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最新の成果から

45メートル望遠鏡の新受信機を使って110億年前の銀河から電波を受信

2009-04-17

遠い宇宙からやってくる電波信号は大変微弱です。その微弱な電波を受信するために、電波天文学者は観測装置の開発や改善を行い、日夜地道な努力を続けています。国立天文台野辺山宇宙電波観測所の45メートル望遠鏡には、同観測所の酒井剛 (さかいたけし) 元研究員 (現東京大学天文学教育研究センター特任助教)、中島拓 (なかじまたく)研究員らと大阪府立大学の共同で開発された受信機システムが新たに搭載され、今年から共同利用観測などに用いられています。この受信機は従来のものに比べて大変性能が高いため、これまで45メートル望遠鏡では非常に難しかった遠方宇宙の観測などが活発に行われるようになると期待されます。この新受信機を用いて、同観測所の伊王野大介 (いおのだいすけ) 助教らは110億年前の宇宙に存在する Cloverleaf (クローバーリーフ、和訳では四ツ葉のクローバー、注1)とよばれる銀河を観測し、この銀河に存在する一酸化炭 素分子の放つ電波(97ギガヘルツ、注2)の検出に成功しました。このような遠方銀河の観測の場合には、何時間、場合によっては何日もの観測時間を投じて一酸化炭素分子探査を行い、運が良ければかろうじて検出に至るのが通例でした。しかし、この高性能受信機を使うことによって、今回はわずか10分で一酸化炭素分子の放つ電波スペクトルが検出され、45メートル望遠鏡の飛躍的な観測性能の向上が顕わになりました。

この新受信機を使った観測は、現在毎日のように行われており、今後の成果が大いに期待されます。また、45メートル望遠鏡では、さらに新しい観測装の搭載が予定されており、遠方宇宙に存在するCloverleafのような銀河の一酸化炭素分子を探査することによって、銀河の形成や巨大ブラックホールの誕生の謎に迫っていきます。

参照:http://www.nro.nao.ac.jp/~diono/cloverleaf/

注1:Cloverleaf は、重力レンズと呼ばれる機構によって明るさが増幅されている。また重力レンズの効果により、1つの銀河が見かけ上4つに分裂し、四ツ葉のクローバーのような形を作り出している。 注2:一酸化炭素分子は、星の主な材料である水素分子の分布や存在量とよい相関を示すため、起こりうる星形成の重要な指標になる。

星の質量分布を予言することに成功

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図:分子雲コアの質量分布(左)から予想した星の質量分布 は実際の星のもの(右)と良く一致した。

2008-12-16

星の明るさや寿命は、その質量によって決まります。星は分子雲コアと呼ばれる、水素分子の密度が1ccあたり数十万個程度のガスの塊の中で生まれるため、星の質量がどのように決まるかは、コアの性質を研究すれば明らかになると考えられます。 国立天文台と宇宙科学研究本部の研究グループは、野辺山45m望遠鏡を用いてオリオン座Aと呼ばれる領域においてコアの探査を行いました。その結果、236個とこれまでにない多数のコアを検出すること に成功しました。そして、コアの質量分布を調べたところ、その形が星の質量分布とよく似ていることが分かりました。さらに、コア同士が重なる効果を補正し、かつコアの物質のうち4 割が星になると考えると、星の質量分布とよく一致しました。つまり、星の質量分布はコアの質量分布から予言できることが明ら かとなりました。(Ikeda, Sunada and Kitamura 2007, ApJ, 665, 1194)。   

45m望遠鏡用の新たな100GHz帯シングルビーム受信機の開発


図:45m鏡に搭載された新受信機の外観。

2008-04-04

45m望遠鏡に搭載する新しい100GHz帯のシングルビーム受信機システムを 大阪府立大学の中島拓氏らが開発して望遠鏡に搭載し、本格観測を開始しました。 この受信機は、導波管回路による偏波分離器(OMT)と 2個のサイドバンド分離(2SB)ミクサから成り、 受信した電波の直交する両直線偏波成分と高周波・低周波の両側波帯成分を分離して同時に取り出すことで、 4つの異なる周波数帯を同時に観測することが出来ます。 これによって、従来の受信機に比べて大幅な低雑音(高感度)化と広帯域化に成功しました。 (Nakajima et al. 2008, PASJ, 60, 435)

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星周辺部における負イオンC8H-の検出


図:45m鏡により観測されたC8H-のスペクトル。

2008-02-15

IRC+10216と呼ばれる年老いた星周辺部では多くの炭素鎖分子が検出されていますが、 宇宙における最初の負イオンC6H-が検出された天体としても注目を集めています。 岡山大学、国立天文台野辺山、静岡大、米国ハーバード大の研究グループは、 野辺山45m鏡を用いて宇宙では第3番目の負イオンとなる C8H-のスペクトル線を5本観測しました。 その中の2本を図に示します。 スペクトル線の強さからC8H-イオンは 中性分子C8Hの37%にも達していることがわかりました。 (Kawaguchi et al. 2007, PASJ, 59, L47)

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Cyg-X3の電波バースト


図:Cyg-X3の電波バースト開始、1日後、2日後のスペクトルの変化。 電波強度の増加はミリ波帯から始まりセンチ波帯に移っていく。 一方減少もミリ波帯から始まりセンチ波帯に移っていく。

2007-12-06

国立天文台、東工大、山口大などの合同観測チームは、 2006年2月に起こったブラックホール候補天体Cyg-X3の電波バースト(電波で見える爆発現象)を 野辺山45m鏡、野辺山ミリ波干渉計、山口32m鏡を組織して 爆発の初期の変化を観測することに世界で初めて成功しました。 電波強度は最初に波長の短い3mm帯の電波で観測され、 遅れて波長の長いセンチ波帯も電波強度が強くなりました。 しかし3mm帯の電波強度はすぐに弱くなってしまうが、 センチ波帯では強度はなかなか減少しないこともわかりました。 この電波バースト発生の2日後には超高分解能のVLB干渉計の一つである JVN(日本VLBIネットワーク)により撮像観測され、 バースト初期の電波画像が世界で初めて撮られました。 これらの観測により長年謎とされてきたCyg-X3の活動性の研究に対して 大変重要な情報を得ることができました。 (Tsuboi et al. 2008, PASJ, 60, 465)

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星形成領域における初めての負イオン分子の検出


図:L1527で検出されたC6H輝線。

2007-11-21

東京大学の坂井南美氏らは、野辺山45m鏡・NRAO 100m鏡を用い、 炭素鎖負イオン分子(C6H)を おうし座分子雲の小質量星形成領域L1527において初めて検出しました。 星が誕生する場である分子雲には、様々な正イオン (H3+, HCO+, N2H+, etc.) が存在することが知られています。 一方で負イオンは、星なし分子雲コアTMC-1で C6HとC8Hが検出されたのみで、 原始星が作られているような領域では1つも見つかっていませんでした。 星形成領域という、密度が高い環境での負イオンの振舞いを調査することで、 宇宙空間における負イオンの役割を探る上で極めて重要な情報を得ることができます。 (Sakai et al. 2007, ApJ, 667, L65)

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宇宙でも同位体を使って化学反応を追跡


図:明らかになったCCSの生成ルート。

2007-09-05

東京大学を中心とした研究グループは、野辺山45m鏡・NRAO 100m鏡を用い、CCSの生成過程を明らかにしました。 CCSは宇宙空間に特徴的に存在する分子で、20年前に野辺山で初めて発見されました。 その後、星形成に伴う星間分子雲の化学進化を調べる重要な分子として世界中の研究者に利用されてきましたが、 その生成過程は不明でした。 二つの13C同位体種C13CSと13CCSの存在量が大きく異なることから、 CCSの二つの炭素が生成時に非等価であったことがわかり、CS+CHの反応で生成されていることを明らかにしました。 同位体を用いて、星間空間で起こっている化学反応を追跡できることが明瞭に示されました。 (Sakai et al. 2007, ApJ, 663, 1174)

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質量の大きな星なし分子雲コアの発見


図:45m望遠鏡による観測結果(左2枚)とSpitzer望遠鏡による赤外線の観測結果。

2007-06-20

太陽の8倍以上の質量を持つ大きな星(大質量星)がどのように形成されるかは、 太陽程度の質量の星(小質量星)の場合に比べほとんど明らかになっていません。 その理由の一つとして、大質量星形成の初期状態があまり明らかにされていないということがあげられます。 国立天文台の酒井氏らは、野辺山45m望遠鏡を用い、AFGL 333領域において、 星形成の兆候が見られない質量の大きな分子雲コアを発見しました。 この天体は化学的な進化も進んでおらず、比較的最近形成された若い天体であると考えられます。 これまでに大質量な星なし分子雲コアはほとんど見つかっておらず、 大質量星形成の初期状態を明らかにする上で重要な発見と言えます。 (Sakai, Oka & Yamamoto 2007, ApJ, 662, 1043)

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原始星は分子雲からどのようにして生まれるのか?


図:45m鏡(左)、OVRO干渉計(中)で得られた、 原始星GF9-2の母体の高密度分子ガスの分布とそれらを合成した電波画像(右)。

2007-04-13

私たちの太陽のような星が誕生する舞台は、星間空間に漂う分子ガス雲のなかにある濃いコアガスの塊、 分子雲コアです。この分子雲コアが自らの重力によって中心部に落下すると、 原始星の誕生に至ると考えられていますが、収縮開始時において、 分子雲コアは平衡に近い状態にあるのか、不安定な状態にあるのかは不明でした。 このほど、国立天文台ハワイ観測所の古屋玲氏らは、誕生して数千年というきわめて若い進化段階にある原始星、 GF 9-2を同定しました。さらに、野辺山45m鏡と米国カリフォルニア州にあるOVRO干渉計を用いて観測し、 両者のデータを結合することによって、高い解像度を持つ分子輝線の画像を得ることに成功しました。 原始星GF9-2を産むに至った、母体の分子雲コア内の物質の分布や内部運動を詳細に解析した結果、 30年以上続く論争に対し、収縮開始時において、 分子雲コアは重力的不安定な状態であったという決定的な証拠が示されました。 (Furuya, Kitamura & Shinnaga 2006, ApJ 653, 1369)。

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オリオン大星雲で、ねじれながらくるくると回転している特殊な有機分子(ギ酸メチル)が見つかった


図:オリオン大星雲とギ酸メチル。

2007-03-22

野辺山にある45m電波望遠鏡などを用いた観測で得られたオリオン大星雲から来る正体不明の電波を、 ギ酸メチル分子(化学式:HCOOCH3)が出していることを、 富山大学と国立天文台のチームがつきとめました(Kobayashi et al. 2007 ApJL 657, L17)。 オリオン大星雲から出ている正体不明の電波の内の約20本は、ギ酸メチル分子が図に示すようにねじれながら、 さらに分子全体が回転しているという特殊な状態にあるときに出す電波であることがわかりました。 これらの電波は星が生まれるガスの温度や、そこでの化学反応などを調べるのに役立ちます。 起源のわからない電波はまだ多数ありますが、 その多くがこのように大きくねじれながら回転する分子で説明できる可能性があります。

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渦巻銀河のCOデータベース完成


図:渦巻銀河M83の可視光画像(左)と分子ガス分布(右)。

2007-02-25

国立天文台の久野成夫氏らは、45m電波望遠鏡を用いて、 近傍渦巻銀河の分子ガスに関するデータベースを完成させました。 このデータベースの特長は、野辺山45m電波望遠鏡とマルチビーム受信機を用いることで達成できた、 高い空間分解能と感度、さらに、大口径の電波望遠鏡による銀河全体のマッピングとしては、 これまででもっとも多い40個もの渦巻銀河の分子ガスの分布を明らかにしている点です。

画像ギャラリー

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小質量星形成領域における大型有機分子の検出


図:NGC1333IRAS4BのHCOOCH3輝線。

2007-02-06

東京大学大学院理学系研究科物理学専攻の坂井南美氏らのグループは、 45m望遠鏡を用いた高感度観測で、非常に若い小質量原始星NGC1333IRAS4Bにおいて 大型有機分子HCOOCH3の検出に成功しました(Sakai et al. 2006, PASJ, 58, L15)。 星形成過程のごく初期段階から存在していることを示しただけでなく、 小質量原始星では3天体目の検出例であり、 太陽と同程度の星の形成過程で大型有機分子が一般的に生成されている可能性を示しました。 原始星誕生から惑星系形成にいたる化学進化を捉える上で非常に重要な発見です。

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記事募集

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2008-04-09 nro45mrt @ NRO