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プレスリリース

2014年6月12日 塵の向こうの巨大爆発:アルマ望遠鏡で探るガンマ線バーストの発生環境

概要

アルマ望遠鏡によって、宇宙最大級の爆発現象「ガンマ線バースト」が発生した銀河に、世界で初めて分子ガスからの電波が検出されました。さらに今回観測したガンマ線バーストが、驚くほど塵の多い環境で発生したこともわかりました。

国立天文台チリ観測所特任助教の廿日出文洋氏が率いる研究チームは、ガンマ線バーストGRB 020819B(距離は約43億光年)とGRB 051022(距離は約69億光年)が属する2つの銀河をアルマ望遠鏡で観測しました。これまでガンマ線バーストが発生した銀河で分子ガスからの電波が検出されたことはありません。今回、高感度を誇るアルマ望遠鏡によって世界で初めて検出に成功しました。

またアルマ望遠鏡の高い解像度(視力)により、GRB 020819Bが属する銀河では分子ガスと塵の分布が大きく異なることがわかりました。分子ガスは銀河の中心に多く分布しており、塵はガンマ線バーストが発生した場所に多く存在していたのです。そしてガンマ線バーストが発生した場所では、分子ガスに対する塵の量が通常の環境よりも10倍以上多くなっていました。ガンマ線バーストが発生した銀河における分子ガスと塵の空間分布を明らかにしたのも本研究が初めてです。

研究の背景

ガンマ線バーストはガンマ線の閃光で、宇宙で最も激しい現象と考えられています。ガンマ線バーストは通常0.01秒から数分間継続し、現在では1日におよそ1回の割合で観測されています。ガンマ線バースト発生直後に観測される光を詳しく分析すると、数十億光年という非常に遠方で発生しているものが多いこともわかりました。遠方宇宙の性質を探る道具としても、ガンマ線バーストは大きな注目を集めています (注1)。

ガンマ線バーストの正体については謎が多く、さまざまな研究が重ねられてきました。現在ではガンマ線放射の継続時間によって2種類(ロング・ガンマ線バーストとショート・ガンマ線バースト)に分類されており、それぞれ発生原因が異なると考えられています。ガンマ線放射が2秒以上続くロング・ガンマ線バーストが生じる原因として、太陽のおよそ40倍以上の質量をもつ巨大な星が一生を終える際の大爆発が考えられています (注2)。こうした大爆発では星の両極方向に非常に高速のジェットが放出されることがあり、ガンマ線バーストはこの大爆発をジェットの方向から見ているものだと考えられます。一方でガンマ線放射が2秒に満たないショート・ガンマ線バーストは中性子星同士の衝突合体との関連が指摘されています。またガンマ線バーストの正体に迫る手段として、ガンマ線バーストが発生する銀河(母銀河)はどのような性質を持っているのかを調べる研究も盛んに行われています。ロング・ガンマ線バーストを起こすような巨大な星は、星が活発に誕生している領域に存在していて、その周囲には星の材料である分子ガスが大量に存在していると予想されていました。しかし、これまでこうしたガンマ線バーストが発生した銀河で分子ガスからの電波が検出されたことはなく、大きな謎とされていました。

アルマ望遠鏡での観測

国立天文台チリ観測所特任助教の廿日出文洋氏が率いる研究チームは、ロング・ガンマ線バーストの母銀河に含まれるガスや塵の量を調べるために、2002年と2005年に発生したガンマ線バーストGRB 020819BとGRB 051022の母銀河 (距離はそれぞれ約43億光年と約69億光年:注3)を、アルマ望遠鏡で観測しました。その結果、研究チームはふたつのガンマ線バーストの母銀河で分子ガスと塵が発する電波の検出に成功しました。ガンマ線バースト母銀河での分子ガス由来の電波の検出は、世界初の成果です。

研究チームの一員である河野孝太郎 東京大学教授は「私たちのグループは、2003年から10年以上にわたって野辺山ミリ波干渉計やフランスのプラトー・デ・ビュール電波干渉計、チリのアステ望遠鏡など世界の望遠鏡を駆使してガンマ線バーストが発生した銀河における分子ガスの探査を主導してきましたが、これまで検出することができていませんでした。長い苦闘の末、高い感度を持つアルマ望遠鏡の登場によってついにこの壁を突破できたことに、とても興奮しています。」と語っています。今回のアルマ望遠鏡による観測で達成した感度は、これまでの他の望遠鏡による観測よりおよそ5倍も良いものでした。総アンテナ数の半分以下(27台)のアンテナしか使われていない初期科学観測で、しかもわずか47分の観測でこれほどの高感度観測が達成できたことは、アルマ望遠鏡の高い性能を裏付けるものと言えます。

さらに、アルマ望遠鏡の高い解像度(視力)のおかげで、母銀河における分子ガスと塵の分布を描き出すことにも成功しました。驚くべきことに、GRB 020819Bの母銀河では、分子ガスはガンマ線バーストが発生した場所ではなく、別の場所(銀河の中心部)に分布していることが明らかになりました。逆に、塵はガンマ線バーストの位置に大量に存在し、銀河中心部では検出されませんでした。ガンマ線バーストが観測された領域の電波強度から求められた分子ガスの質量は5億太陽質量以下、一方で塵の質量は5000万太陽質量でした (注4)。私たちが住む天の川銀河や近傍の銀河に分布する星間物質では、塵の質量は分子ガスのおよそ1%と見積もられています。つまりGRB 020819Bの周囲ではそれよりも10倍以上塵の割合が高いことになります。

廿日出氏は「これほどガスが少なく塵が多い環境でガンマ線バーストが起きているとはまったくの予想外でした。これは、ガンマ線バーストが普通とは異なる特殊な環境で発生したことを意味します。」と語っています。

画像1

画像1:GRB 020819Bの母銀河の観測結果
左と中央はアルマ望遠鏡による観測結果で、分子ガスが放つ電波の強度分布(左)と塵が放つ電波の強度分布(中央)の図。右はジェミニ北望遠鏡による可視光観測画像。画像中央上にある十字がガンマ線バーストの発生位置を示しています。
クレジット:廿日出文洋(国立天文台)/ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)/Gemini Observatory
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では、こうした塵の多い環境はどのようにして作られたのでしょうか?研究者チームは、ガンマ線バーストの発生源の周囲には非常に大量の分子ガスと塵が存在し、活発に星が作られていると考えています。実際、このガンマ線バーストが発生した領域では私たちの住む天の川銀河よりも十倍から三十倍もの勢いで星形成が起きていることが紫外線や可視光による観測から見積もられています。新しく生まれた数多くの大質量星からは、強烈な紫外線が発せられます。周囲の分子ガスにこうした紫外線が当たると、分子は簡単に破壊されてしまいますが、塵は紫外線ではそれほど壊されません (注5)。こうした紫外線に対する性質の違いから、結果的にこの領域では塵の割合が多くなっているのではないかと研究チームは推測しています。一方、もう一つのガンマ線バーストである GRB 051022の母銀河はより遠方にあるため、今回の観測ではGRB020819Bの母銀河と同様の兆候は見えるものの、はっきりとはわかりませんでした。

「今回の結果は予想外のものでした。今回観測した環境がガンマ線バーストが起きる一般的な環境かどうかを判断するには、さらに多くの天体を観測する必要があります。今後さらに性能が向上するアルマ望遠鏡での観測を楽しみにしています。」と廿日出氏は今後の研究に対する期待を語っています。

解説動画:ガンマ線バーストの周辺環境の想像図 (CG映像, 1分17秒)
今回の観測成果から研究チームが推測した、GRB 020819Bの周囲の様子。うお座にある銀河の腕の中でガンマ線バーストが発生しました。ガンマ線バーストは高速ジェットを噴き出す星の大爆発であり、ジェットは私たちの方向を向いています。アルマ望遠鏡による観測から、このガンマ線バーストが起こった場所では分子ガスが少なく、塵が多いことがわかりました。この種のガンマ線バーストが活発な星形成領域で起こることと合わせ、今回の観測結果について、研究チームでは生まれたばかりの大質量星が発する強烈な紫外光によって分子ガスが壊されたためと解釈しています。
Credit: 国立天文台 / Gemini Observatory

画像1

画像2:ガンマ線バーストの周辺環境(想像図)
Credit: 国立天文台
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インタビュー動画

研究チームのリーダーである廿日出文洋 国立天文台チリ観測所特任助教 のインタビュー映像。今回の研究成果のポイントを解説しています。
Credit: 国立天文台

[1] 遠方で発生したガンマ線バーストの光を使った初期宇宙の研究としては、例えばすばる望遠鏡による観測成果『原始宇宙の中性水素ガスの兆候を発見 〜 宇宙誕生後 10 億年頃のガンマ線バーストから』などがあります。

[2] ロング・ガンマ線バーストのうちのいくつかでは、可視光観測の結果(光度変化やスペクトルの特徴など)が超新星爆発と同じ兆候を示すものがあり、ロング・ガンマ線バーストの正体として超新星爆発が提案されています。しかしすべてのロング・ガンマ線バーストで超新星爆発と同じ兆候が見られているわけではありません。

[3] 銀河までの距離は、WMAP衛星などによる観測で求められた宇宙論パラメータ(ハッブル定数 H0=71.0 km/s/Mpc、物質密度パラメータ ΩM=0.27、ダークエネルギー密度パラメータ ΩΛ=0.73。参考文献:http://arxiv.org/abs/1303.5062)をもとにして算出しています。ふたつの銀河の赤方偏移は、GRB 020819Bの母銀河が z=0.41、GRB 051022の母銀河がz=0.81です。

[4] 塵の質量の計算には、アルマ望遠鏡による観測結果の他、ハーシェル赤外線宇宙望遠鏡による遠赤外観測の結果も考慮されています。

[5] 分子は複数の原子が結合したものです。宇宙空間にある分子の大きさはほとんどの場合0.1ナノメートル程度です。一方で宇宙に漂う塵はおよそ0.1マイクロメートル程度で、分子の約1000倍の大きさがあります。分子を作る原子同士の結合は紫外線によって容易に切断されてしまうため、紫外線の強い場所では分子ガスは存在できません。

論文・研究チーム

この観測結果は、Hatsukade et al. "Two γ-ray bursts from dusty regions with little molecular gas"として、科学雑誌ネイチャーの2014年6月12日号に掲載されます。

この研究を行った研究チームのメンバーは、以下の通りです。

  • 廿日出文洋(国立天文台チリ観測所 特任助教)
  • 太田耕司(京都大学大学院理学研究科 教授)
  • 遠藤光(オランダ・デルフト工科大学 研究員)
  • 中西康一郎(国立天文台チリ観測所 助教/合同アルマ観測所 コミッショニング・サイエンティスト/総合研究大学院大学 助教)
  • 田村陽一(東京大学大学院理学系研究科附属天文学教育研究センター 助教)
  • 橋本哲也(国立天文台TMT計画推進室 研究員)
  • 河野孝太郎(東京大学大学院理学系研究科附属天文学教育研究センター/ビッグバン宇宙国際研究センター 教授)

この研究は、日本学術振興会 特別研究員奨励費、科学研究費補助金 基盤研究(C)(24540230)、新学術領域研究 (25103503)、オランダ科学研究機構 (NWO) Veni助成金 639.041.023による支援を受けて行われたものです。

アルマ望遠鏡について

アルマ望遠鏡山頂施設 (AOS)空撮
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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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