次世代ガンマ線天文衛星 GLAST で期待される科学

次世代ガンマ線天文衛星
GLAST で期待される科学
Japanese Participation in
NASA/DOE Gamma-ray Large Area Space Telescope Pro ject
1997 年 10 月
日本 GLAST ワーキンググループ
もくじ
1
はじめに
4
2
科学的背景
9
2.1 ガンマ線天体物理学の役割
2.2 コンプトン衛星の活躍 : : :
2.3 TeV ガンマ線の観測 : : : :
2.4 X 線天文学との関係 : : : :
2.5 他波長天文学との関係 : : :
3 GLAST の目指す科学
3.1
3.2
3.3
3.4
: : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : :
: : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : :
: : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : :
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: : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : :
一般論 14
15
無バイアスな物質分布マッピング : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : 17
宇宙論的スケールでの光子密度分布 : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : 17
全天トランジェントモニターとしての GLAST : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : 18
宇宙線の加速現場 : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : :
4 GLAST による高エネルギー天体物理
4.1
19
ガンマ線パルサー : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : :
4.1.1
4.1.2
4.1.3
4.1.4
4.1.5
4.2
EGRET によるパルサー観測 : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : :
パルサーの X 線観測 : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : :
GLAST による系内ガンマ線パルサーの徹底した探索とパルサー進化の研究
GLAST によるパルサー磁気圏での粒子加速機構の研究 : : : : : : : : : : :
GLAST によるミリ秒パルサーからのガンマ線パルスの検出の可能性 : : : :
:
:
:
:
:
パルサー風や超新星爆発に伴う衝撃波加速 : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : :
4.2.1 100 TeV を超えるエネルギーへの電子加速の証拠 : : : : : : : : : : : : : : :
4.2.2 衝撃波で加速された電子からの X 線・ガンマ線 : : : : : : : : : : : : : : : :
4.2.3 陽子加速の可能性 : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : :
4.3
9
10
10
12
13
銀河面からの広がったガンマ線放射 : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : :
4.3.1
4.3.2
4.3.3
巨大分子雲中の物質と宇宙陽子線の相互作用 : : : : : : : : : : : : : : : : : :
宇宙電子線からのガンマ線放射 : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : :
銀河面に広がった X 線放射との比較 : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : :
1
19
19
20
22
23
24
25
25
26
26
28
28
31
32
4.4
系内ジェット天体とブラックホール : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : :
4.4.1 X 線領域での詳細な観測 : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : :
4.4.2 GLAST による高エネルギーガンマ線観測 : : : : : : : : : : : : : : : : : : :
4.5
活動銀河核 : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : :
4.5.1
4.5.2
4.5.3
4.5.4
4.5.5
4.5.6
4.6
これまでのガンマ線観測と放射モデル
: : : : : : : : : : : : : : : : : : : : :
サーベイ観測による統計学的研究 : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : :
ブレーザーのスペクトルカットオフ : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : :
時間変動と GLAST によるモニター観測 : : : : : : : : : : : : : : : : : : : :
ブレーザー以外の活動銀河核のガンマ線観測 : : : : : : : : : : : : : : : : : :
近傍の銀河や銀河団 : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : :
4.6.1
4.6.2
4.6.3
4.7
活動銀河核の分類と統一モデル : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : :
銀河団内の宇宙陽子線からのガンマ線の観測 : : : : : : : : : : : : : : : : : :
銀河団の合体で発生する衝撃波による粒子加速 : : : : : : : : : : : : : : : : :
銀河内のバリオン分布 : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : :
ガンマ線バースト : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : :
4.7.1 バースト源の位置決定と他波長追観測 : : : : : : : : : : : :
4.7.2 ガンマ線バーストのスペクトル : : : : : : : : : : : : : : : :
4.8 EGRET 未同定天体 : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : :
4.8.1 候補 1: 未発見のパルサーや超新星残骸 : : : : : : : : : : : :
4.8.2 候補 2: 空間分解されていない超新星残骸と分子雲の相互作用
4.8.3 候補 3: 強磁場 X 線連星 : : : : : : : : : : : : : : : : : : : :
4.8.4 候補 4: 暗い BL Lac 天体 : : : : : : : : : : : : : : : : : : :
4.8.5 候補 5: まったく新種のガンマ線天体 : : : : : : : : : : : : :
4.9 超高エネルギー一次宇宙電子線の観測 : : : : : : : : : : : : : : : : :
4.10 太陽フレア : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : :
5
6
: : : : : : : : :
: : : : : : : : :
: : : : : : : : :
: : : : : : : : :
: : : : : : : : :
: : : : : : : : :
: : : : : : : : :
: : : : : : : : :
: : : : : : : : :
: : : : : : : : :
34
34
35
36
36
36
37
38
40
42
45
45
45
46
47
47
49
50
50
51
52
52
52
53
55
検出器の構成と基本性能
56
5.1
5.2
5.3
5.4
5.5
56
56
57
58
59
検出器の概要 : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : :
モジュール構成
: : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : :
マイクロストリップ検出器の導入 : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : :
バックグラウンド除去性能
: : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : :
粒子線検出器としてのカロリメータ部 : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : :
62
年次計画と国際協力
6.1
6.2
6.3
62
: : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : 62
: : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : 63
年次計画 : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : :
経費分担
共同利用
2
7
64
日本の貢献
7.1
7.2
7.3
7.4
64
観測計画と衛星運用 : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : 64
大規模データ解析 : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : 65
日本側で必要な準備作業 : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : 65
シリコンマイクロストリップ検出器の供給 : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : :
3
第
1
章
はじめに
人類は伝統的に、見慣れた天空が果てしなく続く定常状態に近い宇宙を好んできたと言える。中性子
星やブラックホールなど当時の常識を超えたものは、早くからその理論的可能性が知られていたにも
かかわらず、あまり真剣に探索しようとする者はいなかった。 1960 年台前半になると、遠方銀河の
後退速度の観測結果などを根拠として、それ以前の定常的な宇宙観からはかけ離れたビッグバン理論
が広く受け入れられるようになった。また同じ頃、当時は X 線領域では唯一検出可能と考えられて
いた太陽 X 線が月面で反射した成分の観測を試みたグループが、偶然、はじめての X 線星の観測に
成功した。この X 線星はのちにブラックホール連星系であることがわかったが、発見当時は、この X
線星とブラックホールとを結び付けることはなかった。
その一方で、宇宙線は 1912 年 Hess によって発見され、その後に行なわれた観測の結果は素粒子
物理学の発展に大きく貢献していた。そして 1960 年台に入り巨大加速器建設競争に火がつくまで、
宇宙線研究が素粒子物理学をリードし続けたと言える。この時代に宇宙線が天体物理と関わったのは、
宇宙起源のガンマ線放射が存在する可能性が理論的に指摘されるなどに限られていた。宇宙線が星間
ガスと相互作用して生成される 0 中間子の崩壊に伴って、ごく弱いガンマ線が放射されることは、
1952 年頃、早川らによって予言されていた。
1970 年台に入ると、予期せぬ X 線天体の発見に刺激されて、人工衛星による X 線・ガンマ線観
測が始まった。 UHURU(1970)、 Einstein(1978) による X 線観測や OSO-3(1972)、 SAS-2(1973)、
COS-B(1975) などによるガンマ線観測で、高エネルギー天体物理学が幕を開けた。そしてガンマ線
観測では、予言通り、銀河面に沿って広がったガンマ線放射を確認したのである。同時に、他波長で
発見されたパルサーやクエーサーなどからも X 線・ガンマ線が放出されていることがわかった。天体
物理学者は理論的予測の正しさを実感し、また、理論的に起こり得ることは、広い宇宙の数多くの天
体のどこかでおきていると考えるようになった。
1991 のコンプトン衛星 (CGRO) の登場によって、さらに多くの天体からガンマ線が放射されて
いることがわかり、銀河面からのガンマ線分布もその精度を増してきた。その結果、我々の宇宙には、
いたるところに粒子が加速される場所があることがわかってきた。そして、その粒子加速現場こそ、
地上で観測される宇宙線の源であると考えられるようになった。このような加速現場の多くが、超新
星爆発や中性子星やブラックホールなどが関わった天体に見られることも重要な発見であった。この
4
ような高エネルギー天体では、想像を絶するほどの強重力場、強磁場が存在しているため、そこから
のガンマ線を観測することを通して、地上実験では実現不可能な物理状況での物理現象を研究するこ
とができるようになった。
図
1.1:
点源に対する ASCA と GLAST と地上チェレンコフ望遠鏡の感度と、主な高エネルギー天体からの放
射スペクトル。
コンプトン衛星搭載 EGRET 検出器による銀河面からのガンマ線放射の観測は、宇宙陽子線と星
間物質との相互作用を利用して、銀河面内の物質分布を直接測定できること示した。このことは、空
間分解能の高いガンマ線検出器をもってすれば、宇宙陽子線を利用して我々の宇宙のバリオンの分布
を測定できることを意味する。ガンマ線観測によって、いわば宇宙のレントゲン写真を撮ることがで
きるのである。ガンマ線観測の発達によって、今や宇宙陽子線は、宇宙の物質分布を無バイアスでマッ
ピングするためのプローブとしての役割を獲得したのである。
技術面では今、ガンマ線領域での観測天体数を増やし、観測天体の放射スペクトルや位置決定精
度などを飛躍的に高めることが可能な時期に来ている (図
1.4)。 MeV から TeV にわたる広いエネル
ギー範囲と、対応天体の他波長追観測を可能にする数分角の空間分解能は、ガンマ線天文学の新たな
時代を開拓するのに必要不可欠である。対生成型検出器の飛跡測定部分にマイクロストリップ検出器
を採用することで、全天の
20%
をカバーする広い視野と、数分角の各分解能を同時に達成できる。
5
広い視野、高位置分解能と高感度とによって、全天を数時間のタイムスケールで断続的にモニターす
ることができることも注目すべきである。長期モニター観測は、活動銀河核などのように激しい時間
変動を示す天体の研究に欠かせないだけでなく、年のスケールでの長時間露光によってきわめて微弱
な天体までとらえることができることを意味し、観測天体数が飛躍的に増えると予想される。
To Be Filled
図
1.2:
GLAST の典型的な sky coverage。姿勢は Zenith Pointing (視野中心が常に地球と反対方向を向
くような姿勢) を仮定し、衛星軌道 1 周回 (約 100 分) で視野に入る領域を示してある。全天の約 85% が 1 日
に数回スキャンされる。また、衛星軌道の歳差運動 (周期 50 日程度) にともなってシフトするため、数日間に
は全天のどの点も 1 度は GLAST の視野内に捉えられる。
もうひとつ、ガンマ線天体物理の大飛躍を可能にしつつある要因は、地上チェレンコフ望遠鏡に
よる
TeV
ガンマ線観測装置の登場である。国際的な協力と競争により、検出感度が向上し、また、
世界各地に
TeV
ガンマ線望遠鏡が建設されつつあることで、ほぼ全天が観測対象となりつつある。
地上チェレンコフ望遠鏡と GLAST とを合わせれば、 10
MeV から 10 TeV までの 6 桁にわたる広い
エネルギー範囲で、天体からのガンマ線放射をとらえることができる。
ガンマ線観測天体数の飛躍的な増加は、かつて X 線望遠鏡をはじめて搭載した Einstein 衛星に
よってもたらされた X 線天文学の発展に対応する、ガンマ線天体物理学の質的飛躍の時代の到来を意
味する。 X 線天文学は Einstein 以降、原子核物理や一般相対論に基づいて理論的に予想されていた
に過ぎなかった中性子星やブラックホールを次々と発見し、その正体を明らかにしてきた。ガンマ線
天体物理学の飛躍は、より高いエネルギー、より激しい天体現象における、新たなサイエンスを提供
してくれるであろう。
6
Sky Coverage of Ch. Telescopes and Gamma-ray Sources
+90
+180
-180
Active Galactic Nuclei
Unidentified EGRET Sources
Pulsars
LMC
-90
Positive detection: Crab, PSR B1706-44, Vela,
Mrk 421, Mrk 501
Preliminary positive: CANGAROO (SN1006)
Blue region (right) : Sky Coverage of CANGAROO
Red region (left) : Sky Coverage of Whipple
図
1.3:
EGRET でガンマ線が検出された高エネルギー天体の位置と、地上チェレンコフ望遠鏡 Whipple （左
側の赤い領域）および CANGAROO （右側の青い領域）によって観測可能な天球上の位置。地上チェレンコ
フ望遠鏡でほぼ全天を観測可能であることがわかる。
7
図
1.4:
波長別観測天体数の増加時期。横軸は衛星の打ち上げ時期、縦軸はその衛星によって検出された天体
の数。 X 線観測がいちはやく高エネルギー天体物理学をリードし、ガンマ線天文学がそれに続いているのがわ
かる。 TeV 領域の超高エネルギーガンマ線の観測はまさに黎明期を迎えたところと言えよう。
8
2
第
章
科学的背景
ガンマ線天体の発見以来、 X 線・ガンマ線観測衛星の活躍によって、現在の我々は、宇宙のいたる
ところで高エネルギー現象が起きていることを知るに至った。活動銀河核 (AGN)、ブラックホール
候補天体 (black
hole candidate)、パルサー (pulsar) などに付随する超高エネルギーへの粒子加速
とジェット噴射、超新星残骸 (super nova remnant) におけるショックフロント (shock front) の存
在とその構造、銀河や銀河団に閉じ込められた大量の高温プラズマの存在、ガンマ線バースト ( -ray
burst)、そして GeV にまで粒子が加速している太陽フレア (solar are) などである。これらの天体
では、多種多様なメカニズムで極めてダイナミックに粒子が加速され、高エネルギー粒子が宇宙空間
に振りまかれている。まさに天然の巨大加速器である。これら天然加速器の心臓部や周辺で起こって
いる高エネルギー現象を解明するためには、高エネルギー天体の高い精度での観測と、他波長観測と
の連携が本質的に重要である。
2.1
ガンマ線天体物理学の役割
宇宙の巨大加速器には、超新星残骸から活動銀河核やガンマ線バーストまで、そのスケールは実
にさまざまである。しかしながら、最近の高エネルギー天体物理学の発展により、これら宇宙加速器
で加速された高エネルギー粒子は、もともと持っていた重力エネルギーを粒子の運動エネルギーの形
で宇宙に放出しているものである、という共通の描像が見えてきつつある。静止質量 E
= mc2 の数
十 % にもおよぶエネルギーを効率よく高エネルギー粒子や放射として宇宙に還元するのにはどのよう
なメカニズムが働いているのか、加速される前のイオン源や電子源はどこにあるのか、粒子加速はど
のような機構で行なわれるのか。宇宙空間を飛び交う宇宙線も、これらの宇宙加速器のどこかで加速
されたものなのだろうか。これらの問いに答えるには、より精密で系統的な高エネルギーガンマ線観
測が必要である。
ガンマ線天体物理学の観測的研究において重要な相互作用は、高エネルギー電子または陽子と磁
場の相互作用によるシンクロトロン放射、高エネルギー電子からの非熱的制動放射、高エネルギー電
子と光子の相互作用による逆コンプトン放射、宇宙線陽子と核子の相互作用によって発生した 0 中
間子の崩壊に伴うラインガンマ線放射など、きわめて多様である。これらのうち電子シンクロトロン
放射は、これまでも X 線観測による高エネルギー天体物理学研究のプローブとしても利用されてきた
9
ものであるが、それ以外のものは X 線観測と質的に異なる、ガンマ線領域独特のプローブであると言
える。このことは、 X 線観測が得意とする高温プラズマからの X 線放射の観測と比較するとより明
らかになる（表
2.1)。ガンマ線領域は、まさに宇宙加速器の研究に最も適したエネルギー領域なので
ある。精度の高いガンマ線観測を系統的に行うことで、高エネルギー天体物理学の新しい時代が切り
拓かれるであろう。
表
2.1: X 線観測による高温プラズマの観測と典型的なガンマ線観測との比較
X 線領域でのプラズマ観測
典型的なガンマ線観測
観測される放射
線スペクトル
主に熱的放射
非熱的放射
原子準位の遷移
原子核・素粒子の崩壊・対消滅
サイクロトロン共鳴
連続スペクトル
磁場中の高エネルギー電子からのシンクロトロン放射
電子からの熱制動放射
電子による軟光子の逆コンプトン散乱
高速の原子核や素粒子の崩壊
星間吸収
2.2
星間物質による光電吸収
星間光子との衝突 (
!e
+
e0 )
コンプトン衛星の活躍
コンプトン衛星 (CGRO) は、ガンマ線天体物理学を発展させて天文学の 1 分野として確立させた
だけでなく、多くの発見的な成果も挙げてきた。 BATSE はガンマ線バースト発生源が極めて等方的
に分布していることを見い出し、 EGRET は数多くのガンマ線パルサーやブレーザーを発見し、ま
た、他波長での対応天体が見つからない未同定天体も多く発見した。これらの発見は同時に魅力的で
未解決な新しい問題を提起した。ガンマ線バーストはどこでどのように発生するのだろうか。 EGRET
未同定天体の正体は何であろうか。
検出感度を 1 桁から 2 桁上げていくと、我々の想像を超えた新種の天体が発見される可能性が大
きい。対応天体が見つかったとしても、その中では未知のメカニズムが働いている可能性が高いだろ
う。いままでの X 線やガンマ線の観測の経験を延長して考えると、これらの天体の性質を知るために
は、これらの天体のガンマ線放射スペクトルや時間変動をこれまでよりも高い感度、広いエネルギー
範囲で測定することが必要である。また、対応天体の探索には位置の決定精度の向上が不可欠である。
広範で詳細なスペクトル情報と数分角の位置決定精度を達成すれば、このような未解決の問題にも解
決の糸口をつかむことが期待できる。
2.3
TeV
ガンマ線の観測
最近では、地上に設置されたチェレンコフ望遠鏡を用いた天体
TeV
ガンマ線の観測も盛んに行
なわれるようになった。アメリカの Whipple グループによるかに星雲からの
10
TeV
ガンマ線の検出
表
2.2: EGRET が検出した天体数の一覧表 (Thompson et al. 1995; 1996)
銀緯 10 度以下
銀緯 10 度以上
5
1y
|
1
39
|
54z
1
|
56
パルサー
活動銀河核 (AGN)
大マゼラン星雲 (LMC)
太陽フレア
未同定天体
y 同定はマージナル
z うち 11 個はマージナルな同定
に続き、日本・オーストラリアの CANGAROO グループやドイツの HEGRA グループにより、か
に星雲や PSR
1706 をはじめとするパルサー星雲や活動銀河核 Mkn 421 などのいくつかの高エネル
ギー天体からの TeV ガンマ線が次々と検出されている。最近では、パルサーが未発見の超新星残骸
SN 1006 からも TeV ガンマ線が CANGAROO グループにより発見され、衝撃波による粒子加速の
証拠として、多くの研究者たちを驚かせている。観測された TeV ガンマ線は、これらの天体の中で
数十から数百 TeV にまで加速された超高エネルギー電子が、近傍の軟光子を逆コンプトン散乱した
ものと考えられている。宇宙は我々の予想を超えて、激しく活動しているようである。
表
2.3:
地上チェレンコフ望遠鏡がこれまでに検出した天体の一覧表
パルサーまたはパルサー星雲
かに星雲 (Crab)、帆座パルサー (Vela)、 PSR
活動銀河核 (AGN)
Mkn 421、 Mkn 501
SN 1006
超新星残骸 (SNR)
TeV
B1706{44
ガンマ線の観測は、宇宙加速器を直接観測する新たな手段である。最近のチェレンコフ望
遠鏡の進歩によって、その観測下限エネルギーは
100 GeV
まで下がりつつあり、 GLAST のエネ
ルギー領域と重なるようになる。 CANGAROO グループは、現在口径 7
の後 12
m(10 m まで拡張予定、そ
m2 台を追加する予定もる) の望遠鏡を建設中であり、他にも大型計画が目白押しである。ま
た、 GLAST はその広視野のために、ミッションの寿命を通じてほとんど常に全天を観測し続ける。
そのため、チェレンコフ望遠鏡による観測天体は、 GLAST でも断続的に同時観測されることにな
り、 10 MeV から 10 TeV までの 6 桁にわたり広いエネルギー範囲をカバーできることになる。その
観測結果からは予想もつかない進展が見られるかも知れない。
11
10-6
Sensitivity of Present and Future Gamma-ray Detectors
EGRET
Integral Flux [photons cm-2 s-1]
10-8
GLAST
10-10
CETESTE/STACEE
MILAGRO
Whipple
10-12
VERITAS
VERITAS
(large zenith angle)
10-14
10-1
図
2.1:
CANGAROO
CANGAROO
(10m+12mx2)
100
101
102
103
Photon Energy [GeV]
104
105
最近のガンマ線観測衛星および地上望遠鏡と将来計画の感度の比較。 CANGAROO、 VERITAS、
STACEE/CELESTE は観測時間 50 時間、 EGRET、 GLAST、 MILAGRO は 1 年間の全天サーベイ観測
での感度である。
2.4
X
線天文学との関係
X 線天文学はこれまで、高エネルギー天体物理学の主流を担ってきた。 1978 年に打ち上げられ
た Einstein 衛星以降、 ASCA、 ROSAT と X 線天体の検出数が増加し、それまでは強度の強いごく
一部の X 線天体のみしか観測できなかった X 線天文学は、これによってその様相を一変した。数多
くの天体からの質の高い観測データによって、天体からの輻射モデルの多くは淘汰され、生き残った
モデルも精密化を要求された。こうして、ジェット現象や衝撃波加速といった高エネルギープロセス
の理解が深まり、ガンマ線天文学にとって重要な情報を提供してきたのである。
X 線天文学は、反射鏡の開発により、いちはやく発見的時代を終えて精密科学の域に到達した分
野であると言える。例えば ASCA では 1 分角の角分解能を手に入れ、さらに数年後に実現する将来
計画では空間分解能で 1 秒角以下 (AXAF)、エネルギー分解能で 100 eV (AXAF、 XMM、 ASTROE の CCD) から 10 eV (ASTRO-E のボロメータ) へと精度を挙げ、さらに一層、精密科学の道を歩
んでいる。
ROSAT や ASCA 以降の X 線天文学は、 AXAF、 XMM、 ASTRO-E など 1 度程度の視野で
の撮像と 10 keV 以下のスペクトロスコピーとに重点がおかれるようになりつつある。その結果、熱
12
的なプラズマの物理状態や化学組成、電離状態などを詳細に調べるプラズマ物理学や、原子の励起準
位の微細構造などを使ったドップラーシフトの観測による天体現象の解明が新たな興味の対象となっ
て加わってきた。これに伴って、これまで X 線・硬 X 線領域で伝統的に行なわれてきた、粒子加速
に伴う非熱的な高エネルギープロセスの研究は、 X 線天体物理学からガンマ線天体物理学へと、徐々
にその研究の舞台を移していくと思われる。これら非熱的な高エネルギー現象こそ、ガンマ線天体物
理学がよりよく答えることができる課題だからである。
2.5
他波長天文学との関係
赤外線天文学や電波天文学が扱う対象は、ガンマ線天文学においても重要なものが多い。例えば、
電波観測によって銀河内の CO 分子や中性水素原子などの分布を調べ、また、赤外線観測では宇宙塵
からの熱放射をとらえることで、銀河内の宇宙塵の分布を調べることができる。これらの原子・分子・
塵はいずれも、宇宙陽子線により叩かれて 0 起因のガンマ線を発生する。そのため、ガンマ線観測
の結果をこれらの物質分布と比較することで、宇宙陽子線の銀河内での分布を得ることができ、宇宙
線の伝搬に関する情報を与えてくれると期待できる。また、赤外線や電波では直接測定できない水素
分子の存在量に対しても、宇宙陽子線は同様に相互作用してガンマ線を発生するため、それらの波長
域だけでは知ることのできない物質状態のものまで、ガンマ線観測では無バイアスに存在量を調べる
ことができる。
我々の銀河系外に目を向けると、銀河の赤外線観測はガンマ線観測と関係が深い。例えば、数十 GeV
を超えるガンマ線は赤外光と反応して電子陽電子対に崩壊してしまうので、ガンマ線観測では赤外光
子分布を測定できる。銀河からの赤外線放射は銀河の進化の問題と密接に関連していると考えられて
いるため、ガンマ線観測で宇宙論的スケールでの赤外光分布を得ることができれば、赤外線観測との
比較を通じて、銀河の進化を探ることができる。
13
第
3
章
GLAST の目指す科学
一般論 次世代ガンマ線衛星 GLAST (Gamma-ray Large Area Space Telescope) は、 10 MeV から 100 GeV
以上にわたる広いエネルギーバンドでの天体観測を目的とした高エネルギーガンマ線天文衛星である。
検出器は、入射ガンマ線の到来方向とエネルギーを同時に決定することができる電子陽電子対生成型
ガンマ線検出器であり、数分角の空間分解能でのガンマ線撮像性能と全天の約 20% を一度にカバー
する広視野観測性能が実現される。 GLAST では エネルギー範囲、視野、空間分解能が飛躍的に向
上するため、 EGRET の
50 倍以上の感度を達成できる (表 3.1)。
表
有効面積
エネルギー範囲
エネルギー分解能
角分解能（γ線 1 個当）
視野
掃天領域
3.1: GLAST の基本性能
8000 cm2 以上
10 MeV 程度 { 100 GeV 以上
およそ 10 % 程度
3.3 度 2(100 MeV/E) 以下
0.12 度以下
2.5 str 以上
全天の 85%
全天
点源に対する感度
(@1 GeV)
点源に対する位置決定精度
重量
消費電力
ミッションの寿命
9 2 1009 cm02 s01
1:5 2 10010 cm02 s01
6 2 10011 cm02 s01
30 秒角− 5 分角
3 トン
600 ワット
5{10 年
(> 1 GeV)
(10 MeV { 3 GeV)
(> 3 GeV)
(約 100 分 y )
(約 10 日 y )
(1 日)
(1 年)
(5 年)
y 衛星の 1 周回をおよそ 100 分程度、衛星軌道の歳差周期をおよそ 50 日程度として概算したもの
14
3.1
宇宙線の加速現場
宇宙線の銀河内伝播は古くからある未解決の問題である。低エネルギーの宇宙線は銀河系内に閉
じ込められており高エネルギーの宇宙線は銀河から拡散または近傍銀河から到来したと考えられてい
るが、宇宙線が一体どこで、どのように加速されているのか、というのは宇宙物理学の初期から問わ
れつつ解明されない問題のひとつである。
宇宙線は大きく分けると、電子線、陽子線、重イオン線などに分類される。そのそれぞれについ
て、地球に降り注ぐ宇宙線の直接観測がさまざまな手法で行なわれ、その起源や銀河内伝搬を解明す
る努力が行なわれてきた。大気成層圏でのエマルジョン (emulsion
chamber) を用いた一次電子観測
(Nishimura et al. 1980) や AKENO での一次陽子線や重イオンなどの観測 (e.g. Hayashida et al.
1996) によって、宇宙線のエネルギースペクトルや異方性などが詳しく調べられている (e.g. Ptsukin
& Ormes 1995)。
一方、最近の X 線・ガンマ線観測によって、宇宙に存在するさまざまな高エネルギー天体では、
ダイナミックな電子陽電子プラズマが加速されていることがわかってきた (図 3.1)。銀河内部では超
新星爆発 (e.g. SN1006, Koyama et al. 1995) やパルサー風 (pulsar wind; e.g. PSR1259 連星系,
Kaspi et al. 1995; Hirayama 1996) に伴う衝撃波面で、激しい電子陽電子の加速が起こっている証拠
が観測的に得られつつある (x 4.2)。あるいは、銀河系内のブラックホール候補天体 (x 4.4) や系外の
活動銀河核 (x 4.5) などは、一般的にジェット現象を伴っており、ここでも激しい粒子加速が起こっ
ていることがわかってきた。
これらの高エネルギー天体は宇宙電子線の加速現場の最有力候補である。これらのガンマ線観測
を行ない、他波長観測と比較することは、粒子の加速機構を解明するためのもっとも確実な手段であ
る。さらに、電子陽電子対を効率よく加速している高エネルギー天体では、電子だけでなく、陽子も
効率よく加速されて、宇宙陽子線の発生源になっている可能性が高い。特に最近では、 X 線と TeV
ガンマ線の観測に基づいて、活動銀河核や超新星残骸などの天体で陽子加速が行なわれている可能
性も指摘され始めている。これらは皆、電子加速の証拠が得られている天体である。それらの天体で
は、電子加速と同時に陽子加速も起こっているのかどうか、 GLAST で検証することができる。
宇宙電子線の観測
銀河面からの電子線起因のガンマ線放射を精度よく観測し、宇宙電子線の銀河内分布を求めるこ
とは、宇宙電子線の起源と伝搬を解明する上で必要不可欠な情報である (
x 4.3.2)。宇宙電子線起源の
ガンマ線は COMPTEL によって 0.75{30MeV の領域で観測され (Strong
による X 線領域での Galactic
ridge emission
の
hard tail
1994a)、 OSSE、 Ginga
成分のエネルギースペクトルは、およそ
冪 2 で滑らかに COMPTEL のスペクトルにつながることが示された (Yamasaki
は、宇宙線電子の密度が leaky
box model
et al. 1997)。これ
で予想されるよりも遥かに多いことを意味する。電子加
速がおよそ冪 2 の fermi 加速によっているとするならば、加速されたての若い電子が銀河系内に大量
に存在していることになり、銀河系のあちこちで、このような広いエネルギー領域におよぶ加速が起
こっているということになる。
15
図 3.1: さまざまな天体での典型的な磁場の強さと加速された電子のローレンツ因子の分布 (SN1006: Koyama
et al. 1995; Tanimori et al. 1997, Radio lobe: Kaneda et al. 1995; Tashiro et al. 1997; Makishima 1997,
Blazar: Kubo 1997, Crab nebula: De Jager et al. 1996, PSR1704-44: Finley et al. 1997)。図中の略称は
XBL:X-ray selected BL Lac objects、 RBL:Radio selected BL Lac objects、 QHB:Quasar Hosted Blazar
である。
これまで宇宙線研究者たちが伝統的に行なってきた、地球に降り注ぐ宇宙線電子の直接測定も重
要な研究テーマである (
x 4.9)。幸い、入射ガンマ線のエネルギーを測定するための GLAST カロリ
メータは、一次電子線の観測に使うこともできる。一次電子線の観測においても、 GLAST は
から
10 TeV
1 TeV
までのエネルギー領域で、従来の実験と比較して 3 桁以上高い感度を持つ検出器とな
る。これにより
Vela
など近傍の超新星残骸が爆発時に放出した電子を直接とらえることができる可
能性が高い。
宇宙陽子線の観測
陽子と星間物質の相互作用で生じる 0 中間子の崩壊は、約 100
MeV のラインガンマ線として観
測される。このため、 0 からのラインガンマ線を検出できれば、その場所に高エネルギー陽子が存
在することの直接の証拠であり、それはすなわち、その天体での陽子加速の直接証拠となる。
例えば、活動銀河核のジェットで陽子加速が起こっているかどうかは、理論研究者の中でも議論
がわかれている (
x 4.5.2)。ジェット現象は、系内のブラックホール候補天体から活動銀河核にいたる
まで、広く宇宙全般に見られる現象であるにもかかわらず、ジェットの構成粒子はどこから来てどう
やって加速されたのか、これらに対する答えは未だに得られていない。もし、活動銀河核からの 0
ガンマ線を検出できれば、ジェットが陽子を含むことの直接証拠となる。このような方法で、陽子加
速を仮定したモデル (e.g.
Mannheim & Biermann 1992) を直接検証することができる。これによ
16
表
3.2: Proton Interaction in Inter-Stellar Matter
Gamma-ray Intensity
GLAST measurement
GLAST measurement
GLAST measurement
GLAST measurement
=
=
=
=
=
2
Proton Flux
2 (Proton ux meas.)
(SNR mass meas.) 2 After proton ux meas.
MCs of known mass 2 (Proton ux meas.)
(MC mass meas.) 2 After proton ux meas.
Total Mass of ISM
SNRs of known mass
り、ジェットの加速機構モデルの多くが淘汰され、ジェット現象の統一的な描像に迫れるであろう。
3.2
無バイアスな物質分布マッピング
宇宙陽子線と星間物質との相互作用で発生する 0 中間子をプローブとして、我々の銀河系の内部
(x 4.3.1) や近傍の銀河 (x 4.6.3) あるいは銀河団 (x 4.6.1) の物質分布を調べることができる。ガンマ
線放射量は、宇宙陽子線のフラックスと星間物質の存在量の積に比例するので、どちらか一方を他波
長観測から得れば、ガンマ線観測によって他方を求めることができるからである（表
3.2）。
宇宙陽子線をプローブとした銀河探索の試みは、 EGRET によってはじめられたばかりであるが、
いくつかの観測例はこの手法の有効性を示している。例えば、いくつかの分子雲からのガンマ線フラッ
クスは、宇宙陽子線と分子雲内の物質との相互作用で生じる 0 中間子の崩壊でよく説明されている
(Hunter et al. 1994; Digel et al. 1995; Diegel et al. 1996)。また、超新星残骸のすぐそばにある分
子雲からがガンマ線放射している例が見つかっており (de Jager & Mastrichiadis 1997)、超新星残骸
で加速された宇宙線が分子雲の物質と相互作用してガンマ線を放射していると思われている。
0 中間子の崩壊に伴うガンマ線で観測できる物質分布は、電離状態やプラズマ温度などによら
ず、すべてのバリオンを平等に取り扱っている点が他波長にはない優れた特徴である。そのため、銀
河や銀河団の総質量に占めるバリオンの割合を、電離状態などに対する仮定を置かずに求めることが
できる。これを利用すれば、我々の銀河内の物質分布や、銀河団内の宇宙陽子線のフラックスなどを
調べることができ、ダークマターの問題や銀河団内での銀河の速度分散の問題の解決の糸口がつかめ
るかも知れない。
3.3
宇宙論的スケールでの光子密度分布
数十 GeV を超えるガンマ線は、赤外線などの軟光子と相互作用して電子陽電子対を生成して失わ
れる (MacMinn
& Primack 1996)。この赤外光による星間吸収を利用すれば、遠方の多数のブレー
ザーなどからのガンマ線スペクトルを得ることで、 z 4 程度までの星間空間の光子密度分布を求め
ることができる (x 4.5.4)。これはちょうど、 X 線観測で観測天体までの光電吸収物質の量を測定して
距離を推定したり、放射源の天体の近傍での物質分布 (降着円盤など) の研究が行なわれているのに似
17
ている。
星間赤外光の分布は星生成や銀河進化と密接に関わっているため、その直接測定はたいへん重要
である。また、 z と星間赤外光による吸収の関係がわかってしまえば、今度はそれを利用して、ガン
マ線天体の近傍でのエネルギー密度を求めることもできる。さらに、ガンマ線バーストのように距離
がまったく不明な天体であっても、それからの
GeV
ガンマ線が観測できれば、赤外光による星間吸
収の条件から距離に対する上限を与えることができる。
3.4
全天トランジェントモニターとしての GLAST
広い視野と高い角度分解能を合わせ持つ GLAST は、同一天体の長期モニター観測を可能にする
だけでなく、トランジェントモニターとしての役割と全天サーベイ機能を合わせ持つ。これらの機能
は具体的には以下のような特徴を持つ。
トランジェント現象そのものの観測 全天の 20% は、現象発生の瞬間を GLAST の広い視野内に捉え
ることができる。 GLAST の視野は全天の 20% をカバーするために、ガンマ線バースト、ブ
レーザーのフレア、激しい太陽フレアなどのトランジェント現象を約 20% の確率でとらえるこ
とができるのである。
トランジェント現象発生直後の観測 全天の 85% は、現象発生から 100 分以内には、その天体を GLAST
Zenith pointing (常に地
球と反対方向を視野中心が向くような方向制御) を行なったとすると、衛星軌道 1 周回で全天
の約 85% をスキャンする。このため、スキャン領域内の天体 (全トランジェント天体の約 85%)
は、バーストやフレアが発生してから 100 分以内には自動的に観測され、その後も、 1 日に数
回、合計 4{5 時間程度の観測が行なわれる。
の視野内に捉えることができる。打ち上げ後の運用方法として単純な
全天の断続的モニター観測とサーベイ 全天体について、 1 日に数回合計 4{5 時間、断続的に視野内に
捉えることができる。衛星の周回軌道が歳差運動をするために、 GLAST の視野が掃くスキャ
ン領域は十数日で全天を覆う。このため、特定の天体に注目すると、十数日のうちの 85% のス
キャン領域から外れてしまう期間を除いて、ほぼ毎日、断続的に 4{5 時間の観測が行なわれる
ことになる。同時に、自動的にすべての高エネルギー天体のサーベイ観測が行なわれることに
なる。
これらの観測上の特徴は、衛星運用上の特別なオペレーション (トランジェント天体を発見した直
後に衛星姿勢を変更するなど) を必要としない。 GLAST による通常の観測を続けるだけでも、さま
ざまなトランジェント現象を捉え、追観測をし、あるいはまた、さまざまな種族の高エネルギー天体
のサーベイ観測が行なわれるのである。
18
4
第
章
GLAST による高エネルギー天体物理
GLAST による高エネルギー天体の観測では、これまでのガンマ線天体観測ミッションに比べて、視
野の広さ、検出感度、空間分解能が同時に向上するために、天体観測数の急激な増加と天体位置の決
定精度の向上が予想される。そして、そうして観測される天体に対して、 10
上までの広いエネルギー範囲で、エネルギー分解能
10 %
MeV から 100 GeV 以
程度のスペクトル取得が可能になるのであ
る。さらに、広視野であるために、特定の天体を継続的あるいは断続的に視野内にとらえ続けること
が容易であり、長期にわたる激しい時間変動を伴う天体のモニターも自動的に行なうことができる。
これによって、ガンマ線天文学はその様相を一変させ、系統的で定量的なガンマ線観測に基づいた、
宇宙高エネルギー現象のより精密で統一的な描像を目指していくことになろう。
以下では、高エネルギー天体物理学で興味深いいくつかの天体を例に挙げ、 GLAST によるガン
マ線観測で得られる科学的成果について述べる。
4.1
ガンマ線パルサー
パルサー (pulsar) は高速で自転する強磁場中性子星という非常に簡単な系である。そのパルス放
射のエネルギー源は中性子星の回転エネルギーであり、中性子星の持つ強い磁場の高速回転に誘導さ
れた巨大な起電力によって粒子加速が行なわれていることは早くから確立していた。しかしながら、
パルサー磁気圏での高エネルギー光子の放射のメカニズムには、未だに不明な部分が多く残されてい
る。
4.1.1 EGRET によるパルサー観測
1970 年代には、 Crab と Vela からは GeV のガンマ線放射が SAS2、 COSB によって見い出され
ていたが、それでもなお、その加速メカニズムやガンマ線放射領域の解明は EGRET 以前にはあま
り進まなかった。理論モデルの研究においては、パルサー磁気圏の非線形な電磁流体方程式が解けな
いことが、観測的には、粒子加速の現場を見るという意味で重要な高エネルギーガンマ線での観測結
果が、早期に発見された Crab と Vela 以降まったく増えなかったことに起因する。
1990 年代に入ってパルサー磁気圏からのパルス放射機構に対する理解は、 EGRET の登場とと
もに急速に深まりはじめた (Fierro 1995)。 EGRET の観測によって大きく進展した点は 2 つある。
19
ひとつは、ガンマ線エネルギーごとにパルス波形が得られるようになり、パルス放射モデルとの比較
ができるようになった点である (e.g.
Cheng & Ding 1994; Daugherty & Harding 1996; Romani
1996)。これは、放射領域、メカニズム双方においてモデルに対して大きなインパクト与え、大幅な
修正をもたらした。二つ目は、 6 つの天体からのパルス放射が知られるようになり、ガンマ線のパル
1
ス放射量 (L (pulse) ) と回転エネルギーの減少量 (E_ ) との間に、 L (pulse) / E_ 2 の関係があることを
見い出したことである (Thompson et al. 1994; Nel et al. 1996)。 EGRET 以前は 105 年程度の中
年パルサーからのガンマ線放射は知られていなかったため、この観測によってパルサー進化という観
点からの研究がはじめて可能になった。
図
4.1.2
4.1:
EGRET で検出されたパルサーのいろいろな波長でのパルス波形
パルサーの X 線観測
EGRET 以降のパルサー研究では硬 X 線領域での観測の貢献が最も大きい。特に、 2-10 keV バ
ンドでかつてない感度を達成した ASCA は、中性子表面からの熱放射量に邪魔されることなく非熱
的成分を観測することができたため、パルサー観測のための新しい観測バンドを提供した感がある。
例えば、 X 線パルスの放射量 LX (pulse) と E_ の間に LX (pulse)
/ E_ 32 の関係があることがわかり (Saito
et al. 1997)、また、ミリ秒パルサーからの非熱的なパルス放射が発見された (Saito et al. 1997)。
特にミリ秒パルサーからのパルス検出は、磁場や自転周期が何桁も異なるサンプルをはじめて追
加した点で重要である。さらに驚くべきことに、ミリ秒パルサーからのパルス放射量は、 Saito
et al.
(1997) が求めた LX (pulse) と E_ の関係をほぼ満足する (Saito 1997)。いままでのところ、このたった
1 例しかないので、ミリ秒パルサーのパルス放射が \普通の" パルサーの E_ 依存性と同じであるかど
うかは結論できない。しかし、もし同じ依存性を持つとなると、ミリ秒パルサーからのパルス放射機
20
図
4.2:
電波パルサーの周期と周期変化率 (P {P_ ダイアグラム、 Taylor et al. 1993; Saito 1997)。小さな丸は
電波パルサーに対応する。正方形は EGRET でパルス検出されたもの、大きな丸は ASCA で X 線放射が検出
されたもの、ダイアモンドは ROSAT で X 線放射が検出されたもの、ばつ印は ROSAT で観測されたが X 線
放射が検出されなかったもの。図中には、周期と周期変化率から推定される回転エネルギー損失が一定の線、
同じく磁場が一定の線、同じく特性年齢が一定の線も描かれている。これまでの高エネルギー観測では回転エ
ネルギー損失の大きいものとごく一部のミリ秒パルサーからしか X 線・ガンマ線放射が検出されていないこと
がわかる。
21
図
4.3:
パルサーの年齢とガンマ線放射効率の関係をパルサー磁場の強度ごとに描いたもの。ガンマ線放射効
率は年齢と共に増加し、ある年齢で突然ガンマ線を放射しなくなることがわかる。
構が \普通の" パルサーと似通っていることを示し、パルス放射機構を解明する上で新しい種類のサ
ンプルを提供することになる。ミリ秒パルサーのパルス検出数を増やして、パルス放射量と回転エネ
ルギー損失の関係を確立することが望まれる。
4.1.3 GLAST による系内ガンマ線パルサーの徹底した探索とパルサー進化の研究
GLAST による観測では、 EGRET に比べて感度が向上することで、観測可能な領域が広がり、
パルス検出天体数が増えることが予想される。例えば、 Geminga パルサーと同じ程度の明るさのパ
ルサーであれば、約 10 kpc の距離にあるものまでを GLAST による 1 年間の観測で検出できる。こ
れは我々の銀河のおよそ半分を探索し尽くすことができることを意味する。また、 EGRET でのパ
1
ルス放射が検出されたパルサー数と L (pulse) / E_ 2 の関係を考慮すると、およそ 70 天体程度からパ
ルスが検出されると見込まれる。
パルサーは磁場と回転周期が本質的なパラメーターであるが、回転軸と磁軸の傾き角、見ている
方向など、観測からは求められないパラメーターもある。観測天体数が少ないうちは、観測結果がこ
れらの見えないパラメーターに左右されがちであるが、観測数が増えることによって、そのような観
測バイアスを少なくすることができる。
パルサーの観測数が増えると、 EGRET で見い出された L (pulse) の E_ 依存性に関する経験則を
より大きなサンプルで検証することができる。 E_ はパルサーの年齢と密接に関わっていると考えられ
るので、この経験則はパルサー年齢とガンマ線放射量ととらえることができ、パルサーの進化を解明
するための重要なステップとなる (e.g.
Romani 1996)。超新星爆発によって作られたパルサーがどの
22
図
4.4:
かに星雲の多波長での電磁波の放射 (de Jager et al. 1996)。衝撃波で加速された電子陽電子からのシ
ンクロトロン放射成分と、加速された電子陽電子がシンクロトロン光子をたたきあげる逆コンプトン成分の和
として、全体のスペクトルがよく表されている。
ような歴史を経てミリ秒パルサーに至るのだろうか。あるいは、まったく別の進化のシナリオを考え
なければならないのだろうか。かにパルサーのような若い系から年老いた系であると考えられている
ミリ秒パルサーに至るまで、系統的に調べることができれば、これらの問いに対する答えが見えてく
るかも知れない。
4.1.4 GLAST によるパルサー磁気圏での粒子加速機構の研究
これまでの研究の発展として、位相 (pulse
phase) 別のエネルギースペクトルが詳細に調べられ
るようになることがあげられる。 GLAST では広いエネルギーバンドをカバーすることによって、べ
きの折れ曲がりが議論できるであろう。特に、 EGRET で得られた 6 つのパルサーのうち 4 つは最
も高いエネルギービン (数 GeV 程度) では、低エネルギー側のべきの延長よりも低い Flux を示して
いる。装置の較正の問題もあって、 EGRET では有意とはいえないが、これがパルサーの磁気圏に
おける粒子の最高加速エネルギーを示している可能性がある。加速領域、方法によって最高加速エネ
ルギーは大きく影響をうけるため、それらの理解のためには非常に重要な観測結果となる。 EGRET
ではエネルギー分解能や高エネルギーでの感度が不十分であったが、 GLAST は 300
があり、最高加速エネルギーを精度よく求めることが可能である。
23
GeV まで感度
4.1.5 GLAST によるミリ秒パルサーからのガンマ線パルスの検出の可能性
EGRET ではミリ秒パルサーからガンマ線パルスが検出された例はないが、 GLAST ではミリ秒
パルサーからのはじめてガンマ線パルスが検出できる可能性が高い。 EGRET による観測では、ミ
リ秒パルサーでない \普通の" パルサーについては、 PSR B1055052 を唯一の例外として、ほぼス
ピンダウンフラックス（回転エネルギー損失 E_ を距離の 2 乗で割ったもの）の大きいものから順にパ
ルスが検出されている。これらのうちもっともスピンダウンフラックスの小さい PSR B1951+32 を
EGRET の検出限界と考え、 GLAST ではその 50 倍の暗さまでミリ秒パルサーが検出できるとする
と、 11 のミリ秒パルサーからパルス検出されることになる。
これらのミリ秒パルサーからのガンマ線パルスを検出することができれば、そのパルス放射の \普
通の" パルサーとの比較を行なうことができる。ガンマ線は主として加速された一次粒子により放出
されるのに対し、、 X 線はそれから派生する二次粒子から放出されることを考えれば、ガンマ線パル
スの検出は、 X 線観測と相補的に、加速領域の情報を詳細に与えてくれる。
24
4.2
パルサー風や超新星爆発に伴う衝撃波加速
我々の銀河内での宇宙線の加速の現場としてもっとも有力なのがパルサー風 (pulsar
新星爆発に付随する衝撃波面 (shock
wind) や超
front) である (x 3.1)。高速のパルサー風や超新星爆発によっ
て飛散した物質が星周物質に衝突し、衝撃波を形成すると、その衝撃波面近傍で大規模な粒子加速が
行なわれる。このような衝撃波による粒子加速の現場で実際にどのような加速機構がはたらいてい
るのかは、ごく最近になって数値シミュレーションなどによって研究され始めたばかりであり (e.g.
Hoshino et al. 1992)、いまだによくわかっていない。特に、電子陽電子だけが加速されるのか、
あるいは陽子も一緒に加速されているのかについては、衝撃波加速のモデルにとっては大きな分かれ
目であり、また、宇宙陽子線の起源を考える上でも重要である。ところが、これまでの観測だけから
は、この重要な問題に決着をつけることができなかった。
4.2.1 100 TeV を超えるエネルギーへの電子加速の証拠
最近になって、 X 線領域から TeV ガンマ線領域にわたる観測が行なわれるようになり、いくつ
かの観測例からは衝撃波面での電子加速を示唆する証拠が得られつつある。例えば、かに星雲からの
高エネルギーシンクロトロン放射および逆コンプトン放射の観測 (e.g.
Nolan et al. 1993; Tanimori
et al. 1994) では、シンクロトロン放射のカットオフが 30 GeV 程度に見えており、 EGRET で最高
加速エネルギーを押えることができたことである。これは、光円柱の外でのパルサー風の加速モデル
にとって貴重な観測結果であった (e.g.
de Jager et al. 1996)。また、 PSR 1706-44 や Vela からは、
空気チェレンコフ望遠鏡による観測で TeV の放射が検出されている (Kifune et al. 1995; Yoshikoshi
et al. 1997)。これらの天体では 108009 程度のローレンツ因子を持った電子が存在し、それからのシ
ンクロトロン放射が X 線領域で観測され、逆コンプトン成分が TeV ガンマ線として検出されている
と考えられている。
SN1006 からの TeV ガンマ線の検出 (Tanimori et al. 1997) は、超新星残骸中の衝撃波面での粒
子加速を示唆している。これまでに TeV ガンマ線が検出された天体の大部分がパルサーを含んでい
るが、この超新星残骸にはパルサーが見い出されていない (Koyama et al. 1995; Raynolds 1996)。
そのような天体からの TeV ガンマ線が検出されたことは、 TeV ガンマ線の放射により本質的な役割
を果たしているのがパルサーではなく衝撃波であることを示唆している。
SN1006 の X 線観測の結果は、超新星残骸の一部に非熱的輻射が卓越した領域があることを示し
ており、粒子加速の現場はこの非熱的領域であると推定されている (Koyama et al. 1995)。また、最
近になって、超新星残骸 RX J1713.703946 も、 SN1006 と同様の非熱的な X 線を放出しているこ
とがわかった (Koyama et al. 1997)。ここでも同様の衝撃波加速が行なわれているかも知れない。
また、 PSR 1259/SS 2883 連星系の連星周期全体をカバーする X 線観測 (Kaspi et al. 1996;
Hirayama et al. 1996) によって、連星系内で大規模な粒子加速が起こっていることがわかってき
た。この系はパルサーと Be 星の連星系で、連星系内ではパルサー風と星風が衝突して衝撃波を形成
し、衝撃波面では粒子加速が起こっていると考えられている (Tavani & Arons 1997)。この連星系か
らは、未だ確定的な結果ではないが地上チェレンコフ望遠鏡で TeV ガンマ線が検出されている可能
25
性もある (Kifune,
4.2.2
private communication)。
衝撃波で加速された電子からの X 線・ガンマ線
衝撃波加速の証拠が得られている超新星残骸や連星系の高エネルギー観測例は、今のところ前節
で挙げた数例しかない。しかし、これらはいずれも、恒星の進化の途中段階としてごく自然に形成さ
れると考えられるため、このような天体が我々の銀河にいくつも存在している可能性もある。 GLAST
によるサーベイ観測では、これら宇宙加速器からの高エネルギーガンマ線を次々と検出できる可能性
が高い。
加速電子からの放射としては、シンクロトロン放射による X 線・ガンマ線と逆コンプトン散乱に
よる TeV ガンマ線を観測比較することで、衝撃波加速の実態に迫ることができると思われる。 GLAST
による高感度、広エネルギー帯域での観測で、この 2 つの放射を同時にとらえ、衝撃波加速の性質を
明らかにしてくれると期待される。例えば、シンクロトロン成分のスペクトルから、衝撃波によって
加速された電子のスペクトルがわかり、また、シンクロトロン成分がどこまで伸びているかによって
加速される電子の最高エネルギーがわかる。さらに、逆コンプトン放射のフラックスをシンクロトロ
ン成分と比較することで、放射現場での磁場と光子のエネルギー密度の比率を推定することができる。
これらを総合すれば、衝撃波加速による加速粒子のエネルギースペクトルや粒子加速効率を定量的に
評価することが可能となるであろう。
4.2.3
陽子加速の可能性
GLAST のエネルギー領域では、 0 中間子の崩壊に伴うラインガンマ線のスペクトルを得ること
ができるために、陽子加速の直接証拠をつかむことができる。例えば、 PSR1259 連星系では、その
軌道周期全周にわたる X 線観測をすべて説明するために、衝撃波面での磁場や光子密度が強い制限を
受ける。そのため、現在考えられている可能な放射モデルでは、加速電子の逆コンプトン放射による
TeV
ガンマ線はあまり強くならない。 CANGAROO グループによる
TeV
ガンマ線の検出は十分
に確認されているわけではないが、もし検出されているとすると、その強度を逆コンプトン成分だけ
で説明することはできない (Shibazaki
& Murata, private communication)。そこで TeV ガンマ
線の放射機構として、衝撃波加速された陽子による 0 崩壊が注目されている。モデル計算 (Naito &
Takahara, private communication) によると、適当なパラメータを仮定することによって、観測さ
れた TeV ガンマ線を陽子モデルで説明することができる (図 4.5)。陽子からの放射モデルと電子か
らのそれとでは、まさに GLAST のエネルギー範囲で最も顕著な差が出るため、 GLAST による観
測で、陽子加速が起こっているかどうかという問題に決着をつけることができる。
26
図
4.5:
PSR1259 からの X 線・ガンマ線観測の結果 (Hirayama 1996; Kaspi et al. 1995; Grove et al.
1995; Tavani & Arons 1996; Tavani 1996; Kifune, private communication) とガンマ線放射モデルの 1 例
(Shibazaki & Murata, private communication; Naito & Takahara, private communication) との比較。
ただし CANGAROO の結果は確定的でないため \?" として示してある。 ASCA の観測結果の低エネルギー側
は星間物質による光電吸収のために、みかけ上、折れ曲がっている。ガンマ線放射モデルは未知の連星系パラ
メータ (衝撃波の発生場所やパルサー風のローレンツ因子など) に強く依存するため、上限値しか得られていな
い MeV から GeV の領域で観測を行なう必要がある。特に、陽子加速が起こっていると、主に 100 GeV 領域
で
0 崩壊特有のエネルギースペクトルが現れ、そのスペクトル形から電子成分と区別できる。 GLAST によ
る高感度観測でこの領域での精度の高いスペクトルが得られれば、陽子加速が起こっているかどうかを直接検
証することができる。
27
4.3
銀河面からの広がったガンマ線放射
銀河面からの広がったガンマ線放射 (Galactic
diuse -ray emission) は、ガンマ線天体物理学
の幕開けと同時に SAS2、 Cos-B によって確認され、最近の EGRET によって詳細なマップが作ら
れるようになった (図 4.6)。しかし、ガンマ線強度の空間分布については、巨大分子雲に代表され
る既知の天体からの放射の重ね合わせで説明できるのか、空間的には分解不可能な広がった放射であ
るのか、 EGRET の空間分解能で区別することは不可能であった。
図
4.6:
GLAST で見た銀河面からの広がった放射（シミュレーション）。
この銀河面からのガンマ線放射には、宇宙線陽子と星間物質の相互作用によって生成される 0 中
間子の崩壊に伴うガンマ線放射成分と、宇宙線電子の制動放射によるものがある。 100
領域では宇宙線電子からの制動放射が、 100
れ主に寄与することが知られている (図
4.3.1
MeV 以下の
MeV 以上の領域では 0 崩壊からのガンマ線が、それぞ
4.7)。
巨大分子雲中の物質と宇宙陽子線の相互作用
巨大分子雲 (Giant
Molecular Cloud) は、空間分解可能な銀河面ガンマ線源の有力候補である。
SAS 2 (Fichtel et al. 1975; Hartman et al. 1979) や COS-B (Mayer-Hasselwanderet al. 1982) で観
測された銀河面からのガンマ線は、銀河系内のスパイラルアームなどの構造と関連があることが示さ
れ、銀河内の物質分布と相関があることがわかった (Fichtel,
Simpson, & Thompson 1978; Tompson & Fichtel 1982)。最近では EGRET の観測によって、 300 MeV 以上の銀河面からの diuse
emission は、宇宙線陽子と星間物質の核相互作用によって生じる 0 粒子 の崩壊で生じるものとし
てよくあらわされている (Hunter et al. 1997)。分子雲 (Molecular Cloud) からのガンマ線の放射量
は、星間物質の総量（その存在状態にはよらない）と宇宙線の密度の積をあらわす (表 3.2)。電波や
28
図
4.7:
銀河面からのガンマ線放射のスペクトルの例 (Digel, Hunter, & Mukherjee 1995)。データ点はオリ
オン座方向からのガンマ線スペクトルで、点線は放射モデルの予言値。 100 MeV 以上では宇宙線陽子と星間
物質の相互作用による 0 崩壊からの成分が、 100 MeV 以下では宇宙線電子からの制動放射が、それぞれ卓越
していることがわかる。
赤外線観測では、物質の電離状態などにに伴う不確定性を伴うのに対して、無バイアスに物質の総量
を直接はかることができるという利点をもつ (
x 3.2)。よって、電波観測にとって重要な CO 分子と水
素分子の比を導くことが可能である。
COS-B, EGRET などでは Oph (Hunter et al, 1994)、 Orion (Digel et al., 1995)、
Cepheus (Diegel et al. 1996) などの、近傍分子雲の CO で観測された構造と比較することにより、
分子雲全体や 1 スケールでの CO 分子と水素分子の比を求めてきた。また、分子雲とその近くにあ
る超新星残骸との相互作用によると思われるガンマ線放射も EGRET で検出されている (Esposito et
al. 1996; (de Jager & Mastichiadis 1997; 図 4.9参照)。
GLAST では、空間分解能が飛躍的に向上するため、同様のことを 20 程度の角度分解能で調べる
これまで
ことができ、近傍の分子雲における星が形成されつつある分子雲コアを分解できる。また、分子雲が
超新星残骸やパルサーなどと相互作用している現場を特定し、その空間構造を調べることも可能とな
るであろう。このようにして、 GLAST においては、 EGRET で \広がった放射" として観測され
た銀河面からのガンマ線を、銀河全体で 4000 個存在する巨大分子雲に分解していくことが期待され
る。
また、銀河系内におよそ 25,000 個もある、比較的小さな分子雲 (Cold
は不明であり (表
Dark Coulds) の物質総量
4.1)、銀河内の物質分布に対する寄与はわかっていない。 GLAST によるガンマ線
29
図
4.8:
Cepheus/Cassiopea 領域の EGRET 観測フラックス値 (E > 100 MeV) と、そこからのガンマ線フ
ラックスの理論予想値の相関図 (Diegel et al. 1996)。観測データを 2: 5
2 2: 5 ビンに分割してそれぞれから
のフラックスを求め、それぞれの領域の分子雲の質量から予想したガンマ線フラックスと比較している（図中
丸印）。 EGRET の結果は、分子雲と宇宙陽子線との相互作用の結果生じる 0 崩壊に伴うガンマ線でよく説
明されることがわかる。
観測では、そのような小さな分子雲内についても、非電離物質を含めた物質総量をガンマ線で求める
ことができる。
ガンマ線観測の結果を、電波や赤外線での観測による星間物質分布と比較することで、宇宙陽子
線の密度や空間分布を推定ことができる。宇宙線は磁場によって曲げられるため、分子雲内の宇宙線
のスペクトルや密度はよくわかっていない。 GLAST では、分子雲や分子雲コアにおける宇宙陽子線
の密度を初めて精度よく明らかにすることができると思われる。このような手法は、宇宙線発見以来
の謎である宇宙線陽子の伝搬を解明する上で、これまでにない新たな切り口を与えてくれる。
分子雲内の星間物質の電離度を精密に求めることは、分子雲での星形成率や IMF(initial mass func-
tion) を考える上でも重要である。分子雲の電離は宇宙陽子線または若い星からの X 線によるものと
考えられている。分子雲における電離度は、分子ガスと磁場の結合度を決めるため、その分子雲内で
の星形成率や IMF を定める重要なパラメータである
(McKee 1989 ApJ 345, 782)。表 4.1にあるさ
まざまな大きさ分子雲についての物質総量をガンマ線観測で求め、電波観測との比較して正確に電離
度を求めることができれば、分子雲の大きさや電離度と星生成との関係を調べることができ、星生成
に関する理解を深めることができると期待される。
30
図
4.9:
超新星残骸 W44 に隣接する分子雲からのガンマ線放射 (de Jager & Mastichiadis 1997)。右側の実線
の等高線は ROSAT による X 線強度の分布、それに重なる点線の等高線は 408 MHz の電波強度分布で、いず
れも W44 からの放射である。左側の等高線は EGRET による観測でのガンマ線放射源の推定位置。
4.3.2
宇宙電子線からのガンマ線放射
宇宙線電子のうち 5
GeV 以下のものは、太陽系の磁場によって曲げられてエネルギーを失ってし
まうため、直接的にもとのエネルギースペクトルを観測する手段はない。その一方、宇宙線電子は、
銀河系内の星間物質と相互作用してガンマ線領域に制動輻射をする。そのため、そのような宇宙線電
子のスペクトルや空間分布を調べるには、銀河面からの広がったガンマ線を観測することが唯一の方
法である。
最近ではコンプトン (CGRO) 衛星搭載 COMPTEL 検出器が 0.75-30
MeV 領域で ridge emis-
sion を観測した。コンプトン散乱が主な相互作用となるこの領域は最も観測の困難なところである。
COMPTEL の有効面積は 10MeV で 40 cm2, 30 MeV で 20 cm2 , 空間分解能は 5 MeV 以上で 1.6
1:8 である。それに対し、 GLAST では空間分解能はほぼ同等だが有効面積が 10 MeV で 300 cm2,100 MeV
で 7000 cm2 急激に増加する。これまでの COMPTEL 等の解析では、相互作用をしている星間物質
の量について Co の観測量から換算し、電子の分布は一様としてスペクトルを仮定し、ガンマ線の観
測量とあわせるようなモデリングをする、という手法をとってきた (Strong 1994a)。 GLAST にお
いては、星間物質の量については 100MeV 以上のγ線を用いて GLAST 自身で決定することができ
る。したがって宇宙線電子の空間分布およびエネルギースペクトルの双方をより精度よく決定できる
ものと期待される。
31
Cyg Cep Cas
Integrated Intensity (K km/s)
Galactic Latitude (Degree)
20
10
0
-10
図
4.3.3
4.10:
100
120
Galactic Longitude (Degree)
80
Cyg, Cep, Cas 領域の 13 CO の空間分布 (Dobashi et al. 1994; Yonekura et al. 1997)
銀河面に広がった X 線放射との比較
これまでの X 線領域での観測で、銀河円盤をうめつくす高温プラズマの存在が Ginga 衛星によっ
て確実となり (Yamauchi
& Koyama 1993)、また ASCA 衛星によっても詳細なマッピング観測が行
われている。その結果、真に広がった高温プラズマが存在すること、プラズマは電離非平衡にありい
まなお加熱されていることが明らかとなった (Kaneda
1997ab)。そのようなプラズマの加熱、加熱、
銀河内への閉じ込めの機構は未だあきらかではない。しかし、銀河中心領域の X 線放射スペクトルと
非常によくにていることから、普遍的でなおかつ我々にとって未知であるような加熱、加速を起こす
物理過程が存在していることは間違いがない。スペクトルのつながりからいって、このようなプラズ
マの加熱と宇宙線の加速とは密接な関係をもつように思われる。 ASCA と同等またはそれ以上の位
置分解能をもつ GLAST による銀河面マッピングは、 X 線放射強度とガンマ線放射強度の直接的な
比較を可能にし、我々の銀河系の中でおきている加速の現場がどこであるのか、明解に示してくれる
であろう。
32
表
4.1: Molecular Clouds and Star Formation
Cold Dark Clouds
Property
Envelope
Cores
Tk [K]
10
10
n[cm03 ]
102 0 103 104 0 105
Diameter[pc]
1 0 10
0:1 0 1
M [M ]
10 0 1000 1 0 100
MJ [M ]
8 0 24
2
Strong IR
No
No
No. in Galaxy
25k
Total Mass in Galaxy
?
Stars Formed
Low-mass stars only
33
Giant Molecular Clouds
Envelope
Cores
10020
200100
102 0 103
104 0 106
10 0 200
103
103 0 105 102 0 5 2 103
?
204
No
Yes
4000
4 2 109 M
OB stars to low-mass stars
4.4
系内ジェット天体とブラックホール
系内ジェット天体は、ブラックホールからのジェット現象という観点で、活動銀河核のジェット
との関連が興味深い。系内ブラックホール (質量は数太陽質量) と活動銀河核 (質量は
108 太陽質
量) では、その質量に 7{8 桁のひらきがあるにも関わらず、高エネルギー光子の放射領域の構造やブ
ラックホールの周囲にある物質の広がりなどはお互いによく似ている (図
4.11)。このことは、系内
ジェット天体が遠方の活動銀河核のミニチュア版である可能性を示唆している。つまり、系内ジェッ
ト天体で見られるジェット現象にも、遠方の活動銀河核でのジェットと共通のメカニズムが働いてい
る可能性が高い。
図
4.11:
ブラックホール質量と X 線輝度との関係 (Hayashida et al. 1997)。系内ブラックホール天体 Cyg X-
1 と 8 つの活動銀河核についてプロットしてある (1:NGC4051, 2:MGC-6-30-15, 3:NGC4151, 4:ESO103G35, 5:NGC5506, 6:NGC5548, 7:PKS2155-304, 8:3C273, 9:Cyg X-1)。活動銀河核の質量は X 線放射の時
間変動から導いたもの。 X 線の放射エネルギーが、エディントン限界 LEdd の近くに揃ってことがわかる。ブ
ラックホールからの X 線放射量はエディントン限界で制限されていると考えると、この相関は、高エネルギー
放射の時間変動が質量とよく相関していることを示している。
4.4.1 X 線領域での詳細な観測
我々の銀河系内の天体でもジェット現象が見られるものが、これまでにいくつか知られている。
SS433 (Margon 1988)
や
Cyg X-3 (Strom et al. 1989) などである。これらの天体は主に X 線領
34
域で詳しく観測され (e.g.
Kotani 1997)、ジェットの速度や幾何学的構造、星周物質の物理状態など
が詳しく研究されている。これらに加えて、最近になってジェットのみかけ上の速度が光速を超える
超光速ジェット (super
luminal jet) を伴った天体 GRS 1915+105 (Mirabel & Rodriguez 1994) や
GRO 1655044 (X-ray nova Scorpius 1994, Tingay et al. 1995; Hjellming & Rupen 1995) が相次
いで発見された。
044 の場合、コンパクト星の質量から、
これらはいずれも X 線連星系であるが、特に GRO 1655
ブラックホール連星系である可能性が高い (Bailyn
et al. 1995)。この天体も X 線領域で詳しく観測
され、ジェットの速度や角度など、詳細な情報が得られている (Zhang et al. 1997)。また、 X 線観
測で発見された鉄輝線の情報を基に、ブラックホール近傍での非対称なプラズマの分布が発見されて
いることである (Ueda
et al., private communication)。このプラズマ塊とジェットの \種" や発生機
構との関連が注目されている。いずれにせよ、これらの天体はごく近傍にあるために、極めて高精度
で X 線観測を行なうことができたのである。
4.4.2 GLAST による高エネルギーガンマ線観測
活動銀河核はすでにガンマ線源として多数観測されており、その他波長スペクトルに基づいて、
ジェットの発生・加速機構が検討されているが、ガンマ線放射を担っている中心部のごく近傍での物
質の分布や物理状態を解明するには至っていない。また、上で挙げた 2 つの系内超光速ジェット天体
については、 EGRET による観測ではこれらの天体からのガンマ線を検出することはできなかった。
感度の向上した GLAST を用いて、ガンマ線領域でも近傍のジェット天体を詳しく観測し、ジェット
の発生機構を解明するためのアプローチとして、これまでの遠方の活動銀河核の観測とは異なる新た
な切り口を得ることができるかも知れない。
GRO 1655044
は、硬 X 線で非熱的放射が観測されており (Zhang
et al. 1997)、アウトバース
ト時のスペクトルは、相対論的電子のシンクロトロン放射によるものであると考えられている (Harmon et al. 1995)。もしその相対論的電子が、活動銀河核で見られるのと同じように、逆コンプトン
散乱によるガンマ線放射をしていれば、 GLAST によって十分に観測することができる。また、これ
らジェット天体がすべてトランジェント天体であることも注目に値する。現在知られている 2 つの系
内 超光速ジェット天体 GRS 1915+105 も GRO 1655044 も、発見される以前の活動は極めて微弱
であったにもかかわらず、発見以降は高い活動性を維持したままである。 100 分程度でほとんど全天
を観測してしまう広い視野を持つ GLAST にとっては (x 3.4)、第 3、第 4 の系内超光速ジェット天体
を発見できる可能性も高い。
35
4.5
活動銀河核
活動銀河核 (AGN) は、中心に太陽の 108 倍もの質量を持つ巨大ブラックホールが存在すると考
えられている系外天体である。ブラックホールへの質量降着と中心核から吹きだすジェットが特徴で、
それらからの高エネルギー放射は、 TeV 領域にまで延びるものがあり、強度変動の激しい、極めて
活動性の高い天体である。
4.5.1
活動銀河核の分類と統一モデル
活動銀河核 (AGN) は、クェーサー (quasar)、セイファート銀河 (Seyfert galaxy)、ブレーザー (blazar)、
galaxy) などに分類される。クェーサーは遠方 (z =0.14.9) に位置し、 AGN の中
で最も放射強度が大きい天体である。電波強度が強い電波銀河からは、数百 kpc までのびているジェッ
電波銀河 (radio
トが観測されている。近傍のセイファート銀河は、電波強度が弱く、多種の輝線を持つ。また、ガン
マ線強度が大きいブレーザーは、強度変動が激しく、輝線がない BL Lac 天体と輝線がある OVV クェー
サーに大別される。
AGN を統一的に把握するモデルでは、これらの特徴の違いを、同種の天体を異なる視線方向から
見る際のみかけ上の違いとして説明している (e.g., Urry & Padovani 1995)。 AGN の本体は、中心
のブラックホールのまわりを降着円盤が囲み、それに垂直な方向にジェットが吹きだしていると考え
る (図
4.12)。そして、ジェットの吹きだす方向に近い方向から見たものがブレーザー、ジェットを横
から見たものが電波銀河、ジェットがない (弱い)AGN を横から見たものがセイファート銀河である
と考えられている。
4.5.2
これまでのガンマ線観測と放射モデル
EGRET の重要な成果の一つは、 50 個を越える活動銀河核 (AGN) からのガンマ線を検出し、こ
れらのガンマ線の放射強度が他の波長域に比べて卓越していることを示したことである (Fichtel et
al 1994; Thompson et al 1995; Montigny et al 1995)。これらの AGN はブレーザーであり、電波
からガンマ線までの広波長域で非熱的な放射を示し、激しい強度変動、電波や可視光での高い偏光、
VLA での超光速運動などの特徴を持つ。これらの特徴は、中心核からの相対論的なジェットが、ほ
とんど視線方向に向いているためのビーミング効果によって起こると考えられている (Blandford &
Konigl 1979)。
ブレーザーの多波長スペクトルに共通した特徴として、電波から紫外線 (あるいは X 線) に滑らか
につながる成分と、 X 線からガンマ線へとつながる成分に分かれることがあげられる (図 4.13)。前
者については、電波や可視光で観測されている高い偏光からシンクロトロン放射であると考えられて
(Sikora 1994)、高エネルギー電子に
よる軟光子の逆コンプトン散乱、あるいは陽子のカスケードなどが考えられている (e.g., Mannheim
1993)。
地上の空気チェレンコフ望遠鏡では、現在までに近傍の BL Lac 天体 Mkn421, Mkn501 から TeV
ガンマ線が検出されており、 GeV から TeV のガンマ線が検出されたことはローレンツ因子が 106 を
いる。一方後者については、幾つかのモデルが提唱されており
36
図
4.12:
AGN の統一的描像
越える高エネルギー粒子の存在を意味する。しかし、 shock 加速などの粒子加速に関する多くの理論
的研究にも関わらず
(e.g.,Inoue & Takahara 1996)、ジェットの構成粒子が電子・陽電子なのか、あ
るいは電子・陽子なのか、これらがブラックホール近傍でどのように生成され、どのような機構で加
速されるのかは未だにわかっていない。
観測されているガンマ線スペクトルは、ジェット中の高エネルギー電子による軟光子の逆コンプ
トン散乱による放射でよく表されるが、この軟光子の起源については、シンクロトロン光子であると
する Synchrotron
Self Compton (SSC) モデル (e.g., Konigl 1981) やジェット外部からの光子であ
るとする External Radiation Compton (ERC) モデル (e.g., Dermer et al 1992; Sikora et al 1994)
などが提案されているものの、どちらも一長一短で決定的な解決は得られていない (図 4.13)。ジェッ
トの起源、ジェット内部でのガンマ線放射過程は謎の部分が多く、それらを解明するためには、数多
くのブレーザー天体を観測して、その統計サンプルを増やすことが極めて重要な課題となっている。
4.5.3
サーベイ観測による統計学的研究
EGRET の観測によって、 BL Lac 天体と OVV クェーサーとの間には、様々な違いがあること
がわかってきた。ガンマ線の放射強度が最大となるエネルギーの違いは顕著で、 OVV クェーサーが
GeV 領域以下であるのに対し、 X 線で明るい BL Lac 天体は、 EGRET のエネルギー帯域よりも高
いエネルギーまでガンマ線放射が伸びていることがわかった。これら BL Lac と OVV クェーサーの
37
図
4.13:
(左図) 3C279 の観測された多波長スペクトル (四角印:1991 年と三角印:1993 年) とモデルスペクトル
の比較 (上図:SSC モデルと下図:ERC モデル)。 (右図) Mkn421 の観測された多波長スペクトル (丸印:1995 年
と三角印:quiescent) と SSC モデルのスペクトルの比較 (Ghisellini & Maraschi 1996)。
特徴の違いは、ジェット中の磁場や加速粒子の最大ローレンツ因子の違いを反映している。加速粒子
が電子であるとき、主に電子のローレンツ因子の違いがこれらの特徴に影響していることが約 20 個
のブレーザーの多波長観測から示された (Kubo
1997)。 GLAST は、 EGRET に比べて感度が 1 桁
以上向上し、数千個の AGN が検出できると予想される (図 4.14)。観測されたスペクトルの特徴など
を統計的に比較することで、 BL Lac と OVV クェーサーとの放射機構の違いをより明らかにするこ
とができると期待される。
4.5.4
ブレーザーのスペクトルカットオフ
GLAST によるブレーザー観測に関して特筆すべきは、感度の向上によって精度の高いスペクト
ルが取得できるようになることである。 EGRET で観測されたブレーザーのスペクトルは、べき関
数で表され、スペクトル・カットオフ (あるエネルギーより高いエネルギーのガンマ線強度が極端に
減少すること) は検出されていない。一般的に、スペクトルのカットオフは、ガンマ線放射に寄与し
ている電子または陽子の最大エネルギー、電子陽電子対生成によるジェット内部でのガンマ線の吸収、
星間軟光子によるガンマ線の吸収を反映する (図
4.15)。ガンマ線スペクトルのカットオフを調べるこ
とは、ブレーザーの放射機構の解明と、星間軟光子分布の測定という 2 つの側面を持つものであり、
GLAST による詳しい観測が望まれている (図 4.16)。
EGRET で検出されたブレーザーは、遠方 (z 2.3) まで分布し、電波でフラットなスペクトル
をもつクェーサー (FSRQ) の分布に似ている。 GLAST の感度では、 3C279 と同じくらいのガンマ
線強度を持つ天体が z =4 の位置にあった場合でも 1 年の観測で十分なスペクトルを得ることができ、
38
図
4.14:
EGRET でガンマ線が検出されたブレーザーの赤方偏移とガンマ線光度の分布。 EGRET 2nd カタ
ログ (Thompson et al. 1995, 1996) より作成。点線は、 luminosity evolution を L(z ) =
L0 (1+z )2:6 (Chiang
et al. 1995)、 L0 = 1044;45;46;47;48 erg/s としたときの強度。 EGRET の検出限界以下の部分 (図中右下の方)
にも、多くのブレーザーが分布していることが予想される。それらの多くは GLAST によって長時間観測され
ることで、はじめて検出される可能性が高いだろう。
z が 3 を越える多くのブレーザーのスペクトルを調べることができると期待される。 z =3 は、現在の
宇宙年齢の 12% 経過したときに相当し (q0
= 0:5 と仮定)、ガンマ線をプローブとして宇宙初期の活
動銀河核をとりまく環境を探ることができる。また、近傍から遠方までの多数の活動銀河核が観測で
きるので、 X 線で観測されているような強度進化 (z が大きくなるほど (1
+ z )2:602:8 に比例してル
ミノシティが大きくなる) について調べることができ、活動銀河核の進化に対して制限を与えられる
(Chiang et al. 1995)。また、遠方までのスペクトルのカットオフを系統的に調べることによって、
宇宙論的なスケールでの光子分布を求め、それらの光子を放出している銀河の構造形成に対しても新
たな情報を与えることができる (図
4.16、 (x 3.3))。
ブレーザーの放射機構に起因するもの
EGRET で検出された約 50 個のブレーザーの中で、 TeV ガンマ線が検出されているものは 2 個
しかない。 TeV ガンマ線が検出されない原因の一つとして、ブレーザーの放射機構に起因したカッ
トオフが考えられる。例えば、粒子が GeV ぐらいのエネルギーまでしか加速されていない、ガンマ
線がジェット内部で軟光子と反応し対生成により吸収されることなどが考えられる。カットオフの有
無、カットオフの形を調べるためには、 GeV から TeV 領域までの連続したエネルギー帯域での高感
度な観測が必要であるが、 EGRET と現在のチェレンコフ望遠鏡の観測エネルギー帯域にはギャッ
プがある。高感度の GLAST と感度の改善したチェレンコフ望遠鏡を合わせた連続したエネルギー帯
39
3C279 (z=0.538)
-7
2
E dN/dE (GeV /cm -s-sr-GeV)
10
10
2
1633+382 (z=1.81)
Mrk 421 (z=0.031)
-8
2
10
3C273 (z=0.158)
-9
10
-10
10
-11
10
-1
10
図
4.15:
1
10
2
10
gamma ray energy (GeV)
ブレーザーからのガンマ線放射の赤外光による吸収の様子 (Salamon &Stecker 1997)。 20 GeV 程度
より高いエネルギー範囲で大きな吸収を受けることがわかる。
域での観測により、ブレーザーの放射機構に起因したカットオフがあるのかどうかを知ることができ
る。
星間軟光子による吸収に起因するもの
GLAST による遠方 (z
4) の活動銀河核の観測によって、宇宙論的なスケールでの光子密度を
マッピングすることができる。遠方からやってくるガンマ線は銀河間の近紫外線、可視光や赤外線と
相互作用して対生成を起こし、我々まで届く間に \吸収" される。吸収は 10
顕著に起こるため、 GLAST で観測した
GeV 以上のガンマ線で
100 GeV までのスペクトルから \吸収量" を求め、さまざ
まな赤方偏移のクエーサーなどについての測定結果を得ることによって、赤外線強度の奥行き方向の
分布や空間分布を求めることができる。 \吸収体" となる赤外線や紫外線は、星生成や銀河形成と密
接に結び付いているため、遠方での \吸収量" の空間分布は宇宙のごく初期のそれらの銀河進化に対
応し、宇宙における構造形成の研究に関する新たなアプローチとなる。
4.5.5
時間変動と GLAST によるモニター観測
ブレーザーは、電波からガンマ線までの広波長域で激しい強度変動を示す。 GLAST による観測
では、その広視野で、ほぼ全天に数千個の活動銀河核を数時間のタイムスケールで断続的にモニター
でき、かつ、その高感度と時間分解能は数十分スケールの変動をモニターできる (
の大きな視野は、ブレーザーの予期できないフレア現象 (図
40
x
3.4)。 GLAST
4.17) を見つける上で威力を発揮し、フ
図
4.16:
GLAST でガンマ線が検出されるブレーザーの赤方偏移とカットオフエネルギーとの関係の予想。ブ
レーザースペクトルのカットオフは、ブレーザー自身の放射機構に起因するものと、星間赤外光による吸収に
起因するものとがある。多数のブレーザー観測を行なってスペクトルカットオフの起こるエネルギーをプロッ
トするとこの図のようになると予想される (Salamon &Stecker 1997 による星間赤外光分布を用いた)。この分
布から、カットオフエネルギーの最大値の赤方偏移依存性をたどることで、星間赤外光の分布を求めることが
できる。
レア現象が起こった場合、他の波長域に対して多波長同時観測を呼びかける役目を果たす。 EGRET
によって、 GeV ガンマ線領域での 1 日スケールの時間変動が検出されたが、他の波長では、もっと
短いタイムスケールでの変動が観測されている。例えば、 X 線では、数時間スケールでの変動が検出
(e.g., Takahashi et al. 1996a)、 TeV ガンマ線領域では、 Whipple チェレンコフ望遠鏡によっ
て Mkn421 から数十分での強度変動が検出された (Gaidos et al. 1996)。 EGRET の感度では、
1 日以内の変動や異なる波長域との変動の遅れ、相関を調べるのに不十分であるが、 GLAST はこれ
らを調べるのに十分な感度、時間分解能を持っている。また、 GLAST で観測される変動のタイムス
され
ケールから、ガンマ線放射領域の大きさを直接求めることができ、相対論的なビーミングに対する制
限を与えることができる。
広波長域での同時観測によるスペクトルの時間発展は、放射機構に対して強い制限を与えること
ができる。例えば、 SSC モデルでは、電子数が増加した時、シンクトロン放射強度は比例し、逆コ
ンプトンによる放射強度 (ガンマ線強度) は 2 乗で増える。 ERC モデルでは、ジェット外部からの光
子密度が同じならば、電子数が増加した時、シンクトロン放射強度も逆コンプトンによる放射強度 (ガ
ンマ線強度) も共に電子数に比例して増加する。 SSC モデルでは、フレアが起こった場合、ガンマ線
領域でエネルギーが高いほど早く定常状態に収束すると予想され (図
4.19)、 GLAST の観測エネル
ギー帯域の中だけでも変動の遅れが観測される。 GLAST によるガンマ線領域の強度変動の観測は、
41
図
4.17:
EGRET で観測された 3C279 のガンマ線強度の変動 (Hartman et al. 1997)
ジェットでの粒子加速と放射のモデルを淘汰する上で、欠くことのできない観測事実を与えてくれる。
4.5.6
ブレーザー以外の活動銀河核のガンマ線観測
EGRET で検出された活動銀河核はすべてブレーザーであった。ブレーザーは、我々の方向にジェッ
トが向いているものであり、ジェットの高速運動によって、見かけ上、ガンマ線強度が大きくなるた
めに検出されやすい (図
4.20)。より感度の高い検出器で観測すれば、ブレーザー以外の活動銀河核か
らのガンマ線 (電子制動放射成分を含めて) も検出できる可能性が高い。
例えば、ジェットを横から見ている電波銀河が候補にあげられる。電波銀河 CenA は、 EGRET
では検出されていないが COMPTEL で検出されたことがある (Kinzer et al. 1995)。 OSSE や COMPTEL で観測された成分が 10 MeV までのびているならば、 GLAST で検出することができる。
また、最近 X 線領域で発見された新たな天体種族 LLAGN(Low Luminosity Active Galactic
Nuclei) は、興味深い天体である (Makishima et al. 1994; 表 4.2)。 X 線観測の結果、これらの天
体は X 線領域でいずれも非熱的放射成分を示し、 X 線領域では強い光電吸収を受けていることがわ
かってきた。そのスペクトルをガンマ線領域まで延長すると、 GLAST でガンマ線が検出される可能
性が高い (表 4.2)。ガンマ線観測では光電吸収がないために、中心核からのガンマ線をとらえること
ができる。
42
図
4.18:
ASCA で観測された Mkn421 の X 線強度変動 (Takahashi et al. 1996a; Kubo 1997)。高エネル
ギー側の変動が、低エネルギー側の変動に先行している。
図
4.19:
Mkn421 の多波長スペクトルの時間変動のモデル (Mastichiadis & Kirk 1997)。電子数が瞬間的に 3
倍に増加した場合、実線 (quiescent)
! 短破線 ! 長破線 ! 点線へとスペクトルが変化する。ガンマ線領域で
は、エネルギーが高いほど早く定常状態 (点線) に収束するので、 ASCA の観測 (図 4.18) で見られたような変
動の遅れが GLAST で観測できる。
43
図
4.20:
SSC(非一様) モデルで予想される多波長スペクトルの viewing angle 依存性 (Sambruna et al.
1996)。ジェットと視線方向の角度が大きくなるほど、観測強度は小さくなり、検出できなくなる。 EGRET
で検出できなかった多くの活動銀河核が GLAST で検出できると思われる。
表
4.2: Low Luminosity Active Galactic Nucleia)
Galaxy
Distance
M81(NGC3031)
3.6Mpc
M51(NGC5194)
9.6Mpc
M104(NGC4594) 17.5Mpc
M106(NGC4258)
7Mpc
NGC1097
24Mpc
NGC1365
20Mpc
NGC1386
20Mpc
Photon
F ( )b);c)
Hard
GLAST
b)
2
b)
index
[erg/cm /s]
comp.
Jet detectd)
1:8 (1 0 2) 2 10011
Yes
Yes?
Yes
1:6
strong abs.
No
Yes
Yes?
0
12
1:8 (1 0 2) 2 10
Yes
?
Yes
1:8 (2 0 5) 2 10012
Yes
Yes
Yes
1:8 (2 0 4) 2 10012
Yes
Yes
Yes
0
12
0:9 (0:5 0 1) 2 10
Yes
Yes
Yes?
2:1 (1 0 2) 2 10012 Yes? No
Yes
a) Iyomoto et al. (1996&1997), Makishima et al. (1994&1997), Ishisaki et al. (1996), and Terashima et
al. (1997)
b) Results from ASCA observations.
c) Photon Flux
/ E 02 assumed.
d) Assume that emission extends up to
GeV with a photon index obtained by ASCA
44
4.6
近傍の銀河や銀河団
銀河や銀河団では、その総質量の大部分がどの波長でも観測されないダークマターによって占め
られている。銀河や銀河団からの 0 ラインガンマ線が検出されれば、その放射量から、銀河や銀河
団内部での物質分布や宇宙陽子線フラックスの分布を直接得ることができる。これらのガンマ線観測
は、物質の電離状態などに依らず、物質分布や宇宙陽子線分布を与えるので、ダークマターに占める
x 3.2)。
バリオンの割合を無バイアスに調べることができる (
また、銀河団が合体する際に発生する衝撃波は、超新星残骸やパルサー星雲と同じように、効率
のよい粒子加速の現場になっていると思われている (Kang,
Ryu, & Jones 1996)。 GLAST では、空
間分解能が高いために、近傍の銀河団であれば空間的に分解して観測することができる。 GLAST に
よる銀河団観測では、そのような粒子加速現場を直接観測できる可能性が高いだけでなく、我々の銀
河とは異なる環境にある銀河での宇宙陽子線分布を調べることで、宇宙陽子線の起源や伝搬に関する
新たな情報を得ることができる。
4.6.1
銀河団内の宇宙陽子線からのガンマ線の観測
銀河団の場合には、そのバリオン総質量を X 線領域での高温ガスの観測から推定することができ
る。これまでにも、ダークマターに次いで多くの割合を占める高温ガスの質量分布を X 線観測によっ
て求め、その高温プラズマを閉じ込めておけるだけの重力質量との差としてダークマター分布を求め
る努力がなされている (e.g.
Eyles et al. 1991; Ikebe et al. 1996; Ikebe et al. 1997)。
もし、銀河団からの ガンマ線が測定できれば、 X 線観測で求めた高温ガスの量と比較するこ
0
とで、銀河団内部での宇宙陽子線の密度に制限を与えることができる。これによって、宇宙陽子線の
起源と伝搬に関する重要な情報を与えてくれるだけでなく、宇宙陽子線の作り出す動圧を定量的に評
価でき、銀河団高温ガスを支える重力質量 = ダークマターの存在量に対しても、これまでにない新た
な情報を与えることができる。また、 X 線観測とガンマ線観測の結果を組み合わせることで、非電離
物質まで含めたバリオン総質量に制限を与えることができると期待される。
近傍の銀河団の EGRET による観測では有為なガンマ線放射を検出できなかった。しかし、理論
的な予測 (Ensslin
et al. 1997) では、銀河団を構成する陽子と銀河団内宇宙陽子線の相互作用による
ガンマ線フラックスの予想値は、 EGRET の検出限界とほぼ同程度 (表 4.3) であり、 EGRET によ
る観測では検出限界ぎりぎりでみえていない可能性が高い。 GLAST による観測では、 EGRET の
50 倍程度も感度が向上するため、これらの天体からのガンマ線を検出することができる可能性がきわ
めて高い。
4.6.2
銀河団の合体で発生する衝撃波による粒子加速
銀河団は、衝突・合体を繰り返しながら、次第に大きな系に成長してきたと考えられている。そ
して、銀河団が合体する際に衝撃波が発生し、その衝撃波面では超新星残骸などでみられるのと同様
の効率のよい粒子加速が期待される。特に、フェルミの一次加速を想定すると、銀河団の場合には系
45
表
4.3:
近傍銀河団からのガンマ線予想フラックスの理論的予測 (Ensslin
EGRET upper limity
Cluster
(counts cm02 s01 )
(counts cm02 s01 )
Perseus
12 2 1008
|
0
8
Ophuchus
9 2 10
|
Coma
6 2 1008
4 2 1008
Virgo
3 2 1008
4 2 1008
et al. 1997)
理論的予測
y 2 上限値 (Sreekumar et al. 1996)
のスケールが大きいために、衝撃波を横切る回数が圧倒的に多く、より高いエネルギーにまで粒子を
加速することができると考えられる。
km s01 に達し、発生した衝撃波
面では、陽子が最高エネルギー E 6 2 1019 にまで加速されるという (Kang, Ryu, & Jones 1996)。
また、近傍の Virgo 銀河団で加速された陽子は、地球に降り注ぐ高エネルギー陽子線 (E 1019 ) を
説明できる可能性も示されている。 Virgo 銀河団は近傍にあるために視直径が大きく ( 12 度角)、
GLAST による観測では十分な空間分解能で観測することができる。衝撃波近傍から特に強いガンマ
線が検出されれば、銀河団の衝撃波での陽子加速のはじめての観測的な証拠となるであろう (x 3.1)。
あるシミュレーション計算によれば、衝突の速度は 1000-3000
4.6.3
銀河内のバリオン分布
銀河ではそれを構成する星の固有運動を観測して、その銀河回転の速度分布からダークマターの
分布が研究されている。最近になって、我々の銀河系の回転速度の解析から、系内のダークマターが
銀河中心から約 15
kpc より内側にのみ存在することなどがわかってきた (Honma & Sofue 1996)。
一方、お互いに相互作用しないダークマターの場合には、自らの重力エネルギーを散逸する機構がな
いため、全体の分布としてはバリオンよりも大きく広がったままになると予想されている。これらを
考え合わせると、銀河ポテンシャルの中に落ち込んでいる系内ダークマターにはバリオンが多く含ま
れている可能性がある。
従来の観測方法では、ダークマターの正体がバリオンか否かを判定することはできない。ガンマ
線観測ではバリオン分布のみを選択的に、かつ、その物理状態（電離状態や分子構造など）によらず
に決定できる。銀河内のバリオン分布を測定することで、系内ダークマターに占めるバリオンの役割
が明らかになるだろう。
46
4.7
ガンマ線バースト
ガンマ線バースト ( -ray
burst) は、数百 MeV 程度のエネルギーをもったガンマ線が、数ミリ秒
から数秒のタイムスケールで一気に放出される、爆発的な現象である。 Vela 衛星によって偶然に発
見されて以来 30 年経った今、ようやくその正体を突き止める手掛かりが得られ始めてきた。 BATSE
検出器による約 800 個におよぶバースト検出は、バースト源のモデルを厳しく淘汰し、現在では、そ
の発生場所が宇宙論的距離（1 Gpc 程度）にあるとするモデルと、我々の銀河系を取り巻く巨大な銀
河ハローに付随する天体（距離は 100 kpc 程度）であるとするモデルだけが生き残っている。これら
のモデルは、バースト源でのエネルギー解放量がまったく異なるため、どちらの場所でバーストが発
生しているかを決めることは、バーストのエネルギースケールを求めることになる。バースト源まで
の距離は、バースト源の正体をあかすためには欠くことのできない情報である。
図
4.21:
BATSE で検出されたガンマ線バーストの位置。ガンマ線バーストは全天にほぼ等方的に分布してい
ることがわかる。この等方性などから、バースト源の正体に関する多くの理論モデルが淘汰された。
4.7.1
バースト源の位置決定と他波長追観測
ガンマ線バーストの他波長対応天体のフォローアップ観測は、最近になって、 X 線や光学でよう
やく成功した。 GRB
970228 の BeppoSAX や ASCA などによる X 線領域でのフォローアップ観測
(Costa et al. 1997a; Costa et al. 1997b; Yoshida et al. 1997) では時間に反比例する X 線減光が確
認され、また、 GRB 970508 では HST によって光学対応天体の赤方偏移が z = 0:835(Groot et al.
1997) と求まった。ガンマ線バーストの他波長対応天体探索は今まさに始まったばかりであると言え
47
る。しかし、これら 2 例を除いては対応天体が見つかっていない。それは現状ではバースト源の位置
を他波長追観測に十分な精度で決められることが稀だからである。バーストの正体を解明するために
は他波長での系統的な対応天体観測が必須であり、そのためには、バースト源の位置を数分以内のタ
イムスケールで数分角程度の精密さで決定することが必要である。
図
4.22:
GLAST によるガンマ線バーストの位置決定精度と検出されるガンマ線光子数の関係の予測。検出さ
れるガンマ線光子数が多いほど位置決定精度がよくなっている様子がわかる。また、大多数のガンマ線バース
トの位置が 10 分角以上の精度で決まることがわかる。この位置決定精度は、ガンマ線バースト探索を主目的と
した衛星ミッション (HETE など) に匹敵する。
GLAST の観測シミュレーションによると、年間 100 事象程度のガンマ線バーストを検出するこ
とができ、バーストの発生位置は 30 秒角以下の精度で決定できると予想されている (図 4.22)。これ
は他のどのミッションにも負けない精度である (表 4.4)。決定した位置を速やかに他波長の観測者た
ちに知らせることによって、ガンマ線バーストの発生直後から、他波長でのフォローアップ観測によ
る他波長対応天体の探索を可能にする。
GLAST による観測ではどの瞬間にも全天の 20% が観測されており、また、全天の 85% がおよ
そ 100 分周期でスキャンされる (x 3.4)。このため、発生したバーストの約 20% はバースト発生の瞬
間から自動的に GLAST で観測され、 85% は 100 分以内に自動的に観測されることになる。さらに、
バースト源がスキャン領域内にある場合には、バースト発生以後数日から数十日の間は断続的に観測
され続ける。これらの観測のための特別な衛星オペレーションを一切必要としないのである。
48
表
4.4:
主なガンマ線バースト検出器の性能の一覧表
観測機器
バースト検出から観測まで
位置決定精度
年間検出数
1 時間
1日
2{4
0:5 2 6
120 2 120
90
200
200
100{300
100
BACODINE2 (BATSE)
BATSE/Ulysses
XTE (PCA)
SAX (WFC)
HETE2
INTEGRAL (IBIS & SPI)
GLAST
y
数時間
数時間
10 秒
15 秒
0 秒 (20%){50 分 (85%)y
40
?
5
30
10{20
100z
GLAST は全天の 20% をカバーする視野を持つため、全バーストの約 20% はバースト発生の瞬間から観測
される。また、全天の約 85% を約 100 分で掃天するため、約 80% の確率で 100 分以内に自動的に観測され、
観測までにかかる時間の平均は 50 分程度となる。
z EGRET(視野半径は約 12 ) では 5 つのガンマ線バーストからのガンマ線を検出している。 GLAST の視野
半径はこの 5 倍程度になるため、バースト検出数はおよそ 25 倍になると予想される。
4.7.2
ガンマ線バーストのスペクトル
GLAST ではまた、ガンマ線バーストに特徴的なエネルギー領域 (数百 MeV{ 数 GeV) で、ガン
マ線バーストのスペクトルが取得可能なことも特筆に値する。 EGRET ではスパークチェンバーを
用いていたためにひとつのガンマ線を検出すると 1 秒程度の不感時間があり、数秒以内に大量のガン
マ線が次々に到来するガンマ線バーストでは、十分な数のガンマ線を検出することができなかった。
GLAST ではシリコンマイクロストリップ検出器を導入しているので、この点が劇的に改善され、十
分な数のガンマ線を検出してバーストのスペクトルを入手することができると期待される。
ガンマ線バーストからのガンマ線は、 EGRET によって 5 個のバーストから検出されている (Hur-
ley et al. 1994)。特に GRB 940217
には最大エネルギー 18
GeV の光子をふくみ、約 90 分におよ
んで継続するバーストを検出した。この 18
GeV 光子が星間赤外光に吸収されることなく我々に到達
したことから、バースト源までの距離の上限 z < 2 が得られた (Salamon & Stecker 1997)。このこ
とは、ガンマ線の星間吸収を利用して、ガンマ線バースト源までの距離のに関する推定をすることが
できることを意味する。
シミュレーションによれば、十分な精度のスペクトルが取得できる強度のバーストは年間
10
事
象ほどと予測されている。遠方のブレーザーなどの観測によって、ガンマ線吸収体としての赤外光分
布を求めることができれば、バーストのスペクトルからバースト源までの距離を推定することができ
る。バースト源までの距離スケールを求めて、放射源でのエネルギー放射量を知ることは、バースト
源の正体を解明する上では欠くことができない。また、感度が向上することで、より多くの GeV 光
子をとらえ、そのスペクトルを議論することができるようになることも期待できる。そうなれば、バー
ストで一瞬にして莫大なエネルギーを放出するメカニズムを解明することができるかも知れない。
49
4.8
EGRET
未同定天体
Cos-B では 3C273 などの extragalactic source も含め 25 個だったガンマ線源 (Hermsen 1981)
が、 EGRET の観測 (Thompson et al., 1995, 1996) によって 157 個に増えた (表 2.2)。その中に
は既知のパルサー、活動銀河核などに同定されたものだけでなく、これまでの電波、 X 線にも対応天
体のない、 EGRET 未同定天体 (EGRET unidentied sources) が 100 個近く存在することは特に注
目に値する。 GLAST では感度の向上によって、全部で 5,000 個程度の天体が検出されると予想され
ている。また、数分角の位置分解能は、未同定天体の他波長での追観測を可能にし、対応天体の探索
に偉力を発揮する。ここでは、これらの天体の観測によってもたらされる科学的成果を紹介する。
図
4.23:
EGRET によって検出されたガンマ線天体の位置を天体の種族ごとにプロットしたもの。活動銀河核
やガンマ線パルサーに同定されているものが多いが、半数以上は、他波長で観測された既知の天体との同定が
なされていない。
4.8.1
候補 1: 未発見のパルサーや超新星残骸
およそ 100 個におよぶ EGRET で検出されながら未同定の天体は銀緯 10 以下の低銀緯に集中が
見られることから、その多くは銀河内天体であると考えられている。パルサーからの GeV 線が検
出されているため、何割かはパルサーからのパルス状あるいは非パルス状の放射であるとも考えられ
る (Romani
1996)。また、超新星残骸 SN 1006 は TeV ガンマ線を放出していることが確認されてい
ることから、 EGRET 未同定天体のうちのいくつかは超新星残骸である可能性も高い。実際、一部
の未同定天体は超新星残骸の位置と一致することが知られている (ex. J1857+0118 と W44:DeJager
50
& Mastichiadis 1997) が、電波や X 線強度から、制動放射や逆 Compton 効果だけで GeV ガンマ線
を充分説明しているとはいいがたいのが現状である。 ASCA による銀河面マップ観測によって、銀
河面に沿った約 20 平方度から 100 個の X 線源が検出されている。特に電波で見つかっていた超新星
残骸 22 個のうち 13 個を検出しその中には G347.5{0.5 のような非熱的な放射を示し (Koyama et al.
1997)、 SN1006(Koyama et al. 1996) 同様シェルにおける粒子加速の存在を示唆する。
4.8.2
候補 2: 空間分解されていない超新星残骸と分子雲の相互作用
分子雲と超新星残骸の相互作用も EGRET 未同定天体の対応天体候補の一つである。星は質量が
重いほど進化が速いため、重い星は巨大分子雲で生まれ、その近傍で超新星爆発をおこす。超新星残
骸と分子雲の相互作用は宇宙線の加速機構として有力視されているとともに、ガンマ線を放射するこ
とから、未同定天体の一つの候補となっている (Esposito
et al. 1996)。そのような兆候は IC443,
W44, W28, -Cygni で観測されている。超新星残骸と分子雲の相互作用の観測は、 confusion によっ
て検出が難しいことから、 EGRET に比べて空間分解能に優れる GLAST の観測が期待される。
図
4.24:
EGRET で検出された低銀緯の天体 (各種の記号) と O 型星 (背景のグレイスケール) の密度との相関
図 (Yagidaroglu & Romani 1997)。各種の記号は他波長での対応天体候補を示しており、同種の記号で大きい
ものは同定がなされているもの、小さいものは位置の一致のみで同定がマージなるなもの (EGRET 未同定天
体) である。 O 型星密度の高いところと EGRET 未同定天体の位置がよく一致している。 EGRET 未同定天
体の多くは、パルサーや超新星残骸と分子雲の相互作用によるガンマ線放射なのかも知れない。
51
4.8.3
候補 3: 強磁場 X 線連星
銀河中心付近でみられるような、強い電波アークで磁場による粒子加速によってガンマ線を作る
という考えかたもある (Pohl
1997)。 X 線連星としては著名な Cen X-3 も EGRET によって検出さ
れた (Vestrand et al. 1997)。今後は X 線連星における加速というのも X 線からガンマ線までの全体
を視野にいれて研究していく必要があろう。あるいは、 GeV ガンマ線で一番明るいような、激しい
粒子加速を行っている新しい種類の天体ということも考えられる。現在、電波、 X 線などで対応天体
を探すこころみが続けられている。 EGRET 未同定天体の正体を解明するには、今後 GeV, X 線の
両方でより一層の観測が望まれる分野であり、 GLAST、 Astro-E, AXAF 等に期待されるものが大
きい。
4.8.4
候補 4: 暗い BL
Lac 天体
比較的暗い BL
Lac 天体の場合、可視光領域の浅いサーベイだけでは BL Lac 天体かどうかの同
定が難しい。 BL Lac 天体からの可視光放射の特徴として輝線がないことが挙げられるが、そのため
に、放射強度がわかっても BL Lac 天体とは同定されない場合がある。実際、電波や X 線で検出さ
れた天体の深い光学フォローアップ観測によりはじめて BL Lac 天体であると判明した天体は多い。
最近では、 ROSAT による全天サーベイで検出された X 線源の可視光でのフォローアップ観測の結
果、約 100 個もの BL Lac 天体が新しく見つかった (e.g.,Brinkmann et al. 1997)。
光学フォローアップ観測のためには、数分角程度の空間分解能は必須である。実際、 EGRET の
空間分解能 (数度程度) では対応する空域内の光学天体の数が多過ぎるため、 EGRET 未同定点源に
対する系統的な可視光観測はまだ行なわれていない。それらの中には可視光で暗い BL Lac 天体を含
む可能性も高く、それらの天体の GLAST による観測が待たれる。
4.8.5
候補 5: まったく新種のガンマ線天体
ガンマ線で検出されながら他波長で同定されない天体の中には、主にガンマ線領域でのみその活
動性を示す、まったく新種の天体も含まれているかも知れない。例えば、ガンマ線領域で最初に発見
された Geminga パルサーのように (Fichtel
et al. 1975)、他波長領域に比べてガンマ線放射が卓
越しているものもある。また、ガンマ線バーストでは、最近の観測の進展 (x 4.7) によって、既知の
天体で起こっているのとはまったく異なる新しいガンマ線放射メカニズムが必要とされている。主に
ガンマ線領域にほとんどのエネルギー放射を行なうメカニズムがこの宇宙に存在するということは、
我々もまだ知らない新種のガンマ線天体が EGRET 未同定天体の中に含まれていることを示唆して
いる。 GLAST と地上チェレンコフ望遠鏡を合わせた 10
MeV から 10 TeV にわたる広いエネルギー
範囲でそのような天体の観測を行なうことで、未知の高エネルギー放射機構を見つけ出すことができ
るだろう。
52
4.9
超高エネルギー一次宇宙電子線の観測
高エネルギー電子線は、 GeV 領域では陽電子に比べて 1 桁近くも多いことから、宇宙線と星間物
質との相互作用で作られた二次的なものではなく、高エネルギー天体で加速されたものが地球まで伝
搬してきたものと考えられている (e.g.
Nishimura et al. 1997)。そのような電子線の伝搬は、銀河
磁場によるシンクロトロン損失と 3K 宇宙背景放射光子による逆コンプトン散乱によって比較的容易
600 pc 以内の距
離で作られたものだけが、地球で観測される一次電子に寄与する。このため、 TeV 領域では、一次
電子線源となり得る高エネルギー天体は、近傍の超新星残骸に限定され (表 4.25)、そこからの宇宙
電子線には異方性が現れることが予想されている (Ptsukin & Ormes 1995)。
に推定することができ、例えば
図
4.25:
2 TeV
の電子の寿命は
105
年以下で、太陽系から
超新星残骸からの電子線の伝搬の様子。横軸が伝搬時間で縦軸がその時間内に電子線が到達できる距
離を表している。また、図中には最近の超新星爆発から現在までの経過時間（予想値を含む）とその超新星残
骸までの距離を示してある。図中の実線よりも下にプロットされる超新星残骸からの電子線は、現在の地球に
届き得ることになる。図を見ると Vela、 Monogen、 Loop1 などは、地球で観測される一次電子線の発生源に
なり得ることを示している
GLAST カロリーメータは十分な大きさと面積を持っているために、一次電子線検出器として用
いることもできる。カロリーメータ側面から入射した電子線のみを選択することを考えると、総面積
およそ 2
m2、厚み 75 radiation length の検出器として働く。また、 GLAST による観測では、衛
星の軌道 1 周回 (約 100 分) で全天がスキャン観測され、さらに、ミッション寿命を通じてこの全天
スキャン観測が自動的に継続される。このため、 GLAST による一次電子線観測は、従来の電子線観
測に匹敵する感度を持つことになる。
GLAST で目標の感度が達成できれば、近傍の超新星残骸からの宇宙電子線を直接観測すること
53
表
4.5: GLAST カロリーメータの一次電子に対する感度 (観測時間 1 年)
エネルギー
エネルギー幅
100
1000
5000
10000
50
500
2500
5000
検出電子数
陽子バックグラウンド
2:4 2 104
1:2 2 102
3.0
0.60
1:0 2 107
1:8 2 105
1:1 2 104
3:2 2 103
3 感度 y
8:5 2 1002
1.2
6.7
15
y 陽子バックグラウンドが 1005 に低減されると仮定している。 1 TeV 領域では一次電子は一次陽子数の 1000
分の 1 しか到来しないため、一次陽子線に起因するイベントを効率よく排除し、残留陽子線イベント数を全陽
子線数の 1005 程度にまで抑えることが必要となる。
4.26は高エネルギー一次電子スペクトルの観測例で、特に検出の可能性の
高い超新星残骸 Vela から期待されるスペクトルの予想も書き込まれている。もし 10 TeV で E 3 J 10 程度の感度を実現できれば、十分に検出可能である。この場合、理論的予測では 20% 程度の異方
性が認められると予想されているので、 5 年間の観測をすべて総合すると、一次電子線の異方性を検
ができるかも知れない。図
出することもできる可能性があり、超新星残骸起因の電子線の直接証拠を得ることができるかも知れ
ない。
図
4.26:
地球大気圏で観測された一次電子のエネルギースペクトル。超新星残骸 Vela からの一次電子の予想
スペクトルを書き加えてある。 GLAST では、数百 GeV から数 TeV の領域の一次電子スペクトルが精度よく
測れる。また、 10 TeV 以上のエネルギーでは Vela からの宇宙電子線が確認できる可能性が高い。
54
4.10
太陽フレア
EGRET は、 1991 年 6 月上旬の一連の太陽フレアを TOO 観測し、そのガンマ線スペクトルを
測定することにはじめて成功した (Schneid et al. 1996)。 EGRET による唯一の太陽フレア観測で
ある。観測によれば、太陽はフレアの直後から数時間にわたって GeV 領域にまでのびる連続ガンマ
線を放出し続け、そのスペクトルは 0 中間子の崩壊によるガンマ線成分と電子制動輻射成分との重
ね合わせでよく表されることがわかった。特に、電子制動輻射成分は数時間のタイムスケールで維持
され続けることは、フレア発生後少なくとも数時間の間は、ガンマ線を出すほどの高エネルギー電子
を供給ないしは保持し続けるメカニズムが必要である。そのメカニズムは未だに未解決の問題として
残されている。
図
4.27:
太陽フレアのガンマ線スペクトル
GLAST は EGRET よりも検出感度が高く視野も広いことを考えると、全ミッションを通じてよ
り多くの太陽フレアが観測にかかると期待される。また、 GLAST の空間分解能をもってすれば、太
陽表面のどの部分からガンマ線が来ているのかを特定することもできる。その場合、観測領域も 100 GeV
までのびることや、他の観測を圧迫することなくガンマ線フレアが終了するまで観測を続けられるこ
となどを考えると、 EGRET よりも多くの情報を提供してくれることが予想される。
55
5
第
章
検出器の構成と基本性能
GLAST 検出器は、 10 MeV
から
100 GeV
以上のエネルギーバンドでの天体観測を目的とした対生
成型ガンマ線検出器である。すなわち、入射ガンマ線に生成される一次電子陽電子対の飛跡と総エネ
ルギーを測定して、入射ガンマ線の到来方向とエネルギーとを同時に決定する。ガンマ線天文学にお
いて優れた実績をあげて現在も活躍中の
EGRET
検出器（CGRO 衛星搭載）のデザインに、高エネ
ルギー素粒子実験分野で開発されたシリコンマイクロストリップ検出器 (silicon
microstrip detector)
を導入することによって、数分角の空間分解能でのガンマ線撮像性能と、全天の約 20% を一度にカ
バーする広視野観測性能を合わせ持っている。
5.1
検出器の概要
GLAST 検出器は、入射ガンマ線の到来方向を割りだすためのトラッカー部 (tracker) と、入射ガ
ンマ線のエネルギーを測定するカロリメータ部 (calorimeter) に分かれる。トラッカー部は、入射ガ
ンマ線に電子陽電子対生成を起こさせるための鉛フォイルと、対生成された電子・陽電子の飛跡を捉
えるシリコンマイクロストリップ検出器とから成る。トラッカー部で記録された電子・陽電子の飛跡
からは、入射したガンマ線の到来方向が決定される。また、トラッカー部で飛跡を記録された電子と
陽電子は、トラッカー部の下に配置されたカロリメータ部（CsI 結晶配列）に入射してシャワーを起
こし、そのエネルギーが記録される。こうして、ひとつひとつの入射ガンマ線について、その到来方
向とエネルギーが同時に測定される。
さらに、 GLAST 検出器には、荷電粒子バックグラウンドを削減するための Anti-coincidence シ
ステム（ACS）を搭載する。これは検出器前面を覆うようにプラスチックシンチレータを配置するこ
とによって実現される。この時、検出器本体や ACS からの情報を駆使して、効率よくガンマ線イベ
ントだけを取り出すためのトリガーシステムやデータ収集システムを、衛星上に備える必要がある。
5.2
モジュール構成
GLAST 検出器はモジュール構成になっている。すなわち、検出器を構成するトラッカー部、カ
ロリメータ部、 ACS 部、トリガーシステム、データ収集システムは、独立したひとつの GLAST タ
56
図
5.1:
GLAST の基本性能の EGRET との比較。 EGRET と比べると GLAST では角分解能（左上）、有
効面積（左下）、エネルギー分解能（右上）と有効面積の入射角依存性（右下）のいずれも飛躍的に向上して
いることがわかる。
ワーを形成し、そのタワーを 5
25
のアレイ上に配列することによって、全検出器を構成する。こ
のようなモジュール化は、トリガーシステムへの負担を減少し、直接因果関係のないイベントによる
不感時間を減少する。また、システムの冗長性を向上する効果もある。このようなモジュール化のメ
リットは、硬 X 線観測のための気球実験 (Kamae
et al. 1993; Takahashi et al. 1993) で実証され、
日本の次期 X 線天文衛星 ASTRO-E 搭載の硬 X 線検出器 HXD(Kamae et al. 1996; Takahashi et
al. 1996b) にも応用されている。
5.3
マイクロストリップ検出器の導入
GLAST 検出器の基本性能は表 3.1にある通りである。 GLAST 検出器を特徴付ける広エネルギー
帯域、高空間分解能、広視野 (図 5.1) は、トラッキング検出器にシリコンマイクロストリップを採用
することによって実現されている。飛跡測定精度が 100 ミクロン程度にまで一気に向上することでガ
ンマ線到来方向の決定精度が向上し、また、飛跡決定のための検出器タワーの高さを低く抑えること
ができる。さらに、それらコンパクトになった検出器タワーをモジュール化してアレイ上に配置する
ことで、斜入射ガンマ線をも検出することが可能となる。これによって、検出器の有効観測範囲を広
57
図
5.2:
トラッカー部の 1 層
がり、結果的に高空間分解能と広視野とを同時に実現することができるのである。
シリコンマイクロストリップ検出器の導入には、なんら新しい技術を導入する必要もないことも
特筆すべきである。シリコンマイクロストリップ検出器は、高エネルギー素粒子実験のバーテックス
検出器として永年にわたる実績があるため、加速器の衝突点近傍のような輻射の強い環境の中での放
射化特性の研究や、極めて高いトリガーレートを狭い空間で処理するための小型で高速な読み出し回
路の工夫など、すでにさまざまな知識や技術、ノウハウの蓄積がある。衛星環境はこれに比べると十
分に穏やかな環境である。また、 GLAST 開発には EGRET チームから多くの参加者があるため、
対生成型天体ガンマ線検出器に関する経験も十分である。
5.4
バックグラウンド除去性能
GLAST の優れた性能のひとつに、荷電粒子バックグラウンドの除去能力が挙げられる。銀河系
外からの微弱な宇宙ガンマ線バックグラウンド放射を検出するには、宇宙線に含まれる高エネルギー
の陽子や中性子の入射を識別しなければならない。幸いこれらの粒子の飛跡（シリコン検出器）とエ
ネルギー測定（カロリメータ）のパターンは、ガンマ線のそれとは容易に弁別可能である。モンテカ
ルロ・シミュレーションの結果、これらに起因するバックグラウンドは宇宙ガンマ線バックグラウン
ド放射の 1% 以下にまで下げられると予想されている。また、このことは、地上へのデータ転送レー
トが厳しく制限される衛星実験では重要な要素となる。したがって、効率的なバックグラウンド除去
方法の確立は、衛星上でのトリガーシステムおよびデータ収集システムの主要なテーマとなろう。
58
図
5.5
5.3:
CsI カロリメータの 1 ブロック
粒子線検出器としてのカロリメータ部
GLAST のカロリメータ部は、本来、入射ガンマ線のエネルギーを測定するためのものである。
しかし、その大きな体積のために、一次電子や陽子線など、地球に降り注いでくる粒子線の検出器と
しても十分に機能する。例えば、カロリメータ部を横方向に通過する電子線に対しては、 20
160 cm = 3200 cm2
の断面を持った、厚み
cm
2
160 cm ( 80 radiation length の検出器として働く。
このような事象は、トラッカー部からの信号やカロリメータ内でのシャワーパターンなどから弁別し
てとり出すことができる。カロリメータをこのように使うことは GLAST 計画としては副産物となる
が、これだけの大面積で厚い粒子検出器は、宇宙線研究の目的で建造される衛星計画に匹敵するもの
である。 GLAST カロリメータは一次電子などの研究にも役立つと思われる (
59
x 4.9)。
A seven by seven array
of tower modules.
A GLAST tower module:
converter/tracker layers
anticoincidence shield
cesium-iodide calorimeter
図
5.4:
GLAST タワーの解剖図
60
図
5.5:
ストリップ検出器の読みだし回路
61
第
6
章
年次計画と国際協力
GLAST 計画は NASA/DOE
のガンマ線観測プロジェクトとして、 21 世紀初頭に打ち上げを予定し
ている衛星計画である。衛星搭載検出器の開発は、日本を含む多くの国々との国際協力のもとに行な
われることが期待されている。ここでは、プロジェクトの年次計画と国際協力について概説する。
6.1
年次計画
GLAST 計画は、 NASA の \New Start" で赤外線天文衛星 FIRST に続く２番手として選ばれ
ており、 2005 年に Delta2 で打ち上げる予定で進行している。以下に、各年度ごとのスケジュールを
簡単に示す。
1997{8 年 Pre-phase A
1999 年
Phase A
2000 年
Phase B
2001{4 年 Phase C/D
2004 年
|
2004 年 {
Phase E
6.2
検出器の基礎開発 (デザインオプションの検討)
検出器の基礎開発 (デザインの最終決定)
プロトタイプモデル製作、試験
フライトモデル製作、試験
打ち上げ
衛星運用、科学的観測
経費分担
GLAST の総予算は Launch vehicle などを含めた総額は 300MUSD を越えないことが前提で、
Payload は 100MUSD 程度以内に収まる予定である。 Payload の費用は NASA、 DOE、外国（日本、
フランス、イタリア、スウェーデンなど）で分担する方向で話し合いがされている。 DOE サイドは
SLAC が中心になると思われ、約 25MUSD 程度を分担したいとのことであるが、現在進行中の HEPAP(High
Energy Phys. Program Advisory Panel) の将来計画 Sub-Panel の結論待ちの状態である。外国の寄
与は In-kind が前提で、日本からは人的物的支援 (研究者のサラリー、研究所のインフラの利用など)
を含め、 10MUSD 程度と想定されている。物品購入経費としては、約 7 億円程度あると、シリコン
検出器の大部分が購入可能になるだろう。フランスは、 Saclay を中心に 20MUSD を確保しようと努
力している。
62
6.3
共同利用
GLAST では、 ASCA や ROSAT のような pointing 観測は原則として行なわず、その圧倒的な
広視野を利用したサーベイ観測が中心となる可能性が高い。この場合、 5000 を越える天体を観測す
ることができる。これ自体、観測天体数でもどの X 線ミッションにも負けないが、断続的に毎日 4{5
時間ほぼ全天をサーベイできる点で、全く新しい性格のミッションであると言える。これによって、
既知の天体のより深く詳細な研究ができるだけでなく、まったく新種のガンマ線天体が発見されるか
も知れない。いずれにせよ、そのほとんどが初めてのデータとなることを考えると、多くの優れた研
究者の探求心を満足させる新発見が相次ぐことが確実と思う。
GLAST 計画では、検出器開発チーム以外の研究者の観測計画への参加を積極的に受け入れる予
定である。 GLAST はこれまでにない高感度で、一度に全天の 20% を観測できるという優れた特徴
を持つため、その科学的成果は、ガンマ線天文学に限らず、広く天文学社会全般にインパクトを与え
ると思う。特に、他波長領域との同時観測は、ブレーザーのフレア現象などに代表されるトランジェ
ント現象の研究などと同様、 GLAST の重要なテーマの一つとなると思われる。チーム外研究者との
共同観測によって、興味深いさまざまなアイデアが出てくることが期待できる。
63
7
第
章
日本の貢献
GLAST 計画への日本の参加は予算面だけでなく、衛星搭載機器の開発段階から打ち上げ後の衛星運
用や観測計画の立案および膨大な観測データの解析に至る全ての段階での、物的および人的貢献をし
たいと考えている。特に以下で日本は重要な貢献ができると思われる。
7.1
シリコンマイクロストリップ検出器の供給
シリコンマイクロストリップ検出器は、 GLAST 検出器の中心的な部分である。その開発と製作
は、日本の得意とする半導体技術の延長上にある。このため、 GLAST のシリコン検出器は日本側
が提供することが期待されており、これによって GLAST のハードウエア面に対して日本が十分な貢
献をすることができる。現在、日本の貢献は主にシリコン検出器部分の設計開発を中心に進められて
いる。 1998 年夏までに製作する予定のプロトタイプ・タワー (全体で 25 のタワーに分かれている内
の 1 つ) に用いるシリコン検出器は、大杉（広島大学）と釜江（東京大学）が設計し、日本の企業に
発注することになっている。将来には、 KEK や宇宙線研究所からも本格的な参加が必要と考えてい
る。そうなれば、シリコン検出器の大部分が、日本で分担できるだろう。
7.2
観測計画と衛星運用
GLAST での観測には、 X 線天体観測が集積してきたデータやその解析で確立しているモデルを
駆使し、ガンマ線領域での予測立て、 GLAST のデータと比較検討することが有力な手法となるだ
ろう。その結果、多波長の観測を統合した極限状態天体や極限現象の全体像が、より鮮明に浮かび上
がってくると期待する。しかし、米国や欧州では、Ｘ線天文学者とガンマ線天文学者の交流がほとん
どない。これは GLAST のデータを、 ASCA や ROSAT のデータを取り込んで定量的に解析する場
合、決定的な弱みになると思う。このような状況で、日本の強力な X 線天文グループの組織的な参加
は重要である。幸い日本では、 X 線天体物理学、宇宙線、高エネルギー物理学といった分野の研究者
たちが協力して、将来のガンマ線天体物理学を進めていこうとしている。歴史的にも、日本の X 線天
体物理学や高エネルギー物理学は、宇宙線研究と深く関連しながら成長してきたために、これら 3 分
野間の交流も、あるいはまた、赤外線天文、電波天文などとの交流も盛んである。 EGRET や COSB
64
チームの OB が主体となる欧米と比べると、日本は広い視野に立つ優れた研究が可能になると見てい
る。
7.3
大規模データ解析
GLAST 計画では、全天サーベイ観測が中心になるためにその観測データは膨大になり、 EGRET
とは比較にならないほどに観測天体数が著しく増加すると予想される。観測データからその科学的成
果を効率よく引き出すためには、 ASCA や ROSAT などによる大量の観測データ処理の経験が豊富
な NASA との協力を欠くことはできない。日本の X 線グループはこれまで、 ASCA や ASTRO-E
計画を通して、観測データの処理・保存方法の効率化や、検出器の応答やバックグラウンドなどのデー
タベース化などを、 NASA の GSFC と協力して行なってきた。 X 線サーベイ観測などで得られる大
規模データの解析に必要となるソフトウエアの開発にも経験がある。このように、 NASA との協力
関係を基軸にした大量データ処理を考えると、宇宙科学研究所を中心として X 線天文グループの参加
は重要である。また、そのような大量データ処理に永年経験のある高エネルギー物理学グループや宇
宙線物理学グループとの協力は、科学面で非常に重要であると考える。
7.4
日本側で必要な準備作業
GLAST 計画を成功に導くために、日本側でなすべき準備作業には、シリコン検出器の試作、製
作およびテスト、モンテカルロ・シミュレーションを用いた観測候補天体の抽出や検出器応答の研究、
観測データの解析ソフトの開発などが挙げられる。このうち、シリコン検出器に関しては、浜松フォ
トニクスなどと共同して研究開発を行なっており、既にビームテスト用の試作品も供給している。ま
た、プロトタイプ用のシリコン検出器の供給の見通しもたっており、プロトタイプ・タワー組み合げ
に必要な検出器を
SLAC
に送り込む準備をしている。シミュレーションに必要な計算機環境などの
整備は、主に東京大学を中心にして始められたところである。観測データの解析ソフトに関してはま
だ準備に取り掛かっていないが、 ASCA から ASTRO-E へと引き継がれている解析システムを拡張
して、 GLAST 解析ソフトウエアを構築することができる可能性がある。
65
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この冊子は、 GLAST
Science Facility Team の会合で示されたデータ、最新の
関連分野の成果などを基に、日本 GLAST ワーキンググループのメンバーである
平山昌治、釜江常好、窪秀利を中心に、牧島一夫、木舟正、森正樹、河内明子、
鳥居祥二、田村忠久、山崎典子、斎藤芳隆、関本裕太郎、松崎恵一の協力を得て
編集したものである。データを提供していただいた西村純氏、古森良志子氏、伊
予本直子さんをはじめとする牧島研究室の方々、柴崎徳明氏、村田健治氏、内藤
統也氏に感謝する。また、編集を手伝っていただいた中前茂文氏、江澤元氏に感
謝する。