J. Plasma Fusion Res. Vol.90, No.3 (2014)１８３‐１８９解説

高温プラズマの X 線観測で宇宙の大規模構造の形成を探る
Study of the Formation of Large-Scale Structuresin the Universe through X-ray Observations of Hot Plasmas
大橋隆哉
OHASHI Takaya
首都大学東京理工学研究科（原稿受付：２
０
１
３年１
０月１
５日）

宇宙 X 線分光は宇宙の進化を探る上で極めて強力な手段となっている．X 線マイクロカロリメータは広がったX線源の観測を可能にし，鉄のK輝線に対してこれまでのX線CCDに比べて約３０倍優れた約5 eVのエネルギー
分解能を実現 す る．こ れ に よ り 銀 河，銀 河団の高温ガスの乱流や集団運動といったガスダイナミクスを
100 km s−1 ほどの精度で知ることがはじめて可能になる．２
０１５年に日本が打ち上げる X 線天文衛星 ASTRO-H
でこうした新しいサイエンスが始まる．一方，現在の宇宙では半分以上のバリオン（通常物質）が未検出のままでダークバリオンと呼ばれるが，それらは宇宙の大構造に沿って１
００万度ほどの中高温銀河ガス（Warm-hot in１
tergalactic medium（WHIM））となって分布すると予想される．広視野のマイクロカロリメータを用いて赤方偏移した酸素輝線を観測できればダークバリオンの大部分が捉えられることになる．ASTRO-H がはじめる X 線分
光天文学は将来も大きく期待されている．
Keywords:
X-ray astronomy satellite, cluster of galaxies, large-scale structure, dark baryon, X-ray spectroscopy

１．はじめに

元に，X 線天体のダイナミクスや化学進化についての我々

X 線による宇宙観測は１９６２年に始まって以来進展を続けの理解を飛躍的に高めるだろうと期待されている．

てきており，観測対象も星や銀河からブラックホールや高密度星まであらゆる階層に広がっている．発生源の物理状

２．宇宙 X 線分光観測

態を知るには装置に届く光子を測るしかないため，その情

２．
１ 回折格子報は到来方向，エネルギー，時間，偏光に限られる．X 線

X 線の分光観測の手段は大きく分けると波長分散型と非天文衛星ではミッションごとに光子の情報を測る性能を高分散型に分けられる．波長分散型の代表は回折格子で，米めることで，ステップアップする形で新しい結果が得られ国のチャンドラ衛星やヨーロッパの XMM ニュートン衛星てきた．角分解能を高めるとともに装置を大きくすること
で，遠方の天体の構造が分解され，暗い天体まで測れるよ
うになってきた．ここでは２００３年の国枝氏による記事［１］からの進展も踏まえて，エネルギー分解能を高めることでどういう進展が得られつつあるのか，さらに宇宙の大規模プラズマに対して何が新しくわかるのかを解説したい．
X 線観測で探ることのできる宇宙のプラズマは，温度が１００万度〜１億度，密度が 10−1036 m−3（最大は中性子星の表面），対象の大きさも 10 km 程度の中性子星から１億光年の超銀河団に及ぶ（図１を参照）．放射される X 線は連続スペクトルだけでなく輝線や吸収線をもつため，発生源について豊富な情報を得ることができる．日本が２０１５年に打ち上げを予定する次期 X 線天文衛星 ASTRO-H は，マイクロカロリメータという極低温で動作する X 線分光検出
図１

器を世界ではじめて搭載し，鉄の輝線などの新しい情報を

宇宙のいろいろなプラズマの温度と密度．

１ X 線天文学分野では，銀河団に代表される３−５千万度のガスを 高温 と呼ぶが，そこまで高温でないことから 中高温 という変則的な呼び方になっている．
Tokyo Metropolitan University, Hachioji, TOKYO 192-0397, Japanauthor’s e-mail: ohashi@tmu.ac.jp

１８３!2014 The Japan Society of Plasma
Science and Nuclear Fusion Research

Journal of Plasma and Fusion Research Vol.90, No.3 March 2014

（いずれも１
９９９年に打ち上げられ現在も稼働中）に搭載さを衛星に搭載することは，赤外線やサブミリ波による宇宙れている［２］．このタイプの分光には波長が長いほど分解観測でも必要であるが，X 線マイクロカロリメータの要求能がよくなるという特徴があり，2 keV 以下の X 線に対しする温度が最も低い．温度が１億度に迫るような超高温プて成果をあげてきた．代表的な成果として活動銀河からのラズマを X 線で見る検出器が，最も低い温度なのであ高速アウトフローの発見や銀河団中心部の低温ガス２の解る．世界的に衛星搭載のための冷却技術が開発されてきて明などがあげられる．特に，銀河団中心部については，ガ

い る．初 期 の 衛 星（た と え ば１９８３年 の 赤 外 線 天 文 衛 星

スの密度が 104 m−3 程度であることから熱的放射による冷IRAS）では液体ヘリウムだけを用いていたが，１年以内で却が無視できないと考えられ，結果として周囲のガスが中ヘリウムが尽きてしまうという状況であったため，ヘリウ

心へ流入する（クーリングフロー）というモデルが広く信ムに代わるような冷凍機の開発が進められてきた．

じられていた．日本の「あすか」衛星が銀河団中心には高２．
３ ASTRO-H

温ガスが予想外に多いという結果を出し，モデルの問題点

２０１５年 に 日 本 が 打 ち 上 げ を め ざ す X 線 天 文 衛 星を提起していたが［３］，XMM ニュートンの回折格子は，

ASTRO-H［５］の外観を図２に示す．この衛星は図３に示す

冷たいガスが出すはずの輝線スペクトルがほとんど出ていようなマイクロカロリメータ SXS（Soft X-ray Spectrome-

ないという決定的な結果を出した［４］．これを受けて，銀河ter）を搭載し，5 eV（FWHM）というエネルギー分解能を団中心の加熱源は何かという問題が広く議論され，中心銀

め ざ し て い る［６］．検 出 器 そ の も の は 約 5 mm 四 角 を河の出すジェットが重要な役割を演じているという理解に６×６に区切った３６素子からなっており，各ピクセルは Si至っている．
回折格子は軽量で技術的にも大きな困難なく作れる装置
ではあるが，以下のような問題がある．
１

平行光入射が必要なため，超新星残骸や銀河団コアの周囲といった広がった対象を観測することができない

２入射した X 線のごく一部しか（約２０％）分光に用いることができず，有効面積を大きくすることが難しい

３

観測できるエネルギーが 2 keV 以下の軟 X 線領域にほぼ限られてしまう．エネルギー分解能も 2 keV 以上では非分散型のマイクロカロリメータの方が優れている

４

この検出器だけでは撮像ができないため，衛星搭載の場合，撮像のできる検出器との併用あるいは回折格子を出し入れする機構が必要

２．
２ マイクロカロリメータ
これに対して X 線光子をフォノンすなわち熱に変えて検出するのがマイクロカロリメータという検出器で，１９８０年
代から米国を中心に開発がはじまり，今では日本やヨーロッパを含めて活発に開発が進められている．半導体やガスを使う従来の検出器では，通常バックグラウンドではな

図２

ASTRO-H 衛星の想像図．打ち上げは２０
１５年を予定．マストを延ばした全長は 16 m．

図３

ASTRO-H のマイクロカロリメータ検出器．検出器の大きさは 5 mm 四角．

く X 線信号の揺らぎがエネルギー分解能を決め ていたが，マイクロカロリメータはむしろベースラインの温度揺らぎが分解能を決める．温度 #，熱容量を ! とするとエネ
ルギーとしての揺らぎは ""!#$#!! で与えられる．実際には温度計の感度などによる係数がかかるが，基本的に低温で熱容量が小さいことがよいエネルギー分解能を得る条
件である．
マイクロカロリメータは約50 mKという極低温で動作させることで，5 eV ほどのエネルギー分解能を得ることができ，分解能 ""がエネルギーによらず一定ということが特徴である．CCD などの半導体検出器が 6 keV で 120 eVほどの分解能であるから２０倍以上もの改善であり，しかも量子効率はほぼ１００％で入射方向によらず検出が可能である．
この検出器を応用する上での最大の問題点は，液体ヘリウ
ム温度以下の極低温が要求されることである．冷却検出器

２ 銀河団中心部は，そのまわりの平均的な温度の 1/4 ほどの低温となっているが，４千万度に対して１千万度という相対的な 低
温 である．

１８４

Commentary

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T. Ohashi

温度計に X 線吸収体となる HgTe を貼り付けたものであ銀河団の質量の大まかな内訳は，銀河が３％，高温ガスがる．素子を定電流で駆動しておくと，X 線が入射すると微

１５％，ダークマターが８０％以上となっている．

小な温度上昇により電気抵抗が下がるので，電圧信号とし銀河団という巨大な系は，宇宙年齢１３８億年の大部分をて取り出すことができる．一方，抵抗が減るために素子部かけて進化してきたと考えられている．宇宙の大構造の要の発熱が減り，それが温度を低下させるというフィード

衝にあたる場所が銀河団で，その形成と進化を探ることはバック効果も働くようになっている．電圧信号は J-FET

宇宙論にとっても重要である．銀河団の形成過程はさまざ（Junction field-effect transistor：ジャンクション型電界効

まな波長で観測するとともに，計算機シミュレーションと果トランジスタ）によって読み出される．よいエネルギー

比較することで精力的に研究されているが，それによれば分解能を得るためには，単なる波高ではなく，信号の立ち銀河団同士の衝突合体が重要な役割を演じていると考えら上がりから元のレベルへ復帰するまでの波形全体をテンプ

れ，図４の銀河団もその例の一つである．つまり銀河団はレートと比較する必要がある．このために，X 線光子一個チリが積もるように静かに成長してきたのではなく，小規一個に対して最適フィルタを用いた解析が衛星上で行われ

模・中規模の銀河団がぶつかり合うという激しい過程を経る．

て形成されたのである．この場合，ガスの集団運動，乱流，衝撃波の発生，高エネルギー粒子の加速などが起きるはず

SXS の優れた性能を実現するために冷却系にもさまざまな工夫が凝らされている．マイクロカロリメータは多層の真空断熱容器に入れられ，冷却系は以下のものから構成される．
１．２段式スターリング冷凍機（30 K）
２．ジュールトムソン冷凍機（4 K）
３．液体ヘリウム（1.2 K）
４．３段からなる断熱消磁冷凍機（50 mK）
この中で液体ヘリウムだけは蒸発して３年程度で減っていく．ジュールトムソン冷凍機はヘリウム消費後も検出器の冷却が可能なように設計されているが，軌道上で長年にわたって動作した実績が十分とはいえないため，SXS の観測期間はヘリウムの寿命で決まる 3−3.5 年を目標として設定している．将来をめざして機械式冷凍機の寿命と信頼性をあげるための開発は進められていて，ASTRO-H に続く将来の天文衛星では，機械式冷凍機と断熱消磁冷凍機だけで冷却することを計画している．液体ヘリウムを用いなけ
れば，衛星全体を室温状態で打ち上げることができ，打ち図４

上げ前後の衛星のオペレーションも楽になると考えられる．

衝突合体すると考えられる銀河団のチャンドラ衛星による
X 線イメージ．

３．銀河と銀河団
３．
１ 銀河団
ASTRO-H で口火が切られる，マイクロカロリメータによる宇宙 X 線観測の中でも，最も期待されているのが銀河，銀河団の研究である．銀河団は銀河が数１０から千ほど集まった集団で，大きさは差し渡し１０００万光年以上で，力学的に緩和したシステムとしては宇宙を構成する最大の天体である．銀河団はもともと可視光観測により銀河の集団として１９３０年代に確認されていたが，１９７０年代に多くの銀河団から強い X 線が観測され，銀河団の中が温度２千万度〜１億度という高温ガスで満たされていることがわかった．図４にチャンドラが観測した銀河団の X 線イメージの例を示す．ガスの総質量はすべての銀河を合わせた値の５倍ほどもあり，バリオン（陽子や中性子など通常の物質を
図５ 「すざく」による銀河団（ペルセウス座銀河団）のエネル
ギースペクトル．鉄をはじめいろいろな元素の輝線スペク
トルが見える［７］．点線で示された３つの成分（約４千万度および２千万度の輝線を含む熱的な放射とべき指数 1.8の非熱的で輝線を出さない放射）からなり，それらを合計したエネルギースペクトルのモデルと観測データとの比が下のパネルに示されている．

構成する粒子）の大部分は高温ガスとなっている．こうした高温ガスを重力的に束縛するために必要な質量は，静水平衡の関係から見積もることができるが，この重力質量は
高温ガスと銀河を合わせたものの５倍ほどにもなる．これがダークマターと呼ばれる未知の物質である．したがって
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Journal of Plasma and Fusion Research Vol.90, No.3 March 2014

で，それらの証拠を観測的に捉えることが，銀河団形成の理解にとって重要である．一方，図５（Tamura［７］）に示
すように，X 線観測から銀河団ガスには酸素，ケイ素，鉄などの元素が含まれていて，銀河から銀河団空間へさまざ
まな元素を含んだガスが流れ出してきたと考えざるを得な
い．またガスの温度も一定ではなく，場所によって２倍ぐ
らい異なること，特に銀河団周辺部ほど平均温度が低いことなどがわかった．こうした X 線観測情報は，銀河の星生
成活動，超新星による元素の生成，ダークマターの重力ポ
テンシャル分布などを理解する上で，大きな役割を演じてきた．
３．
２ ASTRO-H による進展
ASTRO-H のマイクロカロリメータにより，エネルギー
図６

分解能がCCDに比べて２０倍程度よくなることで，輝線の検出感度が大幅に上がり，遠方銀河団の観測に基づいた宇宙の化学進化の解明が大きく進展するだろう．さらに，銀河団観測はガスダイナミクスの解明という新しい段階を迎える．鉄輝線などに対するエネルギー分解能が上がること

ASTRO-H のマイクロカロリメータで期待されるペルセウ
ス座銀河団の鉄 輝 線 の エ ネ ル ギ ー ス ペ ク ト ル．共 鳴 線（w），inter-combination 線（x, y），禁制線（z），その他衛星線（j, k）や低電離イオンの輝線などが分離される他，ガスが数 100 km s−1 の乱流状態にある場合，図の４種類の線のように輝線の広がりから区別することができる．

で，ガスの運動によるドップラーシフトが観測できるようになるのである．銀河団が衝突する時の相対速度は重力ポ

りとは独立に乱流を制限する大事な情報である．こうしたテンシャルの深さから予想でき，300−1000 km s−1 ほどとことは，共鳴線だけを分離できるマイクロカロリメータの予想されている．これによる鉄の K 輝線（He-like に電離し登場で初めて可能になるサイエンスである（共鳴散乱につていると約 6.7 keV）のエネルギーシフトは 7−20 eV ほどいては文献［８］を参照）．

となり，マイクロカロリメータなら検出できる．いろいろ３．
３ スターバースト銀河な場所でのガスの運動が測られることにより，銀河団衝突

銀河団の構成要素である銀河は，星がその一生を過ごすがどのように進行しているのかがわかり，イオン温度（輝場であるとともに，高温・低温のガス，ダスト，磁場，宇線の幅），電子温度（連続スペクトル），電離温度（輝線の宙線などが相互作用することでさまざまな高エネルギー現

強度比）などの違いから，衝突を経てガスの加熱に至るプ

象が展開する舞台でもある．特に銀河団の高温ガスに多くロセスがより明確にわかると期待される．さらに図６に示の元素をエンリッチしてきたという観点から，銀河風など

すように，ガスが乱流状態にあるかどうかも輝線の広がりのガス流出（アウトフロー）が注目されている［９］．マイの形から知ることができる．これまでは銀河団ガスに保持

クロカロリメータの高いエネルギー分解能は銀河の進化をされている熱的なエネルギーだけが測られていたが，運動解明する上でも新しい情報をもたらす．その第一は酸素か状態がわかることで非熱的なエネルギーの寄与が定量的にら鉄までの元素を含んだガスのアウトフローである．これ押さえられる．これらをもとに，銀河団の質量推定をよりはスターバースト銀河と呼ばれる星生成活動の盛んな銀河

正確なものに改良し，銀河団分布から宇宙論パラメータや（NGC 253 や M82 が代表）から現在観測されているが，銀ダークエネルギーの寄与を正しく制限することが可能にな河が形成された赤方偏移５以上（宇宙誕生から１
０億年ほ

る．

ど）の時期には多くの銀河がアウトフローを起こしたと考エネルギー分解能があがることで輝線のもたらす新たなえられている．マイクロカロリメータは輝線のドップラー

情報も得られる．鉄のHe-likeイオンの主量子数２から１へ

シフトからガスの流出速度を捉え，どういう元素がどのよ

電 子 が 遷 移 す る 時 に 出 る 輝 線 は，共 鳴 線，inter-

うな速度で流出しているのかを教えてくれるだろう．

combination 線，禁制線などからなり，それらは 10 eV ほど

熱いガスと冷たいガスが相互作用する場では電荷交換反エネルギーが異なるためマイクロカロリメータで分離する

応，すなわち高階電離したイオンが中性原子から電子をはことができる（図６を参照）．たとえば，銀河団中心部はガぎとる現象が起きる．温度が３千万度を超えるとケイ素や

4−3

ス密度がやや高く（それでも 10 m程度），共鳴線だけを鉄は He-like まで電離し，酸素は完全電離となる．スター

考えると散乱の光学的深さが１を超えることがある．銀河

バースト銀河などでは，こうした高温ガスが銀河内外に分団中心から出た共鳴線は何回もの散乱を経て我々に到達す

布する低温で中性に近いガスに衝突していくため，電荷交るために，他の輝線に比べて空間的に広がった領域から出換反応が起きる［１０］．この結果，主量子数の大きいレベル

ることになる．このため，銀河団中心の狭い領域だけを見に電子が入り，その後低いレベルへと遷移する過程で輝線ると，共鳴線のみが弱く観測され，その相対強度はガスのが放射される．その輝線スペクトルは熱的な放射と異な光学的深さを教える．一方，銀河団中心部が乱流状態にり，たとえば禁制線が非常に強いといった特徴をもつ．そなっていると，ドップラーシフトのため共鳴散乱が起きにの理由は，衝突電離プラズマでは，禁制線を出さずに衝突

くくなり，共鳴線は弱く観測されない．これは輝線の広がによって脱励起が起きやすいのに対し，電荷交換反応の場
１８６

Commentary

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T. Ohashi

合，電子が禁制線のレベルに入りやすく，放射領域も低密度で放射によって基底状態へ遷移せざるを得ないからである．マイクロカロリメータは禁制線とその他の輝線とをエ
ネルギーで区別することができるため，電荷交換反応による輝線をはっきり捉えることができる．電荷交換反応自体
は 10−20 m2 という大きな断面積をもつため，きわめて低密度のガスをプローブすることができ，銀河から流出するガスの分布や速度を広く調べることができると考えられる．

４．宇宙の大規模構造と銀河間物質
４．
１ 大規模構造宇宙の進化とともにいろいろな天体がつくられたが，それ以外に宇宙全体の物質分布も大構造と呼ばれる１０億光年に及ぶような構造を作ってきた．この構造形成はまだ道半ばでありこれからも何１０億年という時間をかけて進んでい図７

く．前に述べたように，銀河団やそれを超えるようなス
ケールを重力的に支配するのはダークマターであるため，宇宙の大構造が作られる速さやそのフィラメント構造の様子はダークマターの性質を反映することになる．ダークマ
ター粒子は未検出であるものの，その候補は大きく２つに分類できる．相対論的な速度で飛び回っているものがホットダークマター，運動がゆっくりなものをコールドダーク
マターと呼ぶ．ニュートリノなどはホットダークマターのシミュレーション計算に基づく現在の宇宙でのバリオンの分布状態を温度と密度の関数で示す［１１］．密度は宇宙の平均密度で規格化されている．温度が 107−108 K の部分は主に銀河団のなかにある高温ガス，温度が 105 K 以下のガス
は，低密度の分岐がライマン !の吸収線で捉えられる低密度 ガ ス，高 密 度 側 の 線 状 の 分 岐 は 星 形 成 領 域 の ガ ス，
105−107 K の範囲で図中の濃く見えているガスが WHIMに対応し，バリオンの大部分を担う．図中に分布する星印と丸は，電離した酸素の吸収線を観測することで今後検出が期待されるガス．ガスの空間的な分布を知るには吸収線ではなく輝線を観測する必要がある．

候補である．観測されている大構造を計算機シミュレー
ションの結果と比較したところ，ホットダークマターではこのガスが未検出のダークバリオンの正体であり，WHIM観測されるような宇宙の大構造を説明できないことがわ（Warm-hot intergalactic medium）と呼ばれ宇宙の大構

かった．ダークマターの拡散が大きいために，フィラメン

造に沿って広く分布すると考えられている．

ト構造を十分作ることができないのである．これに対し素WHIM の観測は以下のような意義をもつ．

粒子の大統一理論から予想されるいくつかの粒子はコール

１．現在の宇宙におけるバリオン全体の量と存在形態を観ドダークマターであり，これなら大構造の形成をかなりよ測的に確立させる．

く説明できることがわかっている．コールドダークマター

２．宇宙の構造形成を過去にさかのぼって明らかにする．

による構造形成の特徴はボトムアップという過程で進むこ銀河分布（可視光）や銀河団分布（X 線）からは，フィとであり，最初に小さな構造が作られ，それらが合体しなラメント構造の基幹部しか見えないが，WHIM を用い

がら大きな構造が作られていくというものである．銀河団

れば細部までの構造を知ることができる．

に衝突合体の兆候がよくみられることも，この描像を支持

３．宇宙の熱史を解明する．星，銀河，銀河団のように重する結果である．

力収縮と冷却で天体が作られるのに対し，天体形成で４．
２ ダークバリオンと WHIM

解放されたエネルギーの一部が WHIM へ持ち込まれ一方，ダークバリオンという未解決の問題がある．現在ていて，WHIM の加熱の歴史は宇宙全体の熱的進化をの宇宙のエネルギー密度は第一にダークエネルギー，第二教える重要な情報である．

にダークマターが支配していて，バリオンは５％程度に過４．宇宙の化学進化を知る．WHIM は酸素の初めとする元ぎない．しかし，我々が直接観測できるのはバリオンやそ素で汚染されている．その程度は，星形成や銀河形成の放射であって，ダークエネルギーやダークマターの理解の歴史を反映するもので，銀河団より大きなスケール

もバリオンの観測をもとにして得られたものと言える．こでの元素拡散の様子を教える．

の５％だけのバリオンの実に半分以上が現在の宇宙では未

WHIM の直接証拠は紫外線観測から得られている．明る検出で残されているのである．星や銀河，高温低温のガス，

い活動銀河核を背景光として，その吸収のエネルギースペ

ダストなど観測にかかっているものをすべて足し合わせてクトルの中に，活動銀河とは異なる赤方偏移を示す吸収線も到底宇宙のエネルギー密度の５％には届かない．ここでがいくつか検出されている［１２］．OVI や NeVIII などのイ

図７（Branchini 他［１１］）を見てもらいたい．これは計算機

オンによる吸収線が１０天体ほどからみつかっていて，さま

シミュレーションから予想されるバリオンの存在状態を，ざまな考察から，低密度で１００万光年ほどに広がった領域

温度と密度に対してプロットしたものである．バリオンので吸収線が作られていると考えられている．また図８に示57

多くが温度にして 10 −10 K，密度（宇宙の平均密度で規す例のように，X線でも１例だがOVII吸収線が大構造フィ格化された値）で１０−１００の範囲に分布することがわかる．

ラメントと同じ赤方偏移を示す結果が得られている［１３］．
１８７

Journal of Plasma and Fusion Research Vol.90, No.3 March 2014を必要としないので，広域サーベイに向いており，多素子のアレイを望遠鏡の焦点面に置くことで撮像することもできる．ただ ASTRO-H に搭載されるマイクロカロリメータ
は３６素子で，視野も３分角と小さいため，WHIM 観測により適したカロリメータと X 線光学系が必要となり，広域サーベイに適した衛星を考えることになる．筆者たちのグループは WHIM 観測を主目的とする重量 600 kg ほどの小型衛星 DIOS（Diffuse Intergalactic Oxygen Surveyor）［１４］を提案している．４回反射を利用した短焦点の X 線望遠鏡と視野が５０分角のマイクロカロリメータのアレイが観測装置である．DIOS の外観を図９に示し，約２年間のサーベイ観測から得られると予想される WHIM 分布のシミュ
図８

レーション結果を図１０に示す［１５］．

WHIM による吸収線の観測例［１３］．遠方の活動銀河のエネ
ルギースペクトルを Chandra の回折格子で観測し視線上に分布する電離ガスによる酸素の吸収線を捉えた．観測図に
z = 0.03 とあるのが Sculptor Wall と呼ばれるフィラメント
に対応する OVII 吸収線で，z = 0 は我々の銀河系の高温星間ガスによる吸収．

DIOS のように１度ぐらいの広い視野と３−４分角の角分解能を併せもつマイクロカロリメータは，WHIM 以外にもさまざまな新しいサイエンスをもたらすと期待される．
暗くて見えなかった銀河団の周辺領域，超新星残骸で広がるガス，スターバースト銀河から流出する星間ガス，太陽

このように観測例は徐々に増えつつあるものの，WHIM

風が地球磁気圏や惑星周囲で生み出す電荷交換反応の Xの全体をとらえたとはとてもいえない．紫外線観測はハッ線などである．ASTRO-H によって世界ではじめて宇宙観

ブル宇宙望遠鏡の COS 実験で高い感度を実現しているが，測への応用が可能となるマイクロカロリメータは，高い輝

5もともと紫外線の吸収で検出できる WHIM が温度 10 K

線感度とガスダイナミクスの情報により，X 線天文学にさ程度で，全体の１０％ほどに過ぎないという問題がある．X
線の方は，回折格子の効率が低いため有効面積が 10−3 m2
ほどしかなく，とても十分な感度になっていない．さらに，明るい活動銀河方向というペンシルビーム的な観測に限られるため，WHIM の全体構造が見えないのも吸収線観測の弱みといえる．
４．
３ WHIM の X 線観測
WHIM の全貌を明らかにするためにはいろいろな観測方法の工夫が必要である．WHIM が作る弱い吸収線を明確に観測するには，より高精度の回折格子が必要で，すでに波長分解能（"!
!"）5000 ほどのものが地上で開発されている．一方，WHIM からの放射を捉えられれば，ペンシル
ビームではない WHIM の広域サーベイを行うことができ，空間と時間の広い範囲にわたってその３次元構造を得ることができる．しかしこれは X 線観測にとって大きな挑戦で

図９ある．数１００万度の高温ガスの X 線放射は熱制動放射と輝DIOS 衛星の外観．X 線望遠鏡とマイクロカロリメータの冷凍容器と衛星バスからなり，総重量は約 600 kg.

線が大部分を占めるが，制動放射の放射率は電子とイオンの密度の積に比例するため，低密度のWHIMからの放射は非常に弱い．例えば「すざく」でぎりぎり見えている銀河団の限界半径（ビリアル半径）よりもさらに 1/5 以下と暗い．さらに，我々の銀河系の星間ガスが至る所１００−３００万
度ほどになっていて，その放射が WHIM の１００倍ほども強いため，X 線の連続スペクトルで WHIM を検出することはまず不可能である．これに対して，酸素やネオンの輝線は，決して強くはないものの，WHIM からの放射が赤方偏移す
るため，銀河系放射と区別することが可能である．ただし，
図１
０ DIOS が捉えると予想される WHIM のシミュレーション計
算．左図は赤方偏移 0.212‐0.232 の範囲のガス全体の分布
で，右図が DIOS が約２年かけて描き出す，酸素輝線（OVII,OVIII）に基づいた WHIM の分布．観測領域は 5.5 度×5.5
度で差し渡し 2.3 億光年に相当．

WHIM の赤方偏移はせいぜい 0.3 までで（高赤方偏移の宇
宙では大構造が形成されていない），輝線の等価幅が数 eVしかないため，マイクロカロリメータの高いエネルギー分解能が必須である．マイクロカロリメータは平行光の入射
１８８

Commentary

Study of the Formation of Large‐Scale Structures in the Universe through X‐ray Observations of Hot Plasmas

T. Ohashiについて紹介したが，ここで明らかなように新しい観測技

まざまな将来の可能性をもたらすことになる．

術が登場することが，宇宙の進化の解明に新たな光を当て

５．世界の衛星計画と今後の展望

ることにつながってきた．装置開発とそれによる新しいサ

X 線天文学は，２００５年の「すざ く」に 続 い て２
０１５年に

イエンスの解明というサイクルを回していくためにも，低ASTRO-H を日本が打ち上げ，マイクロカロリメータをは

温技術，半導体技術，データ処理技術などが極限まで要求

じめて登場させることで，我が国が世界をリードしていく

される．日本の X 線天文グループとしては ASTRO-H を確だろうと期待されている．ここへ至る道は決して平坦では実に成功させるとともに，それによって本格スタートをきなかった．２０００年に打ち上げられた ASTRO-E にすでにマる X 線分光天文学を我々の力で推進していきたいと考えてイクロカロリメータが搭載されていたが，ロケットの不調いる．一方，素粒子の SSC（Superconducting Super Col-により軌道投入できなかった．２
０
０５年に打ち上げられた

lider）計 画 や 天 文 衛 星 JWST（James Webb Space Tele-「すざく」は打ち上げ後約１ヶ月で液体ヘリウムが蒸発し，

scope）で問題になったように，あまりにも巨額の計画はもマイクロカロリメータによる宇宙観測を行うことができな

はや国レベルではほとんど支えられず，実施まで果てしなかった［１６］．ASTRO-H は３度目の正直となる，X 線天文い時間を要することになる．宇宙は依然としてわれわれにグループとしても悲願のミッションである．一方，米国は多くの謎をつきつけているので，巨大化一辺倒ではない新

１９９９年のチャンドラ，ヨーロッパも１９９９年の XMM ニュー

しいアイデアで謎の解明に挑戦していきたいと考えていトン以来，大型 X 線天文台と呼べる衛星は上がっておらる．

ず，今後１０年以内に米欧で X 線の大型衛星が上がる見通し

本解説を書くにあたり，X 線天文学関係者には多くの協はほとんどない．ヨーロッパ宇宙機関は次期大型衛星で実力をいただいた．ここに深く感謝する次第である．

施する分野を２０１３年１１月に決定し X 線天文学がえらばれたが，打ち上げられるのは早くても２０２８年である．米国の X

参考文献

線天文学も，中小型計画は進めつつあるものの，大型計画［１］国枝秀世：プラズマ・核融合学会誌 79, 377 (2003).
［２］J.-W. den Herder et al., Astron. Astrophys. 365, L7 (2001).
［３］K. Makishima et al., Publ. Astron. Soc. Japan 53, 401 (2001).
［４］J. R. Peterson et al., Astron. Astrophys. 590, 207 (2003).
［５］T. Takahashi et al., SPIE 8443, 84431Z (2012).
［６］K. Mitsuda et al., J. Low Temp. Phys. 167, 795 (2012).
［７］T. Tamura et al., Astrophys. J. 705, L62 (2009).
［８］E. Churazov et al., Space Sci. Rev. 157, 193 (2010).
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［１０］J. Liu et al., Mon. Not. Roy. Astron. Soc. 420, 3389 (2012).
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［１２］J. Narayanan et al., Astrophys. J. 730, 15 (2011).
［１３］T. Fang et al., Astrophys. J. 714, 1715 (2010).
［１４］T. Ohashi et al., SPIE 8443, 844319 (2012).
［１５］Y. Takei et al., Astrophys. J. 734, 91 (2011).
［１６］R. Kelley et al., Publ. Astron. Soc. Japan 59, 77 (2007).
７］J.-W. den Herder et al., SPIE 8443, 84432B (2012).
［１の見通しはヨーロッパ以上に厳しい状況である．注目すべきは，検討されている大型将来計画がいずれもマイクロカ
ロリメータを軸として考えていることで［１７］，X 線分光天
文学が最も大きな期待を集めていることの表れである．本
解説で述べた，銀河団のダイナミクスや WHIM についても，将来ミッションの議論では必ずとりあげられる最重要
テーマとなっている．これらの対象をより深くより遠方まで観測することで，宇宙論モデルや大構造の形成過程を厳しく制限するとともに，高エネルギー粒子の生成や，ブラックホール・銀河・銀河団をつなぐフィードバック現象を理解でき，宇宙の進化の本質に迫れると期待されているからである．X 線分光観測は，今後１０年以上にわたって X
線天文学を牽引していくことになるだろう．
マイクロカロリメータを中心に X 線天文学の現状と将来!!!!!!!!!!!!!!!!

おお

はし

たか

や

大 橋 隆 哉
首都大学東京理工学研究科物理学専攻教授
１９８
１年東京大学大学院理学系研究科物理学専攻修了，理学博士．英レスター大学研究員，日本学術振興会特別研究員，東京大学
理学部助手，東京都立大学助教授，教授を経て２
０
０
５年の首都
大学東京の発足より現職．銀河・銀河団や銀河間物質の X
線観測研究とマイクロカロリメータなどの検出器開発を行っている．

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