立教大学

宇宙X線天文衛星は、1970年にアメリカのUhuru衛星にはじまり、これまでに日本でも6機のX線衛星を打ち上げ、宇宙X線観測が発展してきました。X線で宇宙を見ることで、人間の目では見えない高エネルギーの宇宙現象について調べることができます。ブラックホールや中性子星のような高密度天体から、重たい星が一生の最後に起こす超新星爆発と呼ばれる現象など、目がよい (=空間分解能が良い) 装置で宇宙X線を観測することで、未知の熱い宇宙の姿を明らかにすることができます。

チャンドラ衛星 (1999年打上~2023年現在も運用中) は、X線衛星の中で一番の空間分解能 (0.5秒角) を誇ります。その目の良さでこれまでに超新星残骸の時間発展など様々な高エネルギー物理現象が明らかになってきました。しかし、X線の視力に直結する集光装置 (X線望遠鏡) は、光軸から離れるほど、像が一点に綺麗に集光されにくくなります。理想的な点像からのずれの度合いを、点広がり関数(point-spread function; PSF) と呼びます。図2は、チャンドラ衛星が2004年に観測した超新星残骸カシオペア座Aの観測画像を背景として、場所毎のPSFを実測に基づいたシミュレーションで生成したときの形状を示したものです。光軸からの距離が遠くなるほど、集光力が下がり、PSFの広がりが大きくなります。つまり、観測された画像は真の天体像そのものではなく、場所ごとに集光力の異なるレンズで見たものになります。

真の天体像を見るためには、光の到来方向によって集光性能が異なる影響を上手に補正する必要があります。そのためによく使われる手法として、画像デコンボリューション法があります。事前にシミュレーションなどで得たPSFと観測画像を照らし合わせて、数学的な処理によってPSFの影響を補正し、真の鮮明な画像を推定する方法です。

天文学では、Richardson-Lucyデコンボリューション (RL法) がよく使われます。RL法はRichardson (1972年) とLucy (1974年) によって開発された、ベイズ推定を用いた反復処理により真の鮮明な画像を推定する手法です。デコンボリューション法を実際に適用する際には、1つの観測画像に対して、1つのPSFを使う場合が多いです。しかし、単一のPSFを用いるだけでは、チャンドラ衛星の観測画像全体に対してデコンボリューションを高精度にはできません。そこで、私たちは既存のデコンボリューション手法にPSFの場所依存性と取り入れる方法を考えました。そうすることで、場所ごとの像の歪みを正しく補正し、真の天体像を推定することを目指しました。

本研究では、RL法をベースにして、場所ごとのPSFを計算に組み込むための新しい手法を開発しました。RL法の計算方法を見直し、複数のPSFを計算過程で取り込めるように改良しました。実用上は、観測画像全体でピクセル毎にPSFを用意すると非常に計算コストがかかることがわかりました。そのため、ある一定間隔毎にPSFを切り替える設計にすることで、計算の高速化にも実現しました。また、明度によって生じる切り替え部分の人工的な線の発生を抑えるために、独自の補正方法も開発しました。このようにして、チャンドラ衛星の観測画像全体でも実用的な計算時間で、位置依存性のあるPSFを用いたRL法の開発を成功させました。

開発した独自手法の原理実証として、超新星残骸カシオペア座Aに本手法を適用しました。図1(左)はチャンドラ衛星の観測画像で、図1(右)は独自手法を適用した結果です。像のぼやけ具合が大きくなる画像の右側において、本手法の方が細かい構造が鮮明化しています。図3では、その違いを単色のイメージで解説しました。このように、世界で初めて超新星残骸カシオペア座Aに対して、PSFの空間変化を適切に扱い、観測画像全体に対してデコンボリューションを施し、従来よりも鮮明な天体像を得ることができました。

チャンドラ衛星の観測画像全体でのデコンボリューション法を開発し、原理実証として超新星残骸カシオペア座Aに適用しました。チャンドラ衛星は、約20年に渡り観測を進めていますので、空間的な時間発展や未知の構造の発見、動きの高精度の計測など、様々な活用が期待できます。本手法により、X線観測の視力が良くなることで、電波や可視光観測など多波長で宇宙を見る力の幅が広がると考えています。

本研究は、日本学術振興会（JSPS）科学研究費 挑戦的研究(開拓)JP20K20527「精密X線分光偏光観測に向けた極低温コンプトンカメラの開発（研究代表者：山田真也）」、基盤研究(B)JP22H01272 「X線連星SS433ジェットによる電波星雲W50の形成とガンマ線放射生成機構の解明（研究分担者：山田真也）」基盤研究(B)JP20H01941「輻射磁気流体計算に基づく活動銀河中心核状態遷移過程の解明（研究分担者：山田真也）」による助成を受けて行われました。