天の川銀河のガンマ線の輝き：信号か、間の悪い瞬間か

フェルミ大面積望遠鏡は、天の川銀河の中心のおよそ10度の範囲から、約1ギガ電子ボルト（GeV。粒子のエネルギーの単位）のガンマ線が、既知の天体や銀河の拡散した輝きのモデルで説明できるより多く来ているのをとらえている。MITカブリ天体物理学・宇宙研究所のIsabel Sandsと、カリフォルニア工科大学TAPIRのPhilip Hopkinsは、その起源が20年近くにわたって未解決の問題だと述べている。一部の研究は、この「銀河中心超過」を、暗黒物質の粒子が互いに対消滅してガンマ線に変わっていることの動かぬ証拠とみる。ほかの研究は、ミリ秒パルサー（非常に速く自転する、死んだ星）の新たな集団のような、分解されていない点源――一つひとつは暗すぎて見分けられない群れ――によるものだとする。

どちらの陣営も壁にぶつかっている。超過が銀河の中心にある星々のバルジをなぞっているとする研究もあり、これは天体物理学的な起源を示唆する。また中心部には、必要な数のパルサーを生み出すはずの恒星系が足りないようにみえる。

時間の止まった銀河

著者たちは、過去のほぼすべての研究に共通する弱点を指摘する。「通常の」ガンマ線の輝きを予測するために、それらの研究は、宇宙線――陽子、電子、より重い原子核などの高速の荷電粒子――をあたかも定常状態にあり、銀河の軸のまわりに均一に広がっているかのように扱うコードに頼っている。こうしたコードでは、時間とともに変化するもの、たとえば銀河風や磁場に結びついたガス、乱流を追うことができない。

ここで使われたシミュレーションでは、宇宙線は超新星によって打ち出される。宇宙線は進みながら3通りの方法でガンマ線を生み出し、そのうち2つは、どれだけのガスにぶつかるかに左右される。宇宙線を穏やかで平均化された霧としてモデル化すると、現実のむらはすべて、説明のつかない残差として残ってしまう。

2つの仮想の天の川銀河

SandsとHopkinsは、FIRE-2プロジェクトから、天の川銀河に似た3つのシミュレーション銀河を取り出した。これらは磁場、ガス、数種類の宇宙線粒子を含めて、初期宇宙から育てられたものだ。そのうちの1つ、m12iは、私たちの銀河と違って円盤が強くゆがんでいるため除外された。残ったのは、より平らな円盤をもつm12fと、より目立つバルジをもつm12mである。どちらにも暗黒物質からの放射やパルサーは含まれていない。ガンマ線の輝きの源は、超新星が打ち出した宇宙線だけだ。

チームはそれぞれの銀河について、「穏やかな」基準をつくった。ガンマ線の総明るさが中央値を下回るすべてのスナップショット――シミュレーション銀河を相次ぐ時点で記録したもの――の平均である。これを4億6000万年前から2000万年前までの各スナップショットから差し引き、中心から10度以内と20度以内に残ったもの――残差――を調べた。

シミュレーションで得られた各銀河の中心が、その穏やかな平均からエネルギーごとにどれだけずれるか。色付きの帯は全スナップショットの中央の半分の範囲を示し（視線方向に沿って異なる深さまでの輝きを数える3つのバージョン）、黒い点はフェルミが測定した超過を示す。黒い点は帯の十分内側にある。— Figure 3, Sands & Hopkins (2026), arXiv:2610.32845.

現れては消える出っ張り

残差がじっとしていることはない。差し渡し1度から10度以上の超過が、超新星やその集団が最近爆発したところならどこにでも現れ、その多くはフェルミが測定したものよりずっと大きい。試したすべての設定で、実際の超過は、シミュレーションの残差の中央の半分（25パーセンタイルと75パーセンタイルのあいだ）に余裕をもって収まる。明るい部分の隣には、たいてい暗い部分がある。爆発がまわりのガスを押しのけるからだ。

そして、この論文の核心となる例が現れる。m12fのあるスナップショットでは、残差が大きさと形の両方でフェルミの超過に匹敵し、中心の10度以内でほぼ球形をしている。これは、少なくとも3つの別々の超新星の集団から生じている。

1億年にわたる銀河m12fの10個のスナップショット。どれだけ前に起きたかで色分けしている。太い曲線はフェルミが測定した超過（黒い点）によく沿っており、ほかの曲線はどのエネルギーでも上がったり下がったりしている。— Figure 5, Sands & Hopkins (2026), arXiv:2610.32845.

理由はタイミングにある。中心の1キロパーセク（約3,260光年）では、宇宙線が広がるのに約100万年かかる。これは、まわりのガスとガンマ線スペクトルが変化するのにかかる時間とほぼ同じだ。宇宙線はたいてい、次のかく乱が来る前に均一に広がる時間がない。

運の悪い瞬間をとらえたのか

天の川銀河の中心は、フェルミが詳しく観測できる唯一の銀河中心である。著者たちは、そのスペクトルにちょうど今1〜10 GeVの超過が見えているのは単なる偶然かもしれないと書いている。彼らはこれをルック・エルスウェア効果（look-elsewhere effect）と呼ぶ。私たちは、自分たちの銀河を都合の悪い瞬間にとらえてしまったのかもしれない。

2人は2通りの読み方を示す。慎重なほうの読み方では、過去の解析は定常状態を仮定したことで、まったくありふれた原因から来る不確かさを大幅に過小評価していた。大胆なほうの読み方では、拡散した輝きの一時的な増加が、暗黒物質や新たなパルサーなしで超過を説明できるかもしれない。いずれにしても、フェルミのデータの解析に使われるモデルは見直さなければならない、と2人は主張する。

2つの銀河では言えないこと

論文は確率を示していない。シミュレーション銀河が2つしかないため、著者たちは、ありふれた宇宙線物理がそっくりのものをどれくらいの頻度で生み出すかを測ることができない。厳密な統計的主張をするには、それが必要になる。彼らの銀河は、中心の1キロパーセクで、天の川銀河の中心領域より10〜100倍速く星をつくっているので、より激しい環境なのかもしれない。また中心のブラックホールを含んでおらず、いくつかある宇宙線輸送のモデルのうち1つしか使っていない。ほかのモデルなら、小さなスケールでの変動がさらに増える可能性が高い。

2人はこの研究を概念実証と呼び、一つの検証方法を提案している。もしほかの銀河の中心に別のエネルギーでの超過があれば、それは変化する天体物理学的な源を強く支持することになる。もしどの銀河中心にも同じ1〜10 GeVの出っ張りが見られるなら、暗黒物質を支持する説得力のある論拠になるだろう。