29■研究紹介

カンガルーによる近傍銀河 NGC253 からの TeV ガンマ線観測結果とその解釈―後光差す銀河―

東京大学 宇宙線研究所（ICRR）

榎 本良 治

enomoto@icrr.u-tokyo.ac.jp
2003 年 3 月 20 日
関係者

trophysics（文献[1], [2]：カンガルー実験グループによる論に私がなにをやっているのか尋ねたところ、ああ、オー文）および Astrophysical Journal（文献[3]：その解釈に関ストラリアでカンガルーやっている人ですねという答えする他分野の研究者との共著論文）に掲載されたので、そ先日、某新聞社に勤める昔の同級生が、神岡が返って来たそうです。間違ってはいませんが、より正しれを紹介したい。

い紹介をした方がどうもよさそうです。
NGC253 は太陽系から 2.5Mpc の位置にある、わが銀河の近傍銀河である（彫刻室座群）。その可視光による写真をカンガルー望遠鏡は南オーストラリアの砂漠地帯ウーメ

図 1 に示す。

ラに建設された世界最大クラスの解像型チェレンコフ望遠鏡である。高エネルギーガンマ線（TeV 程度）は地球大気に入射すると電磁シャワーを形成し、その二次電子はチェレンコフ光を発する。解像型チェレンコフ望遠鏡はその針のようなシャワーイメージを捕らえ、その入射方向およびエネルギーを決定することができる。口径 10m クラスのチェレンコフ望遠鏡は 2002 年時点で世界に二台しかなく、天体が集中する南半球にあるのはカンガルーのみである。
TeV のガンマ線の形成するシャワー極大は高度 10km 程度にあり、そこでのチェレンコフ角から考えると半径約120m のリング状の光が瞬時に地上に到達することになる。
この円内のどこからでもシャワー形状を観測することができる（中心を除いて）。したがって一台の望遠鏡の有効面積はこのリングの面積になり、ガンマ線衛星の有効面積1m2 に比べて格段の感度を持つことになる。

図1

可視光で見た NGC253

また宇宙線の加速起源を知る上で TeV というエネルギー見ての通り、われわれの銀河に極めて近い形状を持ったは極めて意味深い。超新星残骸における宇宙線の加速限界渦巻き銀河である。これはカンガルーの実験サイト（南オは 100TeV くらいと考えられ、これによるガンマ線は TeVーストラリアの砂漠地帯ウーメラ）では、10 – 11 月に天頂くらいになるからである。さらにエネルギー流量に物理がに見える天体であり、約 8 等の明るさである。視直径は約あるなら、それは宇宙線フラックスにエネルギーを掛け積0.3° ∼ 0.4° であり、大変美しく見える。

分したもの（近似的にはフラックスにエネルギーの二乗をこの銀河はその形状、明るさから当然メシエカタログに掛けたものに近い）なので、エネルギーは高ければ高いほ載るべきものだったが、発見は遅れ、後年キャロライン・

ど、より深い研究ができる。したがって将来大型衛星が打ハーシェル（こういう言い方はよくないが、ウイリアム・ち上げられても、われわれの存在価値を脅かすものではなハーシェルの妹）により見出された（メシエが逸した銀河

い。

としても有名である）。女性科学者が見出したものとして、

最近カンガルーによる NGC253 からの広がったガンマ線検出およびその解釈についての論文が Astronomy & As-

今回の伊藤千枝（茨城大大学院博士課程）その他による

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NGC253 からのガンマ線放射の発見は、意味深いものを感ッド関数といい、ガンマ線源が点状であった場合の予想分じる。

布である。この図から分かるように、明らかに点状のガン

NGC253 は、近傍の銀河を横から見たもの（edge-on）とマ線天体ではない。ただし現状のカンガルーはこれ以上のしては、類を見ない格好のターゲットである。さらにこれ到来方向分布に関する言及は技術的に無理で、今年以降のはスターバースト銀河と呼ばれ、超新星爆発のレートがわ二台の望遠鏡連動によるステレオ観測が期待される。

が銀河の 10 – 100 倍と考えられている銀河であり、われわどうも NGC253 から広がったガンマ線が放射されているれの銀河よりも強い宇宙線強度が期待されていた。活動銀らしい。われわれは proposal の段階では中心からの放射を河核（AGN）のジェットからのガンマ線は多数報告されて期待していたわけなので（というのは、スターバースト領いるが、わが銀河に似た他銀河からのガンマ線の検出は、域は中心数百 pc 領域であった）、これはかなり悩ましい結これまでなかった。

果であった。この結果はすでに一年目の観測で得られてい近年銀河宇宙線の空間分布に関しては、ガンマ線衛星によるわが銀河内の観測から、間接的にその形状などを類推たが、二年目の追観測を行った理由の一つはここにある。
ここまでの詳細は参考文献[1], [2]を参照されたい。

していた。茨城大（柳田、吉田、伊藤）と東大宇宙線研（榎本）のグループは、他銀河からの宇宙線の検出を目指すべくカンガルー実験を提案し、今回の観測にいたった。“森のここから、このガンマ線発生機構に関する解釈に移りた中から森の形は分からない（柳田後日談）”。さらに宇宙線い。図 3 に示すのがいわゆるマルチバンドスペクトルの本来の姿を太陽系内からの観測（ガンマ線衛星によるわ（SED：スペクトラルエナジー分布）である。これは各波長れわれの銀河ディスクの観測）と関連させながら議論するにおける発生源でのエネルギー寄与と考えられる。

なら、やはりそれを横から、しかも遠くなく近くもない場所から見なくてはいけない。
カンガルーグループは NGC253 を 2000 年および 2001 年の通算 2 年、総時間 150 時間という deep observation を敢行した。その結果を図 2 に示す。

図 3

各波長領域の光のエネルギー流量（フラックスにエネルギーの二乗を掛けたもの）もっとも低エネルギーなのが電波であり、高エネルギーが TeVガンマ線である。GeV 近辺の上限値はガンマ線衛星による観測で、中間は X 線衛星による観測である。X 線は、ほぼすべてが熱的放射と考えられているので（高温プラズマなどによる輝線が豊富）いま考える宇宙線の寄与ではなく、上限値と考えられる。線は各

図 2

アルファ角の分布（シャワー重心と視野中心を結んだ線とシャワー長軸とのなす角）ターゲットからの信号はゼロ度にピークを持つべきである。

種理論計算による推測である（本文に記述）。

図中に示す線は後ほど説明する。まず観測結果について述べよう。これらは京大の鶴によりコンパイルされたものであるが、大変興味深い。まず分かることは、これらを単

これは通称アルファ分布といい、ガンマ線の到来方向分純に一つのメカニズムで記述することは無理らしい。それ布を示す。ゼロ度が NGC253 の方向である。図 2 左がなら、次のチャレンジは二つにすることである。一つはもNGC253 の観測であり、図 2 右がかに星雲の観測である。

ちろん中心における熱的な放射であり、われわれの興味のかに星雲はガンマ線点源としての standard candle として示対象ではない。図の説明に書いたように宇宙線による寄与してある。実線のヒストグラムはいわゆるポイントスプレはこれより小さいと考えられる。もうひとつは？ これまで

31のガンマ線天体における研究においては、シンクロトロン

われわれはこの一連の論文により、以下の理解を深めた。

放射と逆コンプトン散乱による高エネルギーガンマ線を結まず観測に関しては宇宙線観測史上最大スケールの宇宙線びつけるのが普通であった。それでは電波観測と TeV ガンの存在を実証した。そしてわれわれの銀河以外の銀河にもマ線を結びつけてみよう。一般に逆コンプトン散乱のター宇宙線が付随していることも。われわれの銀河にもハローゲット光を宇宙背景放射と考えると、電波より TeV ガンマがある可能性も類推される。ハローがあるなら、これまで線の強度を高くするためには、空間磁場を数マイクロガウの宇宙線の解釈に関して大きな修正が必要である。宇宙線スに抑えなくてはいけない（最高加速エネルギーによるが）。

は本当に超新星のみが発生源か？ それとも別のところか銀河中心、あるいはディスクではおそらく磁場は強く、ハら来たのか？ ディスク、ハローでの加速はあるのか？ 宇

ローでは弱いであろう。中心という仮定はもちろん TeV ガ

宙線の寿命、伝播の議論はこれまでのもので OK か？

ンマ線観測と食い違うので無意味である。ディスクかハロ

またもっと別の観点から考えるなら、銀河が宇宙線ハローかはむずかしい。電波をシンクロトロン放射、TeV ガンーを作ったのか？ 宇宙線ハロー（ハローの語源：後光）のマ線を可視光、赤外光、宇宙背景放射との逆コンプトンと中 に 銀 河 が あ る の か ？ 宇 宙 論 的 宇 宙 線 （ cosmological

考えると、そこでの磁場、宇宙線強度を計算することがでcosmic-rays）があるのか？ それなら大構造に付随するのきる。ディスクと仮定して詳しい計算をすると、ここでのか？ 銀河間に磁場があることは、すでに知られている。そ宇宙線の全エネルギーがスターバースト現象を考えてもれはどうやってできたのか？ いま初めて、宇宙線の宇宙物ばかでかく なってしまう（もちろんこの仮定は NGC253

理的意義が感じられる。宇宙線物理学はおそらくわが銀河を特殊な銀河と考えるなら受け入れ可能である）。スペク内には留まらない。

トルも微妙に観測と食い違う（点線：これによれば X 線で非熱的成分が見えなくてはならず、観測と矛盾する）。

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それではハローと考えてみよう。ハローは磁場が弱く X線でシンクロトロン放射はまず見えないので、観測と矛盾

これらの研究は、伊藤千枝、柳田昭平、吉田龍生（以上しない。ハローに高エネルギー電子があり、それが 2.7K 背茨城大）、鶴景放射と逆コンプトン散乱をしてカンガルーの見ているガンバーにより行われた。共に楽しく研究に励めたことに、ンマ線になると考えてみよう。ハローには背景放射が満ち感謝の意を表します。

剛（京都大）、およびカンガルー実験メ満ちており、より小さい宇宙線密度でよい（実線）。果たしてハローに宇宙線は広がれるのか？ 拡散の理論では、どうもありえるらしい。電波観測ではもともとハローは見えていた（NGC253 はもっとも大きな電波ハローを持つ天体であった）。こう考えると NGC253 の電子宇宙線密度（単位体積当たり）はわが銀河のたったの 10 倍程度に留まることになる。ハローでの全エネルギーで考えると、われわれの銀河宇宙線がディスクのみに存在すると考えた場合の約百倍である。われわれの銀河宇宙線もハローの一部と考えればこの差は縮まる。
ハローに高エネルギー電子があるのなら、太陽系での宇宙線観測の結果から考えると、陽子成分はその百倍以上あるはずである。上記計算は電子成分しか考えていなかったので、陽子成分も含めもう一度計算しなおす必要がある。
宇宙線陽子がディスクにある分子雲と散乱し、中性パイ中間子を形成してしまうからである。これにより GeV-TeVガンマ線強度が上がってしまうと、また自己矛盾に陥ってしまう。計算によれば高エネルギー陽子の寄与は図 3 の一点鎖線程度であり、宇宙線のハローに NGC253 がすっぽり埋まっているという解釈に矛盾がないことも分かった。以上がマルチバンドスペクトルに示される線（吉田、伊藤の計算による）の説明であるが、詳しくは参考論文[3]を参照されたい。

参考文献[1] C. Itoh, R. Enomoto, S. Yanagita, T. Yoshida, et al.,A&A, L1-4 396 (2002).
[2] C. Itoh, R. Enomoto, S. Yanagita, T. Yoshida, et al.,A&A, 402 443 (2003).
[3] C. Itoh, R. Enomoto, S. Yanagita, T. Yoshida, T. G.
Tsuru, ApJL, L65-68 584 (2003).