気球飛行で7.9シグマの信号を検出
2018年にオーストラリア上空へ運ばれた望遠鏡が、天の川銀河の中心から放射されるガンマ線の直接画像を取得した。150〜600 keVのエネルギー帯で、背景放射を7.9標準偏差上回る信号を検出した。この成果は、精密な天体観測が長年難しかったエネルギー領域で、新たな撮像法の有効性を示している。
目次
JAXA、北里大学、産業技術総合研究所、京都大学は2026年10月6日、研究成果を発表した。共同研究の発表によると、幾何光学の原理に基づく線形撮像を用いて、これらのエネルギーで銀河中心からの陽電子消滅放射のスペクトルを精密に取得したのは初めてだという。
この違いは重要だ。今回が、この領域のガンマ線や反物質の消滅を初めて検出したというわけではない。到来したガンマ線を画像上の位置に割り当てる別の方法を実証し、天体の配置に関する仮定への依存を抑えながら、明るさとエネルギーを測定できるようにした。
研究では、ポジトロニウムに関連する放射量も推定され、その値は従来のINTEGRALによる測定のおよそ2倍となった。ただし、不確実性は大きく、論文は両測定値を統計的に整合するとしている。この結果は、銀河中心が明るくなったことや、暗黒物質が検出されたことを示すものではない。
研究チームには、京都大学名誉教授でもある北里大学の谷森達教授、産業技術総合研究所の池田智宣研究員、京都大学の高田淳准教授、JAXA宇宙科学研究所の水村好貴助教が参加している。次の実験として提案されているSMILE-3は、2028年にオーストラリアで予定されるJAXAの気球飛行機会の候補として準備が進められている。
カメラが変えること
この装置は電子飛跡検出型コンプトンカメラ（ETCC）だ。従来の光学レンズでガンマ線を集めるのではなく、検出器内で起きる相互作用から到来方向を再構成する。
ガンマ線がコンプトン散乱を起こすと、エネルギーの一部を電子に与え、別の方向へ進む。従来型のコンプトンカメラは散乱後の光子を測定するが、反跳電子の方向を十分に詳しく測定できない。そのため、個々の事象が示すのは、空の一点ではなく、候補位置を結ぶ円環となる。
ETCCは、散乱光子のエネルギーと位置に加えて電子の飛跡も記録する。これらの測定値を組み合わせることで、装置の角度不確かさの範囲内で、入射方向を再構成し、画像上の特定位置に割り当てられる。
これにより線形撮像が可能になる。簡単に言えば、ある光源の測定寄与は、その光源だけを観測した場合でも、他の光源と一緒に観測した場合でも、一貫しているはずだ。複雑な環状像の重なりを主に再構成する方法に頼らず、画像を使って明るさを定量的に測定できる。
光学天文学との比較で共通するのは撮像の原理であり、装置そのものや画像の鮮明さではない。ETCCはガラスレンズでガンマ線を集光するわけではなく、銀河中心の画像も広がりが大きい。今回の進展は、検出事象と空の位置との関係を、より直接的かつ定量的に捉えられるようにした点にある。
銀河中心を5時間観測
気球実験SMILE-2+は2018年4月7日午前6時24分（オーストラリア中部標準時）、オーストラリア中部のアリススプリングスから打ち上げられた。飛行は約1日続いたが、銀河中心を有効に観測できた時間はそれよりかなり短かった。
研究論文によると、銀河中心が選定された視野に入ったのは4月8日午前1時ごろで、約5時間観測できた。画像の作成には、気球が約39.6キロの高度で安定して浮遊していた期間のデータを使用した。
望遠鏡の視野は3.1ステラジアンだった。ステラジアンは平面上の面積ではなく、角度で表す面積の単位だ。全天の約12.6ステラジアンと比べると、装置は一度に空のおよそ4分の1を観測できる。ただし、大気の影響を抑えるため、解析では観測方向を絞った。
この経緯を時系列で示すと、当初の飛行と、その後の科学的解析が区別できる。
- 2018年4月7日：SMILE-2+がアリススプリングスから打ち上げられた。
- 2018年4月8日：銀河中心を約5時間観測できた。
- 2022年：銀河中心の検出について、研究チームが『アストロフィジカル・ジャーナル』に初期報告を発表した。
- 2026年8月11日：新たな撮像・分光研究が『フィジカル・レビューD』に掲載された。
- 2026年10月6日：日本の4機関が共同で成果を発表した。
- 2028年：JAXAがオーストラリアで気球飛行の機会を予定しており、SMILE-3が候補となっている。
強い検出でも詳細な地図とは限らない
『フィジカル・レビューD』に掲載された論文（第114巻、論文番号043026）は、銀河中心の画像で7.9シグマの超過を報告した。シグマは、推定された背景に想定される統計的な揺らぎに対し、信号がどれほど大きいかを示す。
この解析のもとでは、画像中に放射があることを強く裏付ける結果だ。ただし、それだけで放射を生み出す天体を特定したり、放射が小さな光源に集中しているのか、広い領域に広がっているのかを判断したりはできない。
著者らは、放射を三つのモデルで検証した。銀河中心の単一光源、複数の成分からなる構造、そして2次元ガウス分布で表した滑らかで対称な分布だ。複数成分のモデルには、細いバルジ、幅広いバルジ、淡い円盤、中心光源が含まれる。
研究を行った池田氏らは、論文の要旨で、観測結果からこれらのモデルを明確に区別することはできなかったとしている。
3つのモデルすべてが、データと統計的に整合すると分かった。
ガウス分布による適合で得られた幅は26 ± 12度で、半値全幅に換算すると61 ± 28度だった。しかし、統計検定では、広がった光源が必要だとは立証されなかった。そのため、チームはこの領域からの放射を確実に検出したものの、物理的な構造の決定には至っていない。
フラックスが2倍でも矛盾とは限らない
ポジトロニウムに関連する放射量の推定値は、1平方センチメートル・1秒当たり（3.2 ± 1.4）× 10のマイナス2乗個の光子だった。ポジトロニウムは、電子とその反物質である陽電子が一時的に結びついた系だ。消滅するとガンマ線が生じ、その中には観測エネルギー帯に寄与する連続成分も含まれる。
論文ではこの推定値を、INTEGRALによる1平方センチメートル・1秒当たり（1.4 ± 0.3）× 10のマイナス2乗個の光子という値と比較している。中心値の3.2を1.4で割ると約2.3となり、発表で「およそ2倍」と表現されたことを裏付ける。
中心値には差があるが、比較の際には不確実性も考慮しなければならない。著者らは、両測定値は1シグマ以内で整合すると説明している。したがって、新しい結果はINTEGRALとの不一致が確認されたというより、より精密な測定が必要な高めの推定値と捉えるべきだ。
また、ポジトロニウムの値は、ポジトロニウム由来と特定できた光子だけを数えて得たものではない。複数成分のモデルでは、150〜600 keVの全測定フラックスは、1平方センチメートル・1秒当たり（5.8 ± 1.2）× 10のマイナス2乗個の光子だった。
研究者らは次に、同じ単位で（2.6 ± 0.7）× 10のマイナス2乗個の光子と推定した逆コンプトン放射の寄与を差し引いた。逆コンプトン放射は、高エネルギー電子が光子にエネルギーを与えることで生じる。この寄与のモデル化に伴う不確実性も、最終的なポジトロニウムの推定値に反映される。
直接撮像にも背景補正は必要
カメラの方向測定で曖昧さは減るが、あらゆるモデルや補正が不要になるわけではない。論文は、事象数が限られていたため、広がった放射の分布を完全に独立して再構成することはできなかったと明記している。
観測したエネルギー領域では、大気からのガンマ線が背景の大半を占めた。宇宙線の事象や、無関係な検出器信号が偶然重なる事象も寄与した。気球の高度にあっても、宇宙からの放射が望遠鏡に届く前に吸収されたり散乱したりすることがある。
研究者らはこうした大気の影響をシミュレーションし、銀河中心が視野の外にあった期間を使って背景の規格化を較正した。また、SwiftとINTEGRALのカタログを用いて、既知の明るい天体からの寄与も推定した。
450〜600 keVの帯域では、銀河中心の解析領域で検出された事象の約92％が背景に分類された。論文が示す同帯域の信号対雑音比は8.8％だ。この割合は、選択された事象に占める背景の割合を示すもので、画像検出の有意度である7.9シグマとは異なる。
他の観測所との比較には、別の理由からも注意が必要だ。それぞれが観測する空の領域や、光源を差し引く方法が異なる。ETCCの解析では、銀河中心から銀経・銀緯の両方向におよそ33度広がる領域を用いた。
論文で引用されたCOSIとINTEGRALの解析は、異なる領域を対象にしている。研究チームは角度面積の違いを考慮して両者の強度を換算した一方、広がった放射の比較は、想定する放射分布にも左右されるため、概算にとどまると警告している。
新しい画像の解像度はどの程度か
ETCCは、電子の飛跡を記録する有効体積30 × 30 × 30センチのガス検出器を、散乱ガンマ線を検出する108個のシンチレーターアレイで取り囲んだ構造だ。研究者らは、反跳電子の方向再構成を改善するため、畳み込みニューラルネットワークも用いた。
電子と陽電子の消滅線に特徴的なエネルギーである511 keVでは、装置の半値パワー半径は20度だった。点光源から再構成された事象の半数が、角度半径20度以内に入ることを意味する。
511 keVにおけるエネルギー分解能は14％で、応答の半値全幅で表される。単一エネルギーの光子から生じた事象が、記録されるスペクトル上でどの程度の幅に広がるかを示す値だ。
こうした仕様から、直接撮像と光源の精密な特定が別の成果であることが分かる。カメラは規定された撮像応答に基づいて方向を割り当てられるが、角度分解能が広いため、銀河中心に密集する個々の天体を確実に分離することはできない。
したがって、この装置は同領域の構造を解明する完成品ではなく、手法の実証だ。信号を強め、観測時間を延ばし、性能を向上させれば、どの空間分布が実際の空に最も合うのかを判断しやすくなる。
反物質の発生源は未特定
銀河中心は511 keVの消滅線が強く見られる領域だが、陽電子の起源はまだ分かっていない。研究論文によると、観測された分布は既知の天体集団のどれともきれいに一致せず、他の波長での放射との相関も乏しい。
論文で検討されている通常の天体物理学的な発生源には、大質量星や超新星が生み出す放射性核種が含まれる。中性子星やブラックホールも候補だ。コンパクト天体の周囲では、高エネルギー光子との相互作用によって電子と陽電子が生成される可能性がある。
他の仮説には、暗黒物質の対消滅や崩壊、低質量の原始ブラックホールがある。原始ブラックホールは、星の崩壊によってではなく、初期宇宙で形成されたと考えられている。論文で論じられている陽電子生成の仕組みはホーキング放射だ。
新しい画像は、いずれの説明も裏付けてはいない。空間分布が未解明であること、フラックスに不確実性があること、他の放射をモデルに基づいて差し引いていることが、起源について結論づけられる範囲を限っている。
今回の有用な進展は観測面にある。線形応答でガンマ線の方向とエネルギーを測定できる装置があれば、複数の説明を検証する別の手段となる。説明のつかない信号が、ただちに未知の物理現象の証拠になるわけではない。
SMILE-3で次の観測を目指す
高田氏が準備を主導するSMILE-3では、感度を高めたETCCを用いる計画だ。JAXAの発表によると、2028年に予定される次回のオーストラリアでの気球飛行機会に向けた候補実験となっている。選定が完了した、あるいは打ち上げ日が確定したという発表ではない。
研究資料で示されたシミュレーションによると、装置の改良で450〜600 keV帯の信号対雑音比は8.8％から約32％に向上する可能性がある。二つの数値から計算すると、現在の比率のおよそ3.6倍に当たる。ただし、これは予測であり、飛行実験で実証された結果ではない。
各機関は、より長時間の気球観測や衛星観測も、この手法を発展させる方法として挙げている。銀河中心以外の候補には、超新星残骸、活動銀河核、ガンマ線バーストがある。
これらの観測対象を通じて、撮像法を具体的な科学測定につなげられる。放射性物質からの放射は核反応や元素生成をたどる手掛かりとなり、その他のガンマ線信号は高エネルギー粒子の加速過程を探る手段となる。ただし当面の課題は、装置を改良し、銀河中心の明るさと形状をより確実に測定できるだけのデータを集めることだ。
要点
- SMILE-2+は150〜600 keVで銀河中心からの放射を検出し、画像で7.9シグマの超過を捉えた。
- この成果は、電子追跡型コンプトンカメラによる線形撮像を実証したもので、同領域からのガンマ線の初発見ではない。
- ポジトロニウムに関連するフラックスの推定値は、INTEGRALの中心値のおよそ2.3倍だったが、論文は両測定値を統計的に整合するとしている。
- 三つの異なる空間モデルがデータに適合し、放射の詳しい構造は未解明のままだ。
- 今回の観測は、陽電子の発生源が暗黒物質や原始ブラックホールであることを示してはいない。
- SMILE-3は、JAXAが2028年に予定するオーストラリアでの気球飛行機会の候補として準備が進められている。
