日本立教大学理学部与东京大学国际高等研究所卡弗里数物联合宇宙研究机构宣布，立教大学理学部物理学教授内山泰伸的研究室参加的国际联合实验项目H.E.S.S.团队，全球首次成功测量了1054年观测到的超新星爆炸的残骸“蟹状星云”*1)释放的超高能γ射线的空间分布。
图1：蟹状星云X射线图上显示的超高能γ射线源尺寸（左）和超高能γ射线源分布图（右）。
通过最大限度地运用数据科学（Data Science）技术，首次实现了超高能γ射线源的尺寸测量，由此有望准确描述星云内部的高能粒子的运动情况。此次的研究成果有望深入理解“宇宙射线”这种高能粒子在天体的生成和传播机制。
相关研究成果已经发布在2019年10月28日发行的科学期刊《Nature Astronomy》上。在本次研究中，内山研究室的Dmitry Khangulyan研究员在团队内发挥了主要作用，负责了物理建模和理论计算。
1. 研究背景
作为M1（梅西耶天体列表的第1号）而闻名的“蟹状星云”，即使只用双筒望远镜也能看清其巨大的体积。“蟹状星云”的尺寸因光的波长而异，其差异反映了“蟹状星云”高能粒子的生成机制和磁场结构。尤其是本次研究中用于观测的“超高能γ射线”，是可观测的光中是波长最短的。1989年首次发现太空中飞来超高能γ射线，形成了太空观测中最新的光窗区。因此，凭借以往的观测装置的性能，无法辨别来自“蟹状星云”的超高能辐射是从中心的一小部分发出的，还是星云内的大面积区域而来，使得辐射的过程仍存在很多未解之谜。
2. 研究成果
本次研究使用位于非洲西南部纳米比亚的“高能立体视野望远镜系统（H.E.S.S.望远镜系统）”*2)观测了超高能γ射线。H.E.S.S.望远镜被称为“大气切伦科夫望远镜”，通过捕捉超高能γ射线射入地球大气时发出的“切伦科夫光”来间接观测γ射线。将地球大气作为巨大的检测器使用，要想测定γ射线的来源方向和能量大小，需要有描述地球大气的模型。但大气的结构复杂、持续变化，很难构筑符合实际观测条件的精准大气模型，最多只能建立一个描述大气大概状态的代表性模型。
图2: H.E.S.S. 望远镜系统（Credit: H.E.S.S. Collaboration, Clementina Medina)
此次H.E.S.S.团队利用近年来运算性能大幅提高的计算机系统，更详细地描述了大气的状态，构筑了准确反映实际观测条件的新模拟数据。因此可以导入切伦科夫望远镜的新解析方法，将γ射线飞来方向的误差降至原来的一半左右。最终发现，蟹状星云发出的超高能γ射线辐射并非来自非常小的一个区域，而是来自广阔的空间。
此次发现，其面积比利用X射线观测到的面积大，但比利用紫外线观测的面积小。虽然业内普遍认为超高能γ射线的辐射过程是“逆康普顿散射”，但一直缺乏确凿的观测证据。此次的结果基于高能电子在星云内的末端冲击波下生成并在内部扩散的模型，能够解释紫外线、X射线以及此次新观测到的γ射线的亮度和空间分布，是证明γ射线起源为逆康普顿散射的有力证据。今后，通过提高望远镜性能获得更多天体空间信息，有望进一步理解太空超高能粒子“宇宙射线”是如何在天体内生成和传播的。
【注释】
*1) 蟹状星云
位于金牛座的超新星残骸，距离地球约7000光年。超新星是因大质量恒星在演化末期发生的爆炸而强烈发光的现象。据《明月记》等镰仓时代的文献记载，作为蟹状星云来源的超新星爆炸发生于1054年。其中心的中子星高速旋转并存在以短周期进行辐射的“脉冲星”。蟹状星云发出的明亮发光占据了所有能带。因此是宇宙物理学领域中研究最活跃的天体之一，冠有“标准光源天体”之称。另一方面，近年来新发现高能γ射线的亮度会发生数倍变化，内山研究室正在探索这种变化现象的起源。
*2) H.E.S.S.望远镜系统
H.E.S.S.望远镜系统以1912年发现宇宙射线、1936年获得诺贝尔奖的维克托·弗朗西斯·赫斯（Victor Franz Hess）的名字命名，设置在非洲西南部海拔约1800m的纳米比亚高原上。 2002年正式以国际合作的形式启用，由4台主镜口径为12m的切伦科夫望远镜构成，可测量从几十吉伏到几十兆伏的“超高能γ射线”。2012年在中央追加了主镜口径为28m的世界最大的切伦科夫望远镜。该国际联合研究项目由包括欧洲各国和日本在内的13个国家的260多名科学家共同参与，日本方有立教大学和东京大学卡弗里数物联合宇宙研究机构参加。
发表论文
· 论文题目：Resolving the Crab pulsar wind nebula at teraelectronvolt energies
· 期刊名称：《Nature Astronomy》
文：JST客观日本编辑部翻译整理
