宇宙の物質を電波望遠鏡で見る！
～天文学、物理学、化学にまたがって～（福島県郡山市） 高野秀路（たかのしゅうろ）宇宙にある物質（原子・分子）どうやって観測するか：野辺山の45m電波望遠鏡の例
観測例のご紹介
最先端の電波観測装置「アルマ(ALMA)望遠鏡」
での観測
天文宇宙の七夕講演会（筑波大学） ２０２２年７月９日

国立天文台提供1自己紹介と研究分野の紹介• 高野秀路（たかの しゅうろ）• １９６３年 東京生まれ（その後、名古屋、東京、横浜で育つ）• 東京大学、名古屋大学、分子科学研究所（愛知県岡崎）、ケルン大学（ドイツ）、国立天文台（長野県野辺山）に在籍• 研究分野： 電波天文学 主に宇宙の物質の研究• ２０１５年４月から日大工学部
総合教育 物理2

日本大学工学部校友会 提供

黒く見える部分： ガスやチリが後ろの星の光を遮っている• ガス（分子）H２ 水素分子一番多いＣＯ 一酸化炭素
強い電波• チリ（塵） （よくはわかっていないが）グラファイト（炭素質）、シリケート（石のかけら）

4星間空間の環境： 密度、温度• 星間雲– diffuse clouds
H原子– 分子雲（暗黒星雲） H2（水素分子）数10 cm-3103～104 cm-3~100 K~10から数10 K

分子雲： 密度 H2にて104 cm-3 程度（超高真空！）、10 Kとして、
 平均自由行程(λ)、平均速度(𝑣𝑣)、と衝突の時間間隔(t)̅1𝜆𝜆=2𝜋𝜋𝑑𝑑 2 𝑛𝑛𝑣𝑣̅ =8𝑘𝑘𝑘𝑘
𝜋𝜋𝜋𝜋

H2 2x106 km,3x102 m/s,
 3体反応は重要ではない。
 発熱反応が進む。

𝜆𝜆𝑚𝑚
𝑡𝑡 =
∝ 2𝑣𝑣̅
𝑑𝑑80 日d: 分子の直径n: 密度m： 分子の質量6反応の開始• 宇宙線によるイオン化
宇宙線としてH+ (proton), He+が飛び回っている。
H, H2をイオン化
低温かつ紫外線が入れない分子雲内部での主要な電離源
かつ化学反応のエネルギー源
具体的には：H2 → H2+ + e
生成したH2+は、周囲に多く存在するH2と反応
H2+ + H2 → H3+ + H
H3+が生成（三角の形）
H3+は、他の分子と反応を起こす。
CO + H3+ → HCO+ + H2 （イオン・分子反応： 比較的速い）7沢山の種類のガスが見つかっている
塩水8

沢山の種類のガスが見つかっている
シアノポリイン
HCN
HC3N
HC5N
HC7N
HC9N
HC11N
ながーい9宇宙の分子など• 宇宙空間には所々にガスや塵が濃い場所（水素分子数≧104個/cm3）
 分子雲や暗黒星雲• そのような場所では、原子から分子が生成
さらに、重力収縮して星が形成• 主に電波望遠鏡を用いた観測
銀河系で約260種類の分子（星間分子）が発見• 地上でも見られるH2、 CO、 CO2、 H2O、 NH3などに加え、ラジカルやイオンが多い10• 「理科年表」に星間分子のリストがある。

宇宙の物質研究（星間化学）の意義、魅力• 天体物理の観点– 分子がスペクトル線を持つのは、主に電波領域– 電波天文学でガスを調べる際に、主に分子を通して調べる– 必ず化学反応が関係する。星間化学の知識がないと、解釈が難しいことも。

• 化学の観点– 宇宙空間という極限的な環境（極低温 ～10 K、極低圧、数十万年にも及ぶタイムスケール）での反応の研究– 地球上での化学反応とは異なる（宇宙的規模で）より一般的な物質の振る舞いが、明らかに。
– 分子分光学、反応素過程、理論計算、などに新領域を触発

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宇宙の物質研究（星間化学）の意義、魅力• 生物学の観点– astrobiologyの発展の基礎としての宇宙の物質（2015年4月 自然科学研究機構アストロバイオロジーセンター設立）– アミノ酸、核酸などの分子、その前駆体などの探査が行われている。

非常に学際的な分野
色々な分野の方が、専門を生かして研究

12電波を出す仕組み• 分子• チリ（塵）電気的に偏りがある場合
それが回転することで、電波が発生
特定の周波数： スペクトル線（ 周波数の精度が高い）＋

どんな物体でも、その温度に対応した電磁波を出す（黒体放射：特定の周波数ではなく、広い周波数にわたる放射：連続波）。

ー13

自然放出

2

水素分子との衝突で回転

回転エネルギー準位

J=3分子の回転（飛び飛びのエネルギー）
電波

10∆E = hν

回転は一般に低エネルギーであり、容易に起こる例） CO J = 1-0 115.271 GHz = 5.53 K
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どのように観測？
 電波望遠鏡にて
電波
分子雲

電波望遠鏡

受信機
電波分光計
スペクトル
国立天文台提供15

例： 野辺山の電波観測所• 八ヶ岳のふもと 野辺山高原： 標高１３００ｍ• 冬は寒く（最低 ー２０℃！！）、乾燥、広い土地• １９８２年 観測を開始

アンテナ

八ヶ岳

国立天文台提供16

野辺山 宇宙電波 観測所

内部への電波の入口

国立天文台提供• 直径４５ｍ 電波望遠鏡
大きなパラボラアンテナ
で電波を集める17直径４５ｍ 電波望遠鏡の仕組み• 宇宙からきた電波は、赤い矢印のように反射し、中へ入る。
• 中には、すごくいいラジオがある（受信機）。
• このラジオで音を聞くわけではなく、電波を電気にかえる。
• それをコンピューターに入れ、電波の強さをグラフや画像にする。
 観測者が電波を認識！

国立天文台提供

18

電波での観測の特徴• 電波望遠鏡には目でのぞくところがありません！
• 太陽の光にじゃまされないので、昼間でも観測ができます！曇っていてもかなり観測できます。
• ただ、一番いい季節は、やはり空気が澄んでいる冬です。
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色々な手段での観測で、より良くわかる

電波と光の違い望遠鏡の例 波長 エネル 天体のギー

温度

具体的な天体は？

電波

長い 低い

低温のこと ガス、チリ（分子雲）が多い

光

短い 高い

高温

星

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国立天文台提供

星間物質の輪廻
Diffuse cloud密度~102 cm-3

超新星

分子雲
密度~104 cm-3

晩期型星
主系列星

オリオン座
大星雲

原始星
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オリオン座の場合• オリオン座

COの電波の強度分布を重ねたもの

可視光の写真野辺山
Web pageより

オリオン座の場合• オリオン座

COの電波の強度分布を重ねたもの

可視光の写真野辺山
Web pageより

オリオン座の場合• オリオン座

COの電波の強度分布を重ねたもの

可視光の写真

電波観測：可視光で見えないガスの量、組成、（運動も）がわかる！
星の形成：ガスが重力で収縮
野辺山
Web pageより

観測例のご紹介： 野辺山で私が関係したもの
おうし座の暗黒星雲TMC-1での分子の観測• 多くの分子が観測される（星はまだ生まれていない）• 炭素が連なった分子（炭素鎖分子）の観測とその生成反応

私達の銀河系の外にある銀河（系外銀河）での分子の観測25

おうし座の暗黒星雲TMC-1におけるスペクトル線サーベイ
野辺山観測所45m電波望遠鏡 (Kaifu et al. 2004)

電波強度

多くの炭素鎖分子が豊富に存在
実験室での分子分光実験との協力で解明
HCCCN、HCCCCCN、HCCCCCCCN
CCS, CCCS, C6H, etc

周波数

等間隔に見えるのは？

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炭素鎖分子（星間分子の約４０％）の生成を観測的に調べる
シアノポリイン HC3N, HC5N, HC7N,…
• HC3N: 13C 同位体種を観測し、同位体の影響を見つけた (TMC1, Takano et al. 1998)

 C2H2 + CN
• HC5N: 13C 同位体種を観測したが、同位体の影響はあまりなかった(TMC-1, Taniguchi et al. 2016)

 環状の炭素からなる分子を基に生成かTaniguchi et al. 2016

予想していなかった多様性
27が見つかった炭素鎖分子の生成
Cyanopolyynes HC3N, HC5N, HC7N, HC9N,…
• HC3N: 13C 同位体種を観測し、同位体の影響を見つけた (TMC1, Takano et al. 1998)

H13CCCN : HC13CCN : HCC13CN= 1.0 : 1.0 : 1.4
 NのとなりのCは、起源が異なることが判明！
 C2H2 + CN ！！

• さらに長いHC5N は？

 おそらく、C2H2 での延長と推測されていた

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炭素鎖分子の生成
Cyanopolyynes HC3N, HC5N, HC7N, HC9N,…
• HC5N: 13C 同位体種を観測したが、同位体の影響はあまりなかった (TMC-1, Taniguchi et al.
2016)

H13CCCCCN : HC13CCCCN : HCC13CCCN :HCCC13CCN : HCCCC13CN= 1.00 : 0.97 : 1.03 : 1.05 : 1.16 (±0.19) (1σ)

 C2H2 での延長は、主な生成反応ではない！
環状の炭素からなる分子を基に生成か
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炭素鎖分子の生成
Cyanopolyynes HC3N, HC5N, HC7N, HC9N,…
• HC5N: 13C 同位体種を観測したが、同位体の影響はあまりなかった (TMC-1, Taniguchi et al.
2016)

H13CCCCCN : HC13CCCCN : HCC13CCCN :HCCC13CCN : HCCCC13CN= 1.00 : 0.97 : 1.03 : 1.05 : 1.16 (±0.19) (1σ)

 C2H2 での延長は、主な生成反応ではない！
環状の炭素からなる分子を基に生成か
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観測例のご紹介： 野辺山で私が関係したもの
おうし座の暗黒星雲TMC-1における観測• 多くの分子が観測される暗黒星雲（星はまだ生まれていない）• 炭素が連なった分子（炭素鎖分子）の観測とその生成反応

私達の銀河系の外にある銀河（系外銀河）での分子の観測31

系外銀河の魅力的な点: 宇宙物質の観点
様々な環境での物質• 温度及び密度の様々な環境： 中心核、棒状構造、腕、腕の間• 強い放射場: 紫外線やX線• 重元素量の違い• 銀河どうしの衝突• 遠方銀河 （宇宙初期、低い重元素量）
ビッグバンから生命までの壮大な物質進化の一翼を担う。
32

NASA / ESA / A. van der Hoeven

観測天体 ３つの近傍銀河
活動的な中心核を持つ(AGN = Active Galactic Nucleus)

NGC 1068

大質量の星が大量に形成している銀河 （爆発的星形成銀河）

NGC 253, IC 342

NASA / ESA / A. van der Hoeven

このような特徴的な銀河での環境は？
NGC 1068: X線が強い
NGC 253, IC 342: 紫外線が強い

ESO/INAF-VSTNGC 25333

観測された（原子と）分子NGC 1068

19 種

NGC 253

24 種

cyclic-C3H2（new）, H13CN（new）, SiO, C2H（new）, HNCO, HCN, HCO+,HNC, HC3N, N2H+, CH3OH, CS, SO, 13CN, C18O, 13CO, CH3CN, C17O？,
CN, 12CO
cyclic-C3H2, CH3CCH, H13CN, H13CO+, SiO, C2H, HNCO, HCN, HCO+,HNC, HC3N, N2H+, CH3OH, C34S, CS, H, SO, 13CN, C18O, 13CO, CH3CN,
C17O, CN, 12CO

IC 34222 種

cyclic-C3H2（new）, CH3CCH, H13CN, H13CO+, SiO, C2H, HNCO, HCN,HCO+, HNC, HC3N, N2H+, C34S, CH3OH, CS, SO（new）, C18O, 13CO,CH3CN, C17O（new）, CN, 12CO
36

わかったこと• 銀河によって、多い分子、少ない分子がある
これまで、このよNGC 1068（活動的銀河中心核を持つ）において，うな傾向は知られていた。
• 他の銀河より強いスペクトル線
４５ｍ望遠鏡で詳
HCN, H13CN, CN, 13CN, HC3N
しく調べた。
また，関連してHCN / HCO+比が大きい• 一方，CH3CCHは未検出
反応過程は不明
爆発的星形成銀河では検出• 爆発的星形成を調べる手段となる

星間物質の研究者にも、なじみがない分子。分子の観測で，銀河の性質がわかる！！

銀河の観測のまとめ• 3銀河(NGC 1068, NGC 253, IC342)で分子の観測で，分子スペクトル線の網羅的観測を実行
銀河の性質がわかる！！
• 85-116 GHz帯
• 19-24種の分子（と水素原子）を観測• 活動的銀河中心核(AGN)，爆発的星形成での特徴を確認，追加– AGNを調べる良い手段: HCN, CN, HCN / HCO+比– 爆発的星形成を調べる良い手段: CH3CCH

ア ル マ

近年の大きな発展：ＡＬＭＡ望遠鏡• 尽きることのない研究者の要求
より遠くを！
より細かく！
より色々な電波を！
• ＡＬＭＡ（アルマ）Atacama Large Millimeter/submillimeter Array
スペイン語で［魂］という意味

41

近年の発展：ＡＬＭＡ望遠鏡• チリのアンデス山中５０００ｍの砂漠建設地

ここ

42

国立天文台提供

近年の発展：ＡＬＭＡ• 北米、ヨーロッパ、日本を含む東アジアの国際協力• 直径１２ｍのアンテナを５４台＋７ｍのを１２台• 2013年3月13日開所式（運用中）（国立天文台提供）

最大で１8 ｋｍの範囲にアンテナを設置
43

アルマ望遠鏡の中心部分

Credit: X-CAM / ALMA44

観測例のご紹介： ALMAで私が関係したもの
ALMAでは、銀河系内、銀河系外を問わず、画期的な成果が多数でている！！
 国立天文台のALMAのホームページもご参照ください今回、野辺山45m電波望遠鏡での私達の観測の発展をご紹介
 やはり天体は 銀河NGC 1068 !
45

観測天体

活動的な近傍銀河 NGC 1068
•距離4500万光年•中心部 巨大ブラックホールによる活動性で有名
 Ｘ線などを放射する「活動的な中心核」
Active Galactic Nucleus(以下 AGN)

「中心核付近のガス」
Circumnuclear Disk（以下 CND)

可視光での画像(Hubble Space Telescope 2.5’ x 1.9’)
Credit: NASA, ESA & A. van der Hoeven

AGNやSBは珍しくない現象
 分子組成、反応への影響は？良いプローブ分子は？

•その周囲のリング状の部分

 重い星が形成し、紫外線を放射する「爆発的星形成」領域
Starburst (以下 SB) ring46

NGC 1068の構造• 12CO 1-0 (Shinnerer et al. 2000) IRAM電波干渉計： 空間分解能1.4”
Starburst ring

中心部（AGN, CND)： 2つのピーク(knots)
45m 望遠鏡の空間分解能 (１５～１９秒角)

30”• 45m望遠鏡• 中心部を観測• 構造は分解できない• ALMA• 空間分解能が良い： ＜５秒角
• 構造を分解できる
47

NGC 1068での各分子の分布
C18O (1-0)

13CO (1-0)

Takano et al. 2014

中心部: Circumnuclear disk (CND)

主にリング状南西部

主にリング状CH3OH (2K-1K)

CS (2-1)30”
空間分解能4”.2 x 2”.4

中心 + リング中心 + リング(13COのリングとは合わない)48

NGC 1068での各分子の分布
C18O (1-0)

13CO (1-0)

Takano et al. 2014

中心部: Circumnuclear disk (CND)

主にリング状南西部

主にリング状CS (2-1)驚き1:

CH3OH (2K-1K)

CH3OHの分布が、SB
リングで30”
空間分解能4”.2 x 2”.4

中心 + リング中心 + リング(13COのリングとは合わない)49

各分子の分布： 主に中心に分布(First images)
SO (32-21)

13CN (1-0)

中心

中心

HC3N (11-10)

HC3N (12-11)

中心

中心
50

各分子の分布： 主に中心に分布(First images)
SO (32-21)

13CN (1-0)

中心

中心

HC3N (11-10)

HC3N (12-11)
驚き2:

中心

比較的複雑な有機分子、HC3N, CH3OH
X線が強い
中心
51

各分子の分布：

主に中心に分布(First images)
HNCO (505-404)

中心

CH3CN (6K-5K)

中心
驚き3:
1～2 時間で、アンテナ数14～16 台で得られたこと。
アルマの高い能力

52

多様な分布の分類
CND: AGN周囲の円盤状のガス(Circumnuclear Disk)
SB ring: 爆発的星形成（Starburst）のring状の領域
CND 両方のknots
中心

CND+ SBring
SBring両方のknots
中心

13CN (N = 1-0)

HNCO (JKa,Kc = 505-404)
SO (JN = 32-21)
HC3N (J = 11-10, 12-11)
CH3CN (JK = 6K-5K)
CH3OH (JK = 2K-1K)
CS (J = 2-1)

13CO (J = 1-0)

C18O (J = 1-0)53

高い周波数での画像： 340 GHz帯
• 2 視野を観測（高い周波数では視野が狭い）

Central region

Starburst ring

• C18O & 13CO
分布が異なる同位体比の違い？
同位体選択的な光解離による影響？

Nakajima et al. 201554

分子の温度（回転温度）及び存在量
回転温度
CO 同位体種
CND
14-22 K
(Circumnuclear disk)
SB (Starburst) ring~8K

存在量•CO 同位体種:•他の分子:

他の分子< 20-40 K(上限値)< 12-39 K(上限値)

CND < SB ring, ~3-5 倍の違い
CND > SB ring, ~3-10 倍の違い
55

銀河の観測（ALMA)のまとめ• 系外銀河NGC 1068での分子の空間分布
 アルマ望遠鏡： 近傍銀河の弱いスペクトル線についても、短時間で電波画像が得られる。
 CND(AGN)とSB ringで多様な分布 大きく３つに分類• 温度、密度、環境の違い： 各分子の回転励起、生成反応、破壊などで説明できないか。

• 今後 アルマ望遠鏡で、さらに高感度、高空間分解能の観測 反応モデル計算との連携
 銀河の分子組成を決める要因の追求
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全体のまとめ• 電波でわかること
宇宙のガス、チリのような主には低温の世界
星の原料 星形成の研究
物質の種類や反応（色々な分子の生成）• 宇宙の物質の研究は学際的
天文学、物理学、化学（将来は生物学も？）学問の境は人間が作ったもので、自然には境はない！
今後のＡＬＭＡ望遠鏡の成果などにもご期待を！
57

さらに知りたい方のために• 国立天文台 ホームページ
http://www.nao.ac.jp/• 野辺山観測所 ホームページ
http://www.nro.nao.ac.jp/などをまずご覧ください。
58

謝 辞• 観測プロジェクトのすべてのメンバーに、特にT. Nakajima, K. Kohno, N. Harada, and
E. Herbst, Y. Tamura, T. Izumi,
A. Taniguchi, T. Tosaki• 観測所のサポートに

国立天文台 野辺山宇宙電波観測所

国立天文台 野辺山宇宙電波観測所
ALMA（EA-ARC & チリ観測所）

59

学際的な知識・協力で宇宙を観測！

ご清聴ありがとうございました。

Credit: X-CAM / ALMA

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