あかり衛星を用いた低重元素量系外銀河における原始星と星間物質の研究
下西隆

新潟大学 超域学術院 / 理学部(JSPS卓越研究員)

第12回宇宙科学奨励賞(宇宙理学分野)受賞記念オンライン講演会
2021.4.27

1/23

謝辞: 多くの方々にお世話になりました
l 本奨励賞にご推薦いただいた相川祐理先生
l 大学院時代からご指導いただいている尾中敬先生
l あかりプロジェクトに関わった皆さま
l 国内・国外の共同研究者の皆さま
l 南半球の大型望遠鏡プロジェクトの関係者の皆さま
l 研究室の先輩・後輩、同期の研究者の皆さま
l 文部科学省 科学技術人材育成コンソーシアムと日本学術振興会の皆さま
l 宇宙科学振興会の関係者の皆さまと選考委員の皆さま
2/23低重元素量の面白さ
l 星や惑星の材料となる物質の化学組成はどれほどの多様性を持つのか？
l 現在の太陽系で見られる生命や物質の化学的多様性は、過去の星・惑星系でも存在可能だったのだろうか？
LowMetallicity

High

1重元素量 (金属量): 天文学では水素・ヘリウムより重い元素を重元素(金属)と呼び、 それらの元素の水素に対する割合を重元素量と呼ぶ。
Fig.1 Evolution of the Universe [R. Taylor]

3/23

大マゼラン雲 (LMC)・小マゼラン雲 (SMC)LMC

l 最も近い星形成銀河
̶距離 LMC/SMC = 50/60 kpc1 (1” ~0.3 pc)
̶LMCの場合ほぼface-on (i ~35 )l 金属量が低い3̶太陽に比べて, LMC : ~1/2-1/3,
SMC : ~1/5-1/10=> 低金属量環境の星形成・星間物質・星間現象を研究する上で最適な銀河

1Alves, 2004
2Westerlund, 1990
3Luck et al. 1998

SMC

Fig.2 Optical images of the LMC and SMC[Ref. E. Slawik (LMC), A. Nota/ESA, STScI (SMC)]

4/23宇宙の時間進化、星形成率、金属量l 過去の宇宙は、現在よりも星形成活動が活発で、かつ金属量も低かった=> 現在の天の川銀河とは異なる物質進化はあったのか?
金属量 vs. 赤方偏移

MW

[Metal/H]
金属量LMC□: Balestra+ 2007□: Rafelski+ 2012

SMC

赤方偏移

過去

Present現在-3]-3)
Log Star[M◉/yr/Mpc
LogFormation
星形成率Rate(M◉/yr/Mpc

現在SFR density
Redshift
星形成率vs.vs.赤方偏移

過去
Past

ルックバックタイム (Gyr)Madau & Dickinson 2014

赤方偏移

Fig.3 (Left) Redshift vs. SFR relation. Balestra+ 2007 is based on Chandra X-ray observations of Fe lines in low-z
intra-galactic medium, whereas Rafelski+ 2012 is based on Keck NIR spectroscopy of Fe/Si/S absorption lines in highz galaxies. (Right) Redshift vs. metallicity relation [Madau & Dickinson+ 2014]
5/23

赤外線天文衛星「あかり」 (ASTRO-F)
l JAXAを中心に欧州・韓国が参加した国際プロジェクト1
l 68.5センチ冷却望遠鏡 (約‒270度の望遠鏡)
̶近・中間赤外線を観測するIRC2(InfraRed Camera, 2-26ミクロン)̶遠赤外線を観測するFIS3(Far-Infrared Surveyor, 50-180ミクロン)
l 2006年2月打ち上げ, 2011年11月運用終了

あかり衛星[JAXA]「科学目標」
ü 宇宙の赤外線の地図を作る(全天赤外線マッピング)ü 銀河、星、惑星の形成の様子を明らかにする(赤外線天体の詳細な撮像・分光観測)
1Murakami et al. 2007
2Onaka et al. 2007
3Kawada et al. 2007太陽同期軌道上のあかり衛星

AKARI Large-area Survey of the Large Magellanic Cloud (LSLMC)
1Ita+ 2008
2Kato+ 2012
3Shimonishi+ 2013l マルチバンド撮像(3.2,10’ (= 1507.0,pc) 11, 8.0, 15, 24 µm)1,2: 全70万天体
l スリットレス多天体分光(2.5–5 µm, R=15-40)3: 全1750天体
Fig.
AKARI three-colorof the LMC
l 空間分解能:4”~10” image(1pc–2.5pc)(Blue: 3 µm, Green: 7 µm, Red: 15 µm)
l 観測領域 (~10 deg2, 満月50個分, 600 ポインティング)

スリットレスプリズム分光サーベイ
地上からは観測不可能!!!
OSY
H2O ice(3.05um)

N3-band(3µm)

CO2 ice(4.27um)

NP(Prism)

5 µm
Point Source
2 µm
Fig.5 AKARI/IRC field-of-view and slit-less spectroscopy

8/23

赤外線サーベイデータに含まれる様々な天体
年老いた星(酸素星)

生まれたばかりの星(原始星)

ただただ赤い星

酸素系分子ガス
氷バンド
PAH
水素輝線

炭素系分子ガス

炭素系分子ガス

Wavelength [µm]
年老いた星(炭素星)

激しい質量放出をしている炭素星???
Fig.6 Classification of LSLMC sources
based on their NIR spectra

&#%

!"#$

最初の成果: 低重元素量アストロケミストリー研究の第一歩&#*!%#&&#$

45@A_BC;DBEb!"#$&#& '(*&#%!%#&F?GD?<&#*!%#*;%<7=>1?<%7=>1&#+

原始星に付随する氷の組成の比較&#&&#%&#*

Shimonishi et al. 2008&#$3

45&#&!"#%&#& '(,&#%!"#$&#%&#*!%#&&#$&#*&#&!%#&&#%&#%&#$!%#+&#+&#$

l 系外銀河に新たな原始星を複数発見!
l 原始星付随物質の化学組成の研究を低重元素量環境に拡張!

&#&'()!"#$&#%&#%&#*&#*!%#&&#$&#&≈ç&#+-≈ç

&#&'($&#*&#&□: 大マゼラン雲■: 天の川銀河

水氷の柱密度 (cm-2)≈ç&#*!%#*

GHA9/2=I1J7K2LM

規格化したフラックス

GHA9/2=I1J7K2LM

NH47K2LM78OP:

3

二酸化炭素氷の柱密度 (cm-2)!%#**,&#$-./0121345678µ9:
波長 (µm)*,10/23

「あかり」と地上望遠鏡の連携による詳細な追観測
#

%+$'-#

ST6

H2O

 [mJy]

H2O + misc.

" !
  Silicate
CO2 



COST2

CO2

Silicate +misc.

E. Dartoisさん
H2 0-0 S(5)

あかり

H2O

CO2 ice : VLT
H2O ice  : [µm]

?

,&)/-

*.(# 

CO2 iceHCOOH?
H2CO?

2NH +?

ST6

ST6
CO iceCO2 iceH2O ice*.(#ST7[µm]
/CH3OH /3.47 µm band/Total CO ice-- : H2O

VLT

[µm]



CO2 ice

SO2?
CH4?

4

After H2O ice
subtraction

ST7

H2O ice− : pure H O ice at 10 K
*.(NH4+?
CH3OH?
HCOO-? H CO?
2  [mJy]

ST3

H2O ice

下西[µm]
[µm]

Fig.7 Analysis of nearinfrared spectrum of icesaround extragalactic
protostars obtained[Shimonishi+ 2010, 2016a]

重元素量の異なる星形成領域における星間物質の化学組成の違いの発見
l 重元素量は星間物質の化学組成に影響を与える、しかし分子存在度は単純に重元素量でスケールされる関係ではない
低重元素量銀河「大マゼラン雲」と天の川銀河の星間氷の組成の比較

CO2CO
CH3OH
NH3

▢：大マゼラン雲: LMC▢：天の川銀河: MW: upper limit▼▼：上限値
X ：平均値
X : meanAbundance w.r.t. H2O [%]Fig.8 Comparison of ice compositions for LMC and Galactic high-mass YSOs
[Shimonishi+ 2008, 2010, 2016b]

12/23

Warm ice chemistry hypothesis (Shimonishi+ 2016a)
Low temperature (~10K)

金属量の低さに起因する分子雲のダスト温度の高さが、原始星付随物質の化学組成に影響を及ぼすことを提唱
ダスト(塵)表面での分子生成反応
CO

Moderate temperature (<20K)
HOHHCO
HH2COHHigh temperature (>20K)

CH3O
CH2OH
H

CH3OH

CO2

Fig.9 Up: Reaction pathway of CH3OH and CO2
formation on dust surface [based on Ioppolo+ 11].
Left: Concept of warm ice chemistry.

感謝 (赤外観測)

尾中さん(当時 東京大学,現 明星大学)

左近さん(東京大学)

金田さん(名古屋大学)加藤さん(当時 東京大学)

河村さん(国立天文台)板さん(東北大)

あかりチームの皆様
特に大山さん(ASIAA)

尾中研の先輩・後輩方 (大坪さん, 石原さん, 岡田さん, 藤原さん (国立天文台), 松本さん, 大澤さん(天文センター), 高瀬さん, 森さん) ...
14/23

低重元素量環境のアストロケミストリーの開拓
Embedded Protostar

Molecular Cloud

LMC (50kpc)

Hot core/corino

赤外線観測による星間氷の研究
Protoplanetary disk
AKARIST60.085

CH3OH (Eu>100K) [mJy]

Wavelength [µm][µm]

SO2 (Eu>100K)~50 AUCSSOSOHNC

CS

1”=0.3pc
1”=0.3pc

CS

See also Shimonishi+ 2008, 10, 18b; van Loon+
2005, 10; Oliveira+ 2006, 11, 13; Seale+ 2009, 11
ALMA

SO

1”=0.3pc
1”=0.3pc
SO

Quiescent cloudU244.556[HDS (10,1-00,0)]

アルマによる低重元素量
ホットコアの発見

Shimonishi+ 2020

Frequency [GHz]CS

Star-forming cloudwith HII region

SOCS

HNC
HCO+860 µm continuum

Shimonishi+ 2016

0.1 pcSee also Shimonishi+ 2016b, 20; Sewilo+ 2018

SO

0.3
SiO (6-5)

HCN

N113
CCH

TMB [ K ]0.0

[NASA]system
Planetary

Silicate +misc.

YSO
1″= 0.3 pc

Star-forming cloud

HNC

0.1

0.6

HNC

HCO+

CCH

TMB [ K ]

N44C

CO2

(K km/s)

0.2

CO[ESO/NAOJ/NRAO]

電波単一鏡による低重元素量分子雲のH13CO+ (3-2)
研究 (Nishimura,Shimonishi+ 2016)

SO-41,3)
2 (5 2,40.00[CSIRO]

0.3

HCO+

0.05

T = ~100-300 K
n ~106-7 cm-3

Mid-infrared(10(10µµm)m)
Mid-infrared

P2P31”=0.3pc
COP1 1”=0.3pc
CCHHCN

TMB [ K ]1”=0.3pc”=0.3pc 0.10

with HII region~100 AU

Silicate
CO2 

H2O

(Shimonishi+ 2018)

(5-4)
CHCS
OH(5-4)(50-40 A+)
3CS
CH3OH (5-1-4-1 E)
ContourStar-forming cloud(continuum)
HNC

Mopra0.0

T = ~10-20 K
n ~105-6 cm-3

観測史上最も低い重元素量環境1”=0.3Star-forming
pccloud(SMC)における有機分子の発見

CS

HCN

HCO+

0.2

HCN

N159W

HCN

0.4

CCH

TMB [ K ]++0.0 CH3OH(50-4(1.2mm)mm)
3OH(50-41.20 0AA) )SO(66-55) CH
CH3OH(5-1-1-4-4-1-1E)
E)
CH
3OH(5HCO+0.2

HCN

CCH

TMB [ K ]Nearby (~50 kpc)
0.0
and low-metallicity(~0.40.4 ZSUN
N79) galaxy(arbitrary)

0.1

HNC

HCO+T = ~20-40 Kµm)
NQC2 Mid-infrared (10 Quiescentcloud
Meixner+ 2006
n ~102-4 cm-3
CCH

0.2(mJy/beam)

TMB [ K ]0.3

~0.1 pc~0.1 pc

~1-10 pc

Flux [mJy][JAXA]

Spitzer

H2O
H2O + misc.

9095
Frequency [ GHz ]See also Johansson+ 1994; Chin+ 1996,97; Heikkila+ 97,99;
Wang+ 2009; Paron+ 2014,16100Fig.10 Inventory of astrochemical observations towards LMC/SMC

15/23

ホットコア︓星間分⼦研究において極めて重要なターゲット~1-10 pc

~0.1 pc~0.1 pc

Hot core

EnvelopeT 100-300 K

T 10-30 K

Ionized gasRadiation

Hot core/corino

Embedded Protostar

Molecular Cloud

CH3OH

CO

H2O

dust

Outflow

H2O CH3OH

SO2
SO

H2CO

CO2

NO
NH3

CS

Planetary system

H2COMsOCS~100 AU

COSiOHigh-mass
Protostar

Protoplanetary disk

dust

H2COHCNO

CH4~50 AU

NH3CH3CN
CO2Fig.11 Schematic image of a hot molecular core16/23

低重元素量銀河におけるホットコアの発見
l 銀河系外ホットコアは、最初の発見となる
2016年以降、これまでに4例が報告されている[Shimonishi+ 2016b, 2020, Sewilo+ 2018]
あかり衛星

ALMA
[ESO/NAOJ/NRAO][JAXA]

Infrared (10 µm)

H2COSO2

Fig.12 Up: Artist's
concept image of thehot molecular core
discovered in the LMC.

Surrounding starforming region (8 µm)[Credit: FRIS/Tohoku Univ.]

Continuum (840 µm)

beam size:0.5” (~0.12 pc)

SiO

NO200” (~50 pc)

Fig.13 Left: ALMA observations of a hot core, ST11, in the LMC [Shimonishi+ 2016b].
Right: Spitzer 8 µm image of a surrounding star-forming region.

17/23

Band 6

Shimonishi+ 2020

CS

CH3OH

Brightness Temperature (K)Brightness Temperature (K)アルマ望遠鏡による低重元素量ホットコアの研究

SO

CH3CN

Rest Frequency (GHz)

Brightness Temperature (K)Brightness Temperature (K)Band 7

SO 234SO

Rest Frequency (GHz)SO 2SO

2

CH3OH

CH3OH

CH3OH
CH3OH
34SO

CN
H2CS
C33S

SO 2

H2CO

SO 2

SO 2 CH3OH
CH3CN + CCH
CH3CN

HNCO
33SO

2

Rest Frequency (GHz)NO33SO

2

Rest Frequency (GHz)OCS 33SO 2低重元素量ホットコアの化学: 星･惑星材料物質の化学的多様性に関する新たな知⾒
原始星付随物質の化学組成は、重元素量の増減に応じて単純にスケールされるわけではない

Cold stageGas Density (nH) [cm-3]

一方、CH3OHなどの有機分子は、低金属量環境において存在度に大きな多様性が見られる↓低重元素量環境
LMC Hot cores x3: ST11: ST16: N113 A110 -6↓太陽と同程度の重元素量環境
Galactic Hot cores: Orion: Upper Limit

Time [years]↑ : Lower limit

Shimonishi, Das + 2020

10 -7
10 -8
10 -9
10 -10
10 -11

SO①nH: W3 (H2O): ErrorSO2CH3OH
Molecule

Post warm-up
stage

Td: G34.3+0.15

HNCONO②③

Fig.15 Comparison of molecular abundances for LMC hot cores [Shimonishi+ 2020]

Dusttemperature[K]対応するダスト温度(K)対応するダスト温度(K)
MW14.1
12.7
11.8
11.010.5
MW 14.1 12.7 11.8 11.0 10.5
LMC 18.7 17.8 17.0 16.3 15.8

ホットコア段階での水素に対する分子存在度

Metallicity-scaledabundance w.r.t. H2
重元素量で規格化された分子存在度③ 重元素が少ないのに多い分子もある (NO)

Warm-upstage

Dust and Gas Temperature [K]②

SOやSO2などのS系分子のように重元素量スケール則が当てはまる分子はある

Molecularabundance
ホットコア段階でのatthehotcore stage
水素に対する分子存在度①

星間化学シミュレーション計算は、星ができる前の分子雲におけるダスト温度が、原始星のその後の化学進化(特に有機物)に顕著な影響を与えることを示唆.

LMC 18.7

17.8

17.0CH3OHCH3 OH

16.315.8□ : MW■ : LMC□ :■MW: LMC x3

■ : LMC■ : LMC x3

Av
at the presetllar stageV)
分子雲段階のダスト遮蔽度(A(mag)
金属量ファクタ
Metallicityfactor
分子雲段階のダスト遮蔽度(AV ) (mag)
金属量ファクタ感謝 (星間化学理論研究)
異分野連携による星間物質表面での原子の吸着現象・分子生成に関する理論研究
Model 1
(Standard binding energies)

相川さん(東京大学,本賞推薦人)

Model 2Gaussian 09 / DFT (ω-B97XD)(New binding energies )Td = 10 K(a)

Td = 10 K(b)

Td = 10 K(c)

Td = 10 K

(d)

Dasさん
(インド, ICSP)

CO gas--C ice—
CO ice——CH4 ice—
CO2 ice
CH3 OH ice —Abundance

中谷さん(東京都立大学)

Abundance (w.r.t. H)

昨年よりJSPS二国間交流事業を実施中
古家さん(国立天文台)羽馬さん(東京大学)

N gas
N ice
N2 iceNH3 ice
NO iceHCN ice
HNCO ice

--—
—————

下西
Time [year]
Td = 10 K(e)

Td = 10 K

(f)

O gas

---

O ice
—
Shimonishi, Nakatani, Furuya, Hama(2018)

OH ice —H2 O ice ——H2 O2 ice20/23

アルマ望遠鏡との連携による大規模なサーベイが進行中
l 大マゼラン雲・小マゼラン雲の原始星のサーベイ(MAGellanic Outflow and chemistry Survey (MAGOS), PI: Kei Tanaka)l 銀河系外縁部の原始星・星間分子のサーベイ
銀河系外縁部(= 星間化学研究の未開拓領域)

LMC
SMC

Herschel 160 µm

highMW

2 kpc = 2.3°

0.5 kpc = 0.5°

ISM chemistry as a function of metallicity
Metallicity
Metallicity
Lowlow

Large
Magellanic
Cloud

LMC

SMC

Further galaxies
Past universe

21/35

感謝 (電波観測研究他)

山本さん(東京大学)

坂井さん
(理研)

田中さん
(コロラド大学)

安井さん(国立天文台)Y. Zhangさん
(理研)

泉さん
(ASIAA)渡邊さん(芝浦工業大学)西村さん(東京大学)

22/23

まとめ
l 「あかり」によるマゼラン雲の大規模赤外線サーベイ観測をきっかけに、星・惑星材料物質のアストロケミストリー研究が銀河系外へと拡張されたl 銀河の重元素量は、星間物質の化学組成に大きな影響を与えるが、分子存在度は重元素量に単純にスケールされて変わるわけではない
l 多様な重元素量環境での星形成・星間物質の統一的理解に向けて、現在も発展的なプロジェクトが進行中
l スペース赤外・地上光学観測・電波観測・数値シミュレーションなど、多くの方にサポートいただき多角的な視点で研究を行えたことは大変幸せですl 「あかり」と共に研究できたことを心より嬉しく思います

highMW

ISM chemistry as a function of metallicity
Metallicity
Metallicity
Lowlow

Large
Magellanic
Cloud

LMC

SMC

Further galaxies
Past universe