工学部 日比野欣也教授、有働慈治教授、工学研究所 鷹野和紀子特別研究員らの研究チーム（横浜国立大学・東京大学宇宙線研究所などとの日中共同研究チーム）は、チベットASγ（エイ・エス・ガンマ）実験(注1)で、パルサー天体ゲミンガの周囲に広がるガンマ線ハローを、100兆電子ボルト（100TeV）（注2）超という世界最高エネルギー帯で精密に捉えました。

チベットASγ実験は、中国チベット自治区の羊八井高原（ヤンパーチン、標高4,300m）に設置された空気シャワー(注3)観測装置を用い、超高エネルギー宇宙線やガンマ線を観測する国際共同研究プロジェクトです。日本と中国の研究者が1990年から観測を継続しています。2014年には、ガンマ線に由来する空気シャワーを高感度で検出できる装置を追加し、観測能力を大きく向上させました。これにより、世界で初めて天体起源の100TeVを超えるガンマ線の検出に成功したほか、銀河面に沿ったSub-PeV領域の拡散ガンマ線の世界初の観測、さらに超新星残骸G106.3+2.7からの“ペバトロン”と呼ばれる高エネルギー天体起源と考えられるガンマ線の発見など、多くの重要な成果を挙げています。

観測対象のゲミンガは、地球から約250パーセク（約800光年）の比較的近傍にある古いパルサーで、宇宙線の加速・伝播を同時に探る理想的な実験場です。

今回、エネルギースペクトルが約100TeV付近で急減（カットオフ）することを確認し、電子の加速限界が約100TeVにあることを初めて直接示しました。さらに、約16TeV～250TeVの広い範囲でハローの広がりを測定し、その解析から、ゲミンガ近傍の拡散係数(注4)が銀河平均の約1/100と小さく、粒子の拡散が強く抑制されていることが明らかになりました。加えて、拡散係数のエネルギー依存性がコルモゴロフ型(注5)と呼ばれる電磁流体（MHD）乱流の特徴と一致することを確認し、1パーセク（約3.3光年）以下のスケールをもつ乱流特性を世界で初めて実験的に特定しました。

これらは、パルサー風星雲における宇宙線（電子・陽電子）の加速と広がり方を理解するうえで重要な前進です。最強クラスの加速器として知られる”かに星雲”ではPeV（1000TeV）級の電子が示唆される一方、ゲミンガでは約100TeVに上限があることが分かり、天体の年齢や環境により加速能力が大きく異なる可能性が強まりました。また、近傍で拡散が抑えられている事実は、宇宙物理の未解決問題である「陽電子過剰」の理解にも重要な制約を与えます。

本成果はScience Advances電子版（日本時間3月5日（木）9時00分）に掲載予定です。

今後は、南半球ボリビアで建設中のALPACA観測装置なども活用し、他のパルサー風星雲でも同様の現象が起きているかを調べ、宇宙線の起源解明をさらに進めます。

詳しくは、プレスリリースをご覧ください。

(注1) チベットASγ実験グループ：Tibet AS γ実験に参加している共同研究者グループ。次の28の研究機関に所属している研究者からなる。弘前大学理工学部、東京大学宇宙線研究所、南京大学、中国科学院高能物理研究所、中国科学院国家天文台、西藏大学、河北師範大学、之江実験室、山東大学、信州大学理学部、 神奈川大学工学部、宇都宮大学、中国科学院大学、西南交通大学、芝浦工業大学、横浜国立大学工学研究院、ソルボンヌ大学、情報・システム研究機構、中国気象局、福建船政交通職業学院、国立情報学研究所、山東管理学院、中国石油大学、東京都立産業技術高等専門学校、日本大学生産工学部、長野県工科短期大学校、早稲田大学理工学術院、日本原子力研究開発機構

(注2) 電子ボルト(eV)：エネルギーの単位。1電子ボルトは1個の電子が1ボルトの電位差で加速されるときのエネルギー。電磁波のエネルギーでは、可視光〜数eV、X線〜keV、ガンマ線〜100 keV以上におおよそ対応する。TeV（テラ電子ボルト）は1012 eV、PeV（ペタ電子ボルト）は1015 eV。

(注3) 空気シャワー：高いエネルギーの宇宙線(またはガンマ線)が大気上層の窒素原子核などと衝突し多数の粒子を生み、それらがさらに衝突を繰り返してシャワー状に粒子が降り注ぐ現象。

(注4) 拡散係数：粒子がどれだけ速く拡散するかを示す尺度で、単位はcm2/s、つまり、「１秒間にどのくらい広がるか」を示す。小さいほど粒子はなかなか出て行けず、源の近くにとどまり、大きい時は、粒子は早く遠くへ広がる。拡散係数を測定することは「宇宙線が宇宙空間をどうやって伝わってきたか」を定量的に表しており、宇宙空間の磁場や乱流の物理的性質を知ることができる。