TMT で切り拓く新しい天文学
TMT サイエンス検討会報告書

3

図 1: すばる望遠鏡主焦点カメラを用いた約 2 平方度の狭帯域深撮像観測で検出した 14 個の 100 kpc を超える

z = 3 水素 Lyα 輝線ガス雲（LAB)。Matsuda et al. (2011) より引用。緑色が Lyα 輝線。等高線は輝線表面
輝度 1.4 × 10−18 erg s−1 cm−2 arcsec−2 。各画像の一辺は 40 arcsec（z = 3 で約 300 kpc に相当)。すばる望
遠鏡/超広視野主焦点カメラ (HSC) による数十平方度の狭帯域深撮像観測で z ∼ 2 − 6 LAB が千個以上検出されると予想される (4.2.1 節)。

図 2: z=2.49 の電波銀河 4C23.56 の周囲に発見された原始銀河団の、Ks, NB228、J の各画像による三色擬似
色合成画像（国立天文台ハワイ観測所の田中壱氏提供)。一辺は 3 arcmin または銀河団の座標で 1.3 Mpc である。緑にあたる NB228 狭帯域フィルターは、星形成の指標である Hα 輝線が z=2.49 に赤方偏移したものをちょうど捉える。赤い四角で囲った天体は特に星形成活動が活発な銀河で、我々の銀河系に比べ２桁程度高い
星形成率を持っている (Tanaka, I. et al. 2010, arXiv1012.1869)。これらは現在激しく成長している銀河で、将来は銀河団中の楕円銀河へ進化すると考えられる。TMT では、これら形成途上銀河一つ一つの、星形成活動、
化学進化、動力学を詳細に調べ、環境に依存した銀河形成・進化の実態に切り込み、それらを物理的に理解することが可能になる (4.3.1 節)。

4

図 3: TMT(左) とすばる望遠鏡 (右) による重力レンズ観測のシミュレーション結果。手前の黄色の銀河の重力場による光の経路のゆがみによって、背後にある元々小さな青い銀河が大きく引き延ばされリング状に観測されている（アインシュタインリング) 様子をシミュレーションしている。TMT の解像力と重力レンズ現象
を組み合わせることで遠方銀河の内部構造をこれまでにない精度で明らかにできるであろうことがみてとれる(4.4.2 節)。

視線方向上のガスの平均速度場

視線方向上のガスのランダム速度場

図 4: コンピューターシミュレーションで再現した生まれたての銀河（宇宙年齢約 20 億年後) の速度場構造の姿。左パネルは視線方向上（紙面垂直方向) のガス粒子で平均した速度場の平均値で、生まれたての銀河が回転運動の成分を持っていることが分かり、天の川銀河のような渦巻銀河の生まれたての姿を見ていると考えられる。右パネルは、視線方向上のガスのランダム運動の成分で、降着するガスあるいは超新星爆発で吹き飛ばされたガスの成分をみていると考えられる。TMT を用いて、生まれたての銀河の姿を解剖することが可能になる (4.4.3 節)。

5

図 5: 大須賀（国立天文台）らによるスーパーコンピュータシミュレーションで解明された、新型ブラックホー
ルジェット。ブラックホールの重力に引きつけられたガスが、ブラックホールの周囲を回転するガス円盤（茶）を形成している。また、円盤の表面からはガスが上下方向に高速で噴出している（ジェット：緑）。このジェットは円盤から放射される光の圧力で加速され、らせん状に巻きついた磁力線（白線）によって細く絞られている。このようなジェットの形成や成長は観測的にはほとんど未解明であり、TMT による解明が強く望まれる(5.3.5 節)。また、このジェットのようなアウトフローガスの物理状態 (5.3.4 節) も TMT によって解明が期待される課題である。

図 6: 左はすばる望遠鏡の FOCAS で得られた不規則銀河 M82 の画像。高温の電離ガスが銀河から放出されている様子が Hα 輝線として観測されている（図中の赤い部分）。この図中で黒枠により示された領域をチャン
ドラ X 線衛星で観測した様子が右に示されている。最も明るく輝く天体が、鶴（京都大学）らにより発見された中間質量ブラックホール。M82 の中心からこの中間質量ブラックホールまでの距離は約 500 光年。このような中間質量ブラックホールの系統的探査を TMT で行うことが、巨大ブラックホールの進化を解明するために必要である (5.2.2 節)。

6

図 7: 菅井（京都大学）らにより捉えられた、楕円銀河 NGC 1052 中心にある巨大ブラックホール近傍から吹く銀河風。すばる望遠鏡によって作られる銀河の像を、京都三次元分光器第 2 号機のレンズアレイ上に置くことによって空間二次元での分光（面分光）観測がなされた。白い四角で囲んだグラフは、そのうちのとある 6か所（6 個の小レンズ）でのデータ。酸素ガスが放射する輝線の波長と強さを示している。グラフの形がガスの運動状態を表しており、これを分析することにより吹き出すガスの姿が浮びあがった。TMT を用いれば、こうしたガスの構造や物理化学状態の分布をすばる望遠鏡に比べてはるかに詳細に調べることができる (5.3.6 節)。
また、こうした銀河風が母銀河に及ぼす影響を TMT により解明することは、銀河と巨大ブラックホールの共進化の謎に迫るために極めて重要な課題である (5.4.6 節)。

図 8: Ia 型超新星爆発のコンピュータ・シミュレーションの例 (Maeda et al. 2010b)。超新星の爆発形状の解
明は恒星分野の重要課題である (6.2.2 節、図 6.7)。

7

図 9: すばる望遠鏡 Suprime Cam によって得られた、円盤銀河 M81 (Barker et al. 2009)。銀河を個々の星に分離し測定することにより近傍銀河の徹底的な理解をめざす (6.7.4 節、図 6.43)

図 10: すばる望遠鏡がとらえた原始惑星系円盤の画像。右上図は、誕生した惑星が作る円盤構造のシミュレー
ション結果。TMT を使えば、より星の近くで、より軽い惑星の証拠をとらえることができる (7.3 節)。

8

図 11: すばる望遠鏡の HiCIAO で直接撮像された太陽型星 GJ758 のまわりの巨大惑星候補天体 (図中の丸印の中央) の画像。2009 年 8 月の観測データ。観測波長は近赤外線。主星の明るい光はコロナグラフ技術により取り除かれている。TMT ではこの技術をさらに推し進め、地球型惑星を直接撮像することを目指している(8.4.1 節)。

図 12: Marchis et al. (2006) による Keck 望遠鏡の補償光学装置（AO）を用いた小惑星の空間分解撮像画像（Kp バンド、画素スケール 9.94 milli-arcsec）。左上図は 8 Metis（直径 180 km）、左下図は 52 Europa（直径310 km）、右上図は 87 Sylvia（直径 280 km）、右下図は 130 Elektra（直径 190 km）。各天体の左図は観測
画像、右図は光度曲線から得られた形状モデルで、両者の軸比がよく一致していることから形状が正しく測定されていることがわかる。8−10 m 望遠鏡が達し得る解像度（約 0.05 arcsec）では直径 200 km 程度の小惑星までが限界だが、TMT による AO 撮像は 0.015 arcsec（K バンド）という高い空間分解能を有し、直径約 40

km の小惑星まで空間分解撮像が可能となる。これは、より小さな天体の観測が可能になるだけでなく、観測可能な天体の数を格段に増加させることを意味する。さらに、これまでは困難であった太陽系外縁部に位置す
る準惑星（直径 1000 km 前後）の空間分解撮像も実現される (9.2.1 節)。

9

はじめに

TMT プロジェクトの概要
TMT（Thirty Meter Telescope; 30 メートル望遠鏡）は、2018 年完成を目指して国際共同で計画が進んでいる口径 30m の次世代地上大型望遠鏡である。主鏡は 492 枚の六角形鏡の複合鏡で、観測波長範囲は 0.31–28µmである。TMT 計画は米国カリフォルニア大学、同工科大学、カナダ大学連合によって構想され、独自の望遠鏡構想を持っていた日本の国立天文台がこれに合流する形で協力している。計画には中国とインドも参加を表明している。2009 年 7 月にハワイ島マウナケア山頂を建設の第一候補地とすることが決まった。これにより同じ
マウナケア山頂にある日本のすばる望遠鏡を含む各国の 8–10m 級望遠鏡と連携した観測が可能になる。特に、望遠鏡主焦点を用いた広視野観測を得意とするすばる望遠鏡との連携が大きな威力を発揮すると期待される。

TMT は、すばる望遠鏡の 13 倍の集光力と、ハッブル宇宙望遠鏡の 10 倍以上の解像度 (K バンドで 0.015 arcsec)を誇る。この驚異的な性能で、宇宙最初の天体の発見や、銀河の生い立ちの詳細な解明、生命の存在しうる太陽系外惑星の探査など、天文学の様々な分野に革新をもたらし、日本のそして世界の天文学は新たな局面を迎えることになるであろう。

TMT サイエンス検討会の活動内容と本提案書の意義
すばる望遠鏡によって飛躍的に発展した日本の光赤外天文学の高い活動性を今後も維持し、さらに発展させていくためには、日本が 30m 級望遠鏡へのアクセスを確保することは極めて重要である。日本学術会議においても、TMT 計画は今後日本が推進すべき大型科学計画の一つに推挙されている。そこで日本がこの国際共同計画の大きな一翼を担うべく、予算獲得を目指して、国立天文台を中心に現在活発に検討を行っている。
この活動の一環として、国立天文台 TMT プロジェクト室 (NAOJ-TMT 室) が主催し、光学赤外線天文連
絡会の後援を得て、日本国内の TMT サイエンス検討会を発足することにした。この検討会のミッションは、

TMT によって追及すべき次世代天文学の重要なサイエンス課題を、日本の天文コミュニティーとして検討し、独自の検討報告書を作成するとともに、観測装置の構成や仕様に対して提言を行なうことである。さらにこの活動を通して、本国際共同プロジェクトにおける日本のアイデンティティーを確立させるとともに、TMT 計
画の実現へ向けたコミュニティーの機運をさらに向上させることも目的である。そこで、日本天文学会、光学
赤外線天文連絡会、理論天文学懇談会などを通じて、観測家と理論家を問わず、広くコミュニティーに検討会への参加者を募ったところ、中堅若手が中心の総勢 51 名の研究者の方々の参加を得ることになった。検討会
は、研究対象によって「宇宙論、初代天体、宇宙再電離」、「銀河形成・進化」、「活動銀河核」、「星、銀河系、局所銀河」、「星・惑星形成、系外惑星、太陽系」の５つの分科会に大別したが、最初の二つは不可分であることから、検討は「銀河・宇宙論班」として統合して行った。各分科会のチーフは次頁にまとめた通りである。
ついで、本検討会の活動経過もまとめた。
このように、一年間近くかけて班ごとにサイエンスの詳細な検討を行いつつ、班長会を月一回ほどの頻度で開いて、情報交換や共通項目の議論、方針決定を行った。また、本検討班メンバーに限らず一般の天文学研究者の意見も集約するために、検討途中段階で、『TMT で切り拓く 2020 年代の新しい天文学』と題した研究会を開催し、91 名の参加を得、検討会の検討状況の中間報告を行うとともに、一般講演も受け付けて広く議論を
行った。

10
なお、本検討会の活動費（会合参加費、報告書作成費など）は国立天文台 TMT プロジェクト室が負担した。
また中間報告会は国立天文台研究集会に採択され、2010 年 10 月に国立天文台三鷹キャンパスにて開催した。
この検討会の結果として、本提案書をまとめることができた。各検討会メンバーと、コミュニティーのサポートに感謝したい。また報告書の編集作業には、５名の大学院生；但木謙一 (東大)、澁谷隆俊 (総研大)、平田義孝 (愛媛大)、伊藤紘子 (総研大)、葛原昌幸 (東大) の各氏の協力をいただいた。感謝する。本提案書が、TMT計画への日本の参加実現に向けて大きな後押しの力となることを期待している。

検討会と各分科会のチーフ
検討会世話人代表

児玉 忠恭 (国立天文台 ハワイ観測所)

宇宙論、初代天体、再電離

吉田 直紀 (東京大学 数物連携宇宙研究機構)

銀河形成・進化本原 顕太郎 (東京大学 天文学教育研究センター)

活動銀河核

長尾 透 (愛媛大学 理工学研究科)

星、銀河系、局所銀河

青木 和光 (国立天文台 ハワイ観測所三鷹)

星・惑星形成、系外惑星、太陽系

成田 憲保 (国立天文台 太陽系外惑星探査プロジェクト室)

TMT サイエンス検討会の活動経過
2010.03.15

TMT サイエンス検討会の立ち上げ決定2010.03.18
2010.03.26

検討会各分科会の班長決定

2010.03.31
2010.04.15
2010.04.26

検討会班員募集開始（tennet/gopira/rironkon などで案内）

2010.09.23
2010.10.04/05

日本天文学会秋季年会にて検討会の活動報告

2011.02.04

サイエンス検討会の検討報告書完成

日本天文学会春季年会 TMT 企画セッションにてサイエンス検討会立ち上げ宣言
同募集締め切り
初回班長会開催、班員決定、検討会としての活動開始『TMT で切り拓く 2020 年代の新しい天文学』（サイエンス検討会中間報告会）開催

11

目次
第 1 章 TMT の観測装置

13

執筆担当者

13
13
13

1.1
1.2

1.3

1.4

. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

概要 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

1.2.1

装置選択の経緯 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

1.2.2
1.2.3

ナスミス焦点への配置 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
初期 AO . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

13
13

1.2.4 装置開発計画 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
1.2.5 日本における装置開発 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
第 1 期観測装置 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

15
15
16

1.3.1
1.3.2

InfraRed Imaging Spectrograph (IRIS) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
Wide-Field Optical Spectrograph (WFOS) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

16
22

1.3.3 InfraRed Multi-slit Spectrograph (IRMS) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
第 2 期観測装置 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
1.4.1 近赤外高分散分光装置 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

23
25
25

1.4.2
1.4.3

中間赤外撮像分光装置 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

25
26

1.4.4
1.4.5
1.4.6

可視高分散分光器 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

近赤外広視野多天体分光器 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
系外惑星直接撮像装置 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
広視野近赤外撮像装置 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

26
26
26

第 2 章 宇宙論 〜TMT による基本パラダイムの検証〜

2.1

2.2

31
この分野の概要 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 31

2.1.1
2.1.2

班員構成、担当 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

2.1.3
2.1.4
2.1.5

主要研究題目 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

当該分野における TMT サイエンスの方向性 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
キャッチ・フレーズ . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
要求される装置のまとめ . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

宇宙の加速膨張の検証・微細構造定数の変化 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

3.2

31
32
32

2.2.1

宇宙の加速膨張の直接測定 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

32
32

2.2.2

微細構造定数の変化 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

34

第 3 章 銀河宇宙の夜明け 〜初代天体と宇宙再電離〜

3.1

31
31

この分野の概要 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

3.1.1
3.1.2

班員構成、担当 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

3.1.3
3.1.4

主要研究題目 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

当該分野における TMT サイエンスの方向性 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

39
39
39
39

キャッチ・フレーズ . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

39
40

3.1.5 要求される装置のまとめ . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
初代天体 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

40
40

12
3.2.1
3.2.2
3.2.3
3.3

初代星の超新星爆発を捉える. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
初代銀河の誕生 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
GRB 母銀河観測 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

宇宙再電離

3.3.1
3.3.2
3.3.3
3.3.4

. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
高赤方偏移銀河で探る宇宙再電離 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

51
51

ガンマ線バーストで探る宇宙再電離 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

56
60
64

クエーサー吸収スペクトルで探る宇宙再電離 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
電離光子放射銀河の可視近赤外分光 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

第 4 章 銀河宇宙の激動 〜銀河構造の起源と進化〜

4.1

4.2

4.3

この分野の概要 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

4.1.1
4.1.2

班員構成、担当 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

4.1.3
4.1.4
4.1.5

主要研究題目 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

当該分野における TMT サイエンスの方向性 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

71
71
71
71

要求される装置のまとめ . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

72
72
72

ガスから銀河へ . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
4.2.1 形成途上銀河の質量集積 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

73
73

4.2.2 クェーサー吸収線で探る銀河・銀河間物質 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
銀河の星形成史と質量集積 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
4.3.1 銀河激進化時代の環境効果、ダウンサイジング、AGN との共進化 . . . . . . . . . . . .

79
87
87

4.3.2
4.3.3
4.4

41
43
48

キャッチ・フレーズ . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

星形成バースト : サブミリ波銀河 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

95
銀河の成熟期 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 100

銀河の基本構造の獲得と進化 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 107

4.4.1
4.4.2

z = 1 − 3 星形成銀河のディスク形成 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 107
重力レンズで探る銀河構造形成 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 110

4.4.3
4.4.4

数値シミュレーションと TMT で探る銀河の起源 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 113
銀河進化における銀河間相互作用の役割 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 117

第 5 章 巨大ブラックホールの起源 〜活動銀河核と巨大ブラックホール〜

5.1

5.2

129
この分野の概要 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 129
5.1.1
5.1.2
5.1.3

班員構成、担当 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 129

5.1.4
5.1.5

キャッチ・フレーズ . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 130

主要研究題目 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 130要求される装置のまとめ . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 130

巨大ブラックホールに迫る：近傍宇宙における徹底解明 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 130

5.2.1
5.2.2
5.3

当該分野における TMT サイエンスの方向性 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 129

巨大ブラックホールの系統的質量測定. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 131
巨大ブラックホールの種 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 134

中心 100 pc の謎に迫る：TMT で暴く銀河中心の未解明領域 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 140

5.3.1

赤外線撮像分光観測による塵/分子ガストーラスの直接検出 . . . . . . . . . . . . . . . . 141

5.3.2
5.3.3
5.3.4

銀河中心 100 pc 領域の詳細調査による質量供給問題の研究 . . . . . . . . . . . . . . . . 146

5.3.5
5.3.6

ミニ電波ジェットの実態に迫る塵などに覆われた、活動的な巨大ブラックホールの実態解明 . . . . . . . . . . . . . . . 150
巨大ブラックホール近傍から噴き出すアウトフローの実態解明 . . . . . . . . . . . . . . 154. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 157
母銀河スケールでの電離プラズマ領域の実態解明 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 161

13
5.4

巨大ブラックホールの宇宙論的進化および銀河との共進化

5.4.1
5.4.2

. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 166
活動性が極大期だった頃の巨大ブラックホール天体の実態調査 . . . . . . . . . . . . . . 167
巨大ブラックホールの合体 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 170

5.4.3
5.4.4

大型 X 線衛星で見つかる超遠方巨大ブラックホールの詳細研究 . . . . . . . . . . . . . . 172

5.4.5
5.4.6

巨大ブラックホール天体の電離領域における金属量と化学進化 . . . . . . . . . . . . . . 177

銀河と巨大ブラックホールの共進化 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 174
ガスの速度構造から探る巨大ブラックホールから銀河への影響 . . . . . . . . . . . . . . 181

第 6 章 超新星・恒星活動と恒星分離にもとづく銀河の形成・進化

6.1

195
この分野の概要 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 195
6.1.1 班員構成、担当 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 195
6.1.2
6.1.3

6.2

当該分野における TMT サイエンスの方向性 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 195
主要研究題目 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 195

6.1.4 キャッチ・フレーズ . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 196
6.1.5 要求される装置のまとめ . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 196
超新星とガンマ線バースト . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 197
6.2.1
6.2.2

ガンマ線バーストと超新星 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 197

6.2.3
6.2.4
6.2.5

超新星の爆発形状―偏光観測

6.2.6
6.2.7

高赤方偏移超新星爆発 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 218

超新星の爆発形状–分光観測 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 202. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 209
近傍超新星・残骸の高解像度観測 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 212
暗い超新星 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 215
超新星爆発に汚染された星 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 224

6.3

恒星時間変動現象 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 227

6.4

6.3.1 X 線連星・激変星の降着円盤の高時間分解能分光観測 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 227
恒星進化と物質循環 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 230

6.5

6.4.1 質量放出とダスト形成 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 230
初期世代星 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 234

6.6

6.5.1 リチウム同位体組成 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 234
6.5.2 外部ハローの超金属欠乏星探査と金属量分布 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 237
銀河系 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 239
6.6.1
6.6.2
6.6.3

6.7

銀河系バルジの高金属量星の解明 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 239
厚い銀河円盤成分の化学動力学構造 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 242
ハロー部分構造の形成 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 244

6.6.4 球状星団の恒星種族 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 247
局所銀河群・近傍銀河 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 249
6.7.1
6.7.2
6.7.3

矮小銀河―暗黒物質分布と恒星種族 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 249

6.7.4
6.7.5

円盤銀河のハロー構造 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 259

6.7.6

局所銀河群銀河、近傍銀河群・銀河団の動力学 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 264

矮小銀河–起源と進化の解明 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 252

M31 のハローと矮小銀河 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 256
楕円銀河の起源の解明 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 261

14
第 7 章 星・惑星・生命の誕生

7.1

277
この分野の概要 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 277
7.1.1 班員構成、担当 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 277
7.1.2
7.1.3

7.2

主要研究題目 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 278

7.1.4 キャッチ・フレーズ . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 279
7.1.5 要求される装置のまとめ . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 279
星形成 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 279
7.2.1
7.2.2

7.3

当該分野における TMT サイエンスの方向性 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 277

赤外線領域での高分散分光観測による新しい星間分子の探査 . . . . . . . . . . . . . . . 279
初期質量関数と若い星の質量・年齢 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 284

7.2.3 TMT による若い星からのジェット・アウトフロー現象の観測的研究 . . . . . . . . . . . 290
7.2.4 大質量星形成 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 296
惑星形成 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 300
7.3.1
7.3.2
7.3.3

星周円盤の詳細構造の観測 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 300

7.3.4
7.3.5

水素分子輝線で探る原始惑星系円盤ガス散逸機構 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 312

原始惑星系円盤の固体物質分布観測 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 306
円盤における磁場構造 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 311
原始惑星系円盤ガス中の有機分子の空間分布 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 316

第 8 章 夜空の星の多様な惑星たち 〜TMT で探る第 2 の地球〜

8.1

8.2

329
この分野の概要 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 329
8.1.1
8.1.2

班員構成、担当 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 329

8.1.3
8.1.4
8.1.5

主要研究題目 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 329要求される装置のまとめ . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 330

TMT での新たな系外惑星の探索 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 330

トランジットによる系外惑星のサイエンス . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 337

8.3.1
8.3.2

8.4

キャッチ・フレーズ . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 330

視線速度法による系外惑星のサイエンス . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 330

8.2.1
8.3

当該分野における TMT サイエンスの方向性 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 329

トランジット法による系外惑星大気バイオマーカーの高分散分光観測 . . . . . . . . . . 337
トランジット法による系外惑星大気バイオマーカーの多天体分光観測 . . . . . . . . . . 340

8.3.3 高分散分光による系外惑星ナトリウム大気の観測 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 343
8.3.4 ロシター効果による地球型惑星の軌道進化メカニズムの解明 . . . . . . . . . . . . . . . 345
直接撮像による系外惑星のサイエンス . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 348
8.4.1
8.4.2

ハビタブルゾーンにある地球型惑星の直接撮像探査 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 348

8.4.3

系外惑星の中間赤外線での直接撮像と低分散分光観測 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 356

重力マイクロレンズ惑星系の主星同定による系外惑星分布の解明 . . . . . . . . . . . . . 353

第 9 章 太陽系 〜「惑星系」の一典型を直接探る〜

9.1

9.2

365

この分野の概要 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 365

9.1.1

班員構成、担当 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 365

9.1.2
9.1.3
9.1.4

本分野における TMT サイエンスの方向性 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 365
主要研究題目 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 366
キャッチ・フレーズ . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 366

9.1.5 要求される装置のまとめ . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 366
太陽系の小天体・準惑星 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 367

15

9.3

9.2.1 太陽系小天体・準惑星の高空間分解観測 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 368
太陽系の惑星・衛星 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 372
9.3.1 惑星・衛星表層の高空間分解能観測 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 373
9.3.2

惑星・衛星大気の高分散分光観測 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 379

17

第 1 章 TMT の観測装置

1.1

執筆担当者

氏名

所属

主な担当章節柏川 伸成

国立天文台 TMT プロジェクト室、総合研究大学院大学

1.2, 1.4

鈴木 竜二

TMT プロジェクト室 カリフォルニア本部
国立天文台 先端技術センター
カルフォルニア大学 リバーサイド校

1.3.1
1.3.2
1.3.3

尾崎 忍夫
東谷 千比呂

1.2

概要

1.2.1

装置選択の経緯

TMT の特徴は波長 0.31 − 28 µm において高空間分解能 (0.007 arcsec @ 1 µm)、高分散分光 (R = 2, 000 −
100, 000) が高効率に観測可能になることである。これを実現すべく TMT の観測装置は 2005-2006 期に約 8 つの観測装置+AO（Adaptive Optics; 補償光学）について (図 1.1 参照)、実現可能性の検討が行われ、当時のSAC (Science Advisory Committee) において、科学的目標・コスト・技術的課題・スケジュールなどを勘案し、総合的に優先順位がつけられた。ファーストライト時までに完成を目指す IRIS, WFOS, IRMS の 3 つの観測装置を含む第 1 期観測装置（Early light instrument）と、それ以降順次実現を目指す第 2 期観測装置（First

decade instrument）の 2 つに大別することができる。後述する日本で開発予定の装置群はすべて第 2 期観測装置に分類される。第 1 期、第 2 期観測装置の主だった仕様・性能を表 1.9, 1.10, 1.11 にまとめる。

1.2.2

ナスミス焦点への配置

すべての観測装置は図 1.2 のようにナスミス焦点に並べられ、第 3 鏡を動かすことですばやい装置切り替え（10 分以内）が可能になっている。図の左側が初期 AO を用いる装置群、右側が使わない装置群となっている。
将来的なその他の装置も同様にナスミス台の上に配置されるものと思われる。

1.2.3

初期 AO

AO は地球大気の乱れをリアルタイムで測定しその影響を取り除くように補正を加える機能であり、TMT の観測では近赤外の観測装置のほぼすべてがこの機能の装着を想定している。TMT の初期 AO は、現在標準となっている、NGS(natural guide star)-AO、single LGS(laser guide star)-AO ではなく、これらの AO で問題となる狭い観測可能領域、コーン効果を回避するために、複数の LGS を用いる MCAO(multi conjugate AO)を採用した NFIRAOS(narrow ﬁeld IR AO system) と呼ばれる AO が搭載される予定である。NFIRAOS に要求されている仕様は以下の通りである。

• ガイド星 6 個、可変形鏡 2 枚、60 × 60 素子からなる MCAO
• 50W CW laser第 1 章 TMT の観測装置

18

図 1.1: TMT 観測装置案の一覧。上から 3 つまでの装置、IRIS, WFOS, IRMS が第 1 期観測装置 (Early light

instrument)、それ以外が第 2 期観測装置 (First decade instrument) になっている。

図 1.2: TMT 観測装置配置図。

1.2. 概要

19

図 1.3: NFIRAOS の概念図

• FOV(視野) 10 − 30 arcsec (銀河軸方向で 50% の sky coverage)• JHKL バンドで高効率（目標ストレール比0.42 (J)、0.62 (H)、0.77 (K)）

• 3 つの装置を搭載。
この NFIRAOS の完成後、次世代 AO として MOAO(Multi-object AO)、GLAO(Ground layer AO)、MIRAO(mid-IR AO)、ExAO(extreme AO) を実現していく予定であり、現在の第 2 期観測装置の中にもこれらの AO を想定した装置が検討されている。

1.2.4

装置開発計画

第 1 期観測装置については 2018 年のファーストライトを想定した場合、以下のような CoDR(Conceptional

design review)、PDR(preliminary DR)、FDR(Final DR) という審査・検討の過程を経て完成に至る予定である。第 2 期観測装置の開発計画については未定である。
2009
WFOS
IRIS
IRMS

2010

2011

2012

CoDR
CoDR

PDR
PDR

FDR
FDR

PDR

FDR

2013

2014

2015

test

2016

2017

2018

test
NFIRAOS

comm.
comm.

FL
FL

test

comm.

FL

表 1.1: 第一期観測装置開発の計画案

1.2.5

日本における装置開発

日本としての TMT 装置開発への関わり方としては 1) 第 1 期装置の開発・サイエンス検討に参加する、2)
日本で独自の観測装置を提案・開発していく、という 2 つの大きな方向性を持っている。後者については、これまでに 4 つの装置案が検討されてきた。このうち、高分散近赤外分光装置については NIRES チームと、中間赤外観測装置については MIRES チームとそれぞれ統合して検討が行われている。近赤外多天体広視野分光器と可視高分散分光器については、それぞれ IRMOS, HROS という概念の似た装置が既に提案されているが、今後具体的にどの設計が実現されていくのかは未定である。

第 1 章 TMT の観測装置

20

1.3

第 1 期観測装置

1.3.1

InfraRed Imaging Spectrograph (IRIS)

概要

IRIS は AO 対応の近赤外線用装置であり、0.84 − 2.4 µm の波長域において撮像機能と面分光機能を備えている。面分光は、対象天体を一次元のスリット上に載せて行うスリット分光と異なり、撮像で得られる二次元の空間情報を保持したまま、さらに分光が可能になる観測方法である。つまり二次元の空間情報と波長方向の情報が一度に取得できるため、得られる情報が飛躍的に増加する効率のよい観測方法である。撮像モードの空間サンプリングは 4 mas（milli-arcsec）、面分光モードの空間サンプリングは 4、9、25、50 mas の４種類を選択可能で、多様な科学的課題に対応できる。IRIS は装置由来の波面誤差を極力低減させることによって、AOの性能を最大限に引き出し、非常に高い空間分解能と高い感度を目指している。また、優れた星像を生かした
高精度位置天文学も IRIS の目指すユニークな性能である。IRIS は TMT の特徴である大口径と AO の高い波面補正能力が最も反映される装置で、TMT の高い能力が示されるショウケースと言える。IRIS は TMT SAC
が最優先に位置づけている装置である。

IRIS が目指す主な科学的課題は以下のようなものである。
• 宇宙で最初に生まれた明るい天体の探査• ブラックホールと銀河の共進化• 近傍銀河を個々の恒星に分解した恒星種族調査• 銀河系中心にある超巨大ブラックホール周辺の重力場の測定• 太陽系外惑星の物理的、化学的性質の調査
このように、IRIS は（太陽系内も含む）太陽系近傍から宇宙最遠方まで、幅広い天文現象に対応可能な汎用的な装置である。これらの研究課題の多くは現存する 10m 級の望遠鏡でも行われてきたが、IRIS の高い空間分
解能、感度、位置天文精度を活かして、これまで見えなかった領域の探査、細部の物理現象、精度の良い測定が可能になるであろう。例として、地球からの各距離において、10 mas（∼ 1 µm における IRIS の空間分解能）に対応する実際の距離を表 1.2 にまとめた。近傍の星形成領域で太陽〜地球の距離に迫り、z > 1 で銀河円盤を十分に分解できる等、これまで見えなかった領域の探査や細部の研究が可能になる。

10 mas @5 AU
5 pc
100 pc36 km
0.05 AU
1 AU

Jovian’s and moons
Nearby stars - companions
Nearest star forming regions

1 kpc
8.5 kpc

10 AU
85 AU

1 Mpc
20 Mpcz=0.5

0.05 pc
1 pc
0.07 kpc

Nearest galaxies
Virgo Cluster
galaxies at solar formation epoch

z=1.0
z=2.5

0.09 kpc
0.09 kpc

disk evolution, drop in SFR
QSO epoch, Ha in K band

z=5.00.07 kpc

protogalaxies, QSOs, reionization

Typical Galactic Objects
Galactic Center or Bulge

表 1.2: 地球からの各距離における、10 mas に対応する実距離

1.3. 第 1 期観測装置

21

図 1.4: IRIS の概観図
開発チーム

James Larkin (PI;UCLA), Anna Moore (coPI;Caltech), Elizabeth Barton (UCI), Brian Bauman (LLNL),
Khanh Bui (Caltech), John Canﬁeld (UCLA), David Crampton (HIA), Alex Delacroix (Caltech), Murray Fletcher (HIA), David Hale (Caltech), David Loop (HIA), Cyndie Niehaus (UCLA), Andrew Phillips(UCSC), Vladimir Reshetov (HIA), Luc Simard (HIA), Roger Smith (Caltech), Ryuji Suzuki (TMT),
Tomonori Usuda (NAOJ), Shelley Wright (UCB)

サイエンスチーム

Betsy Barton (UC Irvine), Shri Kulkarni (Caltech), Jonathan Tan (U. Florida), Mate Adamkovics, Joshua
Bloom, James Graham, (UC Berkeley), Patrick Côté, Tim Davidge (HIA), Shelley Wright (UC Berkeley),
Bruce Macintosh (LLNL), Miwa Goto (MPIA), Nobunari Kashikawa (NAOJ), Jessica Lu, Andrea Ghez,
David Law, Will Clarkson (UCLA), Hajime Sugai (Kyoto)

装置設計
図 1.4 に IRIS の概観図を示す。IRIS は NFIRAOS の持つ３つの観測装置取付口の内、下向きの取り付け口に配置される。したがって、常に一定方向の重力を受けるため、装置は構造的に安定した状態で運用される。装置は図 1.4 の上から順に、NFIRAOS との結合部と望遠鏡の追尾に伴う視野回転を補正する回転機構部、IRISの視野の中で対象天体を精度良く固定するための低次波面センサー (OIWFS) 部、撮像機能及び面分光機能の光学系、電気回路等が内臓された真空冷却容器部、ケーブル巻取り部から構成される。近赤外域での感度を向上させるため、真空冷却容器内部は高真空に保たれ、液体窒素温度程度まで冷却される。

IRIS の仕様を表 1.3 と表 1.4 にまとめる。IRIS は撮像モードと二つの面分光モードを有している。撮像モードと二つの面分光モードの視野は完全に独立しているため、面分光観測と並行して撮像観測を行うことができる（図 1.5 参照）。
撮像モードの空間サンプリングは 4 mas である。波長 1 µm での回折限界が 8 mas 程度であるため、回折限界の星像を 2×2 ピクセルでサンプルすることができる。検出器は 4k×4k = 160 万素子を持つ HgCdTe 検出器（Hawaii 4RG）を用いるため、16.4 arcsec×16.4 arcsec の視野を一度に観測することができる。撮像モードの光路図を図 1.6 に示した。光学系は折り曲げ鏡を除き全て透過系で構成されている。大気の擾乱が無い状態に

第 1 章 TMT の観測装置

22

観測モード

0.84 − 2.4 µm
撮像モード, レンズレットアレイ面分光モード, イメージスライサー面分光モード

検出器

Hawaii 4RG 1600 万素子, 撮像モードと面分光モードにそれぞれ一つずつ

観測可能波長域

表 1.3: IRIS 概要

空間サンプリング (mas)視野 (arcsec2 )

撮像モード

4

16.4 × 16.4

レンズレット112 × 128 素子

941.01 × 1.15
0.45 × 0.51

レンズレット90.144 × 1.15

16 × 128 素子

40.064 × 0.51

スライサー

50

4.4 × 2.25

25

2.2 × 1.125

モード

表 1.4: IRIS 各観測モードの空間サンプリングと視野おける、望遠鏡、AO、IRIS 撮像モード光学系の波面誤差は 0.84 − 2.4 µm の波長域で 30 nm 以下であり、上記の科学的目標から導かれる装置の仕様を満たしている。
面分光を行う方法は幾つか存在するが、IRIS ではレンズレットアレイ方式とイメージスライサー方式を採用し、4, 9, 25, 50 mas という幅広い空間サンプリングを実現する。レンズレットアレイ方式はレンズレットア
レイで空間をサンプルするため、それより下流の光学系で生じる波面誤差は空間分解能に効かない。したがって小さい波面誤差が実現可能で、AO の性能を十分に引き出した高い空間分解能を得ることができる。そのため 4 mas と 9 mas の空間サンプリングにはレンズレットアレイ方式が用いられる。4 mas の空間サンプリン
グの時、大気の擾乱が無い状態における、望遠鏡、AO、IRIS レンズレット面分光モード光学系の波面誤差は0.84 − 2.4 µm の波長域で 30 nm 以下であり、撮像モードと同様に装置の仕様を満たしている。一方、イメージ
スライサー方式は検出器受光面を有効に利用することができるため、波面誤差に対する制限が緩くなる 25 masと 50 mas の空間サンプリングに用いられる。イメージスライサーモードは広い視野を必要とする観測に適している。
図 1.7 に面分光モードの光路図を示す。望遠鏡からの光はフィルター、瞳マスク、大気分散補正プリズムを共通して通過したあと、それぞれの面分光装置 (integral ﬁeld unit; IFU) へと切替鏡によって光路が切り替えられる。それぞれの IFU から出た光は、回折格子直前にある切替鏡によって同じ光路に戻される。回折格子、
カメラ光学系、検出器は共通して利用される。

スペクトル設計
レンズレットアレイモードでは 112×128 素子と 16×128 素子の二種類のレンズレットアレイの素子数を選択可能である。112×128 素子は視野を広くとれるが、波長範囲が狭くなる。一方、16×128 素子は視野は狭い
が、波長範囲を広くとることができる。イメージスライサーモードでは波長範囲は視野によらず波長分解能だけで決まる（つまり、波長分解能を高くすれば波長範囲は狭まる）。図 1.8 に波長分解能とフィルターの透過
波長範囲を示した。イメージスライサーモードでは、波長分解能 (R = λ/∆λ)4000 で１つの広帯域フィルターの波長範囲を一度の露出で観測することができる。レンズレットアレイモードでは、16×128 素子を用いると

R=8,000 で１つの広帯域フィルターの波長範囲を一度の露出で観測することができ、R=4,000 を用いると２つの広帯域フィルターの波長範囲（例えば H バンドと K バンド）を一度に取得することができる。それぞれの面分光モードで得られる検出器上でのスペクトル配置を図 1.9 に示す。

1.3. 第 1 期観測装置

23

図 1.5: IRIS 視野の位置関係。撮像モードの視野は望遠鏡の光軸上に位置しており、二つの面分光モードの視野は望遠鏡光軸から 18 arcsec 離れた位置にある。直径 2 arcmin の視野は、OIWFS の 3 つのプローブが低次波面補正用の星を選択するための領域である。

図 1.6: IRIS 撮像モードの光学系

図 1.7: IRIS 面分光モードの光学系。（左）：レンズレットアレイモード。（右）：イメージスライサーモード。

24

第 1 章 TMT の観測装置

図 1.8: 波長分解能とフィルターの透過波長範囲。一度の露出で得られる波長範囲は、用いられるフィルターの透過波長範囲に相当する。

図 1.9: 面分光モードで得られるスペクトルの検出器上での配置図。
（左）：レンズレットアレイモードで 112×128素子を用いた場合、（真ん中）：レンズレットアレイモードで 16×128 素子を用いた場合、（右）：イメージスライサーモードの場合。見やすくするために、レンズレットアレイモードは y 軸方向に 0 - 500 ピクセルのみ表示している。

1.3. 第 1 期観測装置

25

高精度位置天文学

TMT の大口径と AO の高い波面補正能力を用いることで、IRIS の視野内では高いストレール比と高い空間分解能を持つ星像が得られる。IRIS はこの優れた星像を用いて、相対位置精度が 30 micro-arcsec の位置天文学を目指している。30 micro-arcsec の位置精度はこれまで実現されたことのない精度であり、この精度が達成されれば、銀河系中心にある超巨大ブラックホールの周りの重力場の測定や太陽系外惑星の軌道測定等、幅広い研究対象における飛躍的な進歩が期待される。ただし、30 micro-arcsec の精度を追求すると、天体のカタロ
グ、大気モデル、波面補正、大気分散補正、光学的な歪みの補正、星像（対称性、安定性、一様性）、星像の位
置検出、検出器の特性、これら全ての誤差が最終的な精度に影響するため、それぞれの誤差を詳細に検討する必要がある。現在装置開発チーム、NFIRAOS チーム、サイエンスチームによる詳細な検討が進められている。

装置性能のまとめ
表 1.5 に IRIS で期待される装置性能をまとめる。全ての値は現状で最も現実的な値を用いて計算されているが、今後詳細な検討の後に変更されることがあることを付け加えておく。
性能

値

備考

ストレール比0.41 (J)撮像モードの視野中心における値

0.60 (H)0.75 (K)Airy ring 直径

21 mas (J)28 mas (H)37 mas (K)0.35 - 0.57 (J)

撮像モードの視野 (16.4 arcsec×16.4 arcsec) 内の値

0.50 - 0.66 (H)0.62 - 0.72 (K)Airy disk 直径と同じ幅の正方形の開口を用いた。
誤差は波面誤差と EE を変換するモデルの違いから来る。

10 micro-arcsec

短期間における相対精度

30 micro-arcsec
2 - 4 mas

長期間に渡る相対精度

限界等級27.4 (J)

点源に対する感度（撮像モード）26.6 H)
25.7 (K)

1 時間積分、S/N=100、開口の大きさは 2λ/D
AB 等級

限界等級

24.2 (J)

点源に対する感度、4 ミリ秒角のサンプリング（面分光モード）

23.9 (H)23.6 (K)

1 時間積分、S/N=10、開口の大きさは 2λ/D
AB 等級

バックグラウンド

16.1 (mag arcsec−2 )広帯域フィルターの波長範囲で積分した値

14.2 (mag arcsec−2 )12.7 (mag arcsec−2 )AB 等級< 10 micro-arcsec

天体のスペクトル型が分かっていない場合

Ensquared energy

位置天文精度

大気分散補正精度

絶対精度

表 1.5: IRIS の装置性能まとめ

プロジェクトの進行状況

2010 年 12 月の段階で、IRIS プロジェクトは Conceptual design phase（概念設計段階）にある。各観測モードにおける光学設計案が提出され、望遠鏡、AO、装置を通した最終的な設計性能評価が行われている。真空第 1 章 TMT の観測装置

26

図 1.10: WFOS の設計
冷却容器、光学素子ホルダー、可動部分の設計も土台となる図面が作成された。これら光学設計、機械設計には、すばる望遠鏡、Keck 望遠鏡、Gemini 望遠鏡用の装置での経験が活かされており、実現可能な設計になっている。Conceptual design phase の次の Preliminary design phase（予備設計段階）では、幾つかの重要な部品について試作品の作成を予定している。

1.3.2

Wide-Field Optical Spectrograph (WFOS)

概要

WFOS は可視光領域において分光観測と撮像観測を行う装置である（図 1.10）。TMT が目指す科学的目標には可視光領域での探査観測に基づくものがいくつかある（バリオン振動、銀河間空間物質のトモグラフィー、
近傍銀河の恒星系力学、楕円銀河でのダークマター分布、局所銀河の星形成史）。このような観測には十分に広い領域にわたって十分な数のターゲットを観測する必要がある。そのためこの装置は広い視野をもち、多天体分光することが可能となっている。

開発チーム

Rebecca Bernstein (PI, カリフォルニア大学), Bruce Bigelow (Project Manager, カリフォルニア大学)

サイエンスチーム

Chuck Steidel (Project Scientist, カリフォルニア工科大学), Bob Abraham (トロント大学), Jarle Brinchmann (ライデン大学), Judy Cohen (カリフォルニア大学), Sandy Faber (カリフォルニア大学), Raja Guhathakurta(カリフォルニア大学), Jason Kalirai (カリフォルニア大学), Jason Prochaska (カリフォルニア大学), Connie
Rockosi (カリフォルニア大学), Gerry Lupino (ハワイ大学), Alice Shapley (カリフォルニア大学)

装置設計
表 1.6 に WFOS の仕様をまとめた。 図 1.11 は WFOS 光学系設計である。コリメーターは軸外し放物面鏡
で、その軸は望遠鏡の光軸と一致させている。こうすることで望遠鏡とコリメーターの像面湾曲を合わせて、

1.3. 第 1 期観測装置

27

図 1.11: WFOS 光学系設計
像面湾曲の影響を抑えている。このため視野は望遠鏡視野中心から 5.4 arcmin ずれた位置になっている（図1.12）。
コリメーターから反射された光はダイクロイックミラーにより 0.55 µm 付近で赤側と青側の光に分けられる。ダイクロイックミラーを交換（手動）することで、分離波長を 0.5 − 0.6 µm の範囲で変更できる。赤側と青側のカメラレンズは、それぞれの波長域で優れた結像性能と透過率をもつように設計される。
分散素子は反射型平面回折格子が用いられる。複数の回折格子を搭載可能で、それらを切り替えることで異なる波長分解能での観測を行うことができる。波長分解能 R ∼ 1, 000 では一度の露出で 0.308 − 1.000 µm をカバーできる。R ∼ 1, 000 以外でもプリズムを挿入してクロスディスパーザーとして用いることで、複数次数のスペクトルを取得し、0.31 − 1.00 µm を一度の露出でカバーできる。しかしこの場合はスリット長を短くする必要がある。フィルターを用いて一つの次数だけに限ることにより、ロングスリット分光が可能となる。撮像モードでは反射型回折格子の変わりに平面鏡が挿入される。
視野
観測可能波長域

9.6 × 4.2 arcmin20.31 − 1.0 µm

観測モードR ∼ 1000, 2500, 5000, 7500（0.75 arcsec 幅スリット使用時）
撮像, ロングスリット分光, マルチスリット分光

総スリット長9.6 arcmin

波長分解能

表 1.6: WFOS の仕様

1.3.3

InfraRed Multi-slit Spectrograph (IRMS)

概要
この装置は AO 対応の近赤外線広視野多天体分光撮像装置である。NFIRAOS が提供する全視野をカバーする。この視野内に 46 本のスリットを焦点面に配置可能である。この装置は Keck 望遠鏡に搭載される MOSFIRE（図 1.13）をスケールアップさせたものになる予定である。

限界等級
表 1.8 に IRMS 分光モードの限界等級をまとめる。

第 1 章 TMT の観測装置

28

図 1.12: WFOS の視野。望遠鏡光軸から 5.4 arcmin 離れた位置を中心に、9.6 arcmin×4.2 arcmin の視野を有する。破線はケラレのない領域、点線は 5% のケラレのある領域。

図 1.13: Keck 望遠鏡に搭載される MOSFIRE。

1.4. 第 2 期観測装置

29
2 × 2 arcmin20.06 arcsec pix−1 撮像、分光観測時空間方向

視野
ピクセルスケール

0.08 arcsec pix−1 分光観測時分散方向
46 本
2.43 arcsec

スリット数
スリット長
波長分解能

R=3270 (0.24 arcsec slit; 3 ピクセルサンプリング)
R=4660 (0.16 arcsec slit; 2 ピクセルサンプリング)

一度の露出でカバーできる波長範囲

Y,J,H or K

全域 (視野端を除く)

表 1.7: IRMS のパラメーター

バンド

Sky brightness

限界等級

フラックス (unresolved)(mag arcsec−2 ) Vega (AB)Vega (AB)erg s−1 cm−2

Y (0.97 to 1.13 µm)
J (1.15 to 1.35 µm)

17.3 (17.9)
16.8 (17.7)

23.4 (24.0)
23.0 (23.9)

7.0×10−19
7.4×10−19

H (1.48 to 1.80 µm)
K (1.95 to 2.40 µm)

16.6 (18.0)
14.4 (16.3)

22.7 (24.1)
21.2 (23.1)

4.7×10−19
8.5×10−19

表 1.8: IRMS 分光モードの限界等級 (10σ)。露出時間 1000 秒, 波長分解能 3270, スリット長 0.23 arcsec, 暗電
流雑音 0.05 e− s−1 , 読み出し雑音 4 e− pix−1 を仮定。OH line の隙間にある波長域での 3 ピクセル分解能,

0.05 arcsec2 開口を想定。

1.4

第 2 期観測装置

以下第 2 期観測装置について簡単に列挙するが、多くの装置検討は 2006 年次に行われたものであり、最新のものではないことを注意したい。装置名は固有のものではなく、1 つの装置について複数のグループが検討しているものもある。またいくつかの装置については 2006 年以降、日本のグループと統合し共同で検討・開発が進められている。

1.4.1

近赤外高分散分光装置

もともと TMT に概念設計を提案していた UH のグループ（NIRES：NIR Echelle spectrograph) と日本の東大のグループが統合し、現在では共同で検討が進められている。ZnSe イマージョン回折格子を用いることで、コンパクトながらも典型的には R=40,000、最大 R=80,000 の波長分解能を持つ。短波長側に特化した Shortarm (0.9 - 2.5 µm) と長波長側の long arm (1.9 - 5.5 µm) の 2 つの部分からなるが、現在は主に前者の検討が進められている。目標性能としては R∼ 50, 000, 1 時間積分で J∼ 20 等, H∼ 20 等, K∼ 19.5 等 (10σ) である。
銀河間物質の金属量組成や系外惑星の大気分光を主なターゲットにしている。オプションとして多天体機能が検討されている。すばる望遠鏡の観測装置 IRCS の高分散化や試作装置の開発を進めて、今後研究開発が進められる予定である。

1.4.2

中間赤外撮像分光装置

UH/Florida で検討されていた MIRES (Mid-IR Echelle spectrometer) と日本の茨城大を中心とするチームが統合し、現在では MICHI (MIR Camera, High-disperser, and IFU) として検討が進められている。30 arcsec- 1 arcmin の視野で N/Q バンドでの撮像・分光をする装置であり、独自の MIRAO (Mid-IR AO) を装置内に

第 1 章 TMT の観測装置30持つことにより、0.08 arcsec @10 µm, 0.16 arcsec @20 µm の高空間分解能を持つことが期待されている。波
長分解能は R=100-100,000 @7.5 − 13.5 µm, 16 − 25 µm を目標にしており、イメージスライサーによる IFUも検討されている。偏光観測機能はオプションである。主な科学的目標は、原始惑星系円盤の力学・化学の解
明と系外惑星大気のバイオマーカー分光である。

1.4.3

近赤外広視野多天体分光器

広視野 AO である MOAO を用いることにより、視野 5 arcmin 内に 10-20 台の IFU を同時に配置し、近赤外 (0.8 − 2.5 µm) 多天体面分光を実現する。2 µm における高空間分解能 0.02 arcsec を持ちながら視野内の10-20 天体について R=1,000-20,000 の２次元分光 (1 つの IFU の視野は約 2 arcsec) を行う。通称 IRMOS(IRmulti-object spectrograph) と呼ばれるこの装置について、Caltech と Florida で全く概念の異なる 2 つの設計が提案されたが、装置の複雑性や多くの研究開発を抱えることから、まずは IFU のない IRMS で多天体分光を実現する決断となった。日本では東北大学を中心にカナダの HIA MOAO グループとの共同研究のもと、独自な設計が進められている。宇宙の初代天体の分光や、遠方宇宙における銀河内の力学構造の解明が主なター
ゲットとなる。今後、大ストローク MEMS-DM やファイバー IFU の開発が大きな技術的課題となる。

1.4.4

可視高分散分光器

HROS(High Resolution Optical Spectrograph) は可視 (0.3 − 1.0 µm) 域で典型的には波長分解能 R=50,000、
さらに場合によっては R>90,000 を持つ分光器である。UC SantaCruz の古典的な設計と、U.Colorado のダイ
クロイックミラーを多用した革新的な設計の２通りが検討された。日本でも国立天文台を中心とするグループ
が、速度測定の高精度化 (∼10cm s−1 ) と装置の安定性を重視した同分光器の検討にあたっている。この場合、ドップラー法による地球型惑星の検出や宇宙加速度の直接測定などが大きな観測テーマとなり、装置の安定性に加え、波長校正機能として、500 - 600 nm 域で使用可能なヨウ素ガスフィルター、あるいは長波長域で使用可能なレーザーコムについての技術検討が必須である。

1.4.5

系外惑星直接撮像装置

PFI(Planet Formation Instrument) は近赤外域（1.0 − 2.5 µm）で高性能 AO を駆使して高コントラストを実現する装置である。I バンド < 8 等の主星, 2 時間積分, 5σ を仮定すると、10−8 @50 mas (ゴールとしては

10−9 @100 mas) のコントラストが期待されている。装置の第一段には、ピラミッド型の波面センサーを備えた高速 (2-4 kHz) 可視 AO、第２段には干渉計型の回折パターン除去装置、そして第 3 段には視野 0.7 arcsec
半径、R=50-100 の IFU を搭載予定である。偏光機能もオプションとして考えられている。高次の MEMS 技術、高速低ノイズの波面センサーなど、挑戦的な要素開発は多い。Gemini 望遠鏡における同様の装置 GPI が試作品となっている。

1.4.6

広視野近赤外撮像装置

WIRC(Wide ﬁeld IR imager) は近赤外域 (0.8 − 2.5 µm) での広視野（30 arcsec 直径）撮像装置である。

Note

Clone of Keck/MOSFIRE(predicted, snr=10, 1,000 sec, R=3,270)
0.23 arcsec slit:
Y=24.0, J=23.9, H=22.7, K=21.2 (AB)line ﬂux between OH lines:
Y=7, J=7.4, H=4.7, K=8.5(×10−19 erg s−1 cm−2 )- Early light- Epoch of peak galaxy building- JWST followups(in the case of RGB chemistry/dynamics)
slit 0.8 arcsec,
seeing 0.8 arcsec @0.52µm +0.6 arcsec @0.85µm,
R∼ 7, 800, snr∼ 40 Å−1 , 4 hrs, I=21.3
R∼ 5, 000, snr>5 Å−1 , 1 hr, I<23
- IGM structure and composition @2 < z < 6- High-quality spectra of z>1.5 galaxies suitable
for measuring stellar pops, chemistry, energetics- Epoch of peak galaxy building- Astrometry

2.3 arcmin
2.3 arcmin (NFIRAOS ﬁeld)
4, 9, 22, 50 mas

IRMS
IR multi-slit spectrograph and imager
0.8 − 2.5 µm
2,000 - 10,000
46 moving slits

40.3 sqmin (9.6 arcmin×4.2 arcmin)40.3 sqmin
0.12 arcsec

WFOS-MOBIE
Wide-ﬁeld multiobject optical spectrograph
0.3 − 1.1 µm
1,000, (2,500), 5,000, 8,000
Echellete MOS ∼ 140 multiplicity

表 1.9: TMT First Light Instruments (as of 2010.07.26)- Assembly of galaxies at large redshift- Black holes/AGN/Galactic Center- Resolved stellar populations in crowded ﬁelds

Key science

Sensitivity

FOV
Imaging
Plate scale

Wavelength
Spec. res.
Mode

IRIS
IR imager and integral ﬁeld spectrograph0.84 − 2.4 µm≤ 4, 000
Lenslet IFU
Image slicer (90 slices)≤ 2 arcsec IFU
17 arcsec FOV w/4 mas
4-50 mas for IFU
25, 50 mas for Image slicer
Spec. (R=4,000, 4 mas, snr=10, 3,600 sec):
J=24.1, H=23.7, K=22.9 (AB)Imag. (snr=100, 3,600 sec):
J=27.3, H=26.2, K=25.5 (AB)Instruments

1.4. 第 2 期観測装置
31

Short arm (0.9 − 2.5 µm)
Long arm (1.9 − 5.5 µm)
0.02 arcsec×(0.5 - 1) arcsec
None

8 mas

Long slit ∼ 30 arcsec
MOS 5-10 ﬁber/10×10 sqsec
J∼20, H∼20, K∼19.5 (10σ)@R∼50,000, 1 hr, short arm

Mode

FOV
Imaging

Plate scale

Option- IGM at 2.5 < 6 (metallicity)- IGM at z > 6 (reionization)- Atmosphere of exoplanets

Collaboration w/UH NIRES team

Key sciences

Note

Sensitivity

7.5 − 25 µm
250 (IFU),
810-120,000 @N, 1,100 - 60,000 @Q
Longslit, IFU

0.9 − 5.5 µm
40,000 (80,000 max)

Wavelength
Spec. res.

w/UH&Florida

Collaboration
MOAO teamw/Victoria

HIA

Imag. (1 hr, point source):
J=25.7, K=24.7 (AB)Spec. (1 hr, R∼1,000, point source):
J=22.7, K=21.9 (AB)- Galaxies in formation-phase at z > 7- Galaxies in growing-phase at 2 <z<70.05 arcsec×0.05 arcsec,
FOV=2.2 arcsec

5 arcminφ w/MOAO
0.02 arcsec @2 µm

Multi-IFU (20 IFU units)

0.8 − 2.4 µm
1,000 - 20,000(J-IRMOS)
Wide ﬁeld NIR IFU spectrograph

表 1.10: TMT JPN Instruments (as of 2010.07.26)

Collaboration
MIRES teamIFU (22 slices)
Polarimetry @N(1σ, 1 sec, point source)
Imag.: 1 - 3 mJy @N, 5 - 20 mJy @Q
Spec.(R=250):
10 - 30 mJy @N, 50 - 200 mJy @Q- Dynamics and chemistry of PP disk
- High-R spec. for biomakers

30 arcsec - 1 arcmin
FOV 27.5 arcsec×27.5 arcsec
0.08 arcsec @10 µm,
0.16 arcsec @20 µm
27.5 - 35 mas

MICHI
MIR Camera,High-disperser, & IFU(J-NIRES)
NIR High Dispersion Spectrograph

Instruments

accuracy- Terrestrial planets around solartype stars- Direct measurements of cosmic expansion

MOS
High speed readout
Throughput ∼ 15%
Velocity measurement∼10 cm s−1

0.12 arcsec×(5 - 10) arcsec
None

Echelle + Image slicer(J-HROS)
Optical High Dispersion spectrograph
0.3 − 1.0 µm
50,000 (100,000 max)

32
第 1 章 TMT の観測装置

5,000 - 100,000

10 arcsec
See MICHI

See MICHI- Physical structure and kinematics
of protostellar envelopes- Physical diagnostics of circumstellar/protoplanetarydisks:
where and
when planets form
during the accretion
phase
Merged w/MICHISpec. res.

FOV
Requirements

Sensitivity

Key science

Note

Wavelength(MIRES)
Mid-IR Echelle Spectrometer & Imager
8 - 18 (4.5 - 28) µm

Instruments- Galactic center astrometry- Stellar populations
to 10Mpc

IRIS

MTHR (UC SantaCruz)+ CU-HROS (Colorado)NA

30 arcsec
0.004 arcsec sampling5 - 100

0.8 - 2.5 (0.6 - 5.0) µm

WIRC
Wide ﬁeld IR imager- Stellar abundance studies throughout the Local
Group
ISM
abundances/kinematics,
IGM characterization toz∼6- Extra-solar planets(snr=100, 6hr, R=10,000,
0.5 arcsec seeing, Dark)
AB=18.9(snr=100, 6hr, R=5,000,
0.5 arcsec seeing, Dark)
AB=19.4

50,000 (slit)
90,000 (image slicer)
10 arcsec
Radial velocity measurement repeatability andaccuracy of 1 m s−1 over
10 years

HROS
High Resolution Optical
Spectrograph
0.3 - 1.0 (1.3) µm

表 1.11: TMT First Decade Instruments (as of 2006)- Direct detection
andspectroscopic
characterizationofextra-solar planets

50 (100) (full FOV)
500 (1,000) (partial)
1.4 arcsec (4.0)φcontrast (I<8, 2 hr)
10−8 @50 mas(10−9 @100 mas),
contrast (H<10, 2 hr)
10−6 @30 mas(2×10−7 @30 mas),
Polarimetry ∼10% accuaracy
NA

PFI
Planet Formation Instrument
1 - 2.5 (4.0) µm

Merged w/J-NIRES(B, 1hr, 10σ, R=50,000)
J=20.88, K=20.28(Vega),
J=6.82, K=3.07(10−18 erg cm−2 s−1 ),(R, 1hr, 10σ, R=100,000)
L=16.28, M=14.05(Vega),
L=5.92, M=24.2(10−19 erg cm−2 s−1 )- Precision radial velocities of M-stars and detection of low-mass planets- IGM characterizations
for z>5.5(NIRES)
NIR, DL Echelle spectrometer1 - 2.5 µm (NIRES-B)
2.9 - 5.0 µm (NIRES-R)
5,000 - 30,000 (B)2,000-10,000 (R)
10 arcsec
0.05 arcsec×0.05 arcsec
pix
Each IFU 2 arcsec FOV

TiPi (caltech) & UF
(Florida)- Near-IR spectroscopic diagnostics ofthe faintest objects- JWST followup(10σ, 1 hr, 24 mas,R∼7,900)
Y=22.3, J=21.3,
H=23.7, K=22.9

2,000 - 10,000
2 - 50 (imaging)
10>IFUs over 5arcmin

IRMOS
Multi-IFU, near-DL,
near-IR Spectrometer
0.8 − 2.5 µm

1.4. 第 2 期観測装置
33

35

第2章

宇宙論 〜TMT による基本パラダイムの
検証〜

2.1

この分野の概要

2.1.1

班員構成、担当

氏名

所属

主な担当章節千葉 剛

日本大学 文理学部

2.2

吉田 直紀

東京大学 数物連携宇宙研究機構

2.1

2.1.2

当該分野における TMT サイエンスの方向性

近年の宇宙マイクロ波背景放射の観測や、銀河分布の大規模構造の観測、及び遠方超新星の観測により、宇宙全体のダイナミクスを記述するのに必要な、いわゆる宇宙論パラメータが決定された。この結果に依れば、現在の宇宙全体のエネルギー密度のおよそ 74 %は暗黒エネルギーという宇宙膨張を加速させる謎のエネルギーであり、残りの 26 %の殆ども暗黒物質という未知の物質である。我々のよく知る元素は、この宇宙の中ではたったの 4 %強しかない構成要素であり、宇宙の殆どは「暗黒」で満たされていることとなる。この標準宇宙モデルは宇宙の大規模構造を極めて正確に再現し、また宇宙膨張の歴史を正確に定める。宇宙論の基本的な枠組みが確定されたといえよう。一方で、96 %を占める暗黒要素の正体は依然不明であり、宇宙論のみならず物理学全体にも及ぶ謎を残すこととなった。暗黒物質の正体は何か。暗黒エネルギーは何故現在になって宇宙を支配するようになったのか。加速膨張を続ける宇宙は将来どうなるのか。次世代の天文観測によりこれらの謎に迫れるだろう。
現在の宇宙の主たる構成要素である暗黒エネルギーの性質を解明しようと、重力レンズ現象や銀河探査、
遠方超新星の大型観測計画が世界中で進行している。これらの宇宙論探査計画の多くは 8–10m 級地上望遠鏡や専用宇宙望遠鏡を用いるものである。一方で、30m 級の口径を持つ次世代地上大型望遠鏡、すなわち TMT などによって可能となる宇宙論研究もある。その一つがこの章で提案する宇宙の加速膨張の直接検証と、基本物
理定数の時間変化の検出である。いずれも大口径望遠鏡を用いた超高分散分光観測により、遠方天体のスペク
トル線の微妙な変化を検出するという挑戦的な計画である。

2.1.3

主要研究題目• 宇宙の加速膨張の直接検証 : 超高分散可視分光器を用いて数十個から百個の遠方クエーサーのスペクト
ルを 10 年以上にわたって取得し、スペクトル線に現れる系統的経年変化を検出する。スペクトル線の波
長の平均的ずれから宇宙膨張の歴史を再構築し、理論宇宙モデル及び一般相対性理論を検証する。

• 微細構造定数の時間変化の検出 : 超高分散可視分光器を用いて異なる赤方偏移にあるクエーサーのス
ペクトルを取得し、２つ以上の特定の吸収線の波長を精密に測定する。その比などから微細構造係数

α = e2 /4π²0 h̄c が宇宙年齢に比する時間の間に変動するかを検証する。

第 2 章 宇宙論 〜TMT による基本パラダイムの検証〜

36

2.1.4

キャッチ・フレーズ

大口径望遠鏡による基本物理法則の検証

20 世紀にエドウィン・ハッブルによって発見された宇宙膨張や、今世紀になって確立された宇宙の加速度的膨張は、厳密には一様等方宇宙モデルを仮定した場合あるいは同様のことを局所的な宇宙に対し仮定した場合の解釈に過ぎないとも言うこともできる。実際に宇宙が本当に膨張していることを検出することは極めて困難であるが、宇宙論の基本的枠組みを検証する本質的な宇宙観測と言える。TMT では波長分解能の極めて高い
分光観測により、遠方天体のスペクトル線の微妙な経年変化を検出し、宇宙の膨張を「直接検出」することができると期待される。

2.1.5

要求される装置のまとめ

提案する２つの計画共に、数百 nm を中心とする可視光帯で波長分解能 λ/∆λ = 150, 000 を有する高分散分光器を必要とする。

2.2

宇宙の加速膨張の検証・微細構造定数の変化

宇宙膨張を加速させる宇宙定数あるいは暗黒エネルギーとよばれる謎の要素は、1970 年代にはすでに球状星団の年齢と宇宙年齢の整合性のため、1980 年代には宇宙の大規模構造と銀河の特異速度の解析からその存在が議論されていた。しかし決定的な証拠となったのは 1990 年代後半に二つの研究グループによって行われた、
遠方 Ia 型超新星の解析であろう。その後 WMAP 衛星により宇宙論パラメータが高精度で推定され、現在の宇宙に占めるエネルギー密度も判明した。
現在の観測的宇宙論の主題は、謎の暗黒エネルギーの性質の解明である。このため大規模な銀河探査、重力レンズ探査、及び遠方超新星探索が続けられ、また計画されている。TMT で行うことのできる宇宙論はこれは全く方向性の異なるものである。大口径を活かして遠方天体の超高分散分光を行い、その経年変化から宇宙膨張を直接検証し、暗黒エネルギーの正体に迫る。また、スペクトル線の波長を定義する物理定数の時間変化の有無をたしかめることもできる。原子や分子のエネルギー準位を規定するために必要な微細構造係数は複数の基本物理定数の組み合わせで表されるため、微細構造係数の時間変化は、もし存在することが示されれば、現在の基本物理の根底をもくつがえすことにもなるだろう。この意味で、TMT を用いた超高分散分光観測に
より物理的に根源的な結果が得られる可能性もある。

まとめ

2.2.1

宇宙の加速膨張の直接測定

概要
近年の天文観測から宇宙は現在加速膨張していることが示唆されている。しかしながら宇宙膨張の加速を直接に観測した観測はこれまでのところない。赤方偏移の時間変化を観測すれば宇宙膨張の加速の直接検証が可能である。この方法は重力理論や暗黒エネルギーモデルの詳細に一切依存しない極めてクリーンな方法である。
数百個の吸収線を 10 年にわたって観測して赤方偏移が増加することが確認されれば、宇宙が加速膨張していることの明白な証拠になる。

2.2. 宇宙の加速膨張の検証・微細構造定数の変化

37Time drift of redshift as a direct probe of cosmic acceleration
Various cosmological observations suggest that the expansion of the Universe is accelerating. However,no observation has ever been made to directly measure the acceleration of the expansion of the Universe.
Here, we propose to observe the time drift of the redshifts of quasar absorption lines (called Sandage-Loeb
eﬀect). If the redshifts increase with time, then it would be a clear signature of the cosmic acceleration,
being independent of the details of the underlying gravitational theory and dark energy models.

背景と目的
近年の様々な天文観測により宇宙が現在加速膨張していることが示唆されている。しかしながら、観測デー
タの解釈には理論的な枠組みが必要であり、多くの解析は一様等方宇宙モデル (フリードマンモデル) と一般
相対論とに基づいてなされている。特に一様等方性を仮定しないモデル (例えばボイドモデル) では、加速膨張していなくても観測データの説明が可能である。したがって、宇宙モデルや重力理論といった理論的枠組みの詳細に依らない形での「宇宙の加速膨張の直接的な検証」が必要である。
そのためのクリーンな方法と考えられるのが赤方偏移の時間変化を観測する方法である (Sandage 1962; Loeb

1998)。例えば、現在の時刻 to から ∆to 経過した時刻での赤方偏移の変化は、対応する光源の時刻を ts , ∆ts
とすると
∆z =

ȧ(to ) − ȧ(ts )a(to + ∆to ) a(to )−'∆toa(ts + ∆ts ) a(ts )a(ts )(2.1)と書ける。ここで赤方偏移の定義 1 + zs = a(to )/a(ts ) = ∆to /∆ts を用いた。この式から直ちにわかること
は、加速膨張 ä > 0 なら膨張速度は増加しているので ȧ(to ) > ȧ(ts ) すなわち ∆z > 0 となるということである。また、減速膨張なら符号は逆になる。この関係は運動学的なものであり、導出に際し相対性理論等の理論
方程式は一切使っていない (ただし宇宙の計量の存在は仮定している) 。理論を介さないという点で、赤方偏移の時間変化は計量 (スケール因子) の時間変化を測定する非常に独特な観測量である。
例えば、一般相対論と一様等方宇宙モデルを仮定すると)(√∆z = ∆to ((1 + z)Ho − Hs ) = ∆to Ho (1 + zs ) 1 − Ωm (1 + zs ) + ΩΛ (1 + zs )−2 + ΩK .

(2.2)

となり、大きさは対応する速度変化 (∆v = c∆z/(1 + zs )) に換算して非常に小さい (10 年観測して 0.03 m s−1程度) 。図 2.1 に ΛCDM モデルで予想される速度変化 (赤方偏移変化) を示した。ここで仮定した標準的な宇宙モデルのパラメータでは ∆z > 0 となるのは zs < 2.5 にある光源に対してであり、zs ' 0.77 あたりで最大値 ∆v ' 0.035 m s−1 になる。

方法と実現可能性
非常に小さな速度変化 ∆v ' cms−1 を検出する方法として考えられているものは多数のクェーサーの吸収線系を利用するものである (Loeb 1998)。クェーサーのスペクトルには多数の吸収線がある。その一つ一つの速度変化は検出できなくても観測するクェーサーの数を増やすことで実効的な S/N を稼ぐことができる。Liske

et al. (2008) によると検出できる速度変化は∆v = 3.5 cm s

−1

(

S/N
3350

)−1 (

NQSO
30

)−1/2 (

1 + zQSO
3

)−1.7
(2.3)

である。ここで S/N は観測期間全体でのクェーサーのスペクトルに対するもの、NQSO (zQSO ) はクエーサーの
数 (赤方偏移) である。宇宙膨張による速度変化は観測期間に比例するため、20 年間観測すれば変化が検出できるかもしれない。ただし、ライマンアルファ吸収線は z > 1.7 にしかないので、加速膨張の効果 (∆v > 0)

第 2 章 宇宙論 〜TMT による基本パラダイムの検証〜

10年後の速度変化

38光源となる天体の赤方偏移

図 2.1: 10 年後の速度変化 (赤方偏移変化) :∆v = c∆z/(1 + zs ) を光源となる天体の赤方偏移の関数として表す。 宇宙論パラメータは h = 0.71, ΩΛ = 0.734 ± 0.029, Ωm = 1 − ΩΛ を仮定。実線は ΩΛ = 0.734。点線は誤差の範囲で ΩΛ を変えたときの上限・下限値。
を検出するには Mg i/ ii や Fe ii といった金属吸収線を使う必要がある。その他、銀河核内のメーザーや系外
パルサーや電波の放射吸収線といった電波天体を探る方法も考えられる。
系統誤差となり得る要素について見ておく (Loeb 1998)。まず、光源の特異速度場 vp による効果は zs > 1
なら宇宙膨張の効果に比べて vp /c となり、無視できる。また、特異加速度についてはヴィリアル平衡にある√
ものについては加速度と宇宙膨張の加速度 (減速度) との比は、速度分散 σ と密度揺らぎ δ を用いて (σ/c) δとなり、δ < 104 である限り効果は無視できる。

期待される成果
スペクトルに現れる赤方偏移の微少なずれを複数の赤方偏移帯で検出し、暗黒エネルギーのエネルギー密度、
状態方程式に対する強い制限を与える (図 2.1 参照) 。

必要とする装置、仕様
数百 nm を中心とする可視光帯で波長分解能 λ/∆λ ∼ 150, 000 を有する高分散分光器を必要とする。また、数十個以上の同一天体を 10 年以上にわたって観測する必要がある。

2.2.2

微細構造定数の変化

概要
重力定数や光速などの基本物理定数が時間変化するか否かは、ディラックによる大数仮説以来、根源的な問いとして考えられてきた。微細構造係数は複数の基本物理定数の乗除として書き表すことができ、また天文観測から測定することが可能であるため、宇宙年齢に比する間に変化するものであれば、検出することが可能で

2.2. 宇宙の加速膨張の検証・微細構造定数の変化39ある。多数の遠方天体のスペクトルを高波長分解能で取得し、異なる金属種あるいは原子分子遷移の波長を正確に測定することで、微細構造係数の経年変動を検出あるいはその上限を制限することができる。

Constraining the spatial/temporal variation of the ﬁne structure constant
Since Dirac’s “large number hypothesis”, the possibility of time variation of fundamental physical constants(for example, G, α = 2πe2 /hc) has attracted attention. Moreover, in string theory, which is the mostpromising approach to unify all the fundamental forces in nature, all the coupling constants (including
fundamental constants and masses of elementary particles) are not given ones but are determined by thevalues of so-called dilaton and moduli ﬁelds. However, because no compelling mechanism how and when toﬁx the dilaton/moduli is known, there is a possibility for time variation of fundamental constants during
the evolution of the Universe. Recently, by measuring ﬁne structure absorption lines of diﬀerent metals, one
observational group claims the evidence for space and/or time variations of α, while others do not conﬁrm
such variations. It is very important to have a totally independent eﬀort to conﬁrm or refute the claim.
With its wavelength resolution, the TMT should be able to achieve this goal.

背景と目的
ニュートン力学においては、物体が存在しなくても存在し続ける未来永劫に不変な「絶対空間」と、物体が存在しなくても均一に流れ続ける「絶対時間」という概念が導入された。ニュートン力学では、時間と空間は物体の存在に全く影響を受けない未来永劫に不変な強固な入れ物である。物理法則も時空同様不変であると考えられた。
一般相対論においては、今度は物体の存在が時空に影響を及ぼす。アインシュタイン方程式を見ればわかる
ように物体の存在により時空は歪むのである：Rµν − 12 Rgµν = 8πG
c4 Tµν . ここで、左辺は時空の歪み (曲率) を表す項で右辺は物質のエネルギーと運動量に依存する部分である。時空構造は可変なものになった。それでは物
理法則も時空と共に変わるのかといえばそうではない。等価原理によると、重力の元となる重力質量とニュートンの運動方程式の左辺の加速度の比例係数である慣性質量とは物質に依らず等しい。したがって、座標系を変えれば慣性力と重力を局所的に相殺させることにより無重力系 (慣性系) を作ることができる。アインシュタ
インは等価原理より局所的には慣性系での不変な物理法則が成り立っているとして一般相対性理論を構築した。
一方、重力を含む４つの力の統一理論として有望な超ひも理論になると状況は一変する。超ひも理論は、我々の住む世界は、空間 3 次元+時間 1 次元の 4 次元ではなく、10 次元の時空であることを予言する。この理論においては、ディラトンと呼ばれる重力の担い手となるスカラー場 ( ローレンツ変換に対して不変な場) が必然的に現れる。また、時空次元を 10 次元から 6 次元空間を縮めて (「コンパクト化」) 4 次元にする際に、モジュライと呼ばれるスカラー場も現れる。これらのスカラー場は重力の運動項やゲージ場の運動項に露に結合しているため、重力定数や微細構造定数を含む結合定数の値はディラトンやモジュライの (真空) 期待値で決まることになる。つまり、ひも理論においては結合定数はもはや「定数」ではなく時間空間の関数なのである。したがって、物理「定数」が時間的空間的に変化している可能性がある。さらには、スカラー場は物質とも露に結合しているため、等価原理 (自由落下の普遍性) も破れる可能性がある。物理法則も可変なものになったのである。
このような高踏的な動機とは別に「物理定数の定数性の検証実験」のヌル・テストとしての重要性も強調しておく必要がある。ヌル・テストとは、本来「ズレがゼロであることを確認する」種類の実験である。
「物理定
数の定数性の検証」は、「重力の逆二乗則の検証」や「等価原理の検証」や「ニュートン重力の次のレベル (ポストニュートン重力) での重力理論の検証」などと並んで、極めて重要なヌル・テストである。どの程度までゼロであるのかは、許される技術の限界まで追究するべきものである。時刻や場所の異なるさまざまな実験・観測から得られた値を相互に比較することにより、物理学の基本理論の一貫性を検証することになる。このよ第 2 章 宇宙論 〜TMT による基本パラダイムの検証〜

40

うな実験は、地味ではあるが我々が手にしている理論の枠組を下支えしてくれるという意味で基礎的なものであり非常に重要なものである。もちろん、有意なズレが発見されたら、その意義や影響は計り知れない。
以下では微細構造定数 α = e2 /4π²0 h̄c ' 7.30 × 10−3 ' 1/137 の時間空間変化への天文観測からの制限の現状についてまとめる。

方法と実現可能性とその意義
原子のエネルギー準位に見られる微細構造は、微細構造定数 α = e2 /4π²0 h̄c に依存している。クェーサーの狭い線スペクトルは、途中のガス雲による光の吸収により作られる。例えば、アルカリイオンでは 2S1/2 → 2P3/2の遷移に相当する波長と 2S1/2 → 2P1/2 の遷移に相当する波長の差は α2 に比例する。したがって、遠方のクェーサーの線スペクトルの幅の観測により α の時間変化の制限がえられることになる。
ところが最近になって、様々な種類のイオンのスペクトル線を比較する多・多重項法 (many-multiplet method)と呼ばれる方法を用いた Keck の吸収線データの解析により、α の有意な時間変化を主張する結果が得られている (Murphy et al. 2003): ∆α/α = (−0.543 ± 0.116) × 10−5 。ここで ∆α は遠方での値と現在の値との差であり、これが負であるということは α は過去に系統的に小さかったということを意味する。一方、別なグループによる VLT のデータの解析では、α の変化は検出されなかった (Srianand et al. 2004)。ただし、VLT デー
タの解析方法を巡っては論争がおこなわれている (Murphy et al. 2007; Srianand et al. 2007)。さらに最近では、α の変化を主張するグループが VLT のデータの解析も独立に行い、今度は α の方向による変化すなわち空間変化を主張している (Webb et al. 2010)。
いずれにせよ、α の変化を主張する解析結果が本当であるなら、物理法則 (少なくとも電磁法則) が時間と共に変化するということを意味するものであり、その天文学的・物理学的意義は非常に甚大である。その確認(あるいは否定) のためにも独立したグループによる検証が急務である。
ここで、どの程度の分解能が要求されるのかを簡単に見積もっておく。赤方偏移 z での波数 wz が以下のように書けると仮定する:()
wz = w0 + q1 (αz /α0 )2 − 1 + . . . ,(2.4)

ここで、w0 は実験室静止系での波数であり今問題にしているイオンについてみると典型的には ∼ 50, 000 cm−1
程度、q1 は相対論的な補正係数であり典型的には ∼ 1, 000 cm−1 である。この式を変分してみればわかるように、∆α/α0 ' 10−6 の精度を達成するには、(1) ∆wz < 2 × 10−3 cm−1 かつ (2) ∆w0 ¿ 10−3 cm−1 であることが要求される。 (1) の要請は w0 ∼ 50, 000 cm−1 であることを考えると速度の精度にして σv ' 10 m s−1程度が実効的な精度として要求されることになる。

期待される成果
微細構造係数の時間変化が検出されれば、その影響は計り知れない。重力定数、光速を含む基本定数の時間変動を意味するため、現在の物理学の基本法則を大きく超えた新しい物理学の存在を示唆する。

必要とする装置、仕様
数百 nm を中心とする可視光帯で波長分解能 λ/∆λ ∼ 150, 000 を有する高分散分光器を必要とする。また、数十個以上の遠方天体を観測し、複数の金属種あるいは原子分子遷移のスペクトル線の波長を赤方偏移の関数として測定しなくてはならない。

41

関連図書
Liske, J., et al. 2008, MNRAS, 386, 1192
Loeb, A. 1998, ApJ, 499, L111+
Murphy, M. T., Webb, J. K., & Flambaum, V. V. 2003, MNRAS, 345, 609—. 2007, Physical Review Letters, 99, 239001
Sandage, A. 1962, ApJ, 136, 319
Srianand, R., Chand, H., Petitjean, P., & Aracil, B. 2004, Physical Review Letters, 92, 121302—. 2007, Physical Review Letters, 99, 239002
Webb, J. K., King, J. A., Murphy, M. T., Flambaum, V. V., Carswell, R. F., & Bainbridge, M. B. 2010,
ArXiv e-prints

43

第3章

銀河宇宙の夜明け 〜初代天体と宇宙再電離〜

3.1

この分野の概要

3.1.1

班員構成、担当

氏名

所属

主な担当章節井上 昭雄

大阪産業大学 教養部

3.3.4
3.2.2, 3.3
3.2.2
3.2.2

大内 正己

東京大学 宇宙線研究所

大栗 真宗

国立天文台 理論研究部

小林 正和

国立天文台 光赤外研究部

橋本 哲也

京都大学 理学研究科

戸谷 友則

京都大学 理学研究科

松岡 良樹

名古屋大学 理学研究科

守屋 尭

東京大学 理学系研究科

吉田 直紀

東京大学 数物連携宇宙研究機構

3.1.2

3.2.3
3.3.2
3.3.3
3.2.1
3.1.2, 3.3

当該分野における TMT サイエンスの方向性「もっと遠くを見てみたい」とは、天文学者だけでなく多くの人が共通に持つ好奇心の一つだろう。ガリレ
オ・ガリレイが初めて望遠鏡を宇宙に向けて以来 400 年、より大きな望遠鏡を用いることでより遠くの宇宙の姿が明らかになってきた。現在、口径 8–10 m を有する地上大型望遠鏡を用いて見る事のできる最も遠い天体
は我々から 131 億光年離れた場所にある。さらに遠方を観測し、宇宙最初期に生まれた天体を探索することは、

21 世紀の天文学のフロンティアであると言えよう。
宇宙の構造形成の標準的理論モデルに依れば、銀河は宇宙初期の僅かな密度揺らぎを種として、重力不安定性により階層的に形成されたと考えられている。宇宙最初に生まれるのはおそらく個々の星あるいは小さな星団であり、その後すぐに銀河などのより大きな天体が生まれたと考えられる。既に、宇宙年齢数億年から 10 億
年の頃に存在した銀河や巨大質量ブラックホールを持つクェーサーは観測されている。TMT を用いることでさらに遠方、すなわち宇宙がより若かった時代に存在した「初代天体」を観測できると期待されている。

TMT が探る初期宇宙にはもう一つ重要な出来事があったはずである。宇宙始めの 10 億年には、星や銀河から発せられた紫外線によって銀河間物質中の中性水素がほぼ完全に電離したことが判明している。TMT はこの「宇宙再電離」がどのように起こったのかを探ることに威力を発揮するだろう。星や銀河などの光り輝く天体が存在しなかった「宇宙暗黒時代」はいつ、どのように終焉したのか。その後どのような銀河が生まれ、宇宙が光で満たされるようになったのか。本章では TMT を用いた最遠方天体の観測により宇宙初期、銀河形成黎明期を明らかにする計画を提案する。

3.1.3

主要研究題目

本章では始めに初代天体の探索のために以下の 3 つの観測を提案する。

第3章

44

銀河宇宙の夜明け 〜初代天体と宇宙再電離〜• 明るい IIn 型超新星の検出 : すばる超広視野主焦点カメラ (HSC) で検出する候補変動天体を分光観測し、輝線の特徴と光度曲線から IIn 型超新星を同定する。
• 高赤方偏移輝線銀河の撮像分光観測 : ドロップアウト銀河及び Lyα 輝線銀河を撮像分光観測し、初代銀河の金属量や星種族を決定する。

• ガンマ線バースト母銀河の観測 : 高解像度で母銀河を観測し、ガンマ線バースト発生場所の金属量や特徴を明らかにする。
次に、宇宙再電離期を探るために• 高赤方偏移輝線銀河 (Lyα 輝線銀河) を用いた観測• ガンマ線バースト残光を用いた観測• クエーサーを用いた観測を提案する。

3.1.4

キャッチ・フレーズ

その先の銀河宇宙へ

TMT で発見が期待される天体は、初代星や原始銀河など、まさに宇宙にある天体の基本構成要素となったものであると考えられる。TMT によって銀河が生まれる瞬間を垣間見ることができよう。

3.1.5

要求される装置のまとめ

可視光多天体分光装置 WFOS, 近赤外撮像分光器 IRIS, 近赤外狭帯域撮像分光器 IRMS など、初期に計画されている TMT の装置を最大限必要とする観測計画ばかりである。また、多くの提案では、補償光学 (AO)
を検討している。

3.2

初代天体

まとめ
宇宙の構造形成の標準理論モデルによれば、銀河や銀河団などの天体は宇宙初期の物質密度の揺らぎを元にして、重力非線形性によって形成されたと考えられている。重力の源は暗黒物質であると考えられており、その性質は謎に包まれているものの、未知の素粒子で質量が重く、宇宙初期に熱速度が極めて小さかったものであるというモデルが有力である。この「冷たい暗黒物質」モデルによれば宇宙の構造は小さな天体からより大きな天体へと階層的に形成される。つまり、宇宙最初の天体は星あるいは星団などの最も小さな部類の天体であると推測される。TMT を用いることでこの宇宙最初期に存在した天体を捉えることができると期待されている。TMT といえども、際限なく暗い天体を検出できるわけではない。本節では、宇宙初期でも極めて明るかったと考えられる、超新星爆発、星形成銀河、及びガンマ線バーストを検出し、分光観測によってその性質を明らかにする観測計画を提案する。

3.2. 初代天体

3.2.1

45

初代星の超新星爆発を捉える

概要
超新星爆発は大質量星の終焉の際に起こる大爆発である。近年、大質量星の中でも特に重い星 (巨大質量星)が爆発する際に、通常の超新星と比べて非常に明るくなる事が分かってきている。このような超新星は非常に明るいため、遠方宇宙に現れても観測が可能である。特にすばる望遠鏡と TMT の連携によって赤方偏移６付
近の初期宇宙で発生したこのような超新星を発見できると期待される。これにより、初期宇宙では巨大質量星が多かったのではないかという理論的示唆を直接確かめる事が出来る。

Detecting Supernovae of the First Generation Stars
Supernovae are explosions of massive stars which occur at the end of their lives. It has been suggested
that supernovae from very massive stars can be very bright compared to normal supernovae. This kindof supernovae, called TypeIIn SNe, can be observed even at very large distances because of their intrinsic
brightness. Combining the observations by Subaru telescope and TMT will enable us to detect the supernovae
from an early generation of stars around the redshift 6. The observations enable us to test recent theoreticalsuggestions that there existed more very massive stars in the early universe than today.

背景と目的
超新星爆発とは、大質量星がその最期に起こす大爆発のことであり、最大で銀河に匹敵するほどの明るさになる。図 3.1 に示した通り、その中でも主に IIn 型と分類されている超新星は他の超新星と比べて非常に明るい。図 3.2 は代表的な IIn 型超新星のスペクトルである。非常に細い水素の輝線と青いスペクトルが特徴である。非常に明るい上に青いスペクトルを持つため、非常に遠方に現れた赤方偏移をした IIn 型超新星を地上で観測する事が可能である。さらに IIn 型超新星は巨大質量星の超新星爆発によって発生することが分かって来ている (Gal-Yam & Leonard 2009)。このため、IIn 型超新星の遠方での発生頻度の観測によって巨大質量星がerg s−1 cm−2 Angstrom−1 )初期宇宙には多かったかどうかを直接確かめる事が出来る。
-24

SN 2008fz (IIn) V
SN 2006gy (IIn) R

-20
-18

SN 2009dc (Ia) R−14

SN 2005cf (Ia) R-16

SN 1999em (IIP) R

-14
-12
-50

0

50

100

150

200

時間 (日)

フラックス（10絶対等級 (Vega)

-22

7
6
5

Hδ
4

Hγ

3

Hβ

2
1
0
3500

Hα
4000

4500

5000

5500

6000

6500

7000

7500

波長（オングストローム）

図 3.1: 様々な超新星の明るさ (絶対等級，ベガ) の時

図 3.2: 代表的な IIn 型超新星 1998S のスペクトル間変化。

(Fassia et al. 2001)。

第3章

46

銀河宇宙の夜明け 〜初代天体と宇宙再電離〜

方法と実現可能性
まず、広視野を持つすばる望遠鏡の観測装置、超広視野主焦点カメラ (HSC) による撮像探査で遠方で発生した IIn 型超新星の候補天体を見つけ出す。赤方偏移約 5 以上に現れた IIn 型超新星は、すばる望遠鏡による撮像観測で候補天体を発見することは可能でも、分光観測による候補天体の赤方偏移と IIn 型超新星である事の確認が難しい (図 3.3)。TMT では、すばる望遠鏡で発見された候補天体の分光観測を行う。
図 3.4 に予想される IIn 型超新星の観測数を示した。図中の α は初期質量関数 ξ(m) ∝ m−α のべき α であり、α が小さいほど重い星がより生まれ易いことを示している。α = 2.35 は現在の値であり、現在よりも少し巨大質量星が多いだけで年間の観測数は飛躍的に大きくなる。このため、年間数個の赤方偏移 5 以上の IIn 型
超新星の発見だけで初期宇宙では巨大質量星が多かった可能性が議論出来る。
10−1

z = 6.00000

80

α=2.35α=2.00α=1.6570

10−3

8−10 meter

10−4

30 meter

10−5

10−6
H−α
Ly−α

10−7
100
1000
10000
Days
since outburst (observed frame)
爆発からの日数(観測系)

dN/dΩdtobsdz (yr-1 deg-2)

Flux (10−15 ergs s−1 cm−2)
フラックス

10−2

60
50
40
30
20
10
0
5

5.2

5.4

5.6

5.8

6

6.2

6.4

赤方偏移

図 3.3: 赤方偏移 6 に IIn 型超新星が現れた場合の水素輝線のフラックス。横軸に爆発からの時間 (日)、縦軸には輝線のフラックスを表している。図中の水平な実線は、8–10 級望遠鏡と 30m 級望遠鏡のそれぞれの観測限界フラックス。近傍で観測された超新星のデー

図 3.4: 単位観測領域あたり予想される IIn 型超新星数。宇宙の星形成史をもとに、宇宙初期の星の初期質量関数をべき乗で仮定し、べきが–2.35, –2, –1.65 の場合を比較している。

タを元に推測したもの (Cooke 2008)。

期待される成果
赤方偏移 5 以上という、極めて遠方の超新星を検出し、その性質を探ることができる。最遠方の超新星観測記録を更新し続けるだろう。詳細な分光観測と光度曲線の結果からは超新星を引き起こした星の質量や爆発エネルギーについての情報が得られる。
数多くの超新星を観測し、十分な統計が得られた場合には、初期宇宙での大質量星の割合が得られ、星の初期質量関数に対する強い制限が得られる。その結果と理論モデル、コンピュータシミュレーションの結果との比較により、宇宙初期の星形成過程を明らかにすることができる。

日本の独自性
このテーマは広視野を持つ望遠鏡による候補天体の発見と、集光力の非常に高い望遠鏡による分光観測の組
み合わせが必須である。このため、広視野の超広視野主焦点カメラ (HSC) を持つすばる望遠鏡を有する日本に3.2. 初代天体47

非常に適したテーマである。また、超新星と宇宙初期星形成共に日本では理論分野の研究も盛んであり、観測と理論の連携による大きな成果が期待出来る。

他のプロジェクトとの関係
大型シノプティック探査望遠鏡 (LSST) と European-Extremely Large Telescope の組み合わせでも可能であるが、LSST は広範囲の探査に特化しており赤方偏移 6 近くの候補天体を見つける事は現在のところ難しいと考えられる。すばる望遠鏡では深い撮像観測により最遠方の候補天体を探す事が可能である。

要求される装置とその仕様

種別

ELI

3.2.2

装置名
WFOS

観測モード
分光

必要とする装置、仕様
AO
波長範囲
波長分解能
有

0.31–1.0 µm

R∼ 1, 000

視野

空間分解能

–

∼1 arcsec

初代銀河の誕生概要
初代銀河は宇宙史におけるミッシングリンクである。過去十数年間、すばる望遠鏡やハッブル宇宙望遠鏡などで集中的に銀河探査が行われてきた。しかし、宇宙の晴れ上がり後に存在した重元素を含まないガスから形成されたはずの初代銀河は未だ検出されていない。理論的予言によれば、初代銀河は星団程度の質量しかなく
主に赤方偏移 (z) で z = 10 − 20 という遠方にあるので、現在の望遠鏡では感度が足りず検出ができない。我々は、次世代 TMT の高感度観測により世界に先駆けて初代銀河を検出することを目指す。初代銀河の検出により、銀河形成の最初から現在までの全体の描像を描くことが可能になる。具体的には、近赤外域で TMT の深狭帯域画像を取得すると共に JWST の深広帯域画像を利用する。Lyα の吸収端を示す遠方銀河 (ドロップアウト銀河) 及び Lyα 輝線を出す遠方銀河 (LAE) を見つけ、初期銀河候補とする。また、探査体積は激減するが重力レンズにより増光された初期銀河候補を大質量銀河団のレンズ臨界領域上での TMT の深分光によって探す。これにより世界最高感度の LAE 探査を実現する。以上のようにして得られた初期銀河候補に対して TMTによる高感度、高空間分解能の追分光/撮像を行い、Lyα 輝線で赤方偏移を測定すると共に、紫外線連続光が非常に青く初期質量関数が大質量星を多く含むものである可能性を考慮しても金属量が > 10−6 Z¯ では説明できない銀河を初期銀河として同定する。同定された初期銀河によりその形態と星形成率への制限、大質量星の多い初期星質量関数の仮説を検証することができ、重元素を含まない初代銀河にしか見られない星形成の物理過程に対して初めて知見を得る。これらの観測のうち JWST の広帯域画像を除いては TMT により日本の独自性が生かせる。特に大質量銀河団はすばる HSC 探査で発見されたものを含めて重力レンズ望遠鏡として最適なものを選ぶことになるため、日本の光赤外線天文学に利がある。

Formation of the First Galaxies
The ﬁrst galaxies are the missing link in the cosmic history. No ﬁrst galaxies forming from primordial
gas have been identiﬁed so far, although intensive deep surveys have been carried out for early galaxies withlarge telescopes such as Subaru and HST etc. According to the theoretical predictions, the ﬁrst galaxies
are very less massive object mostly residing at z ∼ 10 − 20, the present large telescopes are not able todetect such a faint source. Exploiting the great sensitivity of TMT, we aim to identify the ﬁrst galaxies
for the ﬁrst time. The identiﬁcation of the ﬁrst galaxies will give us the entire picture of galaxy formation
history. We will use deep TMT narrow-band images and deep JWST broad-band images, and ﬁnd the ﬁrst

第3章

48

銀河宇宙の夜明け 〜初代天体と宇宙再電離〜

図 3.5: すばる望遠鏡で分光同定された z = 7.0 銀河 (左；Iye et al. 2006 より引用) と VLT 望遠鏡の観測から報告された z = 8.6 銀河 (右；Lehnert et al. 2010 より引用) の 2 次元及び 1 次元スペクトル。横軸は波長、縦軸は空間方向 (2 次元スペクトル) もしくはフラックス強度 (1 次元スペクトル)。

galaxy candidates with a Lyα break (i.e. dropout galaxies) and a Lyα emission (i.e. LAEs). We will also
carry out deep blank-ﬁeld spectroscopy on the critical lines of massive clusters, and obtain a complementary
sample of faint ﬁrst-galaxy candidates by gravitational lensing technique, albeit in a small survey volume.
We will perform extremely deep follow-up spectroscopy and imaging for these ﬁrst-galaxy candidates todetermine their redshifts with a Lyα line and to identify the ﬁrst galaxies which have a very steep UV
slope that cannot be explained by > 10−6 Z¯ starbursts even with a top heavy IMF. Based on the identiﬁed
ﬁrst galaxies, we will place constraints on morphology and star-formation rates, and test the hypothesis of
top heavy IMF predicted by theoretical models. In this way, we will probe the physical processes of metal
free star-formation activities by observations, for the ﬁrst time. Our studies will exploit the advantages ofJapanese observational resources, except for the data of JWST. Our TMT narrow-band imaging will be theextention of our past successful eﬀorts with Subaru, and the target massive clusters for the gravitational
lensing technique will be selected from samples of massive clusters including those found in the Subaru/HSC
wide-ﬁeld surveys.

背景と目的
初代銀河がいつ出現し、どのような物理過程で誕生したかは銀河研究に残された最大の疑問の一つである。
初代銀河は、ビッグバン誕生後の宇宙で重元素を含まないガスから初めて星が作られた重力束縛系であり、これが進化して現在見られる銀河になったと考えられている。しかし、初代銀河の観測には成功しておらず、宇宙史におけるミッシングリンクとなっている。すばる望遠鏡やハッブル宇宙望遠鏡などの世界最高感度の大型望遠鏡で集中的な探査が行われた結果、宇宙誕生から数億年しか経っていない時代の銀河 (z = 7 − 9 程度) ま
で分光同定に成功し、形成初期の銀河を研究の対象にする道を開いた (Iye et al. 2006; Lehnert et al. 2010;

Vanzella et al. 2010a; 図 3.5)。しかし、初代銀河と呼べるような銀河はこれまで報告されてない。検出された形成の最初期だと考えられる部類の銀河でも星質量は 109 M¯ 程度 (e.g. Labbé et al. 2010) と大きく現在の矮小銀河かそれ以上の規模に進化している。一方で、最近の研究において、観測限界に近い z ∼ 7 − 10 の銀河は紫外線スロープ (β) が非常に青く、ダストがほとんど無いばかりでなく初期質量関数の勾配が緩いもし
くは金属量の少ない銀河かもしれない、という指摘がある (Bouwens et al. 2010b, cf. Finkelstein et al. 2010,
Schaerer & de Barros 2010)。これが本当なら従来知られている種族 II の遠方銀河と初代銀河の間のような銀河を見つけつつあるのかも知れない。
これまでの観測研究と理論研究の結果を踏まえると初代銀河の形成が優勢になるのは z = 10 − 20 程度と考

3.2. 初代天体

星-バリオン比 星形成密度

49

赤方偏移

図 3.6: (左) 数値シミュレーションが予言する初代 (pop III : 赤線) と二代目以降 (popII : 青線)、及び全体(total : 黒線) の星形成率密度の時間進化 (Trac & Cen 2007 より引用)。横軸は赤方偏移、縦軸は星形成密度(M¯ Mpc−3 yr−1；上段) と星–バリオン比 (下段)。(右)z = 14 で形成されたハローにおける原始星周りのガス分布。数値シミュレーションによる結果 (Yoshida et al. 2008 より引用)。パネルの一辺のサイズは左上から時計回りに 300 pc、5 pc、10 AU、25 太陽半径。
えられている (図 3.6 左)。ALMA や SPICA では z = 10 を超える銀河を観測するのは感度的にほぼ不可能である。もっとも ALMA や SPICA は重元素の分子線やダスト放射を主な観測対象とするため、重元素を含まない初代銀河の検出を主目的にするものではない。この意味で、TMT は日本が計画中の大型プロジェクトの中で初代銀河を直接観測することができ得る唯一の望遠鏡となる。

方法と実現可能性
まず候補天体を選びその中から初代銀河を探すことになる。候補天体選びは深撮像探査と重力レンズ探査の二つの相補的な手法を用いる。
一つ目の手法は、ブランクフィールドの近赤外線広視野深撮像探査から z = 10 − 20 のドロップアウト銀河
及び LAE 候補天体を見つけこれらのうち初代銀河の性質を示す天体を探す。具体的には TMT/IRMS の狭帯
域フィルターを用いた深撮像探査に加え JWST の広帯域画像、さらには WISH や Euclid, WFIRST といった広領域データも組み合わせパラメータ空間を隈無く探す。図 3.7(左) は準解析的モデルが予想するドロップア
ウト銀河及び LAE の天球密度を限界等級及びフラックスの関数で描いたものである (Kobayashi et al. 2010)。
ドロップアウト銀河については JWST により GOODS 領域と同程度 (0.1 deg2 ) の範囲で 30 − 31 AB mag に達する広帯域画像が得られると期待される。これにより z = 10 − 15 で 1,000 個以上のドロップアウト銀河が見つかるだろう。一方で LAE は AO を使った TMT/IRMS の狭帯域撮像 50 晩程度で z = 8 − 12 で 100-1,000個程度を得ることができると予想される (ここで検出限界はすばる望遠鏡の検出限界を口径と測光開口サイズ
でスケールしている)。ちなみに宇宙再電離期において LAE の Lyα 輝線は銀河間ガスの中性水素ガスで吸収される傾向にあるが、LAE やその星形成領域が (特異速度などで) ハッブル流に対して赤方偏移していれば検出に用いることができる。予想された検出個数からの減少は、寧ろ宇宙の中性水素比率を見積もる上で重要な測定量となる (3.3 節)。
二つ目は重力レンズを用いた手法である。HSC などで検出された大質量銀河団の臨界線上に IRMS の 1.0 arcsec
ロングスリットを 2 arcmin に渡り当てて長時間積分を行う (Stark et al. 2007)。これに加え、スリットスキャン
により臨界線を囲むように 2 箇所で同様の観測を行うことで臨界線の不定性による系統誤差を抑える。図 3.7(右)第3章

銀河宇宙の夜明け 〜初代天体と宇宙再電離〜検出が期待されるLAEの個数

50

光度関数の傾きα
図 3.7: (左上) 各赤方偏移にあるドロップアウト銀河の予想される天球密度を 1,500 Å 連続光等級の関数として示したもの。(左下)LAE の予想される天球密度。横軸は Lyα フラックス。幅が波長の 1 %の一般的狭帯域フィルターを使った場合について。左上図及び左下図はいずれも準解析的モデルによる予言 (Kobayashi et al. 2010より引用)。(右) 重力レンズを利用し、IRMS 1.5 時間積分の分光を 1 箇所で行った場合に期待される LAE の
個数 (縦軸)。横軸は光度関数の傾き α。20 箇所の異なる位置で観測した場合 α = −2 で 1 個程度の暗い LAEが検出できると予想される。
は TMT/IRMS のロングスリットで 1.5 時間積分を行った場合の重力レンズモデルが予言する LAE の検出個数である。この計算では、光度関数は z = 6.6 (Ouchi et al. 2010) より無進化を仮定し感度は TMT の口径でスケールしている (Stark et al. 2007)。これによると TMT で 60 晩程度の探査を行った場合、尤もらしい α ∼ −2の場合で約 5 個の暗い LAE が検出できる。これらは典型的に 30 倍程度の増光を受けており、実際の Lyα 光
度は 5 − 10 × 1041 erg s−1 と非常に暗いため、前述の狭帯域探査では見つけられない天体を得る事ができる。
これは暗い初代銀河まで探索するのに有効である。その上、光度関数の低光度域の勾配 α を決める上でも重要である。仮に α ∼ −3 と光度関数が非常に急になっている場合は数 10 − 100 個程度の LAE の検出が見込まれる。検出個数により、光度関数の勾配 α が幾つ程度になっているかという検証が行え、宇宙再電離の電離光子
収支 (3.3 節) への重要な制限が得られる。なお、このモデルでは光度関数は z = 7 から無進化であると仮定しているため、光度関数が高赤方偏移ほど減少している傾向を考えれば、重力レンズにより得られる LAE は見積もりより少ないものになるだろう。
これら二つの手法で見つけた候補天体のうち紫外線連続光の傾き β が −3 より小さい非常に青い銀河が初代
銀河の可能性がある (Bouwens et al. 2010b)。このような青い銀河は、ダストの吸収はもとより星雲起源の連
続光が無い極めて若い (1 Myr) 星からなる銀河である。これらを TMT/IRMS もしくは IRIS で 20 時間程度の深い撮像/分光追観測 (H = 32 AB mag 及び 8 × 10−20 erg s−1 cm−2 ；装置資料に基づく値) を行い、前景銀河でないことを確認すると共に、深い撮像データから高い精度 (< 10 %の統計誤差) で β を求める。β の測定
誤差を考慮しても特に青く、初期質量関数がトップヘビーであっても金属量が > 10−6 Z¯ では説明できない
天体が初代銀河と呼べるものである。なお高電離輝線 He ii 1640 を使った初代銀河テスト (Schaerer 2003) もあるのだが、予想される He ii 線の強度が Lyα よりオーダーで暗いため、z = 10 を超える銀河に対して TMT程度の感度では適用するのが難しいだろう。
これら二つの手法は相補的である。前者は探査体積が大きいが検出限界光度が明るく、後者はその逆である。
これにより前者は質量が大きいものや急激な初期重力崩壊を起こして激しい星形成が誘発されたような稀な初代銀河を捉えやすい。一方で、後者は小質量のものやゆっくりとガスが降着して比較的小さい星形成率を持つより個数密度の大きい初期銀河の検出に向いている。

3.2. 初代天体

51

期待される成果
世界に先駆けて初代銀河を同定することを目指す。同定に用いた深撮像/分光データから初代銀河の形態と星形成率、初期星質量関数への制限が得られる。重元素を含まない銀河で大質量星の多い初期星質量関数が本当に実現されているのかなど、初代銀河でしか観測できない星形成の物理過程について初めて知見を得る。これを用いて理論モデルに制限を付ける。特に最近のシミュレーションでは一つのハローの中に重元素を含まない初代星が 1 個から数個しかできないと考えられている (Yoshida et al. 2008; 図 3.6 右)。仮にこの予言が正しければ、TMT の感度では初代銀河候補が見つからないことになる。我々は TMT 観測による初代銀河の検出の有無からこのような理論予言の真偽を観測的に検証することが可能になる。また、初代銀河の検出に成功した場合は、銀河形成の最初から現在までの全体の描像が初めて得られる。どの初代銀河が現在のどの種族の銀河になっているか明確な回答は得られないものの共動体積に基づく個数密度を比較して、銀河の進化を推測することが可能となる。

日本の独自性
初代銀河の検出とそれに基づく研究は銀河天文学の最後で最大のフロンティアである。これは近年のすばるや HST による活発な遠方銀河観測とその議論にも現れている。このように激しい競争の中にあって独自性を出しながら研究を行うことは容易ではない。さらに計画中の E-ELT や GMT などを合わせた場合、地上 30m級望遠鏡へのアクセスは世界的に得られる。また、欧米の JWST による先行研究も考えると日本に目立った強みはない。現在のドロップアウト銀河、LAE などの遠方銀河観測の研究結果に見られるように HST と並んで日本のすばるによる研究結果は世界を先導しており、これまでにすばるで培った経験と実績を生かすことが可能である。つまり装置というハードの面ではなくソフトの面で日本に強みがあり、本研究課題で世界を先導できる可能性がある。また、重力レンズによる初代銀河の検出に使う銀河団はこれまでに知られているものに加え、HSC で得られる z = 1 付近の銀河団を合わせたものから選ぶことができる。すばる HSC により、最も質量が大きく TMT による長時間観測に適した銀河団数個をより良い条件で選択することができる。これは日本にとっての独自性であり、強みでもある。

他のプロジェクトとの関係
競合するのは、同様の感度で観測が可能な他 30m 級地上望遠鏡の E-ELT と GMT、さらに近赤外線大型宇宙望遠鏡の JWST である。E-ELT と GMT に関しては TMT とほぼ同時期にファーストライトを迎えることが予想されるので、完全に同じ土俵で競争していかなくてはならない。そのためにもソフト面の強化を含めた
当該分野での準備研究を周到に行い厳しい研究競争に備えなくてはならない。一方、現在の予定では JWST は

TMT を含めた 30m 級地上望遠鏡よりも数年早くファーストライトを迎えることになっている。感度的にはほぼ互角であるため、TMT のファーストライト時には JWST による撮像及び分光研究が進んでいる可能性がある。初代銀河は球状星団のようにコンパクトになっている可能性が高い。そのため、TMT で行うべきことは、AO を使った高分解能撮像及び分光により点源に対して JWST より暗い初代銀河候補天体まで探索し、同定を目指すことになる。さらに初代銀河がぶつぶつした構造をしている場合は AO による形態の研究が可能になる。
JWST の 0.03 arcsec 程度の分解能ではこれは実現できないため TMT のような望遠鏡でしか行えない研究となる。また分光については夜光輝線の間に落ちる Lyα 輝線を狙うことになるが、この場合の感度は JWST の分光よりも高くなるので有利である。仮に JWST が先に初代銀河を同定した場合でも、TMT の高空間分解能と高波長分解能を生かして、初代銀河の形態や運動に制限をつけることが可能である。ここに JWST による長波長側 (> 2.5 µm) の撮像/分光データも合わせることで、晩期型星側の星種族への制限が加えられる。このよ
うに JWST との相乗効果も見込める。

第3章

52

銀河宇宙の夜明け 〜初代天体と宇宙再電離〜

要求される装置とその仕様
高感度の近赤外線撮像分光観測が行える装置が必要であり、この要求を満たすのは IRMS もしくは IRIS である。LAE に基づく候補天体を選びも必要であるため、IRMS では狭帯域撮像の機能は欠かせない。また、

J-IRMOS が IRMS や IRIS より高い透過率を持っているならこれも有効かも知れない。ただし、IRMS や IRIS
は高い透過率を目標としているため、J-IRMOS が IRMS と IRIS より格段に優位になることは考えにくい。むしろ、当該研究分野の競争は激しいため、第一期装置ではない J-IRMOS ではスケジュール的に不利であり、J-IRMOS が初代銀河探査に貢献することは難しいだろう。

種別

ELI
ELI

3.2.3

装置名

IRIS
IRMS

観測モード

必要とする装置、仕様
AO 波長範囲 波長分解能

撮像/分光

有

狭帯域撮像/分光

有1–2.5 µm
1–2.5 µm

R∼ 3, 000R∼ 3, 000

視野

空間分解能
2

1 arcmin4 arcmin2∼10 mas∼50 masGRB 母銀河観測概要
ロング GRB (以下 GRB) 母銀河の研究は GRB を用いて宇宙の星形成史を探るためだけでなく、GRB の起源そのものを理解する上でも避けては通れないテーマである。ところが現在の観測では GRB 母銀河はごく一部の限られたものについてしか発見/同定できていない。現在の観測では検出の難しい GRB 母銀河が TMT
によって隈無く検出され、初めて GRB 母銀河の全体像が明らかになることが期待される。また TMT の高い
集光力と空間分解能を活かした面分光観測によって GRB の起源に直接迫る研究が飛躍的に進歩するだろう。

GRB Host Galaxies
Studies of host galaxies of long GRBs (hereafter just referred as GRBs) are important for understanding
the origin of GRB as well as probing star formation history of the Universe with GRBs. However, only a tiny
percent of GRB hosts are found or identiﬁed by current observations. TMT promises the detection of GRB
hosts which could not be detected until now, providing a whole picture of GRB host galaxies. In addition,
direct approaches to the origin of GRB will make dramatic progress by integral-ﬁeld-unit spectroscopies
making the most of the high light-gathering power and spatial resolution of TMT.

背景と目的

GRB はダストに隠された星形成や初期宇宙における銀河形成史のフロンティアを観測的に探ることのできる可能性を秘めている。GRB を用いてこれらを明らかにするためには、銀河全体の中での GRB 母銀河の位置付けを明らかにしていく必要がある。ところが現在、母銀河が発見/同定されている事例は全 GRB のうちの僅か 1 割程度しかなく、さらに可視残光や母銀河の明るさにバイアスが掛かっている可能性がある (e.g., Perley

et al. 2009; Savaglio et al. 2009)。TMT 時代にはその高い集光力を活かして遠方 (赤方偏移 > 8) GRB 母銀河の検出、並びに比較的近傍 (赤方偏移 < 2) の GRB 母銀河の無バイアスな検出が可能になると期待される。
これによって初めて GRB 母銀河の全体像が明らかになるはずである。その中で、全 GRB の約半数を占めると考えられているダーク GRB (可視残光の極端に暗い GRB) が重要なテーマになりつつある。近年の赤外線観測から、ダストに隠された星形成が宇宙全体の星形成に対してかなりの寄与を占めていることがわかってきており (e.g., Takeuchi et al. 2005)、このような現場で発生した GRB こそがダーク GRB となっている可能性がある。このことは GRB を用いて宇宙の星形成史を探る上で非常に重要であり、TMT と ALMA の連携によって両者の関係を解き明かしていかなければならない。

3.2. 初代天体

フラックス

53

観測波長(Å)

図 3.8: ダーク GRB 020819 の母銀河 (赤方偏移=0.41) の R-band Keck/ESI 画像 (左: Jakobsson et al. 2005)。
破線円がダーク GRB の発生場所。母銀河を空間分解して観測し、ダーク GRB 発生場所での分光観測が行われ (右: Levesque et al. 2010)、そこでの金属量が測定された唯一の例。右図の横軸は観測者の波長、縦軸はフラックスを表す。この観測により、実際にダーク GRB 発生場所での金属量が予想に反して非常に高いことが確認された。TMT 時代には赤方偏移 ∼ 2 の銀河についてもこのような観測が可能になるだろう。
また、母銀河の研究は GRB そのものの起源を明らかにすることとも密接に関係している。現在の数値計算によれば単独の超新星が高速のジェット (GRB) を起こすためには金属量の低い環境でなければならない (Woosley& Bloom 2006; Yoon et al. 2006)。このことは、実際母銀河の金属量が低いことからも観測的に支持されてきた (e.g., Stanek et al. 2006)。ところが近年、金属量の高い銀河の中で発生したダーク GRB が報告されるようになってきており (e,g., Graham et al. 2009; Levesque et al. 2010; Hashimoto et al. 2010)、GRB の別の仕組
み (Nomoto et al. 1995; Fryer et al. 1999; Iwamoto et al. 2000) も注目されつつある。現状では多くの場合、母銀河全体の平均的金属量しか測定することができない。TMT による GRB 母銀河の面分光観測によって GRB
発生場所での環境が明らかになれば、GRB の起源に直接迫る研究が飛躍的に進歩するだろう (図 3.8 参照)。

方法と実現可能性
赤方偏移 > 8 の GRB 母銀河の検出
GRB 母銀河を発見/同定するには GRB 発生後の可視-近赤外線による素早い追観測によってその残光を検出することが必要不可欠である。そのためには Target of Opportunity によって適切な観測装置を検討しつつ観測を遂行していく必要があるが、装置交換が比較的容易な TMT はこの種の観測に最も適していると言える。

GRB 母銀河はこれまでの観測から sub-L∗ の比較的暗い銀河であることがわかっている (e.g., Le Floc’h et al.
2003)。赤方偏移 ∼ 8 のような遠方銀河の候補天体は既にハッブル宇宙望遠鏡を用いた研究によって見付かりつつありその光度関数も明らかになってきた (Bouwens et al. 2010a)。赤方偏移 ∼ 8 での L∗ はおよそ H=28-29(AB) に対応しており、TMT は 1 時間積分で H∼30 (AB) の感度 (S/N=10) を達成できると期待されている。
従って赤方偏移 ∼ 8 の GRB 母銀河は十分検出可能である。一方、近年の観測結果から GRB は大質量銀河の中でも発生することがわかりつつあり (Berger et al. 2007; Hashimoto et al. 2010; Chen et al. 2010)、初期
宇宙においても比較的重い (明るい) 銀河の中で GRB が起こるとすればさらに遠方の GRB 母銀河を検出す
ることも不可能ではないかもしれない。
赤方偏移 ∼ 2 の GRB 母銀河の無バイアスな検出
ダーク GRB の可視残光の明るさは普通の GRB 残光の明るさに比べ数等暗いことがわかってきた (Kann et al.

2010)。8m 級望遠鏡からさらに数等深い観測が可能な TMT によって、現在の観測では検出の難しいダーク
GRB の残光と母銀河の検出が期待される。この中で、 TMT でみつかった ダーク GRB 母銀河と隠された

第3章

54

銀河宇宙の夜明け 〜初代天体と宇宙再電離〜

星形成との関係を ALMA との連携で解き明かしていくことが重要である。一方、GRB の多くは赤方偏移 ∼2 に分布しているが (Wanderman & Piran 2010)、このような距離にある銀河を隈無く検出することは現在の8m 級望遠鏡をもってしても容易ではない。赤方偏移 < 0.5 の近傍で発見されているような暗い GRB 母銀河
を赤方偏移 ∼ 2 においても検出するためには現在よりも 5 等程度深い観測を行う必要がある (Savaglio et al.

2009)。これはおよそ K=29 (AB) に対応しており、TMT はこれを達成することができる。
GRB の起源
TMT の高い集光力と空間分解能を活かした近赤外線面分光観測は赤方偏移 ∼2 の GRB 母銀河の (GRB 発生
場所での) 金属量測定に最も適している。分光観測の場合 TMT ではおよそ K=25 (AB) のターゲットが現実的であり、この明るさの母銀河は 8m 級望遠鏡によって検出されてきている。TMT 時代には現在分光が難し
い赤方偏移 ∼2 の GRB 母銀河について、空間分解して金属量を測定することが可能になる。

期待される成果
現在の GRB 母銀河の研究はバイアスの掛かったごく一部のサンプルに基づいており、TMT によって初めて GRB 母銀河の全体像が明らかになるはずである。また TMT と ALMA の連携によって宇宙の星形成史の指標としての GRB の検証が進み、GRB から探る宇宙の星形成史の描像と銀河観測からわかってきた描像とが統一的に理解されていくだろう。さらに、GRB 母銀河の面分光観測によって、これまで広く受け入れられてきた GRB の起源とは全く異なる別の仕組みについての検証が行われ、GRB そのものについての理解がよ
り一層深まることが期待される。

他のプロジェクトとの関係要求される装置とその仕様

種別

ELI
ELI

装置名

IRIS
IRIS

観測モード
撮像
面分光

AO
有
有

必要とする装置、仕様
波長範囲
波長分解能

0.8–2.5 µm
0.8–2.5 µm

視野

空間分解能
2

N/A

∼ 1 arcmin∼ 0.015 arcsec

2R∼ 3, 500

∼ 3 arcsec∼ 0.015 arcsec

3.3. 宇宙再電離55

図 3.9: 宇宙史の中での宇宙再電離 (z ∼ 6 − 15)。左側が光子の最終散乱面 (z ∼ 1, 100)、右が現在 (z = 0)。

(Robertson et al. 2010 より引用。)

3.3

宇宙再電離

まとめ
ビッグバンの後、宇宙年齢 37 万年の頃に起こる再結合期を経て宇宙に広がるガスはプラズマ状態から中性の状態へと変化する。宇宙膨張と共に宇宙背景放射のエネルギーが下がり、エネルギー分布のピークは赤外域へと移るため、宇宙は文字通り暗黒となった。この「宇宙暗黒時代」はビッグバンの後、数億年ほど続いたと考えられている。やがて初代星が誕生し宇宙を再度照らしだす。その後多数の銀河が生まれ、それらから放出された紫外光によって宇宙に広がる中性水素ガスが電離され、宇宙年齢 10 億年の頃までには宇宙全体は再度電離状態になったと考えられる。宇宙暗黒時代がどのように終わり、宇宙再電離がどのように進んだのか。その源となった天体は何か。これらは現在の宇宙論、及び天文学の最先端研究テーマとなっている。この節では、TMT で可能となる宇宙再電離期の探査を提案する。

3.3.1

高赤方偏移銀河で探る宇宙再電離概要
近年、クエーサーや宇宙背景輻射による銀河間ガスの中性水素比率 (xHI ) 及び自由電子の測定から、宇宙再電離がおよそ赤方偏移 (z) 6 − 15 程度で行われたことが分かった。しかし、赤方偏移 z ∼ 6 − 15 という長い期間において、大部分の再電離が比較的短時間で終了する短期モデルか、逆に再電離がじわじわと進行する長期
モデルのいずれのモデルが正しいか明らかになっていない。さらに、大規模構造の中での電離領域の伝播に関して、高密度領域が始めに電離されるモデル (インサイド–アウト) とその逆のアウトサイド–イン、さらに最近提唱されているフィラメント状のガスが最後に残るモデルのいずれであったのか手がかりすら得られていない。これに加えて、銀河がもたらす電離光子の放射密度が宇宙を再電離するのに足りない可能性が指摘されており、銀河と宇宙再電離の関係を明らかにすることが急務となっている。我々は TMT/IRMS の狭帯域フィル
ターを用いて z = 8 − 12 の Lyα 輝線銀河 (LAE) 探査を行う。銀河間ガスによる Lyα 減衰翼が LAE の Lyα
輝線を吸収する量から xHI に制限を加え、これまで理解されていなかった z ∼ 6 − 15 の宇宙の再電離史を明らかにする。さらに銀河分布を SKA などの次世代 21 cm 輝線探査の結果と比較することで、大規模構造の中での電離の伝播に関するヒントを得る。さらに、TMT/IRMS の重力レンズを用いた探査から光度関数の低光度域の傾きを調べる。これに加えて JWST の広帯域画像で得られたドロップアウト銀河を TMT/IRMS で分光追観測して高光度域での光度関数も決めることで、宇宙再電離が銀河がもたらす電離光子だけで説明できるかどうかという問題に決着を付ける。

第3章

銀河宇宙の夜明け 〜初代天体と宇宙再電離〜

中性度(対数)

中性度

56

赤方偏移

図 3.10: 中性水素比率 (xHI ; 縦軸) の赤方偏移変化 (横軸)。 (上段)z = 7 付近にある黒四角と黒丸がそれぞれ

LAE の光度関数と角度相関関数、から得られた制限。 (なお、黒丸は黒四角の誤差バーと重ならないように赤方偏移方向に移動させている。) z = 5 − 6 の黒印は QSO によるもの ((Fan et al. 2006b) など)、z = 9 付近の右向き三角は CMB から得られた結果 (Larson et al. 2010)、z = 6 − 7 の白抜き印は GRB や過去の LAE探査から得られた制限 (Totani et al. 2006; Kashikawa et al. 2006 など)。曲線は異なる理論モデルによる予言(Choudhury et al. 2008)。 (下段) 上段と同じだが縦軸を対数で表し、宇宙再電離末期 (z ∼ 6) の様子を明示したもの。(いずれも Ouchi et al. 2010 より引用。)
Probing Cosmic reionization by High-Redshift Galaxies
Recent studies have shown that the cosmic reionization took place at z ∼ 6 − 15 from the measurementsof neutral hydrogen fraction (xHI ) and free electrons in the IGM. However, it is not clear whether the cosmic
reionization ﬁnished in a short period (sharp reionization) or long extended time (extended reionization) at
the epoch of z ∼ 6 − 15, and these two competing reionization models have not been tested yet. Moreover,nothing has been known about the transmission processes of ionized regions such suggested as inside–out,
outside–in, and ﬁlament-last. Studies of galaxies at the epoch of reionization have identiﬁed a problem of
ionizing photon budget that galaxies at z ∼ 7 may produce stars too slow to emit ionizing photons suﬃcientfor explaining the cosmic reionization history. Thus, understanding the relation between reionization andgalaxy formation is an important and urgent issue. We will conduct Lyα emitter (LAE) surveys at z ∼ 8−12
with narrow-band ﬁlters installed in TMT/IRMS. We will unveil the cosmic reionization history at z ∼ 8−12
with constraints of xHI placed by the amount of absorption of Lyα damping wing to Lyα emission of LAEs.
We will compare our galaxies and the results of the next generation 21 cm observations such carried out
with SKA, and obtain hints for the transmission process of ionized regions in large-scale structures. We will
investigate the faint-end slope of luminosity function with TMT/IRMS spectroscopy by gravitational lensing
technique, and derive the bright-end luminosity function from dropout galaxies identiﬁed in deep JWST
imaging data supplemented with TMT follow-up spectroscopy. We will estimate ionizing photon emission
rates from the luminosity function with small uncertainties, and aim to answer the question whether starforming galaxies producing ionizing photons played a major role in the process of cosmic reionization or theother sources of reionization are necessary for explaining the cosmic reionization history.

3.3. 宇宙再電離

57

背景と目的
宇宙再電離は 137 億年の宇宙史の中で最後の大イベントである (図 3.9)。ビッグバンで誕生した宇宙は、膨張が進むにつれて温度が下がっていった。温度が 3,000 K にまで達した赤方偏移 (z) 1,100 頃で宇宙を満たす
陽子と電子が再結合したと考えられている。これは宇宙の晴れ上がりと呼ばれ、光子の最終散乱面が宇宙背景
放射 (CMB) として観測されている。晴れ上がりを経て、宇宙は主に中性水素ガスからなる暗黒時代に突入していった。一方で、 クエーサー (QSO) に現れる吸収線を用いて現在に近い宇宙 (z = 0 − 2 程度) の銀河間ガスを調べると水素がほぼ電離していることが分かっている。つまり、z = 1, 100 で中性になった水素が宇宙史のどこかの時点で電離されたことになる。これが宇宙の再電離である。そして、宇宙再電離は銀河の星形成活動に伴って放出される紫外線で起こったと考えられている。
最近まで、宇宙再電離についての観測的知見は皆無に等しかった。しかし、この数年間でスローンデジタル
スカイサーベイで検出された QSO や、WMAP 衛星で得られた CMB を背景光として使い、光源との間にある中性水素もしくは自由電子の量に制限が加えられた。これにより宇宙再電離が z ∼ 6 − 15 くらいに起こったことが分かってきた (Fan et al. 2006b; Dunkley et al. 2009)。しかし、z = 6 − 15 という長い期間において、いつどのように宇宙再電離が起きたかは明らかでない (図 3.10)。特に、宇宙再電離が比較的短時間で終了する sharp 再電離とその逆の extended 再電離のモデルのいずれが正しいかといった問題には答えられていない (Dunkley et al. 2009)。z ∼ 6 − 15 の範囲で銀河間ガスの中性水素比率 (xHI ) がどのように変化したかが分からない為である。これに加えて、宇宙再電離の根本的な問題である電離過程 (大規模構造の中での電離の伝播) の疑問に至っては、何ら解決の糸口はない。宇宙再電離が、銀河間ガスの高密度領域から始まり void 領域に伝搬していくのか (インサイド–アウト; Furlanetto et al. 2004)、その逆であるのか (アウトサイド–イン;

Miralda-Escudé et al. 2000)、さらには最近のモデルで提唱されているような中間密度領域が最後に電離されるのか (フィラメント–ラスト; Finlator et al. 2009) といった問題は手つかずである。また LOFAR など現状の 21 cm 輝線観測は精度が低いため再電離期の中性水素量の進化への制限は限られている。SKA のような次世代装置では高精度の 21 cm 輝線観測が行えるが、同時期の遠方銀河は光赤外線観測でないと検出が難しいた
め、21 cm 輝線観測だけで電離過程の制限をつけることはできない。
また、宇宙再電離は主に銀河形成に伴う紫外線放射がもたらしたと考えられているため、銀河形成と密接な関係がある。最近の研究では z ∼ 7 において宇宙の星形成率密度が小さすぎるため、当時の電離密度 (xHI = 0.2±0.2;

Ouchi et al. 2010) を説明するだけの電離光子が無い可能性が指摘されている (Ouchi et al. 2009; Bunker et al.
2010)。さらに、星形成率密度の進化をフィットした曲線を現在から過去に積分して見積もった CMB のトムソ
ン散乱の光学的厚さは、WMAP (Dunkley et al. 2009) により得られたものより少ないという結果が出ている(Robertson et al. 2010)。一方で QSO による再電離の寄与は z ∼ 2 − 3 から急激に減り z ∼ 6 では数 %にまで落ち込んでいるため、z ∼ 7 以上で QSO が有力な再電離源になることは考えにくい (Srbinovsky & Wyithe2007)。仮に銀河形成がもたらす電離光子だけで宇宙再電離が説明できないとすると、暗黒物質の対消滅や大量の原始ブラックホールが存在して宇宙再電離過程に寄与している可能性も考えなくてはならない (Ricotti &Ostriker 2004)。しかし、現時点ではこのような結論に至るほど強い物理的及び統計的根拠は無い。実際、宇宙の星形成率密度の見積もりの不定性はファクター 2 − 3 はある。例えば、電離光子密度の見積もりに使う電離光子脱出率が低赤方偏移から増大していたり (e.g. Ouchi et al. 2009)、銀河のダストが限りなくゼロに近い
もしくは金属量が小さく初期質量関数がトップヘビーである (e.g. Bouwens et al. 2010b)、観測できない暗い矮小銀河が予想以上に多い (e.g. Yan & Windhorst 2004) 可能性もある。次世代の観測ではこれらの可能性について一つ一つ丁寧に検証していく必要がある。

方法と実現可能性

QSO 及び CMB を背景光として使った宇宙再電離の研究には限界がある。QSO による xHI への制限は、銀河間ガスの水素がそのスペクトルにもたらす Lyα の吸収量から調べられる。しかし、Lyα 光子に対する散乱断面積が大きいために、xHI ∼ 10−3 程度の極微量の中性水素が銀河間ガスに含まれているだけで Lyα 吸収線

LAEの個数密度(対数)Lyαの光度(対数)銀河宇宙の夜明け 〜初代天体と宇宙再電離〜

フラックス

第3章

58

観測波長(Å)

図 3.11: (左)z = 6.6 と 5.7 の光度関数が取り得るシェヒター関数のパラメータ、光度 (L*; 横軸) と個数密度(φ*; 縦軸) の範囲。等高線の内側と外側はそれぞれ 68 %及び 90 %の信頼区間。(右) 平均の Lyα 輝線輪郭。縦軸がフラックスで横軸が波長。z = 6.6 及び 5.7 をそれぞれ赤太線と黒太線で示す。それぞれの 1σ 誤差の範囲
は赤細線及び灰色で表している。(いずれも Ouchi et al. 2010 より引用。)
が飽和してしまい xHI の測定が行えなくなる。そのため、QSO による測定は xHI が非常に小さい宇宙再電離の最終段階に限られ、赤方偏移で言うと 6 程度までしか届かない。一方で CMB は、トムソン散乱がもたらす偏光を元に z = 0 から 1, 100 までに存在する電離ガス中の自由電子の量から制限を加えている。得られるのは
視線方向にある電離水素の量の積分値に対応するため、xHI の時間的変化の情報は得られない。
このため、 中性水素比率にして xHI ∼ 10−2 − 1 の時代が調べられ、かつ時間分解能が得られる手法を用いなければ宇宙再電離の重要過程は理解できない。これを可能にするのが中性水素がもたらす Lyα 減衰翼の吸収による手法である。Lyα 減衰翼吸収とは、非常に強い Lyα 吸収線において natural broadening が Lyα の波長(1,216 Å) より長波長側にもたらす吸収である。初期の宇宙に多数存在する銀河、特に検出が容易な Lyα 輝線を出す銀河 (LAE) を使い、その Lyα 輝線が受ける減衰翼吸収の量を銀河・宇宙再電離モデルと比べることで銀河間ガスの xHI に制限を加えることができる。具体的には、中性水素の量が多く (つまり xHI が大きく) なるにつれて、(a) 減衰翼吸収により LAE の Lyα 輝線が暗くなり観測される LAE が減る。また、(b) 減衰翼の吸収
輪郭が掛け合わさることで LAE の Lyα 輝線の幅が広くなる。図 3.11 のように、これらのテストは z ∼ 6 − 7の LAE までは適用さており (Malhotra & Rhoads 2004; Kashikawa et al. 2006; Ota et al. 2010; Ouchi et al.

2010)、これまでに得られている最も強い制限は z ∼ 7 で xHI = 0.2 ± 0.2 である (Ouchi et al. 2010)。LAE 以
外にもガンマ線バースト (GRB) のスペクトルに現れる Lyα 減衰翼の吸収から宇宙再電離に制限を加えることができる (Totani et al. 2006)。この手法は LAE よりも単純な理論モデルと比較することで xHI の制限が得られる点で優れている。しかし、 空間的に非一様に進む再電離過程を調べられるほど GRB の検出個数が多くな
いため、xHI の見積もり値に強いバイアスがかかることが知られている (McQuinn et al. 2008)。
観測は 3.2 節と同様、AO を付けた TMT/IRMS に狭帯域フィルターを装着し 0.1 deg2 の範囲で、1 視野 3
時間程度の積分を行う。計 50 晩程度で z = 8 − 12 の LAE を探索する。準解析的モデルの予言 (図 3.7); z = 7
から xHI が進化していない場合) から 100 − 1, 000 個程度の LAE を得ること予想されるが、xHI の増加により
Lyα が吸収されるためこれより検出個数が減る。この検出個数の減少と xHI の関係は詳細な銀河・宇宙再電離モデルとの比較から得られる。非常に大雑把に言って、LAE の検出がほとんど無くなる赤方偏移で xHI が 1 に近くなったと考えることができる。また、10 − 30 晩を費やして明るい LAE について IRMS による分光探査を行い、Lyα 輝線の輪郭の進化から Lyα 減衰翼の吸収への制限を得る。
一方で、電離光子の収支については JWST の広帯域撮像で得られた z = 8 − 12 のドロップアウト銀河候補
を TMT/IRMS で分光追観測する。主に Lyα 輝線によって赤方偏移を同定すると共に候補天体に含まれる前

3.3. 宇宙再電離59

景銀河の割合を求め、ドロップアウト銀河による紫外線光度関数の見積もりを統計的誤差も含めてファクター

2 以下の不定性で求めることを目指す。またこれらの銀河を 10 − 20 時間の積分を行うことにより紫外線連続
光の傾きの誤差を最小限 (< 10 %) に押さえ、大質量星の星種族に制限を与えて電離光子の放射密度の見積もりの精度を向上させる。また、3.2.2 節と同様の重力レンズを利用した TMT/IRMS の観測から光度関数の暗い側の傾き α に制限を加え、通常の観測では検出できない暗い矮小銀河が多い (α ∼ −3) のかほぼ予想通りなのか (α ∼ −2) について決着を付ける。電離光子脱出率については低赤方偏移 (z ∼ 3) での直接検出による見積もりが参考になる (3.3.4 章)。さらに同等の赤方偏移 (z ∼ 8 − 12) においても、TMT の K バンドまでの撮像データと JWST の > 3 µm での撮像及び分光データによる SED 及び星雲線強度を組み合わせることで、電離光子脱出率の上限値に制限を与える (Ono et al. 2010 の手法)。

期待される成果得られた xHI から宇宙再電離史を明らかにする。また、SKA などの次世代装置の探査で得られた 21 cm デー
タとドロップアウト銀河のを比較することで中性水素と電離源の分布を理解し宇宙再電離の過程について手がかりを得る。さらに電離光子の収支については、銀河だけで宇宙の再電離が説明できるのかを明らかにする。
結果によっては重大な物理現象の示唆、例えば暗黒物質の対消滅や大量の原始ブラックホールのような未知の現象が宇宙再電離に寄与しているという結論が出る可能性も否定できない。

日本の独自性日本はこれまで遠方銀河を用いた宇宙再電離の研究分野を切り開いてきた。銀河の電離光子の放射密度と宇
宙再電離の関係 (Ouchi et al. 2004, 2009)、LAE による xHI への制限 (Kashikawa et al. 2006; Iye et al. 2006;
Ota et al. 2008, 2010; Ouchi et al. 2010) などである。さらに 2011 年及び 2016 年にファーストライトを目指しているすばる超広視野主焦点カメラ (HSC) と主焦点分光器 (PFS) の主目標の一つとして宇宙再電離が掲げられている。HSC と PFS の広視野を生かし、約 30 deg2 と非常に広域に渡る z = 6 − 7 LAE 及びドロップア
ウト銀河探査を行うことが計画されている。いずれの装置も主に 1µm 程度までの可視光に波長域が限られているため、対象にできるのは z = 6 − 7 程度までである。そのため、日本の光赤外線天文学にとって TMT による再電離の研究は、すばるによる研究の自然な延長線上にある。特に HSC と PFS により Lyα 光度関数などの重要な物理量が宇宙再電離末期の z = 6 − 7 で押さえられることは、これらの進化を TMT で赤方偏移 8 以上
で見る上で大きな強みとなる。また、TMT の z = 8 − 12 における再電離研究は、すばるの z = 6 − 7 での研究と同様の手法で行えるため、手法の違いによる系統的誤差が減らせる。この面からの相乗効果も期待できる。

他のプロジェクトとの関係

TMT より先に登場するであろう JWST で同種の研究が行えるが、TMT の高い探査能力を生かせば JWST の先行研究を凌駕する結果が得られるだろう。例えば TMT/IRMS 狭帯域フィルターによる LAE 探査は、JWSTの FGS/TFI による狭帯域探査 (4 arcmin2 , R ∼ 100, 25 ABmag in 10,000 sec) より約 1.3 mag 程度、積分時
間換算にして約 10 倍程度効率が良い。(ここで TMT/IRMS の感度はすばる望遠鏡の検出限界を口径と測光開口サイズでスケールしている。) これは地上望遠鏡でも夜光の谷間を狙うことで近赤外線域の高い背景光の影
響を抑えられること、0.1 arcsec 程度のターゲットの検出には NFIRAOS の弱い AO で十分なこと、そして何よりも JWST の狭帯域撮像の低背景光観測で問題になる読み出しノイズリミットの問題が TMT には無いことに起因する。したがって、TMT の狭帯域撮像による探査は JWST の数年後に行われることになっても十分競争力がある。また前述の通り SKA などの次世代 21 cm 輝線探査 (2020 年以降) を合わせた研究が本課題の目
標の一つとなっている。SKA の登場は JWST の運用期間が終わった後と見られ、JWST では SKA などと同期させた観測が行えない。このような目標を達成するには TMT のように SKA と同時期に観測を行うことが不可欠である。

第3章

60

銀河宇宙の夜明け 〜初代天体と宇宙再電離〜

要求される装置とその仕様

AO を用いた高感度の近赤外線撮像分光観測を広範囲で行う装置が必要で、IRMS が最適である。また狭帯域撮像機能が重要であり IRMS に狭帯域フィルターを装着しなくてはならない。

種別

ELI

3.3.2

装置名

IRMS

観測モード
狭帯域撮像/分光必要とする装置、仕様
AO 波長範囲 波長分解能
有1–2.5 µm

R∼ 3, 000

視野

空間分解能
2

4 arcmin∼50 mas

ガンマ線バーストで探る宇宙再電離概要
ガンマ線バースト (GRB) は、宇宙再電離の重要な探索手段となる可能性を秘めている。GRB 残光はクエーサーのように非常に明るくて遠方からも探査可能な上に、クエーサーと異なって近接効果が無く、小さな母銀河でも観測可能である。さらに Ly α減衰翼による銀河間空間の水素中性度の直接測定の可能性などの利点がある。しかしながら、現在の高赤方偏移 GRB の検出頻度の低さ、及び現在の望遠鏡の近赤外分光の感度不足により決定的な結果を得るに至っていない。点源の高感度分光という意味で、TMT にとって格好のサイエン
スターゲットと言える。TMT の GRB 追観測態勢において、日本が主体的に参加することができるだろう。

GRB 残光の分光観測により、母銀河たる初代天体の特徴についても重要な知見をもたらす。

Probing Cosmic reionization by Gamma-Ray Burst Afterglows
There is a great potential for gamma-ray bursts (GRBs) as a unique probe of cosmic reionization. They
are as bright as quasars and detectable to very high redshifts. In contrast to quasars, they occur even in small
host galaxies, without the 近接 eﬀect. Furthermore, detection of damping wing of Lyα absorption would
allow us to directly measure the neutral fraction of hydrogens in interegalactic medium. However, we have
not yet obtained very useful results because of the low rate of high-redshift GRB detections, and insuﬃcientsensitivity of near-infrared spectroscopy by currently available telescopes. High sensitivity spectroscopy forpoint sources is a very good scientiﬁc case for TMT. It is important that the Japanese group participate in
the GRB follow-up team of TMT with a high presence.

背景と目的
宇宙の通常物質 (バリオン) の大半を占める水素は、宇宙初期は高温のため電離していたが、誕生後およそ37 万年で温度の低下により中性化した。これ以降、光は電子によるトムソン散乱を受けず、直進できるようになった。
「宇宙の晴れ上がり」である。有名な温度 2.7 K の宇宙マイクロ波背景放射 (CMB) はこの時の宇宙の姿である。一方、現在の宇宙では、宇宙の水素の大半は銀河間ガスとして存在していると考えられており、また、この銀河間水素ガスは電離していることがクエーサーのスペクトルにおける Ly α 線の吸収の度合いにより知られている。初代天体の形成に伴う紫外線により電離されたと考えられているが、いつ、どのようにこの「再電離」が起きたのかは、初期天体形成論と関連して宇宙論の重要なテーマのひとつとなっている (レビューとしては Fan et al. 2006a; Barkana & Loeb 2007, など)。
クエーサーの観測からは、赤方偏移 z < 6 では既に電離していることが知られているが、一方で、この時代付近で過去に向かって中性度 (xHI ≡ nHI /nH ) が急激に上がっていることもわかっており、z ∼ 6 付近が再電
離の終わりの時期ではないか、また、z ∼ 6–6.4 のクエーサーのスペクトルから、この時期の宇宙は中性に近いのではないかとも言われていた。一方、全く独立な方法で、WMAP 衛星による CMB の偏光の観測から、
高赤方偏移で大量の自由電子の存在が示唆され、再電離の時期が zreion ∼ 10 と、クエーサーの観測に比べてか3.3. 宇宙再電離61

なり高い赤方偏移が示唆されている。これを受けて、両者を矛盾無く説明するため、宇宙の再電離は二度起ったとする仮説も提案されている。
従って、z ∼6–10 の宇宙の電離度を高い精度で測定することが重要である。しかしクエーサーでは、z > 6を越えると、正確な電離度の測定はできない。このようなクエーサーは、静止系での Lyα に対応する波長より短波長側では、銀河間空間における中性水素の Lyα 吸収によりフラックスが完全に減衰してしまう (ガン–ピー
ターソン (GP) トラフと呼ばれる)。しかしこれは、宇宙が中性であることを意味しない。中性度 が xHI ∼ 10−3を越えるだけで、完全に減衰してしまうためで、このため GP トラフの存在は xHI > 10−3 という下限値しか与えない。また、CMB による情報は視線上積分された自由電子量しかわからないため、ある特定の赤方偏移における電離度を測定することは不可能である。LAE の光度関数進化から間接的に再電離の情報を得るという研究も精力的に行われているが、LAE 自身の進化効果との分離が難しいなどの不定性がある。
そこで期待されているのが GRB である。原理はクエーサーと同様、銀河間水素ガスによる Lyα などの吸収を見るのであるが、クエーサーに比べていくつかの重要な利点がある。クエーサーは一般に天体密度の高い、構造形成の最も進んだ場所で見つかることが多く、クエーサーの周囲が宇宙の平均的な場所であるとは言い難い。また、クエーサー自身の強い紫外線によって周囲が電離してしまうため、真の電離度を測定できない (近接効果)。一方 GRB は、クエーサーに比べれば、より普通の場所 (星形成さえ起きれば GRB の発生も期待できる) で発生し、また、放射が短時間のため、近接効果も全く問題にならない。さらに、元のスペクトルが巾型の単純な形をしているため、GP トラフの長波長側の境界における減衰翼 (減衰翼) が見つかれば、減衰 Lyα
システム (DLA) と同様に、xHI の下限値ではなく正確な値の測定が可能となる。 (DLA とは、クエーサーや

GRB 残光のスペクトルに見られる吸収線系の一つで、中性水素の柱密度が NH = 2 × 1020 cm−2 を越えるものをそう呼ぶ。この値はおよそ銀河円盤の中性水素ガス密度に相当する。)
実際に、すばる望遠鏡が FOCAS で可視残光を分光して z = 6.29 という当時最遠方の GRB の記録を作った GRB 050904 (Kawai et al. 2006) では、ライマンブレークにおいて見事な減衰翼が見られ、再電離に関する情報を得るための解析が行われた (Totani et al. 2006)。図 3.13 に観測されたスペクトルを示す。しかしここで問題になるのが、減衰翼が、我々が関心のある銀河間空間の中性水素なのか、あるいは母銀河の中性水素なのか、ということである。後者であれば、より低赤方偏移のクエーサー吸収線系で普通に見られる DLA と変
わらない。検出された金属吸収線の赤方偏移と減衰翼の相対位置や、Lyβ 付近の兆候を丹念に調べてみると、
この減衰翼は母銀河の DLA であることが判明した。それでも、銀河間水素ガスと母銀河 DLA の詳細な同時フィットの結果、銀河間ガスの xHI があまり大きいと減衰翼の形が合わなくなるため、宇宙の中性度について、

xHI < 0.17 (68 % C.L.) または 0.60 (95 % C.L.) という上限値を得た。すなわち、z = 6.3 の宇宙は既にほぼ電離していたことが判明した。これは、クエーサーでも CMB でも得られなかった貴重な情報であり、GRB による再電離研究の可能性を証明したと言える。今後、より多くの GRB が見つかれば、さらに精密な xHI の測定も可能になるはずであり、TMT の重要なターゲットとなると考えられる。

GRB 残光の高波長分解能分光観測により、母銀河あるいは GRB 発生場所の金属量を複数の金属種に対して測定することも可能となる。最近 D’Elia et al. (2010) は、VLT の分光器 X-shooter を用いて、赤方偏移 2.01にある銀河に発生した GRB の観測を行い、炭素から Ni にまで及ぶ、10 種の金属元素の存在量を推定した (図3.12)。TMT を用いて同様の観測をより高赤方偏移の GRB 母銀河に対して行えば、宇宙の初期化学進化についての極めて重要な情報が得られる。

方法と実現可能性
方法は単純で、高赤方偏移の GRB の可視・赤外残光が検出されたら、明るいうちに迅速に TMT を向けて分光観測を行うだけである。現在のところ、GRB 050904 以降、より高赤方偏移の GRB は三つ発見されていて、最高記録は GRB 090423 の z = 8.2 である (Tanvir et al. 2009; Salvaterra et al. 2009)。しかし再電離について有用な結果が得られたのは GRB 050904 のみである。これは、GRB 050904 の可視残光の絶対光度
が、平均的なものよりはるかに明るかったためである。現在の高赤方偏移 GRB の発見頻度も、近赤外での残光フォローアップの態勢の不十分さ、近赤外波長での感度不足などが大きく影響していると考えられる。しか

第3章

62

II

銀河宇宙の夜明け 〜初代天体と宇宙再電離〜

II

I

1.0

I

1.0

0.5

0.5
0.0 CII 1334

0.0

OI 13020.5

1.0

0.0 CII* 1335

0.5

1.0

0.0

Normalized flux

Normalized flux

1.0

0.5
0.0 SiII 1304
1.0
0.5
0.0 SiII 1304
1.0

OI* 1304

1.0
0.5
0.0

OI** 1306

1.0
0.5

0.5

0.0

OVI 1031

0.0 SiII* 1309

1.0
1.0

0.5

0.5
0.0 SiII* 1533

-200

0.0

-100

0
Velocity (km s-1)

100

OVI 1037

-200

200

1.0

-100

0
Velocity (km s-1)

100

200

-100

0
Velocity (km s-1)

100

200

1.0

0.5
0.0

0.5

MgII 2796

0.0

FeII 2344

1.0
0.5

1.0

MgII 2803
0.0

0.5

1.0

Normalized flux

0.0

Normalized flux

0.5
0.0

MgII 2852

1.0
0.5
0.0

AlII 1670

1.0

1.0
0.5
0.0

FeII 2382

1.0
0.5

0.5
0.0

FeII 2374

0.0

AlIII 1854

FeII 2600

1.0
1.0
0.5

0.5

AlIII 1862
0.0

-200

0.0

-100

0
Velocity (km s-1)

100

200

FeII1s 2396

-200

図 3.12: 赤方偏移 2.01 に発生した GRB090926A のスペクトルから得られた、各金属種吸収線の輪郭。それぞれ、横軸は中心波長に対する速度に換算して表示されている。D’Elia et al. (2010) より。

3.3. 宇宙再電離63

図 3.13: GRB 050904 の可視残光画像 (上) と、スペクトル (下)。下図には観測者系での波長 (横軸) の関数として、縦軸に天体からのフラックスと 1σ 誤差が示されている。9,000Å 付近に水素 Lyα による減衰翼が見えている。
し TMT の感度をもってすれば、普通の明るさの残光であっても、十分な S/N で分光を行うことができると予想され、高赤方偏移 GRB が見つかりさえすれば、再電離に関して貴重な情報が得られると期待される。GRB
残光は点源なので、AO を生かした TMT の超高感度分光が生きる観測テーマである。高赤方偏移 GRB がど
れだけ見つかるかは、TMT 時代にどのような GRB 観測衛星が運用されているかに依存するが、JANUS な
ど複数の計画が世界各国で提案されており、何らかの GRB 衛星が活躍していると期待される。初期宇宙の探
求は、GRB コミュニティにおいても最も重要な課題の一つとして考えられている点も強調しておきたい。

期待される成果

Lyα 減衰翼による、直接的な宇宙の電離度の測定を様々な赤方偏移で行うことで、宇宙再電離史を直接的に明らかにする。

日本の独自性日本には、GRB 050904 での経験に加えて、Swift 衛星にも参加している研究グループがあり、観測・理論の GRB コミュニティの層は諸外国に比べて全く引けを取らない。TMT でも GRB 観測チームが組織される際に日本が主体的に参加することができる。

他のプロジェクトとの関係
現在、8m 級望遠鏡といえども感度不足で高赤方偏移 GRB による再電離研究が満足にできていない状況なので、競合相手があるとすれば JWST や他の 30m 望遠鏡と言うことになるだろう。JWST に対しては、 TMTの利点は (1) 高い分光感度、 (2) より短波長まで観測可能なので比較的低赤方偏移 (例えば z ∼6–8) でも実施可能、という利点が挙げられるだろう。他の 30m 級望遠鏡に対しては、例えば E-ELT がチリに作られるので

第3章

64

銀河宇宙の夜明け 〜初代天体と宇宙再電離〜

あれば、北天と南天で相補的にカバーすることができ、発生頻度の少ない高赤方偏移 GRB を数多く検出する
ためには重要である。

要求される装置とその仕様

3.3.3

種別

装置名

観測モード

ELI

IRIS

分光

必要とする装置、仕様
AO 波長範囲 波長分解能
有1–2 µm

R > 1, 000

視野

空間分解能

-

-

クエーサー吸収スペクトルで探る宇宙再電離概要
ビッグバンの後「晴れ上がり」の時期に中性化した宇宙は、その後再び電離されて現在に至ることが知られている。この「宇宙再電離」は宇宙空間に誕生し始めた初代の星・銀河によって引き起こされたとする説が有力であるが、いつ開始してどのように進行し、いつ完了したのかに対する観測証拠は乏しく、その過程は未だ多くが謎に包まれている。再電離の様子を探る最も有力な手法の一つが、遠方クエーサーのスペクトルに刻まれる吸収特性の測定である。これは、銀河間空間にごく僅かな割合の中性水素が存在するだけでも、その空間を伝播する光に強く影響を及ぼすためである。「ガン–ピーターソン試験」と呼ばれるこの測定手法は赤方偏移z ∼ 6 のクエーサーに対して利用されてきたが、再電離の現場である z > 6 の宇宙では、未だ統計的に信頼できる結果は得られていない。すばる望遠鏡の 超広視野主焦点カメラ (HSC) などによる測光探査観測と TMT による追観測の組み合わせにより、比較的暗い z > 6 クエーサーの高感度・高波長分解能の分光観測を通じて、宇宙再電離の終末期における銀河間空間の様子について初めての信頼性の高い観測結果を得ることが可能である。

Probing Cosmic reionization by High-Redshift Quasars
Cosmic reionization is a major episode of the evolution of the Universe at its early epoch, in whichintergalactic medium (IGM) that has once become neutral was reionized. However, few observational pieces ofevidence have been obtained to date for the details of the process. A promissing approach is the investigationof the absorption features imprinted on spectra of distant quasars, since a tiny fraction of neutral hydrogen
could signiﬁcantly aﬀect radiations propagating through IGM. This so-called ”Gunn–Peterson test” hasbeen applied to the quasars at the redshifts z ∼ 6, but no statistically-reliable results have been obtained
at z > 6 where reionization took place. The combination of large photometry surveys, such as those
conducted with the Subaru/Hyper-Suprime Cam, and TMT follow-up observations will provide the ﬁrst
reliable measurements of IGM status at the last phase of reionization, by the high signal-to-noise-ratio andhigh resolution spectroscopy of relatively faint quasars at z > 6.

背景と目的
近年、赤方偏移 z = 6 を越えるような遠方のクエーサーや GRB が観測されるようになり、現在は電離状態にある銀河間空間の中性度が z > 6 に向かって次第に増加していく様子が明らかとなっている (e.g., Fan et al.

2006a)。宇宙は誕生の後しばらくして「晴れ上がり」と呼ばれる過程を経て中性化しており、上記の観測事実
は、z ≥ 6 において我々の視線が初期の中性宇宙へと入り込み始めたことを示唆している。この時代における宇宙空間の (時間軸に沿って見れば) 中性状態から電離状態への転移は「再電離」と呼ばれ、宇宙全体を巻き込む進化の最大イベントの一つとして注目を集めている。それでは、銀河間空間全体を電離するほどの巨大なエネルギーはどこから来たのだろうか？現在では、その由来は宇宙に誕生し始めた初代の星・銀河からの光であ3.3. 宇宙再電離65

図 3.14: 数値シミュレーションに基づく、赤方偏移 z = 12.1 (左), 9.2 (中), 7.6 (右) における銀河間空間の中性水素からの放射強度予測 (Zaldarriaga et al. 2004)。放射強度は輝度温度 (mK) と呼ばれる単位で表され、色が白いほど放射が強い。より高赤方偏移の宇宙ほど中性水素の割合が高く、放射強度が大きいことが分かる。
るとする説が最も有力であり、シミュレーションなどによる研究も盛んに行われている (図 3.14 参照)。しかしながら、宇宙再電離がいつどのような形で開始され、どのように進行し、いつの時期に完了を迎えたのかは
未だ観測的には明らかではなく、その解明は次世代の天文学・宇宙物理学にとって最大の課題の一つとなっている。
宇宙再電離を探る有力な手法の一つが、遠方クエーサーのスペクトルに刻まれる吸収特性の測定である。
「ガン–ピーターソン (GP) 試験」 (Gunn & Peterson 1965) と呼ばれるこの手法の詳細については次節に述べる
が、現在までに z ∼ 6 のクエーサーおよそ 20 天体に対して GP 試験が行われ、それぞれの視線方向における銀河間空間の中性度が測定されている (e.g., Fan et al. 2006b)。その結果を図 3.15 に示す。図からは宇宙の中性度が赤方偏移 z = 6 を越える当たりで急激に増加しているように見え、また中性度の分散も増加していることから、この測定結果は z ∼ 6 の宇宙が再電離の終末期に当たることを強く示唆するとされている。しかしながら、この図で最も重要な z > 6 の測定点を与えているのは僅か 3 天体のクエーサーであり、z = 6 前後の宇宙中性度の推移を統計的に示す測定は得られていない。これは主に二つの理由による。一つ目の理由は、z > 6のクエーサーに対する GP 試験が、現在の観測技術では検出限界ぎりぎりであるということである。現在われわれの持つ最大級の口径 8–10m 望遠鏡を使っても、最も明るい z > 6 クエーサーに対して必要な積分時間はおよそ 10 時間程度となっている。二つ目の理由は、z > 6 ではクエーサーの発見数がまだ少ないということである。これまでの探査観測によって見つかっている z > 6 のクエーサーは最も明るい種族のおよそ 30 天体であり、中でも最遠の天体に対する GP 試験により、z > 6 の銀河間空間における中性度測定が行われている。したがって今後は z > 6 のクエーサー発見数を増やし、より検出感度の高い観測装置によって銀河間空間の中性度の測定を行うことで、宇宙再電離の終末期における銀河間空間の変遷を解明していくことが極めて重要である。

方法と実現可能性

GP 試験は、中性水素による光の吸収作用を利用した手法である。銀河間空間に中性水素が僅かでも含まれている状況では、それら中性水素が Lyα 輝線などに対応する量子力学的電子遷移によって、空間を伝播する
光の対応する波長成分 (Lyα の場合は波長 1216 Å) を効率よく吸収してしまう。遠方にあって大きく赤方偏移しているクエーサーからの光は、地球に達するまでに様々な赤方偏移の銀河間空間を伝播してくるため、中性水素が存在する赤方偏移領域に対応して、広い波長域の光の成分が吸収を受けてゼロに落ち込む現象が起こる(図 3.16 参照)。このような連続吸収波長域を「GP トラフ」と呼び、赤方偏移の関数として GP トラフを測定することで、銀河間空間の中性度を推定することが可能である。ただし前述のように、空間にごく僅かな中性
水素 (電離水素も含めた全ての水素に対する割合 > 10−4 ) が含まれるだけでも強い光吸収を引き起こすため、GP トラフによる中性度の測定は、中性度が極めて低い宇宙再電離の終末期に主に感度のある手法である。
現在は観測限界により最も明るい部類の z ∼ 6 クエーサーにのみ適用されているこの測定を、TMT の大きな集光力を生かすことによって、より暗いクエーサーにまで拡張することが可能である。クエーサーの光度関第3章

銀河宇宙の夜明け 〜初代天体と宇宙再電離〜

銀河間空間の水素吸収量(光学的厚み)

66

吸収を引き起こした銀河間空間の赤方偏移
図 3.15: 中性水素の Lyα, Lyβ, Lyγ 輝線に対応する遷移吸収での GP 試験により測定された、銀河間空間のeﬀ
水素吸収量 (光学的厚み) τGP。横軸は吸収を引き起こした銀河間空間の赤方偏移 zabs である。zabs < 4.8 の測

定点は Songaila (2004), zabs > 4.8 の薄い灰色で示された測定点は Fan et al. (2006b) による結果を表す。誤差棒付きの濃い灰色の丸印は、zabs > 4.8 の各赤方偏移での平均値と分散。

フラックス

観測波長(Å)

図 3.16: Willott et al. (2007) により観測された、赤方偏移 z = 6.43 のクエーサーの可視光スペクトル。横軸は波長 (Å; 図の上側に記載), 縦軸は単位波長当たりの光の強さ (10−20 W m−2 Å−1 ) を表す。9,000 Å 付近に
クエーサー自身の強い Lyα 輝線が見られるが、その短波長側のフラックスは全てほぼゼロに落ち込んでいる。
これが銀河間空間の中性水素吸収によって引き起こされた GP トラフである。
数は銀河などのものと同様に暗い側に向かって急激に増加するため、より暗いクエーサーを GP テストの標的に使えるということは、背景光源の数が大きく増えることを意味する。
現在、口径 8–10m 級望遠鏡で精度良い GP トラフの観測が行われているのは、zAB < 20 等の明るいクエー
サーおよそ 20 天体に限られている。TMT の大口径により 1.5 等暗い zAB < 21.5 等のクエーサーまでをター
ゲットとできる場合、現在知られているクエーサーだけでも背景光源の数はおよそ 2 倍となる。一方で、日本のすばる望遠鏡に搭載が予定されている新観測装置, すばる超広視野主焦点カメラ (HSC) では、完成後に遠方クエーサーなどの探査を目的とした広視野の撮像探査観測が計画されている。この探査観測では 1,000 平方度
当たり、zAB < 21.5 等では 20–30 天体の z ≥ 6 クエーサーの発見が期待されており、これらも TMT による

GP 試験にとって貴重なターゲットを提供することになる。
観測には波長 0.7–0.9 µm において分解能 R ∼ 3, 000 程度の分光が必要であり、TMT 第一期装置である
WFOS により観測を行うことができる。zAB < 21.5 クエーサーの典型的な積分時間は、最も暗い天体でおよそ 10 時間程度である。なお z ≥ 6 クエーサーの天球面上での分布は非常に疎らであり、多天体分光機能を使うことはできない。

3.3. 宇宙再電離67

期待される成果

TMT により、現在の観測限界 zAB ∼ 20 等よりも暗いクエーサーを背景光源として使えることで、GP 試験を行える視線方向の数は今よりも数倍程度に増えると期待される。その結果、特に現在僅か 3 天体でしか得られていない z > 6 での銀河間空間の中性水素吸収量について、初めて統計的信頼性の高いデータを得ることが可能になる。このデータを銀河間空間の密度分布、光電離平衡などの理論と組み合わせることで、中性度や背景電離放射強度の進化を導き出すことができる (e.g., Cen & McDonald 2002)。これらの物理量は宇宙再電離過程、特にそのエネルギー起源 (形成され始めた初代の星・銀河とする説が現在では有力) と進行過程について、強力な観測的制限を与えることになるであろう。また観測する視線方向が十分に多くなれば、視線方向上の電離バブル (中性の銀河間空間に、電離源天体を中心として形成される電離領域) の分布から再電離起源天体についての新たな手がかりが得られることも考えられる。一方で観測から得られるこれらの制限は、再電離時期の銀河間空間の状態 (密度分布など) のモデルに強く依存する。従って TMT による観測精度の向上と共に、観測結果を解釈する理論的側面からの研究の進展も重要となる。

日本の独自性本サイエンスにとって鍵の一つとなるのが、背景光源となるクエーサーをいかに供給するかという点である。
前述のようにこれまでに GP トラフの観測が行われたのは最も明るい zAB < 20 等の天体およそ 20 天体であり、TMT による観測感度の向上によって zAB < 21.5 等までの天体をターゲットとできる場合、背景光源の数は現在知られているだけでもおよそ 2 倍となる。一方、すばる望遠鏡の新観測装置 HSC による撮像探査観測
では、1,000 平方度当たり zAB < 21.5 等でおよそ 20–30 天体の z ≥ 6 クエーサー発見が見込まれており、これらは GP 試験の貴重なターゲットを提供することになる。
「HSC 探査観測による新天体発見 → TMT による分光追観測」という流れは、HSC 探査を主導する日本の天文学コミュニティにとって大きな独自性であり、強みとなるであろう。また日本には国立天文台や東京大学、名古屋大学の研究者を中心に、宇宙再電離の解明を一つの目的として高赤方偏移クエーサー探査に携わってきた実績があり (e.g., Goto 2006)、その経験を本サイ
エンスに生かすことができる。

他のプロジェクトとの関係
集光力向上を生かしたより暗い遠方クエーサーでの GP 試験は、重要性の高い観測テーマであり、TMT のみならず他の口径 30m 級の望遠鏡においても実施が検討されるであろう。その意味で非常に競合性の高いテーマであるが、30m 級望遠鏡の登場まではほぼ不可能な観測でもある。既述のごとく HSC や、日本のコミュニティで開発が検討されている超広視野初期宇宙探査ミッション WISH、また JWST などの撮像探査観測は、分
光ターゲットとなるべき遠方クエーサーの供給源として TMT とのシナジーが高いと言える。また宇宙再電離の解明に対しては、中性水素からの静止系波長 21 cm の放射を捉える LOFAR (Low Frequency Array) などの電波観測計画が進行している。GP 試験は、ほぼ電離されて僅かに中性水素の残った再電離終末期に最も感度があることから、これら中性水素 21 cm 線探査計画とは相補的である。

要求される装置とその仕様

種別

装置名

観測モード

FDI

WFOS

分光

必要とする装置、仕様
AO
波長範囲
波長分解能

視野

空間分解能

無

—

—

0.7–0.9 µm

R∼ 3, 000

第3章

68

3.3.4

銀河宇宙の夜明け 〜初代天体と宇宙再電離〜

電離光子放射銀河の可視近赤外分光

概要
電離光子を強く放射している銀河「電離光子放射銀河」が、すばる望遠鏡による探査で赤方偏移 z = 3 に多数発見された。この新種の銀河には、「極低金属星」や「ゼロ金属星」が相当含まれている可能性がある。また、さらに遠方宇宙にあるこの種の銀河が宇宙再電離の光源として主要な役割を果たしたと考えられる。したがって、電離光子放射銀河の性質を調べることで、銀河の形成と進化 (特に恒星種族と金属量の進化) や宇宙再電離光源に対する重要な情報を得ることができる。そこで、TMT による電離光子放射銀河の可視近赤外分光観測を提案する。

Optical and near-infrared spectroscopy of ionizing photon emitters
Galaxies emitting strong ionizing photons, ‘ionizing photon emitters’ have been discovered at redshift
z = 3 by a survey with the Subaru telescope. This new population of galaxies seems to have a signiﬁcantamount of ‘extremely metal-poor stars’ or ‘metal-free stars’. Moreover, this kind of galaxies in the moredistant Universe would play a principal role as the source for the cosmic reionization. If we investigate
the nature of the ionizing photon emitters, thus, we obtain important informations of the galaxy formationand evolution (in particular, evolutions of the stellar population and metallicity) and of the source of thereionization. Here we propose optical and near-infrared spectroscopic observations for the ionizing photon
emitters with the TMT.

背景と目的
宇宙再電離現象の解明に向けた大きな課題として、再電離光源の特定が挙げられる。銀河からの電離光子が有力な光源と考えられるが、銀河の電離光子放射率は未だ良く分かっていない。AGN を持たない銀河からの電離光子の直接検出は、これまで、赤方偏移 z ∼ 3 でのみ成功している (Steidel et al. 2001; Shapley et al. 2006;

Iwata et al. 2009; Vanzella et al. 2010b)。中でも Iwata et al. (2009) は、すばる望遠鏡主焦点カメラに特製の狭帯域フィルター NB359 を装着して、z = 3.1 にある約 200 個のライマンブレイク銀河 (LBG) と Lyα 輝線銀河 (LAE) の電離光子を観測し、約 20 個から直接検出に成功した (図 3.17)。また、初めて LAE の電離光子放射を調べ、それを検出した。

Iwata et al. (2009) が発見した電離光子放射 LAE は、通常の種族合成モデルから予想される電離光子強度より強い電離光子を放射しており、このままでは電離光子脱出率 100 %以上となってしまう。そこで、星雲再結
合放射電離光子の脱出という新しい機構を考慮し、かつ、電離光子が元来強い極低金属星やゼロ金属星を含む
銀河スペクトルモデルを構築した (Inoue 2010)。このモデルを Iwata et al. (2009) の結果と比較したところ、電離光子放射 LAE は、大質量 (∼ 100 M¯ ) の極低金属星あるいはゼロ金属星を含む可能性が高く、その量は恒星質量の約 10 %程度と推定された (Inoue et al. 2010)。
電離光子放射 LAE は、非常に興味深い新種の銀河であり、その性質を詳しく調べることで、銀河の形成と進化 (特に恒星種族や金属量の進化) や再電離光源についての知見を得ることができる。そのために、質の高いスペクトルを取得し、金属量やガスの運動の情報を得ることが必要である。これまでにすばる望遠鏡や VLTの数時間の積分で得たスペクトルでは、そもそも連続光が 26–27 等 (AB) という暗さのため、S/N が不十分であった。そこで、TMT による分光観測を提案する。

方法と実現可能性
可視光分光装置 WFOS の利用により、z = 3 の静止系 0.075–0.25 µm のスペクトルが得られる。これにより、電離光子のスペクトル形状、紫外線帯の金属輝線・吸収線の情報が得られる。近赤外分光装置 IRMS の利3.3. 宇宙再電離69

図 3.17: Iwata et al. (2009) が発見した電離光子放射銀河 (左はライマンブレイク銀河、右は Lyα 輝線銀河)の例。各 3 枚のパネルのうち、左端は電離光子 (すばる主焦点カメラ (S-Cam) NB359)、中央は非電離紫外線(S-Cam R)、右端は非電離紫外線 (HST/ACS F814W) の画像である。中央と右端の画像には、電離光子の S/N

光度密度[OIII]λ5007とHβの輝線強度比が 2-σ 及び 3-σ のコントアを重ねてある。

静止系波長

金属量

図 3.18: (左) 星雲放射を考慮した銀河の静止系スペクトルモデル (Inoue 2011, 準備中)。電離光子脱出率は50 %を仮定。各パネルで線は下から、連続的星形成時間 10 Myr, 100 Myr, 500 Myr の場合。(a) は種族 III 星
団 (つまり Z = 0)、(b) は金属量 Z = 0.004(= 0.2 Z¯ ) の場合。(b) ではいくつかの金属輝線が顕著に見られる。(右)[O iii]λ5007 と Hβ の輝線強度比の金属量依存性。丸印は Inoue (2011, 準備中)、四角印は Anders &Fritze-v. Alvensleben (2003)、破線は Nagao et al. (2006)。
用では、z = 3 の静止系 0.2–0.6 µm のスペクトルが得られる。これにより、[O ii]λ3727、[O iii]λ4959/5007 などを観測できる。特に、[O iii]λ5007 と Hβ の輝線強度比は金属量に敏感であり、例えば [O iii]λ5007/Hβ 比< 0.1 が得られれば、金属量 Z < 10−3 Z¯ と結論できる (図 3.18; Inoue 2011, 準備中)。また、近赤外分光装
置 IRIS の IFU モードの利用により、[O iii]λ5007/Hβ 比を空間分解して観測すれば、金属量の空間分布を描き出すことができる。要求感度は、連続光 26–27 等 (AB) を数時間の積分で S/N > 5 とできる程度である。

期待される成果
電離光子放射銀河の可視近赤外分光により、そのスペクトルの詳細が明らかになれば、強い電離光子放射の起源に迫ることができる。特に、星雲再結合電離光子の脱出があれば、特徴的なスペクトル形状 (ライマン端直下に強いピークを持つ; Inoue 2010) が期待され、それを確認することができる。また、金属輝線・吸収線の有無により金属量を推定し、極低金属星やゼロ金属星が確かに存在するのかどうか結論できる。それにより、銀河の形成と進化や再電離光源についての理解が深まるだろう。

第3章

70

銀河宇宙の夜明け 〜初代天体と宇宙再電離〜

日本の独自性
電離光子放射銀河のサンプルは、Iwata et al. (2009) が最大であり、特に LAE については唯一のものである。その意味で日本の独自性を発揮できる。また、すばる望遠鏡/超広視野主焦点カメラ (HSC) による新たな電離光子探査も計画しており、それが実現すれば、さらに大きく、独自のサンプルを作成することができる。

他のプロジェクトとの関係

TMT/WFOS は、0.3 µm まで観測できる仕様が検討されており、電離光子観測にとっては、将来装置の中で唯一利用できるものである。一方で、近赤外分光については、JWST/NIRSPEC と競合することになり、TMT/IRMS (あるいは IRIS) は、感度の面では劣るだろう。しかし、空間分解能では JWST を凌駕する。これは、Iwata et al. (2009) や Inoue et al. (2010) で発見した、電離光子放射と非電離紫外線や Lyα 輝線の空間的ズレの起源を調べるためには重要な性能である。

要求される装置とその仕様

種別

装置名

観測モード

ELI
ELI

WFOS
IRMS

多天体分光
多天体分光

AO
—
有

ELI

IRIS

IFU

有

必要とする装置、仕様
波長範囲
波長分解能

視野

空間分解能

0.3–1 µm
0.8–2.5 µm

R∼ 500R∼ 500

なるべく広くなるべく広く< 0.8 arcsec< 0.8 arcsec

0.8–2.5 µm

R∼ 500数 arcsec2< 0.1 arcsec

71

関連図書
Anders, P., & Fritze-v. Alvensleben, U. 2003, A&A, 401, 1063
Barkana, R., & Loeb, A. 2007, Reports on Progress in Physics, 70, 627
Berger, E., Fox, D. B., Kulkarni, S. R., Frail, D. A., & Djorgovski, S. G. 2007, ApJ, 660, 504
Bouwens, R. J., et al. 2010a, ApJ, 709, L133—. 2010b, ApJ, 708, L69
Bunker, A. J., et al. 2010, MNRAS, 409, 855
Cen, R., & McDonald, P. 2002, ApJ, 570, 457
Chen, H., et al. 2010, ApJ, 723, L218
Choudhury, T. R., Ferrara, A., & Gallerani, S. 2008, MNRAS, 385, L58
Cooke, J. 2008, ApJ, 677, 137
D’Elia, V., et al. 2010, A&A, 523, A36+
Dunkley, J., et al. 2009, ApJS, 180, 306
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72

第3章

銀河宇宙の夜明け 〜初代天体と宇宙再電離〜

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Ota, K., et al. 2008, ApJ, 677, 12—. 2010, ApJ, 722, 803
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3.3. 宇宙再電離

73

Savaglio, S., Glazebrook, K., & Le Borgne, D. 2009, ApJ, 691, 182
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Stanek, K. Z., et al. 2006, Acta Astron., 56, 333
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Takeuchi, T. T., Buat, V., & Burgarella, D. 2005, A&A, 440, L17
Tanvir, N. R., et al. 2009, Nature, 461, 1254
Totani, T., Kawai, N., Kosugi, G., Aoki, K., Yamada, T., Iye, M., Ohta, K., & Hattori, T. 2006, PASJ, 58,
485
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Vanzella, E., et al. 2010a, ArXiv e-prints—. 2010b, ApJ, 725, 1011
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75

第4章

銀河宇宙の激動 〜銀河構造の起源と進化〜

4.1

この分野の概要

4.1.1

班員構成、担当

氏名

所属

主な担当章節江上 英一

アリゾナ大学 スチュワード天文台

大栗 真宗

国立天文台 理論研究部

4.4.4
4.4.2

岡本 崇

筑波大学 計算科学研究センター

児玉 忠恭

国立天文台 ハワイ観測所、総合研究大学院大学

高田 昌広

東京大学 数物連携宇宙研究機構

田中 賢幸

東京大学 数物連携宇宙研究機構

田村 陽一

国立天文台 野辺山観測所

松田 有一

ダーラム大学 物理学教室

三澤 透

信州大学 全学教育機構

本原 顕太郎東京大学 天文学教育研究センター

4.1.2

4.4.3
4.3.1
4.4.3
4.3.3
4.3.2
4.1, 4.2.1
4.2.2
4.1, 4.4.1

当該分野における TMT サイエンスの方向性

銀河形成研究の目標は「銀河がいつ、どのように形成されたのか」を明らかにすることである。現在、銀河の統計的研究は過去 130 億年 (宇宙年齢の 95 %) まで遡れるようになり、銀河の形成時期に関して大まかな描像が見えてきた (Iye et al. 2006)。特に、宇宙の星形成史の研究から、銀河の成長は 75–125 億年前 (赤方偏移 zがおよそ 1–3) の時代に最も活発であったことが明らかになった (Madau et al. 1996)。この銀河形成期と呼べる時代において、現在の銀河とは異質の銀河 (分厚いガス回転円盤を持つ星形成銀河や非常にコンパクトな大質量楕円銀河等) が、次々と見つかってきた (Förster Schreiber et al. 2006; van Dokkum et al. 2008)。また、
サブミリ波観測によって、爆発的な星形成活動を行っているにも関わらず自分自身の超新星爆発などによって生じたダストに深く埋もれてしまい、可視近赤外線ではほとんど見えないようなサブミリ波銀河が多数検出されてきており、これらは現在の銀河団中心に位置するような大質量楕円銀河の先祖であると目されている。さ
らに、これら銀河の進化の速度が周囲の環境、すなわち銀河団内にあるかその外にあるか、によっても大きく変化することも明らかになってきた。
では、これらの銀河がどのようにして形成されたのか、どのように進化し現在見られる銀河になったのかに
ついてはまだ良くわかっていない。これは、現在の 8–10m 望遠鏡では、(1) 集光力が足りないため遠方で詳細な情報を得ることができるのが当時としても特別に明るい銀河のみであるということと、(2) 解像力が達していないため、個々の銀河の内部構造に迫ることができていない、という限界があるためである。

TMT の大集光力と高い分解能をもってすれば、これら z = 1 − 3 の普通の明るさの銀河まで詳細に調べると共に、個々の銀河を近傍の銀河を見るくらいの解像度で分解して探ることが可能となる。以下この章では、銀河進化の見所の時代を TMT を使ってどのように明らかにできるのかを述べる。

第 4 章 銀河宇宙の激動 〜銀河構造の起源と進化〜

76

4.1.3

主要研究題目• ガスから銀河へ
銀河間ガスがどのように集積し、銀河が形成されているのかを、TMT による高感度観測によって明らかにする。銀河の材料となる銀河間ガスの性質は背景の天体のスペクトルの中に見える吸収線を用いて、形成中の銀河のガス流入と流出の様子を輝線の空間分布観測から探る。

• 銀河の星形成史と質量集積
TMT の高い集光力をいかして、様々な銀河の星形成や金属量、物理状態などの情報を z = 1 − 5 の広い範囲で分光探査を行う。これにより、銀河形成期から成熟期までの銀河の進化の描像を得る。
• 銀河の基本構造の獲得と進化
TMT の高い空間分解能を持つ面分光機能を用いて、z = 1 − 3 の時代の銀河の形状、及び力学構造の進化を明らかにする。重力レンズを用いることによって口径 30m の回折限界を超える細かい構造を探ることが可能となる。また、計算機シミュレーションと合わせることにより銀河の基本構造がどのように獲得・進化してきたのかに迫る。

4.1.4

キャッチ・フレーズ

くっきりでビックリ！銀河の歴史

4.1.5

要求される装置のまとめ

銀河・銀河間ガスの性質を明らかにするには、広い視野をもった可視面分光、及び可視・赤外両波長域での高分散分光器 (R ∼ 100, 000) が必要となる。また、非常に広い視野をもった (∼ 1 arcmin2 ) 可視面分光装置があると観測の効率が一気に向上する。
銀河の質量集積を探るためには、可視/近赤外線多天体分光器、すなわち IRMS 及び WFOS-MOBIE が重要である。また観測効率を上げるためにも、より視野の広い多天体分光装置が望ましい。
銀河の基本構造の獲得と進化の研究には、補償光学 (AO) で回折限界に近い解像度が実現できる近赤外面分光装置が必要となる。初期観測装置である IRIS である程度の研究を進めることは可能であるが、観測効率という意味でも多天体同時観測が望ましく、多天体補償光学 (MOAO) を搭載した、多天体面分光装置があることが望ましい。

4.2. ガスから銀河へ

4.2

77

ガスから銀河へ銀河とは、暗黒物質ハローの中で、ガスが冷えて中心に落ち込み、そこで星を作る系と言うことができる。
暗黒物質ハローの形成過程に関しては数値シミュレーションを用いた理論的研究により理解が進んできている(Navarro et al. 1997)。しかし、その暗黒物質ハローの中でガスをどのように冷やして中心に落とすのか、また作られた星、及び、活動銀河核 (AGN) からの輻射、あるいは超新星爆発等により、そのまわりのガスや星形成がどのような影響を受けるのか (フィードバック) に関しては、理論的な研究はあるものの、観測的な検証が難しく、まだ全体的な理解が進んでいるとは言えない。では、ガスは銀河になる前、どのような場所、及び状態にあったのだろうか？そして、このようなガスはどのように冷え暗黒物質ハローの中心部に落ち込んでいくのだろうか？中心部に落ち込んだガスのうち、どれくらいが星になるのだろうか？その後、どれくらいのガスが中心部に留まり、どれくらいが周囲にまき散らされてしまうのだろうか？
形成期の銀河の典型的な星形成率は近傍銀河の 10 倍以上であり (Steidel et al. 1999)、この激しい星形成
活動を維持するためには星の元となる冷たいガスを周囲から銀河に絶えず供給する必要があると考えられている。数値シミュレーションを用いた研究により、形成期の銀河の周囲にフィラメント状ガス構造が形成され、その構造に沿ってガスが加熱されずに銀河へ継続的に流れ込むという理論モデルが提案されている (図 4.1 の左図)(Kereš et al. 2005; Dekel et al. 2009b)。このモデルでは、冷たいガスが銀河の中心部に直接送り込まれるため、銀河形成期における分厚いガス回転円盤を持つ星形成銀河やコンパクトな大質量楕円銀河の形成を説明する上でも都合が良いと考えられている (Dekel et al. 2009a)。観測からは形成期の銀河へのガス流入の直接的な証拠はまだ見つかっていない (Steidel et al. 2010)。しかし、ガス流入モデルは銀河周囲にガスのフィラ
メント構造の存在を予想しており (Goerdt et al. 2010; Faucher-Giguère et al. 2010)、形成期の銀河でその周囲に大きく広がった水素輝線ガス雲を伴う天体はその良い候補ではないかと考えられている (Matsuda et al.

2004, 2011; Saito et al. 2006; Ouchi et al. 2009a)。また、最近では、AO を用いた近赤外面分光観測により、形成期の銀河に対してガスの金属量をいくつかの領域に分解して測定できるようになり、銀河への局所的なガス流入を示唆する結果も得られて始めている (Cresci et al. 2010; Jones et al. 2010)。
同時に、形成期の銀河からは、大質量星、及び、AGN からの輻射、あるいは多数の超新星爆発による運動エ
ネルギーにより、大規模なガス流出が起きていると考えられている。観測からは、このようなガス流出は形成期の銀河では一般的な現象であることがわかってきている (Pettini et al. 2001)。数値シミュレーションを用いた研究によると銀河中のガスや重元素は周囲の銀河間空間にまでまき散らされると考えられている (図 4.1 の右図)(Mori & Umemura 2006; Kobayashi et al. 2007)。そして、このガス流出は、銀河・銀河間物質の化学進化や銀河中における星形成抑制に重要な役割を果たし、近傍銀河の基本的な性質 (銀河の色の二極化、銀河の光度関数の形、銀河の質量-重元素量関係等) を再現するのに重要な過程と考えられている (Kauﬀmann et al.

2003; Tremonti et al. 2004)。さらに、このまき散らされたガスが再び銀河に引き戻され、再度、星形成に使われる可能性がある (Mori et al. 2002)。このガスの再利用は、例えば近傍銀河の星質量関数の形を決めるのに重要な役割を果たすと考えられている (Oppenheimer et al. 2010)。
このように、銀河間空間に漂う銀河の元になるガスの性質、暗黒物質ハロー中におけるガスの冷却と中心部への流入過程、形成期の銀河における爆発的な星形成と AGN によるガスの加熱と周囲へのガス流出過程、その後のガスの再利用過程を、宇宙年齢、銀河や暗黒物質ハローの質量、金属量、周囲の環境等の関数として観測的に明らかにすることは、現在、銀河形成研究に残された大きな課題である。

4.2.1

形成途上銀河の質量集積

概要
銀河形成の理論的な研究によると、銀河とその周辺物質 (銀河間物質及び銀河周物質) との間のガスのやりとりは銀河の形成過程に重要な役割を果たすと考えられている。そこで、TMT を用いて、形成期 (z = 2 − 6) の銀河と銀河間物質、及び、銀河周物質との間のガス循環過程が銀河形成に与える影響を調べたい。観測は、銀第 4 章 銀河宇宙の激動 〜銀河構造の起源と進化〜

78

図 4.1: (左図)

銀河形成期における銀河間物質から銀河へのガス流入量の理論予想。 Dekel et al. (2009b)より引用。ボックスの一辺は 320 kpc。(右図) 衝突合体する星形成銀河からのガス流出の理論予想。 Mori &Umemura (2006) より引用。上から順に星、ガス、金属量、左から順に経過時間 (0.1、0.3、0.5、1.0 Gyr) を示している。ボックスの一辺は 134 kpc。
河間ガス、及び、Lyα ブロブ (LAB) と呼ばれる形成期の銀河の周囲に大きな輝線ガス雲を伴う天体に対して行う。WFOS を用いた狭帯域撮像、及び、分光で、背景紫外光に照らされて水素 Lyα 輝線で光る比較的高密度な銀河間ガスを観測することにより、銀河のもとになるであろうガス雲のサイズ分布、空間分布、及び、周囲の背景紫外光強度分布を調べる。平均的な背景紫外光を考えた場合、銀河間ガスからの Lyα 輝線の検出には長時間 (∼ 100 時間) 積分が必要なため、まずは紫外光の強い明るいクェーサー周囲における短時間観測から始めるのが現実的である。一方、WFOS を用いた LAB の可視光分光観測で、Lyα 輝線、及び、吸収線から、銀河周囲の水素ガス雲の空間、速度構造を調べ、さらに付随する銀河の星間ガス吸収の速度構造を調べる。また、IRMS、及び、IRIS を用いた LAB の近赤外分光観測で、[O ii]/[O iii]/Hβ/Hα 輝線から、付随する銀河の系統的な速度、及び、その輝線強度比から、銀河全体、あるいは銀河の場所ごとの金属量分布を調べる。これにより、銀河とその周辺物質との間のガス流入出過程と銀河の形成進化段階の関係を明らかにする。LAB の観測では 1 天体あたり 3–6 時間の積分が必要である。すばる HSC による狭帯域撮像探査では z ∼ 2 − 6 の LABを千個以上検出できると予想されるため、TMT による LAB の観測はすばるとの連携を活かした日本独自の研究になる。

Mass assembly of forming galaxies
Galaxy formation theories have predicted that gas circulation between galaxy and the surrounding intergalactic medium (IGM) or circum-galactic medium (CGM) play important role on the formation processesof galaxies. We propose to observe the eﬀect of gas dynamics between galaxies and the surrounding material to galaxy formation processes. Our targets are (1) IGM and (2) Lyα blobs (LABs) at z ∼ 2 − 6,
which are surrounded by Lyα luminous extended gaseous nebulae. WFOS narrow-band imaging and spectroscopy of the IGM enable us to detect relatively dense gas in the IGM, which could became galaxies, by
Lyα emission-line and to examine the size and spatial distributions, and the local strength of ultraviolet
background (UVB) radiation. As we require long (∼ 100 hours) exposures to detect Lyα emission from
IGM in average UVB, we should start from shorter observations around bright quasars emitting strong UVradiation. WFOS/IRMS/IRIS spectroscopy of LABs can examine (1) the spatial and velocity structures of
Lyα emission and absorption lines and the redshift of inter stellar gas, and (2) the systemic velocity and4.2. ガスから銀河へ

79

metallicity of the associated galaxies with nebular lines, such as [O ii], [O iii], Hβ, and Hα. From the LAB
observations, we can reveal the relation between the formation stage of galaxies and the gas circulation
between galaxies and the surroundings. We need 3 − 4 hours exposures per target. As Subaru/HSC surveys
will provide original ≥ 1000 LAB sample, Japanese community can lead the study with the synergy between
Subaru/HSC and TMT.

背景と目的
銀河形成の理論研究によると、形成期の銀河とその周辺物質 (銀河周物質及び銀河間物質) との間のガス循環(ガス流入出) 機構は、過去から現在にわたる銀河の諸性質を説明する上で大きな鍵を握っていると考えられている。しかし、形成期の銀河の周辺物質は主に淡いガスであり、星や星の元となるような高密度なガスが主体の銀河本体に比べ観測が難しかった (Adelberger et al. 2003; Steidel et al. 2010)。TMT 時代には、その大集
光力を生かし、銀河間ガス、及び、個々の銀河の周辺物質を輝線、吸収線の両方で直接観測できるようになる。
それにより、形成期の銀河とその周囲との間のガス循環が銀河形成に与える影響を観測的に明らかにできるであろう。
銀河間ガスは周囲からの背景紫外光に照らされて水素 Lyα 輝線等で光っている (蛍光) と考えられている(Gould & Weinberg 1996)。このような銀河間ガスからの蛍光輝線を検出しようとする試みは、これまでに8–10m 望遠鏡でも行われてきたが、まだ成功していない。例えば、VLT/FORS を用いて、ロングスリット
分光で 92 時間の積分が行われ、検出感度にして 0.8 × 10−20 erg s−1 cm−2 arcsec−2 (1σ) が達成されたが、

z = 2.7 − 3.8 の銀河間ガスからの蛍光 Lyα 輝線はまだ検出できていない (Rauch et al. 2008)。一方、非常に明るいクェーサーの直近では、その強い紫外光に照らされて光る蛍光 Lyα 輝線ガス雲候補の検出が報告され始めている (Adelberger et al. 2006)。TMT を用いた観測により、クェーサーの周囲のみならず、普通の場所にある銀河間ガスまで輝線で検出することが可能になり、銀河の元となるガスの物理状態や背景紫外光強度分布に対する新たな知見が得られると期待される。
一方、z ∼ 2 − 6 で LAB と呼ばれる Lyα 輝線で光る数 10 kpc ∼ 数 100 kpc スケールの大きなガス状天体が見つかってきており、これらは銀河形成期における銀河と周辺物質との間のガス循環の証拠ではないかと考えられている (Steidel et al. 2000; Matsuda et al. 2004, 2011; Saito et al. 2006; Ouchi et al. 2009a)。これまでの観測的研究により、LAB の基本的性質 (サイズ分布、光度分布、環境依存性、中心銀河の活動性や星質量等) はわかってきつつある (Matsuda et al. 2004; Geach et al. 2005, 2009; Uchimoto et al. 2008)。TMT を用いて、LAB の周囲の水素ガス構造の中心銀河に対する運動状態、星間ガスの運動状態、銀河の金属量を調べることにより、銀河とその周辺物質との間のガス循環が銀河の形成過程に与える影響を明らかにすることができる。

方法と実現可能性z ∼ 2 − 6 において、背景紫外光で照らされて光る比較的高密度の銀河間ガス (平均密度の 1, 000 倍以上) の
水素 Lyα 輝線表面輝度は 10−19 ∼ 10−20 erg s−1 cm−2 arcsec−2 と予想される (図 4.2) 。非常に長時間 (∼ 100時間) 積分が必要になるが、WFOS による狭帯域撮像観測では z ≤ 3、分光観測では z ≤ 4 の銀河間ガスからの輝線を検出できると期待される (これまでの 8m 望遠鏡の結果から推定)。しかし、最初から 100 時間積分は危険度が大きい。比較的高密度の銀河間ガスからの蛍光輝線の強度は周囲の紫外光の強度に比例するため、特に紫外光の強い明るいクェーサー周囲の観測から始めるのが現実的であろう。銀河間ガスからは、炭素やヘリウム輝線 (CIV 1549 や He ii 1640) も放射されていると考えられているが、水素 Lyα 輝線に比べ一桁以上暗いと予想されており、TMT をもってしても、現実的な積分時間の範囲での検出は難しいかもしれない (図 4.3 の左図) (Bertone & Schaye 2010)。しかし、ガスが銀河に流入している場合には、その中心部と周辺領域において He ii 1640 輝線が ∼ (1 − 3) × 10−19 erg s−1 cm−2 arcsec−2 (z ∼ 3) で放射されるという予想もある (図 4.3の右図) (Yang et al. 2006)。もしこの予想が正しければ、WFOS を用いた分光で、ガス流入による z ∼ 3 にお

第 4 章 銀河宇宙の激動 〜銀河構造の起源と進化〜

80

Lyαの表面輝度(対数) (erg s-1 cm-2 arcsec-2)-188m 狭帯域撮像観測 (100 時間)
8m 分光観測 (100 時間)-1930m 狭帯域撮像観測 (100 時間)
30m 分光観測 (100 時間)
-20

-21
2

3

4
赤方偏移(z)56

図 4.2: z = 2 − 6 の銀河間ガスからの水素 Lyα 輝線の平均表面輝度と観測限界。横軸は赤方偏移で縦軸は水素

Lyα 輝線表面輝度。銀河間ガスからの水素 Lyα 輝線の平均表面輝度 (実線) は Kollmeier et al. (2010) による近似式を使用 (SBLyα ∼ 1.4 × 10−19 [(1 + z)/3]−4 erg s−1 cm−2 arcsec−2 、水素電離光子に対して光学的に厚いガス雲、z = 2 − 6 で背景紫外光一定、背景紫外光の 50 %が Lyα 輝線に変換される場合)。観測限界 (積分時間 100 時間、1 arcsec2 あたり S/N = 1) は上から 8m 望遠鏡の狭帯域撮像、分光観測 (破線)、30m 望遠鏡の狭帯域撮像、分光観測 (点線)。
けるヘリウム輝線 (He ii 1640) は、ピーク部分は 5 時間積分で S/N ∼ 3 の点源として、5 arcsec 程度に広がった成分は 40 時間積分で 1 arcsec2 あたり S/N ∼ 3 で検出できる (これまでの 8m 望遠鏡の結果から推定)。

LAB の可視光分光では、ガス雲の Lyα 輝線、吸収線の空間、速度分布、及び、付随する銀河の星間ガス吸収線の速度構造を調べる。水素 Lyα 線は共鳴線であり、LAB の中心銀河から放出された Lyα 光子は周囲の中性水素ガス構造の中で (観測者の視線方向への) 光学的厚みが 1 になるまで散乱を繰り返す。そのため、LABの Lyα 輝線表面輝度分布は、銀河周囲の中性水素ガス分布を主に表していると考えられる。一方、中心銀河のちょうど手前に位置する中性水素ガス構造は、銀河から観測者方向に向けて放出された Lyα 光子を散乱するため、その構造は観測者から見ると、中心銀河からの Lyα 放射を遮る Lyα の吸収体として観測される (図 4.4)。

LAB の近赤外分光では、付随する銀河の静止系可視光の輝線 ([O ii]/[O iii]/Hβ/Hα) を用いて銀河の系統的な速度、及び、輝線強度比からガス金属量を調べる。LAB の中性水素ガス構造の視線方向における正確な運動状態を調べるためには、水素 Lyα 線を用いてガス構造の空間速度構造を調べると共に、基準となる中心銀河の正確な赤方偏移を Lyα 輝線ではない別の輝線で決める必要がある。 z ∼ 2 − 6 では、観測者系可視光領域に入ってくる強い輝線は水素 Lyα のみであり、可視分光観測から付随する銀河の正確な赤方偏移を決めるのは難しい。そこで、近赤外分光により、他の輝線を用いて中心銀河の赤方偏移を求める。付随する銀河の系統的な速度と、周囲の広がったガス構造の各領域における Lyα 輝線、吸収線との速度差を測ることで、銀河とその周囲の中性水素ガス構造の運動状態の全体像を明らかにする。さらに複数の輝線の強度比を用いることで、付随する銀河のガスの金属量を測定し、その形成段階を化学進化の観点から調べる。
これまでの観測で見つかっている z ∼ 3 LAB の典型的な Lyα 輝線表面輝度は、∼ 6 × 10−18 erg s−1 cm−2

arcsec−2 (Matsuda et al. 2004)、速度幅は FWHM∼ 1, 000 km s−1 である (Matsuda et al. 2006)。速度幅でならすとこの Lyα 輝線は 25.1 ABmag arcsec−2 の連続光と考えて良いことになる。WFOS を用いた分光観測(R = 5, 000) で、この Lyα 輝線を波長分解能あたり S/N >15 Å−1 arcsec−2 で受け、輝線中の吸収線も良い精度で調べるためには 3 時間の積分が必要である (輝線を速度幅で積分すれば、S/N > 60 arcsec−2 、これまでの 8m 望遠鏡の結果から推定)。一方、z ∼ 3 LAB に付随する星形成銀河の等級は R ∼ 24 − 27 ABmag である(Matsuda et al. 2004)。予想される平均的な Hβ 輝線フラックスは ∼ 3 × 10−18 erg s−1 cm−2 である (Pettini

4.2. ガスから銀河へ

81

z = 2 − 5 の銀河間ガスから放射される水素、ヘリウム、炭素原子輝線の表面輝度分布の理論予想。Bertone & Schaye (2010) より引用。図の一辺は 4 Mpc h−1 で、観測視野にすると 3.7(z = 2)、3.0(z = 3)、
2.7(z = 4)、2.5(z = 5) arcmin に相当する。103 photon s−1 cm−2 sr−1 は、約 10−19 [4/(1 + z)][1, 000Å(輝線図 4.3: (左図)の静止系波長)] erg s−1 cm−2 arcsec−2 に相当。(右図)

ガス流入モデルによる z = 3 銀河からの水素 Lyα 輝

線 (上段)、ヘリウム He ii λ1640 輝線 (下段) の表面輝度分布の理論予想。Yang et al. (2006) より引用。左図

フラックス強度の一辺は 1 Mpc、中央図は 100 kpc、右図は中央図をシーイング 0.5 arcsec になましたもの。

観測波長(Å)

図 4.4: 大きく広がった水素 Lyα 輝線ガス雲を伴う銀河 (LAB) の Lyα 輝線の表面輝度分布、及び、各領域ごとのスペクトルの例。Wilman et al. (2005) より引用。Lyα 輝線の中に中性水素ガスによる吸収線が見える。
これまでの観測は最も大きく明るい LAB のみに限られていたが、TMT を用いることにより、z = 2 − 6 のい
ろいろな光度、大きさ、環境の LAB の観測が可能になる。LAB のガス雲、及び、付随する銀河中の星間ガスの速度構造と銀河の系統的な速度を比較することにより、形成期の銀河とその周辺物質との間のガス循環過程を調べることができる。

第 4 章 銀河宇宙の激動 〜銀河構造の起源と進化〜

82

図 4.5: すばる望遠鏡主焦点カメラを用いた約 2 平方度の狭帯域深撮像観測で検出した 14 個の 100 kpc を超える z = 3 水素 Lyα 輝線ガス雲 (LAB)。Matsuda et al. (2011) より引用。緑色が Lyα 輝線。等高線は輝線表面
輝度 1.4 × 10−18 erg s−1 cm−2 arcsec−2 。各画像の一辺は 40 arcsec(z = 3 で約 300 kpc に相当)。すばる望遠
鏡/超広視野主焦点カメラ (HSC) による数十平方度の狭帯域深撮像観測で z ∼ 2 − 6 LAB が千個以上検出されると予想される。カラーグラビア図 1 も参照。

et al. 2001)。z ∼ 3 銀河の典型的な輝線の速度幅は FWHM∼ 200 km s−1 である (Erb et al. 2006b)。IRMSを用いた分光観測 (R = 3, 000、K バンド) で、3 × 10−18 erg s−1 cm−2 の輝線を S/N > 5 arcsec−2 で検出す
るには 6 時間積分が必要である (これまでの 8m 望遠鏡の結果から推定)。同程度の積分時間で [O ii]、[O iii]
も S/N > 5 で検出可能であり、金属量測定を行うことができる。さらに、IRIS の AO を用いた面分光により、個々の銀河中の金属量の空間分布を調べることができれば、周囲のガスの運動構造と銀河進化の関係をより詳しく調べることが可能になる。AO を用いた IRIS による z = 2 − 6 銀河の面分光観測の詳細は次節で詳細に述べる。

期待される成果z ∼ 2 − 6 の銀河間ガスの輝線による直接観測では、銀河間ガスの中でも比較的高密度ガスを水素 Lyα 輝線で検出し、銀河のもととなるガス雲のサイズ、空間分布、及び、周囲の電離紫外光強度に制限を与えることができる。z ∼ 2 − 6 の LAB の観測からは、銀河周囲のガスの空間、速度構造と銀河の性質 (星形成率、星質量、ガスの金属量) の関係を調べることにより、形成期の銀河とその周辺物質との間のガス循環が銀河の形成過程にどのような影響を与えるのかを明らかにすることができる。

他のプロジェクトとの関係

z ∼ 2 − 6 の銀河間、及び銀河周物質を Lyα 輝線の分光観測で調べるのには、広視野可視面分光装置が最も適している。8-10m 級望遠鏡では Keck Cosmic Web Imager (KCWI) (Martin et al. 2010) や VLT Multi-Unit
Spectroscopic Explorer (MUSE) (Callier et al. 2010) 等、30 − 60 arcsec の視野を持つ次世代面分光装置の製
作、あるいは、計画が進められている。可視分光観測は、AO が効かないため、TMT と言えども、大気揺らぎによるシーイングで空間分解能が制限される。このため、可視光分光観測に関しては、8–10m 級望遠鏡でもTMT の約十倍の時間をかければ、同様の成果が挙げられる。国立天文台の尾崎氏らのグループが検討を進めている WFOS 用の IFU や、さらに、将来的にはより広視野の TMT 用 Cosmic Web Imager (TCWI) が制作
出来れば、銀河間物質、及び、銀河周物質の分光観測で威力を発揮するであろう。
一方、LAB 中のダスト量が多い銀河の赤方偏移や形成段階を探る上では ALMA による観測も重要になる。
現在、見つかっている LAB のうち、∼30 % はサブミリ波でも検出されており、LAB に付随する銀河にはダスト量が多くて非常に活発な星形成活動をしているものが多いことがわかってきている (Chapman et al. 2001;

4.2. ガスから銀河へ

83

Geach et al. 2005)。ALMA により、分子ガス量、及び、ダスト量が測れれば、TMT で得られるガス流入出量との関係を調べることができる。
すばる望遠鏡/超広視野主焦点カメラ (HSC) による狭帯域撮像探査により、z = 2 − 6 において千個を超える LAB が検出されると予想される (図 4.5)。HSC による LAB サンプルは、日本独自のターゲットであり、これらの TMT による分光観測を行うことで、この分野の研究で世界を先導することができる。

要求される装置とその仕様

種別

4.2.2

装置名

観測モード

AO

必要とする装置、仕様
波長範囲
波長分解能

視野

空間分解能

0.31–1.0 µm
0.31–1.0 µm

R∼ 5, 000R∼ 5, 000

100 arcmin
100 arcmin2∼ 1 arcsec∼ 1 arcsec

有0.31–1.0 µm
0.95-2.45 µm
0.8–2.5 µm

R∼ 5, 000R∼ 5, 000R∼ 3, 500

200 arcsec2
4 arcmin2
3 arcsec2∼ 1 arcsec
0.5 arcsec
0.1 arcsec

無0.31–1.0 µm

R∼ 5, 000

1 arcmin2∼ 1 arcsec

ELI
ELI

WFOS
WFOS

狭帯域撮像

無

多天体分光

無

ELI
ELI
ELI

WFOS
IRMS
IRIS

面分光

無

多天体分光

無

面分光

SGI

TCWI

面分光

2

クェーサー吸収線で探る銀河・銀河間物質

概要
クェーサーと我々の間に存在する銀河あるいは銀河間物質は、そこに含まれるガスの種類に応じてクェー
サーのスペクトル上の特定の波長の光を選択的に吸収し、多数の吸収構造をもたらす。これらの吸収線 (クェー
サー吸収線) の解析を通して、我々は遠方宇宙 (すなわち過去) から近傍宇宙 (すなわち現在) に至るまで、宇宙に存在するガスと物質の空間分布、運動学的性質、化学組成、電離状態、ガス温度、密度などの物理的・化学的諸性質を定量的に評価することが可能となる。クェーサーを背景光源として手前に存在する物質を検出するというこの観測手法は、原理的にバイアスの無いサンプルを我々に提供する。撮像観測とは相補的な役割を演じるため、その潜在的な可能性は高い。

Galaxies and IGM probed by Quasar Absorption Lines
Galaxies and Intergalactic medium (IGM) along sight-line to quasars absorb photons from the quasars at
speciﬁc wavelength according to their gas-phase elements, which produces absorption features on the quasar
spectra. By invoking these features (i.e., quasar absorption lines), we can study physical and chemical
properties (e.g, spatial distribution, kinematic pattern, chemical composition, ionization condition, volume
density, and gas temperature) of absorbing material, from high-z (i.e., past) down to local (i.e., current)
universe. We are also able to collect data sample with no bias by using this observing technique. Thus,
quasar absorption line is a powerful tool and give a complementary information to imaging observations.

背景と目的
クェーサー吸収線とは、我々とクェーサーの間に存在する様々な吸収物質が、クェーサーのスペクトル上に吸収線という形で検出されるものの総称であり、吸収物質の元素の種類、存在する赤方偏移により、様々な波長で検出される (図 4.6)。1990 年代以降、波長分解能の向上と共に飛躍的な発展を遂げてきたクェーサー吸収線
研究 (図 4.7) であるが、来るべき TMT 時代には、その強力な集光力、R ∼100,000 にも及ぶ波長分解能 (ある観測波長 λ において、区別することが可能な最小波長幅 ∆λ との比 R=λ/∆λ) により、まったく新しい局面を第 4 章 銀河宇宙の激動 〜銀河構造の起源と進化〜

84

図 4.6: 赤方偏移 z=1.34 のクェーサー PKS 0454+039 のスペクトル。クェーサー自身に起源を持つ Lyα 輝線の他、視線上に存在する銀河・銀河間ガスによるさまざまな吸収線を示した典型的なクェーサーのスペクトルである。C iv は炭素 3 回電離ガスによる吸収線。DLA、LLS、Lyα フォレストについては本文を参照。

図 4.7: 分解能 3,000 と 45,000 のスペクトルの比較。前者は 4m 級望遠鏡が主流であった 1990 年代までの典型的な低中分散スペクトルであり、後者は 10m 級望遠鏡が主流になってからの典型的な高分散分光スペクトル。
分解能の向上とともに、より詳細な内部構造の解明が可能になっていることが分かる。
迎えることになるだろう。その適応分野は、宇宙論 (2.2 節参照)、基礎物理学から、クェーサー内部構造 (5.3.4
節参照)、宇宙再電離 (3.3 節参照)、化学進化 (6.5.2 節参照)、巨大星間分子の検出 (7.2.1 節参照) に至るまで実に幅広い。銀河・銀河間物質との関連が深いテーマとしては、極限状態 (極低温状態) にあるガスの検出、第１世代星 (Pop III 星) による重元素汚染の探査、および銀河間物質の 3 次元分光による大規模構造の解明、などが興味深いサイエンステーマとしてあげられる。以下、各テーマについてその詳細を述べる。
極低温ガスの物理的・化学的状態の解明
波長分解能が R=40,000 程度の従来の分光器では、吸収線幅が 10 km s−1 程度以下の細い極低温ガス(Tgas <1,000 K) による吸収線は、分光器に起源を持つ線幅の広がり (Line Spread Function; LSF, 検出できる吸収線の線幅は波長分解能に依存する) に完全に埋もれてしまうため、正しく吸収線成分を検出することができなかった。この場合、傾向として吸収線の線幅を過大評価し、柱密度 (吸収体のガス密度を視線方向に積分したもの。吸収の強さを決める一つの指標であり、その単位は cm−2 である) を過小評価することになる。
他の条件が全て共通であるとすると、原子質量の大きい重元素の方が吸収線幅が小さくなるため、軽い水素原子に対して相対的に重元素量、すなわち金属量を過小評価する傾向をもたらす。
中性水素吸収線はその柱密度の大きさに応じた分類がなされている。柱密度が 1020.3 cm−2 を越える減衰 Lyα
システム (DLA)、1017.2 cm−2 以上 1020.3 cm−2 未満のライマン・リミット・システム (LLS)、及び 1017.2 cm−2未満の Lyα フォレストがある (図 4.6)。中でも DLA は遠方宇宙における、いわばバリオンの貯蔵庫であり、ゆくゆくは銀河に成長すると考えられているため、銀河形成史を探る上でも最も重要な天体の一つである。DLAの化学進化は宇宙の化学進化を捉えるための一つの指標となる一方で、その内部には極低温ガスの存在が示唆されている (Lane et al. 2000; Wolfe et al. 2003)。実際に、吸収線幅が 1 km s−1 程度以下の吸収線の存在は、銀河系の星間物質 (Points et al. 2004) やハローに存在する高速ガス (Richter et al. 2005)、及び DLA 以外の吸収線系 (Churchill et al. 2003) でも間接的に見つかっており、最近では分解能 R ∼100,000 のスペクトルによ4.2. ガスから銀河へ規格化したフラックス85

速度
図 4.8: 極低温ガスの検出例。クェーサー PG 1634+706 のスペクトル上で検出された z=1.04 に存在する Mg ii
吸収線群 (Narayanan et al. 2006)。上段が Keck/HIRES で観測された分解能 45,000 のスペクトル。下段がすばる/HDS で観測された分解能 120,000 のスペクトル。HDS の観測により速度幅 2 km s−1 の吸収線が検出されている。
り、1 km s−1 程度の吸収線が実際に検出されるようになってきている (Tappe & Black 2004; Narayanan et al.

2006)(図 4.8)。従来の吸収線を用いた金属量測定が過小評価されていた可能性も否定できない。
そこで極低温ガスによる吸収線の完全な分解を試みる。従来の観測では分離することが困難であった、速度
幅 10 km s−1 程度以下の吸収線を、速度幅 1 km s−1 程度の吸収線群に分離する。各吸収線に対応するガスの柱密度、ガス温度、金属量を正確に評価するだけでなく、その力学的内部構造の解明にも役立つ。一般に、極低温ガスのサイズは (光電離モデルにも依存するが) より高温のガスと比べると数桁小さいことが分かる。すな
わちその検出頻度は決して高くない。暗いクェーサーの高分散分光が可能となる TMT 時代には、極低温ガスの検出率を統計的に処理することにより、現在は光電離モデルでしか推定することができない吸収体のサイズを統計的に検証できるようになる。
銀河間ガスの金属量評価
銀河との関係が強い DLA や LLS だけでなく、銀河間物質をとらえている Lyα フォレストも一定の重元素を保有することが知られている (Cowie & Songaila 1998)。局所的な星形成活動や、近傍銀河からの銀河風による重元素汚染の影響が比較的小さいと考えられる Lyα フォレストの金属量測定は、宇宙初期の化学進化を追ううえで極めて興味深い。
銀河間物質の金属量測定には、従来は Lyα フォレストの混入を受けにくい C iv 吸収線が頻繁に用いられてきた。柱密度の小さい Lyα フォレストに付随する C iv ガスもまた、極めて小さい柱密度を持つため、その直接的な検出は困難である。そのため、(1) C iv 吸収線の存在が期待されるスペクトル領域を重ね合わせて擬似的に S/N 比を向上させる方法 (スタッキング 法; Lu et al. 1998)、(2)CCD のピクセルごとに金属量を評価するという統計的解析に頼ったもの (Pixel-by-pixel 法; Cowie & Songaila 1998) が取り入れられてきた。それでも柱密度が 1014.5 cm−2 より大きい Lyα フォレスト (宇宙の平均密度に対し 7 倍程度の密度を持つ領域) に対して、金属量 (水素原子に対する重元素量を対数で表したもの。太陽に対する値を基準とする) が [Z/Z¯ ]∼ −2.5程度であることを測定するのが限界であった。その後、O vi 吸収線 (より明確な検出が期待できるものの、Lyα
フォレストの混入が課題であった吸収線) の検出が効果的に行われるようになると、柱密度が 1013.6 cm−2 のLyα フォレスト (宇宙の平均密度に対し 1.6 倍程度の密度を持つ領域) に対し、[Z/Z¯ ]∼ −2.85 程度の金属量測定が可能となった (図 4.9, Simcoe et al. 2004)。
それに対し、宇宙の第１世代星 (Pop III 天体) による重元素汚染がもたらす金属量の大きさは、シミュレー
ションにより [Z/Z¯ ]∼ −3.5 程度以下であると見積もられている (Mackey et al. 2003; Bromm et al. 2001)。

第 4 章 銀河宇宙の激動 〜銀河構造の起源と進化〜

Lyαフォレストの金属量86

局所的星形成+銀河風

局所的星形成のみ

宇宙の平均密度に対するLyαフォレストの密度

図 4.9: O vi 吸収線の観測により測定した宇宙の平均密度に対する Lyα フォレスト の密度 (横軸) と、その金属量 (縦軸) の関係 (Simcoe et al. 2004)。Pop III 天体による重元素汚染の期待値 (斜線部) 及びその上限値 (水平方向の点線) も示されている。二つの実線は、局所的星形成と銀河風を、あるいは局所的星形成のみを考慮に入れた赤方偏移 z ∼ 2.3 における重元素量のシミュレーション結果 (Springel & Hernquist 2003)。破線は、両方の効果を考慮にいれた z ∼ 3 におけるシミュレーション結果 (Aguirre et al. 2001)
すなわち、宇宙の平均密度を持つ銀河間空間は、すでに Pop III 天体以降の重元素汚染の効果を受けていることを意味する。Pop III 天体による重元素汚染の効果だけを維持する銀河間物質を検出するためには、更に一桁程度、金属量の小さい Lyα フォレストに付随する金属吸収線を検出する必要がある。

Pop III 天体による重元素汚染の効果のみを受けている金属量の下限値 (通称、金属量の床) の銀河間空間における観測的検出は興味深い。水素分子からなる大質量星 (すなわち Pop III 星) を形成するためには、重元素
量が [Z/Z¯ ]∼ −4 程度以下でなければならず (Bromm et al. 2001)、同程度の重元素量を持つ銀河間ガスを検出することが目的となる。Lyα フォレストのガス密度と、金属量の間には相関関係があることが観測的に確認されている (図 4.9; Simcoe et al. 2004) ため、金属量の床に到達するためには、宇宙の平均密度に対し 1.6 倍程度以下の密度を持つ領域を探る必要がある。現在もっとも効果的な結果をもたらしている O vi 吸収線による金属量評価は、Lyα フォレストとの分離が鍵であったため、今後、観測精度が向上してもその測定精度の飛躍的な上昇は期待できない。TMT の大集光力を活かし、C iv 吸収線を直接検出する方法が再び脚光を浴びることになるだろう。
吸収体の３次元構造の解明
全宇宙の平均あるいはそれを若干下回る密度を持つ領域が、銀河間空間においてフィラメント状の構造を持つことが、数値シミュレーションにより示唆されている (Cen et al. 1994)。このいわゆる宇宙の大規模構造 (図4.10) は、暗黒物質による宇宙の構造形成と密接に関係している。シミュレーション結果をランダムに貫くことによって得られる、銀河間中性水素による擬似吸収線スペクトル (すなわち Lyα フォレスト) は、観測結果を非常によく再現することが知られており (Umemura et al. 2004)、両者の詳細な比較により、宇宙論パラメー
タに制限をつけることも可能になるだろう。また、中性水素ガスの吸収線幅は銀河間ガスの温度に依存し、ガス温度は背景紫外光に依存する。すなわちシミュレーションとの比較は、宇宙の再電離期に対する制限を加えるうえでも有効である。

4.2. ガスから銀河へ

フラックス

87

観測波長(Å)

図 4.10: 数値シミュレーションによって再現された、銀河間ガスのフィラメント構造 (左, Davé et al. 2001)。
ランダムにトレースすることによって擬似的なスペクトルを作り (右, Davé et al. 1999)、観測結果と比較することができる。
クェーサーへの視線が、途中に存在する銀河の近傍を通過する場合、数桁大きい柱密度を持つ吸収線 (すなわち DLA や LLS) をもたらす。これらの領域では、銀河風や AGN によるフィードバック効果の働きにより、高い金属量が期待される (Adelberger et al. 2005)。銀河近傍の重元素ガスは 100 kpc 程度まで広がっており、その密度分布が一様でないことが観測から明らかになっている (Chen et al. 2010) ため、この非一様な重元素の空間分布を探るべく、数値シミュレーションとの比較も試みられているが (Kacprzak et al. 2010)、現状の観測では空間情報に限界があるため両者の比較は容易ではない。
空間情報の精度を上げるには、背景光源を増やす以外に方法がない。より暗いクェーサー、あるいは AGN
を観測対象に含めるだけでなく、存在頻度が 2 桁程度大きい「銀河」を背景光源として利用する手法の確立が、いわばこの 3 次元分光観測の実現には必要である。そこで背景光源として暗い AGN や銀河を利用する手法の確立が鍵となる。吸収体の 3 次元分光 (トモグラフィー) を行うことにより、その立体 (あるいは内部) 構造の再現を目指す。フィラメント構造を持つと考えられる銀河間ガスを Lyα フォレストとして 3 次元的に捉えることができれば、数値シミュレーションとの比較により、宇宙論パラメータや、宇宙の再電離期に対する制限をつけることも可能である。また、特定の近傍銀河の周りを複数の視線でトレースすることにより、撮像観測では観測できないハローガスの柱密度 (重元素量・化学組成・電離状態に依存)、吸収線幅 (ガス温度の上限値に相当)、視線速度構造 (ガスの内部運動に相当) の 3 次元分布を構築することも可能である。未だにその起源が明確でない DLA や LLS に対しては、銀河周辺における発生頻度の分布を調べることにより、対応天体 (領域)に対する決定的な答えが得られる。

方法と実現可能性
従来の 10m 級望遠鏡による高分散分光観測からの飛躍的な技術革新は不要。観測時間の見積りは、すばる/HDS に対して要求される観測時間を基準として以下の手順に沿って行う。
分光装置のスリット通過直前における光子数を F 個、分散を δλ Å pix−1 、スリットの透過率 (シーイングとスリット幅に依存) を f %したときに、同じ積分時間ですばる/HDS と TMT/J-HROS で達成されるピクセ
ル当たりの S/N 比の大きさは以下の式で関連付けられる。

第 4 章 銀河宇宙の激動 〜銀河構造の起源と進化〜

88√(S/N )T = (S/N )SFT δλT fT
FS δλS fS(4.1)

ここで添字の T 及び S は、それぞれ TMT/J-HROS とすばる/HDS を表す。すばると TMT の口径比から、FT /FS ∼ (30/8.2)2 ∼ 13.4 として、以下サイエンステーマごとに必要な積分時間を評価する。
極低温ガスの物理的・化学的状態の解明
速度幅 1 km s−1 の極細吸収線の検出再現性を検証した結果、分解能が 120,000 以上、S/N 比が 70 pixel−1 、及び分散が 0.016 Å pixel−1 であれば、99 %以上の確率で正しい線幅及び柱密度が再現できるという結果がある (Narayanan et al. 2006)。これは、ノイズを加えた擬似的な吸収線を作り、吸収線フィットによって線幅と柱密度を再評価するという解析を 1 万回繰り返した結果に基づいたものである。同程度の分散および分解能により、10 km s−1 程度まで近接した吸収線ペアの分離も可能であることが確認されている (図 4.11)。
可視等級 VAB =17 のクェーサーを、シーイング 0.6 arcsec の条件下で観測し、5,500 Å 付近で分解能 R=100,000、分散 0.016(Å pixel−1 )、S/N = 70 pixel−1 のスペクトルを得るのに必要な積分時間はおよそ 2.5 時間である。
極低温ガスの検出率が低いことを考慮に入れると 10 天体程度の観測が不可欠となるだろう。
銀河間ガスの金属量評価
柱密度が 1013 cm−2 、金属量が [Z/Z¯ ] = −4.0 の Lyα フォレストに付随する C iv 吸収線の柱密度はおよそ 109.5 cm−2 と見積もられる。検出に必要なスペクトルの S/N 比は吸収線の線幅に依存するが、ここでは8 km s−1 (実際に観測で検出された、Lyα フォレスト に付随する C iv 吸収線の線幅の下限値; Cowie et al.
1995) を採用する。この場合、吸収線中心部における吸収量はおよそ 0.018 %となり、3σ レベルで検出する場
合、S/N > 20, 000 のスペクトルが要求されることになる (図 4.12)。

S/N 比が 20,000 のスペクトルを得ることは TMT でも不可能であるためスタッキング法を考える。可視等
級 VAB =16 のクェーサーを、シーイング 0.6 arcsec の条件下で観測し、5,500 Å 付近で分解能 R=45,000、分散 0.04 Å pixel−1 )、S/N = 1, 000 pixel−1 のスペクトルを得るのに必要な積分時間はおよそ 35 時間である。

400 本の吸収線を重ねることによりスペクトルの S/N 比を擬似的に 20,000 まで向上させることができる。ただし、吸収線幅が 8 km s−1 より広い場合は、さらに高い S/N 比が要求されることになる。
吸収体の３次元構造の解明
銀河を背景光源として用いるためには、銀河自身に起源を持つ複雑なスペクトル構造をどのように取り除くかが鍵となる。現状では有効な解析手法は確立されていない。適切に分類された銀河ごとのスペクトルテンプ
レートの構築や、多波長データを利用した可視域の吸収線予想システムの構築などが考えられる。また一般に、星が密集した領域においては背後に存在する AGN を検出することは困難である。しかし、中間赤外領域における天体の色を基準とした、精度の高い AGN 検出法がすでに報告されており (KozÃlowski & Kochanek 2009)、
近傍銀河 (例えば M31) を対象とした銀河の 3 次元分光観測の見通しは明るい。
観測は現状の観測装置でも実行きるが、暗い天体を数多く高分散で分光するためには TMT の集光力が不可欠となる。可視等級 VAB =20 のクェーサーを、シーイング 0.6 arcsec の条件下で観測し、5,500 Å 付近で分解
能 R=45,000、分散 0.04 Å pixel−1 、S/N = 20 pixel−1 のスペクトルを得るのに必要な積分時間はおよそ 3 時間である。例えば 100 天体観測する場合は１ヶ月以上の観測時間が要求されるため、高分散分光観測に対しても多天体分光の導入が望まれる。

期待される成果

DLA だけでなく、銀河系の星間空間やハローにもその存在が示唆されている極低温ガス (Tgas < 1,000 K)の物理・化学状態を、極めて高い精度で評価することが可能となる。その結果、吸収体の化学組成、金属量に修正を迫ることになるかもしれない。また従来は、光電離モデルによる間接的な方法でしか評価できなかった
極低温ガスのサイズに対しても、その検出頻度から統計的に評価できるようになる。星形成活動とも密接な関4.2. ガスから銀河へ規格化したフラックス

89

速度
図 4.11: 柱密度が 1012 cm−2 、1011.5 cm−2 、吸収線幅が 4.0 km s−1 、3.0 km s−1 である 2 本の Mg ii λ2796
吸収線を、10 km s−1 の速度差を持って配置したもの。分解能と分散の向上と共に両者の分離が容易になるのが分かる。

図 4.12: 柱密度が 109.5 cm−2 、線幅が 8 km s−1 の C iv 吸収線を、分散が 0.01 Å pixel−1 、波長分解能 45,000で観測したときに期待される規格化したスペクトルのモデル。ノイズは含めていない。縦軸が拡大されていることに注意。

第 4 章 銀河宇宙の激動 〜銀河構造の起源と進化〜

90

係があると考えられる極低温領域を、遠方宇宙においても探ることができる、ほぼ唯一の観測手法として重宝されると思われる。

Pop III 天体による重元素汚染の痕跡を、Lyα フォレストから検出することも期待される。金属量の床への到達は、TMT 時代においても容易なことではない。しかし、観測から得られる Lyα フォレストの金属量下限
値を更に下げることは十分に可能であり、Pop III 以降の天体による、銀河間空間の重元素汚染領域を、より正確に評価することが可能となる。

AGN だけでなく存在頻度の高い銀河も背景光源として用いることができれば、吸収体に対する空間情報を飛躍的に上げることが可能となる。結果、1 天体につき 1 視線方向のみを捉えてきた従来のクェーサー吸収線研究に対し、単独の吸収体を複数の視線方向で探ることが可能となる。フィラメント構造を持つ銀河間ガスを

Lyα フォレストとして 3 次元的にとらえることにより、数値シミュレーションとの比較が可能となり、宇宙論
パラメータや宇宙の再電離期に対する制限を付けることが可能となる。

他のプロジェクトとの関係要求される装置とその仕様必要とする装置、仕様
観測モード
AO
波長範囲

種別

装置名

波長分解能

視野

空間分解能

SGI
SGI

J-HROS/J-NIRESJ-HROS

高分散分光

無/有
無

0.2–1.0/0.9–2.5 µm
0.2–1.0 µm

R∼ 100, 000
R∼ 45, 000

N/A
N/A

N/A
N/A

高分散分光

SGI

J-HROS/J-NIRES

高分散多天体分光

無/有0.2–1.0/0.9–2.5 µm

R∼ 45, 000

N/A

N/A

4.3. 銀河の星形成史と質量集積4.3銀河の星形成史と質量集積

4.3.1

銀河激進化時代の環境効果、ダウンサイジング、AGN との共進化

91

概要
これまでの 8–10m 級の地上大型望遠鏡を用いた遠方宇宙の観測によって、銀河の形成と進化が、環境及び質量に強く依存する実態が明らかになってきた (環境効果とダウンサイジング)。また活動銀河核 (AGN) と銀
河本体の共進化も着目されている。特に、すばる望遠鏡やあかり衛星の広視野カメラを用いた遠方銀河団のパノラマ観測によって、z < 1 では銀河団周辺部のフィラメントや銀河群のような中間密度環境において星形成の活動性が最も高まっており、より遠方の銀河激進化時代 (z ∼ 1.5) に行くと、銀河団中心部でも周辺領域と変わらないほど活動性が高まってくるという、興味深い結果が得られてきた。これらは、銀河の環境や質量が銀河の性質をいかに決定付け、今日の環境に強く依存した銀河宇宙がどのようにして出来上がってきたのかという、銀河形成・進化学における根源的な疑問を解くための「手がかり」を与えてくれている。

TMT では、様々な時代 (特に銀河激進化期) の環境と質量を網羅した銀河サンプルにおいて、一つ一つの銀河について、これまでに無い深さと空間分解能 (0.015 arcsec) で分光観測を行い、形成進化途上の銀河の内部を解剖することが可能になる。詳細な合成スペクトル解析や、空間分解したスペクトル解析によって、銀河の物理的性質 (平均年齢と重元素量) や、銀河内部のガスや星の運動や場所ごとの星形成史、AGN との相互作用などが明らかになり、銀河の形成・進化の各過程において、実際に何が起こっているのかを直接見て、そして知ることができるようになる。したがって、環境効果、ダウンサイジング、AGN との共進化という表題の３つのキーワードの課題に対して、TMT は我々を「手がかり」から「物理的な答え」へと導いてくれると期待される。

Environmental eﬀects, down-sizing, and AGN co-evolution at the peak epoch of galaxy formation and evolution
Recent observations with 8–10m class telescopes have been revealing the statistical nature of galaxy formation and evolution which depend highly on environment and mass of a galaxy, as often referred to as“environmental eﬀect” and “down-sizing”. In particular, the panoramic surveys of distant clusters and theirsurrounding environments have demonstrated the propagation of galaxy formation from the cores to theoutskirts of clusters as time progresses. This has important implications on one of the most fundamental
questions of galaxy formation and evolution, that is how the clear division of habitats (ages and types) seenin the present-day Universe was established.
TMT will scrutinize the internal properties of individual galaxies with deep spectroscopy which is madepossible by its great light collection power (13 times larger than Subaru) and ﬁne spatial resolution (0.015
arcsec or ∼0.1kpc at z > 1). Therefore, we can not only obtain the detailed physical properties such as age
and mettalicity, but also resolve the internal motions of gas and stars, place-to-place star formation histories
within galaxies, and interaction with AGN. By comparing these natures of galaxies as functions of time,environment and mass, we will be able to identify and “understand” the physics that are operating in thecourse of galaxy formation and evolution.

背景と目的
銀河の形成及び進化は 1 < z < 3 の時代にその活動性が最大であったと考えられ、これを銀河の激進化時代と呼ぶことにする。実際これまでの観測から、宇宙における大局的な星形成率密度や AGN の出現率がこの時代にピークを迎えていることが分かっている (Hopkins & Beacom 2006)。さらに銀河の基本構造 (形態) がこの時期に形成されたことも示唆されている (Akiyama et al. 2008)。一方で、銀河の形成と進化は、環境に

第 4 章 銀河宇宙の激動 〜銀河構造の起源と進化〜

92

図 4.13: 銀河の形態–密度関係。55 個の近傍銀河団に存在する楕円銀河 (E)、S0 銀河 (S0)、渦巻銀河 (S) 及び不規則銀河 (I) の割合を、天球に投影された銀河の個数面密度の関数として表したもの。左端の 3 つの点 (フィールド) はそれぞれの銀河形態の一般フィールド (銀河団や銀河群に属さない低密度領域) での割合を示す。楕円銀河や S0 銀河は高密度領域に多く、渦巻銀河は低密度領域に多いという具合に銀河の棲み分けが見られる。

Dressler (1980) より引用。
強く依存することが分かっている。近傍宇宙での形態–密度関係 (図 4.13; Dressler 1980) や星形成率–密度関
係 (Gómez et al. 2003) として知られる、銀河の美しいまでの棲み分け現象は、その強い証拠である。さらに、銀河の性質は銀河の質量にも強く依存していることが知られている。重い銀河ほど年齢の古い星で構成され、軽い銀河ほど比較的年齢の若い星が存在する現象は、星形成のダウンサイジング (Cowie et al. 1996; Kodama

et al. 2004) として広く知られている。また、AGN の中心に存在するブラックホールの質量と、母銀河の (主にバルジ成分の) 質量とが比例することから (Magorrian et al. 1998)、銀河の成長と銀河中心のブラックホールの成長とが密接に関連していることが分かって来ており、銀河と AGN の共進化として知られる。
このような背景のもと、銀河の形成と進化を真に理解するということは、この銀河激進化時代の銀河と AGNの活動性を、時間、環境、質量の三つの主要パラメターに沿って詳細に調べ上げ、比較し、異なる時代、環境、質量の銀河同士の進化パスを繋ぎ合わせることであると言ってよいであろう。
宇宙の後半生 (z < 1) においては、銀河団中心部の星形成活動は既にほぼ終了しており、年齢の古い早期型銀河が支配的であるが、すばる望遠鏡の広視野撮像能力を活用した銀河団の周辺構造の系統的探査 (PISCES;

Kodama et al. 2005; 図 4.14) では、銀河団の外側の落下領域と言われる場所やフィラメント上に並ぶ銀河群のような中間密度領域において、星形成活動が一旦高まり、そして減衰してゆく様子が捉えられている。このような環境において銀河の色分布が急激に赤くなり、強いダスト放射を出す赤外線銀河やダスト吸収を伴う赤い星形成銀河、さらに相互作用銀河がこのような環境に選択的に見つかることが分かっている (Kodama et al.

2001; Tanaka et al. 2005; Koyama et al. 2008; Koyama et al. 2010)。これらを総合的に考えると、宇宙の後半生においては、銀河は銀河団に落下する前の周辺構造において、銀河間相互作用などの強い外的な環境効果を受け、形態や星形成活動に強い変化を来して、最終的に受動的に進化する早期型銀河へと進化することが予想される。一方、より遠方の宇宙 (z > 1) を見ていくと、赤方偏移が上昇するにつれ、銀河団の中心部において星形成活動が高まってくる様子が捉えられており、z ∼ 1.5 に至っては、銀河団中心部でも一般フィールドや銀河団周辺部と同等に活発な星形成活動が見られるようになる (Hayashi et al. 2010)。ここでも吸収を受けた赤い星形成銀河や強い星形成活動を示す相互作用銀河が銀河団の中心部に見受けられる。銀河団の中心部で

4.3. 銀河の星形成史と質量集積93

図 4.14: CL 0939 銀河団 (z=0.4 または 43 億光年の距離) の広域地図。銀河団の距離で一辺が約 12 Mpc の距離に相当 (共動座標)。横軸，縦軸はそれぞれ銀河団中心からの赤経と赤緯の差 (arcmin) を表す。スペクトル
エネルギー分布 (SED) から銀河の距離を推定し，メンバー銀河候補のみを表示した。大きい点と小さな点は，ある等級よりも明るい銀河と暗い銀河を示し、等高線はメンバー銀河候補の個数面密度を表す。赤い銀河に支配された銀河団中心部から多数の蛸足 (フィラメント構造) が伸び、それらに沿って銀河群が並んで分布している．周りから銀河や銀河群を引き付け、飲み込みながら成長していく銀河団の姿を見ていると考えられる。

Kodama et al. (2001) より引用。
星形成活動が高まる現象は、元々銀河団のような高密度環境は初期宇宙の密度揺らぎが大きなところが進化してくるため、銀河形成活動が周辺環境よりも早く起こり、銀河が加速的に形成された可能性もある (銀河形成バイアス)。
このように、銀河形成バイアスや外的な環境効果によって、星形成活動すなわち銀河形成活動が活発化している環境は、時間が経つと共に銀河団の中心部から外側へと移行してきたことが、主にすばるによる広視野直接観測などによって分かってきた (図 4.15)。また、活発な星形成銀河が最終的に星形成活動を止め、受動的な早期型銀河へと進化する段階において、赤い星形成 (バースト) 銀河や相互作用銀河といった、遷移途上にあると思われる銀河が出現することが分かってきた。しかし、これらが具体的にどのような物理過程のどのような段階に対応したもので、今後どのような時間スケールで遷移が完了するのか、などの具体的な進化過程は依然不明である。
また、赤い星形成銀河や赤外線銀河に代表されるように、遠方銀河の星形成活動は紫外光や輝線がダスト吸収によって大きく減衰されていることが多い (Koyama et al. 2008)。従って、このダスト吸収量を正確に見積もることが、銀河進化を定量化する上で極めて重要である。
次の段階は、これらの研究を銀河激進化期へとより遠方に拡張するのはもちろんのこと、このように主に撮像観測によって統計的に分かってきた銀河の大局的な性質を、今度は個別に分光して詳しく見て、さまざまな進化段階や環境、質量の銀河に対して物理的性質 (力学質量、内部運動、副構造、AGN の寄与、星種族、星形
成の場所など) を正確かつ詳細に得ることが不可欠である。それによって初めて銀河の形成や進化過程を物理的に記述し、その原理を理解することに繋がるであろう。
しかし我々は既に個々の銀河を調べる上では 8–10m 級望遠鏡の限界に到達し始めている。それは遠方銀河
を空間と波長に分解するには集光力が足りないからである。ごく一部の明るい天体を除いては、銀河のスペク
トルや内部構造を詳細に調べることはできていない。従って TMT の役割はまさにここにある。直径 30m の主第 4 章 銀河宇宙の激動 〜銀河構造の起源と進化〜

94

図 4.15: 銀河団とその周辺領域において、星 (すなわち銀河) の形成が最も盛んな環境が、時間と共に銀河団の内側から外側へと移っていく様子を描いた概念図 (東京大学の小山佑世氏提供)。すばる望遠鏡を用いた遠方銀河団の観測結果に基づいている (Koyama et al. 2010; Hayashi et al. 2010)。TMT では、より遠方の銀河激進化期 (または銀河団自体の形成期) に遡り、形成及び進化途上銀河の内部構造やガスの流れ、星形成活動の局在などを調べることによって、今日の環境に強く依存した銀河の性質がいつどのように発現したのかを、直接見極めることが可能になる。
鏡によりすばるの 13 倍の高い集光力を誇る TMT は、同時に高い空間解像度 (2 µm で 0.015 arcsec の回折限界) も実現する。これは遠方銀河ではおよそ 0.1kpc に相当する。これはちょうど ALMA による分子ガスやダスト観測の分解能と同程度であり、両者の比較によって、銀河の内部構造の研究は一気に進展するであろう。

TMT 時代における表題のテーマに関する研究の発展には３つの方向性がある。
1. 輝線診断：近赤外線分光による複数輝線診断 (強度比) によって、ダスト吸収量を正確に見積もること、
AGN と星形成銀河を分離し両者の進化の関係を探ること、さらに重元素量を測定し化学進化の観点から独立に星形成史、特にダウンサイジングを調べること。

2. SED 診断：近赤外線分光による連続光 SED や吸収線から、受動的進化する遠方銀河の赤方偏移、星の質量、平均年齢、重元素量、星形成減衰の時間スケール、力学質量などを求め、それらの環境と質量の依存性を調べること。

3. 空間分解：銀河を空間分解して分光し、銀河の基本構造 (回転円盤やランダム運動のバルジ) やガスの出
入り (流入や流出)、副構造、星種族分布などを調べること。
このような観測を銀河激進化期の銀河に対して系統的に行うことによって、活動性が遷移途上にある銀河の内部構造からその外的環境効果の物理過程が特定できたり、銀河形態の分岐を決定する物理的起源が特定できるようになり、銀河の形成と進化の核心部分の理解が大きく進展することは間違いないであろう。

方法と実現可能性
上記 1 と 2 は IRMS による分光観測、3 は IRIS による面分光観測によって実現する。
まず IRMS による近赤外線多天体分光であるが、まずは赤方偏移の測定によって、1 < z < 3 の銀河激進化時代の構造 (銀河団、周辺構造、銀河群) が本物であることを確認することから始まる。それによって始めて4.3. 銀河の星形成史と質量集積95

図 4.16: すばる望遠鏡による近赤外線撮像観測によって描かれた、z = 2.2 にある原始銀河団 1138−262 の 2次元地図。横軸、縦軸はそれぞれ銀河団中心からの赤経と赤緯の差 (arcmin 及び原始銀河団での共動座標距離Mpc) を表す。宇宙年齢が現在の 5 分の 1 程度の 30 億歳の初期宇宙に、将来銀河団に成長すると思われる銀河の密集領域が見つかった。我々の銀河系より重いような巨大な銀河が既に多く存在しており、高密度環境での銀河形成の早さを物語っている。丸印 (塗りつぶし) が原始銀河団に付随すると思われる重い銀河で、白抜きの三角印と六角印が原始銀河団にある形成途上の輝線銀河を示す。Kodama et al. (2007) より引用。
真の環境を定義することができる。8–10m 望遠鏡では、特に赤い銀河に対して赤方偏移を測定することが非常に明るい銀河 (K < 20) に限られるため、構造の有無は密度超過に頼らざるを得なかった。しかし、これより
1.5–2 等級程度暗い銀河にまで分光で到達できるため、数時間程度の観測で z = 2 で M∗ +1 の銀河まで 4,000 Å
ブレイクを捕らえることができる。なお、2 arcmin の視野 (∼1 Mpc) は、原始銀河団のサイズとしても適当である (カラーグラビア図 2; Tanaka et al. 2010, arXiv1012.1869, 図 4.16; Kodama et al. 2007)。周辺構造を捕らえるためには、2×2 ポインティング程度が適当であろう。
そして、分光サンプルを 2 次元密度と赤方偏移に応じて環境の瓶に分けて、スペクトル解析を行う。(なお原
始銀河団領域で、赤方偏移測定の結果、銀河団には属さないと分かった銀河でも、1 < z < 3 程度にある銀河なら、比較対象のフィールド銀河サンプルとして使えることを特記する。) 同時にいくつかの質量の瓶にも分けることも可能である。これらの環境と質量とに分類したスペクトルサンプルにおいて、次の諸量を計算し、銀河の性質を表す物理量を引き出す。

1. Hβ/Hα 比 (Balmer decrement) からダストの吸収量を正確に見積り (Moustakas et al. 2006)、Hα 強度
からその補正後の正確な星形成率を計算する (Kennicutt 1998)。
2. [N ii]/Hα 及び R23 =([O ii]+[O iii])/Hβ) から電離ガスの重元素量を推定する (Kewley & Ellison 2008)。
3. [N ii]/Hα と [O iii]/Hβ の 2 次元上で、AGN の寄与が卓越する天体と星形成が卓越する銀河とを分別する (Baldwin et al. 1981)。
4. 輝線幅を測定し、速度分散を測定し (但し ∼100 km s−1 の精度しかない)、銀河のサイズと合わせて力学
質量を計算する。
5. 受動的進化する銀河については、Hβ, Hγ, Hδ などの水素バルマー吸収線の等価幅を測定し、最近の星形
成 (ポストスターバースト) の寄与を測定する (Couch & Sharples 1987)。

第 4 章 銀河宇宙の激動 〜銀河構造の起源と進化〜

96

6. SED フィットを行い、銀河の星質量と平均年齢、重元素量を測定する。なお、パラメータの縮退を弱めるため、赤方偏移と、上記 1. の吸収量から推定される E(B − V ) の値を使う。
次に IRIS による回折限界 (K バンドで 0.015 arcsec) での近赤外線面分光であるが、こちらは上記スリット
分光に比べて数等級明るい銀河に限られるが、それでも K=22(AB) 程度まで観測できる。これは z=2.5 でのM∗ に相当する。これらの比較的明るい銀河について、まず最もダスト吸収の影響を受けずかつ強い Hα 輝線を用いて、電離ガス (H ii 領域) の運動の内部構造を ∼0.1 kpc の細かさで分解することと、様々な輝線の空間強度分布を測定し、IRMS の時と同じように輝線比の空間情報から、星形成率とガス重元素量の銀河内部での空間分布を測定することが、重要な解析となる。さらに AGN–星形成の輝線診断については、AGN が存在する
銀河中心の ∼0.1 kpc 部分でだけ意味があり、それ以外のところでは純粋な星形成活動とみなせることも、空間分解することの大きな利点である。さらに中心部分で星形成活動が混在しているかどうかも、AGN フィー
ドバックや星形成バーストを議論する上で欠かせない情報をもたらす。さらには、銀河の形態とサイズの進化を調べるために、プロファイルを調べ形態を分類し、大きさ (有効半径) を測定する。
観測サンプル
現在すばる望遠鏡による MAHALO-Subaru プロジェクト (Kodama et al. 2011, 準備中.) によって、激進化時
代 (1.4 < z < 2.5) の原始銀河団 (候補を含む) を 8 個 (うち 6 個は ALMA からも観測可能) と一般フィールドSXDF/UDF (112 arcmin2 ) において、星形成銀河の狭帯域撮像 (Hα や [O ii] 輝線を捕らえる) 探査を進めている。近赤外広帯域撮像観測も行い、受動的進化する銀河も選択するので、様々な時代と環境を網羅した銀河サンプルが出来上がる。これらの領域が初期サイエンス観測の主ターゲットとしてふさわしいであろう。他にも、すばるで活発に観測されている GOODS-N, SDF, COSMOS などの一般フィールドも良いターゲットである。
感度のまとめ以下は、TMT Handbook (2010) に書かれている IRMS の予想感度に基づいた、限界星形成率と星質量をまとめたものである。
限界輝線フラックスは、S/N = 10, 1 時間, R=3,270 の場合、Y , J, H, K バンドで、それぞれ 3.7, 3.9, 2.5,

4.5 × 10−19 erg s−1 cm−2 まで到達でき、これらは Hα と Hβ での星形成率に換算すると、z=1.5, 2, 2.5 でそれぞれ、Hα：0.03, 0.10, 0.18 M¯ 、Hβ ：0.13, 0.16, 0.28 M¯ 、となる。つまり激進化期にある銀河であっても 0.1–0.3 M¯ yr−1 (ダスト吸収を考えない場合) という微弱な星形成活動まで検出できる。
広がった天体の連続光については、同様に S/N = 10, 1 時間, R=3,270 の場合、Y =24.7, J=24.6, H=23.4,
K=21.9(AB) となり、典型的な明るさである M∗ (およそ 1011 M¯ に対応) を基準にすると、z=1.5 で M∗ +2.3,
1.8, 0.7、z=2.0 で M∗ +1.4, 1.2, 0.2、z=2.5 で M∗ +0.7, 0.9, 0.0、にそれぞれ対応する。

期待される成果(IRMS による近赤外多天体分光)• 銀河の星形成史と環境効果：
Hα 輝線 (<107 年)、バルマー吸収線 (108∼9 年)、SED(>109 年) と 3 つの時間スケールの異なる星形成の指標を合成し、さらにダスト補正 (Hβ/Hα) も正確に行った上で、各々の銀河の過去から現在の星形成
活動を分解することができる。それによって例えば、現在銀河形成途上のバースト状態にあるとか、環境効果によって星形成活動が一旦高まって減衰した直後であるとかを、さらにそれがどの時代にどの環境のどの質量の銀河に出現するか、などを調べることによって、銀河激進化期の星形成史を正確に記述し、それを制御する物理過程をかなり特定することができる。

• 銀河ガスの化学進化とフィードバック：
H ii 領域からの輝線比から求まる重元素量を、時間、環境、質量の関数として調べることによって、上記

4.3. 銀河の星形成史と質量集積97

星形成率の時間変化から直接求まるのとは独立に、星形成史に制限を与えることができる。ダウンサイ
ジングの独立な検証にもなる。また、直接法で求まる星形成史と化学進化とが一致しない場合には、ガスの流出入が原因と考えら、その量を化学進化モデルを使って推定することができる。それを銀河の質量の関数として調べることによって、銀河形成・進化の最大の謎の一つである、フィードバックについて定量的な考察を与えることができる。

• 銀河と AGN の共進化とダウンサイジング：
輝線比を使って分離した AGN 優勢の天体の出現率を、時間、環境、質量の関数として調べ、AGN が出現する条件を明らかにする。これを星形成活動のバースト及び減衰が起こる時間、環境、質量と比較することによって、銀河の成長と AGN の成長とが、同期しているか、それとも時間差があるかを検証する。また、それらの銀河に特徴的な銀河の性質 (例えば相互作用) を調べることによって、銀河と AGNの共進化を支配する物理過程を特定する。さらに、大質量銀河ではフィードバックが優勢で、それが銀河の星形成活動を終止したというモデルが提唱されているが (Bower et al. 2006)、AGN 出現と星形成減衰の質量依存性とから、このモデルを検証し、ダウンサイジングの起源に迫る。

IRIS による回折限界近赤外面分光• 銀河の内部運動の分解：
まず、銀河の基本構造を特徴付ける、ディスク成分の回転運動とバルジ成分のランダム運動を、銀河がいつ獲得し、円盤銀河と楕円銀河の形態分岐が確立したのかを、力学的に明かにすることができる。面分光をすることにより、回転の主軸がどの方向にあるかによらず (視線方向に重なった場合を除く)、回転成分を検出できるのが強みである。また、生まれたての銀河では、ガスの流入 (コールドストリーム;

Dekel et al. 2009b) が見られることが期待され、星形成の爆発的星形成段階では、逆にフィードバックに
よりガスの流出 (アウトフロー) が見られることが期待される。このようなガスの運動を Hα 輝線や [O ii]
輝線を使って銀河の速度場を分解することで観測的に直接明らかにする。また、銀河の副構造を力学的に分解することも期待できる。近傍楕円銀河の中心部には逆回転核が見られることがあり (Sarzi et al.

2006)、また一般に銀河ハローには副構造が見られることがある (McConnachie et al. 2009)。これらは銀河合体の痕跡であり、その頻度や環境依存性などから銀河相互作用が卓越する時期や環境を突き止めることができる。(輝線の無い楕円銀河の場合は吸収線を使う。)• 銀河内部の星形成伝搬：
AO を使って 0.1 kpc の分解能で銀河内部の星形成活動を空間分解することができる。星形成活動が上昇している段階の銀河では、一体銀河のどこで活発に星形成をしているのかを見ることによって、その引き金となった物理過程を探ることができる。例えば、銀河間相互作用ではガスが中心に落ち込み、中心部で星形成バースト現象が起こることが予想される (Noguchi 1991)。またはディスク全体にガスが豊富にあって自発的に星形成活動が活発な場合には、ディスク全体で星形成率の高まりが見られるであろう。
前者は環境効果と密接に関わっている。さらに、個々の銀河の中でどのような順序で形成が進んで行ったのかを化学進化の観点から明らかにできる。輝線比から求まるガスの重元素量を銀河中心からの距離(半径) の関数として求め、星形成率分布及び ALMA 観測で分かる残存分子ガス量の分布とから、化学進
化コードを介して、星形成 (及びガスの流出入) の歴史を銀河の場所ごとに推定することができる。したがって、銀河の形成が中心から外側に向かって起こったのか、その逆か、またガスが流出するのは AGN
によるフィードバックで中心部分で卓越するか、それとも超新星によるフィードバックでディスク全体
で起こっているか、などの考察が可能になる。これらの結果は、銀河形成の物理の理解に大きな貢献をするであろう。

IRIS による回折限界近赤外撮像• 銀河の形態とサイズ進化
これは JWST の方が優位な観測であるが、TMT でも AO を効かせた撮像観測によって、銀河の形態や

第 4 章 銀河宇宙の激動 〜銀河構造の起源と進化〜

98

サイズを調べることができる。まず、近接銀河や衛星銀河を分解し、それらの質量と存在頻度の統計を取ることによって、銀河の質量成長史を直接求めることが可能となる (Bundy et al. 2009)。したがって、階層的銀河形成理論の直接的な検証となるであろう。この過程で、近接銀河や衛星銀河が射影効果ではなく本当に母銀河に付随しているかどうかを判定するには、TMT による深い分光観測によって同じ赤方偏移にあるかを調べる必要があることも強調しておく。また、早期型銀河の割合の進化 (Dressler et al.

1997; van Dokkum et al. 2000) や、楕円銀河のサイズ進化 (van Dokkum et al. 2008) についても従来より小質量の銀河 (<1011 M¯ ) について初めて調べることができる。大質量楕円銀河の起源としては銀河同士の合体が大きく寄与していると考えられている (van Dokkum 2005) が、小質量楕円銀河の形成はまだほとんど未知である。TMT によって小楕円銀河の形成と進化の情報を初めて得ることができると期待される。

日本の独自性

すばるを用いた遠方銀河団の広視野観測による、様々な時代 (z ∼ 0.4 から銀河激進化時代 (z ∼ 1.5) に至る)の環境を網羅した独自の銀河サンプルが既にある。特に、PISCES(Kodama et al. 2005) と MAHALO-Subaru(Kodama et al. 2011, 準備中) は日本が主導して実施している系統的探査である。多くのターゲットにおいて
狭帯域撮像観測とも組み合わせることによって、受動的に進化する銀河 (赤い銀河系列や測光学的赤方偏移によってサンプルされる) だけでなく、星形成銀河 (狭帯域撮像及び色選択によってサンプルされる) も隈なくサンプルできており、また他波長の観測 (AKARI、Spitzer、ASTE、XMM など) とも組み合わせることによって、極めて特徴的な独自サンプルとなっている。これらの観測から、銀河の形成・進化に及ぼす環境の重要性
が統計的な手法により明らかになってきているが、今後 TMT 時代においては、それらの個々の銀河の内部を視覚的にも力学的にも詳細に分解し、環境が決定付ける、または変化させる銀河特性を調べ、それを引き起こす物理過程を直接見極めることが重要な役割となるであろう。
しかし、銀河激進化時代 (1.5 < z < 3) の銀河団は希少であり、現状では結果の一般性を議論するのが困難である。したがって、超広視野主焦点カメラ (HSC) の超広視野探査によって z ∼ 1.5 での銀河団探査が大きく進展することは、本課題の発展には欠かせない。また、さらに遠方 (z > 1.5) では、UKIDSS や VISTA などの近赤外での超広視野探査によって原始銀河団探査が大きく進行中である。これらの探査によってより多様な環境を網羅した圧倒的な統計的銀河サンプルが構築できるであろう。

他のプロジェクトとの関係
驚異的な近赤外での高分解能撮像能力を誇る JWST に対して、TMT は 20 倍以上の集光力と大規模装置の特長を活かして銀河を分光し、物理状態を詳細に調べることに大きな威力を発揮する。特に面分光は TMT の真骨頂であり、形成及び進化途上の銀河の内部の星形成現場やガスや星の運動を分解することができる。それによって、銀河形成・進化の物理が初めて明らかになる時代がやってくると言える。
また、TMT の分解能 (0.015 arcsec) は ALMA の分解能 (0.01–0.1 arcsec) とよい組み合わせにある。前者が星や電離ガスを見るのに対して後者は、分子ガスやダストを見ることから、両者は極めて相補的な関係になっており、両方を組み合わせて遠方銀河の内部構造を分解すれば、分子ガスから星が生まれる、銀河形成の最も基本的な側面を観測的に明らかにすることができるようになる。また逆に星からガスへのフィードバックという現在の銀河形成の最大の謎の一つについても、新しい側面から切り込むことができるであろう。
最後に日本の赤外線次期大型衛星計画である SPICA は、可視近赤外ではダストに強く吸収されて「見えない」星形成活動を探るのに威力を発揮する。したがって、TMT とは強い相補的関係にある。実際すばると

AKARI との組み合わせによって、環境効果に起因すると思われる銀河団裾野の活発な星形成活動が、すばるでは隠されて見えず AKARI によって初めて明らかになる実例がある (Koyama et al. 2008)。TMT 時代には
TMT–SPICA という理想的な組み合わせが実現しているかもしれない。

4.3. 銀河の星形成史と質量集積99要求される装置とその仕様

種別

ELI
ELI
ELI

4.3.2

装置名

観測モード

IRMS
IRMS
IRIS

撮像

AO
有

分光

有

IFU

有

必要とする装置、仕様
波長範囲
波長分解能

0.9–2.5 µm
0.9–2.5 µm
0.9–2.5 µm—
R∼ 3, 000R∼ 3, 000

視野

2×2 arcmin

空間分解能
2

∼0.01 arcsec

2∼0.01 arcsec∼0.01 arcsec

2×0.6 arcmin
2 arcsec星形成バースト : サブミリ波銀河

概要
宇宙で最も活発に星形成活動を行う銀河が、8m 級の望遠鏡をもってしても理解されていないままでいる。
これは、爆発的な星形成を行う銀河は、概して自身が持つガスや塵 (ダスト) に隠されてしまうためである。赤方偏移 2 付近に多く同定されているサブミリ波銀河 (SMGs) は、このような銀河の代表格である。SMG は今日の銀河団に所属する大質量楕円銀河の先祖と目されており、実際に高赤方偏移の原始銀河団と密接な関係にあることが観測的に示されている。したがって、TMT の大集光力を生かした SMG の分光探査を行うことができれば、ダストに埋もれて進行する銀河進化史を暴き、原始銀河団のような高赤方偏移の質量集中箇所を特定することができるだろう

Submillimeter galaxies
The most actively star-forming galaxies in the Universe are yet to be understood even with 8-m classtelescopes. This is due to the fact that those galaxies are obscured by a large amount of gas and dust withthem. The population of submillimeter-selected galaxies (SMGs), which have often been identiﬁed at redshiftz ∼ 2, is a representative of such dust-obscured galaxies. SMGs are believed to be progenitors of massive
elliptical galaxies found in local rich clusters of galaxies. Moreover, it is becoming clear that SMGs are
actually related to high-redshift protocluster of galaxies. Therefore, redshift surveys of SMGs by TMT deep
spectroscopy in the optical to near-infrared will not only unveil the obscured part of cosmic star-formation
history, but also provide a probe to locate mass concentration regions even in the distant Universe.

背景と目的
銀河の進化をガスから恒星への相転移現象と考えるならば、星形成活動が劇的に進んでいる銀河には、銀河進化を理解する大きな手がかりがある。星形成銀河は、大質量星起源の紫外線を強く放つ銀河と、その紫外線を吸収した星間ダストが遠赤外線を再放射する銀河に二分される。このうち、爆発的な星形成活動 (スターバースト) を行う銀河ほど、後者のタイプに分類される傾向にある。そして、赤方偏移を 0 から 1 へさかのぼるほど、星形成銀河のうちダストに隠された星形成活動を示す銀河の割合はしだいに増大する (Takeuchi et al.

2005)。では、さらに高赤方偏移ではどうなっているのだろうか。
爆発的に星形成活動を行う銀河には、低温で密度の高い (20–100 K, n(H2 ) > 103 cm−3 ) 星間物質を大量に持つ分子雲が普遍的に存在する。これらの分子雲は恒星の形成の母体になる一方で、生まれて間もない恒星は分子雲と物理的に近い距離にあるために星間物質に隠されやすい。したがって、爆発的星形成銀河は、ときに宇宙で最も激しい星形成活動を伴うにも関わらず、可視近赤外域での減光量が大変大きく、既存の 8m 級可視近赤外望遠鏡の感度をもってしてもその検出がむずかしいことがある (図 4.17)。したがって、ダストに埋もれて進行するタイプの銀河進化、言わば「隠された星形成史」を暴くことも、やはり TMT の重要な使命になる。
ダストに埋もれた銀河進化を経験している最も極端な例が、サブミリ波銀河 (submillimeter galaxies, SMGs,

Blain et al. 2002) と呼ばれる種族である。SMG は、サブミリ波の深宇宙探査でしばしば発見され赤方偏移 2

100

第 4 章 銀河宇宙の激動 〜銀河構造の起源と進化〜

図 4.17: サブミリ波銀河 (SMG) の極端に可視光で暗い例。ハワイ・サブミリ波干渉計 (SMA) で同定された

SMG の、Spitzer 宇宙望遠鏡による中間赤外線 (波長 3.6–8.0 µm) の画像 (左) と、すばる望遠鏡による可視光 (B, NB497, V ) 画像 (右) を示す。両図中に等高線で示したのが、SMA による 860 µm サブミリ波強度で、
図中央やや上方にサブミリ波放射が見える。推定される星形成率は 4000 M¯ yr−1 (銀河系の 1,000 倍以上) に及ぶ。一方で、中間赤外線で極めて赤く暗い。また、すばる望遠鏡をもってしても可視光では検出されていな
い。このような極めて活発な星形成活動を持つがダストに隠された銀河の理解も、TMT で初めて可能になる。

Tamura et al. (2010) より抜粋。(カラー版は巻頭グラビアに掲載。)
付近に多く同定される、遠赤外線光度がきわめて大きい爆発的星形成銀河 (赤外線光度 LIR ∼ 1013 L¯ ) である。これまでの観測から、今日の大質量銀河に匹敵する恒星質量や (Borys et al. 2005)、星形成活動の根源となる大量の分子ガス (Tacconi et al. 2006; Iono et al. 2006)、大質量ブラックホールへの質量降着を示す活動銀河核の存在 (Alexander et al. 2005) がしばしば確認されている。

SMG が他の銀河種族と比してユニークと言える点は、銀河までの距離が大きくても、サブミリ波で観測されるフラックスがほとんど変わらないという、一見して不思議な性質にある (図 4.18)。分子雲が含む星間ダストの熱放射は、静止系波長 100 µm をピークとしたプランク分布をなす。高赤方偏移にある銀河からのダスト放射を長波長側で観測すると、距離が遠のいて天体が暗くなる効果と、より放射ピークに近づく効果が釣り合う。この効果は、放射ピークが赤方偏移して観測波長を通り過ぎるまで続く。波長 1100 µm の (サブ) ミリ波
帯では、z ≈ 1100 µm/100 µm − 1 = 10 に位置する爆発的星形成銀河が、一定の (サブ) ミリ波強度で検出される計算になる。この性質が Blain & Longair (1993) によって指摘されて以降、SMG は前人未到の赤方偏移を切り拓くプローブとして注目された。そして、1990 年代後半になって登場した世界初のサブミリ波カメラ

SCUBA によって実際に可視光では大変暗いがサブミリ波で明るい銀河 SMG が発見された (Smail et al. 1997;
Hughes et al. 1998; Barger et al. 1998)。
SMG の理解はよく進んでいるように錯覚しがちであるが、この描像には、観測的バイアスが存在している点に注意しなければならない。第一に、これらの SMG の対応天体が、超大型干渉計 VLA などのセンチ波干渉計によって同定されているという点である。一般の星形成銀河には、電波–遠赤外線相関 (Condon 1992) という関係が知られている。このため、SMG のような極度に遠赤外線高度の高い銀河は、概してマイクロ波 (センチ波) における非熱的放射 (シンクロトロン放射) が強い。そこで、サブミリ波望遠鏡の空間分解能の低さを補填するために、センチ波干渉計でその対応天体の正確な位置を決定する、という手法が主力であった。しかし、センチ波領域におけるシンクロトロン放射は、赤方偏移が増大するにつれて急激にそのフラックスを弱める (図 4.18)。現存するセンチ波干渉計の検出限界を考慮すると、十分な信号対雑音比でセンチ波放射を検出できるのは、たかだか z ≈ 3 までである (図 4.19)。したがって、z ≈ 3 を超える時代にある SMG は、こうした同定法では見落としてしまうおそれがあり、実際に見落としているのである (例えば、 Younger et al. 2007)。
別のバイアスとして熟慮しなければならないのが、良い理解が得られている SMG は、概して銀河自身が持4.3. 銀河の星形成史と質量集積フラックス密度101

赤方偏移

図 4.18: (左) 様々な赤方偏移における爆発的星形成銀河の放射スペクトル。サブミリ波帯で観測すると、放射強度がほとんど一定になることがわかる。サブミリ波は遠方宇宙への窓と言えるかもしれない。(右) 爆発的星形成銀河 (遠赤外線光度 5 × 1012 L¯ 、ダスト温度 38 K を仮定) に対する赤方偏移とフラックス密度の関係。
サブミリ波 (850, 1,100 µm, 赤側の色) では、赤方偏移 10 までフラックス密度がほぼ一定である。センチ波(1.4 GHz) のフラックス密度は、赤方偏移と共に急速に落ちている。Blain et al. (2002) より抜粋。
つダストによる吸収が少ないものに偏っているという点である。他の銀河種族と違わず、SMG の詳細な理解もやはり可視光・近赤外線望遠鏡によるところが大変大きい。例えば、SMG が今日の宇宙に存在する大質量楕円銀河であるとする強い根拠は、可視光・近赤外線の測光により得られた SED に対する恒星成分モデルのフィットから得られたものであるし (Borys et al. 2005)、SMG が大質量ブラックホールを持つとする根拠は、可視・近赤外線における分光観測から得られた広輝線領域の探査 (Takata et al. 2006; Alexander et al. 2008) から得られたものである。そして、これらの SMG の赤方偏移は、可視分光観測から得られたものである (Chapman

et al. 2005)。しかし、SMG 内部に大量の分子ガスやダストが存在すると、銀河の情報を担った放射は急速に減光を受ける。すると必然的に、現存する装置では可視近赤外線での観測が難しくなる。したがって、星間物質よる重大な減光を被る SMG の理解は進んでいない。
サブミリ銀河の分光探査—ALMA で同定を、TMT で分光を。

このようなダストに隠された銀河進化と質量集積を、無バイアスに、かつ宇宙年齢にわたって俯瞰することが、TMT に課すべきサイエンスの一つである。TMT による分光探査の第一の目的は、SMG の無バイアスな赤方偏移分布を知ることにある。SMG に特有の高赤方偏移での観測可能性 (前述) は、SMG の赤方偏移方向の選択関数が z ∼ 10 まで広く一様だと言い変えることができる。したがって、SMG の赤方偏移分布は、隠された銀河進化の変遷を反映する。このとき、TMT とアタカマ大型ミリ波サブミリ波干渉計 (ALMA1 ) が、相乗効果を発揮する。SMG のユニークな選択関数の恩恵を享受するには、SMG の同定にも、センチ波干渉計ではなく、(サブ) ミリ波干渉計を用いれば良いのである。最近になって SMG の赤方偏移記録は次々と更新され、2010 年に赤方偏移 5 を超える SMG が同定された。これは新しい SMG サンプルが追加されたことによるものというよりは、対応天体の同定に、サブミ
リ波干渉計を用いる新しい手法が導入されたことによる効果が大きい。今後、(サブ) ミリ波干渉計で世界最高感度を達成する ALMA が登場することにより、TMT が対象とする無バイアスかつ大規模なサンプルが揃うだ
ろう。
分光探査のもう一つの目的は、SMG と高赤方偏移に位置する宇宙大規模構造との関係の強さを示すことにある。これまでに、SMG と原始銀河団が密接に関わっていると考えられる観測結果が報告されている (Blain

et al. 2004; Chapman et al. 2009; Tamura et al. 2009, 図 4.19)。また、SMG の 2 点角度相関関数から示唆される暗黒物質ハローの質量は、今日の大質量銀河団に対応する質量を持つことがわかりつつある (Weiß et al.
2009, Hatsukade et al. 2011)。さらに、SMG がガスの豊富な複数の銀河衝突・合体によって形成されると考1 ALMA 望遠鏡ホームページ http://alma.mtk.nao.ac.jp/j/

第 4 章 銀河宇宙の激動 〜銀河構造の起源と進化〜

102

個数

個数

サブミリ波
電波

赤方偏移

赤方偏移

図 4.19: (左) センチ波干渉計で同定されたのち可視分光された SMG の大局的な赤方偏移分布 (ヒストグラム)。SMG 進化モデルから予想される SMG の頻度分布を実線で、センチ波干渉計で検出される頻度分布を破線で示した。水平方向のハッチが掛かった部分が、センチ波での同定で逃したと予想される SMG の個数。(右)GOODS-N 領域における星形成銀河の局所的な赤方偏移分布。薄い色のヒストグラムが SMG などのダストに隠された星形成銀河である。z = 1.99 に銀河の集中箇所があり、原始銀河団である可能性が高い。Chapman
et al. (2005, 2009) より抜粋。
えられる観測的・理論的証拠も多く提示されており、SMG が、原始銀河団のような銀河の数密度が高い環境で選択的に形成されることを示唆する。このような傍証を直接確かめる。
また、先に述べた SMG の特徴から、高赤方偏移の SMG を出発した光子は、きわめて長い宇宙論的距離を伝搬してくる。このため、その途中で重力レンズを受ける可能性が他の銀河種族より高いことが期待される。
とくに、850 µm でのフラックス密度が 40 mJy を超える明るい SMG は、ほとんどが重力レンズによる増光を受けていることが指摘されている (例えば, Paciga et al. 2009)。TMT の高空間分解能観測により、こうした銀河の重力レンズの有無を調べることも、SMG の本質的な描像を理解したり、SMG の前景にある大域的な質量分布を把握したりする上で大切である。

方法と実現可能性
方法は至って単純で、850–1,100 µm で検出された SMG に対する TMT の多天体分光器を用いた分光探査を行うというものである。近年の 850–1,100 µm 帯での地上望遠鏡を用いたサブミリ波探査の隆盛により、SMGの検出数は飛躍的に向上している (例えば Kohno et al. 2008; Hatsukade et al. 2010)。ALMA 望遠鏡による追究観測も相まって、TMT 運用開始時には 1,000 個を超える無バイアスな SMG サンプルが比較的簡単に揃うだろう。これは既存の SMG 分光サンプルを 1 桁上回る。このサンプルに対して、広い赤方偏移をカバーする
ために、可視光と近赤外線の多天体分光器 (WFOS, IRMS, IRMOS, IRIS) を併用する。いずれも波長分解能

R ∼ 1, 000 で十分である。なお、SMG は天球面上の数密度が高くないため、可能なかぎり広視野の多天体分光器が望ましい。要求される装置とその仕様を表 4.3.2 にまとめた。
減光量の大きい銀河を分光する場合に、輝線が十分な信号対雑音比で検出されるかどうかが鍵である。Chapman
et al. (2005) が行った可視分光探査が対象とした SMG (98 天体) は、センチ波で検出されているもの (主にz < 3) にバイアスしてはいるものの、68%の SMG で何らかの紫外線の輝線が、47%の SMG で Lyα 輝線が検出され、結果として 74%の SMG の赤方偏移が決定されたことは特筆に値する。一方、輝線の強度は減光量に強く依存するため、個々の銀河によって大きく異なる可能性があり、ガスとダストの多い SMG ではこうした輝線が完全に吸収を受けている場合も多いだろう。したがって、Lyα 線付近の連続光を分光してライマンブレ
イクを検出することが事実上の目標になる。
今、z ∼ 2 付近で同定されている SMG の平均的なスペクトル形状 (赤外線光度 LIR = 1012.7 L¯ 、星質量

4.3. 銀河の星形成史と質量集積1031011.7 L¯ 、減光量 hAV i = 2.0, MichaÃlowski et al. 2010) を持つ、z = 5 の SMG を分光することを考える。このとき、ライマンブレイクは 7,300 Å 付近に赤方偏移し、その長波長側をカバーする i0 バンドでは i0AB = 26.4
(0.1 µJy) が期待される。低分散 (2,400 km s−1 ) の分解能としてライマンブレイクの検出を見込むと、露出時
間 1 時間で 5σ での検出が可能である。幅 300 km s−1 の吸収線を検出することを見込むと、分解能 R ∼ 1, 000
として、WFOS 感度計算例 (2008.12.05.MOBIE OCDD) より、5σ での検出には 8 時間の露出が必要となる。
十分な強度の輝線が放射されていれば、検出は至って現実的である。対象となる銀河は、星形成率が > 500 L¯−1yrであるので、Lyα 輝線、Hα 輝線、[O ii] 輝線 (3,727 Å) の光度は、それぞれ L(Lyα) = 1.0 × 1045 erg s−1 ,L(Hα) = 6.3 × 1043 erg s−1 , L([O ii]) = 3.6 × 1043 erg s−1 (Kennicutt 1998) となる。z ∼ 6 の SMG が放射する輝線強度は、F (Lyα) ∼ 4 × 10−15 erg s−1 cm−2 , F (Hα) ∼ 3 × 10−16 erg s−1 cm−2 , F ([O ii]) ∼1 × 10−16 erg s−1 cm−2 と見積もられる。SMG の平均的な減光量を考慮すると、それぞれの輝線は、平均的に ALyα ≈ 7, AHα ≈ 1.5, A[O ii] ≈ 3 の減光を被る。例えば、この減光を受けた [O ii] 輝線を K バンドで検出することを考えると、IRMS 感度計算例 (2010.01.TMT Handbook) より、1,000 秒の積分時間で 10σ で検出することが可能である。

期待される成果
赤方偏移が決定された SMG サンプルの構築は、かつての Chapman et al. (2005) の分光探査がそうであったように、その後の SMG 研究に重大な波及効果をもたらすことが期待される。特に、分光探査で初めて高精度で決まる物理量に、SMG の空間相関関数と光度関数がある。遠赤外線の光度関数、あるいはダスト質量関数の進化を調べることは、重元素量の指標となるダストが銀河内にどのように蓄積されてきたかを知る手がかりとなる。また、後者は、SMG を内包する暗黒物質ハローの質量を与える。さらに、SMG の赤方偏移分布が斑の大きいものであり、宇宙大規模構造と関係が深いことが明確になれば、これまで知る手だての多くなかった高赤方偏移宇宙における物質集積箇所を、SMG を目印にして探査できる可能性がある。
輝線の情報が得られることによる研究の展開も大きい。例えば、輝線幅から力学的質量を求めたり、大質量
ブラックホールの質量を推定したり、SMG が放射する莫大なエネルギー源を診断したりすることが可能となる(例えば、 Motohara et al. 2005)。また、特に輝線強度が強いものに対する 3 次元面分光ができれば、銀河の力学的構造 (電離ガスの内部運動や、銀河内外へのガスの流入と流出) を調べることも可能になる (4.2.1, 4.3.1,
4.4.1 節)。

他のプロジェクトとの関係

TMT は、SMG の追究研究において重大な役割を負う一方で、SMG のサンプル構築には、サブミリ波観測装置との連携が必須である。SMG の探査には、サブミリ波連続波カメラが有効である。現在では、SCUBA を遥かに上回る性能と信頼性を持つ大規模フォーマットのサブミリ波連続波カメラが積極的に開発・運用されている。我が国のサブミリ波深宇宙探査として、国立天文台・東京大学他の大学連合が運用するアステ望遠鏡2 と超伝導転移端センサー型ボロメーターカメラ (2011 年 3 月搭載) を用いるプロジェクトが進んでいる。また、国立天文台先端技術センターにおいてもサブミリ波帯 SIS フォトン検出器を用いた広視野サブミリ波カメラの基礎開発が進んでいる。
こうした探査で発見された SMG の対応天体の同定には、国立天文台が推進する ALMA 望遠鏡が有効である。ALMA 望遠鏡は、波長 350 µm - 3 mm において世界最高の感度と空間分解能を持つ望遠鏡である。したがって、ALMA 望遠鏡単独による深探査でも、より穏やかな星形成活動を行う、しかし星間物質の豊富な、天の川銀河の先祖に対応する銀河も複数発見されるだろう。こうして ALMA 望遠鏡で正確に位置の決められた銀河、ないし初めて検出された銀河に対する、TMT による速やかな測光・分光観測は、宇宙再電離の時代か
ら今日に至るまでに隠された星形成銀河がどのように進化してきたかを知る重要な手がかりを提供するものと期待される。
2 アステ望遠鏡ホームページ http://www.nro.nao.ac.jp/%7Easte/

第 4 章 銀河宇宙の激動 〜銀河構造の起源と進化〜

104要求される装置とその仕様

種別

ELI
ELI
SGI

4.3.3

装置名

WFOS
IRMS
J-IRMOS

観測モード
分光必要とする装置、仕様
AO
波長範囲
波長分解能
無
0.4–0.9 µm
R∼1,000

分光

有

分光撮像

有

1–2.5 µm
1–2.5 µm

R∼1,000
R∼1,000

視野

空間分解能
2

>100 arcmin∼1 arcsec

2∼1 arcsec∼1 arcsec>100 arcmin>100 arcmin2銀河の成熟期

概要

z < 1.5 という時代は銀河の成熟期である。 活発な星形成活動は、大質量銀河から小質量銀河へ移り、星を作らない巨大銀河が目立つようになる。同時に、宇宙の中では大規模構造が大きく発達し、銀河進化はそれに影響を受けるようになる。この時代の銀河進化は質量・環境に代表される要素が複雑に絡んでおり、これを定量化するには、8m 望遠鏡では届かないような、遠方にいる典型的な大きさの銀河の観測が一つの鍵となる。広い赤方偏移範囲において、軽い銀河から重い銀河までを網羅した無バイアス銀河サンプルを構築する必要がある。これを踏まえて、ここでは TMT を用いた z < 1.5 の銀河探査を議論する。30 晩の観測で zAB = 24 までの 6 万天体を観測し、星形成率・星質量・活動銀河核・金属量といった基本的性質を、特に TMT で初めて見えてくる遠方銀河について、統計的に明らかにする。そこから、成熟していく銀河の基本的性質とその進化を、総合的に理解できる一つの猫像を作り上げることが目標である。

A spectroscopic galaxy survey at z < 1.5
We discuss a large survey of galaxies at z < 1.5 with WFOS. The cosmic star formation declines fromz = 1.5 to the present-day and the main population of galaxies undergoing active star formation becomes
progressively less massive. The cosmic large-scale structure develops and groups and clusters of galaxies inthe structure become the key environment to further accelerate the galaxy evolution. Recent surveys probed
only the brightest galaxies at z > 1, but it is essential to observe ’typical’ galaxies to characterize the galaxy
evolution. TMT will allow us to construct a statistical sample of typical galaxies at high redshifts and here
we describe a spectroscopic survey aiming at 60,000 galaxies down to zAB = 24 in 30 nights.

背景
銀河は初期密度揺らぎが時間と共に成長し、星の集団を形成したもので、本質的に統計的な天体である。個々の銀河はその形成時期・形成過程が異なり、同じ時代の銀河でも非常に個性が強いことは、観測からも明らかである。 ある時代における銀河の星形成率、星質量、形態、金属量といった銀河の基本的性質は、統計的手法
でのみ抽出が可能である。宇宙はタイムマシンのようなもので、遠く宇宙はすなわち過去の宇宙であるが、異なる時代に見える銀河は異なる個体の銀河である。一つの銀河を生い立ちから、成熟するまでを追って調べる
ことはできない。すなわち、異なる時代で銀河を比較しその進化を辿るには、銀河を統計サンプルとして扱い、平均的な銀河進化を探ることが必要になる。
最初の銀河探査と呼ばれるものは、1970 年代後半から行われた CfA 赤方偏移探査である (Geller & Huchra

1989)。近傍銀河の分布から、フィラメントやボイドといった宇宙の大規模構造を発見し、我々の宇宙の認識を一変させた。その探査を受けて、より大規模な探査が行われた。ラスカンパナス赤方偏移探査が、より遠くの宇宙までの銀河の分布を描き出し (Shectman et al. 1996)、カナダ・フランス赤方偏移探査は、z = 1 まで達する深い探査を行った (Lilly et al. 1995)。

4.3. 銀河の星形成史と質量集積105

これらの探査を飛躍的に進化させたのは、1990 年後半から 2000 年台に行われた、スローンデジタルスカイ
探査 (SDSS) と 2dF 赤方偏移探査であろう (York et al. 2000; Colless et al. 2003)。特に前者は、全天の 4 分の

1 を 5 バンドで測光し、200 万天体を超える数のスペクトルを得た。現代観測天文学の基礎となるような、巨大データベースである。それと平行して、8m 望遠鏡を用いた深い分光探査も進み、今や z = 1 を越える宇宙が調べられるようになった (例えば、DEEP2、VVDS、や zCOSMOS; Davis et al. 2003; Le Fèvre et al. 2005;

Lilly et al. 2009)。
このように、大規模な探査が今日まで続いてきているが、これを TMT でより遠くのより暗い銀河まで延長することは、自然な流れである。本章では、現在までの分光探査をふまえて、TMT を用いた非常に深い分光探査を議論する。TMT を用いて、今まで統計的研究がなされなかった遠方の典型的な銀河を観測し、広い赤方偏移に渡って銀河の基本的性質を定量化する。そこから、それらの進化を総合的に理解できるような、猫像を作ることが目標である。

大規模可視分光探査
基本的には TMT の集光力を生かした可視分光探査を柱とし、主に使用する装置として WFOS-MOBIE を考える。 これは以下で説明するように 0.35 − 1.1 µm をカバーした多天体分光器で、9.6 × 4.2 arcmin2 の視野に渡って、140 天体を同時に観測できる。 WFOS は補償光学の効きにくい可視光の装置なので、まずは銀河全体の性質を統計的に定量化する。 そこから、一部のサンプルについて空間方向の情報も調べ、銀河形成・進化に踏み込む、という手段をとる。
基本となる探査方針は、銀河の見かけフラックスを用いたフラックスリミット探査で、バイアスの少ない (かつバイアスの理解の容易な) 銀河の統計的サンプルを構築する。見かけフラックスをどの広帯域バンドで選ぶかであるが、以下で述べるすばる望遠鏡/超広視野主焦点カメラ (HSC) と主焦点分光器に対し非常に相補的なので、できるだけ波長の長いバンドでフラックスを定義したい。 ここでは WFOS は 1.1µm まで感度があることから、z バンドがよいであろう。既存の 8m 望遠鏡の分光器と比べ、TMT では同じ露出時間でも約 1.4 等深く観測できる3 。ここでは zAB = 24.0 等までの探査を考える。
この深い分光観測の利点を図 4.20 に示す。現在までに行われている、最も大きい分光探査の一つである

zCOSMOS で測られた約 10,000 銀河をプロットしてある (Lilly et al. 2009)。zCOSMOS は I バンドのフラッ
クスリミテッド探査であるが、z > 1 では銀河のサンプリングが非常に悪いことがわかる。 これは、用いられた分光器自身の問題も大きいが、I バンドで比較的明るい銀河のみの探査で、暗い銀河を観測していないために、単に遠くに届いていないことが大きな要因の一つである。これは、TMT で大きく改善できる。 ここで提案する zAB = 24 等の探査では、今までは z = 0.5 までしか調べられなかった小質量銀河を z = 1 でも調べられ、さらに z = 1.5 に至るまで、典型的な明るさの銀河を網羅できる。それより遠い銀河は、特徴的なスペク
トルがより波長の長い近赤外に入っていくので、可視分光では厳しくなる。 もちろん、明るい銀河に限っては紫外域での吸収線から赤方偏移を測ることができるが、銀河の星種族のような物理情報をそこから引き出すのは難しい。幸い、zAB = 24 までの銀河の 90 %は z < 1.5 にある (Le Fèvre et al. 2005; Ilbert et al. 2009)。

5%は 1.5 < z < 2 のいわゆる赤方偏移砂漠にいて、測定が困難である。残りの 5%が 2 < z < 6 と予想され、Lyα 輝線が観測可能なことから赤方偏移の測定が容易で、銀河進化を調べる上で大いに役立つ。 従って、赤方偏移が測れない銀河が全体の 5%程度混ざってくることになるが、z バンドフラックス以外の選択をかけると、余計な選択効果が入るので、ここでは素直に z バンドのフラックスのみを選択基準とする。2 < z < 6 の銀河の議論は別の節に譲るとして、本章では z < 1.5 に限って議論したい。
冒頭で述べたように、銀河の物理情報は統計的手法でのみ抽出可能である。よって、大規模な銀河サンプルを構築することが必要不可欠になる。ここでは、6 万天体のサンプルを目標とする。 これは観測の終了したス
ローンデジタルスカイサーベイと比べると、一桁小さい数字ではあるが、現行の zCOSMOS といった探査の統計結果を踏まえると、この数字が最低ラインと考えられる。さらに、図 4.20 に示したように、現在の探査では探られていないパラメータ空間を TMT では調べることができる。
3 背景光に制限されている場合では、30m 鏡では 8m 鏡と比べて 2.5 log

10 (30/8) = 1.4 等深く届く。

第 4 章 銀河宇宙の激動 〜銀河構造の起源と進化〜

106

zバンドの絶対等級

現在の観測装置による探査
査
る探
よ
に
TMT

赤方偏移
図 4.20: zCOSMOS で観測された銀河の z バンドの絶対等級を、赤方偏移の関数として描いてある。影で示した部分が、TMT で初めて統計的に調べられる領域となる。
等級

銀河の個数

サンプル率

実際に観測する銀河の個数zAB < 23.5

∼ 930

75 %

∼ 690

23.5 < zAB < 24

∼ 440

75 %

∼ 330

表 4.1: WFOS 1 視野当たりの天体数と、実際に観測する天体数。

観測は銀河を zAB < 23.5 と 23.5 < zAB < 24 に分けて行う。それぞれの視野において、zAB < 23.5 の銀河は露出 20 分、23.5 < zAB < 24 の銀河は露出 60 分を目安とする。 3 つの連続したマスクにおいて、23.5 < zAB < 24 の銀河は共通とし、それより明るい銀河はマスク毎に異なる銀河を観測する。マスク交換に5 分程度かかるとすると、80 分で 3 マスクを観測し、zAB < 23.5 の銀河をおよそ 170 天体、23.5 < zAB < 24の銀河を 80 天体観測できる。各視野においてこれを 4 回行い、およそ 1,000 天体を観測し、それぞれの等級において 75 %のサンプリング率を達成する (表 4.1)。一視野当たり 5 時間程度である。以下に議論する銀河環境の研究を念頭に入れると、ある程度のサンプリング率を確保する必要があり、ここの 75 %はそこからの要請である。マスクには同時に、X 線天体、高輝度赤外天体などの希少天体を付加ターゲットとして観測する。 これにより、まれな種族の銀河の統計的研究も可能にする。
探査領域は深い多波長データのある、いわゆる深撮像領域とする。以下に触れる主焦点分光器による探査と視野をかぶらせ、明るい天体は主焦点分光器、暗い天体は WFOS といったようにして、探査効率をあげることが望ましい。上に述べたサンプリング率を確保しようとすると、その代償として探査領域を広くすることができなくなり、いわゆるコズミックバリアンスの影響を受けることになる。それは、探査領域を 4 分割することで、大規模構造による統計的な揺らぎを軽減できる。 また、年間を通じて観測し易くなるという効果もある。具体的な探査領域は、TMT の稼働する時期に使える深撮像領域の公開データを見て判断する必要があるが、すばる XMM-Newton 深宇宙探査領域や COSMOS が挙げられるだろう。4 つのそれぞれの探査領域において、20 × 20 arcmin2 の領域を 5 晩かけて 1 万天体の探査観測をする。計 20 晩かけて 4 万天体観測することになる。
銀河進化は時間のみの関数では無く、銀河を取り巻く環境にも大きな影響を受ける。 例えば、近傍宇宙では銀河団のような高密度環境には、赤い早期型銀河が多いのに対し、低密度フィールドでは青い晩期型銀河が支配的である。 ゆえに、遠方銀河の性質を環境の関数として調べるのは、銀河進化を定量化する上で必須である。上に述べた、ディープフィールドでは巨大銀河団は観測できないので、いくつか銀河団領域を別途観測する。銀河団のレンズ天体で z > 1 の銀河を詳細に探る、ということも同時にしたいが、重力レンズ天体の研究の詳細は別章にゆずる。0.5 < z < 1.5 に渡って 10 個程度の巨大銀河団 (> 1014 M¯ ) を 10 × 10 arcmin2 にわ4.3. 銀河の星形成史と質量集積

107

星形成率

星質量

活動銀河核

衝突・合体

金属量

図 4.21: 銀河の基本性質とその関係。 全ての性質は環境と時間の関数で、それぞれお互いが全て関係していると思ってよい (ただし、活動銀河核と金属量の強い関係は考えにくいため省いてある)。
たって探査する。上と同様の観測をすると、10 晩で 2 万天体観測でき、上と併せて計 30 晩で 6 万天体の銀河
サンプルを構築する。

期待される成果
上に述べた探査で、0 < z < 1.5 の以下に述べる銀河の基本量を統計的に定量化する。 図 4.21 に示したよ
うに、これらの量はお互いに密接に関係している。どれか一つの量を理解することにあまり意味は無く、全ての量を総合的に理解することが重要である。

• 星質量関数スペクトルから得られる最も重要な情報は、正確な赤方偏移である。これから測光データを組み合わせることで、静止系での明るさや星質量を正確に求めることができる。とりわけ、光度関数・星質量関数は、どのような明るさ・重さの星が宇宙にどれくらい存在していたかという量であり、銀河の形成・進化を調べる上で最も基本的な測定量である。

これは赤方偏移毎に正確に定量化する必要がある。星質量は銀河の性質を特徴づける最も重要なパラメータの一つで、以下に述べるものは全てこれと相関している。
また、静止系の明るさから、銀河の色を測ることができる。銀河の色は、以下に述べる星形成率とおおまかに相関しており、例えば、赤い銀河と青い銀河の割合が時間と共にどのように変化したかを調べる
ことで、銀河の星形成活動の減衰を星質量の関数として調べられる (Ilbert et al. 2009)。TMT では 8m
望遠鏡では容易に観測できない、近傍の超小質量銀河や遠方の典型的な大きさの銀河が観測できるので、今までは調べられなかった新しいパラメータ空間を開拓できる。

• 星形成率
分光観測から求められる Hα は星形成率の非常に良い指標である (Kennicutt 1998)。 Hα と Hβ のフラックス比からダスト量の補正もでき、非常に正確な星形成率が測定可能である。Hα 輝線は z > 0.5 では観測波長の外に出てしまうが、それらの銀河の一部に対しては、以下で説明するような近赤外分光による追観測をすることがよいであろう。 Hβ 輝線は z ∼ 1.3 まで観測可能なので、ある程度この輝線で代用することができる。また、[O ii] 輝線はダスト吸収や銀河の金属量に強く依存するが、z ∼ 2 までの星形成率のおおまかな見積りをすることは可能であろう。

第 4 章 銀河宇宙の激動 〜銀河構造の起源と進化〜

108

星形成活動は銀河成長の基本モードの一つなので、これを定量評価することは必要不可欠である。 以下に述べる銀河の金属量の進化にも密接に関係している。星形成活動は銀河の星質量と強い相関があるので、星形成率は星質量の関数として求める必要がある。遠方宇宙から近傍宇宙にかけて、活発な星形成活動が大質量銀河から小質量銀河へと移っていることからも (Cowie et al. 1996)、質量依存性を定量化する重要性は明らかであり、TMT で初めて統計的に観測できる遠方の典型的な質量の銀河はとりわけ興味深い。

• 銀河の衝突・合体の頻度
星形成活動と並ぶもう一つの銀河成長の基本モードは、銀河同士の合体である。 理論的な銀河形成モデ
ルからは、z < 1 では銀河同士の合体が、銀河の質量進化に大きな影響を及ぼしていると予測されるが(De Lucia et al. 2006)、空間的に近接した銀河の数を数えることで、銀河の衝突・合体の頻度を観測的に調べられる (Lin et al. 2010)。とりわけ、今までは容易に観測できなかったような小質量銀河が、衝突・合体に大きな役割を果たすと考えられるので、TMT でその頻度を定量化することは有意義である。 また、銀河同士の衝突・合体はブラックホールを活性化する可能性が指摘されている (Hopkins et al. 2006)。
そういった活性化に必要な大量のガスを小質量銀河は持っているので、そういった銀河の衝突・合体と活動銀河核の関係を調べることは、その枠組みを検証する一つの強力な手段であろう。

• ガス金属量銀河を特徴づけるもう一つの量は、金属量である。金属量はガス金属量と星金属量 (次に述べる) に分けられるが、酸素や窒素の輝線を用いることで、星形成領域のガス金属量を測定することができる (Tremonti

et al. 2004)。金属量も星質量と強い相関があるが、その進化が研究者間で異なり、まだ議論がなされている (Erb et al. 2006a; Hayashi et al. 2009)。広い星質量範囲を統計的に TMT でカバーすることで、決着を見ることができるかもしれない。金属は主に大質量星から放出されるもので、金属量進化は星形成の進化を反映するはずである。その 2 つの進化史が実際に整合するのかを調べることは興味深い。

• 星金属量星形成をしていない銀河からは、銀河を構成する小質量の星が持つ吸収線を観測することができる。銀河のスペクトルには様々な元素の吸収線が見られるが、とりわけ、鉄の量とα金属の量を比べることは興味深い。 これらの元素はそれぞれ異なる時間スケールで爆発する超新星から放出されており、元素量の比を取ることで、銀河の星形成の時間スケールを調べることができる (Thomas et al. 2005)。 TMT で初めて調べられる遠方の典型的な質量の銀河が、どのような時間スケールで星形成を行ったのかを調べることは、銀河形成に挑む有効な方法であろう。

• 基本的相関関係
吸収線の幅を正確に測定することで、銀河の速度分散を求めることができる。ここから、暗黒物質も含めた銀河の全質量を測定することが可能である。近傍で良く知られている基本平面 (Djorgovski & Davis

1987) 等の相関関係の進化を測定することができる。8m 望遠鏡では 5-10 時間の露出が必要になるが (Treuet al. 2005)、TMT では 1 時間以下でよく、初めて統計サンプルが作れる。高解像度の撮像観測で銀河の有効半径を測定する必要があるが、それは以下に述べるような近赤外フォローアップ観測や、ハッブル宇宙望遠鏡による公開撮像データなどを用いれば良い。
• 活動銀河核
活動銀河核 (AGN) に関しても有用な知見を得ることができる。AGN の検出にはいくつかの手法があるが、最も感度が良いものは、いくつかの強い輝線フラックスの比を用いる手法である (Baldwin et al.

1981)。 z > 0.5 ではこの手法に必要な Hα 輝線が近赤外に移ってしまうが、静止系の色等を用いることで、ある程度対応できる (Yan et al. 2010)。また、Hα を観測する近赤分光の追観測も有効であろう。そうして選ばれた活動銀河核の性質と母銀河の性質の相関を取ることで、活動銀河核が銀河進化に与えた

4.3. 銀河の星形成史と質量集積109

影響を調べることができるが、詳しい議論は別章に譲りたい。また、活動銀河核を検出することは、上に述べた星形成率や金属量を調べる時にも必要不可欠であることを付記しておきたい。
銀河の性質は時間・質量と共に、銀河を取り巻く環境の強い関数である。以上に述べたサイエンスは、環境の関数として定量化されなければならない。高密度環境は一般に銀河進化が進んでいるが、z < 1 でも小質量銀河には明らかな進化が見られる (Tanaka et al. 2005)。8m 望遠鏡ではそのような銀河の分光的性質を調べるのは困難であるが、TMT では可能である。 このような環境に依存したダウンサイジング進化は、その物理的な起源がまだ不明である。 それを明らかにするためにも、ここに述べた探査で得られる、統計的な銀河サンプ
ルを用いて、銀河の様々な性質を相互に関係した量として定量化することが、必要不可欠である。
以上の観測は、見かけで 1.5 arcsec 以上の大きな銀河に関しては空間方向の情報も調べることができるであろう。 例えば、銀河のバルジとディスクの性質の違いを調べることができる。しかし、より高空間分解能を必要とするような研究は、以下の近赤外フォローアップ観測である程度達成できる。

近赤外フォローアップ観測上で得られたサンプルから、とりわけ面白そうな天体に関しては、IRMS による AO を効かせた近赤外線
追観測をする。 この観測時間については上でまとめてはいないが、10 晩程度になると思ってよい。 他のプロジェクトと共同で同じ視野を観測し、効率を高めるのが望ましい。

• 近赤外撮像観測
可視光は補償光学が効きにくく、高分解能の観測が地上からは困難である。そこで、近赤外で観測することで、補償光学の効いた高分解能観測をする。

– 銀河の形態の進化– 銀河の衝突・合体の頻度分光から得られる赤方偏移と合わせてする研究が主である。近傍宇宙では銀河の形態はハッブル系列で特徴づけられるが、これが銀河が進化する過程で、どのようにしてできあがってきたのかは天文学の大きな謎の一つである。 おそらくは、銀河同士の衝突・合体が早期型銀河の形成に一定の寄与をしたと思われるが、その衝突・合体の頻度を銀河ペア、もしくは潮汐相互作用の痕跡と、分光的に求めた赤方偏移と合わせて求める。上で述べたように、これは銀河の質量集積・活動銀河核の観点からも重要である。

• 近赤外分光観測
撮像観測に加えて、IRMS による分光観測も行う。

– z > 0.5 での正確な星形成率の測定– z > 0.5 での活動銀河核の正確な同定– 星年齢・星金属量・ガス金属量の銀河内での分布
正確な星形成率の見積もりと活動銀河核の同定は、Hα 輝線に依っている。z > 0.5 では近赤外にこの輝線が移ってしまい、近赤外分光がこれを測定する方法となる。 さらに、高空間分解能で銀河を分解できるので、星形成率・金属量の動系方向の分布を調べるのは、銀河の形成に踏み込む上で有効である。 例
えば、銀河の星形成の時間スケールが、銀河の内側と外側でどのように違ったのかということは、銀河形成を探る上で貴重な情報である。
しかしながら、ここで述べた近赤外光による観測研究は、JWST に歩があると言わざるを得ない。それは近赤外は地上では夜光が厳しく、観測が困難であるからである。とりわけ近赤外分光は難しいであろう。
宇宙望遠鏡に対抗するには、上に述べた可視分光探査と連携させるなどして、特徴を出す必要がある。

第 4 章 銀河宇宙の激動 〜銀河構造の起源と進化〜

110

冒頭に述べたが、銀河とは統計的であり、かつ複雑な天体である。 それはその形成の過程と進化の過程で、星形成に代表される複雑なバリオン物理が支配的だからである。 銀河の一つの性質を理解することにあまり意味は無く、銀河の様々な性質を整合的に説明できる、一つの大きな描像を得ることが銀河研究の目標である。
ここで述べた探査で、8m 望遠鏡では調べられなかった、遠方の典型的な銀河を統計研究し、z < 1.5 という銀河の成熟期において、TMT が一つのまとまった結論を出せることが期待される。

日本の独自性
上に述べた、分光探査はすばる望遠鏡の超広視野主焦点カメラ (HSC) や主焦点分光器による将来探査計
画と非常に相補的である。 例えば、主焦点分光器ができあがれば、HSC の探査領域の一部を分光フォローアッ
プすることが期待される。 おそらくは、その分光フォローアップの一部でフラックスリミット探査をすると思われるが、上で述べた探査を同じ領域で行って、主焦点分光器では届かない暗い銀河のみを TMT でフォローアップするような形にすると、非常に効率がよい。また、日本の独自性を出せるよい方法であろう。

他のプロジェクトとの関係

TMT の動き出すより早く、 JWST が、計画通りに行くと動き始める。JWST の分光モードでは 0.6 から
1 µm は低分散プリズム (R = 100) でカバーされるだけなので、輝線・吸収線を分解してやるような観測研究
は、TMT の独壇場と言ってよい。すなわち、上で述べた可視分光探査による研究のほとんどは、宇宙望遠鏡との競合はなく、TMT 独自でユニークな成果が期待できる。

要求される装置とその仕様

種別

ELI
ELI

装置名

WFOS-MOBIE
IRMS

観測モード

必要とする装置、仕様
AO
波長範囲

多天体分光

無

撮像/多天体分光

有0.35 − 1µm
0.8 − 2.5µm

波長分解能

R = 1, 000 − 2, 000
R = 2, 000 − 5, 000

視野
0

空間分解能
0

9 .6 × 4 .2
20 .3 × 20 .3∼ 1 arcsec∼ 0.1 arcsec

4.4. 銀河の基本構造の獲得と進化

4.4

111

銀河の基本構造の獲得と進化

現在の宇宙で観測される銀河の形態のほとんどは、一般に『ハッブルの音叉図』で示される、楕円銀河から
S0 銀河を経て渦巻き/棒渦巻き銀河に至る系列上に載る。では、このような銀河の形態は、一体いつ頃どのように獲得されてきたのだろうか？HST/NICMOS による近赤外撮像より、これら形態は 80–100 億年前 (赤方偏移z = 1 − 2) で出現した可能性が指摘されている (Kajisawa & Yamada 2001) が、その詳細はよくわからない。
その一方でこの時代には、現在よりも分厚く星密度が高い円盤構造を持つ渦巻き銀河 (e.g. Förster Schreiber
et al. 2009) や、10 倍以上の星密度の非常に高密度な楕円銀河 (e.g. van Dokkum et al. 2008) などの「変な」銀河が多数発見されてきているが、このような銀河が一体何者で、その後どうなったのかも諸説入り乱れている状況である。
近傍宇宙では銀河の空間密度が高いほど楕円銀河の割合が上がる (Dressler 1980) ことも知られており、銀河の形態には環境効果が大きく関わっていることも間違いない。

TMT の高い空間分解能は、このような個々の銀河の構造の獲得と進化がどのようになされたのかを明らかにする上で、非常に強力な手段となる。

4.4.1

z = 1 − 3 星形成銀河のディスク形成概要
我々が住む銀河系をはじめとする渦巻銀河は一体どのようにして生まれ、進化してきたのだろうか? 最近の観測から、現在の宇宙で見られる渦巻から楕円銀河までの各種形態は 80–100 億年前、赤方偏移 z = 1 − 3 の時
代に現れてきたことがわかってきた。そこで TMT の AO を用いた回折限界の解像度で、この時代の銀河の近赤外線面分光観測を行う。これにより現在は不可能な、0.2 kpc という星形成の母体となる巨大分子雲サイズ
までも分解することが可能となり、銀河の力学構造、化学構造に迫ることにより、天の川銀河をはじめとする渦巻き銀河の起源に迫ることができるだろう。

Disk Formation in Star-Forming Galaxies
How the sprial galaxies, such as our Milky Way Galaxy, was formed and evolved ? From the recent
observations, the currently observed morphological types from spiral to elliptical galaxies seem to haveemerged from 8 to 10 billion years ago, which corresponds to the redshift of z = 1 − 3. The high spatial
resolution of the TMT with adaptive optics system enables us to resolve out the scale of 0.2 kpc, whichcorresponds to the size of giant molecular gas clouds, and provides us dynamical and chemial structure ofindividual galaxies.

背景と目的
我々が住む銀河系をはじめとする渦巻き銀河は、一体どのようにして生まれ、進化してきたのだろうか？

HST/NICMOS による近赤外撮像より、現在の宇宙で見られるような渦巻から楕円銀河にいたる形態の系列は80–100 億年前 (赤方偏移 z = 1 − 2) で出現した可能性が指摘されている (Kajisawa & Yamada 2001) が、その詳細はよくわかっていない。その一方で、近年の広視野赤外線探査により、z = 1 − 3 銀河が包括的に多数発見・同定することが可能となった (e.g. BzK : Daddi et al. 2004; DRG : Franx et al. 2003; BX/BM : Steidel

et al. 2004)。これらの銀河は z = 1 − 3 での『普通の』銀河であると考えられているが、近傍と違い「超/高光度赤外線銀河 (U/LIRG)」と呼ばれる 1011 L¯ をこえるような非常に大きな赤外線光度を持つ。これはすな
わち、これら銀河が 20 M¯ yr−1 以上の非常に活発な星形成活動 (スターバースト) を行っていること意味し、

z = 1 − 3 の時代が非常に活発に銀河で星が生成されている時代であることを示している。当初、これらの銀112

第 4 章 銀河宇宙の激動 〜銀河構造の起源と進化〜

図 4.22: (左)SDSS から取得した近傍の Sa 銀河 NGC2967 (MB = −19.5) の画像、及び (右) それを赤方偏移させて口径 20m の望遠鏡で波長 2µm 回折限界撮像したシミュレーション (Minowa & Kobayashi 2005)。積分
時間は 5 時間を仮定している。z ∼ 2 程度まであれば十分に面輝度感度は足りることがわかる。
河がどのような形態の銀河であるのかはわからなかったが、AO による高空間分解能観測から、渦巻銀河が多くを占め、しかも近傍に比べて星密度が高いことが明らかになってきた (Akiyama et al. 2008)。
さらに電波干渉計観測により、これら銀河は多量の分子水素ガスを持つと共にディスク回転をしているものが多い (Daddi et al. 2008, 2010; Tacconi et al. 2010) こともわかってきた。典型的なディスク回転である
ことから、その星形成が近傍の超高光度赤外線銀河 (ULIRG) のように銀河間の衝突によって起きているのではなく、銀河の渦巻きディスク全体で大規模な星形成を行っているという描像を示唆している。また、ガスの質量は全質量の半分近くにも及ぶものもあり、星の原材料は十分に揃っていることから、まさにディスクの星を作っている最中なのではないかと考えらている。しかしながら、このようなディスク全体に大量のガスが存在して、それが『燃え上がる』ような形成をしているスターバースト銀河は近傍では知られておらず (唯一、HIZOA J0836-43 (Cluver et al. 2010) が存在するが)、そもそもどのようなメカニズムでこのような大規模に広がった星形成が起こっているのかはよくわかっていない。
また、最近の 8m 級望遠鏡による近赤外線面分光探査観測から、z = 1 − 3 銀河の内部運動の様子も明らかになりつつある (e.g. Genzel et al. 2006, 2008; Förster Schreiber et al. 2006, 2009; Law et al. 2007, 2009;

Nesvadba et al. 2008)。これらの結果をみると、大部分の銀河はやはりディスク回転をしており、上記の『ディスク全体で星形成』を支持する結果である。その一方で、我々銀河系など近傍のディスク銀河のような『回転保持ディスク (rotation support disk)』と同数程度、分散速度が回転速度よりも大きい所謂『分散保持ディス
ク (dispersion supported disk)』が存在することも明らかになってきている。またそのディスクが近傍よりも厚い (スケールハイトが大きい)、という観測結果 (Yuma et al. 2010) もこの分散保持ディスクの存在を支持している。とはいえ、これがどのようなディスクなのかや、このような銀河が現在のどのような銀河に進化したのか、など分からないことは山積しているのが現状である。
このように、現在までのところ z = 1 − 3 は銀河の形態が発現つつある時代であり、銀河の物理状態も近傍
宇宙のそれとは大幅に異なっているらしいことはわかってきた。しかしながらその非常に遠い距離のため、詳細は未だ不明のままである。

方法と実現可能性
現在の観測施設・技術での最大の問題は、静止波長で可視域に相当する 2 µm 域での分解能が AO を用いたとしても 0.1-0.3 arcsec しかないことにある。これは、実距離で 1–3 kpc にしかならず、銀河の典型的なサイ
ズ (10–20 kpc) や巨大分子雲 (0.1kpc) と比較しても十分とは言えない。
そこで、TMT の高い感度と空間分解能を用いて、z ∼ 2 にある星形成銀河の面分光観測探査を行う。AO が期待通りの性能を発揮した場合に得られる分解能は 0.02 arcsec 以下であるので、銀河形態、特にディスク形成

4.4. 銀河の基本構造の獲得と進化

113の現場を 0.2 kpc スケールで詳細に観測することが可能となり、現在に比べて解像度が一気に 5–10 倍向上する。(図 4.22)
観測装置は IRIS を用い、NIFRAOS と組み合わせることにより様々な z = 1 − 3 銀河の回折限界の面分光観測を行う。サンプルは、現在発見されている多様な z = 1 − 3 の銀河種族 (BzK, BX/BM, 極赤銀河 (DRG),
サブミリ波銀河 (SMG) など) を、多様な赤外線光度/星質量/銀河環境などの物理パラメータをカバーするように選出する。空間分解した Hα, [N ii], [O iii], Hβ, [O ii] の各種可視輝線だけでなく、連続光スペクトルの形
状を高い解像度で空間分解して取得することができることから、これらを用いた• 銀河の回転曲線や速度分散などの詳細な力学構造• N2 指数 ([N ii]/Hα), O23 指数 (([O iii]+[O ii])/Hβ) などの金属領推定により、銀河の化学構造• 連続光スペクトル形状 (特に 4,000Å ブレイク/バルマーブレイク) からの星年齢の空間構造を探ることが可能となる。
さらに高空間分解能・高感度を狙うオプションとして 4.4.2 節で議論した、前景銀河による重力レンズを用いる。現在知られているこのような重力レンズ天体は少ないが、今後すばる/HSC による探査によって 1 万個
近くの z ∼ 2 の銀河が発見されると期待されている (図 4.23)。これにより多数の z = 1 − 3 銀河について、回折限界を一桁上回る 0.01 arcsec 以下、実距離で 0.1 kpc 以下の詳細な観測を行うことが可能となる。

期待される成果
現在の 8m 級望遠鏡による観測は、銀河を「ぼんやり」とボケた像でしかみることができていない。TMT+AOの組み合わせによる近赤外線面分光観測により、z = 1 − 3 銀河を近傍銀河と直接比較することが可能となり、銀河進化の基本となる力学構造、化学構造の進化を追うことができる。
また、重力レンズ銀河の観測と組み合わせはさらに一桁上、10 pc オーダーの解像度を実現する。これは、
z = 1 − 3 での大規模星形成領域を分解して観測することに相当し、これら銀河での詳細な星形成活動を明らかにできるだろう。
さらにこれら情報を高分解能の理論シミュレーション (4.4.3 節) と組み合わせることにより、z = 1 − 3 という銀河形成期のハイライトでのディスク銀河の星形成の物理的過程に直接迫ることができるだろう。

日本の独自性

本テーマは、現在世界でも注目されている話題の一つであり、熾烈な競争になると予想される。日本の独自性の鍵となるのは、すばる/HSC 探査で多数発見される重力レンズ銀河を用いた観測であり、これにより他国ではできない、「重力レンズによるフィールド銀河の超高解像度面分光探査」が可能となる。
また、得られたデータを解釈するための理論モデルと数値シミュレーションは日本が最も先行している分野
であり (4.4.3 節)、得られた結果をいち早くモデルにフィードバックして銀河進化の全体像に迫ることも大きな強みとなる。

他のプロジェクトとの関係
上述したように、すばる/超広視野主焦点カメラ (HSC) の重力レンズ銀河探査との親和性は非常に高い。また、その探査から得られた z = 1 − 3 重力レンズ銀河候補の効率的な同定には超広視野の可視/赤外分光器が必要になるが、これは赤外チャンネル (∼ 1.3 µm) を搭載したすばる/主焦点分光器 (PFS) が必須である。このす
ばる/HCS/PFS の組み合わせとの親和性、独創性は非常に高いと言えるだろう。
また、これら銀河の材料となる分子ガスの情報がこの z = 1 − 3 での銀河進化を明らかにする上でのもう一つの柱となり、電波干渉計による高分解能観測は必須である。そのため、ALMA との親和性も非常に高い。

第 4 章 銀河宇宙の激動 〜銀河構造の起源と進化〜

114要求される装置とその仕様

種別

ELI

観測モード

IRIS

SGI

4.4.2

装置名

MOAO/IFU

面分光
面分光必要とする装置、仕様
AO
波長範囲
波長分解能
有
0.9–2.4 µm R∼ 3, 000
有0.9–2.4 µm

R∼ 3, 000視野

100 arcsec

空間分解能
2

∼0.02 arcsec

2∼0.02 arcsec

100 arcmin

重力レンズで探る銀河構造形成

概要
重力レンズとは、重力場により光の経路が歪められる現象である。特にレンズ源の影響が強い状況においては、遠方天体が弓状に変形されまた複数に分裂して観測される。このような強い重力レンズ現象が起こった場
合、その遠方天体は大幅に増光され見かけの大きさも増大することから、通常では実現不可能な S/N 比の達成や高空間分解能の詳細研究が可能になる。この重力レンズ現象は非常に稀な現象であるが、近い将来のすばる望遠鏡を用いた大規模探査観測により多くの重力レンズ天体が発見され、これらは TMT による追観測の良い候補となると期待される。

Probing the structure and formation of galaxies with gravitational lensing
Gravitationa lensing is a deﬂection of light rays from distant sources by intervening gravitational ﬁeld
along the line-of-sight. When the gravitational ﬁeld is strong, the distance sources can be observed inhighly distorted shapes or as multiple images. Such strong gravitational lensing increases the total ﬂuxes
and apparent sizes of the sources, which enable high S/N , high spatial resolution observations that are
impossible without aid of lensing. Although strong lensing events are rare, future wide ﬁeld survey using
the Subaur telescope should be able to ﬁnd many strong lensing systems, which serve as excellent targets
for follow-up observations with the TMT.

背景と目的

TMT 時代にはこれまでにない精度での銀河の観測が可能になる。その集光力と空間解像度を生かすことで、これまでの 8m 級望遠鏡の観測限界をさらに推し広げより遠方の暗い銀河、あるいは銀河のより詳細な構造が解明されるであろう (4.4.1 節参照)。この観測限界をさらに超えた高精度観測を可能にするのが重力レンズ現象である。重力レンズ現象とは遠方天体からの光の経路が手前の重力場により歪められる現象であり、特に銀河の中心近くなどの強い重力場を通過する場合には歪みの影響が大きくなり、その結果背景天体が弓状に変形されたり複数に分裂して観測されるなどの現象が起きる (強い重力レンズ)。この現象により背景天体は典型的に 10 倍あるいはそれ以上拡大増光して観測されるため、通常では実現不可能な高精度観測を可能にする非常に貴重な手段となる。実際、現在でもスローンデジタルスカイサーベイ (SDSS) などで発見された重力レンズ
天体を Keck 望遠鏡などで観測することにより、遠方銀河に対してさまざまな重要な知見が得られてきている(Marshall et al. 2007; Stark et al. 2008a; Hainline et al. 2009)。TMT を使うことで、より遠方あるいは暗い
重力レンズ銀河に対して同様の詳細研究が出来ると期待される。

方法と実現可能性
観測方法としては、AO を用いた高空間分解能の撮像及び分光観測が主になるであろう。特に面分光によって銀河の速度構造まで含めた詳細構造を明らかにし、シミュレーションの結果と詳しく比較することで遠方銀河における星形成やフィードバックの描像を確立することを目指す。

4.4. 銀河の基本構造の獲得と進化

限界等級 (AB)

115

赤方偏移

図 4.23: 各赤方偏移における、1,000 平方度あたりの重力レンズ個数の期待値が 0.1, 1, 10, 102 , 103 となる限界等級を四角で示している。銀河の光度関数は Bouwens et al. (2007) 及び Ouchi et al. (2009b) の結果を使用
し、重力レンズによる増光率分布は N 体計算による重力レンズシミュレーションの結果を用いた (Takahashi

et al., 準備中)。点線は現在及び将来の広視野探査観測、スローンデジタルスカイ探査 (SDSS; 10000 平方度)、
カナダ-フランス-ハワイ望遠鏡レガシー探査 (CFHTLS; 170 平方度)、すばる望遠鏡超主焦点カメラ探査 (HSC;∼1,500 平方度) の限界等級を表している。すばる望遠鏡を用いた深く広い HSC 探査観測により、z ∼ 7 まで遠方のものを含めた多数の重力レンズ銀河が発見されるであろう。

116

第 4 章 銀河宇宙の激動 〜銀河構造の起源と進化〜

図 4.24: 重力レンズを受けた遠方銀河の画像のシミュレーション。もともとの等級が H ∼ 23 等の銀河の重力レンズ像を、ハッブル望遠鏡 (HST)、すばる望遠鏡 (Subaru、AO 有り)、TMT(AO 有り) でおよそ 1 時間積分で観測した場合を想定している。重力レンズを引き起こしている天体は除き、重力レンズを受けた天体のみが描かれている。TMT の場合の、重力レンズを受けない場合の元の銀河の撮像例もあわせて示している。TMTによる重力レンズ天体の観測によって、遠方銀河の詳細な内部構造がこれまでにない精度で明らかにできるであろうことがみてとれる。シミュレーション画像は glafic (Oguri 2010) を用いて作成。カラーグラビア図 3 も参照。
この観測提案で鍵となるのは、それぞれの研究目標に適した良い重力レンズ天体をいかに供給できるかである。この点に関して、重力レンズ天体のサンプルを将来のすばる望遠鏡超主焦点カメラ (Hyper Suprime-Cam;
以下 HSC と略記) を用いた広視野撮像探査観測から得ることを考えている。HSC 探査は 2012 年頃から約 5 年かけて行われる予定の可視撮像探査観測であり、1,000 平方度以上の広い領域を 25–26 等 (AB) の深さで撮像する計画である。この HSC 探査により約 10 個の z ∼ 7 の重力レンズ銀河、及び数千個の z ∼ 3 − 5 の重力レンズ銀河が見つかると期待される (図 4.23)。このサンプルは赤方偏移及び等級をこれまでにない広い範囲で覆うサンプルであり、TMT による系統的な追観測を行う上で理想的と言える。

期待される成果

TMT による重力レンズを受けた銀河の画像のシミュレーション結果を図 4.24 に示す。回折限界での観測の場合、口径が大きい望遠鏡ほどより高い空間分解能を達成するため、TMT による観測はこれまでの宇宙ある
いは地上望遠鏡をはるかに凌駕する高解像度画像を得ることが出来る。またその集光力によりこれまで以上の
高 S/N 比も達成できる。これを重力レンズ現象による増光を組み合わせることで、遠方銀河の非常に細かい4.4. 銀河の基本構造の獲得と進化

117

構造まで明らかにしていくことができるであろう。
この重力レンズ現象を応用してできる研究は多岐にわたる。例えば、輝線や吸収線を用いた銀河間ガスの物
理量の測定 (4.2.1, 4.2.2 節参照) や遠方銀河の形態や力学構造 (4.3.1, 4.4.1 節参照) の研究は TMT による観測が詳しく検討されている重要課題であるが、重力レンズ現象を利用することでさらに詳細な研究、あるいは等級や空間分解能の限界を超えた研究が可能となる。また QSO の研究についても同様に重力レンズが非常に有用となる。特に、QSO とその母銀河との関係がどのように確立したかは銀河形成を真に理解する上で極めて重要となるが (5.4 参照)、重力レンズ QSO 天体を観測することで QSO と母銀河の分離がより容易になり、また
遠方 QSO の母銀河の分光観測といった TMT をもってしても困難な観測をも可能にすると考えられる。

日本の独自性、他のプロジェクトとの関係
先に述べたように、TMT で観測する重力レンズ天体はすばる望遠鏡 HSC 探査から選ぶ予定である。この探査は日本が主導する大規模探査計画であり、従って探査画像内の重力レンズ探索と重力レンズサンプルの構築も日本のグループが中心となって行う。他にも暗黒エネルギー探査 (DES) や大型シノプティック探査望遠鏡(LSST) など競合する可視探査計画はあるが、これらは南天の探査観測でありその探査領域の大部分は TMT が設置されるマウナケアからは観測できない。一方すばる望遠鏡は同じマウナケアに設置されているため、HSC
探査領域は自動的に TMT で観測可能となる。それゆえ、サンプル供給の観点において日本の独自性を強く発揮できるものと考えている。

要求される装置とその仕様

4.4.3

種別

装置名

観測モード

必要とする装置、仕様
AO
波長範囲
波長分解能

視野

空間分解能

ELI

IRIS

撮像/面分光

有

N/A

回折限界

0.8–2.5 µm

R∼ 4, 000

数値シミュレーションと TMT で探る銀河の起源

概要
銀河形成には重力相互作用、ガス冷却、輻射輸送、さらに超新星爆発などのフィードバック効果などの様々な複雑な物理過程が問題になる。TMT の補償光学と面分光装置、さらには重力レンズによる拡大効果も用いれ
ば、銀河形成の激動期 (z ∼ 2-7) にある銀河の星形成の現場、ガスの速度構造を超高角度分解能 (最高数 10 pcの分解能) で調べることが可能になる。その観測結果とシミュレーション銀河を詳細に比較することにより、銀河形成の物理過程を調べることが可能になり、銀河のバルジ・ディスク成分の起源について迫ることができる。
特に、すばる望遠鏡の超広視野主焦点カメラ (HSC) による探査で得られる無バイアスな重力レンズ銀河カタロ
グを用いることにより、日本独自の銀河探査を展開できる。

Exploring the origin of galaxies with numerical simulations and TMT
Galaxy formation involves complex physical processes such as gravitational interaction, gas cooling, radiative transfer and supernovae feedback eﬀects. The TMT integral ﬁeld spectroscopy with adaptive optics,
further combined with a help of gravitational lensing magniﬁcation of galaxy image, will allow us to resolvein great detail galaxy formation processes, the in-situ activity of star formation and velocity structures ofinterstellar medium, down to scales of a few tens pc for galaxies in the tempestuous period of galaxy formation (z ∼ 2-7). Then, by comparing the observational evidence with simulation-based studies, we candevelop a detailed understanding of physical processes in galaxy formation as well as obtain important clues

118

第 4 章 銀河宇宙の激動 〜銀河構造の起源と進化〜

to the origin of galactic bulge and disk components. In particular, our Japanese community can exploit ourown galaxy studies by applying this method to an unbiased, homogeneous catalog of gravitationally lensed
galaxies constructed from the Subaru Hyper Suprime Cam survey.

背景と目的
冷たい暗黒物質に基づく構造形成モデル (CDM モデル) は 1 Mpc スケール以上の宇宙の構造形成過程を無矛盾に説明することに成功している (e.g. Blumenthal et al. 1984; Davis et al. 1985)。しかし、WMAP に代表される宇宙背景放射の観測 (Komatsu et al. 2010) は宇宙の構造形成の初期条件を与えているが、銀河形成の物理過程、様々なタイプの銀河の起源についての我々の理解はまだ十分ではない。これは銀河形成には、暗黒物質の重力による階層的集積効果、暗黒物質とバリオン間の角運動量輸送、ガスの冷却過程、星形成、輻射輸
送、超新星爆発あるいは中心ブラックホール活動からガスへの熱的・力学的フィードバック、などの物理過程が様々なスケールに渡り複雑に相互作用し、第一原理的に銀河形成を理解することが難しいためである (Rees& Ostriker 1977; White & Rees 1978; Blumenthal et al. 1984; Fall & Efstathiou 1980; Ikeuchi 1981; White
1984; White & Frenk 1991; Katz 1992) 。特に、z ∼ 2-3 の銀河形成の激動期における銀河におけるバルジ成分、ディスク成分の形成・確立過程を解明することは極めて重要である。
銀河形成を調べる有効な理論的手法が、数値シミュレーションを用いる方法である (e.g. Okamoto et al.

2005)。ただし、依然として数値シミュレーションには分解能、上述の物理過程の経験則的なモデル化などの不定性があるために、観測データと比較しながら、理論モデルを検証するという実証的方法を取ることが必要不可欠となっている。特に、TMT の補償光学による超高角度分解能および面分光観測は、赤方偏移 z ∼ 2-7 の銀河の星形成過程及び詳細なガスの速度場構造を明らかにすることができ、その観測結果と数値シミュレーショ
ンを詳細に比較することで、銀河形成・銀河の起源の理解が飛躍的に進展することは間違いない。ここでは、この方法について簡単に紹介する。

方法と実現可能性
銀河形成を調べる最も有効な数値シミュレーション法は、Smoothed Partcle Hydrodynamics (SPH) 法である (e.g. Okamoto et al. 2005)。図 4.25 は、宇宙論的 SPH シミュレーションで再現された z = 3 の銀河の結果の一例である。示されているのは、銀河領域に分布するガス粒子の速度場の視線方向成分 (紙面垂直方向) の平
均場及び分散場である (Okamoto 2011, 準備中)。ここでは、銀河中心から半径で 1 kpc 以内のガス粒子から定義される全角運動量の方向からディスク面を定義し、そのディスク面から見て、真横向き (エッジ–オン)、ある
いはその正面向き (フェイス–オン) からの速度構造が示されている。このシミュレーションでは、冷却し、集積したガス粒子による星形成、また超新星爆発からのガスへの熱的・力学的フィードバックの効果を考慮している。また、ここで示しているシミュレーション銀河は、z = 0 まで進化させると我々の天の川銀河になるような銀河 (∼ 1012 M¯ ) である。特に、超新星爆発からのフィードバックの強さとして、天の川銀河のようなバ
ルジ成分の星質量 (∼ 1010 M¯ )、ディスク成分 (a few 1010 M ¯, ディスクスケール半径 ∼ 3 kpc) を再現する
ようなフィードバックモデルを仮定してある。つまり、我々の天の川銀河のような円盤銀河の生まれたての姿をシミュレーションした結果である。
図 4.25 の上の左右図が示しているのは、ガス粒子の平均速度場であるが、ガス粒子が銀河中心から見て回転運動の成分を持っていることが分かる。回転するガス粒子は主に冷たい (温度の低い) ガス粒子であり、冷却し、銀河中心に降着する際に角運動量による回転運動が卓越するためであると考えられる。z ∼ 3 の形成初期であっても、100 km s−1 程度の回転運動成分を持つ得ることが分かる。ただし、face-on view の結果であっても、角運動量を定義に用いた 1 kpc 以上のスケールで、ガス粒子が回転運動の成分のようなものを持っていることが分かる。このようにフィードバックにより複雑な速度構造が現れる。
一方、図 4.25 の下の左右図は、同様の図であるが、今度は視線方向のガス粒子の速度分散を示したものである。シミュレーション銀河では、ガス粒子が回転速度成分と同程度の ∼ 100 km s−1 の速度分散が存在する

4.4. 銀河の基本構造の獲得と進化

119

mean velocity (edge−on view)mean velocity (face−on view)

velocity disp. (edge−on view)

velocity disp. (face−on view)

図 4.25: SPH シミュレーションによる z = 3 の銀河の速度場構造。上の二つパネルは、銀河の平均角運動量の方向から決定されたディスク面に対して、エッジ–オン (上左図)、フェイス–オン (上右図) から見た視線方向
上のガス粒子の平均速度場。同様に下のパネルは速度分散場。カラーグラビア図 4 も参照。

mean velocity (edge−on view)mean velocity (face−on view)

velocity disp. (edge−on view)

velocity disp. (face−on view)

図 4.26: 図 4.25 と同様の図、ただし超新星爆発フィードバックを入れない場合のシミュレーションの結果。ガス粒子の回転運動成分がないのが分かる。

120

第 4 章 銀河宇宙の激動 〜銀河構造の起源と進化〜

ことが分かる。この起源として、CDM 階層構造形成による小スケール揺らぎに起因する速度成分だけでなく、超新星爆発フィードバックから得られた等方的な速度成分が加わり、図に示されるような結果になっている。
比較として、図 4.26 は、図 4.25 と同じ初期密度揺らぎからスタートした銀河の領域であるが、超新星爆発
フィードバックを入れない場合のシミュレーションの結果を示している。ガス粒子の分布だけでなく、ガス粒子の速度構造が大きく異なり、フィードバックが銀河形成過程に重要な役割りを果たしていることがわかる。
例えば、フィードバック入りの結果で見られたような複雑な速度構造が見られず、回転運動するガス粒子のスケール長が小さいことが分かる。実際に近年の高精度シミュレーション研究では、フィードバックの効果がディ
スク成分の形成・性質に本質的な役割りを果たしているという結果も報告されている (e.g. Sales et al. 2010)。
観測的には、面分光観測を用い、各空間的な場所における銀河の分光スペクトルの [O iii, Hα, Hβ などの輝線の中心波長、及び輝線幅を測定することで、形成途中にある銀河内のガスの速度構造を調べることができる。例えば、Stark et al. (2008b) は、重力レンズ効果で拡大された z ∼ 3 の銀河を Gemini の補償光学と面分光で測定し、その速度構造を詳細に調べており、その結果は上述のフィードバック入りのシミュレーション銀河の速度構造と定性的に似た振る舞い (回転速度 ≈ 速度分散) を示していることは大変興味深い。また、それらの輝線強度は銀河の星形成率にも強く依存するので、各赤方偏移あるいは銀河進化の各段階にある銀河のガスの速度構造と星形成率の相関を調べることも面白いだろう。

期待される成果

CDM 階層構造形成シナリオにおける銀河の起源、バルジ・ディスク成分の起源を解明することは銀河天文学の最重要課題の一つである。宇宙の構造形成の種である原始密度ゆらぎは、インフレーション宇宙における量子ゆらぎが起源と考えられ、振幅の小さい (線形的な) スカラー場ゆらぎである。例えば、ベクトル量である銀河の角運動量を調べるには、銀河スケールの暗黒物質ハローと周りの大規模構造中の潮汐力場との「非線形」相互作用を通して、如何に暗黒物質ハローが角運動量 (スピン) を獲得するかを調べることが必要になり、宇宙論スケールにわたる階層的構造の重力相互作用を正しく考慮する必要がある (Heavens & Peacock 1988;

Eisenstein & Loeb 1995)。この角運動量が銀河のディスク成分の起源の一因であることは間違いないが、上述したように銀河ハロー内のガスの冷却、超新星フィードバックの影響も考慮すべき重要な物理過程である。
日本のグループは高精度数値シミュレーションの研究分野をリードしているが、上述の物理過程を考慮したシミュレーションの結果と TMT 観測で得られる詳細な星形成率、速度構造の観測結果を比較することで、銀河形成の物理過程を調べることが可能になる。また、このような方法を無バイアスな銀河カタログ、特に z ∼ 2-7の銀河を含む重力レンズ銀河カタログに適用することで、統計的研究が可能になり、より普遍的な銀河の形成過程の理解及び銀河の起源を時系列的に解明することができる。

日本の独自性

現在開発中のすばる望遠鏡/超広視野主焦点カメラ HSC を用い、2012 年から 5 年間の予定で、約 1,500 平
方度の領域に渡り多色大規模撮像探査 (HSC-wide survey：grizy) を行う予定である。この探査により、すばる望遠鏡の集光力、広視野の性能を存分に活かし、多数の重力レンズ天体を見つけることができる (4.4.2 節参照)。具体的には、赤方偏移で z ∼ 2-7 に渡り、1,000 個以上の銀河-銀河重力レンズ4 のカタログを構築することができる。TMT の補償光学による高角度分解能に加えて、重力レンズの銀河像の「拡大」効果により、最高数 10 pc もの分解能で銀河形成の現場を探ることが可能になる。また、重力レンズ効果の増光効果により、暗い、より普遍的な銀河の形成現場を調べることができることも特筆すべき点である。このように、HSC 探査で得られる日本独自の重力レンズカタログを TMT でフォローアップ面分光観測することにより、ビックバン
宇宙誕生後 7 億年から 30 億年 (z ∼ 2-7) に渡る、銀河形成の現場を詳細に調べることが可能になる。また HSC
探査のカタログを用いることにより、熾烈な競争にある TMT 観測時間の獲得に極めて有利になると考える。
4 背景、レンズ天体共に銀河である系

4.4. 銀河の基本構造の獲得と進化

121

他のプロジェクトとの関係
本研究計画は HSC 探査との強力な相乗効果が期待できる。

4.4.4

銀河進化における銀河間相互作用の役割

概要
宇宙、そして銀河の進化の歴史を理解する上で重要な一つの観測事実は、赤方偏移 0 から 1 にかけての急激な星形成率密度の増加である。可視光や赤外サブミリ波など、観測波長によらずこの現象ははっきり観測されているが、この急激な変化の原因はまだはっきりしていない。近傍宇宙の超/高光度赤外線銀河 (ULIRG/LIRG)とのアナロジーで考えれば、一つの可能性は、遠方宇宙におけるより頻繁で強力な銀河間相互作用の影響であり、近年様々な形で銀河合体頻度 (galaxy merger fraction) の測定が行われているが、はっきりした結論は今のところ出ていない。TMT で達成されるより高い空間分解能と感度はこの問題の解決に極めて有効であり、さらに ALMA でも同じターゲットを観測することで、今まで近傍宇宙だけで可能だった ULIRG/LIRG の詳細な研究を、z∼1 へ、そしてさらにその先まで押し進めて行くことができると期待される。

Role of galaxy interaction in the process of galaxy evolution
To understand the history of the Universe and that of galaxy evolution, one important observational fact
to consider is the rapid increase of the universal star-formation rate density from a redshift of 0 to 1. This
trend has observationally been conﬁrmed at a variety of wavelengths (e.g., in the infrared, submillimeter),but the cause of this rapid change in galaxy property has not yet been identiﬁed. In analogy to the ultraluminous/luminous infrared galaxies (ULIRGs/LIRGs) in the local Universe, we may suspect that the main
culprit is an enhanced level of galaxy interaction in the distant Universe, and in fact many recent studies
have tried to determine galaxy merger fractions up to z ∼ 1. Unfortunately, however, no consensus has so
far emerged. The extremely high spatial resolution and sensitivity achievable with TMT will help us solve
this puzzle, and by using ALMA in coordination, we can expect to study infrared-luminous galaxies at z ∼ 1(and beyond) with the kind of details that are obtainable only with the local LIRGs/ULIRGs up to now.

背景と目的

1990 年代後半、可視光での銀河探査によって、宇宙全体の星形成率密度 (Star Formation Rate Density) が、
赤方偏移 z が 0 から 1 にかけて大きく増加していることが観測され (Lilly et al. 1996; Madau et al. 1998;
Steidel et al. 1999)、その後赤外やサブミリ波の観測によっても、同様に急激な星形成率密度の上昇が確認されている (e.g., Le Floc’h et al. 2005, 図 4.27 参照)。この z = 0 から 1 までの時間が宇宙の年齢のおよそ半分に当たることを考えると、これは、宇宙の歴史の前半において銀河がより活発に星を形成していたこと、そして後半になってこの星形成の活動が急速に弱まったことを示している。この原因は一体何であろうか。
一つの可能性として考えられているのは、遠方宇宙におけるより頻繁で強力な銀河間相互作用の影響である。近傍宇宙においては、強烈な赤外線を放つ ULIRG/LIRG の形成が銀河間の衝突によることが観測されており (e.g., Sanders et al. 1988)、z = 0 から 1 の間でも、ULIRG/LIRG による星形成率密度の上昇が特に著しい (図 4.27)。理論的にも、現在標準的に受け入れられている階層的構造形成理論 (e.g., ΛCDM) によれば、銀河同士の衝突合体が銀河が進化していく上での一つの重要な過程であると考えられている。これらを合わせて考えると、z ∼1 の銀河がその進化過程においてより多くの銀河間相互作用の影響を受け (銀河間の衝突、衛星
銀河の主銀河への合体など)、それが原因となって銀河内に強烈な星形成が引き起こされていると考えるのは、
一つの自然な推論であろう。

第 4 章 銀河宇宙の激動 〜銀河構造の起源と進化〜

星形成率

赤外エネルギー密度

122

赤方偏移

図 4.27: 宇宙の共同空間体積内での赤外エネルギー密度 (左縦軸) の赤方偏移 (横軸)0 から 1 までの変化 (緑の領域) とそのベストフィット (実線；∝ (1 + z)3.9 )。この赤外エネルギー密度の構成要素は、低光度銀河(i.e., LIR < 1011 L¯ ; 青の領域)、高光度赤外線銀河 (i.e., LIR > 1011 L¯ ; オレンジの領域)、ULIRGs (i.e.,
LIR > 1012 L¯ ; 赤の領域) に分けることができる。右縦軸に、この赤外エネルギー密度を星形成率密度に換算した値を示す。破線は、紫外線光度から計算された星形成率 (ダストの補正無し)、点線は、この紫外線光度からの星形成率と、赤外線光度からの星形成率 (実線) の合計。ダイアモンドは、他の論文から集めた星形成率の値を表す (Le Floc’h et al. (2005) より引用)。
宇宙の銀河の進化における銀河間相互作用の重要性を解明すべく、ここ数年様々な形で、定量的に銀河合体頻度を測定する試みがなされている。しかし現在のところ、まだ最終的な結論は出ていない。近年発表された
結果を見ても、その値は 0 < z < 1 で 15 %から 50 %と大きな開きがあり、サンプル構成の違い (例えば可視光

vs. 赤外) や、衝突合体銀河の定義／検出方法の違い、さらに銀河合体の歴史が銀河の星質量に依存する可能性も考え合わせると、公正な評価は現在のところまだ難しいと言わなければならない。最近の結果としては、
Bridge et al. (2010) が、CFHTLS 深撮像探査の可視光のデータを使い、z ∼ 1 で銀河合体頻度が ∼ 19 %という値を出しており、これだけ見れば、銀河相互作用の影響は比較的限られたもののようにも見える (図 4.28)。
しかしこれと対照的に、Kartaltepe et al. (2010) による COSMOS 領域での Spitzer 70 µm サンプルの研究によると、z < 1 での銀河合体頻度は、ULIRG で 50–80 %、LIRG で 25–40 %であり、活発な星形成銀河に関しては、銀河相互作用がより重要な役割を果たしていることを示唆している。ここで注意したいのは、これらの銀河合体頻度が大規模な衝突 (メジャーマージャ) に関するものであり、小規模な衝突 (マイナーマージャ)を含めれば、これらの値はさらに大きくなり得るということである。言い方を換えれば、銀河相互作用の役割を正しく評価する為には、マイナーマージャの影響も考慮されなければならない。実際、メジャー/マイナー
マージャの頻度や役割は、現在理論的にも大きく注目されているトピックの一つであり (e.g., Hopkins et al.

2010a)、もし観測的評価を与えることができれば、銀河合体頻度の予測値にまだ大きなばらつきのある現在の宇宙・銀河進化理論に対して (e.g., Hopkins et al. 2010b)、重要な制約を付け加えることができる。

TMT に期待されるのは、特にマイナーマージャの影響の評価である。メジャーマージャに関しては、これから HST/WFC3 などでより理解が進むと予想されるが、マイナーマージャの同定はより難しく、TMT で達成されるより高い空間分解能と感度が、この研究を進めて行く上で有効である。

4.4. 銀河の基本構造の獲得と進化

123

図 4.28: CFHTLS 深撮像探査に見られる、相互作用の影響下にある様々なタイプの銀河の例。それぞれの画像のペアのうち、左が i0 -band の画像、右が g 0 , r0 , i0 データから作られた合成画像。左画像の縦軸と横軸は arcsec(Bridge et al. (2010) より引用)。

第 4 章 銀河宇宙の激動 〜銀河構造の起源と進化〜

124
方法と実現可能性

観測方法としては、近赤外における AO を効かせた撮像がまず考えられる。近赤外で観測する利点は、AO で高い空間分解能が得られるということだけではなく、可視光 (すなわち高赤方偏移での静止系紫外) に比べ、星形成領域の分布やダストによる吸収によって見かけ上の形態が影響されにくいということが挙げられる。TMTの近赤外 AO 観測では、0.007 arcsec (1 µm) – 0.014 arcsec (2 µm) といった空間分解能が達成されるが、これは z = 1 において、60 pc から 110 pc に相当し、今まで近傍の LIRG/ULIRG が観測されて来たスケールに近い。これだけの分解能があれば、マイナーマージャの影響をかなり詳しく調べることができると予想される(ちなみに図 4.28 のシーイング限界の CFHT 画像の空間分解能は、0.7 – 0.8 arcsec である)。さらに IFU 面分
光が可能であれば、星やガスの力学構造を調べることができ、より効果的である。
近年、Spitzer や Herschel を使って大規模な赤外サブミリ波での探査が行われており、分光赤方偏移や測光赤方偏移もかなり集まって来ている (例えば COSMOS など)。これらの探査からターゲットを選ぶことで、赤外線光度 (すなわち星形成率) と銀河相互作用の相関関係を探ることができる。ターゲットとして特に興味深いのは、大きな赤外線光度を持ちながら、HST の空間分解能で顕著な銀河相互作用の痕跡をもたない銀河である。

期待される成果第一に期待される成果は、z = 0 から 1 への間の急激な銀河の進化に対する、銀河相互作用の役割の評価、
とくにマイナーマージャの役割の評価である。銀河内で星形成を促進するに当たって、銀河間の相互作用は一つの重要なチャンネルであるが、唯一のものではない。前節でも触れたように、理論的には、冷たいガスをそのまま銀河内に流入させることのできるようなモデルも考えられている。銀河の星形成活動が、z = 1 から 0にかけて劇的に減少するのは、このようなガスの流れが枯渇するからなのか、それとも銀河相互作用の役割が弱まる為なのか。TMT にとっては、z = 1 というのは極めて観測しやすい近傍の宇宙となる為、ここで提示された問題の解決は、十分可能であると期待される。

日本の独自性、他のプロジェクトとの関係
上記の TMT 近赤外 AO の空間分解能は、ALMA が達成することのできる空間分解能とよく一致している。
日本が ALMA の主要参加国の一つであることを考えると、ALMA との連携は特に重要である。TMT の近赤外撮像で得られるのは、基本的に星の空間分布であるが、相互作用銀河 (interacting galaxy) においては、ガスと星が極めて異なる空間分布をよく示すことが知られている。その意味で、このサイエンスプロジェクトにおいては、TMT 観測と ALMA 観測とが極めて相補的である。別の言い方をすれば、このプロジェクトは、TMT とALMA の優れた空間分解能と感度を同時に利用することで、今まで近傍宇宙だけで可能だった LIRG/ULIRGの詳細な研究を、z ∼1 へ、そしてさらに先まで押し進めるものだと言うことができる。

要求される装置とその仕様

種別

装置名

観測モード

ELI

IRMS

撮像

AO
有

ELI

IRIS

IFU

有

必要とする装置、仕様
波長範囲 波長分解能

視野

空間分解能
2

1–2.5 µm—

2 × 2 arcmin

1–2.5 µm

R∼ 3, 000

3 × 3 arcsec2∼0.01 arcsec∼0.01 arcsec

125

関連図書
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4.4. 銀河の基本構造の獲得と進化

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Tappe, A., & Black, J. H. 2004, A&A, 423, 943
Thomas, D., Maraston, C., Bender, R., & Mendes de Oliveira, C. 2005, ApJ, 621, 673
Tremonti, C. A., et al. 2004, ApJ, 613, 898
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133

第5章

巨大ブラックホールの起源 〜活動銀河核と巨大ブラックホール〜

5.1

この分野の概要

5.1.1

班員構成、担当

氏名

所属

主な担当章節青木 賢太郎国立天文台 ハワイ観測所

5.3, 5.3.4
5.4, 5.4.1, 5.4.4, 5.4.6
5.3.1, 5.3.3
5.3.6

秋山 正幸

東北大学 天文学教室

今西 昌俊

国立天文台 ハワイ観測所、総合研究大学院大学

尾崎 忍夫

国立天文台 先端技術センター

川勝 望

筑波大学 数理物質科学研究科

川口 俊宏

筑波大学 計算科学研究センター

菅井 肇

京都大学 宇宙物理学教室

谷川 衝

筑波大学 計算科学研究センター

寺島 雄一

愛媛大学 理工学研究科

長尾 透

愛媛大学 理工学研究科

三澤 透

信州大学 全学教育機構

5.1, 5.4.5
5.3.4

峰崎 岳夫

東京大学 天文学教育研究センター

5.2, 5.2.1, 5.2.2, 5.4.2

5.1.2

5.3.2, 5.3.5
5.2.2, 5.4.2, 5.4.4, 5.4.6
5.3, 5.3.1
5.2.2, 5.4.2
5.4.1, 5.4.3

当該分野における TMT サイエンスの方向性

活動銀河核とは銀河中心部の極めて狭い領域から銀河全体を凌駕する莫大なエネルギーを放射する天体であり、その存在は半世紀以上前から認識されている。これまでの観測および理論的研究により、銀河中心に存在する巨大ブラックホールに物質が落下することによって解放される重力エネルギーが活動銀河核の莫大なエネ
ルギーの源となっていることが理解されている。しかし、巨大ブラックホール周辺部の構造は空間的に極めてコンパクトであるため、構造を観測的に分離して研究することが難しく、それゆえ様々な構成要素からなると考えられている活動銀河核中心部の構造や活動性の要因となる物理機構の理解は進んでいない。また、太陽質
量の数億倍の質量にも達する巨大なブラックホールが宇宙のいつ頃に誕生し、どのように質量成長を遂げてき
たかもほとんど分かっていない。
さらに近年になり、宇宙の基本構成要素である銀河の進化に活動銀河核現象が深く関わっていること、すな
わち銀河と巨大ブラックホールが互いに関わり合いながら進化を遂げてきたこと（銀河と巨大ブラックホールの共進化）が様々な観測事実により示唆されてきている。しかし、この共進化がどのような物理により生じているのかは全くの謎である。活動銀河核の詳細な構造や物理を徹底的に解明すること、および巨大ブラックホールの形成と進化を理解することは、活動銀河核現象という未解明の天体現象を明らかにすると同時に宇宙進化の全体像を理解するためにどうしても取り組まねばならない課題である。
このような状況の中、TMT に期待される役割は極めて大きい。すばる望遠鏡などの 8m 級望遠鏡に比べ集光力で 10 倍以上、空間分解能で 3 倍以上1 の性能を持つ TMT により、これまで研究が不可能だった巨大ブラッ
1 主鏡サイズの違いから期待される空間分解能の改善は 3.5 倍程度であるが、補償光学技術の進展などにより実効的にはそれ以上の改善が期待される。

第 5 章 巨大ブラックホールの起源 〜活動銀河核と巨大ブラックホール〜

134

クホール周辺部の詳細な構造が明らかにできると期待される。また、遠方宇宙にあるために暗すぎて詳細研究が不可能だった活動銀河核の正体をも暴くことが可能になる。広視野を活かして興味深い観測対象を発見することが得意なすばる望遠鏡と、詳細研究で絶大な威力を発揮する TMT の組み合わせは、これまで謎に包まれていた活動銀河核と巨大ブラックホールに関する理解を飛躍的に向上させるだろう。

5.1.3

主要研究題目• 巨大ブラックホールに迫る：近傍宇宙における徹底解明
巨大ブラックホール研究の基本となる質量測定に関して、TMT を用いた高空間分解観測によりこれまでの研究で避けられなかった不定性を打破する。また、巨大ブラックホール成長の種となる天体の正体解明に挑む。

• 中心 100 pc の謎に迫る：TMT で暴く銀河中心の未解明領域
これまでの研究では空間分解能が足りず未解明だった巨大ブラックホール近傍 100 pc 領域の構造を、高い空間分解能を有する TMT により解明する。

• 巨大ブラックホールの宇宙論的進化および銀河との共進化
宇宙の歴史の中での巨大ブラックホールの質量成長、およびその母銀河進化との関わりについて明らかにする。そのために、TMT の大集光力を活かして、遠方宇宙から近傍宇宙にかけて活動銀河核の系統的観測を推進する。

5.1.4

キャッチ・フレーズ「巨大ブラックホールの起源に迫る」を TMT による活動銀河核研究のキャッチ・フレーズとし、上記 3 つのゴールを達成することによりこのキャッチ・フレーズを具現化したい。

5.1.5

要求される装置のまとめ

巨大ブラックホール質量の精密測定や中心核領域での構造の解明のためには、口径の大きさと補償光学を活かした高い空間分解能を有する装置が最重要である。そしてこの装置には面分光モードが備わっていることが必須である。このような性能を近赤外線で実現する装置は IRIS として開発検討が進められているが、可視光でも面分光観測が可能になれば強力であると期待される (可視域で補償光学が実現すれば更に強力である)。また以下で詳述するように、次世代大口径望遠鏡の中で TMT が特に優位であると考えられる中間赤外線 (波長8 − 20 µm) において高空間分解能での観測を補償光学により実現できる装置が、巨大ブラックホール周辺部での星形成活動や塵分布を捉えるために極めて有用である。これらに加え、特に遠方宇宙において多数の暗い天
体のスペクトルを効率よく取得するために、多天体分光機能を有する装置も必要である。TMT の優れた集光力を活かした高分散分光器も、中間質量ブラックホールの探査やアウトフローガスの実態解明に威力を発揮すると期待される。

5.2

巨大ブラックホールに迫る：近傍宇宙における徹底解明

まとめ近年の観測技術の進展により、多数の近傍銀河の中心に巨大ブラックホールの存在が確認され、さらに巨大
ブラックホールの質量と母銀河のバルジ成分の質量 (MBH –Mbulge 関係)、あるいは星の速度分散 (MBH –σ∗ 関係) に相関があることが見いだされてきた (Magorrian et al. 1998; Ferrarese & Merritt 2000; Gebhardt et al.

5.2. 巨大ブラックホールに迫る：近傍宇宙における徹底解明1352000)。このことは銀河の進化と巨大ブラックホールの成長が密接に関係していること（共進化）を強く示唆している。現在の銀河中心の巨大ブラックホールは、主として活動銀河核活動を伴う質量降着によってその質量を成長させてきたと考えられており (Soltan 1982; Yu & Tremaine 2002; Elvis et al. 2002)、したがって活動
銀河核現象の解明は銀河進化の観点からも重要な課題として認識されている。
また活動銀河核探査の進展は、活動銀河核が銀河系近傍から非常に遠方の宇宙にまで広く存在しており、その特異な性質にも関わらず宇宙に普遍的な天体現象であることを明らかにした。さらに宇宙誕生まもない赤方偏移 z ∼ 6 の初期宇宙にも明るい活動銀河核が発見されている (Fan et al. 2001, 2004)。ところが初期宇宙に存在する明るい活動銀河核の中心に存在する巨大ブラックホールを、宇宙誕生から短時間のうちに質量降着によって成長させるのは難しいということがわかってきた。活動銀河核活動の最初の種となるブラックホールがその鍵を握っていると考えられるが、いくつかのモデルが提案されているもののその正体はいまだ明らかになっていない (Kawaguchi 2003; Kawaguchi et al. 2004; Volonteri 2010)。
本章では、全ての活動銀河核研究の基礎となる巨大ブラックホール質量測定について、TMT により精密なキャリブレーションを行う研究について紹介する。また巨大ブラックホール成長の種となる天体を調べるため、
銀河系・近傍銀河中の中間質量ブラックホールについての研究も紹介する。

5.2.1

巨大ブラックホールの系統的質量測定

概要

TMT の持つ高い空間分解能と感度は近傍銀河の中心部に存在する巨大ブラックホールについての系統的な研究を可能にする。力学的手法による質量測定が可能な巨大質量ブラックホールの数は飛躍的に増大し、これまでより 10 倍以上も小さい質量の巨大質量ブラックホールもこの力学的手法によって質量測定可能となる。また遠方活動銀河核のブラックホール質量測定に応用される、広輝線の反響マッピングに基づく方法のキャリブ
レーションを高い精度で行うことも可能になる。これらの TMT による観測的研究によって銀河と銀河核の共進化の理解が大きく進むと期待できる。

Systematic mass measurements of supermassive black holes
The high spatial resolving power and sensitivity of TMT will enable an extensive study of supermassive
black holes (SMBHs) in the central regions of nearby galaxies to challenge the co-evolution of Active Galactic
Nuclei (AGNs) and galaxies. TMT observations will dramatically increase the number of SMBHs whosemass can be dynamically measured, and extend the lower mass limit of the dynamical measurements bymore than 10 times. They will also calibrate the mass measurements of central SMBHs for AGNs based on
the reverberation mapping of the broad emission lines, which is applied to that of AGNs at high redshift to
study the evolution of SMBHs in the early Universe.

背景と目的
近傍銀河の中心ブラックホールの質量は、十分に高い角度分解能にて銀河中心部の星あるいはガスの速度場を測定し、その運動を解析することによって力学的に求められている。周囲の星・ガスの速度場に対してブラッ
クホールの影響が大きくなる範囲 sphere of inﬂuence rh はブラックホール質量 MBH と銀河中心付近の星の速度分散 σ∗ から以下のような目安を与えることができる。

rh =

GMBH
(MBH /108 M¯ )
pc
≈
10
σ∗2
(σ∗ /200 km s−1 )2

(5.1)

136

第 5 章 巨大ブラックホールの起源 〜活動銀河核と巨大ブラックホール〜

これまでハッブル宇宙望遠鏡や補償光学を駆使した地上 10m 級望遠鏡によって研究が行われてきたが、こういった現在最先端の観測装置によっても角度分解能の制限のため、中心巨大ブラックホールの存在を確認できた銀河は必ずしも精度が良くないものを含めてもおよそ 50 個程度にとどまっている。

TMT が達成するより高い角度分解能による観測はこの限界をのり越え、近傍銀河における巨大ブラックホールの系統的探査について大きく進展させることが期待できる。TMT は 30 m の巨大な主鏡口径と高度な補償光学を駆使することにより、近赤外線波長域においてこれまでの観測装置に対しておよそ 3 倍の角度分解能の向上が見込まれる。これにより遠方の銀河についてブラックホール質量が測定できるようになり、サンプル数はおよそ 30 倍に向上することが期待できる。また角度分解能の向上はより小質量の中心ブラックホールの観測が可能になると期待される。ブラックホール質量と銀河中の星の速度分散に知られている相関 MBH ∝ σ∗β を用い(β−2)/βて sphere of inﬂuence 内の速度場を観測するために必要な角度分解能 θh は θh = rh /D ∝ MBH

D−1 のように見積もられる (D は銀河までの距離)。これまでの研究からおよそ β ∼ 4 の値が確認されており (Gültekin
et al. 2009; Woo et al. 2010)、すなわち TMT によって同じ距離においておよそ 1/10 倍の小さい質量のブラッ
クホールを観測することができると期待される。もちろん TMT の巨大な集光力は観測感度や探査速度の向上に威力を発揮するであろう。さらに将来、可視波長域まで補償光学が適用されるようになれば、角度分解能・感度ともに一層の向上が期待できる。
そこで TMT を用いて近傍銀河中心の巨大ブラックホールの大規模かつ系統的な探査をおし進め、すべての質量・形態の銀河の中心に巨大ブラックホールが存在するのか、ブラックホール質量と銀河の性質との相関関係の傾き、分散、母銀河の性質の依存性などを徹底的に調査する。合体成長による銀河進化の影響が小さいとされる矮小銀河には種ブラックホールの痕跡が残っているかもしれず (Volonteri & Natarajan 2009; Volonteri2010)、より小質量の巨大ブラックホールにまでその探査を進めることが重要である。このような研究により種ブラックホールの形成とその後の巨大ブラックホールの成長、そして活動銀河核と銀河の共進化の仕組みに迫ることが可能になるだろう。
ところで、宇宙論的時間スケールにわたって銀河中心巨大ブラックホールの進化を調べるために必須である
活動銀河核のブラックホール質量の測定方法は、近傍宇宙における研究が基礎になっていることを忘れてはならない。通常、活動銀河核のブラックホール質量は反響マッピングによって確立した相関関係を用いて活動銀河核光度から輝線放射領域の半径を求め、広輝線の線幅 ∆vBL とその放射領域 (BLR: Broad-Line Region) の2
半径 RBLR からビリアル関係 MBH ∝ RBLR ∆vBLによって求められている。このビリアル関係の比例係数は実は、活動銀河核ではない通常の近傍銀河の MBH –σ∗ 相関が活動銀河核のそれと同一であると仮定して統計的に求められている (Onken et al. 2004; Collin et al. 2006)。しかしながら比較データの数が必ずしも十分ではないため、ビリアル関係を用いたブラックホール質量測定にはファクター 3 程度の誤差が存在すると見積もられている (Vestergaard & Peterson 2006)。そのうえその仮定は必ずしも自明ではない。さらには反響マッピン
グによって BLR 半径が求められビリアル関係からブラックホール質量が得られた活動銀河核のうち、銀河中
心部速度場によって力学的にブラックホール質量を測定されたものはわずか 2 例しかなく (NGC 3227 およびNGC 4151)、しかも互いの手法による差は大きい (Peterson 2010)。
そこでこれまで反響マッピング観測によってブラックホール質量が得られている活動銀河核について TMTによってその母銀河の銀河中心部の速度場の観測を行い、広輝線のビリアル関係に基づく活動銀河核のブラッ
クホール質量測定法の検証と精度の向上をはかる。全ての活動銀河核について精度の良い速度分散 σ∗ が測定できると期待され、活動銀河核と通常の銀河の MBH –σ∗ 相関を比較検討する。また一部の近傍の活動銀河核については銀河中心部速度場によって力学的質量を測定し、広輝線のビリアル関係に基づくブラックホール質量と直接の比較を行う。

方法と実現可能性
近傍銀河中心部の面分光探査を行い、星 (あるいはガス) の速度場の測定からブラックホール質量を求める
とともに、母銀河バルジ成分の星の速度分散を求める。銀河の速度場の測定には近赤外線波長域では Mg i、
CO (波長 λ = 1.5 − 1.6 µm)、可視波長域では Ca ii triplet (波長 λ ∼ 0.85 µm) の恒星大気吸収線を用い

5.2. 巨大ブラックホールに迫る：近傍宇宙における徹底解明

137

1e+11
Stellar/Gas dynamics
Stellar/Gas dyn. upper limit
1e+10

reverberation-mapped AGN

blackhole mass (Msun)

1e+09

1e+08

1e+07

0.5 arcsec

1e+06
0.06 arcsec
0.02 arcsec

1000000.005 arcsec
10000
1

10

100

1000

distance (Mpc)

図 5.1: これまでに観測されている近傍銀河の中心ブラックホール質量と銀河までの距離、およびある角度分解能においてブラックホール質量を銀河中心の速度場から力学的に求めることが可能な範囲を示す。黒塗りの丸および白抜きの三角は星あるいはガスの速度場の測定により力学的にブラックホール質量が求められている
銀河 (Gültekin et al. 2009)、白抜き四角は反響マッピングにより広輝線のビリアル関係からブラックホール質量が求められている活動銀河核 (Woo et al. 2010)。斜線はある角度分解能の観測により sphere of inﬂuenceが分解可能なブラックホール質量と距離の目安を示す (斜線より左上で角度分解可能)。点線は FWHM = 0.5

arcsec (シーイングサイズを想定)、破線は FWHM = 0.06 arcsec (HST による可視観測、地上 10m 級望遠鏡
で補償光学を使った近赤外線観測を想定)、一点鎖線は FWHM = 0.02 arcsec (TMT による補償光学を使った
近赤外線観測を想定)、二点鎖線は FWHM = 0.005 arcsec (TMT による補償光学を使った可視観測を想定) にそれぞれ対応する。
る。観測可能な距離はブラックホール質量によっている (図 5.1)。巨大楕円銀河の中心部にあると考えられる

MBH ∼ 109−10 M¯ もの巨大なブラックホール質量については赤方偏移 0.1 を超えるところまで、それより小さい MBH ∼ 107−8 M¯ のブラックホールをもつ銀河については距離 D ∼ 100 Mpc まで観測可能であると期待され、観測対象数の飛躍的向上が見込まれる。いっぽう近傍宇宙 (D ∼ 10 Mpc) については MBH ∼ 105−6

M¯ の小質量の銀河中心ブラックホールの測定も可能になると期待できる。
さらに小さい質量の銀河中心ブラックホールに迫るためには銀河系周辺に分布する近傍矮小楕円銀河を観測対象とする。このとき近傍矮小楕円銀河中の星は分解されて見えているため (Walker et al. 2009)、多天体分光器により速度場を測定する。現在の地上望遠鏡の感度では sphere of inﬂuence 内にブラックホール質量測定に必要な数の星を観測できないが、TMT によってより暗い星まで観測できるようになり十分な数の星の測定が可能になると期待できる (van Wassenhove et al. 2010)。
反響マッピングに基づいて広輝線のビリアル関係によってブラックホール質量が測定されている活動銀河核について、その母銀河の中心部の星の速度場を精密に測定する。現在ターゲットは ∼ 40 − 50 個であるが、今後のモニター観測の進展によって TMT の運用開始までにその数は増加する可能性がある。これらの観測をもとに MBH –σ∗ 相関の傾きや分散が活動銀河核と通常銀河とで同一であるか、同一であるのであればビリアル関係によるブラックホール測定法の係数の精度向上をはかる。また図 5.1 に示すように一部の活動銀河核については星の速度場に基づいて力学的にブラックホール質量を測定できる可能性があり、それと直接比較してビリアル関係によるブラックホール質量測定法の系統的な誤差要因を考察する。

期待される成果
近傍銀河中心の巨大ブラックホールの大規模かつ系統的な探査に基づき、すべての質量・形態の銀河の中心に巨大ブラックホールが存在するのか、さらに MBH –σ∗ 関係、MBH –Mbulge 関係の傾きや分散、ブラックホー
ル質量や母銀河形態の依存性を明らかにし、種ブラックホールの形成とその後の活動銀河核と銀河の共進化に

第 5 章 巨大ブラックホールの起源 〜活動銀河核と巨大ブラックホール〜

138

迫る。また活動銀河核の母銀河中心部の速度場の観測を行い、広輝線のビリアル関係に基づく活動銀河核のブ
ラックホール質量測定法の検証と精度の向上をはかる。

日本の独自性日本の理論グループは重力多体計算によるシミュレーションの分野で世界最先端の研究を進めており、銀河中心部の恒星の運動や種ブラックホールの形成およびブラックホールの成長、銀河の階層的合体成長に伴う銀河・銀河核進化など関連する研究も多い (Ebisuzaki et al. 2001; Makino & Funato 2004; Iwasawa et al. 2006;

Tanikawa & Umemura 2010)。観測された銀河中心部の星の速度場からブラックホールを求めるためには銀河中心部の星の力学をモデル計算と比較対照する必要もあり、理論グループと密接な連携をとりながら本テーマを進めることで観測から理論的解釈まで日本の独自性を発揮することができるだろう。

他のプロジェクトとの関係

TMT 時代を迎えても多くの近傍活動銀河核、とくに比較的小質量のブラックホールを持つものについては、
その質量測定を反響マッピングに頼る必要があり、TMT による研究と相補的な役割を担うであろう。この反響マッピングは中小口径望遠鏡によっても可能であり、最近はその観測時間を集中的に投入してブラックホー
ル質量測定の精度向上をはかる観測が行われている。近年日本においても中小口径望遠鏡の整備が進みつつあり、これを利用して近傍銀河のブラックホール研究について貢献することができる可能性がある。

要求される装置とその仕様

種別

装置名

観測モード

ELI

IRIS

面分光

AO
有

—

—

多天体分光

—

必要とする装置、仕様
波長範囲
波長分解能

視野

空間分解能

0.8–2.5 µm

R ≥ 4000

3 × 3 arcsec

0.4–1.0 µm

R ≥ 20000

10 × 10 arcmin22∼ 0.02 arcsec∼ 0.6 arcsec

高波長分解能をもつ多天体分光装置は提案されていないが、このような観測装置があれば近傍矮小楕円銀河
中心部の個々の星の運動からブラックホール質量を測定することが可能になる。

5.2.2

巨大ブラックホールの種

概要
ほぼ全ての銀河の中心に巨大ブラックホールが存在することが明らかになってきた。しかしながら、巨大ブラックホール形成機構については、未だ解明されていない。この節では、成長途中にある巨大ブラックホールを探査する事により依然として謎である巨大ブラックホール形成機構の解明を目指した研究を紹介する。具体的には、巨大ブラックホール質量の下限はどこまで軽い質量まで伸びているのか、巨大ブラックホール形成前途の天体 (巨大ブラックホールの種) はいったいどこにあるのかを調べる目的で、TMT を用いて球状星団と超高光度 X 線源の中心に中間質量ブラックホールを探査する。

Seeds of supermassive black holes
Almost all massive galaxies harbor central black holes. However, their formation mechanisim(s) are still
unclear. Here, we discuss a couple of observational plans to search for low-mass end of supermassive black
holes, aiming at unveiling the growth/formation mechanism of supermassive black holes. In particular,intermediate mass black holes, which possibly reside in centers of globular clusters and ultraluminous X-ray
sources, are considered.

5.2. 巨大ブラックホールに迫る：近傍宇宙における徹底解明

139

図 5.2: 巨大ブラックホールの質量 (縦軸) と銀河内の星の速度分散 (横軸; バルジの質量の目安として計測される) の相関図 (Barth et al. 2005)。現在、巨大ブラックホールの下限は約 105 M¯ である。
背景と目的
様々な観測により、ほぼ全ての銀河の中心に巨大ブラックホールが存在する事が明らかになってきた。しかしながら、巨大ブラックホール形成機構については、未だ解明されていない。恒星質量ブラックホール (太陽質量の数十倍以下) は、重めの恒星が一生を終えた後の爆発で形成されると考えられているが、最も重いもの
で太陽質量の数十億倍にもなる巨大ブラックホールをどうやって形成させるのか不明なのが現状である。
輻射冷却が効かないという特殊な事情があれば直接ガスの塊から自己重力による収縮で作ることができるかもしれないし (Mayer et al. 2010)、元からあるブラックホール (種ブラックホールと呼ばれる) にガスが大量に降り積もり、質量を増加させることで巨大ブラックホールを作ることも可能であろう (Rees 1992; Kawaguchi

2003; Kawaguchi et al. 2004)。ガスが中心に向けて落ちていく際、中心核の放射がガスに外向きの力を及ぼす
ため (輻射圧)、中心核の放射が等方的であればガスが中心ブラックホールへ落ちられる量には限界がある (エディントン限界)。しかし、中心核放射体の実態は降着円盤と呼ばれるプラズマ流であり、光学的に厚い板状の放射体の宿命として放射は必ず非等方的になる (Kawaguchi & Mori 2010)。すなわち、明るく光る中心核であっても、円盤が放射を効率良く出さない円盤赤道面付近方向から中心ブラックホールへ向けて、等方放射の場合の限界であるエディントン限界を超えてガスは供給され、巨大ブラックホールの成長が起こる。実際、観測デー
タからはエディントン限界によるガス降着の抑制は起こっていないことが示されている (Collin & Kawaguchi2004)。
この節では、巨大ブラックホールへの形成途上天体、あるいは、巨大ブラックホール前途の天体を探査する
ことにより依然として謎である巨大ブラックホール形成機構の解明を目指した研究を紹介する。具体的には、最も軽い巨大ブラックホールはいったいどれぐらいの質量を持っているのか、恒星質量ブラックホールの重さと繋がっているのか、あるいはどこかでブラックホール質量分布にはギャップがあるのかを明らかにしたい。
図 5.2 で示されるように、観測的に明らかになっている現在の巨大ブラックホール質量の下限は約 105 M¯ である (Barth et al. 2005)。これがどこまで軽い質量まで伸びているのか、巨大ブラックホールの種はいったいどこにあるのかを調べる目的で、球状星団 · 矮小銀河 · 超高光度 X 線源の中心に中間質量ブラックホールを探査する。(矮小銀河中心の巨大ブラックホール探査は前節にて紹介しているので、ここでは省略する。)(1) 球状星団の中心に巨大ブラックホールはあるか？

140

第 5 章 巨大ブラックホールの起源 〜活動銀河核と巨大ブラックホール〜

図 5.3: 超高光度 X 線源の X 線スペクトルの多時刻観測データに対する 2 つのモデルフィット (Yoshida et al.

2010)。左図に示されるように、中間質量ブラックホールへの亜臨界ガス降着では異なる時刻のデータを同一のブラックホール質量 (横軸はブラックホール質量の 2 乗に比例) で説明できないのに対し、超臨界ガス降着モデ
ルを用いれば共通のブラックホール質量で多時刻データを説明できる (右；縦に引いた網掛け部)。
中間質量ブラックホールは 103 –105 M¯ ほどの質量を持つブラックホールである。質量としてはその名の通り、恒星起源の星質量ブラックホール (< 102 M¯ ) と銀河中心に存在する巨大ブラックホール (> 106 M¯ ) の中間のブラックホールである。中間質量ブラックホールは巨大ブラックホールの起源を探る手がかりとして注目されている。その存在は超高光度 X 線源によって示唆されているが、未だその存在は決定的でない。
中間質量ブラックホールは超大質量星 (103 − 105 M¯ ) の残骸から形成されると考えられる。そのような超大質量星の形成過程の候補には、若い高密度星団内での星の暴走的合体がある (Portegies Zwart et al. 1999;

Ebisuzaki et al. 2001; Portegies Zwart et al. 2004)。もしこのような若い高密度星団が最終的に球状星団になるのだとすれば、球状星団中心に中間質量ブラックホールが存在することは十分期待できることである。
問題なのは、球状星団中心に中間質量ブラックホールが存在するとして、それを決定付ける観測を行うにはどうすればよいのかということである。素朴な考え方として、中心に重い天体がいれば、中心に星が集まり星
団中心の星の面密度が上がる (カスプと呼ばれる) と考えられる。しかし、Baumgardt et al. (2004) の重力多体計算によって、そのような中心に集まる星の多くは暗い天体である中性子星や白色矮星であることが分かった。そのため、中間質量ブラックホールを含む球状星団の中心の輝度分布はほぼ一定 (コアと呼ばれる) になることが示された。中間質量ブラックホールがなくとも球状星団中心の輝度分布はコアになりうるので、輝度分布から中間質量ブラックホールの存在を決定付けることはできない。
中間質量ブラックホールは固有の重力圏を持つため、中間質量ブラックホールの周りに球状星団内の他の領域よりも速度分散の高い領域が形成されることは理論的には可能である。しかし、Baumgardt et al. (2005) の重力多体計算は、中間質量ブラックホールがあったとしても、中間質量ブラックホールの重力圏内に入る星で明るい星が少ないため、中間質量ブラックホール周りの速度分散を十分な精度では決定できないことを示した。
ただし後述するように、TMT を用いれば中間質量ブラックホールの存在に迫ることが可能である。

(2) 超高光度 X 線源は中間質量ブラックホールか？
中間質量ブラックホールのもう一つの候補として、近年、超高光度 X 線源の中心に中間質量ブラックホールの存在が疑われている。しかし単に恒星質量ブラックホールへガスが大量に (エディントン限界を超えた超臨界量で) 降着していることが超高光度 X 線源の異常な明るさの原因かもしれない (Vierdayanti et al. 2006;

Okajima et al. 2006)。超高光度 X 線源の 1 回の X 線スペクトルに放射理論モデル (Kawaguchi 2003) を用いて解析すると、中間質量ブラックホールへの亜臨界ガス降着でも恒星質量ブラックホールに大量にガスが落ちていても、どちらのモデルでも X 線データを説明できる (Ebisawa & Kawaguchi 2006; Foschini et al. 2006)。

5.2. 巨大ブラックホールに迫る：近傍宇宙における徹底解明

141

したがって、これまで中間質量ブラックホールが存在するのかしないのかはっきりしなかった。最近になって(図 5.3)、1 つ 1 つの超高光度 X 線源の多時刻観測による X 線スペクトル時間変動データは、中間質量ブラック
ホール + 亜臨界ガス降着モデルでは同一ブラックホール質量で説明できないのにたいし、数十 M¯ の恒星質量
ブラックホールへの超臨界ガス降着モデルであれば統一的に説明できることがわかり、中間質量ブラックホール説は現在不利な状況にある (Yoshida et al. 2010)。ただし、仮にほとんどの超高光度 X 線源の中心ブラック
ホールが恒星質量であったとしても、一部には中間質量ブラックホールが含まれている可能性は現在でも棄却できない。それらを発見して巨大ブラックホールの種としてブラックホール形成への手がかりを得られれば画期的な成果となる。
超高光度 X 線源の中心ブラックホールの質量について断定するには、X 線以外の波長域からも中間質量ブ
ラックホールか恒星質量ブラックホールかに関して示唆が必要であろう。天の川銀河系内の X 線連星の場合、ブラックホールと連星の対を成す恒星 (伴星) や降着円盤の可視光や近赤外線での連続光 · 輝線 · 食を用いて、連星軌道運動に関する情報をブラックホール質量の推定に用いている。しかし、そもそも超高光度 X 線源は連星系なのかどうかすら現在不明である。さらに、超高光度 X 線源の中心が中間質量ブラックホールであれ恒星
質量ブラックホールであれ、ブラックホールへのガス降着率が大きい事は確かそうであるが、なぜ超高光度 X
線源の降着率が大きいのかも未解明である。
これまでのところ超高光度 X 線源の可視光対応天体の探索は、主に HST を用いた撮像観測によって行われてきている (Ptak et al. 2006; Terashima et al. 2006; Pakull et al. 2006; Roberts et al. 2008)。その結果、チャ
ンドラ衛星位置決定精度内 (直径 2 arcsec 以下) に対応天体らしきもの (V バンドで ∼ 22 − 26 等級) が見つかる場合もあるがあくまで候補であり、また複数個点源が見つかる場合や全くいない場合も多く、超高光度 X 線源の性質に関する情報を得るところまでは至っていない。ただごく一部の天体については追観測によって、幅の広い He 輝線 (Kuntz et al. 2005)、光度変動 (Liu et al. 2009)、明るい UV 光 (Kaaret et al. 2010) などが検出され、対応天体である事が示唆されているものもある。これらの観測は高い空間分解能での分光観測やモニ
ター観測の重要性を示しており (Mucciarelli et al. 2007)、TMT/IRIS を用いた面分光観測によって大きな進展が期待される。特に幅の広い He 輝線が検出された場合、その視線速度をモニターする事によってブラック
ホール質量に直接制限が付けられるため、ULX の正体に大きく迫る事ができる可能性がある (Ptak et al. 2006;

Roberts et al. 2010)。また対応天体が伴星の場合、分光観測によって直接スペクトル型を決める事や、吸収線を用いた視線速度のモニターからブラックホール質量に制限を付ける事ができると期待される。

方法と実現可能性(1) 球状星団の中心に巨大ブラックホールはあるか？: 恒星の軌道運動による球状星団中心の中間質量ブラックホール検出中間質量ブラックホールの存在を決定付けるには、球状星団の輝度分布や速度分散の分布では不可能である
ことが近年までに明らかになった。そこで谷川 · 牧野らの日本のグループは球状星団中心の中間質量ブラック
ホールの存在を決定付ける方法を考案した。それは天の川銀河中心や NGC 4258 中心の巨大ブラックホール周りの星やガスで行われているように、ブラックホール周りの星のケプラー運動を観測する方法である。
ただし、天の川銀河中心や NGC 4258 中心の巨大ブラックホールとは異なり、この日本のグループは中間質
量ブラックホール周りの星の視線速度変化を観測することによって、中間質量ブラックホールの重力圏内の星のケプラー運動を決定する。NGC 6440 や NGC 6517 の中心に 3,000 M¯ の中間質量ブラックホールが存在すると仮定すれば、その中間質量ブラックホールの重力圏の大きさ rh は、

rh =[MBH /(3 × 103 M¯ )]
GMBH
pc
∼
0.01
×
σ∗2
[σ∗ /(20 km s−1 )]2(5.2)と評価される。ここでは、球状星団中心の三次元速度分散を 20 km s−1 とした。これらの球状星団の中心輝度密度が (2 − 3) × 105 L¯ pc−3 程度であるため、球状星団の星がすべて 0.5 M¯ であるとすれば、この重力圏の中には 0.5 M¯ 程度の星が数個含まれている可能性が高い。これらの星は 200–300 m s−1 yr−1 の視線速度

142

第 5 章 巨大ブラックホールの起源 〜活動銀河核と巨大ブラックホール〜

図 5.4: 球状星団中心の中間質量ブラックホール探査のイメージ図。高分散分光観測を複数回行い、年あたり

200–300 m s−1 程度の速度の変化を示す星が中心に見つかれば、中間質量ブラックホールを示す観測的兆候と言える。
変化を起こす (図 5.4 参照)。このような大きな加速度を持った星が複数個見つかれば、中間質量ブラックホー
ルの決定的な証拠となる。
視線速度 100 m s−1 の精度の観測は、系外惑星の探査でこれよりはるかに高精度の観測がなされているので、現在の観測手法で達成可能である。ただし、系外惑星探査は主に太陽近傍で行われているが、NGC 6440
や NGC 6517 を含めて典型的な球状星団は 5–10 kpc 程度の距離の位置に存在し、0.5 M¯ 程度の星は V バン
ドで 20 等級程度なので、TMT のような集光力のある望遠鏡が必要となる。また、本観測では星一つ一つの視線速度を求めなければならない。上記二つの球状星団の表面輝度は V バンドで 17–18 等級 arcsec−2 なので、星団の星すべてが 0.5 M¯ の星だとすれば、星の間の平均の角度は 0.1 arcsec ほどになる。従って、補償光学装置は必須である。以上から、本観測に適した装置は補償光学装置付きの高分散分光ができる NIRES であろう。球状星団の星は太陽よりも低質量であるため、近赤外線で観測できることは望ましい。
球状星団に中間質量ブラックホールが存在するかどうかは長年の問題であり、一つでも発見できればインパクトが大きいため、ぜひとも実行しなければならない観測計画である。

(2) 超高光度 X 線源は中間質量ブラックホールか？
超高光度 X 線源のブラックホール質量、およびガス降着率が大きい理由を明らかにするため、まず、超高光度 X 線源の可視光 · 近赤外線対応天体を特定することが必要である。対応天体は、連星の対をなす伴星の光かもしれないし (Copperwheat et al. 2005; Feng & Kaaret 2008)、連星を組んではいるものの降着円盤の光度が伴星を卓越しているのかもしれないし (Ptak et al. 2006)、または単一ブラックホールの周り降着円盤の放射なのかもしれない。(期待される連星間距離は小さすぎるため、TMT の空間分解能をもってしても、伴星と降着円盤を空間分解はできない。)
これまでの HST や地上大型望遠鏡を用いた研究により、超高光度 X 線源の周りのチャンドラ衛星位置決定
精度内 (直径 2 arcsec 以下) の点源は 0–数個あることがわかっている。現在のところ、対応候補天体の明るさ
は、V ∼ 22 − 24 mag、104−6 L¯ 程度の明るさ、B − V ∼ 0 mag 程度の色と報告されている (Ptak et al. 2006;

Terashima et al. 2006; Pakull et al. 2006)。対応天体がみつからない (位置精度内に点源が 0 個) 例が少なくないことから、おそらく現在の装置の検出感度では十分な深さまで達していないと考えられる (Ptak et al. 2006)。

TMT の高い空間分解能と高い感度により、チャンドラ位置精度内に多数の超高光度 X 線源対応候補天体が検出されると期待できる。近赤外線域で伴星は降着円盤の光よりも赤いと期待されるため (Feng & Kaaret 2008;
Kawaguchi 2003)、これら候補天体全ての多色測光あるいは面分光により放射光の色の測定を行い、光が伴星
か降着円盤かの判断材料が得られる。また、TMT の高い感度を利用して伴星あるいは降着円盤からの輝線/吸5.2. 巨大ブラックホールに迫る：近傍宇宙における徹底解明

143

図 5.5: ガス降着円盤からの放射スペクトル分布の例 (Kawaguchi 2003)。実線のうち、一番上と上から 2 本目がおおよそ超高光度 X 線源の X 線光度やスペクトルを再現している。近赤外線域 (1 − 3 µm) は、横軸の値が−3 程度に位置し、実線を外挿すると超高光度 X 線源の近赤外線光度を予想できる。
収線を分光することで、伴星の星種族 · 進化段階 · 円盤の物理状態などが理解できる。さらに、複数回観測による時間変動の探査も、超高光度 X 線源の正体を探るために重要であろう (Liu et al. 2007; Mucciarelli et al.

2007)。
超高光度 X 線源の X 線光度は、約 1039−39.5 erg s−1 程度であり、降着円盤モデルを用いて近赤外線光度を見積もると 1035 erg s−1 程度となる (Kawaguchi 2003, 図 5.5)。距離が約 2.7 Mpc にある著名な超高光度 X 線源である M82 X-1(Matsumoto & Tsuru 1999; Matsumoto et al. 2001; Kaaret et al. 2001; Okajima et al. 2006)
を含め、5 Mpc 以内に 15 個の超高光度 X 線源が見つかっている。距離 5 Mpc であれば、超高光度 X 線源降
着円盤の近赤外線フラックスは 4 × 10−17 erg s−1 cm−2 程度と予想され、TMT 近赤外線撮像を 1 時間行えばS/N が約 10 程度で検出できる。つまり、超高光度 X 線源の対応天体が最も暗い状況 (伴星がなく降着円盤のみ) でも TMT を用いる事で検出が可能となり、降着円盤のモデルに制限を与える事ができる。
また、伴星や降着円盤の放射だけでなく、超高光度 X 線源が作ったと考えられるシェル状あるいはバブル状の輝線領域からも超高光度 X 線源の起源に迫ることができる。直径数 100 pc におよぶこれらバブル状ガス
は、中心ブラックホールが形成された時の爆発が伝播した衝撃波が励起しているのかもしれないし、超高光度X 線源からの放射によって光電離したイオンからの輝線が光っているのかもしれない (Pakull & Mirioni 2002;
Berghea et al. 2010b,a)。電離ガスの輝線強度や輝線どうしの強度比から、衝撃波励起か光電離励起かを診断す
る手法は活動銀河核の輝線診断と同じであり、活動銀河核研究の知識と経験が生かされる未開拓分野である。
すばる望遠鏡などの地上大型装置を用いての超高光度 X 線源輝線領域の分光研究は近年始まったばかりであり、どこまでが現在わかっていることで何が現在装置の限界なのかは特定できないが、TMT の分解能と感度を活かして、多くの輝線を用いた研究が進展すると期待できる。

期待される成果(1) 球状星団中の中間質量ブラックホール探査
本観測により期待される最大の成果は球状星団中心での中間質量ブラックホールの発見である。もし発見できなかったとしても、中間質量ブラックホールの質量の上限が 1,000 M¯ 程度だと抑えることは重要である。中間質量ブラックホールの質量の上限が 1,000 M¯ に抑えられるならば、球状星団では MBH –Mbulge 関係が成り立たない可能性を強く示唆できるからである。

(2) 超高光度 X 線源は中間質量ブラックホールか？
超高光度 X 線源が連星を成しているのか、連星系であればどんな伴星なのか、連星系ではなく単一ブラック
ホールなのか、何故ガス降着率が大きいのか、ブラックホール質量はどの程度なのか、などへの観測的制限を得る。また、シェル状の輝線ガス雲の起源が、超高光度 X 線源中心天体の形成に伴う爆発なのか、あるいは中第 5 章 巨大ブラックホールの起源 〜活動銀河核と巨大ブラックホール〜

144

心からの強い放射で励起されているのかを判断する。これらは、超高光度 X 線源中心天体の形成機構や放射の異方性やスペクトル分布などの特性に強い制限を与える。

日本の独自性(1) 球状星団中の中間質量ブラックホール探査
自ら光を発しない中間質量ブラックホールをその周囲の星の加速度を用いて発見しようという発想は日本独自のものである。これは、球状星団中心の中間質量ブラックホールを発見するには、球状星団の輝度分布や速度
分散分布では不可能であることを示したのが、日本滞在中に研究員であった Baumgardt 氏を中心とする日本の理論グループであったことによる。そのため、世界に先駆けて中間質量ブラックホールを発見することが十分可能であろう。

(2) 超高光度 X 線源は中間質量ブラックホールか？
観測的には、超高光度 X 線源は X 線で発見され、現在でも主に X 線での研究が主である。あすか衛星やすざ
く衛星を擁してきた日本は、超高光度 X 線源の X 線観測分野で大きな研究成果を出してきた。又、ガス降着現象の理論的研究についても、日本はポーランド · イギリス · アメリカなどと肩を並べ研究成果を競う老舗である。中でも、超臨界ガス降着現象については日本人研究グループが世界を主導する研究成果を出してきている。つまり、観測的にも理論的にも、超高光度 X 線源の正体に迫り、中間質量ブラックホールの存否 · 起源などに迫る研究を行う土壌が今の日本に十分形成されている。

他のプロジェクトとの関係(1) 球状星団中心の中間質量ブラックホール探査には大集光力、高空間分解能、高波長分解能が要求される。
集光力、空間分解能では JWST は TMT に匹敵し得るが、JWST の波長分解能は低いため、JWST では本探査を行うことはできない。従って、JWST とは競合しない。

(2) TMT 時代においても、チャンドラ衛星よりも空間分解能の良い X 線装置は無いため、TMT 時代もチャ
ンドラの位置精度が現役であると予想される。また、JWST 衛星 (空間分解能 ∼ 0.05 arcsec) 計画の撮像能力が稼動するまでは、今の検出限界よりも極端に深い撮像能力も動いていないと考えられる。従って TMT 時代においても、超高光度 X 線源が連星系か単独ブラックホールか、連星系なら伴星は特殊な星か通常の X 線連星と同様の星なのか、中心天体は恒星質量ブラックホールか中間質量ブラックホールかなどについて、現在と同じく混沌としている状態にあるであろう。

要求される装置とその仕様(1) 球状星団中心部の星の加速度を測定するため、AO で空間分解能を高めたうえで高分散分光を行い、近赤外線の吸収線の速度変化を探査する。
(2) 超高光度 X 線源の周りを、AO を効かせた上でなるべく高い空間分解能でかつ深く探査する。AO が必須であるので、以下では近赤外線装置を想定した。撮像 + 分光、あるいはスペクトルも同時に取得できる面分光を行う。時間変動を調べるため、複数回、多時刻で観測することが望まれる。

種別

装置名

観測モード

FDI

NIRES

高分散分光

ELI

IRIS

IFU

必要とする装置、仕様
AO
波長範囲
有
1–5 µm有 (NFIRAOS)

0.8–2.5 µm

波長分解能

視野

空間分解能

R ∼ 50000—∼ 0.01 arcsec

R ∼ 3000—∼ 0.01 arcsec

5.3. 中心 100 pc の謎に迫る：TMT で暴く銀河中心の未解明領域

5.3

145

中心 100 pc の謎に迫る：TMT で暴く銀河中心の未解明領域

まとめ

5.2 章でみたように、巨大ブラックホールは周囲と切り離された存在ではなく、むしろ周囲との相互作用をもとに共に進化していると考えられる。この章の狙いは、TMT の高空間分解能を武器に比較的近傍の巨大ブラックホールを調査することにより、巨大ブラックホールのごく近傍の構造を想像の域を越えて実際の観測で描き出し、さらにそのような領域と巨大ブラックホールとの強い相互作用を解く、ことにある。巨大ブラック
ホールには降着円盤が伴って存在し非常に明るく光っている。分光観測から非常に幅広い輝線を放射する領域の存在が知られており、この広輝線放射領域 (BLR: Broad-Line Region) は降着円盤付近に存在する、または円盤の一部分であると考えられている。これらの領域を含む周辺領域は、まさに、巨大ブラックホールとそれを宿す銀河を結び付ける鍵となる領域であり、TMT で開拓すべき領域である。降着円盤のすぐ外側から、巨大ブラックホールから 100 pc までの領域には、pc サイズの塵トーラスや銀河核ガス円盤構造が存在すると思われている。塵トーラスの直接検出や、pc スケールににいたるまでの内側への質量供給メカニズムの解明が狙いとなる。巨大ブラックホールは周囲へのガスの噴き出しを通しても活発な相互作用を行っており、降着円盤や塵トーラスからのアウトフローやジェットの規模や進化などを把握し、銀河進化への影響力を解明することが期待される。このためには、数 100 pc の距離までに至る狭輝線放射領域 (NLR: Narrow-Line Region) を調べることも重要となる。なお、これらの領域全体がすっぽりと塵に隠されているような天体の存在も見つかりつつあり、そのような天体を見分ける上でも TMT の高空間分解能が武器となる。以上、この章では TMT を用いた巨大ブラックホール周囲に広がる未解明領域への挑戦を述べる。

5.3.1

赤外線撮像分光観測による塵/分子ガストーラスの直接検出

概要
活動銀河核の中心エンジンの周囲に分布し、様々な側面で重要な役割を果たしていると考えられている塵/
分子ガストーラスの性質を、高空間/波長分解能の赤外線観測から明らかにしたい。30 m という大口径に補償
光学 (AO) を組み合わせて実現される赤外線での高空間分解能、及び、4,200 m という高い標高から来る中間赤外線での高感度 (特に波長 20 µm 帯の Q バンド) から、次世代大型望遠鏡 (ELT) の中で TMT が最も強力な装置となり得る。高空間分解能を必要とする本テーマは、JWST や SPICA といった小口径の赤外線天文衛星に比べても、地上 TMT30m 望遠鏡が圧倒的に有利である。

Revealing the nature of dusty tori in nearby AGNs through TMT high-spatial-resolution
infrared observations
We propose high-spatial-resolution infrared observations of nearby active galactic nuclei (AGNs), to directly measure the emission properties of the putative dusty torus around a mass-accreting supermassive
blackhole. The high spatial resolution in the infrared achieved by the combination of TMT’s large aperture(30 m) and adaptive optics (AO), and high sensitivity in the mid-infrared (particularly 20 µm Q-band)
make the TMT the most powerful facility for this study, compared to other ELTs. Ground-based TMT 30m
telescope is much more advantageous than space-based infrared satellites with small apertures (JWST and
SPICA) because of TMT’s much higher spatial resolution.

背景と目的
活動銀河核は、太陽の数 100 万倍以上の質量の巨大ブラックホールへの質量降着の際に解放される重力 (位置) エネルギーを放射エネルギーに変換して明るく輝いている天体である。中心巨大ブラックホールの周囲の146

第 5 章 巨大ブラックホールの起源 〜活動銀河核と巨大ブラックホール〜

図 5.6: 活動銀河核 (AGN) の中心エンジン (質量降着している巨大ブラックホール; 中心の黒い点、及び、周囲の円盤) の周囲の塵トーラスの想像図。図の著作権者:NASA。
降着円盤の周辺、大きさにして 1 pc よりはるかに小さな領域から莫大なエネルギーが放射されている。この
中心エンジンの周囲には、塵とガスが、ドーナツ (トーラス) 状に分布していると考えられている (いわゆる塵トーラス; 図 5.6)。なぜなら、可視光線で幅の広い輝線を示す 1 型活動銀河核と示さない 2 型活動銀河核の存
在、及び、2 型活動銀河核における分光偏光観測による幅の広い可視光線輝線の発見を自然に説明できるからである (Antonucci & Miller 1985)。
このような塵トーラスが存在すれば、中心エンジンからのエネルギー放射を吸収し、赤外線で熱放射すると考えられる。観測される活動銀河核の赤外線のスペクトルの形状から、それを再現できる塵トーラスの形状、大きさ、密度分布などが計算され、大きさは数 10 pc 以下であろうという間接的な理解が進んできた (Granato& Danese 1994; Granato et al. 1997; Pier & Krolik 1992, 1993; Efstathiou & Rowan-Robinson 1995; vanBemmel & Dullemond 2003; Fritz et al. 2006)。また、トーラスに塵が存在すれば、当然分子ガスも豊富に分布すると考えられる。その結果、分子ガスから星が生成され、星からの放射や擾乱によって、中心の巨大ブラックホールへの質量降着が上昇し、活動銀河核光度が増加するという理論モデルも提唱されており (Wada &Norman 2002; Kawakatu et al. 2003; Kawakatu & Wada 2008; Wada et al. 2009)、活動銀河核と銀河の中心核付近での星生成光度の観測的相関 (Imanishi 2002, 2003; Imanishi & Wada 2004) を自然に説明できる。
このように、塵トーラスは活動銀河核を理解する上で非常に重要な構成要素である。直接撮像から存在の示唆が得られたことはあるものの、はっきりとその存在を確認し、物理量が求められたことはこれまでにはない。
その理由は、塵トーラスのサイズが数 10 pc 以下と小さく (赤方偏移 0.01 でも 0.3 arcsec 以下)、赤外線放射の空間分布を詳細に観測することが不可能であったからである。
赤外線での空間分解能という点では、小口径の赤外線天文衛星よりは、地上の 8-10m 級大型望遠鏡の方が優れている。地上 8-10m 級大型望遠鏡を用いた、近傍活動銀河核の N バンド (波長 10 µm 帯)、あるいは、Q バ
ンド (波長 20 µm 帯) での高空間分解能の撮像データが盛んに取得されたが、母銀河の広がった放射源に加えて、中心にコンパクトな (塵トーラス起源と考えるのが自然な) 赤外線放射源が存在することを明らかにするのが精一杯で、塵トーラスからの赤外線放射を空間的にはっきりと分解して性質を調べることには成功していない (Soifer et al. 2003, 2004; Gorjian et al. 2004; Galliano et al. 2005; Ramos Almeida et al. 2009; Gandhi

et al. 2009; Horst et al. 2009; Hönig et al. 2010; Reunanen et al. 2010)。
昨今稼働し始めた赤外線干渉計 (VLTI、Keck) を用いれば、数 10 pc に広がった塵トーラスからの赤外線放射を空間的に分解して調べることが原理的に可能である。実際そのような観測が近傍活動銀河核に対して行われ、赤外線放射のサイズは数 pc 以下という結果が出されつつある (Swain et al. 2003; Jaﬀe et al. 2004;

Poncelet et al. 2007; Tristram et al. 2007; Beckert et al. 2008; Burtscher et al. 2009; Kishimoto et al. 2009;
Raban et al. 2009; Tristram et al. 2007)。しかしながら、観測波長が、K バンド (波長 2 µm)、及び N バン
ド (10 µm) 以下に限定されているため、高温の塵を主にプローブすることになる。高温の塵は、活動銀河核の中心エンジンに近い所に存在するため、観測された赤外線放射がコンパクトである理由が、本当に小さいからなのか、あるいは、本当は外側にもっと低温の塵放射領域が広がっているけれども、内側の高温の塵のある領

5.3. 中心 100 pc の謎に迫る：TMT で暴く銀河中心の未解明領域

147

域しかプローブできないからなのかを区別できない。もっと長波長の観測から、低温の塵の分布を調べることが必須なのである。また、現時点での赤外線干渉計による観測は、uv 空間のカバーが非常に悪く、ビジビリ
ティー (干渉縞) しか示すことができない。元々の赤外線放射の輝度分布を仮定し、どのような分布だったら観測されたビジビリティーを再現できるかを議論できるだけで、塵トーラスからの赤外線放射をはっきりとした画像として直接示すことには成功していない。塵トーラスに加えて、狭輝線放射領域も赤外線放射へかなり寄与し得るため (Rowan-Robinson 1995; Horst et al. 2009)、単純な元々の空間分布を仮定して観測ビジビリ
ティーを再現できるパラメーターを探すという手法では、どこまで真の正しい姿を反映しているのか、大きな疑念が残っている状況である。

方法と実現可能性
これらの不定性を取り除いて、活動銀河核周囲の塵トーラスの性質を観測的に明らかにするには、(1)N バ
ンド (10 µm 帯) よりも長い波長も含めて、(2) より高空間分解能ではっきりとした文句無しの画像を示すことが最も有効であると考えられる。TMT 30m 望遠鏡は、大口径から来る高空間分解能、標高 4,200 m のマウ
ナケア山頂に立地することによる Q バンド (20 µm 帯) での高感度から、近傍活動銀河核の赤外線観測を通して、塵トーラスの性質にもっとも深く迫ることができる。また、赤外線観測装置 MICHI に中間赤外線補償光
学 (MIRAO) を用いれば、N 、Q バンドで回折限界像が普通に達成されることが期待され、N バンドで 0.06

arcsec、Q バンドで 0.12 arcsec の分解能の画像が取得できる。これは、赤方偏移 0.01 の活動銀河核に対して、それぞれ 10 pc、20 pc の物理スケールに相当するため、塵トーラスが数 10 pc に広がっていれば、充分に空間分解できる。
連続光からなる塵熱放射では、塵トーラスの幾何学は明らかにできるものの、運動学を調べることはできない。その目的には、幅の狭い輝線を用いる必要があり、活動銀河核トーラス中で塵と混在している水素分子ガス (H2 ) からの輝線を用いるのが最も有効である。

TMT の近赤外線観測装置 IRIS に補償光学 (AO) を組み合わせれば、波長 2 µm における回折限界が 0.02
arcsec 以下となり、これは、近傍活動銀河核がいくつか存在する 10 Mpc の距離で 1 pc に相当する。したがって、近赤外線の H2 輝線 (振動遷移) を用いた面分光観測により、近傍活動銀河核について数 pc スケールのトーラスを空間分解し、その姿を目の当たりにする時代に入ると考えられる。現在の 8-10m 級望遠鏡+AO での研究の現状はこの予兆を感じさせるものである。Hicks et al. (2009) により、いくつかの近傍活動銀河核において、pc スケールのトーラスへつながっていくと思われる半径約 30 pc スケールの幾何学的に厚くてクランプ状をした構造をしていると考えられる円盤構造が検出されている。4 Mpc の距離にある活動銀河核 Circinus 銀河については、点源より広がった近赤外線 H2 輝線が検出されており、速度場なども考慮することにより、これは半径 4 pc ほどの塵/分子トーラスをぎりぎり分解したものかも知れないと考えられている (Sánchez et al.

2009)。速度分散の大きさなどから幾何学的に厚い構造が提案されているが、TMT では形態自体が明確に見えてくる時代になると考えられる。

pc スケールのトーラスの周りには、中心の巨大ブラックホール方向への物質の流れ、落ち込み (inﬂow) のような現象も観測されると考えられる。 近傍の 2 型活動銀河核の NGC 1068 では、半径 30 pc から数 pc へと落ち込みつつあると考えられる分子ガスが H2 輝線で観測されており (Sánchez et al. 2009)、このようなガスの落ち込みが活動銀河核への燃料供給としてどのように働いているのか、さらに先を見ていく必要がある。
見積もられたガス落ち込みの率 (単位時間あたりの落ち込みガス質量) は、活動銀河核を光らせるのに必要な率の 103 倍ほどあり、これより小さな領域で活動銀河核へのガス供給の重要な絞り込みが起きているはずである。TMT によりその絞り込みへの手がかりをつかむことが期待される。IRIS の面分光機能 (多瞳型とイメー
ジスライサ型) のうちの特に多瞳型は、回折限界という観点に最適化された面分光装置であり、究極の高空間分解能でのガスの空間分布と運動をあぶり出してくれる。

ALMA との連携も重要となる。輝線観測の空間分解能ではやや劣ると思われる ALMA でのミリ波の一酸化炭素 (CO) 輝線 (回転遷移) 観測2 では、一方では、より信頼性のある分子ガス質量 (やガス落ち込み率) の測定
2 対称形をした水素 (H ) 分子は双極子放射をしないため、ミリ波の回転輝線の観測からその総量を直接導出することは実質的に不可2

148

第 5 章 巨大ブラックホールの起源 〜活動銀河核と巨大ブラックホール〜

図 5.7: NGC 1052 銀河風についての、電離酸素輝線 [O iii]λ5007 の速度チャンネル図 (Sugai et al. 2005)。左上から右下のパネルに行くにつれて、私たちに近付く向きに運動しているガス成分から、遠ざかる向きに運動しているガス成分へと徐々に変化させて表示してある。チャンネルごとの間隔は 102 km s−1 。チャンネル間の強度スケールは任意。x が連続光ピーク。左上パネルの棒は 1 arcsec で、空間分解能は 0.4 arcsec。系の速度(13 番目のパネル) から離れたチャンネル (高速) になるにしたがって銀河風の開き角が小さくなっていく。このことは、銀河風の外側成分より内側成分がより高速であるということを意味している。また、極端な高速成
分 (左上と右下のパネル) では、活動銀河核とは切り離れた成分が見える。この成分は、何らかのメカニズムによって途中で加速されていると考えられる。
が可能という相補的な長所がある。近赤外線 H2 輝線 (振動遷移) のように、衝撃波励起や紫外線励起を受けた
極々一部の高温ガス成分が観測されるのではなく、ミリ波の CO 輝線 (回転遷移) 観測では、おそらく質量の大部分を占めるであろう低温のガス雲本体が観測されるからである。もちろん、TMT/ALMA によって未知の領域に踏み込んだ場合、近赤外線 H2 輝線 (振動遷移) とミリ波 CO 輝線 (回転遷移) では、全体として全く異なるものを観ることになる可能性もあり得る (Dumas et al. 2010)。その場合、領域によりガス雲全体が全く異なる物理状態にあることを意味し、また違った観点からも非常に興味深い研究が進むであろう。
トーラス研究において、銀河風 (アウトフロー) との関連も興味深い。活動銀河核におけるアウトフローは、バルジの成長・巨大ブラックホールの成長への影響という観点から重要な現象であるが、この銀河風の起源はまだわかっていない。トーラス周辺を起源とする説もあり、この場合、TMT によってその根元が見えてくる
可能性がある。図 5.7 は空間分解能がまだまだとは言え、可視光において 0.4 arcsec という現状では最高の空間分解能の面分光で若い活動銀河核からの銀河風を観測した結果である (Sugai et al. 2005)。銀河風の外側成分より内側成分がより高速であるという速度構造や、途中で加速されていると考えられる成分の存在などが読みとれるが、さらに中心近傍を TMT で狙うことにより、トーラス周辺からの銀河風の吹き出しが、高温の H2
ガスで浮き出てくることを期待する。

能である。代わりに、二番目に豊富に存在する一酸化炭素分子 (CO; 非対称形分子) の回転輝線の観測から、分子ガスを支配する低温 H2分子の量を求めるのが一般的な手法である。

5.3. 中心 100 pc の謎に迫る：TMT で暴く銀河中心の未解明領域

149

図 5.8: 塵がクランプ状に分布する場合の塵トーラスの見え方の計算例 (Schartmann et al. 2008)。観測波長、トーラスの角度 (90◦ が edge-on) によって、各赤外線波長での見え方が異なる。各画像のサイズが 100 pc に相当する。
期待される成果
多波長で、塵トーラスのサイズに制限を加えることができる。塵トーラスモデルには、連続的に塵が空間分布する従来のモデルに加えて、クランプ状に分布するモデルが提唱されている (Nenkova et al. 2002; Dullemond& van Bemmel 2005; Hönig et al. 2006; Nenkova et al. 2008a,b; Schartmann et al. 2008)。波長によるサイズ
依存性は、後者の方が小さいと予想されるため (図 5.8)、多波長観測によるサイズの比較から、区別することが可能である。ALMA を用いたサブミリ波連続光での高空間分解能観測 (0.01 arcsec) から、より低温の塵の空間分布も明らかにできるため、そのような観測を組み合わせることにより、塵トーラスの性質により強い制限を加えることができる。クランプ状トーラスモデルでは、連続的に塵が分布するモデルに比べて赤外線の長波長の放射が相対的に強くなるため (Nenkova et al. 2002)、塵トーラスの理解は、活動銀河核の赤外線光度のどの程度が活動銀河核起源で、星生成がどれくらい必要かといった、活動銀河核と星生成の関係の議論にも密接に関係する。

TMT の中間赤外線装置 MICHI を用いれば、コンパクトな放射源に対しては、既存の 8-10m 望遠鏡に比べて 1 桁以上感度が向上するため、近傍活動銀河核のトーラスに対して、N バンドで正味 10–15 分程度、Q バン
ドでも正味 30 分程度の積分時間で、充分な S/N の画像が取得できると期待される。観測のオーバーヘッドを含めても、一晩で数天体、数夜で、塵トーラスの理解に有効なめぼしい天体ほとんどを観測することができるであろう。
また、近赤外線の H2 分子ガス輝線の観測から、塵トーラス中の水素分子ガスの空間分布や運動学を明らかにできれば、活動銀河核の中心エンジンへの物質輸送の重要な手がかりが得られる。H2 輝線の励起機構は、複数本の H2 輝線の強度比を求めることにより理解することが可能であり、輝線ごとに運動の様子が異なったとすれば、衝撃波がどこ (場所・速度) で生じているのか、どこが紫外線や X 線によって照らされているのかが見えてくる。このためには、強度の大きい H2 v = 1–0 S(1) 2.12 µm 以外に、H2 v = 2–1 S(1) 2.25 µm や H2

v = 2–1 S(3) 2.07 µm といった 1 桁ほど弱い H2 輝線 (Sugai et al. 1997; Davies et al. 2005) をおさえなけれ

第 5 章 巨大ブラックホールの起源 〜活動銀河核と巨大ブラックホール〜

150

ばならず、各空間要素において H2 v = 1–0 S(1) 輝線強度の 2–3% 程度の誤差での観測が必要となる。これは数時間の観測で達成でき、一晩で 1–3 天体程度について、トーラスを含めた分子ガスの物理状態の空間変化が把握できるであろう。

pc スケールのトーラスを、活動銀河核本体を背景とした赤外線の波長 5 µm 帯の CO 吸収線 (回転振動遷移)で捕らえるという挑戦も興味深いであろう。Shirahata et al. (2007) は、塵/分子ガスに隠された活動銀河核である IRAS 08572+3915 の分光観測により、この吸収線を検出している。吸収線輪郭は複雑な様相を見せているが、TMT での高い空間分解能で絞ったスリット分光観測を行えば、もし全体的には綺麗な構造の pc スケー
ルトーラスが存在すれば、系速度に等しい線幅の狭い吸収線で見えてくるかもしれない。それにより、pc ス
ケールトーラスの温度・密度などの物理量が導出される。

日本の独自性次世代 ELT(TMT、GMT、EELT) の中で、ヨーロッパの EELT は Q バンドの観測機能を有しない。GMTは有するが、標高が 2550 m と低く、感度や観測成功率が相当低いと考えられる。TMT+MICHI+MIRAO の組み合わせが最も強力であり、日本が世界をリードすることが十分可能である。

他のプロジェクトとの関係
上述のように、TMT での赤外線観測と ALMA によるサブミリ波での高空間分解能の撮像データとを組み合わせることで、トーラスに関する総合的理解が得られる。
本研究は、中間赤外線での高空間分解能が最重要であるため、このあたりに感度のある JWST 6.5m や SPICA

3.5m といった小口径の赤外線天文衛星に比べて、地上 TMT 30m 望遠鏡の方が圧倒的に有利である。

要求される装置とその仕様

N 、Q バンドで回折限界像 (それぞれ 0.06 arcsec、0.12 arcsec) が普通に達成される必要がある。MIRAO の助けで可能になる。
近赤外線 H2 分子輝線観測の研究には、AO に IFU 分光器を組み合わせて、回折限界像の高空間分解能のデータから、運動学を明らかにする。
赤外線 5 µm 帯の CO 分子輝線観測に関して魅力的な装置は、波長分解能 R ∼ 5000 程度以上の近 (〜中間)
赤外線高分散分光器 (J-NIRES) である。

種別

SGI
SGI
ELI
SGI

5.3.2

装置名
MICHI

MICHI
IRIS
J-NIRES

観測モード
撮像必要とする装置、仕様
AO
波長範囲
波長分解能
有 (MIRAO)

撮像

有 (MIRAO)

IFU
分光

有
有

10 µm

R ∼ 1020 µm
2 µm
2–5 µmR ∼ 10R ∼ 4000
R ∼ 5000–10000

視野
100 arcsec2

空間分解能

2

0.12 arcsec
0.02 arcsec
0.02 arcsec

100 arcsec< 1 arcsec
0.02 × 0.5 arcsec2

0.06 arcsec

銀河中心 100 pc 領域の詳細調査による質量供給問題の研究

概要
銀河中心 100 pc 領域の質量供給問題は、活動銀河核の多様性の起源だけでなく、巨大ブラックホール形成問題とも密接に関係する宇宙物理学における最重要テーマの一つである。この章では、銀河中心 100 pc の質
量降着メカニズムを解明するために、TMT の高い空間分解能を活かした赤外線観測により、銀河中心 100 pcの塵に埋もれた若い星の空間分布を詳細に調べることの重要性について述べる。

5.3. 中心 100 pc の謎に迫る：TMT で暴く銀河中心の未解明領域

151

Studying fueling mechanisms at the central 100pc region of galaxies
The fueling mechanisms at the central 100 pc region of galaxies are closely related to not only the originof various types of active galactic nuclei (AGNs) but also the formation and evolution of supermassive black
holes (SMBHs). However, this issue is still open question and a hot topic in astrophysics. In this section,
we propose high-spatial-resolution infrared observations to explore the mass accretion process of central 100
pc by examining the spatial distribution of obscured young stars in the central 100 pc region.

背景と目的
近年の高精度観測装置によって、銀河中心には 106−9 M¯ もの巨大ブラックホールが普遍的に存在することが明らかになってきた (e.g., Kormendy & Richstone 1995; Miyoshi et al. 1995; Gillessen et al. 2009)。しかしながら、その形成メカニズムは未だ謎に包まれており、宇宙物理学における最重要テーマの 1 つである。巨大ブラックホール形成理論として、「ガス降着により成長するシナリオ」と、「ブラックホール同士の合体により成長するシナリオ」の２つが考えられている (Rees 1984)。どちらのシナリオも最大の困難は角運動量輸送問題にある。巨大ブラックホールの形成には、ブラックホール近傍領域に十分な物質を集めなくてはならない
が非常に難しい。現在までのところ、どちらのシナリオが正しいのか明確な答えは出ていないが、これまでの観測で新しいタイプの活動銀河核が見つかり、解決の手掛かりとなるかもしれない。その活動銀河核は、通常の活動銀河核よりもブラックホール質量が 106 M¯ 程度と軽く、ブラックホールへのガス降着率が非常に高いという特徴を持つ (e.g., Brandt & Boller 1998; Mineshige et al. 2000; Hayashida 2000)。もしこの天体が進化初期の若い活動銀河核であれば、巨大ブラックホールが主にガス降着により成長した可能性があり大変興味深
い (e.g., Mathur 2000; Kawaguchi et al. 2004)。

図 5.9: 巨大ブラックホールと銀河核ガス円盤の進化モデルの模式図 (Kawakatu & Wada 2008)。
本章では、ガス降着による巨大ブラックホール形成シナリオに注目する。銀河スケールからのガス降着過程
として、これまで様々なメカニズムが調べられてきた。例えば、棒状に分布した星の作る非軸対称（銀河の回転軸に対して回転対称でない）重力ポテンシャルにおける重力トルク (e.g., Shlosman et al. 1990)、銀河の衝
突合体などによって系の重力ポテンシャルが非軸対称となることで引き起こされる重力トルク (e.g., Toomre &Toomre 1972; Mihos & Hernquist 1994, 1996; Saitoh & Wada 2004)、銀河バルジの星からの輻射により引き起こされる相対論的な輻射抵抗 (e.g., Umemura 2001; Kawakatu & Umemura 2002) などがある。しかし、これらの物理過程のみでガスの角運動量ほとんど全てを取り除くことは難しいために、角運動量を失ったガスは

152

第 5 章 巨大ブラックホールの起源 〜活動銀河核と巨大ブラックホール〜

直接ブラックホールへ落ち込まず、銀河核ガス円盤（半径〜100 pc）を形成すると考えられる（図 5.9）。そのため、銀河核ガス円盤のガスをブラックホールまで降着させる物理過程の解明が巨大ブラックホール成長を理解する上で鍵となる。
自己重力が効くガス円盤では、重力的不安定性によりガス円盤が小さなガス雲に分裂し、密度の高いガス雲の一部が星になることが理論的に予想される。実際、銀河中心 100 pc では活発な星形成活動が観測され、中心核の活動との正の相関が報告されている (e.g., Imanishi & Wada 2004)。この結果は、活動銀河核の活動性が銀河中心の星形成活動と密接に関係していることを示唆している。近年、ガス円盤の自己重力の効果や超新星爆発によるエネルギーフィードバックを考慮した 3 次元数値シミュレーションを用いて、銀河核ガス円盤の力学構造が調べられてきた (e.g., Wada & Norman 2002; Wada et al. 2009)。その結果、銀河核ガス円盤の密度場は非一様で、乱流的な速度場によって幾何学的に厚いトーラス構造が形成されることが示された (図 5.10)。
それと同時に、超新星爆発由来の乱流粘性により数 pc までガス降着が効果的に起こることも分かった (e.g.,

Wada & Norman 2002)。さらに近年、銀河核ガス円盤で起こった超新星爆発による乱流粘性由来の角運動量輸送過程に注目し、銀河からのガス供給とそれに連動するガス円盤の状態変化を考慮した「巨大ブラックホー
ルと銀河核ガス円盤の進化モデル」（図 5.9) が提唱された (Kawakatu & Wada 2008)。

図 5.10: 巨大ブラックホールを取り囲む銀河核ガス円盤の密度分布（左：xy 平面、右：xz 平面) (Wada &Norman 2002)。計算領域のサイズは 64 pc で、色スケールはログスケールの密度を表す（M¯ pc−3 ）。
モデル計算によると、ブラックホールへのガス降着率は、銀河核ガス円盤の重力不安定性と密接に関係し、ブラックホールと銀河核ガス円盤の進化は次のように進むと予想される（図 5.11）。銀河からのガス供給により、ブラックホール質量がガス円盤の質量よりも十分に軽い段階（図 5.11 の点線より上の状態）では、ガス円
盤が重力的に不安定となり、星が形成される。その結果、超新星爆発からのエネルギー供給によってガスの運動は乱流的になる。この乱流運動が円盤を幾何学的に厚くし、乱流粘性の大きさを高めるため、ブラックホー
ルへの質量降着率は高くなる。しかし、ブラックホールの成長が進むと、ブラックホール質量がガス円盤質量より十分大きくなる。その結果、円盤の内側（ブラックホールに近い側）では重力的に安定となり、幾何学的に薄い円盤になる（図 5.11 の点線より下の状態）。そのため、質量降着率は乱流が支配的なガス円盤の場合に比べて約 3 桁も低くなる。これらの理論的予測は、活動銀河核光度と中心核周辺の星形成光度との観測的関係(e.g., Imanishi & Wada 2004) と良く一致する。さらに、銀河中心の活動性は星形成光度だけでなく、若い星の空間分布とも密接に関係する（図 5.11）。降着率が高い天体では、円盤が重力的に不安定なために若い星がガス円盤全体で形成される。その後、降着が進んでブラックホールが成長し、ガス円盤の内側が重力的に安定化する（つまり、若い星は生まれない）と、銀河中心の活動性は非常に低くなることが予想される。しかし、これまでの 8 ｍ級望遠鏡による赤外線観測では、中心 100 pc 領域の空間分解できなかったために、星形成がどの領域で起こっているかわからなかった。
本研究の目的は、空間分解能の高い TMT を用いて、塵に埋もれた若い星の空間分布と活動銀河核の活動性の関係を調べ、銀河中心 100 pc の質量降着メカニズム解明の手掛かりを得ることである。

5.3. 中心 100 pc の謎に迫る：TMT で暴く銀河中心の未解明領域

153

図 5.11: 巨大ブラックホールと銀河核ガス円盤の進化過程 (Kawakatu & Wada 2008)。点線より上では高い質
量降着率が実現され、点線より下では質量降着率は非常に低くなる。★印は古い星（寿命：10 − 100 億年）を、☆印は若い星（寿命：1 億年以下）を表している。
方法と実現可能性
塵に埋もれた若い星の空間分布を調べるためには、吸収の影響の小さい赤外線での観測が必要不可欠である。
赤外域での星形成の指標として、水素原子の再結合輝線（e.g., Paα 1.87 µm, Brα 4.05 µm, Brγ 2.17 µm）やPAH (Polycyclic Aromatic Hydrocarbon) 輝線が考えられる。まず、水素原子の再結合輝線を利用する場合、等価幅の大きい Brγ 輝線よりも Paα 輝線や Brα 輝線が観測しやすく好ましい。しかし、Paα 輝線は赤方偏移
z = 0.05 を超えないと K バンドで観測が難しいため、空間分解しやすい近傍の活動銀河核に対して使うことができない。また、Brα は 4.05 µm なので地球大気の背景放射によるノイズが大きく、観測が難しいという欠点がある。残る Brγ 輝線が候補となるが、活動銀河核でも励起されるため、星形成の良い指標というには厳しいのが現状である。一方、PAH 分子は星からの紫外放射によって励起されるが、活動銀河核からの強い X 線
放射により破壊されることが知られている。したがって、塵に埋もれた星形成活動を探るには PAH 輝線が最も適した指標だと考えられる。

PAH 輝線を用いて銀河中心 100 pc 領域の若い星の空間分布を作成するには、高い空間分解が必要だが、赤外線観測装置 MICHI に補償光学を用いれば、∼ 10 µm で 0.06 arcsec の空間分解能を達成できる。これは赤方偏移 0.01 の近傍活動銀河核に対して 10 pc の空間スケールに対応するため、十分に本提案の目的を達成できる。
そこで、TMT+MICHI の IFU 機能を用いた 11.3 µm PAH 輝線の面分光観測を提案する。既に PAH 輝線が検出されている近傍の活動銀河核 (z < 0.01) に対しては、8m 級望遠鏡の感度から外装して、1 天体あたり IFU
視野を 4 分割した場合、30 分積分で S/N = 5 が実現されるため、数夜でめぼしい天体を網羅できるであろう。

期待される成果

TMT の高い空間分解能を活かした赤外線観測により、活動銀河核の活動性と若い星の空間分布との関係が観測的に初めて明らかになる。さらに、理論モデルが予想する関係が見られれば、超新星爆発によって駆動される乱流粘性による質量降着過程でブラックホールが成長しているかどうかの検証につながり、巨大ブラック
ホール形成の解明へ向けて大きな一歩となるであろう。

日本の独自性PAH 輝線を用いた塵に埋もれた星形成活動の観測的研究、銀河核ガス円盤とブラックホールの共進化の理論的研究は共に日本の研究者独自の研究であり、それらを融合した本提案は日本の独自性をアピールできるテーマである。

第 5 章 巨大ブラックホールの起源 〜活動銀河核と巨大ブラックホール〜

154
他のプロジェクトとの関係

銀河中心領域の質量供給過程として、超新星爆発由来の乱流粘性が重要であるか検証するには、若い星の空間分布だけでなく、低温ガスの質量や力学運動を調べることも重要である。日本グループの研究によると、ガス円盤とブラックホールの質量比が大きく、円盤が幾何学的に厚い（ガスの速度分散が大きい）ほど、質量降着率が高くなることが予想される (Kawakatu & Wada 2008)。これらの予言を検証するには、高い空間分解能
で銀河中心 100 pc 領域の低温ガスの性質を調べる必要があるため、ALMA との連携は欠かせない。

要求される装置とその仕様

種別

SGI

5.3.3

装置名

MICHI

観測モード
面分光

必要とする装置、仕様
AO
波長範囲 波長分解能
有 (MIRAO)

8–13 µm

R ∼ 100

視野

100 arcsec

空間分解能
2

0.06 arcsec

塵などに覆われた、活動的な巨大ブラックホールの実態解明

概要
赤外線放射が全光度を支配する超高光度赤外線銀河 (Ultraluminous Infrared Galaxy; ULIRG) のエネルギー源を理解することは、宇宙初期の塵に隠された巨大ブラックホール成長、銀河形成の解明と密接に関係する。これまで、赤外線分光観測からエネルギー源の研究が広く行われ、活動銀河核と「普通の」星生成を区別することに成功してきたが、埋もれた活動銀河核と「例外的に中心集中した特殊な星生成」を明確に区別できないという問題が残ったままであった。TMT30m 望遠鏡の中間赤外線装置 MICHI に中間赤外線補償光学 (MIRAO)
を組み合わせれば、N バンド (波長 10 µm 帯)、Q バンド (波長 20 µm 帯) で回折限界像が恒常的に実現される。赤方偏移が 0.2 以下の近傍の ULIRG の Q バンドでの塵熱放射のサイズ、および、放射の表面輝度に強い制限を加えることにより、星生成活動だけで説明可能か、あるいは、塵に埋もれた活動銀河核がエネルギー的に重要かを定量的に区別できるようになり、上記の不定性を解決することができる。Q バンドで高空間分解能を必要とする本テーマは、JWST や SPICA といった小口径の赤外線天文衛星、及び、他の地上 ELT に比べて、TMT30m 望遠鏡が圧倒的に有利である。

Understanding the elusive AGNs deeply buried in dust/gas in galactic nuclei
Distinguishing the hidden energy sources of the ultraluminous infrared galaxy (ULIRG) population isclosely related to clarifying the connections between supermassive black hole mass growth and galaxy formation in the dust obscured side of the galaxy formation in the early universe. Systematic infrared spectroscopy
previously employed has been successful to diﬀerentiate buried active galactic nuclei (AGNs) from normal
starbursts, but there remained an ambiguity that exceptionally-centrally concentrated, extreme starbursts are
not clearly distinguishable from buried AGNs. Thanks to the diﬀraction-limited image sizes in the N - and Qbands routinely achievable by the combination of TMT/MICHI/MIRAO, we can quantitatively distinguishbetween buried AGNs and extreme starbursts, by constraining the emission surface brightnesses of energy
sources of nearby (z < 0.2) ULIRGs at Q. The high spatial resolution and high sensitivity achieved with
TMT in the Q-band are much advantageous to other ELTs and space-based satellites with small apertures(JWST, SPICA).

5.3. 中心 100 pc の謎に迫る：TMT で暴く銀河中心の未解明領域

155

図 5.12: 塵にほぼ全立体角方向隠され、埋もれた状態になった活動銀河核の模式図 (図:国立天文台)。
背景と目的
中心活動銀河核がドーナツ状の塵 (塵トーラス) に囲まれていれば (図 5.6)、トーラスと垂直方向、トーラ
スのスケール長よりも上側に、活動銀河核からの電離光子に電離された狭輝線放射領域 (Narrow-Line Region:NLR) が発達し、そこからの輝線放射はどの方向からも観測できる。活動銀河核と星からの電離光子はスペクトルの形状が異なるため、活動銀河核に電離された NLR からの可視光線の輝線強度比は、星生成銀河からのそれとは異なる。したがって、可視光線の分光観測から、星生成銀河と区別してトーラス状の塵に囲まれた活動銀河核の存在を容易に認識することが可能である。 しかしながら、合体によって生じる赤外線で明るい

ULIRG では、大量の塵/ガスが短期間に中心核に集められるため、サイズ的に小さい活動銀河核は、すぐに塵にほとんどの立体角方向が隠され、「埋もれた」状態になってしまう (図 5.12)。そのような埋もれた活動銀河
核は、可視光線分光観測では認識できず、見つけるのが非常に困難になる。しかしながら、宇宙に存在する活動銀河核のかなりは、そのような埋もれた状態で存在していると考えられるため (Fabian et al. 2002)、その理解は非常に重要である。
埋もれた活動銀河核からのエネルギー放射は、ほとんどすべてが一度周囲の塵に吸収され、暖められた塵が赤外線で再放射する。従って、エネルギー的に強力な埋もれた活動銀河核は、赤外線で明るい ULIRG 中に潜んでいると考えられる。しかしながら、星生成活動も赤外線放射をし得るため、両者を区別することが、ULIRGの正体を理解する上で重要なのである。
昨今の観測から、宇宙赤外線放射 (塵に隠された活動の総和を反映) は宇宙可視光放射 (塵に隠されていな
い活動の総和) と同程度に大きいこと (Hauser & Dwek 2001)、赤方偏移が 1 を超えると (宇宙年齢の半分以下)、ULIRG が宇宙全体の赤外線放射に大きく寄与していること (Le Floc’h et al. 2005; Caputi et al. 2007;

Magnelli et al. 2009) が明らかになってきている。そのため、ULIRG という種族において、塵に埋もれた活動
銀河核と星生成活動がエネルギー的にどう関係しているかを明らかにすることは、宇宙初期の塵に隠された側
での活動銀河核 (超巨大ブラックホール成長) と星生成 (銀河形成) の結び付きを解明する上で、欠かすことのできない要素になっているのである。

ULIRG のエネルギー源を調べるために非常に有効な手法の一つとして、静止波長 3–25 µm の赤外線分光観測がある。なぜなら、埋もれた活動銀河核と星生成では、この波長帯でのスペクトルの形状が異なるからである (図 5.13)。実際、この手法は多くの ULIRG に適用され、埋もれた活動銀河核と「普通の」星生成を区別することに成功してきた (Genzel et al. 1998; Imanishi et al. 2006a, 2007a; Armus et al. 2007; Imanishi et al.

2008; Imanishi 2009; Veilleux et al. 2009; Imanishi et al. 2010a,b; Nardini et al. 2010)。
しかしながら、エネルギー源と塵が空間的に混在する「普通の」星生成 (図 5.13 左上) とは異なり、例外的

156

(a)

第 5 章 巨大ブラックホールの起源 〜活動銀河核と巨大ブラックホール〜

(b)

(c)
AGN

AGN

図 5.13: 静止波長 3–25 µm での赤外線低分散 (R ∼ 100) 分光観測による銀河のエネルギー源の診断法 (Imanishi

et al. 2006a, 2007a)。(a) : 普通の星生成では、エネルギー源である星と周囲の塵/ガスが空間的に混在する。
H ii 電離領域と分子ガスの境界に存在する光解離領域で、PAH(Polycyclic Aromatic Hydrocarbon) 分子が、星からの紫外線放射によって破壊されずに励起される。そのため、普通の星生成銀河は、強い PAH 放射を示す。また、エネルギー源と塵が空間的に混在しているため、塵の吸収はあまり強くならない。(b) : 純粋な埋もれた活動銀河核の場合。活動銀河核からの紫外線放射が到達する周囲の塵/ガス領域では、活動銀河核からの強い X 線放射によって PAH 分子が破壊されてしまうため、PAH 放射は観測されない。サイズ的に大きくて壊されにくい高温の塵からの連続光が観測される。また、エネルギー源である質量降着している巨大ブラッ
クホールが、サイズ的にコンパクトで、塵に比べて中心集中しているため、強い塵の吸収が観測される。(c) :埋もれた活動銀河核の周囲に星生成が共存する場合。活動銀河核からの X 線放射が充分遮蔽される領域で星生成活動が生じていれば、PAH 放射が観測される。しかし、活動銀河核からの PAH 放射を示さない連続光の寄与があるので、PAH 放射の等価幅は、純粋な星生成銀河に比べて小さくなる。

5.3. 中心 100 pc の謎に迫る：TMT で暴く銀河中心の未解明領域

157に塵/分子ガスの中心部だけで星が産まれているような、中心集中した「極端な」星生成活動の可能性を唱える研究者もいる (図 5.13 中央上段、中心集中したエネルギー源が活動銀河核でなく星生成の場合)。そのような「極端な」星生成と埋もれた活動銀河核は、赤外線分光観測からは明確に区別することができないのである。これが、残った不定性となっている。

方法と実現可能性
埋もれた活動銀河核と「極端な」星生成を区別する強力な手法の一つとして、エネルギー源の表面輝度を測定する方法がある。星生成の場合、極端なものを考えても、星内部の核融合反応でエネルギーが生成されている
限り、M c2 (M は核融合反応する物質の質量、c は光速) の約 0.5%のみが放射エネルギーに変換される。実際、
星生成活動の表面輝度には上限がある (∼1013 L¯ kpc−2 ) ことが観測的に示されており (Werner et al. 1976;

Meurer et al. 1997; Soifer et al. 2000; Riechers et al. 2009)、この観測的上限値は、理論的に予言される星生成
活動の表面輝度の上限値 (Elmegreen 1999; Thompson et al. 2005; Younger et al. 2008) とも一致している。一方、活動銀河核 (質量降着している超巨大ブラックホール) の場合は、M c2 (M は降着物質の質量) の 6–42%ものエネルギーが放射に変換される (Bardeen 1970; Thorne 1974)。そのため、埋もれた活動銀河核では、莫大な放射エネルギーが非常にコンパクトな領域から作られ、放射の表面輝度が非常に高くなり、星生成活動での上限値 (∼1013 L¯ kpc−2 ) を容易に超える。したがって、ULIRG の中心核のエネルギー源の表面輝度が、星生成の上限値を優に超過することが観測的に分かれば、強力な埋もれた活動銀河核があることの強い証拠になる。
放射の表面輝度により強い制限を付けるためには、より高い空間分解能の観測から、放射領域のサイズに対して、より強い制限を付けることが必要である。ULIRG の場合、エネルギー放射のほとんどすべてが赤外線放射に変換されているので、赤外線放射領域のサイズを求めることが、エネルギー源の放射表面輝度を求める
ことにつながる。小口径の赤外線天文衛星よりも、大口径の地上大型望遠鏡の方が、空間分解能の点で優れている。地上から観測可能な赤外線の長い波長としては、N バンド (10 µm 帯) と Q バンド (20 µm 帯) がある
が、以下の二つの理由により、我々は Q バンド観測が、本研究により適していると考えている。(1) Q バンド
放射は、ULIRG の主要放射源である熱平衡にある塵からの放射が支配的なのに対し、N バンドでは、熱平衡にない、PAH 放射などの過渡的に暖められた小さな分子/塵からの放射が効いてくるため、解釈が困難になる。

(2) 地上 8-10m 級大型望遠鏡において、Q バンドでは普通に良い大気条件で回折限界が達成され、星像が安定し、天体の真の空間的広がりの議論が定量的に信頼できるのに対し、N バンドでは必ずしもそうではない。
すばる、ジェミニ-南 8m 級望遠鏡を用いた、波長 20 µm での近傍 ULIRG の観測により、放射表面輝度が星生成の上限を超える活動銀河核的なもの、星生成で説明できるものに分かれることが、明らかになった (図5.14)。赤外線分光によるエネルギー源診断結果と一致している傾向がある。
しかしながら、8-10m 望遠鏡では、Q バンドでの回折限界 (0.5 arcsec) からくる制限のため、赤方偏移が約0.07 以下の、極めて近傍にある特別な ULIRG に対してしか、放射の表面輝度から強力な活動銀河核の存在を示すことができていない。近傍 ULIRG は、赤方偏移が 0.1 程度以上に多く分布しており、これら大多数の

ULIRG 種族に適用することは不可能なのである。また、感度の面でも、Q バンドで約 100 mJy より明るくな
いと充分な S/N 比が得られず、赤方偏移 0.1 程度以上の一般 ULIRG の正体を解明することは極めて厳しい状
況である。

期待される成果

TMT30m 望遠鏡を用いれば、8m 級望遠鏡に比べて、空間分解能が約 4 倍向上し (Q バンドで 0.12 arcsec)、
かつ、対象とするコンパクトな放射源に対しては、感度は 10 倍以上も改善される。これにより、放射表面輝度法により、近傍の一般の ULIRG のエネルギー源を系統的に研究することが初めて可能になる。
積分時間は、Q バンドで 30 分から 1 時間程度で S/N > 20 が達成され、十分な議論ができる。観測のオーバーヘッドを 3 倍とすれば、1 晩で 4–5 天体を観測することができ、約 10 晩で 40–50 天体の系統的研究が可能になり、近傍の興味深い ULIRG をほぼ完全に網羅できる。

第 5 章 巨大ブラックホールの起源 〜活動銀河核と巨大ブラックホール〜

158

図 5.14: すばる 8.2m 望遠鏡による Q バンドでの高空間分解能の画像。(左): 標準星の画像。三方向に伸びるパターン (3 個のダイアモンド) が見えており、回折限界像が実現していることを意味する。(中央): 赤外線分光観測から、強力な埋もれた活動銀河核が示唆された ULIRG の画像。Q バンド放射もコンパクトで、放射の表面輝度も、星生成の上限である 1013 L¯ kpc−2 を優に超えると見積もられた。(右): 強力な埋もれた活動銀河核のサインのない星生成銀河の Q バンド画像。放射は広がっており、表面輝度も星生成で説明できる範囲内に収まっている。Imanishi et al.(2010; submitted to AJ) より引用。
日本の独自性次世代 ELT(TMT, GMT, EELT) の中で、ヨーロッパの EELT は Q バンドの観測機能を有しない。GMTは有するが、標高が 2,550 m と低く、感度や観測成功率が相当低いと考えられる。TMT+MICHI+MIRAO の組み合わせが、最も強力である。また、本研究は、日本の研究グループが系統的に研究を進めてきたことから(Imanishi et al. 2010; submitted to AJ)、日本が世界をリードすることが十分可能である。

他のプロジェクトとの関係
本研究は、中間赤外線の Q バンドでの高空間分解能が最重要であるため、小口径の赤外線天文衛星 (JWST 6.5m
や SPICA 3.5m) や、Q バンド撮像能力を有しない EELT、標高の低い GMT に比べて、TMT+MICHI+MIRAO
が最も強力な装置となり得る。
近傍 ULIRG に関して、赤外線分光によるエネルギー源診断法の結果と比較し、ほぼ全天体に対して整合性が確認されれば、両手法とも信頼できるものであるという確証が得られたことになる。それを基に、SPICA 赤
外線天文衛星を用いて、赤方偏移が 1 を超える遠方宇宙の ULIRG に分光観測を拡張し、宇宙初期における塵に埋もれた活動銀河核を直接解明することにつながる。また、ALMA を用いた、(サブ) ミリ波での分子ガスの輝線比を用いたエネルギー源診断法 (Imanishi et al. 2006b, 2007b, 2009, 2010c) とも比較を行う。

要求される装置とその仕様

Q バンドで、TMT30m 望遠鏡の回折限界像 (0.12 arcsec) が達成される必要がある。MIRAO の助けで可能
になる。

種別

SGI

装置名

MICHI

観測モード
撮像

必要とする装置、仕様
AO
波長範囲 波長分解能
有 (MIRAO)

18 µm

R ∼ 10視野

100 arcsec

空間分解能
2

0.12 arcsec

5.3. 中心 100 pc の謎に迫る：TMT で暴く銀河中心の未解明領域

5.3.4

159

巨大ブラックホール近傍から噴き出すアウトフローの実態解明

概要
青方偏移した吸収線を手がかりにして認識されるアウトフロー現象は半数以上の活動的なブラックホールに見られる普遍的な現象である。このアウトフロー現象はブラックホールへの質量降着にとってだけではなく、ブラックホールを含む銀河の進化にも重要な役割を果たしているのではないかと考えられるようになってきた。
そのため、アウトフロー現象の構造、規模、加速機構の解明はブラックホールのみならず、それを含む銀河の進化を理解する上でも重要な研究題目である。高い S/N の高分散分光観測により、アウトフロー現象の物理量を正確に測定することで、ブラックホール周囲からのアウトフロー現象の理解が大きく進むことが期待される。

Outﬂows from the vicinity of supermassive black holes
The origins of blueshifted absorption features in quasar spectra are regarded as outﬂowing gases fromthe vicinity of supermassive black hole. Such phenomena are observed among more than 50% of active
supermassive black holes in galaxies, then they are ubiquitous phenomena. These outﬂowing gases have beenthought to have important role for not only accretion towards black holes but also evolution of galaxies where
supermassive black holes reside in. Thus, understanding of structures, scales, and acceleration mechanismsof outﬂow is important for studying the evolution of both supermassive black holes and galaxies. We expectthat high S/N and high spectral resolution spectroscopy makes large progress of understanding of outﬂow
from the vicinity of supermassive black holes by means of accurate measurements of physical properties ofoutﬂowing gases.

背景と目的
活動銀河核のスペクトル中に見られる吸収線は、その見た目の形状から 3 つの種類に分けられる (図 5.15)。線
幅が非常に広く (視線速度幅にして 2,000 ∼ 30,000 km s−1 ) 滑らかな吸収構造を持つ広吸収線 (Broad absorption

line; BAL)、線幅が狭く (速度幅 500 km s−1 程度以下) でこぼこしている狭吸収線 (Narrow Absorption Line;
NAL) 、そして両者の中間的性質を持つ準広吸収線 (mini-BAL)(Hamann & Sabra 2004) の 3 つである。全ての BAL と mini-BAL、および 4 割弱の NAL が活動銀河核自身、すなわち降着円盤からのアウトフローガスにその起源を持つと考えられている。BAL、mini-BAL、NAL すべてを合わせると１型活動銀河核の 50%以上にアウトフローガスが観測されており (Ganguly & Brotherton 2008)、アウトフロー現象は活動銀河核に普遍的なものであるといえる。
このアウトフローガスは、活動銀河核の活動を持続させるための質量降着の邪魔になる角運動量を降着円盤から抜き出す役割を果たす。そればかりか、銀河中心部近傍の星間・銀河間物質の星形成活動や重元素汚染に多大なる影響を与えるため、その重要性は計り知れない。詳細な内部構造、およびその加速機構の解明、定量的なアウトフローの規模 (ガス流量、輸送される運動エネルギー)、その分布の把握が欠かせない。

BAL、mini-BAL および NAL の一部には、部分掩蔽 (視線方向に対して、吸収体が背景光源を完全に覆っていない状況) (Barlow & Sargent 1997; Arav et al. 1999a) や時間変動 (時間間隔をあけた複数回の観測により吸収線の形状が変化する) (Hamann et al. 1997, 2008) を示すものが存在する。アウトフロー辺縁部のガスによる吸収線であると考えられている NAL や mini-BAL については、吸収線モデルフィットによる物理量の定量的な評価が可能であり、その結果は、アウトフロー辺縁部のガスが一様な内部構造を持つのではなく小さな塊状、あるいはフィラメント状のガスの集団であることを示唆している (Wu et al. 2010)。一方、アウトフロー本体の内部構造を電離状態や密度、掩蔽率の分布として定量的に把握した例は非常に数少ない (Arav et al. 1999b)。
そこで、アウトフローのうち、最大の規模を誇り、銀河進化にも大きく影響を与えているであろう BAL についての理解、および内部構造の定量的把握を進めることを目標とする。S/N 比を飛躍的に向上させた高分散分
光観測を行い、現状では柱密度の正確な測定さえ困難な BAL の構造を明らかにする。具体的には BAL の様々

160

第 5 章 巨大ブラックホールの起源 〜活動銀河核と巨大ブラックホール〜な情報 (柱密度、部分掩蔽率、個数密度、電離状態、金属量、ガス温度など) を速度毎に定量的に測定、評価することを目指す。得られた密度、電離状態の情報に光電離モデルを適用すれば、中心核からのアウトフローガ
スまでの距離が求まり、ガス流量、運動エネルギーが計算できる。その後に、母銀河の星形成抑制、重元素汚染に与える影響を定量的に評価できる。BAL は背景光源を極めて強く吸収するため、高 S/N のスペクトルを
多数の BAL に対して取得し、総合的な理解をすることは現在の 8-10m 望遠鏡では困難である。TMT の集光力が不可欠である所以である。
内部構造の解明は、アウトフローガスの加速機構にも一定の制限を与える。現在最も有力視されている説は、降着円盤からの輻射圧によって上方に打ち上げられたガスが、活動的銀河核中心部からの輻射圧によりそのま
ま外部に加速されるというもの (輻射圧モデル) である (Murray et al. 1995; Proga et al. 2000)。また、磁気遠心力的な効果が貢献しているとする説 (磁気遠心力モデル) もある (Blandford & Payne 1982; Konigl & Kartje

1994)。これは、高速で回転する降着円盤を突き刺すように延びた磁力線に沿って、遠心力を得たガスが上方に打ち上げられるという描像である。他にも、ガスの圧力差を利用して塵トーラスからガスが放出されるとする説 (ガス圧モデル) がある (Chelouche & Netzer 2005)。活動的銀河核中心部からの輻射によって蒸発したトーラス表面のガスが、圧力差を利用して加速されるという説である。加速機構の理解が進めば、現時点での速度まで加速される時間が評価でき、BAL の継続時間について貴重な情報を得ることができる。

方法と実現可能性

TMT の大集光力を頼りに、現実的な観測時間内に S/N ∼ 100 pixel−1 程度のスペクトルを得る高分散分光
観測を BAL を持つ遠方の明るい活動銀河核に対して行う。銀河あるいは銀河間ガスと比べてガス温度が高い(Tgas ∼ 104 K) アウトフローガスを対象としているため、波長分解能は R ∼ 45, 000 程度で十分である。分散も ∼ 0.04 Å pixel−1 程度で問題ない。

Mg II, Fe II, Si II といった低電離吸収線から Si IV, S IV, C IV, N V, O VI といった高電離吸収線まで広い
範囲の電離度の吸収線を網羅し、ガスの電離パラメータを求める。また、励起状態からの吸収線である Fe II*,Si II*, S IV*を観測し、同じイオンの基底状態からの吸収線の柱密度との比較により、ガスの体積密度を求める。同じイオンの基底状態の吸収線で強度が異なる吸収線 (2 重共鳴吸収線) の強度比から、ガスの背景光源に対する掩蔽率を求める。上記物理量 (電離パラメータ、ガス体積密度、掩蔽率) は速度毎に評価する。

V ∼ 17 等程度の活動銀河核を観測対象とした場合でも、強い吸収を受ける BAL 領域では 2 等級ほど暗くなる。これらの条件を考慮に入れると、15 時間程度の積分で S/N ∼ 100 pixel−1 程度のデータを TMT では取得することができる。

期待される成果

BAL に対する吸収線モデルフィットをもとに、各吸収成分に対する様々な物理量 (柱密度、線幅、視線速度情報) を得ることができる。複数種の吸収線を同時に検出することができれば、光電離モデルによって、ガスの金属量、電離状態、密度、温度などの評価も可能となる。従来 NAL および mini-BAL に対して行われていたあらゆる種類の解析が BAL に対しても可能となる。電離状態と密度が求まれば、アウトフローの中心核からの位置、ガス流量、運動エネルギーが評価できる。これにより、宇宙の重元素汚染や活動銀河核の進化に欠かせないアウトフローガスの理解が飛躍的に進むものと思われる。

日本の独自性
これまで日本の研究グループにより、現在観測可能な BAL の観測がすばる望遠鏡の高分散分光器 HDS を用いて行われてきている。また、NAL と mini-BAL に対しては、すでに 10 数天体の遠方の明るい活動銀河核を対象とした 10 年以上にわたる吸収線変動モニター観測も進められてきている。あらゆる吸収線を利用した包5.3. 中心 100 pc の謎に迫る：TMT で暴く銀河中心の未解明領域

161

%$/

NPV

PLQLѸ%$/

NPV

1$/

NPV

図 5.15: 線幅の違いによって分類される吸収線の 3 つの種類。BAL は SDSS で取得された C IV 吸収線の合成
スペクトル。mini-BAL はすばる望遠鏡で取得された HS 1603+3820 の C IV 吸収線。NAL は Keck 望遠鏡で取得された HS 1700+6416 の N V 吸収線。現在では観測精度の限界により、 BAL については、mini-BAL と

NAL のように速度毎の柱密度、電離状態、掩蔽率などを正確に求めることはごく限られた遠方の明るい活動銀
河核のみに可能である。
括的な観測スタイルが日本の独自性であり強みである。BAL に対する物理量の評価が、量・質ともに飛躍的に向上する TMT 時代には、アウトフローガスの実態の解明が一気に進むものと思われる。

他のプロジェクトとの関係
高分散分光観測は宇宙望遠鏡と比較して、地上超大型望遠鏡が最も有利な観測手法の一つである。将来の X
線分光観測により X 線領域で見つかる遠方活動銀河核のアウトフロー現象の結果と合わせることにより、アウ
トフロー現象の総合的な理解がより進むと期待される。

要求される装置とその仕様

種別

SGI
FDI

5.3.5

装置名
J-HROS
NIRES

必要とする装置、仕様
観測モード AO
波長範囲
波長分解能

視野

空間分解能

R ∼ 45000
R ∼ 45000

—
—

—
—

高分散分光
高分散分光

—
有

0.3–1.0 µm
1.0–2.4 µm

ミニ電波ジェットの実態に迫る

概要
活動銀河核から放出された相対論的ジェットは周りの物質との相互作用により強い衝撃波領域（ホットスポット）や広がった電波ローブを形成し減速することが知られている。 近年の高分解能電波観測 (VLBI 等) から、

kpc 以下の空間スケールしか持たない小スケール電波源 についての知見が深まりつつある。興味深いことに、その年齢が 103−5 年と若いこと、電波ローブの形状は Cygnus A のような巨大電波銀河と類似していることか

162

第 5 章 巨大ブラックホールの起源 〜活動銀河核と巨大ブラックホール〜

ら、進化の初期段階にある電波銀河であると考えられている。しかし、ミニ電波銀河がどのように巨大電波銀河へ進化するのかについては明らかになっていない。さらに、ミニ電波ジェットの大きさは銀河スケール以下のため、銀河スケールでのフィードバック機構を解明するためのよい実験室でもある。
この章では、TMT の高空間分解能を活かして、電波ローブ周辺に存在する電離ガスの速度構造を詳しく調べることで、ミニ電波ジェットの進化やフィードバック機構について明らかになることについて述べる。

Revealing the nature of compact radio galaxies and the radio-mode AGN feedback
Relativistic jets in active galactic nuclei (AGNs) are widely believed to be the dissipation of kinetic energyof relativistic motion produced in the vicinity of a supermassive black hole at the galactic center. The jet inpowerful giant radio galaxies, whose linear size is > 10 kpc, is slowed down via strong terminal shocks which
are identiﬁed as hot spots. Recently, a large number of compact radio galaxies, whose linear size is < 1 kpc,
have been discovered by high-spatial radio observations (e.g., VLBI). Interestingly, the advance speed of hot
spots of compact radio galaxies is typically 0.1c, indicating a dynamical age of 102 − 105 yr. This suggeststhat compact radio galaxies are possible candidates for the progenitors of giant radio galaxies. However,
it is still unclear how the compact radio galaxies evolve into the giant radio galaxies. Moreover, the small
physical extent (and young age) of compact radio galaxies implies that the inﬂuence of the central AGN
activity on its galactic environment is conﬁned to the inner 100 pc. Therefore, the compact radio galaxies
is a good laboratory to understand the radio-loud AGN feedback. In this section, we propose high-spacial
resolution near-infrared observations to reveal the evolution of compact radio galaxies and the radio-mode
AGN feedback by examining the velocity ﬁeld of the ionized gas around the radio lobes.

背景と目的

図 5.16: Cygnus A 銀河のコクーンの画像 (Yaji et al. 2010)。色スケールマップはチャンドラＸ線衛星により得られたＸ線データ、等高線は VLA によって得られた電波データ（330 MHz）である。
活動銀河核から放出された相対論的ジェットは周りの物質との相互作用により強い衝撃波領域（ホットスポット）や広がった電波ローブを形成し減速する (e.g., Begelman et al. 1984)。また、ジェットの側面からは、周囲のガスとの衝突で減速されたガスがあふれ出し、ジェット全体を包み込んだコクーンと呼ばれる構造が形成されると考えられている (e.g., Scheuer 1974; Begelman & Cioﬃ 1989)。Cygnus A 銀河（図 5.16）を代表とする電波銀河は、銀河の遥か遠方まで伸びる巨大ジェットを持ち、その年齢は 106−7 年と見積もられている(e.g., Carilli et al. 1991; Kino & Kawakatu 2005; Ito et al. 2008)。では、巨大ジェットはどのように形成され

5.3. 中心 100 pc の謎に迫る：TMT で暴く銀河中心の未解明領域

163るのだろうか？この問題を解き明かす鍵となる天体としてミニ電波銀河が注目されている（図 5.17）。このミ
ニ電波銀河は、ジェットの差し渡しが 1 kpc 以下とコンパクトで、年齢が 102−5 年と若いことから、進化段階の電波銀河でないかと考えられている (e.g., Fanti et al. 1995; Readhead et al. 1996a,b; O’Dea & Baum 1997;

Stanghellini et al. 1998; Dallacasa et al. 2000; Snellen et al. 2000; Orienti et al. 2007; Orienti & Dallacasa
2008)。しかしながら、ミニ電波銀河と巨大電波銀河の物理的な関係はほとんど明らかになっていない。

図 5.17: 異なるサイズの電波銀河の進化（左：概念図）とホットスポットサイズの進化（右：観測結果):(Kawakatu

et al. 2008)。破線（点線）はジェットの大きさが 1 pc から 1 kpc まで（1 kpc から 1 Mpc まで）の電波銀河に対するベストフィットの線を表す。
図 5.17 は電波源の力学進化を反映するホットスポット半径と銀河中心からの距離との関係を示している(Kawakatu et al. 2008)。この図からホットスポットの大きさの進化が ∼ kpc を境に変化することが分かる。
つまり、小さいスケールでは進化が急であるのに対し、大きいスケールでは進化が緩やかになっている。これはミニ電波銀河の運命を探る上で大変興味深い結果である。ジェットとそれを取り囲むコクーンの膨張を解析的に解き、上で述べた観測 (図 5.17) との比較を行った結果、ジェットが銀河の中を通過する時、強い減速を受けることを予言した (図 5.18) (Kawakatu et al. 2008)。この図から、ブラックホール近傍で電波ローブの膨張速度が大きい場合は、銀河スケールで減速を受けても銀河の外で緩やかに加速に転じるために、銀河を超える
空間スケールまで超音速膨張することが可能であることが分かる。このことは、降着円盤から極めて高速（光速の 10% 以上）で吹き出したジェットだけが最終的に Cygnus A のような巨大ジェットへ進化できることを意味する。この理論予言を検証するためには、ホットスポットの速度進化を観測的に調べることが重要となる。
しかしながら、これまでの高分解能電波観測（e.g., VLBI）では限られた天体の速度しか測られていないのが現状である (図 5.18)。理論が予言する強い減速が起こっているか否かを確かめるためには、特に 100 pc から 10 kpc の速度情報が重要となるが、このスケールの天体のホットスポットをミリ秒角台の分解能で撮像観測することは現在の電波干渉計では難しいために、これまで速度の検出には至っていない。さらに、活動銀河
核ジェットは周辺ガスに与えるフィードバックが銀河進化に大きな役割を果たす可能性が指摘されている (e.g.,

Best et al. 2007)。そのため、ジェットによるフィードバック機構の理解は巨大ブラックホールと銀河の共進化を明らかにする上でも重要である。特に銀河スケールでのフィードバック機構を解明するために、大きさの小さい（年齢の若い）ミニ電波銀河は良い実験室になりうる。
本提案の目的は、TMT の高い空間分解能を活かして、電波ローブ周辺に存在する電離ガスの速度構造を詳しく調べ、ミニ電波ジェットの進化やフィードバック機構を解明することである。

方法と実現可能性
ミニ電波銀河に対して電離ガスの運動を調べた研究は数多く行われており、かなり複雑な速度構造であることが報告されている (e.g., Holt et al. 2003, 2006, 2010)。しかし、空間分解能の制限から、複雑な速度構造を

164

第 5 章 巨大ブラックホールの起源 〜活動銀河核と巨大ブラックホール〜

図 5.18: 電波ローブの膨張速度と電波ジェットの大きさの関係 (Kawakatu et al. 2008)。実線は理論モデルの結果、データ点は VLBI で見積もられた電波ローブの膨張速度を表す。
持つが電離ガスがどの領域に存在するのか分からなかったため、電波ローブの膨張速度を反映するような電離ガスの速度進化や、ミニ電波ジェットと電離ガスの力学運動との物理的な関係については踏み込んだ議論ができなかった。上記の目的を達成するには、強力なミニ電波銀河が存在する赤方偏移 z = 0.1 − 1 付近で、ジェットの大きさ (100 pc–10 kpc) を空間分解可能な TMT による観測が必須である。
さまざまな大きさの電波銀河に対して、[S iii]λλ9060,9532 輝線を使った TMT+IRIS に AO を組み合わせ
た面分光により、電波ローブ周辺の電離ガスの速度を見積もる。それに加えて、電離ガスの質量は水素原子の再結合輝線 Paβ を用いことで評価する。これら 2 つの物理量から、ローブ周辺に存在する電離ガスの運動エネ
ルギーを算出することができる (e.g., Holt et al. 2003)。一方、ジェットの運動エネルギーは膨張するローブの力学と観測により得られる電波ローブの形状との比較により評価することができる (Kino & Kawakatu 2005;

Ito et al. 2008) これにより、ジェットの運動エネルギーの何割が電離ガスの運動エネルギーへ転換されているか明らかにすることができる。これは活動銀河核ジェットによるフィードバックが周辺環境に多大な影響を与えうるか知るために重要である。

TMT+IRIS による観測可能性について、[O iii] λ5007 輝線が既に検出されていて、電波強度の高い 15 天体のミニ電波銀河 (Kawakatu et al. 2009) を例に評価する。光電離モデル Cloudy (Ferland et al. 1998) による結果 (F[S III] > 0.2 F[O III] ) と電波ジェットの大きさ (100 pc–5 kpc) を考慮すると、15 天体中 10 天体は 1 時間以内の積分時間で検出できる。ここで、TMT の装置ハンドブックから IFU の輝線感度が ∼ 1 × 10−18 erg s−1

cm−2 element−1 (1 時間積分) であることを用いた。

期待される成果
ジェットの大きさが異なる電波銀河に対して、電波ローブ周辺の電離ガスの速度を求めることで、100 pc–10

kpc スケールの電波ローブ膨張の速度進化が明らかになる。これにより、どのようなミニ電波銀河が巨大電波銀河へ進化するかについての知見を得ることができる。さらに、TMT 観測から得られる電波ローブ周辺の電離ガスの運動エネルギーと、ジェットの運動エネルギーを比較することで、ジェットが電離ガスへ与えるフィードバック効果を定量的に評価することが可能となる。

5.3. 中心 100 pc の謎に迫る：TMT で暴く銀河中心の未解明領域

165

日本の独自性
ミニ電波銀河の電波ローブ周辺の電離ガスの速度から電波銀河の進化を探るアイディアは、日本の研究グループの成果をもとにしており、日本の独自性を出せると考えている。

他のプロジェクトとの関係

SKA (Square Kilometer Array）を用いると、100 pc–10 kpc スケールの電波銀河のホットスポットを撮像観測し、電波ローブの膨張速度を直接見積もることが可能となる。これにより、電波ローブ周辺の電離ガスの速度進化が本当に電波ローブの膨張速度を反映しているのか検証することできる。さらに、SKA は低エネルギー
電子からの放射を捉えるために、より正しくコクーンの形状を得ることができる。そのため、精度良くジェッ
トの運動エネルギーを評価できるようになる。以上から、電波ジェットによるフィードバック効果をより正確に評価するために SKA との連携が重要になる。

要求される装置とその仕様

種別

装置名

ELI

5.3.6

IRIS

観測モード
面分光

必要とする装置、仕様
AO
波長範囲
波長分解能
有 (NFIRAOS) 0.8–2.5 µm
R ∼ 4000視野

3 arcsec

空間分解能
20.01 arcsec

母銀河スケールでの電離プラズマ領域の実態解明

概要
この章では狭輝線放射領域 (Narrow-Line Region :NLR) と呼ばれる輝線放射領域に関する詳細研究について述べる。NLR は中心から数 100 pc 程度に広がっており、いくつかの天体については地上観測でも空間分解されていたので、今まで様々な研究がなされてきた。しかし、いまだに理解が進んでいない点が多い。これは観測的な限界に負うところが大きい。TMT を用いれば、これまで以上の空間分解能と集光力が得られるので、

NLR に関する新たな知見を我々にもたらすことが期待できる。

Detailed studies of narrow line regions
In this section, we describe detailed studies of extended emission-line regions around the nuclei which
are called narrow-line regions (NLRs). NLRs have been intensely investigated so far because NLRs of some
objects have been spatially resolved with ground-based observations. However, there remain many unclear
matters to be worked out, because of observational limitations of the current instrumental facilities. TMT
will have excellent spatial resolving power and greater light-collecting power. Through observations with
TMT, we expect to get new insights on NLRs.

背景と目的
大気揺らぎのある地上観測においても、一部の天体の NLR は空間的に分解可能であったため多くの研究がなされてきた。撮像観測の結果、多くの天体に中心から扇状に広がった輝線放射領域が確認された (e.g., Tadhunter& Tsvetanov 1989; Schmitt & Kinney 1996)。また活動銀河核のスペクトルには短波長側へ尾を引くような輝線輪郭 (e.g., 図 5.19) が多くの天体に見られた (e.g., Vrtilek & Carleton 1985; Veilleux 1991a)。また一般的に
高階電離輝線の方がより長い尾を引いており、これは高階電離状態のガスが高速運動していることを示唆して

166

第 5 章 巨大ブラックホールの起源 〜活動銀河核と巨大ブラックホール〜

図 5.19: 活動銀河核の輝線輪郭の例 (Veilleux 1991b)。左から [O i] λ6300、[O iii] λ5007、[Fe vii] λ6087。横軸は [O iii] λ5007 のピーク位置を原点にした視線速度、縦軸はそれぞれのピーク強度で規格化されている。

図 5.20: 一般的に受け入れられている NLR の模式図。中心から両側にコーン状に広がっており、ガスが外向きに流れている。観測者から見て遠い側のコーンは銀河ディスクの陰になり見えにくくなっている。しかし、この描像では説明できない観測結果もある。
いる (e.g., De Robertis & Osterbrock 1984; Nagao et al. 2003)。これらの観測結果から以下のような解釈が一般的に受け入れられている (図 5.20)。

• NLR は中心から両側にコーン状に広がっている。
• 観測者から見て遠い側のコーンは銀河円盤に隠されて見えにくくなっている。
• 中心近いガスほど高階電離状態で、より高速運動している。
しかし上記の解釈では説明できない観測結果もある。図 5.21 は活動銀河核を持つ NGC 1068 の NLR 内での輝線放射ガスの視線速度の半径依存性を示したものである。これによると中心から離れるにしたがって速度が増加し、半径約 2 arcsec 程度のところで減速に転じている。これは中心ほど速度が大きいという上記３番目の解釈とは食い違っている。Ozaki (2009) は上記のようなモデルと異なるモデルを提唱し、観測された速度場と電離エネルギーの異なる輝線輪郭の違いを説明することに成功している。この結果から NLR の描像は、図5.20 に示したように単純なものではないことが示唆される。
ガスは中心核からの放射によって電離されていると考えられているが、衝撃波によって電離されていることを示唆する観測結果もあり、おそらく NLR のどこかで衝撃波が形成されているはずだと考えられる (e.g.,
Storchi-Bergmann et al. 2009; Hashimoto et al. 2010)。この起源として、電波ジェットとガス雲とが相互作用
して衝撃波が形成されているという説が有力であるが、いまだはっきりとはしていない。
NLR に存在するガス雲がどこから飛んできたのかということも明らかではない。非常に中心近くからガス雲が噴出しているという研究結果 (図 5.21) があるが、具体的にその起源までは確認できていない。母銀河に存在する分子雲が NLR に入ってきた、あるいは中心付近に存在すると考えられている分子雲トーラスから吹き飛ばされてきた、さらに内側の広輝線放射領域 (Broad-Line Region :BLR) から吹き飛ばされてきた、という可能性が挙げられている。また、ガスが吹き飛ばされていることは確かなようであるが、その加速機構も明ら5.3. 中心 100 pc の謎に迫る：TMT で暴く銀河中心の未解明領域

167

図 5.21: NGC 1068 の NLR 内での輝線放射ガスの速度の半径依存性 (Crenshaw & Kraemer 2000)。縦軸は視線速度、横軸は中心からの角距離。破線は NGC 1068 の後退速度。灰色部分はモデル計算結果。
かでない。中心からの放射による放射圧、中心付近からの高温ガス流との相互作用、ジェットとの相互作用などの候補があるが、どの案も整合性良く観測結果を説明できていない。
以上のように NLR 研究の歴史は古いものの、NLR には未だに不明な点が多く残されている。これらの不明点がいまだ残されている原因は、これまでの観測の空間分解能が不十分なために様々な物理現象をまとめて観測してしまっていたため、個々の物理現象に制限をつけるのが難しかったからである。HST で取得された
NGC 1068 の中心付近の輝線像 (図 5.22) を見ると、多くのガス雲に分解されていることが分かる。これらのガス雲を分光観測してみると、HST で一つのガス雲と見えているもののなかに電離状態の異なる複数のガス雲が存在することや、光電離だけでなく衝撃波も寄与していることを示唆する結果が得られた。これらの観測結果
は、個別の物理現象の議論を行うためには HST の解像力でも十分ではなく、さらに高い空間分解能が必要であることを示している。
ガス雲の物理状態を研究するためには複数の輝線を観測し、その相対強度を調べるという手法が一般的である。様々な電離エネルギーと密度依存性をもった輝線を、できるだけ多く観測することが望ましい。そのためには暗い輝線の情報も必要となるが、そのような輝線を観測できるのは 8m 級望遠鏡をもってしても明るい天体に限られている。

TMT は 8m 級望遠鏡の 16 倍の集光力をもつので、今までよりも暗い領域あるいは暗い輝線まで研究することができる。また近赤外線で回折限界の観測を行うことができる IRIS を用いれば、今まで達成することができなかった空間分解能で観測することができ、個別の物理現象をより明瞭に観測できるようになる。TMT を用いれば、今までの知見から更に一歩進んで、NLR の詳細を明らかにできると期待される。それらの詳細が明らかになれば、より中心部の構成要素 (分子雲トーラスや BLR など) との関連や母銀河との関連にも迫ることができるだろう。

方法と実現可能性

IRIS による高空間分解面分光観測
IRIS は最小 0.004 arcsec の空間分解能を有する。TMT では近赤外線での回折限界は約 0.01 arcsec である
ので、IRIS は TMT での回折限界の性能を十分引き出すことができる。HST で得られた図 5.22 の画像の空間分解能は 0.05 arcsec であるので、IRIS を用いれば、この 5 倍の解像力で各場所のスペクトル情報が得られる。
ガス雲の物理状態を調べるためには複数の輝線を観測する必要がある。NGC 1068 の場合、1 時間露出で検出できる輝線を図 5.23 に挙げる。これらの輝線の電離エネルギーは 0 ∼ 351 eV であり、幅広いエネルギー領

168

第 5 章 巨大ブラックホールの起源 〜活動銀河核と巨大ブラックホール〜

図 5.22: 画像は NGC 1068 の中心付近の [O iii] λ5007 の画像 (Macchetto et al. 1994)、等高線画像は電波連
続光の画像 (Gallimore et al. 2004)。図中には 1 arcsec、0.1 arcsec、0.01 arcsec のスケールを示している。右
図の四角形は IRIS 面分光モードの 0.004 arcsec サンプリングを用いたときの視野を示した。
域を探ることができる。この検出可能性の評価には Martins et al. (2010) の分光観測結果を参照した。彼らは中心の 1.6 × 0.8 arcsec2 の領域を積分しており、ここでの評価では輝線放射領域が一様に広がっているという仮定をしている。図 5.22 でも明らかなように、実際には明るいガス雲が点在しているような構造をしており、明るいガス雲では図 5.23 に挙げた以外の輝線の検出も期待できる。
しかし TMT をもってしても 0.004 arcsec の空間分解能で観測できるのは、NGC 1068 をはじめとする一部の明るい活動銀河核に限られる。他の活動銀河核については 0.009 arcsec、0.025 arcsec、0.05 arcsec といった低い空間分解能で観測する必要がある。たとえ 0.05 arcsec のサンプリングでも HST と同程度の空間分解能で、詳細な分光データが多数の天体について得られる意義は大きい。

WFOS による中分散面分光観測
図 5.24 は HST によって得られた画像と、それを補償光学システムなしで地上から観測した場合の画像である。当然であるが、補償光学システムなしの地上観測では空間分解能が悪い。一方、図 5.25 はジェミニ望遠鏡の可視光分光撮像装置 GMOS の面分光モードで得られたデータである。補償光学システムは使用されていない。図 5.24 左に見られる各ガス雲が異なる視線速度を持っているために、分光することで各ガス雲を見分けやすくなっていることがわかる。これは面分光することで波長方向の情報を加えることができるので、空間分解能の悪さをある程度補うことができることを示している。このような観測を行うためには、輝線幅を分解できる速度分解能が必要となる。典型的な輝線幅は数 100 km s−1 であるので、速度分解能が数 10 km s−1 (波長分
解能 R ∼ 5000) あれば十分である。
ある程度高い波長分解能で面分光できるのは、8m 級の望遠鏡では NGC 1068 をはじめとする明るい活動銀河核に限られていた。大きな集光力をもつ TMT ならば、より暗い天体も観測できるようになる。NGC 1068
よりも 3 桁暗い天体を WFOS で面分光観測した場合に、輝線輪郭が議論できる程度の S/N で検出できる輝線を図 5.26 に挙げた。Ho et al. (1997) によると、NGC 1068 よりも 3 桁暗い近傍の活動銀河核は 35 個3 存在する。これだけの数があれば系統的な研究が可能となり、NLR の一般的な描像を得られるようになるだろう。

3 ライナー (Low-Ionization Nuclear Emission-Line Region: LINER) という部類に分類される天体にも活動銀河核の存在を示唆す
る観測結果がある。LINER に分類されている天体も含めると 82 個になる。

169[S IX][Ca VIII]Br γ

H2 1-0 S(1)H2 1-0 S(3)Pa β[Fe II]

He I
Pa γ

[C I]

100

He II

200

[S II]

300[Si VI][S VIII]

400[Si X]

500[S III][S III]

Ionization/disociation energy (eV)5.3. 中心 100 pc の謎に迫る：TMT で暴く銀河中心の未解明領域

0
0.8

1

1.2

1.4

1.6
Wavelenght (µm)

1.8

2

2.2

2.4

図 5.23: NGC 1068 を IRIS 面分光モード (空間サンプリング 0.004 arcsec) で１時間露出をした場合に検出可能な輝線。横軸は波長、縦軸は電離/解離エネルギーである。禁制線については表示イオンになるための電離エネルギーを示した。許容線については表示原子から電離するエネルギーを示している。分子については解離
エネルギーを示した。近赤外線領域のスペクトル例は図 5.33 に示されている。

図 5.24: 左は HST を用いて得られた [O iii] λ5007 の画像、右は左の画像を 0.5 arcsec でガウシアンコンボ
リューションした画像 (Galliano et al. 2003)。

図 5.25: GMOS の面分光モードで得られたデータ (Gerssen et al. 2006)。[O iii] λ5007 に関して 450 km s−1
毎の画像が表示されている。左から右へ行くにしたがって、我々から遠ざかる視線速度を持つ成分である。図中の＋印は著者が加えたもので、各画像の中心を示しており、銀河中心を意味しているわけではない。

第 5 章 巨大ブラックホールの起源 〜活動銀河核と巨大ブラックホール〜[Fe VII][Fe VII]

100

0
300

400

500

600
700
Wavelenght (nm)800

[S III][S III][Ar III][S II][N II]Hα[N II][S II][S II]

He I

[O I]
[O I]

20

[O III]

40

Hβ

60

He II
[O III]80[O II] [Ne III][S II][Ne III]Hδ
Hγ [O III]

Ionization energy (eV)120

[Ne V][Ne V]

170

900

1000

図 5.26: NGC 1068 よりも 3 桁暗い天体を WFOS で面分光観測した場合に検出可能な輝線。横軸は波長、縦軸は電離エネルギーである。禁制線については表示イオンになるための電離エネルギーを示した。許容線については表示原子から電離するエネルギーを示している。
期待される成果

IRIS の観測からは NLR 内部の局所的な物理現象の詳細情報が得られる。この観測結果はガス雲の電離機構
や、電波ジェットとガス雲との相互作用、ガス雲の起源と加速機構に関する知見がもたらされると期待できる。

WFOS の観測からは NLR の全体構造に関して、今までよりも一歩進んだ知見を得ることができると期待できる。両者の情報を合わせることで、NLR の局所的な現象から全体像までを解明する多くの手がかりを得ることができるだろう。

日本の独自性北米の研究者からなる TMT Science Advisory Committee により 2007 年にまとめられた「Thirty Meter

Telescope Detailed Science Case: 2007」には、NLR に関する研究は挙がっておらず、そのため NLR 研究は
TMT を用いて独自のサイエンスを日本が主導していける課題である。なお WFOS の面分光機能は日本の国立天文台が開発に向けて活動を行っているものである。

他のプロジェクトとの関係

IRIS で目指すサイエンスは高い空間分解能が必要であるので、JWST よりも TMT の方が有利である。JWSTには可視分光観測を行う装置がないので、WFOS で目指すサイエンスは競合しない。
輝線放射ガス雲と分子雲の分布や運動を比較することで、ガス雲の起源を探ることができるので、ALMA との連携が重要になってくる。

要求される装置とその仕様

種別

装置名

観測モード

ELI

IRIS

面分光

ELI

WFOS

面分光 †

AO
有
—

必要とする装置、仕様
波長範囲
波長分解能

0.85–2.5 µm
0.31–1.0 µm

R ∼ 4000

視野0.45 × 0.51 –

空間分解能
0.05–0.004 arcsec

R ∼ 5000

4.4 × 2.25 arcsec2∼10 × 15 arcsec2∼ 0.6 arcsec†: 装置計画の必須目標にはなっていないが、努力目標として面分光機能が挙がっている。現在、国立天文台
先端技術センターにおいて WFOS 用の面分光ユニットの開発へ向けた活動が始まっている。

5.4. 巨大ブラックホールの宇宙論的進化および銀河との共進化

5.4

171

巨大ブラックホールの宇宙論的進化および銀河との共進化

まとめ
巨大ブラックホールはどのようにして現在の宇宙に見られる質量を宇宙の歴史の中で獲得してきたのだろうか。種となるブラックホールから巨大ブラックホールへと質量を獲得する物理過程としてはブラックホール
へのガスの降着とブラックホール同士の合体が考えられている。活動銀河核はガス降着によって巨大ブラック
ホールが成長する際の強力な放射をとらえていると考えられており、実際、活動銀河核として観測される降着過程を積分すると現在の宇宙に見られる巨大ブラックホールの質量密度がおよそ説明され、ガス降着が巨大ブラックホール成長の重要な過程であると考えられている。また最近の観測では巨大ブラックホール同士が合体しようとしている現場もとらえられ、巨大ブラックホール同士の合体過程も成長の重要な過程と認識されている。ここでは活動銀河核の個数密度の宇宙論的進化を追いかけることにより巨大ブラックホールの降着による成長の様子を定量的に明らかにする。また活動銀河核の中に合体中の巨大ブラックホールを探査することにより、合体による成長過程を統計的に調べる。
さらに現在の銀河に見られる巨大ブラックホール質量と銀河のバルジ質量の相関関係は、銀河の形成と巨大
ブラックホールの形成の間に物理的つながりがあったことを示唆する。実際、宇宙の単位体積当たりの銀河での星形成率の赤方偏移進化も活動銀河核の個数密度の赤方偏移進化もどちらも赤方偏移 1–2 付近にピークをもつ似たような進化を示しており、この結果は銀河の形成と巨大ブラックホールの進化が同時期に進行したことを示唆する。活動銀河核という巨大ブラックホールの成長が起こっている銀河が星質量、星形成率、金属量といった側面においてどのような性質を持つのか、また活動銀河核が銀河形成にどのような影響を及ぼすのか、
特に活動銀河核からのガスアウトフローが銀河スケールの星間ガスにどのような影響を与えているのか、を調べることにより、巨大ブラックホールの成長が銀河の形成とどのように結びついていたのかを明らかにする。

5.4.1

活動性が極大期だった頃の巨大ブラックホール天体の実態調査

概要
この研究では銀河中心に見られる巨大ブラックホールが誕生、成長してきた歴史を明らかにするため、遠方宇宙の活動銀河核の系統的な探査観測を行う。活動銀河核を宇宙のさまざまな時代ごとに探査することで、巨大ブラックホールのガス降着による成長を定量的に調べることができる。活動銀河核の全光度は巨大ブラック
ホールへの質量降着率を反映していると考えられており、また巨大ブラックホールの近傍のガスから放射されていると考えられる輝線を用いれば巨大ブラックホールの質量を推定することができる。これらの情報を合わせれば、どのような質量の巨大ブラックホールがどの時代に成長していたのかが明らかになる。活動銀河核の統計的なサンプルは X 線源のサンプルから構築することができる。すばる望遠鏡などによる観測では特に遠方宇宙で塵やガスによって隠された活動銀河核の検出に限界があり、隠された巨大ブラックホールの成長過程は十分に理解されていない。特に活動銀河核の個数密度が極大を迎え、巨大ブラックホールの成長が最も進んだと考えられる赤方偏移 1 から 3 の宇宙で活動銀河核の完全な探査をすることが重要である。さらに X 線ですら隠されているような活動銀河核も存在することが示唆されており、X 線で検出されない銀河のサンプルについて輝線探査を行うことにより活動銀河核を探査することも重要である。TMT の赤外線多天体分光器を用いた観測により、このような隠された成長過程を明らかにできる。

Systematic sensus of active SMBHs in the peak activity era
Systematic searches for non-obscured and obscured active galactic nuclei (AGNs) at distant universe canprovide us the important clues to understand the formation and growth histories of supermassive black
holes (SMBHs) at the center of galaxies. The growing history of SMBHs with the gas accretion process canbe reproduced with statistically complete samples of AGNs. Their intrinsic luminosities are thought to be

172

第 5 章 巨大ブラックホールの起源 〜活動銀河核と巨大ブラックホール〜

proportional to the mass accretion rate to their SMBHs and the mass of their SMBHs can be estimatedfrom the width of broad emission lines which are thought to be originated from the region dynamicallydominated by SMBHs. Combining the statistical information on the mass and the mass accretion rate, thegrowth histries of the SMBHs in each mass range can be quantitatively evaluated. Systematic samples of
AGNs can be constructed based on X-ray emission of galaxies. Observations with 8-10m class telescopes,
like Subaru, have been biased against obscured AGNs at high redshifts so far, thus it is still important toreveal the number density of heaviliy obscured AGNs at redshifts between 1 and 3 where the large fractionof the growth of SMBHs happend. Furthermore, systematic searches for AGN-like emission lines among
non-X-ray galaxies are also important to evaluate the number density of heavily-obscured AGNs. Nearinfrared multi-object spectrograph on TMT can reveal the statistical properties of obscured AGNs at suchhigh redshifts.

背景と目的
銀河系の周りの比較的大きな銀河ではほぼすべての銀河の中心領域に巨大ブラックホールが存在することが見つかってきた。さらにその巨大ブラックホールの質量は銀河のバルジ部分の質量に比例することも明らかにされた。この巨大ブラックホールがどのようにして形成されたか、どうしてその質量が銀河の質量と相関をもつのか、は大きな謎となっている。活動銀河核はこの巨大ブラックホールに周囲のガスが降着する様子が見えていると考えられている。さらに活動銀河核として観測されるガスの降着量を宇宙の歴史にわたって積分
すると近傍宇宙にみられるブラックホールの量（質量密度）に匹敵することが分かっている (Yu & Tremaine2002)。このことは活動銀河核として観測されるガスの降着過程が巨大ブラックホールの成長過程として重要な役割を担っていることを示唆している。巨大ブラックホールが降着過程によって成長する様子を定量的に調べるには活動銀河核の数密度を宇宙の歴史にわたって広い光度範囲で押さえることが必要である (Ueda et al.

2003; Marconi et al. 2004)
活動銀河核の数密度を宇宙の歴史にわたって調べるには活動銀河核の探査観測を行う。現状で遠方の活動銀河核を探査する最も良い方法は X 線での深探査観測を行い、そこで見つかった X 線源に対して可視、赤外線での撮像分光観測を行って、その天体の正体や赤方偏移を決めることである (Akiyama et al. 2000, 2003)。現在

X 線での探査で最も深い観測を実現しているチャンドラ衛星による超深宇宙探査では、検出限界は中間赤方偏移 z = 1.5 の宇宙の天体に対して 1 × 1042 erg s−1 となっている。この検出限界を達成することで巨大ブラッ
クホールの降着成長の主要な部分をおさえることができていると考えられている。このような X 線探査で見つかる可視対応天体の可視等級の一例をまとめたものが図 5.27 である。半数以上の X 線源については 8-10m 級の望遠鏡を用いた可視多天体分光探査観測によってその正体や赤方偏移が明らかにされており、そのような天体は左側にプロットしている。一方で残りの 30–40%の天体は現在の可視光の分光観測の観測限界よりも暗く、その正体などは測光データから推定するしかない。測光データから推定される赤方偏移や正体に基づいて同じようにプロットしたものが右側である。これを見るとわかるように、赤方偏移 1–3 という巨大ブラックホール
成長がもっとも激しく起こったと考えられている時期にある多数の隠された活動銀河核が可視分光観測の検出限界以下に存在していて、遠方宇宙での巨大ブラックホールの成長の様子を定量的に明らかにするにはこのよ
うな天体の正体や赤方偏移を分光観測で精度よく明らかにし、活動銀河核のサンプルを構築することが重要であることが分かる。
さらに最近の観測では X 線でも検出できないような中心核が非常に大きな吸収を受けた活動銀河核の種族も存在することが示唆されている。このような天体については「銀河」を含めて可視、赤外線で分光探査観測を行い、活動銀河核の兆候を静止系の可視輝線で捉えていくことでその個数密度に制限を加えることが可能になる。
このように X 線源として見つかる天体や、それ以外の銀河種族を含めて可視、赤外線分光探査観測すること
により、赤方偏移 1–4 のあたりで隠されていないものから非常に深く隠されたものまで活動銀河核を探査し、この宇宙での巨大ブラックホールの降着成長を完全に理解することがこの研究の目的である。

5.4. 巨大ブラックホールの宇宙論的進化および銀河との共進化

iバンドAB等級

分光赤方偏移サンプル173

測光赤方偏移サンプル

現在の分光観測の限界の典型値

赤方偏移

赤方偏移

図 5.27: XMM ニュートン衛星による深い探査観測で見つかった X 線源のすばる望遠鏡による可視追求観測の結果。i バンドでの等級を赤方偏移の関数として示す。左のパネルは可視分光観測で赤方偏移や正体が明らかになった天体の分布。黒点は隠されていない活動銀河核、白抜き点は隠された活動銀河核を示す。右のパネル
は分光観測では赤方偏移が明らかになっておらず、測光赤方偏移でその赤方偏移や正体を推定した天体の分布。

X 線探査で検出される天体の 30–40%程度は現在の 8-10m 望遠鏡での可視分光観測ではその正体を明らかにすることが難しいことがわかる。またこれらの可視光で暗い天体はほとんどが赤方偏移 1–4 の宇宙に存在する隠された活動銀河核であると推定されており、赤外線での分光探査観測を行うことが重要である。
方法と実現可能性
深 X 線探査で見つかった X 線源の可視赤外対応天体に対して分光探査観測を行い、その正体を明らかにする。特に巨大ブラックホールの成長が最も進んだ赤方偏移 1–3 の時期の隠された活動銀河核についてその数密度を詳細に抑えることが重要になる。そのためには赤外線での多天体分光観測が必要である。TMT を用いて達成される近赤外線での分光観測による輝線の検出限界は中分散の分光で数時間の積分を行った場合 S/N = 10で検出できるのは 1 × 10−18 erg s−1 cm−1 程度である。赤方偏移 1.5 の天体を考えるとこの限界は 1.5 × 1040

erg s−1 cm−2 に相当する。これを [O iii] 輝線の光度であると考えるとこの光度は X 線光度で 1 × 1042 erg s−1に相当し、現在行われている最も深い X 線探査で見つかると考えられる天体の光度に匹敵する。
さらに可視、赤外線の探査観測で見つかった銀河種族に対しても同様の分光探査観測を行い、X 線源としては検出されない天体であっても、静止系の可視波長域の狭輝線を目印として深く隠された活動銀河核の探査を行う。

期待される成果
銀河中心の巨大ブラックホールが宇宙の歴史の中でどのように成長して来たのかを明らかにすることができる。さらに銀河の進化に与える影響について統計的、定量的にその効果を見積もることが可能になる。

日本の独自性
硬 X 線での遠方宇宙の活動銀河核の探査観測は日本の X 線衛星あすかによる広域 X 線観測で切り拓かれた(Akiyama et al. 2000)。その後の大型 X 線衛星チャンドラや XMM ニュートン衛星によってさらに深い探査観測が可能になり、より遠方の活動銀河核を系統的に検出することが可能になった。X 線で見つかった天体はそれだけではその天体の赤方偏移、正体、物理的性質を明らかにすることができず、特に可視、赤外線波長域で

第 5 章 巨大ブラックホールの起源 〜活動銀河核と巨大ブラックホール〜

174の追観測が重要である。「すばる」望遠鏡の可視広視野カメラは比較的広い視野で行われた X 線源の深探査で見つかる X 線源の正体を明らかにする上で大きな役割を担っており、この分野での日本の研究グループの貢献は大きい。

他のプロジェクトとの関係
巨大ブラックホールの降着成長に対応する活動銀河核現象は銀河スケールの星形成の抑制にも関わっていると考えられている。特に活動銀河核からのフィードバックにより巨大銀河の形成を抑制されてきたと考えられている。活動銀河核が宇宙の歴史の中でどのような進化をしてきたか、どれくらいの割合の銀河がどのような光度の活動銀河核を持っていたか、を明らかにすることは活動銀河核が銀河進化に与える影響を定量的に考える上でも重要な要素になる。

要求される装置とその仕様

X 線で検出される天体の密度は 程度であり、多数の天体を同時に効率的に観測を進めるためには分角程度の比較的広い視野の多天体分光を行う必要がある。さまざまな赤方偏移の天体の正体を明らかにするためにはできるだけ広い波長範囲をカバーした観測を行う必要があり、可視、近赤外線での多天体分光を行う。空間分解能は特に必要としないが、近赤外線での検出限界を深くするためには補償光学系を用いた高空間分解能を実現して背景光の影響を下げた上で細いスリットで観測することが必須である。

5.4.2

種別

装置名

観測モード

ELI
ELI

IRMS
WFOS

多天体分光

多天体分光

必要とする装置、仕様
AO 波長範囲 波長分解能

視野

空間分解能

R ∼ 2000
R ∼ 2000

—
—

—
—

有
—

–2 µm
0.5–1 µm

巨大ブラックホールの合体

概要
階層的構造形成にともなう銀河同士の合体に際して銀河中心部に存在する巨大ブラックホールも合体すると考えられる。この過程において理論的には巨大ブラックホール連星が出現すると予想されているが、実際にはこ
れまでわずかな候補天体しか知られていない。そこで本章では TMT による観測によって巨大ブラックホール
連星を同定し、銀河合体にともなう巨大ブラックホール合体のメカニズムとそれが宇宙におけるブラックホー
ル成長に果たす役割を明らかにする可能性を検討する。

Binary supermassive black holes and their mergers
Hierarchical merging of galaxies naturally originates merging of supermassive black holes (SMBHs) in thecentral region of galaxies. Simple theoretical consideration predicts many SMBH binaries in the center ofgalaxies, however, only a handful of candidates for the SMBH binaries have been known. In this section,
we discuss possible observations by TMT for identifying the SMBH binary in the center of nearby galaxies,
to solve the mechanism of the SMBH merging and evaluate the contribution of the merging process for thegrowth of SMBHs on a cosmological time scale.

5.4. 巨大ブラックホールの宇宙論的進化および銀河との共進化

175

背景と目的
近傍銀河の観測によれば、ほとんどの銀河の中心に１つの巨大ブラックホールの存在が確認されており、したがって銀河中心のブラックホールもペアとなった後に最終的には合体すると期待される。ところが理論的考察によれば、星との力学的摩擦によって中心のブラックホールは角運動量を失いその共通重心に向かって落ちていくが、互いの距離が 1 pc 程度になるとその効果が小さくなり宇宙年齢を超えてもブラックホールはそれ以上近づかない、つまり合体できないと予想されている。これが正しければ銀河の中心部には互いの距離が 1 pc く
らいの巨大ブラックホールの連星が多数存在するはずだが、実際にはごく少数の候補天体が観測されるのみである (Sudou et al. 2003; Valtonen 2007; Komossa et al. 2008; Boroson & Lauer 2009; Rodriguez et al. 2006)。
これがいわゆるファイナル pc 問題である。これを解決すべく、ブラックホール連星周囲の星あるいはガスとの相互作用、三体衝突過程によるブラックホール連星の角運動量引き抜きなど、より詳細な理論的検討が進められてはいるが、いまだ決定的なモデルは得られていない (e.g., Begelman et al. 1980; Makino 1997; Armitage& Natarajan 2005; Iwasawa et al. 2006; Dotti et al. 2007; Mayer et al. 2007; Hayasaki 2009; Cuadra et al.
2009; Tanikawa & Umemura 2010)。これを解決することは、質量降着によらないブラックホールの進化を明らかにするとともに、銀河の合体成長にともなうブラックホール成長を理解しブラックホールと銀河の共進化を理解するうえでも重要である。

方法と実現可能性
ここで TMT の高い角度分解能 (∼ 0.01 arcsec) が威力を発揮できる。もし互いの距離が 1 pc の巨大ブラックホール連星が距離 20 Mpc 以内の近傍宇宙に存在すれば、これを分解して観測することが可能である。従って、近傍銀河のブラックホールの系統的探査の過程で近傍宇宙の巨大ブラックホール連星候補が見つかり、これを TMT を用いて高い角度分解能で詳細に観測することでファイナル pc 問題の解決の糸口が見つかる可能性がある。
例えば巨大ブラックホール連星周囲のガスの分布と運動からガスとの相互作用の影響を調べる。実際、巨大ブラックホール連星候補の一部には視線速度の異なる 2 つの 広輝線放射領域 (Broad-Line Region :BLR) ある
いは狭輝線放射領域 (Narrow-Line Region :NLR) が観測されており、それぞれのブラックホールに付随すると考えられている (Komossa et al. 2008; Boroson & Lauer 2009)。また、ある種のモデルで要請されている巨大ブラックホール連星をとりまくように存在する降着円盤の有無、それが存在すれば温度分布などを明らかにすることができるだろう。また母銀河の形態や速度場、および星種族の解析から銀河の衝突合体からの経過時間
や星との相互作用の痕跡、銀河中心部の速度場の進化への影響を調べることができ、ブラックホールそれぞれに BLR が存在するのであれば、連星ブラックホール質量や離隔、視線速度差などからその軌道要素に制限をつけることができる。これらもまた、2 つのブラックホールが会合し連星を構成したのち合体するまでのメカニズムを解き明かすための重要な情報を提供すると考えられる。
また、ブラックホール合体途上の三体相互作用や重力反跳作用によって銀河中心から巨大ブラックホールが飛び出してしまうことが予想でき、銀河中心からずれた位置あるいは銀河間に巨大ブラックホールが存在する
可能性がある。実際、銀河中心部に巨大ブラックホールが存在していないかもしれない銀河が発見されており(Gebhardt et al. 2001)、こういった銀河についても中心部の星・ガスの分布や力学を調べることが重要であろう。

期待される成果
巨大ブラックホール連星の存在について確実な証拠を初めて得る。これは銀河合体にともなう巨大ブラック
ホール合体のメカニズムを解明し、ブラックホール合体が宇宙におけるブラックホール成長に果たす役割と、その過程での母銀河への影響を明らかにすることにつながる。

第 5 章 巨大ブラックホールの起源 〜活動銀河核と巨大ブラックホール〜

176
日本の独自性

これまで理論・観測の両面から日本グループはこの分野で世界をリードする貢献をしてきた (理論的な側面については本文中の参考文献を参照)。最近では VLBI 観測によって同定された巨大ブラックホール連星候補
天体 (Sudou et al. 2003) の電波強度モニター観測から求めた軌道要素から、Iguchi et al. (2010) は重力波放出によるエネルギー放出によってこれらがあと 500 年程度で衝突すると予想した。
また多数の近傍活動銀河核を X 線によって同定すると期待されている全天 X 線監視装置 MAXI は、日本が国際宇宙ステーションに搭載した観測装置であり、長期間にわたって 90 分ごとに天体の X 線放射強度を測定することができる。そこで近傍活動銀河核の周期的変光によるブラックホール連星候補天体探査が検討されている。Hayasaki et al. (2010) はあるモデルにしがたい、MAXI 衛星が検出する近傍の活動銀河核 ∼ 1300 個のうちおよそ 1–2% が巨大ブラックホール連星候補として検出可能であると見積もっている。こういった研究を背景に、今後も世界をリードする貢献が期待される。

他のプロジェクトとの関係

MAXI や Swift のような X 線監視衛星によって近傍活動銀河核の周期的変光からその候補を探すことも検討されている。また LSST や PanStarrs のような大規模変光モニタープロジェクトでは巨大ブラックホールに星やガス雲が潮汐破壊現象を伴って落下するときに生じる突発的な増光現象を多数発見することが期待され、そのなかには銀河中心から飛び出した巨大ブラックホールによるものも含まれるかもしれない。また巨大ブラッ
クホールの合体現象そのものが検出されるかもしれない。こういったプロジェクトによって TMT が観測対象とすべき候補天体が発見されると期待される。

要求される装置とその仕様

種別

ELI

5.4.3

装置名

IRIS

観測モード
面分光

AO
有

必要とする装置、仕様
波長範囲
波長分解能

0.8–2.5 µm

R ≥ 4000

視野

3 × 3 arcsec

空間分解能
2

∼ 0.02 arcsec

大型 X 線衛星で見つかる超遠方巨大ブラックホールの詳細研究

概要
超遠方巨大ブラックホールは、宇宙初期のブラックホール進化と初代ブラックホール形成を解明するために理解しなければならない種族である。2020 年代に打ち上げが計画されている国際 X 線天文衛星 IXO (International

X-ray Observatory) は、その巨大な有効面積により広い天域に対して高感度の探査を効率的に行うことができ、赤方偏移 z = 6 − 10 の超遠方巨大ブラックホールの候補天体を検出できることが期待される。これらの天体の分光により、赤方偏移を決定し超遠方であることを確実にするとともに、ブラックホール質量やアウトフローの性質などを調べることで、宇宙初期における、ブラックホールの成長過程、母銀河へのフィードバックと銀河–巨大ブラックホールの共進化について理解する。

Extremely distant supermassive black holes discovered with next-generation large X-ray observatories
Extremely distant supermassive black holes are a key class of objects to study the evolution of black holes
in the early Universe and the formation of the ﬁrst generation black holes. International X-ray Observatory(IXO) can perform X-ray surveys with the best sensitivity for an area much wider than previous surveys
thanks to its very large eﬀective area, and candidates for black holes at z = 6 − 10 are expected to be5.4. 巨大ブラックホールの宇宙論的進化および銀河との共進化

177

found. Optical/infrared spectrosocpic follow up observations are poposed to determine their redshifts and toconstrain their black hold masses and the presence of outﬂows. Such spectroscopic data will be fundamental
pieces of information to understand processes of black hole growth, feedback to host galaxies, and co-evolutionof galaxy-active galactic nucleus (AGN).

背景と目的
これまでのスローンデジタルスカイサーベイ (SDSS) などによる探査で z ≈ 6.4 までの遠方巨大ブラックホールの存在が知られている。そのブラックホール質量は 109 M¯ を超えると推定されているものもあり (Willott

et al. 2003, 2010; Barth et al. 2003; Kurk et al. 2007)、ブラックホール形成からきわめて短い時間で質量が急成長してきたと考えられている。この過程については活発な議論があり、観測的に質量成長過程を明らかにすることが強く望まれている。そのために z > 6 の活動銀河核を探査・発見し多波長追観測を進めていくことが基本になる。しかしながら、z ∼ 7 で観測可能な明るさを持ったものの面密度は小さく、これまでのところ検出されていない。今後のすばる望遠鏡による超広視野探査によりいくつかの z ∼ 7 という遠方の活動銀河核が発見されることが期待されているが、統計的な性質を調べられるほどのサンプルを得ることは困難である。
また z ∼ 7 を超えるさらに遠方の活動銀河核が検出される可能性もきわめて低い。2020 年代に打ち上げを目指し計画されている IXO 衛星は、チャンドラ X 線衛星の 20 倍というこれまでの最高の感度により広い天域を効率的に探査でき、z ∼ 7 の遠方の活動銀河核の性質を明らかにするとともに、z ∼ 10 までの超遠方活動銀河核を検出できる可能性を秘めており、z ∼ 10 以来のブラックホール進化に対して強い制限を与えられる。そのためには、IXO で選択された超遠方天体候補について、分光追観測を行い赤方偏移を確定するとともに、分光データからブラックホール質量やアウトフローの性質などを調べ、宇宙初期ブラックホール進化を理解する。
アウトフローの性質は、質量降着や母銀河での星形成を止める負のフィードバックとして働いてる可能性を評
価し、質量降着過程と銀河–巨大ブラックホールの共進化を理解する上でも重要なものである。

方法と実現可能性

IXO によって検出が期待される z > 6 の活動銀河核の数は、過程する進化モデルに大きく依存するが、10個から数 1000 個程度である (図 5.28)。これらについて赤外線撮像データを用いた色の情報から遠方天体候補を探し、分光を行う。これまでに、SDSS で検出された z ∼ 6 の活動銀河核のチャンドラ X 線衛星などによる追観測が行われてきており、その結果によると静止系の 1450 Å で 19.0–20.6 等 (AB) の活動銀河核に対して、

0.5–2 keV フラックスが 8 × 10−14 − 7 × 10−15 erg s−1 cm−2 であった (Shemmer et al. 2006)。これをスケーリングすると IXO の検出限界 8 × 10−18 erg s−1 cm−2 (0.5–2 keV) は 26–27 等 (AB) 程度に対応する。活動銀河核の典型的なスペクトルとして Lyα 輝線より長波長側で α = 0.44 のべき関数、Lyα の等価幅を 93 Å(Vanden

Berk et al. 2001) と仮定すると、期待される Lyα フラックスは 1.5 × 10−16 erg s−1 cm−2 程度となる。また、C iv λ1549 輝線、Mg ii λ2798 輝線のフラックスはこの 1/3、1/4 程度である。

期待される成果z > 7 という超遠方であることを分光的に確認しブラックホール質量を推定することで、ブラックホール成長の歴史と過程に制限をつけることができる。特に質量が大きい例が観測された場合は、超臨界降着などの降着過程を経験していることが必要になり、理論モデルに対してきわめて強い要請を与えるものとなる。また、ある程度の数の遠方活動銀河核が検出された場合には、光度関数進化からもブラックホール成長過程を理解できる。また、アウトフローの性質から質量降着過程と母銀河へのフィードバックを理解することができる。

第 5 章 巨大ブラックホールの起源 〜活動銀河核と巨大ブラックホール〜178

図 5.28: 様々な進化モデルに対する、IXO で検出が期待される遠方クェーサーの数密度 (実線と点線) (Comastri
et al. 2010)。鎖線は IXO の検出感度。
日本の独自性
超遠方活動銀河核探査はすばる望遠鏡による超広視野探査でまず行われる。TMT による観測は、それをさらに展開させるものになっており、より宇宙初期に対してブラックホール成長過程を理解することを目指すものである。また X 線探査と可視赤外線による追観測の組み合わせは、これまでに日本のグループが強力に押し進めてきたものでもある。IXO 計画には日本も参加しこのテーマも含め科学的目標の策定に貢献してきている。

他のプロジェクトとの関係

IXO 計画で得られるサンプルの観測であり、X 線探査との連携によって可能になるものである。X 線探査は、大量の物質に隠されたブラックホールも検出可能であるため、天体の静止系での可視光や紫外線を用いた探査で見落とすものも選択されてくることが独創的かつ連携が特に有効な点である。

要求される装置とその仕様

5.4.4

種別

装置名

観測モード

ELI

IRMS

分光

必要とする装置、仕様
AO
波長範囲
波長分解能

視野

空間分解能

R ∼ 3000—∼ 1 arcsec—

0.97–2.4 µm銀河と巨大ブラックホールの共進化

概要
近傍宇宙にある銀河の観測から、銀河のバルジ部分の質量とその中心の巨大ブラックホールの質量の間に比例関係が成り立っていることがわかっている。この関係がどのような物理過程によって成立しているのかを知ることは巨大ブラックホールの起源、銀河の形成・進化を明らかにする上で重要な課題となっている。この銀河の星質量と巨大ブラックホールの質量の比例関係が宇宙の歴史の中でどのように進化してきたのかを知ることは、この物理過程を知る上で重要な最も直接的な情報である。さらに活動銀河核をもつ銀河の星質量や星形成率が他の銀河と比べてどう違うかを調べることは、銀河の進化のどのような段階で巨大ブラックホールの成長が起こっているのかを知る上で重要である。ただ現在の観測技術では、巨大ブラックホールの質量と銀河の5.4. 巨大ブラックホールの宇宙論的進化および銀河との共進化

179

星質量や星形成率を同じ天体に対して推定することは困難である。活動銀河核は遠方宇宙において巨大ブラッ
クホールの質量の推定することのできる唯一の天体である。ただし、このような天体では中心核の光度が銀河の光度よりもはるかに大きく、明るい中心核の背後にかき消された母銀河の性質を定量的に調べることを難しくしている。TMT の補償光学系は 0.02 arcsec という高い空間分解能での観測を可能にし、これにより中心核の周りに見られる暗い母銀河の成分をはっきりと検出できることが期待される。

Co-evolution of galaxies and supermassive black holes
Observations of galaxies in the local universe revealed that the masses of supermassive black holes (SMBHs)
are proportional to the masses of bulges of their host galaxies. Revealing the physical origin of the proportional relation is important to understand the origin on the SMBHs and the formation and evolution ofgalaxies. The time variation of the proportinal relation in the cosmic history can provide us a direct clueof the origin of the local relation. Moreover, the stellar masses and star formation rates of host galaxies ofactive galactic nuclei (AGNs) provide us the information in which evolutionaly phase, the accretion growthof SMBHs happened. However, with the current observational limits, it is diﬃcult to simultaneously esimate
the masses of SMBHs and the stellar masses and the star formation rates of their host galaxies, because
the masses of SMBHs are evaluated only for AGNs in the distant universe, but their bright nucleus makediﬃcut to measure the masses and star formation rates of their host galaxies. Adaptive optics observation
with TMT achieve much higher spatial resolution, 0.02 arcsec than current observational limits. Faint hostgalaxies around bright nucleus are expected to be detected clearly with the high spatial resolution of TMT
AO observatons.

背景と目的
銀河系の周りの銀河の観測からは銀河中心に存在する巨大ブラックホールの質量が銀河のバルジ部分の質量に比例するという結果が得られている。このことは巨大ブラックホールと銀河の形成・成長過程に何らかの物
理的なリンクがあり、相互に影響しながら「共に」宇宙の歴史の中で「進化」してきたことを示唆する。しかし、バルジと巨大ブラックホールの大きさには約 7 桁前後の差があり、いったいどのような物理過程が両者が共に進化してきた原因になっているのかは依然として不明である。様々な銀河形成および巨大ブラックホール形成の機構を仮定したモデル計算からは、ブラックホール質量–バルジ質量比の赤方偏移進化についてかなり異なる予測が得られている (Silk & Rees 1998; Wyithe & Loeb 2003; Robertson et al. 2006; Croton 2006)。観
測的には、1) 遠方宇宙の銀河で巨大ブラックホールとバルジ部分の質量比がどのように変化しているか、どのような分散を持つのか、さらに 2) 巨大ブラックホールの成長率と銀河の星の系の成長率が宇宙の歴史の中でどのように変化してきたか、を調べることができれば銀河と巨大ブラックホールが共進化する様子を直接的に捉えることができる。観測量としてはそれぞれの時代のさまざまな銀河について巨大ブラックホールの質量と成長率、銀河のバルジ部分の星質量とその成長率、を得ることが必要となっている。
遠方宇宙の銀河において、銀河中心にある巨大ブラックホールの質量や成長率を推定できる天体は限られる。
現在考えられている手法を用いて巨大ブラックホールの質量を推定できる唯一の遠方天体は活動銀河核である。
ブラックホールの重力が支配的な領域の運動を反映する広輝線の速度幅を用いて巨大ブラックホールの質量が推定できる。活動銀河核ではさらに全波長で積分した光度を用いるとガスの降着過程のエネルギー放射効率を仮定することにより巨大ブラックホールの降着による成長率を推定することができる。活動銀河核を持つ銀河の星質量やその成長率（つまり星形成率）を求めることで、巨大ブラックホールの成長率の大きい銀河については巨大ブラックホールとバルジ部分の質量比や成長の様子を調べることが可能になる。さらに活動銀河核を持たない、つまり巨大ブラックホールの成長率の小さい、銀河の星質量やその成長率と比較することで銀河の形成・進化のどの段階でブラックホール成長が起こるのかも明らかにできる。

180

第 5 章 巨大ブラックホールの起源 〜活動銀河核と巨大ブラックホール〜

しかし、活動銀河核では中心核の光度が銀河の光度よりもはるかに大きく、明るい中心核の背後にかき消されるためその付随する銀河（母銀河）の性質を定量的に調べることは困難である。明るい中心核の影響を避けて母銀河の性質を調べるには高い空間分解能の観測を行い、中心核からの光の影響をできるだけ狭い領域に限定して、その周りの暗い銀河の成分を検出することが必要である。高い空間分解能の観測は補償光学系を用いた観測で実現される。現在の地上 8-10m 級の望遠鏡で平均的に達成される近赤外線での角度分解能は 0.1–0.2

arcsec 程度であり、これは赤方偏移 1 から 5 の宇宙の銀河に対して 1.0–2.0 kpc 程度に相当する。これは現在の宇宙の銀河のバルジの大きさに匹敵し、遠方宇宙では銀河の物理サイズが小さくなるため銀河全体の大きさにも匹敵する。そのため、今のところ、活動銀河核を持つ銀河の性質の観測は銀河全体の星質量を推定することに限定されている。隠されていない活動銀河核に対するこれまでの観測結果からは宇宙の歴史をさかのぼるにつれて、同じブラックホール質量に対して銀河の星質量が小さくなる、赤方偏移 3 までさかのぼると近傍宇宙に比べて銀河の星質量は 1/10 程度になることが示唆されている (Decarli et al. 2010)。ただ、星質量光度比を仮定しているなど測定の不定性は大きく、赤方偏移 1.5 程度までの観測結果ではブラックホールと銀河の星質量の比は進化していないという報告もあり (Jahnke et al. 2009; Sarria et al. 2010)、まだ共進化を理解する上で最も基本的なブラックホールと銀河バルジの質量比の宇宙の歴史の中での進化についても決定的な観測ができていない。星形成率や星種族の年齢など詳細な性質についてはさらに観測量が限定されている。

TMT の補償光学系を用いた観測は 0.01 arcsec – 0.02 arcsec という非常に高い空間分解能での観測を可能にし、中心核の周りの暗い銀河をはっきりと捉えることが期待される。高い空間分解能の観測を各赤方偏移の活動銀河核に対して系統的に行うことによって、巨大ブラックホールとバルジの質量比が宇宙の歴史の中でどのように変化してきたかを調べ、「共進化」の物理メカニズムに迫ることが目的である。

方法と実現可能性
この研究では補償光学系を用いた高い空間分解能の撮像観測を各赤方偏移の活動銀河核に対して行う。特に高い空間分解能が実現できることが期待される近赤外線での撮像観測が中心になる。TMT の補償光学系で得られる空間分解能 0.01–0.02 arcsec は赤方偏移 1–3 の宇宙で 0.1–0.2 kpc に相当し、活動銀河核の点源がこのサイズに抑えられればその周りの銀河の詳細な構造を捉えることができる。実際、活動銀河核を持たない通常の銀河のサイズはこの赤方偏移の付近では典型的には 1–2 kpc 程度であるので、十分に分解されて観測できることが期待される。

期待される成果
銀河と巨大ブラックホールの「共進化」が宇宙の歴史の中でどのように進行してきたかを定量的に明らかにする。銀河のバルジ部分の形成と巨大ブラックホールの形成がどのように歩調を合わせて進んできたのかを知ることができる。

日本の独自性
遠方宇宙の活動銀河核の高空間分解能の観測はすばる望遠鏡を用いても進められており、これらの成果はTMT 望遠鏡を用いた観測に発展させることができる。また隠された活動銀河核についてはその銀河の性質はすばる望遠鏡などを用いた観測で詳細に議論されておりこれらの成果はこの観測のターゲットとする隠されていない活動銀河核の結果を活動銀河核種族全体として考えるときに必要になる。

他のプロジェクトとの関係
巨大ブラックホールの形成、成長過程は銀河の進化過程と物理的なリンクを持つことが示唆されており、巨大ブラックホールと銀河の「共進化」を考えることは銀河の進化を理解するうえでも重要である。特に巨大ブ5.4. 巨大ブラックホールの宇宙論的進化および銀河との共進化

181

ラックホールの成長に伴う活動銀河核の活動は銀河の中や周辺のガスを加熱し、銀河へのガス降着や星形成を抑制する可能性が指摘されている。

要求される装置とその仕様
活動銀河核を補償光学系を用いて TMT の回折限界に近い高い空間分解能で観測する。このような観測に対応する装置として Early-Light Instrument の IRIS を用いることができる。0.01–0.02 arcsec の空間分解能の観測により遠方宇宙の活動銀河核の周りの 0.1 kpc スケールの銀河の構造がはっきりと捉えられるようになる。
波長範囲は 1 − 2 µm の近赤外線での観測が重要である。これにより、赤方偏移 2 − 4 の銀河に対して 4000 Å
ブレークを挟んだバンドで観測することが可能になる。観測対象自体の大きさは小さく、観測対象をカバーするために必要な視野は 10 arcsec 以下で良い。しかし、大気揺らぎの強度変動に依存して観測の際の PSF は時間変動するので、観測中の中心核の PSF は同時に観測する PSF 参照星を用いて推定することが望ましい。その場合には必要な視野は最低 30 arcsec 程度は必要となる。

5.4.5

種別

装置名

観測モード

必要とする装置、仕様
AO 波長範囲 波長分解能

ELI

IRIS

広帯域撮像

有

1–2 µm

—

視野

空間分解能

30 arcsec

0.02 arcsec

巨大ブラックホール天体の電離領域における金属量と化学進化

概要
銀河と巨大ブラックホールの共進化に迫る一つの方法として、活動銀河核の母銀河の星形成史を反映すると考えられる金属量およびその赤方偏移進化を系統的に調査する研究が挙げられる。TMT を用いれば、これまで不可能だった「高赤方偏移にある低光度な活動銀河核」に対して系統的な金属量調査が可能になり、宇宙初期における母銀河進化への制限、および進化途上にある巨大ブラックホールの同定などを行うことができると期待される。なお、この研究を進めるには、すばる望遠鏡による広視野での活動銀河核探査観測との連携が本質的に重要になる。

Metallicity and chemical evolution of ionized gas regions around supermassive black holes
Chemical properties of active galactic nuclei (AGNs) and their redshift evolution are very powerful diagnostics to investigate the co-evolution of supermassive black holes and their host galaxies, since the metallicity is
the result of the past star-forming activity in host galaxies. Sensitive spectroscopic observations with TMT
enable us to examine the metallicity of low-luminosity AGNs in high-z universe, which will result in strong
constraints on the evolutionary scenarios of AGN host galaxies and identifying supermassive black holes intheir growing-up phase. This study requires a tight cooperation with wide-ﬁeld AGN surveys performed
with the Subaru telescope.

背景と目的
銀河と巨大ブラックホールの共進化を理解するためには、巨大ブラックホールとその母銀河がそれぞれどのような進化を辿ってきたかを明らかにする必要がある。このうち母銀河の進化に注目したとき、その過去の星形成の歴史が関心の対象となるが、遠方の活動銀河核では母銀河は非常に暗く、また中心核が明るすぎるため、
中心核の周囲にある淡い母銀河の観測は大変難しい。このため、母銀河の分光観測により星種族を明らかにして、種族合成モデルを介して過去の星形成史に迫るような手法は、極めて困難である。そこで発想を転換し、活動銀河核の金属量を介した研究が行われてきている。金属量は過去の星形成により蓄積されたものであるた

182

第 5 章 巨大ブラックホールの起源 〜活動銀河核と巨大ブラックホール〜

図 5.29: (上) VLT などで観測した 30 個の 4.0 < z < 6.4 にある活動銀河核について、BLR 金属量の指標となる輝線強度比である (Si iv+O iv)/C iv を赤方偏移の関数として示したもの (Juarez et al. 2009)。(下) 赤方偏
移ごとに作成した合成スペクトルに対してこの輝線比を赤方偏移の関数として示したもの。幅広い赤方偏移でBLR 金属量が変化していないことが分かる。赤方偏移 4 以下のデータ (白丸) は Nagao et al. (2006b) による。
め、活動銀河核における金属量とその時間進化 (化学進化) を観測的に明らかにすることで、巨大ブラックホールの母銀河における過去の星形成の情報を得ることができる (e.g., Hamann & Ferland 1992)。
これまで行われている活動銀河核の金属量測定では、いくつかの異なる手法が採用されてきている。もっとも広く行われているのは、広輝線放射領域 (Broad-Line Region :BLR) から放射されるいくつかの輝線、特にN、C、He の輝線 (N v λ1240, C iv λ1549, He ii λ1640) の強度比を測定し、光電離モデル計算の結果と比較することで金属量を導出する手法である (e.g., Hamann & Ferland 1993; Hamann et al. 2002)。なお BLR
輝線は 1 型の活動銀河核において見られるものである。SDSS で観測された明るい 1 型活動銀河核のスペクト
ルデータベースを用いた解析により、BLR 金属量 (ZBLR ) と光度 (LAGN )、赤方偏移 z 、巨大ブラックホール
質量 (MBH ) などとの関係について調査したところ、ZBLR は光度および MBH と極めて強い正の相関を示すこと、すなわち LAGN –ZBLR 関係 (あるいは MBH –ZBLR 関係) が見られることが分かった (Nagao et al. 2006b;

Matsuoka et al. 2010)。驚くべきことに、これらの関係は赤方偏移 6 を超す最遠方宇宙まで変化を示していな
い (図 5.6 参照; Nagao et al. 2006b; Jiang et al. 2007; Juarez et al. 2009)。活動銀河核の化学進化が赤方偏移6 まで見られないということは、母銀河の星形成が宇宙の極めて初期にほぼ完了したことを意味しており、これは銀河と巨大ブラックホールの共進化を考える上で極めて重要な示唆を与えている。
BLR の化学進化に関係してもう一つ重要な研究は、Fe と α 元素 (Mg や Si など) の組成比およびその赤方偏移進化の計測である。この組成比が重要である理由は、α 元素が主に II 型超新星を起源とするため短い時間(∼ 106 年) のうちに増加する一方で、Fe は主に Ia 型超新星を起源とするため比較的長い時間 (∼ 108 年) をかけて増加するという性質による。つまり、遠方宇宙における活動銀河核を観測すれば、母銀河の形成期に近づ
くにつれて α 元素に対する Fe の組成比が減少することが期待されるのである。しかし 1 型活動銀河核における Fe ii と Mg ii(これらはいずれも BLR から放射されている) の輝線強度比を観測的に調べると、赤方偏移 6に至るまで輝線強度比に変化が見られず (図 5.7 参照; Iwamuro et al. 2002, 2004; Freudling et al. 2003; Barthet al. 2003; Maiolino et al. 2003; Dietrich et al. 2003; Jiang et al. 2007)、母銀河の星形成が宇宙の初期にほぼ完了したことが示唆されている。

5.4. 巨大ブラックホールの宇宙論的進化および銀河との共進化

183

図 5.30: 赤方偏移の関数として、Fe ii/Mg ii の輝線強度比および観測対象の紫外絶対等級を示した図。白丸で示されている 4.4 < z < 5.3 のデータはすばる望遠鏡の OHS で取得されたもの (Iwamuro et al. 2002)。それより低赤方偏移のデータは、SDSS などで取得されたもの。
ただし、BLR は巨大ブラックホール周辺のわずか数 pc 以内に位置しているため、その金属量が母銀河全体の星形成史を本当に反映しているかどうかという点には注意を要する。そこで、母銀河と同程度の空間的広がり (∼ 102−3 pc) に分布する狭輝線放射領域 (Narrow-Line Region :NLR) からの輝線に着目した金属量測定も行われている (e.g., Nagao et al. 2002; Groves et al. 2006)。なお NLR 輝線は 2 型活動銀河核において観測されるものであり、遠方宇宙において NLR が観測可能な 2 型活動銀河核として電波銀河に着目した研究がこれまで特に進められている。その結果も BLR の結果と合致していて、NLR の金属量にも赤方偏移進化が見られていない (Nagao et al. 2006a; Matsuoka et al. 2009)。
これらの BLR と NLR の金属量の研究から言えることは、我々はまだ化学進化の途上にある活動銀河核を目撃していないということである。銀河と巨大ブラックホールの共進化に迫るには、母銀河がまさに進化途上にある段階の活動銀河核を捉える必要がある。TMT を用いてこうした「化学進化途上にある活動銀河核」を探査し、その性質を明らかにすることで、銀河と巨大ブラックホールの共進化に関する研究を進展させたい。

方法と実現可能性
では、母銀河が進化途上の段階にあるような活動銀河核をどのようにして探せばよいのだろうか。活動銀河
核に関するいくつかの理論モデル計算によれば、母銀河が形成途上にある段階では LAGN が小さいことが予想され、そういった活動銀河核は現在の探査の検出限界以下の明るさしかないため見つかっていないと言われている (図 5.8 参照; Juarez et al. 2009)。すなわち、母銀河 (と巨大ブラックホール) が形成途上にある活動銀河
核を捉えるためには、すでに見つかっているものよりも低光度の活動銀河核を遠方宇宙において探査し、それらを系統的に分光する必要がある。しかし、赤方偏移 3 以遠の宇宙で SDSS よりも深い活動銀河核探査はこれまでほとんど行われていないため、この目的のためには観測対象をどのように確保するかを考える必要がある。
さて、遠方宇宙における低光度活動銀河核の探査を TMT で行うことは非効率的である。なぜなら、活動銀河核は銀河に比べると数密度が数桁も小さいため、広視野での多色撮像観測が必要になり、視野の狭い TMTには不向きだからである。こうした探査のためには、すばる望遠鏡に搭載される HSC を用いるのが最適である。HSC を用いた大規模な広域多色撮像観測 (活動銀河核探査のみならず、ダークエネルギーや超新星、銀河
進化や太陽系など多目的のプロジェクト観測) の検討は今まさに検討が進められており、2012 年から 2017 年頃にかけて探査観測を行うことが目指されている。この探査で見つかる遠方低光度活動銀河核は、2018 年頃の運用開始を目指す TMT にとってはまさに格好の観測対象である。
ここで BLR 金属量を研究する観測対象として、これまで極めて明るいものしか見つかっていない 5.7 < z < 6.5
における活動銀河核、およびこれまで全く発見されていない z > 6.5 の活動銀河核に着目したい。前者はい184

第 5 章 巨大ブラックホールの起源 〜活動銀河核と巨大ブラックホール〜

図 5.31: 活動銀河核母銀河の金属量、活動銀河核光度、母銀河中のガス質量の進化についての、Granato et al.

(2004) の準解析的モデルに基づく予測。SDSS による高赤方偏移クェーサー探査の典型的な探査限界が点線で示されている (Juarez et al. 2009)。
わゆる i0 -dropout の手法により、また後者は z 0 -dropout の手法により探査することができ、HSC による広域0探査でそれぞれ zAB< 24 の 5.7 < z < 6.5 活動銀河核が数百天体、yAB < 23 の z > 6.5 活動銀河核が約 10

天体見つかると期待される。これらの天体について BLR 金属量を議論するため、N v λ1240、Si iv λ1400、

C iv λ1549、He ii λ1640 といった輝線の強度を測定する。これらの輝線が観測される波長は、5.7 < z < 7.2の活動銀河核では 8300 Å < λobs < 13500 Å であり、大気透過率のよい z 0 バンド帯および J バンド帯での観測ができる。また Fe ii/Mg ii については、静止系波長で 1400 Å < λrest < 3000 Å と比較的広い波長域についてスペクトルを取得する必要がある。これは、6.0 < z < 6.5 の活動銀河核に対しては 9800 Å < λobs < 22500

Å とほぼ近赤外線全域のスペクトルを観測する必要があることを意味する (5.7 < z < 6.0 については Mg ii が大気透過率の悪い波長に偏移してしまうため、観測対象として不向きである)。
Jiang et al. (2007) は z 0 ∼ 20 程度の z ∼ 6 活動銀河核に対してジェミニ望遠鏡の GNIRS を用いて約 2 時間積分を行い、N v や C iv、Fe ii、Mg ii といった重要な輝線の強度を測定している。近赤外域での AO 観測では活動銀河核のような点源に対しては aperture サイズを小さくできることを考慮すると、TMT ではすばる望
0
遠鏡やジェミニ望遠鏡に比べ約 3 等暗い天体に対して同じ S/N で観測できる。このため、zAB∼ 23 の z ∼ 6

活動銀河核や y0AB ∼ 23 の z ∼ 7 活動銀河核に対しては TMT を用いれば各天体あたり 2 時間程度の積分によ
0
り BLR 金属量の議論が可能なスペクトルを取得でき、zAB∼ 24 の活動銀河核に対しても 8 時間程度の積分で観測が可能である。なお TMT での観測の際、面分光装置である IRIS を用いればスリットによる光損失なし
で近赤外スペクトルを取得できるという利点がある。夜光除去のため天体周辺部の情報も必要だが、広い視野角は必要なく、3 arcsec 程度の視野があれば十分である。
一方、NLR 研究の観測対象となる 2 型活動銀河核は HSC 探査では見つからず、そのためこれまで見つかっていないような暗い観測対象をどのように用意するか別途考える必要がある。前述した電波銀河は現在は z > 5には 1 天体しか知られていないが、現在検討が進められている SKA 計画では、センチ波帯からメートル波帯での探査を行い、10 µJy 以上の明るさの電波銀河が z ∼ 5 でも 1 平方度あたり 10 天体以上見つかると期待されている (Jackson 2004)。そういった低光度の電波銀河について、これまで調査が進んでいない赤方偏移 4 か5.4. 巨大ブラックホールの宇宙論的進化および銀河との共進化

185

ら 5 あたりで NLR 金属量を調べたい。そのためには N v λ1240、Si iv λ1400、C iv λ1549、He ii λ1640 といった輝線の強度を測定する必要があり、高感度で 6000 Å < λobs < 10000 Å のスペクトルを観測することになる。可視では AO 観測が困難であるが、それでも TMT/WFOS を用いれば 8m 級望遠鏡による現在の観測限界よりも 1.5 等級暗い天体までこうした観測が可能になると期待される。

期待される成果
これまで研究が進んでいない、高赤方偏移での低光度活動銀河核の系統的な金属量測定が始めて行われることになる。その結果、金属量が非常に少ないような「化学進化の初期段階」にあると考えられる活動銀河核が見つかれば、そうした天体の巨大ブラックホール質量や質量降着率、母銀河の性質などを詳細調査することで巨大ブラックホールの進化初期段階に関する新しい知見が得られる。なお、巨大ブラックホール進化との関係で活動銀河核の化学進化がどのように進行するかという理論的予測が様々な研究グループによりこれまで提案されてきているため (e.g., Kawakatu et al. 2003; Granato et al. 2004; Ballero et al. 2008; Pipino et al. 2009)、

TMT による一連の研究によりそうした理論モデルの妥当性をテストし、巨大ブラックホール進化に関わる各種パラメータ (例えば、銀河合体と質量降着率の関係など) に制限を与えられるものと期待される。

日本の独自性
本研究で重要な点は、高赤方偏移宇宙における低光度活動銀河核に着目するというところにある。こうした興味深い観測対象をあらかじめ用意する上で、すばる望遠鏡において 2011 年に観測を開始する次世代広視野撮像装置である HSC の威力は絶大である。我が国が主導して、2012 年から 2017 年頃にかけて HSC による広域多色撮像観測を行って活動銀河核を探査することで、興味深い観測対象を用意した上で TMT 時代に望むことができるという点において、我が国の優位性は極めて高いといえる。

他のプロジェクトとの関係

HSC 探査観測と同時期に計画されている可視広域探査観測に、Dark Energy Survey (DES) や Pan-Starrsなどがある。しかしこれらは HSC 探査観測に比べると浅く、特に高赤方偏移天体探査にとって重要な長波長域における感度の点で HSC は優位である。また、検討が進められている LSST 計画は感度や天域の広さの点で HSC より優位だが、これは南天における探査であり、TMT へのターゲット供給という観点ではすばる望遠鏡による HSC 探査観測の方が適している。

要求される装置とその仕様
基本的に本研究で観測対象となる天体は数密度が低く、TMT の視野内に複数天体が含まれる可能性は低い
ため、多天体分光の機能は要しない。以下の表に挙げている必要視野は、天体の周りの空を観測し、夜光成分の情報を得て観測対象のスペクトルから差し引くために必要と考えられる広さを挙げたものである。

種別

ELI
ELI

装置名

IRIS
WFOS

観測モード

IFU
分光

AO
有

—

必要とする装置、仕様
波長範囲
波長分解能

0.83–2.25 µm
0.6–1.0 µm

R ∼ 2000
R ∼ 2000

視野

空間分解能
2

10 arcsec
100 arcsec2

0.02 arcsec
0.3 arcsec

第 5 章 巨大ブラックホールの起源 〜活動銀河核と巨大ブラックホール〜

186

5.4.6

ガスの速度構造から探る巨大ブラックホールから銀河への影響

概要
様々な観測的 · 理論的研究から、活動銀河核からの強い輻射やガス噴出が母銀河や周辺における星形成活動を制御してきた (フィードバック) 可能性が議論されている。しかし、実際にフィードバックの現場が観測的に詳細に調べられているわけではない。そこで、TMT の高空間分解能と高い感度を生かし、活動銀河核からの高速ガス噴出によって母銀河の星間ガスがどのように/どれぐらい影響を受けるのかを明らかにしたい。

Feedback from supermassive black holes
Various observational and theoretical results indicate that feedback from active galactic nuclei had asigniﬁcant inﬂuence upon nearby star/galaxy formation. However, no direct evidence of feedback is obtained
currently. Here, we plan to observe the place where fast gas outﬂow from active nuclei is colliding with theinterstelar medium of the host galaxy, and to make clear how extent the collision aﬀects the star formation
activity.

背景と目的
準解析的手法による銀河形成の研究などから、活動銀河核からのフィードバックが、母銀河や周辺における星形成 · 銀河の形成/成長を阻害しているかもしれないと示唆されている。また、高赤方偏移 (z = 5 − 6) 活動
銀河核の周辺で銀河の数密度が小さい事などからも (Kashikawa et al. 2007; Goto et al. 2009; Utsumi et al.

2010)、活動銀河核の輻射とガス噴出が銀河形成史を制御してきた可能性が議論されている。しかし、実際にフィードバックの現場が観測的に詳細に調べられているわけではない。一番大きな理由は、空間分解能が現状
装置では足りないことである (Alexander et al. 2010)。そこで、TMT の高空間分解能を生かした観測、具体的には活動銀河核の狭輝線放射領域 (Narrow-Line Region :NLR) での高速ガス噴出現象に着目する。高速ガス
噴出によって、母銀河の星間ガスがどのように/どれぐらい攪拌されているのか定量的に解明する。

方法と実現可能性
近年、活動銀河核の NLR(銀河中心の半径 ∼100 pc–1 kpc) の脱出速度 (∼300 km s−1 ) をはるかに越えて、

1,000 km s−1 程度の速度で [O iii] 輝線ガスが噴出する活動銀河核が見つかってきた (Zamanov et al. 2002)。
活動銀河核が周辺環境へ影響を与える現場の候補として、こういった高速ガス噴出天体が有力であろう。この
高速ガス噴出が発現する条件は、ガスが大量にブラックホールへ落ち込むこと (超臨界降着) である事がわかっており (Aoki et al. 2005)、もしこのガス噴出による星形成活動への影響が示されれば銀河と巨大ブラックホールの共進化現象の解明にもつながると期待される。
近傍宇宙における [O iii] 輝線高速 (≥ 300 km s−1 ) 噴出天体のリスト (Aoki et al. 2005) をもとに、噴出速度がなるべく速く、かつ、なるべく高い空間分解で星間ガスへの擾乱を観測できる (つまり、なるべく近くの)天体を選ぶと、z = 0.06 にある I Zw 1 (PG 0050+124) が最適である。この距離 (我々から 250 Mpc) では、

TMT の近赤外線で AO 装置をつけた場合の空間分解能である 0.01 arcsec は約 12 pc に相当し、輝線放射ガス (噴出ガスと擾乱を受けた母銀河星間ガス) の速度マップ · 運動量マップ等からフィードバックの現場を調査する。
以下、AO 装置 (NFIRAOS) が付くことが決まっている近赤外線域を想定し、IRIS を用いた I Zw 1 の面分
光による輝線観測についてまとめる。NLR でのガス運動を観るため、禁制線や許容線の細い成分を観測する。
具体的に近赤外線域でどのような細い輝線が観測されるのかの例を図 5.33 に示す。(可視光に AO 装置があれば空間分解能はさらに良く、かつ、フラックスの大きい [O iii] 輝線が使用可能であり、より望ましい。)

5.4. 巨大ブラックホールの宇宙論的進化および銀河との共進化

187

図 5.32: [O iii] 輝線に高速の噴出が見える例のスペクトル (Aoki et al. 2005)。一番上は観測データで、一番下は鉄輝線群の予想スペクトル。中間にあるのが、鉄輝線を差し引いたスペクトル。3 本ある縦破線のうち、一番左は Hβ 線が放射されるべき波長であり、実際に観測データもその波長域で Hβ 線が放射されていることを示している。一方、右の 2 本の破線は [O iii] 輝線が出るべき波長を示すのに対し、観測されたスペクトル (中間にある線が観やすい) は、それらの波長よりも短い波長で [O iii] 輝線が放射されていることを示している。
ずれを速度に換算すると約 1,000 km s−1 となり、NLR の脱出速度を数倍超える高速ガス噴出現象である。

図 5.33: 近赤外線での細い輝線の観測の例 (Riﬀel et al. 2006)。

188

第 5 章 巨大ブラックホールの起源 〜活動銀河核と巨大ブラックホール〜

輝線

予想フラックス[erg s[S iii] λ9531

−1

cm

−2

]

(1 − 2) × 10−14−15素子あたりの予想フラックス[erg s−1 cm−2 element−1 ](0.5 − 1) × 10−16[C i] λ9850, [S viii] λ9911, [S ii] λ1.032 µm
Paα (NLR 成分)

6 × 10
6 × 10−15

2 × 10−17
2 × 10−17Paβ (NLR 成分)
H2 λ2.1213 µm[S ix] λ1.2520 µm

2 × 10−15
1 × 10−15(1 − 10) × 10−16

5 × 10−18
2 × 10−18(2 − 20) × 10−19

表 5.1: I Zw 1 における細い輝線 (NLR から放射されているもの) の強度予想値。右欄は、面分光した際に各素子に入る輝線フラックス予想値。目安として、10−18 erg s−1 cm−2 element−1 の輝線について、1 時間積分
で S/N ∼ 10 が得られる。

TMT/IRIS/NFIRAOS の最高解像度での視野である 3 arcsec は、この銀河の距離では 3.6 kpc に相当し、ガス噴出が母銀河へ与える影響を調べるには十分であろう。面分光の 1 素子の大きさである 0.004 arcsec はこの銀河の距離での 5 pc に相当する。近赤外線域での様々な細い輝線のフラックスの推定には、観測されている[O iii] 輝線強度をもとに、文献 (Landt et al. 2008; Boroson & Green 1992) にあげられている [O iii] 輝線と様々な細い輝線の強度比をもとに推定した。また近赤外線の波長域では様々な大気の吸収帯があるため、各輝線の観測可能性の確認は、ほぼ同じ赤方偏移にある PG 0844+349 の近赤外線分光観測結果を参考にした。
予想される細い輝線強度を表 5.1 にまとめた。一番右の欄は、細い輝線強度の大部分は銀河中心の 100 pc 四方にあると仮定した際の、面分光各素子に入るフラックス予想値を示している。1 時間露出時間での面分光に、[S iii] λ9531 をはじめ多くの輝線が検出可能であると見積もられる。禁制線だけでなくパッシェン系列の再結合線も用いることで、輝線フラックスからガス質量への換算を可能にし、速度マップだけでなく運動量マップも描くことができる。

期待される成果[S iii] 等の禁制線及びパッシェン系列輝線の細い成分の速度とフラックスの計測を行う。これらから、活動銀河核からの高速ガス噴出が星間ガスへ与える速度マップ · 運動量マップが初めて得られる。これまでは空間分解能不足により詳細が不明なままであった、活動銀河核フィードバック現象の具体的な機構が明らかになる。

日本の独自性NLR での高速 (∼ 1,000km s−1 ) ガス噴出現象は、日本人研究者チームを含む世界の 2, 3 のグループが主導している。実際、高速ガス噴出の発現条件が、ガスが大量にブラックホールへ落ち込む超臨界降着であることを初めて系統的に示すなどの研究がなされており (Aoki et al. 2005)、日本が独自性を発揮できるテーマである。

他のプロジェクトとの関係
高い空間分解能と高い感度を共に要求される観測計画である。したがって、衛星観測 (例えば、JWST 衛星+NIRSpec 装置の面分光モード) ではなく、地上で望遠鏡を大型化して集光力を高めた上で AO で空間分解能を上げる TMT のような観測装置が威力を発揮する。

5.4. 巨大ブラックホールの宇宙論的進化および銀河との共進化189要求される装置とその仕様

TMT の高い空間分解能を生かすテーマなので、AO 装置が必須である。可視光で AO 装置があれば上記の見積もりに比べ、より高い空間分解能、より深くまで観測することができるため好ましい。今のところ少なくとも近赤外線では AO 装置が稼動予定であるので、近赤外線面分光での観測見積もりをまとめると次のように
なる。

種別

装置名

観測モード

ELI

IRIS

IFU

必要とする装置、仕様
AO
波長範囲
波長分解能
有 (NFIRAOS)

0.8–2.5 µm

R ∼ 3000視野∼10 arcsec2

空間分解能∼ 0.01 arcsec

191

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5.4. 巨大ブラックホールの宇宙論的進化および銀河との共進化

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200

第 5 章 巨大ブラックホールの起源 〜活動銀河核と巨大ブラックホール〜Volonteri, M. 2010, A&A Rev., 18, 279
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L9

201

第6章

超新星・恒星活動と恒星分離にもとづく銀河の形成・進化

6.1

この分野の概要

6.1.1

班員構成、担当

氏名

所属

主な担当章節青木 和光

国立天文台 ハワイ観測所三鷹、総合研究大学院大学

6.1, 6.5, 6.6.1, 6.6.3, 6.6.4

川端 弘治

広島大学 理学研究科

小宮山 裕

国立天文台 ハワイ観測所三鷹、総合研究大学院大学

6.2.3, 6.2.5
6.7.2, 6.7.5, 6.7.6

千葉 柾司

東北大学 天文学教室

冨永 望

甲南大学 理工学部

野上 大作

京都大学 花山天文台

前田 啓一

東京大学 数物連携宇宙研究機構

松浦 美香子

ロンドン大学 物理天文教室

吉田 直紀

東京大学 数物連携宇宙研究機構

6.1.2

6.6.2, 6.7.1, 6.7.3, 6.7.4
6.2.6, 6.2.7
6.3
6.2.1, 6.2.2, 6.2.4
6.4

当該分野における TMT サイエンスの方向性

恒星の研究は天文学のなかでも長い伝統があり、研究内容も多岐にわたる。そのなかで TMT が狙うのは恒星の動的な現象の観測である。恒星に関する最も劇的な活動現象は超新星であるが、8-10m 級望遠鏡の観測などにより、超新星の爆発形状やガンマ線バースト現象との関連の理解が急速に進んだ。しかしその包括的な理解にはいまだ理論・観測の両面での研究が不可欠である。例えば、超新星とガンマ線バーストの関連が観測的に示されているのはごく近傍の少数の現象だけである。ガンマ線バーストは赤方偏移 1 を超える宇宙において多数見つかっているが、それらの典型的なバースト現象が本当に超新星に関連しているのか、集光力の大きな望遠鏡で確認することが不可欠である。また、激変星の降着円盤は短い時間スケールの活動現象を示す。その詳しい分光観測を行うには高い時間分解能が不可欠であり、大望遠鏡の集光力が最も必要とされる研究分野である。
進化の進んだ星からの物質放出は、銀河の物質循環を左右する。また、銀河系に属する星の中には、宇宙の比較的初期に誕生した星が含まれ、そこには銀河の形成過程に関する情報が刻まれている。星の研究にもとづ
く銀河の理解も重要な研究の方向性である。それは局所銀河群をはじめとする近傍銀河の研究にも当てはまる。
すなわち、近傍の銀河を一つ一つの星に分解し、測光観測や分光観測を行うことによって銀河形成史を解き明かすという研究である。このためには、銀河を星に分解することのできる空間分解能と、そのなかの明るいものについては分光観測を行うことのできる集光力が求められる。

6.1.3

主要研究題目

ここでは研究題目を以下の 6 項目に整理し、そのなかで具体的な観測提案の形で報告する。

第 6 章 超新星・恒星活動と恒星分離にもとづく銀河の形成・進化

202• 超新星とガンマ線バースト

超新星爆発の理解は、8m 級望遠鏡による観測により大きく進展した。特にその爆発形状の理解が進み、ガンマ線バーストとの関連も示されるようになってきた。しかし観測によってよく確かめられているのは、近傍の爆発、あるいは明るい爆発に限られており、実は我々の理解は一部の超新星に限られている可能性すらある。TMT によって超新星の包括的な理解にむけて進むとともに、元素合成の解明にも寄与する観測を提案する。

• 恒星時間変動現象
時間分解能に着目した観測は、天文学の新たな発展を切り拓く可能性をもっている。短時間で変動する現象の典型例として、激変星の降着円盤での活動現象の観測を提案する。1 秒レベルの時間分解能での分光観測を必要とする現象をとらえるには、TMT による大集光力がものをいう。

• 恒星進化と物質循環
恒星進化の帰結として大きく膨張した外層からは活発な質量放出が起こり、星間空間にダストを供給する。宇宙の歴史のなかでダストがいかに作られ、循環していくのか理解することは、星間物質や星形成、銀河進化の理解に不可欠であり、その基礎過程としての星からの質量放出を近傍銀河において調査する。

• 初期世代星
初期世代星には、ビッグバンおよび初代星の元素合成の結果が記録されている。また、その金属量や化学組成は、初期の小質量星の形成過程を反映する。8m 級望遠鏡による観測で大きな進展をみたが、そこで提起されてきたリチウム組成の問題および超金属欠乏星の形成過程の問題の解明にむけた観測を提案
する。

• 銀河系
銀河系の諸構造の形成の理解は、天文学の重要課題のひとつである銀河形成の解明に不可欠である。TMTに期待されるバルジや円盤、ストリームなどの部分構造の形成過程に関する観測を提案する。また、最近明らかになってきている球状星団の複数の恒星種族の理解のための基礎的な観測を提案する。

• 局所銀河群・近傍銀河
局所銀河群や近傍銀河は、TMT の大集光力と高分解能をもってすれば個々の星に分解され、撮像あるいは分光観測を行うことによって恒星種族を分けることが可能になる。これは銀河の形成過程や進化にとどまらず、暗黒物質の理解にも貢献する可能性をもっている研究である。銀河系周辺の矮小銀河から近傍の楕円銀河まで、恒星分離にもとづく観測計画を提案する。
恒星関係の検討では、これ以外に褐色矮星や星震学も項目としてあがっていたが、提案としてまとまるには到っておらず、今後の課題として残されている。

6.1.4

キャッチ・フレーズ• 星の活動と爆発現象を追う• 恒星分離にもとづく銀河の形成と進化の解明

6.1.5

要求される装置のまとめ

この研究分野で必要とされるのは、まず近傍の銀河を星に分解することを可能にする空間分解能である。当面は近赤外域において回折限界での観測を実現する補償光学が必須である。将来的には、可視光での補償光学が可能になると大きな飛躍が見込まれる。

6.2. 超新星とガンマ線バースト

203

次に、遠方の超新星の観測などで必要とされるのが高感度の可視光・近赤外線の分光性能である。
また、星の化学組成解析を可能にする可視光・近赤外線での高分散分光機能も必要である。
星からの質量放出の観測には赤外線観測が有効であり、特にダストの形成・放出の解明には中間赤外線での高空間分解能観測が要求される。
これらの装置の性能に加えて、超新星の形状観測のためには偏光分光観測が必要とされる。また、時間変動
現象の観測には時間分解能の高い観測、すなわち読み出し時間の短い検出器を装備することも要求される。
さらに、突発現象に対応することも重要であり、さまざまな時間スケールでの ToO 観測を可能にする柔軟な望遠鏡運用が期待される。
なお、本章での天体の等級は、断りのない限りベガ等級を意味している。

6.2

超新星とガンマ線バースト

まとめ
超新星爆発の理解は、8m 級望遠鏡による観測により大きく進展した。特にその爆発形状の理解が進み、ガンマ線バーストとの関連も示されるようになってきた。しかし観測によってよく確かめられているのは、近傍の爆発、あるいは明るい爆発に限られており、実は我々の理解は一部の超新星に限られている可能性すらある。

TMT によって超新星の包括的な理解にむけて進むとともに、元素合成の解明にも寄与する観測を提案する。

6.2.1

ガンマ線バーストと超新星

概要
ガンマ線バーストの起源は天体物理学における大きな未解決問題の一つである。赤方偏移 0.3 以下の ‘長い’
ガンマ線バーストについては、その多くに付随する超新星が発見され、大質量星の崩壊を起源とする説が支持されている。一方、これらの近傍ガンマ線バーストの大部分はバーストのエネルギーが非常に小さいなど、赤方偏移 1 程度で発生する典型的なガンマ線バーストと異なる種族である可能性が指摘されている。30m 級の望遠鏡による近赤外分光をもって初めて典型的なガンマ線バーストに付随した超新星が検出可能となる。また、現在までの近傍ガンマ線バーストに付随する超新星の性質には多様性が見られるが、赤方偏移 1 程度まで観測可能になることで飛躍的に観測例が増大し、その多様性の起源の解明につながることが期待される。

Gamma-Ray Bursts and Supernovae
The origin of Gamma-Ray Bursts (GRBs) is one of the biggest unresolved issues in astrophysics. A
strong evidence supporting their origin as an end product of a massive star has been obtained for the socalled long GRBs at the redshift below 0.3, by the optical spectroscopic identiﬁcation of an underlying
supernova (SN). A big issue in this paradigm, however, is that these nearby GRBs tend to be weaker intheir gamma-ray production than canonical GRBs at the cosmological distances (typically at the redshift of1), raising a concern that they may be diﬀerent populations. With the 30m telescope through near-infrared(NIR) spectroscopy, it is expected that an underlying SN, if any, can be directly detected for the canonicalcosmological GRBs. In addition, the sample of the GRB-SN connection will be dramatically increased,
which is essential to tackle the origin of diversities in these GRB-SN connections as inferred from the present
limited sample.

第 6 章 超新星・恒星活動と恒星分離にもとづく銀河の形成・進化

N

W

204

図 6.1: ガンマ線バースト GRB980425 に付随して発見された超新星 SN1998bw(Galama et al. 1998)。
背景と目的
ガンマ線バーストの起源は長年の未解決問題であるが、バーストに引き続いての X 線から電波にわたる残光現象の発見 (van Paradijs et al. 1997; Sahu et al. 1997)、それを用いたバースト位置特定精度の向上により、1990 年代後半よりこの問題に対する我々の理解は飛躍的な進歩を遂げた。特に、GRB の中でも ‘長い’ バースト（ガンマ線放射が数秒以上続くもの）に分類されるものが大質量星の崩壊現象であることを強く支持する観測結果が得られている (Fruchter et al. 2006)。1998 年には、ガンマ線バースト GRB980425 のエラーサーク
ル内で、時を同じくして Ic 型超新星 SN1998bw が発生したことが報告された (Galama et al. 1998)（図 6.1）。

SN1998bw は可視スペクトル中の吸収線から測った膨張速度が毎秒約 3 万キロメートルにも到達し、その爆発エネルギーは通常の超新星の 10 倍以上にも達したと見積もられた (Iwamoto et al. 1998)（図 6.2）。これは、ガンマ線バーストが大質量星の崩壊現象であることを示唆するとともに、通常の超新星を引き起こす過程とは異なる崩壊・爆発過程を経たとする理論（ブラックホール形成に伴う爆発的現象：‘コラプサー・モデル’ など;

Woosley 1993; MacFadyen & Woosley 1999）を支持する観測となった（図 6.3）。
2003 年には、GRB030329 の可視残光が非熱的放射から熱的放射に変化していく様子が詳細に観測され、バースト後 2 週間程度経過した後には SN1998bw と非常に類似したスペクトルになったことが確認された（SN2003dh: Hjorth et al. (2003); Stanek et al. (2003)）（図 6.4）。同様に、GRB031203（SN 2003lw: Malesani
et al. (2004); Thomsen et al. (2004)）、GRB060218（SN 2006aj; Pian et al. (2006)）で、バーストに伴う超新星が可視分光観測により確認されている。SN 1998bw を含め、これらはすべて Ic 型超新星に分類されている。Ic 型超新星は大質量星が進化していく際に外層の H、He 層を星風、連星相互作用、あるいは高速自転により引き起こされた対流の発達等で失った星の重力崩壊に伴う爆発であると解釈されている。また、これらの

6.2. 超新星とガンマ線バースト

205

図 6.2: Ic 型超新星の最大光度時の可視スペクトルの例 (Nomoto et al. 2006)。GRB980425、GRB060218に付随した超新星 SN1998bw(Galama et al. 1998)、SN2006aj(Pian et al. 2006) は、典型的な超新星

SN1994I(Filippenko et al. 1995) に比べ、速い膨張速度を示した。SN2002ap(Kawabata et al. 2002; Yoshii
et al. 2003) はガンマ線バーストには付随していないが、比較的速い膨張速度と大きなエネルギーを持った爆発として、通常の超新星とガンマ線バーストに付随する超新星の中間的な存在であると提案されている (Mazzali

et al. 2002)。

206

第 6 章 超新星・恒星活動と恒星分離にもとづく銀河の形成・進化

図 6.3: ガンマ線バーストの爆発過程のシミュレーションの例（コラプサーモデル: MacFadyen & Woosley(1999)）。高速自転する大質量星の中心部の重力崩壊に伴い、ブラックホールと降着円盤が形成され、ブラックホールへの物質流入により解放された重力エネルギーの一部が光速ジェットとして噴き出すとするモデル。
超新星は非常に速い膨張速度を示し、GRB060218 に付随した超新星 SN2006aj をのぞいてすべて爆発エネル
ギーは通常の超新星の 10 倍以上と見積もられている (Iwamoto et al. 1998)（図 6.5）。一方、SN2006aj の爆発
エネルギーは通常の超新星の数倍程度と見積もられている (Mazzali et al. 2006)。このような多様性の起源として、親星の質量の違い及び形成される中心天体の性質の違いが提唱されている (Mazzali et al. 2006; Maeda

et al. 2007)。
8m 級望遠鏡を用いた可視分光では、後述するように赤方偏移 0.3 程度までの超新星の分光検出が限界である。これを超えた赤方偏移で発生したガンマ線バーストにおいては、撮像・測光により可視残光から予想される単純なべき乗的振る舞いからのズレと増光が確認されている例があり、これは超新星からの寄与であるとするのが有力な解釈である (Bloom et al. 1999; Zeh et al. 2004)。典型的なガンマ線バーストは赤方偏移 1 以上の宇宙論的距離で発生し、この典型的な GRB と、超新星が分光により検出された近傍の GRB が同じものかは重要な未解決問題である (Cobb et al. 2006)。分光的に超新星が確認された例においては、GRB030329 を除き、ガンマ線におけるバースト光度が典型的なものに比べ数桁小さい。
また、近年の観測により、すべてのガンマ線バーストから超新星の放射が検出されるわけではないことも明らかになりつつある。GRB060505 と GRB060614 はともに赤方偏移 0.1 程度の距離で発生したが、8m 級の望遠鏡による追観測をもってしても超新星からの放射は検出されず、SN1998bw の明るさの 1/100 程度の上限値が与えられた (Della Valle et al. 2006; Fynbo et al. 2006; Gal-Yam et al. 2006)。つまり、近傍の GRB だけ
みても、すべての GRB に超新星が付随するわけではないか、あるいは付随する超新星の性質には大きな多様性があることが明らかにされている。その多様性の起源について理論的な説明は試みられているが (Tominaga

et al. 2007a; Maeda & Tominaga 2009)、観測的な実証には多くの観測例が必要とされる。
赤方偏移 1 程度の ‘典型的’ なガンマ線バーストに対し、付随する超新星を分光検出することで、ガンマ線バーストと超新星の関係の普遍性について直接的な解答が得られるであろう。また、赤方偏移１程度まで分光観測できれば、サンプル数も増大し、GRB に付随する超新星の多様性についても大きな理解が得られる。

6.2. 超新星とガンマ線バースト207

図 6.4: GRB030329 の可視残光の時間変化 (Hjorth et al. 2003)。バースト直後は非熱的放射に特徴的なべき乗のスペクトルを示していたが、時間とともに 5,000–6,000Å にピークを持つ熱的放射へと変化した。また、超新星の特徴である、高速膨張に伴う幅の広い吸収構造も見られた。バースト後数週間経過すると、GRB980425に付随した超新星 SN1998bw に非常に似通ったスペクトルを示すようになった。

図 6.5: Ic 型超新星の親星質量と爆発エネルギーの関係 (Nomoto et al. 2006)。個々の超新星の可視域での最大光度時でのスペクトル、光度曲線の観測と理論モデルを比較することで、親星質量、爆発エネルギーが見積もられている。

208

第 6 章 超新星・恒星活動と恒星分離にもとづく銀河の形成・進化

方法と実現可能性
基本的な観測戦略は、8m 級望遠鏡による「近傍」GRB に伴う超新星成分分光と同様である。Ic 型超新星は爆発後 2-3 週間後に最大光度に達する。したがって、超新星成分の検出という点では、赤方偏移 1 程度の GRB
発生後、1 カ月程度での ToO 観測を行えば良い。もちろん、より早い時期から連続した観測によりスペクトル
進化をとらえることは GRB に付随する超新星の性質を解明するうえで重要であるから、より早い時期からの追観測が望まれる。

SN 1998bw は V バンドで絶対等級約-19.5 等のピーク光度を持った (Galama et al. 1998)。超新星のスペク
トルは、そもそも約 10,000K ほどの熱的放射であり可視域にピークを持つが、さらに 4000Å 以下では鉄族等の吸収を受ける。したがって、8m 級望遠鏡と可視検出器の組み合わせでは、赤方偏移 1 の超新星成分検出は難しいのと同時に、観測できたとしても静止波長でせいぜい 4000Å 以下に対応するため、比較のための近傍
超新星の良質なデータがあまり存在しないという問題が生じる。一方、30m 級望遠鏡と近赤外検出器の組み合
わせは、この目的のために理想的である。赤方偏移 1 で SN1998bw と類似の現象が発生したとすると、I バンド（観測波長）でピーク時 24 等級程度（ベガ等級）、J、H バンド（観測波長）で 23 等程度と予想される。赤方偏移 2 では、J バンドで 26 等程度、H バンドで 24 等程度が予想される。
したがって、仮に背景銀河からの寄与が無視できる状況でも、8m 級望遠鏡での分光観測は非常に困難である。赤方偏移 1 の場合でも、S/N∼ 5 (ピクセルあたり) を達成するのに I バンドで 6 時間以上の積分が必要であり、それより長い波長域では到達できない。一方、30m 級の望遠鏡で、I バンドであれば１時間以下の積分
時間で S/N∼ 5 が得られ、J バンドで 3 時間、H バンドでも５時間程度の積分時間で赤方偏移 1 の超新星の分光が可能である。赤方偏移 2 に至っては、J バンドでの分光も厳しいが、H バンドであれば一晩の積分時間で分光が可能である。以上の近赤外域での観測可能性は AO を用いない場合での見積もりであるので、TMT で

AO を用いた場合には、例えば赤方偏移 2 の GRB における超新星成分の H バンド分光も現実的な積分時間で可能である。
実際には、ガンマ線バースト・超新星の発生した銀河（ホスト銀河）からの寄与が無視できないことも多く（ホスト銀河の明るさが超新星ピーク時の明るさと同程度）、ホスト銀河からの寄与の切り分けの精度を高める
ことが一つの課題となる。例えば、ガンマ線バースト・超新星が十分に暗くなった後にホスト銀河のスペクトルを取得するなどの方法が必要になる。

期待される成果
第一に、赤方偏移 1 程度での「典型的な」GRB に付随した超新星の検出・非検出は、現在いまだ議論にある超新星とガンマ線バーストの関係性の直接的な検証となる。特に、近傍の超新星に対し大量に得られている
可視スペクトルと直接比較を行うためには、近赤外域スペクトルの取得が不可欠である。
第二に、赤方偏移 1 程度まで観測可能であると、サンプル数が飛躍的に増大するため、GRB に付随する超新星の多様性、およびその起源の議論が可能となる。現在 8m 級望遠鏡をもって確実に分光観測できる赤方偏移 0.3 程度までのガンマ線バーストは、90 年代後半より現在まで 6 例のみ観測されている。一方、ガンマ線
バースト全体としては、SWIFT(Gehrels et al. 2004) と同タイプのガンマ線人工衛星と既存の地上追観測のシステムで、年間 30 個程度のガンマ線バーストの赤方偏移同定は最低でも期待される。このうち、TMT で分光観測できる赤方偏移 1 以下の GRB は 5 個程度が期待される（赤方偏移 0.3 以下は年間 1 個以下）(Jakobsson

et al. 2006)。つまり、TMT での追観測により、現在まで 10 年以上に渡り得られたサンプル数を 1 年程度の観測期間で追い抜くことが可能である。
これらの観測結果により、ガンマ線バーストと超新星の関係の統一的解釈、爆発に至る星の進化過程の解明と言った、重要な未解決問題に迫れると期待される。これは、ガンマ線バーストを用いた宇宙論を展開していくうえでも基本となる理解をもたらすと期待される。

6.2. 超新星とガンマ線バースト

209

日本の独自性日本における理論グループは、ガンマ線バーストの爆発モデル (Takiwaki et al. 2009; Nagataki 2009)、ガンマ線バーストに付随した超新星の放射計算 (Iwamoto et al. 1998; Maeda et al. 2006; Tanaka et al. 2007) において世界をリードする成果を上げている。また、GRB030329 に付随した超新星 SN2003dh のすばるによる分光観測等、すばる望遠鏡を使った観測においても成果を上げている (Kawabata et al. 2003)。TMT でのより遠方ガンマ線バーストに付随した超新星の理論・観測研究においても先導的な立場をとることができると期待される。

他のプロジェクトとの関係
ガンマ線バーストの赤方偏移決定に関しては、現在すでに追観測体制が整備されている。赤方偏移決定後は、

8m 級望遠鏡による撮像フォローアップを数日おきに行い、超新星成分による増光が確認された後に TMT での ToO 分光観測に移行することで効率よく観測を進めることが可能であろう。

要求される装置とその仕様

6.2.2

種別

装置名

観測モード

必要とする装置、仕様
AO
波長範囲
波長分解能

ELI
ELI

WFOS
IRIS

ToO 分光分光

無/有

無0.31–1.0 µm
0.8 - 2.5 µm

視野

空間分解能

R≤ 1000
R≤ 1000

超新星の爆発形状–分光観測概要
超新星の爆発機構には依然として多くの未解決問題が残されている。特に、近年の理論シミュレーションからは多次元的な運動が爆発過程の鍵になっていることが示唆されている。一方、観測的にはこのような多次元的構造をとらえることは困難な課題である。その有力な手法として、爆発後一年程度経過した後の低・中分散分光観測が挙げられる。これまで、すばる望遠鏡を中心とする 8m 級望遠鏡により、重力崩壊型、Ia 型超新星
それぞれにおいて 20 程度の観測例が報告され、爆発の多次元構造が超新星爆発の一般的特徴であることが明らかになりつつある。30m 級望遠鏡により、年間数十個の近傍超新星に対し同様の可視後期分光観測が可能となるとともに、より遠方、赤方偏移 0.15 程度までの超新星に対しても後期分光が可能となる。また、近赤外域での後期分光観測も可能となり、これは爆発機構のより詳細な理解につながる。これらは、重力崩壊型およびIa 型超新星の多様性の起源、Ia 型超新星の標準光源としての性質の深い理解に繋がり、超新星を用いた宇宙論にもインパクトを与えることが期待される。

Geometry of Supernovae – Spectroscopic View
Details of the supernova (SN) explosion mechanism(s) are yet to be clariﬁed. It has been suggested that themulti-dimensional motion is a key ingredient in the explosion mechanism, through recent theoretical studies.
It is, however, a tough task to derive the multi-dimensional structure of SNe in observations. A strong tool
for this is a low-to-mid resolution spectroscopy of SNe at the age of about a year after the explosion. So
far, this has been done by 8m-class telescopes, with the Subaru telescope a key player in it. The opticallate-time spectra of about 20 SNe for each sub-classes (i.e., core-collapse SNe and type Ia SNe) have beenreported. These previous studies revealed that the multi-dimensional structure is a common feature in these

210

第 6 章 超新星・恒星活動と恒星分離にもとづく銀河の形成・進化

図 6.6: 重力崩壊型超新星爆発のコンピュータ・シミュレーションの例 (Blondin et al. 2003)。この軸対称二次元シミュレーションでは、流体不安定性により双極的な爆発が駆動されている。

explosions, challenging to a classical picture that these explosions are spherical. The 30m telescope will beable to obtain the optical late-time spectra for about 50 SNe a year, including those at the redshift of about
0.15 used for cosmological studies. Furthermore, the similar strategy but in near-infrared (NIR) will becomea practical observational project, yielding even more detailed view than in the optical. These new data set
will be essential to uncover the origin of diversities of SNe and to strengthen their cosmological applications.

背景と目的
超新星の爆発機構は天体物理学上の大きな未解決問題である。重力崩壊型超新星においては、星中心部の収縮から爆発に転じる物理過程が解明されていない。太陽質量の 8–25 倍程度の星では中性子星形成に伴い放出されたニュートリノが星外層部で吸収され、これを爆発のエネルギー源とする理論が標準的であるが、この過程は球対称を仮定する限り効率が足りないことが示されており (Liebendörfer et al. 2001)、対流等の多次元的な運動によりこの過程の効率が大きくなることが提案されている (Blondin et al. 2003; Buras et al. 2006;

Burrows et al. 2007)（図 6.6）。白色矮星の核暴走爆発である Ia 型超新星においては、白色矮星内部での核暴走の始まり方、その後の核燃焼波の伝搬の更なる理解が求められている。Ia 型超新星においても、多次元的な効果は鍵になると考えられている (Röpke et al. 2006)。これは、核暴走初期に発生する爆燃波が対流を伴い伝搬する性質を持つこと、その後発生する爆轟波の伝搬は爆燃波の燃えかすの分布に沿って広がることによる。
また、理論モデルの違いからは、核暴走の始まり方（初期の燃焼波の空間分布）に違いが生じることが予想される（図 6.7）。
爆発機構はそれ自体が天体物理学上の大きな問題であるだけでなく、宇宙の化学進化を理解するうえでも重要である (Timmes et al. 1995; Kobayashi et al. 2006)。異なる爆発機構からは、異なる衝撃波・燃焼波の伝搬が予想され、従って生成される元素の量、その分布にも違いが生じる。これらの違いを特定することは、爆発機構への大きな制限であるのみならず、超新星における元素合成の詳細を直接観測的に理解することに繋がる。
これらの元素合成の現場の直接検証としては、まず第一に銀河系内超新星残骸の観測が挙げられる。その場合に問題となるのは、観測例が少ないこと、および銀河系外で年間数百個以上発見されている超新星との関係が自明でないことである。銀河系外超新星においては、その爆発直後のスペクトルによるタイプ分類、それぞれのタイプ毎の発生頻度等が見積もられているが、銀河系内超新星においては通常爆発直後のスペクトルは得られないため (Krause et al. 2008)、しばしばタイプ分類自体が困難であり、したがって発生頻度と結び付けて
銀河化学進化を議論することには困難が伴う。
そこで、別の強力なアプローチとして、銀河系外超新星に対する、爆発後一年ほど経過した後の ‘後期’ 分光観測を提案する。この段階では超新星爆発に伴う膨張のため、爆発により放出された物質は光学的に薄くなり、膨張物質の最深部からの放射がとらえられる。さらに、膨張速度が毎秒数千キロメートル程度に達するため、

6.2. 超新星とガンマ線バースト211

図 6.7: Ia 型超新星爆発のコンピュータ・シミュレーションの例 (Maeda et al. 2010b)。初期の核暴走反応の分布が中心からずれた場合には、片側に偏った爆発が駆動される。流体不安定性による細かな構造も見られる。
低・中分散分光観測 (R ≥ 500) によりその運動の様子（一様膨張するという性質のため、これは空間分布に等しい）をドップラーシフトを用いて検出できる。
このような観測は、現在まで 8m 級望遠鏡を中心に可視域で行われており、Ib/c 型超新星（重力崩壊型）、Ia型超新星双方において 20 例程度の観測例が得られている (Maeda et al. 2008; Modjaz et al. 2008; Taubenberger
et al. 2009; Maeda et al. 2010a) （図 6.8、6.9）。これらの観測により、重力崩壊型の超新星における双極的な衝撃波伝搬、Ia 型超新星における非等方的な核燃焼の始まり方等、爆発機構において一般に多次元的な効果が重要であることが指摘されているとともに、個々の超新星に対して元素合成理論モデルとの比較が行われている。8m 級望遠鏡を用いた可視域後期分光観測では、各タイプごとに年間 10 個程度の超新星しか観測の条件を満たさないため、劇的な観測数増加は期待されない。これは、超新星をさらに詳細な性質で分類してその爆発
機構や元素合成に迫ることの妨げになっている。さらに近年、近赤外域における後期分光の重要性が指摘されているが (Motohara et al. 2006; Maeda et al. 2010a)、8m 級望遠鏡では年間せいぜい数個程度しか観測可能なほど明るい超新星が発生しない。

方法と実現可能性
ここでは、Ia 型超新星に焦点を当てて観測可能性を議論する。Ia 型超新星では、爆発 200 日後には、V バ
ンドで最大光度から 6 等級程度減光する。したがって、発見時に 20 等程度の超新星であれば、TMT により可視後期分光観測が可能である。これは、だいたい赤方偏移が 0.15 程度までの距離で発生した超新星に対応する。2009 年には全天で 200 個ほどの Ia 型超新星が発見されているが、その 8 割程度が上の条件を満たす。つまり、明るさだけでいえば、現在稼働中の超新星探査プログラムで発見された超新星はその大半が後期観測の対象となりうる。そのうち、赤緯が −30 度以下のものをのぞいても、100 個以上の超新星が対象となりうる。
そのうち半数以上は、観測時 V バンドで 24 等より明るく、したがって一つの超新星あたり一時間以内の分光により S/N∼10 以上が達成される。つまり、年間 5 晩ほどの観測プログラムを組めば、一年で 50 近くの観測
例を得ることが可能である。このような超新星は、8m 級の望遠鏡で現在観測されている超新星のサンプルと第 6 章 超新星・恒星活動と恒星分離にもとづく銀河の形成・進化

212

o

30

o

o

o

40

0.8 S

40

S

o

20

30

S

o

10

0.4

1997ef

1991N

0.0

o

30

0.8 S

o

2002ap
o

30

S

o

20

o

S

10

o

20

30

Normalized Flux (F )0.4

2004dk

0.0

2004gk
o

40

0.8 S

o

2004gq
o

40

S

o

o

40

S

20

30

o

40

0.4

2004gv

0.0
0.8 T

2006ck

2006F
o

50

o

o

50

T

o

o

50o
60

T

50

40
0.4

1997dq

0.0

50

0.8 T

2005nb2004gn
o

o

o

o

90

D

o

90

50

90o
90

D

0.4

2005kz

0.0

80

0.8 D

2004fe2003jd
o
o

o

o

70

D

80

o

90

70

D

o

80

0.4
0.0

2005aj-0.02 0.00

2005kl0.02 -0.02 0.00

2006T

0.02 -0.02 0.00

0.02

v/c

図 6.8: 重力崩壊型超新星の可視後期スペクトル (Maeda et al. 2008)。超新星爆発の際に放出される酸素の禁制線 ([O i] λ6300) の輝線形状を示してある。観測データとともに、双極的な爆発モデルからの予想を示してある。超新星により、ひと山あるいはふた山の形状を示すが、これは視線方向の違いにより説明可能である。

6.2. 超新星とガンマ線バースト

213

1.2

(a) 4700 Å[Fe III]

0.9

0.9

0.6

0.6

0.3

0.3

0.0

0.0

Normalized Flux

-0.03

1.2

[Fe II](b) 7155 Å

1.2

0.00

(c) 8621 Å

0.03[Fe II]-0.03(d) 1.257

1.2

0.9

0.9

0.6

0.6

0.3

0.3

0.00

0.03

m [Fe

II]

0.0

0.0
-0.03

0.00

-0.03

0.03

0.00

0.03

1.2
1.2

(e) 1.644m[Fe II](f) 11.88

m [Co III]

0.9
0.9

0.6
0.6

0.3

0.3

0.0

0.0
-0.03

0.00

0.03

-0.03

0.00

0.03

V/C

図 6.9: Ia 型超新星 SN2003hv の可視から中間赤外にわたる後期スペクトル (Maeda et al. 2010a)。可視域(Leloudas et al. 2009)、近赤外域 (Motohara et al. 2006)、中間赤外域 (Gerardy et al. 2007) の観測データは、それぞれ VLT、すばる望遠鏡、Spitzer 宇宙望遠鏡による。様々な禁制線において見られた静止波長からのズ
レは、中心部からずれた場所で核暴走が始まるとする理論モデル（図 6.7）で説明できる。この超新星は非常に近傍で発生し見かけの等級が明るかったためこのような観測が可能であり、SN1987A 以外で可視光から中間
赤外域にわたる後期スペクトルが得られた唯一の例である。

214

第 6 章 超新星・恒星活動と恒星分離にもとづく銀河の形成・進化

図 6.10: 近傍 Ia 型超新星の V バンド光度曲線。明るい超新星ほどゆっくりと減光することが観測的に知られている (Phillips et al. 1999)。この性質から標準光源として用いられているが、その現象論的関係の物理的起源は依然として未解明である。
同様、赤方偏移は約 0.04 以下のものである。
別の方向としては、より赤方偏移の大きい超新星の後期分光を行うことが考えられる。赤方偏移 0.15 の Ia型超新星では、後期に V バンドで 26 等程度である。したがって、数時間の積分時間で S/N∼10 程度を達成することができる。年間 2–3 晩程度の観測時間割り当てで、このような比較的遠方の超新星に対し、10 例程度の
後期スペクトルが取得可能である。
さらに 8m 級望遠鏡では実現困難な方向性として、近赤外域での後期分光が挙げられる。やはり 2009 年に発見された超新星を例にとると、全天で 60 個程度の超新星はその発見光度から類推して爆発後 200 日の段階
で H バンドで 23 等程度かそれより明るかったと見積もられる。したがって、AO の効かない状況でも、5 時間程度の積分で S/N∼10 程度のスペクトルが期待される。さらに AO が効く状況であれば、積分時間の大幅な短縮が期待される。以上の状況は、8m 級望遠鏡での可視後期分光と似た状況である。つまり、年間 2-3 晩の割り当てで、年間 10 程度の観測例が得られることが期待される。

期待される成果
赤方偏移 0.04 以下の近傍超新星に関しては、約 2 年の観測で 100 例のサンプルをもとに統計的な議論が可能となる。Ia 型超新星は明るさが一定でなく、その明るさと光度時間進化の現象論的関係を適用することで標準光源として用いられている (Riess et al. 1998; Phillips et al. 1999; Perlmutter et al. 1999) （図 6.10）。後期ス
ペクトルから得られる元素組成、分布は爆発機構の詳細を反映するので、これを用いて、明るさの多様性の起源、およびなぜ標準光源たり得るか（上記標準光源関係の物理的理解）に迫れるユニークな観測となる (Maeda

et al. 2010a,b)。これは、既存の観測例（約 20 例）では到達できないゴールである。
さらに赤方偏移 0.15 程度までの超新星に対し、爆発機構に直接迫れることは重要である。Ia 型超新星を用いた宇宙論における中心課題の一つは、近傍の超新星と宇宙論に用いられる遠方超新星の性質に系統的な違いがあるかという問題である。赤方偏移 0.15 程度で既に ΩΛ の効果が見え始めるため（図 6.11）、これは宇宙論で用いられる標準光源に対しての直接的な物理機構の検証となる。
さらに、近赤外域での後期分光は Ia 型超新星の爆発機構と標準光源関係の理解について新しい情報を与える (Maeda et al. 2010a)。近赤外域においては、可視域より励起温度の低い鉄の禁制線が放射される。これは、放出物質の中でも密度の高い部分からの放射に対応する。このような密度の高い領域は、爆発初期の爆燃波の進行によってつくられるが、爆燃波においては流体不安定性が鍵となる。このような分布を直接ドップラーシ

6.2. 超新星とガンマ線バースト215

図 6.11: Ia 型超新星を標準光源として用いて得られている赤方偏移–光度距離の関係（ハッブル・ダイアグラ
ム）の例 (Freedman et al. 2009)。下図は、ΩΛ = 0 とした宇宙論モデルからの光度距離の残差。
フトによりとらえることは、まさに爆発が始まった瞬間の様子をとらえることに対応する。このような爆発初期の様子に違いがあるか、またその違いが標準光源としての性質とどう結びつくか、これは既存の 8m 級望遠鏡ではできない新しい科学的目標である。
また、重力崩壊型超新星についても、そのタイプや親星質量ごとの爆発機構の違いが議論できるようになる。近年、重力崩壊型超新星の多様性が明らかになりつつあるが、その起源に迫るユニークなアプローチとなり得る。

日本の独自性日本の理論グループは、超新星爆発における元素合成理論で世界をリードしてきた (Nomoto et al. 1984,

1997; Umeda & Nomoto 2002; Tominaga et al. 2007b)。特に、様々なタイプの超新星で多次元爆発モデルにおける元素合成の研究を行っており、これは本観測研究における重要な比較対象である (Nagataki et al. 1997;
Maeda et al. 2002; Maeda & Nomoto 2003; Nagataki et al. 2003; Tominaga et al. 2007a; Tominaga 2009)。それに加え、後期スペクトルを用いた爆発機構手法の提案、すばる望遠鏡を用いた観測研究 (Maeda et al. 2008)
は日本のグループにより世界に先駆けて行われてきた。したがって、理論的背景、観測経験において日本は世界をリードできる立場にある。

第 6 章 超新星・恒星活動と恒星分離にもとづく銀河の形成・進化

216
他のプロジェクトとの関係

すばる望遠鏡の超広視野主焦点カメラ HSC を用いた探査等、次世代超新星探査計画との連携が期待される。
さらに、本計画による可視–近赤外域での後期分光は、SPICA 等による中間赤外後期分光を組み合わせることで爆発機構のより詳細に迫れると期待される。また、本観測計画により得られた知見は、次世代の Ia 型超新星宇宙論観測計画（JDEM 等）に対してのインプットとなり、宇宙論への応用が期待される。

要求される装置とその仕様

6.2.3

種別

装置名

観測モード

ELI

WFOS

分光

必要とする装置、仕様
AO
波長範囲
波長分解能
無
0.31–1.0 µm
R≤ 1000

ELI

IRIS

分光

無/有

0.8 - 2.5 µm

視野

空間分解能

R≤ 1000

超新星の爆発形状―偏光観測概要
超新星は、連続光ないしは吸収線部で強い偏光を示すものがあり、放出物質が著しく非対称な場合があることがわかっている。超新星における爆発の非球対称性や非一様性は、爆発エンジンの根幹に関わる貴重な情報をもたらしてくれるが、その観測的材料は、8-10m 級の望遠鏡が稼働し出して久しい現在においても、依然乏しい。これには、偏光観測においては一般に要求される測定精度が高く、8-10m 級望遠鏡をもってしても得られる光子統計量に限界があることが起因している。一方で、超新星爆発やその輻射輸送に関する多次元シミュ
レーションが近年めざましく進展しており、爆発エンジンと非等方性とが密接に結びついていることが広く示されつつある。TMT を用いることで、近傍超新星ないしは GRB に伴う超新星の偏光分光観測の精度が一変する。次世代の偏光観測結果と理論モデルとの比較から、超新星の爆発エンジンの理解が一段と進むと期待される。

Geometry of supernovae – Polarimetric approach
Supernovae sometimes show large polarization in continuum and/or absorption lines, which indicates signiﬁcant asphericities in their ejecta. These phenomena can give unique information on the physical propertiesof the explosion engines that have not been well known yet. However, spectropolarimetric material on supernovae are still lacking in spite of delightful activities of 8-10 m class telescopes for 10-15 years. It is because atypical polarimetry requires ∼ 102 times photons compared with normal photometry/spectroscopy with thesame band/spectral resolution. In recent years, theoretical studies with multi-dimensional numerical simulation have been developed and indicate that the explosion engines are intrinsically anisotropic. TMT willbring an unprecedented photon bucket and enable us to measure the polarization of more distant supernovae(e.g., hypernovae accompanied with GRBs) and/or nearby supernovae with a much higher accuracy. By
the collaboration between the highly-sophisticated theoretical models and the accurate/deepest observations
with the next-generation facilities, we can explore the explosion mechanisms of supernovae further.

背景と目的
ここ数十年で、超新星をはじめとする恒星の爆発現象の理解は飛躍的に進んだが、それを支えてきた理論的モデルの殆どは、爆発が「球対称」で「一様」であることを仮定したものであった。この「単純化」が広く支

6.2. 超新星とガンマ線バースト

217

持されてきた背景には、計算を行う上での制約に加え、それを突き崩すのに必要な観測的材料が乏しかったことが原因に挙げられよう。
この状況は、8-10m 級望遠鏡の活躍により、大きく変化しつつある。超新星の偏光分光観測が可能となったことで、核爆発型超新星と重力崩壊型超新星のいずれも、看過出来ないレベルの「非球対称性」若しくは「非一様性」を有することがわかってきた（Wang & Wheeler 2008 のレビューが詳しい）。非対称な爆発は、放出物質が希薄となり、可視光で見通すことができるようになった星雲期（爆発後約半年以降）における輝線ス
ペクトル観測によっても支持されている（Maeda et al. 2008; Modjaz et al. 2008; Taubenberger et al. 2009;

Maeda et al. 2010b、および本章 6.2.2 節を参照）。
非球対称状の性質を探ることによって、未解決である爆発エンジンの機構に迫ることができると期待されている（図 6.12）。また、偏光分光観測によって元素ごとの非対称分布の度合いを知ることで、超新星の大気構
造や、星周物質（爆発前に星風として放出した前駆星の外層大気）における元素分布を知り、爆発に伴う元素合成や前駆星の進化段階を知ることができる。
重力崩壊型超新星では、中心部への崩壊がどのようにして星の外層まで吹き飛ばす外向きの爆発に転じるのか、長らく「宇宙物理学の大問題」の一つとされてきた。最近可能となった 2 次元ないし 3 次元の数値シミュ
レーションにより、中心核での跳ね返りによって生じた定在衝撃波が、不安定性によってある方向に大きく振れることや、星の回転によって磁場が増幅されて双極流の発生を促す可能性が高いことがわかってきた。これらは、爆発機構の本質的な部分に、非対称性が関わっていることを連想させるものである。
ガンマ線バーストを生む相対論的ジェットとの関連を探る上においても、重力崩壊型超新星の非対称性が鍵になる可能性がある。ガンマ線バーストに付随して現れる超新星は比較的遠くて暗いため、これまで充分な精度での偏光分光観測がなされた例は皆無である。TMT では限界等級が 2 等級以上暗くなることから、このような超新星に対する偏光観測での進展が期待される。
一方、核爆発型（Ia 型）超新星においては、その外層が大局的な非等方性を持つことが、この 10 年程度の偏光観測で知られてきているが、その成因はまだはっきりしていない。最近になり、極大光度前の膨張速度の時間変化がばらつくことや (Benetti et al. 2005)、爆発から半年以降に見られる星雲輝線の視線速度が初期の膨張速度変化率とよく相関すること (Maeda et al. 2010b)、さらに初期膨張速度変化率が初期の偏光度とよく相関すること (Maund et al. 2010)、がわかってきており、膨張速度の非対称性が爆発エンジンと強く結びついている可能性が高まっている。また、S/N が格段に上がることで、吸収線（元素）ごとの非等方分布の度合いを検知し、燃焼の三次元構造を得ることも期待される。核爆発型超新星は、宇宙論的スケールにおける距離指標として使われていることからも、爆発、および輻射の等方性を知ることは重要である。

方法と実現可能性
近傍銀河に現れる超新星に対し、なるべく早い段階の単 ∼ 複数エポックについて、主に可視光での偏光分光観測を行う。超新星は膨張速度が数千 km s−1 を超えることから、波長分解能については R = λ/∆λ ∼ 500という低分散で充分であるが、IIn 型など星周物質による 50 km s−1 程度の輝線を調べる場合には、R ≥ 6000が必要となる。
ただ、偏光分光観測を行うことが出来る装置は世界的にみても稀少であり、TMT についても現状で偏光機能の搭載が確定的な装置は存在しない。最も実現に近い装置は、第一期装置の３つのうちの一つ、WFOS である。WFOS の広い視野全面をカバーしなくとも、0.5 分角程度のごく一部をカバーする偏光光学系が入れば充分である。

TMT で偏光分光観測が可能になれば、R = 21 等級の超新星（例えば距離 z = 0.2 のガンマ線バーストに付随して現れた Ic 型超新星）に対して、3 時間露出で R = 600 の各要素に対して ∆p = 0.2% 精度での偏光測定が可能になる。TMT 時代においても、ガンマ線バースト探査衛星 Swift と同程度の GRB 発見レートが維持されていると仮定すると、5 年間で 1 例程度の観測達成が期待される。

218

第 6 章 超新星・恒星活動と恒星分離にもとづく銀河の形成・進化

図 6.12: 超新星における偏光例の模式図 (Wang & Wheeler 2008)。上側は超新星爆発が軸対称状の非等方分布をしている場合の偏光の波長依存性を QU 平面で表したもの。下側は多数のブロッブ状の分布により軸対称性が崩れている場合のもの。偏光観測により幾何学的な非等方性の情報を得ることが可能となる。
期待される成果
超新星の爆発メカニズムに対する理解が大きく深化すると期待される。
重力崩壊型超新星においては、爆発の幾何学的特性から爆発エンジンの３次元的特徴を得ることが可能になり、爆発エンジンの理論モデルに関する研究を直接刺激することが期待される。特に、GRB に付随して現れる超新星に対しては、初めての観測成果となることから、相対論的ジェットを生み出すブラックホールと超新星爆発エンジンの幾何学の関連において、理解が大きく前進するであろう。
核爆発型超新星においても、爆発発生箇所の白色矮星中心からのずれや、燃焼の非等方性といった、爆発メ
カニズムに直接結びつく情報が得られると期待される。Ia 型超新星の個性を理解することは、遠方宇宙の標準光源としてさらに磨きを掛け、宇宙をより高精度で計量する利点ももたらすであろう。

日本の独自性

超新星の理論的研究、特に 3 次元の輻射輸送コードを開発し応用しているグループや、超新星の偏光分光観測の経験のあるグループが存在しており、観測データを速やかに解析し、サイエンスを取りまとめる基盤が形成されている。また、日本はアマチュア天文家による近傍の超新星発見が数多くなされており、その報告をいち早く手にすることが可能であることから、爆発のごく初期の観測を世界に先駆けて主導する機会もあると期待される。

他のプロジェクトとの関係
超新星の偏光観測に着目した研究グループは海外、特に米国に強力なグループが存在するものの、日本も規模は小さいものの、近年はひけをとらない活躍を見せつつある。日本国内の大学が所有する中小口径望遠鏡やすばる望遠鏡を用いた光度曲線やスペクトル進化といった観測により、当該超新星の基礎データ（56 Ni 量、爆発エネルギー、爆発速度構造、元素組成等）を得ることも期待される。

6.2. 超新星とガンマ線バースト

219

要求される装置とその仕様
赤方偏移が小さい近傍の超新星で、最も明るく情報量が多い可視域で偏光観測をすることから、可視域の低分散装置で、且つ、偏光分光モードを備えていることが要求仕様となる。

種別

FDI

6.2.4

装置名

WFOS

観測モード
低中分散偏光分光

必要とする装置、仕様
AO 波長範囲
波長分解能
無0.4–1 µm R∼ 500–6000

視野≤1 arcmin

空間分解能
2∼1 arcsec

近傍超新星・残骸の高解像度観測概要
現在、星の進化と超新星爆発の理解の大部分は、年間数百個観測される銀河系外超新星を点源として撮像・分光観測することにより得られている。TMT の高い空間分解能によって、近傍銀河で発生した超新星およびその周辺環境を空間分解して観測することが可能になる。これにより、超新星の多様性を説明するために提出されている様々な進化理論の検証ができ、さらに爆発構造の多次元構造を直接とらえることが可能となる。

High Spatial Resolusion Imaging of Nearby SNe and SNRs
So far, our understanding on the stellar evolution and the supernova (SN) explosion largely relies on
imaging and spectroscopic observations of extra Galactic SNe as a point source. TMT will add a newobservational tool: For SNe in nearby galaxies, TMT will be able to spatially resolve the structure of thecircumstellar environment and even the SN itself. This study will provide strong tests for various stellar
evolution scenarios leading to the diversity of SNe, and provide a unique and direct tool to trace the multidimensional structure of the explosions.

背景と目的
長い間、超新星の研究は点源の撮像と分光による観測を中心として行われてきた。銀河系内の超新星残骸は空間分解され詳細に様々な波長で撮像、分光観測できるが、このような例は年間数百個発見される銀河系外超新星に比べて数が少ないのに加え、爆発後数百年を経た後は星周・星間物質によりその力学的・化学的性質が支配されてしまうため、爆発そのものの情報を得ることは困難である。銀河系外の超新星において、可視・近赤外域で空間分解観測された「若い」超新星はほぼ唯一、大マザラン雲で発生した超新星 SN1987A のみである。
近年、超新星爆発機構においては多次元的な運動が鍵になっていると考えられており、その観測的検証は非常に重要である。同時に、爆発前の星の進化過程により、超新星周囲の環境は大きく異なると考えられており、そのような星周環境を分解して観測することは星の進化理論に大きなインパクトを与える。SN1987A は近年、

HST による撮像・分光 (France et al. 2010)（図 6.13）、VLT による面分光が行われ (Kjær et al. 2010)（図6.14）、超新星爆発の多次元構造が直接検証されるとともに、爆発前の星からの質量放出により形成されたリン
グ状の構造も分解観測された。たった一例ではあるが星の進化と超新星の研究に大きなインパクトをもたらしている。
このような観測例が増えることで、超新星の多様性の起源に大きく迫れると期待される。TMT により、銀河系外超新星のうち特に近傍の約 10 Mpc 以内で発生した超新星に対して空間分解観測を行うことを提案する。

第 6 章 超新星・恒星活動と恒星分離にもとづく銀河の形成・進化

220

N

1"

図 6.13: 超新星 SN1987A のハッブル宇宙望遠鏡による画像 (France et al. 2010)。

図 6.14: 超新星 SN1987A の VLT による面分光観測 (Kjær et al. 2010)。楕円形の超新星膨張物質と星周リングが分解されている（左図）。面分光（右図）から、その爆発の軸とリングの軸の方向が異なることが示唆され、その起源が問題となっている。

6.2. 超新星とガンマ線バースト

221

方法と実現可能性
本観測計画においては、空間分解能が大きな鍵となる。SN1987A（地球からの距離約 50 kpc）の星周リン
グのスケールは半径 0.4 pc 程度であるので、同様の構造が他の超新星にも付随するとすると、これは 4 Mpcの距離で発生した超新星で 0.02 arcsec に対応する。0.01 arcsec 近くの空間分解能を達成できれば、約 10Mpc
以内の距離で発生した超新星の星周物質構造の空間分解が視野に入ってくる。ここ 10 年ほどの間、この条件を満たすものは年間 1-2 個のペースで見つかっている。今までに発見されている銀河系外超新星でこの条件を満たすものは 80 例程度ある。このようなすでに発見されている近傍超新星に加え、今後 10 年間に 10 -20 例程
度の頻度で同様の近傍超新星が発見されることが期待される。
さらに、超新星は膨張に伴い徐々にその見込み角が大きくなるため、爆発後十分に時間が経過した後に高空間分解能観測を行うことで、超新星そのものの空間分解も可能となる。超新星の膨張速度は 10,000 km s−1 程度であるので、1 Mpc で発生した超新星は 10 年後に 0.02 arcsec 程度まで広がることになる。2020 年に観測した場合、上記すでに見つかっている超新星のうち約半数、主に 1980 年代以前に発見された超新星に対しては0.01 arcsec の空間分解能で超新星構造の解像が視野に入ってくる。2020 年時点で、その見込み角が 0.04 arcsecを超えると予想される超新星は 5-10 例存在する。
超新星空間分解に関しては、時間のたったものほど物理的サイズが大きくなるため観測には有利である。爆
発後数年-百年程度の期間は、放射性同位体である 44 Ti の崩壊が熱源になると考えられるが、これは半減期が60 年以上と長いため、超新星からのフラックス自体はほぼ一定に保たれるであろう。超新星 1987A でこのよ
うな振る舞いは観測されている。その爆発後約 10 年における近赤外輝線強度は 4 × 10−17 erg cm−2 s−1 Å−1程度であった。4Mpc で発生した超新星が同様の光度を持つとすると 10−20 erg cm−2 s−1 Å−1 程度が期待される。したがって、30m 望遠鏡でも特に面分光においては相当厳しい観測となり、AO によりどの程度限界等
級を下げられるかが大きな課題となる。また、十分な観測例、特に光度の十分なターゲットを稼ぐためには、爆発後数十年–百年程度経過した超新星を近傍銀河内で発見する観測計画とのシナジーが求められる。
超新星が膨張するにつれて、星周物質との衝突などの新たな熱源が現れ得るため、上記よりフラックスが大きくなる可能性もあり、また 44 Ti の量も超新星ごとに異なるため、実際のフラックスにはかなりのばらつきが生じることが予想される。TMT での上記観測実現に向け、より詳細な観測可能性を提出することが理論研究の側に要求される。
この観測計画においては、高い空間分解能が必要とされる。AO を用いることは絶対条件であるが、さらに面分光での観測は 3 次元構造を見るという点で非常にインパクトの高いものとなる。

期待される成果
現在超新星周辺環境の空間分解による詳細な観測は SN1987A のデータがあるのみであるが、本研究により10 例以上の超新星に対して情報が得られる。また、観測ターゲットとなりうる超新星のタイプも様々であるので、様々な進化経路を経た超新星に対してその周辺環境の情報が得られることになる。例えば、Ia 型超新星においては白色矮星と主系列星あるいは巨星からなる連星進化を経るとする説（Single Degenerate Scenario）、
白色矮星二つからなる連星の合体を起源とする説（Double Degenerate Scenario）が提唱されている。重力崩壊型超新星においては、Ib 型、Ic 型の起源は 20 太陽質量以上の星が強い星風によりウォルフ・ライエ星へと進化して爆発する説、それよりも軽い星が連星系において外層がはぎとられた後に爆発する説が提唱されている。IIn 型も重力崩壊型であり、これは非常に密度の高い星周物質を持つ星の爆発であると考えられている。以上のように、観測されている超新星の多様性を説明するために様々な進化過程が提唱されているが、異なる進化過程は異なる周辺環境を予測するため、その空間分解観測はその起源の解明において大きな役割を果たすと期待される。
超新星そのものの空間分解は、爆発機構への強い制限を与える。さらに、星周物質構造と合わせ、進化過程に大きな示唆を与えるであろう。例えば、SN1987A が良い例である。超新星は楕円体の形状を示し、さらに星周物質はリング状の構造を持つことが示されている。長い間、この二つの構造の軸は同じ方向を向いていると

第 6 章 超新星・恒星活動と恒星分離にもとづく銀河の形成・進化222考えられ、したがって爆発における親星の自転の効果等の重要性が提案されてきた。ところが、近年の VLT による面分光により、この二つの軸はほぼ垂直になっている可能性が示唆されている。その起源は未だ解明されていないが、これは高分解解像観測と面分光による 3 次元構造の解明がいかに関係分野に大きなインパクトをもたらすかを示す良い例である。また、100 年程度経過した超新星は 44 Ti の放射性崩壊によるエネルギーを熱源としているが、この同位体の量、分布は爆発機構に強く依存するため、その空間分布の特定は爆発機構解明
において非常に強い示唆を与える。

日本の独自性本研究においては、星周構造・爆発機構の多次元構造の理解が鍵であり、その点で後期観測等の別手法による実績のある日本のグループに優位性がある。

他のプロジェクトとの関係
本研究において、爆発機構の空間分解という側面では、十分な観測例を稼ぐためには、爆発後数十年–百年程度経過した超新星、特に光度の大きいものを近傍銀河内で発見する観測計画とのシナジーが必要となる。すばる望遠鏡、TMT 等を用いた近傍銀河の広視野撮像、多天体分光（例えばすばる望遠鏡の主焦点分光器 PFS）
により、近傍銀河においてそのような爆発後時間のたった超新星（あるいは若い超新星残骸）を探す必要が生じる。
また、VLBI 等で既に高い空間解像度を生かした近傍超新星の空間分解が行われている。電波域においては、超新星と星周物質の衝突により生じた衝撃波の伝搬を見るため、可視・近赤外での観測よりも外側の領域を見ていることに対応する（これらは、超新星膨張物質、とくに放射性元素の分布する内側をトレースする）。したがって、これらは相補的に超新星爆発、その星周構造についての情報を与える。

要求される装置とその仕様

6.2.5

必要とする装置、仕様
AO
波長範囲
波長分解能

種別

装置名

観測モード

ELI

IRIS

分光

有

0.8 - 2.5 µm

R∼ 2000

ELI

IRMOS

面分光

有

0.95 - 2.45 µm

R∼ 2000

視野

空間分解能

暗い超新星

概要
暗い超新星は、重力崩壊型、核爆発型ともに、少数ではあるが一割前後のある一定の割合で存在することが判ってきている。これらの超新星は概して減光も早く、発見が難しいことから、詳細な解析に耐えうる観測例が未だ乏しく、詳しい特徴は良くわかっていない。しかし、少数であることは観測の選択効果によるものであり、実際には相当数存在し、銀河進化に対し主要な寄与をしている可能性もある。さらに、このような一見極端な超新星が、恒星進化の未解決問題に決着をつける重要な役割を担っている可能性も随所で指摘されている。
暗いことによる観測の困難さは TMT の実現で克服されることから、これらの超新星を観測することによって、恒星進化の未開拓な部分の理解が大きく進展すると期待される。

6.2. 超新星とガンマ線バースト

223

Faint supernovae
Supernova of all types show a smaller subgroups (typically, ∼ 0.1 of whole samples) of faint ones. These
supernovae usually evolve rapidly, i.e., decline shortly after the maximum light, and discovery of thesesupernovae has been more or less limited. Therefore, observational material of these supernovae are lacking
and our knowledge may be still restricted. However, this would be partially caused by a selection eﬀect
because of the observational diﬃculty, and these faint supernovae may contribute to the galactic evolution
more dominantly. Additionally, recent studies point out potential roles of these supernovae for some major
problems of the supernova and stellar evolution. The large photon bucket of TMT enables us to obtainobservational material for faint supernovae with suﬃcient quality and quantity, and to explore the frameworkof stellar evolution history in the universe.

背景と目的1990 年代までに超新星の分類学はほぼ一段落し (Filippenko 1997; Weiler 2003)、その枠組みの中で超新星爆発の研究が進められているが、重力崩壊型・核爆発型双方においてその心臓部とも言うべき爆発エンジンそのものの研究は依然、収束を見ない。この状況を観測的に打開する可能性のある候補の一つが、「暗い」超新星である。
これまで、各タイプの超新星において様々な観測が進められているが、その物理の理解に大きく寄与してきたのは、近傍銀河に現れた見かけ等級が明るい「golden」超新星のサンプルで、そのタイプの中で中庸ないしは明るい部類に属する超新星であることが多い。一方で、各タイプにおいて、数% から十数% の割合で「暗い」超新星が存在することがわかっている。暗い超新星は、概して減光速度も速く、発見及び継続観測が困難であることから、その実態は依然不明な点が多い。しかし、観測の困難さから相当数を見逃しており、実際の出現率は中庸なサンプルに迫る可能性がある。また、近年の大望遠鏡の活躍によってこれらの超新星に対する理解が大きく進展し、超新星の研究において重要なポジションを担うことが次第にわかってきた。
例えば、SN 1991bg-like と呼ばれる暗い Ia 型超新星は、近傍銀河では相当数見つかるものの、z > 0.1 の
遠方においては度重なる大規模なサーベイにも関わらず、殆ど見つかっていない。これが観測の困難さによる選択的効果なのか、それとも前駆星の進化の特徴を反映したものであるのか、決着はついていない。Ia 型超新星においては、単独の白色矮星が伴星からの質量降着によって引き起こすモデル (Single-Degenerate scenario)と、白色矮星同士の近接連星において両者が衝突して引き起こされるモデル (Double-Degenerate scenario) とが拮抗しているが、両者には星生成イベントから超新星爆発を引き起こすまでに掛かる時間や 56 Ni 生成量の分布に差が生じうることが指摘されており、暗い超新星の発生頻度とその宇宙年齢進化を探ることで Ia 型超新星の前駆星モデルの同定に決定的な役割を果たす可能性がある (Gonzalez-Gaitan et al. 2010 およびその引用文献)。また、SN 2002cx-like と呼ばれる一群は、典型的な Ia 型超新星の 100 分の 1 程度の極大光度しか示さなかった特に暗い Ia 型超新星であり (Jha et al. 2006; Foley et al. 2010)、核燃焼が中途半端に終わった可能性
や、チャンドラセカール質量よりも軽い白色矮星における新種の爆発の可能性が指摘されている。
重力崩壊型超新星は、Ia 型超新星に比べて多様性があり、暗いものについて明確に位置づけされたグループ
は存在しないが、際立った特徴を示しているものがある。最近、暗くて減光が早い、Ca 過剰な Ib 型超新星が相次いで発見されており、重力崩壊型の中で親星の質量が最も小さい部類に属するという解釈 (Kawabata et al.

2010) と並んで、ヘリウムが降着した白色矮星の表面爆発であるという新種の解釈も提唱されている (Perets
et al. 2010)。このような超新星の元素組成の異常性は、我々の銀河で見つかっている金属量が特に少ない恒星の特徴と一致する部分があり、宇宙の化学進化において重要な役割を果たしてきた可能性がある。
また、暗くて爆発速度が非常に遅い II 型 (IIP 型) 超新星については、重力崩壊型超新星となる親星のうち最も軽い部類の爆発であるという解釈と、太陽の 20 倍以上という重い恒星によるブラックホール生成に伴う爆発であるというまるで異なった解釈があり、爆発エンジンの理解が滞っている (Pastorello et al. 2004, 2009)。

224

第 6 章 超新星・恒星活動と恒星分離にもとづく銀河の形成・進化

図 6.15: 暗い II 型超新星 SN 1997D, SN 1999eu, SN 1994N の爆発後 2 年以上にわたる光度曲線 (Pastorello

et al. 2004)。横軸の単位は日。
ブラックホールを生成するような重い恒星は通常、重力崩壊を起こす前に、水素やヘリウムの外層を恒星風として消失すると考えられていることから、統一的な恒星進化の描像を得る上で、この問題はぜひ解決したい。
このように、暗い超新星の生態を解き明かすことで、超新星および恒星進化に関するいくつかの未決着の問
題に肉薄することが期待される。特に、TMT の大集光力を用いて、爆発から半年以上を経た、光学的に薄く爆発物質を見通すことができる時期の分光観測を行うことは、全く新しい観測的証拠となる可能性もあり、TMTでの活躍が期待される分野である。

方法と実現可能性
重力崩壊型超新星に対しては、初期観測において暗いことが判明したものについて随時、TMT を用いたフォ
ローアップ観測を行う。初期フェーズの観測も重要であるが、これは中小口径望遠鏡を用いて行えば充分であり、TMT では主に後期の観測をめざす。これらの超新星の爆発から 1 年が経過した時点での典型的な光度は、

MV ' −9 – −10 等級程度である (図 6.15 および 6.16)。30 Mpc の距離に現れれば 23-24 等級となることが期待でき、2 時間の分光で波長域 λ =5000–7000 Å における波長分解能 R = 600 の各波長ビンにおいて、S/N' 30という充分な精度でのスペクトル取得が可能となる。核爆発型超新星については、z > 0.1 の比較的遠方のサンプル星に対してサーベイ的に分光観測を行い、SN 1991bg-like と通常の Ia 型との発生頻度（volumetric rate）
を比較する。

期待される成果
超新星爆発エンジンの機構や核燃焼の理解、および超新星爆発を伴う恒星の進化形態について、新たな観測事実の集約による進展が見込まれる。恒星の爆発現象を包括的に理解する上で、未開拓分野とも言える暗い超
新星は TMT 時代における新たな実験台となり得る。特に、z > 0.1 の遠方における SN 1991bg-like な暗い超新星の発生頻度と通常の Ia 型超新星の発生頻度の違いが得られれば、核爆発型超新星の親星として双璧をなす

Single-Degenerate scenario と Double-Degenerate scenario のそれぞれの実現性について一定の決着が付く可
能性がある。また、親星の質量の大きい重力崩壊型超新星において、SN 1998bw や SN 2003dh に代表される
ような GRB を伴う極超新星以外に、親星大気の大部分がブラックホールに落ち込んで暗い failed supernovaとなる道すじが存在するかどうかといった、GRB の標準モデルと密接に結び付く恒星進化の大きな問題に新たな進展をもたらすことも期待される。

6.2. 超新星とガンマ線バースト

225

-20
-17

1993J (IIb)-16

Absolute R-band Mag.

-18
-15

1994I (Ic)

-14

-16

2007Y (Ib)

-14

-13

0

20

40

60

2005cz (Ib)

1994I + 1.5 (Ic)

-12

2008S (IIn)-102008ha (I?)

-8
0

60

120

180

240

300

360

Days since the Explosion

図 6.16: 暗い Ib 型超新星 SN 2005cz および暗い Ia 型超新星 SN 2008ha の光度曲線 (Kawabata et al. 2010)。
横軸の単位は日、縦軸は R バンドの絶対等級。
日本の独自性

超新星の理論的研究において経験の豊富なグループが存在しており、観測データを速やかに解析し、サイエンスを取りまとめてきた実績がある。また SPICA による中間赤外線・遠赤外線域の観測から、星間ダストによる減光量を高い精度で求め、暗さの本質についてより信頼性の高い議論を進めることも可能となろう。

他のプロジェクトとの関係
重力崩壊型においては日本国内が主体的にプロジェクトを進めることも可能であると思われるが、核爆発型
においては、z > 0.1 という遠方の超新星をサーベイするプロジェクトを伴う必要があるため、その実績がある海外のグループとの共同研究が近道かもしれない。

要求される装置とその仕様

種別

FDI

6.2.6

装置名

WFOS

観測モード
低・中分散分光必要とする装置、仕様
AO 波長範囲
波長分解能
無0.4–1 µm

R∼ 500–1000

視野

空間分解能
2

100 arcmin∼1 arcsec

高赤方偏移超新星爆発

概要
重力崩壊型超新星爆発は太陽の 8 倍以上の質量を持つ大質量星が一生の最期に起こす大爆発である。超新星
爆発は、一つの星の引き起こす現象であるにも関わらず銀河に匹敵するほどの明るさで光り輝き、遠方まで観226

第 6 章 超新星・恒星活動と恒星分離にもとづく銀河の形成・進化

測可能な天体である。近年、観測戦略、観測装置の改善によって、これまで観測されてきた超新星爆発より明
るい現象、IIn (IIL) 型超新星、shock breakout が観測され始めている。それらは z ∼ 1 を超える遠方でも観測可能であり、重力崩壊型超新星爆発を用いた高赤方偏移宇宙の研究が現実味を帯びてきている。そこで、TMTを用いた観測では、(1) これまで詳細な観測の難しかったこれらの超新星爆発を分光観測することによって、その輻射機構を明らかにし、(2) これらの超新星爆発を分光同定することによって、これまで銀河を用いた観測しか行うことのできなかった高赤方偏移宇宙に対して、超新星爆発という新しい視点を用いた研究を可能とする。

Supernovae in the High-Redshift Universe
A core-collapse supernova is an explosion of a star with a main-sequence mass > 8M¯ . Although it isan explosion of a single star, the brightness is comparable with the brightness of a galaxy and thus it canbe observed even if it takes place at high redshift. Recent improvements of instruments and observation
strategies make it possible to observe rare bright events such as Type IIn (IIL) supernovae and shock
breakout. Since they can be detected even at z > 1, it becomes feasible to study the high-redshift universe
with core-collapse supernovae. The observations with TMT will (1) clarify their radiation mechanisms
with spectroscopic observations and (2) launch a new observational study of the high-redshift universe withcore-collapse supernovae by identifying them with the imaging and spectroscopic observations.

背景と目的
高赤方偏移宇宙での星形成率を明らかにすることは、銀河がどのように形成されたのかを探るために重要である。そのため、これまでは銀河の観測によって宇宙の星形成率進化が明らかにされてきた (e.g., Hopkins &Beacom 2006)。しかしながら、銀河の観測では明るい銀河しか観測できず、暗い広がった銀河における星形成率を数え落としている可能性がある。それを避けるためには、銀河の明るさという星からの光の積分値ではな
く、個々の星からの光を分解して観測しなければならない。高赤方偏移宇宙において星そのものを直接観測することは不可能なため、本研究では個々の星の起こす明るい現象である超新星爆発を用いた高赤方偏移宇宙探
査を提案する。
近年の観測戦略、観測装置の改善によって、これまで観測されてきた超新星爆発より明るい現象、IIn(IIL)型超新星、shock breakout が観測され始めている。IIn 型超新星 SN 2006gy、II 型超新星 shock breakout は、
これまでに観測されてきた極超新星 SN 1998bw、II-peculiar 型超新星 SN 1987A よりはるかに明るく、その絶対等級は R ≤ −22 等 (AB, IIn 型超新星)、Mbol ≤ −23 等 (shock breakout) にも達する (図 6.17)。
これらの現象は明るく遠方でも観測可能だが、数が少ない (IIn[IIL] 型超新星)、継続時間が短い (shock break-out)、などの観測的制約により、未だ観測例が限られており、その物理過程を観測的に明らかにするには至っていない。これまでに行われた観測をまとめると以下のようになる。

IIn(IIL) 型超新星: Cooke et al. (2009) によって最遠方 (z ∼ 2.4) の IIn(IIL) 型超新星が発見された。彼らは、CFHT のアーカイブデータより短期間の増光を発見し、Keck 望遠鏡を用いて分光追観測を行った。しかし、追観測を行った時期が遅かったこともあり、S/N の悪いスペクトルしか得られなかった (図 6.18 左)。

Shock breakout: 継続時間が一日程度と非常に短いため、観測視野内で超新星が偶然爆発するなどの幸運に恵まれた場合のみ観測されている。これまで X 線、紫外線による観測例が 3 例しかなく、その S/N も非常に悪かった (Soderberg et al. 2008; Gezari et al. 2008; Schawinski et al. 2008)。波長分解能の高いスペクトルは未だ得られていないが、理論計算によると、ほぼ黒体放射に近い連続光に加えて高階電離の金属などによる吸収線の存在が予測されている (図 6.18 右)。
以上の観測研究の現状を踏まえると、IIn(IIL) 型超新星爆発、shock breakout という現象を用いた高赤方偏移宇宙探査を実現するために、まず、それらの輻射機構や、観測量から親星の質量・半径、爆発エネルギー、
星周物質の質量といった物理量を引き出すための方法を確立しなければならない。それらが確立した暁には、

6.2. 超新星とガンマ線バースト

227

R-band/bolometric magnitude-24

SN 2006gy R
SN 1998bw
SN 1987A
30M⊙, Z=0.02, E51=1

-22

-20

-18

-16

-14
0

20

40

60

80
100
Date [days]

120

140

160

180

図 6.17: 超新星爆発の光度曲線。[丸: IIn 型超新星 SN 2006gy (Smith et al. 2007), 四角: Ic 型超新星 (極超新星) SN 1998bw (Patat et al. 2001), 三角: II-peculiar 型超新星 SN 1987A (Catchpole et al. 1987), 実線: IIP型超新星の理論光度曲線 (Tominaga et al. 2009)]。IIn 型超新星、IIP 型超新星の shock breakout は、これまでに観測された超新星爆発よりはるかに明るく、遠方まで観測できる。TMT では高赤方偏移超新星爆発を分
光撮像観測することにより、その性質を明らかにし、さらにこれらを用いた遠方宇宙研究を開拓することが期

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待される。

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図 6.18: (左) 最遠方 IIn(IIL) 型超新星 (z ∼ 2.4) のスペクトル (SN 234161, 黒実線, Cooke et al. 2009)。近傍の IIn 型超新星 SN 1998S のスペクトル (黒破線) にライマンブレイク銀河のスペクトル (灰破線) を重ね合わせたスペクトル (灰実線) と似ている。(右) 各時間での理論計算による shock breakout のスペクトル (太線:

Non-LTE 輻射輸送計算, 細線: 黒体輻射, Gezari et al. 2008)。Non-LTE 輻射輸送計算によると、金属による吸収線が見られると予言されている。TMT ではこれらのスペクトルをより精度よくより高い波長分解能で取得できると期待される。

第 6 章 超新星・恒星活動と恒星分離にもとづく銀河の形成・進化

228

d)

20

15
0

Su
ba
(z− ru / L
S
ba
nd ST
)

25

P
(r− TFbanObserved magnitude

30

1

2

3
4
Redshift567

図 6.19: 超新星爆発が遠方で発生した場合の r バンド (灰)、z バンド (黒) でのピークの明るさ (実線: これまでに観測された明るい IIn(IIL) 型超新星 [SN 2005ap, Quimby et al. 2009]; 未だ観測例はないが非常に明るいことが期待されている電子対生成型超新星 [破線: Z = 10−4 Z¯ ; 点線: Z = Z¯ ])、The Palomar Transient

Factory (PTF) の r バンドで実現可能な限界等級 (灰水平線) と観測可能な赤方偏移 (灰矢印)、すばる望遠鏡、
Large Synoptic Survey Telescope (LSST) の z バンドで実現可能な限界等級 (黒水平線) と観測可能な赤方偏移(黒矢印) も示されている。
遠方で発生したこれらの現象を TMT を用いた分光観測によって同定することで、銀河観測とは全く独立な宇
宙の星形成率進化の制限として活用することができる。また、宇宙論的構造形成計算によると、宇宙で最初に形成された天体は銀河ではなく星であるといわれている (e.g., Yoshida et al. 2007)。これまで第一世代星が観測されたことはなく星そのものの観測は困難と考えられるが、第一世代星の引き起こした超新星爆発を捉えることができれば、初期宇宙に対して初めての観測的制限が可能となる。

方法と実現可能性
超新星爆発観測において最も重要なことは超新星爆発を発見することであり、そのためには継続的な広視野撮像観測が求められる。TMT に搭載予定の装置のうち、最大視野を持つ装置は WFOS であるが、その視野(100 arcmin2 ) は、2012 年にすばる望遠鏡に搭載予定の Hyper Suprime-Cam (HSC) の視野 1.77 deg2 などと比べると非常に狭い。そのため、広視野撮像装置で発見し、TMT で追観測を行うという観測体制の確立が重要となる。TMT がファーストライトを迎える 2018 年以降に稼働していると考えられる広視野撮像装置は、すばる望遠鏡/超広視野主焦点カメラ HSC (視野 1.77 deg2 )、LSST (視野 9.62 deg2 )、WFIRST (視野 0.25 deg2 )、WISH (視野 0.28 deg2 ) があり、それらとの連携が必要である。
IIn(IIL) 型超新星: これまでに観測された超新星の明るさに基づいた解析によって、Hα、Lyα 輝線は z ∼ 6、
広帯域フィルターを用いた観測でも z ∼ 4 程度まで観測可能であることが示されている (図 6.19)。さらに、理論研究によると、非常に高い星周物質の密度が実現されれば、z ∼ 10 程度でも観測可能であることが示されている (Moriya et al., in prep.)。
近傍の観測により見積もられた明るい IIn(IIL) 型超新星の発生率 (e.g., Quimby et al. 2009) に基づくと、観測可能な明るい IIn(IIL) 型超新星爆発は 1 SN deg−2 yr−1 程度発生し、超新星爆発の継続時間 (観測者系で

6.2. 超新星とガンマ線バースト

Apparent g’ magnitude [mag]

24

z=0.5
z=1
z=2
z=3

229

13M⊙

15M⊙

18M⊙

20M⊙

26

28

25M⊙

30
24

26

28

30

30M⊙
0

0.5

40M⊙
1

1.5

0

0.5

25M⊙ E51=4
1

1.5

0

0.5

1

1.5

25M⊙ E51=10
0

0.5

1

1.5

25M⊙ E51=20
0

0.5

1

1.5

Days since bolometric peak (observer frame) [Days]
図 6.20: 様々な赤方偏移 (実線: z = 0.5, 長破線: z = 1, 短破線: z = 2, 点線: z = 3) で起こる、様々な質
量、爆発エネルギーをもつ超新星爆発の shock breakout の見かけの g 0 バンド光度曲線 (AB, Tominaga et al.

submitted)。それぞれのパネルは質量、爆発エネルギーの異なる超新星の光度曲線 (13 − 40M¯ のモデルは
E51 = 1、25M¯ のモデルについては E51 = 1 のモデルの他に E51 = 4, 10, 20) を示し、水平破線はすばる望
遠鏡 g 0 バンドで一時間積分した場合の限界等級 (mg0 = 27.5 等 [AB 等級]) を示している。25M¯ より重い星の場合 z ≥ 3 でも観測可能である。

3 − 5 yr) を考慮すると、一回の観測で 3 − 5 SN deg−2 程度の明るい IIn(IIL) 型超新星爆発が観測可能である。
TMT では、WFOS、IRIS を用いた分光観測によって、IIn(IIL) 型超新星に伴う Hα、Lyα を観測し、IIn(IIL)型超新星爆発と同定すること、超新星爆発の性質に制限を与えることが目的である。輝線の明るさも考慮すると、Hα は、WFOS であれば z = 0 − 0.5、IRIS では z = 0 − 6.5、Lyα は、WFOS であれば z = 1.6 − 7、IRIS
では z = 4 − 10 で観測可能である。また、継続時間が非常に長いことから ToO(Target of Opportunity) でな
い通常の観測モードでの観測が可能である。

Shock breakout: 理論研究によると、通常の超新星と同じ爆発エネルギー [E51 = E/(1051 erg) = 1] をもつ
最も数の多い IIP 型超新星爆発であっても、z ≥ 1 の遠方宇宙で観測可能と示されており、特に、より半径の大きい星 (より質量の重い星) の shock breakout は、8m 級望遠鏡による測光観測で z ∼ 3 という遠方まで発見可能である (図 6.20)。その検出数は、すばる望遠鏡/HSC による g 0 バンド測光観測 (限界等級 27.5 等, AB) では、

5.8 SN ﬁeld−1 day−1 の shock breakout が検出され、そのうち半分は z ∼ 1.2 以上で発生する。TMT/WFOSを用いた g バンド測光観測 (限界等級 30 等, AB) では、0.5 SN ﬁeld−1 day−1 の shock breakout が検出され、そのうち半数は z > 2 で発生し、最大赤方偏移は z = 4 程度となる。
TMT では、WFOS を用いた shock breakout の分光観測、z ∼ 4 shock breakout の検出、WFOS, IRIS を用いた plateau の分光観測が期待される。shock breakout およびそれに続く plateau の継続時間は短く、ToO
観測が必要である。特に、shock breakout の継続時間は大体 1 日程度で、shock breakout そのもののスペクト
ルを観測するためには同じ夜の間に分光観測を行うことが要求される。

期待される成果
まず、第一に期待される成果は IIn(IIL) 型超新星、shock breakout という現象の物理過程の確立である。特に shock breakout では、同じ夜の間の ToO 観測によって強い輻射を伴う衝撃波の電離構造に対する観測的制
限が可能となり、超新星爆発のみならず輻射流体力学に対して制限を与えることができる。
次に、8m 級望遠鏡では不可能な限界等級を実現する分光追観測によって (1) IIn(IIL) 型超新星、IIP 型超新第 6 章 超新星・恒星活動と恒星分離にもとづく銀河の形成・進化

230星を同定でき、(2) IIn(IIL) 型超新星では、輝線幅から超新星爆発の膨張速度、星周物質の密度、質量、超新星爆発の爆発エネルギー、IIP 型超新星 (shock breakout) では、shock breakout とは独立な plateau の観測か
ら親星の質量・半径、爆発エネルギーが求められる。これらによって、光度曲線や shock breakout のみから超新星爆発の物理量を導き出す手法の確立、およびその確認が可能となる。
以上で得た知見に基づいて、すばる望遠鏡/HSC などの広視野撮像装置を用いた探査によって発見される天体を統計的に処理することで、遠方宇宙における超新星爆発の性質に制限を与え、超新星爆発発生率進化を求め、銀河研究とは独立に宇宙の星形成率進化を明らかにすることができる。

日本の独自性TMT がファーストライトを迎える時代には、日本にはすばる望遠鏡/HSC という、世界の 8m 級望遠鏡において類を見ない広視野撮像装置が存在する。すばる望遠鏡/HSC で発見し TMT で詳細観測を行うことは日
本なしには実現できず、日本グループは早期分光を行う効率的な観測体制を確立することができる。
また、観測の厳しい遠方の IIn(IIL) 型超新星、shock breakout から意味のある物理量を効率よく引き出すた
めには理論モデルが必要である。理論モデルは日本のグループが構築しており (IIn(IIL) 型超新星: Moriya et

al. in prep., shock breakout: Tominaga et al. 2009)、理論研究との協力という点からも世界に先駆けた研究が可能である。

他のプロジェクトとの関係
すばる望遠鏡/HSC, LSST で発見し TMT でより詳細に調べるという意味で、TMT のみで実現できる研究テーマではない。日本はすばる望遠鏡/HSC という装置を利用可能であり、TMT がすばる望遠鏡と同じハワ
イ・マウナケアに建設されることからも素早い追観測が可能である。南天の LSST+E-ELT (GMT) との競合が予想されるが、広視野撮像装置、30m 級望遠鏡ともにハワイ・マウナケアにおいて先に観測を開始すること、理論研究を日本のグループがリードしていることは有利な点と考えられる。

要求される装置とその仕様必要とする装置、仕様
IIn(IIL) 型超新星
種別

装置名

観測モード

AO

波長範囲

波長分解能

視野

空間分解能

ELI
ELI

WFOS
IRIS

分光

無

分光

有

0.31–1.0 µm
0.6–5 µm

R∼ 500R∼ 500––––Shock breakout
種別

装置名
WFOS

観測モード

ELI
ELI
ELI

IRIS
WFOS

ToO 分光撮像

ToO 分光AO
無波長範囲
0.31–1.0 µm

波長分解能

視野

空間分解能

R∼ 500––有

0.6–5 µm
0.31–1.0 µm

R∼ 500––100 arcmin2––

無6.2. 超新星とガンマ線バースト

6.2.7

231

超新星爆発に汚染された星概要
重元素 (炭素より重い元素) は星の中で合成され、星からの質量放出や超新星爆発によって宇宙空間に放出される。それらによってどのように宇宙に重元素が放出されたのか、という問題は、どのように宇宙の重元素量が増えていったのかという「宇宙化学進化」に対して重要な意味を持つ。これまで、超新星爆発における元素合成に関する研究は主に宇宙初期に形成された金属欠乏星を用いて行われてきた。しかしながら、金属欠乏星の観測では、星間物質と超新星爆発放出物質がどのように混合し、混合ガスからどのように次世代星が形成されるのか、という不定性が指摘されていた。一方で、現在の宇宙は重元素に満ちているため、現在の超新星爆発における元素合成について詳細に研究することは困難であった。本研究では、超新星爆発の放出物質が降着しその影響が残っていると考えられる X 線連星や超高速度星の元素組成の高分散分光観測を提案する。その観測によって、(1) 現在の超新星爆発における元素合成および r-process 元素の起源の解明、(2) 超新星爆発元素
合成と中心天体との関係、(3) 近接連星系を成していた星の超新星爆発の性質、(4) 非球対称超新星爆発の元素
組成分布の角度依存性、について制限を与えることが可能となる。

Imprints of Supernovae Nucleosynthesis
Metals, elements heavier than C, are synthesized in stars and ejected by the stellar winds and/or supernovae. It is important for understanding the cosmic chemical evolution to answer how metals are injectedfrom stars. Supernova nucleosynthesis are studied intensively with metal-poor stars formed in the early
universe so far, while it is diﬃcult to study nucleosynthesis in a present individual supernova. And a mixingof interstellar matter and supernova ejecta and a formation of metal-poor stars from the mixed gases could
be uncertainties on the study with metal-poor stars. Here, we focus on X-ray binaries and hyper-velocity
stars, a part of which capture supernova ejecta and preserve elemental abundance of the supernova yield.
High-dispersion spectroscopy of them can constrain (1) supernova nucleosynthesis down to minor elementsin the present day, (2) a relation between supernova nucleosynthesis and central remnant, (3) properties ofa supernova explosion in a close binary system, and (4) angle-dependent yields of aspherical supernovae.

背景と目的
超新星爆発による重元素合成および重元素汚染は、宇宙の化学進化の駆動力であり、どのような超新星爆発からどのような元素がどのように放出されているのかを明らかにすることは宇宙の起源を探る意味で重要なテーマである。これまで、個々の超新星爆発における詳細な化学合成および重元素汚染に関する研究は、宇宙初期に形成された金属欠乏星の化学組成を用いて行われてきた (e.g., Beers & Christlieb 2005)。しかしながらその親星に対する手かがりは化学組成しか存在せず、超新星爆発における元素合成だけではなく、中心天体との関係や星間物質との混合などについても金属欠乏星の化学組成という単一の情報から明らかにしなければならなかった。そのため未解明の点も多く、例えば、r-process 元素の起源について、超新星爆発後に残される原始中性子星からのニュートリノ風や中性子星合体によるブラックホール形成などが提案されているものの未だ結論は得られていない。
一方で、現在の超新星爆発における元素合成については、超新星爆発そのものの観測 (e.g., Tueller et al.

1990) や超新星残骸の観測 (e.g., Blair et al. 2000) によって比較的量の多い元素や放射性元素の合成量は求められているものの、ガスが希薄なため r-process 元素などの希少な元素の合成量を求めることは困難であった。
また、一般の星は宇宙初期と異なり多数の超新星爆発や星からの質量放出による重元素汚染を経験していることから、その化学組成から個々の超新星爆発における元素合成の影響を抜き出すことはほぼ不可能であった。
そこで、本研究では、超新星爆発を起こした星の伴星に注目する。超新星爆発によって放出された物質は約
1 万 km s−1 で膨張する。超新星爆発の親星が連星系を成し伴星を持つ場合、物質の速度、連星間距離に依存

第 6 章 超新星・恒星活動と恒星分離にもとづく銀河の形成・進化

232
15

HMXB
LMXB

Number

10

5

0
5

10

15
Apparent V magnitude2025

図 6.21: X 線連星の V バンド等級分布 (黒:高質量 X 線連星, 網:低質量 X 線連星, Liu et al. 2006, 2007)。TMT
によって、17.5 − 19.5 等の星まで高分散分光観測が可能となることで、特に低質量 X 線連星の伴星の観測が進むと期待される。
して放出物質が伴星表面に降り積もり (e.g., Fryxell & Arnett 1981)、伴星表面の化学組成に超新星爆発による元素合成に関する情報が刻み込まれると考えられる。
近接連星系では、進化段階で共通外層フェイズを経験することで連星間距離が短くなる。その進化途中で水素外層が全て失われると、合体することなく星は進化し、大質量星はそのまま一生を終え超新星を起こす。この過程で水素外層を失えば、角運動量を失わずにまた比較的軽い星でも Wolf-Rayet 星になることが可能である。そのため、ガンマ線バーストの親星 (e.g., Fryer & Heger 2005) や、Ib/c 型超新星の親星 (e.g., SN 1993J:

13 − 15M¯ の星の爆発と考えられている、Nomoto et al. 1993) の形成メカニズムとして提案されている。近接連星系を成していた星の超新星爆発の性質を明らかにすることは、ガンマ線バーストや低質量 Ib/c 型超新星の起源を探るためにも重要である。
また、近年、超新星爆発の分光観測・偏光観測から超新星爆発は一般的に非球対称であることが強く示唆されている (e.g., Maeda et al. 2008; Tanaka et al. 2009)。さらに、金属欠乏星の中にも非球対称性を考慮しなければ説明できない星が報告されている (Cohen et al. 2007; Tominaga 2009)。近接連星系では、連星間の相互作用により超新星爆発親星の自転軸と軌道運動軸が同じ向きを向いていると期待されるため、伴星に降着す
る物質は自転軸に垂直な方向へ放出される物質の組成を反映していると考えられる。赤道面方向という限定された方向ではあるが、超新星爆発の元素分布の角度依存性に関する情報も得られると期待される。

方法と実現可能性
重力崩壊型超新星爆発を起こす星を含む連星系は、超新星爆発後、(1) 中性子星・ブラックホールを持つ連星系として残るか、(2) 超新星爆発によって破壊されるか、の運命を辿る。それらのうち、前者の一部は X 線
連星、後者の一部は超高速度星として観測されると期待される。

X 線連星: X 線源の探査はこれまで INTEGRAL、RXTE、Swift などによって精力的に探査が行われてきた(e.g., Krivonos et al. 2010)。このうち、X 線連星のカタログ (Liu et al. 2006, 2007) によるとその可視光 (Vバンド) での見かけの明るさは図 6.21 のように与えられている。
TMT によって 17.5 − 19.5 等の星まで高分散分光が可能となることから、特に低質量 X 線連星 (LMXB) に6.2. 超新星とガンマ線バースト

1[X/H]18CASPeg−0.2 0 0.2

233

N

O

Mg

Si

Fe

S

Fe

−0.5

60350
[X/H]HIP
18 Peg
0
0.5

C

C

N

O

Mg

Si

図 6.22: 超高速度星の元素組成 [丸: HIP60350, ×: ND271791, 四角 (上挿入図, 参照星): 10 Peg, Irrgang et al.

2010]。これらの超高速度星は銀河系円盤起源と考えられており、Fe に比べて Si、S が 0.5dex 程度高い組成を示す。これらの星の運動速度、化学組成比は超新星爆破を起こした星の伴星であったと考えると説明できる。

TMT によって、これらの星の化学組成を r-process 元素などの微小元素まで決定できると期待される。
おいて観測可能な天体の数が 4 倍程度増えることが期待される。また、これまで 8m 望遠鏡によって α 元素の元素組成のみが観測されてきた暗い天体 (e.g., XTE J1118+480, V ∼ 18.8, González Hernández et al. 2008;

V4641 Sgr, B ∼ 14.4, Sadakane et al. 2006) についても、より詳細な元素組成を決定することが可能となる。
超高速度星: 銀河系ハローには銀河系の脱出速度を超える速度 (v ∼ 1000 km s−1 ) で運動する超高速度星(hyper-velocity star, HVS)1 と呼ばれる天体が存在する。HVS の探査では、銀河系ハローにはあまり存在せず
寿命が適度に長い B 型星が用いられる。その手法では、まず 2 色図によって暗い B 型星を同定し、その後分
光観測によって速度を決定する (Brown et al. 2006)。

HVS は、非常に高速で運動しているため、一般的には銀河系中心から超巨大ブラックホールによる潮汐力
によって放出されたと考えられている (e.g., Yu & Tremaine 2003)。しかしながら、HVS の中には星の寿命の間に銀河系中心を通ることがなく、銀河系円盤から放出されたと考えなければ説明できない星が 2 例報告されている (Przybilla et al. 2008; Irrgang et al. 2010)。それらの星の起源については、超新星爆発の親星と近接連星系をなしていた伴星が超新星爆発の際に放出されたのではないかという提案がなされている2 。この提案は、

HVS の化学組成比 (Fe に比べて Si、S が 0.5 dex 程度高い, 図 6.22) によって支持されており、超新星爆発の放出物質が星表面に降着したとすると説明できる。
HVS が最初に報告されたのは 1991 年であり (Hills 1991)、まだその数は数十個に満たない。しかし、今後、Gaia、すばる望遠鏡/HSC、すばる望遠鏡/PFS などによる探査でその数が増えることが期待される。Gaiaの結果に基づいたすばる望遠鏡/HDS による追観測も重要であるが、すばる望遠鏡/PFS の結果をすばる望遠
鏡/HDS で追観測することは困難が予想される。そういった星については、TMT を用いて化学組成を詳細に決定することが求められる。

1 runaway star と呼ばれる星 (v ≤ 300 km s−1 ) と区別されている。

2 ただし、その速度を説明するために必要な連星系の軌道半径は 10R¯ 程度と非常に小さい。

第 6 章 超新星・恒星活動と恒星分離にもとづく銀河の形成・進化

234
期待される成果

TMT による高分散分光によって、これまでほとんど観測が行われてこなかった、X 線連星、超高速度星の微小元素まで含む詳細な化学組成を測定することが可能となる。これによって、これまでに盛んに研究の行われてきた金属欠乏星とは全く独立の観測を得ることが可能となる。特に、超新星爆発における元素合成と中心天体との関係、ガンマ線バーストや低質量 Ib/c 型超新星爆発の親星の形成メカニズム、非球対称超新星爆発の化学組成分布の角度依存性について制限を与えることができると期待される。

日本の独自性

空間分解能の高いすばる望遠鏡/HSC、多天体中分散分光の可能なすばる望遠鏡/PFS によって超高速度星を発見し、TMT で高分散分光観測を行うという観測体制を日本主導で実現できる。
また、超新星爆発の非球対称な化学組成分布については、日本の理論グループが世界をリードしており (e.g.,

Maeda & Nomoto 2003; Nagataki et al. 2003; Tominaga 2009)、理論研究との協力によって世界に先駆けた研究が可能となる。

他のプロジェクトとの関係
いずれの天体についても、X 線衛星や、他の望遠鏡、観測装置によって発見し、TMT という可視光大口径
望遠鏡を用いて高分散分光観測を行うため、他の観測との協力体制の確立が重要である。
競合する相手は E-ELT や GMT と考えられるが、大口径望遠鏡に搭載された多天体分光器が南半球には存在しないため、すばる望遠鏡/SuMIRe-PFS と TMT の連携によって優位に進められると考えられる。

要求される装置とその仕様

種別

装置名

FDI

可視光分散分光器

6.3必要とする装置、仕様
観測モード AO
波長範囲

波長分解能

視野

空間分解能

高分散分光

R≥ 10000––

無0.31–1.3 µm

恒星時間変動現象

まとめ
時間分解能に着目した観測は、天文学の新たな発展を切り拓く可能性をもっている。短時間で変動する現象の典型例として、激変星の降着円盤での活動現象の観測を提案する。1 秒レベルの時間分解能での分光観測を必要とする現象をとらえるには、TMT による大集光力がものをいう。

6.3.1

X 線連星・激変星の降着円盤の高時間分解能分光観測

概要
降着円盤は X 線連星、激変星、活動銀河核、原始星などの天文学の様々な場面で登場し、その活動性の源となっている。この降着円盤内の質量は、定常的な状態にある場合、ほぼケプラー運動をしていると考えられている。しかし果たしてそれは本当だろうか？これは極めて基本的な問いかけだが、まだ観測的に立証する手段が確立しているわけではない。我々は食を起こす X 線連星や激変星において、食が起こっている最中の時間分
解能分光観測を行うことにより、位置情報と速度情報の両方を同時に得て、この検証を行うことを提案する。

6.3. 恒星時間変動現象

235

これには中分散分光観測を時間分解能を上げて行う必要があるため、TMT での観測が必要となる。また活動の最中、とりわけ活動初期にこの観測が行えれば、その活動の原因を明らかにできると期待される。

Spectroscopy of accretion disks of X-ray binaries and cataclysmic variables with high time
resolution
The accretion disk is seen in a variety of systems in astronomy, such as X-ray binaries (XRBs), cataclysmic
variables (CVs), active galactic nuclei, protostars, and so on, and it is the source of their variability. It is
generally believed that the motion of the masses in the accretion disk is described by the Kepler rotation as agood approximation. Is this true, however? This is an essential question, but the method to observationallyconﬁrm it has not yet been established. We then propose a plan to do this by obtaining information on thegeometry and velocity, simultaneously, deduced by time-resolved spectroscopy of eclipsing XRBs and CVs.
The TMT is needed by all means for observations with a medium spectral resolution of a few to several
thousands, and a good time resolution of a few tens of seconds. Moreover, if ToO observations in this mode
are accomplished for these objects during the active phase, especially in the very early stage, it is expected
to bring us critical data to reveal the mechanisms.

背景と目的
このテーマの最終的な目的は、降着円盤の物理の完全なる解明にある。降着円盤は X 線連星、激変星、活動銀河核、原始星など様々なスケールで宇宙に普遍的に存在し、ジェット現象を含む様々な活動性の源であり、秒以上の継続時間を示すガンマ線バースト現象 (いわゆる long GRBs) でも、同様に中心エンジンとして活動していると考えられている (see, e.g. Mirabel 2010)。このため、降着円盤の物理の理解は宇宙における多様な活動性の解明に不可欠である。
しかしながら、現状で降着円盤の物理の理解ははなはだ不十分であると言わざるを得ない。定常状態にある
降着円盤中の質量はほぼケプラー回転をしていると一般に考えられているが、この基礎中の基礎と言える事項
でさえ観測的な確たる証拠があるわけではない。そこで、まずは静穏期の降着円盤中の質量の速度分布を調べることを一つ目の目的とする。その上で、どのような過程を経て活動的な状態になるのかを調べることを二つ目の目的とする。

方法と実現可能性
観測対象としては、X 線連星や激変星などの、コンパクト星 (X 線連星: ブラックホールや中性子星; 激変星:
白色矮星) と通常の星の近接連星系で伴星がロッシュローブを満たして伴星からの質量輸送がおき、コンパク
ト星周りに降着円盤が形成されている系のうち、伴星によってコンパクト星や降着円盤が食されるものを用いる。このような食を起こす系の場合、軌道位相によって降着円盤のどの部分が隠されるかが分かっているため、軌道位相に対してどのように輝線のプロファイルの変化が起こっているのか観測できれば、降着円盤中の視線速度分布を明らかにできると期待される。

Ishioka et al. (2004) は実際にすばる望遠鏡／ FOCAS を用いて、アウトバースト中の激変星 IP Peg の可視光時間分解能分光観測を行った (図 6.23)。この中で左 2 つのパネルは、Hβ 及び He II 4686 の実際の線輪郭の変化を示している。確かに食中央前は降着円盤によると思われるダブルピーク輝線の青側の輝線成分がなくなっており、食中央後には赤側の輝線成分が目立たなくなっている。左から 3 枚目、4 枚目のパネルは、軸対称性、降着円盤の一番外側と内側の半径、輝線放射率の半径依存性、速度の半径依存性を仮定し、輝線輪郭のモデル計算をしたものである。このモデル計算の結果と実際の観測データを比較すると、食中央前の青側ピー
クや食中央後の赤側ピークの形状が異なっており、また特に He II に顕著だが、v = 0 km s−1 辺りの盛り上がりもモデル計算では出てきておらず、単純なケプラー回転での近似は難しいことがわかる。

236

第 6 章 超新星・恒星活動と恒星分離にもとづく銀河の形成・進化

図 6.23: (右) 激変星の伴星による降着円盤や白色矮星の食の様子。(左) 実際に観測されたアウトバースト中の激変星 IP Peg の食中央前後の輝線プロファイル。軌道位相で-0.07 から 0.07 までを表している。(中) 軸対称で
場所ごとの速度や輝線放射率、降着円盤の半径などを仮定した降着円盤の輝線プロファイルのモデル計算例。
観測とモデル計算の比較により、降着円盤の様子を調べる。Ishioka et al. (2004) の図２より。

Ishioka et al. (2004) の観測は、当時 V ∼ 12.4 等級くらいまで増光していた激変星 IP Peg に対して、波長分解能 R ∼ 2, 000、時間分解能 80 秒 (露出時間 30 秒、読み出し時間 50 秒) で行った。波長分解能はこれで構わないが、読み出しの速い CCD カメラを使うことで時間分解能は大きく上げることができる。測光観測で白色矮星が隠れ始めてから隠れ終わるまでに数十秒の時間スケールであることがわかっており、この白色矮星サイズ (降着円盤の半径の数十分の１) の空間分解能で降着円盤の診断をしようとすれば、30 秒程度の時間分解能が欲しい。TMT で露出時間 30 秒、読み出し時間数秒という観測を行うとすると、16 等辺りの観測対象となるが、ここまでいければ静穏期の激変星や増光中の (低質量)X 線連星が含まれることになり、十分な観測可能性がある。むしろ降着円盤からの放射スペクトルのモデル計算の方に不定性が大きくあり、こちらの検討を進めておかなくてはならない。
さらに一歩進めて、アウトバーストの際の立ち上がり部分で同じような観測ができれば、降着円盤の構造がダイナミックに変化している様子が捉えられるだろう。静穏期とアウトバースト時では降着円盤の粘性が 10 倍程度は違っているとされており、このような観測は降着円盤の粘性の起源や発展を調べる上で非常に重要である。X 線連星や激変星の爆発時の立ち上がりは数時間の時間スケールである。TMT が出来る頃には様々な方法での突発天体現象サーベイが走っているはずであり、TMT ではこのような突発現象の ToO 観測にしっかり対応できるような柔軟な運用が望まれる。降着円盤の活動性という意味では、数時間〜数 10 日という観測を行うのに適した時間スケールを持つというのが、X 線連星や激変星が他の降着円盤を含む系に対して持つ有利な点である。
ここでは食中の分光観測のみを取り上げたが、全ての軌道位相にわたっての分光データを使った Doppler

Tomography も、非常に有効な降着円盤の構造の診断手法である。これは深い食を示すほど高い軌道傾斜角(≥75 deg) が必要ではなく、対象となる系が大きく増えるのが利点である。一方で食を利用した解析のようにはっきりとした位置情報が得られるわけではないので、その点での注意が必要となる。

期待される成果
降着円盤の構造が明らかになり、現在の標準とされている降着円盤モデルの検証や、より現実的なモデルの構築が可能になる。また爆発の最大光度に達する前からの ToO 観測が実現すれば、降着円盤内の粘性の起源

6.4. 恒星進化と物質循環

237

や時間発展という大きな問題の解決ができると期待される。降着円盤は X 線連星や激変星に限らず、原始星やガンマ線バーストの中心エンジン、活動銀河核と様々な分野での重要天体の活動的な側面を担っている。降着円盤の基礎的な性質が明らかになれば、様々なテーマに波及効果がある。

日本の独自性

このような 10 分〜数十分の継続時間の X 線連星や激変星の食中の時間分解能分光観測はこれまでほとんどなされておらず、独自の考え方と言ってよい。

他のプロジェクトとの関係
静穏期の定常的な状態の観測については、時間分解能分光観測を行うということで集光力が必要となり、TMTが必要となる。突発現象の対応観測では、その突発現象の発見を多波長での各種サーベイで行い、対応した観測を行うことになる。

要求される装置とその仕様
読み出し時間などのデッドタイムは短ければ短いほどよい。１天体の分光観測なので、部分読み出しや on-chipbinning 等を用いてもよく、秒 (以下) の単位になるのが望ましい。

種別

FDI

6.4

装置名
WFOS

必要とする装置、仕様
観測モード AO 波長範囲 波長分解能

ToO 分光無0.4–1 µm

視野

空間分解能

R∼ 3000

恒星進化と物質循環

まとめ
恒星進化の帰結として大きく膨張した外層からは活発な質量放出が起こり、星間空間にダストを供給する。
宇宙の歴史のなかでダストがいかに作られ、循環していくのか理解することは、星間物質や星形成、銀河進化の理解に不可欠であり、その基礎過程としての星からの質量放出を近傍銀河において調査する。

6.4.1

質量放出とダスト形成

概要
銀河の中では、星、星間ガス、星間ダストの間で物質の相転移と循環が繰り返し行われている。この物質循
環が銀河の進化の本質であると考えられている。これは銀河系の観測をもとに作られた概念で、長年にわたって受け入れられてきた。しかしながら、近年、近傍銀河の赤外線での観測が発達するにつれ、銀河の進化の時
間スケールとダストの量の進化について矛盾点が明らかになってきた。TMT を用いた近傍銀河の星からのダスト放出の観測により、銀河系だけでなくあらゆる銀河全体にわたる物質循環についての統一的なモデルを構
築する。

238

第 6 章 超新星・恒星活動と恒星分離にもとづく銀河の形成・進化

Stellar mass-loss and dust formation
One of the important questions of the modern astronomy is to understand how galaxies, including our own
have been evolved into the current state. This process is driven by the life-cycle of matter within galaxies.
Within galaxies, stars and interstellar medium (ISM) constantly exchange gas and dust. Dust works to cool
down the gas, changing the energy emitted from galaxies. Gas and dust in the ISM is used to form next
generation of stars.
Such concepts of the life cycle of matter have been developed and accepted based on observations of
Galactic objects. Recent advance of infrared astronomy, however, has found inconsistency in the time scaleof life cycle of matter. The particular diﬃculty is to account for the dust mass in galaxies beyond the Galaxy.
We aim to resolve these issues, using high sensitivity and high spatial resolution achieved with the TMT.

背景と目的
現在の天文学の重要なテーマのひとつは、「いかにして銀河系も含めた銀河が現在の姿になったのであろうか？」という問題である。銀河の中では、星、星間ガス、星間ダストの間で物質の相転移と循環が繰り返し行
われている （図 6.24)。星間ガスとダストから原始星が生成され、しだいに星が進化していく。星の進化の終
わりの段階で、星の周りでダストが生成され、星が一生を終える頃には、ダストとガスとが星間空間に還元されていく。星の内部では新たな元素が合成されていくので、星の一生の最後に出されるガスは星が生成されたころのガスに比べて、様々な元素の量、つまり金属量が増えていると考えられている。このガスとダストの物
質循環を明らかにすれば、銀河の物質の進化の重要な一端が明らかになる。
このような物質循環の概念は、銀河系の観測をもとに作られたもので、長年にわたって受け入れられてきた。
しかしながら、近年、近傍銀河の赤外線での観測が発達するにつれ、銀河の進化の時間スケールとダストの量の進化について矛盾点が明らかになり、物質循環の概念は転換点を迎えている。
問題点のひとつは、星間空間に多量に含まれているダストの質量を説明することができないことである。理論的な計算では、銀河系の星間空間のダストの量を星だけで説明することができると長年にわたって考えられて来た (Dwek 1998) が、近年の新しい理論では、必ずしもそうではない可能性が指摘された (Zhukovska et al.

2008)。これを、実際に観測にもとづいて検証したところ、問題があることが明らかになった。すなわち、星の周りで生成されているダストの量を、ある銀河を構成している星全体にわたって足し合わせてみたところ、生成される全ダストの質量は予想以上に少なかった。星間空間のダストの量のほうが、星で作られるダストよりも１桁から２桁ほど多い (Sloan et al. 2009)。これは銀河系のすぐそばにある銀河、大マゼラン星雲の観測からわかったことである。ただ、まだ観測例は一例しかなく、さらなる観測的な検証が待たれている。
もうひとつの問題点は、初期宇宙で観測される銀河のダストを説明するには、現在の物質循環に基づいたダストが生成されていく時間スケールは遅すぎることである。現在ダストが検出されている最も遠方の銀河は赤方偏移が 6.4 で (Bertoldi et al. 2003) で、おおよその年齢が 4 億年とされている。古典的な物質循環とダス
ト生成の理論によれば銀河のダストの量が増えてくるのには 10 億年かかるとされてきた (Dwek 1998)。つまり、現在の物質循環の理論的背景には、根本的な欠陥があるのである。最近は、銀河内のダストの生成の時間スケールはもっと短いとされる研究も現れ始めたが (Sloan et al. 2009; Valiante et al. 2009)、まだ憶測の領域を出ていない。
以上のように、銀河の進化について根本的な理念である物質の循環であるが、まだまだ理念の段階で、完全な解明にはほど遠いことがわかる。TMT の時代にはあらゆる銀河に適用可能な物質循環の解明をめざす。

方法と実現可能性

TMT の有望な観測対象となるのは近傍銀河である。近傍銀河の観測から物質循環の理解を発展させ、それにもとづいていより遠方にある銀河の理解を深める理論を構築する。

6.4. 恒星進化と物質循環239

図 6.24: 物質循環の概念図
ごく近傍の銀河の場合、その銀河を構成している個々の星を分解することができる。この特性を使い、現在、
どのような星がどの位のダストを生成しているのかを直接測定することが可能である。これをある銀河の中に含まれているダストを生成している現場となっている星全てについて行えば、銀河の中の現在のダストの生成量を明らかにすることができる。
銀河系近傍には、様々な個性を持った銀河がある。現在、非常に活発な星生成を行っている銀河から、ほとんど星生成を行っておらず、昔作られた天体のうち、まだ現在も生き残っている天体だけがさんさんと輝いている銀河もある。銀河系よりも、金属量が非常に低い天体ばかりを持つ銀河もある。銀河を構成する天体の年
齢、金属量の差異を逆に利用し、このことから、現在ダストを作っている天体が、どのような年齢で、どのよ
うな金属を持っているのかを決めていくことできる。これを多数の銀河にわたって観測すれば、ダストの生成量と年齢、金属量との関係を統計的に明らかにすることができる。

TMT の時代においても、銀河を構成している個々の星を一個一個分解できる銀河というのは少数派であるが、そこからは多くの情報が得られるので、物質循環のモデルの構築に大きく寄与し、遠方銀河の問題の解明を促す。
このようにして、幅広い銀河について、ダストの生成史を明らかにし、引いては銀河の進化の歴史を明らかにすることが期待される。

期待される成果
まず第一の問題である「銀河の中に含まれているダストは、すべて星起源かどうか？」という問いに対する答えが与えられる。TMT による観測から、ひとつの銀河の中で現在生成されているダストの総量がまず測定できる。具体的には、近傍銀河に属する個々の天体を観測し、その天体で生成されるダストの量を測定し、全ての天体について積分すれば、その銀河で作られているダストの総量がわかるであろう。
ダストを作っている天体は、数の上では AGB 星が多い。超新星起源のダストの由来がどの程度の量かとい
うのは、まだ議論が続いているところである。ダストの総量を求めるのには、AGB 星と超新星起源のダストの総量を合計する必要があるが、以下では、AGB 星の観測について述べる。

第 6 章 超新星・恒星活動と恒星分離にもとづく銀河の形成・進化

240

AGB 星で作られているダストの量を測定するのには、ダストからの放射が検出される中間赤外線、特に 8µmよりも長い波長での観測が重要である。ここでの観測手法は、主として測光観測によるサーベイ型の観測と、一部の天体の分光観測である。
TMT を使えば、北半球から見ることができる局所銀河群に属する銀河の AGB 星は、全て観測可能な範囲になってくる。現在、唯一詳細な観測が可能な銀河である大小マゼラン星雲の研究をもとに、TMT で観測可能な範囲を見積もる（図 6.25)。大マゼラン星雲の場合、距離が 50kpc、距離指数 (distance modulus:DM）にして 18.5 等級である。大マゼラン星雲に属する AGB 星の等級は、8µm で 4 から 10 等級である (Matsuura et al.

2009)。一方、TMT の中間赤外線の装置の感度は、一時間積分で 5σ の限界等級が N-band で 0.1mJy とされているので (Okamoto et al. 2010)、これは 14 等級に相当する。つまり、DM にして 26 等級くらいまでの銀河に属する AGB 星は、すべて観測対象となる。これは、局所近傍銀河群に属する銀河、ほぼ全てである。例えば、アンドロメダ銀河 (M31) の DM は 24.4 等級、M33 で 24.5 等級で、そのほか矮小楕円体銀河、約 20 天体も観測可能な対象となる。
第二の問題点であるダスト形成の時間スケールについては、ダストの生成史の理論的な研究によって解き明かす問題である。現在の問題点は、どの位の年齢、どの位の金属量の AGB 星でどの位のダストが生成されているのかがわかっていないことにある。この制限を近傍銀河の観測からつける。AGB 星の一番の問題は、その星の年齢の不定性が大きいことである。例えば、その天体が 1 Gyr なのか 3 Gyr なのかは銀河系内では全く区別がつかない。理論的な計算はあるが (Vassiliadis & Wood 1993; Bloecker 1995)、その検証はなされていない。これに対し、系外銀河、とくに銀河の中に属する星団は、年齢がよく決まっており、そこの中に属する

AGB 星の検出が待たれている。現在知られている星団に属する AGB 星の数は 100 個もない状況であ、これをTMT の観測で大幅に増やすことが期待される。
年齢と同様に、金属量も AGB 星から直接測定するのは難しい。そこで、星団にある AGB 星が格好の観測対象となる。星団に属する天体は、同一のガスから誕生されたとされるので、ある星団に属する天体の組成を測定することができれば、その組成は、星団の中にある天体全体に適用できるであろう。
現在でも M31,M32, M33 などの中間赤外線の観測は Spitzer Space Telescope で行われいる。しかしながら、観測限界は感度ではなく、空間分解能で決まっている。特に銀河に属する星団や銀河の中心付近まで分解するには、TMT の高い空間分解能が有効である。

日本の独自性
物質循環のうち、金属が増加する段階は星の内部の化学合成に依存している。日本は長年、この分野の研究で世界をリードしており、物質合成の理論的計算、恒星大気の理論的計算などは、現在でも世界で重要な指標として使われている。また、星の質量放出、特に AGB 星の観測的な研究は、日本は重要な一角をになってきた。
日本は、ダストの研究において、現在、国際的に高い評価を得ている。中間赤外線の観測では、すばる望遠
鏡/COMICS は 8m 級望遠鏡の中でも最もよい感度を持つ装置のひとつである。この装置を使った、銀河系内の天体のダストの研究は非常に高く評価されている (e.g. Miyata et al. 2004)。さらに、AKARI は近赤外線から遠赤外線の観測から、銀河系内の天体から近傍銀河の天体まで、幅広くダストの研究を行っている。これ
らの装置を使った研究は、さらに将来の TMT の中間赤外線の観測装置を使い、発展が期待できる。また、実験室でダストの特性を測っている研究者やダストの理論的な計算を行うことができる研究者が何人もいる。世界でもまれな、観測と理論・実験の融合が可能な環境があるといえる。

他のプロジェクトとの関係

TMT が実現するころには、赤外線衛星 SPICA が活躍しているころである。TMT の高空間分解能、高波長分解能と、SPICA の感度、また地上からは観測できない波長までカバーする装置とは、相互に補完し、総合的なサイエンスが行うことができる。

6.5. 初期世代星

241

図 6.25: 大マゼラン星雲のダストを生成している AGB 星の分布 (横軸は赤経、縦軸は赤緯)(Matsuura et al.

2009)。それぞれの星で作られているダストの量は、中間赤外線の測光観測と、一部の天体の分光観測とを組み合わせて測定した。
要求される装置とその仕様

6.5必要とする装置、仕様
AO 波長範囲 波長分解能

種別

装置名

観測モード

FDI
FDI

MIRES1MIRES1

撮像

有

低分散分光

有

7–12 µm
7-12 µ3-10
20–100視野

空間分解能

可能な限り広く

回折限界

IFS

回折限界

初期世代星

まとめ
初期世代星には、ビッグバンおよび初代星の元素合成の結果が記録されている。また、その金属量や化学組
成は、初期の小質量星の形成過程を反映する。8m 級望遠鏡による観測で大きな進展をみたが、そこで提起されてきたリチウム組成の問題および超金属欠乏星の形成過程の問題の解明にむけた観測を提案する。

6.5.1

リチウム同位体組成

概要
標準ビッグバン元素合成モデルから予測されるリチウム (Li) 合成量と、金属欠乏星に観測される Li 組成にみられる食い違いの理由のひとつとして、金属欠乏星のなかでの未知の Li 破壊メカニズムの存在の可能性が提案されている。この検証のために、ビッグバンで合成される 7 Li よりもさらに脆い 6 Li を金属量の非常に低い([Fe/H]< −3) 金属欠乏星（主系列段階に近い天体）において探査する。

242

第 6 章 超新星・恒星活動と恒星分離にもとづく銀河の形成・進化

Li isotope ratios in extremely metal-poor stars
A possible explanation for the signiﬁcant discrepancy between the Li abundance predicted from the standard big-bang nucleosynthesis and that measured for metal-poor stars is the depletion of Li inside low-mass
metal-poor stars observed at present by some unknown mechanism. Measurements of 6 Li for extremely
metal-poor stars ([Fe/H]< −3), in which a signiﬁcant decrease of total Li (6 Li+7 Li) abundances is found,provide a constraint on this scenario, because 6 Li is a more fragile nuclei than 7 Li.

背景と目的
宇宙論パラメータの決定は宇宙の枠組みの理解に不可欠であり、あらゆる有効な手法を駆使して取り組む価
値のある研究課題である。標準ビッグバン元素合成でつくられると予想される H、He、Li の同位体組成比は、宇宙のバリオン密度の制限に重要な役割を果たしてきた。特に銀河間ガスの重水素組成から求められたバリオン密度は、宇宙マイクロ波背景放射から決められた値とよい一致を示している。
一方、ビッグバン元素合成で合成されるとみられる 7 Li の組成を、宇宙の初期世代星、すなわち金属欠乏星の観測から求める試みは長年にわたって続けられてきた。実際、進化の進んでいない金属欠乏星の Li 組成を測ってみるとほぼ一定値になることが 1980 年代には明らかになり、これがビッグバン元素合成の結果を記録している物と解釈されてきた (Spite & Spite 1982)。
しかし、その Li 組成から導かれるバリオン密度は、上記の値と有意に食い違っている。これは Li 組成においては約 3 倍程度の食い違いとなっており、その後の星における組成決定精度の詳しい検討の結果から、単なる測定誤差としては片付けられない問題であることがわかってきており、「リチウム問題」とよばれるようになった。
次に疑われるのは、金属欠乏星の Li 組成が、本当にビッグバン元素合成の結果をそのまま記録しているのか、という点である。Li は比較的低温で破壊される、脆い元素であるからである。実際、太陽をはじめ多くの星では Li 組成に大きな減少がみられ、これは星内部で Li の破壊を受けた物質が星表面と混合されてた結果と考えられている。表面対流層が薄くなる、低金属・高温の主系列星だけが、星形成時の Li 組成を保持していると期待できるのであるが、もし未知のメカニズムで星内部の物質混合が進むと、こういった星ですら Li 組成の減少が発生している可能性が出てくる。この可能性を徹底的に検証することが、リチウム問題の解明にむけた
重要課題となっている。

方法と実現可能性

Li には、質量数 7 の同位体のほかにもうひとつ、質量数 6 の同位体が存在する。太陽系組成では 7 Li に対して 12%ほどであり、星間物質中でのより重い元素の破砕反応ないしは α 核の融合反応で合成されることが知られている。ビッグバン元素合成では作られないと予想されている。
この同位体は、7 Li よりもさらに低温 (約 200 万度) で破壊される (7 Li は約 250 万度で壊れる)。もし 6 Li が星の大気に存在することが確認されるならば、星の内部の物質混合の結果、大気中の 7 Li が少しずつ破壊されることによって 1/3 程度に減少したという可能性は考えにくくなる。
金属欠乏星における 6 Li の検出は、Smith et al. (1993) において初めて報告され、8m 級望遠鏡による高分
散分光観測によって本格化した。 Asplund et al. (2006) は 9 つの金属欠乏星において検出を報告している。しかし、7 Li の吸収線のなかに現れる 6 Li の微弱な吸収を測定しなければならないことから、その信頼性については議論があるところであり、少なくとも非常な高精度 (S/N∼ 1000) のスペクトルを要することは間違いない(Garcia Perez et al. 2009 など)。
このため、これまでの測定は、比較的明るい星の存在する [Fe/H] > −3 の金属量領域に限られていた。しかし、最近の観測からは、[Fe/H] < −3 という金属量のもっとも低い領域では Li 組成が系統的により低くなっていることが明らかになってきており、この金属量領域でこそ 6 Li の測定が重要である。

6.5. 初期世代星

243

図 6.26: 金属欠乏星に対して測定された Li 同位体の組成 (Asplund et al. 2006)。7 Li 組成はより低い金属量([Fe/H]< −3) でさらに低くなっている星が見つかっており、このような星での 6 Li 組成の測定が課題である。
測定には、波長分解能約 10 万、S/N 約 1000 で、λ6708 Å の Li 共鳴線を観測する必要がある。8m 級望遠鏡では 10-11 等級の星でこういった観測が行われており、TMT であれば同レベルの観測を約 13 等級まで拡張
することができ、[Fe/H] < −3 の主系列・準巨星（ターンオフ星）を数個カバーすることができる。

期待される成果
もし [Fe/H] < −3 の星においても 6 Li が検出されるなら、星の内部の物質混合の結果、大気中の 7 Li が少しずつ破壊されることによって有意に減少したという可能性は考えにくくなる。残される可能性は、現在観測されている星は、Li のいずれの同位体も全く含まない物質と混合されたものであるか、あるいはビッグバン元素合成の予測に問題があるのか、といったことが考えられる。
さらに、その 6 Li の起源の解明も重要な課題となる。既に述べたように 6 Li は星間物質中でつくられると考えられ、初期宇宙においてはあまり多量につくられるとは期待されていない。このため、すでに検出が報告されている金属欠乏星の 6 Li も大きな問題となっている。これが [Fe/H]< −3 の星、すなわち、宇宙のごく初期の世代の星にさえも見られるようであれば、6 Li の合成過程に問題を提起することになる。
一方、[Fe/H]< −3 の星には、これより金属量の高い星に対してみられるほどには 6 Li が検出されないようであれば、星内部での物質混合による Li 減少の可能性が生き残ることになり、その解明が恒星進化の問題として提起されることになるだろう。

日本の独自性

この課題は、すばる望遠鏡/HDS による、高分散分光観測による Li 研究の発展である。TMT の登場までに、解析技術を十分に高める条件があるのが有利な点である。

他のプロジェクトとの関係
地上大型望遠鏡が行うのがもっとも適切な研究テーマである。

第 6 章 超新星・恒星活動と恒星分離にもとづく銀河の形成・進化

244

Normalised flux

1.00

0.96

6

0.92

residual [%]BD−04° 3208

Li/7Li
0.00
0.05
0.10

0.8
0.6
0.4
0.2
0.0
−0.2
−0.4
−0.6
−0.8
670.76670.78
Wavelength [nm]670.80670.8225

図 6.27: Li I λ6708 Å 吸収線にみられる 6 Li の影響 (Garcı́a Pérez et al. 2009)。観測データは BD−04◦ 3208 と20いう主系列ターンオフ星のスペクトルで、
S/N∼500 のデータで 6 Li の 5%程度の寄与を識別できる。下図は観測データに対する計算によるスペクトルのフィットの残差。
15∆χ2要求される装置とその仕様

10

種別

装置名

観測モード

FDI

HROS

可視高分散分光5必要とする装置、仕様
AO
波長範囲

波長分解能

視野

空間分解能

無

R∼ 100, 000––

λ6708 Å 周辺
および他の金属吸収線

0
0.00

6.5.2

0.02

0.04

0.06
6

0.08

0.10

0.12

7

[ Li/ Li]
外部ハローの超金属欠乏星探査と金属量分布

概要
金属量の最も低い領域の星の金属量分布は、宇宙初期の星形成の理解に強い制限を与える。銀河系ハローに対して明らかになってきている二つの構造（内部ハロー・外部ハロー）のうち、外部ハローは全体として金属量が低いと見られる。この外部ハローの超金属欠乏星候補天体の高分散分光観測により、最も金属量の低い領域の金属量分布を決定するとともに、金属量ゼロの星の存在可能性に制限を与える。

Extremely metal-poor stars in the outer halo and their metallicity distribution
The metallicity distribution of stars in the lowest metallicity range provides a strong constraint on the
low-mass star formation processes in the early universe. The recently found outer halo structure seems
to have lower metallicity than the inner halo. Searches for extremely metal-poor stars in the outer haloand subsequent spectroscopic studies will determine the metallicity distribution of halo stars in the lowest
metallicity range, and will constrain the existence or absence of metal-free objects in the Milky Way.

背景と目的
ビッグバン後の宇宙で最初に誕生してきた星は巨大な質量をもっていたと考えられ、以後の構造形成や化学進化に大きな影響を与えたと考えられている。その後に残された低金属量のガス雲からは小質量星が誕生した

6.5. 初期世代星245とみられ、実際、銀河系のハロー構造には金属量の非常に低い ([Fe/H] < −3) 小質量星が多数検出されている。
これらの超金属欠乏星は初代の大質量星およびそれが引き起こした超新星爆発によってつくられた化学組成を保存していると考えられている。
金属欠乏星は一般に、金属量の増加とともに星の数が増加するような分布を示す。これは、星形成の進行にともなって大質量星による金属の供給が進行し、積分されていくとすれば自然に理解できる分布である。逆に金属量が低くなるほど星の数は少なくなるが、特に [Fe/H]∼ −3.5 付近で急激な減少がみられるという結果が得られている (Schörck et al. 2009; Li et al. 2010)。これはハンブルク/ESO 探査による中分散スペクトルにもとづいた銀河系ハロー星の金属量測定の結果である。
このような急激な金属量分布の減少の解釈としては、小質量星の形成に必要な限界金属量が存在することにより、それより低い金属量の星が残っていないという可能性がある (Salvadori et al. 2007; Frebel et al. 2009)。
暗黒物質ハローにおける化学進化について、インフォールの効果などを取り入れたモデルでも低金属領域での分布の減少はある程度説明できるが (Prantzos 2008)、Li et al. (2010) は限界金属量の解釈を支持している。しかし、[Fe/H]< −3 というような低金属星では、中分散分光では金属量の測定が困難であり、高分散分光による追観測が不可欠である。
このような非常に金属量の低い星は、SDSS での探査によって多数検出されてきており、すばる望遠鏡など
での追観測も行われている。特に外部ハロー構造は低い金属量を持つとみられており (Carollo et al. 2007)、その金属量の低い側の端の分布の解明が鍵となる。今後は、LAMOST の探査で超金属欠乏星の候補天体の増大が見込まれる。これまでに知られている (高分散分光で確認されている)[Fe/H] < −3.5 の星の数は極めて少数である。この領域でのサンプルを確立するには、8-10m 級望遠鏡では高分散分光が困難な暗い星を TMT で分光する必要がある。
このような超金属欠乏星には、特異な (太陽の化学組成比とは大きく異なる) 組成をもつ星が見つかっている。極端な例としては、[Fe/H] < −5 をもつ炭素過剰星があげられる (Christlieb et al. 2002)。 TMT による高分散分光観測により、金属量分布だけでなく化学組成比も決定可能であり、これらの星の起源となった初代星による元素合成についても理解を進展させることができる。

方法と実現可能性

SDSS や LAMOST で見つかる (見つかっている) 超金属欠乏星の候補天体のうち、18 等級よりも暗い天体の高分散分光観測を行う。候補天体の絞り込みのためには、すばる望遠鏡などで高分散・低 S/N の観測を行う。特に外部ハローに属する候補天体を重点的に観測する。候補天体の絞り込みには、Gaia による距離と天体の運動の測定を活用する。
可視光域の観測から、鉄組成をはじめ、C, O や α 元素や鉄族元素の組成を決定する。金属量分布は鉄組成を基本として決定するが、組成異常を示す星についてはその影響を考慮する。
一方、個々の星の元素組成パターンと超新星による元素合成モデルを比較し、初代星による元素合成を解明する。

期待される成果
この研究により、[Fe/H] < −3.5 の金属量分布を詳細に決定できる。特に天体の位置と運動との関連に着目することにより、外部ハロー天体の金属量分布を明らかにできる。金属量が実質的にゼロの天体が検出されない場合には、金属汚染が始まっていないガス雲からの小質量星形成に制限が加えられる。
化学組成パターンは、超新星による元素合成モデルとの直接比較を可能にする。特に、初代の超大質量星が引き起こす可能性のある電子対生成型超新星は特異な化学組成を作ることが知られており、その存在に対する制限が与えられる。

第 6 章 超新星・恒星活動と恒星分離にもとづく銀河の形成・進化

246

Zcr=10-4 as observed
Zcr=10-3.5 as observed
Zcr=10-3.4 as observed
HES MDF

Fraction

1.00

0.10

0.01

-4.5 -4.0 -3.5 -3.0 -2.5 -2.0 -1.5 -1.0 -0.5
[Fe/H]

0.0

0.5

図 6.28: Hamburg/ESO 探査にもとづく金属欠乏星の金属量分布 (Li et al. 2010)。[Fe/H]> −2.5 はサンプル
選択にバイアスがかかっている。線は小質量星形成に必要な金属量を仮定したモデルからの予測。測定は中分散分光にもとづいており、金属量の非常に低い領域については高分散分光による検証が必要である。
日本の独自性SDSS での探査とすばる望遠鏡によるフォローアップ観測がすでに進んでおり、その延長上にこの観測計画は実施される。初代星形成や超新星の元素合成は日本で活発に研究されており、理論研究との連携が可能である。

他のプロジェクトとの関係
可視高分散分光観測にもとづくため、地上大型望遠鏡で行うのが最適な研究である。SDSS や LAMOST による探査をもとにするため、北半球からの観測が有利である。外部ハロー天体の選定には、これらの探査に加え、Gaia による天体の位置と運動の測定と連携することが重要となる。

要求される装置とその仕様

6.6

種別

装置名

観測モード

FDI

HROS

高分散分光

必要とする装置、仕様
AO
波長範囲 波長分解能
無0.4-1.0µm

R= 50000

視野

空間分解能

–

∼1 arcsec

銀河系

まとめ
銀河系の諸構造の形成の理解は、天文学の重要課題のひとつである銀河形成の解明に不可欠である。TMTに期待されるバルジや円盤、ストリームなどの部分構造の形成過程に関する観測を提案する。また、最近明かになってきている球状星団の複数の恒星種族の理解のための基礎的な観測を提案する。

6.6. 銀河系

6.6.1

247

銀河系バルジの高金属量星の解明

概要
銀河系バルジを構成する主系列・準巨星に対して高分散分光観測を行い、化学組成を決定する。主系列・準巨星については、赤色巨星に対しては決めることのできなかった星の年齢の推定が可能であり、これにより年
齢・金属量関係を決める。特に高い金属量を持つ星の割合とその化学組成の特徴を解明し、バルジ構造の形成過程に制限を加える。

Metal-rich stars in the Galactic bulge
A chemical abundance study based on high resolution spectroscopy for main-sequence turn-oﬀ and subgiantstars in the Galactic bulge is proposed. An advantage to study turn-oﬀ and subgiant stars is that their age
can be estimated from the stellar parameters, which enables one to discuss the age-metallicity relation.
Chemical abundances of stars having high metallicity, as well as their fraction among the whole sample, will
constrain the formation processes of the bulge structure.

背景と目的
バルジ構造は銀河系の星質量の 2-3 割を占める重要な要素であり、銀河形成の理解の上でも鍵を握る構造である。その形成は銀河系初期に始まると考えられているが、金属量の高い星の存在もみられ、円盤構造との関連も示唆されている。銀河系バルジは単なる球状の構造ではなく、円盤銀河のなかでもユニークな存在であるとの議論もある。
バルジ構造を構成する赤色巨星の観測はこれまで精力的に行われ、その金属量分布や化学組成の特徴が明らかにされてきた (Fulbright et al. 2007)。金属量は銀河系の古い構造であるハローに比べてはるかに高いが、その分布は幅広く、銀緯方向に勾配もみられる (Zoccali et al. 2008)。また、高分散分光観測から測定される α/Fe
比は高いものが多く、これらの星は短い時間スケールで形成されたと推定されている (Cescutti & Matteucci2011)。
赤色巨星に比べると主系列・準巨星ははるかに暗いため、バルジ構造を構成するこれらの星の分光観測は、手前の星による重力マイクロレンズ効果を利用した観測に限られている。これまでの研究では、MOA と OGLE
によって検出された増光天体の高分散分光が行われている。主系列・準巨星の観測が重要なのは、金属量・化学組成に加えて、年齢が推定できることである。これまでの結果は Bensby et al. (2010) によってまとめられており、14 天体についての結果が報告されている。年齢については、分光によって決められた有効温度と表面
重力と、モデルによる等時曲線との比較から推定されている。これによって得られた年齢・金属量分布からは、
興味深いことに金属量が高く若い星の種族が存在することが示唆されている (図 6.29)。
このような金属量の高い星は、これまでに観測されている赤色巨星にはあまり見られない。これは太陽近傍の星についても指摘されている観測事実であり、ひとつの可能性として、金属量の高い星は赤色巨星分枝を上る途中で激しい質量放出を起こし、白色矮星に進化してしまうものが多いというシナリオが提案されている(Kalirai et al. 2007)。
このように、銀河系バルジには若く金属量の高い星の種族が含まれる可能性があり、その解明には主系列・準巨星の観測が不可欠であるが、重力マイクロレンズ効果によって増光される天体の観測だけでは十分なサン
プルを得るには程遠い。また、重力マイクロレンズを受けるのは、バルジ内の手前側より奥側にある星が多く空間的バイアスがかかってしまう。そこで、TMT により主系列・準巨星の観測を集中的に行い、金属量・年
齢関係を決定し、特に金属量の高い星の化学組成の特色を明らかにする。

248

第 6 章 超新星・恒星活動と恒星分離にもとづく銀河の形成・進化

図 6.29: 重力マイクロレンズ効果を利用して測定された銀河系バルジの主系列・準巨星の年齢 (横軸・単位は

10 億年)・金属量 (縦軸・鉄組成) 関係 (Bensby et al. 2010)。天体数は少ないが、年齢が低く金属量の高い星が存在しているのが特徴である。
方法と実現可能性
バルジの主系列・準巨星は V 等級で 19-20 等であり、TMT であれば高分散分光が可能になる明るさである。
星間吸収の比較的小さい方向（バーデの窓など）については、可視から近赤外線（1µm まで）の観測の効率が高く、この波長域に存在する鉄などの原子スペクトル線から化学組成を決定する。星の有効温度と表面重力は大気における電離・励起平衡を仮定することにより決定し、その結果から星の年齢を推定する。
赤色巨星の観測結果と比較するには、最低でも 100 天体程度の主系列・準巨星の分光観測が必要となる。これは重力マイクロレンズ効果を利用して得られている現在のサンプルより一桁多い。星間吸収の比較的弱い「バーデの窓」方向の観測なら、約 1 時間の積分時間で必要な分光観測を行うことが可能である。多天体分光機能が使えれば、複数天体のスペクトルを同時に取得することにより、観測時間の短縮が可能である。HROS
により全天体の高分散分光を行うのが理想的だが、WFOS による多天体中分散分光で金属量の推定を行い、それを踏まえて高分散分光を行う天体を絞り込むのも有意義な方法である。

期待される成果
年齢–金属量分布から、金属量の高い星の割合、およびその年齢分布を求めるのが第一の課題である。これ
により金属量が高く若い星の種族が明らかになれば、その化学組成、特に α/Fe 比から、銀河系円盤構造（特に薄い円盤構造）との関連を明らかにするのが第二の課題である。HROS による高分散分光観測によりどちらも達成可能である。

日本の独自性TMT での観測に先立ち、すばる望遠鏡のファイバー多天体分光器 (FMOS) や主焦点分光器 (PFS) による中分散分光観測から候補天体を絞り込むことが可能であるのが有利な点である。

6.6. 銀河系249

他のプロジェクトとの関係
高分散分光観測が必要であり、地上大型望遠鏡で行うのが最適な課題である。銀河系バルジは赤緯が低いため、南半球からの観測のほうが比較的有利であるが、ハワイからでも十分観測可能である。

要求される装置とその仕様

種別

装置名
WFOS

可視多天体分光無0.5-1.0 µm

R∼ 5000視野
40 arcmin2

空間分解能

ELI
FDI

HROS

可視高分散分光無0.5-1.0 µm

R∼ 30000—∼1 arcsec

6.6.2

観測モード

必要とする装置、仕様
AO
波長範囲
波長分解能

∼1 arcsec

厚い銀河円盤成分の化学動力学構造概要
円盤銀河の独立した恒星系成分である厚い円盤の起源を解明するために、太陽近傍に限らず様々な円盤位置における恒星一つひとつに対して高分散分光観測を行う。そして、厚い円盤成分の広い空間領域において詳細な化学組成を求め、その空間分布と速度分布依存性を導出することによって、厚い円盤の起源と形成過程に関して重要な手掛かりを得る。

Chemodynamical structure of the thick disk component
For the purpose of clarifying the origin of the thick disk in the Milky Way, we propose to undertake
high-resolution spectroscopic surveys of numerous thick-disk stars at several disk positions far from the solar
neighborhood. Available detailed chemical abundance patterns of the thick-disk stars and their dependence
on spatial and velocity distributions will allow us to obtain important clues to understanding the origin andevolution of this independent Galactic component.

背景と目的
厚い円盤の存在が系外にある横向き銀河と銀河系両方において確認されてから 30 年近く経過しているが(Burstein 1979; Yoshii 1982; Gilmore & Reid 1983)、その起源や形成過程は依然謎のままである。太陽近傍において観測される厚い円盤星の主な特徴は以下のようにまとめられる。(1) 星の速度分散が薄い円盤星よりも系統的に大きくて、結果として円盤に垂直方向のスケール長が約 1 kpc と厚い。(2) 銀河回転方向に約 200

km s−1 の速い回転速度を示し、銀河面から離れるに従って回転速度が小さくなるという勾配を示す。(3) 金属
量分布は −1.0 < [Fe/H] < −0.4 の範囲に幅広く分布しており、またその分布は銀河面からの高さに依存しておらず空間的に一様な傾向にある。(4) 年齢は約 100 億年よりも古く、同じ金属量を持つ薄い円盤星よりも系統的に古い（図 6.30）。(5) α 元素―鉄の組成比 (α/Fe) が薄い円盤のそれに対して系統的に大きな値を示す（図6.31）。
これらの厚い円盤の特徴を再現するモデルはこれまで提出されているが、どのモデルが正しいのか、すなわ
ちどのような形成過程を経て現在に至ったのか未だに答えが得られていない。厚い円盤形成のシナリオとして、
大きく以下の５つに分けられる。(a) ガスのエネルギー散逸を伴う原始銀河系の収縮過程によるもの (Burkert

et al. 1992)、(b) 幾つかのガスを含むビルディング・ブロックどうしのエネルギー散逸を伴う合体 (Brook et al.
2004)、(c) 親銀河である銀河系に降着・合体してきた小銀河が潮汐破壊されたものの残骸 (Abadi et al. 2003)、(d) 元々あった薄い円盤成分が小銀河や暗黒物質のクランプ（サブハロー）との衝突後に力学的に加熱されたもの (Hayashi & Chiba 2006)、そして (e) 薄い円盤の星が渦状腕などの非軸対称構造による角運動量輸送過程

250

第 6 章 超新星・恒星活動と恒星分離にもとづく銀河の形成・進化

図 6.30: 太陽近傍における厚い円盤星（黒丸）と薄い円盤星（白丸）の金属量と年齢との関係 (Bensby et al.

2005)。
に伴って動径方向に移動し、円盤の内側の星が太陽近傍に入り込んであたかも厚い円盤のような振る舞いをするもの (Schönrich & Binney 2009)、となる。
ところが、厚い円盤の星の観測サンプルとして得られているのは、今のところ太陽近傍にある明るい星だけに限られており、上記の円盤形成シナリオに対して明確な制限を付けることができない状況にある。提出されている様々な形成シナリオを区別するための重要となる情報として、円盤星の回転速度と速度分散分布、金属量分布、α/Fe 比といった量に対して、太陽近傍から離れた広い円盤領域 (R, z) における空間分布が鍵となる。
たとえば、上記の円盤形成シナリオの中の (e) に対しては、円盤の内側における α/Fe 比の分布と星の運動速度分布依存性が重要な情報となり、これらを太陽近傍以外の場所にある厚い円盤星の分光観測から求める必要がある。すなわち、太陽から離れた距離にある暗い円盤星を多数観測することによって、厚い円盤の形成過程に関する基本的な情報を得ることができる。

方法と実現可能性
今後、2012 年に打ち上げ予定の位置天文衛星 Gaia によって、V< 20 等の星の距離と固有運動が高い精度で測定される。さらに、すばる望遠鏡/PFS によって対応する星の多くに対して系統的な視線速度と金属量測定が行われる予定であるので、これらの化学動力学情報に基づいて厚い円盤に所属する星のカタログを構築することが可能となる。そこで、カタログにある星一つひとつに対して高い分解能の分光観測を行うことによって、詳しい化学組成の情報を得ることができ、円盤位置 (R, z) の関数として厚い円盤の広い領域に渡る動力学
構造と星形成史・化学進化史を導出することが可能となる。この V< 20 等の星に対する高分散分光観測装置
として TMT の HROS がふさわしく、十分に観測目的を達成可能である。

期待される成果
太陽近傍に限らず、厚い円盤の様々な位置 (R, z) における星の詳細な化学組成が得られるので、動力学情報と組み合わせることによって、厚い円盤の様々な形成シナリオの中でどれが観測結果を最も再現するか比較検討を行うことができる。その結果、どのような過程を経て厚い円盤ができたのか、薄い円盤の形成や恒星ハローの形成とどのような関係にあるのか、といった円盤銀河の形成過程全体に対して大変重要な知見を得ることが可能となる。

6.6. 銀河系251

図 6.31: 太陽近傍にある様々な銀河成分星の α/Fe 比とその Fe/H 比の依存性 (Haywood 2008)。厚い円盤にある星は最大の円で表わされており、ある [Fe/H] に対して最小の円で表わされた薄い円盤星よりも系統的に[α/Fe] が高い。
日本の独自性TMT の登場までに、計画されているすばる望遠鏡/PFS によって厚い円盤星の多数に対して低分散の分光データを獲得できる状況が有利な点である。

他のプロジェクトとの関係
地上大型望遠鏡で行うのが最も適切な研究テーマである。

要求される装置とその仕様

6.6.3

種別

装置名

観測モード

必要とする装置、仕様
AO
波長範囲
波長分解能

FDI

HROS

高分散分光

無

0.31–1 µm

R= 50, 000

視野

空間分解能

–

–

ハロー部分構造の形成

概要
矮小銀河が降着したことによって形成されたとみられるストリームやリングなどの銀河系ハローの部分構造に属する天体の化学組成を測定する。近年、明るい M 型巨星によってこれらの部分構造をトレースする研究が行われているが、比較的年齢の高い星を含めて包括的に調べるためには K 型巨星が適している。部分構造の様々な位置における K 型巨星を高分散分光観測し、金属量と化学組成を決定する。部分構造の位置との相関か
ら、もとになった矮小銀河とその降着の過程に制限を与える。

Formation of substructures in the Galactic halo
Chemical abundance studies for stars belonging to the substructures like streams and rings found in the
Galactic halo, which would be formed by accretion of dwarf galaxies, are proposed. The targets are K

252

第 6 章 超新星・恒星活動と恒星分離にもとづく銀河の形成・進化

giants, among which both old and young stars are involved, to supplement the recent studies based on theobservations of very bright M giants to trace the substructures. High resolution spectroscopy of K giants will
determine their metallicity and chemical compositions. The correlation of these quantities with the positionof the substructures will constrain the structure of the progenitors (dwarf galaxies) and their accretion
processes.

背景と目的
銀河系のハロー構造は、矮小銀河のような小さな星の集団が降着することによって形成されてきたと考えられている。その多くは銀河系形成初期に起こったものとみられるが、いて座矮小銀河に付随するストリーム構造のように、比較的最近になって銀河系に降着してきたものは空間的にもある程度構造を保っている。これら
銀河系ハローの部分構造（substructures）が 2MASS や SDSS などの大規模な星の探査で見つかってきており、
銀河系ハローの形成過程を解明する上で貴重なサンプルとして精力的に調べられている (Majewski et al. 2003,など)。
これら部分構造に属すとみられる個々の星の金属量分布や化学組成も近年調べられるようになってきた (Chouet al. 2010a,b; Keller et al. 2010)。これらは絶対等級で明るい M 型巨星についての可視から近赤外分光観測にもとづいたものであり、いて座矮小銀河のストリームやいっかくじゅう座リングが調べられている。その結果得られた化学組成は、典型的な銀河系ハロー星のものとは異なり、現在生き残っている矮小銀河の組成に近い。また、Keller et al. (2010) はいて座矮小銀河のストリームに金属量勾配があることを見いだし、もともとの矮小銀河内での金属量勾配を反映している可能性を指摘した。
これらは低温度の M 型巨星の観測にもとづくもので、測定できる元素が限られている。さらに、年齢としても比較的若い星を代表する（20-40 億年：Keller et al. 2010）ため、部分構造全体を包括的に理解するにはK 型巨星の測定が不可欠である。

方法と実現可能性
部分構造のメンバー星の候補は SDSS などの探査で得られつつある。例えば、いて座矮小銀河のストリームについては、Yanny et al. (2009) により K/M 型巨星 (および水平分枝星) が調べられている。K 型巨星は、例
えば 30 kpc の距離であれば V バンドで約 18 等級となるので、空間分布と金属量・化学組成の相関を調べるた
めには、約 20 等級の星の高分散分光観測が必要となる。観測は 8-10m 級望遠鏡と連携・分担して行うのが適切である。

期待される成果
これまでに行われている M 型巨星の観測ではサンプルが高い金属量の星に限られていた。これは M 型星が比較的若い星を主に代表することによると考えられる。観測を K 型巨星に拡張してより古い種族の星を調べる
ことにより、いて座矮小銀河をはじめとする矮小楕円体銀河の星の化学組成との比較が可能になる。
これまでにメンバー星の部分構造における位置と金属量に相関がみられたように、位置と化学組成の間にも相関が現れると期待される。これはもとになった矮小銀河内部の金属量や化学組成の勾配（中心から外に向かっての勾配など）と関係している可能性がある。6.7 節での矮小銀河の星の研究と連携して、合体前の矮小銀河とそれが降着する過程の解明をめざす。

日本の独自性6.6. 銀河系253

図 6.32: いて座矮小銀河に付随するストリームのメンバー候補星 (Keller et al. 2010)。いて座矮小銀河の方向からの角度で 66 度と 132 度のサンプルが調べられ、金属量勾配があることが見出された。

図 6.33: 図 6.32 の天体の [O/Fe] 組成比 (丸が 66 度、四角が 132 度のサンプル；Keller et al. 2010)。白丸はいて座矮小銀河のコアの星。金属量（[Fe/H]）との相関がみられるが、M 型巨星の観測では金属量の低い星が含まれていないため、典型的な銀河系ハロー星とは比較できない。

第 6 章 超新星・恒星活動と恒星分離にもとづく銀河の形成・進化

254

すばる望遠鏡/PFS が実現されれば、SDSS に続いて部分構造の探査において大きな貢献がなされると期待される。この探査との連携が大きな特色となりうる。

他のプロジェクトとの関係

Gaia およびすばる望遠鏡/PFS による天体までの距離と運動の測定が基礎となる。TMT は比較的暗い星(V < 18) の高分散分光観測を担当する。

要求される装置とその仕様

6.6.4

種別

装置名

観測モード

FDI

HROS

可視高分散分光必要とする装置、仕様
AO
波長範囲
波長分解能
無

0.4–1.0 µm

R∼ 30000

視野

空間分解能

–

∼1 arcsec

球状星団の恒星種族

概要
球状星団は同一組成・同一年齢の星の集団と古くはみなされていたが、詳細な色等級図の検討から、複数の恒星種族を持つ星団が必ずしも珍しくないことがわかってきた。特に、主系列が 2 つに分かれている星団で、色として青い系列の方が金属量が高いという結果が示唆されているものもあり、主系列が分かれる理由は金属量ではなくてヘリウム (He) 組成にあるという議論がある。これは長年問題になっている「球状星団星の組成異常」と関連しているとみられ、球状星団の形成とそこでの恒星進化の理解の鍵となる問題である。この問題の解明のために、主系列星の高分散分光観測を行い化学組成の測定を行う。

Stellar populations of globular clusters
The detailed investigations of color-magnitude diagrams of globular cluster stars have revealed that nota small number of globular clusters have more than one stellar populations. For at least one cluster, it issuggested that the blue sequence has higher metallicity than the red one, and the separation into the twosequences has been attributed to the diﬀerence of He abundances. This phenomenon could be associated withthe abundance anomaly of globular clusters and would be a key to understanding the formation processes ofclusters as well as stellar evolution. High resolution spectroscopy of main-sequence stars for globular clusters
that show more than one stellar populations is proposed.

背景と目的
球状星団は均一な化学組成をもつガス雲から、ある一時期に形成された星からなると考えられ、恒星進化の実験場として重要な研究対象とされてきた。そのなかで、ω Cen や M22 は例外的に金属量に有意な分散がみられることが知られていて、他の星団との形成過程の違いが議論されてきた。
しかし、主系列に至るまで詳細な色等級図が描かれるようになると、複数の恒星種族がみられる星団が少なくないことが明らかになってきた。上記の、ω Cen や M22 に加え、NGC 2808 や NGC 1851 では 2 つもしく
は 3 つの主系列あるいは準巨星の系列が見出された (Piotto et al. 2007; Milone et al. 2008)。
しかも、主系列が複数見られる星団のなかで、その理由が必ずしも金属量の違いに求められない場合がある
ことが示されているものがある。ω Cen では赤色巨星の金属量に幅があることが知られていたが、その金属量
分布と、2 つの主系列の星の数の比を比較すると、色の青い系列の方がむしろ金属量が高い星からなることが

6.6. 銀河系255

図 6.34: 球状星団 ω Cen にみられる複数の主系列 (Piotto et al. 2005)。この研究では、2 つの系列に属する星(白抜きでない丸印) の分光観測が行われた (図 6.35 参照)。
示唆された (Norris 2004)。さらに、2 つの系列の星の分光観測からもこの結果が支持されている (Piotto et al.

2005)(図 6.34、6.35)。ただし、この分光観測はそれぞれの系列に属する複数の星のスペクトルを重ねて解析したもので、波長分解能も決して高くないため、より直接的な星の分光観測で検証する必要がある。また、2 つの主系列を示す星団に対し、それぞれの系列で化学組成が異なることが示された例もあり、そこでは古くから赤色巨星において知られていた組成異常との対応を示唆する結果も得られている。このように、金属量だけでなく、化学組成を測定することが重要である。
そこで、TMT により球状星団の主系列星の高分散分光を行い、系列の違いと化学組成の関係を明らかにする。

方法と実現可能性
比較的近くの球状星団の主系列星は V 等級で約 20 等であり、HROS を用いて 2 時間程度の積分で必要な

S/N の高分散スペクトルを得ることが可能である。準巨星であればより短時間で観測可能である。
星団中心は星が非常に混んでいるが、中心から離れれば個々の天体を分離することが可能である。それでも視野内に多数の天体が入ってくるため、多天体分光を行うことができると観測効率が大幅に高くなる。
組成解析は、炭素・酸素、α 元素、鉄族元素、および s-過程元素について行う。組成比を求めればよいので、基準となる星を定めて比較解析を行うことにより、系統誤差を非常に小さくできる。

期待される成果
主系列や準巨星の系列が分かれる理由が金属量によるものでないという、これまでの観測から得られている結果を検証することができる。さらに詳細な組成解析を行い、ヘリウム合成と関連する元素に異常が見られるか調べることにより、ヘリウム組成の違いが複数の系列を生んでいる理由かどうか解明する。

日本の独自性

これまで球状星団の類似の観測は、多天体分光機能に優れた VLT を中心に行われてきており、北半球からの観測に適した天体は今後の調査が待たれている。

第 6 章 超新星・恒星活動と恒星分離にもとづく銀河の形成・進化

256

1
0.8
0.6
0.4
0.2
0

図 6.35: 球状星団 ω Cen の星 (図 6.34) の分光観測の結果 (Piotto et al. 2005)。2 つの系列に属する星のスペ
クトルを重ね合わせたもので、中央が青側の系列、下が赤側の系列の結果である。推定された金属量は、赤側の系列のほうが低い (挿入図は計算したスペクトルのフィッティングによる金属量決定の結果)。
他のプロジェクトとの関係
高分散分光観測が必要であり、地上大型望遠鏡で行うのが最適な課題である。

要求される装置とその仕様

6.7

種別

装置名

観測モード

必要とする装置、仕様
AO
波長範囲
波長分解能

FDI

HROS

高分散分光

無

0.4–1.0 µm

R∼ 50000

視野

空間分解能

–

∼1 arcsec

局所銀河群・近傍銀河

まとめ
局所銀河群や近傍銀河は、TMT の大集光力と高分解能をもってすれば個々の星に分解され、撮像あるいは分光観測を行うことによって恒星種族を分けることが可能になる。これは銀河の形成過程や進化にとどまらず、
暗黒物質の理解にも貢献する可能性をもっている研究である。銀河系周辺の矮小銀河から近傍の楕円銀河まで、恒星分離にもとづく観測計画を提案する。

6.7.1

矮小銀河―暗黒物質分布と恒星種族

概要
銀河系の伴銀河である矮小銀河は、それぞれどのような過程を経て形成されたのか、親銀河である銀河系の形成とどのような関係があるのか、といった問題を解明するために、矮小銀河における多数の星に対して高分
散分光観測を行う。そして、個々の星の詳細な化学組成を決定することによって、各矮小銀河における恒星の6.7. 局所銀河群・近傍銀河257

種族構成とその空間分布を導出する。また、本観測から得られる高精度の視線速度情報と、独立した恒星の固有運動観測の情報とを結合することによって、背景にある暗黒物質の正確な質量構造を明らかにする。

Dwarf galaxies - dark-matter distribution and stellar population
To unravel the formation of dwarf satellite galaxies and their roles in the formation process of the hostgalaxy, i.e., the Milky Way, we propose high-resolution spectroscopic surveys of stars in each of dwarf satellites
and determine detailed chemical abundance patterns of stars and their spatial distribution within satellites.
Also, using available high-precision radial velocities combined with measurements of proper motions of stars
to be made with the planned astrometry satellite, SIM Lite, or TMT itself with a long-term observing
program, it will be possible to obtain accurate full spatial motions of stars, with which density proﬁles ofbackground dark-matter halos are extracted and compared with theoretical predictions.

背景と目的
矮小銀河は銀河形成の研究において大変重要な位置づけにあり、その研究の意義は大きく分けて以下の 2 点にまとめられる。(1) 矮小銀河は銀河系やアンドロメダ銀河といった明るい銀河が階層的合体を通じて形成される際のビルディングブロックと考えられているので、その性質を分離された恒星種族に基づいて詳細に調べることによって銀河形成過程の骨格部分を明らかにすることができる。(2) 矮小銀河では暗黒物質が支配的であり、星が占める質量の割合が圧倒的に小さいので、その暗黒物質の空間分布を導出することによって、冷たい暗黒物質理論の予言と比較し理論の検証を行うことができる。その際に、暗黒物質分布のトレーサーとなるのは、その重力場中を運動する恒星となる。
これまでの地上望遠鏡を用いた研究では、銀河系の伴銀河であっても距離が近くないために、各矮小銀河で最も明るい赤色巨星の少数個のみに対して高分散分光観測が行われてきた (e.g., Aoki et al. 2009)。矮小銀河
は V バンドでの絶対等級が −8 等よりも明るいものは以前よりその存在が知られており、最近発見されている
暗い矮小銀河と区別して Classical dwarfs と呼ばれるが、これらの銀河にある少数の赤色巨星の観測から、銀河系ハローにある星に比べて系統的に α 元素と鉄の存在比 (α/Fe) が少ない傾向があることがわかった。また、
近年 SDSS によって発見された暗い矮小銀河は Ultra-faint dwarfs と呼ばれているが、これらの幾つかの赤色巨星に対しても高分散分光観測が行われ、銀河系ハローと同等の α/Fe 比を持っていることが示唆されている（図 6.36）。しかし、上記のように未だ少ないサンプルのみでしか高分散分光データが得られていないので、統計的意義が不十分であるとともに、矮小銀河内での空間分布依存性といった詳細な情報も得られていないのが現状である。
また、暗黒物質の空間分布に関しては、恒星系の速度分散分布の解析に基づいて背景の重力ポテンシャルの分布を導出するという動力学的方法が取られている。ここで、矮小銀河内の典型的な星の速度分散が 10 km s−1
かそれ以下の程度である一方、これまで低中分散の分光観測によってそれほど高くない精度でしかデータが得られていない状況にある (図 6.37)。したがって、暗黒物質の特性に密接に関係した密度分布プロファイルの詳
細、すなわち、その中心部分がカスプ状かコア状かといった制限が付けられていない。さらに、恒星系の速度の非等方性と質量密度分布との間に相関があり、この縮退を解くためには多数のサンプルに対して高精度の視線速度を得るとともに、一定の固有運動の情報を獲得することが重要となる。
このような背景により、銀河系の矮小銀河にある星の多数に対して高分解能分光観測を行うことによって、詳細な化学組成情報に基づく星形成史、ならびに高精度の恒星速度情報に基づく暗黒物質の分布を導出することが目的である。

258

第 6 章 超新星・恒星活動と恒星分離にもとづく銀河の形成・進化

図 6.36: Ultra-faint dwarfs にある赤色巨星の [Mg/Fe] と [Ba/Fe] の組成比と、銀河系にある星のそれらの組成比との比較 (Tolstoy et al. 2009)。
方法と実現可能性
銀河系矮小銀河の星を十分な解像度と S/N 比で分光できるかどうかが重要となる。ターゲットは明るい赤色巨星であり、その最も明るいもの（TRGB）の実視等級は、最も遠い伴銀河のひとつである NGC 6822（距離 500 kpc）でも I バンドで 19.4 等程度である。したがって、TMT の高分散分光器である HROS を用いて十分観測可能の範囲にある。また、矮小銀河にある恒星は空間密度が高くないので、十分に空間分離をすることが可能となる。
矮小銀河にある星の固有運動は、典型的な距離を 70 kpc、矮小銀河内の星の運動を 10 km s−1 とすると、0.03 mas yr−1 つまり 30 µas yr−1 程度となる。この観測精度は、計画中の位置天文衛星 SIM Lite で十分達成可能である。また、TMT を用いて、矮小銀河にある多数の明るい星を 10 年以上の長期に渡って繰り返し位置の観測を行うことによっても、この精度の固有運動を測定することは可能となる。後者については、矮小銀河全体の固有運動決定の観測提案とともに進めることができる。

期待される成果
本観測によって、銀河系の様々な矮小銀河において多くの恒星の詳細な化学組成が得られるので、矮小銀河の総質量や質量密度、銀河系からの距離といった量を関数として、α/Fe、r-process や s-process の存在量といった重要な元素の化学組成を求めることができる。そして、各銀河における星形成史・化学進化史を求め、銀河系ハローを構成している星の性質と比較することによって、明るい銀河の形成における矮小銀河の位置づけを明らかにすることが可能となる。
各矮小銀河において高精度な視線速度分布が得られるので、動力学解析を行うことによって背景の暗黒物質の密度分布を高い精度で導出することが可能となる。そして、冷たい暗黒物質の理論モデルとの比較を行い、理論に対する重要な検証を行うことができる。

日本の独自性TMT の登場までに、すばる望遠鏡の超広視野カメラ HSC を用いた測光観測を遂行して、未発見のものも含
めて銀河系にある矮小銀河の基本測光データの獲得が可能となる。さらに、主焦点多天体分光器 PFS によって、低分散の分光データを獲得できる状況が有利な点である。

6.7. 局所銀河群・近傍銀河259

図 6.37: 様々な矮小銀河における視線速度の速度分散プロファイル (Walker et al. 2009)。速度分散測定の誤差が大きいために、背景の暗黒物質の分布がカスプ状なのかコアありの質量分布なのか区別ができない状況にある。
他のプロジェクトとの関係
地上大型望遠鏡で行うのが最も適切な研究テーマである。

要求される装置とその仕様

6.7.2

種別

装置名

観測モード

必要とする装置、仕様
AO
波長範囲
波長分解能

FDI

HROS

高分散分光

無

0.31–1 µm

R= 50, 000

視野

空間分解能

–

–

矮小銀河–起源と進化の解明

概要

TMT によって実現される高空間分解能と集光力を活かして、局所銀河群の矮小不規則銀河に属する星の高分散分光観測と近傍銀河群の矮小銀河の高分解能撮像観測を提案する。高分散分光観測からは今まで分からなかった矮小不規則銀河の星の化学組成比を求め、銀河系ハローや矮小楕円体銀河との比較を行い、環境依存性を明らかにする。また、後者の観測により、局所銀河群を超えた銀河群銀河の星生成史の解明を目指し、星生
成史の環境依存性を明らかにする。さらに近傍宇宙では未だ発見されていない誕生直後の銀河の発見を目指す。

Dwarf Galaxies — Unveiling Their Origin and Evolution
We propose high-dispersion spectroscopy for stars belonging to Local Group dwarf irregular galaxies andhigh-resolution imaging for the galaxies in the local universe taking advantage of outstanding ability of
TMT. From high-dispersion spectroscopy, we are able to obtain detailed abundance patterns of stars in第 6 章 超新星・恒星活動と恒星分離にもとづく銀河の形成・進化

260

dwarf irregular galaxies, which are still unknown, and compare them to those in the halo of our Galaxy
and satellite dwarf spheroidal galaxies to understand the environmental dependence. From high-resolution
imaging, we are able to derive star-formation histories for galaxies beyond Local Group and discuss how
star-formation histories depend on the environment. The other goal is to discover galaxies at birth which
are not yet conﬁrmed in the local universe.

背景と目的1990 年から始まる 20 年間は局所銀河群銀河の研究が劇的に進んだ 20 年間であった。その劇的な進歩の扉を開いたのはハッブル宇宙望遠鏡 (HST) である。HST によって局所銀河群銀河を個々の星々に空間分解し詳細に観測することが可能となり、恒星進化理論との比較を通して銀河の星生成史を明白に理解することができるようになってきた。その結果、一見同じように見える矮小楕円体銀河であっても、すべてが異なる星生成史を経てきたこと、局所銀河群銀河はその形態種別によらず必ず数十億年以上の古い星種族が存在していること、などが明らかにされたのである (e.g., Mateo 1998, Grebel 1999 )。HST に引き続いたのが 8-10m 級望遠鏡による分光観測である。特に銀河系の衛星矮小楕円体銀河の赤色巨星の高分散分光観測が進められ、化学組成比が詳細に求められるようになってきた。その結果、衛星矮小楕円体銀河の化学組成比は銀河系ハローを構成する星種族の化学組成比とは全く異なっており、銀河系ハローは過去に降着してきた矮小楕円体銀河によって成り立っているという予想は脆くも打ち崩されたのである (e.g., Venn et al. 2004, Tolstoy et al. 2009 )。
一方、観測研究が進み個々の銀河の星生成史が明らかになるにつれ、新たな疑問が湧いてくることとなった。
局所銀河群銀河にはすべからく数十億年以上の古い星種族が存在しているということは、真に若い星だけで構成されるような誕生直後の銀河というものが存在しないことを意味する。階層的構造形成論に従えば、現在 (すなわち近傍宇宙) においても小さな揺らぎに起因する構造形成が行われているため、近傍宇宙においても新たな銀河の誕生が期待されるが、局所銀河群銀河の観測結果とは矛盾するのである。このため、局所銀河群より遠くに誕生直後の銀河を探す試みが行われているが、HST をもってしても候補となる銀河の星生成史を求めるに十分な深さまで到達することができず、決定的な結論は得られていない (図 6.38: Izotov et al. 1997, Östlin &Kunth 2001, Izotov & Thuan 2004, Aloisi et al. 2007 参照)。このような状況に決着を付けるためにも TMTの実現が期待されている。また、銀河の誕生の現場をとらえるために、銀河系外に漂う中性水素ガス雲の中にわずかに星が生まれているようなものを見出そうという試みも行われてきたが、確たるものは見つかっていな
いのが現状である。最近になって、Thilker et al. (2009) によってしし座 I 銀河群の方向に漂う中性水素ガス雲中に星生成の兆候を示すものが発見された (図 6.38)。その詳しい性質はまだ分かっておらず、始源的なガスから星が生まれているものなのかどうかなどはよく分かっていない。このような観測研究は TMT をもって初めて可能になってくるだろう。
また、局所銀河群の矮小不規則銀河は一般に銀河系から遠く離れた低密度環境下に存在するため、個々の星についての高分散分光観測は難しく、その化学組成比はあまり知られていない。銀河系の衛星矮小楕円体銀河の高分散分光観測からも分かるように、その化学組成比を知ることは重要であり、現在でも星生成活動がおこ
なわれている銀河および低密度環境下に存在する銀河という新たな軸上での化学組成比を調べることが可能となってくる。同時に、局所銀河群銀河について行われてきた星生成史の研究を他の銀河群にも押し進め、星生
成史の環境依存性を明らかにすることも期待されている。このような研究のためにも TMT の実現が待たれている。

方法と実現可能性
撮像観測

TMT の特徴の一つとして、30m の主鏡と補償光学の組合せによって実現される優れた空間分解能をあげることができる。これにより局所銀河群を越え、遠くの銀河についても銀河を構成する星の色等級図を得ることができ、銀河の詳細な星生成史を導出することが可能となってくる。さて、補償光学は波長が長くなるに従って効果的に効いてくるが、一方、観測波長が長波長側に伸びるのに従い回折限界像が大きくなること

6.7. 局所銀河群・近傍銀河261

図 6.38: (左) 誕生直後の銀河の候補としてよく引合に出される I Zw 18 の色等級図。著者らは、シェード部(V − I ∼ 1、 I ∼ 28 付近) に古い星の指標となる赤色巨星分岐が見られるため、I Zw 18 は誕生直後の銀河ではないと主張するが、限界等級ギリギリということもあり決定的なことは言えない (Aloisi et al. 2007 より)。
TMT を用いてさらに深い撮像を行うことにより、確かな銀河の年齢を求めることができるようになる。(右)しし座 I 銀河群に広がる中性水素ガス雲の分布 (I-VII まで) と UV 放射 (領域 III,IV のなかの等高線) (Thilker
et al. 2009 より抜粋)。このように中性水素ガス雲中に星生成の兆候を示すものが発見されているが、その詳しい性質を調べるためには TMT の登場が待たれる。
とバックグラウンドが高くなることがあいまって、同じ等級に到達するまでに必要な積分時間が長くなるという欠点がある。つまり、星に分解するために補償光学が効果的に使えるという観点からは長波長での観測が望ましいが、観測時間が長くなるというジレンマに陥るのである。図 6.39 に J バンド、K バンドでの積分時間と到達限界等級をまとめた。この図から分かるように、J バンドでは回折限界像が得られればおとめ座銀河団(∼17 Mpc) に属する星の水平分岐星、ケンタウルス座 A(NGC 5128; ∼5 Mpc) に属する星の主系列星の転向
点が 100 時間のオーダーでなんとか見えてくることになる。一方、K バンドで同じ物を観測しようとすると、その積分時間は一桁長くなってしまう。従って、本分野の観測を実現させるためには、いかにして補償光学の性能を短波長側に伸ばしてくるかが鍵となる。
以上のような性能が得られれば、誕生直後の銀河候補としてしばしば取りあげられる I Zw 18 については水平分岐星までが分解可能になり、年齢不定問題は解決される。また、局所銀河群以外の銀河団に属する銀河については、主系列星の転向点近くまで観測し年齢をより正確に求めることが可能となるので、完全な星生成史の解明へとつながるであろう。また、銀河の見かけのは大きさは段々と小さくなるため、TMT の観測装置の視野の狭さはあまり問題にならないと思われるが、できるだけ広いことが望ましい。
分光観測

TMT が実現すると、集光力は 8-10m 級望遠鏡の 10 倍になることになり、今までより 2.5 等級暗い星まで分光観測することが可能になる。また、補償光学が効いてくればスリットに効率良く光を集めることが可能になるので S/N が向上し、さらに 1 等級程度のゲインがあると考えられる。今まで高分散分光されてきたのは銀河系から 100 kpc 程度の矮小楕円体銀河の星だけであったが、500 kpc 程度の距離に存在する矮小不規則銀河の星も十分射程に入ってくる。

第 6 章 超新星・恒星活動と恒星分離にもとづく銀河の形成・進化262

図 6.39: J バンド (左) と K バンド (右) での積分時間と限界等級の関係。おとめ座銀河団、ケンタウルス

A(NGC 5128) での赤色巨星分岐の先端 (TRGB)、水平分岐星 (HB)、主系列星の転向点 (TO) の実視等級を付記した。図中に描かれている「SB=22」などのマークは、銀河のある表面輝度の部分を観測したときに、星の密集度 (表面輝度) によって決まってくる観測限界を表す。
期待される成果

TMT による矮小不規則銀河の観測を通して、以下のようなことが明らかになると考えられる。
誕生直後の銀河の存在

近傍宇宙において誕生直後の銀河が存在するかを調べることは構造形成論の観点からも非常に重要な問題である。局所銀河群銀河にはすべからく古い星種族が存在しているため、さらに低密度環境である銀河群やフィールドの銀河を調べていくことが必要である。前章で述べたように、おとめ座銀河団程度の距離までの銀河については年齢を決める (少なくとも古い星種族の存在の有無を議論する) ことが可能になるため、統計的に有意な数 (体積) を調べることが可能になる。その結果は構造形成・銀河形成の分野へ新たな観測事実を提供し、さらなる発展をもたらすと期待される。
矮小銀河の星生成史の環境依存性

局所銀河群以外の様々な環境における矮小銀河の星生成史を調べることにより、新たに環境という軸を通して銀河進化を理解することが可能となると期待される。特に、巨大楕円銀河が鎮座するような高密度な銀河群、フィールドに近い低密度環境を調べ環境の関数として星生成史をとらえていくことは階層的構造形成論・銀河進化の観点からもたいへん興味深い。
矮小不規則銀河の化学組成比

銀河系の衛星矮小楕円体銀河の赤色巨星の化学組成比が銀河系ハローを構成する星種族とは全く異なっていたというのは衝撃的な事実であった。従って、矮小不規則銀河の星がどのような化学組成比をしているかを調べ、銀河系の衛星矮小楕円体銀河と同じなのか異なるのか、異なるとしたらどのようなメカニズムが作用しているのかを明らかにすることが必要となろう。このような観測を通して、局所銀河群という銀河集団環境の中での銀河の進化について新たな知見がもたらされると期待される。

日本の独自性

6.7. 局所銀河群・近傍銀河263

局所銀河群銀河の星については、すばる望遠鏡を使った撮像観測、分光観測が精力的に行われており、様々な成果をあげている。TMT においてもこの分野をリードする研究が期待できる。

他のプロジェクトとの関係
局所銀河群銀河の分光ターゲットは撮像データから選択されることになるが、ターゲットに銀河系の星が紛れ込んでしまうことがしばしばある。すばる望遠鏡には銀河系外の赤色巨星を銀河系に属する暗い主系列星から分離するフィルターが搭載される予定である。このフィルターを使うことによって効率的に分光ターゲットの選択を行うことが可能になり、成功率は格段に高まると考えられる。

要求される装置とその仕様

種別

装置名

観測モード

AO

広帯域撮像

有

高分散分光

-

必要とする装置、仕様
波長範囲
波長分解能

ELI
FDI

IRIS
HROS

0.8–2.2 µm
350-900 nm

6.7.3

M31 のハローと矮小銀河

R = 50, 000

視野

空間分解能

∼100 arcmin∼ 1 arcmin2 + 多天体分光
2

回折限界

-

概要
銀河系のような明るい円盤銀河はどのようにして形成されたのか。この問いに答えるべく、銀河系の隣にあるアンドロメダ銀河において、その広大なハロー空間にある星と伴銀河である矮小銀河の星一つひとつに対して高分解能分光観測を行う。そして、詳細な化学組成とその空間分布を得ることによって、アンドロメダ銀河
ハローにおける星形成史、ならびに各矮小銀河の形成史とアンドロメダ銀河本体との関係を導出する。そして銀河系ハローとの比較を行うことによって銀河形成に関する重要な知見を得る。

Stellar halo and dwarf satellite galaxies in M31
What is the formation of a bright disk galaxy like the Milky Way? To answer this question, we propose
high-resolution spectroscopic surveys of ﬁeld halo stars and satellite galaxies in our neighbor, Andromeda
galaxy. Based on available detailed chemical abundance patterns and spatial distributions of such stars,
we will set important constraints on the formation of Andromeda’s stellar halo and its relation with theformation process of each satellite galaxy. Comparison with the stars in the Milky Way halo and its sattelite
galaxies will allow us to get important insights into galaxy formation.

背景と目的
銀河系やアンドロメダ銀河に代表される明るい銀河が、膨張宇宙の中でどのように形成され現在見られる構造に至ったかを明らかにすることは、銀河天文学において最も重要な課題のひとつである。特に、銀河ハローと呼ばれる広大な銀河空間には、銀河初期に形成された古い恒星や星団が多数分布しており、それぞれの天体
は銀河形成の過程に関する重要な化石情報を持っているので、恒星系ハローの詳細な観測から個々の銀河の形成史を辿ることができる。また、現在の冷たい暗黒物質に基づく銀河形成論によれば、このような明るい銀河
は矮小銀河のような小銀河が階層的に合体して形成されたと考えられる。したがって、矮小銀河の星ひとつひ
とつの化学組成を調べ、親銀河のハロー星の組成と比べることによって、このような階層的合体による銀河形
成の考え方が正しいかどうかを検証することができる

264

第 6 章 超新星・恒星活動と恒星分離にもとづく銀河の形成・進化

銀河系ハローにある恒星については、太陽近傍を軌道運動しているものに対して、すばる望遠鏡などによって高分散スペクトルが得られ、その解析に基づいた詳細な化学組成の情報が知られている。また、このような近傍のハロー星に対しては、3 次元運動速度についての情報も位置天文観測から知られている。主な特徴としては、金属量の平均は [Fe/H] = −1.6 と少なく、また α 元素と鉄の組成比 (α/Fe) が大きいので II 型超新星によって主に汚染されたことがわかっている。また、銀河系ハローは大きく 2 つに分けられ、外側のハローは内側に比べて系統的に金属量が少なく、また運動状態が異なることがわかってきた。さらに、これらのハロー成分の間には α/Fe にも違いがあることも最近明らかにされた (Ishigaki et al. 2010)。また、銀河系の伴銀河にある恒星の幾つかについては、すばる望遠鏡/HDS などを用いた高分散分光観測によって、詳細な化学組成の情報が得られている (e.g., Aoki et al. 2009)。そして、銀河系ハローの星、特に内側のハロー星に比べて α/Feが系統的に小さいことがわかってきた。また、矮小銀河によって、この相対比の鉄の量に対する依存性などが違うことがわかってきた。
しかし、アンドロメダ銀河のハローに関しては、その空間構造や金属量分布の一部については明らかにされつつあるが (e.g., Tanaka et al. 2010)、個々の星の詳細な化学組成については、高分散分光観測を行うには距離が遠すぎて星の等級が暗いため全くわかないのが現状である。アンドロメダ銀河の矮小銀河に関しも、その金属量分布の一部については明らかにされつつあるが (e.g., Kalirai et al. 2010)、個々の星の詳細な化学組成については、やはり高分散分光観測を行うには暗すぎるため全くわかないのが現状である。そこで、大きな集光力を持つ TMT により、アンドロメダ銀河ハローにある赤色巨星ならびに矮小銀河にある同種の星の高分散分光観測を行うことによって、詳細な化学組成とその空間分布を解析し、アンドロメダ銀河の形成史を明らかにすることが目的である。

方法と実現可能性
アンドロメダ銀河のハロー星を十分な解像度と S/N 比で分光できるかどうかが鍵となる。ターゲットは明
るい赤色巨星であり、その最も明るいものの実視等級は I バンドで 20.5 等前後になる。したがって、TMT の高分散分光器である HROS を用いて十分観測可能の範囲にある。
図 6.40 に、アイザックニュートン望遠鏡による測光観測から得られた、アンドロメダ銀河のハローにおける赤色巨星の分布と (Ferguson et al. 2002)、すばる望遠鏡の Suprime Cam によって得られたハロー南東部の巨大ストリームの色等級図を示す (Tanaka et al. 2010)。TRGB の等級は I = 20.63 等と評価され、したがって巨大ストリームまでの距離は約 883 kpc となり、アンドロメダ銀河（距離約 770 kpc）の背後にあるものと考えられる。この測光データに基づいて赤色巨星の金属量分布が求められ、平均して [Fe/H] = −0.55 と銀河系ハローのそれに比べて系統的に金属量が多いことがわかっている (Tanaka et al. 2010)。この事実は、Keck 望
遠鏡による中分散分光観測によっても確かめられている。そこで、さらに詳しい化学組成を得るために、TMTの HROS を用いて α 元素などの存在量が測定されると、アンドロメダ銀河ハローの星形成史に重要な制限を与えることができる。また、精度の高い視線速度の情報も得られるので、ハローの部分構造などの詳しい動的な状態を調べることができる。
図 6.41 に Keck 望遠鏡の DEIMOS によって分離選別された、アンドロメダ銀河の矮小銀河の恒星に対する色等級図を示す (Kalirai et al. 2010)。TRGB の等級はやはり I = 20.5 等前後と評価される。そこで、さらに詳しい化学組成を得るために、TMT の HROS を用いて α 元素などの存在量が測定されると、矮小銀河の形成
史と親銀河であるアンドロメダ銀河の形成との関連に対して重要な制限を与えることができる。また、精度の高い視線速度の情報も得られるので、矮小銀河の質量構造、特に暗黒物質の空間分布に対する有用な情報を得ることができる。

期待される成果
本観測によりアンドロメダ銀河ハローの広い領域や様々なハロー部分構造の詳しい化学組成を解析すること
によって、アンドロメダ銀河はどのような星形成史を経てきたのか、銀河系ハローとの違いは何か、といった

6.7. 局所銀河群・近傍銀河265

図 6.40: 左：アンドロメダ銀河ハローにおける赤色巨星の空間分布 (Ferguson et al. 2002)。南東部に巨大ストリームが見られる。右：アンドロメダ銀河ハローの巨大ストリームにおける色等級図 (Tanaka et al. 2010)。実線は 120 億年の年齢を仮定した恒星進化モデル (VandenBerg et al. 2006) に基づいた赤色巨星の分布で、金属
量 [Fe/H] が左から −2.14, −1.41, −1.14, −0.71, −0.20, 0.00 に対応する。
ことが明らかとなる。さらに、様々な矮小銀河の詳しい化学組成を解析することによって、それぞれの矮小銀
河はどのような星形成史を経てできたのか、親銀河であるアンドロメダ銀河のハロー形成とどのような関係があるのか、銀河系の矮小銀河との違いは何か、といった銀河形成に関わる重要な知見を得ることが可能となる。
遠方銀河の観測からは個別の銀河の時間発展を追跡できないことから、このような近傍銀河の研究から銀河の形成と進化に関して遠方銀河研究と相補的な成果が期待できる。

日本の独自性TMT の登場までに、すばる望遠鏡/HSC を用いた測光観測を遂行して、アンドロメダ銀河ハローの広い領域に渡る測光データと未発見のものも含めてアンドロメダ銀河にある矮小銀河の基本測光データの獲得が可能となる。さらに、主焦点多天体分光器 PFS によって、低分散の分光データを獲得できる状況が有利な点である。

他のプロジェクトとの関係
地上大型望遠鏡で行うのが最も適切な研究テーマである。

要求される装置とその仕様

種別

装置名

観測モード

必要とする装置、仕様
AO
波長範囲
波長分解能

FDI

HROS

高分散分光

無

0.31–1 µm

R= 50, 000

視野

空間分解能

–

–

第 6 章 超新星・恒星活動と恒星分離にもとづく銀河の形成・進化266

図 6.41: Keck 望遠鏡の DEIMOS によって分離選別された、アンドロメダ銀河の矮小銀河 (And I, And II, And

III) の星の色等級図と視線速度分布 (Kalirai et al. 2010)。

6.7.4

円盤銀河のハロー構造

概要
様々な環境にある円盤銀河の形態とその形成過程の関係を調べるために、局所銀河群の近傍にある他の銀河群 (Sculptor Group, Maﬀei Group 等) の円盤銀河に対して、そのハローにある恒星の一つひとつを分光観測
し金属量と視線速度分布を得ることによって、様々な環境にあって様々な形態を持つ銀河の形成史を導出する。
これにより、銀河のハッブル系列の起源に関して重要な手掛かりを得ることができる。

Structures of stellar halos in disk galaxies
To unravel the formation process of disk galaxies at various environment and its association with current
galaxy morphology, we propose to measure spectra of faint halo stars in groups of galaxies near the Local
Group (e.g., Sculptor Group, Maﬀei Group). Metallicity distributions as well as velocity distributions ofstars obtained from such spectroscopic observations will provide us with fundamental information on theformation and evolution process of galaxies having various morphologies and thus clues to understanding
the origin of the Hubble sequence.

背景と目的
円盤銀河はその明るい部分（バルジ、円盤）の構造の特徴から早期型から晩期型といった形態分類に違いがあり、それぞれの銀河が異なった形成過程を経てきたものと思われる。円盤銀河の代表である銀河系やアンドロメダ銀河の間にも、総じて似た形態を持つもののバルジ部分の光度分布や保有する球状星団数といった細部
において系統的な違いが見られる。このような円盤銀河が、膨張宇宙を振り切って自己重力で集積して形成される中で、一体どのような物理過程の違いがこのような現在の構造の違いに至ったのか、ハッブル系列の形態の違いは何から決まるのか、といった問題を明らかにすることは、銀河天文学において最も重要な課題のひとつである。
そこで、銀河の明るい部分の違いの原因を探るために、銀河ハローと呼ばれる広大な銀河空間に着目する。
このハローには銀河初期に形成された古い恒星や星団が多数分布しており、これらは銀河形成過程に関する重要な化石情報を持っているので、恒星系ハローの詳細な観測から個々の銀河の形成史を辿ることができる。局所銀河群に所属する銀河系やアンドロメダ銀河においては、すばる望遠鏡などの 8-10m 級望遠鏡による恒星分

6.7. 局所銀河群・近傍銀河267

離の観測によって、恒星ハローの構造が未だ断片的であるものの次第に明らかにされつつあるが、他の銀河群の銀河ではこのような観測研究はほとんど未開拓な状況にあると言ってよい。その主な理由は、暗く淡い広がりを持ったハロー成分の恒星分離には大きな集光力が必要となり、他の銀河群銀河では距離が遠くて現有望遠鏡では困難であるからである。したがって、局所銀河群と異なる環境で、異なるハッブル系列に分類される銀河において、恒星ハローのような古成分構造はどのようになっているのか、明るい部分であるバルジ・円盤の銀河構造とどのような関係があるのか、といった基本的な情報が全くわからない状況にある。
そこで、大きな集光力を持つ TMT により、近傍の銀河群 (Sculptor Group, Maﬀei Group, M81 Group,N5128 Group) にある暗い銀河ハローの星を分光し、星の一つひとつに対して金属量や化学組成を解析することによって、各ハッブル系列を持つ円盤銀河の形成史を明らかにすることが目的である。

方法と実現可能性
この研究においては、他の銀河群にある銀河のハロー星を十分な解像度と S/N 比で分光できるかどうかが重要になる。観測ターゲットは明るい赤色巨星であり、その明るい先端 (TRGB) の絶対等級は I バンドで −4.1
等であることから、銀河までの距離を D(Mpc) とすると観測される等級は −4.1 + 25.0 + 5 log(D) となる。したがって、D < 6 Mpc の範囲にある上記の銀河群の星は 25 等より明るい実視等級となるので、TMT の WFOSを用いて十分観測可能の範囲にある。
例として、図 6.42 にすばる望遠鏡/Suprime-Cam によって得られた、Sculptor Group に所属する横向きの円盤銀河 NGC 55 のハロー空間にある恒星の色等級図を示す。赤色巨星の等級は I = 22.48 等と評価されるので、

NGC 55 までの距離 D は 2.1 Mpc となる。測光データと恒星進化モデルとの比較に基づいて赤色巨星の金属量分布が求められ、平均して [Fe/H]= −1.7 であることが導かれている (Tanaka et al. 2011, in preparation)。
しかし、測光データだけを用いて求めた金属量には、比較する恒星進化モデルの多様性（年齢、α 元素量等）
から一定の不確定性があってこれを取り除くことができない。そこで、TMT の WFOS 等を用いて正確な金属量、ならびに α 元素などの存在量が測定されると、ハロー星の真の金属量分布とその空間分布を導出でき、星形成史に重要な制限を与えることができる。さらに、同時に得られる視線速度の情報に基づいて、ハロー成分の速度構造を調べるとともに、銀河の質量分布に対して重要な制限を与えることができる。
図 6.43 には、同じくすばる望遠鏡/Suprime-Cam によって得られた、M81 Group に所属する円盤銀河 M81の周辺の恒星分布を示す (Barker et al. 2009)。この銀河までの距離は 3.6 Mpc にあり、TMT による分光追観測が可能となるので、すばる望遠鏡の観測によって検出された銀河周辺部の恒星に関する金属量分布や速度構造を調べることができる。

期待される成果
本観測研究により、近傍銀河群にある多くの銀河のハローにおいて、ハロー星の金属量分布や速度構造を解析することによって、様々な環境にあって様々な形態を持つ銀河はそれぞれどのように形成されたのか、どのような星形成史を経てきたのかを知ることができる。すなわち、銀河天文学において長年の課題であるハッブル系列の起源に関して、重要な知見を得ることが可能となる。
遠方銀河の観測からは個別の銀河の時間発展を追跡できないことから、このような近傍銀河の研究から銀河の形成と進化に関して遠方銀河研究と相補的な成果が期待できる。

日本の独自性TMT の登場までに、すばる主焦点カメラ (Suprime-Cam, HSC) を用いた測光観測を遂行して、様々な近傍銀河におけるハローの空間構造を導出するとともに TMT で実際に行う分光観測のサンプルを獲得することが可能となり、この点が有利である。

268

第 6 章 超新星・恒星活動と恒星分離にもとづく銀河の形成・進化

図 6.42: 左：Sculptor Group にある横向き銀河 NGC 55 と、そのハロー観測におけるすばる望遠鏡/Suprime-Camのポインティング。右：V と I の測光観測によって得られた色等級図 (Tanaka et al. 2011 in preparation)。

図 6.43: すばる望遠鏡/Suprime-Cam によって得られた、M81 Group の代表銀河である M81 (Sab) 周辺部における恒星の分布 (Barker et al. 2009)。M81 は距離 3.6 Mpc にあり、TMT による分光観測が可能である。

6.7. 局所銀河群・近傍銀河

269

他のプロジェクトとの関係
地上大型望遠鏡で行うのが最も適切な研究テーマである。

要求される装置とその仕様

6.7.5

種別

装置名

観測モード

必要とする装置、仕様
AO
波長範囲
波長分解能

ELI

WFOS

中分散分光

無

0.31–1 µm

R= 5, 000

視野

空間分解能

–

–

楕円銀河の起源の解明

概要

TMT によって実現される高空間分解能を活かして楕円銀河の撮像観測を行い、色等級図に基づきその星生
成史の解明を目指す。特に銀河団に属する楕円銀河など多数の楕円銀河の観測を通して、その星生成史の質量依存性、環境依存性、力学的擾乱との関係、色勾配との関係を調べ、楕円銀河の起源と進化を解明する。本観測の結果、階層的構造形成と銀河進化をつなぐ重要なデータを供すると期待される。

The Origin of Giant Elliptical Galaxies
We propose high-resolution imaging for giant elliptical galaxies to derive star-formation histories basedon the color-magnitude diagram of stars belonging to the galaxy. From many samples of giant ellipticalgalaxies, in particular those in the cluster of galaxies, we are able to investigate their star-formation histories
in terms of mass, environment, dynamical disturbance and color gradient, and, accordingly, elucidate their
origin and evolution. The proposed observation would provide valuable data to understand the link between
hierarchical structure formation and galaxy evolution.

背景と目的
楕円銀河は主に古い星種族から成り立っており、若い星種族の存在がほとんど認められていないが、その形
成進化についてはまだ謎が多い。古典的な描像では、巨大なガス雲が星を生みつつ重力崩壊することにより銀河が誕生し、大規模な超新星爆発によって銀河からガスが吹きとばされることによって若い星種族が存在しない楕円銀河が形成されると考えられる。一方、階層的構造形成理論に従えば、楕円銀河は様々な銀河が集合合体してより大きな規模へ成長してきたもの、いわば銀河進化の終着点であると考えられる。しかし、観測事実
は双方のシナリオを支持しているように見え、決定的ではない。例えば、楕円銀河の色勾配を調べてみると大きな色勾配を示すものが見られる。これは、巨大なガス雲が星を生みつつ重力崩壊し、銀河中心部に化学進化の進んだより金属量の高い星種族が存在するというシナリオを支持する。一方、楕円銀河に付随する球状星団
を調べると、赤い (金属量の高い) 星団と青い (金属量の低い) 星団に二分化しているものが見られる。これは、ガスを持った銀河同士の衝突合体時に星団形成が誘発され、もともとあった金属量の低い青い星団とともに金属量の高い赤い星団の二種族が見られるというシナリオで説明が付けられる。また、楕円銀河の輝度プロファ
イルを調べると、銀河の衝突合体の痕跡を示す証拠が多数見られることも、後者のシナリオを支持しているようである (図 6.44)。
このように楕円銀河の起源は未だ謎のままである。これは主に楕円銀河が我々から遠く離れて存在するために、楕円銀河を構成する星種族の詳細が不明であったからである。例えば、我々の最近傍にある楕円銀河ケンタウルス A を HST で観測しても、赤色巨星分岐星の先端より 2 等級程度しか観測することができず、星生成史を探ることが不可能なのである (図 6.44)。従って、TMT では近傍にある楕円銀河を個々の星に分解し、年

270

第 6 章 超新星・恒星活動と恒星分離にもとづく銀河の形成・進化

図 6.44: (左) 近傍楕円銀河ケンタウルス A (NGC 5128) の色等級図。HST を使った観測でも赤色巨星分岐星の先端より 2 等級程度しか観測することができず、星生成史を探るには深さが足りない (Harris et al. 1999 より)。(右) 近傍楕円銀河ケンタウルス A (NGC 5128) の部分構造。ケンタウルス A (NGC 5128) の画像にス
ムーズな楕円銀河輝度分布をフィットし引き算をしたところ、銀河内に銀河の衝突合体の痕跡と見られる多数の部分構造が見つかってきた (Peng et al. 2002 より)。
齢決定ができる深さまで色等級図を描くことが課題となる。また、楕円銀河の起源について統計的に迫るためにも、楕円銀河が豊富に存在するおとめ座銀河団の銀河の観測ができるかも鍵となる。

方法と実現可能性方法としては、前章と同様に撮像観測に基づいて色等級図を作成することが必要となる。図 6.39 にまとめられているとおり、我々からもっとも近い楕円銀河ケンタウルス A については、水平分岐星を越え、主系列星の転向点まで観測が可能であり、明確に星生成史を決定することができる。また、おとめ座銀河団の楕円銀河については、年齢決定の指標である水平分岐星へなんとか迫ることができそうである。ここでも短波長側での補償光学の性能の向上が求められていることは言うまでもない。

期待される成果期待されるサイエンスとしては以下があげられる。
楕円銀河の星生成史の質量依存性・環境依存性

銀河全体の吸収線の解析から小さな楕円銀河には若い兆候を示すようなものが存在することが明らかになった。遠方銀河の研究から、小質量の銀河ほど最近まで星生成活動を示すという、いわゆるダウンサイジング効果が知られているが、楕円銀河の星生成史を調べることでこの効果を直接明確に示せるかもしれない。従って、楕円銀河の星生成史の質量依存性を探るのは大変興味深い。
また、同様に楕円銀河の周辺環境が星生成史へ与える影響を調査することも優先される研究テーマであろう。
このために、銀河団だけなくフィールドの楕円銀河についても星生成史を求めることが必要になってくる。
楕円銀河の星生成史と力学的擾乱の関係

図 6.44 にも示したように、楕円銀河には合体衝突の痕跡を残すものが多く存在する一方、全くそのような兆候を示さないものも存在する。従って、これら合体衝突と星生成史の関係を探ることは楕円銀河の進化を探る上で重要なテーマである。

6.7. 局所銀河群・近傍銀河
楕円銀河の星生成史と色勾配の関係

271
本章の最初にも述べたとおり、大きな色勾配を持つ楕円銀河もあればそうでないものもある。シミュレーションによると、衝突合体を経れば経る程楕円銀河の色勾配は浅くなることが示されており、色勾配の多様性は衝突合体に起因すると示唆されている。従って、本観測を通して色勾配の多様性が何に起因しているのかを探ることは重要なテーマの一つである。

他のプロジェクトとの関係
楕円銀河の金属量の推定ができると、楕円銀河の周りに広がる高温ガスからの X 線放射との比較が可能となってくる。X 線グループとの緊密な協力関係を築くことにより、総合的に楕円銀河の形成進化について迫ることが可能となる。

要求される装置とその仕様

種別

装置名

ELI

6.7.6

IRIS

観測モード
広帯域撮像

AO
有

必要とする装置、仕様
波長範囲
波長分解能

0.8–2.2 µm-

視野∼100 arcmin

空間分解能
2

回折限界

局所銀河群銀河、近傍銀河群・銀河団の動力学

概要

TMT を用いた局所銀河群銀河および近傍銀河群・銀河団の固有運動測定を提案する。本観測により、局所
銀河群や近傍銀河群・銀河団の質量・力学状態の解明およびその起源と行く末について詳細なシナリオを描くことが可能となってくる。また、局所銀河群銀河、特に銀河系の周りの矮小楕円体銀河については、銀河そのものの運動に加えて銀河内での星の運動情報を得ることが可能となり、その暗黒物質の性質に迫ることが可能となってくる。

Dynamics of Local Group Galaxies, Nearby Groups and Clusters of Galaxies
We propose to measure the proper motions of Local Group galaxies, galaxies in nearby groups and clusters. Based on this measurement, we are able to elucidate the mass and the dynamic state of the system(groups/clusters) and draw a detailed scenario on the origin and the fate of the system. In addition, weare able to obtain the spatial motion of individual stars in the galaxy for the Milky Way satellite dwarf
spheroidals and shed light on the properties of dark-matter.

背景と目的
銀河の本質を理解する上で、その力学的状態を知ることはたいへん重要であるが、その理解はなかなか進んでいない。我々の銀河系の星については、ヒッパルコス衛星や SDSS などによる観測が進められ、銀河系には、
薄い円盤、厚い円盤、内部ハロー、外部ハローなどと呼ばれる複数の力学的種族が存在することなどが明らかになるなど、その理解は進みつつある。しかし、銀河系以外の銀河についてはまだ理解が進んでいないのが実情である。これは銀河を構成する個々の星の位置情報を求めることが比較的容易なのに比して、運動情報、特に視線に直行する方向の運動情報 (固有運動) を求めることが困難であることに起因している。
また、銀河群・銀河団の力学的状態を知ることも同様に重要である。局所銀河群銀河の固有運動の測定は、
古くは写真乾板を用いた観測が主流であった時代から行われており、その精度には限界があるものの、局所銀河群の質量の推定、局所銀河群銀河の形成とその行方などの研究が行われてきている。最近ではハッブル宇宙

第 6 章 超新星・恒星活動と恒星分離にもとづく銀河の形成・進化

272

望遠鏡を用いて我々から 140 kpc 以内の 4 つの局所銀河群銀河について精密な固有運動の測定ができるようになってきている ( Piatek et al. 2003, Piatek et al. 2005, Piatek et al. 2006, Piatek et al. 2007 )。また、精度が悪いながらも安定した地上観測装置からも局所銀河群銀河について固有運動の測定がされるようになっている ( Méndez et al. 2010 )。
ここでは、TMT の高空間分解能を活かすことにより、星の固有運動測定を通し、銀河系外の近傍銀河の力
学状態の解明、局所銀河群の力学状態の解明、近傍銀河群・銀河団の力学状態の解明を提案する。

方法と実現可能性
口径 30m を有する TMT は、K バンドで 0.015 arcsec の回折限界像を実現することが可能である。我々から100 kpc の距離にある銀河が接線方向に 100 km s−1 で運動しているときには、固有運動は 0.0002 arcsec yr−1となるので、75 年かけてやっと回折限界像分の移動が見られるということになる。しかし、実際は十分な光量のある星を十分に安定した観測装置で観測することにより 1/100 ピクセル程度まで中心位置決定精度を実現することが可能である (e.g., Piatek et al. 2007, Méndez et al. 2010 )。従って、TMT で AO がフル稼働した時
点で回折限界像の 1/100、すなわち 0.00015 arcsec (= 0.15 mas) の星像中心位置決定精度が期待でき、0.0002

arcsec yr−1 (= 0.2 mas yr−1 ) 以上の固有運動が 1 年で観測可能となってくると考えられる。また、観測の間隔を十分にとることによって移動量が大きくなるため、例えば 10 年の時間間隔を取れば測定は 10 倍容易になり、0.02 mas yr−1 以上の固有運動が観測可能になると期待される。さらに J バンドで回折限界像が得られれば空間分解能が倍良くなるため、観測可能性はさらに向上する。
図 6.45 は近傍宇宙に存在する銀河について、その距離と期待される固有運動についてまとめた図である。
図中で三角形と四角形は局所銀河群の矮小楕円体銀河であり、銀河を構成する星の視線方向速度分散を固有運動に変換し縦軸の値とした。また、丸印は局所銀河群銀河の (銀河全体の) 固有運動の実測値であり、米印は近傍銀河団・銀河群について構成する銀河の視線方向速度分散を固有運動に変換しプロットしたものである。この図から分かることは、• 銀河系周辺の局所銀河群矮小楕円体銀河を構成する星の固有運動を測定するためには、0.01 mas yr−1 程度の位置測定精度が必要ということになる。この精度は TMT を使って 10 年間の時間間隔をとれば実現可能と期待される数値である。0.04 mas yr−1 を越える固有運動が測定できる UMaII ( Zucker et al.

2006 ) が第一候補としてあげられるであろう。
• 局所銀河群銀河の (銀河全体の) 固有運動の測定にも 0.01 mas yr−1 程度の位置測定精度が必要である。
これも上記と同様に実現可能と期待される数値である。
• 近傍銀河団・銀河群を構成する銀河の固有運動の測定には 0.01 mas yr−1 より高精度な観測が必要となってくる。これは大変チャレンジングな観測であるが、50 年間程度の時間間隔をとった観測によって固有運動の検出は可能となってくると考えられる。

期待される成果
局所銀河群銀河の多数の星の観測により、正確な銀河の質量の推定が可能となってくる。特に矮小楕円体銀河はバリオン質量に対して暗黒物質が支配的な系として知られており、その質量を導くことは矮小楕円体銀河の形成・進化を解明する上で重要であるだけなく、構造形成論の観点からも大変興味深い。また個々の銀河の暗黒物質の三次元分布 (構造) の解明が待たれている (6.7.1 節参照)。
また、局所銀河群銀河の観測により、各銀河の運動が求まることになるため、局所銀河群がどのような力学的進化を辿ってきたかを理解することができるとともに、今後局所銀河群がどのような運命を遂げるのか、今後局所銀河群はどのような姿になるか、について斬新かつ詳細な情報を与えることが可能となる。また、銀河の運動情報から局所銀河群の質量を推定することが可能となり、構造形成論に制限を与えることが可能となる。

6.7. 局所銀河群・近傍銀河273

図 6.45: 局所銀河群銀河、近傍の銀河群・銀河団に期待される固有運動。三角形と四角形は局所銀河群の矮小楕円体銀河であり、銀河を構成する星の視線方向速度分散を固有運動に変換し縦軸の値とした。丸印は局所銀河群銀河の (銀河全体の) 固有運動の実測値であり、米印は近傍銀河団・銀河群について構成する銀河の視線方
向速度分散を固有運動に変換しプロットしたものである。参考のため、接線方向速度 10, 100, 1000 km s−1 が距離に従ってどのくらいの固有運動として観測されるかを点線で描いた。この図より、近くの局所銀河群銀河の星や局所銀河群銀河の (銀河全体の) 固有運動の測定には ∼0.01 mas yr−1 程度、近傍銀河団・銀河群の銀河の固有運動の測定には 0.01 mas yr−1 以下の位置測定精度が必要であることが分かる。
また、同様にして近傍銀河群・銀河団の質量も求めることが可能となり、例えば弱重力レンズから求められる
銀河団質量プロファイルとの直接比較ができるようになると期待される。

日本の独自性

日本は従来から位置天文学研究において優れた成果をあげてきているとともに、近年は JASMINE プロジェ
クトを推進しており、観測位置天文学においても星像位置決定精度についての研究など十分な技術と経験を有している。従って、TMT への様々なフィードバックなどが期待できる。

他のプロジェクトとの関係
固有運動を測定するためには、同一視野内のリファレンスとなる「不動の」天体からの相対的な距離を測定する必要がある。従って、リファレンスとなりうる点光源に近い遠方の天体 (クェーサーまたは活動銀河核) を事前に同定しておく必要がある。このため、十分な集光力と空間分解能を有するすばる望遠鏡を用いてリファレンス天体を探しておくなど、様々な形での協力が必須であると考えられる。

第 6 章 超新星・恒星活動と恒星分離にもとづく銀河の形成・進化

274
要求される装置とその仕様

本項目を実現するためには、回折限界像を視野内で安定して実現することが必要となってくる。回折限界を達成するためには補償光学との組み合わせが必須であり、しかも視野内での点源分布関数 (PSF) や歪曲収差などが十分に理解されている必要がある。おそらく、汎用装置で本提案を実現するよりも専用装置を製作することにより、点源分布関数 (PSF) や歪曲収差などが安定して追跡できるような観測装置を製作することがよいのではないかと思われる。
また、より短い波長の可視域では回折限界像は波長に比例して尖鋭になるため、本提案にとってはゲインが大きい。従って、より短波長側での回折限界像の実現可能性を探ることも重要である。

種別

装置名

観測モード

SDI

超安定化補償撮像

光学撮像装置必要とする装置、仕様
AO
波長範囲
有

回折限界を達成しできるだけ短波長

波長分解能
広帯域フィルター

視野

空間分解能
回折限界

275

関連図書
Abadi, M. G., Navarro, J. F., Steinmetz, M., & Eke, V. R. 2003, ApJ, 597, 21
Aloisi, A., et al. 2007, ApJ, 667, L151
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276

第 6 章 超新星・恒星活動と恒星分離にもとづく銀河の形成・進化

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6.7. 局所銀河群・近傍銀河

277

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278

第 6 章 超新星・恒星活動と恒星分離にもとづく銀河の形成・進化

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280

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6.7. 局所銀河群・近傍銀河

281

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VandenBerg, D. A., Bergbusch, P. A., & Dowler, P. D. 2006, ApJS, 162, 375
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Zhukovska, S., Gail, H., & Trieloﬀ, M. 2008, A&A, 479, 453
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Zucker, D. B., et al. 2006, ApJ, 650, L41

283

第7章

星・惑星・生命の誕生

7.1

この分野の概要

7.1.1

班員構成、担当

氏名

所属

主な担当章節犬塚 修一郎名古屋大学 理学研究科

大朝 由美子

埼玉大学 教育学部

7.2.3
7.2.2

岡本 美子

茨城大学 理学部

高木 悠平

神戸大学 理学研究科

高見 道弘

台湾中央研究院 (ASIAA)

野村 英子

京都大学 宇宙物理学教室

平原 靖大

名古屋大学 環境学研究科

Pyo, Tae–Soo
深川 美里

国立天文台 ハワイ観測所

藤吉 拓哉

国立天文台 ハワイ観測所

本田 充彦

神奈川大学 理学部

武藤 恭之

東京工業大学 理工学研究科

7.1.2

大阪大学 理学研究科

7.2.4
7.2.2
7.2.3
7.3.4, 7.3.5
7.2.1
7.2.3
7.1, 7.3.1
7.2.4
7.3.1, 7.3.2, 7.3.3
7.3.1

当該分野における TMT サイエンスの方向性

この広大な宇宙の中で、星はどのように誕生し、その周囲で惑星は如何にして生まれ、そこで生命はどのよ
うに形作られるのだろうか。我々のルーツにも通じる問いであり、これに答えることは天文学における大きな
目標のひとつである。TMT は、その高い空間分解能と集光力により、太陽系の形成メカニズムに迫るのみでなく、様々な物理・化学環境における「誕生」を見せてくれるはずである。
この章では、星・惑星形成過程に関する観測課題を、特に惑星の形成に重点を置きながら述べる。星はガスと塵（固体微粒子、ダスト）から成る分子雲の中で生まれ、周囲の物質を集めて成長していく。このとき、もともとの分子雲が角運動量を持っているため、物質は直接星に降り積もることができず、星を囲む円盤状の構造を形成する。円盤は星へ質量を供給する役割を持つとともに、惑星の材料となる。そのため、原始惑星系円盤と呼ばれる。しかし、円盤内でどのように惑星が誕生するのかという質問に対しては我々はまだ十分に答えることができないでいる。それを理解するには、円盤内の物質分布とその進化を明らかにし、そこで実際に起きている現象をとらえるための観測データが必須である。TMT が提供する高い空間分解能は、サイズが小さく、かつ明るい星の近傍に存在する円盤の詳細を調べるのに威力を発揮する。もちろん、日本のグループはこれまでも主にすばる望遠鏡を用いて、若い星とその周辺の観測を推進してきた。それにより、円盤物質の組成やその進化、円盤の多様な空間構造の観測などで成果を挙げている。しかし、高空間分解能をうたう撮像を例にとっても、近傍星形成領域にある円盤に対してさえ、星から数 10 AU 離れた領域を 10 AU 程度の分解能で調べるにとどまっている。TMT を用いることで、より細かく、より中心星の近傍に迫る観測が可能になり、円盤の性質と惑星形成との関連が一層明確になるはずである。例えば、ガス、ダスト成分がそれぞれどのような時間スケールで、どのようなメカニズムにより消失あるいは変性していくのかは、形成される惑星の性質に直接的に関連する。TMT であれば、それらの進化を惑星形成領域を含め、円盤内の領域ごとに明らかにできる。

第 7 章 星・惑星・生命の誕生

284

さらに、宇宙生命という観点から重要なのが、惑星材料物質の化学進化である。TMT を用いた赤外線領域での高分散分光により、もともとの星間物質から円盤内における進化までを探ることが可能となる。また、円盤は星形成の副産物であるため、その性質は星形成過程とも深く関連する。若い円盤からのジェット・アウトフ
ローの観測は、例えば星形成時に分子雲の角運動量をいかに抜き去るかという、分野の大問題に直結するものである。
系外惑星を理解する上で無視できないのが、その「多様性」である。高空間分解能はそれ自体、まさにその多様性を明確にする性質を持つ。親星が似通っていても惑星系の様相が異なることはよく知られており、原始惑星系円盤の段階に起源を求めることができるかもしれない。さらに、TMT の高空間分解能・高感度は、星の質量、年齢、距離などの点で観測対象の幅を大きく広げる。これが、星形成分野の重要課題である初期質量関数の決定（環境効果、単独惑星質量天体への延長）や、大質量星の形成過程の解明に寄与することは言うまでもない。同時に、惑星を「太陽近傍にある、太陽のような星のまわり」にとどまらず、銀河系、さらに宇宙全体における存在というコンテクストで捉える際に不可欠な視点でもあることを指摘しておきたい。
このような星・惑星形成過程の解明は、ALMA が目指すゴールの一つでもある。異なる波長の観測から得られるのは、異なる領域や性質についての情報である。本章で挙げるほとんどの研究題目についても TMT とALMA は相補的であり、両者によってより総合的な理解がもたらされるであろう。

7.1.3

主要研究題目星形成

1. 赤外線領域での高分散分光観測による新しい星間分子の探査
星形成領域や晩期型星周辺を対象に中間赤外域で高分散分光（スペクトル線探査）を行う。これにより、
新しい星間分子を発見し、星間化学反応反応を解明する。

2. 若い星の質量と年齢、初期質量関数
近赤外測光および分光観測によって、多様な環境で生まれた様々な質量、年齢の天体を同定し、初期質量関数 (IMF) を決定する。特に、IMF の超低質量天体側の普遍性と多様性を明らかにし、また、星形成
環境の差異が IMF に与える影響を調べる。さらに、若い星の年齢を可視/近赤外高分散分光を用いた新しい手法で求め、多様な形成環境における原始惑星系円盤の進化や寿命を調べる。

3. TMT による若い星からのジェット・アウトフロー現象の観測的研究
近・中間赤外域での面分光により、様々な進化段階、質量を持つ天体からのアウトフロー現象を系統的に明らかにし、駆動機構の理解へつなげる。また、環境の違い（単独/連星、低/大質量星形成領域）とアウトフロー現象の差異、また、アウトフローが周辺へ及ぼす影響を調べる。

4. 大質量星形成
近・中間赤外域での詳細な撮像・分光観測により、遠距離にあってガスや塵に深く埋もれている大質量
原始星周辺の詳細な物理・化学環境を探る。様々な形成段階にある大質量星を観測し、大質量星形成のメカニズムを解明する。
惑星形成

1. 星周円盤の詳細構造の観測
原始惑星系円盤の空間構造を近・中間赤外撮像観測により直接描き出す。特に、高コントラスト観測により、惑星に起因する渦状・ギャップ構造やそれらの時間変化（回転）などを検出することを目指す。

2. 原始惑星系円盤の固体物質分布観測
中間赤外域での分光観測により、惑星の主要な原材料となる固体微粒子 (ダスト) が円盤中でどのように進化するかを調べ、特に固体物質の輸送機構を明らかにする。また、円盤におけるスノーラインの位置を近赤外線撮像により直接とらえる。

7.2. 星形成285

3. 円盤における磁場構造
中間赤外域での偏光撮像・偏光分光観測により、星周円盤内の磁場の分布を明らかにする。
4. 水素分子輝線で探る原始惑星系円盤ガス散逸機構
近・中間赤外線水素分子輝線の高分散・面分光観測によって水素分子輝線を数 AU スケールの空間分解能で検出し、惑星形成領域のガス量や円盤表層部のガス温度の空間分布を明らかにする。これにより、円盤ガスの散逸機構および惑星形成過程の検証ができる。

5. 原始惑星系円盤ガス中の有機分子の空間分布
近・中間赤外域で有機分子遷移線の高分散・面分光を行い、惑星形成領域に存在する、特に塵表面反応
起源の有機分子の空間分布を明らかにする。惑星大気・コア組成と密接に関連する他、生命前駆物質の生成にも関わる課題である。

7.1.4

キャッチ・フレーズ• 「惑星の作り方、教えます。」• 「宇宙で探す、私たちのルーツ」• 「はじまりの現場に迫る ― 星、惑星、そして生命。」

7.1.5

要求される装置のまとめ

種別
ELI
ELI
SGI
SGI
SGI

装置名
IRIS
IRMS
J–NIRESJ–IRMOS
MICHI

SGI
SGI
FDI
FDI
FDI
FDI

PFI
SEIT
IRMOS
WIRC
NIRES
(J–)HROS

観測モード
撮像/IFU
撮像
撮像/分光/IFU
IFU
撮像/分光/
IFU/偏光
撮像/分光
撮像
IFU
撮像
分光
分光

必要とする装置、仕様
AO
波長範囲
波長分解能 (R)有
0.8–5 µm
> 3,500
有
1–5 µm有0.9–5.5 µm
5,000–80,000
有
1.5–2.5 µm
10,000–20,000
有7.5–25 µm∼200, ∼600,
5,000–120,000
有
1–5 µm低分散
有0.7–5 µm
有0.8–2.5 µm
5,000–10,000
有
1–5 µm有
1–2 µm
20,000–100,000
有∼1 µm
20,000–100,000

1×1 arcsec2

空間分解能 aDL
∼0.1 arcsec–DL∼0.1 arcsec–DL
DL
DL

10×10 arcmin2

DL
DL
DL
∼0.1 arcsec

視野∼4.5×4.5 arcsec2
5.5×5.5 arcmin2
10×10 arcmin2a. —- DL = 回折限界程度

7.2

星形成

7.2.1

赤外線領域での高分散分光観測による新しい星間分子の探査

概要
第二世代観測装置 MID–IR Imager and Spectrometer (MICHI) を用いた、中間赤外線領域 (N および Q バンド) 全域に対する星間分子のスペクトル線サーベイを、星形成領域や晩期型周辺大気を対象として行うことを提案する。これにより、新しい星間分子の検出と、星間化学反応プロセスの解明を目指す。中間赤外線領域
は有機物の多様な官能基の振動に伴う遷移が現れるため指紋領域と呼ばれ、分光分析に際して、炭素骨格の構造決定に用いられる有用なバンドである。

286

第 7 章 星・惑星・生命の誕生

Search for new interstellar molecules by high–dispersion Mid–IR spectroscopic observation
I propose the high–dispersion spectroscopic survey observations in the mid–infrared region (N and Qband) toward star forming regions and circumstellar envelopes of late type stars by the SGI: MID–IR Imager
and Spectrometer (MICHI). High–dispersion spectroscopic observations provide valuable information on thephysical and chemical conditions in the interstellar medium (ISM). The spectra of organic molecules in the“Fingerprint region”, 6–18µm in wavelength, may be very useful to conﬁrm the presence of functional groups
such as amine, amide, nitro alcohol groups relating to the “biomarker molecules” in the ISM.

背景と目的
暗黒星雲、星形成領域や晩期型周辺大気などの希薄なガスに見出される、星間分子に関する研究は、宇宙における物質循環や進化を知る上で極めて重要である。観測によってこれまでに発見された星間分子は 140 種を超え、その多くは星間化学反応の中間体であり、短寿命なラジカルやイオンであることが明らかにされた。これらは従来主としてセンチ波、ミリ波領域の回転スペクトルによって観測されてきたが、この方法では研究の対象が双極子モーメントをもつ化学種に限られる。双極子モーメントをもたない分子種は、赤外領域の振動ス
ペクトルによって観測が可能である。とりわけ、中間赤外線領域（N バンドおよび Q バンド、波長 8–13 µm
および 16–25 µm）は有機物の多様な官能基の振動に伴う遷移が現れるため指紋領域と呼ばれ、分光分析に際して、炭素骨格の構造決定に用いられる有用なバンドである。また、各種珪酸塩における Si–O 骨格振動モードもこの領域に現れ、鉱物もしくは非結晶の固体珪酸塩の構造に関する豊富な情報をもたらす。炭素 (C) を含む分子のみならず、珪素 (Si)、マグネシウム (Mg)、アルミニウム (Al) など宇宙元素存在度の高い金属化合物が検出されてきた晩期型星周辺大気は、星形成領域と並んで、星間分子の探査においてもっとも重要な観測対
象天体の一つである。しかしながら、これまでの赤外線領域での分光観測では、30 種程度の分子が検出されているにすぎず、その多くは電波領域の回転スペクトルで先に確認されている。赤外観測のみで検出されたもの
は 10 種類以下である。このように過去の研究例が少ない最大の理由は、星間分子の高分散分光観測に用いることの出来る赤外線高分散分光器が国内外においてきわめて少ないことにある。
そこで、TMT の第二世代観測装置：MID–IR Imager and Spectrometer (MICHI) を用いた、中間赤外線領
域 (N バンドおよび Q バンド) 全域に対する星間分子のスペクトル線探査を、星形成領域や晩期型周辺大気を対象として行うことを提案する。これにより、新しい星間分子の検出と、星間化学反応の解明を目指す。赤外
線領域の振動遷移によって星間分子の探査観測を行う場合には、スペクトルの回転構造を分離して観測することがスペクトル線の帰属、分子種の同定、励起温度や柱密度などのパラメーターの導出上、本質的に重要である。スペクトル線の回転構造は、分子の慣性モーメントと分子骨格構造を反映し、幅広い波長範囲 (典型的に0.1–1 µm) に展開するため、これらを一挙に観測し、その回転構造の特徴をみることで、分子種の特定や遷移の帰属が可能である。
一方、星間空間からの分子スペクトルは分子ガスの速度分散 (δv) の視線方向成分により固有の広がりを持
つので、観測に用いる分光器の波長分解能 R = λ/∆λ は c/δv (c:光速) の 2 倍以上が要求される。従来の電波観測から、典型的な c/δv は晩期型周辺大気に対して 10,000–15,000、星形成領域に対して 15,000–150,000 であることが知られている。これに対して、これまでに、地上望遠鏡による星間分子の高分散赤外分光観測に用いられたグレーティング分光器（観測波長域：最高波長分解能）は CGS4(1–5 µm: 40,000), IRSHELL(4–25 µm:

10,000), CSHELL(1–5 µm: 40,000), Phoenix(1–5 µm: 40,000), IRCS(1–5 µm: 20,000), TEXES(5–25 µm:
80,000 at 10 µm) である。このように、星間分子の赤外スペクトル探査に適した中間赤外線領域での高分散分
光器はほぼ TEXES に限られているのが現状である。

7.2. 星形成

287

方法、期待される成果
スペクトル線サーベイによって、下記に詳述する (i) 炭素化合物、(ii) 金属化合物、の存在量、励起温度、および空間分布に関する知見を得る。

(i) 炭素化合物：晩期型周辺大気に対しては従来、電波望遠鏡による分子輝線および吸収線の観測が行われ、暗黒星雲と類似の各種炭素鎖分子の検出が報告されている。中心星の Asymptotic Giant Branch（AGB）進化
段階は IRC+10216 が最も若く、次いで CRL 2688、CRL 618 の順に質量放出が進み惑星状星雲に近づくことが知られている。星間分子は主に観測データと実験データの比較から帰属されるため、通常は実験室では気相中における分光データが必要となる。これまでに検出された星間分子の多くが直鎖状の炭素骨格をもつ炭素鎖分子・ラジカル [Cn (n=2,3,5)，Cn H (n=1–8)，HC2n H (n=1–3)，HC2n+1 N (n=0–5)，H2 Cn (n=3,4,6)，Cn O(n=1–3)，Cn N (n=1,3,5)，Cn S (n=1–3)，Cn Si (n=1,4)] で、このほとんどが電波観測により IRC+10216 で検出されている。一方，赤外領域では炭素鎖ラジカルやイオンなどの不安定分子の分光実験はマトリックス単離法によるものがほとんどで気相データは簡単な化学種に限られている。電波観測で星間分子として検出されているものの、赤外領域での実験気相データがない分子種 [例，Cn H (n=3–8)，H2 Cn (n=3–4,6)] も多い。また、赤外観測がなされた星間分子のうち、8–13 µm 帯でスペクトルが検出された例は SiO、C2 H2 、CH4 、NH3 、

HCN、C2 H4 、SiS、および HNCO の比較的安定な 8 種の分子のみであり、そのほとんどが感度がそれほど高くないフーリエ変換赤外分光器を用いた 4 m クラスの望遠鏡での観測の結果である。TMT 30 m の集光力はこれらの従来の観測に比べて 100 倍に匹敵し、SGI による新しい炭素化合物、特に無極性分子の検出が期待できる。
実際、ヨーロッパの赤外線天文衛星 (ISO) の SWS(Short Wavelength Spectrometer) の観測により、CRL 618
から HC3 N(シアノアセチレン ν5 : 15.0 µm), HC5 N(シアノジアセチレン ν7 : 15.6 µm), C4 H2 （ジアセチレン

ν8 : 15.9 µm）、C6 H2（トリアセチレン ν11 : 16.1 µm）、および C6 H6 (ベンゼン ν7 : 14.8 µm) が、CRL 2688 では C4 H2 と C6 H2 のみがそれぞれ検出された (Cernicharo et al. 2001)。電波観測では非常に普遍的なシアノポ
リイン系炭素鎖分子 HC3N の赤外スペクトルが検出されたのは今日まで ISO/SWS による観測が唯一である。
また、近年 IRTF の中間赤外線高分散分光器 (TEXES) を用いた IRC+10216 の観測が報告されたが (Fonfrı́a

et al. 2008)、観測波長域は 11.6–13.9 µm であり、既知の分子種である C2 H2 、HCN およびその同位体置換種以外のデータはない。CRL 2688, CRL 618 に対しては中間赤外線ライン探査観測は報告されていない。CRL 618
では電波観測によって HC3 N の純回転遷移が高温の内層大気からの発光と低温の外層からの吸収が混在し、特異なスペクトル形状を示すことが知られている。TMT 30 m によるラインサーベイによって、シアノポリインなどの分子の振動回転スペクトルを観測し、そのスペクトル線強度を励起計算に基づいて解析することで、星形成領域や晩期型星周辺大気の温度構造や星間分子の分布状態を独立かつ詳細に検討することができる。
また、双極子モーメントがゼロで電波では観測不可能なポリアセチレンが上記の 2 つの AGB 型星で見出され、その存在量がアセチレンに比べて 1/2–1/4 にも相当することは、ダストの散逸に伴う中心星からの紫外線照射や衝撃波による炭素化合物の “重合” を反映している可能性がある。さらに、最も基本的な芳香族化合物であるベンゼンは炭素質星間塵の一成分であるグラファイト、もしくは UIR(Un–identiﬁed Infra–Red) band のキャリアとされる多環芳香族炭化水素 (Poly–cyclic Aromatic Hydrocarbon; PAH) の “原材料” であり、UIR
発光を伴う惑星状星雲（例：NGC 7027）への進化の過程を鋭敏にトレースしていると考えられる。そこで本研究においては ISO/SWS の波長分解能 λ/∆λ =1000–3000 を一桁上回る分解能で、これらの天体のラインサー
ベイ観測を行い、IRC+10216 の観測データを含めて比較・検討を行う。これによって中心星の進化に伴って周辺大気の化学組成がどのように変化するかを調べ、中心星の進化を考慮に入れた、晩期型星周辺大気の化学反応モデルを構築・検討する。
これらの比較的安定な分子種とは対照的に、反応性の高い炭化水素カチオン:CH+
3 7.21 µm (ν4 band), 7.26 µm(ν2 band), C3 H+
3 9.71 µm (ν3 band), 10.74 µm (ν5 band), 7.74 µm (ν6 band) のスペクトル探査も重要である。これらのカチオン種は、炭素を含む星間分子のイオン–分子反応ネットワーク上で非常な “key species” であり、その存在量は多いと考えられている。これらの化学種は赤外線でのみ観測可能だが、実験室の気相での分光データが存在しない。従って我々の N バンド全域ラインサーベイ観測は分光学にもインパクトが大きい。

第 7 章 星・惑星・生命の誕生

288(ii) 金属化合物：晩期型星周辺大気での分子組成の特徴は、多様な炭素化合物のほか、多くの金属化合物の検出がなされていることである：AlCl, AlF, NaCl, KCl, NaCN, MgNC, MgCN, SiO, SiN, SiS。このうち、SiO
以外は星形成領域や暗黒星雲では観測されていない。また宇宙元素存在度の高い鉄 (Fe) を含む分子はまだ発見されておらず、晩期型星での星間塵の生成メカニズムに関する知見を得る上で新たな金属化合物の探査が重要である。しかし赤外観測がなされた例は SiO, SiS の 2 種のみである。N バンド内に赤外遷移を有する金属化合物 (2 原子分子) は以下に示す通り、多種多様である (括弧内は遷移波長/µm, アンダーラインは電波観測で既に検出済みのものを指す)。

AlF (12.47), AlD(8,26), AlO(10.21), CaH(7.7), CaD(10.99), FeO(10.36), KH(10.17), LiF(10.99),
LiD(9.49), MgD(9.29), MgO(12.74), NaH(8.53), NaD(12.11),PF(11.82), PO(8.11), SiC(10.17),
SiF(8.57), SiN(8.69), SO(8.70)
これらの分子種の回転定数・振動数は既知であり、本研究によって検出が十分に期待される。

7.2. 星形成

289

Table 1. Molecule detected in infrared observations.
Molecule

Transition

ν/µm

Objects

Reference

CO
CO

3ν
2ν

1.57
2.35

M–type stars
M–type stars, etc.

[1]
[1]

H2
C2 H2
CCH

ν
ν1 +ν52
A Π– X2 Σ(a)

2.40
2.44
2.49

Orion BN, KL, NGC 7027
IRC+10 216
IRC+10 216[2] ,[3]
[4]
[5]

HF
H2 O

ν
ν3

2.53
2.70

α–Ori
Orion–BN

[6]
[7]

H+
3
OH
HCN

ν2
ν
ν1

2.73
2.80
3.02

AFGL 2136, W33A, Sgr–B2, etc
a–Ori
IRC+10 216

[8]
[9]
[10]

C2 H2
NH
CH4

ν3
ν
ν3

3.03
3.20
3.31

IRC+10 216
a–Ori
IRC+10 216

[10]
[11]
[12]

HCl
CH

ν
ν

3.47
3.64

R And
TX Psc

[11]
[11]

SH
CS
SiO

ν
2ν
2ν

3.85
3.95
4.09

R–And
UV Aur, UU Aur
a–Ori

[13]
[14]
[15]

C5
CO

ν3
ν

4.61
4.67

IRC+10 216
a–Ori, a–Boo, etc.

[16]
[17]

OCS
CN
CCC

ν1
ν
ν3

4.85
4.90
4.90

Ori IRc2
IRC+10 216
IRC+10 216

[18]
[19]
[20]

H2 O
SO2

ν2
ν3

7.12
7.34

AFGL2591
UX Cyg, o–Cet, T–Cep

[21]
[22]

CH4
SiO
NH3

ν4
ν
ν2

7.66
8.13
10.53

NGC7538 IRS9, OMC1/IRc2, W33A
VY CmaVY CMA, VX Sgr, IRC+10 216

[23]
[24]
[25]

C2 H4
SiH4

ν7
ν4

10.54
10.91

IRC+10 216
IRC+10 216

[26]
[27]

HNCO
SiS
C2 H2

ν4
ν
ν5

12.27
13.42
13.72

NGC7538 IRS–1
IRC+10 216
GL2561, IRC+10 216, W3 IRS5, OMC–1 Irc2

[28]
[29]
[30]

HCN
CO2

ν2
ν2

14.01
14.99

IRC+10 216
W Hya

[19]
[31]

HC3 N
C4 H2
C6 H2

ν5
ν8
ν11

15.08
15.87
16.10

CRL 618
CRL 618
CRL 618

[32]
[32]
[32]

CH3
ν2
16.53 Sgr–A
H2
S(1)(b)17.03 Orion bar ionization front(a) electronic transition, (b)pure rotational transition.

[33]
[34]

References. —- 1. McCammon et al. (1967), 2. Gautier et al. (1976), 3. Treﬀers et al. (1976), 4. Ridgway
et al. (1976), 5. Keady & Hinkle (1988), 6. Spinrad et al. (1971), 7. Knacke et al. (1988), 8. Geballe &第 7 章 星・惑星・生命の誕生

290

Oka (1996), 9. Beer et al. (1972), 10. Ridgway et al. (1978), 11. Ridgway et al. (1984), 12. Hall & Ridgway(1978), 13. Yamamura et al. (2000), 14. Bregman et al. (1978), 15. Cudaback et al. (1971), 16. Bernathet al. (1989), 17. Geballe et al. (1972), 18. Evans et al. (1991), 19. Wiedemann et al. (1991), 20. Hinkle
et al. (1988), 21. Helmich et al. (1996), 22. Yamamura et al. (1999), 23. Lacy et al. (1991), 24. Geballe
et al. (1979), 25. McLaren & Betz (1980), 26. Betz (1981), 27. Goldhaber & Betz (1984), 28. Knez et al.
(2009), 29. Boyle et al. (1994), 30. Lacy et al. (1989), 31. Justtanont et al. (1998), 32. Cernicharo et al.
(2001), 33. Feuchtgruber et al. (2000), 34. Parmar et al. (1991)

日本の独自性
野辺山宇宙電波観測所の 45 m 電波望遠鏡を用いたラインサーベイ観測によって、これまで知られていな
かった、硫黄 (S) を含む炭素鎖分子 CCS, C3S をはじめ、10 種類以上の新しい星間分子の発見に貢献した。観測で得られるスペクトルを新たな分子種に帰属する場合、実験室での分光データや量子化学計算との比較が重要であり、分子分光学や計算化学との連携が極めて重要であるが、日本ではこのような分野横断型のコミュニティーが存在していて、他国にはない強みとなる。

他のプロジェクトとの関係
今後の ALMA の観測によって、星間物質における高い空間分解能での “極性分子のミリ波からサブミリ波領域での回転スペクトル” の情報が得られる事が期待される。TMT での中間赤外線ラインサーベイは無極性分子の振動スペクトルの情報が、より高い空間分解能で取得可能であり、星間空間での化学反応ネットワークの解明に向けて、相補的である。

要求される装置とその仕様

種別

SGI

7.2.2

装置名

MICHI

観測モード
高分散分光

AO
有

必要とする装置、仕様
波長範囲
波長分解能

7.5–25 µm

R∼100,000

視野0.5–1 arcmin

空間分解能
2

0.08–0.16 arcsec

初期質量関数と若い星の質量・年齢

概要
星・惑星形成過程を理解する上で最も重要な課題の一つは、誕生したばかりの星 (YSO) の質量と年齢、及びその初期質量関数 (IMF) を決定することである。褐色矮星や太陽系外惑星などの超低質量天体がどのように形成されるか、どの程度存在するか、そしてその形成過程や統計的特性が場所によって異なるかについては、
未だ不明確である。超低質量天体の探査観測は、数百もの近赤外超過を示す超低質量 YSO の検出に成功した。
なかには、親星となる主星を持たない巨大惑星に似ている天体、つまり単独惑星質量天体も見つかった。同一の星団、及び他の星団で求めた IMF と比較したところ、低質量カットオフはみられず、星の形成環境によって超低質量 IMF が異なる可能性が示唆された。しかし、この課題には観測の困難さが障壁になっている。すなわ
ち、これまでの観測は 1 kpc 以下の近傍星形成領域に限られていたからである。そこで、TMT を用いて、遠方の大質量星形成領域にある重水素燃焼限界以下の質量を持つ YSO や M31 などの系外銀河中の太陽質量以下の YSO を検出できるような近赤外測光および分光観測を提案する。
加えて、様々な YSO の年齢を正確に求め、多様な形成環境での原始惑星系円盤の進化や寿命を調べるべく、
可視/近赤外高分散分光観測を提案する。高分散分光観測を行って、スペクトル吸収線比の等価幅を求める方法では、YSO の表面重力をほぼ不定性なく求めることができる。高分散分光観測による表面重力測定法を用い

7.2. 星形成

291

ると、測光法よりも精度よく年齢を決定することが可能となる。多種多様な年齢、円盤をもつ YSO を詳細比較することで、円盤の進化や惑星形成を解く鍵が得られるだろう。
我々の目的は、多様な環境で生まれた様々な質量、年齢を持つ YSO の情報を集め、その IMF を調べ、超低質量天体の特徴及び形成過程を明らかにすることである。

Initial Mass Function, Masses and Ages of Young Stars
One of the most important issues in star and planetary formation is to precisely determine the mass
and age of young stellar objects (YSOs) and its initial mass function (IMF). It remains still unclear how
form and abundant very low–mass objects such as brown dwarfs and extrasolar planets and whether theformation process and statistical properties diﬀers among various regions. Extensive observations to searchfor very low–mass objects have been successful in detecting hundreds of very low–mass YSOs, some of whichappear to be similar to giant planets without hosting stars, i.e. isolated planetary mass objects. Comparisonof the IMFs within the same cluster and the other clusters implies that there is not any cutoﬀ in IMF at
low–mass end and very low–mass IMFs would be dependent on the forming environment. But these issues
have been stymied by the observing diﬃculties. So far the observations for very low–mass YSOs are limited
within nearby (<1 kpc) star–forming regions. With TMT, we here propose a near–infrared photometric andspectroscopic survey deep enough to detect YSOs below the deuterium burning mass limit in the distantmassive cluster and to detect young subsolar objects in the outer galaxy such as M31.
In addition, we propose a high–resolution optical/near–infrared spectroscopic observation to precisely
determine the age of various YSOs and to examine the proto–planetary disk evolution and life–time among
diverse forming environment. Calculating the equivalent width ratio of nearby absorption lines taken fromhigh resolution spectroscopy allows us to derive the surface gravity of YSOs with little uncertainties The
surface gravity of YSOs from their spectra enable us to determine the age with much higher accuracy
compared to photometric studies. Detailed comparison about YSOs with various age and disks could provides
us a key to understanding the disk evolution and planetary formation.
Our goal is to compile a census of YSOs with various masses/ages formed in various clouds, to examine
their IMFs in detail and to clarify the nature and formation mechanism of very low–mass objects.

背景と目的星の質量は、誕生時にその大半が決定する。星の質量及び初期質量関数 (IMF) は、星自身の物理状態や銀河の形成・進化、宇宙の暗黒物質に影響を及ぼす。IMF は、質量が軽い星ほど増加する関数で表されると提唱されているが、非常に暗い褐色矮星や惑星 (超低質量天体) の IMF は未解明である。褐色矮星や惑星/惑星質量天体などの超低質量天体は、どこで、どのように、どのくらい誕生しているのだろうか?

(I) 星の質量と初期質量関数
超低質量天体太陽質量 (M¯ ) の 0.08 倍以下の褐色矮星、惑星/惑星質量天体のことを超低質量天体と呼ぶ。水素の核融合反応が安定して起こる恒星に対して、重水素燃焼が起きるのが褐色矮星、核融合がおこらないのが惑星質量天体である。 これら超低質量天体の形成モデルには大きく分けて、(1) 超低質量分子雲コアの収縮 (2) 原始連星系からの放出、の二つが提唱されている。

(1) 分子雲コアの収縮低質量星と同様な分子雲コアの収縮 (e.g., Padoan & Nordlund 2004) 、近傍の大質量星の紫外線による分子雲
コア（原始星）段階での質量降着を起こすエンベロープのはぎ取り (Kroupa & Bouvier 2003) 等

292

第 7 章 星・惑星・生命の誕生(2) 原始連星 (惑星）系からの放出
惑星と同様に主星の星周円盤が分裂してできた超低質量天体がお互いの遭遇により系から放出 (Rice et al. 2003)、原始連星 (惑星) が進化のごく初期に力学不安定をおこして系から放出 (Bate et al. 2003) 等
両説ともに数木星質量の超低質量天体の形成が可能であるが、星周円盤を持つ天体の存在や数、連星率 ( Brown

dwarf desert ) 等、説明できない点も残されている。超低質量天体は、質量が非常に軽い故に光度が小さく観測が困難であり、観測と理論の詳細な比較は困難であるため未解明の部分が多い。
これまでの観測的研究
超低質量天体も恒星同様に若いほど明るく輝くこと (e.g., Burrows et al. 1997) 、低温で分子雲中のダストに埋もれていることから、近赤外波長域での観測は非常に有効な手法となる。そこで、誕生したばかりの段階である星形成領域について、様々な近赤外観測が行われてきた。これらの結果の一つとして、Oasa et al. (1999)
では、原始惑星系円盤等の星周構造を伴う若い天体 (YSO) を多数検出し、進化モデル計算に基づいて質量を導出したところ、新しく同定した YSO の一部が最も軽い恒星よりも質量の軽い若い褐色矮星であること、な
かでも特に光度の低い YSO が巨大惑星と同等の質量を持つことを発見した。つまり、惑星質量を持つが恒星の周りに付随しない単独惑星質量天体の存在が明らかになった。これは、従来の定義では褐色矮星にも惑星にも該当しない全く新しいタイプの天体である。惑星質量天体は、他の星形成領域でも相次いで報告され (e.g.,

Lucas & Roche 2000)
より質量の大きい恒星の IMF については、質量が軽くなるほどその数がほぼ一様に増加するが (e.g., Salpeter
1955)、これら超低質量天体の IMF については、母体の分子雲や同時に形成される星の数密度等環境によって異なる傾向が示唆されている (Oasa 2003; Andersen et al. 2008)。すなわち、低質量星同様に質量が軽くなる
ほど超低質量天体の数が増える領域 (NGC1333 や S106 等; e.g., 図 7.2 Oasa et al. 2006, 2008)、平坦、もしくはその数が減少する領域 (Trapezium や IC348 等; Hillenbrand e.g., 1997; Luhman et al. e.g., 2003) など、

IMF の形が一様でないと考えられる。一連の観測結果から、超低質量天体が分子雲によらず形成されている
事、IMF は低質量星から褐色矮星に対しても増加関数となる事、母体となる分子雲、同時に形成される星の数や密度等によって超低質量 IMF の傾きが異なること等が明らかになりつつある。加えて、S106 や Trapeziumの IMF は同じ分子雲の中でも局所的に異なり、普遍的な関数では表されない (Hillenbrand 1997; Oasa et al.

2006)。同一分子雲内における IMF の場所による差異は、より質量の大きい恒星についても報告されている(NGC3603; Harayama et al. 2008)。このように IMF は普遍的な関数ではないことが示唆される。従って、異なる条件から形成されてもその過程で自己調整が行われ、普遍的な IMF を持つという説が否定される可能性がある。他方、深いサブミリ波探査観測から褐色矮星が生まれると予測される超低質量分子雲コアも見つかってきており、これらと超低質量天体の関係を調べることも意義深い。サブミリ波観測から求められた母体となる低質量分子雲コアの質量関数と近赤外観測から求められた若い超低質量天体の質量関数が一致する領域も示されている (Andersen et al. 2008; Oasa et al. 2008)。

IMF の普遍性や相違性、超低質量天体の形成過程や頻度などの問いに答えるためには、様々な環境において誕生した超低質量天体探査が重要となる。
(II) 若い星の年齢星の年齢星の物理量、すなわち、温度、質量、年齢などの正確な決定は、天体物理学の基本であり、星惑星形成過程を明らかにするための最重点課題である。誕生したばかりの星である YSO は、惑星が生まれる母体となる原始惑星系円盤などの星周構造の進化と伴ってその物理状態や詳細構造が変化する。従って、YSO の正確な年齢導出は、進化に伴う星周構造を理解し、星惑星系の形成進化過程を解明する糸口となるだろう。Bertout et al.

(2007) ではおうし座分子雲の YSO の年齢を測光観測を中心とした観測結果から求め、そこでの原始惑星系円
盤の平均散逸時間を導出した。また、Mamajek (2009) は、複数の星形成領域に対し、YSO の原始惑星系円盤
保有率、及び年齢との相関関係を導いた。これら先行研究における YSO の年齢は、測光観測と中低分散分光観

7.2. 星形成

293

図 7.1: 近赤外観測で同定された星周構造を伴う若い天体 (YSO) の初期質量関数（IMF) 。左側は O 型星を含む大質量星形成領域である S106 領域の IMF、右側は中低質量星形成領域である NGC1333 領域の IMF を表す。横軸は、光度と進化モデル (Baraﬀe et al. 2003) をもとに、年齢１ Myr と仮定して求めた天体の質量 (logM∗ /M¯ )、縦軸は天体の個数（log [N (log M∗ /M¯ )]）をとっている。点線と破線はそれぞれ恒星と褐色矮星(超低質量天体) の境界質量、各領域における YSO の平均減光量を考慮した信頼限界を示す。両者の IMF はと
もに、恒星から超体質量天体に向かって質量が軽くなると個数が減少するという傾向は見られないが、傾きの違いが見られる。これら超体質量天体の IMF は、母体の分子雲や同時に形成される星の数密度など環境に依存する可能性がある (Oasa et al. 2006, 2008)。

図 7.2: I バンドの Fe(8204.9 Å) と Na(8194.8 Å) の等価幅比と表面重力の相関関係。縦軸は Fe(8204.9 Å) とNa(8194.8 Å) の吸収線の等価幅比、横軸は表面重力を示す。黒印が 4200 K、白印が 4600–4700 K の天体の等価幅を表し、さらに実線と点線はそれぞれ 4200 K 及び 4600–4700 K の近似曲線である。この図で示したように、YSO の表面重力は等価幅を用いることで距離などに依存せず正確に測定することができ、従ってその年齢も正しく求める事ができる。

294

第 7 章 星・惑星・生命の誕生測から求められた光度と有効温度に基づいた測定法による。しかし、YSO の光度には、(1) 距離 (2) 減光 (3)原始惑星系円盤による増光 (ベーリング) の 3 つの不定性が含まれている。(1) 星形成領域の距離は、最近傍でも 100 pc 以上であるため、距離決定には誤差が大きい。(2) 減光量は用いる手法・波長によって値が大きく異なる (Kenyon & Hartmann 1995; Furlan et al. 2006)。(3) ベーリングを引き起こす YSO の降着による境界層での増光及び円盤本体の熱的再放射は光球の光と分離することが難しい。つまり、光度を用いた年齢決定法か
ら見積もられた年齢には不定性が大きい。
他方、表面重力測定に基づいた年齢決定法は、光度に依存しないため不定性が少ない。これは、YSO が進化に伴って光度が減少すると同時に、収縮して表面重力が増大することに着目して年齢を導出する手法である。

Takagi et al. (2010) では、可視高分散分光観測によって得られる I バンドの鉄 (Fe; 波長 8186.7 Å、8204.9 Å)及びナトリウム (Na; 波長 8183.8 Å、8194.8 Å) の吸収線の等価幅比を、表面重力の指標として確立した。吸収線の等価幅は距離や減光に依存せず、さらに近接する等価幅の比を用いると、ベーリングの影響も少ない。

Fe と Na の等価幅比からは、0.8 M¯ の YSO の年齢をファクター 1.5 の精度で求めることができる。さらに、
近赤外 K バンドの Sc (スカンジウム; 波長 22057.8 Å、22071.3 Å) と Na (波長 22062.4 Å、22089.7Å) を用いて、より軽い 0.6 M¯ の質量の YSO について、ファクター 1.5 の精度でその年齢を導出する手法を確立した(Takagi et al. in preparation.)。このような可視/近赤外高分散分光観測の表面重力測定により、測光観測で問題となる距離・減光・ベーリングの不定性に依存しない年齢決定が可能となる。

方法と実現可能性(I) 星の質量と初期質量関数: 近赤外測光/分光観測
本研究では、(A) 近赤外測光観測から若い超低質量天体の検出/同定を行い、(B) 近赤外分光観測が可能な場合
においては、不定性の少ない質量を求める。まず (A1) 若い超低質量天体が検出可能な深い近赤外 (JHK) 撮
像観測を行ない、(A2) 検出天体の JHK 二色図から赤外超過を示す天体を原始惑星系円盤等の星周構造を伴う YSO と同定し、(A3) 赤化補正した YSO の J バンド光度 (光球輻射の寄与が JHK で最も大きい) と、円盤をもつ YSO の年齢分布から仮定した年齢をもとに、理論進化モデル計算に基づいて質量を求め、(A4)YSO のIMF を導出する。次に (B1) 超低質量天体について近赤外多天体分光観測を実施し、(B2) 低温度天体に特徴的な水、金属の吸収線や若い天体の特徴である水素輝線などの量から温度を導出する。(B3) 測光観測による光度と分光観測による温度をもとに Hertzsprung–Russell (HR) 図1 を用いて質量、年齢を推定し、(B4) より精確なIMF を求める。
これらの手法については、これまでの研究で、ごく低温度天体をのぞき、ほぼ確立されてきている (e.g.,Oasa
et al. in preparation)。すばる望遠鏡の近赤外で多天体分光が可能な MOIRCS を用いた観測では、現在までの
ところ、測光観測においては J バンドで 22 等 (VEGA) 代、分光観測では K バンドで 18 等 (VEGA) 代が最も深い。本研究では、既存の望遠鏡よりはるかに高感度かつ高空間分解能をもつ TMT の近赤外カメラ IRMSを用いて、これまで観測が困難であった遠方の大質量星形成領域、系外近傍銀河の星形成領域について JHK
で 25–30 等 (10σ; VEGA) の撮像及び分光探査観測を行う。

(II) 若い星の年齢: 近赤外高分散分光観測
若い星の近赤外高分散分光観測から、複数の金属吸収線比から表面重力を求め、YSO の年齢をより精確に決定する。表面重力決定に基づいた年齢決定方法と TMT に可視・近赤外高分散分光器を組み合わせることで、すばる望遠鏡などの 8–10m 級望遠鏡では観測が困難であった若い超低質量天体や、より遠方の星形成領域中のYSO の観測が可能となる。すばる望遠鏡とその近赤外線撮像分光器 IRCS では、波長分解能 R∼20,000、積分
時間 1 時間で SN 比 ∼100 を達成できる天体は K=10 等 (VEGA) 程度が限界であったが、TMT と NIRES では R∼20,000、積分時間 1 時間で K=16.5 等 (VEGA) までの天体が SN 比 100 で取得できる。これにより、約7 kpc に位置する星形成領域の古典的 T タウリ型星の観測が可能である。また、おうし座分子雲中の若い褐色矮星 (K >13 等 (VEGA)) の高分散分光スペクトルが取得できる。
1 横軸に天体の有効温度、縦軸に光度をプロットした図

7.2. 星形成295

期待される成果(I) 星の質量と初期質量関数: 近赤外測光/分光観測
J=30 等 (VEGA) の限界等級で近赤外撮像観測を行なった場合、(A) 褐色矮星/惑星質量天体の境界質量となる重水素燃焼限界 (約 0.013 M¯ ) の質量を持つ惑星質量天体について着目すると、距離 4 kpc にある、年齢 100 万年、分子雲による可視光 (V バンド) の星間減光 (AV ) を 30 等を受けている天体(B) 恒星/褐色矮星の境界質量となる水素燃焼限界 (約 0.08 M¯ ) の質量を持つ褐色矮星については、距離 180
kpc にある、年齢 100 万年、分子雲により星間減光 AV = 10 等を受けている天体(C)M31(距離 780 kpc; Holland 1998) にある、年齢 100 万年、分子雲による星間減光で AV = 10 等を受けている 0.8 M¯ の質量をもつ天体まで検出可能となる。追観測として近赤外分光を、(A) の場合には 1 kpc にある分子雲に非常に埋もれた惑星
質量天体について行うことができ、それにより精確な質量を導出することが可能となる。
銀河系規模での超低質量天体分布と IMF
超低質量天体については、すばる望遠鏡などの大型望遠鏡を用いても、銀河系の大半を占める 600 pc 以上の星形成領域ついては検出されていないため、我々の銀河系全体での超低質量天体分布を調べるためには、高感度観測が行なえる TMT が必要となる。つまり、先行研究より十分深い観測を行うことで、銀河系全体において、強く減光された軽い超低質量天体、及びより遠い超低質量天体の検出が期待される。先行研究で行われてきた太陽近傍 (<1 kpc) の星形成領域と、遠方の大質量星形成領域や銀河系外縁部の星形成領域では、そこで生まれる星の数や金属量、大質量星の紫外光、母体となる分子雲の温度や密度などの環境が異なる場合がある。
これまで我々や他グループが進めてきた結果と比較し、環境の異なる領域間での超低質量天体の形成や、初期質量関数の超低質量側についての普遍性と多様性について探る。超低質量天体、なかでも惑星質量天体の環境による分布の違いを探ることは、系外惑星の多様性を理解する手がかりともなるだろう。さらに、M31 な
どの系外近傍銀河における太陽質量程度の低質量 IMF を導出することが可能となり、銀河系と環境の異なる系外銀河における低質量星形成の議論が TMT により初めて可能になると期待できる。

(II) 若い星の年齢: 近赤外高分散分光観測
K=17 等 (VEGA)、SN 比 100, R∼20,000 で近赤外高分散分光観測を行なった場合、(A) 距離 5.6 kpc にある、年齢数百万年、分子雲による星間減光量 AV = 10 等を受けている 0.8M¯ の天体(B) 距離 140 pc にある、年齢数百万年、分子雲による星間減光量 AV = 10 等を受けている、約 0.013 M¯ を持つ惑星質量天体まで検出可能となる。これにより、多種多様な年齢、質量、原始惑星系円盤をもつ YSO の比較を行うことができ、星及び惑星系の形成進化に迫ることができる。
大質量星形成領域での連鎖的星形成過程と原始惑星系円盤進化
先行研究で行なわれている詳細年齢決定は、ごく近傍 (< 200 pc) の星形成領域中に存在する YSO に限られていた。これは、距離が遠くなるほど YSO の光度がより小さくなるため、すばる望遠鏡などの大型望遠鏡を用いても（一般的な夜数観測では）十分な SN 比を持った高分散分光観測を達成することは用意ではないためである。つまり現段階では、銀河系の主たるモードである大質量星形成領域において、YSO の年齢を用いた星形
成過程の議論を行なうことは、そのほとんどが 1kpc 以上の遠方にあるために非常に困難である。すばる望遠
鏡の 10 倍以上集光力が高い TMT と NIRES を用いると、約 5 kpc に位置する YSO の高分散分光観測が実現できる。本研究の年齢決定法を用いて、大質量星が誕生している環境下において YSO の年齢分布が求まることにより、大質量星による低質量星/超低質量天体の連鎖的星形成過程や、その紫外線放射による大質量星近傍

YSO の原始惑星系円盤の光蒸発過程 (Robberto et al. 2004) の理解が進むだろう。

第 7 章 星・惑星・生命の誕生296
環境による原始惑星系円盤進化の違い

近赤外高分散観測を行うと同時に、TMT の J–HROS (HROS) を用いた遠方にある YSO 及び超低質量天体の可視高分散分光観測を行う。上記のように I バンドの高分散分光観測から YSO の年齢を導くと同時に、V, R
バンドの高分散分光観測からその金属量を求める。V =19 等 (VEGA)、SN 比 100, R∼100,000 で可視高分散分光観測を行なった場合、約 2 kpc に位置する YSO の高分散分光スペクトルが得られる。個々の YSO について年齢と金属量を決定し、同程度の年齢を持つが金属量 (環境) が異なる YSO と比較することから、原始惑星系円盤の環境による進化を探ることができる。これは「太陽系外惑星を持つ恒星は金属量が高い」要因の検証につながり、多様な惑星系誕生を解明する手がかりが得られると期待される。
褐色矮星の質量推定
若い褐色矮星や惑星質量天体の高分散分光観測から、有効温度と表面重力を正確に決定すると、(I) で記述した
従来の超低質量天体の質量決定法よりも精度よく質量を導出する事ができる。正確な質量決定により、詳細なIMF が得られるとともに、同領域における超低質量天体の年齢と中低質量 YSO の年齢と比較することで、超低質量天体の理論進化モデルを検証することが可能となる。

日本の独自性、他のプロジェクトとの関係(I) ALMA、ASTE や Herschel などを用いて、超低質量天体の母体となる低質量分子雲コアの探査観測を行い、星の初期質量関数と分子雲コアの初期質量関数の比較を行う。星と分子雲の IMF の相違から、超低質量天体の形成進化過程についての知見が得られるだろう。

(II) ALMA、Herschel、 SPICA などや他の TMT の装置による観測から原始惑星系円盤の詳細な構造が得られるだろう。本観測で求めた YSO の年齢と円盤構造の比較は、本研究テーマにおいて必須である。

要求される装置とその仕様

種別

装置名

ELI

IRMS

観測モード

JHK 撮像必要とする装置、仕様
AO 波長範囲
波長分解能
有1–2.5 µm

SGI
FDI

J–NIRESWIRC

JHK 撮像JHK 撮像有FDI(SGI)FDINIRES(J–)HROS

高分散分光

有

高分散分光

有

有

1–2.5 µm
1–2.5 µm
1∼2 µm
∼1 µm

視野

空間分解能
2

∼0.1 arcsec

2∼0.1 arcsec

5.5×5.5 arcmin

10×10 arcmin
10×10 arcmin2∼0.1 arcsec

R∼ 20,000–100,000
R∼ 20,000–100,000

視野は広くとれる方が望ましい。超低質量天体の近赤外測光観測を行うにあたり、最も明るく輝く L バンド
での深い測光観測が実現できるとありがたい。

7.2.3

TMT による若い星からのジェット・アウトフロー現象の観測的研究

概要
若い天体から放出されるジェットやアウトフローは星形成過程の初期から存在し、星周円盤から中心星への質量降着の過程で必要となる角運動量輸送を担っている。TMT が提供する高い空間分解能、高い集光力、高い波長分解能を生かすと、若い星の進化段階 (Class 0, I, II, III)、星の質量 (数 10–0.01 M¯ )、多重ジェットの方
向や物理環境の違い (単独星と連星系) とジェット・アウトフロー現象の差異についての詳細な観測的研究が可能になり、若い星、褐色矮星、さらには、形成中の原始ガス惑星からのジェットの駆動メカニズムを詳細かつ系統的に理解する事ができる。これらは星形成における角運動量問題を観測的に解明するために重要である。

7.2. 星形成

297

The Solution to The Angular Momentum Problem in Star Formation: Jets and Outﬂows from
Young Stellar Objects
Abstract
High velocity jets and outﬂows are supposed to be driven by young stellar objects from their early stagesof formation and evolution. They should play an important role in removing angular momentum fromthe matter accreting onto the central objects, and thus, be crucial to the “angular momentum problem instar formation”, a central question of how stars are formed from parental molecular cloud cores that havemany–orders–of–magnitude larger angular momenta. TMT will provide us with high angular resolution, highsensitivity, and high wavelength resolution observations for young stellar objects. This enables us to study
the inner critical regions for driving jets and outﬂows from objects in various evolutionary stages (Class 0,
I, II, III), of various stellar masses (a few 10 to 0.01 M¯ ), and of a variety of conﬁgurations (single, binary,or multiple stars). It will give us a clue in understanding the driving mechanism of jets and outﬂows fromstars, brown dwarfs, and planets, and thus, clarify how and when they lose angular momenta.

背景原始惑星円盤の質量降着が終わる Class III の初期まで存在しており、質量降着率とも良い相関を示している。また、ジェット・アウトフロー現象は、大質量形成領域で見られる爆発的なものもあれば、褐色矮星のよ
うな極めて軽い (<1 M¯ ) 天体からも観測されている (Whelan et al. 2005; Scholz & Jayawardhana 2006)。さらに、理論的研究においては、原始惑星系円盤の中で惑星が生まれる時にも小さいアウトフローが発生する可能性が指摘されている (Machida et al. 2006a)。そのため、ジェット・アウトフローは星惑星誕生の進化全般において磁気制動 (magnetic braking) と質量流速による角運動量の輸送という重要な役割を担っていると考えられる。
ジェット・アウトフローは、原始惑星円盤の中心星から 30 AU (1AU は太陽と地球館の平均距離) 以内の場所で発生し、加速・コリメーションされると考えられる (e.g., Konigl & Pudritz 2000)。衝撃波ガスの物理状況
は 2 年から 3 年より短い時間スケールで変化し (Reipurth & Bally 2001)、さらに、周辺の分子雲と相互作用する。そのため、ジェット・アウトフローの駆動メカニズムを解明するためには、星円盤系の中心星近傍において、高空間・高速度分解能の観測を行い、ジェット・アウトフロー・ガスの空間的な構造と物理的な状況の把握
及び運動学的な情報を得ることが必須である (e.g., Bacciotti et al. 2000)。現在、すばるを含め口径 8–10 m の大型望遠鏡で達成できる空間分解能は 2 µm 波長帯で約 0.1 arcsec である。この分解能により、ジェットの根元
における高速/低速の二重成分を空間的に分離し、理論モデルと比較することで理解を深めてきた (Pyo et al.

2002, 2003, 2006)。しかし、ジェットの加速メカニズムという重要な点を理解するには、未だ空間分解能が足りない。ジェット・アウトフローの根元 (駆動領域) に関する観測は、主に根元が見える Class II の天体を中心に行われてきた (e.g., Bacciotti et al. 2000; Beck et al. 2008)。一方、より若い Class 0, I の原始星の根元は分子雲の中に埋もれているため、近・中間赤外線領域で高空間分解能が必要となり、これまでの観測は極めて限られている (e.g., Davis et al. 2001, 2003; Pyo et al. 2002, 2005; Takami et al. 2006)。星の質量の点では、最近多くの褐色矮星から質量降着の証拠が見つかり、アウトフローも検出されているものがあるが、空間的に分解された赤外線画像はまだ取得されていない (Scholz & Jayawardhana 2006)。理論研究から予測されている形
成中の原始ガス惑星からのアウトフローも、まだ検出されていない (Machida et al. 2006a)。

TMT は、今までよりも一桁高い空間分解能を実現し、はるかに暗い天体の観測を可能にするため、これまでの観測研究の壁を大きく超え、ジェット・アウトフローの駆動メカニズムを本格的に解明できると期待される。

第 7 章 星・惑星・生命の誕生

298
目的
本研究の目的は以下である。

1. 原始星 (Class 0, I) から弱輝線 T タウリ型星 (Class III) に至る各進化段階におけるアウトフロー駆動メ
カニズムを系統的に理解する。
2. 大質量星から褐色矮星や原始ガス惑星までのさまざまな質量の天体によるアウトフロー駆動メカニズムと、母天体である分子雲コアへの影響を系統的に理解する。特に褐色矮星からのマイクロジェットと埋もれた大質量星からのアウトフローに着目する。

3. 星の大多数は連星系であるので、連星におけるアウトフローの起源を解明する。

方法と実現可能性
若い星からのジェット・アウトフローの起源に迫るためには、高い空間分解能と高い速度分解能を用いた面分光が必須である。

1. 輝線による単色画像：ジェット・アウトフローの根元 (駆動領域) において、近・中間赤外線領域で見える禁制線 (一回電離の鉄 [Fe ii] 輝く線; 波長 1.257, 1.643 µm Hamann et al. e.g., 1994; Hartigan et al.
e.g., 2004, 一回電離のネオン [Ne ii] 輝線 (12.8 µm Shang et al. e.g., 2010), 水素分子 (H2 ) 輝線 (2.12,
2.22, 4.695, 4.181, 8.0, 12, 17 µm Burton & Haas e.g., 1997), 水素原子の再結合線 (Paβ, Paγ, Brγ etc.
Beck et al. e.g., 2010), ヘリウム (He i) 輝線 (1.083 µm Takami et al. e.g., 2002; Edwards et al. e.g.,
2003, 2006) 等の輝線分布と強度の比較から、ジェットの中の衝撃波の性質、ジェットの温度分布、コリメーションの度合い等を調べることができる。中間赤外線領域の輝線観測は、強い星間減光により観測できなかった埋もれた原始星・大質量星の起源を研究するのに重要である。また、近赤外線領域では約0.01 arcsec という高空間分解能によって、近傍の星誕生領域において数 AU 以内の空間構造を明らかにすることができる。

2. チャンネル・マップ (図 7.3 参照)：ジェット・アウトフローは、大別して高速成分と低速成分の 2 つを持
ち、それぞれ中心星近傍からのジェットと円盤上空から駆動されるガス流に対応すると解釈されている(Kwan & Tademaru 1988, 1995; Pyo et al. 2002, 2003, 2006; Machida et al. 2008)。ジェット・アウト
フローの発生メカニズムを研究するためには、この 2 つの速度成分を区別し、また、より細かな速度空間に分けて輝線の分布を調べる必要がある。高波長分解能 (R ≥ 5,000) の面分光により近・中間赤外線領域の多くの輝線についてチャンネル・マップを取得すれば、速度と空間分布との関係が明らかになり、理論モデルとの比較が容易になる。

3. 位置速度図 (図 7.4 参照)：ジェット・アウトフローの星からの距離に応じた速度の変化を調べるためには、位置速度図 (PVD：Position–Velocity Diagram) が有効である。PVD によりチャンネル・マップではよく見えない速度成分の区別ができる。また、速度空間における速度幅の変化、中心速度の変化、輝線強度の変化の情報は、加速とコリメーションのメカニズムを区別するための重要な鍵になる (Pyo et al.

2006)。
4. 星の連続放射成分の補正：星の極めて近傍のジェット・アウトフローを見るためには、明るい星の連続放射成分を差し引く必要がある。この補正は通常の撮像装置では困難だが、面分光により高い精度で行うことができる。

7.2. 星形成299

図 7.3: RW Aur A ジェットの空間的に広がった H2 2.12 m 輝線のチャンネル・マップ (Beck et al. 2008)。チャンネル (a) から (c) に向かって、速度が速いほどコリメーションされていることが分かる。このように、高波長分解能 (R = 5,000) の面分光により、速度と空間分布との関係を明らかにすることができる。
期待される成果

TMT の高空間分解能 (2 µm で 0.015 arcsec) と高感度により、太陽に近い星誕生領域 (例：距離約 140 AUの Taurus Molecular Cloud) でおよそ 2 天文単位 (AU) スケールの構造を詳細に直接観測することが可能となる。ジェット発生の研究をこのような高い空間分解能で行うことにより、次のような成果が期待される。
1. 埋もれた原始星のジェットの発生からジェットの駆動がなくなる遷移円盤 (transition disk) の段階までを系統的に理解できる。
2. スケールが小さく強度が弱い褐色矮星・原始ガス惑星からのジェット・アウトフローの直接撮像を初めて得ることが期待される。
3. 連星系からのジェット・アウトフロー駆動メカニズムを解明できる。
4. 大質量星形成領域におけるジェット・アウトフローの駆動源や、その多重性・周辺領域への影響を解明し、大質量星形成過程に関する重要な情報を得ることができる。

日本の独自性

高空間分解能と波長分解能 (R=5,000–20,000) を持つジェット・アウトフローの研究としては、すばる望遠鏡の近赤外撮像分光器 IRCS または IRCS と補償光学を用いた近赤外線観測が盛んに行われている。主に [Fe ii]
輝線に着目した観測研究の例が多数あり (Pyo et al. 2002, 2003, 2005, 2006, 2009; Takami et al. 2006)、マイクロジェットに付属する He I (1.083 µm) の観測研究もある (Takami et al. 2002)。また、面分光に関しては、近赤外線領域で Gemini 望遠鏡の NIFS を用いた観測を進めている (Takami et al. 2007, Pyo et al.in preparation)。
さらに、スリットスキャンにより得られる 3 次元のデータキューブの扱いの経験がある (Pyo et al. 2009)。可視光では面分光器 Kyoto3DII があり、これを用いて酸素 ([O i]) 輝線の観測が行われている。これらの経験を次の TMT を用いた観測に生かせるだろう。
日本におけるジェット・アウトフローの駆動に関する理論的な研究は世界を牽引しており (Machida et al.

2006b)、分子雲コアの中で原始星が形成され、ジェットやアウトフローを放出する理論計算は日本以外のグループではまだ実現できていない。最近では円盤形成過程と巨大ガス惑星形成過程段階をも記述する先駆的な研究が行われている (Inutsuka et al. 2010)。そのため、理論計算と観測結果との比較研究において、日本の優位性

300

第 7 章 星・惑星・生命の誕生

図 7.4: [Fe ii] 輝線観測による位置速度図と理論的モデル計算との比較 (Pyo et al. 2006)。上 2 つは、冷たい円盤風 (disk wind) モデル (Cabrit et al. 1999; Pesenti et al. 2004) であり、3 番目は X–ウィンド・モデル(Shanget al. 1998)、下 2 つは観測データ (HL Tau, RW Aur) である。各パンネールの左下の楕円が空間分解
能 (縦) と速度分解能 (横) を示している。縦軸は星からの距離を天文単位 (AU:Astronomical Unit) で表記している。中心星の位置が０になり、上下方向にジェットが噴出している。横軸は視線速度を表す。すべての図が星付近 (位置=0) で幅広い速度幅を示しており、星から離れると細狭い速度幅を示している事が分かる。上 2
つの冷たい円盤モデルの場合、全般的に速度幅が広く、特に 100AU の所でも X–ウィンドモデルに比べると速度幅が広めである事が分かる。星付近の広い速度幅はウィンドが広い開口角を持って吹き出すことで説明できる。円盤風モデルはアウトフローが広い円盤半径から発生していると仮定しているため、いろんな速度を持つウィンドが混ぜてジェットになると想定している。X–ウィンドモデルの場合は円盤内側の狭い領域からウィンドが発生するので、ジェットの速度幅が狭いことになる。観測データは、ジェットが狭い速度幅をもつことを示している。観測されたジェットは、円盤風から予想される速度幅より狭い速度幅を示しているため、特定の狭い半径領域から駆動されると示唆される。このように、位置速度図によりチャンネル・マップではよく区別できない速度成分が見えるようになり、中心星からの距離に伴う速度幅と中心速度の変化や輝線強度の変化の情報が分かる。これらの情報は、ジェットアウトフローの加速とコリメーションのメカニズムを理解するための重要な鍵になる。

7.2. 星形成

301

図 7.5: 分子雲コアから連星系が形成される場合に、連星を囲む円盤 (circum–binary disk) からガス流 (cir-cumbinary outﬂow) が噴き出る様子 (Machida et al. 2009) 。TMT を用いれば，このガス流とそれぞれの星の近傍から噴出するジェットの２種類の高速ガス流が直接観測され、いつどのように角運動量が放出されているかが解明される。
は大きい (Machida et al. 2008; Tomida et al. 2010)。また、周連星円盤周辺から駆動されるアウトフロー (図7.5 参照、 Machida et al. 2009) や形成中の原始ガス惑星からのマイクロジェットの発生 (Machida et al. 2006a)が予言されており、TMT を用いた高空間分解能と高い速度分解能の観測を用いることで大きな発見が可能であると期待される。

他のプロジェクトとの関係
若い星からのジェット・アウトフローの研究において、高い空間分解能に伴い高い波長分解能が必要である。
しかし、現在までの面分光器 (IFU) の波長分解能は Gemini の NIFS(R=5,000) より低いものが多く、連続光を引いた輝線の単色画像による形状と輝線比に依存した研究しかできない。計画している JWST も IFU の波
長分解能は 3,000 程度であり、銀河系内のジェット・アウトフローにおける運動学的な研究をするのに適していない。そのため、TMT が計画している R ∼5,000–10,000, さらに、R > 40,000 の波長分解能持つ IFU は、ジェットの速度分布と空間分布に関する詳細な観測をするのに決定的な力を発揮する。

TMT は、これまでの研究に比べ 1 桁高い空間分解能を提供し、100 K より熱い高温のガスをトレースすることができる。一方、ALMA は、星間減光が少ない電波で約 0.1 arcsec の空間分解能を持つため、分子雲の深い所に埋もれている Class 0, I の天体からのジェット・アウトフローの研究に有効であると考えられる。さらに、光赤外観測に比べはるかに高い速度分解能を持ちながら低温 (T << 100 K) のガスをトレースすることが可能である。すなわち ALMA と TMT は相補的であり、これらの観測結果を合わせることで、星形成過程の全貌がより明確になるだろうと期待される。

第 7 章 星・惑星・生命の誕生

302
要求される装置とその仕様

ジェット・アウトフローの加速メカニズムを解明するためには、高空間分解能と高速度分解能によって星円
盤系の根元 (駆動領域) におけるジェットの空間構造と速度構造の関係を明らかにする必要がある。そのため、本研究で要求する装置の仕様は、回折限界の空間分解能と R > 5, 000 の速度分解能を持つ面分光器になる。速度分解能が低い 2,000 < R <5,000 の場合でも、これまでの観測をはるかに凌駕する空間分解能と SN 比で輝線の空間分布を調べることができる。

7.2.4

必要とする装置、仕様
AO
波長範囲
波長分解能

種別

装置名

観測モード

ELI

IRIS

IFU

有

0.8–2.5 µm> 3,500

視野
3 arcsec2

空間分解能

SGI
SGI

J–NIRES
MICHI

IFU
IFU

有

5,000–80,000
5,000–100,000

回折限界

有

0.9–5.5 µm
7.5–25 µm

FDI

IRMOS

IFU

有

0.8–2.5 µm

5,000–10,000

回折限界

回折限界
回折限界

大質量星形成概要
大質量星形成はその大部分が未だ謎に包まれている。しかし、TMT 建設へ向け気運が高まる中、その謎を解き明かす機運も熟してきていると言える。その理由のひとつにモデル計算（シミュレーション）の進歩が挙げられるが、これらには観測による検証や制限をかけることが必須である。興味深いことに、同時期に複数の地上・衛星からの大規模探査を利用した大質量星形成研究が、進行中または計画中の状況である。これらの探査は、今まで大質量星形成に決定的に欠けていた「全体像（big picture）」を可視化するにとどまらず、TMTへ数多くのサンプルを提供する。TMT はこれらの天体を詳細に観測し、様々な形成段階（とくにその後期）における大質量（原始）星の物理的・化学的現象をとらえ、大質量星形成のメカニズムを解明する。

Abstract
Massive star formation is still largely shrouded in mystery; however, just as momentum is gathering
toward construction of TMT, the time too may be ripening nicely for unlocking the mystery. One of thereasons is progress in model calculations/simulations, but they require observational veriﬁcation/constraints.
Interestingly, and almost simultaneously, a number of massive star formation studies using large scale surveys
conducted at ground– and space–based telescopes are currently on–going or being planned. These surveys
will not only visualise the ‘big–picture’ so–far crucially lacking in massive star formation research, butalso provide numerous targets for TMT, which will observe those objects in detail, capturing physical andchemical phenomena in massive (proto)stars at various (especially at later) stages of formation, and elucidate
mechanisms of massive star formation.

背景と目的2010 年夏、それまでは 150 太陽質量（M¯ ）程度が上限とされていた（e.g., Figer 2005; Maı́z Apellániz
et al. 2007）星の質量をはるかに越える、265 M¯ （初期質量は 320 M¯ ）の星が発見されメディアをにぎわせた (Crowther et al. 2010)。このニュースは、いかに大質量星には多くの謎が残されているかを端的に表している。大質量星とは質量が太陽質量の約 8 倍以上重い星のことを指す。これらの星は、誕生からその終焉まで、常に周辺環境に絶大なる影響を及ぼす。例えばその近傍には強力な恒星風を吹かせ、星間物質を解離・電離し、さらには超新星爆発やスターバーストなど、数多くの物理的・化学的に重大な現象を、銀河スケールに

7.2. 星形成

303まで至り引き起こす。したがって、大質量星の形成とその進化を理解することは、様々なスケールの様々な宇
宙物理の分野において非常に重要であると言える。
しかし、大質量星はその誕生から厚い謎に包まれている。なぜなら、そもそも 10 M¯ をはるかに越える大質量星の形成は、極めて困難であると考えられているからである。大質量原始星は水素の核融合に必要な質量を形成途中で得るため、中心星からの輻射圧がさらなる物質の落下（降着）による成長を止めてしまう。質量に拘らず、回転がある分子雲が重力によって収縮して行くと、円盤のような平坦な構造を持つようになる。低質量星（1 M¯ 程度かそれ以下の星）は、形成段階後期には、ほとんどの質量を星周円盤から得る（円盤降着＝「標準」モデル）。しかし大質量星の場合、円盤が部分的に輻射を隠しはするものの、中心星の質量が 40 M¯
程度に達すると、やはり降着が止められてしまう (e.g., Yorke & Sonnhalter 2002)。最新の数値計算では、ようやく円盤降着モデルにおいて輻射圧の障壁を回避する手法が確立されつつあり (e.g., Krumholz et al. 2009,
図 7.6 参照)、例えば Kuiper et al. (2010) は、今までの計算では最大の、100 M¯ 以上の星をシミュレートす
ることに成功している。この「大質量星形成は（低質量星の形成をうまく説明出来ている）標準モデルを、単純にスケールアップすれば良いのか否か」という議論は、現在でも熱く交わされており、まだ結論は出ていな
い (e.g., Zinnecker & Yorke 2007)。

図 7.6: Krumholz et al. (2009) のシミュレーションの一場面を回転軸に沿って切り開いた図。51,100 年経過。
枠の一辺は 6000 AU 左：矢印はガスの流れの速度と方向を表す。右：矢印は輻射と重力を合わせた力（netforce）。ガスは放射状に流れているが、net force は中心に向かっていることがわかる。
それではこれを、観測的観点から見てみたい。一番簡単な（スケールアップ可能かどうかの）観測的テスト
は、大質量原始星の周りに円盤を発見することである。その前に、大質量星についていくつかの重要な観測的事実を挙げておく。まず、大質量星は低中質量星に比べ、その数が少ない。また、上述したように、核融合を始めるまでの時間スケールも短いため、大質量星誕生の瞬間を捉えるのは容易ではない。さらに、核融合を母体となる分子雲コアが散逸してしまう前に開始するので、誕生現場はダストやガスに深く埋もれてしまっている。その上、数が少ない、つまり広くまばらに存在するため、大質量星形成領域は近傍の低質量星形成領域よりも太陽から遠くに位置しているものが多い。最後に、大質量星は、星団中心の星密度が高い場所に良くみつかる傾向があり、ひとつひとつの星を分解して観測することが難しい場合が多々ある。これらの要素が、大質量星形成領域の観測を比較的困難なものとしてきたのは紛れもない事実ではあるが、それでも大質量星星周円
盤の直接観測例は、電波・（サブ）ミリ波の干渉計観測で、約 12 の候補天体が見つかっている (Cesaroni et al.

2007)。これら候補天体中心星の質量は、平均すると 10 M¯ 程度、最大で約 20 M¯ となっている。赤外線域

第 7 章 星・惑星・生命の誕生

304

では 10– および 20–µm 帯で、Okamoto et al. (2009b, 図 7.7a 参照) がすばる望遠鏡と中間赤外撮像分光装置

COMICS を用い、初めて鮮明な円盤の直接撮像に成功している（中心星は約 10 M¯ と考えられている）。また近赤外（波長 2.2 µm）の干渉計観測で、Kraus et al. (2010, 図 7.7b 参照) が 20 M¯ 程度の星の周りに円盤構造を検出している。

(a)

(b)

図 7.7: (a) HD200775 星周円盤の中間赤外画像 (Okamoto et al. 2009b, 左が 10 µm 帯画像、右二枚が 20 µm
帯画像)。(b) IRAS 13481−6124 の近赤外干渉計開口合成（aperture synthesis）画像 (Kraus et al. 2010, 右下)。
これらの観測結果から、まずは観測例が少ないこと（低中質量星の星周円盤観測例は 100 以上あるのに対
2し ）、そしてどうやら 20 M¯ 程度の星までは、円盤降着で形成可能らしいことがわかる。それでは 20 M¯ 以
上の星はどうなのだろう？ 円盤降着ではない方法、例えば低中質量星の合体 (e.g., Stahler, Palla, & Ho 2000)などが必要なのであろうか？ この疑問を解き明かすことが、TMT 時代の大質量星形成研究の重要な課題のひとつだと言える。

方法と実現可能性
上述したように大質量原始星は深くダストやガスに埋もれている。つまり激しく減光しているので、まずは高感度が必要である。そして遠く混み合った領域に存在する傾向があるため、高空間分解能も必須である。

TMT においてはその直径 30 m 主鏡の集光力が、大質量星形成領域観測に必要な高い感度を可能にする。例えば、TMT ファーストライト観測装置 IRIS （Infrared Imaging Spectrograph = 赤外線撮像分光器）は、波長2.2 µm で AV = 200 等 程度（または水素分子柱密度 ∼ 1024 cm−2 ）までに埋もれている、典型的な距離（数kpc）にある大質量星（20 M¯ 程度以上）ならば、観測が可能な感度を十分に持っている (Wright et al. 2010)。
そして空間分解能も、補償光学（adaptive optics）を用いれば、点像分布関数の半値幅、数 10 milliarcsec）が達成可能である。これは数 kpc 先の領域で数 10 AU の空間分解能を意味する。つまり、現在すばる等の 8m級望遠鏡が 100 pc 前後の近傍低中質量星形成領域で達成している空間分解能を、数 kpc 先の大質量星形成領域においても可能とするわけである。
観測例を増やすためには、観測対象選びが重要となる。幸い、近年比較的高い空間分解能で観測された中間・
遠赤外線衛星（カタログ）などを利用した、大質量原始星探査がすでに進められている (e.g., Red MSX Source

survey, Lumsden et al. 2002)。またはまさに開始段階にあるものがある (e.g., Herschel Infrared Galactic Plane
Survey, Molinari et al. 2010)。地上 (サブ）ミリ波望遠鏡からも、やはりいくつかの探査がその初期段階 (e.g.,
APEX Telescope Large Area Survey of the galaxy, Schuller et al. 2009) であったり、開始直前 (e.g., JCMT
Galactic Plane Survey with SCUBA2, Moore et al. 2005) であるものもある。これらの探査が、今までは広2 例えば http://circumstellardisks.org/ にリストがある。

7.2. 星形成

305

くまばらに分布しているためもあってか、ひとつの領域を詳細に観測する、といったものがほとんどであった(e.g., G333.6−0.2, Fujiyoshi et al. 2006; 2005; 2001; 1998) 大質量星形成研究を、初めて確固たる統計的見地に立たせてくれると期待される。そして蓄積されたカタログは、TMT の観測に適した観測対象を数多く提供する。統計的な研究は、言わば大質量星形成全体の流れ（big picture）を確立する作業である。しかし、それと同時に、少数の領域を研究対象とし、ある質量の星のある形成段階において、どのような物理的・化学的現象が起こっているのかを明らかにして行く作業も、大質量星形成メカニズムを解明するためには必要不可欠である。

期待される成果
まず確実なのは大質量星周円盤の直接観測例が増えることである。それにより、例えば低質量星形成で確立されたような進化の時系列が、大質量原始星でも（後述する ALMA などの成果と合わせ）見えてくることが期待される。また、もし標準（円盤降着星形成）モデルに質量の上限があるのだとすれば、なんらかの傾向が観測され、大質量星形成モデルに制限をかけられるものと期待される。さらには、もちろん究極的には全ての波長で同程度の空間分解能を用いて同じ天体が観測されることが望ましいが、いくつかの波長で天体が分解され、個別の天体についてより正確な Spectral Energy Distribution を描くことが可能になる。つまり個別の
天体のより正確な光度（luminosity）を求めることが出来るようになり、最終的にはそれらの天体の光度関数（luminosity function）の構築が期待される。そして、ほぼ全ての大質量星は連星または恒星系を構成していると考えられているが (e.g., Mason et al. 2009)、これについても TMT は比較的離れた連星等の大質量星形成領域での固有運動測定を数年で可能にし、初期段階においての星団ダイナミクスを明らかにすると期待される。
この点（連星・恒星系の多さ）も低質量星などと比較して違う事実であり、大質量星形成モデルが解き明かさなければならない重要なポイントのひとつである（e.g., Bonnell & Bate 2005; Gies 2008）。

日本の独自性
日本の独自性として、例えば日本初の赤外線天文学専用衛星あかり (Murakami et al. 2007) の全天カタロ
グ3 が挙げられる。あかりは探査型衛星望遠鏡として、今までの同型衛星（e.g., IRAS）よりも広い範囲（全
天の 90%以上）をより高い空間分解能で観測したので、そのカタログから独自の大質量星（形成領域）リストを抽出することが可能である。そしてその取り組みはすでに進行中である (Okamoto et al. 2009a)。このリス
トは、今までのカタログに比べ、その高分解能によってより洗練されているだけではなく、探査範囲が広いので新天体を含んでいる可能性が高い。また、もちろん今までのカタログとの比較・照合という意味でも重要である。そして、TMT と同時期に運営される予定の、JAXA（宇宙航空研究開発機構）の次世代赤外線宇宙天
文台ミッション SPICA（Space Infrared Telescope for Cosmology and Astrophysics）への橋渡し・連携強化の役割も果たす。

他のプロジェクトとの関係
全体的に謎の多く残る大質量星形成ではあるが、近年徐々にそのシナリオが浮かび上がってきた。それは以下のような筋書きである。

IRDCs −→ HMCs −→ MYSOs −→ Hyper/Compact H ii re.g.,.,ions
IRDCs (Infrared Dark Clouds) は 1990 年代に ISO 衛星 (Perault et al. 1996) や MSX 衛星 (Egan et al. 1998)
によって発見された、文字通り（中間）赤外線域での暗黒星雲である。HMCs (Hot Molecular Cores) の中心には大質量原始星が形成され、そのため比較的温か（∼100 K）であると考えられている (e.g., Kurtz et al. 2000)。
3 http://www.ir.isas.jaxa.jp/AKARI/Observation/PSC/Public/

第 7 章 星・惑星・生命の誕生

306

また、HMCs のいくつかは IRDCs の内部で見つかっており (e.g., Rathborne, Simon, & Jackson 2007)、上記
シナリオの強い裏付けとなっている。MYSOs (Massive Young Stellar Objects) は Lumsden et al. (2002) の定義によると、大質量原始星が星周塵を温め始め（数 100 K）、中間赤外線域では明るいが、まだ星周物質は電離していない、電波（連続波）で観測すると暗い天体を指す。Hyper/Compact H ii regions は、大質量原始星が星周物質の電離（例えば水素原子 H i を電離して水素イオン H ii に）し始めたため、電波域で明るくなった天体である。ALMA (Atacama Large Millimeter Array) は TMT と同程度のビームサイズを達成するので、TMT で分解できる天体は ALMA においても同様である。つまり、ALMA と TMT を組み合わせることによって、非常に自然に同程度のスケールで違った進化段階にある天体を観測出来る、言い替えれば、大質量星形成のシナリオを追って行くことが可能となる。さらに突き詰めれば、この二台の次世代大型望遠鏡の相乗効
果なくして大質量星形成の解明はありえない、とも言える。各望遠鏡の特性を生かし、ALMA では初期の形成段階（IRDCs や HMCs）を狙い、TMT では後期の MYSOs やコンパクト H ii 領域などを観測し、例えば大質量星星周円盤の消滅時間スケールや、それぞれの形成段階の時間軸を確立する。また、それと同時に、それぞれの天体における物理・化学的現象の詳細を観測し、その時間軸に沿った変化（進化）を解き明かす。

要求される装置とその仕様
撮像ではひとつひとつの大質量（原始）星を分解し、大質量星の星周円盤の直接撮像などを行う。分光では、
中間赤外線域の低分散（R ∼ 200）で星周ダストなどの性質を探り（例えば 7.3.2 節参照）、近・中間赤外線域の高分散（R ∼ 10, 000）では星周ガスの速度情報や化学状態を測定する（例えば 7.3.4 節を参照）。

種別

装置名

観測モード

必要とする装置、仕様
波長範囲
波長分解能

AO

有

0.8 − 2.5 µm∼1–5 µm
8 − 25 µm∼10/∼100∼10,000∼10/∼100

有8 − 25 µm∼200/∼10,000

ELI
SGI
SGI

IRIS
J–NIRES
MICHI

撮像

有

分光

有

撮像

SGI

MICHI

分光

7.3

惑星形成

7.3.1

星周円盤の詳細構造の観測

視野∼ 4.5×4.5 arcsec

空間分解能
2

∼ 4.5×4.5 arcsec2∼0.01 arcsec∼0.01 arcsec∼0.1 arcsec∼0.1 arcsec

概要
この節では、若い星の周りのガス円盤の詳細構造の撮像観測を取り上げる。生まれたての若い星の周囲には、ガスと塵粒子によって構成される原始惑星系円盤が付随しており、惑星はこの円盤の中で塵粒子が何らかのメカニズムによって集積することにより形成されると考えられている。したがって、原始惑星系円盤の観測は、惑星形成理論の構築や系外惑星探査のために重要な位置を占める。本稿では、TMT によって実現されると期待される高空間分解能観測を通じて、原始惑星系円盤についてどのような理解が深まっていくと期待されるのかを、原始惑星系円盤の空間構造の観測という立場から紹介する。

Observation of the Detailed Morphology of Circumstellar Disks
In this section, we discuss the observation of detailed morphology of circumstellar gas disks by TMT. Youngstellar objects are usually accompanied by a so–called protoplanetary disk, which is composed of gas and dust
particles. It is considered that planets are formed in the protoplanetary disk. It is therefore important toobserve protoplanetary disks, since this may lead to the better understanding of planet formation processes
or even the discovery of new planets. We discuss how high resolution observations of protoplanetary disks,

7.3. 惑星形成

307

which we expect to become possible by TMT, will deepen our understanding of these objects. We especially
focus, in this section, on the observations of the morphology of the protoplanetary disks.

背景と目的
我々の太陽系や多様な系外惑星系はどのようにできるのだろうか？この疑問に答えるため、これまでも惑星系形成の母体となる原始惑星系円盤の観測が多くなされてきた。図 7.8 には、すばる望遠鏡による最新の円盤
直接撮像観測の結果を示す (Hashimoto et al. 2010, 投稿中)。このように、近年の高空間分解能観測によって円盤の数 10 AU (1 AU は太陽と地球間の平均距離) スケールの複雑な構造が明らかになりつつあり、原始惑星系円盤中の惑星の存在についても議論ができるようになりつつある。しかしながら、太陽系における地球型惑
星形成領域 (∼ 数 AU) や、太陽系の木星 (∼5 AU）のスケールまでは迫ることができていない。TMT ではその高い空間分解能により、これらの空間スケールの円盤領域にも迫ることが可能となる。

方法と実現可能性
原始惑星系円盤の直接撮像観測を行なう上で最も重要な望遠鏡の性能は高い空間分解能である。TMT を用いると、空間分解能と検出感度が現在の 8m 級望遠鏡に比較して大きく向上することが期待される。現状の大型望遠鏡でも、原始惑星系円盤を捉えられるだけの検出感度はすでに持っているが、それに加えて空間分解能が向上することによって、原始惑星系円盤において今まで見えてこなかったような新しい物理過程が見えてくるということが期待される。
高空間分解能を生かした観測は、TMT の IRISや J–NIRES などを用いて、初期から実現可能である。もしも回折限界性能が達成されたとすると、近赤外波長域において 0.007–0.014 arcsec の空間分解能が期待されるが、これは近傍星形成領域の天体を想定すれば、1–2 AU という、非常に細かな円盤構造を見分ける能力があることを意味する。
これに加えて偏光撮像機能が搭載されれば、星とのコントラストの問題が改善され、より星近傍の様子を明らかにすることができるだろう。さらに、中心星近傍の領域を調べる上で威力を発揮するのが、高い IWA4 が達成できると期待される、次世代の観測装置 SEIT や PFI である。これらの観測装置を用いると、近赤外線の領域で実に中心星から 0.01–0.02 arcsec の領域にまで迫ることができる。これは典型的な星形成領域 (∼140pc) に天体があると考えると、2.8 AU に相当する。よって太陽系の木星軌道領域のみならず、地球型惑星形成領域まで見分けることが可能である。また、TMT の中間赤外線カメラ MICHI を用いて円盤の暖かいダストからの熱放射の広がりを空間分解することで、円盤の温度構造を探ることも可能となる。以下では、原始惑星
系円盤の空間構造の観測に焦点を絞り、近赤外線・中間赤外線それぞれの波長域において、どのような成果が期待されるのかを簡単にまとめたい。

近赤外線による原始惑星系円盤の直接撮像観測
まず、近赤外線の撮像観測について考える。近赤外線の領域で、主に観測されるものは円盤上層部の塵粒子によって散乱された中心星からの放射光である。したがって、この観測では特に円盤上層部の構造や形態に関する詳細な情報を得ることができる。
ここでは特に、TMT によっておよそ 0.01 arcsec 程度の分解能を達成することができれば、原始惑星系円盤における力学的過程によって引き起こされる構造を空間的に分解して観測することが可能となると期待されるということを指摘したい。原始惑星系円盤における力学的な詳細構造の典型的な大きさは、およそ原始惑星系
円盤の厚み程度であると考えられている。一般に、原始惑星系円盤は厚みが半径の 10 分の 1 程度かそれ以下であると考えられているので、たとえば中心星から数 10 AU 程度離れた場所に励起される構造の典型的な広が4 Inner Working Angle のり略。高コントラスト機能が十分に働く中心星からの距離を示す。

第 7 章 星・惑星・生命の誕生

308

(a)

S2 S1
S3
S4

S8

(b)

S7
S5

S6

北
1秒角=144天文単位

東

1秒角=144天文単位

天文単位
50

0

-50 -100 -150 1000(d) リングギャップ

A

外側リング

E

B

0

F
G

東

0.5

0

-0.5

北

C

内側リング

0.5
-0.5
-1
赤経 オフセット（秒角）

0

-0.5

天文単位
50
0 -50 -100

0.5

D

-50 -100 -150
150 100

(c)

50

1

赤緯 オフセット（秒角）
-0.5
0
0.5
1

100

-1

図 7.8: ぎょしゃ座 AB 星の近赤外線 (1.6 µm) 偏光強度図とその拡大図、および全強度図。(a):HiCIAO による
直径 0.3 arecsec のオカルティングマスクを用いた偏光強度図 (Hashimoto et al. 2010, 投稿中)。右上の縮小図には多重スパイラル構造 (S1 から S8 と命名) を示しており、そのうち S7 と S8 は新しく見つかった。(b):CIAO
による直径 1.7 arcsec のソフトウエアマスクを用いた全強度図 (Fukagawa et al. 2004)。(c,d):図 (a) の中心領
域 (2 ×2 arcsec2 ) の拡大図とその特徴を示している。図の横軸と縦軸は天球面上の位置座標を表しており、秒角 (arcsec) を単位とした座標および天文単位に直した距離がそれぞれ書かれている。座標 (0,0) は主星の位置を示している。外側と内側のリングはそれぞれ点線の楕円で示してあり、楕円の実線はリングギャップを、点線の丸はそれぞれのリングのディップ (A から G) を示している。また、図の左下に示してある白丸は解像度を示しており、それぞれ 0.06 arcsec (図 a,c,d) と 0.1 arcsec (図 b) である。観測されたリング状のギャップなどの複雑な構造は、観測された円盤が力学的に非常に豊かな構造を持っていることを示唆しており、その起源として 惑星による力学的な摂動や乱流などの可能性が考えられる。 図の提供は橋本淳氏による。

7.3. 惑星形成

309

りは数 AU 程度であると考えられる。これは、たとえば距離 100 pc の位置にある原始惑星系円盤を想定すると、空間分解能にしておよそ 0.01 arcsec となる。
さて、原始惑星系円盤における詳細構造として、どのようなものが観測されうると考えられるのかについて、
以下に具体例を挙げていこう。

原始惑星系円盤中に存在する惑星による密度波構造
まず、原始惑星系円盤中に存在する形成中の惑星によって励起される原始惑星系円盤上の構造について考える。形成中の原始惑星は、原始惑星系円盤のガスと重力的に相互作用をすることにより、半径方向の密度ギャッ
プや腕状構造を生成する。理論的には、軽い惑星の場合には腕状構造が生成され、重い惑星については半径方向の密度ギャップが生成されると考えられている (e.g., Goldreich & Tremaine 1979; Lin & Papaloizou 1986)。
図 7.9 には、中心星から 10 AU、30 AU、100 AU の軌道半径で周回している木星質量程度の惑星が円盤中に作り出す構造を、8m 級望遠鏡および TMT で近赤外線散乱光にて観測した場合を比較したものを載せる。この図では、求められた明るさに中心星からの距離の二乗をかけて構造を見やすくしている。この図をみると、100 AU スケールであれば 8m 級の望遠鏡でも惑星によって引き起こされる腕状構造を分解できるが、30 AU
以下の領域であれば TMT の威力が発揮されることが明瞭である。
さらに、惑星近傍にはより細かい構造が存在するということも指摘されている (Jang-Condell 2008, 2009)。
また、円盤内の半径方向密度ギャップは、ある程度質量の重い惑星に関しては一般的に生成されると考えられており、さらに適当な条件がそろえば木星質量よりも十分軽いものでも形成可能であると考えられている (Liet al. 2009; Muto et al. 2010)。このような惑星に付随した構造を観測することができれば、そのような領域に「隠れている」形成中の惑星の傍証をとらえることが期待される。
また、TMT では高い点源検出感度を生かして、形成中の惑星そのものの検出も強く期待できる。円盤の構造を観測することで、円盤のどこに惑星が存在するのかということに対するある程度の見積もりができるようになると期待されるので、円盤の構造の観測によって惑星検出がより行ないやすくなると考えられる。

原始惑星系円盤における乱流構造
次に、原始惑星系円盤における乱流構造が観測できる可能性について言及したい。一般的に、原始惑星系円盤は乱流状態にあると考えられており、原始惑星系円盤の内側の領域ではその乱流を起源とする中心星への質量降着が起こっていると考えられている。その乱流の起源は、長い間謎とされてきたが、近年になって最有力視されている物理過程として、磁気回転不安定性 (Balbus & Hawley 1991) が注目されている。
磁気回転不安定性によって引き起こされている乱流の性質については、数値シミュレーションを用いた研究が今まで数多くなされてきている (e.g., Sano et al. 2004) が、実際に乱流状態にある円盤の構造を直接観測することは空間分解能の制限のために困難であった。しかし、TMT の高い分解能を生かした高分解能観測を行なうことによって、少なくとも円盤の外側の領域では円盤の厚み程度の拡がりをもった構造は空間的に分解して観測できると考えられる。したがって、現在まで数値計算でしか調べられてこなかった乱流の性質について、観測と比較しながら新しい知見を得ることができる可能性がある。図 7.10 には、磁気回転不安定性の数値シ
ミュレーションをもとに、1.6 µm の波長で円盤を観測したときにどのように見えるかを示した。比較のために

8m 級望遠鏡で観測した場合と TMT で観測した場合を示してある。円盤の中心星からの距離数 10 AU 付近における乱流の詳細な構造が TMT によって観測可能になるということが明瞭である。
原始惑星系円盤において起こると考えられる乱流は磁気回転不安定性にとどまらない。もしもある程度質量の重い原始惑星系円盤が存在すれば、特にその外側の領域では円盤の自己重力に起因する乱流が起こる可能性がある (最近の研究として Raﬁkov 2009)。その結果円盤の分裂によって惑星が形成されるという説 (Cameron

1978; Boss 1997) もある。この自己重力不安定モデルは、コア集積モデル (Hayashi et al. 1985) と並ぶ惑星形
成のシナリオとして長く提唱されてきた。

第 7 章 星・惑星・生命の誕生

310

10AU, Model

30AU, Model

0.1”

0.2”

10AU, Subaru

30AU, Subaru

100AU, Model

0.5”100AU, Subaru

0.1”

0.2”

0.5”

10AU, TMT

30AU, TMT

100AU, TMT

0.1”

0.2”

0.5”

図 7.9: 典型的な星形成領域までの距離である 140 pc 先にある、惑星が存在する原始惑星系円盤を円盤の真上から H バンド（波長 1.65 µm）で真上から 観測した場合のモデル画像。図の横軸と縦軸は、中心星の位置を原点とした秒角 (arcsec) 単位の空間座標を表し、色は明るさを示す。空間スケールは図中に示されているとおりである。この図では、明るさに半径の 2 乗を掛け算し、構造を見やすくしている。流体力学計算により、惑星が円盤に作る密度分布構造を計算した。左列から惑星が中心星から 10 AU、30 AU、100 AU の半径に存在し中心星を周回している場合の例。上段が無限大の空間分解能で観測した場合、中段が 8m 級望遠鏡で観測した場合、下段が 30m 望遠鏡 (TMT) で観測した場合である。TMT では 10 AU や 30 AU に惑星が存在した場
合でもその構造を検出できることが分かる。

7.3. 惑星形成

311

Subaru

0.3”

TMT

0.3”

Model

0.3”

図 7.10: 典型的な星形成領域までの距離である 140 pc 先にある、磁気回転不安定性による乱流状態にある原始惑星系円盤を、円盤の真上から H バンド（波長 1.65 µm）で観測した場合のモデル画像。図の横軸と縦軸は、中心星の位置を原点とした秒角 (arcsec ) 単位の空間座標を表し、色は明るさを示す。空間スケールは図中に示されているとおりである。磁気流体力学計算により、惑星が円盤に作る密度分布構造を計算した。左側が 8m級望遠鏡で観測した場合、中央が 30m 望遠鏡 (TMT) で観測した場合である。右側の図が無限大の空間分解能で観測した場合である。円盤内縁を 10 AU に取った計算を示す。TMT では、乱流の詳細な構造が空間分解して観測できるということがわかる。
自己重力不安定性に起因する乱流と観測を結び付けるための理論的な研究として、自己重力不安定性によって惑星が形成されつつある領域における、電波領域での分子輝線の観測と近赤外線散乱光との比較に関する研究などもなされており (Narayanan et al. 2006; Jang-Condell & Boss 2007)、TMT の観測と他の波長域における観測を組み合わせることで、惑星形成モデルに対する示唆を与えるということも可能になると考えられる。

原始惑星系円盤構造の時間変化

TMT の圧倒的な空間分解能を生かすと、これまでに述べてきたような乱流の構造や惑星によって生成される原始惑星系円盤の構造の、時間変化に関する観測も行なうことができると考えられる。ここまでに述べてきたような力学的構造は、一般的には力学的な時間で変化していくと考えられる。したがって、構造の変化の典型的な時間スケールはケプラー時間（中心星の周囲の公転時間）程度である。現在の 8m 級の望遠鏡では、中心星から 100 AU 程度離れた場所の観測が主として行なわれているため、ケプラー時間は 1000 年程度であり、このような構造変化を直接的に観測することは困難である。しかし、TMT によって 10 AU 程度の場所の構造を空間的に分解して観測することができるのであれば、数年の間隔を置いた観測を行なうことにより、円盤の力学的な構造の進化を十分に追うことが可能になると期待できる。
ここで、時間変化に関連して、惑星による腕状構造の特筆すべき特徴に触れておきたい。惑星によって励起される腕状構造はある程度円盤全体に拡がっており、かつ惑星の運動と同じ角速度で回転する。したがって、中心星の近くに存在する惑星によって生成された密度波ほど時間的に速く変化し、実際に観測している場所のケプラー速度とは異なった速度で変化することが予想される。一方で、磁気回転不安定性などによって引き起こされる乱流の構造の時間変化は、典型的には観測している場所でのケプラー速度程度で変化していくと考えられる。このように、その場所のケプラー速度からずれて時間変化しているような構造を観測することができ
れば、惑星の存在についてより強い証拠が得られると期待できる。

第 7 章 星・惑星・生命の誕生

312
中間赤外線熱放射の直接撮像観測

最後に、原始惑星系円盤の構造の観測は中間赤外線の領域でも重要になるということにも触れておこう。中間赤外線を用いると、温度数 100 K 程度の熱放射を観測することができる。これによって、円盤の温度構造についての知見も得られると期待できる。それだけではなく、近赤外線での散乱光観測と比較することで、円盤の構造に関しても相補的な情報が得られる (e.g., Fujiwara et al. 2006)。
温度が数 100 K の領域は、典型的な原始惑星系円盤においては 1 AU よりも内側の領域に対応する。したがって、中間赤外線の熱放射によって円盤の詳細な構造を分解して観測することは TMT によっても難しいと考えられる。しかし、原始惑星系円盤の進化が進み、円盤内縁のガスが次第に晴れ上がってくると、原始惑星系円盤の中心部にガスの薄い「穴」の領域ができると考えられている。このような円盤が存在することは広い波長範囲での Spectral Enegry Distribution (SED) を調べることによって示唆されている (e.g., Calvet et al.

2002)。もしも円盤の中心部に「穴」が存在すれば、円盤の内縁が中心星の輻射によって温められるために温度が上がり、中間赤外線の熱放射が観測されると考えられる。現在でも、中間赤外線の撮像観測によってこのような温度の高い「穴」が存在することを示唆するような観測はあるが (Honda et al. 2010)、分解能による制限のため、放射源が点源であるか拡がっているのかという定性的な程度の議論しかできていないのが現状である。しかし、TMT を用いることでその詳しい構造が見えてくることが期待され、また現在よりもより中心星に近い領域まで迫れるので、より進化段階の若い円盤についても散逸の様子が定性的に理解できると期待できる。原始惑星系円盤の進化は、惑星形成過程を考えるための重要な鍵となる情報であり、中間赤外線の熱放射の観測によって惑星形成理論に対する重要な制限が得られる可能性がある。

日本の独自性PFI を用いた近赤外線観測においては、すばる望遠鏡を中心とした日本主導の観測成果を利用して、主導的な役割を担うことができると考えられる。また、SEIT や MICHI は日本とアメリカの研究者を中心としたグループによる観測装置提案であり、日本グループも装置開発者という立場を生かして主導的な役割を担うことができる。

他のプロジェクトとの関係

TMT はその圧倒的に高い空間分解能により、近赤外線の波長域では南半球の E–ELT を除き他の追随を許さない。
チリの電波干渉計 ALMA の本格運用段階では、空間分解能として TMT と同程度のものが得られると期待される。サブミリ波やミリ波の領域の連続放射では原始惑星系円盤の低温の塵粒子からの熱放射が検出できる
ため、近赤外線散乱光の観測とは相補的な、円盤の低温成分の温度構造や面密度構造に関する情報が得られる。
したがって、ALMA と TMT の連携により、多様な姿をした原始惑星系円盤に関して総合的な理解が得られると期待される。

要求される装置とその仕様必要とする装置、仕様
AO 波長範囲 波長分解能

種別

装置名

観測モード

視野

空間分解能

ELI

IRIS

撮像

有

1–5 µm

回折限界

FDI
SGI

PFI
SEIT

撮像

有
有

1–5 µm
0.7–5 µm

回折限界

撮像

SGI

MICHI

撮像

有

8–25 µm

回折限界

回折限界

7.3. 惑星形成

7.3.2

313

原始惑星系円盤の固体物質分布観測

概要
円盤の固体微粒子 (ダスト) は惑星の主要な原材料であり、その進化・分布の理解は惑星形成過程の理解・および太陽系始原物質の起源において重要である。例えば、円盤低温領域 (∼30 K) で形成した彗星に、星間空間に見られず高温 (600–700K) 加熱を経ないと見られない結晶質のシリケイトが含まれている。この問題は、
原始惑星系円盤の高温領域から低温領域までの大規模な物質輸送を示唆するが、この詳細メカニズムはまだよく理解されていない。この輸送過程を明らかにするため、TMT を用いた円盤における結晶質シリケイトの空
間分布の観測が効果的であろう。また、惑星形成モデルでは、氷が固体として存在できる低温領域において巨
大ガス惑星が形成されると予言する。この氷が存在できる円盤外側と存在できない内側の境界をスノーラインと呼ぶが、このスノーラインがどこに存在するのかは観測的には明らかになっていない。TMT では原始惑星
系円盤におけるスノーラインの位置を観測的に明らかにできると期待される。

Observations of the Spatial Distributions of Dust and Ice Grains in the Protoplanetary Disk
Dust and ice play many important roles in planet formation, thus observations of their distribution andevolution in the protoplanetary disks are essential for understanding the planet formation processes andthe origin of primordial matter in our Solar system. Such observations are possible with the high spatial
resolution observations provided by TMT. In this section, we discuss how TMT observations will deepen our
understanding of the radial mixing/transport of high–temperature material (crystalline silicates) in the disk.
We also discuss observing possibilities of the snow line in the disk, which is supposed to be the boundary
between rocky terrestrial planets region and gas giant planets region.

背景と目的
円盤の固体微粒子 (ダスト) は惑星の主要な原材料であり、その進化や分布を観測的に探ることは、惑星形
成過程の理解において本質的に重要である。ダストには大きく難揮発性のケイ酸塩鉱物（シリケイト）と揮発性の氷（H2 O や CO2 ,CO 等）に分かれる。
シリケイトダストは地球型惑星の材料そのものとして重要である。我々の銀河系においては、星間空間や分子雲のシリケイトダストはほぼ完全に非晶質であることが、9.8 µm に見られる非晶質シリケイト由来の星間吸収スペクトルから分かっている (Kemper et al. 2004)。しかしながら、1980 年代から彗星塵の中間赤外線ス
ペクトル中に結晶質シリケイト（オリビン）由来の 11.2 µm ピークが多く見つかっている。星間空間のシリケ
イトは非晶質であったことを考えると、彗星が形成されるまでに、シリケイトの結晶化イベントが起こったと考えられる。非晶質シリケイトの結晶化には 600–700 K もの高温が必要であり (e.g., Fabian et al. 2000)、非常に低温環境 ( 30 K) で形成されたはずの彗星中になぜ高温起源の物質が含まれるのかが謎であった。近年の円盤の赤外分光観測から、原始惑星系円盤においても結晶質シリケイトが存在することが明らかになり、シリケイトダストの結晶化が円盤で起きていることが分かってきた。しかし、円盤によっては非晶質シリケイトが主要であるものもあり、その多様性の起源はまだよく分かっていない。また、観測された結晶質シリケイトは、
中間赤外線を発する 100 K から数 100 K 程度の暖かい領域に存在し、彗星が形成されたような低温（〜30 K）の円盤外縁部に普遍的に存在するのか、存在したとしてどのようにもたされたかのはまだよく分かっていない。
一方で、揮発性固体である氷ダストに目を転じると、実は観測的情報はシリケイトダストに比べてかな
り少なく、その半径方向の空間分布に関する情報は皆無に近い。一般に氷は円盤温度が高い内側領域では存在できず、凝結できる程度に低温である外側領域に存在すると理論的に考えられており、この境界をスノーラインと呼ぶ (図 7.11)。氷ダストは巨大ガス惑星のコア形成に関して重要と考えられており、そのためしばしば巨
大ガス惑星形成領域は氷が存在できるスノーライン以遠であると考えられている。しかし、そもそも円盤にお第 7 章 星・惑星・生命の誕生

314

図 7.11: 原始惑星系円盤において想定されているシリケイト (silicate)、氷ダスト (ice) 分布の概略図 (adopted

from Chiang et al. 2001)。揮発性の氷ダストは中心星より遠い低温領域に存在していると考えられており、その境界をスノーラインという。表層のほうがスノーラインが若干遠くにあるのは、中心星輻射加熱を受けるた
め、同じ半径であればダスト温度が赤道面よりも高いためである。
ける氷の観測例が少なく、ましてやスノーラインがどこに存在するかは観測的には未だ明らかではない状況にある。

方法と実現可能性
結晶質シリケイトの原始惑星系円盤における輸送過程を探るには、様々な進化段階にある原始惑星系円盤
において結晶質シリケイトの空間分布を探るのがもっとも直接的である。具体例として、非常に近傍であるた
め十分に空間分解されている βPic のデブリ円盤において、結晶質シリケイトが中心集中している様子が観測されている (図 7.12 参照; Okamoto et al. 2004)。しかし、この手法は典型的な距離が 100 pc 以上先にある原
始惑星系円盤ではこれまでは容易ではなかった。なぜならば、シリケイトの物性・組成は主に中間赤外分光観測によって探られているが、中間赤外線は円盤の冷たい領域からはあまり放射されず、さらに 8 ｍ級望遠鏡では円盤を空間分解するには解像度 (10 µm において 0.3 arcsec) が十分ではなく、これまで空間分解できた原始惑星系円盤が少ない点があげられる。これに対し TMT では 8 ｍ級望遠鏡に比べ約 4 倍の高い空間分解能を持
つため、とくに若い中質量星の原始惑星系円盤が空間分解可能となると予想される。また、TMT の中間赤外
線装置 MICHI には面分光機能 (IFU) の搭載も予定されているため、これを用いれば高い効率・信頼性で円盤における結晶質／非晶質シリケイトの空間分布を観測的に描き出すことができる。
また、円盤の氷分布およびスノーラインを探る観測手法として、円盤表層からの近赤外線散乱光の多色撮
像・分光により氷の吸収バンドを検出する手法が提案されている (Inoue et al. 2008)。例えば、H2 O 氷は波長3.1 µm に強い吸収バンドがあり、これが近赤外散乱光スペクトル中に吸収で現れることを利用し、多色撮像
で円盤表層での水氷の有無の空間分布を描き出すことができる (Inoue et al. 2008)。我々は実際にすばる望遠
鏡を用いてこの手法が有効であることを、Herbig Ae/Be 型星 HD142527 原始惑星系円盤において示した (図7.13; Honda et al. 2009)。この観測では 140 AU 以遠の低温領域全域に水氷ダストが存在することを示した
が、TMT の高い空間分解能を生かせばより内側領域の氷ダストの分布を描き出し、スノーラインの検出に世界で初めて成功できる可能性がある。

期待される成果

TMT/MICHI を用いた、原始惑星系円盤における結晶質・非晶質シリケイトの空間分布観測から、現在様々に提案されている円盤内物質循環モデルに観測的制限を与えることができる。たとえば、衝撃波加熱等による
円盤低温領域での結晶質シリケイトのその場形成モデル (e.g., Harker & Desch 2002) などがあるが、この場

7.3. 惑星形成

315

図 7.12: (上)βPic デブリ円盤の 24.6 µm 画像 (Telesco et al. 2005)。(下) すばるの中間赤外線撮像分光カメラ

COMICS で空間分解した βPic デブリ円盤の N バンド (∼10.5 µm) スペクトル。(Okamoto et al. 2004)。図中の実線は連続波成分に、結晶質シリケイト、非晶質シリケイトの各成分のスペクトルへの寄与を表示している。
中心領域 (パネル k) では ∼9.8 µm をピークとした非晶質シリケイト放射に加え、11.2 µm に強いピークを持つ結晶質シリケイト放射も強く出ている。中心から離れるにつれ、結晶質シリケイト放射は弱くなり、∼9.8 µmの非晶質シリケイト放射が卓越している。つまり、結晶質シリケイトは中心集中している傾向を示している。

TMT/MICHI の高い空間分解能および IFU 機能により、このような円盤の場所ごとのダスト分布の違いを多くの円盤に対して明らかにすることができる。

第 7 章 星・惑星・生命の誕生

316

図 7.13: HD142527 円盤 (フェイスオン、つまり円盤を真上から見ている) 近赤外散乱光スペクトルに刻まれた

H2 O 氷の 3.1 µm 吸収。円盤の低温領域表層に水の氷の存在を示した。この天体での表層スノーラインの予想
半径は中心星より数 10AU(∼0.2 arcsec) と予想されており、この画像では中心のコロナグラフマスクの内側となる。しかし、TMT を用いれば中心近傍数 AU まで迫ることができるので、円盤表層のスノーラインに迫ることが可能である。
合は結晶質シリケイトが低温領域に普遍的に観測されるであろう。また、円盤内側の高温領域で結晶化したシリケイトがガス粘性・輻射圧などで外側に拡散・輸送されるモデル (e.g., Bockelée-Morvan et al. 2002; Ciesla

2007; Vinković 2009) では、内側から外側に向かって結晶質シリケイト存在度の勾配が観測されるだろう。現在のところ VLTI の中間赤外線干渉計 MIDI の観測により、一部の若い中質量星の円盤において、結晶質シリケイトが中心ほど多い観測傾向を示しており (van Boekel et al. 2004)、後者のモデルを支持しているように考えられるが、反論もあり (Sargent et al. 2009)、TMT の観測により決着をつけることができる可能性がある。
また、円盤内側が早期散逸した遷移円盤と呼ばれる原始惑星系円盤には、始原的な非晶質シリケイトが観測されやすいといった傾向もあり (Sargent et al. 2009)、このことは低温領域への結晶質シリケイトの輸送が一般的・普遍的に起こるのかどうかに対して疑問を投げかけている。この問題に対しても遷移円盤における結晶質・非晶質シリケイトの空間分布を明らかにすることで、理解を進めることができると思われる。
円盤の氷ダスト分布に関しては、スノーラインが理論モデルの予想と合致するかどうかを検証することは、
円盤モデルの基本的な仮定の検証となり重要である。理論予想と異なれば巨大ガス惑星形成領域に関する仮定も変更を強いられる必要があるだろう。また、地球型惑星への水の供給の前提条件としても、円盤におけるス
ノーラインの位置の観測的な検証は重要である。また、分光観測が可能であれば、氷の物性（非晶質／結晶質）
に関する情報も得られ、氷の形成環境・熱史に関する情報も得られるであろう。

日本の独自性、他のプロジェクトとの関係

シリケイトダストの空間分布を探る観測は、Okamoto et al. (2004) によって Subaru の中間赤外線撮像分
光カメラ COMICS での実績がある。また、この観測は主に TMT/MICHI の面分光機能 (IFU) により進められるが、この観測装置機能は日本グループがまさにこのサイエンスを主眼に置いて開発を進めており、主導的に研究を進めていく予定である。このテーマは中間赤外干渉計 (e.g., VLTI/MIDI, VLTI/METIS) 観測と競合するが、干渉計観測の場合は限られた基線長のため完全な像再生は難しく、複雑な内部構造を持つ円盤の場合は TMT が強いと考えている。
また円盤散乱光の近赤外線多波長撮像・分光観測も、日本の研究者グループが精力的に進めており、実際

7.3. 惑星形成

317に Honda et al. (2009) 等で円盤表層に水氷の吸収を見出している。これらの先行研究経験を生かすことで、主導的な役割を発揮したい。一方で、近赤外線円盤散乱光観測は、SPICA や JWST でも狙う予定である。ただし、空間分解能は TMT が圧倒的なので、散乱光の面輝度が強い原始惑星系円盤では TMT が有利であろう。
一方でデブリ円盤等では散乱光面輝度が弱いため、TMT では難しく、角度分解能は劣るが高感度な SPICA,JWST などが有利となるだろう。観測可能なパラメータスペースが異なるので、それぞれの強みを生かした相
補的な観測となると考えている。

要求される装置とその仕様

7.3.3

必要とする装置、仕様
AO 波長範囲
波長分解能

種別

装置名

観測モード

視野

空間分解能

SGI

MICHI

IFU 分光有

7–25 µm

R∼ 250∼0.08 arcsec

FDI

PFI

多色撮像・分光有

1–5 µm低分散でよい∼0.01 arcsec

円盤における磁場構造

概要
星・惑星形成において磁場は様々な重要な役割を担うと考えられているが、観測的には詳細はまだよく分かっていないのが現状である。そこで、TMT/MICHI に搭載される偏光観測機能を用いて星周円盤の暖かい領域
における磁場構造を探る観測を提案する。

Mapping the magnetic ﬁeld in the circumstellar disks by MIR polarimetry
Magnetic ﬁelds are supposed to play many important roles in star and planet formation, however, there are
not so much observations so far. Here we propose to make mid–infrared polarimetric observations (imaging
and spectroscopy) to prove the magnetic ﬁeld geometry in the warm region of the circumstellar disk.

背景と目的
星惑星形成において磁場は重要な役目を果たしていると理論的に考えられている。例えば、ジェットやアウ
トフローの駆動メカニズムにおいては主要な役割を果たすと考えられているし、また、Class I,II YSO の星周円盤内での磁気回転不安定性が角運動量輸送メカニズムに重要な役割を果たしていると考えられている。
しかしながら星周円盤内における磁場構造（分布や強度等）は観測的には、十分には良く分かっていないのが現状である。例えば、比較的大きなビームでの電波や中間赤外線での偏光観測により、星周円盤内の磁場の大局的向きは星周円盤・または円盤状構造に対して並行であることは分かっているが (e.g., Tamura et al.

1999; Wright 2007; Aitken et al. 1993)、その空間分布までは十分に明らかになっていない。また、最近の比較的高空間分解能の電波干渉計の観測等により、原始星のエンベロープで砂時計型の磁場構造が見つかっているが (e.g., Girart et al. 2006)、やはり円盤スケール (∼100AU 以下) の磁場構造はよく分かっていない。

方法と実現可能性

TMT の高空間分解能・高感度を生かすことでこれまでは不可能であった星周円盤内での磁場の向きの空間
分布、およびより暗い太陽質量程度の低質量星周りの星周円盤の磁場の向きを探ることが可能となる。とくに星周円盤内の磁場の向きを探るには中間赤外線での偏光観測が有力な観測手法となる。中間赤外線偏光は、磁場により整列させられた非球形粒子（慣性主軸および角運動量が磁場と並行になる）からの熱放射、または吸

318

第 7 章 星・惑星・生命の誕生

図 7.14: 星周円盤における２つの簡単な磁場構造の例とその波長 10µm での偏光ベクトルマップ (Aitken et al.

2002)。円盤の傾きは 25 度としている。砂時計型磁場が (a) に相当し、その観測される偏光ベクトルマップが(c) となり、典型的な偏光度は約 3%程度である。強くねじれた磁場構造が (b) に該当し、その偏光ベクトルマッ
プが (d) であり、典型的な偏光度は 10%程度となる。その他の例は Aitken et al. (2002) を参照されたい。TMTによりもたらされる高空間分解能により、原始惑星系円盤において初めて上図のような偏光ベクトルマップを描き出すことができる。
収によってもたらされる。中間赤外線域では微粒子の散乱断面積が非常に小さく、近赤外線域に比べて散乱光
が通常ほぼ無視できるため、磁場の向きの解釈が比較的容易であるという利点がある。さらに中間赤外線域での偏光分光観測をすることで、偏光が放射または吸収によりもたらされたかの切り分けも可能である。また、
これまでの点源の観測では異なる場所の偏光が相互に打ち消しあい、有意に偏光が見られなかったソースにも、TMT のもたらす高解像度により円盤熱放射が空間分解されてくると高い偏光度が観測される可能性もあり、空間分解しての観測が威力を発揮すると考えられる。TMT の中間赤外線装置である MICHI には偏光観測機能が搭載される予定であり、今までにない高空間分解能・高感度の観測により星周円盤における磁場の分布に関する知見が増すと期待している。

期待される成果
図 7.14 に円盤内での二種類の磁場構造と、それに対応した波長 10 µm で期待される偏光ベクトルマップのモデル画像を表した (Aitken et al. 2002)。１つは Pudritz & Norman (1986) が提案したような砂時計型の磁場構造であり、もう一つは Shibata & Uchida (1985) が提唱したような強くねじれた磁場構造に類似している。
このように、観測された中間赤外線偏光ベクトルマップから、星周円盤内での磁場構造について制限を与える
ことが可能である。現実の円盤での磁場構造はより複雑である可能性があり、最近のより詳細な MHD シミュ
レーション等の結果とも比較することで、それらのモデルに制限を与えることができる。

日本の独自性・他のプロジェクトとの関係

TMT/MICHI は日本の中間赤外線グループも装置提案や開発に関わっており、観測研究において主導的な役割を担うことが可能である。また、日本の強力な星惑星形成の時期流体力学 (MHD) シミュレーション理論研究グループと協力して観測計画の立案・解釈等を進めていきたいと考えている。
また、中間赤外線偏光観測機能は、宇宙望遠鏡計画 (Spitzer、JWST、SPICA) には搭載されていないか、または計画されていない機能であるため、TMT/MICHI による観測がもっとも高感度を達成できることとなり、

7.3. 惑星形成

319

ユニークである。一方で ALMA のダスト連続波観測でも大きな進展がもたらされると考えられるが、中間赤外
線では温かい内側領域を選択的に観測するため、ALMA の観測結果と合わせて相補的な関係となるであろう。

要求される装置とその仕様

7.3.4

必要とする装置、仕様
AO 波長範囲 波長分解能

種別

装置名

観測モード

SGI

MICHI

偏光撮像・分光有8–25 µm

視野R∼ 200

空間分解能∼0.08 arcsec

水素分子輝線で探る原始惑星系円盤ガス散逸機構

概要
惑星形成の母胎である原始惑星系円盤中のガスは惑星大気の源であり、一方で惑星の軌道進化に大きな影響を及ぼす。従って円盤ガスは惑星系形成を制御する重要な要素であり、その散逸機構の理解は惑星系形成過程の解明に必要不可欠である。本節では、TMT/J–NIRES, J–IRMOS, MICHI による原始惑星系円盤からの近・中間赤外線水素分子輝線の高分散分光/面分光観測を提案する。TMT による高感度・高空間分解能観測は、既存の望遠鏡では検出が難しかった、円盤からの水素分子輝線を数 AU スケールの空間分解能で検出可能にし、惑星形成領域のガス量や円盤表層部のガス温度の空間分布を明らかにする。この観測により、光蒸発などの円
盤ガス散逸機構および惑星形成過程の検証が可能になると期待される。

Observations of H2 Line Emission to Probe Gas Dispersal Mechanism of Protoplanetary Disks
It is believed that planets form within protoplanetary disks. Gaseous component of the disks turns intoplanetary atmospheres. Meanwhile, orbits of planets are changed via interaction with the gas in disks. Thus,
how the gas dissipates from the disks is one of the keys to understanding the planet formation process. Here,
we propose high dispersion spectroscopy or IFU observations of near– and mid–infrared H2 line emission fromprotoplanetary disks by TMT/J–NIRES, J–IRMOS, and MICHI. Many of molecular hydrogen emission lines
are diﬃcult to detect by existing telescopes, but high spatial resolution with high sensitivity observations
by TMT will make it possible to detect various H2 transition lines with spatial resolution of a few AU. Suchobservations will reveal spatial distribution of gas mass and gas temperature in planet–forming regions in
the disks, which will probe the gas dispersal mechanism such as photoevaporation and diagnose the planet
formation process in the disks.

背景と目的、期待される成果(1) 中間赤外水素分子輝線観測による円盤ガス散逸機構および惑星形成過程の検証
地球や木星などの惑星は、若い星に付随する原始惑星系円盤内で形成される。原始惑星系円盤は主にガスとわずかなダストからなるが、惑星形成標準モデルによると、ダスト成分が衝突・合体成長し、やがて地球型惑
星および巨大ガス惑星中心のコアとなる。一方、ガス成分は惑星大気を形成した後やがて散逸し、現在の太陽系の様なガスの希薄な惑星系が形成されると考えられている (図 7.16)。円盤ガスの存在はガス惑星形成を可能にし、また惑星軌道の進化に大きな影響を与えるため、その空間分布および散逸機構の解明は、惑星系の形成・進化を理解する上で大変重要である。
ここで円盤ガスの大部分は水素分子 (H2 ) であり、その純回転遷移線は中間赤外線領域に現れる。一方で、H2 は等核分子であるためスペクトル線強度は弱い。そのため、円盤からの中間赤外 H2 輝線は近年ようやく検出が可能になったばかりであり、その空間分布を調べる観測は既存の望遠鏡では困難である。

320

第 7 章 星・惑星・生命の誕生

しかし高感度の TMT は、円盤からの中間赤外 H2 輝線の高空間分解能観測を可能にし、円盤ガスの空間分
布を明らかにすると考えられる。前述のように円盤ガスの存在はガス惑星の形成と惑星軌道に影響を及ぼすため、円盤ガスの空間分布を知ることにより、円盤のどの領域でどのような惑星 (固体・ガス・氷惑星) が形成され得るかを観測的に検証することが可能となる。さらに、円盤ガスの空間分布の情報はガス散逸機構にも制限を与える。これまでに提案されてきた、光蒸発、中心星への降着、ガス惑星による捕獲などのガス散逸機構は、それぞれ円盤内において効率的に働く領域が異なる。従って、円盤ガスの空間分布を知ることにより、どの散逸機構が有効に働いているかを議論することが可能になる。
一方で、すばる望遠鏡などの高空間分解能の赤外線撮像観測により、円盤内ダストの空間分布に関する情報がこれまでに得られてきた。また ALMA によるダスト熱放射のミリ波・サブミリ波観測は、円盤内ダスト量の空間分布を明らかにすると考えられる。TMT による中間赤外 H2 輝線の観測は、円盤ガスの分布をダスト分
布と同じ空間分解能で明らかにする。すばる望遠鏡などの円盤ダスト撮像観測では渦状腕などの非軸対称な構造が確認されているが、TMT では同様の観測を円盤ガスの空間分布に対して行い、非軸対称構造と円盤内惑星形成との関連が議論できるようになる。また惑星形成標準モデルによると、巨大ガス惑星形成はダストの集積後に起こるため、巨大ガス惑星形成直前に円盤内のガス/ダスト比が大きくなることが予想される。従って、ALMA と TMT の観測結果を用いて円盤内惑星形成領域のガス/ダスト比の空間分布の観測が可能になれば、
惑星形成標準モデルを観測的に検証し得ると期待される。
(2) 近赤外 H2 分子輝線観測による円盤ガスの光蒸発過程の検証
上述の円盤ガス散逸機構の候補の１つとして、円盤ガスが中心星の紫外線・X 線に照射されて加熱し、光蒸発するという過程がある。この光蒸発過程は、円盤表層部のガス温度の空間分布を調べることにより検証可能である。ここで、近赤外線領域に現れる H2 分子の振動回転遷移線は、円盤表層部の高温領域で主に放射されると考えられる。従って、円盤からの H2 分子の輝線比を近赤外で測定することにより、円盤表層部のガス温度の情報が得られる。H2 は最も光解離されにくい分子種であるため、円盤表層部の温度のトレーサーに適している。
これまですばる望遠鏡などの既存の地上望遠鏡により、円盤からの近赤外 H2 分子輝線の観測が行われてきたが、検出された輝線は最も強度の強い１本 (天体によっては２本) のみであり、かつその空間分布を求める観測は行われていない。しかし高感度・高空間分解能の TMT は、複数の輝線の検出を可能にし、輝線比の空間分布を明らかにすると考えられる。光蒸発の可否はガス温度と中心星からの距離 (重力) に依存するため、ガス温度の空間分布の観測は、円盤内のどの領域で光蒸発が可能かを明らかにする、すなわち、円盤ガス散逸機構
解明の足掛かりになると考えられる。

方法と実現可能性(1) 中間赤外水素分子輝線の空間分布の観測
円盤からの中間赤外水素分子輝線は、赤外線宇宙天文台 ISO により検出が報告されたものの、すばる望遠鏡を始めとする地上望遠鏡では検出されず、確認がなされなかった (e.g., Thi et al. 2001; Richter et al. 2002;
Sako et al. 2005)。しかし、最近の大型望遠鏡に TEXES などの高分散分光器を搭載した観測の結果、太陽系
近傍 (距離 140–180 pc) の中質量星円盤からの中間赤外 H2 輝線の検出が報告されるようになってきた (e.g.,
Bitner et al. 2008; Martin-Zaı̈di et al. 2009)。地上観測では 17 µm S(1), 12 µm S(2), 8.0 µm S(4) の H2 輝線
が中間赤外領域で検出されており、いずれもフラックスは ∼ 10−14 erg cm−2 s−1 、線幅は 10–20 km s−1 であった。
既存の地上望遠鏡ではこれらの観測の感度を達成するのは容易ではないのが現状であるが、すばる望遠鏡の10 倍の集光力を持ち、かつ高空間分解能の TMT では、円盤からの中間赤外 H2 輝線の面分光観測、あるいは高感度・超高分散分光観測によるスペクトロ・アストロメトリ (輝線の速度構造より、円盤内の輝線放射領域

7.3. 惑星形成

321

図 7.15: (左図)VLT/CRIRES(R∼ 100, 000) による原始惑星系円盤からの 4.7 µm 一酸化炭素 (CO) 振動回転
遷移線バンドのスペクトロ・アストロメトリの観測例。 図は、SMA によるサブミリ波ダスト連続光の撮像観
測 (中央の図; Brown et al. 2009) と 4.7 µm CO 輝線バンドの観測を用いてダスト/ ガスの空間分布を表した
もの (CO 輝線の放射領域は図中央の円環上) (Pontoppidan et al. 2008)。 TMT と ALMA を用いれば、ガス量を小さな不定性でトレースする H2 輝線を使って、惑星形成領域を空間分解するダスト/ガス比の観測が可能になると期待される。 (右図)Gemini/NIFS によるアウトフロー起源の 2.12 µm 1–0 S(1) 水素分子 (H2 ) 輝線の面分光観測 (Beck et al. 2008)。TMT では、より強度の弱い、中心星からの紫外線・X 線照射により加熱/励起されたされた円盤表層部の H2 の輝線比の空間分布の観測が可能になり、円盤ガス散逸機構候補の１つである光蒸発過程の検証が可能になると期待される。
の空間分布を求める手法；図 7.15 の左図5 参照) が可能になると考えられる。面分光観測では、ダスト撮像観
測に見られるような非軸対称な構造をガスの空間分布に見ることができるようになる。一方スペクトロ・アス
トロメトリでは、空間分布の直接観測はできないが、点源中心の位置決定精度の高さと円盤のケプラー回転速度分布を利用することで、輝線の円盤半径分布を観測の空間分解能 (PSF のサイズ) よりも小さいスケールまで解析することができる。これらの観測により、非軸対称構造を形成する円盤内の惑星の存在や円盤ガス散逸
機構、惑星形成過程の検証が進むと期待される。

(2) 近赤外水素分子輝線の空間分布の観測
H2 の振動回転遷移線は、特に K バンドに比較的強度の強い遷移線を複数持つことから、様々な天体に対して地上望遠鏡による観測が行われてきた。太陽系近傍 (主に距離 140–160 pc) の中小質量星周囲の原始惑星系円盤に対してはすばる望遠鏡などにより観測が行われ、十数天体に対し 2.12 µm v =1–0 S(1) 輝線が、数天体に対し 2.22 µm v =1–0 S(0) 輝線が検出されている (e.g., Bary et al. 2003, 2008; Itoh et al. 2003, Nomura et al.
準備中)。観測された輝線フラックスは ∼ 10−15 erg cm−2 s−1 であり、線幅は 10–30 km s−1 であった。他にも K バンドで観測可能な遷移線として 2.25 µm v =2–1 S(1) や 2.03 µm v =1–0 S(3)、2.41 µm v =1–0 Q(1)などがあるが、既存の観測では 2–1 S(1)/1–0 S(1) 輝線比に対して < 0.14 の上限が与えられているのみである。様々なダストモデルを用いたモデル計算によると、2–1 S(1)/1–0 S(1) 輝線比は 0.03–0.2 であり (Nomura

et al. 2007)、TMT の集光力であれば、最も輝線比が小さくなる場合であっても 2–1 S(1) 輝線が検出可能であり、より弱い輝線の検出も可能となる。
円盤表層部の高温ガスのトレーサーとしては 4.7 µm の CO 振動回転遷移線バンドもあるが、K バンド H2
輝線の方がより高温のガスをトレースするため、光蒸発過程の検証には適している。また 4.7 µm 帯は地球大気の吸収が強いため、観測条件的にも K バンドの水素分子輝線の方が良い。
既存の望遠鏡では、補償光学を用いた中分散面分光観測により、アウトフローが円盤上空/表面で衝撃波を起こしている領域で、近赤外 H2 輝線の空間分布が 0.1 arcsec の空間分解能で観測されている (Beck et al. 2008,
5 この観測では一酸化炭素 (CO) 輝線の速度構造から、円盤の回転方向 (図中の直線の方向) と輝線放射領域 (図中央の円環上)、および輝線放射の非軸対称性 (図中の矢印の方向) が確認された。

第 7 章 星・惑星・生命の誕生

322

紫外線・

ガス降着
塵表面分子の気化

固体惑星

原子・分子の塵表面への凍結・塵表面反応

ガス惑星

氷惑星

図 7.16: 原始惑星系円盤ガスは惑星大気形成後、光蒸発、中心星への降着などの過程を経て散逸し、我々の太陽系や系外惑星系の様な惑星系が形成されると考えられている。円盤外縁部の低温領域では原子や分子はダス
ト表面に凍結し、ダスト表面反応をおこす。一方、円盤内縁部の惑星形成領域ではダスト表面分子は気化する(次節参照)。TMT による円盤からの分子遷移線観測は、円盤ガス散逸機構や塵表面反応起源の有機分子の空間分布を明らかにすると期待される。(図は Aikawa et al. 2002, Bergin et al. 2007 参照。)
図 7.15 右図)。このような衝撃波領域で放射される H2 輝線強度は、中心星からの紫外線・X 線照射により加熱された円盤上層部の高温領域で放射される H2 輝線強度より２桁ほど大きいと考えられる。TMT では、後者の比較的強度の弱い輝線の比が、∼0.02 arcsec (距離 150 pc の近傍の星形成領域で 3 AU) の空間分解能で測定可能になると考えられる。すなわち、惑星形成領域における円盤表層部のガス温度の空間分布の観測、ひいては円盤ガス光蒸発過程の検証が可能になると考えられる。
日本の独自性、他のプロジェクトとの関係、要求される装置などについては、次節にまとめて記載する。

7.3.5

原始惑星系円盤ガス中の有機分子の空間分布

概要
原始惑星系円盤の化学組成の解明は、惑星の大気・コア組成や太陽系物質起源、ひいては我々の生命起源にも関連し得る重要な課題である。一方で、円盤の化学組成は惑星コアや大気形成時の冷却率、すなわち固体・
ガス惑星形成にも影響を及ぼし得る。本節では、TMT の J–NIRES, J–IRMOS, MICHI による原始惑星系円盤からの近・中間赤外線有機分子遷移線の高分散分光/面分光観測を提案する。TMT による高感度・高空間分解
能観測は、既存の望遠鏡では検出が難しかった円盤からの有機分子遷移線を数 AU スケールの空間分解能で検出可能にし、惑星形成領域に存在する、特にダスト表面反応起源の有機分子などの空間分布を明らかにする。
この観測により、ガス惑星形成可能領域やダスト表面でのさらに複雑な分子種の生成に関する議論が可能になると期待される。

Spatial Distribution of Organic Molecules in Protoplanetary Disks
Understanding chemical composition of protoplanetary disks is essential to reveal origin of materials,
which include planetary atmospheres and cores, in our Solar System and other planetary systems, and7.3. 惑星形成

323

ultimately, origin of our life. On the other hand, cooling processes of planetary cores and atmospheres, andthus the formation processes of rocky planets and gas giants may be controlled by chemical compositionof the disk. Here, we propose high dispersion spectroscopy or IFU observations of near– and mid–infraredtransition lines of organic molecules in protoplanetary disks by TMT/J–NIRES, J–IRMOS, and MICHI.
These lines are diﬃcult to detect by existing ground–based telescopes, but high spatial resolution with highsensitivity observations by TMT will make it possible to detect transition lines of organic molecules inthe disks with spatial resolution of a few AU. Such observations will reveal spatial distribution of organic
molecules originating from grain surface chemistry in planet–forming regions in the disks, which will probepossible planet–forming regions as well as formation process of further complex molecules on grain surfaces.

背景と目的、期待される成果
原始惑星系円盤外縁部で起きていると考えられる重要な化学反応に、低温の宇宙空間で特徴的なダスト表面
反応 (ダスト表面に凍結した原子・分子の反応) がある。水 (H2 O) 生成はダスト表面反応の代表例であり、太陽系外縁の低温領域に存在する彗星などの天体中の H2 O 氷もダスト表面反応に起因すると考えられる。彗星中のH2 O 氷は重水素の比率が星間物質の重水素比よりも高いことが観測的に知られており、地球の海水の高重水素比との関連が議論されているが、ダスト表面反応はこの重水素濃縮の一因にも考えられている。 ダスト表面では H2 O やアンモニア (NH3 )、メタン (CH4 ) などの有機分子等、原子や分子に水素が付加した分子や複雑な分子種が生成されやすく、アミノ酸の前駆体となる分子種がダスト表面で生成される可能性も議論されている。
原始惑星系円盤外縁部においてダスト表面反応で生成された分子種は、円盤ガスと共に中心星に向って降着し、惑星形成領域で気化すると考えられる (図 7.16)。実際、彗星中の氷が太陽近辺で気化したガス中には、ダスト表面反応起源と考えられる分子種が豊富に存在する。従ってダスト表面反応起源分子の遷移線を観測することにより、円盤中の惑星形成領域の物理状態・化学組成をトレースできると考えられる。
円盤からの赤外線有機分子遷移線のこれまでの観測例としては、Spitzer 宇宙望遠鏡による中間赤外線輝線の観測、および地上望遠鏡による 3 µm 帯での吸収線の報告があるのみであり、いずれも空間分布の情報は得られていない。しかし高感度の TMT は、円盤からの有機分子遷移線の高空間分解能観測を可能にし、円盤中の有機分子などの空間分布を明らかにすると期待される。円盤ガスの化学組成は、惑星大気形成時の冷却率にも影響を及ぼす可能性が示唆されており、この観測を用いて、円盤のどのような場所でどのような惑星および惑星大気が形成可能か、議論できるようになる。また、円盤内縁部でダスト表面の氷層から気化した分子を観測することにより、円盤内におけるダスト表面氷層の組成、すなわち塵表面反応素過程の検証が可能となる。
ひいては、円盤内における塵表面でのさらに複雑な有機分子生成の可能性を探る手掛かりになると考えられる。

方法と実現可能性

Spitzer 宇宙望遠鏡の中間赤外線分光観測によると、太陽系近傍 (主に距離 125–250 pc) の小質量星円盤 22 天
体中 3–5 割程度の割合で H2 O およびアセチレン (C2 H2 ) やシアン化水素 (HCN) などの有機分子が検出されている (e.g., Carr & Najita 2008; Pontoppidan et al. 2010, 図 7.17 左図)。そのフラックスは ∼ (0.5 − 10) × 10−14

erg cm−2 s−1 であり、地上望遠鏡で円盤から観測された中間赤外線水素分子輝線のフラックスと同程度である。
有機分子遷移線の中間赤外領域における地上観測としては、高分散分光器 TEXES を用いた大質量星形成領域の観測があり、波長 ∼13 µm において C2 H2 、CH4 、NH3 などの分子種が検出されている (Knez et al. 2009)。
これらの分子種は N バンド (∼ 10.5 µ m) に幅広く遷移線を持っており、高感度の TMT では、この有機分子
輝線の円盤内の空間分布の観測が可能であると期待できる。
また地上望遠鏡による近赤外線観測では、3.0–3.3 µm 帯で小質量星円盤における C2 H2 、HCN 吸収線の検出が報告されている (Gibb et al. 2007; Doppmann et al. 2008, 図 7.17 右図)。3 µm 帯は強度の強い有機分子遷移線が多数存在する領域であり、地上望遠鏡による彗星の観測では、2.9–3.6 µm 帯で数種類の有機分子が検出されている (e.g., Kobayashi et al. 2007, 2010)。地上での観測条件がより良い K バンドや H バンドで

324

第 7 章 星・惑星・生命の誕生

図 7.17: 原始惑星系円盤からの赤外線分子遷移線スペクトルの観測例 (左図)Spitzer 宇宙望遠鏡による H2 O・有機分子輝線の中間赤外線観測 (図中の遷移ラベルは水分子の遷移)(Pontoppidan et al. 2010)。(右図)Keck II の
近赤外高分散分光機 NIRSPEC(R∼ 24, 000) による 3 µm 帯におけるシアン化水素 (HCN)、アセチレン (C2 H2 )吸収線の観測 (下は地球大気による吸収のスペクトルで 横軸は静止系での波長)(Doppmann et al. 2008)。 TMTを用いると、このような有機分子遷移線の惑星形成領域における空間分布の観測が可能になり、惑星大気との関連や円盤内における塵表面反応に関する議論ができるようになると期待される。
も、N バンドや 3 µm 帯の遷移線よりも強度は 1–2 桁弱いが、複数の有機分子が遷移線をもつ (Rothman et al.

20056 )。既存の大型望遠鏡の 10 倍の集光力を持つ TMT では、これらの遷移線についても円盤内の空間分布の観測が可能であると期待できる。
有機分子遷移線も H2 輝線同様、線幅が狭い (∼ 20 km s−1 ) と考えられ、かつ強度が弱い。有機分子遷移線
はバンド構造を持ち遷移線間の波長差が小さいので、各遷移線を分離し正確な物理量・化学組成を求めるためには高分散分光観測が必要となる。特に地球大気による吸収が強いバンドでは、大気吸収の影響を除去するた
めに高分散分光は必須であると考えられる。

日本の独自性、他のプロジェクトとの関係

・原始惑星系円盤からの分子スペクトル線のモデル計算
分子遷移線の強度はガス温度や密度、分子の存在量に依存する。一方、円盤内の温度・密度や分子の存在量の空間分布は一様ではないため、円盤からの分子輝線の観測結果を詳細に解析するには、モデル計算との比較が必要となる。H2 輝線については、中間赤外純回転遷移線のみを扱ったモデルは複数あるが、H2 の振動回転
遷移を円盤のガス・ダストの温度・密度分布と共に扱い、近赤外スペクトル線の詳細な計算を可能にしたモデルは担当者らのモデルのみである (Nomura & Millar 2005; Nomura et al. 2007)。また有機分子遷移線についても、有機分子の存在量やガス温度を仮定してスペクトル線の計算を行ったものは他にもあるが、円盤内の有機分子の存在量の分布および赤外線遷移線スペクトルをガス・ダストの温度・密度分布と共に計算したモデル
は、担当者のグループのモデルのみである (Heinzeller et al. 2011, 投稿中, 図 7.18)。
・すばる望遠鏡
すばる望遠鏡では、これまでに IRCS、COMICS を用いた近・中間赤外線領域で原始惑星系円盤からの H2分子輝線の観測が行われている (Itoh et al. 2003; Sako et al. 2005, Nomura et al. 準備中)。また、IRCS を用いた 3 µm 帯の有機分子の観測が彗星に対して行われている (Kobayashi et al. 2007)。原始惑星系円盤の撮像観測としては、大中小質量星円盤に対して近赤外高コントラストカメラの CIAO/HiCIAO や COMICS によりダスト散乱光やダスト熱放射の観測が行われており、H2 O 氷の空間分布も観測されている (e.g., Itoh et al.

2002; Fukagawa et al. 2004, 2006; Fujiwara et al. 2006; Okamoto et al. 2009b; Honda et al. 2009)。若い星周
6 HITRAN Database, http://cfa–www.harvard.edu/HITRAN7.3. 惑星形成

325

図 7.18: 原始惑星系円盤ガス中の H2 O(左図) および NH3 (右図) 存在量の空間分布を化学反応モデル計算により求めた結果 (Heinzeller et al. 2011, 投稿中)。高空間分解能の TMT の有機分子の観測により、惑星形成領域
におけるこのような化学組成の空間分布が検証可能になると期待される。
円盤からのガス輝線の面分光観測としては、すばる望遠鏡と Kyoto3DII を用いて大中質量星円盤からの可視光[O i] 輝線の観測が行われている (Nomura et al. 準備中)。これらの観測で得られた知見は、TMT を用いた原始惑星系円盤からの分子遷移線の空間分布の観測に大変有用であると考えられる。
・JWST, SPICA

JWST や SPICA は、TMT と同程度あるいはより高い感度で、地球大気吸収の影響なしに赤外線分子遷移
線を観測することが可能だが、JWST では高分散分光器は搭載されず、SPICA も近赤外線では高分散分光観測はできない。また、空間分解能は TMT が近赤外線、中間赤外線共に優れており (JWST の約 4.5 倍、SPICAの約 8 倍)、惑星形成領域を空間分解する観測が可能である。観測戦略としては、SPICA による中間赤外線高分散分光観測で検出された分子遷移線を TMT で高空間分解能観測すれば、原始惑星系円盤中の惑星形成領域
におけるガス量や有機分子の空間分布を効率良く調べることが可能である。
・ALMA
原始惑星系円盤ガスの空間分布の観測は、ALMA による CO 輝線を用いてもある程度可能である。CO は分
子雲中では比較的安定した分子種で、一般には H2 の 10−4 程度の存在量を保っている。輝線強度が強く観測が容易であるため分子ガスのトレーサーとしてよく用いられるが、CO は H2 に比べ光解離しやすく、また低温領域では塵表面に凍結するという性質がある。また H2 と CO の正確な存在量比は領域により異なるため、ガス量の正確な測定には水素分子輝線を用いるのが最も不定性が無い。取り分け、光解離が起きやすい、中心星付近のダストが希薄な領域のガス分布を調べるためには、H2 (および水素原子) の輝線を用いるのが適している。また、H2 は励起状態などの化学的性質が最も良く研究された分子であるため、輝線スペクトルのモデル計算を行う上で不定性が小さいという利点がある。
円盤中の有機分子なども ALMA で観測可能だが、有機分子などの比較的強度が弱い輝線に関しては、ALMAの空間分解能は 0.1 arcsec 程度と言われている。TMT による近赤外遷移線観測ではより高い空間分解能 (∼0.02

arcsec) の観測が可能であり、近傍の星形成領域 (距離 ∼150 pc) の円盤の場合、地球軌道付近の化学組成まで明らかになる。また、ダスト表面で生成されやすい CH4 や C2 H2 は分子構造が回転対称であり、水素分子同様、双極放射が禁止されているためミリ波・サブミリ波では観測できず、赤外線のみで観測が可能である。

ALMA と同等あるいはそれ以上の空間分解能を持つ TMT による H2 輝線や赤外線有機分子遷移線の観測とALMA によるダスト連続光、CO および様々な分子輝線の観測を組み合わせれば、円盤内のガス/ダスト比やCO/H2 比の空間分布を求めたり、赤外線からミリ波・サブミリ波で観測される分子種を統合した円盤の化学

第 7 章 星・惑星・生命の誕生

326
輝線強度

[erg cm

−2

s

線幅

−1

]

[km s

1×10−15
5×10−17

−1

波長分解能

]

20
20

S/N

R

NELF
[erg cm−2 s−1 ]100,000
15,0002×10−16
5×10−16

25
3

積分時間

[min]
20
15

表 7.1: 輝線検出に必要な観測積分時間の見積もり
組成の空間分布を求めることが可能となる。

要求される装置とその仕様
近・中間赤外線における面分光観測が可能であれば、原始惑星系円盤内の円盤ガス量や円盤表層部の温度、有機分子の空間分布を非軸対称な構造も含めて観測することができる。ここで、円盤からの近・中間赤外線水素分子輝線、有機分子遷移線はいずれも強度が弱く、かつ線幅が狭い (∼ 20 km s−1 ) と考えられるため、輝線強度と観測感度にも依るが、遷移線の検出には R≥ 10,000 の波長分解能が必要と考えられる。一方で、遷移線を速度分解するのに必要な超高分散の波長分解能 (R∼ 80,000–120,000) かつ高感度 (SN 比 ＞ 25) の観測ができれば、間接的手法ではあるが、観測の空間分解能よりも小さなスケールの円盤半径分布まで求めることが可
能な、スペクトロ・アストロメトリの解析を行うことができる。
表 7.1 に輝線の検出に必要な観測積分時間を簡単に見積もる。表中の NELF(Noise Equivalent Line Flux)
は、点源の輝線放射を 1 秒積分して 1σ レベルとなるフラックス。

種別

観測モード

必要とする装置、仕様
AO
波長範囲

SGI
SGI

装置名
J–NIRESJ–IRMOS

高分散分光/面分光

有有

1.5–5 µm
1.5–2.5 µm

波長分解能R∼ 10,000–80,000
R∼ 10,000–20,000

面分光

SGI

MICHI

高分散分光/面分光

有

8–17 µm

R∼ 10,000–120,000

視野

空間分解能
∼0.02 arcsec∼0.02 arcsec∼0.1 arcsec

327

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335

第8章

夜空の星の多様な惑星たち 〜TMT で探る
第 2 の地球〜

8.1

この分野の概要

8.1.1

班員構成、担当

氏名

所属

主な担当章節佐藤 文衛

東京工業大学大学院 理工学研究科

8.2.1

住 貴宏

名古屋大学 太陽地球環境研究所

成田 憲保

国立天文台 太陽系外惑星探査プロジェクト室

松尾 太郎

国立天文台 太陽系外惑星探査プロジェクト室

8.4.2
8.1, 8.3.2, 8.3.3, 8.3.4
8.4.1

山下 卓也

国立天文台 TMT プロジェクト室

8.3.1, 8.4.3

8.1.2

当該分野における TMT サイエンスの方向性

太陽以外の夜空の星々は一体どんな惑星を持つのだろうか？ そこに「もうひとつの地球」と呼べるような惑星は存在するのだろうか？

Mayor & Queloz (1995) により最初の太陽以外の恒星を公転する惑星 (系外惑星) が発見されて以来、系外惑星の研究は急速に発展し、天文学の重要な一角を占めるようになった。しかしながら 2010 年現在、その研究対象の中心は巨大な木星型惑星にとどまっている。これは非常に小さな地球型惑星を太陽系外に発見し詳細に調べることが、ようやく現在の望遠鏡で可能になりつつはあるものの、まだ困難だからである。

TMT の時代、ついに系外惑星の研究は地球型惑星の観測が中心課題となるだろう。TMT の圧倒的な集光力と検討中のユニークな観測装置により、太陽系外の地球型惑星の発見し、詳細な特徴付けを行うことが可能になると期待される。特に主星から適度な位置にあり液体の水を保持できると考えられる領域 (ハビタブルゾーン) にある地球型惑星の探索とその環境の調査は、天文学のみならず多くの周辺分野の研究者の興味を惹きつけるだろう。
また、TMT での研究はちょうど同じ時期に打ち上げられる予定の宇宙赤外線望遠鏡 SPICA との強い連携が期待される。特に惑星の詳細な特徴付けにおいては、お互いの得意とする波長や対象を補い合って、一層系
外惑星の理解を深めてくれるだろう。

8.1.3

主要研究題目

1. 視線速度法による新たな系外惑星の探索
TMT の大集光力により、視線速度法を用いて 8m 級望遠鏡では不可能だった新しい惑星の探索や追観測が可能となる。具体的には、太陽型星や太陽のおよそ 0.1 から 0.6 倍の質量をもち、表面温度がおよそ
2,000 K から 4,000 K の M 型星のまわりの地球型惑星探索、星団や早期型星での惑星探索、重力マイク
ロレンズ法やトランジット法で発見された惑星の追観測などである。
2. トランジットを起こす系外惑星の大気分光観測
トランジットを起こすような系外惑星では、トランジット中とそれ以外の時のスペクトルを比較すること

第8章

336

夜空の星の多様な惑星たち 〜TMT で探る第 2 の地球〜

で、惑星の大気を分光することができる。この方法によって、特に地球型惑星において生命の痕跡となるような大気成分 (バイオマーカー) の探索を行ったり、惑星の雲の有無などを調べることが可能となる。

3. ロシター効果による地球型惑星の軌道進化メカニズムの解明
トランジットを起こす惑星系では、トランジット中の視線速度に惑星が主星の自転を隠す効果 (ロシター効果) が観測される。このロシター効果は、惑星が主星の自転に対してどのような傾きを持って公転しているかを調べる手がかりとなり、惑星がどのように軌道進化してきたのかを調べることができる。

4. 太陽系外地球型惑星の直接撮像検出
TMT の大口径による高い空間分解能と日本発のユニークな直接撮像装置により、特に M 型星まわりのハビタブルゾーンにあるような地球質量の惑星を直接撮像して検出することを目指す。
5. 直接撮像による重力マイクロレンズ惑星系の同定
重力マイクロレンズ法は現段階でもハビタブルゾーンにある惑星を検出できる可能性があるユニークな方法である。しかし、重力マイクロレンズの光源になった恒星と、増光を引き起こした惑星を持つ恒星とを分離することが困難で、求まる惑星質量には大きな不定性が残っていた。TMT では、高い空間分解能を持った直接撮像によりこの 2 つの恒星を分離し、惑星質量の不定性を大きく低減することができる。

6. 中間赤外線での巨大ガス惑星の直接撮像と低分散分光観測
TMT の中間赤外線装置に高コントラスト機能をつけることで、従来の観測装置では検出が困難であった
温度の低い (年齢が古い) 巨大ガス惑星を検出することが可能となる。

8.1.4

キャッチ・フレーズ• 30m 望遠鏡で探す新たな惑星たち• 夜空にもうひとつの地球を求めて8.1.5

要求される装置のまとめ

種別
ELI(FDI)SGI(FDI)SGI
SGI

装置名
WFOS–MOBIE(J-)HROS(J-)NIRES
SEIT

SGI
FDI

MICHI
WIRC

必要とする装置、仕様
観測モード AO
波長範囲
波長分解能 (R)分光
無0.5–1 µm3,000
分光
無0.3–1 µm
80,000–100,000
分光
有0.9–2 µm
8,000–100,000
撮像
有
0.8–1 µm
撮像, 分光撮像

有有

8–13 µm
0.8–2.5 µm

20

視野10×10 arcmin2

空間分解能 a∼0.3×0.3 arcsec2∼0.5×0.5b arcmin2
3.3×3.3 arcsec2∼0.5×0.5 arcmin2

DL
DL
DL
DL

a. — DL = 回折限界程度
b. — マイクロレンズ追観測のための要請

8.2

視線速度法による系外惑星のサイエンス

8.2.1

TMT での新たな系外惑星の探索

概要
視線速度法は、惑星の引力による中心星のわずかなふらつきを視線速度変化を通してとらえ、その周りを公転する惑星を間接的に検出する方法である。近年、視線速度測定技術の目覚ましい進歩によって、木星型惑星

8.2. 視線速度法による系外惑星のサイエンス

337

だけでなく地球型惑星も見つかり始め、「第 2 の地球」発見への期待が高まっている。TMT は、すばる望遠鏡の約 13 倍の集光力を生かし、極めて高い視線速度精度で観測を行うことで、第 2 の地球探しや、低質量星周りのハビタブルゾーンにある地球型惑星探索などにおいて威力を発揮すると期待される。

Abstract
Radial Velocity Method is an indirect technique to ﬁnd extrasolar planets which detects tiny wobble ofstars in radial velocity due to gravitational pull of orbiting planets. Using state-of-the-art spectrographs
optimized to radial velocity measurements, we have begun to discover Earth-like planets as well as Jovian
planets. anticipated. Thanks to the large aperture of TMT, it is anticipated to detect Earth analogs byconducting observations with the high precision radial velocity method and quest for habitable planets
around low-mass stars.

背景と目的惑星をもつ恒星の微小な視線速度変化をとらえる視線速度法は系外惑星探索において基本的かつ強力な手法である（図 8.1）。1995 年に同手法によって初めて系外惑星が発見されて以来、現在知られている約 500 個の系外惑星のうちの約 8 割が視線速度法によって発見され、多様性に富む系外惑星の姿が明らかにされてきた (e.g.,

Udry & Santos 2007)。大量の木星型惑星に加え、多重惑星系やトランジット惑星系、近年ではスーパー・アースなども同手法によって初めて発見されており、視線速度法は常に時代の先頭に立って系外惑星研究の新たな地平を切り拓いてきたと言える。

図 8.1:

視線速度法の原理。恒星と惑星は互いに共通重心の周りを回る。A、C では観測者（図中左）に対する恒星の視線速度変化はゼロ。B では遠ざかる速度が最大（符号プラス） 、D では近づく速度が最大（符号マイナス） 。下は初めて系外惑星が発見されたペガスス座 51 番星の視線速度変化。
（http : //www.rikanenpyo.jp/kaisetsu/tenmon/tenmon 024.html）
視線速度法による惑星検出では、恒星からの光を高分散分光器を用いて波長ごとに細かく分け、恒星スペク
トル中に含まれる種々の元素による吸収線のドップラー効果による波長変化を検出することによって、恒星の

第8章

338

夜空の星の多様な惑星たち 〜TMT で探る第 2 の地球〜

微小な視線速度変化を検出する。惑星検出に必要な測定精度は、例えば太陽系の木星を検出するには約 10 m

s−1 以下、地球を検出するには約 10 cm s−1 以下である（図 8.2）。現在は可視光観測では数十 cm s−1 、近赤外線観測では約 5–10 m s−1 の精度が達成されており、可視光観測では地球質量の数倍という低質量の惑星も

ᝨᫍ㉁㔞ୗ㝈್㸦ᮌᫍ㉁㔞㸧

発見され始めている（Udry et al. 2007; Howard et al. 2011; 図 8.3）。

V

P

P



V

PV

㌶㐨㛗༙ᚄ ኳᩥ༢఩図 8.2: 中心星が太陽質量 (M¯ ) の場合の視線速度法による検出限界（破線）とこれまでに見つかった系外惑星 図 8.3: HD156668（K3V）の視線速度変化（Howard（黒丸）。縦軸は惑星質量下限値（木星質量単位）、横軸 et al. 2011）。縦軸は視線速度変化（m s−1 ）、横軸は位は軌道長半径（AU）。太陽系の惑星も記してある。太 相。振幅約 1.9m s−1 、周期約 4.6 日。地球質量の約 4 倍
陽系の地球を見つけるには 10 cm s−1 以下の測定精度 の惑星が周回していると考えられる。
が必要である。
一般的に視線速度法による系外惑星探索の目標及び役割は大きく次の 3 つに分けられる（お互い独立ではな
く相互に関連している）。

1. 第 2 の地球の探索
2. 多様な系外惑星系の統一的理解
3. 他の系外惑星検出法との連携
1．は言うまでもなく我々の地球に似た惑星を見つけようというものであり、太陽類似星の周りの約 1 AU1 の軌道を周回する地球と同質量の惑星発見を目指すものである。その発見は、学問上はもちろんのこと、我々の世界観に大きなインパクトを与えるだろう。太陽類似星を周回する短周期の地球型惑星は既に発見され始めているが、1 AU の地球質量惑星を発見するには約一桁の精度向上が必要であり、現在世界中で熾烈な技術開発競争が繰り広げられている。2．は、太陽型星に限らず様々な種類の恒星における惑星系の性質を統計的に明らかにしようというものである。近年、質量や進化段階の異なる恒星を対象とした惑星探索が進み、地球型惑星から木星型惑星に至る様々な惑星の存在確率や軌道分布と中心星の性質との相関が観測・理論の両面から議論され始めているが（Fischer & Valenti e.g., 2005; Howard et al. 2010; Johnson et al. 2010; Kennedy & Kenyon

2008; Mordasini et al. 2009; Alibert et al. 2011; Ida & Lin 2005; Ida & Lin 2010）、大規模サンプルに基づいてこれらの統計的性質を確立し、汎惑星形成論へとつなげるのことは重要な目標である。また、トランジット法やアストロメトリ法、重力マイクロレンズ法、直接撮像法など他の検出法によって発見された候補天体の軌
道運動の検出や惑星質量の決定なども視線速度法に課せられた重要な役割である。

1 1 AU は太陽系の地球と太陽間の平均距離に相当する。

8.2. 視線速度法による系外惑星のサイエンス339

図 8.4: 恒星のスペクトル型による吸収線の現れ方の違い。図中央の HR 図の縦軸は光度（太陽光度を 1 とした
ときの光度の対数表示）、横軸は有効温度（対数表示。単位はケルビン）。早期型星は吸収線が少ないため視線速度の測定精度が低く、巨星は測定精度は高いが脈動など恒星自身の視線速度変動が大きい。また、M 型星は
吸収線は多いが恒星自体が可視域で暗い。その点、太陽型星は総じて視線速度法による惑星探索に適している。

A 型星、M 型星のスペクトルは UVES のスペクトルライブラリ（http://www.sc.eso.org/santiago/uvespop/）から、太陽のスペクトルは http://bass2000.obspm.fr/home.php からそれぞれ取得。
方法と実現可能性
視線速度法では恒星の微小な速度変化を吸収線の波長変化として検出するため、高分散分光器には極めて高い波長較正精度が要求される。このような観測を可能にする手法として、ガスフィルター（ヨウ素ガス; I2 ガス）によって生じるガスの吸収線を波長較正に用いる方法と (Butler et al. 1996)、超安定化分光器に波長比較
光源光と恒星光を同時に導く方法 (Baranne et al. 1996) とが現在用いられている。すばる望遠鏡の高分散分光器（HDS）やケック望遠鏡は前者の手法、ESO3.6m 望遠鏡の高分散分光器（HARPS）などは後者の手法を採用している。現在、可視光観測では HARPS によって最高数 10 cm s−1 の測定精度が実現されており、さらに高精度の波長較正法（レーザー周波数コム;Li et al. 2008）の開発が進んでいる。近赤外観測では VLT の近赤
外高分散分光機 CRIRES がガスフィルター法（アンモニアガス; NH3 ）を用いて 5–10 m s−1 の精度を達成しているが (Bean et al. 2010)、近赤外域においてもさらに高精度の波長較正法（レーザー周波数コムなど）の開発が待たれるところである。
実際の観測ではこれら機器的な波長較正精度によって到達可能な精度が制限されているが、仮に機器的な測定精度は十分高いとすると、究極的な測定精度は恒星自身のスペクトルの形状と一定時間内に集められる光子数によって決まる。吸収線の波長変化の測定とは、要するに検出器上での吸収線の位置変化を調べることなので、細く深い吸収線が観測波長域に多数現れるような恒星ほど高い測定精度が出やすい。例えば同じ光子数で比較した場合、太陽型星の様な比較的低温の晩期型星は A 型星などの早期型星に比べて数十倍高い精度が達成できる。また、測定精度は SN 比2 に比例して向上するため、精度 1 m s−1 と 10 cm s−1 では必要な光子数が100 倍違い、従って観測時間も 100 倍違うことになる（図 8.4）。
視線速度法において大口径望遠鏡を使うメリットとしては、・暗い天体に対しても十分な光子数で高精度の観測ができる、・同じ観測時間でより暗い天体まで観測できるようになり対象天体の数が増える、
・同じ明るさの天体については同じ観測時間でより多くの光子を集めることができるため測定精度が向上する、という点が挙げられる。TMT はすばる望遠鏡に比べて集光力が約 13 倍（約 3 等級）向上するので、約 3.7 倍遠い距離まで観測可能になり、対象天体数は約 60 倍に増える。また、同じ時間内に集められる光子数は約 13 倍になり、測定精度は 4 倍弱向上する。特に、すばる望遠鏡では難しく TMT に期待される観測は以下のようなものであると言える。
2 信号と雑音の比であり、光子数の平方根に比例する。

340

第8章

夜空の星の多様な惑星たち 〜TMT で探る第 2 の地球〜

1. 暗い天体（遠くの天体）を明るい天体並みの高精度で観測
2. 比較的明るい天体を超高精度（超高 SN 比）で観測
1．の例として、低質量星周りの地球型惑星探索と星団における惑星探索、2．の例として、太陽型星における第 2 の地球探しと早期型星における惑星探索、また、他の系外惑星検出法との連携として重力マイクロレンズ法で見つかった惑星の追観測を以下に述べる。トランジット法との連携については 8.3.4 節で述べる。

期待されるサイエンス(1) 太陽型星における第 2 の地球探し
太陽型星において約 1 AU の軌道を周回する地球質量の惑星を検出する。検出すべき中心星の視線速度変化
は振幅 10 cm s−1 である。現在可視光観測で達成されている測定精度は最高数 10 cm s−1 であり、第 2 の地球検出にはさらに約一桁の精度向上と、かつその精度を一年以上維持する安定性が求められる。しかし、仮にこの精度が達成できたとしても、実は恒星自身の活動（脈動、対流等）に起因する視線速度変動は惑星によるそれよりも遥かに大きく、惑星検出の際には大きな ノイズ として働く。第 2 の地球検出には測定精度ももちろんだが、この ノイズ の特性を正しく把握しそれを打ち消すのに有効な観測戦略を立てることが重要である。例えば、太陽型星に広くみられるいわゆる「5 分振動」は振幅にして数 m s−1 であるが、約 15 分間に渡って視線速度を平均すれば 20 cm s−1 以下、約 30 分間に渡って視線速度を平均すれば 10 cm s−1 程度まで振動成分を落とすことができると言われている (Mayor & Udry 2008)。これは逆に言うと、どのような口径の望遠鏡であっても一データ点当たり 30 分ないしはそれ以上の観測が必要であり、それぞれの口径に見合った
明るさの観測対象があることを意味している。すばる望遠鏡の高分散分光器 HDS と同等の分光器を想定すると、TMT に適した明るさは約 8.5 等程度である。脈動以外にも恒星には様々なタイムスケールの変動があり(e.g., Kjeldsen et al. 2005)、我々はまだそれを完全には理解していない。従って、8–10m 以下級の望遠鏡を有効活用して事前によく恒星の性質を把握しておくことが重要である。

(2) 低質量星における地球型惑星探索
太陽質量 (M¯ ) の約 2 分の 1 から 10 分の 1 の質量をもつ低質量星、いわゆる M 型星は、質量が小さいために軽い惑星からも相対的に大きな引力を受け、視線速度が大きく変化する。そのため、重い恒星に比べて軽い
惑星を検出しやすいという利点がある。また、低温度であることから恒星周囲で水が液体として存在できる領域（ハビタブルゾーン）がより内側に存在する。1 m s−1 の測定精度を達成できれば、0.1 M¯ の周りのハビ
タブルゾーンに存在する地球質量の惑星を検出することができる（図 8.5）。M 型星は本質的に暗いためすばる望遠鏡での主な観測対象は約 0.3 M¯（J < 10 等級 (VEGA)）にとどまるが、TMT では 0.1 M¯（J < 13 等
級 (VEGA)）まで観測対象を広げることができ、ハビタブルゾーンにある地球質量の惑星の検出及び統計が期待される。M 型星の放射のピークは近赤外域にあるため近赤外域をカバーする高分散分光器が必要であり、測定精度は現在同波長域で達成されている精度の数倍から 10 倍の向上が求められる。

(3) 星団における惑星探索
星団に属する恒星は同じ時期に同じ場所で誕生したと考えられるので、星団内では年齢と化学組成は一様と見なせる。その際、星団に属する恒星の主な違いは質量ということになり、中心星の質量の違いが惑星形成に及ぼす影響を明確に調べることができる。しかし、星団は一般的に距離が遠く暗いため口径 8–10m 級の望遠鏡でも視線速度精密観測は難しく、これまでに主系列星に対して系統的な視線速度法による惑星探索が行われた
星団はヒアデスただ一つである (Cochran et al. 2002)3 。TMT ではこれまでより約 3 等級暗い天体まで観測可
3 主系列星より明るい巨星を対象にした惑星探索はいくつかの星団に対して行われており、惑星も検出されている（Sato et al. 2007;Lovis& Mayor 2007）。

୰ᚰᫍࡢど⥺㏿ᗘኚ໬㸦PV㸧ࣁࣅࢱࣈࣝࢰ࣮ࣥࡢ㊥㞳㸦ኳᩥ༢఩㸧

8.2. 視線速度法による系外惑星のサイエンス341

ᆅ⌫㉁㔞


୰ᚰᫍ㉁㔞㸦ኴ㝧㉁㔞㸧

図 8.5: ハビタブルゾーンにある惑星が中心星に及ぼす視線速度変化。横軸は中心星の質量（太陽質量単位）、
縦軸は視線速度変化の振幅（実線）とハビタブルゾーンの距離（= (L? /L¯ )1/2 ; 破線）。例えば、0.1 M¯ の恒
星の周りのハビタブルゾーンは 0.04 AU 付近で、そこにある 1 地球質量の惑星による中心星の視線速度変化の振幅は約 2 m s−1 。TMT による近赤外視線速度観測で 1 m s−1 の測定精度が実現されれば、このようなハビ
タブルゾーンにある地球型惑星の検出が可能になる。
能になり、複数の星団で主系列の広範囲に渡って惑星探索が可能になるので、星団内での中心星質量依存性だ
けでなく星団ごとの違い（年齢、金属量、など）についての議論の端緒が開けると期待される。

(4) 早期型星における惑星探索
近年、準巨星や巨星における惑星探索の結果から、1.5 M¯ の以上の質量を持つ中質量星では巨大惑星の頻度が高いことが示唆され、原始惑星系円盤質量と惑星形成効率の観点から注目を集めている (e.g., Johnson et al.

2010)。しかし、進化の進んだ恒星の周りの惑星系は恒星進化の影響を受けている可能性があり (e.g., Sato et al.
2008)、元々の惑星系の性質を知るためには進化の進んでいない中質量星、つまり早期型主系列星での惑星探索が鍵となる。ところが、早期型星は高温のためスペクトル中に吸収線が少なく、かつ、一般に高速自転のため線幅が広がっており、高精度を得るには非常に高い SN 比での観測が要求される。例えばすばる/HDS では、
射影自転速度 120 km s−1 の A7 型矮星に対しては SN 比約 2000 で視線速度測定精度約 10 m s−1 を達成できるが、30 分以内の積分時間でこれが可能なのは 5 等星より明るい天体であり、対象天体が限られる。TMT では 3 等級深くなり対象天体数は約 60 倍になるので、早期型星における本格的な惑星探索が可能になると期待される。

(5) 重力マイクロレンズ法で見つかった惑星の視線速度観測
重力マイクロレンズ法 (詳細は 8.4.2 節) では通常は惑星軌道の詳細を知ることはできないが、これが分かっている例が一つだけある。OGLE-06-109L と名付けられた太陽系から 1.5 kpc4 の距離にある 0.2 M¯ の M 型
星（H 5 =17.2 等級 (VEGA) ）の周りには、軌道長半径 2.3 AU と 4.5 AU にそれぞれ木星の 0.73、0.27 倍の質量の惑星が見つかっており、軌道傾斜角6 は 64 度であることが分かっている（Gaudi et al. 2008; Bennett et al.

2010）。この内側の惑星に対応する中心星の視線速度変化の振幅は約 17 m s−1 である。これを視線速度観測に
4 1 pc は 3.26 光年
5 ∼1.65 µ m

6 惑星の公転面が我々の視線方向に対してなす角度

第8章

342

夜空の星の多様な惑星たち 〜TMT で探る第 2 の地球〜

よって追加観測することを考えた場合、H = 17 等 (VEGA) の天体に対して約 5 m s−1 の精度を得るためにはTMT でさえ近赤外高分散分光で計約 18 時間（約 2 晩）の積分を必要とするのでチャレンジングではあるが、8–10m クラス以下の望遠鏡では不可能である。今後 H = 14 − 15 等 (VEGA) 程度のレンズ天体が発見されれば、約 1 時間から数時間の積分時間で 5 m s−1 程度の精度が得られるため十分検出圏内に入ってくる。

(6) トランジット法で見つかった長周期惑星候補のロシター効果による確認
現在視線速度法に次ぐ系外惑星の発見方法となっているトランジット法 (詳細は 8.3 節) では、宇宙望遠鏡や地上望遠鏡によるモニター観測によって、多数の惑星候補が発見されている。特に NASA の Kepler 計画では、
太陽のような惑星のまわりのハビタブルゾーンに存在する地球型惑星 (つまり周期 1 年程度) の発見が目標となっている。しかし、こうした長周期惑星は主星に与える視線速度変動が小さく、惑星であることの確認を行うことは難しい。しかし長周期惑星の確認のためには膨大な観測時間が必要であり、惑星でなかった場合の時間的損失を避けるため、事前に別の方法で惑星であることの確認が必要である。この確認のための観測として
は、ロシター効果 (詳細は 8.3.4 節) の測定が有効である。例えば、太陽–地球の系では地球の影響による太陽の視線速度変動は 10 cm s−1 程度であるが、地球をトランジット惑星として見た場合、ロシター効果の振幅は30 cm s−1 程度であり、高い集光力による十分な時間分解能と視線速度の精度を兼ね備えた TMT の視線速度測定装置であれば、ロシター効果の確認を行うことが可能となる。このように長周期惑星候補の場合には、公転による視線速度変動よりロシター効果による視線速度変動の方がが大きくなることがあるため、この効果を利用して事前に候補天体が惑星であることを確認しておくことが戦略的に重要である。

日本の独自性
日本では、すばる/HDS や岡山望遠鏡の高分散分光機 HIDES で独自に視線速度精密測定技術を開発してきた（Kambe et al. 2002; Sato et al. 2002; Kambe et al. 2008）。現在可視光観測ではすばる、岡山共に 3 m s−1を切る精度を達成しており、％岡山では 2 m s−1 以下の精度を達成しておりさらなる精度向上へ向けた改良を行っている。これをもとに巨星周りの惑星探索を中心に独自のサイエンスを展開している (Sato et al. 2010)。
また、すばるでは 1 m s−1 の精度を目指す近赤外高分散分光器の開発も始まっており、これらの技術やサイエンスを TMT と連携させることができる。

他のプロジェクトとの関係
可視域での視線速度精密測定機能は既存の主な望遠鏡（高分散分光器）には備わっている。前述の ESO3.6m/HARPS、

Keck 望遠鏡の高分散分光機 HIRES を筆頭にすばる望遠鏡/HDS、岡山 188cm/HIDES 、そして HET、Magellan、AAT、Lick 望遠鏡などの高分散分光機などが現在視線速度法による惑星探索で実績があり、数 10 cm
s−1 から 3 m s−1 程度の測定精度を達成している。今後の計画には VLT の ESPRESSO やヨーロッパの超大口径望遠鏡の CODEX などがあり、いずれも 10 cm s−1 以下の精度を目指している。近赤外高分散分光器はVLT/CRIRES が 5–10 m s−1 の精度を達成している。この他にもすばる望遠鏡を始め複数の望遠鏡で同種の計画があり、これらの多くが今後 5 年以内に稼働を始める予定である。
このような状況には競合という面もあるが、先に述べた第 2 の地球探しのような超高精度観測にはどの口
径の望遠鏡を用いても結局ある一定の観測時間が必要であり、それぞれの口径に適した天体の明るさがある。
従って、一つの望遠鏡で賄える天体数はそれほど多くはなく、同等の機能を備えた望遠鏡が世界に複数台稼働しそれらが連携していることがサイエンスの進展にとって必要である。日本が現在有する装置についても機能強化を図ることによって、TMT やその他の超大型望遠鏡と連携していくことが重要である。

8.3. トランジットによる系外惑星のサイエンス

343要求される装置とその仕様

種別

装置名

観測モード

SGI

J-HROS

高分散分光

SGI

J-NIRES

高分散分光

必要とする装置、仕様
AO
波長範囲
波長分解能
0.39–1 µm R∼ 80, 000 − 100, 000

0.9–2 µm

視野

空間分解能

R∼ 80, 000 − 100, 000

8.3

トランジットによる系外惑星のサイエンス

8.3.1

トランジット法による系外惑星大気バイオマーカーの高分散分光観測

概要
近傍 M 型星のハビタブルゾーンにある地球型惑星のトランジット分光観測によってバイオマーカーの検出を目指す。バイオマーカーは現在の地球大気に存在するので、地上望遠鏡で検出するには視線速度差を利用して、高分散分光器を使用する。該当するトランジット惑星はまだ発見されていないので、可能性のある距離 3pc のM5V 型星について検出可能性を見積もった。その結果、可視光波長帯の O2 A band 吸収線の検出は容易ではないが、近赤外線の O2 などについては、可能性が比較的高いことがわかった。

High resolution spectroscopy of exoplanet biomarkers at transits
We propose to detect biomarkers, such as O2 , for transiting terrestrial planets at habitable zone aroundneaby M type stars. To detect biomarkers with ground based telescope, high spectral resolution spectrographis needed for targets with large radial velocities in order to avoid terrestial absorption. Becase no suchtransiting exoplanets are found yet, we estimated detectability of hypethetical exoplanet around M5V starat a distance of 3 pc. As a result, it may not be easy to detect O2 A band in the optical but we have somechance to detect O2 absorption in the Near-Infrared.

背景と目的
系外惑星は 2010 年末の段階で 500 天体を超えており、珍しい存在ではなくなってきている。しかし、これらの多くは視線速度法による発見で、惑星質量や軌道についての情報が得られる。しかし、ほとんどの場合で他の手法による追観測が困難で、表面や大気についての情報を得ることができない。視線速度法に次いで発見・観測例の多いのが惑星が主星の手前を通過することによる減光を検出するトランジット法である。トランジッ
トを起こす惑星は、その大気を通過する主星の光や逆位相の時の惑星放射光を分光することにより惑星大気の情報を得ることに成功しているが、まだ、観測装置の能力の限界から条件の良いガス巨大惑星に限られている。
このような惑星の性質解明の究極の目標は、系外惑星に生命の証拠を検出することであろう。生命形態の多様性は否定できないが 現在の人類の生命に対する知識をベースにすると、水が液体で存在できるハビタブル
ゾーンにある地球型惑星の大気に O2 などのバイオマーカーを検出することが、容易ではないが、現時点では最も実現可能性の高い手段であろう。バイオマーカーを検出する手段としては、直接撮像によって主星と分離した系外惑星を分光する手段とトランジット法が考えられるが、ここでは、後者の可能性を検討する。

方法と実現可能性
トランジット法による惑星大気分光は、主星の光のうちごく一部はトランジット中に惑星大気を透過してくることを利用するもので、非常に弱い吸収線を検出する必要がある。しかも、バイオマーカーである O2 など
地球大気成分と同じ分子を狙うので、系外惑星のバイオマーカースペクトル線が地球大気を透過するには、地

第8章

344

夜空の星の多様な惑星たち 〜TMT で探る第 2 の地球〜

図 8.6: 地球大気の O2 A band 吸収スペクトル。太陽スペクトル観測データから作成。
球大気吸収線の線幅以上の視線速度差が必要となる。その上で、高分散分光により両吸収線を可能な限り分離
して地球大気吸収線の影響を最小限にしてやらなければならない。
地球大気吸収線と分離することができても、非常に弱い吸収線を検出しなければならない点も非常な困難である。系外惑星大気吸収線の深さは惑星円周部分の薄い大気層と主星ディスクの面積比で薄められるからである。これを緩和するためには、直径の小さい M 型星を主星ターゲットとするのが良い。この研究のためには、
トランジットするハビタブルゾーンの地球型惑星が発見される必要があるが、まだ発見されていない。今後のサーベイ観測の成果に期待することになる。地上小口径望遠鏡による M 型星をターゲットとした MEarth や専用衛星による明るい近傍星をターゲットとした TESS などのトランジットサーベイが進行中、もしくは計画されている。
まず、地球大気の O2 吸収線の波長幅は速度幅で数百 m s−1 と十分に細く、多くの場合でターゲット天体の地球との視線速度差はこれよりは大きいと考えられるが、地球の自転・公転運動により視線速度は変化するので観測時には注意が必要である。次に問題となるのは、地球大気の吸収線と系外惑星の吸収線の分離である。
地球大気の吸収線が完全に不変で、分光器や望遠鏡が完全に安定であれば、トランジット中とトランジット外のスペクトルを差し引きすれば、惑星大気の吸収線が差分として検出できるはずであるが、現実には様々な要因でわずかに変動する。この影響を可能な限り抑えるには分光器の波長分解能が地球大気とターゲット天体との視線速度差に比べて十分に大きければよい。ターゲット天体の太陽に対する視線速度は、数から 30 km s−1程度であるので、観測時の地球の公転・自転による影響が大きい。従って、波長分解能が高いほど観測チャン
スが増えることになるが、その定量的評価には、分光器の波長分解能だけではなく分光器の安定性・地球大気
吸収線の安定性などに依存するので現時点での評価は難しいが、波長分解能として約 10 万を要請する。
次に、発見されうるトランジット系のパラメーターを仮定して観測可能性を検討する。この主題を検討した
先行研究として Webb & Wormleaton (2001) がある。彼らは、地球と類似大気を持った系外惑星のトランジッ
ト時の吸収線をモデル計算を行った (図 8.7)。しかし、採用する M 型星のパラメーターが現実的ではなく、検出可能性を過大評価をしている可能性が高い。そこで、以下のパラメーターを採用し、TMT の高分散分光器
でどの程度の S/N 比のデータが得られるかを検討した。
仮想ターゲットとして、距離 d = 3 pc の M5V 型星を想定した。太陽からの距離 d ＜ 3(5)pc に 11(74) の恒星が存在し、そのうち M 型星は 7(44) 天体ある。M5V 型星のハビタブルゾーンにある地球型惑星のトラン
ジットイベントの継続時間は 2.3hr、軌道周期は 25.2days であることから、１年間に 35 時間の積分時間が得られる。すばる望遠鏡 HDS の Exposure Time Calculator を用いて計算を行い波長分解能を 40,000 に換算す
ると、S/N 比 ∼ 5,000 となる。これを、口径 30m に換算すると S/N 比は約 18,000 となる。このピクセル当
たりの S/N 比は図 8.7 とちょうど同じであるが、M5V 型星の直径は 0.24R¯ なので、図 8.7 に比べて O2 吸収線の強度は約 1/6 となる。また、地球大気吸収線の混んだ波長範囲では分離が容易ではなく、計算通りの S/N

8.3. トランジットによる系外惑星のサイエンス345

図 8.7: ハビタブルゾーンの地球型惑星大気の O2 A band 吸収線と観測結果のシミュレーション。波長分解
能 R=40,000、ピクセル当たりの S/N 比が 18,000 の場合。主星の直径として 0.1 R¯(M8V 型星相当) を想定。

Webb & Wormleaton (2001)

図 8.8: 近赤外線波長にある O2 , CO2 , CH4 の吸収線。太陽スペクトル観測データから作成。
比が得られるのは、条件の良い波長範囲に限られると予想される。このように、不可能ではないにしても、O2

A band 吸収線の検出は容易ではないことがわかる。
一方、近赤外線にも O2 や CH4 のバイオマーカーや温暖化ガスである CO2 の吸収線がある（図 8.8）。ター
ゲットの主星が M 型星であることから、近赤外線のフラックス密度は可視光よりも高いために、近赤外線の高分散分光観測により、より高い S/N 比を得ることが期待される。今回の観測手法では、主星からのフォトンの揺らぎが最大のノイズ源なので、S/N 比は星からのフォトン数（×望遠鏡・観測装置の効率）のルートで決まる。M5V 型星の近赤外赤外線フラックス密度は O2 A band 波長の付近 6-9 倍あるので、S/N 比は 2.5 - 3.0
倍程度改善される。つまり、図 8.7 の約半分の S/N が達成できることになり、実際に系外惑星に地球レベルのバイオマーカーが存在した場合に、本手法により検出できる可能性は低くない。また、近赤外線では AO を使えるので、高い波長分解能の高分散分光器が製作しやすいこともメリットである。

期待される成果
以上の検討のように、バイオマーカーを高分散分光で検出するのは、容易ではない。しかし、系外惑星にバ
イオマーカーの検出に成功し、生命存在の手がかりを得ることができれば、天文学分野に限らず、広く社会一般への影響が非常に大きいと期待される。
また、温暖化ガスである CO2 （や CH4 ）の検出も重要である。生命存在の証拠にはならないが、惑星大気の進化段階、さらには生命発生・進化の環境についての情報を得ることができる。

第8章

346

夜空の星の多様な惑星たち 〜TMT で探る第 2 の地球〜

日本の独自性日本は、第二期観測装置として、可視光と近赤外線の高分散分光器を提案している。この観測提案には、両高分散分光器が不可欠である。

他のプロジェクトとの関係

JWST や SPICA などの赤外線衛星でも同様の目的の観測が計画されている。赤外線衛星による観測では地球大気吸収の影響がないので、高分散分光である必要がなく、狭帯域フィルターや低分散分光で実現しようとしている。しかし、感度的には今回の検討と同程度か少し悪い S/N 比しか達成できない見通しである。しかし、地上高分散も赤外線衛星も理想的な条件での検討であり、実際にどちらが検出可能性が高いかは現時点では明らかではない。
赤外線衛星に対しての地上望遠鏡のメリットは、赤外線衛星は運用期間が限られていることである。JWST
も SPICA も冷媒の寿命による運用停止はないが、耐用年数は最大 5-10 年と限られている。最適なターゲットの発見されるタイミングや、赤外線衛星は積分時間を積み重ねるのに限度がある点などで、地上の望遠鏡にメリットがある。

要求される装置とその仕様

8.3.2

種別

装置名

観測モード

必要とする装置、仕様
AO
波長範囲
波長分解能

SGI
SGI

J-HROS
J-NIRES

高分散分光

無し

高分散分光

有り

0.70–0.80 µm
1–2 µm視野

空間分解能

R∼ 100000
R∼ 100000

トランジット法による系外惑星大気バイオマーカーの多天体分光観測

概要
この節では、8.3.1 節と同じ目標の観測を多天体分光器を用いて行った場合を考える。この方法論は、分光器の視野内に十分に明るい参照星が得られる場合に限られるものの、地球大気の吸収線が特に混みあっているO2 や赤外の波長帯では特に有効となると期待される。

Search for Biomarkers in Habitable Exoplanet Atmospheres by Multi-Object Spectroscopy
We additionally propose to use wide-ﬁeld multi-object spectrographs to search for biomarkers in habitable
exoplanet atmospheres. This method is especially useful for wavelength regions where Earth’s atmosphericabsorptions are crowded (e.g., O2 A band or near-infrared region), but only if there are bright comparisonstars around a star with a habitable transiting planet.

背景と目的
地上望遠鏡によって系外惑星の大気にバイオマーカーを探す際に、最大の障害となるのは生命が存在する地
球自身の大気である。その影響を回避するため、8.3.1 節では高分散分光によって地球大気由来と系外惑星大気由来の吸収を分離することを考えた。しかし、特に地球大気の吸収線が混みあっているところでは、その二つを区別するすることは非常に難しい。これは 8.3.1 節で検討した、特に有力なバイオマーカーとして知られる O2 A band(∼7600 Å 付近) や、近赤外の分子吸収領域でも顕著である。そこでこの節では高分散分光観測に代わる方法として、多天体分光観測によって参照星を観測対象のトランジット惑星系と同時に分光観測し、地球大気の影響を補正してバイオマーカーの追加吸収を探す方法を提案する。

8.3. トランジットによる系外惑星のサイエンス

347

方法
この方法は前提条件として、観測対象のトランジット惑星の主星まわりに、それと同程度かそれ以上の明るさの参照星が存在することが必要である。これは、トランジット惑星の主星のスペクトルは地球の大気に加えてトランジット惑星の大気にも影響されているのに対し、参照星のスペクトルは地球大気にのみ影響されていることを利用したものである。
この方法の鍵は、8.3.1 節で考えたようにトランジット惑星の主星のスペクトルから地球大気の吸収を波長的に分離するのではなく、時々刻々変化する地球大気の吸収を正確に補正することにある。そのため参照星としては明るいだけでなく、トランジットの観測時間中にスペクトルの変動がないことが必要であり、その点でB 型星などの高速自転星が望ましい。7 もし参照星のスペクトルが観測中に変化していないとすれば、参照星に
よって地球の大気吸収のスペクトルを取得することで時々刻々変化する地球大気由来の吸収を測定することができる。そして、解析の際にその影響を補正することで、系外惑星大気由来の追加吸収のみを取り出すことが可能となる。
この方法論は地球大気の吸収が混みあっている波長帯、例えば O2 A band や赤外領域で特に有効である。この方法で観測した場合、系外惑星大気による追加吸収は地球大気の吸収と分離することはできず、追加吸収も波長分解能分だけなまされてしまうため、全体としては追加吸収が小さくなり、必要な SN 比は大きくなる。
しかし 1 ピクセルで高い SN 比を達成する必要はなく、幅広い吸収線の波長領域全体を積分して他の領域と比較すればよいので、結果として足し合わせるピクセル分だけ SN 比が向上する。そのため、参照星が視野内に十分にあることが条件となるが、多天体分光器を用いた観測は高分散分光器に代わる一つの方法として有望で
ある。

実現可能性
まず既に広視野多天体分光器が存在する近赤外領域において、ハビタブルなトランジット惑星の大気吸収が検出できるかどうかを検討する。系外惑星の追加大気吸収の深さは、典型的に惑星円周部分の薄い大気層と主星との面積比で決まり、以下のような関係式で表わされる。

∼ 2πRp Hp /πRs2 ∝ Tp /µρp Rs2 .

(8.1)

ただし、Rp：惑星半径、Hp：惑星大気のスケールハイト、Rs：主星半径、Tp：惑星表面温度、µ：大気成分の
分子量、ρp ：惑星の密度。
式 (8.1) から追加吸収は主星の半径が小さいほど深くなることがわかり、8.3.1 節でも述べられたように惑星大気の検出には小さな M 型星のまわりの惑星が好ましいことがわかる。また、この比例関係式を用いれば、これまでに計算がなされている惑星大気の透過光スペクトルの追加吸収量をスケーリングすることで、ハビタブ
ルな地球型惑星の大気による追加吸収量を見積ることができる。

2010 年から共同利用観測が始まったすばる/FMOS は直径 30 arcmin の広視野を持つ、近赤外多天体分光器である。まず、TMT の口径ですばる/FMOS と同様の効率8 を持つ多天体分光装置を仮定して、FMOS spectrum

simulator により J と H 等級ごとに達成できる SN 比を見積った。次に式 (8.1) の関係を用いて、既に発見されている M 型星まわりの地球型トランジット惑星 GJ1214b の大気吸収モデル (Miller-Ricci & Fortney 2010)の追加吸収量を地球の場合にスケーリングした。この結果、もしトランジット惑星が地球と同じ大気組成、密度、温度を持ち、M5 型星のまわりのハビタブルゾーンを公転していたとしたら、トランジット中に J と H バ
ンドの領域で ∼0.05 %程度の追加吸収が期待される。FMOS のような観測効率の多天体分光器を TMT に想定した場合、この追加吸収を検出するのに必要な SN 比を与えてくれる主星の明るさは、J と H 等級がそれぞれ 10 等より明るいことである。このような明るさの M 型星は、太陽系からおよそ 15pc 以内にあるものに相7 高速自転星はその自転の速さにより、恒星の吸収線が著しくなまされて、吸収線がないのっぺりとしたスペクトルになる。そのため、高速自転星を地上で分光観測すると、実質的に地球大気の吸収 (と星間物質による吸収) のスペクトルが測定できる。
8 FMOS の観測効率は決して高い方ではないため、この計算は厳しめに見積った場合に相当する。

第8章

348

夜空の星の多様な惑星たち 〜TMT で探る第 2 の地球〜

当する。つまり、このような近傍の M 型星でハビタブルゾーンにトランジットをする地球のような惑星が発見され、かつその主星と近い方向に同程度以上の明るさの参照星があれば、近赤外領域での系外惑星大気吸収の測定が可能となる。
一方で、可視領域の O2 A band の場合については O2 の吸収を含めた透過光スペクトルのモデルはまだないものの、部分月食を用いた地球大気の透過光スペクトルの模擬観測 (Pallé et al. 2009) から、8.3.3 節で述べるナトリウム D 線の追加吸収より 10 倍以上強い吸収が見えることがわかっている。ナトリウムの追加吸収を検出するには、ナトリウム D 線の波長領域でトランジット中に SN 比 ∼50000 を達成することが必要であるため (8.3.3 節参照)、ここでは O2 A band の波長領域で SN 比 ∼5000 を達成できる主星の I バンド (O2 A bandを含む波長領域) の等級を大まかに見積ることとする。
まず、多天体分光器としてすばる/FOCUS の性能を仮定した装置を考え、O2 A band を網羅する設定として、300R 回折格子と SO58 フィルターを仮定する。この場合、I バンドの限界等級 (1 時間積分で SN 比が 5)は 22.1 等だが、O2 の吸収領域は I バンドの領域の一部でしかないので、1 時間積分で SN 比が 5 を達成できるのは I バンドが ∼20 等より明るい場合に相当する。ここに TMT の口径を考慮すると、O2 A band で SN 比∼5000 を達成するには、I 等級でおよそ 7 等より明るいことが条件となる。これは M 型星の場合、5-10pc 程度より近傍にあるものに相当する。そのため、このような近傍にハビタブルなトランジット惑星が発見された
場合、その惑星が地球のように酸素が豊富な大気を持っていたとしたら、O2 A band の追加吸収を検出できる
可能性はある。ただし、ここでも同程度以上に明るい参照星が視野内あることが必要なため、8.3.1 節の結論と同様に、かなり厳しいことには変わりがない。

期待される成果
多天体分光器によるトランジット惑星大気の観測は、分光器の視野内に参照星があることが条件となるが新しい方法論として試す価値は十分にあると考えられる。現段階で系外惑星のバイオマーカーの検出にまで楽観的になることはできないが、十分に近傍の M 型星のハビタブルゾーンに地球型惑星が発見され、かつその主星に近い方向に明るい参照星があれば、この方法論でバイオマーカーを探すことは有望である。その結果として、バイオマーカーの検出あるいは強い制限ができれば、それはハビタブルゾーンの地球型惑星の性質を調べるサイエンスとして非常に重要であろう。

日本の独自性
多天体分光器による系外惑星の大気観測はまだ新しいアイデアであり、このような観測はまだほとんど行われていない。日本のグループは 8m 級望遠鏡で最大の視野を持つ多天体分光装置であるすばる望遠鏡の FMOS
で、現在ある木星型惑星やスーパーアースなどを観測対象として豊富な経験を積むことが期待される。また、
すばる望遠鏡の次世代装置として提案されている Prime Focus Spectrograph(PFS) は、世界に類を見ない可視の広視野多天体分光器である。よって、これらの装置での観測経験を上手く TMT での観測につなげることが日本の独自性を高めることにつながるだろう。
実際、現段階ではバイオマーカーを探すべきハビタブルゾーンにあるようなトランジット地球型惑星は発見されていないが、この節の方法論自体は既に発見されているトランジット惑星に対しても十分に可能である。
そこでこの方法論を既に発見されているホットジュピターやスーパーアースなどのトランジット惑星に対して実践すれば、他の国に先駆けてこの観測と解析手法を確立することができる。これにより TMT においていち
早くこの方法論による観測を提案し、実施することが可能になるだろう。

他のプロジェクトとの関係
地上観測はそもそも地球大気の影響がない JWST や SPICA による宇宙観測に比べると不利な点は多い。しかし工夫によって地球大気の影響を取り除くことができれば、TMT はその望遠鏡の口径で宇宙望遠鏡を圧倒

8.3. トランジットによる系外惑星のサイエンス

349

的にしのいでおり、特に可視と近赤外領域では優位性がある。そのため JWST や SPICA など、特に中間赤外領域で優位性を持つプロジェクトにはない、相補的な観測を考案することが重要である。

要求される装置とその仕様
この方法でトランジット惑星の大気を観測するには、少なくとも多天体分光機能を持った装置が必要であるが、この研究を行うための装置としては• 十分な同時観測天体数を持つこと (10 以上)• 広い視野 (10 × 10 arcmin2 程度以上)• 光をロスしないよう、スリットよりファイバーや IFU ユニットがあると良いといった特徴があることが望ましい。なお観測波長領域としては、検出目標とする O2 A band だけでなく、比較領域となる地球大気の影響の少ない他の波長まで同時に観測する必要がある。また、波長分解能は中分散(R=1,000–10,000 あたり) が望ましい。
TMT の 1 期装置である可視中分散分光装置の WFOS–MOBIE はこの条件を満たした多天体分光の機能がついているため、参照星が視野内にあれば当初からこの方法で観測を行うことができる。視野内に比較的明るい参照星が複数取れるためにはある程度の広い視野が必要だが、WFOS–MOBIE では 10× 10 arcmin2 程度の視野があるため、明るい参照星が同時に観測できる可能性が期待できる。
一方で、TMT の近赤外装置では多天体分光の機能を持つ装置が提案されているものの、視野が狭いために参照星を確保することが非常に難しい。この方法で系外惑星の大気を観測するためには、10× 10 arcmin2 程度の視野を持つ近赤外多天体分光機が用意されることが望ましい。

種別

ELI

8.3.3

装置名

WFOS–MOBIE

観測モード
多天体分光

必要とする装置、仕様
AO
波長範囲
波長分解能
無

0.50-1.0µm

R∼ 3000

視野

空間分解能
2

10x10 arcmin∼1.5 arcsec

高分散分光による系外惑星ナトリウム大気の観測

概要
この節では、8.3.1 節と同じ方法論の観測を可視のナトリウム D 線に対して行うサイエンスを考える。トラ
ンジット惑星のナトリウム D 線での大気吸収検出は既に複数の 8-10m 級の地上大型望遠鏡が高分散分光観測で成功しており、既に確立されつつあるサイエンスである。ナトリウムの存在自体は生命との直接的な関係を持たないが、系外惑星の透過光分光から得られるナトリウムの追加吸収量は惑星の雲の量の指標となることが知られている。そのため、前節のバイオマーカーの探索結果を考察する際にはこのナトリウムの追加吸収量も重要な情報となると考えられる。検討の結果、TMT の 2 期装置として可視高分散分光器が搭載された場合、G型星では V 等級で ∼9 等、M 型星では ∼14 等より明るい場合、その主星のまわりのハビタブルな地球型惑星
でナトリウムの検出が可能であることがわかった。

High Dispersion Spectroscopy of Sodium Atmospheric Absorption in Exoplanet Atmospheres
Transmission spectroscopy for the sodium D lines (∼5893Å) is well-established science. A strength of anexcess sodium absorption is related to the existence of high cloud decks, and thus it is important to learn
the strength when discussing results of biomarker searches (previous sections). We estimate that we candetect a sodium excess absorption of a habitable terrestrial transiting planet around G type stars brighter
than V = 9 or M type stars brighter than V = 14.

第8章

350

夜空の星の多様な惑星たち 〜TMT で探る第 2 の地球〜

背景と目的
希薄なナトリウム大気は地球だけでなく、太陽系の惑星や衛星、そして系外のホットジュピターなどでも検出されており、大気の成分として普遍的な存在と考えられている。トランジットをするホットジュピターのナトリウム大気の追加吸収量は Seager & Sasselov (2000); Brown (2001) などによって理論的に予言され、その後宇宙望遠鏡と地上望遠鏡により実際に検出がなされている (e.g., Charbonneau et al. 2002; Snellen et al.

2008)。ここで注目すべきことは、理論的には雲がない大気の場合に ∼0.2 %程度の追加吸収が予想されていたのだが、実際に検出されたのは ∼0.023 %と一桁も小さいものだったことである。これは系外惑星の大気上層部に雲があって、主星の光が透過できる部分の割合が一桁小さくなっているためと考えられている。つまり、
ナトリウム大気自体は生命とは直接関係がないものの、透過光分光によってナトリウム大気を観測し、その追加吸収量を理論的な予言と比較することは、雲の量を見積ることにつながるのである。この方法によって雲の量を知ることは、8.3.1 節や 8.3.2 節のように同じ方法論でバイオマーカーを観測した結果を考察する上で極めて重要であると共に、8.4.1 節のような直接撮像観測の結果を考察する上でも重要である。

方法と実現可能性
ここでも 8.3.2 節の式 (8.1) によるスケーリングを用いて、どのような主星に対してナトリウム大気の検出が可能かを見積る。TMT の可視高分散分光器にすばる/HDS と同程度の効率を仮定すると、V 等級で 14 等の主星に対して 5 時間ずつトランジット中と外を観測した場合、達成できる精度は 1σ で ∼0.03 % 程度 (ナトリ
ウムの D 線付近の 4 Å を積分した場合) と見積られる。一方、前述の式 (8.1) の関係を用いると、M 型星 (0.1

R¯ ) のまわりのハビタブル領域に存在する地球半径 (R⊕ ) の一倍の半径をもつ地球型惑星では、雲がない場合に ∼1 %程度の追加吸収があると見積られるため、このような小さな主星のまわりの惑星であれば雲があった
場合 (∼0.1%の追加吸収) でもナトリウムを検出し、雲の有無を議論することが可能である。この検出可能性は主星の大きさと明るさに依存しているが、太陽のような主星 (1 R¯ ) でも、雲がない場合には ∼0.01 %の追加
吸収が見込まれる。この追加吸収を検出するには、ナトリウム D 線の領域を 5 時間積分して、およそ ∼50000程度の SN 比が必要となる。この SN 比が達成できるのは V 等級で 9 等より明るい主星である。

期待される成果
以上の検討結果によると、ナトリウム大気の検出可能性は 8.3.1 節や 8.3.2 節でのバイオマーカーの検出可能性に比べれば、だいぶ緩い条件となっている。このようにナトリウム大気に関しては多くの惑星に対して検出が期待され、その吸収量から雲の量の普遍性や多様性についての議論が深まると期待される。また、生命とは直接関係はないものの、ハビタブルな地球型惑星に対しても雲の有無とその量を議論することが可能となり、バイオマーカーの探索結果を議論する上で重要な観測テーマとなるだろう。

日本の独自性日本は、第二期観測装置として、可視光と近赤外線の高分散分光器を提案している。日本のグループは特にこれまですばる/HDS を用いたトランジット惑星のナトリウム大気の観測経験が豊富であり (Narita et al.

2005; Narita et al. in prep.)、同様の研究を地上大型望遠鏡で行っているグループは世界的に少ないので、TMTが稼働した際には世界をリードできる立場になると期待できる。

他のプロジェクトとの関係
可視のナトリウム D 線の高分散分光観測は、JWST や SPICA などの赤外宇宙望遠鏡ではできないユニークな観測である。可視の高分散分光装置は地上大型望遠鏡の多くに配備されているが、TMT にもこのような装置が早く搭載されることが強く望まれる。

8.3. トランジットによる系外惑星のサイエンス

351要求される装置とその仕様

8.3.4

種別

装置名

観測モード

SGI

J-HROS

高分散分光

必要とする装置、仕様
AO
波長範囲
波長分解能
無し 0.70–0.80 µm R∼ 100, 000

視野

空間分解能

ロシター効果による地球型惑星の軌道進化メカニズムの解明

概要
トランジット惑星系では、トランジット中に惑星が主星の自転を隠すことにより、トランジット中の恒星の見かけの視線速度に特有のずれが観測される。この効果はロシター効果と呼ばれ、この見かけの視線速度を測定することで、惑星が主星の自転軸に対してどのような傾きを持って公転しているのかを調べることができる。

TMT では高い集光力による時間分解能と高精度の視線速度測定により、地球型惑星のような小さな惑星に対しても、その軌道を調べることができる。これにより、多くの系外惑星系において地球型惑星がどのような軌
道傾斜角を持っているのかを調べることができ、地球型惑星がどのような軌道進化の歴史をたどってきたかを知ることができる。

Uncovering Migration Mechanisms of Earth–like Planets by the Rossiter-McLaughlin Eﬀect
The Rossiter–McLaughlin eﬀect is a phenomenon seen as the radial velocity anomaly during planetarytransits, caused by the partial occultation of the rotating stellar surface. The radial velocity anomaly
depends on the trajectory of the planet across the host star. Thus by monitoring the Rossiter–McLaughlin
eﬀect throughout a transit, one can determine the sky–projected angle between the stellar spin axis and theplanetary orbital axis. The angle has become widely recognized to be an useful diagnostic for studying planet
migration mechanisms. The large aperture of TMT will enable us to measure the Rossiter–McLaughlin eﬀectof earth–like exoplanets in good precision of radial velocity and time resolution. Such new observations will
be useful to uncover migration mechanisms of earth–like planets.

背景と目的2010 年現在、惑星形成の標準的な機構として考えられているのはコア集積モデル (e.g., Hayashi 1981) である。このモデルによれば、惑星は原始惑星系円盤の中でできると考えられ、惑星は必然的にその円盤と相互作用しながら軌道進化してくるものと考えられている (e.g., Lin et al. 1996; Ida & Lin 2004)。この惑星と原始惑星系円盤の相互作用を考えた惑星の軌道進化モデルでは、最終的に惑星はほとんど円軌道になり、主星の自転とよく揃った軸で公転することが予想される。しかし、系外惑星系では大きな軌道離心率を持つ惑星が多数発見されていることから、惑星の軌道進化にはさらに別の機構が存在することが考えられてきた。それは例えば、惑星同士の重力散乱 (e.g., Rasio & Ford 1996) や伴星による摂動の影響 (e.g., Fabrycky & Tremaine 2007) によるものである。こうした機構によって惑星が軌道進化した場合には、大きな軌道離心率を持ったり、主星の自転に対して大きく傾いて公転するような惑星が誕生すると考えられている。
こうした惑星の軌道進化の理論を観測的に検証する方法として、近年ロシター効果 (e.g., Ohta et al. 2005;

Hirano et al. 2010b) の観測が世界中で活発に行われている。ロシター効果とは、トランジット惑星系において惑星が主星の自転を隠すことによって起こる、トランジット中の見かけ上の視線速度のずれである (図 8.9 参照)。この視線速度のずれは惑星が主星の自転軸に対してどのような傾きを持って公転しているのかを反映しているため、ロシター効果の観測によって惑星の軌道進化の機構を調べることが可能になる。実際、2010 年までの研究により、木星型惑星に対しては 30 個以上の惑星で公転軸の傾きが測定されてきた。その結果、系外惑星系では惑星の公転軸が大きく傾いていたり、時には逆行さえしているような木星型惑星が、少なからず存在す

352

第8章

夜空の星の多様な惑星たち 〜TMT で探る第 2 の地球〜

図 8.9: ロシター効果の概念図。恒星は一般に自転しているため、相対的に近づいている側と遠ざかっている側がある。トランジット惑星が恒星面上を通過してこの恒星の自転を部分的に隠すと、近づく側を隠している
時は見かけ上星が遠ざかって観測され、逆に遠ざかる側を隠している時は見かけ上星は近づいて観測される。
この見かけ上の視線速度変化をロシター効果と呼ぶ。ロシター効果は時間に依存して変化し、これを測定する
ことで惑星が主星の自転軸に対してどのような傾きを持って公転しているのかを知ることができる。
ることが明らかとなってきた。この事実は、少なくとも木星型惑星の場合には、原始惑星系円盤が晴れ上がった後にも他の惑星や遠くの伴星などと相互作用して、惑星の軌道が大きく進化していることを意味している。
では、地球型惑星の軌道進化の場合はどうなのだろうか？ 地球型惑星を対象としたロシター効果の観測は、2010 年現在まだ報告されておらず、その軌道進化の仕組みは観測的に調べられていない。果たして系外惑星系での地球型惑星の軌道が原始惑星系円盤との相互作用のみで説明できるのか、あるいは他の惑星や伴星との相互作用などによって多様な軌道を持っているのかは、これから明らかにしなくてはならない興味深い謎である。
地球型惑星を対象としたロシター効果の観測がまだ行われていないひとつの要因はまだトランジットをする
地球型惑星の発見数が少ないためだが、例えそのような地球型惑星が多数発見されてきたとしても、現在ある望遠鏡ではロシター効果を測定して地球型惑星の軌道の傾きを調べることは困難である。それは、地球型惑星
は主星を隠す割合が小さいためロシター効果の振幅が小さく、非常に高い視線速度の精度が必要である上に、かつ限られたトランジットの時間に多数の視線速度を取得する必要があるため、この 2 つを両立して達成する
ことが現在の大型望遠鏡では難しいからである。この点において、現在の大型望遠鏡をはるかに上回る集光力を持つ TMT は、高い視線速度の精度と時間分解能を持って、限られた時間のトランジットを観測することができる。このような高い視線速度の精度と時間分解能をあわせ持ったロシター効果の測定は、TMT のような
超大型望遠鏡のみが実施可能な重要な研究課題と言える。

方法と実現可能性
まずロシター効果の測定のためには、高精度な視線速度を測定するために、高分散分光器に搭載される視線速度測定装置 (詳細は 8.2.1 節) が必要である。TMT では可視と近赤外の高分散分光器が 2 期以降の装置として検討が進められており、それぞれに視線速度測定装置の搭載が検討されている。現在開発されている高精度な視8.3. トランジットによる系外惑星のサイエンス353

主星の射影自転速度

惑星が隠す割合

ロシター効果の振幅

F, G, K 型星 + 木星型惑星
F, G, K 型星 + 地球型惑星−1

1–20 km s
1–20 km s−1∼1%∼0.01%

10–200 m s−1
0.1–2 m s−1

M 型星 + 木星型惑星
M 型星 + 地球型惑星

0.1–1 km s−1
0.1–1 km s−1

10%以上
∼1%

100 m s−1 以上
1–10 m s−1

表 8.1: 主星のスペクトル型と惑星の種類による、ロシター効果の振幅の大まかな見積り

線速度測定装置の性能を、TMT の可視と近赤外の高分散分光器にも想定すると、可視では最高で ∼10 cm s−1程度、近赤外では ∼1 m s−1 程度の視線速度の決定精度が見込まれる。このように十分な光子数が得られる観測では、一般に可視の視線速度測定装置を用いることが有効である。一方、FGK 型の太陽型星とは異なり、M型の星は可視領域では非常に暗く近赤外では 5 等級 (100 倍) ほど明るくなるという特徴を持つ。そのため、M型星に対しては近赤外の視線速度測定装置を用いるのが有効である。
ロシター効果の観測可能性は、ロシター効果による視線速度のずれの振幅に依存している。検出するべきロ
シター効果による視線速度のずれの典型的な大きさは、主星の射影自転速度 (主星の自転軸が Is だけこちらに傾いている場合、観測される主星の自転速度は真の自転速度 V に見かけ上 sin Is をかけたものになる) と、惑星の主星を隠す割合をかけあわせたものとなる。つまり、例えば V sin Is = 1 km s−1 の主星の前を 1%隠す惑
星がトランジットする場合、ロシター効果の振幅は 1 km s−1 × 1% = 10 m s−1 となる。表は主星のスペクト
ル型とそのまわりの惑星の種類に応じて、主星の見かけの自転速度と惑星の隠す割合から、典型的なロシター
効果の振幅を大まかにまとめたものである。後は主星の明るさが十分あり、これより良い視線速度の精度が出せれば、ロシター効果を測定することが可能となる。
現在知られているトランジット惑星と、現存する観測装置では、ロシター効果が測定できるのは F, G, K 型
星のまわりの木星型惑星 (と一部の海王星型惑星) だけに限られている。M 型星のまわりでトランジットをする木星型惑星はまだ発見されていないが、もし V = 13 等 (VEGA) 程度より明るい M 型星でそのような惑星が見つかれば、現存する観測装置でロシター効果を測定することも可能である。しかし、多くの地球型惑星でのロシター効果の測定を可能にできるのは、やはり TMT の観測装置をおいて他にはないと言える。

期待される成果
地球型惑星がどのように軌道進化したのかという命題に対して、現時点では理論的な研究だけは行うことができるものの、観測的に検証を行うことはまだ不可能である。惑星の軌道の傾きという物理量は、惑星の軌
道進化の過程を反映しており、トランジット惑星系のロシター効果はその量を推定する手段を与えてくれる。

TMT はこれまで木星型の大きな惑星に限られていたロシター効果の観測対象を、太陽型星から M 型星のまわりの地球型惑星にまで拡張してくれる。これにより地球型惑星がどのような過程を経て現在の軌道に進化してきたのかを観測的に調べることができるようになり、ひいては地球型から木星型の惑星まで網羅的に惑星の軌
道進化を論じることができるようになる。このような研究により、「惑星系はどのようにしてできたのか？」という根本的な問いに対する答えを重要な手掛かりを得ることができるだろう。

日本の独自性日本はロシター効果の研究において、その基礎となる理論とすばる望遠鏡による観測の豊富な経験を持っている。ロシター効果は概念的には単純であるものの、実際に観測される視線速度のずれと主星面上での惑星の位置の関係は、主星の自転、周辺減光、乱流、差動回転などの効果が混じっているため複雑である。このような二次的効果は、TMT によってより時間分解能が高く詳細なロシター効果の観測ができるようになった場合、

第8章

354

夜空の星の多様な惑星たち 〜TMT で探る第 2 の地球〜

必ず考慮しなくてはならないものである。日本のグループはこれまでロシター効果の理論的な研究を世界に先駆けて行っており (Ohta et al. 2005, 2009; Hirano et al. 2010b)、2 次的な効果を含めたロシター効果の解析
公式の開発も現在進められている (Hirano et al. in prep.)。こうした正確な理論は、将来のロシター効果の解析の際、日本の強い武器となってくれるだろう。一方、観測面においては、日本のグループはすばる望遠鏡によるロシター効果の観測に早い段階から取り組んでおり、豊富な観測結果を出している (Hirano et al. 2010a;

Narita et al. 2007, 2008, 2009a,b, 2010a,b)。TMT 計画に参入している国や大学連合において、ロシター効果の理論的・観測的研究を行っているのは日本のグループのみであり、TMT が稼働した際には日本が大きくリードして研究を進めることができるだろう。

他のプロジェクトとの関係
同様の研究はチリに建設が進められている E-ELT や、アメリカのもうひとつの超大型望遠鏡計画である

GMT などでも可能である。しかし北天を観測できる超大型望遠鏡は TMT だけなので、本研究において大きな競合はなく、北天と南天を分担して研究を進められると考えられる。トランジットをする地球型惑星については、宇宙望遠鏡 (CoRoT, Kepler) や地上望遠鏡 (HAT, WASP) によるトランジット惑星探しが既に稼働しており、TMT の完成までに相当数の候補が発見されていると期待される。また、その候補の確認においては、
すばる望遠鏡の視線速度測定装置が力を発揮すると期待される。

要求される装置とその仕様

種別

FDI
FDI

装置名

J-HROS
J-NIRES

観測モード

AO

高分散分光

無

高分散分光

無

必要とする装置、仕様
波長範囲
波長分解能

3,000–10,000Å
J, H バンドR∼ 100, 000
R∼ 100, 000

8.4

直接撮像による系外惑星のサイエンス

8.4.1

ハビタブルゾーンにある地球型惑星の直接撮像探査

視野

空間分解能
2

10x10 arcsec
10x10 arcsec2∼1 arcsec∼1 arcsec

概要

TMT の第２期観測装置の候補として Second–Earth Imager for TMT (SEIT) を提案する。SEIT の目的はK,M 型星周りのハビタブルゾーンにある地球型惑星の直接観測である。本節では、すばる望遠鏡での赤外線視線速度法による惑星探査から TMT/SEIT へのロードマップを提案し、他の高コントラスト装置と比較しながら SEIT の重要性について記述する。

Direct Imaging Survey of Terrestrial Planets in Habitable Zone
We propose Second–Earth Imager for TMT (SEIT) as a possible next generation instrument of TMT.
The main purpose of SEIT is direct detection of habitable planets around K- and M-type stars. The large
aperture of TMT allows us to directly image very faint planets close to bright central stars. In this section,
we show our proposed load map from an indirect search for Earth-like planet candidates with the Subaru
telescope to direct imaging of Earth–like planets with TMT and then describe the signiﬁcance of SEIT,
comparing SEIT with the other high contrast instruments for E–ELTs.

8.4. 直接撮像による系外惑星のサイエンス

355

背景と目的

1995 年に系外惑星が発見されて以来、現在までに 500 個以上の系外惑星が発見されている。複数の間接法の成功の後、直接法は長らくの課題であったが、2008 年 11 月には質量が太陽質量 (M¯ ) の 2 倍程度の星の周りに、2009 年 12 月には太陽型星の周りで惑星候補が初めて直接撮像された (Marois et al. 2008； Thalmann

et al. 2009）。後者は、すばる望遠鏡に搭載された新コロナグラフ装置 HiCIAO と 188 素子の補償光学 AO188（SEEDS）による成果である。一方で、2009 年 9 月には、CoRoT-7b が地球の 5 倍の質量、2 倍の半径の岩石型惑星であることが、2 つの間接的手法（視線速度法、トランジット法）により確認された (Léger et al. 2009)。
ハビタブルゾーン (以降 HZ) にある地球質量の惑星が発見されるのも時間の問題と言える。従って、系外惑星研究の次の最大マイルストーンは、太陽系外の「地球型」惑星の直接観測と生命の痕跡の検出であろう。
このような背景に基づいて、高精度赤外線高分散分光装置をすばる望遠鏡に搭載し、「赤外線」視線速度法により惑星探査することが計画されている。これは、SEEDS による巨大惑星検出観測（2009 年〜2013 年）に引き続く 2014 年ごろから、TMT の本格稼動時期（2020 年頃）までに集中的に行うわれる予定である。可視光視
線速度法は、F 型から K 型のスペクトル型をもつ恒星に対する惑星探査に適している。一方、「赤外線」視線速度法は、近赤外線にフラックスのピークをもつ M 型星の周りでの惑星探査に適している。M 型星は、早期型星に比べて軽いために、同じ視線速度の精度でも軽い質量の惑星を検出することができる。図 8.10 に、0.3

M¯ の M 型星を 1 m s−1 の精度をもつ視線速度法で観測した場合の検出限界を示す。プロットは、M 型星のGl581 と Gl876 の視線速度法により検出された惑星を表す。Gl581 と Gl871 は、それぞれ地球型惑星候補をもつ天体である。図 8.10 から分かるように、1 m s−1 の精度の視線速度法では、主星に近い領域でこれらの地球型惑星を十分に検出することができる。
一方、図 8.11 は M 型星から太陽型星の周りでの HZ を示す。惑星が HZ にあるか否かが「第 2 の地球」であるかの重要な指標になる。HZ は、主星の光度に依存するため、スペクトル型が早期型ほど主星から遠く、晩期型ほど主星に近い領域に位置する。例えば、太陽型星の場合、0.7 AU から 2 AU であるのに対し、0.3 M¯ の

M 型星の場合、0.07 AU から 0.2 AU である。従って、図 8.10 に示すように、1 m s−1 の精度をもつ「赤外線」
視線速度法により、M 型星の周りで HZ にある地球型惑星を検出することができる。すばる望遠鏡における赤外線視線速度法により検出されうる地球型惑星は、TMT における直接観測の重要な観測対象になるであろう。

方法と実現可能性
太陽系を 10 pc から観測する場合、太陽と地球の離角は 0.1 arcsec、太陽と地球のコントラストは可視光で10 の 10 乗、中間赤外線で 10 の 6 乗である (図 8.12 を参照)。このように、地球型惑星を直接観測するには、高い角度分解能がまず必要であり、さらに主星の光子だけを選択的に低減させ、非常に高いコントラストを緩和する必要がある。欧米では、TMT や E–ELT による惑星探査装置の検討を進めている。これらの装置は、現在稼働しているすばる望遠鏡や Gemini 望遠鏡の惑星探査装置を TMT や E–ELT に拡張したもので、近赤外線の H バンドでの極限補償光学と先進的なコロナグラフを組み合わせて、高コントラストと高い角度分解能の達成を目指すものである。しかしながら、地上からの観測は大気擾乱のために天体からの光の波面は乱れ、到達しうるコントラストは 0.03 arcsec で 10 の 8 乗、0.1 arcsec で 10 の 9 乗に制限される。このように、地上
からは地球型惑星検出に必要な 10 の 10 乗のコントラストに達成することができず、太陽型星周りの HZ にある地球型惑星の直接観測は困難であることが分かる。
可視光から近赤外線において惑星は主星の反射光により輝くため、主星からに近づくほど（距離の 2 乗に反比例して）惑星の光度が大きくなる。その結果、主星に対する 0.1 AU にある惑星のコントラストは 10 の 10乗から 10 の 8 乗に緩和される。このような主星近傍の惑星は、図 8.11 に示すように晩期型星の HZ に位置する。これらの惑星検出には高いコントラストではなく、主星近傍（主星と惑星の角距離、0.01 arcsec）でも高コントラスト機能が十分に働く観測装置が必要になる。

第8章

356

夜空の星の多様な惑星たち 〜TMT で探る第 2 の地球〜

期待される成果
欧米の提案する観測装置は、極限補償光学が働く H バンドを使用するので主星から 0.03 arcsec より内側に迫ることができず、太陽型星と同様に晩期型星の HZ にある地球型惑星の直接観測は困難である。そこで日本のグループは、晩期型星の HZ にある地球型惑星の直接検出を目指して TMT のための新しい惑星探査装置(Second–Earth Imager for TMT: SEIT) を提案している (Matsuo & Tamura 2010)。SEIT は、1µ より短い波長を観測波長として採用することにより、主星の超近傍（0.01 arcsec）まで迫ることができる。ただし、1µm より短い波長では極限補償光学が働かないために高コントラストが得られないことが予想される。そこでSEIT では、このような困難を解決する新しい観測手法を創案することにより、SEIT の実現可能性の見通しをつけることができた。図 8.12 は計画されている惑星探査装置のコントラストと離角の比較である。アメリカの提案する TMT の惑星探査装置である Planet Formation Imager (PFI）は主星近傍まで迫る事ができないために、スーパーアースを含めた地球型惑星を検出できない。一方の SEIT と将来のスペースからの惑星探査計画（Terrestrial Planet Finder ：TPF) だけが「1」地球質量の惑星を検出できる。TPF は 2025 年以降の計画であるために SEIT が TMT の第２期装置として完成すれば、世界で初めて、K, M 型星の HZ にある地球型惑
星の直接検出が実現可能になる。
前述のように、SEIT は K, M 型星の周りで生命が存在しうる地球型惑星の反射光を捉える事ができるので、生命の兆候に迫ることが期待される。さらに、K, M 型星は 10 pc 以内に豊富なサンプルがあり十分な観測候
補数が確保できる。HZ にあるスーパーアースを含めた地球型惑星の直接観測のための観測対象の数は 200 を超える。従って、SEIT は単なる「惑星検出」に留まらず、統計的な議論から「主星近傍での地球型惑星の形成論」に観測的に制限を与えられることが期待される。また、すばる望遠鏡における赤外線視線速度法とのシナジーにより惑星質量と軌道パラメータ及び惑星の反射光を測定できるために、様々な惑星の物理量を推定することができる。一方、宇宙生物学の分野においても太陽型星と異なる環境の晩期型星の探査は生命進化の観点から非常に興味深い。以上より、TMT/SEIT における地球型惑星探査は、PFI の木星型惑星探査と相補的であり、太陽系外惑星分野において非常に重要な意義をもつ。また、SEIT は目指すサイエンス、及びそれを達成する為の手法ともに日本独自の提案であり、将来のスペースからの生命探査につながる重要なマイルストー
ンになることが期待される。

要求される装置とその仕様

種別（期）

SGI

装置名

SEIT

観測モード
撮像

必要とする装置、仕様
波長範囲
波長分解能

0.8–1.8 µm

R∼ 20

視野

∼0.3 × 0.3 arcsec

空間分解能
2

5 milliarcsec

8.4. 直接撮像による系外惑星のサイエンス

357

#!!!!

0123456789:;841<:2172!
TMT / SEIT (LMN)!

$%&'(!)*&'"#=:>1:?4@A?6B18C4D#<E;F!
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図 8.10: M 型星の周りでの赤外線視線速度法（間接法）と TMT の惑星探査装置 SEIT（直接法）の検出限界。

Gl 581 と Gl 876 はそれぞれ、視線速度法の精度は 1 m s−1 、SEIT の達成されうるコントラストは 10−8 を仮&'()*+,-./012()!

定した。SEIT は間接法で検出された惑星の直接検出ができる。

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図 8.11: Habitable Zone（灰色）と SEIT における地球型惑星の検出可能領域（黒の実線）の比較。SEIT は

0.2–0.7 M¯ の恒星の周りで Habitable Zone にある地球型惑星の探査が可能である。

第8章

358

夜空の星の多様な惑星たち 〜TMT で探る第 2 の地球〜

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図 8.12: SEIT 及び他の惑星探査装置で達成されうるコントラストと離角の比較。PFI はアメリカが提案する

TMT の第２期惑星探査装置、HiCIAO はすばる望遠鏡に搭載された惑星探査装置、TPF は欧米が提案するスペースからの惑星探査装置である。SEIT を除く各装置のコントラストは代表値を参照した。一方、SEIT のコ
ントラストは装置の特質上、離角に依存しない。灰色の実線と点線はそれぞれ 10 pc にある「1」地球質量の惑星及びスーパーアース検出に必要なコントラストと離角を示す。可視から近赤外線では惑星は主星の反射光により輝くので、主星に近いほど要求されるコントラストは緩和される。

8.4. 直接撮像による系外惑星のサイエンス

8.4.2

359

重力マイクロレンズ惑星系の主星同定による系外惑星分布の解明

概要

TMT を用いて、重力マイクロレンズで発見された惑星系の主星を同定してその質量と距離を求め、さらに惑星の質量、軌道長半径を求めるための観測提案を行う。TMT の超高空間分解能 (波長 2.2 µm において 18

milliarcsec ) を利用してレンズ星とソース星を分解する。これにより、惑星系のパラメータが正確に求まり、惑星の質量や軌道半径はもちろん、惑星系までの距離が求まるので、世界で初めて銀河系内の円盤からバルジまでの惑星系の分布を求めることが可能となる。従来の 8m 級望遠鏡および補償光学では、マイクロレンズイベ
ント発生後 13–66 年待つ必要があるが、TMT と補償光学を用いることで 4–18 年以内に分解できる。

Study of Exoplanet Distribution by Identifying the Host Stars of Planetary Gravitational
Microlensing Events
We propose to measure the physicalparameters of the planetary system found by gravitational microlensing, such as the mass, distance and projected separation. Extremely high spatial resolution of TMT(18mas@2.2um) can resolve the lens and source objects directly. By using the precise measurements of thephysical parameters of planetary systems from their photometry, we can determine the mass and semi-major
axis distribution of the planets. Furthermore, we can probe the galactic distribution of the planetary systems
for the ﬁrst time. TMT can resolve the lens and source in 4–18 years thanks to its high spatial resolution,
while it would take 13–66 years by 8-m class telescope.

背景と目的
系外惑星はこれまでに 500 個以上発見されているが、多くは木星質量以上で、最近見つかり始めた海王星質
量惑星や地球の数倍の質量を持つ地球型惑星 (スーパーアース) も、軌道長半径が小さいものに限られる（図8.13）。図 8.13 の様に、マイクロレンズは比較的大軌道長半径 (1–6 AU) の領域の地球質量程度の惑星まで検出可能な現在唯一の方法である。この領域は、水が個体に凝縮できるスノーラインの外側で、多くの惑星が生まれる場所にあたり惑星形成理論研究に非常に重要である。
マイクロレンズ現象は、アインシュタインの一般相対性理論が予言する「光が重力によって曲がる」と言う性質のために起こる。ある星 (ソース）の前を偶然別の星 (レンズ）が横切ると、その星の重力によって背後のソース星からの光は曲げられてレンズの様に集光され、突然明るくなった様に見える。普通の星がレンズとなった場合、約２週間で、単調に数倍から数千倍明るくなり、また同じ早さで元の明るさに戻っていく (Paczynski1986)。しかし、もしこのレンズ星の周りに惑星があると、その惑星の重力の影響で単調でない増光が余分に加わり、その追加増光を観測する事でその増光の原因となった惑星を検出できる (Mao & Paczynski 1991)。
日本とニュージーランドの共同研究である MOA グループや、世界各国のグループが国際共同観測ネット
ワークを形成してマイクロレンズを利用した系外惑星探索に取り組んでおり、現在までに 10 個の惑星が発見されている。この内 6 個の惑星を用いて惑星頻度を求めた結果、K,M 型矮星の大軌道長半径（1–6 AU）では約 35%もの星が惑星を有している事が分かった (Gould et al. 2010)。これは、視線速度法が小軌道長半径 (∼0.3 AU)で見積もった頻度に比べて約 7 倍多い (Cumming et al. 2008)。また、現在もっとも受け入れられている惑星形成理論であるコア集積モデルから予想される量より 1 桁多く (Ida & Lin 2010)、モデル修正の必要性を示唆している。さらに、これらの星では多くの惑星が内側に移動せず、生まれた場所に留まっている事を示唆している。
これまでに発見された 10 個の惑星の内で 5 個はおよそ海王星質量以下の質量の惑星で、他の 5 個は木星質量惑星であった（図 8.13）。(Sumi et al. 2010) では、これら 10 個の系外惑星を統計的にまとめ、惑星とその主星との質量比の関数をスノーラインの外側で初めて求め、軽い K,M 型矮星の周りでは海王星質量惑星は木星質量惑星より 3 倍以上多い事を発見した (Sumi et al. 2010)。これは、K,M 型矮星の周りでは、海王星質量

360

第8章

夜空の星の多様な惑星たち 〜TMT で探る第 2 の地球〜の原始惑星が多数できるが、巨大ガス惑星に成長する前にガスが散逸してしまっている可能性を示唆しており、惑星形成モデルの構築および検証の際に重要な情報となる。この様に、マイクロレンズでは、他の方法とは相補的なパラメータ空間の重要な情報を得られる様になってきている。
しかし、現在のマイクロレンズ観測が抱える問題は、約半数のイベントで惑星質量、軌道半径、 距離が直接決定できない事である。通常、光度曲線から得られる惑星の情報は、惑星と主星の質量比 q 、レンズ面に射影してアインシュタイ半径 RE で規格化した主星からの距離 (d) のみである。しかも、光度曲線からわかるレンズ天体の物理量は、RE をソースが横切る時間 (アインシュタインタイムスケール),√
RE (M, Dl , Ds )4GM Dl (Ds − Dl )tE =, where RE =
,
vt
c2
Ds

(8.2)

のみで、 これは、レンズ天体（主星＋惑星）の質量 (M ) とレンズまでの距離 (Dl )、ソースまでの距離 (Ds )、ソースとレンズの相対通過速度 (vt ) が縮退している（ここで、殆どの場合、Ds ∼ 8.5 kpc と近似できる。）
しかし、これらの縮退は以下に示す 2 次的効果を観測する事で、一部あるいは全て解く事ができる。これ迄
に発見された 10 個の惑星の内 5 個で全てが (図１、●)、残りの５個で一部が解かれている (図１、○)。
一つ目は「有限ソース効果」で、これはほぼ全てのイベントで観測する事ができる。これは、増光率が発散
する caustic 上でも有限の大きさを持つソースの一部だけが増光される事で、 有限の増光率になる現象で、 角
アインシュタイ半径 θE = RE /Dl がわかり縮退の一部が解けレンズの質量–距離関係が求まる。二つ目は、地
球が太陽の周りを公転する事により視線がずれる「parallax 効果」である。増光期間が長いイベントでは、この効果が顕著になり光度曲線は歪み、観測者面に射影したアインシュタイ半径、r̃E = RE Ds /(Ds − Dl ) が求まる。これと上記の θE を合わせると M と Dl と vt が求まり、惑星の質量、距離、軌道半径が求められる。
有限ソース効果がほぼ全てのイベントで観測できるの対し、parallax 効果は、半数程度のイベントでしか観測できない。 この場合は、銀河モデルを使い最尤法で M と Dl の確率分布を求めている (図１、赤○)。特に、

parallax はレンズが観測者に近い程観測し易く、遠い銀河バルジ内のレンズでは、観測は非常に難しい。従って、銀河系内での惑星系分布を求めるには、他の方向が必要である。

方法と実現可能性
レンズ天体の明るさが分かれば質量–光度関係と上述の θE から求められる質量–距離関係からレンズ天体のM と Dl が決定できる。さらにレンズ天体の色が求まれば、質量–光度関係及び色–等級関係を用いて質量と距離を求める事ができ、上述の効果とは完全に独立に M と Dl を測定できる。
しかし、レンズ天体の明るさを求めるのは容易ではない。それは、マイクロレンズ観測をする銀河中心バル
ジ方向は非常に星が混んでいて、通常の観測ではほぼ全ての星が他の星とブレンドしているからである。
これまでは、8m 級望遠鏡と補償光学（AO）を用いた、 高分解能（2.2 µ m における FWHM はおよそ 0.08

arcsec) 観測で、観測対象 (ソース＋レンズ）をその他無関係な天体とを分離している（図 8.14）。しかし、ソースとレンズの離隔は通常 1 milliarcsec 程度なので、8m 級望遠鏡と AO を用いても分離不可能で、レンズ天体の明るさの上限値しか求められない。まれに、ToO9 観測により、増光中に 1 回と減光後に 1 回観測して、その差からソースの明るさを求めて、それを引く事でレンズの明るさを求める事ができる場合もあるが、頻度は限られており、しかもソースに伴星がある場合もあるので、(より厳しくはあるが) 上限値しか出せない。
より正確にレンズの明るさを求めるには、ソースとレンズを分離してレンズを直接観測する必要がある。 我々の観測対象である銀河中心方向のソースとレンズの相対固有運動は、典型的に 6 ± 4 milliarcsec yr−1 なので、これらが 2FWHM 分離して観測されるのは、8m 級望遠鏡と AO では、22+44−9 年もかかる。これに対して、TMTと AO (WIRC または SEIT) で 18 milliarcsec の超高空間分解能が実現すれば、6+12−2 年で可能になる。
星の密集領域での AO 観測による測光は、これまでに我々や共同研究者によってなされており技術的問題はなく、測光からレンズ星の質量を求める手法も確立されており実現可能性は高い (Bennett et al. 2008; Sumi
9 Time of Opportunity の略。通常望遠鏡の観測は事前に予定された日に観測を行うが、事前にプロポーザルを申し込んで採択されれば、他の観測計画が予定されている日であっても突発的に出現する天体やイベントを優先的に観測することができる

8.4. 直接撮像による系外惑星のサイエンス361

図 8.13: これ迄に発見されている惑星の質量、軌道長半径分布と各手法の感度。横軸：軌道長半径。縦軸：惑
星質量である。赤:マイクロレンズ、（●は質量が決定された物。○は最尤法で質量の確率分布を求めた物）。黒
下限値：視線速度、四角：トランジット。アルファベットは、太陽系惑星。MPF はマイクロレンズ専用衛星計
画 (Bennett & Rhie 2002)。

et al. 2010; Kubas et al. 2010)。光度曲線からレンズとソースの相対固有運動 µ = θE /tE は分かっているので、レンズ天体の同定や観測ターゲットの優先順位決めも可能である。レンズ天体は典型的にバルジやディスク内の K,M 型星で明るさは K < 23 等 (VEGA) 程度なので TMT の集光力では、全く問題ない。

期待される成果
これ迄に質量と距離が直接測定されてない惑星系は５個ある。さらに、来年から OGLE グループがカメラをアップグレードして探査を再開する事から、経度の異なる MOA による観測との相乗効果から毎年 6-8 個程度の惑星系がマイクロレンズで発見されると予想され、TMT 稼働までに 100 個近い惑星系が発見される。TMT稼働までには、ほとんどのイベントでレンズとソースの離角が十分広がると予想される。この内半数の約 50 個の惑星系の物理量を測定する事によって、スノーラインの外側の惑星の質量分布、軌道長半径分布を精度良く決定する。そうして、銀河系内の惑星系の分布を初めて決定する事ができ、惑星系形成においてその環境がどの様な影響を及ぼすかを解明する事が可能となる。これは、TMT の超高空間分解能があって初めて達成できる研究課題である。

日本の独自性MOA は、日本とニュージーランドとの共同研究グループで、名古屋大学が中心となって 2005 年にニュージーランド Mt.John 天文台にマイクロレンズ探査専用としては、世界最大の口径 1.8 m 広視野望遠鏡を建設
して探査を行っている。MOA は OGLE グループと伴に現在二つある探査グループの一つとして、世界中の追観測グループとネットワークを組み、マイクロレンズによる系外惑星探査をリードする立場にある。従って、

第8章

362

夜空の星の多様な惑星たち 〜TMT で探る第 2 の地球〜

図 8.14: 惑星イベント OGLE-2007-BLG-368 の通常の地上観測画像（左図、FWHM∼1.3 arcsec）と Keck/AO
による画像（右図、FWHM∼0.08 arcsec）。左図クロス、右図矢印がターゲット（ソース＋レンズ）。 Keck/AO
では、ターゲット以外の星との分離はできるが、ソースとレンズを分離する事はできない。TMT ならば短い
時間間隔で相対固有運動だけ移動したソースとレンズを分離できる。

TMT の観測対象のおおよその明るさ、星間吸収、レンズとソースの相対固有運動などの情報は簡単に用意することが可能である。

他のプロジェクトとの関係
この観測で最も重要な要素は、超高空間分解能である。これは他の地上望遠鏡や JWST、SPICA 等の衛星でも回折限界で制限され、∼18 milliarcsec の分解能が得られるのは TMT のみである。比較的レンズとソース間の相対固有運動が大きなイベントで、発見から長期間たっている天体は、すばる望遠鏡でも同様の観測が可能になる場合があるので、相互に補いながら観測をする。また、TMT の高空間分解能カメラ WIRC や SEIT
は視野が狭いため視野内に較正用の星が少ない。そこで、他の比較的広視野の望遠鏡を用いて、2MASS 等のカタログとの橋渡しをする事で精度良く (2∼3 %程度) 較正を行う。

要求される装置とその仕様

種別

FDI
SGI

8.4.3

装置名

WIRC
SEIT

観測モード
撮像
撮像

AO
有
有

必要とする装置、仕様
波長範囲
波長分解能

0.8–2.5 µm
0.8–1.8 µm

視野

空間分解能

R= 5 ∼ 100∼0.5×0.5 arcmin

2

R∼ 20

∼0.5×0.5 arcmin

27-20 marcsec
5 milliarcsec

系外惑星の中間赤外線での直接撮像と低分散分光観測

概要

TMT 望遠鏡の大口径を生かして中間赤外線での系外惑星候補天体の直接分光による性質解明 (Characterization) を行う。中間赤外線のメリットは アンモニア (NH3 ) 吸収線フィーチャーを他の超低温ガスの指標である水 (H2 O) や メタン (CH4 ) に影響されずに容易に検出できることである。NH3 は CH4 よりも約 300 K 低い
温度指標で、今後発見されるであろう低温の惑星候補天体に対して有効な吸収フィーチャーである。TMT の8.4. 直接撮像による系外惑星のサイエンス

363

第二期観測装置として日本が提案している MICHI にハイコントラスト機能をオプションとして搭載した場合の性能に対して、仮想的な惑星の低分散分光観測の可能性について見積もった。距離 3-10 pc の A,G,M 型星から見かけの距離が 1 AU の質量が木星質量 (MJ ) の 3 から 15 倍、年齢 = 1 Gyr のガス巨大惑星を検出可能であることがわかった。

Direct imaging and low resolution spectroscopy of exoplanets in the mid-infrared
We propose to make direct low spectral resolution spectroscopy of candidate exoplanets at Mid Infrared exploiting the large aperture of 30m TMT. NH3 absorption features can be detected cleanly in the Mid-Infraredin the presence of strong H2 O and CH4 features. This is a unique feature of the Mid-Infrared compared with
the Near-Infrared. NH3 absorption features are very important temperature indicator of exoplanet study
because they are prominent at temperatures lower than CH4 by 300K. We estimated detectability of low
resolution spectroscopies of hypothetical exoplanets for a contrast performance of a proposed 2nd generation
TMT instrument, MICHI, with an optional Binary Pupil Mask. Those with 3-15MJ mass, 1Gy age at 1AUfrom A,G,M host stars at 3-10pc are reachable.

背景と目的
系外惑星の検出数は 2010 年末の段階で 500 天体を超えており、珍しい存在ではなくなってきている。しかし、これらの多くは視線速度法による発見で、惑星質量や軌道についての情報が得られる一方、ほとんどの場
合で他の手法による追観測が困難で、表面や大気についての情報を得ることができない。それらの情報を得る
ためには、惑星を分光観測する必要がある。視線速度法に次いで発見・観測例の多いのが惑星が主星の手前を通過することによる減光を検出するトランジット法である。トランジットを起こす惑星では、その大気を通過する主星の光や逆位相の時の惑星放射光を分光することにより (8.3.2 も参照) 一部の惑星について大気の情報を得ることに成功している。もう一つの惑星大気分光の可能性があるのが、最近発見の報告が始まった直接撮像により検出された惑星候補天体である。それらについての分光観測も報告され始めているが (Bowler et al.

2010) 、まだ十分な情報が得られているとは言えない状況にある。
このように、系外惑星の分光観測による性質解明 (Characterization) は始まったばかりである。本テーマは、TMT の大口径を生かした高空間分解能により、系外惑星の中間赤外線 (8-13 µm) での直接撮像と低分散分光
観測により、性質解明を目指すものである。系外惑星の分光観測による性質解明において中間赤外線帯のが有利に働く点は、NH3 分子の吸収フィーチャーが強いことである。図 8.15 に、低温大気の主な吸収フィーチャー
である H2 O, CH4 , NH3 の吸収強度を示した。中間赤外線においてだけ NH3 の強度が H2 O, CH4 よりも強いことがわかる。特に 10.5 µm 前後には約 1 µm 幅の独立したフィーチャーとなっているので、低分散分光で検出・同定が容易である。NH3 は、これまで超低温天体の指標として用いられている CH4 よりも低温で顕著となる指標である。CH4 が 1000 K 炭素系の分子の主要な成分となるのに対して、NH3 は 300 K 低い 700 K で窒素系分子の主要な成分となる (フィーチャーが見え始めるのはそれぞれ約 1400 K、約 1000 K である)。このように、現在発見されている惑星候補天体より低温の天体に対して有効なフィーチャーで、これから重要性が増していくと思われる。しかし、現在の 8-10m 級望遠鏡ではこの長所を生かすのには十分ではなく、30m 級のTMT 望遠鏡が必要となる。

方法と実現可能性
日本が第二期観測装置として提案する可能性のある中間赤外線観測装置 MICHI の低分散分光部分のオプションとしてハイコントラストの撮像・分光機能を追加することにより、形外惑星の中間赤外分光を実現する。どの方式を採用するかはまだ未定であるが、すでに設計に含まれている MICHI のひとみホイールと焦点面ホイー

364

第8章

夜空の星の多様な惑星たち 〜TMT で探る第 2 の地球〜

図 8.15: 水蒸気、メタン、アンモニアの吸収線強度。他の波長帯に比べて中間赤外線ではアンモニアの吸収線が強い。Sharp & Burrows (2007) を改編。
ルに光学素子を設置するだけで機能が実現できるので、複数の方式を搭載して「Inner Working Angle (IWA)
10の小さいオプション」「比較的遠方でコントラストの高いオプション」などを選択することが可能である。
ここでは、IWA を小さくするオプションとして現在提案されている「ひとみ面にバイナリマスクを置く」方

式の性能を前提に検討する。これにより、大気擾乱や MIRAO による補正性能も考慮して、IWA ∼ 2 λ/D、

10−4.5 のコントラストが達成されている（図 8.16)。
惑星はその形成後、冷却していくので、若い惑星ほど高温で検出可能性が高い。現在、直接撮像で発見されている系外惑星候補は、年齢 10 Myr から 1 Gyr で主星から 30 AU 以遠（β Pic b および HR8799 e を除く）の距離に存在する天体である。TMT の中間赤外線感度を考慮すると、表面温度が 500–700 K のガス巨大惑
星がターゲットとなる。これは、木星の数倍から 10 倍の質量の惑星を考えると年齢が約 1 Gyr に相当する。

TMT MICHI の低分散分光の感度である 1 mJy (一時間積分で 5σ) の熱放射をする仮想的な惑星を考え、それぞれが、A 型星、G 型星、M 型星から射影距離が 1–5 AU にあった場合の離隔とコントラストを計算して図8.17(左) にプロットした。図に記載されているパラメータの主星・惑星の組み合わせで、1 AU に相当する離隔で分光可能であることがわかる。また、図 8.17(右) には現時点で発見されてる惑星候補天体をプロットした。
コントラストに関してはすべての惑星候補天体で分光可能であるが、GJ758b,c については、一時間の積分時
間では不十分で、数十時間の積分時間が必要である。また、β Pic b については、実際はデブリ円盤によるノイズの影響を考慮する必要がある。

期待される成果
直接撮像によって発見された系外惑星候補の性質解明は始まったばかりであるが、TMT が実現する 2019 年
までには大幅な進歩を遂げるであると期待される。その際、超低温の天体の性質解明には NH3 吸収線の情報が大きな役割を果たすはずである。1000 K を大幅に切る 700 K 以下では CH4 吸収線が飽和し始めるのに対して、NH3 吸収線が有効な指標となるためである。また、これまでの研究でホットジュピターに逆転層が存在する可能性が指摘されており、惑星大気の構造は予想ほど単純ではない可能性がある。そのような場合には、複数の吸収線を使うことによって詳細な構造が明らかとなるであろう。

IWA の点では、近赤外線に対して波長の比だけ不利になり、口径 30 m の TMT の中間赤外線では、口径8–10m の望遠鏡の近赤外赤外線と近い IWA となってしまう。従って、8–10m 望遠鏡の近赤外線で発見された
惑星候補天体に対して性質解明を行うのに最適であろう。
10 これより内側では高コントラスト機能が十分に働かず惑星の検出が困難になるよう範囲のことを指す。

8.4. 直接撮像による系外惑星のサイエンス365

図 8.16: 右:バイナリマスクを使った場合の PSF とその縦方向のプロファイル。TMT セグメント鏡の主鏡、副鏡スパイダー、大気擾乱、MIRAO の性能を考慮。10−4.5 のコントラストが実現されている。宇宙科学研究所の小谷隆行氏の提案・計算結果。

図 8.17: 装置コントラストと仮想ターゲット系外惑星の主星に対するコントラスト。波線：PSF の縦方向のプ
ロファイル。図 8.16 の 0.34 arcsec 以遠ではコントラストが低下しているが、他のパターンのマスク・手法を併用することを考えると、0.34 arcsec 以遠も最低 10−4.5 のコントラストを達成することが可能であるとしてプロットしてある。実線：それぞれ記載された条件の年齢 1 Gyr のガス巨大惑星が中心星から 1–5 AU の距離にあった場合のコントラスト。

第8章

366

夜空の星の多様な惑星たち 〜TMT で探る第 2 の地球〜

日本の独自性MICHI の撮像・低分散分光部分は日本が開発・製作を提案している。また、ハイコントラスト機能のオプションについても具体的提案があり、今後、最適な性能の実現方向を検討・実現していく予定である。

他のプロジェクトとの関係

JWST や SPICA などの赤外線衛星でも同様の目的の観測が計画されている。TMT 望遠鏡の中間赤外線
感度は、地球大気や望遠鏡の熱放射で制限され、赤外線衛星には全く勝てないが、望遠鏡口径がどこまで主星近くの惑星まで迫れるかを決めており、口径 30m の TMT 望遠鏡はこの点で有利である。JWST MIRI のFour–Quadrant Phase Mask が 10−4.5 のコントラストを達成するのは半径 1.8 arcsec で、近赤外の NIRCAM
Nonredundant Mask でも 0.95 arcsec である。これに対して、TMT MICHI の Binary Mask は 0.2 arcsec と大幅に小さい。また、JWST には分光機能がなく、狭帯域フィルターで NH3 吸収線の検出を目指している。しかし、狭帯域フィルターは、候補天体の選択などには有効であるが、観測対象のスペクトルが未知な場合には説得力が欠ける。これに対して、MICHI は暗い天体の分光観測に最適な低分散分光機能をハイコントラスト
機能と併用することが可能である。
また、地上中間赤外線は、現在、系外惑星の直接撮像が盛んに行われている地上近赤外線に比べて、地球大
気や望遠鏡の熱放射により感度が低いことと波長が長いことによって回折限界による角分解能が低い点が欠点である。逆に低温の天体からの熱放射は近赤外線よりも強いという点で有利ではあるが、感度の低さによって相殺されるのが実情である。従って、中間赤外は系外惑星の探査という点では長所は少なく、発見された惑星候補天体の性質解明に力を発揮する。

要求される装置とその仕様

種別

SGI

装置名

MICHI

観測モード
撮像、低分散分光

必要とする装置、仕様
AO 波長範囲 波長分解能
有8–13 µm

R∼ 20

視野10 arcsec

空間分解能
2∼0.1 arcsec

367

関連図書
Alibert, Y., Mordasini, C., & Benz, W. 2011, A&A, 526, A63+
Baranne, A., et al. 1996, A&AS, 119, 373
Bean, J. L., Seifahrt, A., Hartman, H., Nilsson, H., Wiedemann, G., Reiners, A., Dreizler, S., & Henry, T. J.
2010, ApJ, 713, 410
Bennett, D. P., & Rhie, S. H. 2002, ApJ, 574, 985
Bennett, D. P., et al. 2008, ApJ, 684, 663—. 2010, ApJ, 713, 837
Bowler, B. P., Liu, M. C., Dupuy, T. J., & Cushing, M. C. 2010, ApJ
Brown, T. M. 2001, ApJ, 553, 1006
Butler, R. P., Marcy, G. W., Williams, E., McCarthy, C., Dosanjh, P., & Vogt, S. S. 1996, PASP, 108, 500
Charbonneau, D., Brown, T. M., Noyes, R. W., & Gilliland, R. L. 2002, ApJ, 568, 377
Cochran, W. D., Hatzes, A. P., & Paulson, D. B. 2002, AJ, 124, 565
Cumming, A., Butler, R. P., Marcy, G. W., Vogt, S. S., Wright, J. T., & Fischer, D. A. 2008, PASP, 120,
531
Fabrycky, D., & Tremaine, S. 2007, ApJ, 669, 1298
Fischer, D. A., & Valenti, J. 2005, ApJ, 622, 1102
Gaudi, B. S., et al. 2008, Science, 319, 927
Gould, A., et al. 2010, ApJ, 720, 1073
Hayashi, C. 1981, Progress of Theoretical Physics Supplement, 70, 35
Hirano, T., Narita, N., Shporer, A., Sato, B., Aoki, W., & Tamura, M. 2010a, ArXiv e-prints
Hirano, T., Suto, Y., Taruya, A., Narita, N., Sato, B., Johnson, J. A., & Winn, J. N. 2010b, ApJ, 709, 458
Howard, A. W., et al. 2010, Science, 330, 653—. 2011, ApJ, 726, 73
Ida, S., & Lin, D. N. C. 2004, ApJ, 604, 388—. 2005, ApJ, 626, 1045—. 2010, ApJ, 719, 810

368

第8章

夜空の星の多様な惑星たち 〜TMT で探る第 2 の地球〜

Johnson, J. A., Aller, K. M., Howard, A. W., & Crepp, J. R. 2010, PASP, 122, 905
Kambe, E., et al. 2002, PASJ, 54, 865—. 2008, PASJ, 60, 45
Kennedy, G. M., & Kenyon, S. J. 2008, ApJ, 673, 502
Kjeldsen, H., et al. 2005, ApJ, 635, 1281
Kubas, D., et al. 2010, ArXiv e-prints
Léger, A., et al. 2009, A&A, 506, 287
Li, C., et al. 2008, Nature, 452, 610
Lin, D. N. C., Bodenheimer, P., & Richardson, D. C. 1996, Nature, 380, 606
Lovis, C., & Mayor, M. 2007, A&A, 472, 657
Mao, S., & Paczynski, B. 1991, ApJ, 374, L37
Marois, C., Macintosh, B., Barman, T., Zuckerman, B., Song, I., Patience, J., Lafreniére, D., & Doyon, R.
2008, Science, 322, 1348
Matsuo, T., & Tamura, M. 2010, SPIE, 7735, 84
Mayor, M., & Queloz, D. 1995, Nature, 378, 355
Mayor, M., & Udry, S. 2008, Physica Scripta Volume T, 130, 014010
Miller-Ricci, E., & Fortney, J. J. 2010, ApJ, 716, L74
Mordasini, C., Alibert, Y., & Benz, W. 2009, A&A, 501, 1139
Narita, N., Hirano, T., Sanchis-Ojeda, R., Winn, J. N., Holman, M. J., Sato, B., Aoki, W., & Tamura, M.
2010a, ArXiv e-prints
Narita, N., Sato, B., Hirano, T., & Tamura, M. 2009a, PASJ, 61, L35
Narita, N., Sato, B., Hirano, T., Winn, J. N., Aoki, W., & Tamura, M. 2010b, PASJ, 62, 653
Narita, N., Sato, B., Ohshima, O., & Winn, J. N. 2008, PASJ, 60, L1+
Narita, N., et al. 2005, PASJ, 57, 471—. 2007, PASJ, 59, 763—. 2009b, PASJ, 61, 991
Ohta, Y., Taruya, A., & Suto, Y. 2005, ApJ, 622, 1118—. 2009, ApJ, 690, 1
Paczynski, B. 1986, ApJ, 304, 1
Pallé, E., Zapatero Osorio, M. R., Barrena, R., Montañés-Rodrı́guez, P., & Martı́n, E. L. 2009, Nature, 459,
814

8.4. 直接撮像による系外惑星のサイエンス
Rasio, F. A., & Ford, E. B. 1996, Science, 274, 954
Sato, B., Kambe, E., Takeda, Y., Izumiura, H., & Ando, H. 2002, PASJ, 54, 873
Sato, B., et al. 2007, ApJ, 661, 527—. 2008, PASJ, 60, 539—. 2010, PASJ, 62, 1063
Seager, S., & Sasselov, D. D. 2000, ApJ, 537, 916
Sharp, C. M., & Burrows, A. 2007, ApJS, 168, 140
Snellen, I. A. G., Albrecht, S., de Mooij, E. J. W., & Le Poole, R. S. 2008, A&A, 487, 357
Sumi, T., et al. 2010, ApJ, 710, 1641
Thalmann, C., et al. 2009, ApJ, 707, 123
Udry, S., & Santos, N. C. 2007, ARA&A, 45, 397
Udry, S., et al. 2007, A&A, 469, L43
Webb, J. K., & Wormleaton, I. 2001, PASA, 18, 252

369

371

第9章

太陽系 〜「惑星系」の一典型を直接探る〜

この分野の概要

9.1「太陽系」は、我々が最も詳細な観測が可能な「惑星系」である。近年盛んになりつつある「系外惑星系の研究」において、我々の太陽系は重要な比較対象であろう。
既にマウナケア山頂では、Gemini、Keck、そしてすばるに代表される大望遠鏡群によって、大口径を活かした太陽系天体の発見的・統計的観測研究がなされつつある。同地に設立される次世代の 30m 望遠鏡は、その可能性をさらに広げることとなろう。

9.1.1

班員構成、担当

氏名

所属

主な担当章節笠羽 康正

東北大学 惑星大気物理学研究室

9.1, 9.3
9.2
9.2.1

関口 朋彦

北海道教育大学 旭川校

寺居 剛

神戸大学大学院理学研究科

鍵谷 将人

東北大学 惑星大気物理学研究室

坂野井 健

東北大学 惑星大気物理学研究室

中川 広務

東北大学 惑星大気物理学研究室

9.3.1
9.3.2
9.3.2

宇野 健

東北大学 惑星大気物理学研究室

9.3.2「惑星・衛星」の章では、また岡野章一、佐藤隆雄、寺田直樹、米田瑞生（東北大）、岩上直幹、杉田精司（東京大）、前澤裕之（名古屋大）、今村剛、上野宗孝、大月祥子、佐藤毅彦（JAXA）、笠井康子、佐川英夫（NiCT）の皆さんに資料及びご意見を頂いた。ここで感謝の意を述べる。

9.1.2

本分野における TMT サイエンスの方向性

光赤外領域における太陽系観測探査は、以下の手段の共同作業によって行われている。

• 地上の中小望遠鏡： 長時間・高頻度・広視野を活かした、変動現象の追跡や長期的探査。
• 地上の大望遠鏡： 補償光学1 （Adaptive Optics, AO）活用による高空間分解観測、暗い小天体・遠方天
体の深い探査、および大型装置を要する高分散分光観測。

• 軌道望遠鏡： 大気に妨げられない高空間分解能観測や紫外・赤外観測。
• 周回探査機： 比較的軽量小型の搭載観測装置による全球の撮像・低分散分光観測。
• 降下プローブ・着陸機： 降下の位置・時期における詳細な撮像・分光観測。

1 大気による星像の悪化を短い時間間隔て時々刻々補正する装置。これにより望遠鏡の回折限界で決まる解像度の星像を得ることが可能となる。

第 9 章 太陽系 〜「惑星系」の一典型を直接探る〜

372

上記のうち、「地上の大望遠鏡」が担ってきた研究課題が、TMT によって拡大されるフロンティアである。
すなわち、大口径を活かした「AO による高空間分解能観測」「大型装置による高分散分光観測」とそれを支える大光量によって、探査機を容易に送り込むことができない対象において、また探査機が持ち込めない大型・
複雑・最新の観測手段の駆使によって、太陽系天体の発見的・統計的観測を行う。特に以下の対象において、大きな進歩をもたらしうる。

• 太陽系外縁部に潜む暗い惑星・衛星・リング・準惑星・小天体の発見的観測• 太陽系に散在する衛星・リング・小天体を網羅する統計的観測• 高分散分光など大型・特殊装置を要する領域での惑星・衛星の発見的・統計的観測• TMT 時代に飛翔する探査機との共同観測、ポスト TMT 時代に向けた将来探査機計画を支える探査観測

9.1.3

主要研究題目

本稿では、上記に対応し、特に以下の項目について詳述する。

• 小天体・準惑星: 表層の高空間分解観測による対象天体の形状・自転速度・自転方向の直接高精度測定。
• 惑星・衛星: 表層・大気の高空間分解観測による固体・流体表層の構造・温度場・速度場等やその変動の検出。
• 惑星・衛星: 高分散分光観測による大気の構造・組成分布・温度場・速度場等やその変動の検出。

9.1.4

キャッチ・フレーズ• 小天体・準惑星： 深淵に潜む「太陽系の果て」を探り、また太陽系に散在する「微天体」の素顔を見る。
• 惑星・衛星：兄弟の姿に「地球とその環境の本質」を探り、また太陽系に「宇宙における惑星系」の一典型を見る。

9.1.5
種別

ELI

要求される装置のまとめ
装置名

IRIS

観測モード
広帯域撮像

必要とする装置、仕様
AO
波長範囲
波長分解能 (R)
有
∼2 µm
−

ELI
ELI

WFOS–MOBIE
IRMS

高分散分光

有

広帯域撮像

有

ELI
SDI

IRMS
MICHI

高分散分光

有

撮像

有

中分散分光

有

高分散分光

有

視野

1×1 arcmin

空間分解能
2

0.015 arcsec

2

0.3–1.1 µm
全 2 µm 帯

1, 000 − 80, 000−<1×1 arcmin<1×1 arcmin20.007 arcsec
0.015 arcsec

2 µm 帯8–25 µm
8-25 µm

2, 000 − 10, 000−
300 − 1, 800<1×1 arcmin2<1×1 arcmin2<1×1 arcmin20.015 arcsec
0.07 arcsec
0.07 arcsec

4.5–28 µm
0.6–5.0 µm

50, 000 − 120, 000−< 1 arcmin<5.5×5.5 arcsec2

0.07 arcsec
0.03 arcsec

40, 000 − 80, 000
50, 000 − 100, 000
50, 000 − 90, 000

30 arcsec
10 arcsec
10 arcsec

0.015 arcsec
0.007 arcsec
0.007 arcsec

106−7

1×1 arcsec2

0.07 arcsec

FDI

WIRC

広帯域撮像

有

SDI
SDI
FDI

J–NIRESJ–HROS
HROS

高分散分光

有

高分散分光

有

高分散分光

有

0.9–5.5 µm
0.3–1.0 µm
0.3–1.0 µm

独自

Heterodyne 型分光器

高分散分光

−

7–12 µm

なお、以下に太陽系天体の観測に特有の事項を補足として述べる。これらは後述する「PLANETS 惑星・系
外惑星観測望遠鏡国際コンソーシアム」（ハワイ大、東北大、メキシコ自治大、独太陽物理研など）での検討事項となっているものである。

9.2. 太陽系の小天体・準惑星

373

太陽系天体の特有事項 1: 移動対象に対する追尾
太陽系天体は天球上を移動するため、恒星追尾とは異なる望遠鏡追尾が必要である。これは時刻ごとの赤経・赤緯座標をファイルで作成し、この場所に望遠鏡の指向位置を追随させる機能である。AO を動作させると、その空間分解能を上回る追尾精度が要ることになる（「すばる望遠鏡」ではその動作確認がなされている）。
対象天体の一時間あたりの最大移動速度は、金星で 3 arcmin、火星で 2 arcmin、木星で 30 arcsec 程度である。
（極端な例として、地球近傍小惑星アポフィス (99942 Apophis) がある。この天体は、2029 年 4 月 13 日に地表から約 3 万 km（ほぼ静止衛星軌道距離）に接近し、その最大移動速度は一時間で 40 deg に達する。）

太陽系天体の特有事項 2: 移動する広がった対象への AO
天球上を移動する太陽系天体には、天球上に固定された恒星を安易に AO 補正源として利用できない。惑
星・衛星自身による捕捉が可能であればそれ自身で、ないしはレーザー星を活用した捕捉が必要となる。（近傍に「点源」とみなせる衛星が周回しているケースはあるが、惑星との相対運動速度は、惑星の固有運動速度とそう変わらない。）
この点でやっかいなのは、視直径の大きな惑星である。こうした対象は、最大 1 arcmin 程度の濃淡の少な
いのっぺりした形状を示す。より巨大な太陽でも AO は機能しており、その表層の濃淡を用いた捕捉ができる
可能性はあるが、太陽とは圧倒的に光量が異なる。
この両者を乗り越え、「非点源にも適用可能な AO」を「天球上を移動する天体に対して」機能させることが、太陽系天体において TMT の潜在的な高空間分解能力を最大限に生かす上での前提となる。30 m の口径がそのまま有効となる場合、得られる空間分解能は 1 µm で 0.007 arcsec （波長の逆数に比例）に達する。これは、空間分解距離にして火星系相当（0.5 AU）で 2.5 km、木星系相当（4 AU）で 20 km、土星系相当（10AU）で 50 km、海王星相当（30 AU）で 150 km に相当する（図 9.2）。このスケールによって初めて可能になる研究は数多い。

太陽系天体の特有事項 ３: オカルテーションマスク
惑星・衛星大気の垂直構造やその宇宙への流出、惑星・衛星表層の火山活動・物質噴出等に代表されるような現象の直接検出には、明るい惑星表層のぎりぎりに存在する微弱光の検出能力を要する。これには、異なる大きさを持つ惑星ディスク（数 arcsec - 1 arcmin）に対応してこれを適切にマスクできる能力を有することが
望ましい。

9.2

太陽系の小天体・準惑星

まとめ「小天体・準惑星」とは、小惑星・彗星や太陽系外縁の小天体（およびその仲間である外惑星の小衛星）群を指す。これらは、彗星活動を起こしていない限り、大気を持たない岩石・氷からなる小さな固体天体である。
これらの小天体は、原始太陽系円盤内で形成された微惑星の生き残り天体の有力候補である。その素性の解明
は、太陽系の形成過程を明らかにする上で、直接的なデータとなりうる。既に行われつつある すばる 望遠鏡の主焦点カメラなどによる、小惑星・カイパーベルト天体探査によって発見された微惑星天体を、TMT によって表面組成や大きさ、反射率を求める科学研究へと発展させることが期待できる。
可視光から近赤外線波長域にかけては、太陽光反射光を観測することになるが、その低分散分光によって表層組成の情報を導出することができる。また、近赤外線から中間赤外線にかけては熱放射成分が卓越するが、これによって判明する表面温度からその表面物質の熱特性を決めることができる。また、彗星活動を示すもの
はその流出物質の輝線が観測される。これらの観測により、対象天体の大きさ、アルベド、形状、回転状態等、および密度や空隙率熱慣性などの物理量を求めることがその目標となる。

第 9 章 太陽系 〜「惑星系」の一典型を直接探る〜

374

9.2.1

太陽系小天体・準惑星の高空間分解観測

概要

TMT の大口径と AO の結合による高い空間分解能は、小天体・準惑星の大きさ、形状、自転速度、自転軸方向の直接高精度測定を可能にする。これらから導出される体積、バルク密度、空隙率、強度、反射率、熱慣性などの物理量から、小天体の内部構造や組成を推定し、衝突進化や物質進化の理解を深めることができる。

TMT の補償光学系は 0.015 arcsec に達する高い解像度を持ち、直径 ∼40 km 以上のメインベルト小惑星約 800
個、木星トロヤ群天体約 20 個、直径数 100 km の外惑星衛星、ほぼ全ての準惑星に対して空間分解撮像を可能にする。観測対象天体は数・天体の種類ともにハッブル宇宙望遠鏡や Keck 望遠鏡を凌駕し、これまでには成し得なかった様々な研究を行うことが可能となる。TMT に AO を組み合わせた場合の高空間分解能観測は、小惑星のスペクトル型ごとに内部構造・組成を特定することや、天体衝突による掘削・粉砕の履歴を探ること、反射率の不均質性を測定から天体表層の衝突進化・熱進化や地下物質の組成を調べることなど、多くの成果をもたらすことが期待される。

High Spatial Resolution Imaging for Small Solar System Bodies and Dwarf Planets
Disk-resolved observations of small solar system bodies enable precise measurements of their size, shape,
rotation period, and pole orientation. They provide several physical properties, such as the volume, bulk
density, porosity, strength, albedo, and thermal inertia. These data give important clues about the interior
structure and composition, which improve our understanding of the collisional and compositional evolutionsof small bodies. The TMT adaptive optics (AO) has a high spatial resolution of 0.015 arcsec enough to resolve
about 800 main-belt asteroids larger than ∼40 km in diameter, 20 Jovian Trojans, several-hundred kilometer
satellites of the outer planets, and almost all of the dwarf planets. The number and variety of spatiallyresolvable bodies are extremely large compared with the Hubble Space Telescope and the Keck AO system.
The TMT AO facility realizes unprecedented science cases for small solar system bodies: determination of theinterior structure and composition for each asteroid taxonomic group, exploration of the excavated/shatteredhistory, and detection of the surface inhomogeneity for investigating the collisional/thermal evolutions andthe subsurface composition.

背景と目的
太陽系小天体は惑星形成過程の履歴を保持する、始原的な天体であると考えられている。しかしその一方で、それらは軌道進化（軌道要素変化、円盤外への放出）、衝突進化（破砕、クレーター形成、内部構造変化）、物
質進化（熱／水質変成、分化、宇宙風化）を少なからず経験していることが分かっている。それらの進化過程を知ることにより、原始惑星系円盤内での微惑星の進化を理解することができる。
小天体の大きさ、形状、自転周期、自転軸方向は、天体の密度、空隙率、強度、反射率（アルベド）熱慣性といった、内部構造や組成を知るために必要な情報を得るために欠かせない基本的な物理量である。
天体サイズの測定は、反射光観測の場合にはアルベドを、熱放射観測の場合には熱慣性、自転速度などのパラメータを与えなければならず、不定性が大きい。天体形状は測光観測によって得られる光度変化曲線から推定することができるが、この方法では断面積の変化とアルベドの変化を区別できないという問題がある。掩蔽
観測はサイズと形状を高精度で決定できる方法だが、観測機会が稀であることや複数地点からの観測が必要であることに加え、掩蔽時の断面形状しか得ることができない。それらの観測方法に対し、宇宙望遠鏡や補償光学装置による高空間分解能撮像観測は、小天体を面光源をして観測し、全方位のサイズと形状を直接測定することができる。
ハッブル宇宙望遠鏡による観測では 1 Ceres (Li et al. 2006)、2 Palas (Schmidt et al. 2009)、4 Vesta (Liet al. 2010) などの空間分解画像が得られているが、より暗い天体を対象にするには大型地上望遠鏡と AO に

9.2. 太陽系の小天体・準惑星375

図 9.1: Keck 望遠鏡＋補償光学装置による小惑星の空間分解撮像画像 (Marchis et al. 2006)。Kp バンドフィル
ター（波長 2.1 µm）を使用、画素スケールは 9.94 milliarcsec。左上図は 8 Metis（日心距離 1.5 AU、直径 180km）、左下図は 52 Europa（日心距離 2.2 AU、直径 310 km）、右上図は 87 Sylvia（日心距離 2.6 AU、直径
280 km）、 右下図は 130 Elektra（日心距離 1.7 AU、直径 190 km）の画像で、デコンヴォリューション（逆畳み込み）処理が施されている。各天体の左図は観測画像、右図は光度曲線から得られた形状モデルを表わす。
空間分解撮像から得られた天体の軸比はモデルとよく一致しており、正しく形状が測定されることが示された。
空間分解撮像は、自転面ごとの形状と反射率（アルベド）の変化を同時に求めることができる（光度変化では両者を判別できない）ことに加え、自転速度および自転軸の向きが一意に決定できるといった利点がある。
よる高空間分解能撮像が必要である。近年、Keck 望遠鏡や VLT などの大型望遠鏡を用いた小惑星の AO 撮像観測が盛んに行われている。Marchis et al. (2006) は Keck 望遠鏡とその近赤外カメラ NIRC-2 と AO を用いて、直径 40 km 以上のメインベルト小惑星 33 天体の空間分解撮像を行った（図 9.1）。デコンボリューション
処理によって取得画像の解像度を向上させた結果、3 軸径を ∼5 km の精度で測定するとともに、天体の歪な形状を捉え、それらが光度曲線から得られた形状モデルをよく一致することが示された。
このように、AO による空間分解撮像は太陽系小天体の高精度な測定を可能にし、太陽系の起源と進化の研究に大変有用である。しかし、8−10 m 望遠鏡が達し得る解像度（∼0.05 arcsec）では直径 200 km 程度までの小惑星しか空間分解することはできない。TMT による AO は 0.015 arcsec（K バンド）という空間分解能を有し、太陽系小天体を超高解像度で撮像することができる。これはより小さな天体が空間分解できるだけではなく、観測可能な天体数を格段に増加させる。また、これまでは困難であった太陽系外縁部に位置する準惑星などの空間分解撮像も可能になる。

方法と実現可能性
本観測は InfraRed Imaging Spectrometer (IRIS) を用いた近赤外撮像を行う。波長は ∼2 µm で、空間分解
能 0.015 arcsec を要求する。図 9.2 は TMT と 10m Keck 望遠鏡それぞれの AO で分解可能なスケールを日心距離に対して示した図である。火星と木星の間の、小惑星が密集しているメインベルト領域では、Keck 望遠
鏡の分解能は 40−80 km なのに比べ、TMT では 10−20 km にまで達する。また、海王星の外側の太陽系外縁部では、Keck 望遠鏡は 1000 km 以上のものしか分解できないが、TMT は 300−500 km のスケールまで分解することができる。
図 9.3 は面光源として観測可能な小天体を示している（ここでは視直径が分解能の 2 倍以上の天体とする）。
TMT では約 800 個のメインベルト小惑星に加え、Keck 望遠鏡などでは空間分解が難しかった木星トロヤ群天体や数 100 km サイズの外惑星衛星、外縁部に存在する準惑星も観測可能となる。
なお、中間赤外観測からは小惑星の熱特性を求める事ができる。10 µm で 0.08 arcsec、20 µm で 0.16 arcsecが実現できれば、表層の温度分布とその変化の情報を得ることができる。これらは表層付近の熱慣性によって

376

第 9 章 太陽系 〜「惑星系」の一典型を直接探る〜

図 9.2: TMT+AO（下側の実線）および Keck+AO（上側の実線）による撮像観測で空間分解可能なスケール。
横軸は日心距離（AU）、縦軸は空間分解能（km）を表わす。矢印は左側から火星（M）、木星（J）、土星（S）、天王星（U）、海王星（N）の位置を示す。左側の点線で囲まれた範囲（2.1–3.3 AU）は小惑星帯（メイベルト）、
右側の点線（30 AU）から外側は太陽系外縁部（カイパーベルト）領域。火星と木星の間の、小惑星が密集しているメインベルト領域では、Keck 望遠鏡の分解能は 40−80 km なのに比べ、TMT では 10−20 km にまで達する。また、海王星の外側の太陽系外縁部では、TMT は 300−500 km のスケールまで分解可能である。
決まる。熱慣性は「バルク密度と比熱と熱伝導度の平方根」と定義される物理量であるが、特に小惑星の表層では、これにより表層の粒度を調べる事ができるであろう。

期待される成果
1 密度・空隙率 衛星を持つ小天体の場合は質量が求まるため、空間分解画像から得られた体積からバルク°密度を算出することが可能となる。バルク密度が分かれば、その天体のスペクトル型に対応する隕石の密度か

ら天体の空隙率を推測ができ、内部構造について議論することができる。空隙率は天体間でばらつきが大きく、一枚岩、破砕体、岩塊集合体（ラブルパイル）などの多様な内部構造があると考えられている (Britt et al.

2002)。TMT では多数の小惑星に対して高空間分解能観測が可能であるため、連星を持つ小惑星が多く発見されることが期待される。様々なスペクトル型の小惑星に対して空隙率を求めることにより、型ごとに天体強度を推定することができ、組成を特定する大きな手掛かりとなる。
2 形状進化 小惑星の歪な形状は天体衝突による掘削と粉砕の履歴であり、巨大な衝突を経験した証拠であ°る (Housen et al. 1999)。天体の輪郭形状を調べることにより、天体の組成・構造やインパクター天体の大きさを推定することができる (Conrad et al. 2007)。
3 表面不均質性 ハッブル宇宙望遠鏡や Keck に AO を組み合わせた観測から、4 Vesta は場所によってアル°ベドが異なり、表面の組成が不均質であることが示されている (Thomas et al. 1997; Binzel et al. 1997; Zellner

et al. 2005)。また、21 Lutetia、1943 Anteros、32522 Thereus などの天体では自転に伴うスペクトルの変動が確認されており、同じく表面組成にむらがあることが示唆されている (Lazzarin et al. 2010; Masiero 2010;
Licandro & Pinilla-Alonso 2005)。

9.2. 太陽系の小天体・準惑星

377

図 9.3: TMT+AO で空間分解撮像観測が可能な小天体の日心距離と直径。黒丸は小惑星（直径は IRAS から測定された熱放射量に基づいた推定値、日心距離は軌道長半径で代用）白丸は惑星の衛星を表わす。棒印は準惑星（左端は近日点距離、右端は遠日点距離に対応）で、左側から Ceres（C）、Pluto（P）、Charon（Ch）、Haumea（H）、Makemake（M）、Eris（E）を示す。下方の点線は視直径 0.03 arcsec（TMT+AO の分解能の2 倍に相当）を、上方の点線は視直径 0.1 arcsec（Keck+AO の分解能の 2 倍に相当）を表わす。この図からわかる様に、TMT では約 800 個のメインベルト小惑星に加え、Keck 望遠鏡などでは空間分解が難しかった木星
トロヤ群天体や数 100 km サイズの外惑星衛星、外縁部に存在する準惑星も観測可能となる。

第 9 章 太陽系 〜「惑星系」の一典型を直接探る〜

378

小天体表面の不均質性は、衝突による掘削に起因する熱変成や地下物質の露出、表層粒子（レゴリス）の不均質分布、あるいは異なる種類の岩塊の集合体などが原因として挙げられ、さらなる研究により小天体の衝突
進化／熱進化や宇宙風化に関する新たな知見が得られることが期待される。現在の望遠鏡・装置では観測できる天体が限られており、TMT の集光力と空間分解能の威力が最も発揮される観測対象の一つである。

日本の独自性日本は岩石／氷小天体の熱史、衝突破壊現象、宇宙風化に関する理論的研究および実験的研究が大変盛んである。本観測から得られる小天体の内部構造や形状、表面組成に関する情報を日本の惑星科学コミュニティー
全体で共有することにより、小天体の形成と進化の多角的な理解をより一層推し進めることができる。

他のプロジェクトとの関係• 近年、Hubble 宇宙望遠鏡や Keck、VLT などの地上大型望遠鏡による太陽系小天体の空間分解観測はいくつか行われているものの、比較的大きなサイズの天体に限定される。TMT による本観測はそれらを遥かに凌ぐ分解能で、これまでには実現できなかった小惑星や準惑星の空間分解撮像を可能にする。
• 準惑星 Ceres および小惑星 Vesta を探査する目的で打ち上げられた Dawn（NASA）や、冥王星へ向けて航行中の New Horizons（NASA）などの探査機によって得られる、天体の詳細な観測データと比較することにより、本観測の評価や精度向上に寄与するとともに、相補的な観測による新たな成果も期待される。

要求される装置とその仕様

種別

ELI

9.3

装置名

IRIS

観測モード
広帯域撮像

必要とする装置、仕様
AO 波長範囲 波長分解能
有
∼2 µm
−

視野

空間分解能
2

1×1 arcmin

0.015 arcsec

太陽系の惑星・衛星「惑星・衛星」は太陽系のメインプレイヤーである。形成初期の条件によって決定された大きさを持ってその軌道を巡りつつ、太陽距離・質量・組成で異なるルートに従って異なる進化を遂げまた変動する。
地球型惑星、すなわち水星・金星・地球・火星や大型衛星は、固体からなる本体とそこから揮発供給された
炭素・窒素・酸素等を主とする大気からなる。これらの調査は地球の兄弟を探ることであり、すなわち我々が住む「地球」という惑星とその環境の本質を深く知ることでもある。
外側に位置する「巨大惑星」、すなわち木星・土星・天王星・海王星は、惑星系質量の大半を占める「太陽系の主人」であり、見つかりつつある系外惑星の親戚であり、また宇宙に数ある高エネルギー天体の原型でもある。これらの調査は宇宙における惑星の一典型を直接探ることであり、すなわち「宇宙における惑星というシステム」の本質を深く知ることでもある。
惑星のいくつかは紀元前から知られ、また他も望遠鏡の発明に引き続く近代天文学の黎明期から知られた「比較的明るい」対象が多い。確かにこれらを「見る」だけなら市販される子供向け望遠鏡でも果たしうる。しかし、近年の惑星探査機によるフライバイ・周回観測等や、中小口径望遠鏡による中長期継続観測による惑星科学の進捗は、「大口径によって初めて到達可能な研究」を新たに要請している。
すなわち、TMT 時代における探査機との共同観測、およびポスト TMT 時代の将来探査機計画検討を支える予備観測を実現するため、大口径によって初めて可能となる (1) 惑星・衛星を十分に分解する高空間分解能

9.3. 太陽系の惑星・衛星

379(<0.1 arcsec）および (2) 惑星探査機には搭載しがたい大型・特殊装置による高波長分解能 (R=λ/dλ = 105−7 ）の観測を、(3) 惑星・衛星の自転等の時間変動よりも十分高速な高時間分解能 (1 − 100 秒）で実現することが求められる。
本稿では、以下の２面における「TMT 時代」の地上大望遠鏡による惑星・衛星観測への展望を概説する。

• (1) 高空間分解能観測： 惑星・衛星表層の構造・温度場・速度場とその変動を直接捉える。
• (2) 高波長分解能分光観測： 惑星・衛星大気の構造・組成・温度場・速度場とその変動を直接捉える。

日本の独自性、および他のプロジェクトとの関係
太陽系を対象とし、より長い歴史と高い実力を擁する「太陽-地球系研究」では、日本は数々の磁気圏観測衛星・太陽観測衛星・地球観測衛星の実績がある。これに伴う高水準の理論・数値モデル研究とも相まって、国際的に高い評価を確立してきた。比較惑星学の観点で直接的に上記を引き継ぐ「太陽–惑星系研究」においても、これは同様である。
不幸にして、「火星探査機のぞみ」の苦闘の末での周回軌道投入断念（1998-2003 年）、記憶に新しい「金星探査機あかつき」周回軌道投入失敗（2010 年末）の結果として、「月探査機かぐや」以遠における他の重力天体の周回観測に日本はまだ実績を有しない。しかし、東北大・東大等が有する独自の中小口径望遠鏡による継続的・機動的な水星・金星・火星・木星・土星系観測、国内外望遠鏡でのスポット的な水星・金星・火星・木星
系観測、「すざく（X 線）」「EXCEED（紫外線・極端紫外線）」など軌道望遠鏡による金星・火星・木星等の高エネルギー現象観測、惑星大気流出等における理論・数値モデル研究等で、地道かつ着実に国際的な貢献をなしつつある。近年では、海外探査機への搭載機器提供も行われるようになってきた。
日本が擁しうる 2010〜2020 年代の惑星観測手段・周回探査計画として、金星（Akatsuki：2016 年に周回軌道投入に再挑戦）、水星（BepiColombo：2021 年に周回軌道投入予定）、および将来火星・木星系探査計画（2020 年代を目指して検討中）がある。日本人研究者がアクセス可能な大望遠鏡による惑星・衛星観測能力の確保は、TMT 時代に実現するであろう我々の惑星・衛星探査の出力を直接増大させるだけでなく、更なる将来探査計画を生み出す母体となる。
なお、国内コミュニティによる太陽系天体を主眼の一つとするより小規模の地上観測設備として、「PLANETS
惑星・系外惑星観測国際コンソーシアム」（ハワイ大、東北大、メキシコ自治大、独太陽物理研等）がある。これは、東北大がハワイ大との共同下で観測拠点を置くマウイ島ハレアカラ山頂に設置予定のものである。軸外しグレゴリアン型（口径約 2 ｍ）とし、明るい惑星・衛星・恒星等に隠されて見えない近傍微弱光（「惑星からの流出大気」や「原始惑星系星雲」など）の捕捉と、恒星光から反射光を分離するに有効な偏光観測に最適化した設計をとる。2010 年秋から主鏡の製造に入っており、早ければ 2012 年からの活動を予定する。また、以下に挙げる「高空間分解能」「高波長分解能」を志向するサイエンスは、観測開始に向けて動き始めたアタカ
マ大型ミリ波サブミリ波干渉計（ALMA）での観測検討に連動している。TMT には、これら先行諸活動による成果を、その大口径によって深化し拡大する機能を期待する。

9.3.1

惑星・衛星表層の高空間分解能観測

概要

TMT の大口径と AO の結合による高い空間分解能は、視直径が決して大きいとはいえない惑星・衛星の表
層を直接空間分解した観測を可能とする。
時間変動が少ない「地表」に対しては、探査機の到達が困難な遠方対象の表層構造の解明、および火山等の時間変動現象の掌握にその力を発揮する。
時間変動のある「大気」に対しては、地上観測はより重要な手段となる。近傍対象といえど常時周回衛星が存在するのは近年の火星のみであり、また周回探査機・着陸機は「小型少数」の観測手段しか有さず決して万380

第 9 章 太陽系 〜「惑星系」の一典型を直接探る〜

能の観測手段ではない。探査機・着陸機の生存期間を越えた研究を可能とするには、地上観測手段でしか得られない手段による同時支援および継続追跡が本質的である。
探査機・着陸機が生み出す貴重な「機会の窓」を全開とするには、TMT によって獲得されうる「探査機にも匹敵しうる空間分解能」は重要である。すなわち、(1) 「進行中の探査」に対して同時・補完観測能力を付与するに留まらず、(2) 過去探査の成果を十分な空間分解能で追跡にすることによる「事後変化」が可能であり、(3) 探査機が当面到達できない対象に対して高い空間分解能による空間分解された研究を始めて可能とし、さらには (4) 計画途上にある将来探査計画の仕様・観測装置の絞り込みに必須となる「予備実験」の機能を果たしうる。
ここでは、特に「固体表層の構造とその変動」「大気の構造・運動とその変動」「大気の宇宙流出とその機構」
について、現行の観測研究活動を基礎とした「TMT 時代」への展望を概説する。

Abstract
The combination of large aperture and adaptive optics of the TMT enables us to resolve the spatial
features of planets and satellites in our solar system whose angular diamter is not large.
For the solid surface that do not have large time variations, the TMT contributes to investigate the surveys
of far objects which the explorers are hard to access and to follow the variable activities like volcanos etc.
For variable atmospheres of planets and satellites, the ground-based observational capability is more
important. Even in recent years, Mars is an only planet that has always orbiters around it. And any orbiters
only convey light and small-sized instrument. Advanced ground-based observational capability is essential
to use rare chances created by the visits of orbiters and landers.
The high spatial resolution comparable to the orbiters by the TMT can support the on-going missions byunique instruments and follow up the variations of features found by past missions. It can also provide theresearch capabilities for the targets which can not be reached even in these days and create the basis for the
mission designs in next decades.

背景と目的
惑星・衛星の研究は、本質的に高い空間分解を要求する。その視直径は、もっとも大きな木星・金星でもせいぜい 1 arcmin 以下、通常は 数 arcsec ないしより小さい。ひとたび「全体積分量」「平均像」を越えた研究
課題に挑むには、この壁の打開を打開する必要がある。これが「探査機による近接観測」の本質であり、近年の急激な太陽系研究発展の基盤となっている。
しかし、探査機はすべての太陽系天体に常時近接しているわけではなく、また近未来に近接の予定がない対象のほうが数多い。惑星探査機が常時周回しうるのは、今後 20 年では火星のみである。これ以外の対象に対しては、既に飛翔中・製造中のものを含めても水星 2、金星 2、木星 1、土星 1、冥王星 1（うち、日本が直接関与するものは水星 1、金星 1）にすぎない。これ以外には、木星系ないし土星系を目指す国際大型計画（日本を含む）、および 1〜2 年の中小規模計画が追加される程度であろう。
惑星・衛星の研究では、その「短・中・長期の時間変動」の掌握が太陽系外天体に比してはるかに重要となる。例えば、自転により見える表層は変わっていくため、その高空間分解情報を取得するには、解像度が上がれば上がるほど「積分時間」の減少を招く。また、気象等に相応する数分〜数時間単位の運動、自転に伴う日変動、公転による季節変動、太陽活動に伴う十年単位の変動、火山・衝突活動等による突発事象など、短中長期変動がその活動の本質である事象が多々ある。探査機に連動してこの変遷を追うには、地上観測に対しても「探査機に匹敵しうる観測能力」ができれば望まれるが、これは容易ではない。
このような状況下において、現行および過去探査の成果を継続拡大しかつ将来探査の芽を育んでいくために、「探査機にある程度まで匹敵しうる高空間分解能」による「大口径だからこそ可能となる微弱光の探索」を可能とすることが、TMT への潜在的要請となる。特に、

9.3. 太陽系の惑星・衛星

381• (1) 固体表層の構造・組成・温度場およびその短・中・長期変動（例：木星の衛星イオの火山活動、土星の衛星エンセラダスの噴水活動、火星表層の極冠地形変動など）• (2) 大気層の構造・組成・温度場およびその短・中・長期変動（例：金星・木星・タイタンの雲層構造およびその発展・崩壊など）• (3) 大気層における微弱光とその機構（例：大気光・雷など微弱発光現象や、金星・火星大気からの炭素・酸素原子の宇宙流出の検出など）
といった領域で、多様な惑星・衛星観測手段の中でその大きな柱の一つとなりうることを期待する。

方法と実現可能性
補償光学（Adaptive Optics, AO）を 30m の口径に結合して最大限にその機能を発揮できると想定した場合、得られる空間分解能は 1 µm で 0.007 arcsec （波長の逆数に比例）に達する。これに対応する空間分解距
離は、火星系相当距離（0.5 AU）で 2.5 km（火星赤道での自転速度で静止とみなせる時間： 10 sec）、木星系相当距離（4 AU）で 20 km（木星における同時間： 2 sec）、土星系相当距離（10 AU）で 50 km（土星における同時間： 5 sec）、海王星相当距離（30 AU）で 150 km（海王星における同時間： 56 sec）である。このスケールは、これまでの地上観測では届きにくかった以下のような研究課題を射程内に入れる。

• (1) 固体表層： 例えば、イオ等における大型火山活動の水平スケールは 100–200km 程度。
• (2) 大気層： 例えば、惑星・衛星の垂直スケールハイトは 10–20km 程度。台風に相当するような大規模
擾乱の水平構造は 100–200km 程度。
この高い空間分解能を撮像および低中分散分光システムと結合し、また大光量によって必要な時間分解能・SNを確保することで、固層・気層双方における構造・組成・温度・速度等及びその時間変動を、探査機に依存せず短・中・長期的に追跡することができるだろう。これは、火星以外の「そうそう行ける場所ではない」太陽
系の大部分の領域に対してその継続的研究を可能とするもので、大変重要である。なお、この潜在的な高空間分解能力をフルに活かした惑星・衛星研究を実現するには、既に挙げた「移動対象に対する追尾」「広がった対象に対する AO」「オカルテーションマスク」の３点の解決を要する。

期待される成果1 事例１：惑星・衛星の表面構造とその変動 進行中の表層活動を行っている太陽系天体として、例えば木°星の衛星イオから宇宙空間に向かって吹き上がる複数の火山活動、土星の衛星エンセラダスの南半球から宇宙空間に向かって吹き上がる水の大規模噴出活動がある。それぞれ、探査機の到達以前に、木星・土星周辺に広がるナトリウム、硫黄、酸素の雲の存在から、衛星からの何らかの物質供給が示唆されてきた。しかし、決定的な証拠をもって示されたのは、探査機による近接観測の成果である。これらほど派手ではないが、木星の衛星エウロパでも、その表層を覆う氷に見られる「ひび」周辺の暗くみえる領域が水和塩からできていることが示唆され、いわゆる「地下海」からの水の湧出現象が予期されている。また、火星やタイタンでは、降雨・降雪による極冠の消長など表層変動が存在する。
こうした活動は、探査機といえども当該対象に近接した折にしか情報は得られない。過去に Galileo 探査機が周回していた木星系では、それによって達成されていた観測が途絶えている。現在周回中の Cassini 探査機の喪失後における土星系でも、同じことが生じることとなる。
地上大型望遠鏡は潜在的にこの補完を行うことで、幅広い研究が探査機に依存せずに実施継続可能となろう。
例えば、Keck・Gemini 望遠鏡等による AO 赤外線撮像観測によって、イオの火山活動のまさに「現在」を空間分解して捉えている（図 9.4）。TMT 時代の到来において可視・近赤外・中間赤外域で得られうる高空間分
解能力は、こうした研究をより発展深化させる。すなわち、惑星・衛星表層の諸活動およびその推移を、探査

382

第 9 章 太陽系 〜「惑星系」の一典型を直接探る〜機に匹敵しうる撮像・低中分散分光により観測可能とするとともに、探査機では困難なより高分散分光能力の投入も可能とできる。これにより、惑星・衛星の構造・組成、諸活動の時間変動およびその駆動要因、噴出物
質の空間的拡大・光化学反応の追跡が可能となる。これらは、地上の中小望遠鏡や地上・軌道上からの電波・
紫外・X 線による惑星・衛星から周辺空間に広がる気層物質、およびそれが刺激する電磁的活動の観測研究と結合できる。また、小天体・準惑星と同様に、周回探査機が当面到達できない天王星およびそれ以遠の天体および数々の衛星群に対しては、初の空間分解情報を提供することとなる。
2 事例２: 惑星・衛星大気の構造と変動 より時間変動の掌握が本質な対象として、惑星・衛星の大気があ°る。これらの構造・組成およびそれらの短・中・長期時間変動、例えば 気象現象に相応する数分から数時間単位の運動、自転に伴う日変動、公転による季節変動、太陽活動に伴う十年単位の変動、また時にみられる大規模変動や彗星衝突による擾乱事象は、その時間変動の追跡によって初めて本質を見いだせる。すなわち、周回探査機・投下プローブ・着陸機等からなる過去・現行の研究成果の継続拡大、および将来到達しうる天体に対する予備探査には、「探査機に肉薄しうる高空間分解能」による「任意の間隔による時間変動の追跡探索」を要請する。
地球型、すなわち固体表面を有する金星・火星・タイタン等の大気は、地球と同様に炭素・窒素・酸素がその主体である。また蒸発・降雨降雪など表層との力学的・物理的・化学的結合がその惑星環境を決定づける。
異なる自転速度・太陽距離・大気組成・表層（含む海洋）
・磁場強度等を有する他惑星の気象・気候を「地球と同様の深さ」で知ることが求められる。実際、温暖化問題など「地球の大気」が抱える脆弱性は、火星や金星との比較研究によって初めて明瞭に認識されるようになった。
木星型、すなわち「水素・ヘリウム雲に氷天体を集団で落とし込んだ」ような組成を示す巨大外惑星群は、
近年急激にその数を増しつつある「系外惑星」の原型ともいえる天体である。未だ残る内部からの熱供給（例
えば、木星・土星では太陽からの供給に対して倍程度の熱流出がある）によって駆動される激しい垂直対流、
高速自転によって引き起こされる帯状構造など、内部まで気層のまま連続するその構造は、厚い雲に覆われる形で未解明な点が多い。
これらの対象の研究では、大規模な変動・運動を追うため大気構造を空間分解してそれをトレースする必要がある。例えば、大規模擾乱の典型となる巨大積乱雲等の大きさは数百 km ないしそれ以下である。TMT 時
代において、AO との結合で得られうる高い空間分解能は、このスケールに匹敵する。実際、火星以外においては探査機データと同等のものが潜在的に取得可能である。（例えば木星では、イオ軌道より内側に存在する放射線帯が強力すぎるため、探査機は距離を詰められず空間分解能が限られてきた。）
こうした天体への AO の適用が可能となる場合、TMT による潜在的な高空間分解能、特に中間赤外域での能力によって、例えば、「あかつき」が金星に対して行おうとした大気の水平構造およびその運動形態の追跡（例：図 9.5）は、周回探査機の存在をその前提とせず実施可能となる。また、時折発生する衝突現象、大規模
ストーム、縞構造の淡化・復帰（木星では 2010 年に発生）などの突発事象に対し、より機動的な研究手段を提供できる。
3 事例３：惑星・衛星大気が発する微弱光°
大光量を要する対象として、惑星・衛星大気が発する微弱光の+検出がある。例えば、中性水素分子や H3 イオンの発光による木星・土星等のオーロラは、惑星周囲に広がる

磁気圏活動の領域と強度を反映する。その強度は、イオなどからのガス供給、太陽紫外線量、太陽風強度、大気上層における中性・電離大気結合度によって変動し、またその空間構造は磁力線の接続先での磁気圏活動度を物語る。地球では、地上に配されたオーロラカメラ群と宇宙を飛翔する衛星群との結合によって、必要な空間・時間分解能が得られている。TMT 時代に可能となりうる高空間分解能観測によって前者を代替すること
で、同様の深さの研究を惑星に対して実施可能とする。また、雷発光のように「突発的な小規模発光現象」の検出には、その空間・時間規模に対応した分解能を要する。TMT 時代に可能となりうる高空間・時間分解能
は、大気の垂直擾乱情報の指標ともなる微発光現象を探査機に依存せず掌握可能となしうる。
また、衛星からのガス放出現象、例えば木星衛星イオからの火山ガス放出現象や土星衛星エンセラダスからの水噴出現象の直接観測も視野に入りうる。上記の空間構造は数 10–100 km に達し、また視直径が小さいた9.3. 太陽系の惑星・衛星383

図 9.4: Keck 望遠鏡 NIRC による AO 撮像によって得られた木星の衛星イオの火山活動を示す赤外線広帯域画
像 (Marchis et al. 2005)（一部加筆)。上から K band（中心波長: 角度分解能： 0.05 arcsec = 150 km）、Lband（中心波長: 角度分解能： 0.08 arcsec = 240 km）、M band（中心波長: 角度分解能： 0.1 arcsec = 300
km）である。これにより、火山活動に伴う高温部が、初めて探査機によらずして直接空間分解された。大口径と AO の結合は、「TMT 時代」における探査機近接のない「時刻変動する表層活動」を掌握する唯一かつ強力な手段となる。
め、AO は確実に適用できる。これによって、諸活動の水平構造だけではなく、「リム観測」による高度方向分
布の分解も果たしうるだろう。
野心的な目標として、金星・火星大気からの炭素・酸素原子の宇宙流出の直接検出がある（図 9.6）。地球型惑星・衛星の大気は、水素・ヘリウムを主体とした形成初期の物質を既に失い、地殻からの脱ガスや衝突によって供給された二次大気によって形成されている。かつ、その二次大気も徐々に喪失している。これらの喪失は、「宇宙への大気流出」によるもので、地球・金星・火星周回機によるその場粒子観測によって、実際に周辺宇宙空間への酸素原子の流出が検出されている。現在の太陽系における流出量とその物理化学過程の解明
は、より太陽活動が強かった太陽系初期における各惑星大気の進化を探る有力な手段となる。
図 9.6）で示される流出物質の中核をなす「低エネルギーイオン」は、観測器の限界から探査機でのその場粒子観測では捉えきれない。このため、光学的手段による検出が、惑星大気の流出全量を捉える鍵となる。これは、周回成功に至らなかったかつての火星探査機「のぞみ」（1998-2003）による極端紫外線観測の主目標であったもので、2010 年代中盤の実現を目指して試作進行中の小型科学衛星１号機・極端紫外線観測衛星「EXCEED」の副目標である。ただし、後者においては空間分解能の限界（10 arcsec）から、上限値の掌握が現実的目標である。可視域における酸素原子・一酸化炭素分子の発光は、極端紫外線域と比べて弱いものの、高度 100–500

km 程度の高度領域を直接分解することで、より惑星上層に近接した高密度の流出大気の検出が可能である。
これには、AO だけでなく、輝度が圧倒的に高い惑星表面からの反射光を除外するマスクシステムを要請するが、TMT の潜在能力を全面発揮することが可能であれば、具体的な射程として入ってくる。

384

第 9 章 太陽系 〜「惑星系」の一典型を直接探る〜

図 9.5: 木星大赤斑周辺における雲運動から導出された大気運動速度（左下）。ボイジャー探査機の撮像データによるもので、空間分解能は ∼ 20 km (Dowling & Ingersoll 1988) （一部加筆）。画像データは、ガリレオ探査機による 756 nm（左上）、410 nm（右上）、889 nm（右下：メタン吸収帯）である (Ingersoll et al. 2004) 。
大赤班は青 (右上) で暗く赤 (左上) で明るいが、この原因は未だ未解明である。メタン吸収（右下図）が小さ
く、より高高度に雲層が発達しているとみられること、また速度場 (左下）にみられる境界域の擾乱と外部との隔離は、この特異な構造の原因であるはずである。大口径と AO の結合は、これに相当する情報を探査機の近接を経ずしてある程度掌握可能とし、特に当面探査の手が及ばない天王星・海王星ではその構造・変動解明の唯一の道具となりうる。

図 9.6: 金星大気から宇宙流出する酸素イオン (O+ ) の空間密度を示す数値モデル (Terada et al. 2002)。左側が太陽方向。距離の単位は金星半径 (1 Rv = 約 6,000 km)。矢印は、太陽風および流出イオンの速度場である。ここで示される「流出イオン」の多くを占める低エネルギー成分は、観測手段の制約から探査機によるその場粒子観測では捉えきれない。光学観測は、視線方向の積分効果もあり、惑星大気の流出全量を捉える鍵となる。イオンの有限旋回半径効果による非対称が生じることが予想分布には示されている。大口径と AO の結合によって数 km の空間分解能が得られる場合、この垂直・水平分布およびその変動を初めて直接検出することが可能となろう。この過程の解明は、特に恒星進化初期における中心星の活動度が大きなフェイズにおける
惑星大気の安定存在性を考える上で基礎となる。

9.3. 太陽系の惑星・衛星

385

要求される装置とその仕様

AO に支えられた可視・近赤外・中間赤外の広帯域撮像器が基本となる。現在想定されている装置群から適用可能なものを示す。

種別

装置名

観測モード

必要とする装置、仕様
AO
波長範囲
波長分解能

中低分散分光

有

広帯域撮像

有

中低分散分光

有

ELI
ELI
ELI

WFOS–MOBIE
IRMS
IRMS

SDI

MICHI

広帯域撮像

有

中低分散分光
広帯域撮像

FDI

9.3.2

WIRC

視野

空間分解能
2

0.3–1.1 µm
2 µm 帯
2 µm 帯1,000–80,000−
2,000–10,000<1×1 arcmin<1×1 arcmin2<1×1 arcmin20.007 arcsec
0.015 arcsec
0.015 arcsec

有8–25 µm
8–25 µm−
300–1,800<1×1 arcmin2<1×1 arcmin20.07 arcsec
0.07 arcsec

有0.6–5.0 µm−<5.5×5.5 arcsec2

0.035 arcsec

惑星・衛星大気の高分散分光観測

概要
大光量と大型装置の結合による高波長分解能による分光観測は、TMT 時代における惑星・衛星大気の構造・
温度・運動・組成およびその変動の研究に新たな窓を開ける。
小型・少数の観測手段しか有さない周回探査機・着陸機では、高分散分光器に代表される大型・特殊装置の投入は困難である。これは、常時周回衛星が存在し着陸機が頻繁に投入される近年の火星探査においてすら当てはまる。すなわち、この領域では、地上観測手段で得られる情報が引き続き本質的な貢献をなしうる。

TMT によって獲得されうる「探査機にも匹敵しうる空間分解能」との結合によって、過去の探査で発見された事象の追跡や、進行中の探査に対する同時・補完観測に留まらず、探査機が当面到達できない対象への同様の研究を可能とし、また計画途上にある将来探査の「予備実験」を実現できる。
ここでは、特に「組成とその変動」「風速場・温度場とその変動」の二つの側面について、現行の観測研究活動を基礎とした「TMT 時代」への展望を概説する。

Abstract
The combination of large aperture and large-sized advanced instruments of the TMT enables us to resolve
the high-resolution spectral features in the atmospheres of planets and satellites in our solar system. The
information provides the structure, temperature, dynamics, composition, and their variations, which areessential for any atmospheric researches.
Such observations are not easy by orbiters and landers that can only convey relatively small and simple
instruments. It is true even in the researches for Mars where many spacecraft and landers are visiting. It
means that the ground-based observatories can do essential contributions in this area.
Under the combination with high-spatial resolution comparable to the one of orbiters, the high spectral
resolution by the TMT can follow up the variations of features found by past missions, support to the ongoing missions, and provide the research capabilities for the targets which can not be reached even in thesedays, and create base deﬁnitions for the mission design in next decades.

背景と目的
惑星・衛星の大気は、「低温」「高密度」「豊富な重元素」「大量の固体・流体微粒子の混在」という特性を有する「分子ガス雲」である。この対象は、中間赤外領域を中心に大量の振動・回転吸収線を有し、その高感度・高空間分解観測は、その構造・温度場・速度場・組成分布およびその変動の解明に必須である。

386

第 9 章 太陽系 〜「惑星系」の一典型を直接探る〜

しかし、その観測は意外に容易ではない。対象に存在する各種分子の吸収・発光スペクトルは、地球大気に存在する「同種分子の吸収」および対象側大気の「主成分による吸収」の双方によって阻害され、その観測は高分散分光によって「森の中に特定の木を見出す」類の作業となる。このため、大気主成分であっても、強い吸収帯は外してより弱い吸収線を狙うことが多く、また微量成分であれば弱い吸収線しかない。高い空間・時間分解要求も絡まって、観測には多くの光量を要求することとなる。
ここは、惑星探査機が苦手とする領域でもある。軽量をもって旨とする探査機では、十分な性能を有する大型の高分散分光装置を持ち込むことが難しい。ラジエーターや小型機械クーラーでは到達できない水準の冷却も困難で、特に波長 2 µm 以上の赤外域では高感度検出器の援用ができない。着陸機等による「その場観測」
による化学分析は飛躍を呼ぶが、一点観測に留まり、地球における局所情報の解釈と同様に、全球情報との結合が必須である。
ここに重要な突破口がある。すなわち、「AO によって支えられる地上大口径望遠鏡」と「高分散中間赤外線分光器（R=λ/dλ ∼ 105 以上）」の組み合わせは、空間・時間・波長の高分解によって、全球規模の３次元的大気構造・運動・組成分布およびこれらの変動を探りうる手段となる。急激に進捗する惑星大気数値モデルおよび探査機・着陸機観測と手を取り合い、地球の理解を越えた「惑星大気学」の進歩に貢献するだろう。

方法と実現可能性
大気主成分となる分子は、密度場・温度場・速度場の水平・垂直分布を示す。すなわち、高分散分光観測による吸収・輝線から高度分布（強度・線幅等による）、温度場（ライン強度比・線幅等による)、速度場（ドップラーシフト・線幅等による）の空間・時間構造およびその変動の解明が可能となる。これらは、熱輻射量（赤外撮像）や雲分布・運動（可視・赤外撮像）との結合により、惑星大気の「今」すなわちその構造・運動・力学
を地球の気象・気候研究にもつながりうる深さの理解をもたらしうる。木星・土星など巨大惑星においては、
中性・プラズマ大気間の力学的・電磁的結合（自転エネルギーによって駆動される「高エネルギー天体」の基
礎過程である。）の強度が、これらの速度場・温度場の同時計測によって解明可能となる。また、低周波大気振動の検出が可能となれば、太陽における日震と同様に、内部構造の情報を直接取得できる可能性も困難ながらあり得る。
上記の陰に隠れる微量分子 (一酸化炭素; CO・メタン; CH4・窒素酸化物; NOx・水素酸化物; HOx・硫黄酸
化物; SOx 等）は、地殻からの供給（火山活動や極冠の蒸発など）、地殻への吸収（降雨・降雪など）、大気中での生成・消失（太陽放射や磁気圏活動による光化学・衝突化学反応など）地殻成分との化学平衡に伴う変動、宇宙への散逸などによる影響を示すものである。その空間分布および時間変動は、その分子が絡む各種反応の継続時間や大気循環経路を示す。すなわち、微量分子成分は惑星大気の「指紋」であり、惑星の現在だけでな
く、過去の変動・進化の経緯とその物理・化学機構を示すものである。これら重畳する各微量成分吸収の分離には、波長分解能 R > 105 程度の高分散分光が不可欠である。
特に探査機を持ち込むことが容易ではない「火星」以外の惑星・衛星、また短中長期時間変動がその本質である大気・流体における組成・緯度経度分布・高度分布・温度場・速度場およびこれらの時間変動・相関の究明にとり、高空間分解可能でかつ微量大気の検出が潜在的に可能な TMT は本質的な手段たりうる。

期待される成果1 事例１: 惑星・衛星大気の組成とその変動の検出 この１例として、土星の衛星タイタンを挙げる。主系列°星たる太陽は、その進化初期から比べて既に数十％ほど明るくなっている。土星の衛星タイタンは、この変化によって、凍りついた表層が溶解し「今まさに大気が形成されつつある」現場とされる。炭化水素化合物を大量に含むこうした「還元的大気」環境は、酸化的大気に入れ替わる以前の初期地球大気につながりうる。また、
天王星系・海王星系への周回探査は未だなされておらず、次世代国際木星・土星系探査（2020 年代を目標）の「次」のターゲットとして、国際的に注目を集めつつある。TMT 時代における巨大集光力・高分散分光能力・

9.3. 太陽系の惑星・衛星

387

高空間分解能力の結合は、土星探査機 Cassini が木星系・土星系の探査に持ち込んだ フーリエ分光器（波長分解能 R = 2,000 を超える深い成果をこうした天体に期待させうる。
火星では、地上高分散分光によって近年大きな発見がなされた。それは、カナダ・フランス・ハワイ望遠鏡(口径 3.6m) に装着されたフーリエ分光器（R = 1,800,000）によるメタンの発見である (Krasnopolsky et al.
2004) 。火星表層においては活火山活動は確認されておらず、また地殻脱ガスの指標となる二酸化硫黄 (SO2 )も検出限界を切っている。地球火山ガスにおける存在比を指標とする場合、この SO2 上限量では検出された大量のメタン (CH4 ) の存在は説明できない (Nakagawa et al. 2009) 。引き続く地上観測によって、メタンは光化学反応で予測されるよりはるかに短寿命で、また局在していることが示唆された (Mumma et al. 2009) （図9.7）。2017 年に上がる NASA・ESA 共同の大型火星探査機 Mars Trace Gas Orbiter はまさにこの解明を目指す。
なぜ、メタンのようなわかりやすい成分が、火星のような徹底した探査がなされつつある対象で未発見であったか。これは、これまでの地上観測・探査機による低中分散分光観測では、地球大気中の CH4 分子や地球・火星大気中の水分子 H2 O の吸収に重畳していたという事情による。こうした発見は今後もあるだろうが、こうした微量物質、特に空間的に局在し時間変動を示すような対象に対し、TMT の潜在能力は、探査機に依存せずに学問を進めていくうえでも大きな手段となる。
なお、小天体にも重畳する事項だが、「惑星・衛星大気」の定義は上記のようないわゆる「高密度」のものに留まるものではなく、太陽風につながるはるかに希薄な「その天体起源の気体」を含むものである。木星衛星イオや土星衛星エンセラダス、彗星等から宇宙空間へ噴出するガスも上記同様に重要なターゲットとなる。
2 事例２: 惑星・衛星大気の温度場・速度場とその変動の検出 一例として、木星極域の温度場・速度場観測°を挙げる。この領域は、木星の自転エネルギーが中性・電離大気間の衝突を介してより外部の磁気圏へと供給される鍵となるところで、中性・電離大気における温度差・速度差は、両者のエネルギープロセスおよびその結合を示す。これにより、中性子星等に代表される「自転エネルギーが駆動する高エネルギー天体」の典型的プロセスをみることができる。
これに伴う高エネルギー粒子による発光すなわち「オーロラ」は、水素原子・分子輝線として紫外域で観測される。地上観測では紫外域は閉ざされているが、2-4 um 帯での H+
3 イオン・H2 分子輝線によって観測が可能である。これを利用して、そのエネルギー過程の探るには、中性・電離大気の速度差分布を 1 km s−1 (R =105 相当）以下で分離するとともに、ライン比によってその温度場導出を試みる必要がある。相手は時間変動
し、また自転を含めて空間的にも変動していくので、大光量によって、高い SN 比・速度分解能・時間分解能・
空間分解能の両立を必要とする。これにより、現状における下記の制約を突破する。
• 空間分解能： 木星オーロラオーバル（幅：0.1 arcsec 程度）にみられる微細構造を分離する。
• 時間分解能： 8 ｍ級望遠鏡でも必要とする数十分程度の積分時間を短縮する。
TMT の集光力により、4 µm 帯の H+
3 オーロラでは、積分時間 10 秒で SN 比 15 程度を達成できる（空間分
解能： ∼0.1 arcsec）。空間スキャンを考慮に入れても 3 分程度の高時間分解能で木星極域全域で速度場・温度場の変動導出が可能となる。より弱発光である 2 µm 帯の H+
3 ・H2 オーロラでも、10 分から数十分程度ではあるが、木星自転速度より十分早い時間でその分布を導出できるようになる。
また、AO による高空間分解能によって、「リム観測」による高度方向分解も期待できる。Keck II の近赤外高分散分光器 NIRSPEC（R ∼ 36,000）では、木星極域のイオン数密度 · 温度の高度分布導出例がある (Lystrup

et al. 2008) が、AO 適用ができていない段階での空間分解能は 460 km 程度であり（図 9.8）、オーロラ発光
領域（高度 500–1500 km 程度）の高度分解は実現できていない。TMT によって達成できる可能性がある空間
分解能 50 km は、こうした「高度分布情報」を探査機によらずして直接分解できることを意味する。明確な答えが得られていない H2 （中性大気）と H+
3 （電離大気）の発光高度、オーロラ粒子降込み · 電離圏電流による大気加熱の高度分布、電離圏電気伝導度に影響を与えるイオン数密度の高度分布などの解明が可能となる。
別例として、金星・火星の中間圏速度場計測を挙げる。ここは、下層・上層大気が波動等により結合する遷移
領域で、惑星大気の上下間結合過程の解明につながる。例えば金星では、大気の高速循環現象「雲層スーパー

388

第 9 章 太陽系 〜「惑星系」の一典型を直接探る〜

図 9.7: Keck 望遠鏡 NIRSPEC 等によって検出された火星大気中のメタン分布 (Mumma et al. 2009) （一部改変）。左図はメタン密度（単位：ppb）であり、3 か所程度に局在して存在していることが示唆されている。
右図は、左図に相当する地形・地質図で、この領域が太古の海洋底（Npld と Nple。36–45 億年前) に火山層(Hs。31–36 億年前）が重なった地形であることを示している。ただし、上記の事実とメタンの存在の関係は不明瞭であり、またこの観測は地球大気の水・メタンに遮蔽されて大変難しいため、その信頼性はまだ論争対象である。火山活動も生命活動もないとみられている火星においては、メタンはその存在自体が驚きであった。
また、空間的局在や時間変動を示しているため、その生成・消失機構の解明には高精度の継続的観測を要求している。この情報は、現時点では周回機から得ることは困難で、次世代の探査の手が延びるまで、地上観測による高分散分光が事実上唯一の観測手段となっている。こうした発見は今後もあるだろうが、こうした微量物
質、特に空間的に局在し時間変動を示すような対象に対し、TMT の潜在能力は、探査機に依存せずに学問を進めていくうえで大きな手段となる。
ローテーション」解明を目的として、波動を介した運動量輸送の研究が行われており、探査機観測結果により実際に波動の存在とその速度場・温度場への影響が示唆されつつある (Pätzold et al. 2007) 。金星探査機「あかつき」では、雲運動や一酸化硫黄 (SO) 濃淡分布の時間空間変動によって大気運動の導出を試みるが、赤外
域では 10 µm 帯の二酸化炭素 (CO2 ) 輝線によってより直接的に速度場計測が実現できる（図 9.9）。波長分解の要求精度は、より厳しく 100–10 m s−1 (R = 106−7 相当）に達する。電波域と同様の「ヘテロダイン方式」
による分光を行うことで、実際の高波長分解能を得ることが可能となりつつある。本方式による分光器 は、米（NASA）・独（ケルン大）・日（東北大）で開発されており、2010 年には共同で行われた McMath–Pierce 望遠
鏡での観測から、各緯度帯に位相の異なる時間変動の存在が明らかになった。
こうした超高分散分光能力は、AO による更なる高空間分解能と大口径による集光力の向上によってさらに適用範囲を広げることができる。対象の他の太陽系天体や太陽系外天体への展開、および 20 µm 域の H2 線への適用（ただし、レーザー光源・検出器の双方で困難に直面している）が、TMT 時代の目標となる。

9.3. 太陽系の惑星・衛星389

図 9.8: Keck II/NIRSPEC 観測による、木星 H+
3 3.9 µm オーロラの垂直分布から導出された木星上層大気（熱圏）の高度構造 (Lystrup et al. 2008) 。上図は観測時のスリット位置。下図はスペクトルから導出された H+
3
イオンの温度高度分布で、実線が観測結果、点線は数値予測モデルである。高度分解能が不足しているため、
特に温度勾配が急だと考えられている低高度での乖離が大きく、実際の降下電子エネルギー分布の情報等が導出できていない。大口径と AO との結合によって 100 km 以下の空間分解が得られれば、 降下電子エネルギー・
大気構造・加熱プロセス・電流系統など、電磁的に駆動される高エネルギー天体の駆動物理機構を示す情報を
ここから直接取り出すことが期待できる。

図 9.9: ケルン大ヘテロダイン分光装置 THIS による金星上層大気の CO2 （959.3917 cm−1 、10.42 µm）輝線
プロファイル (Sornig et al. 2008) 。欧州金星探査機 Venus Express への同時サポート観測として、2007 年 6
月 3 日に得られたもので、この観測では、波長分解能 R=∼ 300, 000 （ラインセンター同定による速度分解能:∼ 20 m s−1 ）を得ている。こうした超高分散分光能力は探査機では達成不可能であり地上観測の独擅場と言えるが、本来大きな集光力を要する。大口径による集光力の向上と AO による更なる高空間分解能により、観測対象を他の太陽系天体や太陽系外天体への展開にも広げていくことができる。

第 9 章 太陽系 〜「惑星系」の一典型を直接探る〜

390
要求される装置とその仕様

可視・近赤外・中間赤外の高分散分光器（可能であれば、AO と結合して利用）がその主力となる。現在想定されている装置群から適用可能なものを示す。
必要とする装置、仕様
AO
波長範囲

種別

装置名

観測モード

SDI

J–NIRES

高分散分光

有

SDI
SDI

MICHI
J–HROS

高分散分光

有

高分散分光

有

FDI
独自

HROS

高分散分光

有

Heterodyne 型分光器

超高分散分光

−

波長分解能

視野

空間分解能

0.9–5.5 µm

40, 000 − 80, 000

30 arcsec

0.015 arcsec

4.5–28 µm
0.3–1.0 µm

50, 000 − 120, 000
50, 000 − 100, 000< 1 arcmin
10 arcsec

0.07 arcsec
0.007 arcsec

0.3–1.0 µm
7–12 µm

50, 000 − 90, 000
106−7

10 arcsec
1×1 arcsec2

0.007 arcsec
0.07 arcsec

391

関連図書
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Krasnopolsky, V. A., Maillard, J. P., & Owen, T. C. 2004, Icarus, 172, 537
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392

第 9 章 太陽系 〜「惑星系」の一典型を直接探る〜

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TMT で切り拓く新しい天文学
TMT サイエンス検討会報告書2011 年 2 月 印刷
2011 年 2 月 発行
発行者

TMT サイエンス検討会

代表 (編集長)

児玉 忠恭 (国立天文台 ハワイ観測所)

班長 (編集委員)

吉田 直紀 (東京大学 数物連携宇宙研究機構)
本原 顕太郎 (東京大学 天文学教育研究センター)
長尾 透 (愛媛大学 理工学研究科)
青木 和光 (国立天文台 ハワイ観測所三鷹)
成田 憲保 (国立天文台 太陽系外惑星探査プロジェクト室)

印刷所

株式会社 共進〒 168-0081 東京都杉並区宮前 1-20-19
Tel. 03-3331-0951

表紙デザイン

田島 俊之 (国立天文台 光赤外研究部)
中山 弘敬 (国立天文台 ４次元デジタル宇宙プロジェクト)