성 탑재 검출기로 넓히고 있는 CCD 또는 실리콘 다이오드 배열이다 (4.6 절 참조)． 강화(int ens ifi ed) 실 리 콘 검 출기 의 개 념 은 R i e g le 와 Moore (1 973) 가 맨 처음 생각한 것 같다. 이들의 연구와 그 후 계속된 연구 (Read 등 1986, Robert s 등 1986, Torr 등 1986) 에서 마이크로 채널 판에서 방출되는 전하가 위치에 민감한 실리콘 검출기에 빛을 전달해 주는 인이 코팅된 광섬유 연결 판에 충돌한다. 이와 같은 다중 에너지 변환 MCP 검출기는 CODACON 과 MAMA 와 같이 고계수율 ( > 106 / s) , 고분해능 영상 관측을 위하여 설계되었다. 제한된 영상 면적 (~1cm 2 ) 과 상용 CCD 의 비교적 큰 영상 소자 크기 ( > 20 µm) 같은 문제들은 쉽게 극복될 수 있다. 첫번째는 밀착된 광섬유 묶음의 영상면을 나누 어주고 (L yman 임무를 위하여 제안된 검출기에서는 20 개까지 분할: Robert s 등 1986), 두번째로 출력 펄스에 중심을 결정하는 알고리즘을 사용할 수 있도록 빛이 많은 CCD 영상 소자에 퍼지게 하는 방법이다 . 맨 처음 위성에 탑재된 CCD 검출기는 스웨덴의 바이킹 (V i k ing) 임 무에 사용하기 위하여 캘거리 대학교에서 제작한 1,200-1,8 0 0 A 자의 선 오로라 영상 관측기였다 (An g er 동 1987). 3.4 .2 아인슈타인 고분해능 영상기 하버드 - 스미소니언 천체물리학 연구소에서 개발한 아인슈타인 HR.I 의 과학 및 기술적 특성은 표 3.3 에 요약되었다 . 그림 3.24a 와 b 에서 HR.I를 보여주고 있다 . 역사적인 HR.I 개발과 레스터 X 선 천문학 연 구팀의 역할에 대하여 Tucker 와 G i accon i( 1985) 가 설명하였다. 비록 4 회에 걸친 탐사 로켓 실험은 실패했지만, HEA0_ B 위성이 발사되기 4 개월 전에 수행된 탐사 로켓 실험은 비교적 문제 없이 성공적이었다. HR.I는 0.2-4keV 에서 당시로는 최고의 분해능을 갖는 X 선 영상을 얻 었다.

표 3.3 아인슈타인 HRI 의 특성(1 978-81 년 탐사)

발사 전 검출기는 진공 상태로 보관되었다가 지구 궤도에서 창을 열어 X 선이 입사하도록 하였다 . 궤도에서 미세 구멍 패턴을 통하여 MCP의 광음극에 자의선을 비추어주면 검출기의 안정성과 X 선 영상 의 분해능을 조사할 수 있다. 탑재된 세 개의 HRI 는 각각 중량이 17 k g이며, 작동 중 전력 소모량은 13 . 5W 이고 무게가 24 kg인 중앙 전자 회로 장비에 신호를 공급한다. HRI 의 주요 장비는 H arri son 과 Kub i erschk y(1 979) 가 부품 수준에 서 설명한 16 중 분할 RC 회로에 의해 종결된(t e rmin a t ed) 한 쌍의 직

(a) 자외 선 검정 시스템

교선 격자인 CGCD(crossed gri d charge de t e ct or) 와 관련 전자회로이 다 . 선 평면들은 직경 100 µm 선들로 구성되어 있고, 선들은 10kg 필름 저항으로 상호 연결되어 있다. 매 여덟번째 선이 전방 증폭기에 연결되어 있으므로 직경 25mm 검출기에는 17 개의 전방 증폭기가 필 요하다. 격자보다 더 낮은 양(+）의 전압으로 바이어스된 금속 반사면 은 MCP 전하 구름을 완전히 수집한다. 격자들 사이의 작은 상대적인 바이 어 스(그림 3 . 24b) 는 영상 축 사이 에 전하 구름이 50 : 50 으로 분배 되도록 선정되었다 (Kello gg 등 1976). 3 증폭기 알고리즘에 의한 미세 위치 엔코딩은 2 .4.1. 2 절에서 논의되었다. 이 알고리즘을 사용하는 데 있어서 세부적인 문제들 (Harr i son 과 Kubie r schky 1979) 이 전방 증폭기 선들의 위치에서 모든 HRI 의 처리되지 않는 영상에 불연속(간격)이 나타나게 하였다 . 그러 므로 Cas A 초신성 잔해 (그립 1.1 3) 와 같은 영 상들은 과학적 분석이 시작되기 전에 이 불연속을 메워주는 작업이 필요하였다 . 비록 M g F2 가 코팅된 HRI 는 원래 에너지 분해능을 갖추고 있지 않 지만, 스펙트럼 정보를 얻기 위하여 가동(可動) 밴드 패스 필터 또는 두과 격자(1. 4 절 참조) 등과 같이 사용될 수 있다. AVp a r N 과 Be/pa r N 필터 로 구성 된 BBFS(broad-band filte r spe c - t rome t er) 가 스침 입사 망원경의 수령하는 X 선 빔 뒷면에 설치되었다. 밴드 패스 필터와 투과 격자 중 한 개 또는 두 개 모두를 빔 속에 위 치시켜 스펙트럼을 E<0.28keV, 0.8 l. 5keV 의 세 개 밴드로 나눌 수 있다. BBFS 나 1. 4 절에서 설명한 OGS(obje c t ive grating spe ctro mete r ) 두 개 장치 모두는 설치상의 문제와 저민감도 (QA s~ 최대 1cm2) 때문에 아인슈타인 임무에는 사용되지 않았다. 그 러나 그림 3.25 는 스펙트럼 모드에서 사용된 HRI 의 OGS 관측 결과를 보여 주고 있다(쌍성 Cape ll a, a Aur). 아인슈타인 HRI 가 성공하자 미국은 거의 동일한 검출기를 가지고

(a)

그림 3.2 5 1000 선 /mm 무과 격자에 의하여 HRI 의 표면에 분산된 아인슈타인에서 관측된 Ca pe lla 의 스펙트럼 (Mewe 등 1982). (a) 0.375 A 간격으로 계수 된 스펙트럼. 중앙의 피크는 분산되지 않은 0 차의 계수. (b) 0 차 계수와 배경 계수를 감하고, +1 과 -l 차를 중첩시킨 스펙트럼 실선은 최적 2 온도선과 연속 스펙트럼이다 (Mewe 와 Gronensch ild 1981 ). (R. Mewe 의 허가로 전재).

독일 ROSAT 의 주관측 장비 개발에 참여하였다. NASA 와 계약하에 하버드-스미소니언 그룹이 제작한 ROSAT HRI 는 제 2 기 ROSAT 임무의 광원을 지향하는 관측 활동에서 사용될 것이다. 기계적 구조의 작은 변경 사항 이의에 이들 두 HRI 의 차이점은 ROSAT 검출기의 광음극 물질로 Mg F 2 대신 Csl 가 사용되었다는 것이다. 이것은 에너 지에 의존하는 검출 효율을 O.l -2 keV 밴드에서 1.5 내지 4 배 증가시 킨 결과를 가져왔다 (P feff ermann 등 1987). 지상 시험 결과(그림 3.26) ROSAT 의 공간 분해능(6. x=20 µm) 이 전자보다 더 우수하였다.

아인슈타인 HRI 의 두번째 직접적인 후계는 하버드-스미소니언 연

그림 3.2 6 ROSAT HRI 시험 영상 (P feff ermann 등 1987). (a) 시험용 차폐 마스 크 (mask) 의 영상 . 가장 작은 틈새의 폭은 12.7 µm 이고, 50.8 µm 떨어 져 있다. (b) (a) 의 미세 틈새를 통한 영상 단면. 각 영상 소자의 폭은 6.8 µm 이다 CM . V. Zombeck 의 허가로 전재) .

공간 분해능을 HRI 수준으로 유지하는 반면, 멀라드 MCP 를 사용하 면 영상 면적이 거의 20 배 정도로 증가하게 된다 . 두꺼운 Csl 코팅의 사용과 부분적인 포화 상태의 MCP 작동 (3.3.4 절 참조)은 HRC 에 에너 지 분해 능력을 부여한다. 저잡음 유리로 MCP 를 제작하고 풀라스틱 신틸레이터로 반동시 차폐 방식을 사용하므로 궤도에서 검출기의 배 경 계수를 상당히 감소시킬 수 있다 . 3.4 .3 ROSAT 광각카메라 (WFC) 의 검출기 레스터 X 선 천문학 연구팀이 개발한 WFC(wi de field camera) 검출 기의 과학 및 기술적 특성이 표 3 .4에 요약되어 있다. 그림 3 . 27a 는 WFC, 3.27b 는 검출기의 단면을 보여주고 있다. WFC 는 ROSAT 임무

표 3.4 ROSAT 광각 카메라 검출기의 특성

(b) .. 45mm-

그립 3.2 7 ROSAT 광각 카메라. (a) 개요도 . 1 CCD 스타 트래커 (s t ar trac ker), 2 보호 덮개, 3 세 개의 동축, 동 초접 Wolte r -Schwarzsch ild 1 형 스침 입 사 반사경, 최적 반사율을 얻기 위하여 알루미늄과 금을 코팅함, 4 CEM 과 Geig e r Muller 배경 측정 검출기, UV 검정 시스템, 5 전자 경로 전환 기, 6 필터 바퀴, 7 교체 가능 MCP 검출기. (b) 검출기 단면도 l 강철 외 부 구조물, 2 덮개, 3 고전압 통로, 4 내부 구조물, 5 구부러진 저항성 양극, 6 절연체, 7 반발 격자, 8 구면 MCP 셰브론(A. A. Wells 의 허가로 전재).

의 보조 실험을 위하여 1980 년에 제안되었으며, 주 ROSAT 망원경에 의한 X 선 천구 관측을 60-200 A XUV 밴드에서 보완해 줄 것이다. 당시 이 미 레스터 연구팀 과 MIT 공간연구센터 (Cente r for Sp a ce Research) 는 과학 탐사 로켓에 탑재할 장비롤 개발하고 있었다. 아인슈타인과 ROSAT HRI 와 같이 WFC 검출기도 발사 준비 시험 기간 동안 이온 펌프에 의하여 진공 상태 ( < 10 - 5mbar) 로 유지되었다. 궤도에서는 위성이 남대서양 이상 지역 (Anomal y)과 오로라 영역을 통과하는 동안 검출기는 작동하지 않는다. 저에너지와 고에너지 하전 입자에 민감한 두 개의 배경 계수 검출기(그림 3.27a) 가 이 시간 동안 배경 신호를 제공한다 . 정상 작동 중에 WFC 망원경에 입사된 전자들은 XUV 반사경과 초점면 사이에 있는 동심원 형태의 영구 자석에 의하여 경로가 전환 되어 검출기에 도달하지 못한다. HRI 와 같이 검출기의 상대적인 기계 구조의 정렬 및 영상의 조정을 위하여 MCP 의 광음극면에 직사각형 배열의 직경 100 µm 바늘구멍둘을 두영할 수 있는 UV 조정 장치 (Adams 등 1987) 가 사용될 것이다. 교환 장치에 설치된 두 개의 동일 한 검출기와 여덟 개의 위치를 선정할 수 있는 필터 원판을 포함하는 WFC 초점면 조립체의 무게는 27.5k g이고 , 정상 작동 상태에서 3.7W 의 전력을소모한다. 광학계에서 나오는 입사각 30° 의 광자에 대한 WFC 검출기의 성능 은 CsI 광음극과 전자를 수집 하는 반발(反發) 그리드(gri d, 그림 3.1 4 d) 롤 사용하여 크게 향상되었다. 그러나 이 검출기의 독특한 특성은 망 원경 광학계의 초점면에 부합되는 구면 만곡(곡률)이다. MCP( 그림 3.5) 와 저항성 양극 출력 소자들은 모두 동일한 반경(1 65mm) 으로 구부러 져 있다. 검출기의 형상을 광학계에 맞추기로 결정되자, 구면형 MCP 와 평면형 엔코더를 사용하여 발생하게 될 영상의 찌그러짐을 교정하려 는 노력보다는 출력 소자를 구부려서 사용하는 것이 더 쉬울 것이라는

판단을 내렸다. 양극의 설계는 본질적으로 그림 2.20c 와 같은 것으로, 구 면형 기계 가공이 기능한 세라믹에 정확하게 표시되었다. 55X 5 5mm2 두꺼운 필름(t h i ck- fi lm) 저항충은 스크린 인쇄 방식으로 부착된다 . 사 각형 영상면의 모서리들은 양극 중심(中心) 위쪽 4 . 6mm 되는 곳에 위 치한다. Barsto w 등(1 985) 은 소프트웨어에 의한 영상의 선형화 처리 이전에도 상대적으로 낮은 총 비틀림값(int e gra l dis t o r t ion values, o = 1 % ）을 얻을 수 있었다 . 그림 3 . 28a 와 b(Fraser 등 1988a) 는 선영 (線影) 기술을 사용한 WFC 검출기의 공간 분해능 측정치를 설명한 것이다. ROSAT 임무의 후반기 지향성 관측 기간에는 검출기의 시야를 직 경 25mm 의 중심부 내로 한정하기 위하여 전자적 줌 (zoom) 모드가 사용되어 분해능에 관계되는 A % 와 A 均 ’ 이 반으로- 줄어들게 된다. 성간물질의 불투명도를 고려하여 WFC 는 3,500 개 정도의 X 선을 관 측할 수 있을 것이다. 이들 중 대부분은 저온 주계열 별, 백색 왜성 및 관련 물체(B ars t ow 와 Pounds 1987) 둘이며 이전에 관측되지 않은 것들일 것이다. 3.5 응용 표 3.5 는 X 선 천문학용 마이크로 채널 판 검출기의 연구로 이미 응 용되고 있거나, 또는 앞으로 혜택을 받을 수 있는 분야들을 정리한 것 이다. 어떤 경우에는 개발된 기술이 직접 다른 분야에 사용되기도 한 다. 예를 들어 고효율 MCP 코팅 기술은 지상에서 사용되는 X 선 검 출기에 이용되고 있다. 또한 X 선과 UV 천문학을 위하여 개발된 채널 판 구조 및 출력 방법 등은 전자 또는 양이온 또는 다론 입자들의 측 정에도 사용되고 있다. MCP 의 전자 및 양이온 측정 효율에 대해서는 Fraser(l983b) 와 Gao 등(1 984) 이 각각 논의한 바 있다.

(a)

(b)

그림 3.2 8 WFC 검출기의 영상 성능{F raser 등 1988a). (a) 검출기 중심부 2x2 mm2 에서 얻은 C K X 선 영상. 선들은 MCP 앞에 불규칙하게 설치된 직경 40 µm 선 격자들의 영상. 선 격자 중 한 개는 반발 격자 (3.3.3 철 참조)， 그리고 다른 것들은 집지면으로 사용되었다. (b) 선분 ab 상의 계 수율. 평균 계수율에 대한 최저 계수율의 비는 선 직경의 2.5 배인 검출기 의 fwh m 분해능, 죽 100 µm 을 나타낸다.

e st 등( n ( 등 ), ni 0 of 6 ( T 등 등 ), 0

제 4 장 반도체 검출기

4.1 서론 이 장에서는 X 선 천문학의 고에너지 분해능 분광계로 사용되는 반 도체 이온화 검출기에 대하여 설명한다. 열량 측정 원리를 이용하는 반도체 검출기에 대해서는 제 6 장에서 별도로 설명한다. 반도체 검출기의 초기 역사에 대해서 McKenz i e(1979) 가 종합적으 로 논의하였다. 최초의 실용적인 고체 상태 검출기 -이 용어는 섬광 계수기(제 5 장)를 제의시키기 위하여 동상 사용됨 ――는 1950 년대 말 제작된 금(金) 전극 (4.2 .l절 참조)을 사용한 작은 게르마늄 표면 장벽 (sur fac e bar rier) 소자였다. 이 소자는 반도체 이 지 만 가스 이온화 검출 기 (W i lk in son 1950) 와 작동 원리상 같은 것으로 간주될 수 있다. 유전 체(誘電體)에서 생성된 1 차 이온들이 내부 전장(電場)에 의하여 증폭 되지 않고 수집되므로 입사하는 입자의 에너지에 비례한다. 지난 30 여 년 간 물질 순도의 개선 (E iching er 1987) 과 마이크로 일 렉트로닉 프로세스 기술의 발전으로 전자-홀 (hole) 쌍의 생성에 근거

를 둔 냉각 실리콘 또는 게르마늄 또는 몇 가지 상온에서 작동되는 물질을 사용하는 검출기들이 개발되었으며, 그들 중 현재 가장 많이 발전된 것이 수은 옥화물 (merc uri c i od i de) 이다. 제 2 장에서 논의된 가 스 검출기의 경우와 마찬가지로 새로운 반도체 검출기의 개발 필요성 은 입자물리학 분야에서 크게 요구되고 있다 (Kemmer 와 Lutz 1987). 현대 입자물리학에서는 대면적 (1 m2) 배열형(配列形) 실리콘 검출기 (Borer 등 1987) 와 적어도 약간의 신호처리 능력이 칩 (ch ip)에 내장되 어 있는 종합적인 검출기의 개발이 필요한 추세이다. 그러나 X 선 천문학에서의 고체 검출기에 관한 연구는 아직도 고에 너지 분해능을 주로 추구하고 있는 실정이다. 그러므로 예를 들어 출 력 전기 용량, 출력 잡음이 낮고 에너지 분해능이 좋은 영상 장치인 CCD(charge coup le d de vi ce) 와 실 리 콘 유동 체 임 버 (sil ic o n drift chambers) 가 초점면 X 선 검출기로 많이 연구되고 있는 반면, 출력 전 기 용량이 훨씬 큰 실리콘 포토다이오드(p hot odi ode) 배열 (Fonta i n e 등 1987) 은 많이 연구되고 있지 않다. 유사하게, 고체형 비례 계수기로 간주될 수 있는 실리콘 전자 사태 포토다이오드 (Webb 와 McInty re 1976, Sq u il lan te 등 1987) 는 검출기의 내부 이득으로 전자 사태 과정에 서 발생하는 통계적 요동에 의한 측정 에너지의 부정확성 및 공간 위 치의 부정확성 때문에 X 선 천문학에서는 사용되지 않고 있다. 이 장에서는 천문학에서 홍미를 갖는 검출 장치를 자세히 설명하기 전에, 4.2 절에서 모든 반도체 X 선 검출기의 공통 작동 원리를 먼저 개 략적으로 살펴본다 . 4.3 절에서는 단일체 (monol it h ic) 및 분절형 (seg me nte d ) 소프트 X 선 실리콘 다이오드에 대하여, 그리고 4 .4절과 4.5 절에서는 에너지가 좀더 높은 X 선에 사용되는 게르마늄과 수은 옥 화물 검출기에 대하여 논의한다. 4.6 절에서는 CCD, 4.7 절에서는 실리 콘 유동 체임버에 대하여 설명한다. 각각의 절에는 이미 사용되었거나 또는 현재 제안되고 있는 관측 장비들에 관한 설명도 포함되어 있다.

4.2 반도체 검출기의 작동 원리 4.2.l X선 의 작용과 전하의 수송 모든 고체 X 선 검출기들은 불순물 주입으로 전기전도도가 서로 다 른 구역으로 나누어져 있고, 한 쌍의 표면에 바이어스 전압을 걸어주 므로 내부에 전하를 수집하는 전기장이 형성될 수 있는 반도체로 구 성되어 있다 . 반도체에 소프트 X 선이 흡수되면 검출 가스 내에서 전자一양이온 쌍들이 만들어지는 것과 유사하게(식 2.1 ) N= E! w 개의 전자-홀 쌍들 이 생성된다 . 실리콘 K 각(결합 에너지 1. 84keV) 의 형광 방출은 단지 5% 정도이다(그립 2.2). 가스에서와 같이 음 및 양 전하로 대전된 운 반체(고체의 원자가띠 (valence band) 속에 있는 홀은 단지 전자가 제거된 자리임)들은 전장의 영향으로 서로 반대 방향으로 자유롭게 이동한다 . 실리콘과 게르마늄(표 4.1)의 경우, 전자_홀 쌍을 만들어내는 데 필 요한 에너지, 죽 이온화 에너지 w( 식 2 .1)는 약 3 eV 이다. 그러므로 에 너지가 E 긴 광자를 흡수하였을 경우 검출 가스보다도 약 열 배의 전 하 운반체들이 생성된다. w 는 온도에 크게 민감하지 않아 실리콘의 경우 상온에서는 3 . 62eV 이고 절대온도 o· 근처에서는 3.7eV 이다 (Canali 등 1972). 게르마늄의 이온화 에너지의 온도에 따른 변화는 Pehl 등(1 968) 이 설명하였다 . 반도체에서 N 의 통계적 요동(fl u ct uat i on) 은 가스에서와 같이 파노 인자 R 식 2 . 2) 를 이용하여 정량화시킬 수 있다. 관측된 검출기 에너지 분해능 (Lumb 와 Holland 1988a) 을 이용하여 의삽법으로 결정하였기 때 문에 상한가 (u pp er l imit)라고 생각할 수 있는 실리콘과 게르마늄의 실험적 파노 인자들은 어떤 검출 가스의 인자들보다도 약 두 배 내지 세 배 정도 작다(표 4.1 ). 그러므로 입력된 에너지 keV 당 생성된 전하

표 4.1 반도체 X 선 검출 물질들의 성질

운반체들의 수는 반도체에서 훨씬 더 많을 뿐만 아니라 N의 편차 (vari ance) 도 훨씬 더 작아진다. 따라서 반도체 검출기의 에너지 분해 능은 어떤 가스 계수기보다도 우수하다 (4.2 .4절 참조). 흡수 에너지에 의한 지유- 전하 운반체의 생성은 반도체의 정상적인 열적 평형을 흐트러뜨린다. 완전무결하게 순수한 반도체(intrin s i c, 첨 자 i)에서 전도대 (condu cti on band) 의 평형 전자 밀도 n i는 원자가대 (valence band) 의 평 형 홀밀도 P i와 동일하며 다음과 같다 (Ewan 1979). n i =AT 용 ex p( 益 ) 단, T는 절대온도, k 는 볼츠만 상수, ＆는 원자가대(속박된 전자)와 전

도대(자유 전자) 사이의 금지된 에너지 간격의 폭이다. 반도체에서 & 의 고유치는 l eV 이다(표 4.1 ). A 는 전자들과 홀들의 유효 질량을 포 함하는 물질상수이다 (Haller 1982). 상온에서 실리콘과 게르마늄의 亢 는 각각 1010 cm-3 및 1013 cm-3 정 도이 다. 실제로 얻을 수 있는 가장 순수한 반도체일지라도 소량의 잔존 금 속 불순물 또는 일부러 주입된 첨가물에 따라 성질이 결정된다 . 원자 가가 4 가인 실리콘 또는 게르마늄에 인과 같은 5 가의 원자를 주입하 면 대간격 (band g a p)의 상부에 가까운 도너(

We= µ eEa, Wh= µ hEd 실리콘과 게르마늄에서는 대부분의 전장의 세기에 대하여 We 와 Wh 는 거의 비슷한 값(1 06-107c rn/s ) 을 갖지만 가스 내의 전자와 양이온의 유동 속도는 서로 크게 다르댜 반도체의 전하 운반체들도 가스의 경 우와 같이 재결합 및 트래핑(t ra pping) 과정에 의하여 검출기의 분광 성능을 크게 저하시킨다. 반도체 내의 불순물들은 홀 또는 전자들의 이동 시간을 검출기의 출력 시간보다도 더 길게 지연시킬 수 있거나, 또는 전자와 홀을 차례로 포획하여 재결합을 촉진시킬 수 있다. 이 두 가지 현상은 물질 내의 전자와 홀의 수명 re 와 야롤 결정하는 데 관 계된다. Ae 와 Ah 는 광자에 의하여 생성된 전하 운반체가 사라지기 전 에 이동한 평균거리, 즉 트래핑 거리이다. Ae= µereEd, Ah= µhrhEd (4.2) 식 (4 .1)과 (4.2) 는 실제적 인 반도체 검출기의 구조에 중요한 제한 사항을 제공한다. 식 (4 . 2) 는 검출기의 두께를 결정한다. 명백히 전하 를 수집하는 영역의 깊이는 트래핑 거리보다 더 클 수 없다. 100- 1,000 V/cm 범위의 전장이 작용하는 실리콘과 게르마늄의 경우 실제 적인 문제는 없다(표 4.1 ). 트래핑 및 재결합 효과에 의하여 두께가 l mm 정도로 제한된 수은화 옥화물일지라도 소프트 X 선 흡수 효율이 100% 에 달할 수 있다. 반도체 평판의 서로 반대되는 면에 전극을 설치하고 이들 사이에 전하를 수집하는 전장을 걸어주는 간단한 방법으로 X 선 검출기를 제 작한다고 가정하자. 대부분의 경우 이러한 시도는 실패할 것이라는 것 울 식 (4 .1)을 이용하여 보여줄 수 있다. 액체 질소 온도 (T=77K) 에서 도 대부분의 실리콘 또는 게르마늄 평판의 비저항 (~20k Q 실리콘, von A 血 non 과 Herzer 1984) 이 너무 작아 결과적으로 정상 상태 누설

전 류가 X 선 광자 한 개 를 흡수할 때 발생 하는 광전류(p ho t ocurrent )보 다 훨씬 큰 결과를 가져온다. 그러므로 원리적으로 대부분의 실용적인 실리콘 또는 게르마늄 검출기는 누설 전류가 흐를 수 없는 역바이어 스 p— n 또는 p- i- n 접합 다이오드(j un cti on d i ode) 로 구성되어 있다(그 림 4.1 ). 이런 다이오드들의 정전기학 문제는 푸아송 방정식의 해를 이 용하면 쉽게 결정된다 (Knoll1979). 실용적인 검출기의 77K 에서의 누 설 전류는 1 조 분의 1 암페어 정도이다 (Grould ing과 Land is 1982). p-n 접합 다이오드는 여러 가지 방석으로 제작된다. (1) p형 물질의 균질한 결정을 n 형 불순물의 고온 증기 에 노출시킴 : 확산 방법. (2) 가속기를 이용하여 동일 에너지의 불순물 원자를 결정에 충돌시킴 : 이온 주입 방법(i on imp la nta t io n meth o d). (3) 얇은 금속/금속 산화물 p형 접촉을 n 형 반도체면에 증착시킴 : 면 장 벽 방법 (sur fac e barrie r meth o d, 그림 4.l a) 각각의 경우에 검출기로서 작동하는 부분은 접합면 부근의 영역이 다. 소위 말하는 이 고갈 영역 (de p le ti on reg ion ) 내에 X 선에 의하여 유도된 전하 운반체를 접합면으로 끌어당기는 전장아 현성되어 있다. 이 전하 운반체들은 접합 내에서 다수 운반체이다. 활성 영역의 폭 —고갈 영역 깊이 d_ ＿은 개략적으로 다음과 같이 주어전다 . .l l d=( ~2KeNCOAVD)G 2 =(2uoµPsVe) 징 (4.3) 단, K 는 반도체의 유전상수(표 4.1 ), co 는 지유· 공간의 유전율, VG 는 접합체에 가해전 전압차, NAD 는 불순물 준위가 낮은 접합체의 측면에 도핑된 원자의 밀도, µ는 이들의 이동도 (mob ility)이다. 반도체 검출

(a) ’X 선 ` C: 녹 I n d 1전장~ 1

기의 고갈 영역 깊이는 비례 계수기의 유동 영역의 깊이와 유사한 개 념이다(그립 2.1 ). 단위면적당 역바이어스 p_ n 접합의 정전 용량 C는 I C=— KdE—O =(,- Ke o2 VeGNA D ), 2 (4.4 ) 이며 검출기의 에너지 분해능을 얻기 위한 전자 부 품둘을 최소화하기 위 하여 최소화되 어 야 한다 (4.2.4 절 참조). 석 (4.3) 과 (4 .4)는 다이오드 검출기 성능이 VG 를 증가시키므로 향상 된다는 것을 보여준다. 그러나 다이오드에 최대한 걸어줄 수 있는 전 압 VG 에는 제한이 있다. 실제적으로는 검출 체적의 깊이를 수 mm 까 지 중가시 키 기 위 하여 리 튬 유동 (lit h i um drifting, Pell 1960 ) 기 술이 사용된다 . 리튬 유동 기술은 다른 알칼리성 금속들과 마찬가지로 리튬이 실리 콘과 게르마늄 결정 속에서 전자를 제공하는 도너를 구성한다는 사실 을 이용한 것이다. 수일 또는 수주간 리튬 이온둘을 약간 p형인 물질 에 확산시키면 (knoll 1979) 불순물 함량이 매우 낮고 저항이 큰 보정 된 영역이 생성된다. 접점을 추가하면(그림 4.l b), 이 보정된 영역은 n-i- p 접합 검출기가 된다. 리튬 유동 실리콘 (S i (L i)) 검출기들은 아인 슈타인 천문대 연 검출기 및 현재 개발되고 있는 몇 가지 1-lOkeV

그림 4.1 반도체 X 선 검출기의 구조 및 내부 전장의 윤곽 좌측의 화살표는 전장 벡 터의 방향을 표시한다. 홀과 전자의 운동은 접선으로 표시되었다. (a) 표면 장벽 p- n 접합 . (b) 리듐 유동 n-i- p 접합. (c) 고순도 게르마늄 검출기. 잔존 설 순물은 p형이다 . (d) 양면 실리콘 유동 검출기. z 방향의 포물선형 전장 이의에 전자를 단일 양극으로 흐르게 하기 위하여 의부의 전압 분배 기를 이용하여 일정한 횡 방향 전장이 x 방향으로 가해졌다. (e) CCD (charge coup le d dev ice ). 고갈 영역, 무전장 영역 및 근저층의 두께는 그 립과 다르다. 고갈 영역에서 최대 전장의 세기는 ~k il ovol t s/mm 이다 .

천체 X 선 영상 관측기에 사용될 것이다. 리튬 유동 게르마늄 (Ge(L i)) 검출기들은 에너지가 더 높은 X 선 비영상 관측기에 사용되고 있다 (4 . 4 절 참조). 상온에서 게르마늄 내에 있는 리튬 이온의 이동도가 매 우 높기 때문에 Ge(Li) 검출기는 보정 효과를 유지하기 위하여 언제 나 77K 에서 보관하여야 한다. 이러한 어려움을 극복하기 위하여 작 동 온도 77K 에서 저항이 충분히 커서 리튬 유동이 필요 없는 고순도 게르마늄 (HP Ge, 그림 4.lc ) 검출기가 개발되었다. 여기에서 사용된 고순도는 불순물 함량이 1012 중 몇 개인 정도롤 의미한다 . 고에너지 X 선 및 감마선 천문학에 사용되는 고순도 게르마 늄은 4 .4절에서 간단히 설명하였다. 4.2 .2 양자 검출 효율 반도체 검출기의 양자 검출 효율(식 1. 1 에 표시된 Q)은 자세한 검출 기의 구조(그림 4 .1)와 상관없이 디음괴- 같이 쑬 수 있다. Q=[ llm exp ( -µmt m) ][l 一 ex p( —µsd>] (4.5) 첫번째 항은 X 선이 고갈 영역에 도달하기 전에 흡수되는 것을 설명한 다. 益은 m 번째 흡수충의 두께이다. 그리고 µm 은 선형 흡수 계수이다. 검출기의 반응 중 저에너지 부분이 잘리는 것은 흡수에 의하여 결정 된다. (1) 광학 필터. 실리콘과 게르마늄의 밴드 간격이 단지 ~l eV 정도이므 로, 1-4eV 광자들은 이 물질들 속에서 전자-홀 쌍들을 만들어낼 수 있다. 그러므로 검출기의 누설 전류를 효과적으로 증가시킨다. 실리 콘 검출기 에서 5,000 A의 가시광선의 양자 효율은 80% 에 달한다 (Mackay 1986). 그러므로 실리콘 또는 게르마늄 검출기에 금속 또는

풀라스틱 자의선/가시광선/근적외선 필터를 사용해야 된다. 수은을 포함한 옥화물은 밴드 간격이 더 넓어 이 문제가 심각하지 않으나 자 의선 필터는 사용해야 한다. (2) 바이어스 전압을 걷어주기 위한 전국의 구조. 주위의 이웃하는 화소 에 펄스를 걸어주기 위하여 필요한 전극과 절연층들이 서로 겹치는 CCD 검출기의 경우 이 문제는 중요하다 (4.6 .l절 참조). (3) 검출기의 표면과 고갈 영 역 의 상충 사이 의 비 활동성충 (dead laye r ) (그립 4.lb , c, e). 광학적 필터와 전극의 두께는 제작 과정에서 조정될 수 있지만, 전하 수집이 불완전하게 이루어지는 비활동성충의 두께는 검출기마다 서로 다르다. 검출기 결정의 K 단 흡수 계수의 불연속성 (J akle vi c 과 Gouldin g 1971) 과 소위 말하는 X 선 이중선(二重線) 방법 (Musket 1974, Maor 와 Rosner 1978) 등을 이용하여 이 충의 두께를 측정한다. 식 (4.5) 의 두번째 항은 깊이가 d 인 고갈 영역의 흡수 효율이다. µs 는 검출물질의 선형 흡수 계수이다. 그립 4.2 는 실리콘, 게르마늄 및 수은 옥화물의 평균 흡수 깊이 1/ µs 를 비교한 것이다. 깊이 3mm 실 리콘(상용 Si( L i) 검출기의 고갈 영역 깊이)의 25keV 까지의 X 선 흡수 효율은 약 95% 이다. 같은 두께의 게르마늄은 60keV 까지 측정할 수 있으며, 수은 옥화물의 I K 흡수단 (33 .1 7keV) 이상에서의 검출 효율 은더 높다. 식 (4 . 5) 는 측정된 계수 효율의 하한선이 될 수 있는 반도체 검출기의 분광학적 양자 효율을 결정한다. 고갈충 아래 전장이 없는 영역에서 홉 수된 X 선은 자유 전하가 모두 흡수되지 못하는 경우를 유발시킨다.

1IM0Grr e0Il IIIt1IiKsI I,『I0III-H g M 1.L Go K IK HgKr 'IIIIII

그림 4.2 실리콘, 게르마늄 및 수은 옥화뭉의 평균 흡수 깊이 1/ µ5 을 X 선 에너지의 함수로 표시한 것. 수직선들은 Si, Ge, I 와 H g의 K 흡수단들을 1.84 , ll.l, 33.1 7 및 83.l keV 에 표시한 것이다. Ge 의 L 흡수단은 1.21 7, 1.24 8 및 l.41 4 keV, I 의 L 홉수단은 4.557, 4.8 52 및 5.1 8 8 keV, H g의 M 흡수단 은 2.2 95 , 2.385, 2.847, 3.28 및 3.5 62 keV, I 의 MI 흡수단은 1.07 2 keV 이 다. S i의 경우 50 keV 이상에서 직선이 곡선으로 변하는 이유는 콤프턴 산란에 기인한 것이다.

4.2.3 에너지 분해능 반도체 검출기의 에너지 분해능은 세 개의 독립적인 항들의 합으로 표시할 수 있다. 6.E =2.3 6 {

표 4.2 반도체 검 출 기 제조회사

FET 잡음 사이에 평균을 취함으로써 결정된다. 식 (4.6) 과 (4.7) 의 제 1 항과 마지막 항 때문에 검출된 스펙트럼 선 이 대칭적으로 확장되지만, 전하 손실에 의한 확장은 비대칭적으로 나 타나 펄스 높이 스펙트라가 저전하 쪽으로 치우치게 만든다 . 앞 절에 서 설명한 바와 같이 검출기의 무전장 영역에서의 흡수는 부분 검출 (X 선의 에너지를 잘못 측정한 경우)의 한 원인이 된다. 흡수가 큰 게르 마늄과 수은 옥화물(그립 4.2) 의 경우 가스 검출기의 경우와 갇이 창문 효과(D abrowsk i 1982) 에 의한 부분 검출 문제가 심각하므로 저에너지 X 선 검출물질로는 적합하지 않다 (Llacer 등 1977). 반도체 검출기의 분해능에 영향을 주는 마지막 요인은 결정 자체의 불균질성이다 (Dabrowsk i 1982). 물질의 불균질성에 의하여 국부적으 로 발생하는 흡수 길이의 변화는 양극이 평행한 검출기의 전극에 수 집되는 펄스 크기에 변화를 가져온다(그림 4.l a, b, c). 그림 4 . 3 은 여러 가지 형태의 고체 검출기의 스펙트럼 분해능울 요 약한것이다.

200

그립 4.3 반도체 검출기의 에너지 분해능. 모든 측정치는 액체 질소 온도에서 작동 된 것이다. 영(零)에너지에 표시된 분해능은 전자 부품에 의한 것이다. O =직경 4 mm Si( L i) 검출기, X=EEV P8603 CCD, .='2:13 K Hg li 결정(증폭기는 77K), D=Iwanczyk 등 0985), 1 mm2 H g l2( 없 3K), 증 폭기 (77K), 실선은 lOOK 에서 작동하는 실리콘 검출기 (Summer 등 1988), 점선은 실리콘, 게르마늄 및 수은 옥화물의 파노 인자 한계.

4.2.4 암(暗)잡음 X 선이 생성해 낸 전자-홀 쌍들의 수 N 이 전자적 잡음 전하 A 보다 훨씬 큰 경우 반도체 검출기의 계수율 B i(식 1.1)는 하전 입자와 감마 선의 영향에 기인한 것이다. 마이크로 채널 판과 알칼리 할로겐 화합물 섬광 계수기들과는 달리 고순도 반도체 결정의 경우 내부에 포함된 방사능은 문제가 되지 않

는다 실제로 실리콘 검출기는 통상적으로 극히 약한 a, /3 활동을 측정 하는 데 사용된다 (Woj ci k 와 Groto w ski 1980). CCD 의 경 우 칩 패 키지 물질이 지상에서 배경 계수율에 관계되는 것으로 의심받는 반면, 광학천문학용 CCD 의 저온 장비의 유리창들은 불필요한 배경 이벤트 원(源) 이라는 사실이 밝혀졌다 (Macka y 1986). 2.3.2 절에서 대면적 비례 계수기와 관련하여 설명된 세 가지 배경 제거 기술 중 에너지 선택 방식이 저에너지 X 선 반도체 검출기에 가 장 많이 사용되고 있다. 하전 입자가 실리콘 내에서 에너지롤 잃는 과 정은 고에너지 입자물리학에서 검출 기술 개발을 위하여 광범위하게 연구되었다. 비록 자세한 충돌 과정은 매우 복잡하지만(Bi chsel 1985), 최소 이온화 입자는 실리콘 내에서 운동할 때 단위 미크론당 약 80 개 의 전자를 방출한다 (Lumb 과 Holland 1988b). 한 개의 고에너지 하전 입자가 3mm 깊이의 Si( L i) 검출기에서 약 0.88MeV 를 잃는다. 이 에 너지는 소프트 X 선 밴드보다 훨씬 큰 것이다 . 고갈 영역의 깊이 d 가 lOµm 이하인 CCD 에서는 많은 입자들이 소프트 X 선 밴드에 해당하 는 에너지를 잃는다 . 나머지 두 가지 배경 제거 기술 중 구획으로 나뉜 검출기의 역동시 (anti -co in cide nce) 방법은 Si( Li) 검출기, HP Ge 검출기 및 CCD 에 사용되었고, 현재 제안되고 있는 수은 옥화물 소프트 X 선 검출기 배 열에도 시도될 것이다 (4 . 5 절 참조)． 고에너지에서는 여러 충의 섬광체 (閃光体)를 사용하는 역동시 차폐 기술이 많이 사용된다. 반도체 검출 기들의 전하 수집 시간 d/We, d/ Wh 가 매우 짧기 (S i(Li) 및 Ge 의 경우 약 10-8s 정도) 때문에 오름 시간 판별법은 실제적이 아니다. 2.3.3 절에서 지적되었듯이 하전 입자에 의한 방사선 조사는 검출기 를 파손시킨다. 반도체 검출기의 방사능에 의한 파손은 Kraner(l 982 ) 와 Van L int(l 987) 가 설명하였다. 지구 궤도에서의 배경 및 파손에 관 련된 자세한 설명은 각각의 검출기 형태의 논의에서 다루기로 한다.

4.3 Si( L i) 2 극 소자 Seo X-1 을 관측하기 위하여 소형 (1 cm2) 시준된 Si( L i) 2 극 소자를 탐사 로켓에 탑재하여 발사하였으나 실패하였다 (S ing er 등 1972). 액체 질소로 냉각된 세 개의 2 극 소자 중 두 개는 로켓의 자세제어 시스템 에서 발생되는 잡음의 영향을 받았고, 세번째 2 극 소자는 관측문이 열 리지 않았다 . 1970 년 대 초 프랑스의 Centr e d'Etu d es Nucl eair es 는 최 초의 , 그리 고 지금까지 단 한번인 Si( L i) 검출기 탐사 로켓 탑재 실험에 성공하 였다 (Gr iffit hs 등 1975, Schnopp e r 등 1982, Rocch ia 등 1984). 창이 얇 은 비례 계수기와 GSPC(Inoue 등 1979) 로 관측되었던 Nort h Polar S p ur( 온하 북반구에 위치한 초신성 잔해)를 1980 년과 1981 년에 관측하였 다. 그림 4 .4는 Si( L i) 검출기와 창이 얇은 가스 섬광 비례 계수기의 양자 검출 효율과 에너지 분해능을 비교한 것이다 . 프랑스 연구팀과 하버드-스미소니언 연구팀이 사용한 고체 검출기 는 액체 질소 저온 장치에 부착된 세 개의 직경 1cm Si( L i) 2 극 소자 로 구성되었다. 입체각 1 또는 0.25sr 의 시준기를 통하여 검출기에 도 달하는 배경 입자 수준을 0.1 /c m2skeV 정도로 감소시키기 위하여 자 장을 걸어주었다(B r i el 등 1988). 그림 4.5 는 S i(Li)와 가스 섬광 비례 계수기로 관측된 Nort h Polar S p ur 의 스펙트럼을 비교한 것이다. 이 스펙트라의 형태가 서로 유사한 것은 두 가지 형태의 검출기의 0.1-1 keV 밴드에서 에너지 분해능이 거의 같다는 것을 의미한다. 비록 로켓 실험은 성공적이었다고 할 수 있지만, 에너지 분해능 요 구 조건에 의하여 능동 검출 면적이 크게 제한받는 시준된 Si( L i) 검 출기는 X 선 배경 복사 속에서 대규모 X 선원의 측정과 매우 밝은 점 광원을 조사하는 데만 유용하다는 것을 식 (1.1)을 이용하여 보여줄 수 있다. 비분산 (non- di s pe rs i ve) Si( Li) 분광계의 강력한 관측 능력은

100 100

그림 4.4 Si( Li) 검출기의 양자 효율 Q와 에너지 분해능을 가스 섬광 비 례 계수기 의 양자 효율 및 에너지 분해능과 비교한 것 (Rocc hi a 등 1984). Si( Li) 양 자 효율 곡선의 불연속은 알루미늄죠斗릴렌(pary lene) 필터, 금 바이어스 전극과 실리콘 바활동성충의 X 선 홉수 때문이다. 천체물리학적으로 중요 한 방출선들의 에너지가 표시되어 있다.

X 선 망원경의 초점에 설치되었을 때 인식되었다. NASA 고다드우주 비 행센터 에서 개발된 아인슈타인 천문대 S3(Soli d Sta t e Sp e c tro mete r ) 가 지금까지 실제로 사용된 유일한 장비이다. 표 4.3 에 이 장비의 특 성이 요약되어 있다. 그립 4.6a, b 는 항 검출기와 냉각 장치를 보여주고 있다. 각 검출기 는 입자 배경을 감소시키기 위하여 동시 (co inci dence) 방법으로 작동 하는 칙경 9mm Si( Li) X 선 검출기와 고순도 게르마늄 2 극 소자로 구

(a) (b) 10'

그림 4.5 Nort h Polar S p ur 의 M 밴드 (0 .4-l. 2keV) X 선 스펙트라. (a) 두 가지 온 도 모델로 맞춘 Si( L i) 스펙트럼 (Rocc hia 등 1984). (b) 얇은 창을 사용한 GSPC 스펙트럼 (Inoue 등 1979). 0 . 6keV 에 나타난 피크는 O, C, N, Ne 과 Fe 의 방출선들이 겹친 것이다.

표 4.3 아인슈타인 천문대 s3 의 기술적 특성

;a) E躍도 3 암麟구: 미 늄

그림 4.6 아인슈타인 천문대 S3 검출 장비(J o y ce 등 1978). (a) 평행한 S i(Li)와 고 순도 게르마늄 검출기를 보여주는 관측 장비의 단면도` X 선은 아래 방향 에서 입사한다. (b) C~!N HJ 냉각 장치의 단면도. X 선은 좌측으로부터 입사한다.

성되어 있다. Si( L i) 검출기는 그립 4 .l b 에서 보여준 것과는 정반대되 는 전기적 극성을 갖고 있댜 즉, X 선이 입사하는 p측은 고압의 음전 압에 연결되고 n 측은 접지되었다. 또한 평균 두께가 200 A 인 금으로 된 전극을 통과하는 X 선을 평준화시키기 위하여 검출기는 망원경의 초점에서 약간 벗어나는 위치에 설치되었다. 이 결과로 야기되는 X 선 에너지에 따른 양자 효율의 변화는 그림 4 .4에서 보여준 것과 매우 유 사하다 . 55Fe 검정용(檢定用) X 선원으로부터 얻은 5.9 keV Mn K X 선 울 사용하여 측정한 에너지 분해능은 160eV 이며, 그림 4.3 에서 보여 준 실험실에서 측정된 값보다 상당히 컸다. s3 는 지구 궤도에서 1 차 냉매인 고체 메탄과 150K 의 2 차 증기 차 폐를 제공하는 고체 암모니아를 사용하는 2 단계 수동식 냉각 시스템 을 이용하여 작동 온도 100K 를 유지하였다. 검출기는 중앙 메탄 탱크 에 직접 연결된 주냉각판 위에 부착되었다. 2 차 암모니아 탱크에 연결 된 베릴륨 시준기 (co lli ma t or) 는 인공위성 구조물에서 방출하는 가스를 흡수하는 냉각수집기 (cold tra p ) 역할을 한다. 그럼에도 불구하고 실제 적으로는 수증기가 Si( L i) 검출기 표면에 얼어붙어 저에너지 X 선 홉 수충이 증대되는 결과를 가져왔다. 이 문제를 해결하기 위하여 주기적 으로 주냉각판의 온도를 220K 까지 상승시켜 얼음을 녹여주었다. 실 제 관측은 검출기에 l µm 두께의 얼음이 붙어 있는 상태에서 이루어 졌으며, 이 양은 성간(星間) 수소 밀도 M{ ~1021/cm2 와 거의 같다. 이 결과로 검출기의 반응 하한(下限) 에너지는 0.8keV 로 높아졌다. 수증기의 응축 문제는 냉각 장비의 질량, 체적 및 복잡성 등과 함께 모든 냉각 고체 검출기에 수반되는 문제이다. 다단계 열전(熱電) 냉각 기 와 스털 링 (sti rlin g) 또는 솔베 이 (Solvay) 사이클에 기초를 둔 기 계 적 냉각기 등이 연구 개발되고 있다. 전자는 현재 180K 이상의 온도 를 얻는 데 그치고 있다. Madden 등 (1 986) 은 200 K 4 단계 냉각기를 사용하여 X 선 에너지 5.9 k eV 에서 S i(Li)의 에너지 분해능 AE=190

eV 를 얻었다 기계적인 냉각 장치는 실리콘 검출기 작동에 필요한 온 도 100K 를 쉽게 얻을 수 있지만 냉매의 압축과 팽창 과정에서 전동 이 발생하여 증폭 잡음을 만들어낸다 (S t one 동 1986). 열전 또는 기계 적 냉각 방식은 아직까지 인공위성 탑재 관측기에 사용하기에 적합치 않다. 그림 4.7 은 Ca pe lla( 마부좌의 주성)의 항 스펙트럼이다 (Hol t 등 1979).

10'

그림 4.7 Ca pe lla 의 § 스펙트럼 실선은 비균질 항성 코로나의 2 온도 모델에 의한 계산치이다. 관측 시간 =7000s .

이 것 을 아인슈타안 OGS(Obje c t ive Gratin g Spe c t ro mete r ) 스펙 트럼 인 그림 3.25 와 비교해 보면, 반도체 검출기의 lkeV 이하 에너지 분해능 은 충분치 못하지만 더 큰 밴드 폭과 더 높은 양자 효율은 명백하게 나타난다 . 아인슈타인 HR I( 3 .4 .2 절 참조)와 같은 반도체 분광계를 배경 제거 능력, 위치 분해능 및 초점면 활용 등의 관점에서 성능을 향상시킨 관 측 기기들이 개발되었다. 그 중 하나가 고다드우주비행센터에서 개발 된 BBXRT( Br oad Band X-ray Telesco p e) 이다 (Serle mit sos 등 1984). BBXRT 는 초점에 설치한 다섯 개의 Si( L i) 소자와 얇은 원추형 4 분원(四分圓) 반사경으로 구성되어 있다(그림 4.8). 한 개의 결정면에 기계적 또는 화학적으로 홈울 파서 각각을 독립적인 검출기로 사용할 수 있는 모자이크 (mosa i cs) 를 만들 수 있다. 각 검출기는 별도의 증폭 기를 사용하고 에너지 분해능은 같은 크기의 분리된 검출기의 분해능 과 같다(6. E=l85eV, E=5.9 k eV). BBXRT 의 설계에서 중앙에 있는 검출기는 점광원을 관측하기 위한 것이고, 주변에 있는 것들은 (1) 점광 원 관측과 동시에 배경 X 선의 조사, (2) 화소-화소 동시 관측에 의한 중앙 검출기의 배경 감소, (3) 은하단과 같이 크기가 있는 광원의 개략 적 인 스펙트럼 분포 관측 등을 위한 것이다. 동시 기술 (co in c i dence t echn iq ue) 을 이용한 배경 제거는 효과가 떨어지지만 냉각 장치를 Csl 로 차폐하는 보조 방식을 추가하면 BBXRT 의 배경을 5 x 10-4/cm2s keV 수준으로 낮출 수 있다 (Serle mit sos 등 1984). BBXRT 검출기의 검정 기술은 Lochner 와 Bold t(l 986) 가 설명하였다(그립 4.9). BBXRT 형 2 극 소자를 사용하는 GSFC/ 위스콘신 X 선 분광 실험 장 비가 AXAF 에 탑재될 것이다 (6 . 3 절 참조). 7 개의 조각으로 구성된 Si( L i) 검출기를 ESA 에서 개발하는 XMM 위성에 탑재할 계획이다 (Bri el 등 1988). 10 년에 걸친 장기 관측 임무에서는 하전 입자에 노출 되어 있는 모든 고체 소자 검출기들의 안정성이 중요한 문제가 된다.

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그림 4.8 다섯 개의 Si( L i) 검출기. 위 : 평면도, 아래 : 단면도. 제원은 mm 로 표시하 였다 (Serle mit sos 등 1984).

10

그립 4.9 Si( L i) 검출기의 펄스 높이 채널 대 에너지 검정 데이터 . 모든 고체 소자 검출기의 선형 특성을 보여주고 있다 (Lochner 와 Boldt 1986).

S i (L i)는 비교적 방사선에 강하다. 특히, 전하 수집 체적이 비교적 적 기 때문에 전하의 수집량이 증가하더라도 에너지 분해능이 크게 떨어 지지 않는다. 견딜 수 있는 입사 입자 선속의 범위는 1010/c m 2 (5-50 MeV a 입자)에서 1014/c m \2-5 M eV 전자) 정도이다 (Kraner 1982). 대 표적인 검출기들이 견딜 수 있는 흡수된 방사선 양은 1-100krad(l0-5- 10-3 J/g)이다.

4.4 Ge(L i)과 HP Ge 검 출기 Ge(L i)와 고순도(高純度) 게르마늄 (HP Ge) 검출기는 고에너지 X 선 과 감마선의 에너지 측정을 위하여 천문학과 실험실 (Knoll 1979) 에서 광범위하게 사용되어 왔다. 검출 면적은 더 크지만 에너지 분해능이 떨어지는 알칼리 할로겐 섬광 계수기를 이용하여 발견한 선 스펙트럼 울 더 자세히 조사하기 위하여 비영상 게르마늄 검출기가 사용되었다. 게르마늄 검출기도 본질적으로 섬광 계수기와 같이 고에너지 관측 장 비이며, 대부분의 에너지 대역은 이 책에서 다루는 범위를 벗어난 것 이다 . 킬로전자볼트 에너지에서 나타나는 창문 효과 이외에도 감마선 관측에 적합한 체적이 큰 (~100cm3) 게르마늄 검출기를 저에너지 X 선 관측용으로 제작하는 일도 쉬운 일은 아니다. 고순도 게르마늄과 Ge(Li) 검출기의 대표적 인 비활동성충의 두께는 0.3-0.6 m m 이 다 (Pete r son 1975, Mahoney 등 1980). 그러므로 대표적인 저에너지 측정 한계는 20-50keV 이다(그림 4.2). 고갈충의 깊이 d 에 따라 결정되는 측정 대역의 상한선은 150 keV(d=7 mm : Proct or 등 1982) 에서 10 MeV(d=45 mm : Mahoney 등 1980) 사이에 존재한다 . 이런 검출기들의 에너지 분해능은 증폭 잡음 항 A( 식 4.7) 에 영향을 받으며 !:)..E=2.0-3.5keV 수준이다. 그립 4 .1 0 은 고공 풍선에 탑재한 게르마늄 검출 장비의 단면도이다 . 모든 고에너지 광자 검출기와 마찬가지로 배경 계수를 최소화하도록 설계되었다. 표 4 .4는 지난 20 년 동안 고공 풍선과 인공위성에 탑재되 었던 게르마늄 검출기에 관한 것이다. 이 장비들은 주로 은하 중심에 서 방출되는 양전자 소멸 511 keV 감마선과 감마선 폭발 현상을 관측 하는 데 사용되었다. 또한 게 성운에서 방출되는 lOOkeV 이하의 선 스펙트럼도 관측하였으나 완전히 확인되지 않았다 (L ing 등 1979). 고순도 게르마늄 검출기의 감마선 에너지에 대한 분해능은 지구 궤

시PM준T기 노’I II I _``,`` I ’' .` `. ` O``` l ```` / ’2. ,’ ,.’’ I一, ' , , I'’ ’' 'I4I I I ’ 시준기

그림 4.10 고공 풍선 탑재 게르마늄 검출기 (Ge( Li) 또는 HP Ge) 의 단면도. 시준기 와 측면 및 하단의 역 동시 차폐 (anti -c oin c id e nce sch iel ds : ACS) 는 NaI(TI) 또는 Csl( N a) 결정으로 되어 있다. 시준기의 시계 8 ]/ 戒 E 저에 너지에서 5_l0° 이다.

도에서 양자와 중성자의 영향으로 급격히 저하되지만 (Mahone y 등 1981 ), X 선 에너지에 대한 분해능은 게르마늄 결정 내에 홀 (hole) 홉 수체가 생성되므로 본질적인 변화가 없다 . 지상에서 사용되는 고순도 게르마늄과 Ge(Li) 검출기의 고에너지 중성자에 의한 파손 효과는 Kraner(1982) 가 자세히 기술하였다 .

eV L 97 ,

섬광 계수기와 마찬가지로 게르마늄 검출기에서도 양자에 의하여 생성된 방사능이 주요한 배경 계수를 제공한다. Dy e r 등(1 980) 은 게르 마늄 내에서 입자에 의한 방사능 동위원소의 생성률을 발표하였다. 동 시 계수 방법을 사용하여 내부에서 붕괴되는 방사능에 의한 배경을 제거시킬 수 있는 동축(同軸) 고순도 게르마늄 검출기가 개발되었다 (Gehrels 등 1984, Varnell 등 1984). 앞으로 인공위성에 탑재될 검출기 의 총 배경 계수율은 HEAO-C 위성에서 관측된 것과 비교하여 10 분 의 l 로 감소될 것 이 다 (Mahone y 등 1980, 1981 ). 4.5 Hg I2 검출기 실리콘과 게르마늄 X 선 분광계의 한 가지 중요한 단점은 이들을 냉각시켜야 된다는 점이다. 일반적으로 냉각 장치는 크기 , 중량, 전력 소모량 등이 클 뿐 아니라 수명이 짧다 . 부피, 질량, 전력 소요 및 검 출기의 수명이 X 선 천문학 실험 장비의 설계에서 언제나 중요한 사항 이다. 1970 년대 초부터 상온에서 사용할 수 있는 방사선 검출기로 원자번 호 (Z) 와 밴드 간격이 크고 누설 전류가 작은 반도체가 검토되어 왔다 . 예를 들어 H g l2 의 감마선에 대한 반응을 기술한 최초의 논문이 1972 년에 발표되었다 (Malm 1972). 실리콘 또는 게르마늄과 같은 에너지 분해능을 갖고, 비례 또는 섬광 계수기와 같은 작동이 단순한 검출기 를 얻기 위한 연구 결과는 몇 가지 가능성이 있는 물질들을 찾아냈다 (Mi ller 1972, Yee 등 1976, Armantr o ut 등 1977). 이들 중 GaAs (Eberhardt 등 1971 ), CdS(B u rge r 동 1983), CdTe 및 Hg I2 등이 관심 의 대상이 되었다. 현재로는 수은 옥화물만이 X 선 천문학에서 상온 검출기로 이용되고 있다.

대면적 (~Icm2) 수은 옥화물 방사선 검출기의 제작은 실리콘 또는 게르마늄보다 훨씬 어렵다 (Sch i eber 1977, Lamonds 1983). 지난 10 년 간 제작 기술이 향상됨에 따라 H g I2 의 파노 인자 실험치는 1970 년대 중반 0.51 에서 1981 년 0.1 9 (Ri ck er 등 1982), 현재 0.l (lw anczyk 등 1985) 까지 향상되었다. 매우 작은(1 mrn2) 검출기를 사용하여 얻은 마 지막 실험치는 이론적인 값 0.08 에 매우 근사하다 (Al ig 등 1980). Hg I2 검출기의 개발이 아직도 만족스럽지 못한 이유는 이 물질이 검출기 이의의 응용적인 측면에서 별로 활용도가 없고 또한 물질 자 체의 부정적인 성질 때문이다. 수은 옥화물은 l27°C 에서 가역 상변환 (t et ra g onal 에서 ort ho rhombic 결정 구조로)이 일어나므로 액체 상태로 부터 결정을 키워낼 수 없다. 또한 녹는 온도가 낮고 고체 상태에서 증 기압이 높은 무른 물질이다 (l00°C 에서 0.03Torr 이며 20°C 에서 2X10-S Torr 이다: Weast 1985). 마지막 성질은 검출기 제작 과정에서 금속 접 촉면을 증발시키는 문제를 야기하고 (Sche i ber 1977), 위성 탑재 실험에 서는 포장된 결정을 사용하여야 한다. 복합물이 두 가지 성분으로 이 루어졌으므로 수은 또는 옥소 중의 어느 하나가 과도하게 포함되어 있다면 물질의 전자 수송 성질이 크게 변한다 (Tad jin e 등 1983). 트래 핑 길이(식 4.2, 표 4 .1)는 고품질의 수은 옥화물 결정이라 할지라도 실 리콘 또는 게르마늄과 비교하면 짧다. 결정 내에서 붙잡힌 전하 운반 체 때문에 형성되는 공간 전하장은 바이어스 전장을 감소시키므로 시 간에 따라 분광 성능이 저하된다. 전하의 트래핑 때문에 수은 옥화물 은 상온 검출기로만 사용하여야 한다. -2o·c 이하로 냉각시키면 전하 트래핑만 증가되어 소프트 X 선 펄스 높이 분포에서 저전하(低電荷) 부분이 나타나게 된다 (R ic ker 등 1982). 이러한 문제들이 있음에도 불구하고 저온 냉각 장치를 사용해야 되 는 부담이 없는 수은 옥화물은 X 선 천문학에서 많이 사용되고 있다. H g I2 는 이미 20-lOOkeV 고공 풍선 탑재 실험에서 고순도 게르마늄

울 대신하고 있고 1—2 0 keV 밴드에서 Si( L i) 대체품으로 제안되고 있다. 그림 4.lla 는 X 선 천문학에서 처음으로 사용된 수은 옥화물 검출기 로 관측한 데이터이다. MIT 공간연구센터에서 1980 년 6 월 고공 풍선 탑재 실험에서 얻은 Cy g X-1 의 하드 X 선 스펙트럼이다 (O g awara 등 1982). 11 개의 Hg l2 결정으로 구성된 검출기는 원통형 Nal 하전 입자 차폐 속에 장착되었다 . 각각의 검출 소자의 에너지 분해능은 60keV 에서 3 . 3 - 10% 이다. Vallerga 등(1 982, 1983) 이 지적한 바와 같이 원자번호가 큰 수은 옥 화물은 저배경 하드 X 선 관측에 적합한 물질이다. 고순도 게르마늄과 비교해 보면 주어진 X 선 양자 효율을 얻기 위해서는(예를 들면 100 keV 에서) 더 얇은 Hg I2 결정이 필요하다(식 4.5, 그림 4.2). 이것은 검 출기의 체적에 비례하는 중성자 및 감마선에 의한 배경 성분의 감소 룰 가져온다 . 만일 검출기를 원자번호가 높은(hig h ― Z) 섬광물질로 차 폐시킨다면 high -Z 검출기를 사용하여 얻을 수 있는 저배경 장점이 극대화될 수 있다 . 그림 4.llb 는 MIT 에서 개발한 검출기로 두 개의 0.8 cm2 Hg fa 결정 이 직 경 7.5 cm Bi4 G e30!2 (B GO : bis m uth ge rrnanate ) 차폐 속에 부착되어 있다 (Nes t or 와 Huang 1975). 에너지 범위 10 keV-l MeV 에 걸쳐 BGO 의 선형 흡수 계수가 Csl 의 계수보다도 크 다 (Valler g a 등 1982). 등을 서로 맞댄 한 쌍의 검출기 중 상부에 있는 검출기의 고갈 영역 깊이 d=0.39mm 이며 알루미늄 창으로 덮여 있고 관측 에너지 폭은 20-lOOkeV 이다. 두번째 역동시 계수에 사용되는 결정의 두께는 1mm 이다 . 이 장비의 고공 풍선 탑재 실험에서 얻은 40-80 keV 밴드에서의 배경 계수율은 B=4.2 x 10-5counts / c m 2 s keV 이며, 몬테카를로 모의실험 결과와 찰 일치하고 고공 풍선 탑재 섬광 계수기의 배경 계수율의 1/2 정도이다.

(a)

그림 4.11 (a) Cy g X-1 의 스펙트럼. MIT 6/80 으로 표시된 상한값은 고공 풍선 탑 재 Hg l2 검출기로 얻은 데이터이다 (O g awara 등 1982). (b) BGO 로 차 폐된 Hg h 검출기 (Valler ga 등 1982). X 선은 좌측의 0.5mm 두께 알루 미늄 창을 두과하여 입사한다 (G. Ricker 의 허가로 전재).

이 백그라운드 이점을 점광원 민감도의 이득으로 바꾸기 위하여 Ric k er 등 (1983) 은 그립 4 .l la 에 예시된 것과 같은 작은 Hg I2 검출기 에 40- 80 keV X 선을 모으기 위 하여 여 러 겹의 L i F 와 그라화이트가 입혀진 포물면체로 구성된 하드 X 선 집중기(集中器)를 사용할 것을 제안하였다 . 4.3 절에서 설명된 Si( L i) 모자이크의 대체품으로 XMM 에 대한 초점 면 검출기로 수은 옥화물 결정 배열을 사용하는 방법이 최근에 나왔 다(Di Cocco 등 1985, Bri el 등 1988). Orata l e 등(1 983) 은 8 X8 소자 Hg l2 배열의 60 keV 에 대한 관측 성능을 설명하였다. 결정의 앞면과 뒷면에 사진 석판법을 이용하여 서로 수직인 직선 접점 세트가 만들 어졌다. l.8X l .8m m2 소자의 위치를 결정하기 위하여 16 개의 증폭기 출력단에 종열 및 횡열 (row-and 一 column) 논리가 사용되었다. 각각의 소자는 0.2mm 간격으로 배치되었다. Bolo gn a 와 S t rasbour g의 연구팀 둘은 픽셀 크기 배열을 개발하기 시작했다(Di Cocco 등 1985). 수은 옥화물의 창문 효고片근 게르마늄보다 심각하지 않기 때문에 좋은 분해 능으로 keV X 선을 측정할 수 있다(D abrowsk i 등 1981 ). H g l2 의 유효 비활동성충의 두께는 단지 0.1 - 0.2 µm 이므로 이런 배열의 관측 대역 은 차폐물에 의하여 결정된다. 지금까지 보고된 H g I2 의 최고의 분해능은 액체 질소로 냉각된 전단 증폭기와 같이 상온에서 작동된 검출기에서 얻은 것이다. FET 와 검 출기 결정을 열전 또는 수동식(복사)으로 냉각한 경우 에너지 분해능 은 1-lOkeV 밴드에서 X 선의 에너지와 관계없이 t:::.. E=175eV 이다 (lwanczyk 등 1985, Bri el 등 1988). 수은 옥화물의 방사선 환경에서의 장기 안정성은 잘 알려져 있지 않다. 그러나 지상 관측 결과는 H g I2 가 실리콘보다 중성자에 의한 파 손에 더 잘 견딘다는 것이다 (Becche tti 등 1983).

4.6 CCDs 최초의 전하 결합 소자는 1970 년 벨 전화연구소에서 만들었다. 그 후 높은 분해능을 가전 영상 검출기로서 CCD 의 잠재 능력은 매우 빠 른 속도로 인지 되 었으며 (Gordon 1972), 즉각 5.9 keV 와 22.4 keV 단일 광자를 처음 검출함으로써 검출 X 선에 대한 감도가 있음을 보여주었 다. 많은 천문학자들은 마침내 냉각된 CCD 가 모든 요구 조건을 만족하 는 검출기가 될 것이라고 확신하였다. Si( L i) 다이오드의 조각들(그림 4.8) 은 기껏해야 밀리미터 규모의 위 치 감도를 나타낸다 . 실리콘 결정에서 두 개나 네 개의 전극들 사이에 전하 분할 방식을 이용한 신호 위치 결정 방법은 신호 대 잡음비 측 면에서 소프트 X 선 에너지 대에서는 제거되고 있는 반면에 다음 절에 서 기술하는 CCD 형태는 ~20 µm 의 선형적 크기에서 실리콘의 에너 지 분해능을제공한다. 지난 10 년간 CCD 는 광학천문학을 혁명적으로 발전시켰으며 (Mackay 1986, Janes i ck 와 Blouke 1987), 초기 의 많은 낙관적 인 면들 이 구현되는 것을 보여주었다. 평균적인 X 선 천문 연구 그룹들이 수 행하고 있는 CCD X 선 검출기에 대한 연구 분야-~소자의 모델링과 신호처리망의 최적화 작업 -는 이제 매우 높은 수준에 와 있다. 그러나 CCD 의 초기 단계에서부터 알려진 소자의 운용보다는 소자 의 제조와 관계된 깊은 고갈 (dee p depl e ti on ), 후방 산란 (back illum i- nati on ), 모자이크화 (4.6 . 2 절 참조) 등과 같은 기술들이 아직 미흡하다. 마이크로 채널 판 (3 장)과 같이 과학용 전하 결합 소자는 대량 판매시 장에 기반을 둔다. 천문학용 CCD 의 경우는 몇 개의 특수한 제품을 만들기 위하여 TV 센서로 쓰이는 CCD 의 생산 라인을 중단해야 하므 로 많은 비용이 든다. CCD 에 대한 연구에 가장 앞섰던 X 선 천문학자 들은 일반적으로 가까이에 있는 CCD 생산자들에게 그들이 요구하는·

표 4.5 과학용 CCD 의 주요 제조 회사

CCD 제작(표 4.5) 을 의뢰하였고 그에 따라 가격은 매우 높아질 수밖 에 없었다 . 만약 제조업자가 시장에서 철수한다면 (RCA 가 1985 후반에 한 것과 같이)， 그들에게 의존한 CCD 연구 그룹들은 매우 불편해질 것 o] 다. X 선과 XUV 천문학에 있어서 활발한 활동을 하고 있는 CCD 연구 기관들은다음과 같다. (1) 펜실베이니아 주립대학교, 제트추전연구소, MIT 공대/텍사스 인스트 루먼트사와 함께 AXAF CCD 영상 분광계를 연구하고 있다. (2) 레스터 X 선 천문학 그룹과 유럽항공우주국 (ESA) 의 우주과학부가 영 국의 EEV 사와 함께 서유럽/러시아 JET -X 실험용(1. 5 절 참조) 및 XMM 용으로 CCD 배열을 개발하고 있다. (3) 록히드 팔로 알토 연구실과 존스 홉킨스 및 MSSL 이 텍트로닉스사와 함께 UV 와 XUV의 감도를 증가시킬 수 있는 CCD 제작 프로그램을 수행하고 있다 (S t em 동 1987). 자체적으로 필요한 CCD 를 생산할 수 있는 능력을 가전 얼마 안 되

는 연구 그룹 중 한 곳은 미해군연구소이며, UV 와 XUV 용 후방 조 사 소자를 사용하는 방법에 대하여 연구 중이다 CD . Mi ch els, 미발간 논 문 1986). 4.6.l CCD 형 태와 작동 전하 결합 소자는 본질적으로 실리콘 웨이퍼의 산화 처리된 표면에 평행한 직선 전극을 부착시켜 만들어전 MOS(meta l -oxid e -sili c o n) 축 전기의 배열이다(그립 4.le ). 대부분의 CCD 에서 전자들이 주전하 운반 체이다. 전형적인 525/625 선 TV 형식의 CCD 들은 실제로 1cm2 의 표 면적 크기의 수광부(受光部)를 갖는다. 지금까지 특수하게 제작된 가 장 큰 CCD 는 덱트로닉스사의 2048 X2048 화소 배열이다. 이 소자는 가장 큰 직접 회로이며 매우 고가(미화 80,000 달러)이지만 성능면에서 아직 단일 광자 검출기로는 검증되지 않았다 (4.6 . 2 절 참조)． 비록 매우 빠른 신호처리 과정에 사용되는 선형 CCD 가 GaAs 로 제작되었지만 (Cresswell 등 1986), 이러한 소자들의 X 선과 광학적 응답 특성은 현 재로는 알려진 바 없다. 그러나 빠른 속도(전자 이동성은 S i에서보다 GaAs 에서 6 배나 빠르다 : Cuzin 1987) 로 실온에서 동작하는 CCD(4 . 5 절 참조)는 연구에 종사하는 사람들에 의해 앞으로 개발될 것이다. 현재 X 선 천문학용으로 연구 중인 대부분의 CCD 는 3 상 프레임 (frame ) 전송 소자이며 이들의 동작은 그립 4 .1 2 와 4 .1 3 에서 설명하였 다. 그림 4 .1 3 에 수평으로 배열되어 있는 전극 중 하나에 양전압 VG 를 인가하면 그 믿으로 고갈충이 형성된다. 이 충에서는 입자 , 빛 혹은 X 선 둘이 생성한 신호 전하들이 축적되고, 전압이 계속 유지되는 한 유 지될 것이다. 적당한 누적 시간(프레임 시간)이 지난 후, 만약 이 전극 에 인가된 전압이 감소하고 그 바로 옆 전극의 전압이 상승한다면 이 때 축적되어전 전하들은 다시 만들어진 새로운 고갈층으로 이동한다. 누

® ® ® ®Ovr

그림 4.12 3 상(p hase) CCD 의 평행 전하 이송 시간 펄스 (EEV CCD 영상, 1987). 위쪽 세 개의 그립은 전극 그룹 1, 2, 3 에 전압 펄스 'P I, 'P2 , ”가 인가 되는 시간 t1, t2, t3 에서 전하의 위치를 나타내고 있다.

채널 정지

그림 4.13 프레임 이동 CCD 에서 병렬 및 칙렬 전하 이동 (EEV CCD 영상, 1987). 이 그립은 5x4 화소의 작동을 예시한 것이다. I,,,, S,,, 및 R,,, 는 영상, 저 장 및 출력 순서이다. I 와 S 의 주기는 100 만 분의 1 초 정도이며 R 은 10-9 초단위이다.

적 시간은 정상적인 작동에서 검출 소자의 시간 분해능을- 결정한다. 중복되는 다결정 실리콘의 중복층으로 구성되어 있는 3 상 전국들은 순환적 (c y cl i call y)으로 세 개씩 연결되어 있다. 그러므로 세 개의 전극 이 영상 분해 요소의 크기를 결정하고 신호 수집 시간 동안 고바이어 스 전압이 걸린 전극에 영상의 중심이 있다. 그리고 또다론 화소의 제 원은 전국의 길이에 따라 전하가 퍼져버리는 현상을 막기 위하여 p형 으로 도핑된 간격에 의하여 결정된다. TV 카메라에 쓰이는 형태의 CCD 소자는 일반적으로 15-30 µm 길이의 정사각형 모양으로 되어 있고 수광부가 둘로 나누어져 있다 . 이들 중 한쪽은 빛에 노출되어 전 하를 축적하는 곳이고 다른 한쪽은 불투명한 차광물로 막혀진 저장 영역이다. 노출 후에 전하가 축적되는 부분은 매우 빨리 한 줄씩 차례 로 저장 영역으로 옮겨진다. 그래서 계속되는 노출 없이 저장된 자료 롤 읽어낼 수 있다. 일반적으로 천문학에서 사용되는 CCD 는 광차폐 없이 영상이 전체의 화소 배열에 축적되도록 되어 있다. 출력 시간 동 안 광자의 축적으로 인한 영상이 번지는 문제는 광학천문학에서는 기 계적인 셔터 (shu tt er) 를 사용하고 X 선 천문학에서는 출력 시간을 노출 시간보다 매우 짧게 (~10% ）하여 해결하고 있다 . 어느 경우가 되었든지 저장 화소의 마지막 열은 출력 증폭기에 의 해 한쪽 끝이 종단된 1 차원 CCD 시프트 레지스터 (s hift regi s t er) 인 직렬선 출력부로 이송된다(그립 4.1 3 ). 만일 누적 시간이 화소당, 누적 당 한 개 이상의 광자를 수집할 확률이 매우 작도록 선정되었다면, 증 폭기의 출력 펄스 열은 위치와 에너지 정보를 모두 포함하고 있다. 각 전압 펄스는 열에서의 위치에 의하여 특정 CCD 화소와 독특하게 연 관된다. 한편, 펄스의 크기는 X 선 에너지에 비례한다. 누적 시간 내에 화소당 평균 F 개 광자가 불규칙하게 입사될 때 한 개의 분해 요소 내 에 두 개 또는 그 이상의 이벤트 (even t)가 일어날 확률은 다음과 같다.

P(2, 3, …) =1-P(O) - P(l) = l—( F +l )ex p (— F) (4.8a) 이벤트의 혼동을 1% 수준 (P(2, 3, … )<0 . 01) 으로 제한한다는 것은 F<0.1 5 광자/화소/프레임을 의미한다. 만일 이와 같이 계수율이 제한 되지 않는다면, 펄스 크기는 광원의 세기만을 측정하는 결과가 된다. 화소 출력률 (readou t rat e) 은 약 50 kHz 이 다. 따라서 표준 CCD 의 출력 시간은 2-5 초이다. 화소 출력률은 증폭기 잡음을 최소화하기 위 하여 제한되며 결과적으로 신호처리망의 밴드 폭도 제한된다. 영상의 번짐, 혼동 및 잡음 밴드 폭 문제들은 그림 4 .1 4 와 같은 방식으로 CCD X 선 검출기의 수집 및 출력 시간의 선택을 제한한다. 그림 4 .1 2 와 4 .1 3 에 예시된 CCD 구조가 유일한 것은 아니다. 텍사 스 인스트루먼트사가 (s t ern 등 1983) 제작한 가상 위상(virt ual ph ase) CCD 는 다결정 실리콘 전극(게이트 , g a t e) 들을 일련의 이온 주입 (imp lant )으로 대 체시 킨 2 상 소자이다. 가상 위상 CCD 의 단일 게이트 설계는 3 상 전면 조명 (照明) 설계의 비 활동총 (dead laye r ) 일부를 제거 하므로, 원리적으로는 저에너지 X 선에 우수하며 광학적 양자 효율이 증가된다. 전극의 구조에 관계없이 천문학에서 사용하고 있는 모든 CCD 들은 매장형 (b urri ed) 채널 소자이다. 즉, 전하들이 p형 실리콘의 표면에서 저장되고 이송되는 것이 아니라 Si- S i0 2 인터페이스 아래의 최소 퍼 텐셜(minim um pot ent i al) 에 저장되고 이송된다. 필요한 퍼 텐셜은 실리 콘 기저층과 산화물 코팅 사이에 n 형충을 주입시켜 얻을 수 있다. 매 장형 채널은 표면형 채널과 달리 작동시에 전하들을 많이 붙잡아두지 않기 때문에 CTE(charge tra nsfe r e ffici enc y)가 높다. CTE 는 전하들 이 한 퍼텐셜 우물에서 다음 우물로 이동되는 효율을 나타내므로, 전 하가 X 선 광자가 충돌한 지점에서부터 출력 노드 (node) 까지 이동 경 로롤 거치는 동안에 발생하는 부분적인 손실 또는 거쳐간 화소에 거

1000

그립 4.14 개개의 X 선 광자를 계수하는 전 프레임 CCD 의 시간 맞추기 . 출력 시간과 프cm레2 임C CD시)간 의 ( ~최2s적, 조20합s(은 검 은선 a원,) ,b , 화e7소t 만출드력는률 삼50각k형H의z 로 하 작부동 정하접는에 ~위1 치한다. 출력 시간이 2s 보다 더 작으면(선 a 의 왼쪽) 잡음 밴드 폭이 더 커지고, 따라서 에너지 분해능이 나빠진다 . 출력 시간 대 프레임 시간의 비가 0 .1보다 작으면(선 b 의 아래쪽) 출력 시간 동안 광자가 계속 입사하 므로 영상 번집이 심해진다 . 프레임 시간이 광원의 세기에 따라 결정된 한계(선 c) 이상이면 동일 화소에 두 개 또는 그 이상의 광자가 수집될 唄t이 너무 커진다 . 밝은 광원에 대하여 삼각형은 없어질 수도 있으므로 다른 CCD 출력 방법을 사용해야 된다.

치(振置)되는 것을 설명한다. 이 과정에 대한 자세한 설명은 Jan esic k 등 (19 8.5 b, 1987) 에 나와 있다. 소자의 전반적인 CTE 는 병렬(첨자 p)과 직렬(첨자 s) 항들의 곱으로 결정된다. 일반적으로 속도가 느린 병렬 레지스터의 CTE 가 고속 직렬 레지스터의 CTE 보다 높다. 그 이유는 병렬 레지스터의 경우 전자들이 국부적으로 붙잡혀 있는 시간이 이송 시간보다 짧기 때문이다. NXN 화소 3 상 배열의 맨 구석에서부터 신 호 전하 S를 이동시킬 때 출력 노드에 있는 픽셀에 나타나는 전하 S' 는디음과같다. S'=CTEs3N CTEp3 N S~CTEs3NS 소자에 따라 서로 다른 CTE 는 55Fe 에서 방출되는 5.9keV Ka X 선 울 흡수할 때 나타나는 1,620 개의 신호의 피크 위치 변동을 이동거리 함수로 측정하여 얻는다. CTE 값이 1 보다 작은 문제는 펄스 크기를 에너지로 바꾸는 전환 인자 (convers i on fa c t or) 의 위치 의존성에 의하 여 분광을 어렵게 할 뿐만 아니라 위치에 의존하는 다음과 같은 크기의 잡음울 유발시 킨다 (Carnes 와 Kosonocky 1972). R= (2[1-CTE 』 NTS) 쩡 이 식은 S개 의 전자로 구성된 신호가 Nr 번 직렬 이동된 후 잃은 전자 둘의 수의 요동(描動)을 나타낸 것이다. 현재 가용한 CCD 의 가장 우 수한 직렬 CTE 값은 0.999995 이상이다. 그러므로 잡음원은 다른 것 에 비하여 무시할 수 있다. 그러나 이러한 높은 값은 170K 이상으로 냉각되었을 때만 얻을 수 있다(J anes ic k 등 1987). 식 (4.7) 에서 A 와 R은 한 개의 검출기 변수(출력 잡음)로 합쳐질 수 있으며 50kHz 출력률에서 10 개의 전자 rms 정도이다. 만일 CCD 를 고분해능 분광(에너지 측정)에 사용하려고 하면 이러한 작은 출력 잡

음은 필수적이다. 앞으로 온-칩 (on - ch ip) FET 의 최적화로 전자 한 개 또는 그 이하의 수준으로 낮출 수 있을 것이다(J anes i ck 등 1987). 이러한 인상적인 동가 잡음 전하는 0.l pF 정도의 노드 전기 용량에 나타나므로 한 개의 잡음 전자는 1.6 µV 잡음 전압에 해당된다. 냉각 증폭기 설계 및 잡음 성분에 대하여 Baile y 등 (1983), Mackay( 19 86) 및 Jan esic k 등(1 987) 이 자세히 설명하였다. Ho p k in son 과 Lumb(1982) 은 저주파수(1//) 잡음과 화소의 출력 후 노드 퍼텐셜을 기준 수준으 로 회복시킬 때 발생하는 리셋 (rese t) 잡음을 감쇠시키기 위하여 사용 하는 상관 이 중 표본 기 술 (correla t ed double samp li n g t e chniq ue) 의 여러 가지 변형에 대하여 설명하였다. 전압 수준의 표본은 일정 시간 동안의 적 분 또는 피크 SAH(samp le -and-hold) 회 로를 이용하여 화소 마다 서로 다른 기준 수준 및 변화를 제거하기 위하여 신호 전하가 출력 노드로 이동하는 앞뒤에 측정한다. 앞에서 언급하였듯이 출력 잡음은 화소의 출력률에 따라 증가하여 1 MHz 에서 약 50 전자 rms 에 달한다(D amerell 1984). 일반적으로 출력 잡음은 온도 범위 150-lSOK 에서 최소가 된다 (Cho wani e t z 1986, Lumb 와 Holland 1988a). 광전자당 마지막 ADC 채널에서의 시스템 이득과 함께 출력 잡음 은 평균과 표준편차의 제곱 (mean-and- vari ance) 방법 또는 광자 이 송 (Mo rt ara 와 Fowler 1981, Jan esic k 등 1987) 기 술에 의 하여 측정 될 수 있다(그림 4.1 5 ). 또다른 방법은 일련의 X 선 방출선들의 펄스 높이 룰 기록하고 X 선 에너지롤 평균 신호 수준으로 변환시키기 위한 소자 온도 (4.2 .l절 참조)에 적절한 실리콘의 w 값을 이용하여 시스템 이득을 측정할수 있다.

ci's( channels')

그림 4.15 평균과 표준편차의 제곱 기술에 의하여 측정한 EEV P8603 CCD 의 출 력 잡음과 전자 시스템 이득 g 채널/전자 (Lumb 와 Holland 1988a). 만 일 CCD 의 일부에 평균 AOC 출력 채널 S 에 부합되는 세기의 광원이 비추어졌다면, 채널 분산(vari ance) 6 s2 은 신호 변화 {=s) 와 출력 잡음의 합기 된다. 차원(次元)의 정확성을 무시하고 채널수로 표시하면 a? =gS + g 2(A2+R2) 이다. 직선의 기울기 g=Q. 52 2 채널/전자이며 출력 잡음은 9.6 전자 rms 이다. 독립적인 X 선 측정 결과와 잘 일치하고 있다(D. H. Lumb. © 1988 IEEE 에서 전재).

4.6.2 X 선 천문학을 위한 기술 연구 4.6 .2 .1 깊은 고갈 TV 에 사용되는 CCD 는 통상 불순물(i m pur ity)을 더 많이 포함하는 실리콘 기저층 (NAD~101 s cm-3) 에 적층 성장(積層 成長)된 비저항이 작 은 실리콘( ps ~10-25 Qc m, 2NAD~101s cm-3) 수용체로 만든다. l µm 두께의 전극충(그림 4 .l e) 이 약 20 µm 의 적층 위에 덮여 있 다. 적층의 처음 3-10 µm 깊이는 고갈충이며 나머지는 무전장(無電 場) 영역이다 . 그리고 계속해서 수백 미크론 두께의 기저층이 있다. 이와 같은 충 구조의 X 선 감도는 제한을 받는다 . 전극은 킬로볼트 이 하의 광자들은 효율적으로 흡수하지만 고갈충은 6keV 이상의 에너지 에 대해서는 투명하다(그림 4.2). 철(iro n) 에서 방출되는 6.7 k eV 정도의 X 선 관측은 천체물리학에서 매우 중요하다. 고에너지 반응을 얻기 위해서는 비저항 Ps( 즉, 낮은 불 순물 수준)가 큰 실리콘 기저충 위에 고갈층이 깊은 CCD 를 만들어야 된 다. 고갈충의 깊이 d는 식 (4.3) 에 의하여 비저항의 제곱근에 비례한다. 이러한 소자를 만들기 위한 최초의 노력은 성공적이었다. Peckerar 등 (1981) 은 10k 요 cm 실리콘으로 만든 200 소자 선형 배열에 입사하는 8keV Cu K X 선에 대하여 98% 의 양자 효율과 좋은 영상 반응을 얻 었다. 그러나 불행하게도 분광 성능의 희생 없이 고비저항 실리콘에 CCD 제작 기술을 적용한다는 것은 매우 어렵다는 것을 증명하였다. 그림 4 .1 6 은 X 선 에너지 5.9keV 에서 고효율과 좋은 에너지 분해능을 동시에 얻기 위한 연구의 발전 결과를 보여준다. Gri ffiths (l 98 5), Lumb 등 (1985) 및 Walto n 등 (1985) 은 초기의 실험적 인 소자들의 부족 한 점들을 자세히 설명하였다. 지금까지 보고된 최상의 성능은 레스터 연구 그룹이 사용한 578X 385 화소 EEV P8600HR(hi gh resis ti v ity) CCD 로 1 k.Q c m 실리콘 위

I

그림 4.16 5.9 k eV X 선에 대한 CCD 에너지 분해능 .6. E 와 양자 효율 Q. 소자 형 태와 참고문헌 : [l] EEV MA328, Lumb 과 Hop k in s on( l98 3). [2] Fa irchild 221, Gri ffiths U985). [3] RCA 501 EX002, Walto n 등 (19 84). [서 TI 8QQ x8QO , Jan esic k 등(1 985a). [5] EEV P8603, Lumb 등(1 985). [6] Bell Nort he rn Research W62A, Gri ffiths (l 98 5). [7] RCA 53834XO, Walto n 등(1 984). [8] EEV P8600HR( Ba tc h 1), Schw artz 동 (1985). [9] EEV P8600HR( Ba tc h 2), Chowanie t z 등 (19 85). [10] TI 4849, Ga rmire 등 (1985). 수평 점선의 윗부분은 표시된 값 이하의 비저항을 갖는 CCD 에 대해서는 금지된 영역이다. 수칙선의 좌측은 식 (4 . 7) 의 파노 인자 통계에 의하여 제의된 면적이다. 점 I 는 이 상적인 CCD 를 나타내고 접 G 는 AXAF 및 XMM 계획의 개발 목표를 나타낸다.

에 30 µm 고갈충을 부착시킨 것이다. 그림 4 .1 7 은 표준 CCD 및 고비 저항 CCD 의 1-lOkeV 범위에서 효율을 비교한 것이고, 그림 4 .1 8 은 펄스 높이 분포를 비교한 것이다. 고갈 깊이의 증가는 에너지 선택에 의한 하전 입자 제거 효율을 향상시킨다 (4.2 .4절 참조)． 표준 (d~5 µm) CCD 로 측정한 결과는 가장 기대되는 흡수 에너지가 5keV 임을 보여

80

그림 4.17 EEV P8601(d=3 µm) 와 P8600HR(d=30 µm) CCD(Chow aniet z 등 1985) 의 양자 효율. 곡선은 이론적 계산치를 나타낸다. 개개의 표시는 측 정치이다(D. H. Lumb 의 허가로 전재).

준다(B a i le y 등 1983, Walto n 등 1985). 그립 4 .1 9 는 표준 CCD 와 깊은 고갈충 CCD 로 측정한 입자의 펄스 높이 분포를 비교한 것이다. 후자 의 경우 흡수 에너지 피크는 17keV 에 나타났다 (Lumb 와 Holland 1988a). 또한 고갈충이 깊은 CCD 의 배경 이벤트는 형태에 근거하여 식별해 낼 수 있다. 깊게 고갈된 소자에서 대부분의 X 선 흡수는 고갈 영역

(a)

그립 4.18 CCD 펄스 높이 분포(단일 화소 X 선 이 벤트, Chow aniet z 등 1985). (a) EEV P8607, (b) EEV P8600HR.

(a) 150

그림 4.19 하전 입자의 CCD 펄스 높이 분포- (a) EEV P8600HR(d=5 µm). 형태 상의 에너지 흡수는 5 . 0keV 이며, 평균은 6 . 4keV 이다 . (b) EEV P8600HR(d=30 µm). 형태상의 에너지 흡수는 17 keV 이다 . 2 차 전자의 생성률을 80/µm 실리콘 궤적, 이온화 에너지 w=3.6 5 eV 라고 가정하면, 최소 에너지 흡수는 (a) 1.5 keV, (b)=8.8 keV 이다 . 그러므로 많은 입자 이벤트들은 CCD 의 무전장 영역에서 전하가 수집된다(그립 4.l e).

내에서 일어나므로 단일 화소 이벤트이다. 그러나 입자들은 무전장 영 역과 고갈 영역에서 에너지를 흡수당한다. 왜냐하면 무전장 영역에서 방출된 전하들은 수집되기 전에 분산되므로 입자 이벤트가 주변의 화 소들에 걸쳐 일어난다 (10X10 화소까지, Wells 등 1985). 실험실에서는 펄스 크기 판별과 분산 이벤트 제거 기술을 같이 사용하여 배경 입자 를 완전히 제거할 수 있었다. Hop k in so n(l 98 3, 1987) 은 CCD 의 무전장 영 역 에서 전하의 확산에 대하여 자세히 분석하였다 . 1987 년 논문은 CCD 양자 효율과 에너지 분해능에 관한 on-chip b i nn i n g의 상관관계를 검토하였다. Jan esic k 등 (1 985b) 은 몬테키를로 모델에 의한 전자 수송 문제들을 논의하였다. 4.6.2 .2 On-chip bin n in g 작은 화소 CCD 로 얻을 수 있는 공간 분해능은 현재 계획되고 있는 많은 위성 실험에 사용될 망원경의 분해능에 부합되지 않는다. ESA 의 XMM 의 경우 망원경의 상(像) 번짐 원 (blur c ir cle) 의 반에너지 (half energy ) 폭의 목표치는 초점 면의 1 mm 에 해당하는 30 다. 그러 므로 표준 전(全) 프레임 모드로 작동되는 CCD 는 망원경 분해능의 50 배 정도 더 자세하게 관측하는 셈이다. 광학천문학에서 사용된 on- chip bin n in g 기술을 이용하면 과도한 샘플링 (sam p l ing)을 제거하고, 프레임당 생산되는 CCD 데이터 비트의 양을 크게 줄일 수 있다 (on-ch ip bin ning : CCD 의 시계를 적절히 조작하여 주변의 화소를 추가시 키므로 더 큰 수퍼 화소를 만드는 기술). X 선 천문학에서 화소 크기의 조작은 양자 효율, 에너지 분해능, 배 경 잡음 및 계수율 등의 변화를 의미한다• 도움이 되는 사항은 다음과 같다. (1) MXM 화묘} 합쳐졌다면, 검출기의 시간 분해능(수집 시간과 갇고 출

력 시간에 비례함)은 M 넵 향상된다. (2) 여러 개의 화소로 확산되었던 신호 전하가 한 덩어리로 합쳐지므로 검출기의 양자 효율은 M 에 따라 표준 CCD 에서는 급격히, 깊은 고갈 충 CCD 에서는 서서히 증가한다 (Lumb 등 1987). 불리한 사항은 다음과 같다. (1) 수용 가능한 단일 광자 계수율이 감소한다. 만일 MXM 픽셀이 합쳐 졌다면 프레임당 수퍼 화소당 한 개 이상의 광자가 계수될 확률은 다 음과같다. P(2, 3, …) =M2F exp (—F) [l-e xp ( -(M2-l)F )] (4.8b) 식 (4 . 8a) 에서와 같이 F는 프레임당 CCD 화소당 광원 계수율이 다 . 표 4 . 6 은 1% 이벤트 혼동과 일치하는 F의 값이 수퍼 화소의 크 기 증가에 따라 어 떻게 감소하는지 보여 준다. XMM 반사경 모듈의 초점에 설치되는 CCD 카메라의 경우 전 프레임 모드로 조사할 수 있는 가장 밝은 광원들의 수가 M 이 l 에서 4 로 증가하면, 약 0.033 에 서 0.02 3 곱하기 게 성운의 세기로 감소한다. 이 계산은 그림 4 .1 2 와 4 .1 3 에서 설명된 전 프레임 모드로 작동된 CCD X선 분광계의 중요 한 계수율 제한 문제를 명백하게 한다. 표 4.6 이 나타내는 것은 XMM 의 CCD 카메라가 CCD 열을 시간 빈 (b in)으로 바꾸기 위한 연속 출력(Bri el 등 1988) 또는 차폐된 저장 섹션 (se cti on) 의 이용 등 과 같은 비표준 X 선 작동 모드를 사용하지 않는 한 40 개의 가장 밝 은 천체 X 선원들을 관측할 수 없다는 접이다. 이 제한은 전하 분산을 근거로 배경 이벤트를 제거하기 위하여 실시간(實時間) 패턴(p a tt ern) 인식 알고리즘이 사용되었다면 더욱 심각해질 것이다. (2) 일반적으로 화소를 크게 만들면 에너지 분해능은 저하된다. 이웃하는

표 4.6 단일 광자 계수를 위한 수용 가능 계수율 F( 수퍼 화소의 크기, M)

전하 분포를 합하는 것은 불완전한 전하 수집 영향 때문에(특히 저비 저항 CCD 에서) 펄스 높이의 분포를 낮은 신호 수준으로 확장시킴에 도 불구하고, 고유의 잡음이 없는 프로세스(p rocess) 이다 . 바교적 CTE 가 작은 · 소자 (~0 . 99992 : Chowan i e t z 1986) 에서 2X2 비닝 (b inn­ ing, 이웃하는 화소를 합침)은 단일 에너지가 두 개의 이중 피크로 나타 나게 한다. 그림 4 . 3 에 표시된 최적 CCD 에너지 분해능은 합해진 화 소 이벤트이거나, 단일 화소 이벤트가 아니라 이웃하는 화소에서 상 당량(암잡음에 비하여)의 전하가 발견되지 않은 고립된 화소에 대응되 는 것이다. 4.5 k eV 에서 모든 단일 픽셀 이벤트를 수용하면 b.. E는 140 에서 170eV 로 증가한다. 3X3 비닝은 fwh m 에너지 분해능을 250 eV 로증가시킨다. (3) 전하 구름의 크기에 근거한 배경 제거 알고리즘은 M 이 증가하면, 효 율이 떨어진다. Lumb 과 Holland (1 988a) 는 유효 화소의 크기가 17 에서 88 µm 으로 증가하면 입자의 제거 효율은 ~99 . 9% 에서 50% 로 감소 한다고 보고하였다(입자 계수율이 50 배 증가한 것과 갇은 효과).

4.6 .2 .3 후방 조사 CCD 의 고에너지 X 선에 대한 반응은 고갈충의 깊이 d 에 의하여 조 정되지만, 전방 입사 저에너지 X 선에 대한 반웅은 주로 전극의 구조 에 의하여 결정된다(그림 4.l e). 표준 3 위상 소자는 파장 범위 4,000 _ 50 A 내에서 작동되지 않지만, TI 사가 개발한 가상 위성 소자의 자의 선 문지방(t hreshold) 파장 ~1,800 A( Ja nesic k 등 1987) 은 향상된 것이 다. 표준 CCD 의 XUV 에 대한 반응을 향상시키기 위하여 인(p hos p hor) 을 변환체로 사용하는 방법이 연구되고 있다 전 파장 범위 1-10,000 A 에서 민감한 검출기를 만들기 위하여 그 림 4 .l e 의 기 저충과 적층 (epit ax i al la y er) 을 얇게 만들어 고갈 영 역 에 직 접 조사되 도록 하는 후방 조사(後方照射, back illum inat io n ) CCD 가 연구되고 있다. 기계적인 삭마법 (mec hani cal abras i on) 과 화학적 식각 (飾刻 chemi ca l e t c hing)법을 이용하여 얇게 만든다 (Lesser 등 1986). XUV 광자는 수백 옹스트롬 (A) 실리콘 내에서 흡수되므로 고양자 효 율을 얻기 위해서는 노출된 표면 처리가 매우 중요하다 (S t ern 등 1986, 1987). 표면 처리가 되지 않은 실리콘은 공기 중에서 ~30 A 두께의 산화막이 생긴다. 이 충은 충분한 양전하를- 보유하여 전면에 있는 묻 힌 채널에 우선하여 신호 전자들을 포획하는 후방 고갈층을 만들어낼 수 있다. 노출된 실리콘 표면 근처의 전하 수집 전장을 조정하기 위하 여 소자를 자의선으로 비추거나, 한 가지 원자로 구성된 금속충(소위 말하는 플래시 게이트, flas h g a t e) 을 씌우거나, 또는 이온을 주입 하는 등의 여러 가지 방법이 사용된다. 이 방법들은 모두 반복성 및 안정성 문제를 가지고 있다. 예를 들어 Ste r n 등 (1987) 은 이온 주입 CCD 의 584 A 에 대한 양자 효율이 3 시간 30 분만에 50% 에서 6% 로 저하되었 다고 보고하였다. 양자 효율의 감소 원인은 냉각된 CCD 에 얼음(물)과 갇은 증발성 오염물질이 쌓이기 때문이다. AXAF 와 XMM 의 CCD 카메라의 저에너지 반응은 언제나 UV/ 광

학 차폐물의 두께에 의하여 제한받게 될 것 같다. 그러므로 X 선 CCD 의 후방 조사 목적은 검출기의 관측 하단을 0.7keV 에서부터 탄소 K 단<0 .277keV) 으로 옮기는 것이다. 이렇게 하기 위해서 후방 비활성충 의 두께를 약 500 A 으로 감소시켜야 한다 . 만일 XUV 와 UV 관측에 서 CCD 가 마이크로 채널 판 대신 사용된다면 더 엄격한 제한이 필요 하다. Ly man 계획에 사용하기 위하여 CCD 와 MCP 를 비교 검토한 결과는 비록 냉각, 광학적 감도, 검출기의 크기 등 실용적인 떤이 고 려되었지만, 마이크로 채널 판이 더 선호되고 있다 . 더구나 MCP 는 Ly man 계획의 관측 에너지 대역에서 단일 광자롤 계수할 수 있는 능 력을 갖고 있다. 반면 CCD 는 광학천문학에서 사용되는 것과 같이 광 자당 신호 전하와 검출기의 출력 잡음이 거의 같아질 때마다 적분 검 출기로 사용되어야 한다 . 이것은 CCD 의 단일 광자 계수를 위한 저에 너지, 장파장 한계가 디음괴 - 같다는 것을 의미한다. 운책 3A A 를 ~10 개의 전자라고 하면 E>O.ll keV 이다. 실험적으로 필스 높이 분포가 기록된 가장 낮은 선 X 선 에너지는 C K( 0.2 77keV, Jan esic k 등 1985a) 이다. 4.6.3 탑재 기기 CCD X 선 카메라는 아직까지 인공위성에 탑재되지 못했다 . Penn S t a te/J PL /MI T 가 공동으로 계획하고 있는 탐사 로켓 실험을 제의하 면, 1993 년경에 수행할 예정인 JE T-X 실험이 최초의 위성 탑재 실험 이 될 것이다. 광학 CCD 카메라는 이미 위성 탑재를 위한 실험을 끝 마쳤다. ESA 의 Gio t t o 위성 (Keller 등 1987b) 에 탑재할 Halley 멀티

칼라 카메라는 Tl 390 x 292 CCD 두 개를 사용하고, 스웨 덴의 바이 킹 (Vi ki n g) 위성에 탑재할 오로라 (aurora) 영상기는 마이크로 채널 판 영상 증폭기의 출력을 판독하기 위하여 CCD 를 사용하였다. 장기적으로는 CCD 가 AX 사? 및 XMM 천문대에서 주요 역할을 수 행하게 될 것이다(1. 5 절 참조)． 이 두 천문대는 아직 기기 설계를 확정 짓지 못하고 있다. AXAF CCD 영상 분광계는 현재 개념 정립 단계 이다 (Garm i re 등 1985). 대표적인 CCD 화소의 크기는 고분해능 AXAF 광학계에 부합되도록 선정되었다(망원경의 시차는 모든 반도체 검출기의 분해능에 거의 영향을 주지 않는다). XMM 의 경우 CCD 카메 라가 주장비로 선정되었다. CCD 는 이 계획들뿐만 아니라 다른 관측 계획에도 공통적인 몇 가지 문제점들을 갖고 있다. (1) 냉각. CCD 의 최 적 작동 온도( ~180 K) 는 CTE 와 출력 잡음 요구 조 건에 의하여 결정된다. 4.3 절에서 Si( Li) 검출기와 관련하여 언급된 사항들이 적용된다. XMM 에서 고려하고 있는 관측 계획에서는 복사 기 (rad i a t or) 를 사용하는 수동식 냉각 방식이 사용될 수도 있다 (B ri el 등 1988). (2) 초점면 사용 범위. 한 개의 TV 용 CCD 배열은 AXAF( 직경 18cm) 또 는 XMM( 직경 7cm) 시계의 극히 일부분만 관측할 수 있다. 렉트로닉 스 2048X2048 배열(면적 55X55mm2) 등과 같은 한 개의 커다란 칩은 화소의 수가 20 배 증가함에 따라 출력 시간의 증가가 있기 때문에 만 족할 만한 대체품이 될 것 갇지 않다. 검출기의 시간 분해능과 단일 광자 계수 능력은 크게 저하될 것이다(그림 4 .1 4 와 식 4.8a, b 참조). 두 번째로 CCD 가 커짐에 따라 전하 수송 효율은 더욱 더 증대되어야 한 다. 그림 4.20 은 크기와 CTE 값이 다른 CCD 의 ~e 에 대한 반응을 몬테카를로 방법으로 모의실험한 결과이다. 사용 범위 문제에 대한 해답은 S i(Li)과 H g I2 의 경우와 갇이 작은

1000 X 1000 CTE= O 99997 III

그립 4.2 0 CCD 배열의 크기와 전하 수송 효율 (CTE) 의 함수로 표시한 5.5F e X 선 펄스 높이 분포의 모의실험 결과(J anes ic k 등 1987).

검출기의 모자이크 (2 X 2 또는 3x3) 를 구성하는 것이다. Ellul 등(1 984) 은 사이 간격이 100 µm 보다 작게 가장자리와 가장자리를 서로 연결 할 수 있는 CCD 배열의 설계에 대하여 설명하였다. 한 개의 대형 CCD 와는 달리 모자이크는 칩이 작동하지 않을 때 여분의 안전 대책 을 제공하고 망원경의 초점면의 곡률에 맞게 제작할 수 있다 . (3) 방사선에 의한 파손. 장기간 입자들로부터 피폭당한 냉각 CCD 의 안

X 선

정성에 관한 데이터는 거의 없다. CCD 산화물충 내에 양전하가 축적 되면 (Hg I2 의 편광 효과와 감이, 4.5 절 참조)， 고갈 영역의 전압이 변할 수 있으며 중성자와 양자의 피폭으로 파손된 Si 결정 격자는 전하 운 반체를 포획하여 CTE 를 감소시키고 결함 근처에서 암전류(暗電流)를 증가시 킨다(D amerell 1984). 그립 4.21 은 XMM CCD 검출기의 개념도이다. 4.6.4 응용 X 선 및 XUV 천문학을 위한 CCD 개발은 광학천문학과 고에너지

입자물리학 등과 갑은 과학 분야의 연구와 평행하게 전전되고 있다 . X 선 천문학자들이 개발한 깊은 고갈충 CCD 는 입자물리학에서도 응 용될 수 있다. 이 와 유사하게 Jan esic k 등(1 985c) 은 천문학적 X 선 CCD 를 고온 풀라스마 전단에 응용하는 이점에 대하여 설명하였다. 4.6.2.3 절에서 설명된 플래시 게이트 CCD 는 태양 X 선 천문학은 물론 SDI(Str a te g i c Defe n se In iti at i ve) 에도 응용될 수 있을 것이다. 4.7 실리콘 유동 체임버 실리콘 유동 체임버 (S i li con drift chambers) 는 1984 년 미국의 브룩 헤이븐(B rookhaven) 국립연구소에서 처음 선을 보였다 (Ga tti와 Rehak 1984, Gatt i 등 1984). 그리고 고에너지 분야에서 훨씬 많은 주목을 받 게 되 었다 (Rawl ing s 1986, Ell iso n 등 1987, Kemmer 와 Lutz 1987). 영 상 X 선 천문학용으로 이 장치가 처음 평가된 것은 아주 최근의 일이 다 (Sumner 등 1988). 반도체 다이오드가 가스 이온화 체임버의 고체 상태 닮음꼴인 것과 갇이 실리콘 유동 체임버(그립 4 .l d) 는 가스가 충전된 유동 체임버를 고체 상태로 구현한 것이다. 길이 방향의 유동 전기장은 장치의 중앙 전위가 최소인 곳에 있는 전자를 작은 출력 노드로 수송한다. 만약 적 당한 빠른 출발 신호가 있으면(만약 X 선을 검출하는 경우이면, 체임버의 표면 전극에서 생성되는 홀 (hole) 신호로부터 -~소위 자체 트리거되는 모 드 혹은 자체 타이밍 모드-혹은 입자를 계수하는 경우이면, 의부 섬광체 로부터) 전자 신호의 양극까지 도달 시간을 측정하여 X 선 입사점의 x 좌표를 알아낼 수 있다. 출력 노드가 낮은 전기 용량( ~O. l p F) 을 가지 기 때문에 냉각된 실리콘 유동 체임버는 수평방 센티미터의 면적에 걸쳐 좋은 에너지 분해능을 매우 높은 공간 분해능(.6. x~10 µm

f whm) 과 결합시킬 수 있다. 장(場) 전극이 한 면에만 있는 1 축 유동 체임버와 같이 2 차원 유동 체임버도 만들 수 있다. 유동 체임버의 전 극은 CCD 의 전극보다 덜 복잡하고, 300 µm 깊이까지 고갈되었으므 로 유동 체임버의 X 선 밴드 폭이 CCD 의 밴드 폭보다 더 넓다. 마지 막으로 매우 중요한 사실은 실리콘 유동 체임버의 시간 분해능이 신 호처리 시간 (100 만 분의 1 초 단위)에 의해서만 제한을 받으므로 CCD 의 수집 시간보다는 매우 작다는 것이다 . 그러나 실리콘 유동 체임버가 천문학적 X 선 분광학에서 CCD 를 대 체할 것이라는 예측은 아직 성급한 것이다. 누설 전류가 작은 체임버 제작은 매우 어렵다. 킬로볼트 X 선이 만들어내는 저신호 수준에서 스 스로 트리거(trigg er) 하는 신호도 얻기 힘들다. Rehak 등(1 986) 은 60 keV X 선 측정 에서 100 µ m rms 공간 분해능과 t::..E =0.55 keV 를 얻 었다.

제 5 장 섬광재 인광체 및 음전자 친화 검출기

5.1 서론 이 장에서는 저에너지 X 선 천문학에 사용되는 세 가지 형태의 고 체 X 선 변환기 섬광체(閃光體)， 인광체(燒光體) 및 음전자 친화 검출 기 (ne g at i ve elect ro n affinity dete c t or : NEAD) 에 대하여 설명한다. 섬 광체와 인광체는 X 선 에너지를 가시광선으로 바꾸어주고 NEAD 는 음전자 친화 상태로 활성화된 표면에서 의부로 광전자가 방출되는 성 질을 이용한 것이다. 섬광체와 인광체는 동의어이지만, 관습에 따라 NaI(Tl) 그리고 CsI(Na) 와 같이 덩어리 결정(結晶) 상태의 물질을 섬 광체라고 부르고 희토류산황화물(酸黃化物)과 같은 가는 과립상(類粒 狀)충을 인광체로 구분한다. 인광체는 상업적인 P 번호로 식별되기도 한다. P 번호의 부분적 인 목록은 Gruner 등(1 982) 이 수록하였다. 핵물리학에서 발광체(發光體)는 초창기부터 사용되어 왔다• 예를 둘 어 러더퍼드 (Ru t he rf ord) 의 원자 모델(1 909) 은 a 입자가 황화 아연 (zin c sulph ide ) 스크린에 충돌할 때 방출되는 섬광 관측 실험에 그 근

거를 두고 있다. 제 2 차 세계 대전이 끝날 무렵 발명된 광전 중배관이 입자와 감마선 관측을 위한 전자적 계수기를 만드는 데 이용되어 더 이상 육안 관측이 필요 없게 되었다. 이 장비의 동작 원리는 Curran(1 9 53), Bir ks (1 9 64) 및 Knoll(1979) 등이 기술하였다 . X 선 천문학에 섬광 계수기가 처음으로 사용된 것은 1964 년 고공 풍 선을 이용한 게 성운 관측이었다. 1. 2 절에서 설명한 바와 같이 X 선 에 너지의 증가에 따라 광원의 선속이 급격히 감소하는 E> 2 0keV 밴드 에 대하여 대기는 불투명하므로 풍선 탑재 실험 장비에는 제한이 있 다. 5.2 .l절에서 명백하게 밝혀지겠지만 lOkeV 이상의 X 선 에너지에 대해서는 NaI(TI) 와 Csl( N a) 같은 물질은 장비적인 측면에서 사용이 제한된다. 그러므로 알칼리 할로겐 섬광체는 위성에 탑재된다고 하여 도 4 .4절에서 설명한 게르마늄 소자와 같이 고에너지 검출기로만 사용 된다. 이 책에서 설명된 다른 종류의 대면적 검출기들 중에서 단지 크 세논 가스 비례 검출기만이 관측 밴드 폭 측면에서 그들과 경쟁할 수 있다. 5.2.2 절에서는 몇 가지 풍선 및 인공위성 탑재, 영상 및 비영상 X 선 섬광 계수기 (E>50keV 관측용)에 대하여 설명한다. 고에너지 X 선 및 감마선 관측 섬광 계수기는 Pe t erson(1975) 과 Dean(1984) 이 광범위하 게 논의하였다. 인광체 변환기를 사용한 X 선 검출기는 아직까지 위성에 탑재되지 못했다. 1970 년대 초 20-80keV 의학영상용으로 개발된 희토류산황화 물 (ox y sul phi de) 인광체 (P43, P44, P45) 를 1-lO keV 천문학에 사용하 는 것이 최근에 제안되었다 (W i ckershe i m 등 1970, Fis h man 1981 ). TPB(te t r a ph enyl bu t ad i en) 와 같은 박막유기(薄膜有機) 인광체도 소프 트 X 선과 XUV 밴드 검출기로 제안되고 있다. 5.3 .l절에서 인광체의 제작 및 사용에 관한 문제들을 설명한다. 5.3 . 2 절에서는 고분해능 영상 X 선 천문학에 사용하기 위하여 현재 개발 중인 인광체 검출기 시스템

을 평가한다. 마지막으로, 만일 인광체가 X 선 천문학의 촉망받는 검출기 중 하나 라면 NEAD 는 충족되지 않은 가능성을 대표한다. 5 .4절에서는 GaAs 와 같은 III-V 반도체에 근거를 둔 음전자 천화 검출기 (NEAD) 의 1970 년대 중반 개발 활동을 설명한다. 한때는 GaAs 가 중급 에너지 분 해능에 고양자 효율과 공간 분해능을 가질 것으로 기대되었었다. 5.2 섬광체 알칼리 할로겐 Nal 와 Csl 에 10-2_10-3 몰 (mole) 의 탈륨(t hal li um) 또는 나트륨 (sod i um) 불순물을 넣어 활성화시킨 섬광체가 (1) 큰 형태 의 가용성(＞직경 75cm :H eath 등 1979), (2) 비교적 높은 유효 원자번 호 (Nal 는 32, CsI 는 54) 와 좋은 X 선 저지능(沮止能), (3) 효율적인 가시 광선 방출 등과 같은 장점을 가지고 있으므로 X 선 천문학에 많이 사 용되고 있다. 1960 년대 중반 처음 도입된 CsI(Na) 는 1950 년대 초에 개발된 Nal (Tl) 과 견줄만한 광방출 능력을 갖고 있고, 기계 가공이 가능·하고, 수 증기 에 잘 견딘다. 그러 므로 Nal(Tl) 은 포장되 어 야 하지만 Csl(Na) 결정은 습도가 낮은 공기 중에 그대로 보관될 수 있다 (Goodman 1976). CaF2(Eu) 와 같은 다론 무기 섬광체의 소프트 X 선 검출 성질은 A it ken(1968a) 이 기술하였다. 광방출량이 Nal(Tl) 의 10% 정도인 BGO (bis m uth gen nanate , Nes t or 와 Hua ng 1975) 와 같은 새로운 고원자번 호 (hig h-Z) 물질은 천문학적 섬광 계수기의 주소자로 사용될 수 있을 정도의 충분한 면적을 얻기 어렵다. 저에너지 X 선에 대한 형광 효율 이 낮기 때문에 플라스틱 섬광체는 직접적인 광자 검출기로는 사용되

표 5.1 섬광체 제작자

지 않지 만, CsI(Na), Na(Tl) 또는 BGO 결정 등과 함께 역동시 계수 기로 사용되며 앞으로 마이크로 채널 판과도 같이 사용될 것이다 (Mey er ott 등 1964, Cooke 등 1973). 표 5 .1은 섬광체 제작자의 목록이 다. 5.2 .l 섬광체의 물리적 작동 원리 5.2.1.1 X 선 상호작용 섬광을 내는 가스와 마찬가지로 알칼리 할로겐 물질도 복잡한 여기 과정과 천이 과정을 통하여 빛을 방출한다. 이 절에서는 이런 과정을 간단히 기술한다. 결정 내에서 불순물의 역할은 결정의 원자가대 (valence band) 와 전 도대 (condu cti on band) 사이에서 에너지적으로 중간에 속하는 발광 (lumine scent) 센터를 만들어내는 것이다. CsI 와 Na ! 결정 내에서 100 keV 이하의 X 선의 주상호작용은 광전 효과이다 (Zombeck 1982). 광전 자가 만들어낸 전자-홀 쌍들은 불순물 원자가 수은과 같은 탈륨일 경 우 발광 센터 근처로 확산되어 가시광선을 방출하는 장수명 (~10-6s) 여기 Tl+ 상태를 만든다. 격자로부터 불순물로의 에너지 수송은 매우 효율적이다. 최대 방출 파장은 Csl(Na) 와 NaI(Tl) 의 경우 4,200 A 이

고 CsI(Tl) 의 경우는 5,700 A 이다(B a t es 1969). 에너지 변환 효율 7J (섬광 에너지를 입사 X 선 에너지로 나눈 것)는 Nal(Tl) 0.1 2 , Csl( N a) 0.1 0 및 Cs l( Tl) 의 경 우 0.05 이 다 (Hea t h 등 1979). 이 숫자들은 결정 온 도 ~2o·c 에 대한 것이다. 섭광체의 가시광선 방출은 온도의 변화에 따라 크게 변한다. 한 개의 광학적 광자를 만들어내는 데 필요한 입사 에너지는 다음 식으로표시된다. Ws=— E7Js (5.1 ) 단, Es 는 평균 방출 가시광선 에너지이다. 상온에서 Ws 는 Nal(Tl) , Csl(Na), Cs l( Tl) 에 대하여 각각 25, 30, 44eV 이다. 두번째 중요한 특징은 광학적 방출의 붕괴상수이다. 이 상수값은 대부분의 비유기체 섬광체의 경우 마이크로초 범위에 있고, 풀라스덕 섬광체의 경우 나노초 (nanosecond) 범 위 에 놓여 있다. 알칼리 할로겐 화합물 결정을 플라스틱 차폐물로 둘러싸서, 결과적으로 포스위치 (ph osw ich , ph osph or sandw ich ) 검출기를 구성 한 다음 한 개의 광전 증배관을 가지고 관측한다 해도, 에너지 손실이 일어난 매질을 결정하 기 위해 파형 선별 회로를 사용할 수 있다. 포스위치는 붕괴 시간이 같지 않은＿一예를 들어 Cs l( Tl) （봉괴 시간 1.0 µs) 와 Nal(Tl) （봉괴 시 간 0.23µs) ――두 알칼리 할로겐 화합물을 이용하여 제작할 수 있다. 이러한 백그라운드 제거 기술은 5.2.2 .1절에서 더 자세히 기술한다. Bleeker 와 Ove rt oom (1 979) 은 NaVCsI 포스위치에 대한 상세한 전자회 로적 파형 분석에 대해 설명하였다. 그러나 주어전 결정에서 같은 수 명을 가진 여기 상태는 전혀 없다. 붕괴 시간상수가 분 혹은 수시간이 되는 건 수명을 가전 인광 상태들은 30keV 이하에서 동작하는 Csl( N a) 망원경에서는 명백히 검출기 백그라운드에 기여한다(D ean 과

X 선

그림 5.1 비영상 섬광체의 작동. 생성된 가시광선은 직접 또는 반사 후 광가이드를 통하여 광전 증배관의 광음극에 충돌한다. 광가이드는 루사이트(l u cit e) 등 으로만든다.

Dipper 1981 ). 그립 5 .1은 대표적인 검출기에서 섬광의 전달 경로를 개략적으로 보여준다. (1) 자체의 광학적 방출에 대한 높은 두명성 (2) 반사체 코팅의 존재(이것은 또한 습기를 흡수하는 성질을 가전 알칼리 핼 라이드에 대한 환경적 차폐물 역할도 한다)

(3) 결정의 굴절률과 광가이드(lig h t guide ) 굴절률의 가장 밀접한 일치 등이 주어지면, 많은 광자가 이득 ~106 인 광전 증배관 (PMT) 의 광음 극과 충돌하여 결과적으로 출력의 전폭 크기가 이상적으로 입사 X 선 의 에너지에 비례하여 나타난다. 다중 알칼리 광학적 광음극은 Somner(1968) 가 자세히 설명하였고, 전통적인 디중· 다이노드 PMT 의 동작은 Knoll(1979) 이 설명하였다. 여기서 관심 있는 X 선 에너지대에 서, 섬광 검출기는 실제적으로 상당히 비선형적이다. 즉 Ws 는 에너지 回 독립적이 아니다 . 이 효과에 대해서는 5.2. 1. 3 절에서 더 자세히 설 명한다. 5.2.l.2 양자 검 출 효율 많은 섬광 계수기(혹은 인광 X 선 검출기)의 양자 검출 효율(식 1. 1 에 서 Q)은 다음과 갇이 쓸 수 있다. Q= To{l-exp( — µs d) }{1- P(샤, 0)} (5.2 ) 첫째 항은 실제 결정 체적 내로 입사하기 전의 X 선 홉수를 고려한 것 이다. TD 는 결정의 환경적 차폐물/ X 선 창과 결정 표면에 존재하는 사 충(死層)에 대한 복합적인 두과도이다. 얇은 (~100 µm) 알루미늄 혹은 베릴륨 박막의 E>lOkeV 인 에너지에 대한 두과율은 거의 100% 로 급 격히 증가하고, 홉습성 결정이 축축한 대기에 노출되어서 생기는 비활 성충 (Cs I( Na) 의 경우, 두께 100 µm 이하)의 20 keV 이상의 X 선에 대한 TD 는 거의 ~1 이다. 이들 검출기의 저에너지 관측 하한은 5-lOkeV 사이에 존재한다. 식 (5 . 2) 의 세번째 항은 입사 X 선이 광전 증배관에 측정 가능 펄스 를 생성시킬 확률이다 P(Np , 0) 는 섬광이 광전자를 여기시키는 데 실 패할 확률이고, 여기된 평균 광전자의 수는 다음과 갇다 .

Np =( JW:!s! -) Jf Oo0 0P sU)qp (tl)d A 단, fs 는 섬광체와 광음극 사이의 연결 부위에서 생기는 손실을 고려 한 광수집 효율이며, Ps(A)dA 는 섬광의 파장이 A 와 d11 사이에 존 재할 확률이고, qp (A) 는 PMT 광음극의 양자 효율이다. 파장 4,000 A 에서 피크 양자 효율이 약 25% 인 트라이 알칼리(t r i alka li) 광음극 S20(CsNa:J {Sb , Somner 1968) 은 NaI(TI) 과 Cs I( Na) 의 방출 스펙 트럼 과 잘 조화되지만, 위 식에서의 적분값은 0 .1을 넘지 못한다. 최대 JS 의 값을 50% 로 가정하고 NaI(TI) 의 Ws 값을 사용하면 다음과 같은 식을 얻는다. (Nr,)m ax ~2E (ke V) (5.3) 그러므로 몇 keV 보다 큰 X 선 에너지에 대해서는, 식 (5.2) 의 (1— P(Np, 0)) 항은 무과항 TD 처럼 1 에 근접한다. 반면에 식 (5.3) 은 l keV 이하의 X 선이 광전 증배관의 단일 전자 열이온 잡음 펄스 높이 분포 와 구별하기 어 렵 다는 것을 보여 준다 (A it ken 등 1968a). 따라서 l keV 는 저에너지 검출 하한이 된다. 식 (5.2) 의 두번째 항은 섬광체 자체의 홉수를 나타낸다. 그림 5.2 는 NaI 와 Csl 의 평균 흡수 깊이(섬광체의 선형 흡수 계수 µs 의 역수)이다. 따라서 두께 d=5 mm 의 NaI 또는 Csl 를 사용하면 100 keV 또는 그 이상의 에너지에 대하여 100% 홉수 효율을 얻을 수 있다. K 흡수단 (그립 5.2) 이상의 에너지에서 형광 손실을 감안하더라도, 이런 결정의 검출 효율은 수기압의 압력으로 채워진 크세논 비례 계수기조차 증가 하는 에너지에 따라 점증적으로 두명해지는 20-lOOkeV 밴드에서 100% 에 근접한다. X 선 천문학에 사용되는 결정의 두께는 1 mm 내지 40 mm 이 다 (C arpent er 등 1976).

IK CsK

그림 5.2 NaI 와 Csl 의 평균 흡수 깊이 1/ µs 를 X 선 에너지의 함수로 나타낸 것 . NaI 의 밀도는 3.67 g/ cm3 이고 Csl 의 밀도는 4.51 g/ cm3 이다. 수직선은 요오드 (33 .1 2 keV) 와 세슘 (35 . 98 keV) 의 K 홉수단이 다.

NaI(Tl) 과 CsI( N a 또는 Tl) 섬광체는 전공 증착에 의하여 얇은 충 (두께 0.5-120 µm) 으로도 만들 수 있다(B a t es 1969). 원리적으로 이러 한 균일한 결정총은 5.3 절에서 기술된 과립상 인광체충과 동일한 방법 으로 1-lOkeV X 선 고분해능 영상 관측에 사용될 수 있다. Sams 등 (1 987) 은 균일한 형광물질에서 빛이 광가이드에 도착하기 전에 상대적 으로 측 방향으로 분산되어 공간 분해능이 저하되는 결과를 가져온다 고 지적하였다. 정밀한 소규모 (20 µm) 기둥 구조를 가전 Csl(Na) 섬 광 판이 최근에 개발되어 영상 소자로 이용될 수도 있을 것이다. 5.2.1.3 에너지 분해능 섬광 계수기의 에너지 분해능은- 주로 광전자 통계, 죽 광전 증배관 의 광음극에서 방출된 전자수의 분산에 의하여 결정된다. 이 분산이 푸아송 분포라고 가정하면 에너지 분해능 f whrn 의 한계는 쉽게 추정 할 수 있다. 식 (5.3) 으로부터 -4!-=2 .36( 志) 강 ~l.67E- 강 (5.4 ) 이다. 이것은 광수집 효율이 50% 인 Nal(Tl) 의 에너지 분해능 예측치 이다. 재래식 비례 계수기와 비교해 보더라도 Nal(Tl) 결정이 비분산 X 선 분광계로 적합하지 않다는 것이 명백하다. 6keV( 여기에서 Ws 가 불 연속적으로 변하는 에너지) 근처의 요오드. L 단의 비선형 반응 문제를 고려해도 Nal(Tl) （또는 활성화된 CsI) 은 20keV 이상의 X 선 관측에 적 합하다. 사실 대부분의 탑재 기기의 에너지 분해능은 대략적으로 식 (5 .4)로 표시된다. 예를 들어 Bleeker 등(1 967) 은 22keV 와 88keV 에 대한 Nal(Tl) 의 분해능을 각각 50% 와 30% 로 보고하였으며 우리들의 예측

치는 36 % 와 18 % 이다 . 그러나 E- 112 법칙으로부터의 자세한 편차는 여 러 연구자들에 의하여 관측되었다. Crannel 등 (1977) 은 OS0-8 위성에 탑재되었던 고다드우주비행센터의 CsHNa) 검출기 분해능이 1.45E_O.3 이었다고 보고했으며, Matt es on 등 (1976) 은 샌디에이고에 있는 캘리포 니아 대학교의 풍선 탑재 Nal(Tl) 검출기의 분해능이 l.l E 一 0 . 38 이었다 고 보고하였다. 최근에 Garcia 등(1 986) 은 칙경 대 두께의 비가 크고, 직경 40 cm 광전 증배관에 직접 결합된 Nal(Tl) 결정의 분해능이 A E/ E= l. OE -11 2 이라고 보고하였다. 이런 결정의 광수집 효율 Is 는 거의 1 에 가깝다. 식 (5 .4 ) 를 결과적인 인자 l/ ｛函로 조정하면 이론치와 실 험치가 접근한다. 5.2 .2 비행 기기 5.2.2.l 비영상 장비 X 선 천문학을 위한 비영상 섬광 계수기는 게르마늄 X 선 검출기의 경우와 같이 배경 계수를 최소화하기 위하여 개발되었다. 검출기 결정 의 기하학적 구조, 시준 방식 및 차폐 등을 최적화하기 위하여 에너지 및 각 분해능은 2 차적 인 문제가 된다. NaI(Tl) 과 활성화된 Csl 의 20-lOOkeV X 선 검출 효율을 높여주는 고밀도 및 고유효 원자번호는 이들을 고고도(풍선)와 지구 저궤도(위성) 방사선 환경에 민감하게 만 든다 (Pe t erson 1975). 저배경 섬광 계수기의 상세한 설계는 여러 학자들이 설명하였다 (Ku rf ess 와 Joh nson 1975, Pete r son 1975, Matt es on 등 1976, Fronte r a 등 1985). 하전 입자 또는 고에너지 광자가 검출기 결정 내에서 20- lOO keV 에너지를 잃울 수 있는 방법은 많고도 복잡하므로 검출기 설계 시 몬테카를로 에너지 수송 프로그램 (Ma tt eson 등 1976, charalambous 등 1985, Garci a 등 1986) 이 통상 사용된다. 모든 경우, 즉 (1) 수동식

차폐와 (2) 능동식 차폐(농동 시준 방식) 사이에 서로 장단점이 있다. 검출기에 도달하는 원하지 않는 입자와 광자의 선속을 줄이기 위하 여 단순히 차폐물 내에서의 흡수에 의존하는 수동식 차폐는 비용이 저렴하고 단순하지만 많은 질량이 필요하다 . 따라서 2 차 입자 또는 광 자들이 검출기 근처에서 생성되는 문제가 수반된다. 섬광체를 차폐물 로 사용하는 능동식 차폐 방법은 제거될 수 있는 이벤트의 범위에 관 한 몇 가지 장점들을 갖고 있다 (C arp en t er 등 1976). 제작 비용이 많이 들고 복잡하지 만 질량은 작다 . 그림 5.3 은 Frost 등(1 966) 이 처음 사용 하였고, 최근에 섬광 계수기의 설계에 많이 사용되고 있는 것을 예시 한것이다. 차폐의 최적 두께는 차폐를 통과하여 입사하는 고에너지 광자가 계 수기의 개구(開口)를 통과하여 입사하는 우주 배경 선속 (d iffu se flux ) 과 같도록 조정하여 얻는다 . 이 경우 (Pe t erson 1975) 石:요- > exp ( 一 µ sh(E ) t) 단, Q는 구경의 입체각 (s t era di an 단위)이고 µsh 는 차폐물질의 에너지 의존 선형 흡수 계수이다. 이 조건을 lOOkeV 에서 시준기의 f whm 가 60 이고, 능동 차폐물 Csl 가 사용된 대표적인 검출기에 적용하면 필요 한 차폐물의 두께는 1 cm 정도가 된다. 그립 5 .4와 5.5 는 1960 년대와 1970 년대 초에 사용된 더 단순한 검출 기들을 예시한 것이다. 그림 5 .4 a 는 Clark 동(1 968) 의 20-lOOkeV 풍 선 탑재 검출기이다. 네 개의 독립적인 NaI(Tl) 가 f whm 이 12° 인 놋 쇠 허니콤 (hone y comb) 에 의하여 시준되 었고 납/주석 흡수체와 풀라스 틱 섬광체에 의하여 차폐되었다. 흡수체에서는 한 금속충의 K 홉수단 아래 약한 X 선 흡수가 다론 금속의 K 흡수단보다 높은 에너지에서 강한 흡수에 의하여 보상되어 넓은 에너지 밴드에 걸쳐 균일한 감쇠

4 6 3

그림 5.3 능동 시준과 포스위치 펄스 모양 만들기에 의한 배경 제거 (Anderson 1972, Pete r son 등 1972). 결정 A 와 C 가 포스위치를 구성하며 차폐용 결 정 B 와는 광학적으로 분리되어 있다 . 여러 경로를 동하여 결정 A( 보통 Nal(Tl) ）에서 에너지가 흡수된다. l 광학적으로 차폐물의 일부분인 시준 기 (Cs l( Na) ）를 통하여 직접 입사 . 2 우주선의 이온화 손실. 결정 B 와 C 에서 나오는 신호를 검출기 신호와 역동시 계수하므로 입자 이벤트를 제 거할 수 있다. 3 결정 B 또는 C 에서 콤프턴 산란 후 결정 A 의 후방 또는 측면에서 입사. 이런 이벤트는 역동시 계수 또는 펄스 모양 만들기 (shap ing) 기술에 의하여 구별해 낼 수 있다 . 4 차폐물 내에서 광자가 홉 수됨. 5 차폐를 동과한 후 입사. 6 결정 A 에서 콤프턴 산란 후 C 에서 광 전 효과에 의하여 흡수됩 전자회로는 Anderson(1 9 72), Pete r son (19 75) 및 Matt es on 등(1 976) 이 설명하였다.

(a) 반동시 차패

(b) ?m만 r뿜' ```````` 平、회 전축 외부 콘보 (호c계one수) 기

그림 5.4 (a) 고공 풍선 탑재용 섬광 계수기. 20-lOO keV 에서 백조좌를 관측하였다. (b) 레이덴 대학교의 섬광 계수기 (Bleeker 등 1967).

\\

가 이루어전다. 그립 5 .4 b 는 Bleeker(1967) 와 그의 동료들의 20-130 keV 망원경을 보여준다. 원추형 주석 시준기(주석에서 발생하는 K X 선을 홉수하기 위하여 구리 포일로 덮여 있음)와 광원에서 오는 신호를 차단하기 위하여 회전하는 셔터가 사용되었다. 그림 5.5 는 Arie l V 위 성 실험 F 에 사용된 CsHNa) 계수기이다. 능동 시준기 (coll i ma t or) 는 단순한 깊이 35cm 우물 모양 Csl( N a) 결정이며 한 개의 광전 증배관 에 광학적으로 연결되어 있다 . 광학적으로 역동시 차폐에 연결되어 있 는 풀라스틱 섬광체 창은 입사하는 하전 입자들의 신호를 제거하는 역할을 한다 4cm 두께의 Csl( N a) 검출기 결정은 26keV 부터 1.2 MeV 까지 측정할 수 있다 . 지금까지 개발된 X 선 섬광 계수기 중에서 가장 복잡한 것은 0S0- 7 (1 971-3) 과 0S0-8(1975-8) 및 HEA0 - 1( 실험 A4) 위성에 탑재 되었 던 것들이다 (Pe t erson 1975, Carannell 등 1977, Pri m in i 등 1981 ). 세 개 의 관측 장비둘은 본질적으로 그림 5.3 에 예시된 것과 같다. OS0-7 검출기는 면적 64 cm 라 두께 1 cm Nal(Tl) 결정을 Csl(Na) 결정으로 차폐시킨 것이다. OS0-8 섬광 분광계는 두 개의 분리된 27.5cm2 CsI(Na) 결정으로 구성되어 있다. 한 개는 구멍이 뚫린 CsI(Na) 시준 기를 사용하고, 다른 한 개는 완전히 차폐된 배경 측정용 모니터이다. 그림 5.6a 와 b 는 OS0-7 과 HEA0-1 실험 A4 의 페르세우스좌 관측 결과를 비교한 것이다. 두 결과는 모두 저에너지에서 관측된 열제동 복사 스펙트럼 이의에도 과다 하드 X 선 방출을 보여준다. 이와 같이 대부분 섬광 계수기의 관측 결과는 특징없는 스펙트럼이다 . 그림 5 . 6c 는 비교적 드문 섬광 계수기의 X 선 방출선 관측 결과이다. Her X-1 스펙트럼에서 58keV 선은 회전하는 중성자 별 (neu t ron sta r ) 의 풀라스마에서 전자들의 사이클로트론 방출에 의한 것이며, 막스 플 랑크 연구소와 튀빙겐 천문학 연구소의 풍선 탑재 Nal 계수기로 검출 된 것이다. 이 검출기의 측정된 에너지 분해능은 60keV 에서 22% 이

(a) (b)

그립 5.6 섬광 계수기의 관측 결과. (a) 0S0-7 의 페루세우스좌 8-4 3 2 keV 스펙트 럼 (Ro t hsch i ld 등 1981 ). (b) HEA0-1 실험 A4 의 스펙트럼 kT는 20 keV 이하에서 최적 열제동 복사 스펙트럼의 특성 에너지이다. (c) Her X-1 의 하드 X 선 스펙트럼 (T iiimper 등 1978).

고 식 (5 .4)의 예측치와 잘 일치하고 있다. 최근에 이 연구 그룹들은 Mi r/K v ant 우주정거장에 탑재할 관측기 고에너지 X 선 실험 (HEXE) 울 제작하였다. HEXE 는 15-250keV 에서 작동하고 0112=1 .6° ' 총 면 적 As=800 cm2 인 떄 Na I/C sI 포스위치이다. Sunya ev 등(1 987) 이 초 신성 잔해 1987A 의 HEXE 스펙트럼에 대하여 설명하였다. Kin ze r 등(1 978) 은 20-165keV X 선 배경 복사의 관측 결과를 보고 하였다(식 1. 1 에서 B 야 OS0-7 과 OS0-8 의 장비 자체의 배경 수준 Bi 에 대하여 l)yer 동 (1980) 이 분석하였다. 궤도 500 km 에서 관측된 배경 의 대부분은 지연 입자 작용 (dela y ed particle inter act ion s), 죽 고에너 지 양자에 의하여 섬광물질 내에서 생성된 방사능에 의한 것이었다. 0S0-7 의 경우 Bi (20-40 keV)=2 x 10-2 counts / cm2s 이고, 반면에 0S0-8 의 경우 Bi (20-40 keV)=l. 5 x 10-1 counts / c m 2s 이다. OS0-8 의 검출기 결정의 유효 원자번호가 더 크므로 B i도 더 크게 나타난다. 비교적 관측 시간이 짧은 풍선 탑재 실험에서 유발된 방사능 문제 는 별로 중요하지 않다. 풍선 고도에서는 그립 5.3 과 같은 종류의 능 동 시준 포스위치 검출기의 전반적인 계수율이 어느 한 가지 요인에 의 해 영 향을 받지 않는다. Matt es on 등(1 976) 이 8 X 10-5 counts / cm2 s keV 의 백그라운드 한계를 제시하였다. 또는 Bi (20-40 keV) = 1.6 X 10-3 counts / cm2s 이다. 이 마지막 숫자는 Gin ga LAC 비례 계수기와 비교하면 약 두 배 정도 더 좋다 (2.3 .1절 참조). 현재 2-30keV 밴드에서 사용되고 있

는 비 례 계수기보다 고압 (>5 bar) 으로 충전되고, 면적이 크고, 배경 계 수가 작은 비례 계수기가 저양자 효율 (100keV 에서 20% ）에도 불구하 고 lOOkeV 이하 저분해능 스펙트럼 관측에서 섬광 계수기를 완전히 대신할 수 있을 것이다. Ubert ini 등 (1983) 이 제안한 고압 영상 비례 계수기와 다음 절에서 설명할 섬광 계수기들이 서로 경쟁할 것이다. 5.2.2.2 영 상 장비 현재 코드화된 마스크 망원경과 같이 사용될 두 가지 형태의 영상 섬광 계수기가 개발되고 있다 . 첫번째 형태는 긴 NaI(Tl) 막대의 양단에 연결된 광전 증배관으로 광신호(크기 PA, PB) 가 관측되어 광자의 작용 위치를 결정하는 데 사 용된다. 이와 같은 빛 나누기 엔코더 (2 .4.1.1절의 전하 분할 엔코더 참조) 는 섬광이 막대의 길이 방향으로 지수함수적으로 감소한다고 가정한다. x=(—2 1a ) l n.(/ —PP BA ) 단, a 는 단위 길이당 빛의 감쇠이고, 쩌즌 막대의 중앙에서부터의 거 리이다 (C art er 등 1982, Charalambous 등 1984). 이런 막대를 몇 개 평 행하게 쌓아놓으면 한 축의 공간 분해능이 막대의 폭 (~5cm) 에 의하 여 결정되는 2 차원 검출면을 얻는다. 막대의 길이 (~50cm) 방향의 공 간분해능은 1 ~x=41 E -2 cm fwh m 이다. 이 기술은 우리가 토의하고 있는 에너지 밴드에서는 매력적이지 않다. 이런 NaI(Tl) 검출기의 줄 구조에서 이름이 유래된 ZEBRA 는 영국과 이탈리아의 lOOkeV-lOMeV 풍선 탑재 관측기이다. ZEBRA

에는 고압 비례 계수기도 같이 사용된다. 하버드-스미소니언 천체물리학 연구소의 연구원들은 20-100keV 에너지 범위에 한정해서 NaI(Tl) 로 영상을 얻는 두번째 형태의 검출 기에 대하여 설명하였다 (Garc i a 등 1986, Grin d lay 등 1986). 그들의 풍 선 탑재 EXITE(Energe tic X-ray Imag ing Telescope Expe rim ent) 검 출기는 얇고(0 .64 cm), 직경 (34 cm) 이 큰 NaI(Tl) 결정을 2 단 영상 증 폭기의 전면 볼록 거울 앞에 직접 부착시킨 것이다 (Rou g eo t 등 1979). 광자가 전자로 변환되고 증폭기의 1 단에서 정전기적으로 축소된 디옴-, 실리콘 다이오드 전하 분할기에 의하여 2 단에서 출력된다. 실리콘 다 이오드 전하 분할기의 배치는 그림 2.20b 에 예시된 저항성 양극과 동 일하다. 측정된 공간 분해능은 다음 법칙을 따르며, .6x =6.6 E -21 cm fw hm 앞에서 설명한 빛 나누기 기술보다 훨씬 낮다 . 이미 5 . 2. 1. 3 절에서 논 의된 바와 같이 EXITE 결정의 에너지 분해능은 우수하다. 추정된 배 경 수준은 Bi (20-40 keV) = 1.3 x 10-2 counts / c m 2s 이다. 450cm2 의 유효 면적(QA s) 과 O.3° 의 각 분해능으로 얻은 EXITE 의 관측 결과는 1970 년대 위성 탑재 비영상 섬광 계수기로 얻 은 결과에 못지 않을 것이다. 5.3 인광체 인광(燒光)물질 X 선 변환기의 물리적 원리는 앞 절에서 설명된 섬

광물질과 본질적으로 동일하다. 인광물질을 사용한 X 선 검출기의 주 기능 요소는 그림 5 .1에 예시된 섬광 계수기와 동일하다. 이들 두 가 지 물질은 천문학적인 응용 측면에서만 서로 크게 다르다. 단결정 NaI(Tl) 과 활성화된 CsI 는 저지능이 커서 하드 X 선 및 감마선 천문 학에서 많이 사용된다. 한편 대부분이 다결정체 얇은 충으로 구성되고 각기 데르븀(t erb i um) ~10-3 몰 수준으로 활성화된 (1) P43(Gd2 야 S (Tb)), P44(La :-0 2(Tb)) 와 P45(Y:- 02 S(Tb), 그리고 (2) TPB( l, 1, 4, 4 tet r a ph eny l- 1, 3 buta d ie n e, C 짜 22) 와 같은 유기 인광물질 등은 고분 해능 소프트 X 선 영상 관측에 사용된다. 위에 열거된 희토류 인광물 질들은 의학용 X 선 영상 장치의 음극관 스크린에 사용된다. 이 물질 울 사용하는 X 선 검출기는 두께가 몇 개의 그레인(grain) 충 정도인 필름에서 인광물질 크기 ( > l µm) 의 몇 배 정도로 제한된 최고의 공간 분해능을 갖는다. TPB 및 이와 유사한 형광물질(예를 들어 sod ium sal i c y la t e(NaC1Hs03)) 의 얇고 균일한 필름을 사용하는 연구는 5.2.1. 2 절에서 논의된 측 방향 광분산 문제 떄문에 분해능이 떨어지는 검출 기 를 만들어 낼 가능성 이 크다. TPB 와 sodiu m sal i c y la t e 는 자의 선 검 출기 에 많이 사용되고 있다 (Samson 1967, B urt on 과 Powell 1973). 5.3.l 인광체 검출기의 물리적 원리 희토류 인광물질의 발광 메커니즘에 대하여 Buchanan 과 Wi ck er- sheim ( 19 68) 및 Wi ck ersheim 등(1 970) 이 자세히 설명하였다. 인광물질 의 조성에 따라 붕괴 (deca y)상수는 크게 다르다. P43 의 붕괴상수는 수 백 µs 이므로, 이 물질을 사용하는 검출기의 계수율은 ~103counts / s 로 제한될 것이다 (Schwarz 등 1985a). P 인광물질의 X 선 에너지 변환 효율은 Nal(Tl) 의 효율과 거의 갇고 P43 의 경우 15%(Amdt 1982), P44 의 경우 7-9%(Kalata 1982) 이다. 인광의 피크 파장은 5,500 A 정

도이므로 한 개의 인광 광자를 생성시키는 데 필요한 Ws 는 16-33eV 01 다. 인광물질을 준비하는 방법은 Cha pp ell 과 Murray ( l984) 및 Sams 등 (1 987) 이 설명하였다. 미세 인광 스크린을 만들어내기 위하여 가장 많 이 사용하는 방법은 침전법이다. 적절한 결합제(예를 들어 po ta s siu m s il i ca t e) 와 용매(예를 들어 아세톤, 물)에 섞여 있는 그레인을 원하는 기 저층에 침전시키는 방법이다. 용매가 증발하고 나면 미세한 구멍도 없 는 인광물질 스크린만 남게 된다. 다른 기술은 균일한 에폭시 (e po x y) 충에 고운 페인트 봇으로 칠하는 것이다 (Sams 등 1987). TPB 는 전공 증착 그리고 sodiu m sa li c y la t e 는 메탄올 용액을 분무시켜 얻는다 (Be df ord 와 St. J. Mann 1984). 대표적 인 1-lO keV 측정용 스크린의 두께(밀도 X 두께)는 0.1 - 20 mg/ cm 서다. 가시광선의 감쇠는 얇은 인광체충에서 최소이고 X 선의 감쇠는 두꺼운 충에서 최대이므로, X 선의 에너지와 물질에 따라 최대 양자 효율에 부합되는 최적 두께가 있다. 그림 5.7 은 10mg /cm 2 두께 P43 의 X 선 홉수 계수를 같은 두께의 CsI 및 ZnS 와 비교한 것이다. 6 keV 에서 P43 의 X 선 흡수 계수는 85% 이상이다. 적당한 광전 증배관을 사용한 경우 지금까지 보고된 모든 인광체의 최 대 광전자 수(식 5.3) 는 (Nr,)m ax= (2.3-4.0) E 이다. 또는 5.8m g/cm 2 P45 의 경우 6keV X 선에 대하여 14-24 광전 자이다 (Chappe ll 과 Murray 1984, Kalata 등 1985). 낮은 숫자는 코팅되 지 않은 인광체에 대한 것이고, 큰 숫자는 최대 광수집을 위하여 알루 미늄이 섞인 폴리프로필렌 반사체로 코팅된 인광체에 대한 것이다. 이 런 숫자는 인광체 X 선 검출기의 에너지 분해능이 NaI(Tl) 와 같이 부 정확한 수준이라는 것을 말해 준다. P44 와 P45 의 에너지 분해능이 에

20 10 E(keV) 8 6

그림 5.7 인광체 GchOzS(Tb)(P43), ZnS( 은으로 활성화시키면 Pll, 구리로 활성화 시키면 P2) 와 CsI 의 X 선 홉수 효율을 비교한 것. Psd=lOm 입 cm2 이며 Ps 는 밀도 (P43 의 경우 7 g/ cm3) 이고 d는 충의 두께이다. µ's 은 인광체의 질량흡수계수이다.

너지 E 에 따라 선형으로 변한다는 것 이의에는 아직까지 에너지 분해 능이 측정되지 않았다. TPB 에 입사하는 X 선당 생성된 가시 광자들의 수는 0.28-8keV 범위에서 탄화수소 (h y drocarbon) 충의 킬로볼트 X 선 에 대한 저지능이 작기 때문에 X 선의 에너지에 따라 감소한다•

5.3.2 검출기 개념 천문학에 사용하기 위한 인광체 X 선 검출기 중 가장 고도로 개발 된 것은 하버드-스미소니언 천체물리학 연구소의 PXI(Phosph er X-ray lmage r , Kalata 1982) 이다. PXI 는 X 선, 가시광선, UV 및 입자 의 검출을 위하여 개발된 텔레비전형 검출기 계열 중 하나이다. PXI 는 63 A에 중심을 둔 좁은 파장 범위에 적합한 수직-입사 다층- 망원 경과 함께 태양의 활동 영역 영상을 얻기 위한 로켓 시험에 탑재될 것이다 (Golub 등 1985). PXI 는 그림 5.8a 에 예시되어 있다. 빛은 연속

(a) 자장차폐 전치 층폭기와 증폭기 / 구동 회로

그림 5.8 안광체 X 선 영상 검출기. (a) PXI 의 인광체의 직경은 13 mm 이다. (b) 마 이크로 채널 판과 갇이 사용하는 인광체 검출기. WSA(wedg e and str ip anode) 출력 요소 X 선은 핀홀 시험 마스크를 통하여 입사한다.

영상 증폭기의 첫번째 광섬유의 오목 거울 출구면에 있는 광음극에서 광전자를 여기시킨다. 이 전자들은 영상 증폭기 모듈의 인광 스크린으 로 가속된다. 두번째 모듈을 떠나는 전자 영상을 SIT(sili c o n inten sifi er tar ge t, Coleman 과 Boksenberg 1976) 비 디 콘 (v i d i con) 으로 읽 어 낸다. 인광체의 고유 분해능을 영상 증폭기와 SIT 비디콘의 분해능과 일치 시키기 위하여 X 선 변환 위치에 1 : 4 확장 광섬유 단면을 사용하면 매우 높은 공간 분해능( ~3 µ m fwh m, Sams 등 1987) 을 얻을 수 있다. 이 책에서 설명한 다른 광자-계수 검출기들은 한 번, 두 번 또는 잘 해야 세 번 에너지를 변환시키지만, PXI 검출기는 이런 단계를 여섯 번 사용한다. 다단계 X 선 영상이 필요한 전자회로들은 Kalata ( 1 9 82) 및 Kalata 등 (1985) 이 기술하였다. 검출기의 출력이 비디오 영상이므 로 PXI 데이터 전송을 위한 텔레메트리(t eleme try)의 요구 조건은 적 어도 CCD 카메라의 조건과 같다. CCD 검출기와 같이 PXI 도 단일 광자 위치 모드와 각 화소의 세기를 적정한 시간 간격마다 디지탈화 하는 적 분 (analo gu e- t o-d igit al) 모드에서 작동될 수 있다. 이 런 신축 성이 한 개의 프로그램 가능- 검출기로 광범위한 이벤트율(1 -1012 coun t s/s) 을 취급할 수 있게 해준다. 최근에 MSSL 연구원들은 ESA 의 XMM 에 탑재시키기 위하여 더 간단한 소형 인광체 검출기를 제안하였다 (Schwarz 등 1985a). 인광체 변환기는 P43 한 충과 위치에 민감한 마이크로 채널 판 검출기 영상 증폭기이다(그림 5.8b). 검출기의 공간 분해능 (~160 µm fw hm) 은 광 학적 광음극을 떠나는 광전자의 대략적인 근접 초점 맞추기에 영향을 받는다. 궁극적으로 이런 검출기의 분해능은 마이크로 채널 판의 구멍 크기에 의하여 ~15 µm 수준으로 제한되겠지만 PXI 에서 얻을 수 있 는 고유 인광체 한계보다는 더 우수한 것이다. 마지막으로 인광체 코팅이 전방 조명 CCD 와 lkeV 이하에서 다른 실리콘 검출기의 반응을 확장하는 데 비교적 저렴한 방법을 제공할

수도 있다는 것을 알아야 한다 (Germer 와 Mey e r-Ilse 1986, Zuta v em 등 1980). CCD 또는 광다이오드 배열에 코팅된 인광체충에서 방출된 가시광선은 킬로볼트 이하의 X 선에 대해 장벽 역할을 하는 소자의 전 극 구조물을 투과할 수도 있다. P50(Y2 야 (Eu) ）의 빨간 빛은 실리콘 센 서의 광학적 반응에 잘 일치한다 (Zu t avem 동 1980). Germer 와 Mey e r— Ilse (l 986) 은 P43 으로 코팅된 CCD 를 0.28keV 에서 X 선 분광 검출기 로 적분 모드에서 작동시켜 9% 의 양자 효율을 얻었다고 보고하였다. 0.1 -1.0k eV 범위에서 천문학계가 요구하고 있는 기술적으로 어려운 후방 조명 CCD 개발보다는 인광물질이 코팅된 표준 칩을 사용하는 것이 훨씬 더 경제적일 수 있다. 5.4 음전자 친화 검출기 (NEAD) 1970 년대 말 인공위성에 탑재하기 위한 비교 및 대조 (com p ar ing and constr a stin g) 검출기들에 관한 논문을 조사해 보면 다음과 같은 매우 바람직한 성질을 가전 NEAD(neg a ti ve elect ro n affinity de t ec t or) 와 만나게 된다. (1) 25 mm 직 경 에 걸쳐 15 µ m 의 공간 분해능, (2) 0.1 - 7 keV 범위에서 높은 양자 효율, (3) 중급 정도의 에너지 분해능(.6. E /E= 20% 1 keV, 100% 6 keV). 오늘날 검출기에 관한 논문에서는 NEAD 에 대하여 언급조차 하지 않지만, 이 책에서는 간단히 소개하고자 한다. NEAD 를 영상 X 선 천문학에 이용하려는 노력은 1970 년대 초 하버 드-스미소니언 천체물리학 연구소에서 시작되었다. 그 당시의 연구 목표는 X 선 양자 효율이 마이크로 채널 판으로 얻을 수 있는 것보다 더 높은 고분해능 검출기를 개발하여 HEAO-B( 아인슈타인)에 탑재하 는것이었다.

주기율표의 세번째와 네번째 칼럼에 있는 원소들로_예를 들어 GaAs ――구성된 반도체 복합물들의 표면을 세슘과 산소로 처리하면 음이온 친화 (NEA) 상태로 활성화된다. 즉, 전도대의 맨 윗부분이 전 공 수준 (vacuum level) 위 에 오도록 할 수 있다. 그러 므로 전도대 에 있는 전자들은 X 선이 흡수되면 표면으로부터 탈출할 수 있다. GaAs 와 GaAsP 에서 전자의 확산거리는 일반 Csl 광음극의 0.02 µm 에 비 하여 훨씬 긴 2 µm 정도이다. 한 개의 내부 자유 전자를 만드는 데 필요한 에너지 w( 식 2 .1)는 갈륨 비소화합물(g a lli um arse ni de) 에서 4.2 eV 이다 (Cuz in 1987). 물론 GaAs 는 상온 반도체 물질의 한 가지 종류 o] 다. 수킬로전자볼트 광자에 대한 NEA 물질의 양자 효율은 거의 l 에 가깝다 . 방출되는 광전자의 수는 E 에 따라 일정하게 증가하므로 에너 지 분해능은 보통 정도이다. E 가 증가하면 에너지 분해능이 나빠지는 이유는 평균 광자 흡수 깊이가 클 때 여기된 전자들 중에서 단지 몇 개만이 탈출하는 부분 이벤트가 일어나기 때문이다. Csl 광음극을 사 용할 때도 같은 효과를 관측하였다. NEA 광음극을 ― 3o·c 로 냉각하 면 열이온 방출로 생기는 검출기의 백그라운드를 줄일 수 있다. 그림 5.9 는 Van Sp eyb roeck 등(1 974) 이 제안한 NEAD 검출기의 개 념 이 다. 이 개 념 의 주된 요소는 GaAs 광음극을 투과(tran s mi ss i on) 모 드로 작동시킨다는 것이다(죽, 스침 입사 망원경으로 앞면에 집속된 X 선 이 활성화된 뒷면에서 전자 영상을 만들어낸다)． 인광체 스크린에서 방출· 되는 가시광선 신호를 기록하기 위하여 영상 증폭기 단계가 추가되어 야 한다. 이 검출기 모델을 이용하여 NEA 물질과 X선 의 상호작용은 철저하게 정량화시킬 수 있지만, 이와 같은 위치 민감 NEAD 는 아직 까지 제작하지 못했다. 기술적인 어려움은 음이온 천화 성질을 잃게 할 수도 있는 오염을 방지하기 위한 극도의 전공 (~10-10Torr) 상태가 필요하기 때문이다. T im o t h y(1 988) 는 NEA 광음극이 300°C 이상의 온

도어

그립 5.9 NEAD X 선 검출기 (Van Sp e yb roeck 등 1974). 활성화된 표면을 떠난 전자들은 수킬로볼트로 가속된 후 인광체 스크린에 부딪친다. GaAs 웨이 퍼와 인광체 사이의 공간은 고진공 (~10- i oTorr) 상태이다 .

도에 견딜 수 있는 유리로 제작된 차세대 마이크로 채널 판과 같이 사용할 수 있게 될지도 모른다고 예측하였다. 어떻든 NEAD 는 HEAO- B 프로그램에는 사용되지 못했다. 아인슈 타인 이후 환경 요구 조건이 덜 까다로운 검출기(예를 들어 CCD 등) 가 X 선 천문학에 사용될 것이다.

제 6 장 단일 광자 칼로리미터

6.1 서론 지난 5 년간 X 선 검출기의 가장 큰 전전은 절대온도 o· 에 근접한 온 도로 냉각된 매우 작은(l mm3 이하) 흡수체 안에서 생성되는 온도 펄 스를 통해 X 선을 측정 해 내는 단일 광자(單一光子, sin gle ph oto n ) 칼 로리미터의 개발일 것이댜 각각의 5.9keV X 선의 측정(그림 6 .1)은 1984 년에 0.3°K 에서 작동하 는 실리 콘 마이크로 칼로리 미 터 (mi crocalo ri met er) 를 사용하여 NASA 의 고다드우주비행센터 (GSFC) 와 위스콘신 대학의 연구 그룹에 의해 최초로 그 가능성이 보여졌다 (McCammon 등 1984). 이 연구는 브래그 결정의 해상도에 견줄 만한 비확산형 (non- di s pe rs i ve) 초점 평면(f ocal pla ne) 분광계의 제작을 위한 것이었다. 그러나 이것은 X선 천문학 외 에 본래 핵물리학이나 적의선 천문학 분야에서 수십 년간 연구되어 온 것의 정점(頂点)으로 여길 수 있다. Anderson(l986) 과 Coron 등 (1 985a) 은 1903 년까지 거슬러 울라가 칼로리미터의 개발 역사와 피에

。

그림 6.1 McCammon 등(1 984) 의 실험실형 실리콘 칼로리미터에서 단일 5.9keV 광자의 흡수로 생성된 전압 펄스.

르 퀴리의 방사능 연구를 추적하였다. 그들은 1970 년대 중반에 이르러 열 용량이 매우 적은 액체 헬륨 온도에서 작동하는 적의선 볼로미터 (bolome t er) 의 민감도로부터, 어떻게 N iinik osk i와 Udo(1994) 가 풍선 탑재 볼로미터의 출력에 나타난 스파이크 (s pi ke) 를 우주선 통과시 발 생한 국부적인 가열에 의한 것이라고 식별해 냈는지 가록하였다. N iinik osk i와 Udo 가 처음으로 단일 광자들과 입자들을 열적으로一 검출 해 내는 것이 가능하다는 것을 제안했던 것 같다. 이 장에서는 고다드우주비행센터와 위스콘신 대학의 AX 사? 검출 기 개발 프로그램의 결과들과 함께, 6.2 절에서는 칼로리미터 동작의

물리적 원리, 6.3 절에서는 위성용 열 X 선 검출기 제작과 관련된 문제점 들을 서술하고자 한다. 마지막으로 최근에 X 선 천문학 이의의 응용을 위한 단일 광자 칼로리미터에 관심이 고조되고 있는데, 6 .4절에서는 그것에 대한 내용을 검토하고자 한다. 6.2 칼로리미터의 동작 6.2.l 에너지 해상도:예측치 및 실제 구현값 단일 광자 칼로리미터는 흡수된 에너지가 열로 바뀌는 저잡음 변환 에 의하여 작동된다. 이러한 검출기는 한 개의 홉수체(온도 O .l K 의 열 욕조 (hea t ba t h) 에 연결)와 각각 부하저항(l oad res i s t ors) 을 통하여 냉 각된 (80K) 1 단 저잡음 증폭기에 연결된 한 개 또는 더 많은 온도 센 서(t he rmi s t or) 들로 구성되어 있다. 개별적인 광자나 입자의 흡수로 인 해 흡수체에 유기된 온도 증가는, 에너지 정보가 추출되는 온도 센서 의 출력에 전압 파형을 생성시킨다. 그림 6.2a, b, c 는 현재까지 제안 된 몇 가지 X 선 칼로리미터 설계들을 중요한 특칭들이 표시된 1 차원 모형과 함께 보여준다. 흡수체 물질에서의 상호 경쟁적인 물리적 과정들 사이에서 흡수된 에너지의 흐름은 매우 복잡하다 (Anderson 1986). 광방출(p ho t oe mi s­ sio n ), 형광(fl uorescence) 그리고 결정 결함부 (def e ct s it e) 에 갇히는 전 하 등의 손실 메커니즘은 필연적으로 에너지의 어느 정도 부분을 차 지할 수밖에 없다. 그 나머지는(칼로리미터의 동작 관점에 있어서, 거의 모두는) 열로 손실될 것이다. 그리고 나서 증폭기의 잡음과 부하저항 에서의 존슨(J ohnson) 잡음이 무시할 만큼 작게 될 수 있다면, 열분광 계 (the rmal s pect rome t er) 의 에너 지 해상도는 흡수체와 열 싱 크 (s ink)

(a) | 설계 | I 모델 l

그림 6.2 단일 광자 칼로리미터와 1 차원 모형 (a) 제시된 고해상도의 에칭된 (etc h ed) 실리콘 칼로리미터 (McCammon 동 1984, 1986 ; Moseley 등 1984, 1985 ; Holt 등 1985). 장치의 다리들은 흡수체 질량 ( 2 µm 의 B i으 로 뒤덮인 S i)을 O.l K 의 열 싱크로 연결한다 . 삽입된 온도 센서의 •의부선 은 보이지 않는다. 대각선 ac 나 bd 를 따라가 보면 , 각 끝과 중앙의 점 형 태의 온도 센서에서 G1 ink의 동일한 열전도율을 갖는 1 차원 모형을 제시한 다. (b) 열적 바균질성 (non-un if orm ity)을 최소화하기 위한 설계 (a) 의 변 형 (Mosele y 등 1984). 동일한 네 정점의 온도 센서 출력은 위치에 관계없 는 에너지 신호를 얻기 위해 합쳐지거나 다르게 처리될 수도 있다. 이에 상응하는 1 차원 모형은 선 끝 x/L=O, 1 에 온도 센서둘이 있다. (c) 복합 다아아몬드-게르마늄 저항 방사열계 (Coron 등 1985a, b ; Str ike 등 1986). 다이아몬드 홉수체가 두 다리로 열 싱크에 연결된 숨겨진 Ge 온도 센서 에 의 해 밑으로부터 지지되고 있다. 중앙부 ab 또는 be 의 조사(調査) 결과 나타나는 상옹하는 1 차원 모형은 한 끝에서는 동일한 온도 센서 및 열적 연계 (l ink)를 가지며 다론 한 끝에서는 열 손실이 없다. 열적 비균질 성의 영향을 연구하기 위해 개발된 각 모형에서 에너지는 x = x' 의 좌표에 서 델타 함수의 형태를 띠며 축적된다.

를 연결하는 연결체 안에서의 열역학적인 에너지 섭동(음향 양자 (ph onon) 수의 섭동)에 의해 결정된다. 그 한계 해상도는 다음 식으로 주어 진다 (Mosele y 등 1984). I 6.E = 2.36~(kT5C) 2 (6.1 ) 여기에서 C는 열 싱크 온도 To 에서의 검출기의 열 용량(J oules /K)이 며, 妹근 볼츠만(B ol t zmann) 상수이다 . f는 그 일정값 위로 X 선에 의 해 상승하는 흡수체 온도를 감지하는 온도 센서의 성질에 크게 의존 하는 검출기 상수이다. f의 값은 대개 l 에서 3 사이의 값을 갖는다 (Moseley 등 1984, McCammon 등 1986). 전통적 인 비확산 X 선 분광계가 전자 (ele ct ron) 를 또는 섬광체의 경 우에는 광자를 세는 것인 반면, 칼로리미터는 음향 양자를 센다. 실리 콘에서 전자-홀 쌍을 만드는 데 필요한 에너지 w 는 3.6eV 이며(표 4.1 ), 계수 가스에서의 전자―이온 쌍이나 고체 섬광체에서 가시광 광 자를 생성하기 위해서는 20 eV 이상이 필요하다 (2.2 .l절, 5.2. 1.1절 참조). 그러나 평균 음향 양자 에너지 kTo 는 l K 의 흡수체 온도에서 10-4 eV 정도의 값이다. 결정상(結晶狀 cry st a l lin e) 흡수체에서 격자의 주요 비 열(J oule/mole /K의 단위로)은 다음의 잘 알려진 디바이 (De by e) 공식으 로 주어진다. C= l944( —T_Q __ )3 (6.2) TD 여기에서 TD 는 현재까지 마이크로 칼로리미터의 흡수체 재질로 가장 많이 사용되고 있는 실리콘과 다이아몬드가 각각 640K 와 2220K 의 값을 갖는 디바이 온도이다. F i o rini와 N iini kosk i (1984) 는 다른 가능한 광범위한 재료들의 열적 특성을 표로 만들었다.

식 (6.2) 를 염두에 두고 식 (6 .1)을 살펴보면, 분광계의 성능을 최적 화하기 위해 흡수체의 질량을 최소화해야 할 필요성과 함께, 에너지 분해능은 작동 온도에 매우 강하게 의존함 (To 5/2에 비례)을 알 수 있다. 어떤 응용에는 최소의 유용한 검출기 부피에 대한 심각한 구속 조건 이 없을 수도 있다. 그러나 영상 X 선 천문학에 있어서는, 어떠한 초점 평면 검출기의 면적이 스침 입사 광학부의 유한한 각 분해능과 (그보 다 더욱 심각한 것은) 인공위성 본체 지향성의 혼들림을 모두 수용해야 한다. 이 최소 면적 요구 조건은 최근에 개발된 저온 냉각된 X 선 검출기 가 죽각적으로 천문학에서 응용되는 것을 배제시킨 것으로 보인다. 0.3K 에서 작동하는 주석/주석 산화물/주석의 초전도 터널접합(t unnel j un cti on) 은 67eV fwh m 정도의 낮은 에너지 분해능을 나타냈다 (Kraus 등 1986, Twerenbold 1986, 1987, 1988). 이러한 장치들에서는 입사하는 복사 (rad i a ti on) 에 의해 축적되는 에너지가 초전도 금속 박막 에서 쿠퍼 (Coo pe r) 전자 쌍을 깨뜨리는 데 사용된다. 따라서 얇은 (20 A) 산화물막을 통해 양자역학적 전류의 증가를 가져온다. 자유 전하 를 생산하기 위해 요구되는 특성 에너지 w 는 0.001eV 정도 크기의 값이어서, 칼로리미터와 같은 초전도 측정기는 높은 양자 효율과 매우 좋은 에너지 분해능의 조합을 보장해 준다. Twerenbold(l987, 1988) 는 초전도 터널집합의 신호 생성과 잡음원을 분석하였다. 에너지 해상도 는 접합 콘덴서로부터 생기는 회로 잡음에 의해 제한되며, 따라서 접 합 지역에 따라 변하게 된다. 지금까지 보고된 가장 큰 X 선 검출기 접합부는 겨우 0.088mm2 의 면적을 갖는 것이었다 (Kraus 등 1986). 약 1,000 개의 소자 (elemen t)를 갖는 배열이 (예를 들어) XMM 초점면의 유효 부분을 덮는 데 필요했다 (Twerenbold 1987). 고온 (90 K) 의 초전 도 재료들은 접합부가 그 전이 온도의 아주 적은 부분밖에 되지 않는 온도에서 작동되어야 하고 고온 초전도체에서의 w 값이 금속에서보다

훨씬 높기 때문에, 검출기 재질로 주석에 비해 큰 장점을 주지 못한다 (Twerenbold 1988). 그럼에도 불구하고, 초전도 터널집합부(그리고 초 전도 미립자 : Valle tt e 와 Ways a nd 1977, Seid e l 등 1987) 에 대한 연구는 앞으로 몇 년 동안은 빠른 속도로 지속될 것이다. 초전도체와 칼로리미터 검출기들의 X 선 홉수층의 두께는 관심 있 는 X 선 에너지에서의 좋은 양자 효율을 얻기 위해 제한받게 될 것이 다. GSFC/ 위스콘신 그룹은 면적이 0.5XO.5mm히 며 두께가 25 µm (그립 6.2a 와 b) 인 실리콘으로 구성된 칼로리미터를 AXAF에 탑재할 것을 제안하였다. 후자의 숫자는 실리콘에서의 6keV X 선의 1/e 흡수 깊이를 나타낸다 . 유사하게 Coron 등(1 985) 은 알파 입자의 열적 검출 울 실증하고, 다이아몬드 흡수체 부피가 1X1X Q .25mm3 인 복합 X 선 볼로미터를 제안하였다(그림 6.2c). 6 . 3 절에 자세히 서술된 AXAF 검출기의 경우, O.l K 에서의 총 열 용량은 (Mosele y 등 1984) C=5.8 X l0-15 J/K. 가 되어야 하며, 이것은 (식 6 .1의) f 값이 2.56 이면 fwh m 에너지 분 해능은다음과같다. b..E =l. l e V 따라서 원칙적으로 칼로리미터는 실리콘 (S i(Li)) 검출기 또는 CCD 의 높은 양자 효율과 비례 계수기, 브래그 결정(1. 3 절 참조)이나 회절 격 자(1. 5 절 참조)의 뛰어난 에너지 분해능을 합해 놓은 이상적인 X 선 분 광계이다. 이 책이 쓰여전 시점(1 987 년 말)에서는 실제 분광계들의 궁 극적인 해상도가 열역학적 한계에 얼마나 가까워질 수 있을까 하는 것을 말하기가 어렵다. 우리는 지금까지의 실험적 성과를 서술할 수 있을 뿐이며, 식 (6 .1)의 유도 과정에서 빠진 에너지 흐려짐 (blur) 의 비

열역학적 원인들에 대한 최근의 이론적 연구를 종합할 수 있을 뿐이다. GSFC/ 위스콘신 그룹에 의해 구성된 첫 칼로리미터 (McCammon 등 1984) 는 같은 3He 저온 유지 장치 안에 설치된 55Fe 생성원으로부터 나오는 X 선에 노출되었을 때 0.3K 의 온도에서 에너지 분해능 6.E =270eV 를 얻었다 . 그러나 이 장비의 열 용량은 (안티몬으로 처리되고 , 붕소로 보강되고, 황동선(黃銅線)에 장착된 0.25 X0 .25 rnm2 면적의 실리콘 (S i)) 약 l0-ll J/K로 높은 편이었다 . 측정된 분해능은 전치 증폭기(p ream ­ p l ifi er) 의 잡음과 비최적 (nono pti ma l) 신호 필터링을 고려하면 기대값 과 비교적 잘 일치하였다. 두번째 시험들에서는 (Mosele y 등 1985) 황동, 석영 또는 초전도체로 입혀진 탄소 섬유 등에 의해 여러 방법으로- 지지되는 o.2 x o .2x o .s rnm3 게르마늄 샘플을 사용하였다. 이러한 장치들은 기존의 Si( L i) 혹 은 CCD 검출기(그림 4.3) 의 0.3 K 작동 온도에서의 에너지 분해능 6.E =l30eV 와 일치되기 시작하였다 . X 선 이벤트들 사이의 검출기 출력을 샘플링 하여 측정된 기저 (basel ine) 잡음 펄스 높이 분포의 폭은 신호 피크의 폭과 같았는데, 이는 측정기의 열적 작동이 좋았음을 나타낸다. 이 GSFC/ 위스콘신 프로그램의 3 단계에서는 흡수체로 실리콘을 다 시 사용하였으나, 총 열 용량을 최소화하기 위하여 전체 칩 부피의 아 주 적은 부분을 차지하는 이온 주입 온도 센서를 같이 사용하였다. O .l K 에서 작동하여 이들 측정기들의 기저 잡음은 예측되는 열역학적 잡음 수준인 8 eV 에 잘 일치하는 , 겨우 반치폭(fwh m) 11 eV 정도이 다. 그러나 신호 최대값의 폭은 훨씬 넓은데 (~130eV), 이는 최초로 신호에 의존하는 전 환 잡음 (convers i on no i se) 원이 있음을 알려 준다.

가능한 에너지 흐려짐의 비열적인 원인들은 소형 칼로리미터의 개 발 착수 직후에 Moseley 등 (1984) 에 의해 고려되었다. 은과 금으로 된 X 선 전환충 (convers i on la y er) 은 반도체 결정 안의 결함부에 갇힌 전 하들이 이온 주입된 실리콘 측정기의 분해능이 나쁜 원인인 것을 보 였다. X 선 전환 매질로 반금속(창연, B i)의 사용은, 트래핑부 없이 낮 은 열 용량과 함께 0.1 K 에서 작동하는 3He/4 H e 희석 냉각 장치 안에 설치된 장치와 함께 t6.E =38eV 의 에너지 분해능를 실현시켰다 (Hol t 등 1985). 그림 6.3b-d 는 GSFC/ 위스콘신 개발 프로그램의 현상황을 나타낸 것 이 다 (McCammon 등 1987). 그림 6.3a 에 예 시 된 소자에 55Fe 의 5.9 및 6.4 keV X 선을 조사하여 0.08 K 에서 t6.E =l7eV 의 에너지 해상도를 얻었다. 열화(t hermal i sa ti on) 매질은 디바이 온도 가 겨우 140K 인 반도체 수은 카드뮴 텔루라이드 화합물이다. 그림 6.3b 와 그립 6 .1의 출력 펄스 변화를 비교하면 칼로리미터 성능을 최 적화하는 데 발전이 있었음을 알 수 있다. 이 분야의 다른 연구 그룹의 실적은 GSFC/ 위스콘신 협력 프로그램 보다 초기 단계의 개발이었다. 미국에서는 하버드-스미소니언 천체물 리학 연구소와 벨 연구소 그룹들이 영상 저항방사열계(imaging bolome t er) 를 만들기로 목표를 정하고 있었으나 (6.2 . 2 절 참조)， 아직까 지 저온 측정을 하지 못했다. 영국에서는 MSSL 과 런던의 퀸마리 대학 이 기존 적의선 저항방사열계 전문가들을 모아서 연구를 전행하고 있 었다. 유럽에서는 프랑스의 LPSP(Labpr a to r ie de Phys iq u e Ste l lair e et Plane tarir e) 가 주축이 된 협 력 연구 그룹이 원래 적 의 선 천문학에

0 ( 止 9 K 일 응

서 입자분광계 및 천문학적 X 선 검출기로 사용되었던 복합(그립 6.3 a 와 같이 에너지 흡수체와 온도 변환가가 서로 다른 물질로 만들어전 것을 뜻함) 볼로미터를 개발하고 있다. LPSP 설계에서는 흡수체로 다이아 몬드, 온도 센서로 갈륨이 도포된 게르마늄을 사용하였다. 다이아몬드 는 매우 높은 디바이 온도를 가전다. 따라서 비열 (s pe c ifi c hea t)이 매 우 낮다 (F i or ini와 Ni iniko ski 1984). 음속(音速)은 다이 아몬드 안에서 비교적 높은 편이며, 이는 흡수체의 열적 시간상수를 감소시켜 계측기 의 계수(計數) 능력을 향상시키며 열적 비균형성의 효과를 최소화시킨 댜 22keV X 선을 온도가 비교적 높은 0.5K 의 면적이 큰(직경 4mm) 검출기에 조사하여, LPSP 에서 지금까지 얻은 가장 좋은 X 선 에너지 분해능은 .6.E =2800 eV 이 다 (Gabr i el 1987). 실험적 연구가 전행됨에 따라, 최근의 이론적 연구는 비열적인 효 과가 칼로리미터의 분해능에 미칠 한계를 평가하려고 노력해 왔다. Anderson (1 986) 은 다이아몬드 입자분광계의 에너지 손실 메커니즘을 고려하여 다이아몬드가 가시광 스펙트럼의 녹색 부분에서 방출이 최 대인 효과적인 섬광체임을 알았다. 이러한 사실로 복합i X 선 볼로미터 의 궁극적안 에너지 분해능을 제한할 수도 있다. Fraser (1 987) 는 그림 6.2 에 보인 세 가지 칼로리미터 설계에 있어서의 열적 비균일성에 의 한 임계 분해능을 유도하였다. Moseley 동(1 984) 에 의해 처음 지적되 었듯이 어떠한 온도 센서 출력에서 생성되는 전압 파형(波形)의 모양 은 확장된 홉수체 안에서 에너지가 축적되는 위치에 반드시 의존한다. 만약 X 선이 열적 연계부의 가까운 곳에서 흡수되면, 그 에너지는 검 출기의 중앙에서 흡수되었을 때보다 더 빠르게 열 싱크로 흘러갈 것 이다. Moseley 등 (1984) 은 위치 에 따른 추정된 에너지의 변화를 최소

화하기 위해 그림 6.2b 의 다중· 온도 센서 설계를 제안하였다. 측정기의 에너지 해상도에 대한 열적 평형이 미치는 영향은 열적 연계부의 시간상수 flink = G1Cin k 에 대한흡수체 시간상수 rabs= GCab s 의 비 g에 의해 결정된다. Gabs 와 G1 ink는 각각 흡수체와 흡수체를 열 싱크에 연결하는 열적 연계부의 열전도도 (Wa tt s/ K)를 나타낸다 . 열전 도 방정식의 적절한 해(解)는 .6. E/E를 g의 함수로 계산할 수 있게 한 다 (Fraser 1987). 그립 6 .4는 칼로리미터 분해능이 (1) 최적화된 브래그 분광계의 분해능과 견줄만 하고, (2) 식 (6 .1)에 표현된 열역학적 한계 에 접근한다면 g가 사실 10-3 의 차수 (order) 가 되어야만 한다는 것을 보여준다. rJink가 검출기의 계수율 능력(최대 300 µsec 정도의 값일 것 임)을 절충하지 않고는 끝없이 증가될 수 없고 흡수체윅 시간상수가 1 µsec 범위에 있으므로 열적 비균일성이 그립 6.2a 와 b 의 설계에서 6 keV 의 X 선 에너지에 대하여 20eV 와 6eV 정도로 각각 제한되며, 에 너지 흐려짐의 매우 심각한 원인이 될 수 있다. 6.2 .2 영상화 천문학에서 상상할 수 있는 소형 칼로리미터의 초점 평면의 적용 범위는 위에서 설명되었듯이 열 용량 최소화 요구에 의해 크게 제한 된다. CCD(4.6.3 절 참조)의 경우와 같이 다론 고체 검출기, 모자이크,

1000

그림 6.4 시간상수바 g의 함수로 나타낸 fwh m 에너지 분해능 . 모델 a-c 는 그립 6.3 의 (a)-(c) 에 해당한다. 5.9keV 의 X 선이 조사되었다. 수평선들은 (1) 이 에너지에서 기존 Si( L i) 측정기나 CCD(4 장 참조)를 이용하여 얻을 수 있는 에너지 분해능, (2) 약 6 keV 에서의 LiF 크리스탈 분광계를 이용하 여 얻을 수 있논 에너지 분해능 {4eV, By rna k 등 1985), (3) 칼로리미터 a, b 에서의 O.l K 열역학적 에너지 분해능을 나타낸다. c 모델에 해당되는 열역학적 한계는 4eV 이다 (Coron 등 1985).

개별 검출기 배열의 패킹 (close pa ckin g) 등은 크기가 있는 광원의 열 적 영상을 얻는 수단으로, 그리고 화소(pi xel) 와 화소 간의 동시 계수 를 이용하여 측정기의 배경을 줄이는 수단으로 제안되었다. 칼로리미 터 배열로 측정된 결과는 아직까지 없었다. LPSP 에서의 Aste r ix 프 로그램 (Gab ri el 1987) 은 O .l K 에서 작동하는 3X 3 , 그리고 8 X 8 의 볼로 미터(저항방사연계) 배열의 제작을 그 목표로 하였다. 영상 장치의 두번째 형태는 하버드-스미소니언 / 벨 연구소의 협력으 로 연구될 예정이다. 이들은 균일한 저항성 양극 위치 엔코더 (resis t i ve anode pos it ion encoder) 와 유사한 단일 흡 수체의 열적 비균 일성 (X 선 흡수 위치에 따른 펄스의 상승 시간과 펄스 높이의 변형)을 활 용하려 한다. 네 개의 전하 수집 전극 대신에 위치에 민감한 칼로리미 터는 사각 흡수체 측면의 중앙이나 그 꼭지점들에 네 개의 일치된 온 도 센서를 가질 것이다(그림 6.2 b ). 이러한 장치의 분석은 좋은 공간 분해능 Ax7} 높은 열적 비균일성 이 필요하며, 따라서 에너지 해상도와 맞바꾸어져야 한다는 사실을 끌 어낸다. 사실 ~X_ R L g 이다 (Fraser 1987). 여기에서 L은 칼로리미터의 1 차 (선형) 크기이며, R 은 잡음 대 신호비이다. 시스템 잡음이 leV 수준으로 줄어들 수 있 다면, 열역학적 에너지 분해능과 한 축당 몇 개의 6keV 영상 화소들 을 포함하는 검출기들이 구성될 수 있다. 이러한 검출기들은 AXAF 의 높은 각 분해능을 갖는 미래 비행 계획에 초점 평면 예비 후보가 될 것이 분명하다.

6.3 AXAF X 선 분광 실험 그림 6.5(Holt 등 1985) 는 AXAF 프로그램을 위한 GFSC/ 위스콘신 X 선 분광 실험 (XRS) 의 개략도이다. 이 실험에는 분할 Si( L i) 검출기 이외에 지금까지 위성에 탑재되지 않았던 X 선 칼로리미터가 포함되 어 있다. 흡수물질(그립 6.2a, b) 자체의 물리적 특성은 이미 자세히 토 의했으므로 이 절에서는 궤도상에서 장비의 작동과 관련된 기술적 어 려움에 대하여 고찰하기로 한다 . 가장 심각한 문제는 냉각이다. 첫번째로 실험실에서 0.1 K 를 얻기 위하여 사용되는 3He/4 H e 냉동기는 미소 중력 공간에서는 작동하지 않는다는 점이댜 그러므로 단열 자기 소거(磁氣消去) 냉동기 (A di abat ic Demag ne ti sa t ion Refr ige rato r : ADR) 가 XRS 칼로리 미 터 의 다단계 냉

스털링 냉각기

그립 6.5 AXAF X 선 분광계 실험의 개략도(H ol t 등 1985). 이 실험은 AXAF 초 점 평 면 모듈의 4 분의 1 을 차지 하고 있다 (S. S. Holt 제공).

각 장치 중 마지막 냉각 단계로 채택되었다. ADR 은 열 싱크로 1.5 K 4He 냉각 장치를 사용한다. 이 장치의 외각은 두 개의 상호 연결된 피 스톤을 사용하는 폐사이클 열 엔진인 스털링 (Sti rlin g ) 사이클 기 계적 인 냉각기에 의하여 65K 로 유지된다 또한 스털링 냉각기는 XRS 칼 로리미터의 예비 탑재물인 Si( L i) 분광계를 직접 냉각시킨다. 칼로리 미터의 수명은 액체 헬륨의 증발 문제로 약 2 년으로 제한된다. 단열 자기 소거 냉동기는 상자성(常磁性) 염류(鹽類, sal t)의 다이폴 (d ip ole) 의 순환적인 방향 전환에 의하여 작동된다. 초기에는 다이폴들 이 무작위로 정렬되어 있고, 염(鹽)은 헬륨 열욕조에 열적으로 연결되 어 있다. 강한 자장(～수테슬러(t esla) ）을 걸어준다. 쌍극자들은 자기장 울 따라 정렬한다. 마지막으로 자장을 제거하고 염을 열욕조와 분리시 키면, 쌍극자들은 다시 무작위 정렬 상태로 돌아가며 염으로부터 에너 지를 빼앗아 원하는 O .l K 로 냉각시킨다. ESA 의 XMM 에 사용할 검토된 ADR 냉각 장치는 개념상으로 간단 하지만, 개발하려면 기술적으로 어렵고 비용도 많이 들 것이다. 두번째 주요 관심 분야는 칼로리미터 질량을 고려한 X 선 창의 설 비에 관한 것이다. 지금까지 방사선원이 칼로리미터 의부에 있는 경우, 실험실에서 측정이 보고된 적이 없다. 우주 공간에서 X 선은 효율적으 로 투과시키고, 모든 다른 전자파 방사선들은 흡수 또는 반사하는 창 의 배치가 필요하다. XRS 와 LPSP 콘소시움에서 제안한 개념 (Coron 등 1985b) 은 냉각 장치 외각에 부착된 금속화된 플라스틱 차폐를 사용 하는 것이다. 최외곽 창(온도 65K) 은 X 선 광학계에서 집속되는 X 선 빔을 통과시킬 수 있도록 가장 내부의 창(온도 O .l K) 보다 커야 된다. 다중 창의 투과는 칼로리미터 밴드 폭의 저에너지 하한 (~0.5keV) 을 결정한다. 칼로리미터는 일정한 6. E 의 분광계이므로, 일정한 AA 격자 분광계와 에너지 분해능 관점에서 경쟁이 되지 않는 에너지 하한선이 있다. 제안된 AXAF 칼로리미터의 leV 열역학적 분해능과 AXAF

저에너지 두과 격자 분광계의 예상 성능을 비교하면, 약 0.5keV 에서 X 선 에너지 분해능의 교차점이 발생한다. 현재로는 X 선 칼로리미터에 관한 논의를 어떤 확정적인 방향으로 결론지울 수 없다. 질문들이 더 적합한 것 같다. 실제 물질들을 사용 하여 에너지 분해능의 열역학적 한계에 도달할 수 있을 것안가? 스털 링 사이클 냉각기는 공간에서 수년간 작동될 수 있을 것인가? （물론 이 문제는 모든 고체 X 선 검출기의 사용 문제와도 관계된다 . ) ADR 이 과 도한 열을 헬륨 저장통에 가하지 않고 상자성(常磁性) 염을 필요로 하 는 자기장을 제공할 수 있는 전자석을 만들 수 있는가? 적절한 냉각 X 선 창을 만들 수 있는가? 만약 마지막 세 가지 질문들에 대한 해답 중에 어느 하나라도 부 정적이라면 X 선 칼로리미터는 위성 탑재용 장비로 발전될 수 없을 것이다 만일 모든 질문에 대한 해답이 긍정적이라면 X 선 천문학자 들은 가까운 장래에 혁명적인 능력을 갖춘 분광계를 보유하게 될 것 0] 다. 6.4 응용 앞 절에서 논의된 기술적 어려움들을 극복하고 칼로리미터가 X 선 천문학에 공헌하든지 안 하든지 간에, 그들의 상당수가 현대 물리학의 지상 실험 장비로 사용될 수 있을 것이다(표 6.1) . 제안된 칼로미터들은 천문학에서 필요로 하는 것과 같이 체적이 작 으며 분해능이 높은 것과, 입자 발견을 위해 훨씬 크며 분해능이 낮은 두 가지로 분류된다. 표 6 .1의 마지막 항목은 비이온화 이벤트에 민감 한 칼로리미터의 독특한 성질을 이용한 것이다. 우주의 잃어버린 질량 (miss in g mass) 을 구성한다고 믿어지는 무거운 성분 또는 다른 입자

표 6.1 단일 광자, 단일 입자 칼로리미터의 제안된 응용 분야

들의 발견은 검출물질의 원자핵과 충돌시 상승하는 온도를 직접 측정 하여 이루어질 수 있다.

부록 A 관측 X 선 천문학:문헌

역사적 발전 디음 목록은 1962-78 년 사이에 이루어진 X 선 천문학의 관측 현황 에 관한 논문 및 도서 중 일부이다. Fr ied man, H. , B y ram, F. T. and Chubb, T. A. Sc ien ce 156 (19 67) 374 Morriso n, P. Ann. Rev. Astr o n. Astr o ph y s . 5 (19 67) 325 Gia c coni, R., Gursky, H. and Van Sp eyb roeck, L. P. Ann. Rev. Astr o n. astr o p hy s . 6 (1 968) 373 Gia c coni, R., Reid y , W. P., Vaia n a, G. S., Van Sp eybr oeck, L. P. and Zehnp fen nig , T. F. Sp ac e Sc i. Rev. 9 (19 69) 3 Adams, D. J. Conte m p . Phys . 12 (19 71) 471 Gia c coni, R. and Gursky, H., eds. X-ray astr o nomy , Astr o ph y s. Sp a ce Sc i. Lib r a ry no. 43, D. Reid e l, Dordrecht (19 74) Wi llm ore, A. P. Q. J. R. Astr. Soc. 17 (1976) 400 Culhane, J. L. Vis tas in Astr on omy 19(1977) 1 현대 아인슈타인과 EXOSAT 이후 관측 X 선 천문학을 단일 항목으로

논평하는 것은 더 이상 불가능하다 . 아인슈타인 천문대의 최초의 관측 결과는 1979 년 Astro ph y s i c a l Jou rnal Lette rs , Vol. 234 에 게재되었다 . 이 특집호에 실린 논문들과 R. G i accon i와 G. Setti가 편집한 논문집 (X- ra y astr o nomy , Proc. NATO advanced stu d y ins ti tut e , Eric e , Sic i ly , 1979 ; D. Reid e l, Dordrech t(1 980)) 은 지금은 전문 논평의 일상 적인 주제가 된 X 선 방출 물체를 별도로 분류하였다 EXOSAT 시대 의 X 선 천문학도 Spa c e Sc ien ce Revie w s, vol. 40 (19 85), (A Peacock, ed) 에서 유사하게 취급하였다. X-ra y em 函 on fro m normal sta r s : Rosner, R., Golub, L. and, Vaia n a, G. S. Ann. Rev. Astro n. Astro ph y s . 23 (1985) 413 Hot whit e dwarf s : Heis e , J. Sp ac e Sci ,. Rev. 40 (1985) 79 Cata c lysm i c vari ab les : Mason, K. Spa c e Sd Rev. 40 (19 85) 99 Supe r nova remnants : Holt, S. S. In Supe r nova Remnants and the ir X-ray Emis sion , IAU sym p. no. 101, P. Gorenste i n and J. Danzig er , eds., D. Reid e l, Dordrecht, (19 83) ; Raym o nd, J. C. Ann. Rev. Astr o n. Astro ph y s . 22 (19 84), p. 75 ; Aschenbach, B. Spa c e Sd Rev. 40 (19 85) 447 X-ray bina ri es : Jos s, P. C. and Rapp a po rt, S. Ann. Rev. Astr o n. Astr o ph y s . 22 (19 84) 537 ; Haya kawa, S. Phys . R epo r ts 121 (1985) l ; w 血 e, N. E. and Mason, K. Sp ac e Sci . Rev. 40 (1985) 167. Optica l iden ti fica tio n of ga lactic X-ra y sources : Bradt, H. V. and McLin toc k, J. E. Ann. Rev. Astro n. Astr o ph y s . 21 (19 83) 13 Activ e ga lactic nuclei : Gia c con i, R. Spa c e Sd Rev. 30 (19 81 ) 3 ; Balik , B. and Heckman, T. Ann. Rev. Astr o n. Astr o ph y s . 20 (1982) 431 ; McHardy, I. Spa c e Sd Rev. 40 (19 85) 559 Cluste r s of ga laxie s : Forman, W. and Jon es, C. Ann. Rev. Astr o n.

Astr o ph y s . 20 (19 82) 547 ; Fabia n , A. Spa c e Sci . Rev. 40 (19 85) 653 ; Sarazin , C. L. Rev. Mod. Phys . 58 (19 86) 1 The X-ra y backg ro und : Gia c coni, R. Spa c e Sci . Rev. 30 (19 81 ) 3 ; Boldt, E. Phys . Repo r ts 146 (19 87) 1 X-ra y spe c tr o scopy : Holt, S. S. Vist a,s in Astr o nomy 24 (19 82) 301 Emis sion mechanis ms : Pr ing le , J. E. Ann. Rev. Astr o n. Astr o ph y s . 19 (19 81 ) 137 ; Frank, J., Kin g , A. R. and Rain e, D. J. Accretio n Power in Astr o ph y s ics, Cambri dg e Univ e rsit y Press (19 85)

부록 B X 선 데이터 분석 기술

대부분의 천문학적 X 선 데이터 분석은 알맞는 모델을 찾는 일 (model- fitting)이다. 에너지 스펙트랍 시간 현상 또는 하늘의 지도 작성 등에 관련된 것일지라도 불완전한 장비의 효율과 분해능(에너지, 시간 또는 공간)을 감안하여 방출원(放出源)에 물리적으로 적절한 모델 을 선정하고 예측된 계수율과 측정된 계수율을 비교한다. 모델 변수 (광원의 온도 또는 스펙트럼 지수(in dex), 궤도 주기, 위치 .. …. ）는 데이터에 최적 모델을 얻을 때까지 조정된다. 이와 같은 복합적 가정 시험 (com­ pos it e hy pothe sis t es ting)의 이론적 인 설명은 Lamp ton 등 (1976b) 이 기술하였다. X 선 천문학에서 선정된 모델의 유효성 (s ignifi cance) 을 측 정하는 데 가장 보편적으로 사용되는 것은 Pearson 의 균 통계이다. 만일 D; 가 1번 째 상자(공간, 시간 또는 에너지)에 있는 관측된 숫자이 고 F가 가변 변수 p를 갖고 있는 모델에 의하여 예측된 누적치이면, 변수 공간 (s p ace) ZN( D,·— F,) S=~ : <1 7=F; 에서 격자 찾기(gri d search) 에 의하여 찾아낸 이 양의 최소치는 자유 도가 N- p인 균 통계로 분포된다 (M arti on 1971 ). 최적 모델 변수들의 배열(point es ti mat e) 과 이에 관련된 신뢰도 구

간 (co nfi dence inter val, 어 느 정도의 신뢰도를 가지고 최적치가 존재할 수 있는 변수 공간의 영역)을 만들어내는 다론 기술들에는 MLM(max- im um lik e liho od me t hod) 이 포함된다 (Cash 1979). Pulse 높이 분석 관습적인 비례 계수기 (2 . 2.4 절 참조)는 중급 정도의 에너지 분해능을 갖고 있으므로, 천문학적인 스펙트럼 피팅(fitting)에는 전통적으로 세 가지 단순한 소스 (source) 모델이 사용되어 왔다 . 각각의 경우 (Zorn 一 beck 1982) 검출기에 도달하는 예측된 선속(fl ux) 은 다음과 같이 쓸 수있다. RE > = Cexp ( -a H(E >NH.) f(s, E) pho to n s/cm2s keV 단 , C 는 규격화(規格化, nonnaliza ti on ) 상수(첫번째 조정 가능 변수)이 고, 샤는 광원까지 시선(視線)에서 수소의 기둥 밀도(원자/ cm2, 두번째 조정 가능셀수)이며, 6H 는 수소 원자당 광전(光電) 단면적이다. 지수 항은 성간물질과 방출 영역 근처에 있는 가스 구름의 흡수를 나타낸 다 . f(s, E>는 세번째 조정 가능 변수 s 에 의하여 통제되는 광원의 고 유 스펙트럼이다. 광학적으로 얇은 뜨거운 가스에서의 열 제동 복사에서 s 는 광원의 온도 T 와 일치하고, 그리고 f= 궁e 》露 (k》 템:T) 이다. 굽는 양자 역학적 효과에 대하여 스펙트럼을 수정하는 온도-평 균된 곤트 (Gaun t) 인자이 다 (Greene 1959). k 는 볼츠만 상수이다. 흔히 싱크로트론 (s yn chro t ron) X 선의 스펙트럼을 표시하는 멱 법 칙

澤法則, Power law) 방출에서 s 는 스펙트럼 지수 n 과 일치한다. f=E -n 흑체 복사체에 대해서 s 는 광원의 온도가 된다 . f= {exp (-EE2/k T I-1} 단일 X 선 에너지 恥에 존재하는 방출선은 가우스항 Bexp (-(:;f) : B,

시 간 분석 (Temp or al analys is ) 우주 X 선 소스들은 여러 가지 시간 스케일 (scale) 에 따라 변한다. 그러므로 가장 간단한 시간 분석은 측정된 타임 시리즈(ti me-se ri es) 의 변화가 통계적인 의미를 갖는지 또는 갖지 않는지 판단하기 위하 여 일정 선속 (s t ead y fl ux) 이라는 가정에 대하여 균 一 시험을 행하는 것이다. 좀더 복잡한 형태의 시간 분석에는 주기 찾기 (searc hing) 방식이 가 장 혼 하게 상용된다. 타임 시리즈 데이터에서 주기를 찾아내는 가장 강력 한 방법 은 푸리 에 (Fouri er) 분석 이 다 . FFT(fa s t Fou rier tra ns- fo rm) 의 응용은 간단하지 않다 . FFT 에 이상적인 입력은 일정한 간격 으로 얻어전 일련의 세기(int ens ity) 표본이다 . 저지구 궤도에서 얻은 위성 자료에는 지구에 의한 가로막힘, 송신 신호의 손실 및 고방사능 배경 공역의 통과 등으로 불규칙한 간격이 생긴다. Ponman (1981) 은 어떻게 이 문제를 국복할 수 있는지 설명하였다. 만일 데이터에 주파수 v 의 변조가 존재하면, 광원의 파워 스펙트 럼 P( II, 파워 스펙트럼 밀도는 푸리에 정현과 여현 계수의 제곱의 합으로 정의된다)에는 II 에 중심이 있는 뾰족한 피크가 포함된다. 샘플링과 분석 기술 때문에 만들어전 의사(擬似) 피크들과 II 의 고주파 성분들 도 나타날 수 있다 (Ponman 1981 ). 불완전한 데이터에 쉽게 적용할 수 있는 단순한 주기 찾기는 에포크 폴딩 (e po ch fo l ding)을 사용한다. 임의의 영(零)과 가정된 주기에 상대 적인 각 데이터 포인트(point)의 위상(位相)을 결정한 후 데이터와 모 델이 가장 잘 부합되도록 주기를 조정한다. 블랙홀 후보 Cy gnu s X - 1 에서 관측되는 것과 같은 매우 빠르고 무 질서한 변화 또는 깜박거림(fli cke ring)은 10 분의 수초의 시간 규모에 서 상관관계를 가지고 있으나 일관된 현상을 나타내는 것이 아니므로

일련의 무작위 폭발 (burs t)에 의한 방출을 고려하는 특수한 쇼트-잡음 (shot- n ois e ) 모델에 의 하여 분석 되 어 야 한다 (Su t herland 등 1978). 공간 분석 (Sp at ia l analys is ) 스캐닝 (scann ing) 비례 계수기의 데이터로부터 하늘의 지도를 얻는 방법은 1. 3 절에서 Ariel V 스카이 서베이 (surve y) 장비와 관련하여 토 의되었다. 영상 장비에는 두 개의 뚜렷한 문제가 있다. (1) 백그라운드 속에서 약한 광원 (~10 여 개 정도의 계수)의 위치 결정 (2) 지도 제작, 혹은 X 선 우주 배경 복사 속에서 변화도 작성 첫번째 문제에 대해서는 영상 화소의 배열에 데스트 셀 (cell) 을 설 정하여 셀 내의 계수를 셀 경계에 있는 화소에서 추산된 국부적인 백 그라운드 수준과 비교하는 자동- 프로그램을 사용한다. 이렇게 찾은 근 사적 인 위 치를 알고 있는 장비의 포인트 반응(point respo n se, X 선 광 학계와 검출기의 조합된 흐려짐을 나타냄)을 관측된 광자 위치의 분포에 MLF(maxim um lik el i ho od fitting)를 하여 정 확하게 만들 수 있다 (Cash 1979). 장비와 통계에 의하여 질이 저하되는 영향을 받지 않은 지도를 만 들어내는 영상 복원 방법은 Dani ell(1984) 과 Wi llinga le 등(1 984) 이 설 명하였다. 반복 방법(it era ti ve me t hod) 에는 다음과 같은 것들이 포함되어 있다. (1) 해 (解)의 엔트로피 _ZI fi 1n (fi )

(/ ; 는 i번째 영상 화소에서 얻은 선속)를 극대화하는 한편 측정된 계수율과 추산된 계수율 사이에서 균와 같은 통계를 극소화시키는 MEM (maxim um entr o p y meth o d, Wi llinga le 1981, Ponman 1984). (2) ART(alge braic reconstr u c tion tec hniq u e, S t evens 와 Garmi re 1973). (3) Baye s ia n 조건부 확률 방법 (condit ion al pro babil it y meth o d, Wi llinga le 등 1984). 가장 흔히 쓰이는 비반복 필터는 최소 평균 제곱 오차 또는 Wi en er 필터이다 (W illing ale 등 1984).

옮긴이 해제

이 책은 Gin ga, ROSAT, SPECTRUM-X 및 XMM 등 국제적인 X 선 관측 기기 개발 프로그램에 참가한 영국의 레스터 대학교의 G. W. FRASER 교수가 관측 X 선 천문학에 사용되어 왔고 또한 앞으로 사용하게 될 검출기들에 관하여 검출 기술 관점에서 종합적으로 설명 하였다. 특히 영상 장바와 고분해능 비분산 장바에 대하여 중점적으 로 논의하였다. 비례 계수기, 마이크로 채널 판, CCD 를 포함한 반도 체 검출기, 섬광 및 인광 계수기, 음이온 친화 검출기 (NEAD) 및 단 일 광자 칼로리미터 등에 관하여 물리학적인 검출 원리, 검출 효율, 에너지 분해능, 위치 분해능, 시간 분해능 및 배경 제거 기술 등을 설 명하였다. 또한 관련 내용에 관한 풍부한 참고문헌 및 논문 목록이 수록되어 있어 X 선 관측 기술을 연구하는 사람들에게 큰 도움이 될 것이다. 천체 X 선 관측 기술은 검출기의 감도 (sens itivity), 각 분해능 그리 고 에너지 분해능을 향상시키기 위한 노력에서 발전되었다. 초기 SCO X-1 을 발견한 검출기의 점광원에 대한 감도는 약 10-7 ergs / cm2s 정도였다. 그런데 1970 년대 이후 X 선 검출기를 인공위성에 탑재시키면서부터 검출 감도가 크게 향상되기 시작하였다. 우후루, ARIEL, SAS-C 및 HAK.UC HO 등의 감도는 약 10-11 ergs / cm2s, HEAO 1 과 G ing a 는 약 10-12 ergs / c m 2s, EXOSAT 은 약 10-13 ergs / cm2s, 아인슈타인은 약 10-14 ergs / cm2s 이 었다. 1990 년대 에는 ASTRO-D 가 약 10-14 ergs / c m 2s, ROSAT 과 SPECTRUM-X 가 약

10-15 ergs /cm2 s 그리고 XMM 과 AXAF 가 약 10-16 er g s/cm2s 이었다. 검출기의 각 분해능은 X 선원의 위치를 정확히 결정할 수 있을 뿐 만 아니라 광학 및 전파 대응 물체를 식별해 내는 데 매우 중요하다. 초기에는 차폐 기술과 변조 시준기 등이 사용되었으나, X 선을 초점에 모으는 광학 기술이 개발됨에 따라 각 분해능이 크게 향상되었다. 초 기 에 사용된 검출기들의 각 분해능은 약 104 arc sec 단위 였다. 우후루 위성은 103 arc sec, 아인슈타인과 ROSAT 은 ~1 arc sec 단위이며, 1990 년대 후반에 발사될 AXAF 는 약 5x10-1 arc sec 단위이다. 집속 광학에 의한 각 분해능의 향상은 우리 은하와 가까운- 은하들 에 속해 있는 초신성 잔해의 형태학, 은하단 그리고 활동 은하 핵 (AGN) 에서 분출되는 제트 등의 연구를 가능하게 하였다. 앞으로 장 기선(長基線, lAU) 시간 지연 간섭계 기술을 이용하여 10-3-10-4 arc sec 의 각 분해능을 얻게 될 것이다. 천체 X 선 관측 초기에는 X 선원의 위치를 확인하는 데 분주했지만 이때부터 사람들은 선원의 에너지 스펙트럼에 천체물리학이 많이 감 추어져 있다는 사실을 인식하기 시작하였다. 초기 검출기들의 에너지 분해능(b.. E/E) 은 약 100-30% 정도였는데, 이온화된 질소, 실리콘, 철 및 다른 천체물리학적으로 풍부한 원소들의 선 스펙트럼을 자세히 관 측하는 데 충분히 정밀하지 못했다. 그러나 X 선의 여러 가지 방출 메 커니즘은 구분할 수 있었다. 우후루, 아인슈타인, TENMA 및 AXAF 등의 에너지 분해능은 약 10% 또는 그 이상 우수하므로 X 선원을 구성하는 원소들의 성분비와 온도 등을 확인할 수 있다. 아인슈타인의 결정 격자와 AXAF 의 결정 격자 칼로리미터의 분해능은 약 0.1 % 정도이므로 천체물리학적 풀라 스마의 성분비 온도 및 이온화 상태 등을 연구할 수 있다. 시간에 따라 재빨리 변하는 X 선원들을 연구하기 위해서는 단일 광 자의 도착 시간을 고도로 정밀하게 측정하는 것이 무엇보다 중요하다.

이상적인 검출기의 경우 시간 분해능은 ~lµsec 정도이지만, 이 시간 동안 통계적 의미를 갖는 데이터를 수집하기 위해서는 검출 면적이 충분히 크고 연속적인 관측 시간이 충분히 길어야 될 것이다. X 선 관측이 시작된 이후 여러 종류의 천체물리학적 물체에 대한 관측 연구 결과로 우주의 고에너지 현상에 대하여 더 깊이 이해할 수 있게 되었다. 태양의 내부에서 핵 반응에 의하여 생성된 에너지 는 처음에는 복사 에너지로, 그리고 나중에는 대류 운동을 통하여 광구에 도달된다. 과학자들은 대류권의 격 렬한 운동이 음파를 발생 시키고, 이 음파에 의하여 수송된 에너지가 태양 주위의 뜨거운 코 로나를 형성한다고 생각해 왔다. 그러나 태양의 X 선 관측은 태양 표면 밖으로 확장되 어 나오는 마그네 틱 루프에 가두어져 있는 고온 플라스마에서 코로나가 방출된다는 것을 보여주었다. 따라서 오늘날 에는 자기장에 포함된 에너지가 변환되어 코로나를 가열한다고 믿 고있다. 또한 X 선 쌍성과 중성자 별 및 블랙홀 등과 같은 콤팩트 (comp a ct) 천체와 은하 규모의 천문 현상에서 물질의 유입 현상에 대한 이해는 X 선 관측이 크게 공헌한 분야이다. X 선 천문학이 시작된 지 약 35 년이 지났다. 이제 X 선 천문학은 그 간의 획기적인 발전을 기반으로 하여 성숙 단계에 돌입하고 있다고 보아야 할 것이다. 1990 년대에 발사되었거나 또는 발사될 계획인 ROSAT, ASTRO-D, SPECTRUM-X, XMM 및 AXAF 등을 통하 여 우리의 눈은 은하들과 은하단들이 형성되고 있는 우주려 가장자리 까지 이르게 될 것이다. 우리나라의 X 선 관측 연구 분야는 매우 초보적인 단계이지만, 천문 대에서 개발한 다중선 비례 계수기를 한국항공우주노연구소에서 개발한 과학 탐사 로켓에 탑재하여 관측 실험을 수행할 예정이다. 이것이 시 작이 되어 우리나라도 이 분야의 연구가 활성화되기를 바라는 마음에

서 조그마한 노력을 바친다 . 본문에 오역이 있다면 모두 역자의 잘못 임을밝혀둔다. 이 연구 번역서가 나오기까지 후원해 주신 대우학술재단과 민음사 그리고 원고 정리를 도와주신 많은 분들께 감사를 드린다. 1997 년 11 월 문신행

참고문헌

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찾아보기

기 감마선 248, 303 감마선 천문대 (GRO) 48 게 성 운 (Crab Nebula) 17, 22, 32 게르마늄 (Ge) 22, 224, 225, 227, 249 Ge(Li) 248 고갈 영 역 (depl e ti on reg ion ) 229 고다드우주비 행 센터 (GSFC) 29, 240, 311, 312 고분해능 영상기(H R I) 45, 47, 177, 210, 211, 213 고체 영상 검출기 189 광각 카메라 (WFC) 47, 160, 184, 202, 216, 218, 219 광이 온화 134, 142 광전 증배관 (PMT) 22, 66, 131, 134, 136, 146, 153, 287, 289 광전 효과 57, 165, 286 광전류 229 그라화이트 30, 33 극자외선 (XUV) 47, 48, 71, 113, 155, 158, 163, 168, 177, 181, 198, 218, 257, 258, 275, 279 Gin ga 51, 69, 77, 90, 91, 300 L NASA 215, 240, 311 나트륨 (s odi um) 285

납 134, 158 니 켈 36, 41, 120 니크롬 159 E: 다단계 마이크로 채널 판 188 다수 운반체 227 다중선 배열 (MWA) 82 단열 자기 소거 냉동기 325 단일 광자 311 단일 광자 칼로리 미터 49, 313 대간격 227 대마젤란 성운 98 WS(Wedg e -and-Str ip) 204 WS 양극 116, 123, 202 WS 엔코더 116 도너 (doner) 227 도플러 변위 134 되 감기 기 술 (convolu ti on tec h niqu e) 114 디바이 315 디바이 온도 315, 319 己 러더퍼드 애플턴 연구소 47, 51 런던 대학교(U n i vers ity Colleg e Lon- don) 36 레스터 대학교 17, 26, 40, 47, 51, 69,

79, 88, 175, 185, 201, 215, 257 레스터/MI T 109 Lexan 71, 119 로렌스 리버모어 연구소 17 ROSAT 47, 71, 124, 160, 195, 202, 215, 219 ROSAT X 선 망원경 (XRT) 47 ROSAT 광각 카메라 195 록히드 연구소 17 뢴트겐 200 루비듐 192 Ly ma n 200, 276 리튬 32, 45 리튬 수소화물 32 리튬 유동(lithi um drift ing) 231 □ 마스크 51, 52 마이크로 채널 판 (MCP) 44, 48, 114, 116, 122, 134, 139, 153, 156, 158, 163, 168, 177, 180, 184, 185, 186, 188-190, 192, 193, 195, 197, 198, 200, 201, 204, 207, 211, 213, 219, 286 막스 플랑크 연구소 79 망간 (Mn) 122 메탄 (C lf4) 65, 92, 113, 123, 142, 145, 2A3 몬테카를로 방식 63, 64, 160, 253,

272 몰리브데늄 132 무게중심 114, 136 무수 규산 158 Moir e 줄무늬 207 뮤온 (muon) 88 Mir :/Kv ant 99 미해군연구소 (NR L) 17, 20, 22, 258 l:::t 바이킹 210, 277 반도체 검출기 223 발광체 283 백색 왜성 95 백조좌 22 버밍엄 대학교 29, 47, 52 버클리 우주과학연구소 185, 202 베 릴륨 32, 69, 80-82, 86, 134 Vela 27 보론 (boron) 227 볼로미터 312 볼츠만 수송 방정식 63 분광계 154 고체 분광계 45 곡면 결정 브래그 분광계 44 대물격자 분광계 (OGS) 45 브래그 분광계 48 X 선 분광계 29 열분광계 313

초점면 결정 분광계 (FPCS) 44, 45 분할 잡음(partiti on nois e ) 75 분해능 24 각 분해능 41, 49 공간 분해 능 53, 73, 129, 136, 138, 139, 141, 144, 146, 153 스펙트럼 분해능 188 에 너 지 분해 능 29, 53, 72, 129, 134, 136, 139, 141, 146 엔코더 분해능 103 펄스 높이 분해능 169 불순물(

대면적 비례 계수기 19, 86 Ar-Xe-C 아 비 례 계 수기 44, 47 영상 비례 계수기(I PC) 44, 45, 98, 106, 109, 117 크세논-메탄 비례 계수기 29 BGO 253, 285 人 사전 선택 논리 (PSU 128 사태 영 역 (avalanch) 62, 147 삭마법 275 석영 섬유 101 섬광 계수기 22, 237 섬광체 283, 292 CERMET 123 셰브론 (chevron) 166, 168-170, 172, 180, 186 셰브론 MCP 검출기 186 소 지역 72 소광 가스(q uench gas) 92, 119 수소 94 수은 옥화물 (H g l 까 224, 233, 236, 238, 251, 252, 255 스침 (grazing) 입 사 75, 44, 160, 188 스침 각도 36, 44 Skyl a b 41 스탠퍼드 대학교 207 Sp iraltro ns 156 스페 이 스랩 (spa celab) 52, 132

SPECTROSAT 48, 200 CsBr 185, 195 Cy g X-1 253 Cy gnu s Loop SNR 37, 142 Cy gnu s X- 1 33 Csl 139, 141, 181, 185, 195, 218, 304 CsHNa) 283, 284 CERN 141 시 준기 (collim ato r ) 20, 243 변동 간격 변조 시준기 26 변조 시준기 24 4 격자 시준기 25, 26 회전 변조 시준기 (RMC) 25, 26 CCD(charge coup le d dev ice ) 48, 49, 195, 200, 210, 224, 233, 235, 256, 258, 262, 267, 281, 308 시 차(p arallax) 75 CTE 262, 264, 274 시프트 레지스터 261 60co 90-92, 128 식각법 275 실리콘 30, 45, 224, 225, 267 실리콘 유동 체임버 224 십자-격자 엔코더 141 o 아날로그 - 디지털 변환기 (ADC) 113 아르곤 (Ar) 65, 68, 69, 71, 81, 92, 94, 113, 123, 142, 145, 148

Ameri ca n Scie n ce and Eng ine eri ng (AS&E) 17, 20, 25, 26, 117 아세틸렌 (Ace ty lene) 148 Astr o C 77 ISAS 130 아인슈타인 44, 186 아인슈타인 IPC 190 아인슈타인 반사경 44 아인슈타인 천문대 42, 44 아폴로-소유즈 155 Algo l 40 알루미늄 41, 68, 227 알칼리 요오드화물 192 암모니아 243 Ariel V 27, 30, 33, 34, 42, 47, 86, 298 Ang e r 카메 라 134, 136, 138, 144 양자 249 양전자 186, 248 S 94 s3 검출기 231 Sco X-1 17, 24, 27, 30, 33, 36, 239 Si 94 Si( L i) 239, 243, 253, 256 Si0 2 158 SAS(Small Astr o nomy Sate l li te) 26, 27 SAX 144, 145 5S433 134 SN 1006 142

SNR 1987A 98, 124 ADC 204, 206, 265 AXAF(Advanced X- ra y Astr o p h ys - ics Facili ty) 47, 48, 49, 51, 160, 173, 186, 215, 275 ANS(Neth e rlands Astr o nomy Sate ! - lite ) 27, 30, 34, 37 HEAO 1 42, 298 HEAO-B 210, 308, 310 HEAO-C 251 HRC 186 X 선 배경 복사 15 X 선 분광학 초석 (XMM) 47, 49, 51, 52, 141 , 145, 245, 255, 272, 273, 275, 316 X 선 편광계 53 EXOSAT 24, 69, 77, 91, 92, 98, 108, 120, 123, 124, 131, 134, 186, 202 XTE(X- ra y timi n g exp lo rer) 51 엔드 가드 (end-ve t o) 91 엔드 비 토 (end- gu ard) 91 Nal(Sodiu m Iodid e ) 22, 27, 253 NaI(Tl) 136, 283, 284, 303, 304 LAC 91 MSSL (M ullard Spa c e Scie n ce Labo- rato r y ) 29, 30, 47, 120, 257 MIT 17, 25, 26, 40, 218, 253, 257 MAMA (multi- a node mic ro channel array) 208, 210 역동시 계수 87, 119

역동시 계수기 286 역되감기 52 연속 출력 방식 138 영상 저항방사열계 319 오름 시간 판별법 (RT D) 87, 88, 90, 91, 104, 119, 122 0S0-7 위 성 298, 300 OS0-8 위성 33, 298, 300 오제 (Au g er) 전자 57, 73 우라늄 91 우주 배경 선속 294 우후루 (Uhuru) 26, 'Zl, 39, 47 Wolte r 광학 장치 Wolte r 0 형 40 Wolte r 1형 40-42, 44, 47, 48, 51 원자가대 286 위스콘신 대학교 311, 312 윈저 대학교 198 유동 속도 227 유동 영역 62 유럽 우주항공국 (ESA) 49, 77, 79, 120, 200, 245, 257, 업 2 , 업 6 유전율 163 유전체 223 유황 30 음극선관 156 음전자 친화 검출기 (NEAD) 283, 285, 308, 310 이 동도 (mob ility) 229 이리듐 51

이산화탄소 (CO2) 65, 74, 81, 92, 119, 145, 146 이소부탄(i sobu t ane) 142, 144, 149 EUVE(Ex tre me Ultra v iole t Exp lo r- er) 48, 202, 204 이항 통계 105 인 227 인광체 283 인코넬 159 1054 AD 초신성 17 임계 각도 36 임계각 173 임피리얼 대학교 47 입체각 294 大 자기 감응 분광기 55 자기 분광기 100 자외선 (UV) 130, 134, 139, 141, 142, 145, 148, 158, 195, 206, 210, 218, 219, 257, 258 적의선 312 전 시계 72 전갈좌 (Sco rpi us) 17 전도대 286 ZnS 304 Z-wound 선 109 Z 판 168, 169, 180, 186 존스 홉킨스 257

존슨(J ohnson) 잡음 313 주석 산화물 146 준주기 전동(Q PO) 98 중간 에너지 검출기 (MEDA) 79, 80, 86, 91, 92, 94, 98, 134 중성자 249 중성자 별 298 GD(g rad ed densit y) 116, 129 Gia c coni 41 GaAs 258, 285 GXS-1 98 Gio t to 276 지연선 111, 206 직선 편광 32 질소 145 天 채널 전자 증배관 (CEM) 154, 193, 198 채널 전자 증배기 36 채널 전자 증폭기 (CEM) 166, 168 채널 증폭기 배 열 (CMA) 120, 123, 139, 181 , 202 채 널트론 (channel t ron) 154 철 (Fe) 32, 94, 134, 267 최대 엔트로피 120 최소 이온화 입자 88, 238

= Cas A 124, 132 Cas A 초신성 잔해 213 칼로리미터 311 칼륨 158, 178, 192 캘거리 대학교 210 Kapt on 116 컬럼비아 대학교 33, 141 , 142 K40 192 KBr 185, 195 CODACON 206, 207, 210 코임브라 대학교 129 코페르니쿠스 34, 155 콜로라도 대학교 206 콤프턴 전자 88 콤프턴 충돌 87 크립톤 65, 142 크세논 (Xenon) 57, 68, 69, 74, 81, 92, 129-131, 133, 134, 136, 142, 145 E 탄소 68, 101, 124, 158, 178 탄소 섬유 71 탈륨(t hal li um) 285 탈출 피크 57 태 양 사전기 (Sp ectro helio g raph) 181 t텅et 스ra 텐ki s e11th9 yle ne(TMAE) 142, 144

텍사스 인스트루먼트사 257, 262 덱트로닉스사 257, 258 텐마 (Pe g asus) 위성 79, 131 톰슨 산란 32 통과함수 24 투과율 71 트리에틸아민(tri e t h y lam ine) 142 끄 파노(F ano) 인자 62, 72, 141, 142, 146, 225, 252 파열 길이 (burst leng th) 판별법 90, 133 펄스 성형 필터 66 페 닝 (pe nnin g) 가스 72, 116 페닝 가스 영상기 (PGD 130, 147 페닝 효과 148 편광계 (po lar im ete r ) 32 평행판 전자 증배관 (PPEM) 154 포스위 치 (ph osw ich ) 검출기 92, 287 표준편차 16 푸리에 파워 스펙트럼 95 푸아송 통계 61 Pupp is A 124 프레 넬 띠 (Fresnel zone) 52 Fri ed in an 17 풀라스틱 섬광체 88 플루토늄 91, 134 PbO 158

PSD(Posit ion Sensit ive Dete c to r ) 109, 120, 122-124 PSPC(Posit ion Sensit ive pro p o r- tion al counte r) 124, 125, 128 PGI 72, 148, 149 己 하마마츠 광전사 175 하버드-스미소니언 천체물리학 연구 소 40, 44, 210, 302

하와이 대학교 215 Hakucho(Cy gnu s) 77 할로젠 화합물 185, 237 헬륨 94, 133 형광 광자 57 홀 (hole) 249 후방 산란 256 후방 조사 275 후펄스(aft er pul se) 65, 168 희토류산황화물 283

문신행 서울대학교 물리학과 졸업 미국 캘리포니아 대학교(리버사이드) 이학박사 국방과학연구소 책임연구원 천문우주과학연구소 소장 현재 한국항공우주연구소 책임연구원 역서 『원자폭-탄 만들기』 등 X 선 검출기 —천문학에서의 응용과 실제 대우학술총서 • 번역 118 1 판 1 쇄 펴 냄 1998 년 9 월 5 일 지은이 G. W. 프레이저 옮긴이 문신행 펴낸이 朴孟浩 펴낸곳 (주)인읍사 출판등록 1966. 5. 19 제 16-490 호 서울특별시 강남구 신사동 506 대표전화 515-2000/ 팩시밀리 515-2007 값 23,000 원 한국어판 ® (주)민음사, 1998 실지천문학 KDC/442.1 Printed in Seoul, Korea ISBN 89-374-4118-7 94440 89-374-3000-2 (세트)

| 대우학술총서번역) 1 1 유목민족제국사 콴텐 / 송기중 43 大同書 康有爲 / 이성애 풀·클라크 / 이도원·조병철 2 수학의 확실성 클라인 / 박세희 44 표상 포더 / 이영옥정성호 85 수학 , 과학 그리고 인식론 3 중세철학사 와인버그 / 강영계 45 과정과 실재 화이트헤드 / 오영환 1 라카토시 / 이영애 4 日本語의 起源 밀러 / 김방한 46 그리스 국가 에렌버그/김진경 86 봉건제의 이해 러쉬튼 쿨본 /김동순 5 古代漠語音韻學槪要 47 거대한 변환 풀라니/박현수 87 그라마톨로지 자크 데리다 /김성 도 칼그렌/최영애 48 법인류학 포스피실/이문옹 88 殷代貞 卜 人物通考 ] 라오쫑이 /손예철 6 말과 사물 푸코/이광래 49 언어철학 울스튼/곽강 제 89 殷代貞 卜人物通考 Il 라오쫑이/손예철 7 수리철학과 과학철학 와일/김상문 50 중세 이슬람 국가와 정부론 90 殷代貞 卜人物通考 冊 라오쫑이/손예철 8 기후와 진화 피어슨/김준만 램톤/김정위 91 순수경제학 레옹 왈라스/심상필 9 이성 진리 역사 파트남/김효명 51 전통 쉴즈/김병서·신현 순 92 문화유물론 마빈 해리스/유명기 10 사회과학에서의 場理論 52 몽골문어문법 뽀뻬/유원수 93 포유동물의 가축화 역사 레빈/박재호 53 중국신화전설 l 원가/전인초김선자 줄리엣 클루톤브록/김준민 11 영국의 산업혁명 54 중국신화전설 Il 원가/ 전인초김선자 94 르네상스 철학에서의 개체와 우주 딘 / 나경수·이정우 55 사회생물학 1 윌슨 / 이병훈·박시 룡 E . 카시러 / 박지형 12 현대과학철학논쟁 56 사회생물학 Il 윌슨 / 이병훈·박시 룡 95 화학적 진화 S. F.메이슨 / 고문주 쿤 外 / 조승옥김동식 57 일반인어학의 제문제 l 96 과학의 한계 바이츠제커 /송병옥 13 있음에서 됨으로 프리고진 / 이철수 밴베 니 스트 / 황경자 97 러시아 연해주와 발해 역사 14 비교종교학 바하 / 김종서 58 일반언어학의 제문제 Il 예 훼 샤브꾸노프/송기호 • 정석배 15 동물행동학 하인드/장현갑 밴베니스트/황경자 98 경제정책의 원리 16 현대우주론 시아마/양종만 59 폭력과 성스러움 발터 오이켄/안병직 • 황신준 17 시베리아의 샤머니즘 지라르/김진식·박무호 99 비코와 헤르더 디오세지 ·호괄/최길성 60 갑골학 60 년 董作賓/ 이형구 이 사야 벌린/이종홈 • 강성호 1 8 조형 미술의 형식 61 현대수학의 여행자 100 실용주의의 결과 힐데브란트/조창섭 피터슨/김인수·주형관 리처드 로티/김동식 19 힐버트 리 드/ 이일해 62 프랑스 혁명의 지적 기원 101 국제 지층구분 지침서 20 원시국가의 진화 하스 / 최몽룡 모르 네 / 주명철 A 살바도르 / 백인성 21 商文明 張光直 / 윤내현 63 해석학과 과학 102 국가론 헤르만 헬러 / 홍성방 22 O f%의 생태학 베이츤 / 서석봉 커널리·코이트너 / 이유선 103 경험과 판_단_ , .후 설기’ / 이-종훈