巨大電波パルスの観測に貢献した高エネルギー天体グループ 寺澤敏夫名誉教授に聞く-<プレスリリース>『宇宙の灯台「かにパルサー」に隠れていたX線のきらめき』に寄せて-

特集

 かにパルサー(かに星雲の中心にある中性子星)の巨大電波パルスの発生時に、X線パルスが増強されていることを発見——。理化学研究所、東京大学宇宙線研究所、広島大学などの国際共同研究チームが、米科学誌Scienceに発表したのは、20年以上にわたる複数の研究グループによる探索の結果、ようやく確認された成果で、謎につつまれたパルサー(中性子星)のパルス発生機構を解明する上で重要なヒントになると見られています。電波観測の面から研究成果に大きく貢献した高エネルギー天体グループの寺澤敏夫名誉教授に、巨大電波パルスの意味や今後の展開について伺いました。[関連プレスリリースはこちら]

【聞き手 広報室・中村牧生】

ZOOMでインタビューに答える寺澤敏夫名誉教授。背景の画像は、「何度も訪問した」という情報通信研究機構(NICT)・鹿島宇宙技術センターの鹿島34メートルアンテナ)

◆巨大電波パルスとはどんな現象なのでしょうか。

——かに星雲の中心にあり、高速で自転するパルサーを「かにパルサー」と呼びますが、かにパルサーは1秒間に33回という高速で自転し、電波、可視光、X線、ガンマ線とほぼすべての波長域にわたるパルス信号を放出しています。巨大電波パルスは、その電波パルスが時折、強度を数桁以上も明るくする現象のことで、かにパルサーなど数個の天体で観測されています。かにパルサーの通常の電波パルスは様々な雑音に紛れて、一つ一つのパルスは検出できないのですが、巨大電波パルスは雑音から飛び出て観測されるという事情もあります。

◆巨大電波パルスはこれまでどのようなメカニズムで発生すると考えられていたのですか。

——エレクトロン(電子)、ポジトロン(陽電子)などの荷電粒子が磁場の中で曲げられる際、電磁波を出すことをシンクロトロン放射と呼びますが、可視光やX線の放出の場合には一波長に電子・陽電子は平均1個以下しかなく、それらの寄与は単純な重ね合わせとして扱うことができます。一方、巨大電波パルスを含め電波の放出の際には、一波長に沢山の電子・陽電子が存在するため、それらの相乗効果が働いています。巨大電波パルスは、電子・陽電子数の増加に加え、相乗効果が極端に発達したものであると考えられてきました。

◆通常の電波パルスと巨大電波パルスでは異なるメカニズムなのでしょう

——上に述べた電子・陽電子数の増加と相乗効果を発達させる原因が何なのか、諸説あります。最近、パルサーの高速回転に伴い内部から吹き出したパルサー風が光円柱付近で磁力線を引き延ばして磁場エネルギーを溜め、それが一挙に解放される際に電子・陽電子にエネルギーを渡して外部へ巨大電波パルスを放出するというアイデアが提唱されました。

◆オーロラの仕組みと似ているのですか。

——オーロラは、太陽風が地球の磁力線を引き延ばして磁場エネルギーを溜め、それが一挙に解放される際に地球向きに加速された電子が極域に降下して、北極や南極の上空で大気の酸素原子や窒素原子を励起することで発光する現象です。磁場エネルギーの蓄積・解放過程は上のアイデアと似ています。違いは、エネルギーの流れが中心天体の外部から内部に向かうか、内部から外部に向かうか、ということでしょう。

◆X線が増強されていると判明したことにはどんな意味がありますか。

——巨大電波パルスとX線を同時に出す仕組みを考える必要があります。X線の増強は4%程度ですが、X線の方が元々のエネルギー放出率が大きいことから、4%増強というだけでも巨大電波パルス全体のエネルギーが、従来の見積りよりも数百倍は高くなったことを意味し、新しい理論モデルを考える必要があります。巨大電波パルスに伴う増強は、最初に可視光で見つかり、今回X線で見つかりました。こうした増強はガンマ線の波長領域でも見つかる可能性があります。ただし、ガンマ線ではエネルギー放出率が高い一方、フォトン(光子)の量が少いため、増強を確認するには難しい面もありますが、探索に期待したいと思います。

◆今回の発見は、寺澤名誉教授が進めて来た国内のパラボラアンテナによる同時観測が、土台となっています。かにパルサーの電波観測に取り組んだ理由はどこにあったのでしょうか。

——かにパルサーは宇宙線の起源の一つと考えられ、宇宙線研究所でも様々なグループが観測の対象として来ました。また、最高エネルギー宇宙線の探索を目指すテレスコープアレイグループでも、宇宙線空気シャワーの観測に電波的手段を使いたい、という希望があり、私も加わって検討を始めていました。そうした状況で、電波に関する基礎技術の習得と、謎の多いかにパルサーの物理の解明の一挙両得を目指し、2009年ごろから大学院生の指導をきっかけに、口径30m超のパラボラアンテナを有するいくつかの国内観測所の方々の協力を得て、パルサーの同時観測を試みたのが最初です。地球の公転の影響を加えた時刻合わせや、膨大な観測データを集めて解析するソフトウェアの開発など、指導していた大学院生らとともに電波天文学を基礎から勉強することになりました。

◆国内のパラボラアンテナの主目的は何だったのですか。

——情報通信研究機構(NICT)の鹿島34メートルパラボラアンテナは、天体からの電波を用いて地球上のアンテナ間の距離を精密に測る測地VLBI観測により、日本列島周辺のプレート運動を測定するために設置(1988年)されたそうです。原子時計に匹敵するパルサーの正確な信号を周波数基準として使うための研究(パルサータイミング観測)や、国内外の電波天文観測にも使われてきました。一方、宇宙研究開発機構(JAXA)の臼田64メートルパラボラアンテナは、ハレー彗星探査計画(探査機打ち上げは1985年)に合わせて建設されたもので、地球から遠く離れた探査機との通信が主な用途ですが、日本における最大口径のパラボラアンテナとして電波天文学にも利用されてきました。鹿島、臼田とも、今回のかにパルサーのX線と電波の同時観測のため、厳しいスケジュールを縫って最大限の観測時間を確保いただきました。

◆電波天文学のこれまでと将来について聞かせてください。

——パルサーなどを対象とするセンチ波からメーター波の電波天文学の長波長分野は欧米加豪印の諸国が先駆的・主導的でしたが、中国なども急速に発展しています。一方、日本では現在野辺山45mパラボラアンテナや南米のALMAを用いたミリ波からサブミリ波の短波長分野が主流ですが、センチ波長でも高分解能観測が可能なVLBI技術として世界初の宇宙空間VLBIやVERAなど先進的な研究が行われています(こちらの解説記事を参照)。そして、最近の長波長分野の話題は瞬発電波バースト(FRB)です。FRBは、宇宙の一方向から千分の一秒程度、強い電波が放たれる正体不明の現象で、宇宙論的な距離から到来していることがわかっています。2020年には銀河系内の超強磁場中性子星(マグネター)からFRBと類似した電波放射の検出があり、FRBの起源の解明につながるとして注目されています。

 十数か国が共同企画し、日本も参加を検討しているSKA計画など、世界の潮流は低周波の電波天文学にもっと力を入れようという方向に向いています。FRBからガンマ線が出ているなら、宇宙線研究所の研究テーマにもなると思います。

<プロフィール> 寺澤 敏夫(てらさわ・としお)
東京生まれ。東京大学名誉教授。東京大学宇宙航空研究所助手(1980.1)、京都大学理学部助教授(1986.7)、東京大学理学部教授(1992.4)、東京工業大学理学部教授(2006.4)を経て、2009.12から東京大学宇宙線研究所教授(2016.3まで)。以後、理化学研究所(2018.3まで)、国立天文台(2021.3まで)に所属。専門は宇宙プラズマ物理学・宇宙線物理学・パルサー電波天文学。熱的分布から少し外れた超熱的粒子起源の研究から出発し、より高いエネルギーを持った宇宙線粒子起源の研究に進んできた。宇宙線による空気シャワーの電波観測手段に興味を持ったことがきっかけで、パルサーの電波観測を手掛け、今回の仕事につながった。


解説 電波天文学の歴史概観

関戸衛(国立研究開発法人情報通信研究機構)

  1. 電波天文学の発展

 電波天文学は、1932年に米国のカール・ジャンスキーが太陽電波を受信したことに始まる。米国のグロート・リーバーが世界初のパラボラ型電波望遠鏡をつくり、1942年に天の川銀河からの電波を受信して電波地図を作った。第2次世界大戦後、レーダー技術の進展を背景に、イギリスのライル、オーストラリアのボルトンが干渉計という手法によって長波長の弱点である電波望遠鏡の分解能を向上させる手法を開発した。その後、1960年代にはクエーサー の発見(1963年)、宇宙背景放射の発見(1964年)、パルサーの発見(1967年)など、世界観・宇宙観を変える嵐のような発見が続き、電波天文学はその後大きな発展を遂げる。

 日本の電波天文観測は、戦後に、太陽電波の観測から立ち上がった。1949年に東京天文台と大阪大学が太陽電波を受信し、大阪市立大学、名古屋大学空電研究所、電波研究所平磯電波観測所、東京天文台野辺山などで定常観測が始まった。1992年には野辺山電波観測所に電波ヘリオグラフが完成し、高い分解能で太陽の電波写真が得られるようになった [1]。

 太陽以外の宇宙電波は微弱なため大型のパラボラアンテナを必要とする。日本では欧米に比べて大型パラボラアンテナの建設が遅く、1960年代ころから立ち上がり始める。大型電波望遠鏡のない時代、日本の初期の電波天文観測には衛星通信・放送の研究開発のために設置された電波研究所鹿島支所の30mアンテナや26mアンテナ(1968-2004)が使用された [2]。東京天文台は1970年に6m口径のミリ波電波望遠鏡を開発し、1982年に野辺山45m電波望遠鏡と直径10mのパラボラアンテナ6台からなるミリ波干渉計が完成して、ミリ波の電波天文学が本格的に開始された。その後、2013年にアタカマ大型ミリ波サブミリ波干渉計(ALMA)を完成して、ミリ波の電波天文観測はさらに高周波・高感度の観測へ発展している。

 長波長の電波望遠鏡は空間分解が低いことが弱点であるが、1960年代にこれを飛躍的に改善する超長基線電波干渉法(VLBI)が開発され、1967年にカナダのアルゴンキン 64m とペンティクトン25mの約3000km基線において世界で初めてのVLBI観測に成功した[5]。大陸間の基線で実施されるVLBI観測は、ハッブル宇宙望遠鏡を凌ぐ高い空間分解能を持ち、マイクロ波帯では重要な観測手法となった。VLBIを測地学に応用し、アンテナ間の距離をセンチメートル以下の精度で計測する技術が、米国マサチューセッツ工科大学で開発されると、日本では電波研究所(現在の情報通信研究機構:NICT)鹿島支所のグループが鹿島26mアンテナを使ってNASAと共同で太平洋プレート運動を検出し、更に日本周辺のプレート運動を計測するために、鹿島34mアンテナが設置された。宇宙科学研究所は、76年周期で太陽を周るハレー彗星を観測する探査衛星「さきがけ」、「すいせい」と通信する深宇宙探査プロジェクトの地上局として1984年に臼田宇宙空間観測所に直径64mのパラボラアンテナを設置した。鹿島34m、野辺山45m、臼田64mのVLBI観測は、当時世界最高感度の観測が可能な電波天文VLBI観測装置となり、鹿島34m―野辺山45mの干渉計で、活動銀河核の中心にブラックホールを発見するなど[5]成果を上げた。宇宙科学研究所と国立天文台は、さらに高い分解能の観測を目指して電波天文衛星「はるか」を1997年に打ち上げ、電波望遠鏡を搭載した衛星と地上の電波望遠鏡群の間でVLBI観測を行う、宇宙空間VLBI計画(VSOP)を世界で初めて実現した[7]。国立天文台は、2方向を同時に観測できるユニークな光学系を持つ直径20mの電波望遠鏡4台で、銀河系の地図を作成する位置天文VLBIプロジェクト(VERA)[8]を2003年より開始した。これは、VLBIの観測精度を制限する大気の遅延揺らぎを近傍の天体を同時観測して補正することを可能にし、22GHzの水メーザ天体の観測により天の川銀河の回転と構造探査が行われている。

鹿島34mアンテナ

2. パルサーの電波観測

 1967年ケンブリッジ大学のアントニー・ヒューイッシュ(A. Hewish)とジョスリン・ベル(J.Bell)が天体から一定周期のパルスの到来を観測した。それまで理論的に予想されていた中性子性が、回転しながらパルス放射している天体パルサーの発見であった。地球に到達するパルサーの信号も極めて微弱であるため、その後のパルサーの発見と研究は大型の電波望遠鏡を持つ欧米が主導した。米国マサチューセッツ工科大学のジョセフ・テイラーはプエルトリコの口径305mのアレシボ電波望遠鏡を使って、重力波の放射により軌道半径が縮小する連星パルサーを発見し、1993年のノーベル物理学賞を受賞している。

 日本における電波望遠鏡を使ったパルサー観測は、鹿島26mアンテナや、臼田64m、鹿島34mの電波望遠鏡を使って1980年代に始められた。宇宙科学研究所は天体物理学的な観点から[9]、通信総合研究所(現NICT)鹿島ではパルサーのパルスの安定した周期を時計として利用する観点からミリ秒パルサーのタイミング観測が行われた[10]。また、パルサーのVLBI観測が国内の鹿島26m―臼田64mや、鹿島34m―カリャージン64m(ロシア)の大型パラボラアンテナを使って実施され、パルサー独特のVLBI相関処理技術の開発[11]や、パルサーの固有運動[12]、天球基準座標系の結合などをテーマとした研究が行われた[13]。

 早稲田大学では、大型パラボラではなく、小型のアンテナを位相合成するフェーズドアレーでパルサーを観測するアプローチで研究がすすめられた[14]。データをデジタルデータとして取得し、3次元フーリエ変換(2次元の空間周波数と1次元の時間軸)複数視野を同時に観測してパルサーのサーベイを行うアイデアは、現在進められているSKAを先取りするものであった。早稲田大学屋上に2.4m口径のパラボラ16素子を20m四方に配置し、64の方向を同時に観測するマルチビーム整形技術を確立した[18]。その後、那須に20m口径のパラボラアンテナ8台を直線状に設置したフェーズドアレー方式でWaseda Nasu Pulsar Observatoryが設置された。この観測施設は教育的活用のみならず、強磁場パルサーとの関係が示唆され散発的な電波放射をおこなうTransient天体の観測的研究が精力的に行われてきた[19-22]。

 2010年代には、巨大電波パルス(GRP)の観測に焦点を当て、鹿島34m-臼田64m基線のVLBI観測[23]や、国内の複数の研究機関の電波望遠鏡が連携してGRPの広帯域スペクトル指数を測定する観測などが実施されている[24]。今回のX線と電波の同時観測による成果は、日本の電波天文と高エネルギー天文学に新たなページを追加した。

参考文献

[1] 中井直正 他 (2009) シリーズ 現代の天文学 16: 宇宙電波の観測II — 電波天文学, 日本評論社.
[2] DAISHIDO, T., KAWANO, N., KAWAJIRI, N. et al. (1974) Large outbursts in Cygnus X-3. Nature 251, 36–37. https://doi.org/10.1038/251036a0
[3] 赤羽賢司 (1991) わが国の電波天文の研究と鹿島, 「パラボラと共に:鹿島25周年回想録」, 郵政省通信総合研究所関東支所鹿島宇宙通信センター, pp. 9-17. https://iss.ndl.go.jp/books/R100000001-I071326868-00
[4] 森本雅樹 (1991) 鹿島と私の25年 ,「 パラボラと共に:鹿島25周年回想録」, 郵政省通信総合研究所関東支所鹿島宇宙通信センター, pp. 145-147. https://iss.ndl.go.jp/books/R100000001-I071326868-00
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[9] 平尾 淳一、他 (1989) ミリ秒パルサーのタイミング観測, 宇宙科学研究所報告 特集23号 pp.49-68.   https://jaxa.repo.nii.ac.jp/?action=repository_uri&item_id=33028&file_id=31&file_no=1
[10] Hanado, Y., et al. (2002) Timing Observation of the Millisecond Pulsar PSR 1937 + 21 Using the Kashima 34 m-Antenna, Publ. Astron. Soc. Japan, Vol. 54 (2), pp. 305–313. https://doi.org/10.1093/pasj/54.2.305
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[21] Kida S., et al. (2010) Radio Variability of a Fermi Large Area Telescope Bright Source 0FGL J1847.8+3223, ApJL Vol. 714(1), pp. L36-L40. https://doi.org/10.1088/2041-8205/714/1/L36
[22] Niinuma K., et al. (2020) Observations of V404 Cygni during the 2015 outburst by the Nasu telescope array at 1.4 GHz, Publ. Astron. Soc. Japan, Vol.72(5), id.77, 10 pp. https://doi.org/10.1093/pasj/psaa066
[23] Takefuji, K., et al., (2016) Very Long Baseline Interferometry Experiment on Giant Radio Pulses of Crab Pulsar toward Fast Radio Burst Detection, Publ. Astron. Soc. Pacific, Vol.128, 084502, 2016. https://iopscience.iop.org/article/10.1088/1538-3873/128/966/084502
[24] Mikami, R., et al. (2016) Wide-band Spectra of Giant Radio Pulses from the Crab pulsar, ApJ., Vol. 832:212 (25pp). http://doi.org/10.3847/0004-637X/832/2/212