3.3

宇宙のダーク成分と物質の起源

地球、太陽系、銀河など観測可能な天体全てを内包すすることができるだろう。さらに、TMT は天体の赤方偏る入れ物としての巨大な宇宙は、ビックバンから現在まで

移が時間とともに変化するのを直接捉えることで、宇宙の膨張しており、その大域的な宇宙の進化史は現宇宙の全加速膨張を「直接的」に測定する唯一の手法を提供し、すエネルギーの約 94% を占めるダークマター、ダークエネ

ばる望遠鏡の手法とは極めて相補的である。また、すば

ルギーに支配されていることが分かっている（図 3.3.1）。

る望遠鏡による重力マイクロレンズ天体の探査は、ダーク宇宙の階層構造の形成を引き起こす重力を支配するダー

マターの有力な候補である原始ブラックホールの存在量をクマターの正体、および常識に反し、万有斥力により現宇

直接的に制限することも可能となる。

宙の加速膨張を引き起こしているダークエネルギーの正一方で、私たちが観測できる星や銀河を形づくってい体の解明は、天文学・宇宙物理学に限らず、現代物理のるのは通常の物質であり、その中でも特に重元素の起源

大問題である。これら宇宙のダーク成分の解明には、大と循環のプロセスは未だ解明されていない。すばる望遠

域的宇宙における膨張史、また宇宙の階層構造の形成史

鏡による高感度の広視野観測によって、宇宙で最初に元を詳しく調べることを可能にする、大口径・広視野を有素を放出した超新星爆発や、鉄よりも重い元素を放出す

するすばる望遠鏡が最適な装置である。すばる望遠鏡のる中性子星合体を捉えることができ、TMT を用いた分HSC・PFS による広天域撮像・分光銀河サーベイは、ダー

光によってそれら天体の確たる同定が可能となる。また、クマターの詳細な三次元分布や、ダークエネルギーにより

TMT の高感度赤外線観測は、星や爆発天体から元素やダ

宇宙の膨張が減速から加速に変遷した進化史を明らかにストが放出される現場を捉えるだろう。

宇宙線

ニュートリノ

宇宙のダーク成分と物質の起源

HSC TMT高エネルギーニュートリノ天体

重元素（~0.03%)

HSC TMT

IceCube

KAGRA

初代超新星、ダスト形成・供給、中性子星合体

HSC・PFS

弱重力レンズ、銀河クラスタリング星（~0.5%）HSC・PFS TMT

MW・M31、矮小銀河、固有運動、
化学組成、詳細分光
銀河間ガス（~5%）

PFS TMT

IGMトモグラフィー、QSO吸収線系

重力波宇宙論

ニュートリノ（~0.1%）

マルチメッセンジャー
天文学
すばる望遠鏡ダークマター (26%)

HSC TMT

強弱重力レンズ、重力マイクロレンズ (PBH)
宇宙の質量組成
ダークエネルギー (68%)

HSC・PFS TMT

TMT

ハッブル定数重力レンズ・バリオン振動・宇宙加速膨張の直接検証

図 3. 3.1：すばる望遠鏡とTMT で探るダークマター・ダークエネルギーと物質の起源
右上、上図Credit: FELIPE PEDREROS, ICECUBE/NSF 右上、下図Credit: 東京大学宇宙線研究所 右下、両図Credit: NAOJ

第3章

すばる望遠鏡と TMT の連携で取り組むサイエンス

69

赤緯
1.0
奥行き
(赤方偏移)

赤経0.1
図 3. 3. 2：HSC サーベイで見つかった強い重力レンズ効果の例。背景の2つの異なる銀河が、手前の銀河によって同時に重力レンズ効果を受けている非常に珍しい天体。拡大図の中央の赤い銀河が手前のレンズ天体、また外側の青い円弧状の天体が強い重力レンズ効果で大きく歪んだ像の背景の銀河。2つの円弧状の像があるのが分かる。その形状が、
古代エジプトの神聖なる神の目に似ていることから「ホルスの目」（Eyeof Horus）と名付けられた。
Credit: NAOJ・HSCプロジェクト。

図 3. 3. 3：HSC サーベイの弱重力レンズ効果の測定と個々の銀河までの測光的赤方偏移を組み合わせ、復元した3 次元ダークマター地図の結果。紫の領域は、ダークマターが多く分布する領域。黄色い領域は銀河が多く分布する領域。ダークマターが多く分布する領域に銀河が形成されることを示唆している（Oguri et al. 2018をもとに作成）

上の明るさが増光されるという、観測的には顕著な現象を引き起こす（図 3.3.2 参照）。すばる望遠鏡の超広視野主宇宙のダーク成分と物質の起源の研究は、重力波や焦点カメラ（HSC）の広天域領域の撮像サーベイから、強ニュートリノといった新しい宇宙の観測手段とも密接にい重力レンズ効果を受けた、均一な天体サンプルを構築

関係している。重元素を作る中性子星合体は重力波天体

することができる（Tanaka et al. 2016）。特に、HSC の集であり、重力波と電磁波の連携観測が必要不可欠となる。

光力、高い結像性能により、多数の強い重力レンズ天体

さらに、重力波天体を電磁波で同定し、その赤方偏移をを見つけることができる。また、TMT は、それらの天体

測定することができれば、ハッブル定数を他の手法とはを追観測することで、光源天体の赤方偏移、補償光学を

全く独立に推定することもできる。また、高エネルギー用いたより微細な空間構造の測定、またレンズ天体の速ニュートリノ天体を電磁波で同定することができれば、宇度分散の決定など、すばる望遠鏡とは相補的な役割を果

宙線の起源を理解することもできるだろう。このようにすたすことができる。強い重力レンズ天体の詳細観測から、

ばる望遠鏡と TMT はマルチメッセンジャー天文学の時代（1）多重像間の時間変動の観測からハッブル定数の測定がにも重要な役割を果たすことが期待される。

3.3.1

ダークマター
3.3.1.1 重力レンズ効果による宇宙論と宇宙階層構造のダークマター分布の研究
重力レンズは、アインシュタインの重力理論が予言する

でき、（2）多重像のフラックスの比較から、ダークマターのサブハロー1 の存在量、原始パワースペクトル 2 の制限が期待される。サブミリ、ミリ波を発する光源については、
アルマ望遠鏡の高空間解像度での追観測も相補的である。
また、（3）重力レンズの拡大率を利用し、星形成領域の空間分解ができるようになり、光源天体の空間構造の詳細な測定も期待される。このように、すばる望遠鏡と TMT
は様々なサイエンスを可能にする。

効果の一つであり、文字通り重力のみによって引き起こさ一方、弱い重力レンズは、遠方銀河から発せられた光れるので、電磁波では見えないダークマターの分布を「直の経路が、手前の宇宙構造の重力場によって曲げられる接」見ることを可能にする強力な手段である。重力レンズ効果であり、結果として銀河像に微小な「歪み」を引き起には、その効果の大きさ、また現象の特性の違いによっこす。多数の銀河像を統計的に解析することで、この系て、「強い」あるいは「弱い」重力レンズ効果があり、天文統的な歪み効果を測定できる。逆に言えば、信号の大き学の様々な分野で用いられている。

さは別にして、遠方銀河は必ずこの弱い重力レンズ歪み

強い重力レンズ効果とは、観測者の視線方向上にレン効果を受けており、十分に多数の銀河像を統計解析する

ズ天体および光源天体がほぼ並んだときに起こる、非常ことにより、統計的に有意にこの重力レンズ信号を測定すに稀な現象である。この効果により、同一の光源が多数ることができる。このため、HSC の広天域撮像サーベイの像、あるいは非常に歪んだ像として、またその見かけは、この弱い重力レンズ効果の測定を極めて効率的に行

1 銀河、銀河団はダークマターが空間的に密集したダークマターハローに形成されると考えられるが、サブハローとはハローのなかに漂うダークマタ
ーが密集した小塊のこと。

2 宇宙背景放射の角度異方性、あるいは現在の宇宙構造の種となる宇宙初期に存在した物質分布の非一様性を統計的に特徴付ける量。

70

Subaru / TMT Science Book

える。さらに、HSC 戦略枠観測のような多色フィルターに英国のホーキングらが提唱した（Hawking 1971）。現在の撮像データを用いることで、弱い重力レンズ効果と各銀の宇宙の観測領域には、初期宇宙の重力で影響を与え得河までの測光的赤方偏移 を組み合わせることにより、宇る領域（ハッブル領域）を多数含んでいた。これらのハッ宙の大規模構造におけるダークマターの 3 次元分布を測

ブル領域は、見かけ上独立な膨張宇宙として振る舞う

定することができる（Oguri et al. 2018; 図 3.3.3 を参照）。

が、ごく稀にあるハッブル領域が大きな原始ゆらぎを持っこの 3 次元分布は、2 次元は天球の 2 次元座標であるが、ていたとすると、その領域は「閉じた」宇宙として振る舞3

奥行き方向は赤方偏移と等価であり、宇宙の大規模構造

い、膨張がやがて止まり、収縮に転じ、その時代の宇宙の時間進化を直接調べることが可能になる。また、そののエネルギ−を支配していた輻射（光子などの相対論的粒

ダークマター分布と銀河の分布を比較することで、大規子）が重力崩壊し、ブラックホールが形成される可能性が模構造中における銀河バイアス不定性 を観測的に解決すある。つまり、未知の素粒子を導入することなしに、宇ることができる。さらに、HSC サーベイと同じ天域につ

宙初期に存在していた大量の輻射から PBH が形成され、いて、銀河の分光データ、X 線の選定による銀河団カタロ

その後 PBH がダークマターとして振る舞うというシナリ

グ、宇宙背景放射実験から発見されるスニヤエフ・ゼル

オである。この PBH は、レーザー干渉計重力波観測所

ドヴィッチ効果 の銀河団カタログなどを弱重力レンズ効（LIGO）が観測した太陽質量の 30 倍程度のブラックホー

果の前景レンズ天体として用いることにより、その前景天ルの連星の起源であるという説も提案され（Sasaki et al.

体まわりの平均的なダークマターの空間分布を復元するこ2016）、近年 PBH シナリオは再び注目を集めている。しとができる。特に、前景天体のダークマターハローの質量

かし、インフレーションモデルなどの理論的考察からは、

4

5の情報は、上述の前景天体のデータに基づき宇宙論を行

PBH の質量範囲、またその存在量については様々な可能う上で、重要な役割を果たす。

性があり、観測的な検証が強く望まれている（Kashlinsky

上述したように HSC の広天域多色撮像データを用いるある。これらのダークマター分布は冷たいダークマター構

et al. 2019）。
PBH の探査には、星に手前の PBH が及ぼす重力マイク
ロレンズ効果の測定が強力である（Niikura et al. 2019a, b;
Sugiyama et al. 2019）。この重力マイクロレンズの探査にも、HSC の広視野、集光力が極めてユニークな威力を発揮する。MACHO、MOA、OGLE などの地上実験に示さ

造形成の理論モデルの定量的な検証だけでなく、宇宙背れるように、重力マイクロレンズ探査には、多数の星をモ景放射あるいは X 線観測などの様々な多波長、他分野とニター観測し、重力レンズ効果による特徴的な増光の光の融合研究領域の開拓にも繋がる。

度曲線を示す時間変動する星を探す必要がある。すばる

ことで、様々なスケールにわたる宇宙の階層構造のダーク
マターの空間分布を調べることができる。例えば、天体の母体であるダークマターハローの質量で言えば、108 から1015 太陽質量の約 7 桁にも及ぶ広い質量範囲のスケールで望遠鏡から観測可能な絶好のターゲットは、M 31、ある

3.3.1.2 天の川銀河、矮小銀河のダークマターの研究

いは我々の天の川銀河の円盤領域である。特に、M 31 は

ダークマターの存在は宇宙の様々な観測により明らかで最も近傍の巨大渦巻き銀河であるが、HSC あるいは PFS

あるが、その正体は未だ不明であり、物理学・天文学におの視野は M 31 の円盤領域と同程度であり、さらにすばる

ける最重要課題の一つである。HSC・PFS の広視野およ望遠鏡の大口径により、大量かつ暗い星まで一度に観測

び集光力は、天の川銀河、アンドロメダ銀河（M 31）ある

することができる。また、M 31 は大型シノプティック・

いは局所銀河群の銀河におけるダークマター分布を探り、サーベイ望遠鏡（LSST）を含めたチリの望遠鏡では観測

またダークマターの正体を解明するのに威力を発揮する。

不可能であり、4 m 級の望遠鏡では効率が悪いため、すダークマターの有力候補は、これまで未知の素粒子的ばる望遠鏡独自のユニークな対象天体である。空の上で粒子（Weakly Interacting Massive Particles）と考えられ

M 31 の星の手前を PBH が横切り、背景星と PBH が観測てきたが、地下素粒子実験、あるいは欧州原子核研究機

者の視線方向上にほぼ一直線上に並んだときに、重力レ構（CERN）の 大 型ハドロン衝 突 型 加 速 器（LHC）実 験

ンズ効果により、その背景星の見かけ上の明るさが増光さなどでも未だその手がかりは得られていない。ダークマれる。天の川銀河の星が固有運動しているように、PBH

ターのもう一つの候補は、宇宙初期に形成された可能性

も天の川銀河あるいは M 31 の重力場中を固有運動（典型がある原始ブラックホール（Primordial Black Hole、以後的に秒速 200 km 程度）しているはずであり、PBH の質量

PBH）である。PBH 形成の可能性については、1970 年代に依存したタイムスケールの重力マイクロレンズを引き起3 測光観測のみで測定された赤方偏移。個々の天体についての分光観測による測定より精度がないが、撮像観測により多数の天体について決めることができる。

4 ダークマターの空間分布と銀河の空間分布のあいだの関係における不定性。
5 宇宙マイクロ波背景放射からの光と銀河団の中にあるような大量の熱い電子とのコンプトン散乱により、光子のエネルギースペクトルに歪みが生じる
効果。

第3章

すばる望遠鏡と TMT の連携で取り組むサイエンス71

図 3. 3. 4：HSC でM31を10 年間モニター観測し、原始ブラックホール（PBH）による重力マイクロレンズ効果を探査し、一つも有力なイベン
トが見つからなかった場合に期待されるPBHの存在量の上限値（赤色に塗られた領域が 95 %CL の除外領域）。横軸は、PBHの質量（ここでは全てのPBHが単一の質量を持つと仮定）、縦軸は、天の川、M31 領域のダークマターの総量に対するPBHの質量比を示す。青色の領域は、より高時間密度（2 分間隔）のHSC 一晩のM31データから得られたPBHの存在量への上限値を示す（Niikura et al. 2019 a）。他の灰色の領域は
先行研究の制限領域を示す。

こす。月質量程度の PBH の場合は、数十分程度から数時間程度の光度曲線として観測され、この時間変動は変光
星などの時間変動よりは短い。例えば、太陽質量よりも軽を浮遊する惑星の重力マイクロレンズ、あるいは変光星

図 3. 3. 5：（上図）天の川銀河領域の褐色矮星、主系列星、白色矮星、
中性子星、ブラックホールの質量関数。1 太陽質量以上の主系列星は、白色矮星、中性子星、ブラックホールになると仮定した。このとき、それぞれの個数密度は、それぞれの質量範囲の零歳主系列星（ZAMS）の個数が保存すると仮定した。黒色で塗りつぶされた領域は、LIGO 重力波イベントが示唆するブラックホールの質量関数（Abbott et al. 2018）。
点線は、LIGO 観測以前に信じられていたブラックホールの質量関数を示す（8 太陽質量程度あたりの狭い質量範囲に分布する）。
（下図）10 年間のHSCモニター観測から期待される重力マイクロレンズのイベント数。
横軸は、重力マイクロレンズのライトカーブの典型的時間スケール、また1 億個の光源星を同にモニター観測できると仮定した。赤の実線は、LIGOが示唆するブラックホール種族が引き起こす、大量の長いタイムスケール（数百日以上）の重力マイクロレンズ数の期待値を示している（Abrams & Takada in preparation）。破線は、上図の点線に示される8質量程度のブラックホールが引き起こすイベント数。

（セファイド・RR Lyrae 変光星）、新星、恒星フレア、衝

個々の重力マイクロレンズイベントが角度分解でき、その突する星など様々な時間変動天体を見つけることができ後の追観測ができるためである。これは南天の LSST あるる。特に、M 31 全体を見渡すことができる HSC データに

いは WFIRST が計画しているバルジ領域の重力マイクロより、極めて均一な変動天体カタログ、またその存在量とレンズ探査とは相補的である。図 3.3.5 は、HSC で円盤

M 31 銀河内の環境依存性を調べることができる。
また、重力マイクロレンズは PBH に限らず、より一般

領域を 10 年間モニター観測した場合に期待される重力マ

い、コンパクトな重力マイクロレンズ天体を発見できた場
合は、PBH の確証になり、ノーベル賞級の大発見に繋がる（Niikura et al. 2019a）。また、数分から数年の時間変動をカバーする最適なサーベイデザイン（観測スケジュール）で M 31 を長期モニターすることにより、様々な質量ス
ケールの PBH を探ることができる。図 3.3.4 は、HSC で

M 31 を 10 年間モニター観測した場合に期待される PBHの制限を示している。

HSC の M 31 モニター観測のデータは、PBH の重力マ
イクロレンズだけではなく、通常の星あるいはハロー領域にブラックホールの質量分布を明らかにする強力な手段で系列星、白色矮星、中性子星、ブラックホールのイベンある。例えば、LIGO による重力波検出後に活発に議論さトを多数発見できると期待できる（Niikura et al. 2019 b）。

れている問題が、太陽質量の 30 倍程度の 2 つのブラック

このようなデータから、ブラックホールの質量関数の制

ホールの連星の起源である。LIGO が示す結果は、我々が限ができる。また、太陽質量の 10 倍以上のブラックホー

予想していた以上に、宇宙にブラックホールが存在する

ルの重力マイクロレンズの有力候補を発見できた場合、ということである。重力マイクロレンズによってブラック

TMT で追観測し、レンズ天体が暗いことを確認する。さホールの存在量や質量関数が分かれば、その起源の謎をらに星、ブラックホール、観測者は相対的に運動してい探る鍵になると考えられている。

72

イクロレンズ天体のイベント分布を示す。褐色矮星、主るので、TMT の補償光学観測および超高精度測光によ

この場合は、HSC による星が密集しているバルジあり、位置天文学的重力マイクロレンズ現象を測定し、重るいは円盤領域のモニター観測が最適である。これは、力マイクロレンズの光度曲線における速度と質量の縮退をSubaru / TMT Science Book

Euclid
近赤外撮像
重力レンズ
相関解析

赤方偏移
較正

赤方偏移
較正

すばる望遠鏡
PFS

広視野分光

銀河団
赤方偏移

バイアス、
質量測定
相互相関解析、
赤方偏移較正銀河団
質量測定

eROSITA

HSC

広視野撮像

相互相関
解析

重力レンズ
相関解析

LiteBIRD

TMT
赤方偏移
較正

相互相関
解析

WFOS
深分光

図 3. 3.6：すばる望遠鏡とTMT で行う密度ゆらぎ精密測定のための銀河サーベイの概略図。様々なサーベイ観測の相
補性、相乗効果が見て取れる。

相互相関
解析

SPHEREx解くことができる。一度、ブラックホール有力候補天体が発見できれば、候補ブラックホールの運動を追随することで、その後に起こり得る測光的、位置天文学的重力マ

3.3.2

ダークエネルギーできる（数十年、あるいは数百年後のイベントかもしれな

3.3.2.1 広視野銀河サーベイによる宇宙の密度
ゆらぎ精密測定から探るダークエネルギー

いが、天文学の財産になる）。さらに、天の川銀河の（中宇宙の物質密度ゆらぎの時間進化は物質の自己重力とイクロレンズ現象を観測し、ブラックホールの存在を確証

性子星および）ブラックホールの存在量、質量関数の研究

宇宙膨張のかね合いで決まるため、その精密測定は宇宙

は、マルチメッセンジャー天文学と相補的であり、宇宙に膨張を加速させる謎のエネルギー、ダークエネルギーのおける物質循環の物理の解明に貢献できる。上述のよう正体を探る上で中心的な役割をはたす。また宇宙の加速な重力マイクロレンズの統計的研究は、円盤領域の系外膨張を引き起こすメカニズムとして一般相対論の修正の惑星の探査、主系列星の初期質量関数の制限など、天文可能性も活発に議論されているが、この場合一般相対論

学の重要課題にも迫ることを可能にする。

を仮定していた場合に成り立っていた宇宙の膨張速度とPFS の集光力、広視野、多天体分光能力は、2020 年代

密度揺らぎの進化の関係が成り立たなくなるため、そのの他の望遠鏡・装置と比較しても極めてユニークな装置

検証には Ia 型超新星爆発などの宇宙膨張を測定する観である（Takada et al. 2014）。PFS は、銀河系周辺の多く

測と密度ゆらぎの観測を組み合わせることが重要となるの矮小銀河について、それぞれの自己重力圏内（潮汐力（Weinberg et al. 2013）。

半径内）の多数のメンバー星の視線速度を測り、メンバー

ただし、宇宙の質量分布の大半は直接観測できない

星の空間・速度構造（位相空間）の分布を調べることによダークマターが担うため、密度ゆらぎをどう測定するかはり、矮小銀河のダークマター分布を正確に構築すること

自明ではない。宇宙の密度ゆらぎを測る代表的な方法とができる。また、星形成史、現在の星形成活動、残存す

して、銀河の空間分布から質量密度分布を推定する方法、るガス量で異なる矮小銀河サンプルを調べることで、バおよび銀河の形状測定から得られる重力レンズ効果を用

リオンの効果（星形成、超新星爆発などの通常の物質が及いた測定がある。精度の良い密度ゆらぎの測定のためにぼす銀河形成への影響）とダークマターの重力の効果を区

は、広い天域を深く撮像および分光することが必要になる

別できるだろう。これら矮小銀河のダークマター分布は、が、HSC と PFS を擁するすばる望遠鏡はまさにこの研究

フェルミ衛星（Fermi）のガンマ線のデータと組み合わせにうってつけと言える。

ることで、ダークマターの対消滅 6 の信号の検出、あるい

そのような HSC と PFS を用いた広天域撮像分光サーベは検出されない場合はダークマターの素粒子的性質（衝突イは、現行のすばる望遠鏡戦略枠観測による HSC 撮像観

断面積）の制限の改善を可能にし、素粒子、天文学の融測（Aihara et al. 2018）および PFS の完成後に予定されて合分野の開拓に繋がる。TMT とのシナジーとして、TMTいる戦略枠分光観測（Takada et al. 2014）で約 1400 平方

では個々の星を空間分解し、より暗い星の速度分散を調

度の天域に対して行われる。さらに、TMT 時代に上記のべることで、矮小銀河のダークマターの分布をより精密

撮像分光サーベイを計 8000 平方度まで拡大し、北天の高に測定できる。また、矮小銀河のメンバー星、天の川銀銀緯領域をほぼカバーするサーベイを行うことができれ河のハロー星の金属量を TMT の高精度分光で調べること

ば、密度ゆらぎの進化を詳しく測定しダークエネルギーので、矮小銀河、天の川銀河の形成史を解明する研究を改状態方程式を1%の精度で決定することができる（図3.3.6）。

善できる。

HSC と PFS の 広 天 域サ ー ベイ観 測 は 上 記 の HSC と6 粒子・反粒子が衝突・消滅してガンマ線などに代わる反応。

第3章

すばる望遠鏡と TMT の連携で取り組むサイエンス

73

PFS のすばる戦略枠観測に準拠しており、HSC によるg、r、i、z バンドの 26 等程度の深さの撮像観測に加えて、HSCの g、r バンド撮像観測データから選ばれた赤方偏移 0.6
から 2. 4 までの強い［OII］輝線を示す星形成銀河の PFS

ド可視光撮像データと組み合わせることで測光的赤方偏による分光観測を柱とする。分光銀河サンプルから銀河いるが、一つの面白い可能性として、同じ天域の HSC と分布の三次元地図を作成し、それと HSC の重力レンズ

Euclid 衛星の銀河形状測定の相互相関をとることで、もう移の精度のさらなる向上が期待される。Euclid 衛星ではV、I、S バンドでの撮像観測を元に HSC サーベイと同程度の数密度の銀河を用いて重力レンズ解析を行う予定になって測定の相互相関から銀河分布とダークマター分布の関係

一つの重要な系統誤差、銀河形状測定の系統誤差を大幅を直接測定することで、宇宙論パラメータの決定精度をに低減することができる。またこうした広視野サーベイは大幅に向上させる。また下で述べるように一部の領域で様々な波長の全天サーベイとの強い連携も期待できる。例

TMT を用いた深い分光観測を行い、これを測光的赤方偏

えば、全天 X 線サーベイ衛星 eROSITA のデータから選ば移の較正に用いる。

れた X 線銀河団サンプルの赤方偏移測定や質量較正、全このような非常に広い天域を深く撮像するサーベイで

天分光サーベイ衛星 SPHEREx で選ばれる赤外分光銀河

は、宇宙論パラメータの統計誤差は非常に小さくなる。

の空間分布との相互相関解析、全天宇宙背景放射観測衛

従って、系統誤差をどのようにして統計誤差と同程度か

星 LiteBIRD による宇宙背景放射マップを用いた重力レン

それ以下に抑え込むかが最重要の課題になるが、ここでズ測定との相互相関解析などが挙げられる。

提案する深い撮像観測と分光観測の組み合わせは様々なまたスローンデジタルスカイサーベイがそうであったよ

系統誤差を抑え込む上で多くの利点がある。例えば重力

うに、これら広天域の一様な撮像および分光サーベイは非レンズ解析において最も重要な系統誤差の要因の一つが常に広範な応用が可能でありそのレガシー価値も極めて高測光的赤方偏移の較正だが、PFS と TMT の分光はその較い。例えば上記のデータセットも用いて、銀河進化、銀河正のための分光銀河サンプルの作成において最も強力な団、クェーサー、近傍銀河などの研究にも大幅な進展が組み合わせである（Newman et al. 2015）。特に TMT の期待できる。さらに下で述べるように変動天体探索の参照

高い集光力は重力レンズ解析に用いる 24- 25 等の銀河にデータを提供するという重要な役割も見逃せない。また、対して無バイアスな較正用分光サンプルを構築する上でサーベイ領域は主に赤緯 30 度以上の天域であり、チリに必須である。それにとどまらず、HSC と同じ天域にある設置されるLSSTからは観測できない天域である。従って、PFS の分光銀河カタログと重力レンズ測定に用いる銀河のこれらサーベイデータは今後多くの年数に渡ってその天域

空間分布の相互相関を測定することで測光的赤方偏移をにおいて最も良質の撮像および分光データを提供する基

較正する手法である「クラスタリング赤方偏移」（Newman

本データとして長く使用されることが期待できるだろう。

2008）も活用することで非常に精度の高い測光的赤方偏移推定が可能となる。
また PFS で得られた分光銀河の空間分布から質量分布を推定する際に両者の関係を特徴付ける「バイアス」の不3.3.2.2 宇宙の絶対距離の精密測定とダークエネルギー
ハッブル定数は宇宙の絶対距離と宇宙の年齢を決める定性が問題となるが、HSC の重力レンズ測定と組み合わ最も重要な宇宙論パラメータであり、その精密測定は天せることでそのバイアスを直接決定できる。さらに PFS の文学の究極の目標の一つである。それに止まらず、ハッ分光観測による三次元銀河分布の宇宙論解析における系

ブル定数の精密測定はダークエネルギーの謎を解明する

統誤差として、ハロー内での銀河の運動の効果があるが、手がかりを与える可能性がある。その理由は、近傍宇宙

これも PFS で分光された銀河の周りの質量分布を HSC ででいわゆる距離はしご 7 を用いて測定されたハッブル定数

撮像観測された背景銀河の重力レンズ測定をすることでと宇宙背景放射の観測から推定されたハッブル定数の間ハロー内での銀河の運動の効果を直接的に推定し補正すに矛盾の兆候が見られるからである（Riess et al. 2019;

ることが可能となる（Hikage et al. 2013）。このように同

図 3.3.7）。後者は標準宇宙論モデルを仮定して得られる

じ天域で撮像サーベイと分光サーベイを行うことで、様々間接的な測定であることを考えると、この矛盾は現在の標な相乗効果が見込める（図 3.3.6）。

準宇宙論モデルの綻びを示唆している可能性があり、大さらに、他のサーベイ観測とデータを組み合わせることきな注目を集めている。

でさらなる相乗効果も見込める。例えば欧州が主導する近この矛 盾の 有 力な解 決 策の一つとして時間変 化 す

赤外線宇宙望遠鏡 Euclid 衛星（Laureijs et al. 2011）によるダークエネルギーの状 態方 程式があり（Poulin et al.

り大部分の天域において 24 等程度のY、J、H バンドの近2019）、まさにダークエネルギー問題と関係し得る研究

赤外線撮像画像が得られ、これを HSC の g、r、i、z バン

テーマであることがわかる。また他の可能性として、我々

7 天体の距離測定において、近いほうから異なる手法を次々につないで遠方の距離を測ること。

74

Subaru / TMT Science Book

それに対応した十分に深い参照用の撮像画像が必要不可欠である。先に述べた密度ゆらぎ測定のための広視野撮
像サーベイの撮像画像はこの参照用の画像として用いることができるため一石二鳥である。
また連星中性子合体だけでなく、他の種類の重力波も用いることでより広い距離の範囲でハッブル定数を測定できる。ブラックホール・中性子星連星合体は連星中性
子星合体より重力波光度が高いためより遠方まで観測できる。また歳差運動を検出できれば連星中性子星合体よりも高い精度で光度距離を測定できるという利点もある
図 3. 3. 7：距離はしごを用いて測定されたハッブル定数（赤）と宇宙背景放射の観測、弱重力レンズ・バリオン音響振動・ビッグバン元素合成から推定されたハッブル定数（青）。

（Vitale & Chen 2018）。電磁波対応天体の明るさがどの程度かまだ不確定性もあるがハッブル定数の決定に有用と期待されている。連星ブラックホール合体については電の近傍が宇宙全体に比べて低密度領域に該当するいわゆ

磁波対応天体の検出の見込みは少ないが、将来多数の連る近傍ボイドモデルもあるが（Ichiki et al. 2016）、このモ星ブラックホール合体が観測されれば、その空間分布とデルでは密度の違いに起因する見かけの加速膨張が生じ

分光銀河の空間分布の相互相関を測定することで統計的るためダークエネルギーの研究においても重要となる。

にハッブル定数を測定できる（Oguri 2016）。この目的に距離はしごを用いたハッブル定数の測定は多くの経験は先に述べた PFS を用いた広視野分光サーベイの結果が則を組み合わせて行われるので、系統誤差の見積もりが大いに活用できる。

難しい。したがって将来的にさらに高精度かつ信頼性のもう一つのハッブル定数測定の有力な方法として、重高い測定のためには、距離はしごと独立な手法による測力レンズ時間の遅れを用いた方法がある。現在すでに重定を行い、結果を相互比較することが重要となる。ここで力レンズクェーサー複数像間の時間の遅れから他の方法

は、距離はしごと独立な方法として重力波と重力レンズ時と遜色のない精度の測定結果が得られつつある（Birrer et間の遅れを考える。すばる望遠鏡と TMT を駆使することまず前者の重力波を用いた方法は、中性子星やブラッ

al. 2019）。この方法の精度はレンズ天体の質量をいかに精度よく決定できるかが重要となる（Treu and Marshall2016）。TMT の近赤外線撮像分光装置（IRIS）によりハッブル宇宙望遠鏡（HST）やジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）をも凌駕する高空間分解能画像が得られるので、クホールなどのコンパクト天体の合体から発生する重力波

これにより重力レンズを受けたクェーサー母銀河の詳細の観測によってその重力波源までの光度距離が直接測定

観測により質量分布の決定精度を向上させ既存のクェーできるという事実を用いる（Schutz 1986）。ハッブル定数

サー重力レンズ系からハッブル定数をさらに精度よく決定

で、ハッブル定数を広い距離スケールで 0.5% の精度で直接測定することができ、ハッブル定数問題の起源を解明することができる。

を測定するには重力波の観測に加えて合体に伴って放射する。TMT の集光力と高空間分解能を生かし、レンズ銀される様々な波長の電磁波（電磁波対応天体）を観測し赤河の二次元面分光観測を行い動力学解析から質量分布の方偏移を測定する必要がある。重力波観測の位置決定精決定精度をさらに向上させる。この観測により、赤方偏移

度は数平方度から数十平方度とそれほどよくはなく、この1 程度までの広い距離の範囲でハッブル定数が 1% 以下の

広い天域から電磁波対応天体を探索するのは容易ではな

高精度で測定できるだろう。

い。例えば将来の LIGO や KAGRA 大型低温重力波望遠

また新種の強い重力レンズも活用することで、系統誤鏡（KAGRA）といった重力波検出実験では連星中性子星

差のチェックおよび精度の向上も期待できる。その候補と合体が 500 メガパーセクの遠方まで観測できると期待されして、重力波、ガンマ線バースト、超新星爆発、高速電ているが、この距離での合体 2 日後の電磁波対応天体の波バースト 8 といった時間変動天体の強い重力レンズがあ

明るさは 24 等程度で非常に暗く、小口径望遠鏡で対応天る（Oguri 2019）。これらは時間変動が短いためクェーサー体を発見するのは極めて難しい。一方、HSC の視野と集重力レンズと比べて時間の遅れの測定精度が高く、また光力をもってすれば、上記のような暗い電磁波対応天体

爆発前後の観測により重力レンズを受けた母銀河もよりの探索も現実的なものとなり（次節）、ハッブル定数決定

はっきりと観測でき、レンズ銀河の質量分布をより精密にに適した連星中性子星合体を多く同定することができる。

決定できる。HSC、PFS の活躍によりこれら新種の強い上記のような暗い電磁波対応天体を探索するためには、

重力レンズをより多く発見し既存のクェーサー重力レンズ

8 1000 分の 1 秒程度の短い時間で強い電波が突発的に放射される天体現象。

第3章

すばる望遠鏡と TMT の連携で取り組むサイエンス75

超新星爆発前SL (transient)

超新星爆発後差分

SL (quasar)

GW (BH-BH)
GW (BH-NS)

静止系での日数GW (NS-NS)

redshift z1

図 3. 3. 8：重力波と重力レンズ時間の遅れを用いて測定できる絶対距離の赤方偏移の範囲。GWは重力波でNS-NS が連星中性子星合体、
BH-NS がブラックホール・中性子星連星合体、BH-BHが連星ブラック
ホール合体を表す。SLは重力レンズ時間の遅れで、クェーサー（quasar）
を用いる場合と様々な爆発現象（transient）を用いる可能性を本文中で議論している。

等級0.1

修正ユリウス日図 3. 3.10：HSCによって発見された赤方偏移 2 . 4の超新星爆発の画像と光度曲線（Moriya et al. 2019 a）。
（横軸の修正ユリウス日はある時点を基準にした経過日数。
）

前のガス雲に起因する吸収線が多数みられ、これら吸収線の波長の時間変化をみる。多くの吸収線を用い、またい
くつかのクェーサーのスペクトルの解析結果を組み合わせることで測定精度を高めることができるのが利点である。
この方法をもってしてもクェーサーのスペクトルを非常に高い S/N 比で観測する必要があるので、既存の望遠鏡
では非現実的である。TMT の集光力により初めてその測図 3. 3. 9：各赤方偏移で期待される赤方偏移の時間変化（Liske et al.
2008を参考に作成）。色の違いが宇宙論パラメータの違いを表す。

行い測定の信頼性を高める。図 3.3.8 に重力波と重力レ

3 の明るいクェーサーのスペクトル観測が S/N 比 104 程度を実現できると考えられ、これを約 30 個のクェーサーについて行った場合、検出できる速度変化はおよそ0.01ms-1と見積もられるので（Liske et al. 2008）、10- 20 年の時間

ンズ時間の遅れを用いて典型的にどの赤方偏移までの絶変化を追うことで宇宙膨張の直接検出が可能となる。こ

対距離を測定できるかをまとめる。

の目的を達成するためには波長分解能が 105 程度の安定なを用いた解析と比較することで系統誤差の詳しい検証を

3.3.2.3 宇宙の加速膨張の直接測定

高分散分光装置が必要不可欠であり、TMT では可視光高分散分光器 HROS を用いてこの観測を行うことができる。

ダークエネルギーをより直接的に調べる方法として、遠またこうしたクェーサースペクトル内の吸収線の高精度観方天体の赤方偏移の時間変化を検出することで膨張速度測で達成される他の研究課題として、微細構造定数（電磁を直接測定する方法がある（Sandage 1962; 図 3.3.9）。

相互作用の強さを表す物理定数）などの物理定数の時間

この方法は、ダークエネルギーを調べる全く新しい方法を変化などの高精度検証もある（Uzan 2011）。

提供するだけでなく、宇宙膨張の加速の直接的な検証が可能であるという意味においても意義深い。また膨張速度を直接測定するので、重力理論やダークエネルギーのモデルの詳細によらないという利点もある。
しかしながら期待される赤方偏移の時間変化は、赤方偏移にも依存するが典型的に 10 年間で視線速度に換算して 0.03ms 程度と非常に小さく、その観測は容易ではな-176定が現実的なものとなる。例えば、TMT により赤方偏移

3.3.3

物質の起源とマルチメッセンジャー
天文学

3.3.3.1 宇宙で初めて重元素を作る超新星爆発をとらえるい。この小さな速度変化を検出する具体的な手法として、

ビッグバンで水素とヘリウムが合成された後、主に鉄クェーサースペクトル内の吸収線系を利用する方法が考えまでの元素は星の中で合成され超新星爆発によって散りられている（Loeb 1998）。クェーサーのスペクトルには手ばめられる。宇宙誕生直後からどのように元素が誕生し、Subaru / TMT Science Book

Supernova）が挙げられる。この超新星爆発は、1960 年
代にその存在が予言されたものの、現在に至るまでまだ発見されていない幻の超新星爆発である。この理由として、対不安定型超新星爆発は金属量が少なく質量の大き等級い星の起こす爆発であることが挙げられる。誕生直後の宇宙は金属量が実質的にゼロであり、大質量星も現在より多く作られたと考えられているため、対不安定型超新星
爆発は初期宇宙に多く現れ、宇宙誕生直後の元素の起源に重要な役割を果たすとともに、力学的・化学的なフィードバックを通して初期宇宙の構造形成にも大きな影響を与えたと考えられている。

観測者系での日数
図 3. 3.11：ULTIMATEのK バンドで予想される対不安定型超新星爆発の光度曲線。4 つの理論モデル（He130、He120、R 250、R 225）に対して、赤方偏移 5. 5、6 . 0、6 . 5で現れた場合の光度曲線を示している（Moriya
et al. 2019b）。水平の点線は、ULTIMATEで到達できる観測感度（26 . 5
等級）。

図3.3.11に対不安定型超新星爆発が赤方偏移 6で起こった際に ULTIMATE に搭載されるK バンドでどのような明るさの変化が予想されるかを示した。赤方偏移 6 の対不安定型超新星爆発でも、K バンドで 26.5 等級まで届く探査を行えば検出することができることがわかる。例えば 5 年

循環していくかを解明するためには、宇宙誕生直後の超間に渡り半年に一度 1 平方度を K バンドで 26.5 等級まで

新星爆発を直接観測することが必要不可欠となってくる。

観測する超新星爆発探査を行えば、赤方偏移 6 以上の対

このためには、より遠くより暗い超新星爆発を発見する必不安定型超新星が数個発見できる（Moriya et al. 2019 b）。

要がある。

また、銀河の集まっている方向で同様の超新星爆発探査

HSC は可視光で暗い超新星爆発を発見するのに非常にを行えば、重力レンズ効果による助けを得て 10 個程度の優れた観測装置であり、現在までに最大赤方偏移 2.4 の

赤方偏移 6 以上の対不安定型超新星爆発を発見すること

超新星爆発が発見されている（図 3.3.10）。この超新星爆が可能となる（Wong et al. 2019）。このようなサーベイに

発は HSC で辛うじて発見され（Moriya et al. 2019a）、そは、5 年間で約 90 晩の ULTIMATE の観測時間が必要となの正体を確かめるためにケック望遠鏡によってスペクトルる。このサーベイによってより発見される対不安定型超新が取られた（Curtin et al. 2019）。しかし、得られたスペ星爆発の候補は、TMT の IRIS によって分光することでそ

クトルは赤方偏移を確かめることができる程度のもので、の詳細を確かめることができる。例えば K バンドで 26 等

超新星爆発の種類を特定するのに十分なスペクトルを得級の対不安定型超新星爆発でも、1 晩で分光してその正体ることはできなかった。HSC でギリギリ発見されるほど暗を確定させ、どのような元素が合成されているかを確かいため現在スペクトルを取ることが困難な超新星爆発でめることが可能となる。すばる望遠鏡の広視野を活かしてあっても、TMT で簡単にスペクトルを取ることが可能と超新星爆発探査を行い、TMT の高い集光力を活かして暗なる。例えば HSC により 27 等級程度で発見され、最大でい超新星爆発のスペクトルを取ることで、超新星爆発探も 25 等級程度にしかならない遠方の超新星爆発であって査の新たなフロンティアを切り拓くことが可能となる。

も、TMT の WFOS や IRIS を用いることで、数時間でス

また、初期宇宙における対不安定型超新星の存在は身ペクトルをとり、その正体を確かめることが可能となる。

近な銀河系の星を観測することによって確かめられる可能

すばる望遠鏡と TMT のシナジーは ULTIMATE を用い性もある。銀河系内に対不安定型超新星爆発によって汚て近赤外線で超新星爆発探査を行うことで最大限に発揮染された物質からできた可能性が指摘されている古い星される。TMT と同時期に ULTIMATE が実現すると、可が現在 1 つ知られている（Aoki et al. 2014）。古い星の分

視光観測装置である HSC では捉えることの不可能な宇宙

光を PFS によって一網打尽に行うことで、似たような星が誕生直後に現れる超新星爆発をすばる望遠鏡によって発多く発見されることが期待され、対不安定型超新星が初見し、TMT を用いてそのスペクトルを取ることでどのよ

期宇宙でどの程度起こっていたのかを間接的に知ることもうな元素が宇宙初期の超新星爆発によって合成されてい可能となる。

るかを直接確かめることが可能となる。ULTIMATE による超新星爆発探査によって初めて発見できる可能性のあ

3.3.3.2 重元素の起源の解明：重力波天文学との連携

る、初期宇宙での元素合成に重要な役割を果たした超新宇宙における重元素、特に金やプラチナ、ウランなど

星爆発として、対不安定型超新星爆発 （Pair Instability

速い中性子捕獲反応（r プロセス）10 によって合成される元

99 電子 - 陽電子対生成による重力崩壊の際に核燃焼の暴走により爆発するタイプの超新星。140 太陽質量以上の星が起こすと考えられている。
10 鉄より重い元素をつくる主要なプロセスのひとつで、爆発的環境でごく短時間に起こる。

第3章

すばる望遠鏡と TMT の連携で取り組むサイエンス77

図 3. 3.12：すばる望遠鏡および南アフリカ赤外線天体観測所のIRSF 望
遠鏡で観測されたGW 170817の光赤外線対応天体の3 色合成画像。
Credit: NAOJ/ 名古屋大学

素の起源は、宇宙物理学における大きな謎の一つである。

てきたが、長年直接的な証拠が得られることはなかった。

図 3. 3.13：GW 170817の可視光・近赤外線スペクトルの時間進化（Pianet al. 2017）。200 - 300メガパーセクの距離でこの質のスペクトルを得るには、TMTのWFOSとIRISによる分光が必要となる。

しかし、2017 年に中性子星合体からの重力波が初めて観TMT は全ての観測装置の迅速な装置の切り替えが常に起源天体としては、大質量星の超新星爆発や中性子星の合体現象など中性子星が関係する爆発的現象が考えられ測され（GW170817）、さらに重力波源の電磁波対応天体

可能な望遠鏡で、このような速い時間進化を示す天体、が同定されたことで、この状況が大きく変わりつつある。

広域な波長域の観測が必要な天体の観測に適している。

中性子星合体は r プロセス元素を合成・放出し、放射性TMT の WFOS と IRIS によって「キロノバ」の可視光から崩壊によって輝く「キロノバ」という現象が予想されてき近赤外線にわたる広域スペクトルを継続的に取得することた（Tanaka & Hotokezaka 2013）。実際に GW170817 でができれば、中性子星合体の重元素合成の全容を明らか

は、すばる望遠鏡などによって広範囲の探査観測と詳細にすることができる。

な追観測が行われ（Tominaga et al. 2018）、中性子星合体
が「キロノバ」として輝くことが明らかとなった（Utsumiを形成し、光の星間吸収や星形成過程に大きな影響を与チメッセンジャー天文学」によって重元素の起源の理解がえるようになる。ダストは星や超新星爆発などからの放出

大きく進みつつある。

物質中で形成され成長し、星間空間に供給されると考えしかし、宇宙における中性子星合体の頻度や、中性子

宇宙進化のなかで重元素がつくられ、それらが増加していくなか、星間物質中ではその多くがダスト（塵粒子）られるが、そこでは破壊や変性も起こると考えられ、そ星合体が作り出す元素の種類は未だ明らかにはなっていなの過程を具体的に明らかにすることは積年の課題である。

い。GW170817 は 40 メガパーセクの距離で発見された稀ダストに加えて有機物の形成・進化を理解することも重要な例で、より多くの中性子星合体を観測するためには、今課題である。すばる望遠鏡と TMT の連携観測により、超後感度が向上する重力波望遠鏡によって発見される重力新星爆発や中小質量星からの質量放出、そして新星爆発

波源のマルチメッセンジャー観測を行う必要がある。2020や大質量星といった多様な恒星進化に関連する現象にお

年代には、米国の LIGO、欧州重力観測所の VIRGO、日けるダストや有機物の形成・進化の解明に新たな前進を本の KAGRA の連携観測により 200-300 メガパーセク程はかる。これは星からの質量放出機構の解明とも密接に度の距離からの重力波が検出されることが予想される。そ関連しており、恒星進化の研究にも大きく貢献するものでの場合、観測される「キロノバ」は最も明るいときで 22 等ある。

級より暗く、わずか 1-2 日で 24 等級程度となる。重力波天（1）爆発天体・質量放出天体におけるダストの形成時期

体の位置決定精度は典型的には数十-百平方度程度であり、このような広い領域から暗い天体を即座に探し出すためには、HSC による探査が必要不可欠である。
すばる望遠鏡で見つけた対応天体を TMT で分光するこ78

3.3.3.3 恒星進化と物質循環

et al. 2017; 図 3.3.12）。中性子星合体で r プロセス元素が合成されている兆候が得られたのである（Tanaka et al.
2017）。このように、重力波と電磁波の連携による「マルおよびサイズ
超新星爆発の際には、放出された重元素からはダストが形成されるが、破壊もされる。超新星爆発によって実際にどのようなダストがどの程度作られ、星間物質に寄とで、中性子星合体の重元素合成の情報を引き出すこと与するのか観測的に解明するには、爆発後 1 年くらいかが可能となる。
「キロノバ」の放射は数日のタイムスケール

らの光度曲線の測定や分光観測が重要となるが、これまで可視光から赤外線へ急速に進化していく（図 3.3.13）。

では SN1987 A をはじめとするごく少数の超新星爆発でSubaru / TMT Science Book

しかこういった観測は実現できていない（Whitelock et al.

1989）。TMT の巨大な集光力は、例えば、1 年に数例観測することができる 30 メガパーセク以内で起こる超新星爆発の後期段階の観測を可能にする。このような爆発は、
最初の 150 日から 200 日程度まではすばる望遠鏡で追跡観測が可能である。その後、より長期間に TMT で観測を行うことで、光度曲線にいつ、どのようにダストによる減光が現れるのか特定するとともに、分光観測により減光の波
長依存性を得ることで、形成されるダストサイズに制限を与えることができる。
超新星爆発から星周物質へのダスト供給を解き明かすという目的から、対象とするのは標準的な II 型および Ia 型
超新星爆発である。特に Ia 型超新星については多量の重元素が放出されるにも関わらずダスト形成が確認された例
がこれまでになく、新規性の高い重要な観測となる。
同様の観測を、新星爆発やウォルフ−ライエ星、高光度青色変光星 11 などの質量放出を行う天体に対しても応用することで、放出物質のなかでのダストや有機物の形成・成長をトレースすることができる。これには質量放出の初期から放出物質の分布形状と放射スペクトルを観測でと
例えば新星爆発においてはじめに炭素質ダストが形成さ

図 3. 3.14：すばる望遠鏡のCOMICSで捉えられたウォルフ－ライエ星
WR 140の画像。

れて中心星（白色矮星）の紫外線を遮蔽することが以後のさまざまな分子・ダストが形成されていくとモデル化されシリケイト形成の要因となったという指摘もある（Sakon

る。しかし実際には、放出される物質の密度には大きな不らえることが鍵となる（図3.3.14）。これまでの観測からは、

et a. 2016）。こういった観測を新星その他の天体での物質均一性があるなかで星周殻が形成され、その星周殻は異進化の包括的理解につなげるには、TMT の高空間分解能・なる温度の成分から成っている様子が明らかになってきて高感度で時間変化を追う観測が必要となる。実際の観測いる。形成されるダストや有機物はそのなかで成長し、変プログラムとしては、すばる望遠鏡で比較的長期にわたっ性をうけていく。星のごく近傍を TMT による超高空間分て近・中間赤外線観測を行ってスペクトル変化を追う。そ解能での赤外線観測で、大きく広がった星周殻（の低温成のなかで、特に早期の放出物質に対して TMT により中間分）についてはすばる望遠鏡による広視野観測で観測する

赤外線で、すばる望遠鏡により近赤外線で補償光学観測ことにより、質量放出過程における物質進化を解明する。

を行うと、ともに 0.1 秒角レベルの高空間分解能を実現でダストは中小質量星の質量放出機構とも密接に関連しきる。これにより、どこでどのようなガスが消費されダスている。すなわち、ダストが受ける星からの輻射圧はダスト形成が起こっているのか、といった物質進化と星周物質トを駆動し、それが周囲のガス粒子を引きずりながら飛んとの相互作用を特定することが可能となる。

でいくということが想定され、もっとも簡単にはダストと（2）中小質量星の星周でのダスト形成と質量放出

ガスは同じ流速をもつと仮定される。これを観測的に検証

中小質量星は、その数の多さから、星間物質に最も多し、ダスト・ガス間の相互作用を定量的に理解していくに量のダストを供給している天体であると考えられている。

は、ガスとダストの流速を測定することが重要である。ガ

また、放出物質中には有機物が含まれる場合も多い。こスの流速は分子（原子）輝線の観測ですでに測定例が多数

れらの物質がいかに形成され、成長して星間空間に入っある。ダストについてはこれまで実現してはいないが、中ていくのか、さらにはそれが惑星系形成にどう影響してい心天体からの輝線（無偏光）と流速をもったダストによっ

るのか、そしてどのようにして惑星系有機物の起源となって散乱される同輝線（偏光あり）の速度差（ドップラーシ

たのか、といった重要課題が提起されている。

フト）を偏光分光観測によって測定することで調べること

最も簡単には、星から放出された物質は球対称に広が可能であると考えられる。このような観測は大量の大質がって星間物質にとりこまれていき、その過程で中心星量星が短期間に生成している銀河（スターバースト銀河）からの放射や星間空間の紫外光などの影響を受けながらから放出されるダスト流速の測定で行われた例がある。し11 ウォルフ−ライエ星や高光度青色変光星は、大質量星のなかでも特に質量の大きな星が主系列段階を終えた後の進化段階に対応する天体と考えられ
ている。

第3章

すばる望遠鏡と TMT の連携で取り組むサイエンス79

かし、星からの質量放出は毎秒数 km 程度であり、これを検出するには高波長分解能偏光分光観測を必要とする。
すばる望遠鏡での近傍の明るい天体で試験的に観測を実施し、TMT の高分散分光器に偏光機能を搭載し、多様な星に適用していくといった戦略が考えられる。

3.3.3.4 宇宙線の起源：IceCube 高エネルギー
ニュートリノの対応天体
アイスキューブ・ニュートリノ観測所（IceCube）による PeV-TeV（1015〜1012 電 子ボルト ）帯 の 高エネルギ ー
ニュートリノの検出により、宇宙における高エネルギー
ニュートリノ及び高エネルギー宇宙線の起源を探る観測
的天文学が新たに拓けた。しかし、これまでその起源天ザー（相対論的ジェットが視線方向を向いている活動銀図 3. 3.15：初めての対応天体同定が実現したIceCube-170922 A の到来
方向（赤）とHSCの視野（青）。TXS 0506 + 056 が対応天体。

河核）TXS 0506 + 056 たった 1 天体のみである（IceCube

ベイ観測が必須となる（図 3.3.15）。

体が同定された例は、IceCube-170922 A に対するブレー

一方で、ニュートリノ検出時（もしくは前）に爆発した

Collaboration 2018; 図 3.3.15）。その理由は、IceCube
実験のニュートリノ到来方向の決定精度が典型的には 1と考えられる超新星は到来方向誤差内に 100 天体程度存度角程度とそれほど良くないこと、及び電磁波での追観在する。この中で偶然同じ時期に爆発したニュートリノ放

測施設の性能が不十分であったことがあげられる。初の射とは無関係な Ic 型超新星の数の期待値は 1 を切るため、同定例となったブレーザーという種族は、ガンマ線衛星

そのような天体が同定できれば、ニュートリノ放射との因

Fermi により全天で 3000 以上の天体がモニター観測さ

果関係が期待される。既存の望遠鏡では 26 等級の超新星

れ、また可視光においても中小口径望遠鏡で詳細観測がの分光同定は不可能であるが、TMT での可視光分光観測可能な天体が多い。実際、TXS 0506 + 056 はニュートリが可能となれば、超新星タイプ及び距離（赤方偏移）の決

ノ検出前後に Fermi 衛星でガンマ線での増光が観測され、定が可能となる。後者は母銀河の赤方偏移で代用可能な

可視光での追観測により距離（赤方偏移）が決定されたケースもあるが、どの銀河が超新星の母銀河か不明の場（Paiano et al. 2018）。

合もあるため、超新星スペクトルによる赤方偏移の決定が一方、高エネルギーニュートリノの起源はブレーザー以望まれる。

外にも、ガンマ線バーストや特殊な超新星などが理論的

現在、年間数イベント程度のニュートリノ検出であるに提唱されている。ブレーザーは上記のように対応天体

が、TMT 運用時には IceCube 実験自身も Gen 2 と呼ばれとして同定された例があるものの、統計的には検出されるるアップグレードが完了している予定であり、感度上昇に

ニュートリノ全体の 27% 程度以下の寄与しかないと考え伴うイベント数の増加が見込まれる。また到来方向の決られている。ガンマ線バーストも同様に数 % 以下の寄与

定精度の改善も見込まれているが、依然として HSC のよであり、超新星に対する観測的制限（Morgan et al. 2019）

うな広視野カメラでのサーベイ観測が必須である。

またはニュートリノ対応天体としての超新星の同定が強く
ここで想定している超新星は、ジェットが何らかの理由

HSC による広視野突発天体サーベイ観測と TMT による分光追観測を年数回の IceCube アラートに対して行うこと
によって、Ic 型超新星が高エネルギーニュートリノ及び高（例えばジェットのエネルギーが不十分、厚い星周物質なエネルギー宇宙線の起源天体であるかどうかに初めて決期待されている。

ど）で外部に出ることができずに、ガンマ線バーストとし着がつく。その頃までにはブレーザーの寄与の割合については観測されない Ic 型と呼ばれるタイプの超新星（重力崩てより厳しい制限がついていると期待され、本観測により

壊型超新星の 1% 程度）である。一般論として、IceCube

高エネルギーニュートリノ及び高エネルギー宇宙線の起源

実験の検出する高エネルギーニュートリノは典型的には赤の全貌が明らかになると期待される。

方偏移 1 程度の天体から放射されたと考えられ、その距離での Ic 型超新星の明るさは 26 等級程度である。このよう

参考文献

な暗い超新星の発見には、8 m 級以上の望遠鏡が必要とな

Abbott,B. P., et al. 2019, ApJL, 882, L24
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2019ApJ...882L..24A/abstract

る。また上記のように、IceCube 実験のニュートリノ到来

Aihara,H., et al. 2018, PASJ, 70, S8
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2018PASJ...70S...8A

方向の典型的な位置決定精度は 1 度角程度である。これらを同時に実現するためには、すばる望遠鏡 HSC でのサー

80

Subaru / TMT Science Book

Aoki,
W., et al. 2014, Science, 345, 912
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2014Sci...345..912A/abstract
Birrer,S., et al. 2019, MNRAS, 484, 4726
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2019MNRAS.484.4726B

Curtin,C., et al. 2019, ApJS, 241, 17
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2019ApJS..241...17C/abstract
Hawking,
S. 1971, MNRAS, 152, 75
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1971MNRAS.152...75H/abstract
Hikage,C., et al. 2013, MNRAS, 435, 2345
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2013MNRAS.435.2345H/abstract
IceCubecollaboration 2018, Science, 361, 1378
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2018Sci...361.1378I
Ichiki,K., et al. 2016, Phys. Rev. D, 93, 023529
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2016PhRvD..93b3529I
Kashlinsky,A., et al. 2019, BAAS, 51, 51
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2019BAAS...51c..51K/abstract
Laureijs,
R., et al. 2011, arXiv:1110. 3193
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2011arXiv1110.3193L
Liske,J., et al. 2008, MNRAS, 386, 1192
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2008MNRAS.386.1192L
Loeb,
A. 1998, ApJ, 499, L111
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1998ApJ...499L.111L
Morgan,R. 2019, 36th International Cosmic Ray Conference
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2019ICRC...36..963M/abstract(ICRC2019),
963
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2019ICRC...36..963M/abstract
Moriya,T. J., et al. 2019a, ApJS, 241, 16
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2019ApJS..241...16M/abstract
Moriya,T. J., et al. 2019b, PASJ, 71, 59
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2019PASJ...71...59M/abstract
Newman,J. A. 2008, ApJ, 684, 88
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2008ApJ...684...88N
Newman,J. A., et al. 2015, Astropart. Phys., 63, 81
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2015APh....63...81N
Niikura,H., et al. 2019a, Nature Astronomy, 3, 524
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2019NatAs...3..524N
Niikura,H., et al. 2019b, Phys. Rev. D 99, 083503
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2019PhRvD..99h3503N
Oguri,
M. 2016, Phys. Rev. D, 93, 083511
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2016PhRvD..93h3511O
Oguri,
M. 2019, Reports on Progress in Physics, 82, 126901
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2019RPPh...82l6901O/abstract
Oguri,
M., et al. 2018, PASJ, 70, S26
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2018PASJ...70S..26O
Paiano,S., et al. 2018, ApJL, 854, L32
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2018ApJ...854L..32P/abstract
Pian, E., et al. 2017, Nature, 551, 67
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2017Natur.551...67P/abstract
Poulin,V., et al. 2019, Phys. Rev. Lett., 122, 221301
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2019PhRvL.122v1301P
Riess,A. G., et al. 2019, ApJ, 876, 85
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2019ApJ...876...85R
Sakon,I., et al. 2016, ApJ, 817, 145
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2016ApJ...817..145S/abstract
Sandage,
A. 1962, ApJ, 136, 319
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1962ApJ...136..319S
Sasaki,M., et al. 2016, Phys. Rev. Lett., 117, 061101
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2016PhRvL.117f1101S/abstract
Schutz,B. F. 1986, Nature, 323, 310
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1986Natur.323..310S
Sugiyama,S., et al. 2019, arXiv:1905. 06066
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2019arXiv190506066S/abstract
Takada,M., et al. 2014, PASJ, 66, R1
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2014PASJ...66R...1T
Tanaka,M., & Hotokezaka, K. 2013, ApJ, 775, 113
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2013ApJ...775..113T
Tanaka,M., et al. 2016, ApJL, 826, L19
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2016ApJ...826L..19T
Tanaka,M., et al. 2017, PASJ, 69, 102
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2017PASJ...69..102T
Tominaga,N., et al. 2018, PASJ, 70, 28
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2018PASJ...70...28T/abstract
Treu,
T., & Marshall, P. J. 2016, Astron. Astrophys. Rev., 24, 11
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2016A%26ARv..24...11T
Utsumi,Y., et al. 2017, PASJ, 69, 101
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2017PASJ...69..101UUzan,
J. -P. 2011, Liv. Rev. Relativity, 14, 2
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2011LRR....14....2U
Vitale,S., & Chen, H. -Y. 2018, Phys. Rev. Lett., 121, 021303
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2018PhRvL.121b1303V
Weinberg,
D. H., et al. 2013, Phys. Rep., 530, 87
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2013PhR...530...87W
Whitelock
et al. 1989, MNRAS, 240, 7P
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1989MNRAS.240P...7W/abstract
Wong,
K. C., et al. 2019, PASJ, 71, 60
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2019PASJ...71...60W/abstract

第3章

すばる望遠鏡と TMT の連携で取り組むサイエンス81