーX線、0.1～15keV）、NASAのSwift天文台、Chandra天文台、IXPE望遠鏡などがあります。JAXAはXRISM望遠鏡を打ち上げ、ISROはAditya-L1とXPoSatを打ち上げました。
GOES 14衛星には、太陽フレア、コロナ質量放出、および地球宇宙環境に影響を与えるその他の現象を早期に検出するために太陽のX線を監視する太陽X線イメージャーが搭載されています。[ 5 ] 2009年6月27日22時51分（グリニッジ標準時）にケープカナベラル空軍基地のスペース・ローンチ・コンプレックス37Bから軌道に打ち上げられました。
中国の硬X線変調望遠鏡は、ブラックホール、中性子星、活動銀河核などのX線およびガンマ線放射に基づく現象を観測するために、2017年6月15日に打ち上げられた。[ 6 ]
ロブスターアイX線衛星は、 2020年7月25日にCNSAによって打ち上げられ、X線エネルギー範囲の暗黒物質信号を探すために超広視野イメージングのロブスターアイイメージング技術を利用する最初の軌道上望遠鏡となった。 [ 7 ]ロブスターアイ天文学用イメージャーは、2024年1月9日に打ち上げられたアインシュタインプローブの技術実証機として、2022年7月27日に打ち上げられ、時間領域高エネルギー天体物理学に特化している。[ 8 ] 2024年6月22日に打ち上げられた宇宙可変天体モニター観測所は、大質量星の爆発の研究とガンマ線バーストの分析を目的としている。[ 9 ]
2006年5月24日にケープカナベラルLC37BからデルタIVロケットで打ち上げられた気象衛星GOES-13には、軟X線太陽撮像望遠鏡が搭載されている。[ 10 ]しかし、2006年12月以降、GOES 13 SXIの画像は得られていない。
ロシアとドイツが共同開発したスペクトルRGロケットは、 eROSITA望遠鏡群とART-XC望遠鏡を搭載している。 2019年7月13日にロシア連邦宇宙局（ロスコスモス）によってバイコヌール宇宙基地から打ち上げられ、同年10月からデータ収集を開始した。
X線光学で最も一般的な方法は、斜入射ミラーと平行開口です。X線を斜入射反射させてX線画像を生成する幾何学的配置は、ウォルターシステム、カークパトリック・ベイズシステム、ロブスターアイ光学系の3つしか知られていません。[ 11 ]
単純な放物面鏡は、太陽系外X線天文学の創始者であるリカルド・ジャッコーニとブルーノ・ロッシによって1960年に初めて提案されました。このタイプの鏡は、光学望遠鏡の主反射鏡としてよく使用されます。しかし、軸外の物体の像はひどくぼやけてしまいます。ドイツの物理学者ハンス・ウォルターは1952年に、放物面と双曲面を組み合わせた反射鏡の方が、X線天文学の用途にははるかに適していることを示しました。ウォルターは、タイプI、II、IIIの3つの異なる結像構成を記述しました。X線天文学者が最も一般的に使用する設計は、機械的構成が最も単純なタイプIです。さらに、タイプIの設計では、複数の望遠鏡を互いに入れ子にすることができ、有効な反射面積を増やすことができます。ウォルターのタイプIIは、狭視野イメージャーまたは分散型分光器の光学系としてのみ有用です。ウォルターIII型はX線天文学には一度も使用されたことがない。[ 12 ]
平行光光学系に関して言えば、集光光学系によって以下のことが可能になります。
ミラーは、セラミックまたは金属箔[ 13 ]に反射材（通常は金またはイリジウム）の薄い層をコーティングして作られます。この構造に基づくミラーは、斜入射光の全反射に基づいて機能します。
この技術は、全反射の臨界角が X 線光子のエネルギーに反比例するため、エネルギー範囲が制限されます。つまり、高エネルギーの光子にはより小さな入射角が必要となり、したがって望遠鏡の設計もより長くなります。[ 14 ] 2000 年代初頭のChandraおよびXMM-Newton X 線観測所の限界は、約 15 キロ電子ボルト(keV) の光でした。[ 15 ]新しい多層コーティングミラーを使用することで、NuSTAR望遠鏡の X 線ミラーは、これを 79 keV の光まで引き上げました。[ 15 ]このレベルで反射するために、ガラス層はタングステン(W) /シリコン(Si) またはプラチナ(Pt) /炭化ケイ素(SiC) で多層コーティングされました。[ 15 ]
初期の X 線望遠鏡は単純なコリメート技術 (回転コリメータ、ワイヤーコリメータなど) を使用していたが、[ 16 ]現在最もよく使用されている技術はコード化開口マスクを採用している。この技術では、検出器の前に平らな開口パターン付きグリルを使用する。斜入射 (集束) 望遠鏡と比較すると、この設計は視野が広く、より高いエネルギーで使用できるため、光子エネルギーが 10～20 keV を超える「ハード」(高エネルギー) X 線やガンマ線をイメージングするのに有用である。[ 17 ]一方、コード化開口望遠鏡は斜入射技術よりも感度が低いため、後者の方が低エネルギー X 線のイメージングに適している場合がある。[ 18 ]
符号化開口を使用するX線望遠鏡の例としては、超高速フラッシュ観測衛星パスファインダー（2016年打ち上げ）[ 19 ] 、アストロサット衛星搭載のカドミウム亜鉛テルル撮像装置（CZTI）（2015年打ち上げ）[ 20 ] 、宇宙可変天体モニター搭載のECLAIRsカメラ（2024年打ち上げ）[ 21 ]などがある。
X線は波長（約8 nm - 8 pm）、周波数（約50 PHz - 50 EHz）、エネルギー（約0.12 - 120 keV）において非常に広い範囲にわたります。温度で表すと、1 eV = 11,604 Kです。したがって、X線（0.12～120 keV）は139万～13億9000万 Kに相当します。10～0.1ナノメートル（nm）（約0.12～12 keV）は軟X線に分類され、0.1 nm～0.01 nm（約12～120 keV）は硬X線に分類されます。
電磁スペクトルの可視光領域に近いのは紫外線です。太陽放射照度を決定するためのISO規格案（ISO-DIS-21348）[ 22 ]では、紫外線は10 nmから約400 nmの範囲であるとされています。X線に最も近い部分は、「極端紫外線」（ EUV またはXUV）と呼ばれることがよくあります。EUV光子が吸収されると、X線や電子ビームが物質に吸収されるときと同様に、電離によって光電子と二次電子が生成されます。 [ 23 ]
X線とガンマ線の区別は、ここ数十年で変化しました。元々、X線管から放出される電磁放射線は、放射性原子核から放出される放射線（ガンマ線）よりも波長が長かったのです。 [ 24 ]そのため、古い文献では、波長に基づいてX線とガンマ線を区別し、10⁻¹¹ mなどの任意の波長よりも短い放射線をガンマ線と定義していました。[ 25 ]しかし、線形加速器などのより短い波長の連続スペクトル「X線」源と、より長い波長の「ガンマ線」放出源が発見されるにつれて、波長帯は大きく重なり合うようになりました。現在では、2種類の放射線は通常、その発生源によって区別されます。X線は原子核の外側の電子から放出され、ガンマ線は原子核から放出されます。[ 24 ] [ 26 ] [ 27 ] [ 28 ]
エネルギーが30 keV（4,800 aJ）を超える光子である高エネルギーX線は、少なくとも数メートルの距離では地球の大気を透過できますが、地球の大気は非常に厚いため、宇宙から地球の表面まで透過できるX線はほとんどありません。ほとんどの天体源がエネルギーの大部分を放出する0.5～5 keV（80～800 aJ）のX線は、数枚の紙で遮ることができます。3 keV（480 aJ）のX線ビームの光子の90%は、わずか10 cmの 空気を通過するだけで吸収されます。
比例計数管は、電離放射線の粒子を計数し、そのエネルギーを測定する気体電離検出器の一種です。ガイガー・ミュラー計数管と同じ原理で動作しますが、動作電圧が低くなっています。すべてのX線比例計数管は、窓付きガスセルで構成されています。[ 29 ]このセルは、電極の配置によって、低電界領域と高電界領域に分割されることがよくあります。
比例計数管は、 EXOSAT [ 30 ]、アポロ・ソユーズ計画の米国部分（1975 年 7 月）、およびフランスのTOURNESOL機器[ 31 ]で使用されました。
監視とは一般的に、システムの状況を把握することを意味します。宇宙用途では、X線発生源からのX線出力を表示または表示信号を送信して発生源の状態を把握する装置は、X線モニターと呼ばれます。たとえば、月周回軌道上のアポロ15号では、二次X線の発生による化学組成に関して月面をマッピングしながら、太陽X線強度とスペクトル形状の変動を追跡するためにX線モニターが使用されました。[ 32 ]
ソルウィンドのX線モニター（NRL-608またはXMONと命名）は、海軍研究所とロスアラモス国立研究所の共同開発によるものであった。このモニターは、2つのコリメートされたアルゴン比例計数管で構成されていた。
シンチレーターは、電離放射線によって励起されると発光特性を示す物質です[ 33 ]。発光物質は、X線光子などの入射粒子に当たると、そのエネルギーを吸収してシンチレーションを起こします。つまり、吸収したエネルギーを小さな光の閃光として再放出します。通常は可視光の範囲です。
シンチレーション X 線検出器は、Vela 5Aとその双子のVela 5Bで使用されました。[ 34 ] OSO 4に搭載された X 線望遠鏡は、単一の薄い NaI(Tl) シンチレーション結晶と光電子増倍管アセンブリで構成され、CsI(Tl) 反同時計数シールドで囲まれていました。OSO 5には CsI 結晶シンチレータが搭載されていました。中央の結晶は 厚さ 0.635 cm、感度面積は 70 cm 2で、一対の光電子増倍管によって背面から観測されました。
PHEBUSには2つの独立した検出器があり、各検出器は直径 78 mm、厚さ120 mmのビスマスゲルマニウム（BGO）結晶で構成されていた。[ 31 ] KONUS -B機器は、宇宙船の周囲に配置された7つの検出器で構成され、10 keVから8 MeVのエネルギーの光子に反応した。これらは、 Be入射窓の後ろにある直径200 mm、厚さ50 mmのNaI（Tl）シンチレータ結晶で構成されていた。Kvant -1には、ヨウ化ナトリウムとヨウ化セシウムのフォスウィッチを使用したHEXE（高エネルギーX線実験）が搭載されていた。
電子工学において、変調とは、ある波形を別の波形との関係で変化させるプロセスを指します。「変調コリメータ」では、入射するX線の振幅（強度）は、平行なワイヤで構成された2つ以上の「回折格子」によって減衰されます。これらの回折格子は、ワイヤに入射する信号の一部を遮断または大幅に減衰させます。
X線コリメータとは、X線の流れをフィルタリングし、特定の方向に平行に進むX線のみを通過させる装置である。
東京情報大学の学長である小田実氏は、変調コリメータを発明し、1966年に初めてSco X-1の対応天体を特定するために使用されました。これにより、X線イメージング望遠鏡の打ち上げ以前に、最も正確なX線源の位置が判明しました。 [ 35 ]
SAS 3には変調コリメータ（2～11 keV）とスラットおよびチューブコリメータ（1～60 keV）が搭載されていた。[ 36 ]
グラナート天文台には、回転変調コリメータを使用して6～180keVの範囲の明るい光源を0.5°以内の精度で特定できる4つのWATCH機器が搭載されていた。これらの機器の3つの視野を合わせると、空の約75%をカバーしていた。[ 31 ]
ルーベン・ラマティ高エネルギー太陽分光撮像装置（RHESSI）、エクスプローラー81は、軟X線からガンマ線（約3keV～約20MeV）までの太陽フレアを画像化する。その画像化機能は、9つの回転変調コリメータを用いたフーリエ変換技術に基づいている。
OSO 8には、エネルギー範囲2～8keV、視野角3°のグラファイト結晶X線分光計が搭載されていた。
Granat ART-S X線分光計は、3～100 keVのエネルギー範囲、2°×2°の視野をカバーした。この装置は、分光MWPCに基づく4つの検出器で構成され、10 keVで2,400 cm 2、100 keVで800 cm 2の有効面積を実現した。時間分解能は200マイクロ秒であった。[ 31 ]
ISEE-3に搭載されたX線分光計は、5～228keVのエネルギー範囲で太陽フレアと宇宙ガンマ線バーストの両方を研究するために設計された。この実験装置は、2つの円筒形X線検出器で構成されていた。1つは5～14keVをカバーするキセノン充填比例計数管、もう1つは12～1250keVをカバーするNaI(Tl)シンチレーターである。
既存のX線望遠鏡のほとんどは、可視光カメラと同様のCCD検出器を使用しています。可視光では、1つの光子がピクセル内に1つの電子電荷を生成し、露光時間中に多数の光子から発生する多数の電荷を蓄積することで画像が構築されます。X線光子がCCDに当たると、そのエネルギーに比例して数百から数千個の電子電荷が生成され、読み出し時に個々のX線のエネルギーが測定されます。
マイクロカロリメーターは、X線を一度に1つの光子しか検出できません（ただし、それぞれの光子のエネルギーを測定することはできます）。
遷移端センサーは、マイクロカロリメトリーの次の段階です。本質的には、超伝導金属をその転移温度にできるだけ近づけたものです。転移温度とは、これらの金属が超伝導体となり、抵抗がゼロになる温度のことです。これらの転移温度は通常、絶対零度よりわずか数度高い温度（通常10 K未満）です。
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