日本立教大學理學部與東京大學國際高等研究所卡弗裏數物聯合宇宙研究機構宣佈，立教大學理學部物理可用能學教授内山泰伸的研究室參加的國際聯合實驗專案H.E.S.S.團隊，全球首次成功測量了1054年觀測到的超新星爆炸的殘骸「蟹狀星雲」*1)釋放的超高能γ射線的間距分佈。
圖1：蟹狀星雲X射線圖上顯示的超高能γ射線源尺寸（左）和超高能γ射線源分佈圖（右）。
透過最大限度地運用資料科學（Data Science）技術，首次實施了超高能γ射線源的尺寸測量，由此有望準確描述星雲内部的高能粒子的運動情況。此次的研究成果有望深入理解「宇宙射線」這種高能粒子在天體的生成和傳播機制。
相關研究成果已經發布在2019年10月28日發行的科學期刊《Nature Astronomy》上。在本次研究中，内山研究室的Dmitry Khangulyan研究員在團隊内發揮了主要作用，負責了物理可用能建模和理論計算。
1. 研究背景
作爲M1（梅西耶天體列表的第1號）而聞名的「蟹狀星雲」，即使只用雙筒望遠鏡也能看清其巨大的體積。「蟹狀星雲」的尺寸因光的波長而異，其差異反映了「蟹狀星雲」高能粒子的生成機制和磁場結構。尤其是本次研究中用於觀測的「超高能γ射線」，是可觀測的光中是波長最短的。1989年首次發現太空中飛來超高能γ射線，形成了太空觀測中最新的光窗區。因此，憑藉以往的觀測裝置的性能，無法辨別來自「蟹狀星雲」的超高能輻射是從中心的一小部分發出的，還是星雲内的大面積區域而來，使得輻射的程序仍存在很多未解之謎。
2. 研究成果
本次研究使用位於非洲西南部奈米比亞的「高能立體視野望遠鏡系統（H.E.S.S.望遠鏡系統）」*2)觀測了超高能γ射線。H.E.S.S.望遠鏡被稱爲「大氣切倫科夫望遠鏡」，透過捕捉超高能γ射線射入地球大氣時發出的「切倫科夫光」來間接觀測γ射線。將地球大氣作爲巨大的偵檢器使用，要想測定γ射線的來源方向和能量大小，需要有描述地球大氣的模式。但大氣的結構複雜、持續變化，很難構築符合實際觀測條件的精準大氣模式，最多隻能建立一個描述大氣大概狀態的代表性模式。
圖2: H.E.S.S. 望遠鏡系統（Credit: H.E.S.S. Collaboration, Clementina Medina)
此次H.E.S.S.團隊利用近年來運算性能大幅提高的計算機系統，更詳細地描述了大氣的狀態，構築了準確反映實際觀測條件的新類比資料。因此可以導入切倫科夫望遠鏡的新解析方法，將γ射線飛來方向的誤差降至原來的一半左右。最終發現，蟹狀星雲發出的超高能γ射線輻射並非來自非常小的一個區域，而是來自廣闊的空間。
此次發現，其面積比利用X射線觀測到的面積大，但比利用紫外線觀測的面積小。雖然業内普遍認爲超高能γ射線的輻射程序是「逆康普頓散射」，但一直缺乏確鑿的觀測證據。此次的結果基於高能電子在星雲内的末端衝擊波下生成並在内部擴散的模式，能夠解釋紫外線、X射線以及此次新觀測到的γ射線的輝度和間距分佈，是證明γ射線起源爲逆康普頓散射的有力證據。今後，透過提高望遠鏡性能獲得更多天體空間資訊，有望進一步理解太空超高能粒子「宇宙射線」是如何在天體内生成和傳播的。
【註釋】
*1) 蟹狀星雲
位於金牛座的超新星殘骸，距離地球約7000光年。超新星是因大質量恆星在演化末期發生的爆炸而強烈發光的現象。據《明月記》等鎌倉時代的文獻記載，作爲蟹狀星雲來源的超新星爆炸發生於1054年。其中心的中子星高速旋轉並存在以短週期進行輻射的「脈衝星」。蟹狀星雲發出的明亮發光佔據了所有能帶。因此是宇宙物理可用能學領域中研究最活躍的天體之一，冠有「標準光源天體」之稱。另一方面，近年來新發現高能γ射線的輝度會發生數倍變化，内山研究室正在探索這種變化現象的起源。
*2) H.E.S.S.望遠鏡系統
H.E.S.S.望遠鏡系統以1912年發現宇宙射線、1936年獲得諾貝爾獎的維克托·弗朗西斯·赫斯（Victor Franz Hess）的名字命名，設置在非洲西南部海拔約1800m的奈米比亞高原上。 2002年正式以國際合作的形式啓用，由4臺主鏡口徑爲12m的切倫科夫望遠鏡構成，可測量從幾十吉伏到幾十兆伏的「超高能γ射線」。2012年在中央追加了主鏡口徑爲28m的世界最大的切倫科夫望遠鏡。該國際聯合研究專案由包括歐洲各國和日本在内的13個國家的260多名科學家共同參與，日本方有立教大學和東京大學卡弗裏數物聯合宇宙研究機構參加。
發表論文
· 論文題目：Resolving the Crab pulsar wind nebula at teraelectronvolt energies
· 期刊名稱：《Nature Astronomy》
文：JST客觀日本編輯部翻譯整理
