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プレスリリース

2013年5月31日 ダストに埋もれた銀河の"人口調査"

概要

京都大学大学院理学研究科の廿日出文洋(はつかで ぶんよう)研究員と太田耕司教授を中心とする研究チーム(*)は、アルマ望遠鏡による観測から、これまでほとんどが正体不明だった宇宙からのミリ波信号のおよそ80%の起源が微小な固体粒子(ダスト)を豊富にもつ銀河だったと明らかにしました。

研究チームは、アルマ望遠鏡を用いて、くじら座の方向にある「すばる/XMM-Newton深探査領域」と呼ばれる領域を観測しました。アルマ望遠鏡の高い感度と空間分解能を生かした観測の結果、これまで見つかっていなかった非常に暗い銀河を15個発見することに成功しました。そしてミリ波帯で従来よりも約10倍暗い天体の個数密度を計測することに成功しました。その個数密度が銀河形成の理論予測とよく一致していることから、今回の観測では、これまで検出できなかった、より一般的な銀河に近い種類の銀河を捉えていると考えられます。研究チームは、アルマ望遠鏡やすばる望遠鏡を使って、さらに暗い銀河の観測を行うと共にその正体を更に探り、銀河形成と進化の全体像を明らかにしたいと考えています。

研究の背景

宇宙における星や銀河の形成過程の解明は、天文学における最も大きな課題の一つです。遠方宇宙に存在する銀河の研究は、これまで、主に可視光(注1)や近赤外線(注2)を使って進められてきました。しかし、可視光や近赤外線は宇宙にあるダスト(注3)によって大きく吸収を受けるため、今までの研究では宇宙に存在する銀河の多くが見逃されている可能性があります。そこで重要なのが、ミリ波やサブミリ波(注4)での観測です。ダストに吸収された星の光は、ミリ波・サブミリ波としてダストから再放射されます。そのため、ミリ波・サブミリ波を用いることによって、今までの観測では見逃されていた銀河を検出することができます。また、ミリ波・サブミリ波には、他の波長と比較して遠くの銀河を効率よく見ることができるという特徴があります。ダストを豊富に持つ星形成銀河は、赤外線を強く出しますが、宇宙膨張にともなって波長が引き伸ばされることにより、遠くの銀河から出た赤外線がミリ波・サブミリ波となって地球に届きます。このため、ミリ波・サブミリ波で観測すると、遠くの銀河でも暗くならないという一見不思議な現象が起きるのです。

1990年代終わりから、ミリ波・サブミリ波を用いた遠方宇宙の探査が行われるようになりました。その結果、ミリ波・サブミリ波で非常に明るい銀河が、新しい種類の銀河として発見されました。この新種の銀河は、ダストに厚く覆われた巨大な銀河で、年間数百個から千個という非常に活発な星形成活動を行っていることが分かってきました。このような銀河は、特殊な種類の銀河と考えられています。宇宙に存在する銀河の全体像をとらえるには、穏やかな星形成活動を行っている「一般的な銀河」も観測する必要があります。しかし、既存の観測装置では感度に限界があるため、暗い銀河を検出することができませんでした。

アルマ望遠鏡での観測

研究チームは、初期科学運用が開始されたアルマ望遠鏡を使って、くじら座の方向にある「すばる/XMM-Newton深探査領域」と呼ばれる領域を観測しました。その結果、これまで見つかっていなかった非常に暗い銀河を15個発見することに成功しました。廿日出研究員は「このような観測が可能になったのは、世界最高を誇るアルマ望遠鏡の性能のおかげです。」と語っています。

今回の観測では、ミリ波帯ではこれまでで最も暗い天体の個数密度を計測することに成功しました。図1は、検出された天体の明るさごとの個数密度を表示したものです。これまでの結果と比較して、約10倍も暗い天体の個数まで描き出しています。銀河形成の理論予測と比較すると、観測結果とよく一致していることがわかりました。これにより、今回の観測では、ダストが豊富に存在する銀河ではあるが、今まで検出できなかった、より一般的な銀河に近い種族を捉えていると考えられます。太田教授は今回の研究成果について「ミリ波・サブミリ波で特別に明るい銀河と、一般的な銀河をつなぐ天体が検出されたことで、銀河進化の全体像に迫る大きな一歩になりました。」とコメントしています。

図1

図1:今回の観測で見つかった銀河の明るさごとの個数密度(赤)。これまでの観測(青)と比較すると、約10倍暗い銀河までとらえています。曲線は、銀河形成理論の予測。
クレジット:ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)、京都大学

図2

画像を大きくする 図2を拡大する (JPEG/ 1.2MB)
図2:SXDS領域の観測画像をもとにしたイメージイラスト。
ミリ波・サブミリ波望遠鏡では解像度が不足していたために電波を出している天体を特定することができませんでしたが、アルマ望遠鏡による観測によって明瞭に天体を特定することができました。またこれらの天体は可視光では検出されていないため、ダストが豊富に含まれた天体であることが示唆されます。
クレジット:ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)、京都大学
PDFファイル 図2をpdfで開く (PDF/ 1.3MB)

さらに本研究から、ミリ波・サブミリ波帯での宇宙背景放射(注5)のおよそ80%の起源は、今まで検出されなかった、より一般的な銀河だと示唆されます。ミリ波・サブミリ波帯では、過去の人工衛星による観測から、宇宙からやってくる信号の総和はわかっていました。しかし、空間分解能が足りず、その正体は10-20%程度しかわかっていませんでした。

今後の展望

今回の観測により、今まで見えなかった暗い銀河を検出することができました。しかし、宇宙に存在する銀河の全体像を解明するには、さらに高感度な観測が必要です。今回の結果はアルマ望遠鏡のアンテナの一部、23-25台を用いた観測で得られたものですが、アルマ望遠鏡は今後さらにアンテナ数を増やし、観測能力を向上させていきます。廿日出研究員は、「アルマ望遠鏡を使ってさらに暗い銀河の観測を行うと共に、星形成活動やダスト量などを詳しく調べ、銀河進化の全体像を明らかにしたい」と抱負を語っています。また、太田教授は「我々は、ダストに吸収されて暗くなっている銀河の姿を探るため、すばる望遠鏡による可視・近赤外線での追究観測も予定しています。しかし、非常に暗い銀河については、より大きな集光力を持つ30m望遠鏡が必要になるかもしれません。」とコメントしています。

(*) 研究チームの構成
・ 廿日出 文洋:京都大学大学院理学研究科 日本学術振興会特別研究員
・ 太田 耕司:京都大学大学院理学研究科 教授
・ 世古 明史:京都大学大学院理学研究科 大学院生
・ 矢部 清人:国立天文台 研究員
・ 秋山 正幸:東北大学大学院理学研究科 准教授

(注1) 可視光
人間が見ることのできる波長の電磁波。波長はおよそ0.4マイクロメートルから0.7マイクロメートル。

(注2) 近赤外線
波長0.7マイクロメートルから3マイクロメートル程度の電磁波。

(注3)ダスト
ケイ素や炭素、鉄などを含む大きさ1マイクロメートル以下の微小な固体粒子

(注4) ミリ波・サブミリ波
波長1ミリメートルから1センチメートルの電磁波をミリ波、波長0.1ミリメートルから1ミリメートルの電磁波をサブミリ波といいます。ミリ波・サブミリ波では、宇宙に存在する冷たいガスや塵が放つ電波をとらえることができます。

(注5) 宇宙背景放射
特定の天体からではなく、宇宙全体からぼんやりと発せられるように見える放射を「宇宙背景放射」と呼びます。ビッグバンの名残とされる「3K宇宙マイクロ波背景放射」はその代表格です。実際には数多くの暗い天体から電波が発せられている場合でも、望遠鏡の感度や解像度が不足しているとその発生源となっている天体を見分けることができず、「宇宙背景放射」として観測されることがあります。実際には星の集まりである天の川を肉眼で見ると、個々の星には分解できず白くぼんやりとした雲のように見えるのと同じことです。今回の研究では、ミリ波・サブミリ波帯の宇宙背景放射のうち、3K宇宙マイクロ波背景放射の寄与を除いた放射のおよそ80%が、より一般的な銀河から発せられていることが明らかになりました。

リンク

アルマ望遠鏡

アルマ望遠鏡山頂施設 (AOS)空撮
画像を大きくする上図を拡大する
アルマ望遠鏡山頂施設 (AOS)空撮
Credit: Clem & Adri Bacri-Normier (wingsforscience.com)/ESO
アタカマ大型ミリ波サブミリ波干渉計(ALMA)は、ヨーロッパ、東アジア、北米がチリ共和国と協力して建設する国際天文施設である。ALMAの建設費は、ヨーロッパではヨーロッパ南天天文台(ESO)によって、東アジアでは日本自然科学研究機構(NINS)およびその協力機関である台湾中央研究院(AS)によって、北米では米国国立科学財団(NSF)ならびにその協力機関であるカナダ国家研究会議(NRC)および台湾行政院国家科学委員会(NSC)によって分担される。ALMAの建設と運用は、ヨーロッパを代表するESO、東アジアを代表する日本国立天文台(NAOJ)、北米を代表する米国国立電波天文台(NRAO)が実施する(NRAOは米国北東部大学連合(AUI)によって管理される)。合同ALMA観測所(JAO)は、ALMAの建設、試験観測、運用の統一的な執行および管理を行なうことを目的とする。

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