銀河は我々の宇宙の構造と化学進化の最も根本的な要素の一つである。銀河内では星と星間物質の間の物質循環により重元素を生成・蓄積する。銀河団空間や銀河間空間に重元素が存在していることは、少なくともその一部は銀河から銀河の外に放出されていることを示している。我々の銀河系のような渦巻銀河においては、温度数百万度の高温物質が、銀河内の物質循環と銀河間空間への物質の供給の一部を担っていると考えられている。すなわち、OBアソシーエーションのような重たい星の密度の高い領域において、超新星爆発が継続的に発生し高温ガスの巨大な泡(superbubble)が銀河面内に生成される。その高温物質はやがて銀河ハローに流れだし、高温物質の温度や周辺の条件により、やがて冷えて再び銀河面に戻る(Ga1actic fountains)、もしくは、銀河の重力圏を脱出する(Galactic winds)、と考えられているのである。

　このような高温物質の典型的な温度は106Kであるので、その観測には紫外線やX線、特に0.1-1keV程度の軟X線が有効である。しかし、このような物質循環と物質放出をその銀河の内部から観測することは容易ではない。むしろ我々の銀河系の外の銀河を観測する方が適当である。しかし、これまでは、観測の感度、特に銀河内や背景に存在する個々のX線源の寄与の不確定性により制限される感度のために、このような研究は主に、一部の星生成の活発な銀河=スターバースト銀河、すなわち高温ガスのX線放射の特に強い銀河、についてのみ行なわれてきた。しかし、我々は、宇宙の化学進化を探るには、むしろ活動性の高くない「普通の」銀河を理解することが重要であると考える。すなわち、より普遍的な普通の銀河においてはこれは未だに未知の領域であり、その特徴を観測的に明らかにできれば、宇宙の構造及び化学進化における銀河の役割についての理解を大きく深めることができると考える。

　もちろん、これまでもROSAT衛星やASCA衛星によって研究は行なわれているが、X線分光能力や空間分解能が十分でなく、観測上大きな不確定性が残ってしまっている。これに対して、チャンドラ衛星は、高い空間分解能とそれを生かした点状のX線源に対する高い検出感度と200eV程度のX線エネルギー分解能を持つ。これにより、個々のX線源の寄与の影響は無視できる程度に小さくすることができ、かつ、放射の温度や重元素濃度を中程度の感度で決定することが可能である。我々は、この点に注目し、最も近傍にある(距離1.6Mpc)edge-on銀河(傾斜角〜90度)であるNGC55を選び抜きチャンドラ衛星に観測提案を行ない受理されて観測を行なった。近傍のedge-on銀河、NGC55を観測対象として選んだ理由は以下の全ての条件を満たすからである。

1.銀河面から銀河ハローに吹き出した表面輝度の小さなX線放射を検出し、そのスペクトルパラメータを決定するために、

・幾何学的な配置がedge-onであること、

・我々の銀河によるX線吸収が小さいこと。

2.銀河面内に存在すると予想される星形成からのX線放射を検出し、そのスペクトルパラメータを精度良く決定するために、

・edge-onであるにもかかわらず、銀河自身のX線吸収が小さいこと。

3.距離が近いこと。

　一方、NGC55は、dwarf galaxyにも分類される質量の小さなシステムであるため、必ずしも得られた結果が典型的な渦巻銀河に共通なものとは直ちには結論できないという欠点もある。この問題を解決するために我々は、チャンドラ衛星のアーカイブデータの中から距離10Mpc程度以内のedge-on(傾斜角>80度)の銀河を選び、これらの解析もあわせて行なった。

　スペクトル解析においては、0.5秒角というチャンドラ衛星の優れた角度分解能を活用することによって点源からの寄与という最大の不定性を排除することができる。一方、チャンドラ衛星の点源の観測では、X線検出器のごく小さな領域のデータによりX線スペクトルを構築することができるため、一般にバックグラウンドの影響は小さい。しかし、本観測のように、広がったX線の観測においてはバックグラウンドの寄与は大きく、その不確定性は結果に大きく影響する。特に、本観測は数100万度程度の温度のプラズマからのX線放射を扱うため、0.5から2keV程度のエネルギー範囲が重要であるが、このエネルギー範囲においては数度の空間スケールで大きな強度変動を示す我々の銀河系内の数百万度程度の温度のプラズマからの放射がバックグラウンドとして支配的である。このバックグラウンドの方向依存性のために、多くの観測データから点源の寄与を取り除いて構築されたいわゆる標準バックグラウンドデータを利用することはできない。実際、NGC55のデータにこれを適用すると、観測視野の広い範囲においてX線強度が負になってしまう。そこで、我々は、バックグラウンドを荷電粒子に起因する成分、銀河系外のX線源による成分(点源に分解されなかった宇宙X線背景放射)、銀河系内の放射の3つの成分にわけ、これらをアーカイブデータ中のバックグラウンド観測データ(X線入射窓の開口前、X線望遠鏡から検出器を隠した場合、太陽の当たっていない月の観測、の3通りのデータ)と、本観測データ自身を使ってモデル化することによって精度良くバックグラウンドを差し引く方法を新たに構築し、その差し引きにともなうシステマティック誤差を評価した。これによって、我々は初めてバックグラウンドの不確定性を誤差として評価しつつ、表面輝度の低いX線放射の物理量をこれまでにない高い精度で決定することが可能となった。

　実際の解析としては、チャンドラ衛星によるNGC55の観測の高分解能イメージより、まずfx:0.5-2kev=7×10-16ergscm-2S-1までの点源を取り除いた。銀河中に存在するX線連星系の個数を、我々の銀河系との質量比によって見積もり、宇宙背景X線放射を形成する遠方天体と合わせると、検出された点源の個数と一致する。次に、前述の方法によりバックグラウンドの差し引きを行なう。

　バックグランドの差引後、NGC55のdisk内には、広がったX線放射が見られた。そのピークを星形成領域を示すと考えられるHα画像と比較すると、X線放射のピークは約半径350pcのHαのシェル構造の内部にあることがわかった(図1中RegionA)。X線のエネルギースペクトルを作成し、温度、重元素量、NGC55にある星間物質による吸収量を調べた。RegionAの周囲の領域(図1中RegionB-A)は、星間物質による吸収が大きいことから、ディスクの背後にあって、RegionAおよびHαで示される星形成領域とは直接に関係はないことが示唆される。RegionAのX線放射から、ガスの密度、温度を求めると、Hαガスの圧力とつりあっており、CO輝線で示される分子雲はX線ガスの周囲で強いことから、RegiOIIAはディスク内で周囲の圧力により閉じ込められているとみなせる。RegionAに含まれるガスの質量はMtot=(4.0-5.4)×10-4M〓(R/350pc)-3/2,エネルギーはEth=(3.0-5.1)×1053ergs(R/350pc)3/2であり、このことからRegionAは約1000個の超新星爆発によってできたスーパーバブルであると考えることが妥当である。

　さらにディスクから2kpc離れた北側にも広がったハロー状のX線放射を発見した(図1中RegionC)。RegionAの温度がK〜0.8keVであるのに対し、regionCではkT〜0.2keVと低温になっており、これは断熱膨張によると半定量的に解釈できる。また、位置的な関係からも、RegionAからディスクと垂直方向に吹き出したガスと考えることができる。またRegionAの密度、ne=(1.7-2.3)×10-2cm-3(R/350pc)-3/2は、Norman & Ikeuchi(1989)による「チムニー」モデルの条件を満たしている。RegionAからのガスのふきだし速度は、音速が上限になると考えると、RegionCの質量、エネルギーがそれぞれMtot=(1.3-10.7)×105M〓(R/970pc)-3/2Eth-(1.9-25.0)×1053ergs(R/970pc)-3/2となることから、RegionCにガスを供給するには、3000個の超新星爆発が108年の間に継続しておきていることが必要である。しかし、放射冷却に要する時間は1×109年以上とさらに長いことから、冷えた物質がハローからディスクに再落下しているとは考えにくい。

　RegionAからのX線放射スペクトルより、希薄なプラズマからのX線放射モデルを用いてスーパーバブル内の重元素量を求めることができる。観測しているエネルギー範囲0.5〜2keVでは、電離した鉄によるL輝線が卓越しているものと考えられるが、現在のCCD検出器のエネルギー分解能では個々の輝線の分離は困難であり、鉄の重元素量と、より軽いα過程によって形成される酸素、ネオン、マグネシウム等の重元素量を独立に求めることはできない。しかし、ベストフィット値で鉄の重元素量は太陽組成の0.07+0.1-0.04倍と極めて低い。また、α元素との比ZFe/Zα、も約0.46と低く、タイプIIの超新星爆発のイジェクタで予想される量〜0.3に近い。これはRegionCでも同様であり、ハローに逃げ出したガスは、ほとんどタイプII超新星爆発で作られ、そのままディスクから脱出したものと考えられる。この結果は、Ptak(1996)らによるスターバースト銀河NGC253,M82の観測とも一致するが、我々の銀河系の重元素量とは大きく食い違い、超新星爆発でできた重元素を含む星間物質から再び星が形成され、太陽のような重元素比を示す、という考え方とは一致しない。

　このような、超新星爆発によるガスの脱出がNGC55のような質量の軽い銀河系に特有の現象であるかを調べるために、他の4つのedge-on銀河(NGC891,NGC3628,NGC4631,NGC4945)についてもチャンドラ衛星による観測データの解析を行なった。全ての銀河ディスクから広がったX線放射が検出され、ハロー成分もNGC3628から見つかった。これらの広がった放射によるエネルギースペクトルは、光子統計や銀河自身の吸収の制限から、NGC55ほど強い制限を与えられるものはないが、少ない鉄の重元素量、小さなZFe/Zαと矛盾するものはなかった。すなわち、NGC55で発見した現象は、NGC55のなんらかの特殊事情によるという可能性は高くないと考えられる。

　本論文では、バックグランドの詳細な評価により、NGC55から、星形成領域と一致するスーパーバブルと見なせる広がったX線放射を検出し、さらにスーパーバブルのガスが銀河ディスク外に脱出している、という可能性を観測的に明らかにした。これらは、宇宙の化学進化に、銀河内での星形成活動と銀河風が寄与している、という予想と一致するものである。一方で、脱出しているガスの重元素量が銀河団ガスで観測されているものよりも小さく、これだけでは銀河間物質に含まれる重元素量を説明することはできず、化学進化への寄与は銀河の規模などによって大きく異なっているということを示唆しているものと考えられる。今後の観測では、銀河の規模、種類、環境による銀河風の形成過程、星形成における重元素のリサイクル過程の違いを、観測によって定量的に明らかにすることが求められる。

図1:NGC55全体のX線(0.5-2keV)イメージ。

X線のピーク(Region A)の北側に広がったハロー状の放射領域を発見した(Region C)。正方形(Region B)の拡大図を図2に示す。

図2: NGC 55の中心部のX線(0.5-2keV)イメージ(図1中Region Bの拡大図)とOtte & Dettmar(1999)らによるHαの等高線の重ね合わせ。

図の右側のX線のピークとHαの明るい星形成領域が一致している様子が見て取れる。X線のピークの周りとその上にシェル構造がはっきりと見えている。

　銀河系の円盤部(ディスク)とそのまわりを囲むハローとの間の物質循環を探求することは、銀河の力学的、化学的進化の理解において基本的重要性を持っている。本論文は、チャンドラ衛星を用いたX線観測によってこの問題に取り組んだものであり、全体で7つの章から構成されている。序章に引き続き、第2章で銀河系における化学進化と物質循環のレビューを、第3章で観測に用いたチャンドラ衛星とその焦点面装置を概観している。第4章では典型的な近傍エッジオン銀河であるNGC55についての解析、第5章ではその他の4つの近傍銀河についての解析がそれぞれ詳細に述べられている。第6章ではそれらの結果を総合して、銀河における金属量と銀河質量の関係を議論し、第7章で論文をまとめている。

　本論文の第一の成果は、NGC55において、多数の超新星爆発で生じたプラズマガス(温度約106K)がディスクからハローへ吹き出していることを示したことである。このような空間的に広がった領域からの弱いX線輻射を捉えることは、検出器のバックグラウンドや背景のX線点源の寄与を慎重に除去することによってはじめて可能となる。申請者は、チャンドラ衛星の高い空間分解能を活かして個々のX線点源の寄与を除去するとともに、非X線起源のバックグラウンドを様々な較正データを活用して慎重に評価、除去する方法を考案し実行した。これらの努力によって、ディスク内の活発な大質量星形成領域からハローへ伸びるプラズマガスの分布とそのスペクトルを高い信頼度で得ることに成功した。

　第二の成果は、上記のプラズマガスの温度をX線スペクトルから評価することによって、それが、NGC55に束縛されず、銀河風として銀河間空間に吹き出していることを定量的に示したことである。銀河における化学進化は、超新星爆発によって金属量が増えたガスが再び星形成の材料となることで進行していると考えられている。そのためには、ディスクからハローへ吹き上げられたガスが再びディスクに戻ってくる機構が必要とされている。しかし、NGC55の質量は我々の銀河系の1/100しかないので、観測された高温プラズマガスの温度を考えると、それを重力的につなぎ止めておくことができないことがわかった。その結果、NGC55ではガスの循環が効率よく働かず金属量が少ないことが期待されるが、実際、スペクトルの解析から得られた金属量の値は太陽の1/10程度と非常に低くなっており、よく対応している。

　第三の成果は、NGC55で確立した方法をさらに4つの近傍エッジオン銀河に適用することで、我々の銀河系の質量の1/10程度の銀河まで同様の描像が成り立っていることを示したことである。この目的のために、申請者はチャンドラ衛星のアーカイブデータを活用し、上記と同様に点源とバックグラウンドの慎重な除去を行った。その結果、いずれの銀河においても、吹き出したプラズマガスは銀河に束縛されず、金属量も低いことが明らかになった。このことは、NGC55で得られた結論の一般性を示したものと言える。

　以上のように、申請者はチャンドラ衛星を用いたX線観測によって、銀河からのプラズマガスの放出現象を明瞭に捉え、それが化学進化を抑えて金属量を低くしている原因と考えられることをはじめて明らかにした。これは、銀河における化学進化の理解において非常に重要な知見であり、高い学術的意義がある。また、この研究は指導教官を含めた研究協力者の助言のもと、申請者が着想して実行したものであり、申請者の寄与は十分と判断できる。従って、博士(理学)の学位を授与できるものと認める。