＜本研究の詳細＞

生まれたての重い星たちは強い紫外線を放出し、まわりの水素ガスを電離させて"電離水素領域"をつくります。 この電離領域が膨張するにつれて、まわりのガスは外側へ押され、あるところで掃き集められたガスは徐々に密度を増し、密度が高くなった部分で星が生まれると考えられています。電離領域を作った星たちを第１世代目とすると、掃き集められたガスの中で生まれた星たちは第２世代目の星集団とされ、このような星の生まれ方を”段階的星形成”と呼んでいます。つまり、電離領域は次の世代の星が作られるきっかけをつくっているのです。 天の川銀河内の電離領域では、光や赤外線、電波などさまざまな波長による観測から、段階的星形成の証拠が見つかってきました。一方、天の川銀河の外、他の銀河の中には、より巨大な電離領域がたくさんあります。そこには、よりたくさんの分子ガスがあることがわかっていますが、そのたくさんの分子ガスからどのようにしてたくさん星が生まれるかについての研究はあまりなく、理論的に簡単な予想がされているだけでした。

東京大学、国立天文台の三浦理絵（みうらりえ）氏らの研究グループは、野辺山ミリ波干渉計を用いて、さんかく座銀河(M33)にあるNGC604という巨大な電離領域から、世界で初めてシアン化水素、波長3mm連続波を検出することに成功しました。また、一酸化炭素の観測も行っており、世界でもっとも解像度の高い電波画像を得ることに成功しました。 一酸化炭素は星の材料である分子ガスの存在指標としてよく用いられますが、シアン化炭素はそれよりも100倍以上も密度が高い分子ガスの指標となることが知られています。星は分子ガスの塊（以後、分子雲）の中でも密度がより高い場所で生まれます。したがって、一酸化炭素は星の元である分子雲の指標、シアン化炭素は分子雲の中でもより密度が高い場所の指標と考えられます。一方、波長3mm連続波は、主に若くて重い星からの強い紫外線によって電離されたガスからの放射であるので、重い星が生まれている場所を教えてくれます。 この巨大電離領域は、650－1000光年ほどの広がりを持ち、その中心部では200個以上もの重くて若い星の集団が生まれています(図１)。 これほど明るく大きな電離領域は珍しく、天の川銀河内の最も大きい電離領域よりも2、3倍の明るさがあります。このような巨大な電離領域で、これほどたくさんの星たちがまわりのガスにどのように影響を与えているのかを詳しく調べることは大変重要です。

観測の結果、この巨大電離領域には少なくとも10個の分子雲があり、そのうち2つのもっとも大きな分子雲でシアン化水素を検出、また中心の星集団の近くにある分子雲2つで連続波を検出しました。研究グループは、中心の星集団や電離領域の広がりとの位置関係から、電離領域が膨張するにつれて星形成の活発さが減少していることを発見し、この領域では電離領域の膨張によって星形成が伝播しているというシナリオを提案しています。中心部の星集団が第１世代の星とすると、その近くにある分子雲(図2中、(2)で示されています)では、若く重い星がたくさん生まれている可能性があり、これらは第２世代目の星だと考えられます。中心部の星集団から少し離れた場所にある分子雲(図2中、(3))では、高密度ガスの中で若く重い星がたくさん生まれています。これらの星は、同じく第２世代の星か、あるいは、第２世代の星の影響によって生まれた第３世代の星かもしれません。さらに遠くの、巨大電離領域の端のほうにある分子雲(図2中、(4))は、内部でガスの密度が高くなっていることがわかりました。このような分子雲は星を作る準備をしていると考えられます。