カラーマップはガンマ線の強度を、左図の黒色の等高線は衝撃波中で加速された電子のシンクロトロン放射による電波強度を、白色の等高線は星間ガスの密度分布を、右図の薄青色の等高線は衝撃波によって暖められた星間ガスの密度分布を示しています。この観測により超新星爆発による衝撃波と星間ガスが衝突している場所でガンマ線が放射されていることが明らかになりました。我々のグループでは、他の超新星残骸の画像解析にも取り組んでいます。スペクトルとモデルの予測カーブ。スペクトルとモデルの予測カーブ。フェルミ衛星が観測したスペクトルは、陽子起源の場合に期待されるスペクトルとよく一致しているのに対し、電子の制動放射から予想されるスペクトルとは一致していません。以上の活動銀河核を検出し、その種類毎の空間分布や時間発展に新たな実験的知見をもたらし、銀河形成の過程の理解を大きく進めています。個以上を検出し、その内半分近くをフェルミ衛星が初めて検出するなど、パルサーの研究に大きな進展をもたらしました。フェルミ衛星の観測によって、これまで考えられていたより多くのミリ秒パルサーと呼ばれる連星パルサーが検出され話題となっています。フェルミ衛星は暗黒物質探索においても重要な貢献をしています。測定によると宇宙線電子のスペクトルに暗黒物質起源とも考えられる増加が見られたため話題となっていました。フェルミ衛星による精密なスペクトル測定によって否定されました。一方で、暗黒物質の検出法としては、その対消滅によって生成されるガンマ線信号を探索することも有力な方法です。年間のガンマ線観測データを用い、最高感度で暗黒物質を探索しましたが、その証拠は見つけられませんでした。倍の質量)以下の暗黒物質が存在しないことを示し、暗黒物質の質量範囲に強い制限を与えました。以下であれば検出できる見込みです。我々のグループでは、近傍で最も高密度に暗黒物質がたまっていると考えられる銀河中心周辺のガンマ線放射の詳細分布を研究しており、暗黒物質の対消滅によって放射されるガンマ線の信号検出に取り組んでいます。種類の観測装置を搭載しています。Detector、SGD)です。ガンマ線の到来方向とエネルギーを高分解能で測定できる半導体コンプトン・カメラとガンマ線の到来方向を制限するコリメータを組み合わせることで、観測方向以外からのバックグラウンドとなるガンマ線を排除し、これまでにない感度を実現しています。我々のグループは、シリコン半導体検出器や専用集積回路の開発に貢献しました。ひとみ衛星は、打ち上げ間もなく発生した姿勢制御系の不具合によって運用を断念することになりました。精度でガンマ線の偏極を測定できることを示しました。補助金を得て、野外で使用可能な携帯型カメラを製品化し、この技術を福島における放射性物質の除染へ活用することで、復興の一助になるように取り組んでいます。エネルギー帯のガンマ線放射に多くの知見をもたらしました。電子ボルト)エネルギー帯で角度分解能が不十分でした。Ovservatory(AMEGO)です。以下のエネルギー帯では、コンプトン散乱の原理を活用してガンマ線を検出するため、ガンマ線偏極にも高い感度が期待できます。フェルミ衛星を似た検出器の構成となっていますが、飛跡検出器をストリップ型からピクセル型に変更することで、エネルギー分解能や低エネルギー帯での感度向上を目指しています。ピクセル型検出器の開発に取り組んでいます。以上のエネルギーを持った宇宙線は、銀河系内にとどまることができません。以上のエネルギー領域の宇宙線の大部分は、銀河系外から到来すると考えられています。億倍の質量を持つ超巨大ブラックホール、銀河団の衝突とそれに続く合体による乱流などの説がありますが、どれも有力とは言えない状況です。よる高エネルギーガンマ線観測によって銀河系外の宇宙線源が明らかになることが期待されています。秒以上遅れて放射されていることがわかりました。この現象は陽子起源を示唆すると考えられていますが、フェルミ衛星の感度が不十分であるため、観測できるガンマ線の数量が少なく、放射機構を理解するまでには至っていません。エネルギー領域)を持つため、多数のガンマ線を検出することでガンマ線バーストにおけるガンマ線放射機構を明らかにできると期待されています。度程度と推測されています。以上の遠方に存在する超巨大ブラックホールから到来するガンマ線は、背景赤外光と相互作用して減衰すると考えられていますが、それと矛盾する観測結果が最近報告されています。高エネルギーのガンマ線を観測することで決着をつけることができると考えられています。