3.2

銀河進化のゆりかごから墓場まで

ほんの 100 年前までは、夜空には星や星雲、星団しか輝いていないと人々は考えていた。その後、望遠鏡と観測技術の発展により、「銀河」という星の大集団が遠い宇
宙にいくつも存在し、われわれ自身も「天の川銀河」という 1 つの銀河に住んでいて、さらにこの宇宙は 130 億光年のかなたまで銀河で満ち溢れている、という想像もしなかった世界観の変革があった。われわれはこれまでに数と TMT の大集光力の組み合わせによって 2020 年代に飛躍的な理解の進展が期待されるテーマである。

3.2.1

初代星、初代銀河、宇宙再電離
3.2.1.1 背景

多くのことを学んだが、「銀河」を本当の意味で知るため

現在の宇宙には性質・スケール共に多種多様な天体・に解決しなければならない謎はまだ数多く残されている。

構造が存在する。その中で、初代星・初代銀河はこれら多銀河はいつどのように生まれたのか ? 宇宙再電離はいつど様な天体形成史の始まりといえる重要な天体である。そしのように進んだのか ? 銀河はいつ星を作り、そしてどうして、初代星・初代銀河は宇宙に最初に重元素を供給する源て星を作るのをやめるのか ? ブラックホールや銀河をとりであり、また巨大ブラックホールが最初に形成される場所

まくガスとはどのような関係にあるのか ? 銀河同士の合体である。近年の数値シミュレーションにより、初代星形成はどのように銀河を育てたのか ? われわれにはまだ知らな過程は徐々に明らかにされつつある（Hirano et al. 2015）。

いことが多すぎる。しかし、これらの謎を次の 20 年間の一方、初代星ミニハロー1 の集積によって形成される初代間に解決できると期待させるだけの理由を、われわれは

銀河は、複雑なバリオン 2 物理過程のため、未だその形成・

すばる望遠鏡と TMT に見いだすことができる。

進化過程は謎に包まれている。したがって、初代銀河の性本章ではすばる望遠鏡と TMT の連携によって銀河進化質を明らかにする事は現在の天文学において急務である。

研究のフロンティアをさらに推し進めることが期待される

また、初代星・初代銀河が引き起こしたとされる宇宙

4 つのサイエンステーマ、「初代星、初代銀河、宇宙再電史上の重要な出来事の 1 つに宇宙再電離がある（以下、

離」「超巨大ブラックホールと銀河の共進化」「銀河形成と図 3.2.1 を参照）。宇宙誕生後およそ 38 万年経った頃、宇バリオン物質の循環」「銀河の形態の起源と活動性の終焉」

宙の温度が十分低下することで電離していた水素原子核「銀河系と近傍銀河」について詳述する。遠方銀河探査のが宇宙空間を漂う自由電子を取り込み中性化した。このフロンティアを赤方偏移 10 以遠に延ばすと同時に、初代

宇宙中性化時の名残が宇宙マイクロ波背景放射として観銀河の形成メカニズムを明らかにする。種ブラックホール

測されている（Planck Collaboration 2018）。その一方で、を特定し、初期ブラックホール成長に制限を与え、銀河

現在の宇宙から約 128 億年前（宇宙誕生から約 9 億年後、とブラックホールの共進化の物理的原因を解明する。ガ

赤方偏移 6 程度）の宇宙に至るまで、宇宙空間はほぼ完全

ス流入流出が銀河進化に及ぼす影響をより具体的に観測に電離状態にあることがわかっている（Fan et al. 2006 な的に検証する。銀河の多様性、銀河の物理量間の経験則

ど）。したがって、何らかのメカニズムによって、宇宙はと時間進化など「集合体としての銀河」の理解から、銀河

過去に中性から電離状態へと大きく転換したことになる。

内部の基本的な物理的・化学的性質を解き明かすという

この宇宙史における一大現象を宇宙再電離と呼ぶ。現在

手段の変革もありうる。あるいは、初代星、初代ブラックの宇宙に存在する星の 99% 以上が宇宙再電離後に形成さホール、宇宙で最初に星形成をやめた銀河、などの発見れたことから（Madau & Dickinson 2014）、宇宙再電離も大いに期待できる。いずれも銀河進化研究の根幹にかはその後の天体形成の初期条件を決める重要な現象であかわる重要なテーマであり、すばる望遠鏡の広視野機能ると言える。

1 銀河を大きく包み込むように分布しているダークマターの塊。
2 天文学では、ダークマターではなく通常の物質を構成する粒子という意味で用いられる。

第3章

すばる望遠鏡と TMT の連携で取り組むサイエンス51

初代星・初代銀河
初代ブラックホール

宇宙中性化

中性宇宙

電離バブル

進化した多様な
銀河 / AGNs
化学進化

宇宙再電離

現在

ビッグバン

宇宙
マイクロ波
背景放射

電離宇宙

38 万年

宇宙年齢

10 億年

137億年

z=1,100

赤方偏移 (z)z=6z=0

図 3. 2 .1：初期宇宙史の概略図（Loeb 2006の図を改変）。宇宙誕生後数億年経過した頃に初代星・初代銀河等の宇宙最初の天体が誕生したと考えられる。これらの天体から生成・放射される高エネルギー電離紫外光によって周辺の宇宙空間（主に中性水素ガス）が電離され始める。電離ガスが銀河を包み込むこの状態を電離バブルと呼ぶ。電離バブルがお互いに連結し徐々に電離ガス空間が広がり、宇宙年齢 10 億年（赤方偏移にしておよそ6）までには宇宙空間がほぼ完全に電離したことが知られている。現在の宇宙に見られる多種多様な天体の形成・進化過程を知る上でその初期条件を決める初代星・初代銀河の性質を理解することが必要不可欠である。
Credit: Illustration by Jean-François Podevin; Furlanetto et al. 2004

これら初代星・初代銀河・宇宙再電離を明らかにするためには、すばる望遠鏡と TMT の融合による観測戦略が鍵となる。すばる望遠鏡と TMT を組み合わせることで、初代銀河の観測能力を飛躍的に向上させ、統計的に研究する事が可能となる。それにより、初代銀河の形成メカニ
ズムに加え、宇宙再電離への寄与を同時に明らかにする事ができるだろう。そして、この時代の重元素を含まない
種族 III 星の星団からなる銀河を発見する事ができれば、世界初の初代星形成現場の観測的証拠となる。

3.2.1.2 すばる望遠鏡と TMT による初代銀河探査
ハッブル宇宙望遠鏡やすばる望遠鏡による観測により、
これまでに 1000 個を超える銀河が赤方偏移 6（宇宙年齢 9億年）より遠方の宇宙で見つかっている（Bouwens et al.

2015; Ono et al. 2018 など）。一方、赤方偏移 10 以上（宇宙年齢 5 億年未満）の宇宙に存在する初代銀河は、ハッブル宇宙望遠鏡のデータを全て使っても 10 個程度しか候の問題を解決し、2020 年代の天文学において初代銀河探

補が見つかっておらず、ライマンアルファ輝線や金属輝査をリードする。ULTIMATE の近赤外線撮像により、ラ線を使った分光同定もほとんどなされていない（Oesch

イマンブレイク法 6 を使うことで赤方偏移 10 を超える初

代銀河の探査には不十分なためである。45
すばる望遠鏡の ULTIMATE と次世代望遠鏡 TMT はこ

et al. 2018; Bouwens et al. 2019 など）。唯一分光同定さ代銀河の候補を探査することができる。得られた銀河候

れている銀河（GN-z11: Oesch et al. 2016; Jiang et al. in

補を TMT により分光することで、後述のように初代銀河

preparation）も典型的な銀河に比べて 3 倍も明るく（紫外光度 3 > 3L*、L* は銀河の典型的な光度）、赤方偏移 10 をを同定しその性質を調べることができる。図 3. 2.2 に示
すように、ULTIMATE と IRIS の組み合わせにより静止超える初代銀河の一般的な性質に迫ることはできていな系紫外線での見かけ等級が 26 - 28 等（典型的な銀河に比い。これは既存の観測装置の探査面積・感度の両方が初

べて 0.5- 2.0 倍程度）の明るさをもつ赤方偏移 >10 の初

3
4
5
6

52

図3.2.2：赤方偏移10を超える銀河が1平方度あたりに存在する個数（個数面密度）の予想と各探査の観測範囲。黒色と緑色の領域は予想される
赤方偏移10、12の銀河の個数面密度 4。赤実線、青実線、黒破線、黒点線はそれぞれすばる望遠鏡とTMT、JWST、Euclid、WFIRSTによる探査で観測される等級と銀河面密度の範囲を示している 5。

光度はある天体から全方向に放射されるエネルギー総量。
銀河の個数密度が（1+z）の -0.25 乗、-0.6 乗で減少すると仮定して、z<10 の観測値を外挿して計算。
ULTIMATE については現在仕様策定の最中であり、ここに示す感度限界については理想的な状況を仮定している。
銀河間物質中の中性水素により、遠方銀河のスペクトルには 91.2-121.6nm より短波長側に吸収がみられる。この吸収を複数の広帯域フィルター画
像で捉えることで遠方銀河を選択する手法。

Subaru / TMT Science Book

金属量 (太陽金属量に対する割合)

金属量 (太陽金属量に対する割合)

等価幅 (EW, Å)

等価幅 (EW, Å)

z=10の平均的な明るさの銀河からの金属量 (12+log O/H)(b) C IV
フラックス (10-19 erg/s/cm2)

フラックス (10-19 erg/s/cm2)

z=10の平均的な明るさの銀河からの(a) C III ]金属量 (12+log O/H)

図 3. 2 . 3：光電離モデルに基づく炭素の電離輝線（a）CIII] λ 1909と（b）CIV λ 1549の輝線強度の金属量依存性。実線が従来の星種族モデル、破線が連星進化を含めた星種族モデル、そして点線が極低金属量の星種族（種族III）モデルを用いた結果であり、色の違いは異なるガスの電離状態を表す。左
縦軸に等価幅（Å）、右縦軸に赤方偏移10の平均的な明るさを持つ銀河から期待される輝線フラックス（10 -19 erg s-1 cm- 2）を示す。
Credit: Nakajima, K. et al. A&A, 612 , 94 , 2018 , reproduced with permission © ESO.（一部改変）

代銀河を 20 -110 個同定できると予想される。ジェイムズ

輝線強度比や等価幅 7 を光電離モデル予想（Nakajima et

ウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）による深宇宙探査では探査

al. 2018 など）で解釈することで、初代銀河のガスの物理
状態（金属量、電離状態）を決定する。図 3.2.3 では炭素面積が不十分なため、赤方偏移 10 を超える初代銀河はの電離輝線の等価幅の光電離モデル予想を載せている。

10 - 60 個しか見つからず、紫外線での明るさも典型的な銀河に比べて 7 割程度以下と暗いため、初代銀河候補がこの予想から、赤方偏移 10 の典型的な明るさの銀河であ見つかっても分光観測による詳細な調査は難しい。一方

れば、TMT1 晩の観測で太陽金属量の 1% 程というわず

ユークリッド衛星（Euclid）と広視野赤外線サーベイ望遠

かな金属量の有無を探査することが可能となる。これは鏡（WFIRST）は観測波長の制限から赤方偏移 10 までし

現在知られているどの銀河よりも低い金属量を赤方偏移か探査できない。加えて Euclid の広視野探査では感度が10 という遠方宇宙で検出する能力を TMT が有しているこ

足りず、紫外光度が典型的な銀河に比べて 2 倍以上明るとを表している。さらに 3 倍以上の観測時間をかければ、い銀河しか探査できない。よって 2020 年代において、す

一桁以上低い金属量を測定し、原始ガスから誕生したばばる望遠鏡と TMT の組み合わせは典型的な初代銀河のかりの銀河（種族 III 銀河）を同定することもできる。

様子を知るうえで重要な手段であり、次世代の宇宙望遠

る望遠鏡の Suprime-Cam、HSC を使って行ってきたこ

IRIS や IRMOS を活用し、10 個以上の銀河の加算平均
スペクトルを作成することで、種族 III 銀河特有の強いラ8
イマンアルファ輝線（Yajima & Khochfar 2017 など）
やヘ
リウム輝線の検出、そして極端に弱い金属輝線（i.e. 太陽
金属量 0.1% 以下に相当する金属輝線強度、もしくはそのとであり、日本のこれまでの経験を生かしてこの分野を上限値）を確認することは十分可能である。

鏡と比べても十分競争力がある。初代銀河のような個数の少ない天体を広視野観測で探し、分光同定により詳細に調べるという研究は、日本チームがまさに今まですばリードすることが期待される。

また、遠紫外輝線スペクトルは様々な電離状態の輝線を含むことから、初代銀河を構成する星の性質（星種族）、

3.2.1.3 初代銀河の物理的性質と宇宙再電離の理解
ULTIMATE 等によって見つけ出された暗い初代銀河の詳しい性質を得る上で TMT の分光観測装置は必要不可欠である。近赤外線に感度のある IRIS や近赤外多天体面分光装置（IRMOS）を用いることで、赤方偏移 6 から 12 のとに、近年の観測によって赤方偏移 6-9 の銀河から高い

遠方銀河に対して、水素の再結合線であるライマンアル

銀河ではより大質量の星が効率良く生成されている可能更には銀河の中心部から強い電磁波を放出する活動銀河
核（AGN）を持つのかを調べることができる。興味深いこ
割合で通常の星種族合成では説明のつかない高電離輝線
スペクトルが観測されている（Mainali et al. 2018）。初代

ファ輝線やヘリウムの再結合線、そして炭素や窒素、酸性もあれば、活動銀河核を持つ可能性もあり、その星種素といった主要金属の様々な電離状態の輝線が静止系遠族に関しては未だ多くの謎が残されている。現在は 10 個

紫外波長域（100- 200 nm）で観測可能となる。これらのほどの明るい天体に偏った小さなサンプルによる議論にと7 輝線強度（フラックス）を連続光強度で規格化した量。
8 宇宙再電離期の銀河からのライマンアルファ輝線は銀河間空間において吸収を受けやすくなるため必ずしも強く観測される訳ではないが、銀河が電離バブルに属する場合、十分観測可能である。次段落参照。

第3章

すばる望遠鏡と TMT の連携で取り組むサイエンス53

どまっており、TMT による大きなサンプルを元にした分
光観測によって初代銀河の平均的な星種族の描像が初めて手に入る。
以上のように、初代銀河の星種族とガスの詳しい性質
を観測的に得ることで、初代銀河形成・進化に関わる複雑なバリオン物理過程の理解を飛躍的に深めることができる。では、これらの性質を持つ初代銀河は宇宙再電離を引き起こすことができたのであろうか ? この問いに答えるためには、銀河内の星種族によって生成される電離紫外光のうち、銀河から宇宙空間へ放射される割合を更に知る必要がある。これを電離光子脱出率（escape fraction,

論づけることができる。宇宙再電離期の銀河間空間の光図 3. 2 . 4：赤方偏移10 程度の時代の超高密度領域で予想される構造。
フィラメントに沿った多数の初代銀河と付随する巨大電離バブル（直径数百キロパーセク以上）。明るい初代銀河付近では、輻射フィードバッ
クによる種族III星銀河と超大質量星の形成も予想される。

学的厚さによりこの物理量を直接観測することは不可能で終了時期である赤方偏移 7 付近において、多数の原始銀ある（Inoue et al. 2014）。その代替案として、遠紫外スペ

河団候補が発見されている。このような超高密度領域でクトルの吸収線を活用できる（Heckman et al. 2011 など）。

は、ライマンアルファ輝線が広がって観測されるライマンfesc）と呼び、初代銀河の個数分布や星種族・ガスの性質と組合せることで宇宙再電離期における銀河の役割を結

吸収線の深さから星形成領域が中性水素ガスで覆われてアルファブロッブやサブミリ波銀河なども同時に密集している割合（covering fraction、Cf）を推定することができいることが明らかになりつつある（Harikane et al. 2019）。

るため、覆われていない割合（1-Cf）が電離光子の中性水

それでは、宇宙再電離開始時期である赤方偏移〜10 の超素ガスによって吸収を受けずに銀河外へ出られる割合（電高密度領域ではどのような天体形成や現象が起きている

離光子脱出率）に相当する。暗い遠方銀河からの吸収線だろうか ? 理論的には、初期宇宙の超高密度領域においの検出はこれまで非常に困難であったが、TMT の IRIS はて、現在の宇宙では見られないような激しい銀河形成を

静止系紫外線の見かけ等級で約 25 等級（AB）の銀河から促進する、図 3.2.4 に示されるような興味深い現象が起き

3 時間弱の観測時間で連続光を分光モードで検出する能力ていると考えられる。それらはまとめると、（1）フィラメンが有り、本研究を躍進させる。静止系紫外線での等級がトに沿った初代銀河群の形成、（2）初代銀河群による数百

25 等というのは、赤方偏移 6での典型的な銀河より約1等、そして赤方偏移 10 では約 2 等明るい銀河に相当する。こキロパーセク以上の巨大電離バブル形成、（3）初代銀河からの輻射フィードバックによる種族 III 星銀河や超大質量

れら明るい銀河に対しては個別に、より暗い平均的な銀河星の形成などがある。

に対しては 10- 40 個ほどの銀河の加算平均スペクトルを

まず、ULTIMATE による広視野サーベイにより初代

作成することで連続光と付随する吸収線の検出が可能で

銀 河群候 補を見つける。ライマンブレイク法によって、ある。多天体分光モードを搭載する IRMOS を活用するこ

mUV= 26 等以上の明るい初代銀河の大域的分布を調べ、とで更に効率良く本研究を進めることができる。宇宙再電

数百キロパーセク内の数密度が大きく超過している領域

離の残された謎を解明する上で TMT の初代銀河直接分光を見つける。その後、IRIS での撮像観測によって、暗い観測が決定的な役割を果たす。

銀河（mUV= 28 等程度）まで捉える事でフィラメント構造

3.2.1.4 巨大電離バブルに包まれた初代銀河群を捕まえる
近年の観測により赤方偏移 8 を超える銀河が数多く検出された（Hashimoto et al. 2018; Bouwens et al. 2019など）。
また、JWST により、赤方偏移 10 を超える銀河が複数個分光同定されることが期待できる（Zackrisson et al. 2011など）。従って、2020 年代は、すばる望遠鏡と TMT によっライマンアルファ輝線の有無を調べる。赤方偏移〜10 では通常ライマンアルファ輝線は銀河間ガスに遮蔽される。
しかし、半径 200 キロパーセク程度以上（physical scale）の巨大電離バブルが形成されている場合、銀河間ガス透過率は 10% 以上になり得るため（Yajima et al. 2018）、初代銀河群におけるライマンアルファ輝線の検出は巨大電離バブル の 存 在 を 示 唆 す る。 図 3.2.5 は、 電 離バブルて、初代銀河を見つける事からその形成メカニズムを明らと銀河間ガス透過率を考慮したライマンアルファ輝線銀かにする時代に突入していくだろう。そのためには、どの河個数密度の理論モデルである。フラックス検出感度がような領域を、どのようなアプローチで調べるか工夫が必

10 -18 erg s-1 cm- 2 の場 合、赤方 偏移 10 程度では n 〜10 -6
Mpc-3（Mpc：メガパーセク）の個数密度が期待できる。

要である。
近年の HSC による銀河サーベイによって、宇宙再電離

54を浮き彫りにする。また、TMT による分光観測によって、Subaru / TMT Science Book

また、初代銀河による強い電離フィードバック下では、重きな隔たりがある構造の相関は、両者が様々な物理過程を通じて密接に相互作用して成長したことを示唆し、ブラックホールと銀河の「共進化」として認識されるようになった。すなわち「銀河進化」と「ブラックホール進化」の両者を複合的な視点で捉えることが、天体進化を理解するうえで重要だと考えられ始めたのである。さて、共進化の一翼を担う超巨大ブラックホールを宇宙の古今にわたって探査する最も一般的な手法は、「クェーサー」と呼ばれる活動期のブラックホールからの明るい紫外放射を頼り
図 3. 2 . 5：各赤方偏移におけるライマンアルファ輝線銀河の数密度モデ
ル。銀河周辺の電離バブル、銀河間ガスのライマンアルファ透過率も考慮されている。色の違いは銀河から放射されるライマンアルファ輝線プロファイルのモデルの違いをあらわす。
Credit: Yajima et al. 20189にする方法である。2000 年代以降の大規模サーベイ観測の活躍により、宇宙初期のクェーサー探査は現時点で宇宙誕生後 7 億年（赤方偏移 7）の時代にまで到達している（Bañados et al. 2018 など）。驚くべきことに、発見された宇宙初期のクェーサーの多くは現在の宇宙に存在する元素を含まない種族 III 星からなる種族 III 星銀河が形成さ最大級のブラックホールと同程度の質量（1-100 億太陽質れると考えられている（Visbal et al. 2016）。

量）を既に獲得していることが知られている。ところが、

9

そして、強い紫外線フィードバックによって水素分子破ブラックホールへの質量降着現象に臨界降着 10 の制限があ

壊が続く場合は、10-100 万太陽質量の超大質量星が形成る限りは、宇宙年齢 10 億歳以下の若い時代で既に太陽質されうる（Regan et al. 2017）。この超大質量星は崩壊し量の 10 億倍に達する大質量ブラックホールを形成するこて巨大ブラックホールになるため、遠方クェーサーとも密とは非常に困難である。そのため、巨大ブラックホールの接な繋がりがある。超大質量星は 5000 K 程度の黒体放射「種」が初期宇宙でいつ・どこで・どのように生まれたか、をしており（Hosokawa et al. 2012）、全光度は〜3 × 1010

そこからどのような過程を辿って進化したかは、観測・理

太陽光度である。放射のピークの波長帯としてはスピッ論の両面から議論の対象となっている。また、諸々の観

ツァー宇宙望遠鏡（Spitzer）、JWST、次世代赤外線天文測的困難さから、それらのクェーサーを宿す母銀河の性衛星（SPICA）の帯域となる。

質（星質量など）についても詳しいことは分かっていない。

このような研究は、すばる望遠鏡の超広視野、TMT の以下に述べるように、TMT 時代には現状の観測限界を超高感度観測が融合して初めて達成可能である。超高密度

えて巨大ブラックホールの起源、そして共進化の成り立ち

領域をすばる望遠鏡で見つけ、TMT による徹底的な調査に迫る多くのブレイクスルーが期待できる。

によって、（a）大規模構造における銀河進化メカニズム、（b）宇宙再電離の始まり、（c）輻射フィードバックと天体

3.2.2.2 超巨大ブラックホールの起源を探る

形成の関係について統合的に解明する事ができる。また、宇宙初期のクェーサーは非常に稀な天体であるが故に、この分野における日本の数値シミュレーションは世界をその探査には広い領域を観測することが必要となる。このリードしており、理論と観測を融合させることで世界に類点において集光力に長けた 8m 級望遠鏡の中で圧倒的な広を見ないユニークな成果を生み出すだろう。

視野観測能力を誇るすばる望遠鏡の競争力は高い。事実、

3.2.2

超巨大ブラックホールと銀河の共進化

現時点でも HSC による深い広域サーベイ観測で見つけた
遠方天体候補に可視光分光観測をすることで、赤方偏移 4− 7 の遠方クェーサーが続々と発見されつつある（例えば、Matsuoka et al. 2016; Akiyama et al. 2018; 図 3.2.6）。近い将来には超広視野多天体分光器（PFS）で大量の天体の3.2.2.1 背景
21 世紀初頭の天文学の大きな成果として、多くの大質量銀河の中心に超巨大ブラックホール（太陽の 100 万倍

クェーサーの大規模サンプルの構築は飛躍的に進むだろう。

以上の質量）があり、そのブラックホール質量と母銀河のTMT 時代には、このユニークなサンプルを用いて初期宇宙

可視光分光観測が進み、すばる望遠鏡の観測に基づく遠方

バルジ質量（MBH-Mbulge 関係）や恒星系速度分散（MBH- σでの巨大ブラックホールやその母銀河の性質を詳細に調べ関係）とが比例関係にあると分かったことが挙げられる

ることが期待される。

（Kormendy & Ho 2013 など）。空間的には 7 桁程度の大

まず、TMT の IRIS を用いた近赤外線分光観測によって、

9 Figure 11, Modelling of Lyman-alpha emitting galaxies and ionized bubbles at the epoch of reionization
10 自己重力に対してガスと輻射による圧力勾配で静力学的平衡を保っているとしたとき、放射可能な光度の上限値（エディントン限界）に対応する降着率

第3章

すばる望遠鏡と TMT の連携で取り組むサイエンス55

測定には近赤外線分光観測が必要になる。現状の 8m 望
遠鏡の感度では最も暗い HSC クェーサーに対して十分な
絶対等級 M1450 [等]質のスペクトルが得られていないが、IRIS による大規模観測によって精度の高い測定が初めて可能になると期待される。
赤方偏移 7 を超える「最遠方」クェーサー探査の重要性も強調したい。この時代のクェーサーはライマンブレ
イクが近赤外線の領域まで赤方偏移するため、近赤外線で明るく可視光で非常に暗い性質を持つ。2020 年代には

Euclid や WFIRST といった宇宙望遠鏡、そして東京大学
赤方偏移

図 3. 2 .6：現在までに発見された赤方偏移 5. 8 以上のクェーサー赤方偏移―絶対等級分布。すばる望遠鏡で発見されたクェーサーを星で示した（赤：HSC、青：Suprime-Cam）。

の TAO 望遠鏡による近赤外線サーベイ観測が予定されており、宇宙最初の天体形成から生じた初代クェーサーの発見が期待される。すばるコミュニティとしては北天領
域におけるすばる望遠鏡の HSC 可視光撮像で、これらの

HSC で見つかったクェーサーのブラックホール質量と質

プロジェクトに貢献する。日本は遠方ブラックホールの分量降着率の分布に制限をつけたい。これまで発見された

野で観測理論共に豊富な研究者を擁するため、発見後の遠方クェーサーの多くは、その時代で最も明るい、つまTMT による詳細観測も含めて遠方ブラックホール探査のり質量が重く質量降着率の高い種族に限られている。一フロンティアに挑み続ける意義は大きい。

方 HSC クェーサーの光度範囲はこれと比べて約一桁暗く、近傍宇宙の観測と理論的考察から巨大ブラックホールのブラックホール質量が小さいことが期待される。ブラック

起源に迫る方法もある。現在観測されている恒星質量ブ

ホール成長のより初期の過程を知るためには、より質量のラックホールと銀河中心の巨大ブラックホールの間の 100-

小さいブラックホールを同定することが重要である。ここ

10 万太陽質量の範囲（中間質量ブラックホール）はまだほ

で、
TMTのIRISを用いて広い光度範囲にわたる巨大ブラッ

とんど観測データがないフロンティアである。有力視され

クホールサンプルに対し質量測定を行うことで、初期宇宙ている種ブラックホール（質量降着等を経て超巨大ブラッから現在に至るまでの巨大ブラックホールの質量分布の時クホールになる前段階のもの）の形成シナリオではそれぞ

代推移を追うことができる。また、臨界降着の理論的制

れ初期質量が異なるので、ブラックホールが存在しない質限を超えて急激に成長する若いブラックホールが同定され量範囲を特定することは形成シナリオを制限するために重れば、初期宇宙でのブラックホール形成問題に対して解要である。図 3.2.7 は、現在見つかっているブラックホー

決の糸口が見えるかもしれない。

ルの質量分布から種ブラックホールの質量に制限を付けた

HSC クェーサーに対するもう一つのキーサイエンスが、理論的研究の結果であり、種質量が全て 10 万太陽質量でブラックホールのごく近傍領域である広輝線電離領域（高あるモデルは棄却されている（Shirakata et al. 2016）。よ

電離ガスが激しく運動している領域）の金属量測定であり質量の小さな中間質量ブラックホールは、上記の質量る。クェーサーのスペクトルには電離した炭素や窒素、鉄

ギャップを埋めて種ブラックホールに繋がりうるミッシン

といった金属原子からの輝線が見られるが、これらの輝グリンクであり、TMT が達成する大集光力と高空間分解

線強度比は広輝線電離領域ガスの金属量、つまり銀河中

能によって大きく理解が進展すると期待される。中間質量心部での星形成史と結びついている。ここで興味深いこ

ブラックホールを直接観測できれば、種ブラックホールだとに、明るいクェーサーについては最遠方の赤方偏移 7 にけでなく母銀河との共進化関係の成り立ちにも新たな知至るまで広輝線電離領域金属量に時間進化が見られてい見をもたらすだろう。具体的には、その存在が予想されてない（De Rosa et al. 2014 など）。これは母銀河の化学進いる球状星団や矮小銀河中心を TMT の NIRES（および化が宇宙初期 10 億年未満に早急に完了したことを意味すAO）で高分散分光モニタリングし、ブラックホール重力圏

る。一方でブラックホールと母銀河の共進化が初期宇宙にある星の運動を調べることが必要になる。さらには、中に既に起こっているとすれば、低光度でブラックホール質

間質量ブラックホールの存在が疑われている超高光度 X 線

量の小さな HSC クェーサーの中にはブラックホール成長源と呼ばれる X 線天体についても対応天体の同定が TMTと母銀河の化学進化が共に途上、ないしは初期段階にあで可能になると期待される。超高光度 X 線源は連星系ブる種族が含まれていると期待される。上記の初期宇宙でラックホール周囲の降着円盤 11 からの X 線放射だとされてのブラックホール質量測定とその広輝線電離領域金属量

いるが、未だ正体は不明である。TMT の IRIS と AO によ

11 ブラックホールに周囲からガスが落ち込む場合、角運動量をもっているガスはまっすぐに落ちず、ブラックホール周囲に形成された円盤上を回転しながら落ちていく。これを降着円盤という。

56

Subaru / TMT Science Book

ブラックホール質量（太陽質量単位）

情に棹させば流される。
智に働けば角が立つ。
ど
赤線: シミュレーション結果
こへ越しても住みにくいと悟った時、詩が生れて、画が出来る。
とかくに人の世は住みにくい。意地を通せば窮屈だ。
とかくに人の世は住みにくい。
どこへ越しても住みにくいと悟った時、詩が生れて、画が出来る。意地を通せば窮屈だ。山路を登りながら、こう考えた。智に働けば角が立つ。
どこへ越しても住みにくいと悟った時、詩が生れて、画が出来る。智に働けば角が立つ。
とかくに人の世は住みにくい。山路を登りながら、こう考えた。
とかくに人の世は住みにくい。住みにくさが高じると、安い所へ引き越したくなる。住みにくさが高じると、安い所へ引き越したくなる。
情に棹させば流される。
意地を通せば窮屈だ。住みにくさが高じると、安い所へ引き越したくなる。
意地を通せば窮屈だ。
種質量:
105 太陽の場合

バルジ質量（太陽質量単位）

データ点:
近傍銀河で観測された
バルジ-ブラックホール質量

種質量: 103 太陽の場合

バルジ質量（太陽質量単位）

図 3. 2 . 7：準解析的モデルシミュレーション（ν 2 GC）による赤方偏移 0でのバルジーブラックホール質量関係（Shirakata et al. 2016、図1を改変）。モデル予測を赤線と灰色部、観測値を点で示した。種ブラックホール質量を全て10 万太陽質量（左）、1000 太陽質量（右）とする
かで低質量側のモデル予測が大きく異なり、10 万太陽質量の場合に観測値と合わないことがわかる。
Credit: Shirakata et al. 201612（一部改変）

る面分光観測により、超高光度 X 線源の周りにみられる
シェル状あるいはバブル状の輝線領域のガスの運動の様子を捉えられれば、ブラックホールの質量が求められる。
伴星のスペクトル型や降着円盤の物理状態等も合わせて、この天体の正体の理解が大幅に進むだろう。123.2.2.3 ブラックホールと銀河の共進化関係の起源解明に向けて
共進化関係を作り出す物理機構としては、銀河同士の合体に伴う爆発的星形成と活動銀河核の発現、それに続
く中心核からのフィードバックによる星形成の抑制という過程が有力視されている（Hopkins et al. 2008 など）。そこでは必定、ブラックホール周辺から母銀河に至る様々な
空間スケールでの物理過程がモデル化されており、TMT

図 3. 2 . 8：ALMA 観測で導出された母銀河の力学質量とブラックホール
質量の比較図（Izumi et al. 2019を改変）。灰色の帯部分が近傍宇宙での共進化関係（ただし横軸は星質量となる）を表す。より低光度のクェー
サーは近傍関係に沿う、または近傍関係よりもブラックホール質量が小さいという傾向にある。

のような高解像度と高感度が両立する装置を用いた観測かつその過程が極めて急激なものであることを要請してお的検証が望まれる。

り、銀河合体に伴う急激な天体形成を支持するように思え

たとえば一つの観測的アプローチとして、「宇宙の古今る。ただし、この手の研究には依然として（i）星質量の直にわたる共進化関係の変遷」を調べて物理モデルの時間進接測定がされていないために近傍宇宙でのブラックホール

化予測と比較することが挙げられる。その際に重要な観

質量と星質量の関係との直接比較ができていない、（ii）現測量となるのは、過去の質量獲得史の積分量としての「ブ状の 8m 級望遠鏡の感度限界により 1 億太陽質量以下のブ

ラックホール質量」
・「星質量」と、その現在進行形の微分

ラックホールの観測例が乏しく、ごく一部のパラメータ空量としての「ブラックホール質量降着率」と「星形成率」だ

間での限定的な議論しかできていない、といった問題点がろう。現在のところ、赤方偏移が 6-7 を超えるような、遠ある。これに対して TMT の IRIS には、（1）望遠鏡の大集

方クェーサー母銀河に対しては、ALMA に代表される長光力を活かしてより小さいブラックホール質量の測定が可

波長帯の干渉計観測に基づく「力学質量」の測定が行なわ

能、（2）補償光学を駆使して 0.01 - 0.02 秒角（赤方偏移 3れている（Izumi et al. 2019 など）。HSC で続々と見つか

以遠で〜100 パーセクに相当）という超高空間分解能を達りつつある低光度クェーサーは、「大きなブラックホール質

成することで、クェーサー母銀河の放射を低光度天体でも量の天体 = 明るいクェーサーほど観測されやすい」というはっきりと検出できる、という大きな利点がある。たとえ従来の観測の傾向を排除して、当時の天体形成の一般的

ば現在計画されている IRIS の波長範囲の 0.84- 2.4 μm でな描像をより適切に反映する天体サンプルを提供する。近は、赤方偏移 2- 4 程度の銀河の 4000Åブレークが捉えら

年の ALMA 観測からは、こうした HSC クェーサーは、赤れ、星質量のより正確な測定、引いては近傍宇宙で測定

方偏移〜6 の時点で近傍宇宙と同じ共進化関係に従う、なされた共進化関係との直接比較が初めて可能となる。

いしは近傍関係に対してより小さい質量のブラックホール

2020 年代後半でも第一線の活躍が確実な ALMA を用を持つ傾向にあることが示唆された（図 3.2.8）。これは共いた遠赤外線連続光や一部の微細構造輝線の観測からは、進化が、母銀河の成長に引き続いて中心ブラックホール

母銀河の塵に埋もれた星形成率の測定が可能である。こが成長する、という質量獲得過程を経て達成され、なおれとは相補的に、ALMA と同程度の空間分解能を持つ

12 Figure 1, Theoretical re-evaluations of the black hole mass-bulge mass relation - I. Eﬀect of seed black hole mass

第3章

すばる望遠鏡と TMT の連携で取り組むサイエンス

57

TMT で電離輝線の観測を行なうことで、塵に埋もれてい光力を活かした PFS による多天体分光が役立つ。得られない領域の星形成率が銀河を解像した上で測定可能となた結果を同等の空間分解能を持つ ALMA を用いた低温分る。これらを合わせた合計星形成率と、こちらもすばる望

子・原子ガスアウトフロー観測と比較することで、中心核

遠鏡と TMT の可視光・近赤外線観測から測定したブラッ近傍から母銀河まで一貫して、全ての相の星間物質（星形クホール降着率とを、広い光度範囲の天体について調べ

成活動の母体）に対する AGN フィードバックの様子を完ることで、銀河進化のどの段階でブラックホール成長は活全に明らかにすることができる。

発化するのかを明らかにでき、理論モデルへの強い制限となる。たとえば、ブラックホールの成長の「勢い」の尺度であるエディントン比（クェーサー光度とブラックホー
ル質量で定義される）が、星質量や星間物質の量で特徴付けられた母銀河の成長段階とどう関係付けられるかは銀河形成とバリオン物質の循環
3.2.3.1 背景

興味深い調査対象である。一方、個々の天体の詳細な撮

現代宇宙論において、宇宙の階層的構造形成は物質の像分光観測とは別に、すばる望遠鏡を用いた広視野かつ主成分であるダークマターによって支配されている。一方

高感度な可視光・近赤外線撮像観測も共進化の研究に役で、銀河の形態や性質の決定には物質の残り 17% を占め

立ち、特に初期宇宙クェーサーの周辺環境の徹底的な特るバリオン物質（電磁波によって知覚できる通常の物質）

徴付けが重要である。銀河合体が共進化を促す重要な機が主要な役割を担っており、この物理過程を明らかにする構であるなら、クェーサーは銀河の密度超過領域に鎮座ことは天の川銀河を含む銀河の形成史および銀河の多様すると期待できる。HSC や ULTIMATE による広域撮像性を理解する上で極めて重要である。本節では銀河の形

観測、ならびに PFS による高効率な赤方偏移決定が鍵と成を根底から支えるバリオン物質を取り巻く物理現象につなる。

いて俯瞰し、「すばる望遠鏡と TMT」で期待されるビッグ

クェーサーを含む活動銀河核から吹き出す星間物質の

58

3.2.3

サイエンスを概説する。

ガス流出（アウトフロー）は、中心核と母銀河を空間的に銀河の形成と進化において、ガス降着・星形成・フィー

接続しうる物理過程なので、共進化関係の実現においてドバックの 3 つの物理現象を根幹とするバリオン物質の循重要だと考えられている。ここで、すばる望遠鏡と TMT環が重要な役割を果たす（図 1.2）。星の材料となるガスの組み合わせはこのアウトフローの研究にも威力を発揮

は銀河間空間から供給され、銀河の内部では冷えて凝縮する。主に低光度のセイファート銀河とよばれる種族をしたガスから大小様々な星が生まれる。中でも太陽質量対象とするこれまでの近傍宇宙の活動銀河核の観測からの 8 倍以上の大質量星は超新星爆発を引き起こし、膨大なは、その X 線から赤外線に至る幅広い波長範囲の電離エネルギーを放出し、周囲のガスを加熱する。超新星爆ガス輝線でアウトフローに特徴的な輝線ないしは吸収線発の影響は規模によっては銀河周辺部に達し、ガス降着の形状が確認されている（King & Pounds 2015 など）。

を阻害し、銀河スケールでのアウトフローを生じさせる。

TMT の IRIS を用いれば、同様の観測が比較的遠方（たとえば［OIII］5007 輝線の場合だと赤方偏移 3.7 程度まで）

このような星形成活動に伴う現象、特に次に起こる星形のクェーサーまで、空間的に分解した観測が可能である。

の循環はこのようにして銀河の内外に渡ってその形成と進クェーサーは宇宙で最も明るい活動銀河核種族であり、化を支配し、今日の銀河宇宙の多様性を生み出している。

しかるに活動銀河核による銀河の進化への影響（いわゆる銀河形成とバリオン循環との関係を紐解くには、今日成を抑制する効果をフィードバックと呼ぶ。バリオン物質

AGN フィードバック）が最も強力に作用する現場だと期見られる銀河の多様性が確立する以前の宇宙を調べる必待できるので、そのアウトフローの性質を空間情報を交え要がある。赤方偏移 1 から 3 は銀河形成が最も活発であって研究する意義は大きい。アウトフローガスがどこで発生た「宇宙の激動期」として知られており、現在の銀河宇宙したのか、その加速機構は何なのか、といった重要問題の成り立ちを知る上で最も注目すべき時代である。宇宙激に中心核近傍を解像しながら挑むことが望まれる。特に動期の銀河の星形成率は現在の銀河のおよそ 10〜100 倍

赤方偏移〜2.4 程度までは［SII］輝線が観測可能なので、もあり、頻発する超新星爆発によってフィードバック効果

二重線の強度比から電離ガスアウトフローのガス密度、ひも大きくなる。これに打ち勝って高い星形成率を維持す

いてはどれくらいの質量のガスが噴出しているかを導出でるためには、外部から大量のガスを供給する必要があり、きる利点がある（Kawaguchi et al. 2018）。もちろん、よガスの流出入は現在よりも遥かに激しかったと考えられ

り低赤方偏移の天体については、WFOS の面分光機能でる。この時代はまさに、バリオンが宇宙の中をダイナミッ

同じ測定が可能である。このような詳細な面分光用の母クに循環していたのである。

サンプルは、たとえば［SII］二重線の高品質測定がなさ

様々な物理現象が複雑に絡み合うバリオン循環を包括れているべきである。そのようなサンプル構築には、大集的に理解するためには、100 パーセク程の星形成領域から、

Subaru / TMT Science Book

その 100 万倍大きな大規模構造という広範なダイナミック
レンジに渡って展開される様々な現象を、高い分解能かつ深い観測によって捉える必要がある。各空間スケール
での主な課題は次のようにまとめられる。
● 10 〜10 パーセク：宇宙のバリオン分布、大規模構造
68が銀河進化に与える影響 13● 10 〜10 パーセク：銀河と銀河間空間を往来するバリ
46

オン流動のダイナミクス● 10 〜10 パーセク：宇宙の激動期における星形成の制
2

4

御機構
すばる望遠鏡主焦点装置群の比類なき探査能力と TMTの高い集光力を最大限に活用することで初めて可能になるサイエンスケースを、この 3 つのスケールに分けて説明する。

図 3. 2 . 9：IGMトモグラフィーの概念図。遠方にある背景銀河から放射された光が手前にあるIGMを通過し、我々の元に届く様子を表している。宇宙論的シミュレーションによって得られた中性水素の密度分布がグレースケールで示されている（Shimizu & Nagamine in preparation）。
シミュレーションボックスの1 辺の長さは共動距離 13 で140メガパーセ
クで、天球面上の面積はPFSの3 視野分に相当する。

3.2.3.2 宇宙のバリオン地図（106 ～ 108 パーセク）

すばる望遠鏡の主焦点装置群は TMT 時代にあっても比宇宙にはダークマターによって形作られるクモの巣状の類なき探査能力を提供する。PFS は 1.3 平方度という巨大大規模構造が広がり、その中ではシートやフィラメント構な視野の中で約 2000 天体の銀河の同時観測が可能で、夜造、フィラメントの結合点であるノット、広範囲に渡って空の広い範囲に渡って多数の背景銀河を観測する必要が物質がほとんど存在しないボイド（空洞）といった特徴的ある IGM トモグラフィーに最も適した装置である。赤方な構造が成り立っている。宇宙のバリオンのおよそ半分

偏移 2 − 2.5 の IGM トモグラフィーを行う場合は、赤方は銀河に束縛されることなく、希薄なガスとして大規模構

偏移 2.5 − 3.5 の星形成銀河が背景天体となる。フィラメ

造に沿って分布していると考えられている（図 1.2）。この

ントやボイドなどの基本的な構造を見分けるためには、平ように銀河と銀河の間の空間に存在するガスを銀河間物

均 3 − 4 メガパーセクの分解能が必要であり、銀河の数密質（Intergalactic medium; IGM）と呼ぶ。銀河間物質はガ度を考慮すると背景光源として 24.7 等級（g バンド）の銀スの貯蔵庫として銀河の進化に強く影響を及ぼしており、河まで観測すればよい（Lee et al. 2014）。PFS ならば最大ダークマターが主役となる宇宙論的構造形成論と銀河進化

10 時間程度の積分時間で吸収線の解析に必要な S/N 比がを扱う天体物理学の両者に深く関与する銀河間物質の存達成される。

在量や分布を調査し宇宙論との整合性を検証すること、そさらに小スケールの構造、ノットやフィラメントの大きして大局的バリオン分布が銀河進化に与える影響を理解さを高精度に決定するためには、背景光源の面密度を上することは現代天文学における最重要課題の一つである。

げる必要があり、より密度の高い、暗い背景銀河まで観測

銀河間物質は非常に希薄で自らはほとんど光を出さなしなければならない。また低密度ガスを捉えるためには、いため直接観測が極めて難しい。しかし背景にある天体より微弱な吸収線を測定する必要がある。これらを実現の分光スペクトルに刻み込まれる吸収線を調べることで、するために、高い集光力を持つ TMT に搭載される多天体手前にあるガスの視線方向距離や密度などの物理状態を分光器 WFOS を用いる。WFOS は次世代超大型望遠鏡装知ることができる。銀河間物質の大部分は電離された水置の中でも突出した感度を持ち、PFS と同等の積分時間で素であるが、電離されずに残っている中性水素も含まれおよそ 2 等級深い観測が可能となる。より暗い背景銀河まており、その割合は概ね一定であると考えられている。そで観測が可能になることで、約 1 メガパーセクスケールののため、中性水素によって生じるライマンアルファ吸収線

空間分解能を達成できる。あるいは PFS の限界等級付近

は背景天体の手前にある銀河間ガスの分布を調べるのにの背景銀河に対しては柱密度が約半分のガス雲まで捉え最適な吸収線である。さらに多数の背景光源を観測してることができる。広視野の PFS で広範なバリオン地図を描

視線を密に得ることで、手前の銀河間ガスの 3 次元構造をき、高集光力の TMT の WFOS で特徴のある領域を掘り復元することも可能になる。このような観測は IGM トモ

下げる。両者がタッグを組むことによって銀河間空間に拡グラフィーと呼ばれ、高赤方偏移宇宙の大規模構造をほ散する水素ガスの総量と分布をよりよく制限することがで

ぼ無バイアスに探査できる唯一の手法として期待されてき、これまでにない高精度のバリオン地図を作成できる。

いる（図 3.2.9）。
13 宇宙膨張とともにともに動く座標（共動座標）で測られる距離のこと。

第3章

すばる望遠鏡と TMT の連携で取り組むサイエンス59

イオンの分布を、吸収線を用いて測定することで、吹き飛ばされた物質の行き先を追跡し、物質が銀河の内外へとどのように分配され循環しているのかを明らかにできる（Oppenheimer et al. 2018）。
吸収線系を用いて銀河周辺物質を調べるためには、手前にある調べたい銀河（前景銀河）とそれに隣接する背景光源のペアを観測する。前景銀河の観測には、

ULTIMATE を用いる。背景光源には IGM トモグラフィーと同様に銀河を利用する。背景光源として銀河を用いる
場合、これまでの観測では微弱な金属吸収線を解析するために、多数の背景銀河スペクトルを平均化する必要が
図 3. 2 .10：銀河周辺物質の概念図。銀河面に流れ込む降着ガスやアウ
トフローガス、そのうち銀河に再降着する成分、銀河の周りに薄く広がる拡散ガスが描かれている。
Credit: Tumlinson et al. 201714

3.2.3.3 銀河を取り巻くガスのダイナミクス（104 ～ 106 パーセク）
銀河間物質のうち、銀河から 1 メガパーセク程度までの銀河周辺環境に存在するガスを特に銀河周辺物質と呼ぶ。
図 3.2.10 は銀河周辺物質のイメージ図である。銀河周辺あった（Steidel et al. 2010）。しかし、TMT の WFOS で得られる高品質の背景銀河スペクトルを用いれば、個々の吸収体（ガス雲）の密度や運動状態と銀河の性質を調べることが可能になる。TMTとすばる望遠鏡によって、様々な距離や位置関係にある前景銀河と背景銀河のペアを多数観測することで、ガス降着やアウトフローのメカニズムを解明し、銀河周辺物質の描像を確立する。

3.2.3.4 銀河内部の物理現象（102 ～ 104 パーセク）

物質は銀河と銀河間物質の橋渡しを担っており、銀河間銀河のバリオン循環は絶妙なバランスで成り立ってい空間から銀河へ流れ込む降着ガス、銀河から吹き飛ばさる。例えば我々の住む天の川銀河では、バリオンの 20% 程れるアウトフローガス、ハローの重力ポテンシャルにより度が星として観測されており、残りの多くは分子ガスや電加熱された拡散ガスで構成されており、各成分はそれぞ

離ガスといった様々な相状態のガスとして存在する。バリ

れ異なる物理状態、ダイナミクスを示すと考えられる。しオンに対する星の割合はダークマターを含むハロー質量にかし、このような描像はこれまでのわずかな観測的研究

よってある程度決まっており、一般に軽い銀河になればなやシミュレーションによって示唆される不確定なものであるほど低くなることが分かっている。これは軽い銀河であり、TMT 時代における観測的検証が求められる。

るほど星を作る効率が低い、つまりフィードバックの影響

14

星形成極大期の銀河が示す高い星形成率は、外部からが大きいことを意味する。同じ質量の銀河であっても星のの大量のガス流入なしには説明できない。銀河周辺物質

割合にはばらつきがあり、このバリオン循環のバランスのを介して銀河間物質が銀河へ流れ込むことで、星形成活違いが今日の多種多様な銀河の形態や色を生み出している

動が維持されていると考えられている。しかし、ガスの流ことが理論的に示唆されている（Schaye et al. 2015）。

入がどのように起こるのかはっきりしたことはわかってい宇宙激動期では銀河の星形成活動が平均的に現在よりない。特に大質量ハローでは、降着ガスは衝撃波加熱のも 10 倍以上高く、天の川銀河も例外ではない。したがっ

影響を受けるため効率的なガス供給を行えないという問て銀河の形成を阻むフィードバックの規模も一層大きい題がある。一方、高分解能の銀河シミュレーションでは、ことが期待され、実際に星間ガスは現在よりも高温で、ガスがフィラメント状に集まって落ちていくことで加熱す乱流運動が非常に高まっていることが報告されている

ることなく銀河円盤まで降着するコールドストリームと呼（Förster Schreiber et al. 2009）。ゆえに激動期の星間ガスばれる現象が再現されており、観測による検証が急務とは極めて不安定な状態にありながら、それらをうまく制御なっている（Dekel et al. 2009; Stewart et al. 2017）。

することで高い星形成を保っている。この自己制御機構を一方、銀河の星形成活動を抑制するフィードバックの明らかにするためには銀河全体の物理性質にとどまらず、メカニズムは、アウトフローガスの観測を通して理解が進

内部の星形成領域やフィードバックの現場を直接分解しむと期待されている。銀河から飛ばされたアウトフローガて捉えなければならない。

スは、再び銀河に降着するもの（リサイクリングガス）も

ULTIMATE は世界有数の近赤外線探査能力を有してあれば、銀河間空間へ飛ばされるものもある。例えば、アおり、宇宙激動期にある銀河の星間ガスの金属量や物理

ウトフローガスに付随すると考えられる Si などの金属状態を網羅的に調べ上げ、それらの規則性や普遍性を一

3+

14 Reproduced with permission from the Annual Review of Astronomy and Astrophysics, Volume 55 © 2017 by Annual Reviews,
http://www.annualreviews.org

60

Subaru / TMT Science Book

同に暴くことができる。次にこの中から代表的な銀河を抽

既に星質量が 1011 太陽質量以上と近傍の早期型 15 銀河の星

出し、TMT の IRIS で追観測を行う。TMT の補償光学を質量に匹敵する。これらの銀河が激進化期になぜ、そし駆使すれば現行装置の 10 倍高い分解能を発揮するため、100 億光年以上離れた銀河であっても 100 パーセク規模でてどのようにして星形成活動を止めたかは未だに謎に包ま分解して観測することができる。これまでほぼ一つの点源

は、広い視野でのサーベイ観測を得意とするすばる望遠

としてしか見えなかった銀河の内部構造が詳細に捉えら鏡と、高い空間分解能・感度に達する TMT による連携しれ、内部で起こる諸処の物理現象を紐解くことが初めてた撮像・分光観測が鍵となってくる。

可能となる。まず、水素の再結合線から各星形成領域のれている。これらの大質量銀河の形成過程を理解するにできるため、フィードバックと遠方銀河の激しい乱流運動

3.2.4.2 銀河構造から探る星形成活動の終焉
銀河の激進化期と言われるおよそ赤方偏移 1-3（宇宙年
齢が 20-60 億年ほど）の宇宙では既に星形成活動を終えたとの関係性が調べられる。さらに輝線の輪郭からバリオン

大質量銀河が存在することが近年の観測により知られてきの流出量も推定できる（Newman et al. 2012）。こうしてた。この時代に見つかっている星形成を終えた大質量銀IRIS によって銀河内部の物理現象が続々と解明され、銀河は、既に星質量が 1011 太陽質量以上と近傍の早期型銀河内部の物理現象がもたらす銀河の形態や性質の変遷に河に匹敵し、近傍早期型銀河から推測されている大質量

ついて新しい知見が得られるであろう。

銀河の形成史と矛盾しない。しかしながら、それらの銀河

星形成率が分かる。また酸素や硫黄の 1 階電離輝線から各星形成領域から生じる電子密度に制限を与えることがさらに IRISの面分光装置に偏光観測の機能が加われば、種族は近傍の大質量早期型銀河に比べると、半径が平均星形成によって作られたダストの力学的運動も求めること

でおよそ 1/ 5 と小さいことが知られている（Trujillo et al.

が可能となる（Yoshida et al. 2019）。金属量に富むダスト

2007; Kubo et al. 2018）。これらの銀河がどのようにしての流出過程が明らかになることで宇宙に離散した金属に星形成活動を止め、そしてそれはコンパクトな形態とどの対して新しい制限を与えることができる。

ような関連があるのかなど多くの関心を集めてきた。
その物理的な理解を深める上で、特に銀河のバルジ形

本節では 3 つの異なる空間スケールで銀河の内外で起成と星形成活動の相関が注目されてきた。銀河のバルジ

こるバリオン循環に関わる物理現象を紹介し、研究提案を形成には多様な物理過程が伴うが、その多くは星形成活行った。局所的スケールから大局的スケールに渡るバリオ動の低下に加担していると考えられている。例えば活動ンが担う物理現象は互いに密接に関連し、宇宙全体の物質

銀河核や激しい星形成によるガスの加熱・消費によるも循環システムを構築している。それぞれ世界最高峰の視力のである。一方で、バルジが形成されると銀河は中心密と視野を誇る TMT とすばる望遠鏡が互いの持ち味を活か度を増やし、その見た目の大きさは小さくなる。これはし協力して観測を行うことで、宇宙全体のバリオン循環の星形成を止めた銀河が同程度の質量を持つ星形成活動銀

統合的研究が初めて実現する。

河よりも平均的に小さいサイズである観測とも矛盾せず

3.2.4

銀河の形態の起源と活動性の終焉
3.2.4.1 序章：銀河活動終焉史のはじまり（Morishita et al. 2014; van der Wel et al. 2014）、理論的研究からも再現が可能である（Martig et al. 2009; Dekel
et al. 2014）。しかしながら、この解釈は比較されている二つの銀河集団種族（サイズの 大きい星形成銀河 と 星形成を終えた銀河 ）が同じ形成史を辿るという仮定に基近年の地上大型望遠鏡やハッブル宇宙望遠鏡による可視づいている。つまりこのシナリオでは観測された銀河性質

光・近赤外線観測により、幅広い時代における銀河進化のの相関を説明する事はできるが、あくまで解釈の一つであ様子を垣間見ることが可能となってきた。特に「銀河の激るということにとどまっている（Lilly & Carollo 2016）。

進化期」と言われるおよそ赤方偏移 1-3 の宇宙では、銀河

このような理由から、異なる種族の銀河集団を比較すの星形成率が近傍星形成銀河と比べ 10 倍から 100 倍ほどる間接的な手法だけでなく、個々の銀河の形成史を直接高く（Speagle et al. 2014）、我々の銀河系や近傍で見られ的に調査することが必要となってくる。

ている多くの大質量銀河が形成されている真っ只中である。

個々の銀河の形成史はそれを構成する星種族 16 から調べ

一方で、この激進化期において、既に星形成活動を終ることができる。観測される銀河の性質は、星形成やそれえた大質量銀河が存在することも知られてきた（Cimattiに伴う重元素汚染17、フィードバック過程、周囲の環境から

et al. 2004 など）。これらの星形成を終えた大質量銀河は、の質量降着などの複雑な相互作用によって決定される。そ15 楕円銀河とレンズ状銀河を合わせて早期型銀河とよぶ。
16 星形成を止め、OB 型星の寿命が尽きたあとの星種族の情報は静止系可視光のスペクトルに刻み込まれており、分光観測をおこなわなければ、パラメータの縮退を解いて正しい情報を引き出すことができない。

17 原始組成のガスが星形成由来の重元素合成によって金属量を増加させた状態。

第3章

すばる望遠鏡と TMT の連携で取り組むサイエンス61

図 3. 2 .11：130 億年にわたる大質量楕円銀河の形成過程として提案されているシナリオ。初期に銀河同士の衝突合体を繰り返し、大規模な爆発的星形成（バースト）で急激にその恒星質量を増加させ、一方では衝突合体に伴う銀河中心部へのガスの流入によってクェーサー活動が誘起され、莫大なエネルギーが放出されることで星形成材料となるガスが吹き飛ばされてコン
パクトな形態をもった星形成の終焉を迎えた銀河が残される。
このようなシナリオが実際に正しいのかどうかを実証的に検証するため、本節で述べるような運動学的性質や星種族について詳しく調べる必要がある。
Credit: NASA, ESA, S. Toft（Niels Bohr Institute）, and A. Feild（STScI）

図 3. 2 .12：近傍銀河NGC 4459の面分光観測から得られる星成分の回転速度・金属量・年齢の空間分布
Credit: Kuntschner et al. 201018（一部改変）の結果が恒星の物理・化学状態に刻み込まれているため、された高赤方偏移の大質量銀河に対して行うことによっ星種族を詳細にしらべることが、個々の物理過程の影響のて銀河内部の空間分解された星形成史を得ることができ、程度を明らかにするために欠かすことができない。

より具体的な物理過程の解明につながる（図 3.2.12）。18

これまでに行われてきた赤方偏移 2- 4 程度の大質量銀

これらの目的を達成するにあたりすばる望遠鏡と TMT河の分光観測からは、その形成時期はおよそ赤方偏移の連携は最適である。具体的には、まずこれまでの HSC

4-6 であるということが示唆されている（Schreiber et al.
2018; Tanaka et al. 2019）。これらの大質量銀河はおよそ
1-10 億年ほどの短い間に現在の銀河系で観測されるよりで見つかった大量の遠方銀河候補天体を ULTIMATE でも多くの数の星を作り上げたとされているが、その時間以分光同定し、宇宙で一番最初に形成された大質量銀河のサンプル構築をする。

下のスケールで起きたとされる終焉過程は未だによく分

TMT の IRIS の面分光器や AGE による多天体面分光器
は現状よりも 1 桁高い 0.1 キロパーセク以下の空間分解能

かっていない。観測している銀河はその形成時期から既を持つ。これによりすばる望遠鏡で同定された遠方銀河に時間が経ち過ぎているためである。また、高赤方偏移の局所的な構造形成・星形成活動の空間スケールにまでにおいて星形成を終えた銀河種族は稀なため、未だに観達することができ、その性質に制限をつけることができる

測例は少なく、この時代のすべての銀河が同じ形成・終だろう。宇宙初期の大質量銀河は、どのような姿で星を焉史を辿ってきたかについては分かっていない（図3.2.11）。

作り、その形成活動を止めてきたのか。そして、そこには

その形成史に具体的な制限をつけるためには、より高赤方

どのような物理過程が作用してきたのだろうか。すばる望偏移の大質量銀河種族をできるだけ多く見つけ出し、そ遠鏡と TMT の連携によってこれらの疑問が解き明かされの終焉活動の直後、あるいは真っ只中の様子を捉える必

るだろう。

要がある。
さらに、銀河内部の構造ごとの星種族情報もその構造

3.2.4.3 銀河はどのようにして回転を止めたのか ?

進化の理解には不可欠である。例えば、近傍宇宙の大質銀河内にある星やガスの大局的な運動は、その形態や量銀河では中心部の星種族は外側の円盤に属している星

星形成活動と同様に、銀河を特徴づける重要な物理量の種族に比べて古いことが分かっており、具体的な銀河構

1 つである。回転速度（回転運動）と速度分散（乱れた運造の形成史が垣間見れる。同様の面分光観測を見つけ出動）を測定することで、銀河の運動を定量的に評価するこ

18 Figure 9, The SAURON project - XVII. Stellar population analysis of the absorption line strength maps of 48 early-type galaxies

62

Subaru / TMT Science Book

とができる。現在の宇宙において、星形成活動が活発な運動を効率的に止めることができることも示唆された。銀晩期型 の銀河は回転運動が卓越しているのに対して、星河のガスの割合は時間と共に減っており、より現在に近い

19

形成活動を終えた早期型銀河は乱れた運動が卓越してい時代ほど、ガスが枯渇した銀河との衝突合体は頻繁に起ることが広く知られている。現在は星形成活動を終え、乱こると期待される。また星形成を終えてからの時間が長けれた運動が卓越した早期型銀河も、100 億年以上前の宇宙

れば長いほど、衝突合体する確率も高くなる。このシミュでは活発に星々を作っており、回転運動が卓越していたとレーションによって予測される作業仮説を空間分解した星考えられる。
『現在では乱れた運動が卓越している早期型の運動の観測により検証することができるだろう。

銀河はいつ、どのようにして回転運動を止めたのか ?』という疑問は、すばる望遠鏡と TMT の連携観測によって取り組むべき重要な課題である。

3.2.4.4 星種族で探る銀河形成史
現在の宇宙において、恒星の多くは、星形成活動がほ星形成活動が活発な銀河の運動の研究は、8-10 m の光

とんど見られず静的な進化をしている楕円銀河に属して赤外線望遠鏡を用いた電離ガス（主に H α輝線）の観測にいることが知られている（Renzini 2006）。また、静的に

よって飛躍的に進み、赤方偏移 1-3（80-110 億年前）にあ進化する大質量銀河は、少なくとも一部は 100 億年前にる星形成銀河の大部分は回転運動が卓越しているというは形成が完了していたことが知られており（Cimatti et al.

観測事実は、銀河進化研究におけるマイルストーンとなっ2004 など）、この銀河種族がいつ形成され、どのように進た（Förster Schreiber et al. 2009 など）。その一方で、星化してきたのかという形成史を明らかにすることが宇宙に形成活動を終えた銀河の運動は星の吸収線を検出しなけ

おける星形成の全体像を理解するためには欠かせない。

ればならず、星形成銀河に比べて観測は遥かに難しくな近傍宇宙における研究から、既に星形成を止めた大質る。また星形成を終えた銀河の星成分の空間サイズは非量の銀河については、その恒星の多くは赤方偏移がおよ

常に小さく、空間分解して吸収線を検出するためには高そ 2.5 以前の時代に形成されたことが示唆されている。まい空間分解能も必要となる。そのため現在のところ、星のた、水素とヘリウム以外の金属元素の量も太陽の値に比運動の測定に成功した赤方偏移 > 2 にある銀河は、重力レ

べて 2-3 倍と高いこと、さらに主として II 型超新星で合成

ンズによって増光された 3 天体に限られている（Toft et al.

されるアルファ元素 20 と Ia 型超新星で合成される鉄の組成2017 など）。

比が、太陽の値に比べて 2- 4 倍になっていることから、銀星種族の年齢（星形成を終えてからの時間）と銀河の運河の星形成が、Ia 型超新星による重元素汚染が進む前に、動についてその進化を調べるためには、星形成を終えた

短いタイムスケールで爆発的に進行したと考えられている銀河の統計的なサンプルを構築するすばる望遠鏡と星の（Thomas et al. 2010 など）。

運動の測定に必要な高い感度と高い空間分解能を実現す

これら静的進化する銀河の物理的、化学的、構造上のる TMT の連携観測が重要となる。赤方偏移 1- 2 の時代

性質は互いに強い相関を持っていることが知られている。

の宇宙では、星形成を終えた銀河（J バンドで 22 等より明

たとえば、上で述べた銀河の星種族の年齢、金属量、ア

るいもの）は 1 平方度辺り 1200 個程度存在しており、星ルファ元素と鉄の組成比はすべて銀河の恒星質量や速度

形成銀河などの他の銀河種族に比べると個数密度は小さ

分散と相関している（Thomas et al. 2010）。また、銀河のい。このような銀河種族の観測においてはすばる望遠鏡

大きさ、速度分散、表面輝度の 3 次元空間内に近傍楕円銀の PFSがより効率的な探査を可能にする。PFSを用いると、河は平面を形成するように分布することが知られており、

15 時間程度の積分で赤方偏移 1- 2 にある 1500 個程度の基準平面とよばれている（Djorgovski & Davis 1987など）。

星形成を終えた銀河の連続光を検出することができ、正これらの相関関係がいつ、どのようにして形成されてき

確な赤方偏移や星種族の年齢の測定が可能となる。これたのかを、より遠方宇宙にさかのぼって調べることで、爆に加えて TMT の IRIS もしくは近赤外多天体面分光装置

発的な星形成（バースト）からその終焉に至る過程を克明に（IRMOS）を用いて、高空間分解能の面分光観測を行い、描き出し、銀河形成理論に強い制限を与えることができる。

回転速度や速度分散の測定を行い、星形成を終えた銀河

赤方偏移が 1 を越えるような天体の静止系可視光にあるにおける星の運動を特徴づける。
最新のシミュレーションによれば、現在の宇宙で回転し水素のバルマー線、鉄やマグネシウムなどの金属吸収線を観測するには、赤外線をもちいる必要がある。また、天ていない銀河は、過去に少なくとも 1 回は他の銀河と衝突体までの距離が遠くなると必然的に見かけの明るさが暗くすることで回転を止めたということがわかった（Lagos etなるため、観測が容易ではない。そのような制約から、赤al. 2018）。さらに衝突する相手の銀河が小さくても、その方偏移 1 を越える天体については、少数の天体についての

銀河内にあるガスが枯渇していれば、大きな銀河の回転調査にとどまっている（Onodera et al. 2012, 2015; Kriek

19 渦巻銀河と不規則銀河をまとめて晩期型銀河とよぶ。
20 中性子数と陽子数が偶数で等しい原子核。

第3章

すばる望遠鏡と TMT の連携で取り組むサイエンス63

et al. 2016 など）。TMT とすばる望遠鏡をもちいて、以下

かい時間ステップに分解して解析することができるだろに述べるような観測をおこなうことによって、より遠方にう。重元素合成についても、大きなサンプルをもちいての拡張し、大規模なサンプルをもちいて、大質量銀河の進調査を欠かすことができない。また、現在は最も大質量な化史を星種族の観点から明らかにする。

銀河の観測のみが可能であるが、TMT の集光力によって、HSC による撮像データをもちいて赤方偏移 1 程度の静的に進化している銀河のサンプルを構築し、おなじく PFSをもちいた観測をおこなう。PFS は赤外線 1.3 μm まで観

低質量銀河の星種族の研究を系統的におこなうことが赤えた宇宙でも低質量の静的に進化する銀河が既に現在の測できるため、年齢や重元素の指標となる恒星大気の吸宇宙で見られるような星種族の性質を示していたのか、あ

収線を赤方偏移 1 程度まで検出できる。また、若い星種

るいは異なっていたのかを明らかにすることで、楕円銀河

方偏移 2 より遠方では初めて可能になる。赤方偏移 2 を超族の寄与に敏感な静止系紫外線領域のスペクトルも同時のような銀河の「種族」としての形成理論に強い制限を与に取得できるため、静止系可視光のみを使った場合よりえることができる。

も、年齢やダストによる減光の影響をより正確に考慮する

さらに、ULTIMATE のサーベイ能力と TMT の集光力ことができる。比較的大質量の静的に進化する銀河は数を最大限に発揮することで、宇宙で最初に星形成を止め

密度もそれほど大きくないため、広い視野を持つ PFS はた銀河の発見が期待される。Glazebrook et al.（2017）に

このような観測にきわめて適している。PFS で数視野にわ

よる赤方偏移 3.7 で既に星形成活動が見られない銀河とたる観測をおこなうことで 1000 天体を越える多数の赤方しては当時の最遠方での発見によって、きわめて高い効

偏移 1 程度の星形成活動が抑制された銀河について深い率でバリオンが星に変換され得ることが示唆された。こ分光観測をおこない、これらの銀河の星形成史や重元素

れは、現在の銀河形成モデルに大きな疑問が投げかける

量の間の様々な相関関係について調べる。ここで取得すものであった。さらに最近の研究によって、赤方偏移 4 よるような大量の天体をもちいることによって、その平均的り遠方でこのような銀河が存在することが明らかになっな描像のみならず、赤方偏移 1 程度では一見すると既に一ており（Tanaka et al. 2019）、今後は、どのくらいの数存様に見える種族において、その星種族にどのような多様在しているのかを調べることで、より極限的な状況での性がみられるか（Fagioli et al. 2016 など）をはじめて統計

バリオン進化についての観測的な試験ができる。これは的に調査することができる。

2020 / 2030 年代に TMT とすばる望遠鏡のシナジーによっ

さらに遠方の赤方偏移が 1.5 を超えるような天体については、PFS でカバーされる 1.3 μm よりも長い波長にア
クセスしなければならない。ここでは、ULTIMATE や

IRIS をもちいた観測が鍵になる。ULTIMATE に搭載される中間帯域フィルターをもちいた観測によって測光学
的赤方偏移の精度を 1% 程度まで向上させることができてブレイクスルーが期待されるフロンティアである。

3.2.5

銀河系と近傍銀河
3.2.5.1 背景る（Straatman et al. 2016）。これにより、重要なスペク銀河を恒星分離して得られる個々の恒星の詳細な性質

トル線が夜光や大気吸収の影響を受けないような赤方偏を元に、銀河全体の形成史を調べる「銀河考古学」は、銀移の天体を効率よく選択できる。特に K バンド帯の中間

河系と隣のアンドロメダ銀河、これら大きな銀河の周囲

帯域フィルターはユニークであり、星形成を止めた銀河を公転している衛星銀河を観測対象として発展してきた。

に特有な静止系 400 nm 付近に現れるスペクトル上の特

近年の大規模サーベイが明らかにした銀河系の複雑な外徴を赤方偏移 5 付近まで正確に捉えることが可能である。

縁部構造とサブ構造の豊富さは、銀河の形成と成長におULTIMATE が備える広視野とあわせることで、より遠方ける衛星銀河降着の重要性を物語っている（Ivezic et al.

の楕円銀河の探査への道筋が開かれるだろう。

2012）。例えば薄い円盤・厚い円盤からなる銀河系円盤の

ULTIMATE の広視野近赤外線サーベイによって選択された天体は IRIS で分光追観測をおこなう。また、一部の明るい天体については ULTIMATE の分光モードでも十分
な S/N 比で観測可能である。これらの観測によって、赤方偏移 1.5 を越える宇宙で 100 天体オーダーのサンプルを現
実的な観測時間で構築できる。赤方偏移 2 より遠方では、銀河の年齢が 10-30 億年程度となるため、スペクトルの二重構造、リング状構造、折れ曲り、フレア、ウォープ 21

解析から形成期、そして星形成の終焉期の星形成史を細といった複雑なサブ構造は、円盤と衛星銀河との力学相互作用の結果生じたことが示唆されている（Slater et al.

2014）。また天の川銀河ハロー22 には、非常に暗い矮小衛星銀河が相次いで発見され、恒星の密度超過構造や潮汐ストリーム（潮汐力により引き伸ばされた結果できる恒星の非一様空間分布）など、矮小銀河合体の痕跡とみられるサブ構造も数多く見つかっている。今後の観測での最21 銀河円盤内の星間ガスが円盤の両端で上下方向にめくれて、円盤を横から見ると S 字状、ないしは数学の積分記号のように見える現象。
22 渦巻銀河の円盤を包みこむように丸く分布している星の成分。ダークマターハローとは異なる。

64

Subaru / TMT Science Book

重要課題は、未開拓の銀河系外縁部でサブ構造の全貌を成の両方をこれまでにない数の恒星に対して得ることで、明らかにし、そのひとつひとつについて星の空間分布、運宇宙論の予測する矮小銀河降着を伴う円盤銀河24形成のシ

動、元素組成など詳細な物理量を広域にわたって得るこ

ナリオを最も詳細に検証することが可能になる（図 3.2.13とで、それぞれの起源を特定することである。また、一左）。例えば銀河系円盤内の星の空間・速度分布からは、

般的な宇宙論モデルの予測する階層的構造形成シナリオ

N 体シミュレーション等の理論予測との比較から、過去にに基づくと、現在の質量や大きさがほぼ同じ大型銀河同円盤と相互作用した衛星銀河の質量や軌道が制限される。

士でも、それぞれの過去の形成史と降着史に応じた痕跡

さらに鉄組成とアルファ元素組成を組み合わせることで、を、多様な外縁部構造として維持していると予測されるサブ構造に付随する恒星がどのような星形成史のもとで（Cooper et al. 2010 など）。このような多様性を観測的に誕生したか、化学進化モデルとの比較から推察すること検証するためには、銀河系のみならず、局所銀河群をはが可能になる。太陽から見て銀河中心と反対方向の円盤じめとするより多くの銀河について、外縁部構造の有無と外縁部は、現在銀河系にまさに衝突・合体しつつあるサ

その星種族を明らかにすることが求められている。

ジタリウス矮小銀河によって大きく変形を受けたことが示唆されている重要な天域で、南半球からは観測が困難な

3.2.5.2 天の川銀河における衛星銀河降着史の解明
すばる望遠鏡の超広視野主焦点カメラ（HSC）と超広視
野多天体分光器（PFS）は、2020 年代において、広視野をジタリウス矮小銀河の合体は、天の川銀河の渦巻き構造

生かした銀河系外縁部の深い探査に最も適した観測装置るシナリオが提唱されており（Purcell et al. 2011）、円盤

ため、すばる望遠鏡と TMT の連携が特に重要となる。サ
の生成、バー構造の進化に大きなインパクトがあったとすである。HSC は銀河系外縁部で衛星銀河降着の名残であ外縁部の観測が理論予測検証の鍵を握っている（図 3.2.13

るようなサブ構造を新たに発見する上で威力を発揮する。

右）。すばる望遠鏡と TMT の連携により、円盤銀河に一PFS では、銀河系内部から外部までサブ構造の視線速度と鉄組成（［Fe/H］）、アルファ元素組成（［α /Fe］）を測

般的にみられる渦巻き・バー構造の起源の解明へと繋がることが期待される。

定し、それぞれのサブ構造がいつ、どのような星形成史

円盤外縁部で HSC、ULTIMATE による星の空間分布、の衛星銀河の降着によってできたのかを調べる。また天の年齢、金属量の決定、さらに PFS と TMT による視線速度

川銀河ハローに付随し、降着せずに生き残っている衛星と詳細な元素組成の観測が理論予測検証の鍵を握ってい銀河について、WFOS で視線速度、元素組成の測定を大る。すばる望遠鏡と TMT の連携により、円盤銀河に一般規模に実施することは、サブ構造を形作った衛星銀河が的に見られる渦巻き・バー構造の起源の解明へと繋がるこ

過去にどのような姿だったかを理解する上で重要である。

とが期待される。またハロー、バルジの大部分の星は 100

また TMT の HROS では、アルファ元素のみならず、鉄億年以上の年齢をもち、すばる望遠鏡による広域探査でピーク元素 23 や中性子捕獲元素など主要な元素の組成を金属元素の組成が極端に低い「超金属欠乏星」が新たに測定し、降着した衛星銀河での元素汚染・化学進化の履

数多く見つかることが期待される。こうした星は太陽近傍歴を詳しく調べる。HSC や PFS で見つかる北天のサブ構

では非常に希少であるため、従来の観測で未開拓の銀河造については TMT が唯一、追観測可能な観測装置であ系外部ハロー領域の探査が有効である。HSC に金属元素

り、すばる望遠鏡と TMT の連携により、世界に先駆けて組成に敏感な狭帯域フィルターを搭載することで、外部

銀河系外縁部構造の研究を推進する。さらに WFIRST、

ハロー領域での超金属欠乏星を効率的に探査することがEuclid 衛星と連携し、サブ構造の固有運動を測定することで、3 次元位置情報、3 次元速度情報、化学組成情報を可能になる。見つかった候補星に対し、HROS で詳しい

すべて揃える。銀河中心部にある楕円体成分であるバル直接受けた星の候補が発見されるであろう。また世界でジなど可視光での観測が難しい領域は、赤外線での観測

初めて、金属元素を全く含まないガスから誕生した宇宙

元素組成を測定することにより、初代星による元素汚染をが必要不可欠であり、それには ULTIMATE による多色撮で最初の星「初代星」の生き残りを発見する可能性もある

像、小型ジャスミン衛星による三角視差・固有運動測定、（Ishiyama et al. 2016）。もし発見されれば 1 太陽質量以下

スローンデジタルスカイサーベイ（SDSS）の APOGEE での初代星が作られたことを観測的に証明する初めての成果

計画されている近赤外線全天分光サーベイによる元素組となり、未知の初代星形成メカニズムにブレイクスルーを

成測定の組み合わせにより、ダスト減光でこれまでに困難もたらすことが期待される。初代星は宇宙再電離を担っただった領域の化学動力学構造を解明する。

電離光子の供給源のひとつと考えられており、その後の宇銀河系外縁部まで恒星の 6 次元位相空間と化学元素組

宙の進化に大きな影響を及ぼした重要な天体であるにも関23 クロム、マンガン、鉄、ニッケルなど。
24 円盤を持つ銀河、すなわち、渦巻銀河とレンズ状銀河の総称。

第3章

すばる望遠鏡と TMT の連携で取り組むサイエンス65

図 3. 2 .13：（左図）宇宙論シミュレーションで得られた銀河系サイズのハローの恒星空間分布。左側は鉄組成（［Fe/H］）、右側はアルファ元素組成（［α/Fe］）で色付けされている。従来の小口径望遠鏡による恒星（主系列星）撮像サーベイ（SDSS 等）の到達距離（およそ20キロパーセク）と、すばる望遠鏡のHSCによる到達距離（およそ100キロパーセク）を、左パネルに円で示した。PFSでは 20キロパーセクより遠方のハロー星について視線速度と元素組成の系統的な探査が可能になる。また銀河系円盤のおおよその大きさを右パネルに示した。シミュレーションでは、従来のサーベイでは到達できない銀河系外縁部にサブ構造がより多く含まれていると予測しており、すばる望遠鏡によるサーベイによる新たなサブ構造の発見を通して銀河系形
成に対する最新の描像が得られることが期待される。
（右図）サジタリウス矮小銀河合体が銀河系円盤に及ぼす影響を調べたシミュレーション結果。円
盤の各場所（X、Y）で、円盤星の平均の高さ（Z）によって色分けされている。質量、中心集中度の異なる4 つのサジタリウス銀河モデルの衝突について、結果が各パネルに示してある。サジタリウス銀河の衝突によって、銀河系円盤が大きく擾乱を受け、その結果円盤が上下に変形していることが分かる。すばる望遠鏡による円盤の恒星分布と速度分布、星の年齢の指標となる化学組成分布を詳しく調べることで、天の川銀河とサジタリウス銀河の合体メカニズム、サジタリウス銀河の物理的性質について観測的に検証することが可能になる。点線、破線、点破線は、それぞれ銀河系中心から16、18、30キロパーセクに相当し、これまでの観測で、円盤のサブ構造（それぞれ、�Monoceros North� 、�Monoceros South� 、�TriAnd� ）の兆候が見えている領域である。
左図Credit: Font et al. 2006（一部改変）25、右図Credit: Laporte et al. 2018（一部改変）26

わらず、その質量や物理的性質はいまだにほとんど分かっが強力なライバルであるが、LSST はサーベイ専用というていない。

こともあり、HSC による特定の近傍銀河の深い撮像デー

2526

赤方偏移 10 を超える初代銀河直接探査（3.2.1 章）と、タは 2020 年代、30 年代においても、世界最高の広視野

その時代に誕生した銀河系の古い星がもたらす化石情報

画像であり続けるので、銀河系から 10 メガパーセク程度

を組み合わせることで、宇宙の暗黒時代における初代星・までの近傍銀河について、積極的にマッピング観測を進

初代銀河の性質にこれまでにない制限が得られることがめるべきである。また PFS 完成後には、HSC による撮像期待される。

データで検出された星種族のうち、特に明るい赤色超巨3.2.5.3 恒星分離に基づく近傍銀河考古学

星、青色超巨星、球状星団などの候補を対象とした分光観測を行い、視線速度によるメンバー同定、およびそれ銀河系に見られるような複雑な外縁部構造とサブ構造ぞれの銀河の外縁部から円盤領域まで広い範囲に渡る金は、果たして大型円盤銀河において一般的なのだろうか。

属量分布が解明できる。そして WFOS による恒星ハロー

局所銀河群よりさらに遠くの銀河をターゲットに銀河考古のさらに暗い恒星をターゲットとした金属量の測定、また学研究を行うには、近年の大型サーベイに使われている

明るい恒星と球状星団については TMT の HROS による高

ものよりも、さらに感度が高く且つ広い視野の観測装置

分散分光観測で詳細な化学組成情報の取得を行う。さらが必要であり、現行では HSC のみがその条件を満たしてに、各銀河の円盤部分や活発な星形成活動が行われていいる。そして 2020 年代においても、PFS と、大型シノプる箇所など、恒星が密に分布している領域やダストによるティック・サーベイ望遠鏡（LSST）の広視野カメラのみが吸収が大きい領域には、JWST に搭載される近赤外線カ可能であると見込まれる。2019 年現在、複数の近傍銀河

メラ（NIRCam）や ULTIMATE、TMT の広視野赤外線カについて、外縁部の恒星分離を目的として HSC を用いた

メラ等の赤外線超高解像度カメラを用いて、より多くの星撮像観測が進められている（Okamoto et al. 2015; Tanaka
et al. 2017 など）。2020 年代半ばまでには、これらの銀河を分離、検出してその年齢と金属量を同定する。

について様々な進化段階の星種族とその空間分布が明らク以内の様々な性質を持つ銀河について、外縁部構造のかになるであろう（図 3.2.14 参照）。撮像観測では LSST

有無、空間分布、星種族、サブ構造の豊富さが解明されまず HSC の撮像観測により、銀河系から 10 メガパーセ

25 Phase-Space Distributions of Chemical Abundances in Milky Way-Type Galaxy Halos © AAS. Reproduced with permission.
26 Figure 6, The inﬂuence of Sagittarius and the Large Magellanic Cloud on the stellar disc of the Milky Way Galaxy

66

Subaru / TMT Science Book

図 3. 2 .14：銀河系から約 3.6メガパーセク（約1200 万光年）離れた大型円盤銀河M81と、近くの2つの銀河M82とNGC 3077の周辺でHSCを用いて検出された、生まれて数千万年未満の若い主系列星（左図）と年齢 10 億年以上の古い赤色巨星（右図）の空間分布図。軸の目盛は角距離（単位：度）とM81における物理距離（単位：1000 光年）を表す。左図では、黄色い点ほど明るい星、青い点ほど暗い星を示す。右図では、各点の色が一つひとつの赤色巨星の重元素量に対応しており、青色はより重元素の少ない星、黄色はより重元素の多い星であることを意味する。右図に重ねた天体写真は、3つの銀河を一般的な小口径望遠鏡で撮った場合に見られる姿。
Credit: Okamoto et al. 201527（一部改変）

図 3. 2 .15：超巨大ブラックホールを周回する星 S 0 - 2の視線速度時間変化の比較。ニュートン重力から予想される視線速度を破線で、一般相対論の予想を点線で示す。Keckやすばる望遠鏡の観測結果（黒丸）は、
一般相対論の予想とよく一致している。
Credit: Do et al. 201928（一部改変）（Arches cluster, Quintuplet cluster, Nuclear star cluster）
が存在する。また、銀河系の超巨大ブラックホール SgrA* のごく近傍（数パーセク）にも若い星が存在する（Ghezet al. 2003）。これらの星の形成過程を理解することで、る。それらの構造に含まれる多くの恒星の化学情報およ超巨大ブラックホールと銀河の共進化の理解も進むと考び運動情報を得るには、PFS の広視野多天体分光機能と、えられる。

TMT の圧倒的な集光力が不可欠である。様々な形態や恒

す ば る 望 遠 鏡 と TMT との 連 携 は、中 心 約 100 パ ー

星質量、環境の近傍円盤銀河について、厚い円盤や恒星セクの星形成の理解を大きく進展させる。減光が大きハローなど外縁部構造の有無と性質を知ることができれく可 視 光 では 見 通 せ ないこの 領 域 の 広 域サーベイにば、例えば、恒星ハローの質量と平均金属量、サブ構造

は、ULTIMATE が適している。また星が混んだ領域なの豊富さとの間の相関、外縁部構造の環境依存性、円盤

ので、GLAO による補償光学が威力を発揮する。特に/ バルジ比とハロー質量の相関などを統計的に調べること

層的に成長することで近傍大型円盤銀河とその外縁部構

ULTIMATE の狭帯域フィルターを用いることで、大量にある古い星（> 約 1Gyr）の中から若い星や中間年齢の星を選び出すことができる（Nishiyama & Schödel 2013;
Nishiyama et al. 2016）。このような星を TMT でフォロー造ができたのか、あるいは近年、銀河系の厚い円盤とハアップすることで、銀河の中心領域で起きる星形成の理

ローで指摘されているように、形成初期の比較的大きな

解を進めることができる。

ができる。これらの相関の有無からは、一般的な宇宙論モデルが予測するように、小さな銀河が徐々に集まり階衛星銀河による一度の降着が、銀河の外縁部構造を作り

Sgr A* の近傍 0.1 パーセクには、S-stars と呼ばれる星出したのか（Helmi et al 2018; Myeong et al. 2018）、制が存在する。8-10 m 級の望遠鏡を用いて S-stars の運動を限をつけることができる。このように 2020 年代以降では、詳細に観測することで、超巨大ブラックホール近傍を物理

すばる望遠鏡と TMT を併用することで、近傍の大型銀河実験室として使えるようになってきた。Sgr A* 最近傍をについて、個々の恒星の詳細な性質に基づいた、精密な周回する星が感じる重力場は、太陽表面よりも 3 桁以上大星形成史と構造形成史の解明が進み、そしてそれらの結きい。つまり地球や太陽系内の実験では再現できないよう

果は、前節までで述べたような多数の遠方銀河サンプル

な、強い重力場での物理実験が可能となる。

に基づく研究成果と相補的に、銀河の一般的な形成と成長過程の理解に寄与するものとなるだろう。27

この分野の近年の大きな進展は、強重力場における一般相対論の検証である（GRAVITY Collaboration 2018;。補償光学装置を使うと、Do et al. 2019; Saida et al. 2019）
S-stars の位置と視線速度を正確に測定できる。このよう

3.2.5.4 超巨大ブラックホール近傍の星形成と物理法則
銀河系の中心約 100 パーセク領域を観測することで、ブな観測から、星から届く光の赤方偏移はニュートン重力とラックホール近傍で起きる星形成過程を研究することが分かった（図 3.2.15）。つまり超巨大ブラックホールが作できる。中心数十パーセクの範囲には、3 つの大質量星団

る強重力場において、一般相対論がニュートン重力よりもは矛盾するが、一般相対論の予想とは矛盾しないことが27 A Hyper Suprime-Cam View of the Interacting Galaxies of the M81 Group © AAS. Reproduced with permission.

第3章

すばる望遠鏡と TMT の連携で取り組むサイエンス67

正しいことが検証できた。28

TMT では、超巨大ブラックホールのより近傍を周回する星がみつかり、ブラックホールのスピンの効果も検証で

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心率が大きければ、短期間のモニター観測で、軌道の歳

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差運動が測定できるようになる。また天体の周回軌道や天体から発せられる光の伝搬は、超巨大ブラックホールのスピンの影響を受ける（Angelil & Saha 2010 など）。TMTが達成可能な位置と視線速度の測定精度があれば、ブラックホールスピンの測定も期待できる。このような観測を通して、一般相対論のより精緻な検証が進められる。
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