ガンマ線天文学

ガンマ線天文学は天文学の分野の一つで、科学者が宇宙の電磁放射線をガンマ線^{[注 1]}、つまり最も短い波長で最も高いエネルギー（100 keV以上）を持つ光子の形で放出する天体や宇宙空間の現象を観測し研究する分野です。100 keV未満の放射線はX線に分類され、 X線天文学の対象となっています。

ほとんどの場合、太陽フレアや地球の大気から放出されるガンマ線はMeVの範囲ですが、これまでの考えに反して、太陽フレアはGeVの範囲のガンマ線も生成することが分かっています。検出されたガンマ放射線の多くは、銀河系内での水素ガスと宇宙線の衝突に由来しています。電子-陽電子消滅、逆コンプトン効果、場合によってはガンマ崩壊など、多様なメカニズムから発生するこれらのガンマ線は、[ ^{2]極端な温度、密度、磁場の領域で発生し、中性}パイ中間子の崩壊などの激しい天体物理学的プロセスを反映しています。それらは、超新星、極超新星などの極端なイベントや、パルサーやブレーザーなどの環境での物質の挙動についての洞察を提供します。ブラックホール、恒星コロナ、中性子星、白色矮星、超新星残骸、かに星雲やほ座パルサー（これまでで最も強力な発生源）などの銀河団など、膨大な数のガンマ線を放出する高エネルギー系が、天の川銀河面に沿った全体的な拡散ガンマ線背景と並んで特定されている。最もエネルギーの高い宇宙放射線は大気中で電子光子カスケードを引き起こし、一方、より低エネルギーのガンマ線はその上でのみ検出可能である。GRB 190114Cのようなガンマ線バーストは、マイクロ秒から数百秒に及ぶ 一時的な現象であり、高エネルギー天体物理学的プロセスに対する私たちの理解に挑戦している。

ガンマ線はエネルギーが高く、地球の大気に遮られるため検出が難しく、宇宙に気球搭載型検出器や人工衛星が必要となる。1950年代と1960年代の初期の実験では、ガンマ線の大気吸収が低い高度に到達するために気球に機器を載せ、続いて最初のガンマ線衛星であるSAS 2（1972年）とCOS-B（1975年）が打ち上げられた。これらはもともと秘密の核実験によるガンマ線を検出するために設計された防衛衛星だったが、幸運にも深宇宙から来る不可解なガンマ線バーストを発見した。1970年代には、衛星観測所がいくつかのガンマ線源を発見し、そのうちのジェミンガと呼ばれる非常に強い源は後に近傍のパルサーであると特定された。コンプトンガンマ線観測所（1991年打ち上げ）は、宇宙に多数のガンマ線源があることを明らかにした。現在、 VERITASアレイのような地上観測所と、フェルミ ガンマ線宇宙望遠鏡(2008 年に打ち上げ) のような宇宙望遠鏡の両方が、ガンマ線天文学に大きく貢献しています。この学際的な分野では、活動銀河核のブラックホール付近のような極限の天体物理学的環境を探索する高エネルギー立体視システム(HESS)などのプロジェクトにおいて、物理学者、天体物理学者、エンジニアが協力しています。

ガンマ線の研究は、HESS天文台で観測された極限の天体物理学的環境に関する貴重な洞察を提供します。進行中の研究は、ブレーザーなどのガンマ線源と宇宙論への影響についての理解を深めることを目指しています。GeVガンマ線は太陽系外、特に銀河系外天文学の研究で重要であるため、新しい観測によって以前のモデルや発見が複雑になる可能性があります。^{[3] [4]}

ガンマ線天文学の今後の発展では、重力波観測所とニュートリノ観測所からのデータを統合し (マルチメッセンジャー天文学)、中性子星の合体などの宇宙現象に対する理解を深めます。先進的なミラー設計、より優れたカメラ技術、改良されたトリガーシステム、より高速な読み出し電子機器、シリコン光電子増倍管 (SiPM)などの高性能光子検出器などの技術的進歩と、時間タグ付け技術やイベント再構成法などの革新的なデータ処理アルゴリズムにより、空間的および時間的解像度が向上します。機械学習アルゴリズムとビッグデータ分析により、膨大なデータセットから意味のある洞察を抽出しやすくなり、新しいガンマ線源の発見、特定のガンマ線シグネチャの識別、ガンマ線放出メカニズムのモデル化の改善につながります。将来のミッションには、宇宙望遠鏡や月ガンマ線観測所 (月には大気がなく、長期観測のための安定した環境があることを利用) が含まれ、これまでアクセスできなかった地域での観測が可能になります。地上のチェレンコフ望遠鏡アレイプロジェクトは、これらの改良の多くを取り入れ、10倍の感度を持つ次世代ガンマ線観測所であり、2025年までに完全に稼働する予定である。^[5]

宇宙から放射されるガンマ線を実験で検出できるようになるずっと前から、科学者たちは宇宙がガンマ線を生成しているはずだと知っていました。 1948年のユージン・フィーンバーグとヘンリー・プリマコフ、1952年の早川幸雄とIBハッチンソン、そして特に1958年のフィリップ・モリソンの研究^[6]により、科学者たちは宇宙で起こっているさまざまなプロセスがガンマ線放射につながると信じるようになりました。これらのプロセスには、宇宙線と星間ガスの相互作用、超新星爆発、高エネルギー電子と磁場の相互作用が含まれます。しかし、これらの放射を実際に検出できるようになったのは1960年代になってからでした。^[7]

宇宙から来るガンマ線のほとんどは地球の大気圏で吸収されるため、ガンマ線天文学は、気球や宇宙船を使って大気圏の全体または大部分の上に検出器を設置することができるようになるまで発展しませんでした。1961年にエクスプローラー 11 号衛星に搭載されて軌道上に運ばれた最初のガンマ線望遠鏡は、100 個未満の宇宙ガンマ線光子を検出しました。ガンマ線光子は宇宙のあらゆる方向から来ているように見え、ある種の均一な「ガンマ線背景」があることを示唆しています。このような背景は、宇宙線 (宇宙の非常にエネルギーの高い荷電粒子) と星間ガスの相互作用から予測されます。

最初の真の天体物理学的ガンマ線源は太陽フレアであり、モリソンが予測した2.223 MeVの強い線が明らかになった。この線は中性子と陽子の結合による重水素の形成によって生じる。太陽フレアでは、中性子はフレアの過程で加速された高エネルギーイオンの相互作用から二次粒子として現れる。これらの最初のガンマ線線観測は、OSO 3、OSO 7、および1980年に打ち上げられた後者の宇宙船であるソーラーマキシマムミッションによって行われた。太陽観測は、ルーベン・ラマティらによる理論的研究に影響を与えた。 ^[8]

我々の銀河からの顕著なガンマ線放射は、1967年にOSO 3衛星に搭載された検出器によって初めて検出された^[9]。この検出器は、宇宙ガンマ線に起因する621の事象を検出した。しかし、ガンマ線天文学の分野は、SAS -2（1972年）およびCos-B（1975～1982年）衛星によって大きく前進した。これら2つの衛星は、高エネルギー宇宙（ガンマ線を生成する宇宙での事象は高速衝突などのプロセスである傾向があるため、「激しい」宇宙と呼ばれることもある）の刺激的な画像を提供した。これらの衛星は、ガンマ線背景に関する以前の発見を確認し、ガンマ線波長での空の詳細な地図を初めて作成し、いくつかの点源を検出した。しかし、機器の解像度は、これらの点源のほとんどを特定の可視星または恒星系と特定するには不十分であった。

ガンマ線天文学における発見は、1960年代後半から1970年代前半にかけて、一連の軍事防衛衛星からもたらされた。核爆弾の爆発によるガンマ線の閃光を検出するように設計されたVela衛星シリーズに搭載された検出器は、地球の近くではなく深宇宙からのガンマ線バーストを記録し始めた。その後の検出器により、これらのガンマ線バーストは数分の1秒から数分間続き、予期しない方向から突然現れ、明滅し、ガンマ線の空をしばらく支配した後消えていくことが判明した。1980年代半ば以来、ソ連のベネラ宇宙船やパイオニア金星探査機など、さまざまな衛星や宇宙探査機に搭載された機器によって研究されてきたが、これらの不可解な高エネルギー閃光の発生源は依然として謎のままである。これらは宇宙の遥か彼方から来ているようで、現在のところ、少なくとも一部はいわゆる極超新星爆発、つまり中性子星ではなくブラックホールを生み出す超新星から来ているというのが最も可能性の高い理論のようです。

1972年8月4日と7日、および1977年11月22日の太陽フレアから核ガンマ線が観測された。 ^[10] 太陽フレアは太陽大気中の爆発であり、もともとは太陽で視覚的に検出された。太陽フレアは、最長波長の電波から高エネルギーガンマ線まで、全電磁スペクトルにわたって大量の放射線を生成する。フレア中にエネルギーを与えられた高エネルギー電子とガンマ線の相関関係は、主に高エネルギー陽子と他のより重いイオンの核結合によって引き起こされる。これらのガンマ線は観測可能であり、科学者は放出されたエネルギーの主要な結果を判断できる。これは他の波長からの放射では提供されない。^[11]

Magnetar#1979 のソフトガンマリピーターの発見も参照してください。

ガンマ線の観測は 1960 年代に初めて可能になりました。ガンマ線の観測は、X 線や可視光の観測よりもはるかに困難です。ガンマ線は比較的まれで、「明るい」発生源であっても検出されるまでに数分の観測時間が必要であり、ガンマ線は焦点を合わせるのが難しいため、解像度が非常に低くなります。最新世代のガンマ線望遠鏡 (2000 年代) の解像度は、GeV 範囲で約 6 分角 (かに星雲を1 つの「ピクセル」として観測) ですが、チャンドラ X 線観測所(1999 年)による低エネルギー X 線 (1 keV) 範囲での 0.5 秒角、高エネルギー集束望遠鏡(2005 年)による高エネルギー X 線 (100 keV) 範囲での約 1.5 分角と比較すると、はるかに低い解像度です。

光子エネルギーが約 30 GeV を超える非常にエネルギーの高いガンマ線も、地上実験で検出できます。このような高エネルギーでの極端に低い光子束には、現在の宇宙ベースの機器では非現実的なほど大きな検出器有効面積が必要です。このような高エネルギー光子は、大気中に二次粒子の大規模なシャワーを発生させます。これは、放射線カウンターによって直接、また超相対論的シャワー粒子が発するチェレンコフ光を介して光学的に、地上で観測できます。現在、イメージング大気チェレンコフ望遠鏡技術は、最高の感度を実現しています。

かに星雲から放射される TeV 領域のガンマ線は、1989 年に米国アリゾナ州ホプキンス山のフレッド ローレンス ホイップル天文台で初めて検出されました。HESS、VERITAS、MAGIC、CANGAROO III などの最新のチェレンコフ望遠鏡実験では、かに星雲を数分で検出できます。銀河系外天体から観測される最もエネルギーの高い光子 (最大 16 TeV) は、ブレーザーであるマルカリアン 501 (Mrk 501) から発生します。これらの測定は、高エネルギー ガンマ線天文学 ( HEGRA ) の空気チェレンコフ望遠鏡によって行われました。

ガンマ線天文学の観測は、低エネルギーではガンマ線以外の背景によって、高エネルギーでは検出できる光子の数によって依然として制限されています。この分野の進歩には、より大面積の検出器とより優れた背景抑制が不可欠です。^[12] 2012年の発見により、ガンマ線望遠鏡の焦点合わせが可能になるかもしれません。^[13]光子エネルギーが700 keVを超えると、屈折率が再び増加し始めます。^[13]

1988年6月19日、ビリグイ（西経50度20分、南緯21度20分）から10時15分（UTC）に2つのNaI(Tl)検出器を搭載した気球が打ち上げられた（600 cm ^2の総面積）から気圧高度5.5mbまで、合計6時間の観測が行われた。^[14]大マゼラン雲（LMC）の超新星SN1987Aは1987 年2月23日に発見され、その前身であるサンダラック-69 202は、明るさ2-5 × 10³⁸ erg/s。 ^{[14] 56} Coの崩壊による847 keVと1238 keVのガンマ線が検出されている。 ^[14]

1977 年の高エネルギー天文観測計画中に、NASA はガンマ線天文学のための「偉大な観測所」を建設する計画を発表しました。コンプトン ガンマ線観測所(CGRO) は、1980 年代の検出器技術の大きな進歩を活用するように設計され、1991 年に打ち上げられました。この衛星には、ガンマ線観測の空間的および時間的解像度を大幅に向上させた 4 つの主要な機器が搭載されました。CGRO は、宇宙の高エネルギー プロセスに関する理解を深めるために使用されている大量のデータを提供しました。CGRO は、安定化ジャイロスコープの 1 つが故障したため、2000 年 6 月に軌道から外されました。

BeppoSAX は1996 年に打ち上げられ、2003 年に軌道から外れました。主に X 線を研究しましたが、ガンマ線バーストも観測しました。ガンマ線バーストの非ガンマ線対応物を初めて特定したことで、ガンマ線バーストの正確な位置特定と、遠方の銀河で消えつつある残骸の光学観測への道が開かれました。

高エネルギートランジェント探査機2 (HETE-2) は、2000 年 10 月に打ち上げられ (名目上は 2 年間のミッション)、2007 年 3 月時点でもまだ運用されていました (ただし、衰退しつつありました)。HETE-2 ミッションは 2008 年 3 月に終了しました。

NASAの宇宙船Swiftは2004年に打ち上げられ、ガンマ線バースト観測用のBAT装置を搭載している。BeppoSAXとHETE-2に続いて、ガンマ線バーストのX線および可視光線相当物を数多く観測し、距離の測定と詳細な光学追跡を行った。これにより、ほとんどのバーストは遠方の銀河にある大質量星（超新星と極超新星）の爆発に起因することが判明した。2021年現在、Swiftは運用を続けている。^[16]

現在、（他の）主な宇宙ガンマ線観測所は、INTEGRAL（国際ガンマ線天体物理学研究所）、フェルミ、AGILE（ガンマ線天体観測衛星）です。

• INTEGRAL （2002年10月17日打ち上げ）は、チェコ共和国、ポーランド、米国、ロシアの協力を得たESAのミッションです。
• AGILE は、 ASI、INAF、INFN の協力によるイタリアのみによる小規模ミッションです。2007年 4 月 23 日にインドのPSLV-C8ロケットによって、 Sriharikota ISRO基地から打ち上げられました。
• フェルミは、2008 年 6 月 11 日に NASA によって打ち上げられました。フェルミには、ガンマ線バーストを研究するための LAT (大面積望遠鏡) と GBM (ガンマ線バースト モニター) が含まれています。

2010年11月、フェルミ・ガンマ線宇宙望遠鏡を使用して、天の川銀河の中心部で、直径約25,000光年に及ぶ2つの巨大なガンマ線バブルが検出されました。これらの高エネルギー放射線のバブルは、巨大なブラックホールから噴出するか、数百万年前の星形成の爆発の証拠であると考えられています。科学者が「空を覆う背景ガンマ線の霧」をフィルタリングした後に発見されました。この発見により、天の川銀河の中心部に未知の大きな「構造」があるという以前の手がかりが確認されました。^[17]

2011年、フェルミチームは衛星の大型望遠鏡（LAT）によって検出されたガンマ線源の2番目のカタログを発表し、最高エネルギーの光を発する1,873個の天体の目録を作成しました。源の57％はブレーザーです。源の半分以上は活動銀河で、その中心にあるブラックホールがLATによって検出されたガンマ線放射を生み出しました。源の3分の1は他の波長では検出されていません。^[15]

地上ガンマ線観測所には、HAWC、MAGIC、HESS、VERITASなどがあります。地上観測所は、その有効面積が衛星よりも桁違いに大きいため、宇宙観測所よりも高いエネルギー範囲を調査します。

2018年4月には、宇宙の高エネルギーガンマ線源のこれまでで最大のカタログが出版されました。^[18]

中国の大型高高度大気シャワー観測所（LHAASO）は2021年5月18日のプレスリリースで、1ペタ電子ボルト（1000兆電子ボルト、PeV）を超えるエネルギーを持つ12個の超高エネルギーガンマ線を検出したと報告した。その中には、これまで観測された中で最もエネルギーの高い光子である1.4 PeVのガンマ線も含まれている。報告書の著者らは、これらのPeVガンマ線の発生源を「PeVatrons」と名付けた。^[要出典]

天文学者たちは、チリにあるジェミニ南望遠鏡を使って、 2022年10月14日にGRB221009Aと特定されたガンマ線バーストの閃光を観測した。ガンマ線バーストは、宇宙で発生することが知られている最もエネルギーの強い閃光である。NASAの科学者たちは、このバーストが地球から24億光年離れた地点で発生したと推定している。ガンマ線バーストは、やぎ座の方向で、いくつかの巨大な星が寿命の終わりに爆発し、ブラックホールに崩壊する際に発生した。このバーストでは最大18テラ電子ボルト、あるいは251テラ電子ボルトものエネルギーが放出されたと推定されている。GRB221009Aは、おそらく超新星爆発によって引き起こされた長時間のガンマ線バーストだったようだ。^{[19] [20]}

• 宇宙線観測所
• 銀河中心GeV超過
• ガンマ線バースト座標ネットワーク
• ガンマ線バースト研究の歴史
• 超高エネルギー宇宙線

ウィキメディア・コモンズには、ガンマ線天文学に関連するメディアがあります。

• ガンマ線天文学の歴史と関連発見
• 高高度水チェレンコフ観測所
• HEGRA大気チェレンコフ望遠鏡システム
• HESS地上ガンマ線実験
• MAGIC望遠鏡プロジェクト
• VERITAS地上ガンマ線実験
• 宇宙搭載型INTEGRAL観測衛星
• NASAのスウィフトガンマ線バーストミッション
• NASA HETE-2衛星
• TeVCat、TeV ガンマ線源カタログ。
• GammaLib は、天文学的なガンマ線データの高度な分析のための多目的ツールボックスで、 Wayback Machineに 2010 年 5 月 1 日にアーカイブされています。
• TACTIC、インドにおける1-10TeVガンマ線天文学。