宇宙ガンマ線観測
主な担当教員・研究員
- ガンマ線観測による宇宙線研究
- フェルミ・ガンマ線宇宙望遠鏡（フェルミ衛星）によって解き明かした宇宙線の起源
- フェルミ衛星によるガンマ線天体の研究
- 新 X 線衛星: ひとみ（ASTRO-H）
- ガンマ線観測のさらなる発展
- 銀河系外の宇宙線の起源にせまる
ガンマ線観測による宇宙線研究
宇宙線は宇宙から降り注ぐ放射線で、すくなくとも 109 電子ボルトから 1020 電子ボルト以上まで幅広いエネルギー分布を持ちます。宇宙線は、100年以上前の 1912 年にオーストリアの科学者 Victor Franz Hess によって発見されました。当時箔検電器に蓄えられた電荷が自然放電するのは、地殻からの放射線によるものと考えられていました。そこでHessらが気球に乗って放射線強度の高度依存性を測定したところ、高度が上がるほど放射線が強くなることを発見しました。 この発見により、エネルギーの高い放射線が地球の外側、すなわち宇宙から降り注いでいることがわかり、宇宙線と呼ばれるようになりました。
宇宙線のエネルギーは、人類が加速器で実現できるエネルギーをはるかに凌駕しているため、その加速に関わる物理過程は非常に興味深い謎です。 宇宙線生成の物理過程を理解する第一歩となるのが、宇宙線の起源となる天体を見つけることです。 残念ながら荷電粒子である宇宙線は、乱流状態の星間磁場に影響を受け直進できないため、その到来方向を測定しても起源にたどり着くことはできません。 宇宙線と星間ガスの相互作用で放出されるガンマ線は、星間磁場に影響を受けず直進できるため、宇宙線の起源とその伝播を研究する上で最も有力な手段と考えられています。 CR研のガンマ線グループでは、次に紹介するガンマ線観測実験に取り組み、100 keV（105 電子ボルト）から 100 TeV（1014 電子ボルト）の 9 桁に及ぶ広帯域のガンマ線観測による宇宙線研究を推進しています。
フェルミ・ガンマ線宇宙望遠鏡（フェルミ衛星）によって解き明かした宇宙線の起源
フェルミ衛星（図1参照）は、2008 年の打ち上げ以来これまでに 1800 以上のガンマ線源を検出し、ガンマ線宇宙物理学に大きな進展をもたらしました。宇宙線起源の研究においても、フェルミ衛星の観測によって決定的な証拠を掴むことができました。超新星残骸は、銀河系内の宇宙線起源の最も有力な候補と考えられていました。そこでフェルミ衛星は、W44、W51C や IC443 と呼ばれる比較的古い(爆発から数万年以上の)超新星残骸からのガンマ線を観測しました。これらの超新星残骸では、その衝撃波が周辺の星間ガスと相互作用をしている兆候が見られたため、宇宙線陽子に由来するガンマ線を観測できることが期待されていましたが、図2に示すように我々が開発した画像解析手法により W44 や IC 443 ではガンマ線が超新星残骸の衝撃波領域から放射されていることを明らかにしました。
さらに、W44 と IC 443 において 200 MeV（2 × 108 電子ボルト）以下の領域のエネルギースペクトルを精密に測定したところ、図 3 に示すような宇宙線陽子起源のガンマ線に特徴的なスペクトルを捉えることに成功しました。宇宙線陽子が星間ガスと相互作用すると中性パイ中間子を生成し、それが崩壊することでガンマ線が発生します。この時、中性パイ中間子生成に関わる運動学の制約から、中性パイ中間子の生成頻度は、パイ中間子エネルギー増加に伴い急激に増加します。電子の相互作用に由来するガンマ線スペクトルはもっと緩やかになるため、観測されたスペクトルを説明することはできません。この測定の結果、超新星残骸で宇宙線陽子が加速されていることが決定的となりました。
カラーマップはガンマ線の強度を、左図の黒色の等高線は衝撃波中で加速された電子のシンクロトロン放射による電波強度を、白色の等高線は星間ガスの密度分布を、右図の薄青色の等高線は衝撃波によって暖められた星間ガスの密度分布を示しています。この観測により超新星爆発による衝撃波と星間ガスが衝突している場所でガンマ線が放射されていることが明らかになりました。我々のグループでは、他の超新星残骸の画像解析にも取り組んでいます。
フェルミ衛星が観測したスペクトルは、陽子起源の場合に期待されるスペクトルとよく一致しているのに対し、電子の制動放射から予想されるスペクトルとは一致していません。
フェルミ衛星によるガンマ線天体の研究
フェルミ衛星は、超新星残骸の他にも 1000 以上の活動銀河核を検出し、その種類毎の空間分布や時間発展に新たな実験的知見をもたらし、銀河形成の過程の理解を大きく進めています。また、パルサーについてもこれまで 120 個以上を検出し、その内半分近くをフェルミ衛星が初めて検出するなど、パルサーの研究に大きな進展をもたらしました。とくに、フェルミ衛星の観測によって、これまで考えられていたより多くのミリ秒パルサーと呼ばれる連星パルサーが検出され話題となっています。
さらに、フェルミ衛星は暗黒物質探索においても重要な貢献をしています。宇宙線気球実験ATICの測定によると宇宙線電子のスペクトルに暗黒物質起源とも考えられる増加が見られたため話題となっていました。しかし、フェルミ衛星による精密なスペクトル測定によって否定されました。一方で、暗黒物質の検出法としては、その対消滅によって生成されるガンマ線信号を探索することも有力な方法です。フェルミ衛星は 5 年間のガンマ線観測データを用い、最高感度で暗黒物質を探索しましたが、その証拠は見つけられませんでした。その結果、質量 100 GeV（1011 電子ボルト、陽子の約 100 倍の質量）以下の暗黒物質が存在しないことを示し、暗黒物質の質量範囲に強い制限を与えました。今後さらに観測を続けることで、暗黒物質の質量が 800 GeV 以下であれば検出できる見込みです。我々のグループでは、近傍で最も高密度に暗黒物質がたまっていると考えられる銀河中心周辺のガンマ線放射の詳細分布を研究しており、暗黒物質の対消滅によって放射されるガンマ線の信号検出に取り組んでいます。
新 X 線衛星: ひとみ（ASTRO-H）
ひとみ衛星（図 4 参照）は、2016 年 2 月 7 日に打ち上げられた JAXA の X 線衛星です。ひとみ衛星は、非常に高いエネルギー分解能（7 電子ボルト以下）で X 線分光（エネルギースペクトルを測定すること)ができること、硬 X 線領域まで（0.3～80 keV）の撮像分光観測（画像を撮ることとエネルギースペクトルの測定を同時にすること）ができること、そして広いエネルギー帯域（0.3～600 keV）で X 線・ガンマ線分光ができることを特徴としています。高分解能・広帯域観測を実現するために、ひとみ衛星は 4 種類の観測装置を搭載しています。その中で、40 keV から 600 keV の軟ガンマ線領域でこれまでより 10 倍の感度を実現するのが、我々のグループが開発を主導する軟ガンマ線検出器（Soft Gamma-ray Detector、SGD）です。SGD は、ガンマ線の到来方向とエネルギーを高分解能で測定できる半導体コンプトン・カメラとガンマ線の到来方向を制限するコリメータを組み合わせることで、観測方向以外からのバックグラウンドとなるガンマ線を排除し、これまでにない感度を実現しています。我々のグループは、シリコン半導体検出器や専用集積回路の開発に貢献しました。
ひとみ衛星は、打ち上げ間もなく発生した姿勢制御系の不具合によって運用を断念することになりました。我々のグループでは、それ以前に SGD で観測できた天体のデータ解析を進めています。
このようにして、宇宙からの微弱なガンマ線を観測するために開発した半導体コンプトン・カメラは、セシウムなど放射性物質固有のガンマ線を識別でき、広視野で広く分布した放射性物質を可視化できる能力も持っています。科学技術振興機構の補助金を得て、野外で使用可能な携帯型カメラを製品化し、この技術を福島における放射性物質の除染へ活用することで、復興の一助になるように取り組んでいます。(プレスリリース参照)
ガンマ線観測のさらなる発展
これまでのフェルミ衛星による観測では、1 TeV（1012 電子ボルト）程度まで超新星残骸において宇宙線が加速されているを明らかにすることができました。しかし、宇宙線のスペクトルが1015 ～1016 電子ボルト付近で変化することから、少なくともそのエネルギー領域までは、超新星残骸で宇宙線が加速されていると考えられていますが、その直接的証拠はまだ得られていません。フェルミ衛星の観測範囲よりさらに高エネルギーの宇宙線相互作用によるガンマ線を観測するためには、これまでより高エネルギーの領域で十分な感度を持つ観測機器の開発が必要不可欠となってきています。現在開発中の次世代の大気チェレンコフ望遠鏡計画である Cherenkov Telescope Array（CTA）では、図 5 に示すように大中小 3 種類の望遠鏡を 100 台近く設置して、観測エネルギー下限と上限をそれぞれこれまでの大気チェレンコフ望遠鏡より一桁広げ、ガンマ線天体の検出感度もこれまでの 10 倍改善することを目指して開発を進めています。大口径望遠鏡は、光の集光能力が高くこれまでのチェレンコフ望遠鏡より低いエネルギーのガンマ線を検出することを可能にする一方で、小口径の望遠鏡は、高エネルギーのガンマ線しか検出できませんが、一台あたりの費用を大きく低減できるため、数十台の望遠鏡を設置することが可能となります。高エネルギーのガンマ線は、ほぼエネルギーの 2～3 乗に反比例して頻度が減少するため、望遠鏡台数の増加は、高エネルギー領域での検出限界感度の向上に直結します、その結果、観測エネルギーの上限を 1 桁広げることに寄与します。このように観測エネルギー領域に合わせた最適な大きさの望遠鏡を適切に混合することで、広帯域・高感度観測を実現します。この結果、これまでは銀河中心より近傍の超新星残骸までしか観測できなかったところを、CTA では銀河系内のすべての超新星残骸を観測できるようになります。そのため、より多くの超新星残骸のより高エネルギーまでの観測が可能となり、宇宙線加速の研究がさらに進めることができると期待されています。また、角度分解能も 3 倍程度向上するため、すでに発見されている超新星残骸のガンマ線強度分布をさらに細かく観測でき、ガンマ線放射機構の解明に役立つと考えられています。
CTA は、4 台の大口径望遠鏡（口径 23 m 程度）、二十数台の中口径望遠鏡（口径 12 m 程度）、数十台の小口径望遠鏡（口径 4 m 程度）から構成されます。
CTA では、その実現に向けて開発を精力的に進めています。我々のグループでは、最も期待されている新技術である半導体光検出器の開発に取り組んでいます。従来のチェレンコフ望遠鏡では、ガンマ線と大気との相互作用で発生する1平方メートルあたり数十個のチェレンコフ光子を効率よく捉えるために光電子増倍管が用いられてきました。最近開発されたガイガーモードのアバランシェフォトダイオードを用いた半導体光検出器（Silicon Photomultiplier, SiPM）は、光電子増倍管と同程度の光電子増幅率を持ちながら、2倍程度の光検出効率を実現します。そのほかにも、画素あたりの費用を低減でき耐久性も高いため、光検出器として大きな期待が寄せられています。一方で、光電子増倍過程で隣のセルに漏れ込みが生じるなどの欠点もあるため、性能改善のための開発が精力的に進めています。さらに、小型化するピクセルの信号波形を高速（1 GHz 程度）で記録する必要があるため、そのための専用集積回路の開発にも取り組んでいます。2015 年の 11 月には、我々のグループが開発に貢献した集積回路を搭載した小口径望遠鏡の試作機が完成し、CTA の試作機としては初めて宇宙線によるチェレンコフ光の観測に成功しました（図 6 参照）。
銀河系外の宇宙線の起源にせまる
ここまでは、銀河系内の宇宙線源について記述してきましたが、銀河系内の星間磁場の強さを考慮すると、1017 eV 以上のエネルギーを持った宇宙線は、銀河系内にとどまることができません。そのため、1017 eV 以上のエネルギー領域の宇宙線の大部分は、銀河系外から到来すると考えられています。銀河系外の宇宙線起源に関しては、ガンマ線バーストとよばれる現象を引き起こす「極超新星」爆発や太陽の 100 万倍から 10 億倍の質量を持つ超巨大ブラックホール、銀河団の衝突とそれに続く合体による乱流などの説がありますが、どれも有力とは言えない状況です。CTA による高エネルギーガンマ線観測によって銀河系外の宇宙線源が明らかになることが期待されています。 たとえば、これまでのフェルミ衛星の観測によって、ガンマ線バーストでは高エネルギーのガンマ線が 10 秒以上遅れて放射されていることがわかりました。この現象は陽子起源を示唆すると考えられていますが、フェルミ衛星の感度が不十分であるため、観測できるガンマ線の数量が少なく、放射機構を理解するまでには至っていません。このような突発的現象に関しては、CTA はフェルミ衛星の 10 万倍の感度（数十 GeV のエネルギー領域）を持つため、多数のガンマ線を検出することでガンマ線バーストにおけるガンマ線放射機構を明らかにできると期待されています。ただし、CTA の視野は、フェルミ衛星と比較して格段に狭いため、その観測頻度は年に 1 度程度と推測されています。 また、赤方偏移が 0.1 以上の遠方に存在する超巨大ブラックホールから到来するガンマ線は、背景赤外光と相互作用して減衰すると考えられていますが、それと矛盾する観測結果が最近報告されています。これらの超巨大ブラックホールで加速された超高エネルギーの宇宙線陽子と背景マイクロ波の相互作用によるカスケードで説明できるとする説もありますので、CTA でさらに高エネルギーのガンマ線を観測することで決着をつけることができると考えられています。