宇宙X線背景放射(CXB)は、X線天文学が始まって以来の大きな謎である。CXBは、宇宙起原の全天に広がるX線輻射であり、宇宙から来るX線の主要な成分を占める。CXBの発見は3K宇宙背景放射よりも早く、1962年のGiacconiらによるロケット実験までさかのぼる。その実験で、初めて太陽以外の宇宙X線天体であるSco X-1とともにCXBが発見された。CXBはこれまで数多くのX線検出器によって観測されており、極めて一様性が高い(HEAO-1 A2の観測では3°×3°のスケールのゆらぎは3%以下)ことから宇宙論的な現象であることが確実とされている。現在もっとも有力な説は、CXBは暗い天体の重ね合わせで説明されるとするものである。実際、Einstein、ROSATなどの〜1’の高い角度分解能を持つX線望遠鏡の観測で、〜2keV以下のCXBの半分近くが点源に分解され、その多くが活動銀河核(AGN)と同定されている。しかし、CXBの強度分布と我々の近傍(赤方偏移にしてz0.1)に見られる宇宙の構造との間に相関は見つかっておらず、かりにCXBが点源の重ね合わせであるとしても、そうした天体はz〜0.5-3という遠方のものである可能性が高い。宇宙の観測において3K背景輻射が物質から切り離されたz〜1000の時代から、クエーサーなどの初源天体が形成されたとされるz〜4の時代の間は、全く手がかりのない宇宙の歴史の空白時代となっている。CXBはこの空白時代に迫ることのできる数少ない現象の一つと考えられ、宇宙のゆらぎが10^-5以下(COBE衛星による3K背景輻射の測定より)という微小なものだった時代から、極めて密度コントラストの大きい現在の宇宙がどのように形成されてきたかという情報を担っている可能性が高い。

　また、これまでの2keV以下に主に感度を持つ衛星の観測でCXBの半分近くが点源に分解されたとはいえ、残りの少なくとも半分の成分はいまだ説明できていないだけでなく「スペクトルのパラドックス」と呼ばれる未解決の大きな問題が残されている。すなわち、CXBのスペクトルが3-50 keVのエネルギーバンドにおいては40 keVの熱制動輻射のスペクトルでよく表され、特に3-10 keVにおいてはしばしば＝1.4のベキ関数で近似されるのに対し、宇宙の遠方に数多く存在しCXBの主成分と考えられるAGN(セイファート銀河、クエーサーなどの活動銀河核)はいずれも＝1.7-2.0とCXBより急なスペクトルを持っているのである。それ以外でCXBへの寄与が大きいと目される銀河団などの熱的X線は、さらに軟らかいスペクトルを持つ。これらの天体のスペクトルを重ね合わせてCXBのスペクトルを作ることができないことは明白である。現在、この問題の解釈として強く吸収されたAGNのもつ硬いスペクトル混ぜ合わせるというアイデアが提示されているが、確立した描像とはとうてい言えない。

　こうした中、0.5-10keVの広いエネルギーバンドでこれまでよりも圧倒的に高い感度を持つ「あすか」衛星の観測は世界的な注目を集めている。特に「あすか」XRT+GISが対応する〜1°の角度スケールは、z〜2において〜100Mpcに相当し、近傍で見られる宇宙の大規模構造との比較の点でも興味深い。

　「あすか」は1993年2月20日11:00JSTに打ち上げられ、現在も順調に稼働中の日本では4番目のX線天文衛星であり、多重薄板斜入射X線反射望遠鏡(XRT)とガス蛍光比例計数管(GIS)およびX線CCDカメラ(SIS)を搭載している。「あすか」は、過去の撮像能力に優れたEinsteinやROSAT衛星と比べて角度分解能では劣るものの、広いエネルギーバンド(0.5-10keV)と高いエネルギー分解能をもち、なおかつ非常に低いバックグラウンドレートを実現している。特に、XRT+GISは直径〜40’の有効視野と2keV以上にXRT+SISより優れた感度を持つことからCXBの解析に適しており、我々は主としてXRT+GISを用いて解析を行なった。

　CXBの解析では検出器のほぼ全面を使用するため、GISの検出面全体に渡って正確なレスポンスを作成することが必要になる。一方で「あすか」のXRTは入射X線の方向やエネルギーに強く依存した複雑な特性を持っており、軌道上での較正と、それらを取り込んだレスポンス作成ソフトが必要になる。また、CXBの解析においては視野外からの迷光を無視できず、レスポンスを作成する場合にこの影響も組み込まなければならない。さらに非X線バックグラウンドの正確な見積りもCXBの解析においては不可欠である。我々は、これらの較正を積極的に押し進め、「あすか」チーム全体に貢献するとともに、XRT+GISのシステムを用いてCXBの解析を行なうための基礎を確立した。

　我々は図1に示す10の観測領域において「あすか」衛星によるCXBの観測を行なった。特に「あすか」Large Sky Surve(LSS)領域は76回のポインティング観測で7.22 deg²の広い空をカバーし、我々はLSSのデータをCXBの平均的な性質を調べる目的、および4つに分割後他の領域と合わせて視野ごとのCXBのばらつきを調べる目的の2種類に使用した。

図1:CXBの解析に使用した観測領域(黒丸)の銀河系座標上での位置

　視野ごとにCXBの性質を調べる場合、そのままでは、たまたま視野内に存在した明るい(〜10^-12erg s^-1cm^-2)X線源に大きく影響を受けてしまう。そこで、我々は複数回の観測画像を天空座標上で重ね合わせ、非X線バックグラウンドを差し引くとともに、XRT+GISで分解できないCXB成分を差し引き、有効面積や積分時間の違いを補正した画像M^FLATを作成する方法を考案し、さらにその画像上で一定以上の明るさの点源をCXB強度の3%レベルまでマスクすることに成功した。これにより、〜2x10^-13erg s^-1cm^-2より明るいX線源の影響を除いたCXBの性質を各々の観測領域の間で比較することが可能になった。

　我々は、主にLSSのデータを用いて、CXBの平均スペクトルについて調べた。「あすか」XRT+GISで得られた0.6-10keVのエネルギーバンドのスペクトルは、＝1.4-1.5のベキ関数で表されるハード成分と〜6のベキ関数あるいはkT〜0.3keVの熱プラズマモデルで表される極めてソフトな成分の2成分だけで完全に説明することができた(表1)。この結果は、LSS領域においては〜2×10^-13erg s^-1cm^-2よりも明るいポイントソースを除くか、除かないかに影響されなかった。特にE1.2keVではハード成分だけでCXBスペクトルを説明することができ、その絶対強度はHEAO-1 A2の結果と誤差の範囲で一致した(図2)。

図表表1:LSSにおけるポイントソースを含んだ0.6-10 keV CXB スペクトルのフィット結果 / 図2:表1でフィットしたCXBスペクトルをモデル空間にunfoldしたエネルギースペクトルを、他の衛星の結果と比較した図。"ASCA GIS2+3"とラベルをつけたものが、本論文の結果。フィットのモデル関数は、"power-law+abs.power-law"。

　このように1-3keVのエネルギーバンドでCXBの正確なスペクトルを決めたのは世界で初めてのことである。従来、ROSAT衛星などの結果から2-3keVでCXBスペクトルが徐々にsteepになるとする描像が一般的であったが、本論文の結果からCXBの主成分であるハード成分がE〜1keV近くまで極めて正確な1成分のベキ関数で伸びることがほぼ明らかとなった。強い吸収を受けたAGNのスペクトルが切れ落ちるエネルギー(E〜4-5keV)がz＝1-3の赤方偏移を受けると、観測フレームでは1-3keVのエネルギーに対応する。我々の観測からE＝1-3keVのCXBスペクトルが構造のないベキ関数であるとわかったことにより、強く吸収されたAGNを用いてCXBのスペクトルを説明しようとするモデルはさらなるfine tuningを要求されると考えられる。

　我々は上に述べた13の観測領域においてCXBのスペクトルを作成し、スペクトルフィットパラメータの比較を行なった。それにより、〜2×-10^-13erg s^-2cm^-2よりも明るい点源を抜いた後ではCXBのハード成分の強度の視野ごとのばらつきは3.4%rmsに過ぎず、一定としても矛盾はなかった。各観測領域の画像から決定されるCXBのベースレベルののばらつきも〜2%とほぼ同様の結果を示した。したがって、〜1°の角度スケールにおける〜10^-13erg s^-2cm^-2の点源を除いた2-10keV CXB強度のゆらぎに対して9.2%(90% confidence level)の上限値を設けることができた。ハード成分のベキについては〜0.06のばらつきが見られたが、系統誤差のより詳細な検討が必要である。この結果は、CXBに寄与する点源の分布、ひいては宇宙の大構造に対して制限を与えうる。

　CXBのソフト成分は視野ごとに有意にばらつき、〜1.2keV以下においては我々の銀河系の寄与が大きいことを確認した。特にソフト成分の強度が大きい3C368,Arp220の観測領域は、North Polar Spur/Loop Iと呼ばれる場所に位置し、ROSAT all-sky surveyの結果とも一致する。