59■研究紹介

Fermi Gamma-ray Space Telescope(旧名 GLAST)ガンマ線宇宙望遠鏡
広島大学宇宙科学センター
広島大学大学院理学研究科
SLAC
GLAST

大 杉 節
深 澤 泰 司，水 野
釜 江 常 好，田 島
日本グループ

恒 史宏 康2008 年 9 月 1 日

ファースト・ライト「ガンマ線宇宙全天マップ」公表
およびフェルミガンマ線宇宙望遠鏡と命名

フェルミを記念して「Fermi Gamma-ray Space Telescope

日米科学技術協力事業の課題の一つとして推進してきた，(フェルミガンマ線宇宙望遠鏡)」と名付けられました（こGLAST ガンマ線観測衛星が 6 月 12 日午前 1 時 5 分(日本時

こではフェルミガンマ線望遠鏡と略します）。フェルミはご間)に，ケープカナベラル基地から打ち上げられました(図存知のように高エネルギー宇宙線加速に関しても非常に有1, 2 参照)。現在順調に予定軌道を周回しており，スケジュー

名な「フェルミ加速理論」を提唱しており，宇宙におけるル通りの立ち上げ，機能検査が終わり，画期的な性能を発高エネルギー粒子加速機構や，そこから来る高エネルギー揮しています。NASA/DOE，国際 GLAST 開発チームは，宇宙ガンマ線を観測する宇宙望遠鏡に相応しい名前です。

このガンマ線望遠鏡は，有名な理論家であるエンリコ・

8 月 27 日(日本時間)に GLAST ガンマ線天文衛星を「FermiGamma-ray Space Telescope」と命名し，「ガンマ線宇宙全フェルミガンマ線宇宙望遠鏡の概要天マップ」をファースト・ライト成果として発表しました。

このフェルミガンマ線望遠鏡には 2 種類の観測装置が搭

この原稿を読んでいらっしゃる頃には，初期成果の論文載されています。一つは，われわれ日本のグループが開発がいくつか投稿されているはずです。ファースト・ライトに参加した Large Area Telescope(LAT)と呼ばれる主検出装「ガンマ線宇宙全天マップ」は 95 時間の全天サーベイ観測置で，シリコン・マイクロストリップ検出器を用いた電子・で撮ったもので，たくさんのガンマ線天体が写っており，陽電子対生成スペクトロメーターです。LAT のカバーする先代のガンマ線衛星，CGRO 衛星の EGRET ガンマ線望遠

エネルギー範囲は 20 MeV から 300GeV です。もう一つは鏡が 1 年間かけて撮った全天マップに匹敵する感度です。

GBM と呼ばれるガンマ線バースト検出器であり，顕著なバーまた種々の面でそれを凌ぐデータになっています。

ストを検出した場合にはそれをトリガーとして，LAT 望遠
鏡 を 自 動 的 に そ ち ら に 向 け 観 測 し ま す 。 GBM は ，10 keV ∼ 30 MeV の LAT より低いエネルギー帯域においてLAT を補う観測をするための NaI と BGO シンチレーターからなるガンマ線バースト検出器です。

LAT 望遠鏡は，日本，米国，イタリア，フランス，スエー
デンの 5 ヵ国で国際共同開発しました。日本 GLAST 開発
グループへの参加機関は，広島大学，東京工業大学，東京大学，JAXA/ISAS，理化学研究所などです。米国では，初めて NASA と DOE が組んだ衛星開発プロジェクトでありDOE 側は SLAC が中心になっています。
このフェルミガンマ線望遠鏡は，CGRO 衛星の EGRETガンマ線望遠鏡（スパークチャンバーを用いた検出器）が開拓した新しいエネルギー領域を大きく広げる目的で開発
図1

ケープカナベラル基地から打ち上げられるフェルミガンマ線宇宙望遠鏡(旧名：GLAST)された宇宙ガンマ線観測望遠鏡です。観測エネルギー範囲
は，20 MeV ∼ 300GeV と高エネルギー側に伸び，シリコンストリップ検出器がガンマ線の到来方向精度を高め，その60後ろにあるホドスコープ化された CsI シンチレーション検と大杉に参加の打診があり，1997 年から GLAST 開発ミー出器がエネルギー測定精度を高めています。地上に設置さティングに参加しました。1998 年に日米科学技術協力事業れたチェレンコフ TeV ガンマ線望遠鏡と連携することで 6に課題申請し，釜江が代表で準備研究に採択されました。

桁にわたる波長領域を精度よく観測し，ガンマ線天文学に釜江の SLAC 転出に伴い，2001 年から大杉が代表を引き継革命をもたらすものと期待されています。

ぎ，本研究(課題：GLAST ガンマ線宇宙望遠鏡の開発)として採択され，日本が最も得意とするシリコン・マイクロストリップ検出器開発と製造・品質管理を担当しました。

20 MeV 以上のガンマ線検出には原理的に電子・陽電子対生成スペクトロメーターしか考えられませんので，どのエレメントがより高性能でより信頼性の高いスペクトロメーターを実現できるかがポイントでした。GLAST 衛星塔載の装置が公募された時には，シリコン・マイクロストリップ検出器を中心にした LAT とシンチレーション・ファイバー検出器を中心にした装置の競争となりました。NASA の立場からみると，衛星に搭載する観測装置は 100% 信頼度のある技術を用いて作る，枯れた技術を使うのが大原則でした。この大原則に照らし合わすと，どちらも実績に欠ける候補と映っていたようです。シリコン・マイクロストリッ
プ検出器を用いる設計の場合，総計 70 平米の検出器を用いることになりますが，当時の先進分野である素粒子実験でも数平米が最大実績でした。実績ができるまで待てないのでどのように信頼を獲得するかが開発段階のキーポイントでした。最終的には，当時のシリコン・マイクロストリップ 検 出 器 の 信 頼 性 を 大 幅 に 改 良 し (dead strip rate を0.008 % 以下, 暗電流 5 nA/cm2 以下，軌道の放射線環境で10 年以上の稼動)，競争に勝ち抜きました[2]。開発に対し
図 2 組み上がったフェルミガンマ線宇宙望遠鏡
上部の白いカバーの中に LAT が入っている。茶色に見える部分の中心部にある複数の白い塊が GBM 無機シンチレーター。

ともに努力をしてくださった浜松ホトニクス株式会社と情熱を傾けて改良に取り組んでくださった技術者の皆様に感謝いたします。図 3 に衛星搭載シリコン・マイクロストリッ
プ検出器の写真を示します。

開発の歴史と日本の参加，貢献
この GLAST 改めフェルミガンマ線宇宙望遠鏡計画は，先代の CGRO 衛星が打ち上げられた直後から考えられてい
ま し た 。 具 体 的 に は ， 1993 年 に 開 催 し た ， 第 一 回 の「 International Symposium on Development and Applica-tion of Semiconductor Tracking Detectors (1st STD Hiroshima)，1993.5 at Hiroshima」において W.B. Atwood(当時 SLAC，現 UCSC)がシリコン・マイクロストリップ検出器を用いた基本的なアイデアを報告しています[1]。その時のタイトルは，Gamma-ray Large Area Silicon Telescope となっていました。このガンマ線望遠鏡開発計画が出発した
時にはシリコン・マイクロストリップ検出器を主要エレメントとした現在の LAT を含め複数の装置が提案されていました。Gamma-ray Large Area Space Telescope(GLAST)プロジェクトとして装置が公募されたわけです。日本の参加は 1997 年頃からです。1996 年だったと思いますが，釜江

図 3 シリコン・マイクロストリップ検出器フェルミ
ガンマ線宇宙望遠鏡搭載モデル

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中央の 9 cm × 9 cm の正方形の部分がフェルミガンマ線宇中性子星，クオーク星？などの世界では新しい物理法則のNASA の GLAST(FERMI)
宙望遠鏡に使用された部分です。

兆候が見えるかも知れません。以下に代表的な研究テーマ

計画の project scientist である Steve Ritz は，衛星打ち上げを箇条書きして置きます[4]。

後，LAT 望遠鏡の電源投入からすぐにクリーンなデータ (図4 参照) を出し始めたことをとても喜んで，彼の NASA blogの中で，この望遠鏡を実現可能にしたキー・テクノロジーの一つであったと評価してくれました[3]。

1）パルサーの粒子加速とガンマ線放射機構の解明
2）巨大ブラックホールがエンジンとなっている活動銀河核のジェット状粒子加速現象の解明

3）ガンマ線バースト現象の観測と粒子加速メカニズムの解明

4）暗黒物質粒子の探索と宇宙進化の関わりについての研究5）高エネルギー宇宙線加速機構の解明

ファーストライトガンマ線宇宙全天マップについて
6 月中旬の打ち上げ成功から，約 2 ヶ月かけて，衛星の立ち上げと機能検査，望遠鏡の電源投入と較正が極めて順調に進み 8 月中旬から観測に入りました。図 5 に示す「ガンマ線宇宙全天マップ」は，標準観測モードである全天サー図 4 LAT が捕えたガンマ線の例

ベイモードで観測した 95 時間積算データです。約 1.5 時間
で地球を一周し，二周する間に全天をスキャンするように一周ごとに南あるいは北に首を振ります。天の川銀河面がフェルミガンマ線宇宙望遠鏡の目指すサイエンス明るく輝いています。画面の中心が銀河中心です。右手半地上では実験不可能な研究としてマクロな極限状態の物

ばに明るい輝く有名な「ほ座パルサー」が，右端には「ゲ理があります。たとえば一般相対性理論が支配する世界でミンガパルサー」と「かにパルサー」がはっきり見えます。

あるブラックホールの物理，究極の高密度物質世界である

図 5 全天サーベイモードで 95 時間観測したガンマ線全天マップ
中央の明るい帯が天の川銀河面。マップ中央が銀河中心で，右方向半ばに「ほ座パルサー」，右端に「ゲミンガパルサー」および「かにパルサー」がみえる。銀河面から離れて輝く天体は，大部分が中心に巨大ブラックホールを持つ活動銀河核。

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銀河面から離れて輝く天体は大部分が中心に巨大ブラック

参考文献

ホールを持つ活動銀河核やクエーサーと思われます。これ[1] Gamma-ray Large Area Silicon Telescope, W. B. At-らがガンマ線で明るく輝くのは，そこで高エネルギー宇宙

wood, Nuclear Instruments and Methods A342 (1994)

線が生まれ，それらが，星が出す光やマイクロ波背景放射，302-307.

ガス中の電子や原子核に衝突しているためと思われています。その加速メカニズムはよく解っておらず，このフェルミ衛星の重要な研究課題の一つです。わずか 95 時間(4 日間)でこのように鮮明な画像が撮れましたが，これは先代の[2] Design and properties of the GLAST flight silicon micro-strip sensors, T. Ohsugi et al., Nuclear Instruments
and Methods A541 (2005) 29-39.

ガンマ線天文衛星 CGRO 衛星に搭載された EGRET 望遠鏡[3] http://blogs.nasa.gov/cm/blog/GLASTの 1 年分の観測に相当する検出感度です。

[4] The first GLAST Symposium Proceedings, edited by
Steven Ritz, Peter Michelson and Charles A. Meegan,

今後の計画

AIP Conference Proceedings, Vol. 921, August 2007,

衛星の運用は NASA が責任を持ち，ガンマ線望遠鏡 LAT

Window on the Extreme Universe, W.B. Atwood, Peterの運用は SLAC を中心とした国際 LAT チームが責任を持ちMichelson and Steven Ritz, Scientific American, De-ます。LAT 装置のモニター，データ処理の監視，および突cember 2007,発的な活動であるフレアー現象などを監視し，発見した場「極限宇宙を覗くガンマ線宇宙望遠鏡 GLAST」，日経サイ合は世界の宇宙・天文観測網に「注意報」を流します。シエンス 2008 年 3 月号

リコン検出器の性能監視・較正は日本チームが中心になって行っています。その他にガンマ線バーストに対しては特別な監視グループが立ち上がっています。初年度に得られる LAT 観測データは，原則として LAT 開発グループが解析し，2009 年秋には 1 年目の取得データが公開されます。
また 2 年目以降のデータはすべて即座に公開されます。

最後にLAT ガンマ線望遠鏡開発では，日本の技術的貢献は非常に重要であったと評価されています。しかし科学的成果が最終的な評価を決めるでしょう。日本 GLAST チームは，2009 年秋のデータ公開時には多くの方にデータを利用していただけるように準備しています。
開発研究段階から継続的な支援をいただいた日米科学技術協力事業に感謝いたします。この支援なくしてはこのプロジェクト研究は遂行できませんでした。文部科学省科学研究費補助金(特定領域「ブラックホール天文学の新展開，計画研究：高感度 GeV γ 線観測で探る巨大ブラックホールの進化とジェットの放出機構」研究代表者 深沢泰司(広島大学教授))にも大きな支援を受けました。そのほか理化学研究所，広島大学，JAXA/ISAS，東京大学などの支援を受けましたことを感謝いたします。