連載講座
放射線イメージング技術の最前線（第５回）

X 線・ γ 線による宇宙放射線イメージング
高橋忠幸

Reprinted fromRADIOISOTOPES, Vol.53, No.2
February 2004
Japan Radioisotope Association

http : //www.jrias.or.jp/

RADIOISOTOPES ，５３，８５‐９４（２００４）

連載講座

放射線イメージング技術の最前線（第５回）

X 線・ γ 線による宇宙放射線イメージング†
高橋忠幸

宇宙航空研究開発機構 宇宙科学研究本部
２
２９-８５
１０ 神奈川県相模原市由野台３-１-１
Key Words：X ray astronomy, gamma ray astronomy, cosmic ray, science mission

すか」衛星にいたるまで，すでに４機の X 線

１． は じ め に天文衛星を打ち上げて，これまでに大きな貢献

光による天文学が，人類の歴史ほど古くからをしてきた１）。

始まったのに対して，X 線による天文学の歴史

６０００度の太陽の表面が可視光で明るく輝いは極めて短い。それは，X 線がほとんど大気にているのに対し，X 線を放射するのは，数千万吸収されてしまい，地上で観測することができ度，あるいは１億度といったような超高温のガないからである。そのため，宇宙に X 線で輝スである。銀河系内のブラックホールの場合でいている天体が数多く存在するということを，は，連星系の相手の星から流入してきたガスが人類が知ったのはロケットという大気圏外に出ブラックホールに落ち込む過程で摩擦により熱る手段を持ってからである（図１参照）。

せられ，落ち込む直前で超高温の状態になって太陽系外の天体が X 線で輝いている事が初

X 線が放射されるとして多くの現象が説明できめてわかったのは，１９６２年のジャコーニ（２００２る。このように X 線や γ 線を用いることで，年，X 線天文学の創設によりノーベル賞受賞）

光や電波では観測できないような，巨大な重力らのグループによるロケット実験である。その後の研究により，思いもかけないほどの明るさで輝いていた X 線天体の正体が，中性子星と呼ばれ星の一生の最期に到達する天体からのものであること，更に理論上の産物と思われていたブラックホールという天体からも X 線が放射されていることなどがわかり，X 線天文学は劇的な進歩をとげた。日本は，X 線天文学の黎明期から参画し，１９９３年に打ち上げられた「あ†The Front of Radiation Imaging Technique（５）.
X-ray・ γ -ray Imaging Observations in Space.
Tadayuki TAKAHASHI : Institute of Space and Astronautical Science（ISAS）, JAXA, 3-1-1, Yoshinodai,
Sagamihara-shi, Kanagawa Pref. 229-8510, Japan.

図１ 電磁波の大気による吸収。大気外からくる種々の波長の電磁波が到達できる高度を波長の関数として示したもの。紫外線よりも波長の短い光は大気に吸収されて地上には届かない（ ２９ ）

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２や宇宙の加速器が関わる宇宙の極限環境を調べることが可能になるのである。
実験室でおなじみの放射性同位体は，宇宙においても，重要な役割を果たす。酸素，シリコン，鉄，あるいはその他の重い元素は宇宙の創世時からあったのではなく，星の中で作られ，超新星爆発によって宇宙空間にまき散らされた。
X 線や γ 線の観測を行い，元素に特有な蛍光X 線や，核 γ 線を観測することによって，こうした元素が，どこでどの位作られたか，更に，銀河がどのようにして誕生し，物質が生まれ，循環して，生命につながっているかを調べることができる。
X 線や γ 線は電荷を持った粒子と異なり，磁場によって方向は変わらない。そのため，発生源を直接研究することができる。図２に示す
ように，X 線領域ではイメージング技術の進歩にともない，ほとんど全ての種族の天体から X線が放射されていることが明らかになっている。
一方， γ 線領域では数十 keV から数十 GeV の観測を行ったコンプトン衛星（１９９１〜２０００年）
によって理解が進んだ２）ものの，感度の高い検出器を作るのが難しく，X 線のような高い空間分解能のイメージが得られていない。本稿では，
X 線によるイメージング技術について簡単に触れたあと，宇宙 γ 線のイメージング技術の現図２ X 線， γ 線による全天のイメージング（a）
ROSAT 衛星による０．
１〜３keV の X 線（マックスプランク研究所（独）提供）（b）
コンプト
ン衛星の COMPTEL 検出器による１〜３０MeVの γ 線（マックスプランク研究所（独）提供）（c）
コ ン プ ト ン 衛 星 の EGRET 検 出 器 に よ る
１００MeV〜１０GeV の γ 線（NASA/GSFC 提供）

状と将来，及び， γ 線天文学について述べる。
円状に並べることにより反射面積を大きくした

２． 宇宙 X 線によるイメージングものである。２００５年に打ち上げが予定されてX 線領域でイメージングを行うためには，到いる日本の Astro-E２衛星に搭載される X 線望来する X 線の方向を知ることが必要である。

遠鏡（図４）では，厚さ０．
１６mm のア ル ミ フ

X 線で輝く天体が発見されたとき，その正確なォイルを反射鏡の形に整形し，その上に金をコ位置を求めるために，X 線天文学の創設者の一ーティングしたものを，１７０層も同心円状に並人である小田 稔氏が考案したすだれコリメーべたものである。直径４０cm の鏡によって得タが大活躍したが，現在では X 線望遠鏡が広ら れ る 集 光 面 積 は，６．
７keV 付 近 で 約２５０く用いられている３）。

cm２，４台合計で１０００cm２ にもおよぶ。Astro-X 線が真空中から金属面すれすれに入射する

E２の X 線望遠鏡の空間分解能は１分程度であと，全反射が起こる。これを利用して X 線画る。これに対してチャンドラ衛星（米）では，像を得ることができる。図３に示すように斜入反射鏡１枚あたりの厚さを確保し，その表面精射 X 線反射望遠鏡は，こうした反射鏡を同心度を極限近くにまで改善することによって，（ ３０ ）

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図３ X 線の全反射を利用した斜入射 X 線反射望遠
鏡の原理。回転放物面と回転双曲面で２回反射させることにより光軸から離れた方向での収差を小さくしている

図５ チャンドラ衛星によるかに星雲の X 線画像。
中心にあるパルサーの周りの構造が０．
５秒角の空間分解能でとらえられている。画像の一辺は２．
２４分角（NASA/CXC/ASU 提供）

図４ Astro-E２衛星に搭載される X 線反射鏡。約１７０層の斜入射 X 線反射望遠鏡が同心円状に配置されている（JAXA/ISAS 提供）

０．
５秒角の空間分解能を実現している（図５）。
ただし，１．
２m の直径の望遠鏡に４枚しか鏡を同心円に並べることができず，有効面積は２００cm２ と小さい。
宇宙 X 線の観測においては，イメージング

図６ 超新星残骸カシオペア座−A の X 線像と X 線スペクトル。リング状に見える超新星残骸の直径は約２．
５分角。X 線スペクトルには，マグネシウムから鉄までのイオンからの輝線放射がみられる（JAXA/ISAS 提供）を行うのと同時に，スペクトルを取得することが重要である。それは，高温ガスからの X 線放射は，温度，含まれる元素の種類や密度によルギーを測ると同時にイメージを撮像することって多様なスペクトルを示すからである。

で超新星残骸における元素の分布を詳細に調べ「あすか」衛星は，位置比例蛍光 X 線検出器る事に成功した（図６）。

とともに，世界で初めて X 線 CCD を焦点面検出器として搭載し X 線光子一つひとつのエネ（ ３１ ）

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図７ 角度分解能。点線はシリコンを散乱体として用いた場合のコンプトン望遠鏡の角度分解能の限界。GLAST は２００
７年に打ち上げが予定
されている

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図８ グラナット衛星に搭載された SIGMA 検出器に用いられたコーデッドマスク

３． 宇宙 γ 線によるイメージング

γ 線は，波長が短いため，集光鏡を応用することが極めて難しい。そのためイメージを取得するために，コリメータを用い少しずつ観測の方向をずらしながら画像を構築する方法，符合化マスク（コーデッドマスク）と位置検出型の検出器を組み合わせて像を取得する方法のほか，MeVγ 線領域ではコンプトン散乱を，GeVγ 線領域では対生成反応を積極的に利用したイメージング法が用いられてきた４）。図７に，X 線から GeVγ 線領域において到達されてきた角度分解能を示す。X 線領域では，数秒角を上回るような極めて高い角分解能を持つ画像をとることができる X 線望遠鏡の技術が確立している

図９ インテグラル衛星に搭載された IBIS 検出器の概念図（ESA 提供）のに対し， γ 線，特に MeV 領域の γ 線では数度程度であることがわかる。
なる。したがって，取得した画像からフーリエ３・１ コーデッドマスク変換などの，数学的な手法を用いて光源の像をコーデッドマスクを用いたイメージングでは，再構成することになる。インテグラル衛星の検出器の上部に γ 線を通す開口部分と遮る部

SPI と呼ばれる検出器では，ゲルマニウム素子分とが，半々の割合で配置されたマスクが置かを１９個並べることで，優れたエネルギー分解れている。この場合，一つひとつの開口部が，能に若干のイメージング能力を加えたものであピンホールカメラの穴に対応していると考えれるが，IBIS 検出器では，４mm 角で２mm 厚のばよく（図８），検出器に観測される画像は，CdTe 素子を１６３８４個しきつめた撮像検出 器

複数のピンホールカメラの画像の重ね合わせにがマスクの下に置かれている（図９）。画像の（ ３２ ）

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高橋：X 線・γ 線による宇宙放射線イメージング89図１０ IBIS によって観測された２０〜４０keV の領域での γ 線イメージ。銀河中心方向の明るい中性子星と低質量星との連星系からの γ 線が観測されている（A. Paizis 他，
Astronomy & Astrophysics 誌，
２００３）

分解能は，マスクに空いている穴の大きさとマ検出器を用い，１層目を散乱体として用いて，スクの検出器までの距離，及び検出器の位置分

この層でコンプトン散乱を起こして散乱された解能によって決まり，SPI は２度角，また IBIS

電子と，散乱後，２層目の吸収体で吸収されたは１２分角である。図１０に IBIS によって観測光子の，それぞれのエネルギー，検出器上でのされた銀河面のイメージを示した。

反応位置，及び反応時刻を記録する。これらの情報から運動量保存則とエネルギー保存則を用

３・２ コンプトン望遠鏡

いて，入射 γ 線光子の到来方向が頂角 θ を持

コンプトン散乱が主な反応となる MeV 領域

つ円錐面に制限され，天空上でこの方向は円環での γ 線観測は，他のエネルギー領域に比べとして与えられる。複数の γ 線による円環をてもっとも困難である。それは，コンプトン散重ねることで γ 線の天体の位置を決めるので乱では γ 線と物質との相互作用の確率が光電ある。電子のエネルギーばかりではなく，散乱効果に比べて小さいのに加え，検出器中に入っした方向をも検出することができるような検出てきた γ 線が，検出器中の電子にエネルギー器を散乱体として用いている場合は， γ 線の到を部分的に渡し，その後検出器から抜けてしま来方向は，円環上で，一点あるいは弧として求うことが起こるためである。

まる。

コンプトン散乱をうまく利用した γ 線検出

COMPTEL は，観測の非常に困難 な MeVγ器がコンプトン望遠鏡である。コンプトン衛星線の領域で，パイオニア的な観測を行い大きなに搭載された COMPTEL（図１１）では２層の成果をあげた。コンプトン望遠鏡は散乱体でコ（ ３３ ）

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図１２ COMPTEL によって得られた銀河中心の反対方向の MeV γ 線画像。異なる時期に取得した画像を重ねている。明るい天体でも１度程度の位置分解能力である（マックスプランク研究所（独）提供）

図１
１ コンプトン衛星の COMPTEL 検出器。散乱体にはコンプトン散乱の確率が光電吸収の確率に比べて大きくなるように液体シンチレー
タを用い，吸収体にはヨウ化ナトリウム結晶で作られたシンチレータを用いている（マックスプランク研究所（独）提供）

ンプトン散乱を起こす確率と吸収体で光電吸収を起こす確率の積で有効面積（実際の検出器の面積に検出効率をかけあわせた面積）が決まる。
COMPTEL は１５００kg 近い重量を持ちながら，有効面積が２０〜５０cm２ と非常に小さかったた
めに，明るい天体しか観測できなかったのが現状である。角度分解能が１度から数度と十分ではなく，また，エネルギー分解能も半値幅で１．
２MeV において８．
８％ 程度であった（図１２）。
数百 keV から MeV の エ ネ ル ギ ー 領 域 で，より感度をあげるために，次世代のコンプトン望遠鏡の開発が日本をはじめ，世界各地で精力的に進められている。筆者らが開発しているのは，高いエネルギー分解能を持つシリコンスト

図１３ 半導体多層コンプトン望遠鏡の概念図。右のように１回コンプトン散乱して吸収された事象ばかりではなく，左のように複数回コンプトン散乱した事象も，入射 γ 線のエネルギーリップ検出器とテルル化カドミウム撮像素子５）（ ３４ ）と到来方向とを求めることができる

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２００４91とワイヤースパークチェンバーとが交互に２８層にわたって積み重ねられた飛跡検出器（トラッカー）を持ち，タンタルの薄い膜で γ 線が対生成反応した後の電子・陽電子それぞれの飛跡を記録する。飛跡検出器の下には数 GeV の高いエネルギーの電子や陽電子を吸収できるような厚いヨウ化ナトリウムシンチレータでできたカロリメータが置かれて，対生成した電子や陽電子のエネルギーが測定された。
反応で生成する電子と陽電子のなす角は，入射 γ 線のエネルギーが高いほど小さく，その図１４ 対生成検出器の原理方向から γ 線の到来方向を知ることができる。
エネルギーが低いと，作られた電子や陽電子がとを数十層にわたって積層した新しいコンプト物質中で多重散乱を起こすため，すぐに持ってン望遠鏡である。シリコンやテルル化カドミウいた方向の情報を失ってしまう。

ムを組み合わせることで，従来のように，散乱２００７年に打ち上げが予定されている γ 線衛体と吸収体にわけて考えられていたコンプトン

星 GLAST の LAT 検出器は，加速器実験にお望遠鏡ではなく，それらが一体となったものをける半導体検出器技術を駆使して作られるもの作ることが可能である。この検出器は，高いコで，同じ手法を用いながら，エネルギー範囲，ンプトン散乱の反応断面積を持ち，小型の検出視野，空間分解能の全てでコンプトン衛星の器でも大きな有効面積を持つとともに，広い視EGRET 検出器を大きく凌駕する。トラッカー

野を得ることができる。

部は２２８ µm ピッチの細い電極を多数並べたシコンプトン散乱の散乱角（cosθ ）は，散乱リコン検出器（シリコンストリップ検出器）と体で吸収されたエネルギーを E１，吸収体での薄いタングステンのシートを１８層重ねてできエネルギーを E２ とするとており，エネルギーを測定する電磁カロリメー［１/E２−１/（E１＋E２）］
cosθ ＝１−mec２タはヨウ化セシウムシンチレータの細かなブロで与えられる。そのため，散乱体や吸収体としックで構成されている。トラッカー部がシリコて高いエネルギー分解能を持つ検出器を用いる

ンストリップ検出器になったため，電子や陽電ことで角度分解能が改善される。一方，散乱の子が，通過する際の位置を１００ µm を上回る高相手となる物質中の電子が有限の運動量を持つい精度で記録することができる。そのため，数ため，実際に得られる角度分解能には限界があ１度という角度分解能が得ら
GeV の γ 線で０．

る（ドップラー限界）。

れる。
４． γ 線天文学

３・３ 対生成望遠鏡
ターゲットとする γ 線のエネルギーが１００X 線が，加熱された高温プラズマからの放射

MeV を超えると，対生成反応を通じて入射 γを主に見ていたのに対し， γ 線は，それに加え線を電子・陽電子対に変え，それらの飛跡とエて，原子核の崩壊のプロセス，加速され光速にネルギーを測定することができる。コンプトン近いスピードを持つ荷電粒子にともなう放射が衛 星 の EGRET 検 出 器 は，総 重 量１８３０kg と主体となる。そのため， γ 線領域は宇宙で起きいう大型の検出器で，薄いタンタルのフォイルている原子核や素粒子反応と直接関係しており，（ ３５ ）

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図１５ GLAST 衛星の概念図６）

その核心に迫る窓として宇宙物理学の重要な課題を豊富に含んでいる。

γ 線による観測の一例として，核 γ 線による宇宙の放射性同位体の測定があげられる。超新星は星の進化の最後の段階でみられる爆発的な現象である。その爆発の瞬間に起こる激しい核反応によって，鉄よりも重い元素が合成され，同時に γ 線を放出する放射性同位体がつくられる（表１）。この放射性同位元素が爆発で膨張するガスを輝かせるのである。もし，放射性同位体が崩壊する時に放出するエネルギーの決まった核 γ 線を測ることができれば，生成された放射線同位体の量を直接調べることができる。
また，寿命の異なる放射性同位体からの核 γ

図１６ GLAST 衛星によって期待される GeV γ 線全天マップ。図２の EGRET によるものと比べて圧倒的に解像度が向上する６）線が銀河系の中にどのように分布しているかを測定することで，銀河系における超新星爆発の（ ３６ ）

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表１ 超新星爆発から予想される主な核 γ 線CoCo

図１７ コンプトン衛星の OSSE 検出器が観測した電子陽電子消滅 γ 線（５１１keV）の分布。コリメータを用い，我々の銀河の中心付近を銀経±３０度，銀緯±１５度にわたってスキャンして作った画像。銀河面に沿った分布のほかに，銀河中心上方部に明るい分布がみられる（NASA 提供）歴史を知り，ひいてはその生い立ちを知ることができる。COMPTEL は，我々の銀河系にお８MeVいて，平均寿命が１０６ 年の ２６Al からの１．の γ 線の強度分布を測定し，強度の高いいくつかの場所を発見した。これらのうちのあるもコンプトン衛星の EGRET 検出器は，GeV γのは銀河の腕に位置し，大量に星が生まれ，そ線の領域でイメージング観測を行い，数多くのの結果，多くの超新星爆発を起こしていると考正体不明の天体を発見した。その分布などから，えられている場所に一致している。

これらの多くは，我々の銀河系の中に位置する電子は安定な素粒子で，真空中では他の粒子と考えられているが，検出器の角度分解能が低に崩壊しないが，その反物質の陽電子も安定でいこともあり，他の波長で候補天体を同定できある。ただし電子と陽電子とが出合うと２個あていない。こうした「 γ 線未同定天体」の正体るいは３個の光子を出して消滅する。前者の場は，２１世紀の γ 線衛星が解くべき大きな課題

合 は，電 子（陽 電 子）の 質 量 と 同 じ５１１keVの一つである。特に，２００７年に打ち上げられの γ 線が，それぞれ反対の方向に２個の光子る GLAST 衛星のもたらす高い角度分解能でのとして放出される。この γ 線を電子・陽電子

γ 線観測は，こうした状況を一変させると期待消滅線と呼ぶ。

されている。

電子・陽電子の消滅 γ 線が銀河中心付近に５． お わ り に存在することが１
９７０年に大気球を用いた観測で発見されて以来，その起源が γ 線天文学の宇宙での X 線・ γ 線領域は，宇宙の高エネ大きな話題となってきた。１９９７年に，コンプルギー現象を探る大切な「窓」である。２００５トン衛星の OSSE 検出器はこの電子陽電子消年に打ち上げが予定されている日本の Astro-

滅 γ 線が銀河面に沿って広がっていることをE２衛星には，衛星として史上初めて X 線マイ示す一方で，更に銀河中心に強く集中しているクロカロリメータが搭載される。この検出器はこと，そして中心から銀河の北極に向かう方向

X 線光子により検出器中に生じた温度上昇をに広がっている成分もあることを発見し（図１００万分の１度ケルビンの精度で測定するもの

１７），議論の的となった。OSSE は数度の角度で，６．
７keV の X 線に対して６eV（FWHM）分解能しかなく，またエネルギー分解能も不十というエネルギー分解能を得ている３）。同時に分である。INTEGRAL 衛星をはじめとした，搭載される高感度の γ 線検出器（HXD）は，新しい γ 線検出器の登場が望まれる。

数百 keV までの領域で従来の γ 線検出器と比（ ３７ ）

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図１８ ２００
２年に打ち上げられたインテグラル衛星の外観（ESA 提供）

較して１桁低いバックグラウンドを達成しよう

文とするものである。更に，将来の衛星のために，ブラッグ反射を応用し，８０keV 程度までイメ

１）井上

２）Gehrels, N. and Paul, J., Physics Today, 51, No.2, 26（1998）；釜江常好訳，新しい γ 線天文の展開，られている４）。２１世紀の高エネルギー天文学においては，これまで観測が進んできた X 線やGeV 領域の γ 線に加えて，サブ MeV/MeV 領域の γ 線で高い感度を持つ検出器，特にイメ

パリティ１
１月号（1998）
３）満田和久，X 線天文学，２
１世紀の宇宙観測（家正則監修），誠文堂新光社（2003）
４）高橋忠幸， γ 線天文学，２
１世紀の宇宙観測（家ージング能力を持った検出器を開発することによって，粒子の加速やブラックホール近傍の強正則監修），誠文堂新光社（2003）
５）高橋忠幸，中澤和洋，CdTe/CdZnTe を用いた

γ 線検出器と宇宙観測への応用，物理学会誌，59

い重力場からの γ 線放射，未知の素粒子や原（1），26-34（2004）

子核の現象を探るなど，これまで観測が及んでいなかった新しい非熱的な宇宙を探ることが目

一，X 線天文衛星「あすか」，物理学会誌，

56（12），
903（2003）

ージングが可能な硬 X 線望遠鏡６）や，次世代のコンプトン γ 線望遠鏡などの技術開発も進め

献６）山下広順，国枝秀世，X 線スーパーミラー，応標となっている。

（ ３８ ）

用物理学会誌，66（12），1359-1360（1997）