エポックⅢ：宇宙の再電離～暗黒時代の終わり＆天体時代の始まり（後編）―43―

最新宇宙誌【11】エポックⅢ：宇宙の再電離～暗黒時代の終わり＆天体時代の始まり（後編）～
福江
5. 最初の天体

純（大阪教育大学）

どういう進化をしたのか、そして最初の星は

このエポックに関する最後の問題として、

初期宇宙の環境やさらには宇宙の進化にどの

宇宙の再電離を起こした＜最初の天体＞につような影響を与えたのか、といった内容が問いて述べておこう。

題になり始めたのである。過去の研究で重点

現在のおおかたの考えとしては、宇宙再電的に調べられたのは“現在の星”であって、離の電離源は、宇宙初期に誕生した高温で大実は、宇宙の“最初の星”についてはあまり質量の星か、あるいは初代の活動銀河／クェ

調べられていなかったのだ。

ーサーあたりだったのではなかろうかと思われている。どちらも強い電離源になりうるが、違う点としては、最初の星は強い紫外線を出すものの X 線はあまり出さないが、クェーサ
ーは紫外線も X 線も両方出すことだ。そのため、初代星周辺の宇宙ストレームグレン球は割と境界がはっきりしているが、X 線は貫通力が高いのでクェーサー周辺の宇宙ストレー
ムグレン球はややぼやけてしまうことになる。
電離源として、どちらがより重要だったのか、あるいは両方とも電離源として働いたのかは、
図 12

まだ決着がついていない。

太陽（左）と最初の星（右）（ Bromm 2001）

最初の星は大質量で高光度の星だった。

5.1

最初の星

宇宙の中で基本的な天体である星について

ちょっと思うと、星はいつできても星だろは、現代物理学が発展した 20 世紀に、非常うという気がするかもしれないが、膨張宇宙に精力的に研究されてきた。コンピュータのにおいては、できる時期によって星の性質は発達によって数値シミュレーションが可能に異なってくる。具体的には、星を作っているなったこともあり、“通常の”星の構造や進化

元素の成分が異なってくるのである。宇宙のについては、誕生時と終末時を除き、かなり

ごく初期でまだ星も生まれていない時期には、解明されたといっていいだろう。

宇宙には水素とヘリウムしか存在しなかった。

ところが最近、星の研究がふたたび脚光をその後、星の内部の核反応により重元素が形浴び始めている。それは、「最初の星（first

成されて、現在の宇宙には、水素やヘリウムstar）」問題が起こったためだ。すなわち、宇以外にも、炭素や窒素や酸素や鉄などの元素

宙の歴史の中で、最初の星はいつできたのか、も微量ながら存在している。そしてそれらの最初の星はどんな星だったのか、最初の星は

重元素は、グラファイトやシリケイトその他、

天文教育 2009 年 3 月号（Vol.21 No.2）

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■

連

載

最新宇宙誌【11】■しばしばダスト（塵）として存在している。

カワ文庫）では、銀河史の初期に“黎明期戦これらの重元素は、微量ながら星の形成や争”というものあったとされている。すなわ

構造に大きな影響を与えることがわかってい

ち、銀河の最初の歴史においては、金属元素る。星が形成される際に、ガスの温度を下げが少なかったために、銀河の初期に発生し宇る“冷却剤”として働くからだ。ガスの集ま宙に進出した生命体の間では、金属をめぐるりが重力で収縮していくとき、熱を逃がすこ

熾烈な戦争があったというものだ。

とができなければ温度がどんどん上昇していき、ガスの圧力も上がっていって、星になる
前に収縮がストップしてしまう。しかし、重元素のダストが存在していると、ダストは赤5.1.1最初の星の構造と大気

現在の星と最初の星について、まず具体的な数値を挙げて比較してみよう。

外線を効率的に放射するので、どんどん熱を逃がすことができ、ガスは収縮しやすくなるのである。その結果、質量が比較的小さいガスの塊でも星になりやすい。
“現在の星”の典■太陽（現在の星の例）■
組成：水素 X ＝73％、ヘリウム Y ＝25％、重元素 Z＝2％型的な質量が太陽程度なのは、そのことが一

質量：1.99×1030kg（太陽質量）つの大きな理由である。太陽は、ごく典型的

半径：6.96×108 m（太陽半径）な星の一つなのだ。また同時に、あまり質量

平均密度：1.41 g/cm3

が大きな星もできなくなり、“現在の星”の質

表面温度：5780K

量は最大でも太陽の 100 倍程度だと考えられ

光度：3.85×1025W（太陽光度）ている。

寿命：100 億年

逆に言えば、水素とヘリウムだけしか存在しない初期の宇宙で生まれた“最初の星”の場合、重元素／ダストによる冷却効果がない
ので、質量の小さな星は形成されにくいだろう。実際、最近の数値シミュレーションなどの結果では、宇宙で生まれた最初の星は、太陽の 100 倍から 1000 倍もの質量をもった非常に大質量の星々だったと見積もられている。
宇宙の一番星はきわめて巨大な星々だったのだ。

■最初の星■
組成：水素 X ＝75％、ヘリウム Y ＝25％、重元素 Z＝0％
質量：100 太陽質量～1000 太陽質量
半径：4 太陽半径～14 太陽半径
平均密度：2.20～0.514 g/cm3
表面温度：100000～110000 K
光度：100 万太陽光度～3000 万太陽光度
寿命：300 万年

水素とヘリウムしかない初期宇宙で、なん

現在の星と最初の星について、横軸を表面とか大質量で高光度の最初の星が形成され、温度の対数、縦軸を光度の対数に取った“HR

それらの星が進化し、赤色巨星となり超新星図”を描くと、図 13 のようになる。同じ質を経て、重元素を撒き散らして爆散したから量で比較してみると、最初の星は現在の星にこそ、重元素を含む後代の星や惑星系が生ま

比べて、光度はさほど変わらないのに表面温れる土壌が醸造され、そして現在の宇宙にお度が高い。ということは、半径が小さいこと

ける生命の発生へとつながったのである。

を意味している（ステファン・ボルツマンの余談ではあるが、少し前に読んだアレステ
ア・レナルズの分厚い SF『量子空間』（ハヤ法則）。結果、星の中心温度も高いことを意味している。

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黒体放射で近似されるが、高温度星では電離のため、低温度星では分子の存在のために、黒体放射からのずれが大きくなる。したがって、観測量はもとより、周辺環境へ与える影
響を調べるためにも、詳しくやろうとすればするだけ、モデル大気の計算は重要になってくる。そのような計算の一例を図 14 に示す。

図 13

現在の星（種族Ⅰ）の 0 歳主系列（右側の実線）と最初の星（種族Ⅲ）の 0 歳主系 列 （ 左 側 の 実 線 ）（ Tumlinson & Shull
2000）。
ダイヤモンド印は現在の星から重元素を 下 げていった場合の位置で、2 太陽質量の場合は右端の Z＝0.02 から 10-5 まで、15 太陽質量では10-10 まで、そして 90 太陽質量では 10-13 まで小さくしてある。ちょっと細かい話を書くと、重図 14モデル大気のスペクトル（Tumlinson &Shull 2000）。

元素が少しでもある星は一番最初の星で は な

成 分 は 水 素 と ヘ リ ウ ム の み で 、 Pop Ⅱ （ Z ＝

いので、そういう意味で、重元素僅少星を種族

0.001）の有効温度は 36000K、PopⅢ（ Z＝0）のⅢと使い分けることもあるようだ。

有効温度は 63000K とした。

これはどういうことかというと、宇宙初期

図 14 は、15 太陽質量の種族Ⅱ（ Z＝0.001、の核融合で触れたように、星の核融合には、Teff ＝ 36000K ） と 種 族 Ⅲ （ Z ＝ 0 、 Teff ＝

主に、水素水素連鎖反応（pp chain；pp チェ

63000K）について計算したモデル大気のスイン）と炭素・窒素・酸素を触媒とする CNO

ペクトルだ。

サイクル（CNO cycle）があるが、最初の星星の構造や進化には重元素が劇的に影響すでは触媒となる CNO がないために、pp チェ

るが、モデル大気のスペクトルを左右するのインしか起こらない。高温になると pp チェ

は温度である（重元素がスペクトルに影響しインは CNO サイクルより効率が悪いため、ないわけではない）。図 14 のスペクトルで崖星の質量を支えるためには、半径を小さくしみたいなのは、いわゆる「電離端（ionizationて中心部を圧縮し高温にして、核反応を起こ

limit）」で、たとえば、912Å（91.2nm）のさせる必要があるのだ。そのため、最初の星「（中性水素の）ライマン端（Lyman limit）」

は、同じ質量で比べると、現在の星よりも、は、水素の電離エネルギー13.6eV（91.2nm）

より小さくて高温の星になるのである。

より高いエネルギー（短い波長）では水素が星の構造と表面温度が決まれば、モデル大

電離してしまうので、そのような光子が激減

気の計算が可能になる。星はおおざっぱにはすることを示している。また 504Å（24.6eV）

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最新宇宙誌【11】■は中性ヘリウムのライマン端、230Åは一回に含まれる多数の銀河である。もやもやした画

電離ヘリウムのライマン端、だと思う（自信、像が左右に四つほど並んでいるが、中央付近の70％）。36000K の種族Ⅱの星では、中性水素

ピンク（原図）の二つの像は、Ｘ線衛星「チャのライマン端と中性ヘリウムのライマン端がンドラ」が撮像したＸ線像で、高温のガスを表みられるが、もっと温度の高い 63000K の種しており、また同時に銀河団に含まれる大部分族Ⅲ星では中性ヘリウムのライマン端はみえの通常物質の分布を示していると考えら れ てなくなり、一回電離ヘリウムのライマン端がいる（可視光で見える銀河よりガスの方が質量幅を利かせている、のだと思う（リュードベが多い）。さらに、その両側の二つの青い（原リの公式からヘリウムの電離エネルギーを計図）丸い像は、重力レンズ効果を用いて推定さ算すると、こちらに相当するモノになる）。

れた通常物質よりはるかに大量の暗黒物 質 の分布を表している。通常物質よりはるかに大量

5.1.2

最初の星の形成の暗黒物質が、通常物質とは違う分布をしてい現在の宇宙では、通常物質は星や星間物質、ることがわかる。ちなみに“弾丸”の由来は、さらにそれらの巨大な集合体である銀河とい中央の二つの X 線像のうち、右側のものが右にった様相を取っているが、暗黒物質は銀河や尖った鏃（やじり）のようにみえるためらしい。

銀河間空間に広範に拡がっていて、通常物質の分布と暗黒物質の分布とには、ときとして初期宇宙のわずかなゆらぎを種として、通ずれができている（図 15）。しかし、まだ星常物質と暗黒物質は、太陽の 10 万倍くらいや銀河が形成されていない初期宇宙では、通の 質 量 を も つ ガ ス 雲 ── 「 ミ ニ ハ ロ

常物質と暗黒物質は入り交じっていた、と想（minihalo）」と呼ばれることもある──を形像されている。

作り、その中で、最初の星が形成されただろうと考えられているのだ。
このガス雲における通常物質の成分は、言
うまでもなく、水素とヘリウムだけだ。水素は大部分が原子状態だったが、そのごく一部、
1000 分の 1 ほどは水素分子になっている。
量的にはわずかだが、この水素分子が非常に重要な役割を果たした。低温のガスでは、水素分子のみが、「冷却剤（coolant）」として働くからだ（図 16、図 17）。
すなわち、約 10000K よりも温度が高いと、

図 15

弾 丸 銀 河 団 1E~0657-56 （ Bullet

原子状態の水素が励起して、その際に放射す

Cluster。画像出典：http://www.nasa.gov/

る光がガスからエネルギーをもちだし、ガス

mission_pages/chandra/multimedia/

が冷えることが可能になる。しかし、10000K

photos06-096.html）。

より低温では水素が励起されないので、中性

この銀河団は二つの銀河団が衝突合体し て 形

水素が光を放出することが難しくなる。逆に、成されたと考えられている。多くの白や薄いオ

低温で分子が形成されていれば、分子の振動

レンジ（原図では）の丸い像は、ハッブル宇宙

状態の変化や回転状態の変化に伴って電磁波望遠鏡などで撮像された可視光画像で、銀河団を放出するので、エネルギーを抜くことが可

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図 16

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温度の関数で表したガスの冷却率（Barkana & Loeb 2001）
冷却剤としては、10000K 以上だと水素原子、より低温では水素分子が働く。

能になるのだ。
ただし、現在の星間空間で見られる CO な
どの非対称な分子はバランスが悪いので効率よく電磁波を放出できるが、水素分子は対称性がいいので電磁波の放出効率は非常に悪い。
だから一般には（現在の星間空間では）、ガスの冷却剤としては役に立たないと思われていたが、初期宇宙では意外に役に立つのである（というか他にないから仕方ない）。
これらのミニハロが冷えた結果、重力収縮
し、さらに重力不安定で分裂して、数百太陽質量程度の規模の小さなガス雲になり、それらから最初の星ができると思われている。シミュレーションなどの結果では、宇宙が開闢してから、1 億 5000 万年から 2 億年ぐらい

図 17にかけてではないかと想像されている。最近

現在の星間空間では、主に、ダスト表面の吸着は精力的にさまざまなシミュレーションが行過程で形成される。ダストのない初期宇宙では、われているので、ぼくもプライオリティの所

電子を触媒として水素マイナスイオンを 経 た

在がよくわからないが、目についたものを少り、陽子を触媒として H2 プラスイオンを経て形し挙げてみよう（図 18、図 19）。

成される。

分子の形成過程

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図 18

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最新宇宙誌【11】■宇宙項（Λ項）と冷たい暗黒物質（CDM）

を含むΛCDM 膨張宇宙モデルのもとで、始図 19

やはりΛCDM モデルのもとでの、最初源ガス雲の振る舞いをシミュレーションしの星（最初の原始星）が形成されるシミュたもの（Yoshida et al. 2003）

レーション（Yoshida et al. 2006）

赤方偏移が z＝17 まできたときで、図の差し渡

赤方偏移は z＝19 ぐらいの時期で、左上から右しは 600kpc ほどである。始源ガスはフィラメ

回りの拡大した画像してある。

ント状に集まり、さらにフィラメントの交叉点にはより濃いガス雲－初代天体－が形成 さ れ・質量降着率：最初の星の構造でみたように、ていることがわかる。これに先立つ z＝25 から最初の星はダストによる冷却がないため、ダ

30 ぐらいの時期にできた 10 万太陽質量ぐらい

ストによる冷却がある現在の宇宙の同じ質量のミニハロから、このような構造ができてきた。

の星と比べて、より高温で高密度の星になる。
したがって、同じ質量では、最初の星は現在

こうして生まれた最初の星（核反応を起この星より重力が強い。その結果、周囲のガスしていない最初の原始星）は、実はまだあまをより強く引きつけることになり、ガスが降り質量は大きくない。太陽の 10 倍ぐらいか、ってくる割合－「質量降着率（mass accretion

もっと小さいという計算もある。しかし、最rate）」が大きくなる。具体的には、初の星の周辺にはまだ大量のガスが残ってい現在の星：100 万分の 1 太陽質量／年るので、それらのガスが「降り積もる最初の星：1000 分の 1 太陽質量／年（accretion）」ことにより、最初の星は引きのように、最初の星の方が 1000 倍くらい大続いて“成長”して、大質量の星になると考きくなりそうだ。

えられている。

・不透明度：周辺に十分なガスがあっても、星が生まれた後に、周囲に取り残されたガ

無限に星に降り積もっていくわけではない。

スが降り積もる質量降着は、現在の宇宙の星星の質量が十分に大きくなって、核反応を起形成領域でも起こっているが、現在の宇宙とこすようになり、星が明るく輝きはじめると、

初期宇宙とでは、いくつか条件が異なってい星からの放射圧でガスは影響を受けるようにる。

なる。とくに現在の宇宙にあるダストは放射
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圧の影響を受けやすく、その外向きの放射圧

比例して半径は増加していることになる。こによって質量降着はストップする。しかし、の時期は、エネルギーの収支を考えない、単最初の星ではダストがなく、質量降着をなか純な球対称質量降着モデルで説明できる。

なか止めることができないため、大質量になるまで成長を続けると予想されている。

フェーズⅡ

重力収縮期：10 太陽質量を超えたあたりから、質量が増加するにもかかわ

上記のようなことを念頭に置いて行われた

らず、半径は減少するという状態に移行する。

数値シミュレーションの一例が図 20 だ。質星の質量が増加すると、星の内部での重力収量降着率をいろいろに変えた場合の、星の質縮によるエネルギー解放が利いてきて（まだ量（横軸：太陽質量単位）と半径（縦軸：太核反応は起こっていない）、エネルギーバラン

陽半径単位）の変化を示している。

スを保ちながら、星は自分自身の重力で収縮する時期に入るためだ。この重力収縮期は「ケル ビ ン ＝ ヘ ル ム ホ ル ツ 収 縮 期（Kelvin-Helmholtz contraction phase）」とも呼ばれる。図では時間の経過がわかりにく
いが、動的なタイムスケールで進む質量降着期に比べると、熱的なタイムスケールで進む
重力収縮期は桁で長くなる。
フェーズⅢ

主系列降着期：重力収縮が進んで星の中心部での温度が高くなると、50 から 100 太陽質量ぐらいでついに核融合反応が図 20最初の星のガス降着成長（Omukai andPalla 2003）

起こり始めて、最初の星は 0 歳主系列に到達する。図中の黒丸が核融合の火が灯ったとき

横軸は太陽質量を単位とした星の質量、縦軸は太陽半径を単位とした星の半径。質量降着率は、-3だ。
この計算例では、質量降着率によって、フ4.4×10 太陽質量／年を基準（この質量降着率

ェーズⅢの振る舞いが異なることがわかる。

の場合に、ある段階でエディントン臨界に到達

質量降着率が基準（この質量降着率の場合に、する）にして、下から、その 1/4 培、1/2 培、1ある段階でエディントン臨界に到達する）と倍、2 倍とした計算例。黒丸は水素燃焼が起こした値よりも小さいと（図の下の二つ）、50

る時点。

太陽質量ぐらいで 0 歳主系列になり、静かに進化していく。しかし、質量降着率が大きい

図 20 からは、質量降着を受ける原始星かと（図の上の二つ）、星の半径はふたたび急激

ら主系列星への成長には、大きく三つのフェに増加する。というのも、質量降着率がこのーズ（Ⅰ～Ⅲ）があることが見て取れる（定基準値より大きいと、ある段階で星からの放性的には現在の星でも同じ）。

射が強くなり、形成されたばかりの（形成さフェーズⅠ

断熱降着期：まず太陽質量のれつつある）外層大気は、放射圧加速恒星風

10 倍ぐらいまでは、質量降着によって星の質として吹き出すため、大気が実質的に膨張す

量が増加するとともに、星の半径も増加してるのである。

いる。増加の仕方は直線的だが、図のメモリ

なお、最初の星は大質量で高温の星なので、は対数目盛なので、実際には質量のべき乗に放射されるエネルギーは紫外線などになる。

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最新宇宙誌【11】■

それがそもそも宇宙の再電離に働くわけだが、 は膨張して赤色巨星となる。この時期、とく同時に周囲へ放射圧を与えたり、その他、多に「漸近巨星肢／AGB 星（asymptotic giant

大な影響を与え、それらの多くは、さらなる

branch）」と呼ばれるフェーズで、星は質量星の形成を妨げる方向に働く。しかし、星形

放出をしながら外層大気の多くを失ってしま

成過程は相当に複雑な過程で、まだまだ研究

い、残された中心核は CO 白色矮星になる。

の途上というべきだろう。

白色矮星の最大質量（チャンドラセカール質量）は太陽の 1.4 倍程度である。なお、この

5.1.3

AGB 星時代にどれくらいの質量が失われる

最初の星の進化

ここで、比較的質量の大きな星、とくに重かは、現在でもまだ十分にはわかっていない。

元素を含まない大質量星（すなわち宇宙最初(2) 8 太陽質量＜星の質量＜30 太陽質量の星）の進化に関して、最近の研究をざっと中性子星が残る。この質量範囲では、星はまとめておこう（図 21）。

進化の最終段階で、重力崩壊型超新星爆発を起こし、星の大部分を吹き飛ばして、中心部は縮退して中性子星になる。中性子星の質量は 2 太陽質量前後である。
(3) 30 太陽質量＜星の質量＜140 太陽質量
ブラックホールが残る。この質量範囲でも、星は進化の最終段階で、重力崩壊型超新星爆発を起こすが、星のすべてが吹き飛ぶわけではなく、ガスの一部が「フォールバック（fallback）」してきて中心部の質量が中性子星の上限質量を超えてしまい、中心部はブラックホールになる。
ただし、質量がある程度大きいと、そもそも超新星爆発を起こさずに星全体がひっそり

図 21

重元素のない（ Z＝0）大質量星の進化（Heger & Woosley 2002）

重力崩壊して、そのままブラックホールになると考えられている。ちなみに、そのような横軸が星の初期質量で、縦軸は星の最終 質 量

華々しくない超新星のことを「暗黒超新星（共に太陽質量単位の対数値）。斜めの直線は（dark supernova）」と呼ぶことがある。ま

最終質量が初期質量と等しい線だが、進化の途

た、ひっそりとできるブラックホールを「無中のさまざまな質量放出によって、太い実線の音ブラックホール（silent black hole）」と呼ように最終質量は初期質量より小さくなる。

ぶようだ。ブラックホールとしてもっとも有名な はくちょう座 X-1（10 太陽質量程度）(1) 太陽質量＜星の質量＜8 太陽質量は、まさに“無音過程”でできたブラックホ

白色矮星が残る。星は、主系列星の段階でールなのではないかという意見もある。

は、水素がヘリウムに核融合する際に発生す(4) 140 太陽質量＜星の質量＜260 太陽質量る熱で自らを支えている。しかし中心部の水残存物なし。実はこの範囲内の星は、意外

素がヘリウムに変換すると熱源がなくなるたなことにブラックホールにならない。
「 電子陽め、ヘリウムの芯は収縮する一方、外層大気

電子対不安定（pair instability）」と呼ばれる

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ある種の不安定を起こして、星全体が吹き飛持していたため、観測的にはしばしば水素のんでしまうのだ。

スペクトル線をもつⅡ型超新星爆発として観この「電子陽電子対不安定型超新星爆発測される。

（pair-instability supernova）」は聞いたこ

しかし、さらに大質量になると、中心部のとがない人が多い思うので、少し詳しく説明

温度が非常に高温になり、そのため光子のエ

しておこう（図 22）。

ネルギーも非常に高くなって、光子同士の衝突で電子・陽電子のペアが生成されるほどになる──「対生成（pair creation）」と呼ぶ。
純粋なエネルギー（光子）の状態ではそのエネルギーすべてが圧力に寄与していたが、電子と陽電子になるとエネルギーの大部分は静止質量に転化してしまい圧力として働かない（もとの光子のエネルギーから静止質量エネ
ルギーを引いた残余が運動エネルギーとして圧力に働く）。結果、中心部の圧力がごそっと抜けて、星は「爆縮（implosion）」し、中心

図 22

電子陽電子対不安定型超新星爆発の核周辺から落下した物質が急激に圧縮されて、イメージ （出典：http://www.popsci.com/

残っていた燃料が一気に核融合し大爆発する

files/imagecache/article_image_large/のだ。大量の物質が一気に融合したエネルギ

files/articles/bigboom_main.jpg）

ーはすさまじく、ブラックホールさえ残さずに星は爆散してしまうと考えられている。

星は、自身の重さを、高温の中心部から外(5) 260 太陽質量＜星の質量向きの圧力で支えている。太陽のような小質ブラックホールが残る。さらに質量が大き量の星では、外向きの圧力は高温になったガ

くなると、中心核の重力崩壊に伴って、超新スの圧力──「ガス圧（gas pressure）」が担

星爆発は起こさずに星全体が重力崩壊し、直っている。しかし、星の質量が大きくなり同接にブラックホールになる。

時に中心の温度が高くなると、ガス圧よりも「輻射圧（radiation pressure）」の方が効い

5.1.4

最初の星の影響てくる（ガス圧は温度に比例するが、輻射圧すでに触れたように、最初の星は大質量では温度の 4 乗に比例する）。すなわち、大質高温の星なので、放射される紫外線は、ガス量星は、中心の核融合で生成された光子の圧を電離したり逆にガスの収縮を妨げたり、周力で支えられているのだ。

辺環境へ多大な影響を与える。それら放射ささて、通常の大質量星の超新星爆発の場合、星の進化が進み中心部の元素が鉄まで融合しれる電磁波による影響を「放射的フィードバック（radiative feedback）」と呼ぼう。

てしまうと、それ以上の核融合は起こらない

たとえば、ガスの収縮を妨げる負のフィー

ので熱源がなくなり、中心核が崩壊して、ちドバックとしては、紫外線による水素分子のょっと粗っぽく言えば、まぁ、その反作用で解離がある。初期宇宙の水素ガスは一部が水超新星爆発を起こす。これは「重力崩壊型超素分子になっていて、その水素分子が冷却剤新星」で、外層大気にはまだ大量の水素を保として働いてガスの収縮をそこそこに可能に

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最新宇宙誌【11】■している。しかし、水素分子は壊れやすい分（図 23）。この IMF が、1～2 太陽質量付近

子で、11.2～13.6eV の紫外線を受けると簡単と、10～100 太陽質量付近とで、二山になっに破壊されてしまうのだ。そのため、最初のているのが興味深い。

星ができてしまうと、最初の星から放射され上記に述べた最初の星の進化と照らし合わる紫外線によって周囲のガス中に含まれる水せると、図 23 の白い範囲（1～8 太陽質量あ素分子が破壊され、新たな星が形成されにくたり）は最終的に白色矮星になってしまうだ

くなるのである。

ろう。また、薄い灰色の部分（8～40 太陽質

一方、星の進化の結果においても、たとえ量と 140～260 太陽質量）は超新星爆発で重ば、最初の星の超新星爆発は規模が大きいの元素を星間空間に撒き散らすので、重元素ので周囲への影響も大きい。さらに、重元素の増加に貢献することになる。さらに、濃い灰生成という観点でも、後の世代の星形成への色の部分（40～140 太陽質量と 260 太陽質量

影響が大きい。このような元素組成に関わる以上）は、ブラックホールになってしまうのも の を 「 化 学 的 フ ィ ー ド バ ッ ク （ chemical

で、重元素の増加には関係ない。

feedback）」と呼ぶ。
誕生時の星の質量にはさまざまなものがあ5.2

最初のクェーサー

り、それぞれの質量の星がどれくらい生まれ

この 5 節で述べた最初の天体の第一候補はるかという割合を「初期質量関数 IMF（initial

もちろん“最初の星”だし、天体現象の基本

mass function）」と呼んでいる。星の世代交が星であることは、今も昔も変わらない。一代による重元素生成や銀河進化への影響を考方、最初の星の寿命は先に述べたように短命えるとき、この初期質量関数は欠かせない重で数百万年しかない。したがって、最初の星

要情報である。

ができれば、宇宙史的にはほぼ同時に“最初最近の数値シミュレーションでは、最初のの（恒星質量）ブラックホール”ができたは星の初期質量関数 IMF なども得られている

ずだし、“最初の連星”における“最初の降着円盤”や亜光速ジェットを吹き出す“最初のマイクロクェーサー”が現れただろう。さらに“最初の活動銀河”、すなわち“最初の大質
量ブラックホール＋降着円盤システム”を含む“最初のクェーサー”が形成され、その中心からは“最初の宇宙ジェット”が吹き出たことだろう。もちろん“最初の極超新星やガンマ線バースト”とビカビカ光ったことに違いない。宇宙が生まれて数億年から 10 億年ぐらいの時代は、とにかく＜最初の天体＞オンパレードだったのであるから。
最初の X 線連星にせよ、最初のガンマ線バ

図 23最初の星の初期質量分布の予想（Nakamura & Umemura 2001）

ーストにせよ、さまざまな最初の天体が初期宇宙に与える影響は、もしかしたら、並々な横軸は星の初期質量で、縦軸はその質量をもつらぬものがあったかもしれないが、ここでは星の割合。二山になっている点に注意。

とくに最初のクェーサー＜大質量ブラックホ

天文教育 2009 年 3 月号（Vol.21 No.2）

エポックⅢ：宇宙の再電離～暗黒時代の終わり＆天体時代の始まり（後編）―53―

ール＋降着円盤システム＞について、少し触うのも、降着円盤から放射されるエネルギー

れておくことにする。

は、基本的にはガスの位置エネルギーの解放

さて、ブラックホール周辺の光り輝く降着円盤について、その基本的な描像はほぼ確立で決まっているので、円盤を構成している物
質の有様には関係ないためだ。

している（非定常な振る舞いや相対論的影響

もう一点の定量的な違いは、円盤のサイズ

そしてジェットとの関連など、まだまだ解明と温度である。現在の降着円盤の場合、中心すべき点は多いが）。そして、降着円盤から放が太陽の 10 倍程度のブラックホールだとす

射される光のスペクトルは、いわゆる「円盤ると、ブラックホールのサイズは数十 km ほ

黒体放射（disk blackbody）」とか「多重温度

どで、円盤の内縁のサイズも同じくらいにな

スペクトル（multi-color spectrum）」などとり、また円盤の内縁（一番温度が高い部分）呼ばれるものになることがわかっている。

の温度は 1000 万度ぐらいになる。しかし、通常の星の場合、その表面温度はほぼ一様

最初の降着円盤の場合、最初の星が太陽のなので、星が放射するスペクトルは、単一の100 倍とか 1000 倍で、それらの最初の星か温度の黒体放射スペクトルで近似できる（実ら生まれるブラックホールも同じくらいの質

際には、高温度星ではバルマー端などでの強量をもっているため、そのサイズは数百 km

い吸収が、低温度星では分子の吸収バンドなから数千 km になり、また円盤の内縁の温度どがあるため、黒体放射とはずいぶんと違っは数百万度ぐらいになる。中心のブラックホてくるが）。

ールの質量が大きくなると、降着円盤のサイ

一方、降着円盤の場合、その表面温度は中央ほど高温で周辺部ほど低温になるため、場ズは大きくなり、温度は下がっていくのである。実際の計算例を図 24 に示す。

所によってさまざまな温度の黒体放射を放出している。結果、降着円盤のスペクトルは、さまざまな温度の黒体放射スペクトルを、その放出面積に比例する割合で足し合わせたものになり、単一温度の黒体放射スペクトルを少し引き延ばしたようなものになる。それを円盤黒体放射などと呼んでいるのだ。
以上のような定性的な特徴は、最初の降着円盤も現在の降着円盤も大きく変わらない。
しかし定量的には、主に二つの点で、最初の降着円盤は現在の降着円盤と異なると予想さ

図 24

最初の降着円盤のスペクトル（Fukue &Takeuchi 2007）

れる。
まず一つは、円盤ガスの組成だ。最初の星

横軸は光の振動数（単位は Hz）、縦軸は光のと同様に、最初の降着円盤も重元素は含まな強度に振動数を掛けた値をプロットしてある。

い。その結果、円盤の内部構造などは、最初単独の星のスペクトル（破線）は単純なピーの降着円盤と現在の降着円盤は、定量的には

クをもつ黒体放射になるが、降着円盤のスペ少し違いが出てくることがわかっている。たクトル（実線）はピークが横に延びた円盤黒だし、重元素組成の違いは、降着円盤の放射

体放射になっている。

スペクトルにはさほど影響を与えない。とい天文教育 2009 年 3 月号（Vol.21 No.2）

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■

連

載

図 24 で示したスペクトルは、

最新宇宙誌【11】■

文研究報告誌に投稿したのだが、論文の査読者（レフリー）の“練習問題に過ぎない”と■星（破線の下から上へ）――――――――――――――――――――――――
星の種類
質量
表面温度
――――――――――――――――――――――――
種族Ⅰ（現在の星） 15 太陽質量
30000Kいう手厳しいコメントとともに掲載拒否（リ種族Ⅲ（最初の星） 100 太陽質量100000K

は時折ある。

種族Ⅲ（最初の星） 1000 太陽質量100000K――――――――――――――――――――――――■降着円盤（実線の下から上へ）――――――――――――――――――――――――
ブラックホールの質量 内縁半径
内縁温度――――――――――――――――――――――――
15 太陽質量約 150km1000 万 K
100 太陽質量

900km

560 万 K

1000 太陽質量

9000km

320 万 K――――――――――――――――――――――――というパラメータで計算してある。
図からわかるように、星のスペクトル（破線）は単純なピークをもった黒体放射になっている。また最初の星（破線の上の二つ）は紫外線付近にピークがあることがわかる（したがって、宇宙の再電離を起こす第一候補である）。一方、降着円盤のスペクトル（実線）はピークの拡がった円盤黒体放射になっている。また現在の降着円盤（一番下の実線）より最初の降着円盤のピークは低振動数にずれてはいるが、それでも最初の降着円盤のスペ
クトルピークが X 線領域であることがわかる（したがて、やはり宇宙の再電離を引き起こジェクト）されてしまったものである。面白い内容だと思ったんだけどなぁ、と著者が思っても、レフリーと見解の相違が生じること

文 献Bromm, V.（2005） ARA&Ap, 42, 79.
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福江 純（2007）『輝くブラックホール降着円盤』，プレアデス出版．

したかもしれない）。
このような最初の降着円盤や最初のジェットが初期宇宙に与える影響も、今後、研究すべき重要な課題である。ちなみに、最後に余談ながら、この「最初の降着円盤モデル」は“悲しい”エピソードをもっている。これは2 年ほど前に計算して、他のいろいろな性質と併せて学術論文にまとめ、日本天文学会欧福江

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純（大阪教育大学）