観測成果

天の川銀河の星の元素組成で探る宇宙初代の巨大質量星の痕跡

2014年8月21日

  ビッグバン後の宇宙に最初に誕生した星のなかには、太陽質量の 100 倍を超える巨大質量星が存在したと考えられています。しかしながらその観測的な証拠が見つからず、初代星をめぐる謎のひとつとされてきました。今回、国立天文台、甲南大学、兵庫県立大学、および米国のノートルダム大学とニューメキシコ州立大学の研究者からなる研究チームは、すばる望遠鏡を用いて天の川銀河内の星の調査を行い、これまでに知られていない特異な元素組成をもつ星 (SDSS J0018-0939、図1) を発見しました。この星の特異な組成は巨大質量の初代星によってつくられた可能性があり、今回の観測結果は宇宙初期における巨大質量星の進化と元素合成について手がかりを得る上で、新たな知見をもたらしそうです。


Figure 1

図1:今回発見された特異な元素組成をもつ星 SDSS J0018-0939 の可視光画像 (SDSS による)。この星は、くじら座の方向に、我々から 1000 光年ほどの距離にあり、太陽質量の半分程度という小質量星です。(クレジット:SDSS/国立天文台)


動画: 研究代表者の青木和光さん (国立天文台) による解説。(2014年8月19日撮影、クレジット:国立天文台)



<宇宙の初代星はどのような星だと考えられてきたか>

  ビッグバン後の宇宙において、はじめは水素とヘリウムしか含んでいないガス雲から星が生まれ、やがて星の集団である銀河が形成されてきたと考えられています。銀河のなかでは星の誕生や超新星爆発が繰り返し起こり、新しい元素が生み出されて多様な物質の世界が形作られてきました。水素とヘリウムのガス雲から最初に生まれる星 (初代星) は、宇宙における天体の形成と元素の合成の両面で重要な最初のステップといえます。

  初代星が誕生するまでの様子は、計算機シミュレーションで詳しく調べられています (注1)。最近の研究によれば、太陽質量の数十倍の大質量星が多くできたとされますが、一部は太陽質量の 100 倍を超える巨大質量星であったと予想されています。巨大質量星が存在すると、強力な紫外線放射や爆発によって宇宙に大きな影響を及ぼします。


<天の川銀河の星に残る初代星の痕跡>

  初代星がつくり出した物質は星間空間に放出され、次の世代の星に取り込まれます。そのなかには、寿命の長い小質量星も存在していたと考えられています。このような星の生き残りを探しだして元素組成を調べると、初代星がどのような進化をとげ、爆発によってどのような元素をつくり出したのかがわかります。そこから初代星が生まれた時の質量を推定することもできます。

  宇宙の初期に生まれた小質量星を天の川銀河のなかに見つけ出し、組成を調べる研究が 30 年余りにわたって積み重ねられてきました。その結果、初代星のなかには太陽質量の数十倍の質量のものがあったことを示す元素組成をもつ星が相次いで発見されました (注2)。

  一方、太陽質量の 100 倍以上の巨大質量星の爆発では、鉄などの比較的重い元素が大量に放出されるのが特徴です (注3) が、その存在を示すような組成をもった星が天の川銀河にみつからず、初代星をめぐる謎のひとつとされてきました。


<今回わかったこと>

  研究チームは、天の川銀河の初期に誕生したとみられる小質量星の詳しい元素組成の測定を進めるなかで、これまでになく特異な元素組成をもつ星 SDSS J0018-0939 を発見しました (注4図1)。すばる望遠鏡に搭載された高分散分光器 (HDS) で観測し、スペクトルを詳しく調べたところ、鉄の組成は太陽の 300 分の1程度で、比較的軽い元素である炭素やマグネシウムの組成は、太陽の 1000 分の1以下というものでした。鉄以外の元素の組成が極端に低いことから、この星は第二世代の星、すなわち初代星から放出された元素が周囲の水素ガスと混ざってできたガス雲から生まれてきた星であると考えられます。

  初期世代星の元素組成は、多くの場合、太陽質量の数十倍の大質量星が起こす超新星の元素合成モデルでよく説明されてきました。しかし今回発見された星の元素組成はそれでは説明できません (図2)。これに対し、巨大質量星の爆発は鉄を比較的多量につくり出すのが特徴で、予想される元素組成はこの星の組成の全体的な傾向を説明することができます (図3)。つまり、この星には巨大質量の初代星によってつくり出された元素組成が記録された可能性があるのです。


Figure 2

図2:SDSS J0018-0939 の元素組成 (赤丸) と重力崩壊型の超新星の元素合成モデルとの比較。鉄と各元素の組成比を対数スケールで示しています。比較のために観測された星 (G39-36 という小質量星) の元素組成 (青三角) はこのモデルでほぼ説明できるのに対し、SDSS J0018-0939 の炭素やマグネシウムなどの軽い元素とコバルトは全く説明できません。(クレジット:国立天文台)


Figure 3

図3:SDSS J0018-0939 の元素組成 (赤丸) と巨大質量星の爆発による元素合成のモデルとの比較。黒線が太陽質量の 300 倍の星が起こす電子対生成型超新星、青線が 1000 太陽質量の星が重力崩壊する際に起こる爆発のモデル (注3)。軽い元素が相対的に少ないという傾向はよく説明されています。観測結果とあまり合わないナトリウムとアルミニウム組成については、爆発前の星の進化のなかで多量に形成される可能性がありますが、現在のモデルでは考慮されていません。(クレジット:国立天文台)



<研究のインパクト>

  巨大質量星の進化と元素合成については、ここ数年あまり新しい理論研究が発表されていませんでしたが、比較対象となりうる観測データが得られたことで、今後研究が活発になることが期待されます。その結果、巨大質量の初代星が存在したことが確定的になれば、一部が巨大質量星として誕生するという初代星形成についての最近の計算機シミュレーションの結果を強く支持することになります。

  巨大質量星が周囲に与える影響は大きいため、宇宙初期の星形成や銀河形成の研究ではその存在を十分考慮する必要があります。質量が 1000 太陽質量におよぶような星であれば、数百太陽質量のブラックホールを形成するので、それが銀河中心にみられるような巨大ブラックホールの種のひとつになった可能性もあります。巨大ブラックホールの起源は大きな謎とされていますが、巨大質量の初代星の存在が確立されれば、有力な候補となるかもしれません。

  研究チームの青木和光さん (国立天文台准教授) は、「巨大質量星が初代星のなかにどの程度の割合で存在したのか明らかにすることが重要で、そのためにはより多数の初期世代星の探査と観測が必要となります。また、巨大質量星が多数存在したのであれば、次世代超大型望遠鏡 TMT などによる遠方銀河の観測でその集団を直接観測できる可能性も出てくる (注5) ので、いろいろな方法での研究の進展にも期待しています」と話しています。


Figure 4

図4:初代の巨大質量星の爆発の想像図。大質量星の集団のなかで最も質量の大きいものが爆発を起こし、周囲に物質を放出すると考えられます。(クレジット:国立天文台)


Figure 5

図5:初代の巨大質量星が放出した物質と周囲の水素が混ざったガスから誕生すると考えられる小質量星の想像図。(クレジット:国立天文台)



<研究チームの構成等>

  • 青木和光 (国立天文台)
  • 冨永望 (甲南大学/東京大学 Kavli IPMU (WPI))
  • 本田敏志 (兵庫県立大学)
  • Timothy C. Beers (米国・ノートルダム大学)
  • Young Sun Lee (米国・ニューメキシコ州立大学)


  この研究成果は、2014年8月22日付けで発行される科学雑誌 Science に掲載予定です (W. Aoki, N. Tominaga, T. C. Beers, S. Honda, Y. S. Lee, "A chemical signature of first-generation very-massive stars")。この研究成果は、科学研究費補助金23224004によるサポートを受けています。


(注1) ビッグバン後の宇宙に存在した物質密度の不均一からスタートし、膨張する宇宙のなかで、重力の作用で密度の高いところにはますます物質が集まり、星が生まれてきます。

(注2) こういう大質量星は、進化の最後に中心部の崩壊とともに大爆発を起こし、ブラックホール (もしくは中性子星) を形成します。その際に、炭素から鉄までの多様な元素を放出します。これまでの宇宙初期に生まれた星の生き残りの観測からは、大質量星の起こす超新星による元素合成モデルでよく説明できる例が見つかっています。
すばる望遠鏡、最も重元素の少ない星を発見 (すばる望遠鏡2005年4月13日プレスリリース)
鉄を含まない星 (Nature 506, 7489, 2014年2月27日)

(注3) 巨大質量星では中心部があまりに高温になるために、電子・陽電子対を形成して崩壊し、その際に起こる核融合の暴走で爆発します。太陽質量の 300 倍を超えると核融合の暴走でも星の崩壊をとめきれずにブラックホールになるとされますが、一部の物質が放出される可能性も指摘されています。

(注4) 銀河系の初期に生まれた小質量星の候補は、スローン・ディジタル・スカイ・サーベイ (SDSS) による探査でみつかってきたもので、うち約 150 天体がすばる望遠鏡高分散分光器で詳しく調べられました。そのなかで SDSS J001820.5−093939.2 (SDSS J0018-0939) という星が特異な組成をもつことがわかり、同装置でより詳細な観測が行われました。

(注5) 宇宙においては、遠方の天体を観測するとそれだけ宇宙の初期の様子を知ることができます。初代星を一つひとつ見分けることは TMT でも困難ですが、集団になっていれば発見できる可能性があります。




補足説明

<なぜ初代星には巨大質量の星が存在したと予想されるのか>

  初代星は、水素・ヘリウムのみのガス雲から誕生する点が、それ以降の星との大きな違いです (リチウムも存在しますが、あまりに微量なため重要ではありません)。ガスが重力により集まってくると、ガス圧により収縮しにくくなります。重元素が含まれていると、原子や分子のスペクトル線放射や、塵粒子の熱放射などによって内部エネルギーが失われ、ガス雲は低温・低圧になり、収縮が進んでやがて星が誕生してきます。重元素がない段階ではこのプロセスが進みにくいため、巨大な質量をもったガス雲だけが星を生み出すことができると考えられます。

  実際には、星の種ができはじめたところにまわりからどの程度ガスが降り積もることができるかによって最終的な星の質量が決まります。最近の研究では、初代星であっても太陽質量の数十倍というのが典型的な質量と見積もられていますが、同時に、ある程度の割合で太陽質量の 100 倍を超えるものも誕生すると予想されています。 また、重元素が多いと、仮に巨大質量星が誕生しても、星の放射が強いために表面から物質が吹き飛ばされ、超新星爆発に至る前に太陽質量の数十倍になってしまうとみられています。重元素を含まない初代星ではこの効果が小さく、巨大質量のまま進化の最終段階を迎えると考えられます。

(参考) ファーストスターは太陽の40倍の重さ (京都大学ほか2011年11月プレスリリース)


<今回得られた観測データ>

  SDSS では、天の川銀河の数十万個の星のスペクトルを取得する探査観測が実施され、そのなかから宇宙初期に生まれたと思われる重元素組成の低い星の候補天体が多数見つかりました。SDSS のスペクトルでは、個々の元素の組成比を決められるほど波長を細かく分ける精度が高くないため、すばる望遠鏡高分散分光器 (HDS) を用いて、候補天体の観測を進めました。すばる望遠鏡によって得られたスペクトルには、星の大気にある様々な元素によって生じる光の吸収がスペクトル線として現れるため、どの元素がどの程度の量存在しているのか、測定することができます。


<超新星によってつくられる元素組成比の違い>

  太陽 (太陽系) の元素組成は、太陽が誕生するまでに起こったさまざまな星や超新星による元素合成の結果が混ざり合ってつくられてきました。そのかなりの部分は、大質量星が最後に重力崩壊する際に起こす超新星爆発によるものであることがわかっています。

  天の川銀河の星のなかには、太陽に比べて鉄などの重元素の組成がずっと低い星があり、これらは宇宙初期に誕生した星と考えられており、その元素組成比は大雑把にいうと太陽組成に近いものが大部分です。すなわち、水素 (とヘリウム) に対し、重元素の量が全体として少なくなっているということです。これは、初期に生まれた星のもとになったのが大質量星による超新星爆発であったということを意味しており、これはより詳細な元素組成比の調査からも裏付けられています。

  重元素量が極端に少ない星のなかには、鉄の量が非常に少なく、これに比べると炭素やマグネシウムなどの比較的軽い元素の量はさほど少なくないという、特異な組成をもつ星が見つかっています。こういった星の元素組成も、大質量星の起こす超新星爆発のうちでも、中心部で作られる鉄があまり放出されないような場合があると考えれば説明できるものです。

  これに対し、巨大質量星が起こす電子・陽電子対生成型超新星では、核融合が進んだ結果できる鉄を含めて、すべてが爆発で飛び散ります。これは鉄の組成が相対的に高いという SDSS J0018-0939 の元素組成の特徴とよく一致します。太陽質量の 300 倍以上の星は本当に爆発を起こすかどうかわかりませんが、起こるとするとやはり多くの重元素を放出するとみられ、SDSS J0018-0939 の元素組成を説明できる可能性があります。いずれも、大質量星の場合に比べると、星の進化を含めて理論的な研究例が多くないので、今後さらに詳細な研究が行われることが期待されます。図3にみられる観測とモデルの不一致の部分が解消されるかが注目されます。

  このほか、連星に属する白色矮星が起こす超新星爆発 (Ia 型超新星) でも鉄が多量につくられることが知られています。これと大質量星の起こす超新星が生成する元素を適度に混ぜれば、SDSS J0018-0939 の元素組成比を説明することは不可能ではありません。ただし、Ia 型超新星が起こるには比較的長い時間 (1億年以上) がかかるとみられ、宇宙の初期に生まれたとみられる SDSS J0018-0939 の起源としては想定することが難しいものです。


<これまでの類似の観測例>

  これまでにも、重元素量が全般的に低いなかで、鉄の組成が相対的には高い星がいくつか知られていました。特に、天の川銀河のまわりの小さな銀河 (矮小銀河) にはこういう星が多いことが知られています。ただし、これらは今回見つかった SDSS J0018-0939 に比べると重元素量はさほど低くなく、上記の Ia 型超新星の影響を受けている可能性が検討されています。そのほか、炭素やスカンジウム、コバルトなどの元素組成も SDSS J0018-0939 では異常に低く、これらの特徴をもった星はこれまでに知られていませんでした。

  これまでに見つかっている重元素の少ない星のなかには、鉄組成が太陽の 1000 分の1以下という星は多数あり、なかには鉄組成が太陽の 1000 万分の1以下というものも見つかっています。これらが初代星の影響を最もよく記録した星と考えられてきました。これに対し、SDSS J0018-0939 の鉄組成は太陽の 300 分の1程度はあり、炭素やマグネシウム、カルシウムも 1000 分の1ないしは数千分の1程度は含まれています。この点については、巨大質量星は、鉄をはじめとする大量の重元素を合成するため、そのあとに生まれてくる星は必ずしも重元素量が極端に低い星にはならないという予想がありました。SDSS J0018-0939 の重元素量は、この予想とはよく一致しています。



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