ガンマ線バースト研究の歴史

ガンマ線の歴史 [ ^1]は、1967年7月2日に米国のVela衛星によってガンマ線バースト（GRB）が偶然検出されたことから始まりました。これらの衛星が15個の他のGRBを検出した後、ロスアラモス国立研究所のレイ・クレベサデルがこのテーマに関する最初の論文「宇宙起源のガンマ線バーストの観測」を発表しました。^[2]これらの神秘的なイベントに関する研究が進むにつれて、その起源を説明するために何百ものモデルが開発されました。

ガンマ線バーストは、1960年代後半に米国のVela核実験探知衛星によって発見されました。Vela は、宇宙での核兵器実験によって放出されるガンマ放射線パルスを検出するために製造されました。米国は、 1963年に核実験禁止条約に署名した後、ソ連が秘密裏に核実験を実施しようとするのではないかと疑っていました。ほとんどの衛星が地表から約 500 マイルの高度で周回していたのに対し、Vela 衛星は 65,000 マイルの高度で周回していました。この高度では、衛星はヴァン アレン放射線帯の上を周回するため、センサーのノイズが軽減されました。高度が高かったため、衛星は月の裏側での爆発も探知できました。米国政府は、ソ連が核兵器実験を隠蔽しようとしていると疑っていました。Vela システムでは通常、ガンマ線信号を複数の場所で検出できるように、常時 4 つの衛星が運用されていました。これらの特性は核兵器の検出能力を向上させるためにVelaシステムに組み込まれましたが、同じ特性により衛星はガンマ線バーストを検出できるようになりました。^[3]

1967年7月2日14時19分（協定世界時）、ヴェラ4号とヴェラ3号の衛星が、これまで知られている核兵器の特徴とは異なるガンマ線の閃光を検知した。^[4]核爆弾は、100万分の1秒未満の非常に短く強力なガンマ線バーストを発生させる。その後、不安定な原子核が崩壊するにつれて、放射線は着実に弱まっていく。ヴェラ衛星が検知した信号には、最初の強力な閃光も徐々に弱まる現象もなく、代わりに光度曲線に2つの明瞭なピークがあった。^{[3]この出来事の原因として、} 太陽フレアと新たな超新星の2つが考えられるが、どちらも当日には発生していなかった。^[4]何が起こったのかは不明だったが、特に緊急な問題ではないと考えたレイ・クレベサデル率いるロスアラモス科学研究所のチームは、データを後の調査のために保管した。

ヴェラ5号は1969年5月23日に打ち上げられた。これらの衛星の感度と時間分解能はヴェラ4号の機器よりも大幅に正確であったため、ロスアラモスのチームはこれらの新しい衛星がより多くのガンマ線バーストを検出すると予想した。新しい検出器が拾った膨大な量のバックグラウンド信号にもかかわらず、研究チームは太陽フレアや超新星とは一致しない12のイベントを発見した。新しい検出のいくつかは、ヴェラ4号で観測されたものと同じ二重ピークパターンを示した。^[4]

ヴェラ6号衛星の計測機器はヴェラ5号のものより改善されていなかったが、ガンマ線がどこから来ているのかを突き止める目的で、1970年4月8日に打ち上げられた。ヴェラ6号衛星の軌道はヴェラ5号からできるだけ遠く、一般的には約10000キロメートル離れるように選ばれた。この距離は、ガンマ線が光速で移動するにもかかわらず、異なる衛星によってわずかに異なる時間に信号が検出されることを意味していた。到着時間を分析することで、クレベサデルと彼のチームは16のガンマ線バーストを追跡することに成功した。空全体にわたるバーストのランダムな分布から、バーストが太陽、月、または太陽系の他の惑星から来ていないことが明らかになった。^[4]

1973年、カリフォルニア大学 ロスアラモス校科学研究所のレイ・クレベサデル、ロイ・オルソン、イアン・ストロングは、宇宙起源のガンマ線バーストの観測を発表し、それまで説明のつかなかったガンマ線観測の宇宙起源を特定した。^{[2]その後まもなく、クレベサデルはアメリカ天文学会第140回会議で研究結果を発表した。彼は}ナショナル・エンクワイアラー紙 からのみインタビューを受けたが、この発見のニュースは科学界に急速に広まった。^[5] 1973年から2001年の間に、ガンマ線バーストに関する論文が5300本以上発表された。^[6]

ガンマ線バーストの発見後まもなく、天文学界では、その原因を突き止めるためには、他の波長、特に可視光線の天体とガンマ線バーストを同定する必要があるという一般的な合意が生まれました。この方法は、電波 X線天文学の分野では成功裏に応用されていたからです。この方法では、Velaシステムが提供できるよりもはるかに正確なガンマ線バーストの位置が複数必要になります。^[7]精度を上げるには、検出器の間隔を広げる必要がありました。衛星を地球の軌道にのみ打ち上げるのではなく、太陽系全体に検出器を分散させる必要があると考えられました。

1978年末までに、最初の惑星間ネットワーク（IPN）が完成した。IPNには、ヴェラ衛星に加えて、地球を周回するロシアのプログノス7号、太陽の周りを楕円軌道で周回するドイツのヘリオス2号、金星を周回するNASAのパイオニア金星探査機、ベネラ11号、ベネラ12号の5つの新しい宇宙探査機が含まれていた。モスクワのロシア宇宙研究所の研究チームはケビン・ハーリー率いる研究チームで、IPNが収集したデータを使用して、ガンマ線バーストの位置を数分角の精度で正確に特定することができた。しかし、最も強力な望遠鏡を使用しても、特定された領域内では興味深いものは何も見つからなかった。^[8]

ガンマ線バーストの存在を説明するために、多くの仮説が提唱されたが、そのほとんどは近くの銀河系が発生源であると仮定していた。しかし、1991年にコンプトンガンマ線観測所と、その非常に感度の高いガンマ線検出器であるバースト・過渡源探査装置（BATSE ）が打ち上げられるまで、ほとんど進展はなかった。この装置は、ガンマ線バーストが等方性（銀河面や銀河中心など、空間内の特定の方向に偏っていない）であることを示す重要なデータを提供した。 ^[9]天の川銀河は非常に平坦な構造をしているため、ガンマ線バーストが天の川銀河内から発生した場合、空全体に等方的に分布するのではなく、天の川銀河面に集中するはずである。バーストの明るさから天の川銀河内で発生したに違いないと示唆されていたが、その分布はそれとは反対の非常に強力な証拠を提供した。^{[10] [11]}

BATSE のデータでは、GRB が 2 つの明確なカテゴリに分類されることも示されています。つまり、持続時間が短く、ハード スペクトル バースト (「ショート バースト」) と持続時間が長く、ソフト スペクトル バースト (「ロング バースト」) です。^[12]ショート バーストは通常​​、持続時間が 2 秒未満で、高エネルギー光子が支配的です。ロング バーストは通常​​、持続時間が 2 秒以上で、低エネルギー光子が支配的です。この分離は絶対的なものではなく、観測上は重複していますが、この区別は 2 つの異なるクラスの起源を示唆しています。ただし、3 つ目のタイプの GRB があると考える人もいます。^{[13] [14] [15] [16]} 3 種類の GRB は、中性子星系の合体、白色矮星と中性子星の合体、および大質量星の崩壊という 3 つの異なる起源を反映していると考えられています。^[17]

GRB の発見から数十年にわたり、天文学者は対応するもの、つまり最近観測されたバーストと位置が一致する天体を探した。天文学者は、白色矮星、パルサー、超新星、球状星団、クエーサー、セイファート銀河、BL Lac 天体など、多くの異なる天体を検討した。^[18]研究者らは、ガンマ線バーストに関係する可能性のある異常な特性を持つ天体を特に探した。異常な特性には、高い固有運動、偏光、軌道輝度変調、高速時間スケールのちらつき、極端な色、輝線、異常な形状などがある。^[19] GRB の発見から 1980 年代にかけて、GRB 790305b ^{[注 1] は、}候補天体である^[18]大マゼラン雲のN49星雲と特定された唯一のイベントであった。^[20]その他の試みは、利用可能な検出器の解像度が低かったため失敗した。最大の望みは、バースト自体の後に、より微弱で、減衰し、より長い波長の放射、つまりGRBの「残光」を見つけることであるように思われた。^[21]

1980年には早くも、ローマ大学のリヴィオ・スカルシ率いる研究グループが、X線天文学研究衛星Satellite per Astronomia Xの開発に着手した。このプロジェクトは、イタリア宇宙機関とオランダ航空宇宙計画庁の共同研究に発展した。当初、この衛星はX線の研究のみを目的としていたが、宇宙天体物理学研究所のエンリコ・コスタは、衛星の4つの保護シールドがガンマ線バースト検出器として簡単に機能すると示唆した。^[22] 10年の遅延と最終的なコスト約3億5000万ドルの後、 ^[23]ジュゼッペ・オッキアリーニに敬意を表してBeppoSAXと改名された衛星は、¹⁹⁹⁶年4月30日に打ち上げられた。^[25]

1983年、スタン・ウースリー、ドン・ラム、エド・フェニモア、ケビン・ハーレー、ジョージ・リッカーからなるチームが、新しいガンマ線バースト研究衛星、高エネルギートランジェント探査機（ HETE）の計画について議論を始めました。^[26]多くの衛星がすでにガンマ線バーストのデータを提供していましたが、HETEは完全にガンマ線バースト研究専用の衛星となるでしょう。^[27] HETEの目標は、BATSE検出器よりもはるかに高い精度でガンマ線バーストの位置を特定できるようにすることでした。チームは1986年にNASAに提案書を提出し、衛星にはガンマ線検出器4台、X線カメラ1台、可視光と紫外線を検出するための電子カメラ4台を搭載することになりました。このプロジェクトの費用は1450万ドルで、打ち上げは当初1994年の夏に予定されていた。^[26] 1996年11月4日にHETEを打ち上げたペガサスXLロケットは2つの衛星を放出しなかったため、HETEとアルゼンチンの研究衛星SAC-Bはロケットに取り付けられたままとなり、太陽電池パネルを太陽に向けることができず、打ち上げから1日以内に衛星との無線通信がすべて失われた。^[28]このミッションの後継機であるHETE 2は、2000年10月9日に無事に打ち上げられ、2001年2月13日に最初のGRBを観測した。^[29]

BeppoSAXは1996年7月20日に2台の広視野カメラ（WFC）のうちの1台で発生したX線バーストから最初のガンマ線バーストGRB960720を検出した^[30]が、このバーストは6週間後にオランダ人の当直科学者がBATSEトリガーと同時刻にWFCバーストを系統的にチェックしたデータで初めて発見された。デール・フレイルによる超大型干渉電波望遠鏡による追跡電波観測では、デコンボリューションされたデータから導き出された位置で残光は発見されなかったが、BeppoSAXでガンマ線バーストを発見するためのルーチン手順を確立することができた。これにより1997年1月11日にガンマ線バーストが検出され、広視野カメラの1台もBATSEトリガーと同時刻にX線を検出した。 BeppoSAXのWFCのプロジェクト科学者であるオランダ人のジョン・ハイゼは、ゴダード宇宙飛行センターの元ガンマ線分光学者、オランダ人のジャン・イント・ザントのソフトウェアを使用して、WFCからのデータを素早くデコンボリューションし、24時間以内に約10分角の精度で天空の位置を生成した。^[31]このレベルの精度は惑星間ネットワークによって既に上回られていたが、ハイゼほど迅速にデータを生成することはできなかった。^[32]その翌日、超大型干渉電波望遠鏡で作業していたデール・フレイルは、エラーボックス内で単一の減衰する電波源、BL Lacオブジェクトを検出した。この出来事はGRBが活動銀河に由来することを証明したと述べる記事がネイチャー誌に掲載された。しかし、ジャン・イン・ザントはWFCのデコンボリューションソフトウェアを書き直して3分角の精度で位置を算出したため、BL Lac天体は誤差範囲外となった。BeppoSAXはX線とGRBの両方を観測し、その日のうちに位置が判明したにもかかわらず、バーストの発生源は特定されなかった。^[31]

BeppoSAXチームの成功は、打ち上げから1年も経たない1997年2月に訪れた。BeppoSAX WFCがガンマ線バースト（GRB 970228）を検出し、BeppoSAXに搭載されたX線カメラをバーストの発生源の方向に向けると、減衰するX線放射を検出した。地上の望遠鏡も後に減衰する可視光線の対応物を特定した。^[33]このイベントの場所が特定された後、GRBが減衰すると、深層イメージングによってGRBの位置にある非常に遠くの微弱なホスト銀河を特定することができた。わずか数週間のうちに、距離スケールに関する長い論争に終止符が打たれた。GRBは、非常に遠くにある微弱な銀河内で発生する銀河系外イベントである。^{[注 2]}この発見は、最終的に距離スケールを確立し、GRBが発生する環境を特徴づけ、観測的にも理論的にもGRBに関する新たな視点を提供することで、GRBの研究に革命をもたらした。^[34]

BeppoSAX によって記録された次のイベント、GRB 970508でも、2 つの大きな進歩が起こりました。このイベントは発見から 4 時間以内に特定されたため、研究チームは以前のどのバーストよりもずっと早く観測を開始することができました。5 月 8 日と 5 月 9 日 (イベント当日と翌日) に撮影されたエラー ボックスの写真を比較すると、1 つのオブジェクトの明るさが増加していることがわかりました。5 月 10 日から 5 月の間に、チャールズ シュタイデルはWM ケック天文台からこの変光オブジェクトのスペクトルを記録しました。マーク メッツガーはスペクトルを分析し、 z=0.835 の赤方偏移を決定し、バーストの距離をおよそ 60 億光年としました。これは GRB までの距離を正確に決定した最初の例であり、GRB が極めて遠方の銀河で発生することをさらに証明しました。^[35]

GRB 970228の位置が特定される前は、GRBが検出可能な電波を放射するかどうかについて意見が分かれていた。ボフダン・パチンスキーとジェームズ・ローズは1993年に電波残光を予測する論文を発表したが、マーティン・リースとピーター・メサロスは、GRBと地球の距離が非常に遠いため、発生する電波は検出できないほど弱くなると結論付けた。^[36] GRB 970228は可視光残光を伴っていたが、超大型干渉電波望遠鏡もヴェスターボルク合成電波望遠鏡も電波残光を検出できなかった。しかし、GRB 970508の5日後、ニューメキシコ州で超大型干渉電波望遠鏡に携わっていたデール・フレイルは、波長3.5 cm、6 cm、21 cmで残光からの電波を観測した。全光度は時間ごとに大きく変動したが、すべての波長で同時に変動したわけではない。プリンストン大学のジェレミー・グッドマンは、この不規則な変動は地球の大気の振動によるシンチレーションの結果であり、発生源の見かけの大きさが3マイクロ秒角を超えるとシンチレーションは発生しなくなると説明した。数週間後、光度の変動は消えた。この情報と発生地点までの距離から、電波の発生源はほぼ光速で膨張していたことが判明した。ガンマ線バースト爆発の物理的特性に関する正確な情報は、これまで一度も得られなかった。^[37]

また、GRB 970508 はさまざまな波長で観測されたため、このイベントの非常に完全なスペクトルを形成することができました。ラルフ・ウィジャーズとタイタス・ガラマは、バーストのエネルギー総量や周囲の媒体の密度など、バーストのさまざまな物理的特性を計算しようとしました。彼らは、広範な方程式系を使用して、これらの値をそれぞれ 3×10 ⁵² エルグと 1 立方メートルあたり 30,000 個の粒子として計算することができました。観測データは、結果が特に信頼できると見なされるほど正確ではありませんでしたが、ウィジャーズとガラマは、原理的には、スペクトルに基づいて GRB の物理的特性を決定することが可能であることを示しました。^[38]

次に赤方偏移が計算されたバーストはGRB 971214で、赤方偏移は 3.42、地球からの距離は約 120 億光年でした。WM ケック天文台で赤方偏移を記録していたShrinivas Kulkarni は、赤方偏移と BATSE および BeppoSAX による正確な輝度測定を使用して、バーストによって 30 秒で放出されたエネルギー量を 3×10 ⁵³ エルグと計算しました。これは、太陽が 100 億年で放出するエネルギーの数百倍に相当します。このバーストはビッグバン以来最もエネルギーの強い爆発であると宣言され、ビッグバン 2というニックネームが付けられました。この爆発は GRB 理論家にとってジレンマをもたらしました。つまり、このバーストは既存のモデルのいずれでも説明できないほどのエネルギーを生み出したのか、それともバーストはすべての方向にエネルギーを放出したのではなく、非常に狭いビームでエネルギーを放出し、それがたまたま地球に直接向けられていたのかのどちらかでした。ビーム照射による説明では、総エネルギー出力はクルカルニの計算のごく一部にまで減少するが、地球上で観測されるバーストごとに、ビームが地球に向けられていないために観測されないバーストが数百回発生していることも意味する。^[39]

2019年11月、天文学者は注目すべきガンマ線バースト爆発を報告しました。GRB 190114Cと名付けられ、2019年1月に最初に検出されました。これまでのところ、この爆発は1テラ電子ボルト（Tev）という、このような宇宙現象で観測された中で最も高いエネルギーを持っていたことが判明しています。^{[40] [41]}

Konus-WindはWind宇宙船に搭載され、1994年11月1日に打ち上げられました。実験は宇宙船の反対側に取り付けられた2つの同一のガンマ線分光計で構成され、全天を観測します。^[42]

欧州宇宙機関の国際ガンマ線天体物理学研究所であるインテグラルは、2002年10月17日に打ち上げられました。これは、ガンマ線、X線、可視光線の波長で物体を同時に観測できる最初の観測所です。^[43]

NASAのスウィフト衛星は2004年11月に打ち上げられた。この衛星は、高感度ガンマ線検出器と、バーストの検出後1分以内に搭載されたX線望遠鏡と光学望遠鏡を新しいバーストの方向に向ける機能を兼ね備えている。^[44]スウィフトの発見には、短いバーストの残光の初の観測や、GRBのガンマ線放射が止まる前の進化の初期段階におけるGRB残光の挙動に関する膨大なデータなどがある。このミッションでは、GRBの終了後数分から数日以内に出現する大規模なX線フレアも発見されている。

2008年6月11日、NASAのガンマ線大面積宇宙望遠鏡（GLAST）が打ち上げられた。これは後にフェルミ・ガンマ線宇宙望遠鏡と改名された。ミッションの目的には「ガンマ線バーストと呼ばれる途方もなく強力な爆発の謎を解明すること」が含まれている。^[45]

もう一つのガンマ線バースト観測ミッションはAGILEです。ガンマ線バーストはガンマ線バースト座標ネットワークで検出された時点で発見され、研究者はすぐにバーストの発生源に機器を集中させて残光を観測することができます。

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