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宇宙線観測で陽子スペクトル硬化検出

宇宙線の直接観測により、テラ電子ボルト領域に至る漸次的な陽子スペクトル硬化を高精度に検出

国際宇宙ステーション搭載の高エネルギー電子・ガンマ線観測装置(CALET)による陽子スペクトル測定

早稲田大学理工学術院主任研究員 浅岡陽一 (あさおかよういち)、早稲田大学名誉教授・CALET代表研究者 鳥居祥二 (とりいしょうじ)、シエナ大学教授 Pier S. Marrocchesi、と国立研究開発法人宇宙航空研究開発機構(JAXA)及び国内他機関、イタリア、米国の国際共同研究グループは、国際宇宙ステーション(ISS)・「きぼう」日本実験棟の船外実験プラットフォームに搭載された宇宙線電子望遠鏡(CALET:高エネルギー電子・ガンマ線観測装置)を用いて、銀河宇宙線の主成分である陽子のテラ電子ボルト領域に至る漸次的なスペクトル硬化を観測しました。50ギガ電子ボルトから10テラ電子ボルトの広いエネルギー範囲における、単一測定器による初の高精度測定となります。

国際宇宙ステーションで定常観測を継続するカロリメータ型検出器CALETは、50ギガ電子ボルトから10テラ電子ボルト(用語解説 [1])の広いエネルギー領域で、宇宙線陽子スペクトル(用語解説 [2, 3])の高精度直接観測を行い、テラ電子ボルト領域に至る漸次的なスペクトル硬化 (用語解説 [4])を検出しました。この結果は、原子核スペクトルに一般的に見られているスペクトル硬化を説明するために提案され、今まさに活発に議論されている銀河宇宙線の加速(用語解説 [6])・伝播モデルを厳しく制限するものです。コミュニティからの注目も高く、2019年5月10日にPhysical Review Letter誌に掲載された論文は同誌のハイライトとして “Editor’s Suggestion” に選ばれています。

宇宙線は約100年前に発見されて以来、常に物理学の最先端のテーマでした。様々な飛翔体による観測の結果を総合して、「超新星残骸における衝撃波によって加速され、銀河磁場によって拡散的に伝播して銀河外へ漏れ出す」という”標準モデル”による理解が進んでいます。一方、2000年代になって本格化した宇宙空間における宇宙線の直接観測により、これまで想定されていなかった”スペクトル硬化”が観測され、より高エネルギー側のカロリメータによる気球観測の結果と合わせて、その解釈が重要な研究テーマとなっています。

CALETが観測したエネルギー領域は、これまで磁気スペクトロメータ(BESS-TeV, PAMELA, AMS-02) とカロリメータ型検出器(ATIC, CREAM, NUCLEON) の2種類の検出器によって別々にカバーされていました。CALETは今回、宇宙空間から初めて、全領域を単独の検出器として観測することに成功しました。これまでの測定結果では、気球に搭載されたカロリメータ型検出器によるテラ電子ボルト領域の観測結果は、エネルギー決定の難しさもあって比較的大きなばらつきを持っていました。磁気スペクトロメータによる約1テラ電子ボルト以下での高精度測定と比較して、スペクトル全体の総合的理解が困難な状況であったと言えます。CALETの測定結果は、この積年の懸案事項を解決し、首尾一貫した実験的描像を描くことを可能にします。信頼性の高い宇宙線陽子スペクトルは、暗黒物質の間接探索や大気および宇宙ニュートリノ、ガンマ線天文学にも使用される重要な基礎データでもあります。

(1)これまでの研究で分かっていたこと(科学史的・歴史的な背景など)

近年の目覚ましい発展により明らかになってきた、エックス線やガンマ線を含む宇宙における高エネルギー放射の最終的な理解には、その源となっている荷電宇宙線(用語解説 [2])の理解が必須となります。これは、電波や赤外・可視光等の電磁波スペクトル(用語解説 [3])が主に、黒体輻射に代表される熱的放射を観測しているのに対し、冪型スペクトルによって特徴づけられる非熱的放射の背景には必ず宇宙線の加速(用語解説 [6])と伝播が隠されているためです。

地球に降り注ぐ宇宙線、そのなかでも特に銀河宇宙線を観測するには、大気の希薄な高い高度で直接捉える(直接観測)ことが不可欠です。そのため、国内外で飛翔体を用いた様々な装置が考案され、観測が実施されてきました。この結果、「超新星残骸における衝撃波によって加速され、銀河磁場によって拡散的に伝播して銀河外へ漏れ出す」という”標準モデル“による理解が進んでいます。

さらに2000 年代に入ってからは、素粒子実験で開発された粒子検出技術を駆使して、南極周回気球や宇宙機による高精度な観測が実施されています。その結果、陽子を含む主要な原子核成分に対して、”標準モデル”の予測する単純な冪形状からのずれ、「スペクトル硬化」(用語解説 [4])が示唆されています。どのようにして冪の変化が起こるのかについては、加速や伝播にあらたな仮説を導入する理論モデルが数多く提案されており、活発な議論が繰り広げられています。

(2)今回の研究で新たに実現しようとしたこと、明らかになったこと

陽子は宇宙線の主成分であり、宇宙における高エネルギー放射を理解する鍵として、最も詳しく調べられてきました。第一のハイライトはBESS気球実験とスペースシャトルによる宇宙観測AMS-01の測定結果のパーセントレベルでの合致です。それまで陽子流束は実験によりファクター2程度のずれがありましたが、磁気スペクトロメータによる精密測定により数十ギガ電子ボルト(用語解説 [1])までの陽子流束が確立しました。

2010年代にはPAMELA衛星と国際宇宙ステーション搭載AMS-02が共に数百ギガ電子ボルト領域におけるスペクトル硬化を検出しました。これが第2のハイライトです。高エネルギー側ではカロリメータ型検出器CREAMやATICなどの気球観測結果があり、全体としてスペクトル硬化を示しているのですが、観測の難しさから実験間によるばらつきが大きくなっています。特に重要な高エネルギー側の冪の値に関しては、カロリメータ型検出器がAMS-02の測定値よりもさらに硬い冪を示唆しているものの、磁気スペクトロメータとの整合性をチェックできる低エネルギー側の冪が精度良く測定されておらず、エネルギー測定における系統誤差の可能性が残ってしまっている状態でした。

CALETは広いエネルギー測定範囲と確実な装置較正により、磁気スペクトロメータとカロリメータ型検出器によってカバーされていた領域を単独の検出器として高精度に観測することに成功し、この問題を解決しました。第3のハイライトと言える成果です。

(3)そのために新しく開発した手法

2015年8月に国際宇宙ステーションに搭載され、同年10月より宇宙線観測を開始した宇宙線電子望遠鏡「CALET」は、日本の宇宙線観測としては初めての本格的な宇宙実験で、5年(以上)の観測を予定しています。高エネルギー電子の高精度観測に最適化されたユニークな装置ですが、確実な電荷決定と広いエネルギー測定範囲により、陽子や原子核成分の観測にも強力な性能を有しています。CALETの主となる検出装置は「カロリメータ」と言い、ここに飛び込んでくる宇宙線を捉えて観測することになります。カロリメータは、図1のように3つの層からできています。

図 1: CALETの主検出であるカロリメータ部の装置概要。上から電荷測定器(CHD)、撮像型カロリメータ(IMC)、全吸収型カロリメータ(TASC)。

上図の第1の層(CHD)では粒子の電荷を測定し、原子番号を調べます。第2の層(IMC)では、粒子が飛んできた方向を測定します。そしてもっとも厚みのある第3の層(TASC)で、宇宙線が吸収されて生じる「シャワー」の発達の様子からその宇宙線のエネルギーや種類を特定します。この3つの層から得られる情報を統合することで、その宇宙線について知るべきことがほとんどわかります。特に第三の層の厚さや使われている物質と信号の読み出し方法によって、どれだけ高いエネルギーの粒子まで観測することができるかが決まるのですが、CALETはとりわけここが従来の観測装置に比べて高い性能を持っています。

図2はテラ電子ボルト領域のエネルギーを持つ陽子事象の候補です。上層から入射した陽子が検出器内で核相互作用によってシャワーを起こし、シャワーエネルギーがTASCによって測定されます。親粒子のエネルギーがほぼ全て吸収される電子とは異なり、検出器からの漏れ出しは大きくなりますが、シャワーエネルギーの測定精度は高くテラ電子ボルト領域まで含めて一様なエネルギー応答を有しています。これは磁気スペクトロメータでは得られない重要な特徴です。さらに、CHDとIMCを組み合わせること入射粒子の各種を正確に決定することができます。

図 2:テラ電子ボルト領域の陽子事象候補

(4)今回の研究で得られた結果及び知見

科学観測開始直後の2015年10月13日から2018年8月31日までのデータを用いて、CALETにより測定された陽子スペクトルを図3に示しました(赤点)。灰色のバンドはCALETの観測に伴う現時点での系統誤差を含む全誤差です。カロリメータによって入射粒子の全エネルギーを受け止めるCALETにとっての電子観測や、磁気スペクトロメータによって磁場中での粒子の曲がり具合から運動量を決めるAMS-02等による陽子測定は、直接観測の中でも最も「直接」度合の大きい、確実な測定方法です。それに対してカロリメータによる陽子スペクトル測定は独自の利点はあるものの難しさも大きく、系統誤差の見積り自体も大変難しいものでした。今回のCALETの結果は詳細な系統誤差評価を含んでおり、さらにテラ電子ボルト以下のエネルギー領域で、磁気スペクトロメータの高精度測定とよく一致する結果となっています。

CALETが観測したエネルギー領域は、これまで磁気スペクトロメータ(BESS-TeV, PAMELA, AMS-02) とカロリメータ型検出器(ATIC, CREAM, NUCLEON) の2種類の検出器によって別々にカバーされていましたが、CALETは今回、宇宙空間から初めて、全領域を単独の検出器として観測することに成功しました。気球に搭載されたカロリメータ型検出器によるテラ電子ボルト領域の測定は、エネルギー決定の難しさもあり比較的大きなばらつきを持ち、検出方法の違いも含めて磁気スペクトロメータによる高精度測定と組み合わせたスペクトルの総合的理解が困難な状況でした。

CALETの測定結果は、この積年の懸案事項を解決し、首尾一貫した実験的描像を描くことを可能にします。信頼性の高い宇宙線陽子スペクトルは、暗黒物質の間接探索や大気および宇宙ニュートリノ、ガンマ線天文学にも使用される重要な基礎データでもあります。

図 3:CALETにより50ギガ電子ボルトから10テラ電子ボルトの範囲で測定された宇宙線陽子スペクトル。エネルギーが大きくなるにつれ急激に小さくなる流束のスペクトル構造を詳細に調べるため、縦軸にはエネルギーの2.7乗が積算されている。これまでの観測のうち、時期スペクトロメータでの測定結果 (BESS- TeV, PAMELA, AMS-02) と、カロリメータでの測定結果 (ATIC, CREAM, NUCLEON) を比較のため共に示した。

(5)研究の波及効果や社会的影響

CALETの観測には、国内外から多くの興味が寄せられ、特に観測項目の一つである暗黒物質は宇宙における最大の謎の一つとして、新聞雑誌だけでなくNHK BSや国際版ナショナルジオグラフィックスにおいて放映されています。このことにより、CALETの科学成果だけでなく国際宇宙ステーションにおける日本実験棟の意義が再認識されるという成果も上がってきています。今回の成果もこれに続く波及効果を生むと期待されます。

(6)今後の課題

“スペクトル硬化”に関しては、ヘリウムや重原子核(CNOなど)においても核子あたり数百ギガ電子ボルトの領域にて冪の変化が示唆されています。CALETでは今回の陽子の結果に続いて、これらの原子核でもカロリメータ型検出器による高精度な観測結果を発表する予定です。

一方、超新星残骸における衝撃波加速は”標準モデル” の中心的仮説であり、電荷に比例した加速限界を予言します。超新星残骸で達成可能な最高エネルギーは典型的に、陽子で60 テラ電子ボルト と見積られています。しかしながら、地上にて観測された宇宙線のスペクトルの軟化(用語解説 [5])が示唆しているのは、3ペタ電子ボルト付近で陽子が加速限界を迎え、宇宙線組成が軽原子核からより重元素へシフトすることによる構造と考えられています。この間接測定による”knee” の理解と、上記の超新星残骸モデルは整合的ではないと言えます。

CALETは今後、5年間以上のデータを用いて、100 テラ電子ボルト領域に至る陽子・ヘリウムスペクトルを決定することで、電荷に比例する加速限界の発見を目指します.これは,超新星残骸における衝撃波加速の直接検証となります。一方、加速限界が見られず冪スペクトルが100テラ電子ボルト領域まで伸びている場合も、非常に重要な観測結果となります。衝撃波近傍における磁場増幅等により加速限界が実際に増大しているということを、荷電粒子の観測により直接示すことになるためです。

(7)100字程度の概要

国際宇宙ステーション搭載CALET:宇宙線陽子のテラ電子ボルト領域に至る漸次的なスペクトル硬化を観測 ―単一測定器による、50ギガ電子ボルトから10テラ電子ボルトの広いエネルギー範囲における初の高精度測定

(8) 用語解説

  • [1] 電子ボルト
    エネルギーの単位です。1ボルトの電位差を抵抗なしに通過した際に電子が得るエネルギーが1電子ボルトです。ここではその109倍のギガ電子ボルト、1012倍のテラ電子ボルト、1015倍のペタ電子ボルトのエネルギー領域を扱っています。
  • [2] 宇宙線
    宇宙空間は、何もないように見えますが、じつはとてもたくさんの粒子が飛んでいます。それらは原子よりもさらに小さい陽子や電子などの粒子で、宇宙空間で手をかざしたら一秒間に100個以上が手にあたるほどたくさん飛んでいます。そのような粒子を宇宙線と言います。宇宙線は約100年前に発見されて以来、常に物理学の最先端テーマでした。宇宙線の研究から、陽電子や中間子の発見など、人類の知識を大きく広げる成果があがっています。宇宙線は、太陽や天の川銀河(地球がある銀河系)など宇宙の様々な場所から飛んできます。特に高いエネルギーをもったものは、私たちが暮らす太陽系の外からはるばるやってきています。
  •  [3] スペクトル
    本稿ではすべてエネルギースペクトルの意味で用いています。横軸をエネルギー、縦軸を流束とした図をエネルギースペクトルと言います。宇宙線スペクトルは冪形状となっていて、その冪の値は大体 -2.7程度ですので、高いエネルギ―になるにつれ急激に流束が減少します。
  • [4] スペクトル硬化
    冪の絶対値が小さくなる方向のスペクトル変化を表し、エネルギーに対する流束の減少割合が減っていくことを示します。
  • [5] スペクトル軟化
    スペクトル硬化とは逆に、冪の絶対値が大きくなる方向のスペクトル変化を表し、エネルギーに対する流束の減少割合が増えていくことを示します。 
  • [6] 宇宙線加速
    高エネルギーの宇宙線がどこからきてどのように加速されたのか(=高いエネルギーを得たのか)についてのもっとも有力な説明は、「超新星爆発」です。超新星爆発とは、質量の大きな星がその一生の最後に起こす爆発で、そのとき甚大なエネルギーが放出されます。そのエネルギーによって加速されて地球まで飛んできた粒子が高エネルギーの宇宙線だと考えられていますが、加速されるメカニズムの詳細については、まだわからない点が多く残されています。

(9) 論文情報

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