Ｘ線望遠鏡は、Ｘ線を集光す る反射鏡とそれを検出する焦点面検出器から構成されます。 現在、焦点面検出器として標準的に使われているのがＸ線CCDカメラです。我々の研究室では、次世代のＸ線CCDカメラの開発を、大阪大学や京都大学を始 めとする国内外の研究機関 と協力して進めています。

Ｘ線CCDカメラは、ひとつ ひとつのＸ線光子について、入射位置とエネルギーが測定で きる検出器です。ピクセルサイズで決まる高い位置分解能と適度なエネルギー分解能を持ち、比較的広い面積をカバーすることができることから、Ｘ線反射 鏡に不可欠の焦点面検出器として広く使われています。
Ｘ線CCDカメラと言っても、市販のデジカメに使われているCCDと同様に、光電効果によりＸ線を検出します。可視光用CCDの場合、ひとつの光子が CCDに入射して光電吸収されると、ひとつの電子正孔対ができます。可視光用CCDでは、通常１ピクセルに多数の光子が入射するので、できた電子正孔対の 数を数えれば、入射した光子の数、すなわち入射光強度がわかります。なお、通常のCCDでは、生成された電子正孔対のうち、正孔は捨ててしまって電子のみ の数を数えています。可視光用CCDでは、光子のエネルギー（つまり、色）を直接計ることはできません。カラー画像が取得できるのは、光の三原 色に対応したフィルターを用いて各色の強度を測定しているからです。
一方、Ｘ線がCCDに入射して光電吸収されると、そのエネルギーに比例して多数の電子正孔対を作ります。１対の電子正孔対を作るのに平均3.6 eV（電子ボルト）必要なので、数keVのＸ線は約2千対の電子正孔対を作ることができます。従って、この対の数（電子の数）を数えれば、入射したＸ 線のエネルギーが分かることになります。この方法が使えるためには、CCDの１ピクセルに入射するＸ線光子の数は、せいぜい１個でないといけません。２個 以上の光子が入射した場合、その和のエネルギーしか分からないことになります。１ピクセルに複数の光子が入ることをパイルアップと呼び、実際のCCDカメ ラではパイルアップを避けるために様々な工夫がされています。このように、個々のＸ線光子についてその物理量を計測することをphoton countingと呼びます。Ｘ線CCDをphoton countingモードで使うことにより、個々の入射Ｘ線の入射位置、エネルギー、入射時刻を測定することができる訳です。
このようなＸ線CCDカメラを世界に先駆けて実用化したのが、『あすか』衛星です。その後、Chandra、XMM-Newtonでも使われ、現在ではＸ 線反射鏡の 標準的な検出器になっています。

宇宙空間は半導体素子にとっ て大変過酷な環境で、特に宇宙線の照射により大きな影響を 受けま す。このため、衛星打ち上げ後、CCDカメラの特性は徐々に変化して行くことになります。この特性変化を常時モニターし、正しいデータ解析が行えるよう、 検出器の応答関数を常に最新の状態に保つのが「較正」（calibration、略してキャルとも言う）と呼ばれる作業（のひとつ）です。我々の研究室で は、XISチームの一員として、国内外の大学と協力してXISの較正を行っています。
『すざく』には４台のX線CCDカメラXIS（X-ray Imaging Spectrometer）が搭載され、そのうち３台が観測に使われています。『すざく』は、高度約550kmの低軌道を飛ぶため比較的宇宙線の影響は少 ないものの、それで も様々な影響が出てきます。そのうち、最も影響が大きいのが電荷転送効率の低下です。高エネルギー粒子の照射を受けると、半導体結晶中には格子欠陥ができ ます。その格子欠陥が転送中の電子を奪ってしまうため、転送中にだんだん電子が減ってしまいます。電子の数は入射Ｘ線のエネルギーに対応するので、 これはＸ線のエネルギー計測が不正確になることを意味します。そこで、格子欠陥により電子が失われる割合を正確に測定し、それを地上データ解析で補正する 必要があります。その目的で、『すざく』は定期的に標準天体を観測し、他に検出器内蔵の放射線源のデータも合わせて、補正量を改訂しています。
この他にXIS固有の事情として、コンタミ（contamination）があります。これは、衛星内部の様々な物質から発生したアウトガスが検出器に吸 着して、検出器の（特に低エネルギー側の）検出効率を低下させてしまうと言う現象です。コンタミの蓄積量も時間変化するので、やはり継続的なモニターが必 要です。これも標準天体を観測し、その結果を応答関数に反映させています。
較正の他に、XISで様々な観測を行う研究者のお手伝いをすることもあります。XISは様々な天体の観測に対応できるよう、多様な観測モードを設定するこ とができます。融通性が高い反面、一般観測者には最適の観測モードが分かりにくいと言う欠点もあります。そこで、XISチームの一員として、一般観測 者が最適の観測モードを選ぶサポートをしています。

『あすか』、『すざく』とＸ 線CCDカメラを開発してきた経験を元に、次期Ｘ線天文衛 星NEXT（2013年打上げ目標）に搭載するＸ線CCDカメラSXI（Soft X-ray Imager）の基礎開発を行っています。SXIに要求される性能として、広い焦点面をカバーするとともに、早い読み出し速度と高い検出効率、高いエネル ギー分解能などがあげられます。また、放射線損傷の影響を受けにくくするとともにバックグラウンドをできるだけ低く抑えることも重要です。これらの性能を 達成するには、(1) CCDチップ自体の改良、(2)付随する読み出し駆動回路の改良、(3) CCDの温度制御の改良、(4) CCDを収めるカメラボディーの改良など、総合的な開発が要求されます。そこで、大阪大学や京都大学を始めとする研究室と協力するとともに、浜松ホトニク スとも協力して開発を進めています。
このうち、我々の研究室で力を入れているのがバックグラウンドの低減です。一般にＸ線検出器は、Ｘ線のみならず荷電粒子にも感度を持ちます。したがって、 Ｘ線が全く入射していないときでも、Ｘ線と区別のつかない信号を出力します。これがバックグラウンドです。バックグラウンドは、微弱なX線天体を観測する 時に邪魔になるやっかいものです。バックグラウンドは低いに越したことはありません。ところが、Ｘ線CCDカメラに外から荷電粒子が入射した時に、カメラ ボディやCCDチップの中でどのような反応が起きて最終的にＸ線と区別のつかない信号（＝バックグラウンド）が出力されるのか、これまでその生成過程が良 く分かっていませんでした。 そこで我々は、GEANT4と言う素粒子実験用に開発されたシミュレータを活用して、荷電粒子がCCDカメラに入射した時に起こる様々な反応を逐次追跡 し、バックグラウンドとして出力される過程を再現しました。また、それをXISで観測されたバックグラウンドと比較し、シミュレーションが実際のデータを 正しく再現し ていることを確認しました。
バックグラウンドの生成過程が明らかになったので、それを元にバックグラウンドの低減方法を考えることができます。現在は、バックグラウンドの発生の少な いカメラボディの開発に取り組んでいるところです。

機器開発が複数の機関にまた がった共同研究として行われることが多いのに対し、データ 解析は個人もしくは少人数のグループで行われる傾向があります。我々の研究室でも、個々人の興味に従って、多彩な天体に関する研究が行われています。以下 では、Ｘ線連星系に関する研究を中心に紹介します。
宇宙には様々な高エネルギー現象が見られますが、その多くは重力エネルギーが元になっています。特に、白色矮星、中性子星、ブラックホールなどのコンパク ト天体は大変深い重力ポテンシャルを持っているので、わずかのガスが落ち込むだけで膨大なエネルギーを解放します。これは、質量降着として知られる現象 で、コンパクト星が連星系を作っている場合や、巨大ブラックホールが銀河の中心にある場合などに典型的に見られます。これらの天体は、いずれもＸ線で大変 明るい天体で、また、相対論的な速度を持つジェットを伴っている事があります。では、重力エネルギーがどのようにし て輻射やジェットに変換されるのでしょうか。ごく限られたケースについては分かっていますが、その全貌は未だに明らかになっていません。我々の研究室で は、質量降着がど のように高エネルギー現象を引き起こすのかに着目した研究を行っています。

(1)ブラックホール連星系

ブラックホールと通常の恒星からなる近接連星系で、ブラックホール候補も含めると我々の銀河系中に40天体ほどが知られています。伴星はロッシュ ローブを満たしていることが多く、その場合、伴星を作るガスの一部はラグランジュ点を通ってブラックホールの重力圏に流れ込みます。ラグラン ジュ点を通って流れ込むガスは比較的大きな角運動量を持つため、ブラック ホールの回りに降着円盤を作ります。降着円盤中のガスはやがてブラックホールに飲み込まれて行き、その過程で膨大な重力エネルギーを解放する訳です。
ある一定の角運動量を持つ物質がブラックホールに落ち込むと言う非常に単純な系でありながら、降着物質がとる形状は多様です。観測的には、３つ 以上の異なる状態が知られています。最も良くわかっているのは、中心部が１千万度ほどの低温(！)で薄い降着円盤の場合で、質量降着率が大きい時に出現す る傾向が あります。このような降着円盤の中では、解放された重力エネルギーが完全に熱化し、放射冷却との釣り合いで円盤の温度が決まります。このような円盤の理論 は1970年代に発達し、1980年代に我が国の天文衛星「てんま」を使って観測的に確認されました。降着流がその他に取る状態としては、高温希薄で分厚 く光学的に薄い降着流や、同じく分厚ながら光学的に厚い降着流などがあります。これらの降着流では、重力エネルギーは必ずしも放射としては解放されず、数 十keVから数百keV以上の高温のプラズマが形成される傾向があります。このような高温プラズマは直接は観測されませんが、逆コンプトン散乱によりＸ線 からγ線に至る広波長域の放射を作ることから、その存在が分かります。何がこのような降着流の違いを決めるのか、どのような時に相対論的ジェットが出現す るのか 等、まだまだ分からないことが山積しています。
ブラックホール連星系は、ブラックホールの単純さ（実際上のパラメータは質量とスピンのみ）や活動銀河中心核との類推から、長年にわたり活発な研究対象に なってきました。しかし、質量降着現象は多彩で、ようやくその全貌が見え始めてきたところです。今後の研究の進展が楽しみです。

(2) 中性子星連星系

中性子星は、中性子の縮退圧で支えられた星で、太陽と同程度の質量ながら半径がわずか10km程と、きわめて小さな星です。太陽と同質量のブラックホール のシュバルツシルト半径が3kmであることを考えると、まさしくブラックホールになりかけの星と言うことができるでしょう。中性子星と通常の恒星の近接連 星系は、中性子星の性質により２種類に大別できます。すなわち、ほとんど磁場を持たない古い中性子星の場合（低質量Ｘ線連星系）と、強い磁場を持つ若い中 性子星の場合（大質量Ｘ線連星系）の場合です。
ブラックホールとは異なり中性子星には表面があるため、それが降着流に様々な影響を与えます。大質量Ｘ線連星の場合は、中性子星が強い磁場を持つため、そ もそも中性子星近傍では降着円盤が存在できません。したがって、Ｘ線では降着円盤からの放射も観測されません。降着流は磁力線に沿って磁極に集中し、そこ で重力エネルギーが解放され高温プラズマが形成されます。中性子星の自転に伴い磁極が見え隠 れするので、放射強度が周期的に変化する天体、すなわち（Ｘ線）パルサーとして観測されます。X線のパルスは非常に規則的なので、中性子星の自転周期のわ ずかな変化も正確に測定することができます。中性子星の自転周期が変化するのは、降着物質が持ち込む角運動量によるので、逆に降着流の性質を探ることがで きることになります。それによると、通常は中性子星の自転と同じ方向に回転する降着円盤ができているものの、時には逆向きに回転する降着円盤が形成されて いるようです。なぜ、降着円盤の回転方向が反転するのか、その時円盤全体の構造はどうなっているのか、今後の研究を待つ必要があります。
一方、低質量Ｘ線連星では、中性子星はほとんど磁場を持たないので、降着流は磁場に邪魔されることなく中性子星表面に到達します。降着物質は中性子星表面 でその運動エ ネルギーのほとんどを解放するので、中性子星表面がＸ線で明るく輝くことになります。従って、低質量Ｘ線連星では、降着円盤と中性子星表面の両方からのＸ 線放射が見えていると考えられます。このような考え方は1980年代に提唱されたものの、未だに確立していません。なぜなら、他の考え方でも低質量Ｘ線連 星からのＸ線放射が説明できるからです。したがって、低質量Ｘ線連星のＸ線放射域を明確にすることが急務です。
質量降着とは直接関係ないものの、中性子星連星系では、サイクロトロン共鳴構造、X線バースト（スーパーバースト）、準周期的強度変動など、多彩な現象が 知られています。これらは、中性子星表面とその近傍の極限状態（超強磁場、超高密度、一般相対論的効果）を探るのに重要な現象となっています。

(3)激変星

激変星は、名前の通り光度が激しく変化する天体です。いまでは、通常の星と白色矮星の近接連星系であることがわかっています。激変星にも多種類あります が、ここでは磁場が弱い白色矮星の場合を考えましょう。白色矮星は典型的に１万キロほどの半径を持ち、主系列星に比べればはるかに小さいものの、中性子星 に比 べると桁違いに大きな天体です。したがって、降着円盤の温度も数十万度と低く、Ｘ線ではほとんど観測できません。では、激変星からのＸ線はどのようにして 放射されるのでしょうか。それは、降着流が白色矮星に落下する際に形成されると考えられる希薄な高温プラズマです。この高温プラズマは１億度にもなり、多 量のＸ 線を放射し ます。同様な高温プラズマは、中性子星やブラックホールにも付随し、降着円盤（や中性子星表面）からの放射を逆コンプトン散乱して、Ｘ線やγ線放射を生み 出 しています。ただ、ブラックホールや中性子星の場合、この高温プラズマ自体からの放射は観測されていません。したがって、高温プラズマの性質（広がりや分 布、陽子温度）についてもほとんど分かっていません。激変星の場合、もっぱら高温プラズマからの放射が見えているので、その観測は貴重です。質量降着流そ のものの性質として、重力エネルギーの一部がプラズマをビリアル温度近くまで上昇させるのに使われるのではないかと考えられ、激変星からブラックホールま での観測を総合することで、高温プラズマ形成の手がかりが得られるのではないかと期待されます。