FEATURE

Kavli IPMU 准教授

ジョン・シルバーマン
John Silverman

専門分野：天文学

衝突する銀河に見られる宇宙の「花火」

銀河は、数10億年にわたる宇宙史のなかで、定期があり、近傍宇宙とは状況は異なるかもしれません。

的に自ら蓄えていたガスから星を形成し、成長してきごく最近まで、さらに遠い銀河の分子ガスの性質を研ました。時には、「スターバースト」と呼ばれる激し究するのは非常に困難なものでした。

い星形成現象が起きますが、通常これは巨大銀河の衝（多くの場合、衝突突（図1参照）によるものです。
した銀河は最終的に合体します。
）こういった華々しALMAが開いた遠方のスターバースト銀河観測の新しいウィンドウい現象は比較的短寿命（～ 1億年）で、あっという間チリのチャナントール高原に設置された望遠鏡、アに終わってしまう日本の満開の桜シーズンのようでタカマ大型ミリ波サブミリ波干渉計（ALMA）によす。新しい星の生成に加えて、銀河の衝突合体は効率り、今や、最遠方まで、また従来よりも小さな物理的的に銀河中心部へガスを供給することを可能にし、銀スケールでの銀河の分子ガス（およびダスト）の研究

河中心に超巨大ブラックホールを成長させ、また近傍が可能となっています。これは干渉計として連動する宇宙の巨大銀河の普遍的な特徴である銀河中心部の星66 基のアンテナを、最大で直径16 kmの範囲内に展集中（バルジ）を形成します。

開することで、実質的に大きな集光面積と、9.6 mm

天体物理学者は専門が理論か観測かによらず、スから 0.3 mmまでの広い波長域（あるいは 31 GHz かターバースト現象を、星間物質の冷たいガス成分のよら1000 GHZの周波数帯域）に渡り、最高の空間解像り極端な物理条件（密度、温度、圧力）を研究するた。
度のイメージングが達成されたためです（図 2 参照）

めの重要な実験室と考えています。なぜ各々の銀河がALMAは国際的に運営される観測所で、日本が主要異なる生成率で星を形成してきたかを理解するために、な貢献をし、台湾、韓国と共に東アジア参加国グルー

銀河内部から銀河全体にわたり存在する、星生成の元プを構成しています。すばる望遠鏡による広天域かつとなる分子ガスの性質を測定することが重要です。

深い（暗い）サーベイにより発見されている宇宙初期

地球からの距離が 50 メガパーセク（1 億 6 千 3 百万の大規模構造に存在する遠方のクェーサーあるいは銀光年）までの近傍宇宙においては、私たちは銀河間の河など、興味ある天体を詳しく調べることをALMAは相互作用と合体が銀河の星形成率に与えるインパクト可能にします。

を明確に理解しています。
もっと遠方の若い宇宙では、遠方のスターバースト銀河に関しては、干渉計によ各々の銀河は分子ガスをより多く蓄えており、銀河のる過去の研究対象は最も明るいものに限られており、衝突合体の助けなしに、容易に星を形成できる可能性また十分な空間分解能が得られませんでした。
しかし、

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図1 ハッブル宇宙望遠鏡により観測された、相互作用している銀河ペアArp 87の画像（宇宙望遠鏡科学研究所（STSCI）提供）。

ALMA の登場により、私たちは遠方の銀河内のガスの宇宙空間（例えば、Hubble、Spitzer、Herschel）の空間分布と速度分布を容易に調べることができます。

多数の望遠鏡によってサーベイされてきました。日本
は COSMOS サーベイの重要な参加国であり、超広視遠方にある本物のスターバーストを探す野イメージングカメラ（Hyper Suprime Cam）および数年後に続く主焦点超広視野多天体分光器（Prime-ALMAを最大限活用するには、まず天域のなかでどFocus Spectrograph）を搭載するすばる望遠鏡は、次の銀河がスターバーストの段階にあるか同定する必要世代の COSMOS 天域の可視光サーベイをリードするがあります。これには、同じ天域を多波長で観測し、ことが確実です。

各々の銀河の現在（銀河の赤方偏移）また過去におけ最初のステップとして、各々の銀河の星の形成率をる形成史を明らかにする測定をすることが最善の策で（通常は1年あたりに形成する星の総質量として）評す。限られた観測施設へのアクセス、また限られたマ価することが必要になります。星は通常は密度の高いンパワーでこのような多波長観測データを集めるため分子ガスの領域で生成されるため、その領域はダストには、（各国の望遠鏡にアクセスがある）多国籍の国で覆われており、可視光または紫外線の放射は吸収さ際共同研究が効果的です。本稿では、私たちのグルーれ、波長の長い赤外線として再放射されます。ダスト

プが関わる COSMOS 天域での成果について述べてみで隠された星形成を調べるため、代わりに赤外線波長たいと思います。COSMOS 天域とは天球上で満月のでの銀河の明るさを星形成率の尺度として用います。

約 9 倍の連続的な領域で、電磁波のスペクトルの大部

この目的には、地上での明るい赤外線放射のため、数分をカバーする地上（例えば VLT、すばる、Keck）とミクロンより長い波長での赤外線宇宙望遠鏡（すなわ

25Featureち Spitzer, Akari, Herschel）の観測が必要となります。

赤方偏移を測定することができました。このプロジェ

過去10 年あるいはそれ以上の研究により、可視光のクトは日本、ヨーロッパ、アメリカの研究者による共データのみでスターバースト段階にある銀河の星の形

同研究で可能となりました。将来の技術的進展のため成率を評価した場合、赤外線で評価した値よりも一桁に、すばるの主焦点超広視野多天体分光器 PFS を用いもずれてしまうことがあると分かりました。

れば、たった数夜で同じ成果が得られるでしょう。そ

固有の星形成率を測定するためには、銀河までの距れでも、私たちは（赤方偏移を測定した 1500 個の銀離を知る必要があります。Herschel あるいは Spitzer

河から）Herschel 宇宙望遠鏡により遠赤外線波長帯の装置は遠方銀河の「見かけ」の明るさだけを測定し、で検出され明るさが測定された約 150 個の銀河のサ固有の明るさを測ることができないためです。
さらに、ンプルを作ることができました。このユニークな銀河

後に述べるように、各々の銀河までの距離は適切なサンプルにより、それらの銀河の固有の星形成率を正波長帯で ALMA の測定を実行するためにも必要です。

確に推定することができ、私たちは典型的な銀河より銀河の距離を測ることは、銀河からの光を可視光ある十分に高い星形成率を示すスターバースト銀河を選び

いは近赤外線の波長帯で分散させてスペクトル上の特出すことができました。

徴を捉え、その銀河の赤方偏移を測ることで可能になります（膨張宇宙のモデルを仮定すれば、銀河の赤方偏移からその銀河までの距離を推定することができます）。

一酸化炭素をトレーサーとした分子ガスの観測
本物の高赤方偏移のスターバースト銀河のサンプ

私たちは、すばる望遠鏡で 60 夜を費やし、ファイルが手に入ったので、星形成をしている領域の分子バー多天体分光器（FMOS）で 3500 個以上の星形成ガスの放射を検出するために適した波長帯に調整しをしている銀河を分光観測しました。その結果、電離た ALMA を用い、スターバースト銀河を調べること水素由来の Hα 輝線などを検出し、赤方偏移が1.4 ～ができます。水素分子（H2）が主成分である銀河の分1.7の範囲にある1500 個近くの銀河について、その子ガスの全成分を推定するためには、これまでは一酸

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図2

アタカマ大型ミリ波サブミリ波干渉計（ALMA; credit: ESO）。

化炭素（CO）の観測が用いられてきました。これは、す。系外銀河については、銀河内のガスの質量を一酸水素分子との衝突で励起された高い回転準位の一酸化化炭素の光度とは独立に測定する必要があります。こ炭素分子が低い回転準位に遷移する際に電磁波を放射の CO 光度とガス質量の関係は、高赤方偏移のスターするためです。異なる準位への励起は、温度と密度のバースト銀河とは大きく異なっている可能性があり、違うガスの存在を示します。周波数（波長）の関数とまたその関係のそもそもの精度・信頼性も含めて、現して異なる空間分解能を有する望遠鏡（ALMA）を用在かなりの論争が進行中です。

いることから、高次の励起の輝線は、対応する周波数が高いため、より高い空間分解能でそのガス分布を明らかにすることができます。私たちの目的は、与え高赤方偏移での銀河衝突により引き起こされる典型的スターバーストられた回転準位の間の遷移（例えば回転準位 J = 2 かKavli IPMUで、私たちは赤方偏移 z ~ 1.6（宇宙年ら 1 への遷移；静止周波数 = 230.54 GHz）のCO輝線齢が現在の 30 %だった時代）の123個のスターバーの光度を ALMA で測定し、その明るさを分子ガスの（2-1）遷移の全輝線放射を検出す
スト銀河からの CO総質量に換算するという方法を用いることです。一酸るため、ALMA の観測を実行しました。これらの銀化炭素の光度とガスの質量の関係については、私たち

河サンプルは、星形成率がもっと典型的な銀河の 4 倍の天の川銀河、低赤方偏移および高赤方偏移の銀河に以上という条件で選ばれたもので、1年当たり形成さ存在する分子雲の観測に基づき、知見が得られていまれる星の質量が太陽質量のほぼ 100 倍から 700 倍の

27Feature図3（左）ALMAで観測した PACS-787 の 2 つの銀河からの CO（5-4）遷移の輝線放射の分布。（右）ハッブル宇宙望遠鏡の広視野カメラ 3 を用いて撮像した赤外線イメージ。青い等高線は CO の分布を示す。

範囲にも及ぶ、非常に活発なスターバースト銀河での非常に高い星形成率から、シミュレーションに見らす。一酸化炭素の輝線は 1 個の銀河を除き有意に検出れるように、2 つの銀河が合体する最終段階に近いとされ、これらのスターバースト銀河に大量のガス貯蔵予想していたのですが、そうではなく、2 つの銀河は（燃料）が存在することを明らかにしました。

まだ相互作用の開始段階にあることが分かったので一酸化炭素からの輝線が最も明るい銀河は、星形す。最近ハッブル宇宙望遠鏡で撮像した赤外線イメー成率が最も高く1 年当たり太陽質量の 720 倍というジ（図 3 右参照）によると、潮汐力により星がはぎと銀河、PACS-787であったことは、驚くべきことではられ 2 つの銀河の間にブリッジを形成している形跡がないかもしれません。しかし、高赤方偏移宇宙で期待あり、またそれは一酸化炭素の輝線放射でも明らかでされる、ガスを豊富に含む銀河同士の衝突合体の数値あることから、私たちは進行中の 2 つの銀河の衝突のシミュレーションは、PACS-787で見られるような爆はっきりした証拠を得たのです。

発的な星形成を再現することはできず、どのような物

これらの観測に基づき、PACS-787の高い星形成率理現象が爆発的な星形成を誘発しているのか謎が深ま

は、ガスを豊富に含む 2 つの銀河の相互作用とそれぞり、ますます私たちの興味をかき立てました。

れの銀河の運動の軌道がうまく組み合わさり、それぞこの疑問に迫るために、私たちは静止周波数がれの銀河の中心領域へのガスの流入が誘発され、それ576.27 GHz の CO（5-4）遷移の輝線放射を検出する

ぞれの銀河で爆発的なスターバーストが起こったのでことにより、より高い空間分解能で PACS-787 を再観はないかと考えています。私たちはさらに、各々の銀。驚いたことに、その一酸化炭測しました（図 3 左参照）

河からの CO 輝線が回転運動することを発見しました。

素の輝線は 8.6 キロパーセク離れた 2 つの異なる銀河（回転運度は重力によって起こるので）これは CO 輝線のから放射されていることが判明しました。PACS-787

光度とは独立にガス総質量を知る手がかりになります。

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図4 星形成率（SFR）と銀河のガスを完全に消費するまでの時間（tdepl = Mgas / SFR）の関係。色つきの大きな記号はスターバースト銀河を示す（赤い点は本稿で述べたALMAのサンプル）。黒い小さな点はもっと典型的な星形成銀河のサンプルを示す（直線はそれらのベストフィット）。

遠方のスターバーストのエンジンは高効率が分かります。星を形成する時間スケールがこのように違うことは、星形成が非常に速く進行するのに適し遠方のスターバースト銀河の星形成率が、（典型的た条件を誘発する銀河の衝突合体のような機構が、スな星形成銀河よりも）大きなガス質量によるものか、ターバーストを引き起こすきっかけになっているのでガスから星への転換効率が（典型的な星形成銀河よりはないかということを示すと考えられます。しかし、も）高いことによるのか、あるいはその 2 つの組み合まだ高赤方偏移のスターバースト銀河（およびもっとわせによるものなのかを決めることは非常に面白い問

典型的な銀河）について、一酸化炭素の光度をガスの題です。これらのシナリオを区別するため、私たちは質量に換算するために必要な正確な比例係数の値に不適当な関係を使い、12 個のスターバースト銀河のサ定性が残っているため、論争は完全には終わっていまンプル全部について一酸化炭素の光度を分子ガスの質せん。

量に換算してみることにしました。効率に関しては、ALMAを用いてもっと高い分解能で観測を行い、銀ガスの質量を星形成率で割ったものを銀河がガスを全河内の星形成領域の物理的特徴を100パーセク程度まて消費するのに必要な時間スケールとして用います。

での精度で決定することにより、さらなる進展が得ら結果として、効率的に星を形成している銀河では短時れることでしょう。さらに、すばる望遠鏡のサーベイ間でガスが枯渇することを示唆することが分かりましから得られる高赤方偏移の銀河の新しいサンプルを用た。

いることにより、私たちの宇宙の星形成史の理解が大図 4 から、スターバースト銀河のガスが枯渇するまできく進展することも間違いありません。の時間は 5 千万年から 1 億 5 千万年で、もっと典型的な星形成銀河の 10 億年程度に比べて著しく短いこと

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