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◆しっかりとシ−ルド
気球や衛星を使って観測を行う場合，観測器の周囲にはガンマ線の他，陽子や中性子などがいろいろな方向にたくさん飛び回っています。それに対して，私たちが観測しようとする天体からのガンマ線の数は非常に少ないので，感度の高い観測を行うためにはまわりからのじゃまな信号(バックグラウンド)を効率よく落としてやらなければなりません。そのためにはシ−ルドが必要です。また，画像を作る事ができない場合には，ガンマ線が入ってくる方向を限るためのコリメ−タが必要です。検出器の場合と同じようにＸ線では，鉛のような原子番号の大きな材質で適当な厚さのシールドを作ってやることで，比較的簡単にバックグラウンドを落とす事ができます。ところがガンマ線の領域では，バックグラウンドの光子は，シ−ルドで散乱された後，抜けてしまう場合が多くなり，全部止めてしまおうとすると，必要なシ−ルドの重さがＸ線の場合に比べて非常に重くなります。一方で，重いシ−ルドを作ると，今度は宇宙空間を飛んでいる陽子や中性子がシ−ルドを構成している物質の原子核と衝突して，核反応を起こし，ガンマ線を何個も放出します。こうして出てきたガンマ線のエネルギ−が観測したいエネルギ−領域に重なるので，シ−ルドがバックグラウンド源になってしまうのです。このような状況で効率よくバックグラウンドを減らすために，このシ−ルド自体も放射線検出器にしてしまう方法がとられます。シ−ルドでガンマ線などが反応して，エネルギ−を失って外に抜け出るような事象をアクティブに検出して取り除いてしまおうというわけです。こうする事で必要なシ−ルドの厚さを最小にすることができるのですが，それでもシ−ルドが全体の重さのほとんどをしめてしまいます。
◆ＡＳＴＲＯ-Ｅの硬Ｘ線検出器(ＨＸＤ)
私たちは気球実験を通じて，バックグラウンドを低減化する工夫を続けてきました。その集大成が，図１に示す「井戸型フォスウイッチカウンタ」と呼ばれるものです。井戸型フォスウイッチカウンタではシ−ルド部を井戸型に加工し，その中に検出部を埋め込む構造になっています。この装置では小さな検出部が，そのほとんどの立体角をアクティブなシ−ルドによって囲まれるために，従来のものに比べてバックグラウンドを除去する性能が圧倒的にすぐれています。ＡＳＴＲＯ-ＥのＨＸＤではシ−ルド部をＢＧＯ，検出部をＧＳＯという，共にこれまで使われた事のない密度の高いシンチレ−タで作ります。その二つを一体化したものを一本の光電子増倍管でよみだします。ガンマ線がシンチレ−タ内でエネルギ−を失った際に発生する光を，光電子増倍管を使って電気信号に変えて測定することで，エネルギ−を測定する事になります。ＢＧＯと，ＧＳＯとでは発生する光の減衰時間が異なりますので，信号の形を電気的に調べると，ガンマ線が検出部に入った事象だけを拾いだす事ができます。観測エネルギ−範囲は50keVから600keV程度です。一本のユニットだけでは大きな面積を得る事ができませんが，このユニットを図のように並べてしまう事で，低バックグラウンドの特徴を維持したまま面積を広げる事ができます。ひとつのユニットの検出部から信号があったとき周りのユニットに信号がない事を確認することができるので，ひとつだけ動かすよりもさらにバックグラウンドを下げることができます。重さは一ユニットが約５L，全部で16のユニットとその周りを取り囲む20本のシ−ルドや電子回路をあわせると装置全体では200Lに近い重さになります。
ＡＳＴＲＯ-Ｅには，マイクロカロリメ−タとＸ線ＣＣＤカメラに多層薄膜望遠鏡を組み合わせた0.5keVから10keVのＸ線を観測する装置が搭載されます。これらの装置と組み合わせて広いエネルギ−範囲を連続に観測するために、厚さ２@というこれまでにない厚さのシリコン検出器が２層，10keVから60keV程度の硬Ｘ線の検出のため，ＧＳＯシンチレ−タの上に置かれます。非常にバックグラウンドの低い環境の中で動作するシリコン検出器とＧＳＯシンチレ−タとの組み合わせで，ＨＸＤは，10keVから600keVまでの範囲を感度よく測定する事になります。
図１ ＡＳＴＲＯ-Ｅの ＨＸＤの断面図と上から見た図。16本の井戸型フォスウィッチカウンタと20本のアンチシールドからなる。井戸の中にはシリコン検出器のためのファインコリメータが装着されている。
