X 線観測を用いた新手法による低エネルギー宇宙線の探査と起源の解明
Search for low-energy cosmic rays and their origin
by a new method using X-ray observations（個人推薦）

代表研究者 近畿大学

信川久実子

Kindai University

Kumiko NOBUKAWA

Cosmic rays (CRs) are a major component of the Galaxy and thought to be accelerated in supernova remnants. Since lowenergy (< 108 eV) CRs lose their energy via ionization, they are believed to have a strong influence on the chemical
abundance in molecular clouds and on star and planet formation. However, the information on the low-energy CRs has
been very limited. We have demonstrated a new method of measuring low-energy CRs using the following physicalprocesses: low-energy CRs ionize molecular clouds and create the neutral Fe Kα line at 6.4 keV. In this study, we
systematically searched supernova remnants for the particle-induced neutral Fe Kα line, and the number of samples inwhich neutral Fe Kα line was found continues to increase. Next step is comparison with other wave lengths. Since theenergies of CRs that mainly contribute to the ionization rate, neutral Fe Kα line, and gamma-ray emission are different,the measurement of the three observables provides the information of broad CR spectra. However, the number of samples
where the three observables are observed are limited. We began measuring the ionization rate at supernova remnants
where both the neutral Fe Ka line and gamma-rays were detected.
et al. 2015) の み で あ る 。 し か し 「 ボ イ ジ ャ ー 」 の研究目的

我 々の住 む銀 河 系 内 を高 速 で飛 び交 う高 エ

測 定 は太 陽 系 のごく近 傍 に限 られる。電 離 率 は、ネルギー粒 子 （ 宇 宙 線 ） ） の起 源 は、その発 見

それを求 める際 に用 いる化 学 モデルに不 定 性 が以 来 100 年 にわたる重 要 課 題 である。宇 宙 線 はある上 、宇 宙 線 の密 度 を直 接 測 定 するものでは最 高 1020eV のエネルギーを持 ち、べき型 のエネない。そのため従 来 の宇 宙 線 の観 測 情 報 は、高ルギー分 布 を持 つ。すなわち低 エネルギーほどエネルギー宇 宙 線 が放 射 するガンマ線 の観 測数 が多 い。これは荷 電 粒 子 が徐 々に高 いエネル

結 果 に偏 っており、低 エネルギー宇 宙 線 の量 はギーにまで加 速 されるためと考 えられている。

仮 定 した上 で理 論 が構 築 されてきた。

銀 河 系 内 を高 速 で飛 び交 う宇 宙 線 のうち、この状 況 で我 々は、「 低 エネルギー宇 宙 線 と10 8 eV 以 下 の 低 エ ネ ル ギ ー 宇 宙 線 は 、 主 に 電

星 間 物 質 の衝 突 で放 射 される、中 性 の鉄 原 子離 によってエネルギーを失 うため、分 子 雲 の化 学からの Kα 線 (以 下 中 性 鉄 Kα 線 、E=6.4 keV)

進 化 や星 ・ 惑 星 形 成 に影 響 を与 えると考 えられの測 定 」 という新 たな観 測 手 法 を構 築 した。これている。しかしこれまで低 エネルギー宇 宙 線 の観は 単 純 な 物 理 過 程 に 基 づ い て お り 、 中 性 鉄 Kα

測 的 情 報 はほとんど得 られていなかった。という線 強 度 は宇 宙 線 とターゲット物 質 の密 度 に比 例のも、太 陽 磁 気 圏 のため、低 エネルギー宇 宙 線する。我 々は、宇 宙 線 の加 速 現 場 として有 力 なは太 陽 系 内 に侵 入 できないからである。低 エネ

超 新 星 残 骸 から低 エネルギー宇 宙 線 起 源 と考ルギー宇 宙 線 に関 する観 測 的 情 報 は、太 陽 系

え ら れ る 中 性 鉄 Kα 線 の 検 出 に 成 功 し たを脱 出 した「 ボイジャー」 による直 接 測 定(Nobukawa et al. 2018, 2019)。これにより、超新(Cummings et al. 2016) と、H3 + や DCO + /HCO +星残骸における低エネルギー宇宙線のエネルギー密などを用 いた星 間 物 質 の電 離 率 (e.g. Indriolo

度が 10−100 eV/cc であることを明らかにした。さらに驚 くべきことに、 近 傍 に超 新 星 残 骸 がないとこ
ろ から も 、 低 エネルギー宇 宙 線 起 源 の可 能 性 が高 い中 性 鉄 Kα 線 が見 つかった (Nobukawa etal. 2015) 。 こ れ は 超 新 星 残 骸 以 外 の 加 速 源 の存 在 を示 唆 する。
中 性 鉄 Kα 線 放 射 は淡 く広 がっているため、その検 出 には低 バックグラウンドで高 感 度 な検出 器 が必 要 である。また、銀 河 系 内 の背 景 X 線
放 射 に 含 ま れ る 高 階 電 離 鉄 Kα 線 （ E=6.7keV ） と 区 別 す る た め 、 高 い 分 光 力 も 必 要 で ある。上 記 の成 果 は、これらの性 能 を全 て兼 備 す
る日 本 の X 線 天 文 衛 星 「 すざく」 を用 いて得 られたものである。「 すざく」 衛 星 は 2015 年 に運 用を終 えたが、現 在 も本 研 究 に最 も適 した衛 星 でFigure1. Schematic figure of cosmic rays accelerated
at a shock of a supernova remnant and molecularclouds. High-energy cosmic rays escape from theshock and interact with the molecular clouds to emit
gamma-rays whereas low-energy cosmic rays are
confined in the shock and emit neutral Fe Kα when theshock interacts with the molecular clouds.

ある。
本研究では、「すざく」衛星の膨大なアーカイブデ用する超新星残骸で、周囲に複数の HII 領域 (内部ータを用いて、低エネルギー宇宙線の系統探査と起で星形成が行われている) が存在している。また銀源解明を目指す。

河系の中で最も明るいガンマ線天体の 1 つでもある。
DCO+/HCO+の観測により、銀河系の典型的な値より研究経過2 桁高い電離率が測定されている。
「すざく」を用い超新星残骸の観測た我々の解析の結果、超新星残骸全体から 2σの有本研究以前に、10 天体ほどの超新星残骸から低エ意度で中性鉄 Kα線が検出された。中性鉄 Kα線は、ネルギー宇宙線起源と考えられる中性鉄 Kα線が見他の天体からの強い X 線が分子雲に照射されることつかっている (Sato et al. 2014, 2016, Saji et al. 2018,

でも生成されうるが、観測された中性鉄 Kα線の強Bamba et al. 2018, Nobukawa et al. 2018, 2020)。その多度を説明できるほど明るい X 線放射天体は周囲に存

くは、中年齢かつ分子雲と相互作用している超新星在しない。つまり、中性鉄 Kα線の起源として最も残骸で、ガンマ線放射が見つかっている。これは以可能性が高いのは低エネルギー宇宙線である。

下のような「標準的」な加速理論で説明できる (図 1)。

W51C の解析では serendipitous な発見もあった。

すなわち、超新星残骸の衝撃波で宇宙線が加速されW51C 近傍の HII 領域 G49.0−0.3 から高階電離鉄 Kαると、低エネルギー宇宙線は衝撃波に閉じ込められ線を 3.4σの有意度で初めて検出した。すなわち HIIている一方、高エネルギー宇宙線は衝撃波から逃げ領域に高温プラズマが存在することを示している。

出し、周りに存在している分子雲などのターゲット

実際、この HII 領域の X 線スペクトルを解析すると、物質と衝突することでガンマ線を放射する。やがて温度が3.0%".&!".$ keV (およそ 3000 万度) で、元素組成

時間の経過とともに衝撃波が膨張し、周囲の分子雲比が太陽の 0.5±0.2 倍であることがわかった。HII 領にぶつかると、低エネルギー宇宙線は衝撃波と接す域 G49.0−0.3 は、領域の中にある大質量星 (O 型星)る分子雲の中に侵入し始める。
このとき中性鉄 Kα 線の星風によって生成されたプラズマが存在しているが放射される。この標準的な加速理論は、W28、W44、ことが明らかになった (Shimaguchi et al. in press.)。

IC443 といった超新星残骸で、中性鉄 Kα線の強度

さらに調査を拡大するため、これまで中性鉄 Kα線とガンマ線のスペクトルを矛盾なく説明することがの探査が手薄だった銀河中心の西側に注目し、ここできた (Makino et al. 2018, Nobukawa et al. 2019)。我々に位置する銀河面上の 8 つの超新星残骸を系統的には系統探査の手始めに、中年齢、分子雲と相互作用、解析した。8 天体のうち、4 つは分子雲と相互作用しガンマ線放射という 3 つの条件の揃った超新星残骸ており、5 つはガンマ線を放射している。解析の結である W51C の調査を行なった。

果、2 天体 (G304.6+0.1、G346.6−0.2) からおよそ 3 σ

W51C は、星形成領域である分子雲 W51B と相互作の有意度で中性鉄 Kα線を検出した。このうち

ば、低エネルギーから高エネルギーに至る宇宙線がたしかに加速されているという確固たる証拠となる。
また、分子雲中における 3 つの観測量の分布の違い
を用いると、宇宙線が分子雲中を侵入していく様子をエネルギーごとに明らかにすることができる(Fujita et al. 2021)。
しかし、これまで超新星残骸近傍における電離率の測定例は非常に少なく、IC443 (Indriolo et al. 2010)、
W51C (Ceccarelli et al. 2011)、W28 (Vaupre et al. 2014)の 3 例しかない。いずれの天体も、銀河系の典型的な値より 1–2 桁高い電離率が測定されている。さらFigure 2. Comparison between the neutral Fe Kα line
luminosity and 0.1–100 GeV gamma-ray luminosity(Shimaguchi et al. in press.).に、これらの天体からは低エネルギー宇宙線起源と考えられる中性鉄 Kα線が検出されている。我々は、中性鉄 Kα線とガンマ線が両方検出されている超新星残骸で電離率を調査するため、2021 年に ALMA 電G346.6−0.2 は、相互作用している分子雲が詳細に調波望遠鏡による DCO + /HCO + の観測提案を行い、採べられており (Sano et al. 2021)、中性鉄輝線の分布は択された。観測は 2022 年春に行われた。今後は中性分子雲と部分的に一致していた。この天体において

鉄 Kα線だけでなく、電離率測定も用いて、低エネも、W51C と同様、観測された中性鉄 Kα線の強度ルギー宇宙線研究を進めていきたい。

を説明できるほど明るい X 線放射天体は周囲になく、中性鉄 Kα線の起源として最も有力なのは低エネルギー宇宙線である。

考察2010 年代から活発になってきた電離率の測定と、もし、同じ超新星残骸で見つかった中性鉄 Kα線と2013 年に太陽系を脱出した「ボイジャー」の成果にガンマ線が、同じ場所で加速された宇宙線に起源をよって低エネルギー宇宙線が捉えられ、宇宙線の起持つならば、2 つの観測量の間には相関関係がある源解明の新たな端緒が見えてきた。しかしこれらのはずである。まだサンプル数は限られているものの、観測だけでは、低エネルギー宇宙線の分布や密度を中性鉄 Kα線とガンマ線の両方が見つかった超新星測定することはできず、観測データは非常に不足し残骸で、中性鉄 Kα線とガンマ線の光度を比較したている。そのため低エネルギー宇宙線に関連する研ところ、両者に相関関係の兆候が見られる (図 2)。

究は、主に欧米を中心に低エネルギー宇宙線の密度今後の系統調査でさらにサンプルを増やし、さまざを様々に仮定した上での理論研究が先行してきた

まな年齢の超新星残骸や、ガンマ線は観測されてい(例えば Padovani et al. 2020 とその参照文献)。

るが有意な中性鉄 Kα線は見つからなかった天体も中性鉄 Kα 線を観測することで低エネルギー宇宙含め、2 つの観測量の関係性から、超新星残骸におけ線を測定するという本研究の方法は、アイデア自体る宇宙線の加速過程を解き明かしたい。

は 20 年前から提案されていたが (Tatischeff et al.
1998)、我々が実際に実証したことこそが重要である。

電離率との関連

すなわち中性鉄 Kα 線を用いて、低エネルギー側を宇宙線のプローブである電離率、中性鉄 Kα線、ガ含めた宇宙線理論の観測的検証が行えるようになっンマ線は、寄与する宇宙線のエネルギーが異なり、た。

それぞれ、 𝐸~ 104. eV (Padovani et al. 2009)、𝐸~106 eV

我々が宇宙線起源の中性鉄 Kα 線を発見できたの(Tatischeff et al. 2012)、そして𝐸 ≥ 10 eV の陽子が主は、「すざく」衛星のおかげである。現状では、欧米に寄与する。つまりこれら 3 つの観測量を組み合わの衛星（「XMM-Newton」、「Chandra」、「NuSTAR」）

せることで、宇宙線の広帯域なエネルギーにおけるも存在するが、これらは中性鉄 Kα 線のバンドでの情報を得ることができる。例えば、高い電離率、中高いバックグラウンドや分光力不足のため、有意な性鉄 Kα線、ガンマ線が同じ分子雲から検出されれ検出は難しい。そのため海外で類似の研究はほとん

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ど行われていない。

1.

信川久実子：中性鉄輝線で探る低エネルギー宇2022 年度には日本の X 線天文衛星「XRISM」が打宙線、低エネルギー宇宙線ワークショップ、オンち上げ予定である。
「XRISM」の初期観測フェーズでライン開催、2021 年 3 月 24 日-25 日（招待講演）

は、宇宙線が豊富と考えられる銀河系中心で、本研2.

信川久実子：低エネルギー宇宙線起源の中性鉄究のテーマに基づいた観測を実施予定である。

輝線探査と今後の展望、SNR workshop 2022、オ「XRISM」や、2030 年代打ち上げ予定の欧州の衛星

ンライン開催、2022 年 3 月 28 日-29 日（招待講「Athena」は、「すざく」より１桁高い分光力による演）

高い輝線検出感度を持つため、低エネルギー宇宙線測定が飛躍的に進展する。
「すざく」を用いた本研究

誌上発表

は、将来の観測研究に対して戦略的指針を与えるも1.

K. K. Nobukawa, Low-energy Cosmic Rays inSupernova Remnants Interacting with Molecularのとなるだろう。

Clouds, Proceedings of Multifrequency Behaviour ofHigh Energy Cosmic Sources - XIII. 3-8 June 2019.

参考文献

Bamba et al. 2018, ApJ, 854, 71
Ceccarelli et al. 2011, ApJL, 740, L4Palermo, Italy (2020), id.51
2.

Y. Fujita, K. K. Nobukawa, H. Sano, Intrusion ofCummings et al. 2016, ApJ, 831, 18

Cosmic-Rays into Molecular Clouds Studied byFujita et al. 2021, ApJ, 908, 136

Ionization, the Neutral Iron Line, and Gamma-Rays,

Indriolo et al. 2010, ApJ, 724, 1357–1365

Astrophysical Journal, 908, 136 (2021)

Indriolo et al. 2015, ApJ, 800, 40

3.

K. K. Nobukawa, Measurement of Low-energy

Makino et al. 2019, PASJ, 71, 78

Cosmic Rays, New Horizons in Galactic Center

Nobukawa et al. 2015, ApJL, 807, L10

Astronomy and Beyond. ASP Conference Series,

Nobukawa et al. 2018, ApJ, 854, 87

Vol. 528, Proceedings of a workshop held 21-24

Nobukawa et al. 2019, PASJ, 71, 115

October 2019 at Keio University, Yokohama, Japan.

Padovani et al. 2009, A&A, 501, 619

Edited by Masato Tsuboi and Tomoharu Oka. San

Padovani et al. 2020, SSRv, 216, 29

Francisco: Astronomical Society of the PacificSaji et al. 2018, PASJ, 70, 23
Sano et al. 2021, ApJ, 923, 15(2021), p.415
4.

H. Sano, H. Suzuki, K. K. Nobukawa, M. D.

Sato et al. 2014, PASJ, 66, 124

Filipovic, Y. Fukui, T. J. Morita, Discovery of a

Sato et al. 2016, PASJ, 68, S8Wind-blown Bubble Associated with the Supernova

Shimaguchi et al. PASJ in press.

Remnant G346.6-0.2: A Hint for the Origin ofTatischeff et al. 1998, ApJ, 504, 874-888

Recombining Plasma, ApJ, 923, 15 (2021)

Tatischeff et al. 2012, A&A, 546, A88
Vaupre et al. 2014, A&A, 568, A50

5.

A. Shimaguchi, K. K. Nobukawa (Correspondingauthor), S. Yamauchi, M. Nobukawa, Y. Fujita,
Suzaku Observations of Fe K-shell Lines in theSupernova Remnant W51C and Hard X-ray Sources

研究の発表

in the Proximity, Publications of the Astronomical

口頭発表

Society of Japan, in press.