図１.すばる望遠鏡の超広視野カメラHSC（ハイパー・シュプリーム・カム）がとらえた120億年前の宇宙のクェーサー（緑の円で囲った天体）

概要

銀河の中心には超大質量ブラックホールと呼ばれる太陽の質量の100万倍を超えるような質量を持つブラックホールが潜んでいることがわかっています。この超大質量ブラックホールが宇宙の初期にどのように誕生し、その後の宇宙の歴史の中でどのように成長してきたのかはまだ謎に包まれています。クェーサーは超大質量ブラックホールが成長する様子を見ている天体であると考えられています。我々はすばる望遠鏡に新しく搭載された超広視野カメラを用いて、世界で初めて120億年前の宇宙初期にある1,000個を超える多数の暗いクェーサーを発見することに成功しました。解析の結果、暗いクェーサーの数はこれまでの研究から推定されていたほど多くないことがわかりました。またそれらの天球上での分布は周りに群れる銀河と似たもので、銀河よりも強い密集を示す結果ではありませんでした。これらの結果は、宇宙初期に起こった超大質量ブラックホールの成長は多数の銀河で間欠的に起こっていたことを示唆します。

研究内容

超大質量ブラックホール^（注1）の成長はどれくらいの割合の銀河で起こっているのか、それが起こっている銀河は特殊な銀河なのか、これらの情報は超大質量ブラックホールの成長の歴史をたどる上で重要な情報を与えます。超大質量ブラックホールが成長する様子はクェーサー^(注2)として観測されると考えられています。これまでの研究では暗いクェーサーが多数存在する可能性が示唆されており、その数は銀河の数と匹敵すると推定されていました。また宇宙初期のクェーサーの天球上の分布は銀河よりも強く偏った分布を示し、大質量の銀河で選択的にクェーサー現象が起こっていたことも示唆されていました。これほど多数のクェーサーが比較的数が少ない大質量の銀河に選択的に存在すると、宇宙初期においては多くの大質量の銀河がクェーサーのような活動的な状態をずっと継続的に示していたことになります。超大質量ブラックホールの成長の理論的研究でも宇宙初期にずっと継続的な成長を起こしていなければ早い時期に大質量に到達することは出来ない、というモデルもあります。一方で、この状況はほとんどの銀河がクェーサーのような活動性を示さない現在の宇宙の様子とはかなり異なっています。

今回我々はすばる望遠鏡に新しく搭載された超広視野カメラHSC(ハイパー・シュプリーム・カム)を用いて進めている広域探査のデータを用いて120億年前の宇宙初期にある暗いクェーサーの探査を行いました。HSCは高い感度で非常に広い領域に渡る探査を行うことを可能にしました。HSCの広視野を生かし、この時代の宇宙において銀河の大規模構造を取り囲むような1.5立方ギガパーセク^(注3)というとても大きな領域を探査することが出来ました。図1の画像は暗いクェーサーの一例です。ここからもわかるように宇宙初期にある数少ない暗い天体を探すことは容易ではありません。手前にある多数の星や銀河をその色や形の情報を用いて取り除き、ようやく発見することが出来ます。すばる望遠鏡によって達成される高い色測定の精度と良い星像によって、はじめて宇宙初期にある暗いクェーサーを精度よく選択することが出来るようになりました。この解析の結果、世界で初めて1,000個を超える120億年前の宇宙初期にある暗いクェーサーを発見することに成功しました。

探査した領域と発見された個数を元に単位体積あたり(1立方ギガパーセクあたり)の数を考えると、図2の赤四角で示す結果となります。今回の結果は以前の結果で示唆されていたほど暗いクェーサーの数は多くないことを示しました(発表論文1)。以前の結果は統計的に十分な数で議論されていなかったり、他の天体の混入が十分に除けていなかったりしたため、過大評価していた可能性があります。さらに我々は、図3に示すように今回の探査で発見されたクェーサーの天球上の分布と同じ時代にあると考えられる銀河の分布の比較を行いました。天球上の分布を相互相関関数^(注4)と呼ばれる手法によって統計的に解析した結果、暗いクェーサーの分布は同じ時代にある多数の銀河と似た分布を示しており、特に大質量の銀河に選択的に存在したわけではないという結果が得られました(発表論文2)。これらの結果は、宇宙初期に起こった超大質量ブラックホールの成長は多数の銀河で間欠的に起こっていたことを示唆しています。

すばる望遠鏡による広視野探査はまだ進行中で最終的には今回の研究で用いた領域の3倍以上の領域の探査が行われる予定です。特にクェーサーや銀河の空間分布の研究は多数のサンプルを必要とするため、より良い統計の解析が待たれます。また我々はオーストラリアにある望遠鏡を用いて、見つかった天体の詳細な分光観測を進め、それぞれのクェーサーの中心にあるブラックホールの質量を決定する研究も進めており、それによって宇宙初期の銀河の中で起こった超大質量ブラックホールの成長史を解き明かそうとしています。

発表雑誌

(1) 本研究は、東北大学の秋山正幸教授を中心とする27名からなる研究グループによって取りまとめられました。研究成果は2017年11月30日に日本天文学会欧文研究報告誌に掲載されました。(M.Akiyama, W.He, H.Ikeda et al. "The quasar luminosity function at redshift 4 with the Hyper Suprime-Cam Wide Survey", Publications of the Astronomical Society of Japan, Volume 70, Issue SP1, id.S34)

(2) 本研究は、東北大学の博士後期課程2年の何晩秋を中心とする28名からなる研究グループによって取りまとめられました。研究成果は2017年12月18日に日本天文学会欧文研究報告誌に掲載されました。(W.He, M.Akiyama, J.Bosch et al. "Clustering of quasars in a wide luminosity range at redshift 4 with Subaru Hyper Suprime-Cam Wide-field imaging", Publications of the Astronomical Society of Japan, Volume 70, Issue SP1, id.S33)

(3) すばる望遠鏡の広視野探査では他にも多数の初期成果が得られており、その成果が日本天文学会欧文研究報告誌にまとめて報告されました。それらの成果については
カブリIPMUからのリリース http://www.ipmu.jp/ja/20180227-HSC-FirstResults
国立天文台からのリリース https://www.subarutelescope.org/Pressrelease/2018/02/26/j_index.html
にも報告されています。

参考図

図2.すばる望遠鏡広域探査で得られた暗いクェーサーの個数密度(赤四角)。以前の結果は赤星印や青破線のように多数の暗いクェーサーが存在することを示唆していたが、今回の結果は個数密度が低いことを示す。青丸はスローンデジタルスカイサーベイで得られていた明るいクェーサーの個数密度で、赤線はHSCの結果とスローンの結果を合わせたフィット結果。(Akiyama et al. 2018, PASJより)

図3.発見された120億年前の暗いクェーサーの天球上の分布(赤星印)を同じ時代の銀河の分布(黒点とカラー等高線、青から赤に向けて密度が高くなる)と比較したもの。今回の探査領域の一部のみを示す。下は一部分を拡大したもの。白抜きの領域はデータのない領域を表す。 (He et al. 2018 PASJ 論文のデータに基づく)

用語説明

（注1）超大質量ブラックホール
近年の観測から銀河の中心にはそれぞれの銀河の質量に比例するブラックホールが潜んでいることがわかってきました。例えば我々の住む銀河系の中心には太陽の質量の400万倍もの重さを持つブラックホールが存在すると考えられています。大きい銀河になるとその中心のブラックホールは太陽の10億倍の質量を持ち、光が出ることが出来ない領域の大きさは太陽系の大きさ程度にもなります。

（注2）クェーサー
銀河の中心にある超大質量ブラックホールはまわりの物質を吸い込んだり、ブラックホール同士で合体したりして成長してきたと考えられています。周りの物質を取り込んで成長する様子は銀河の中心が明るく輝く活動銀河中心核と呼ばれる天体として観測されます。その活動銀河中心核の中でも中心核が明るく、銀河全体と同程度の明るさを持つものをクェーサーと呼びます。

（注3）ギガパーセク
パーセクは天文学特有の距離を表す単位で、銀河系の中の星の間の間隔はおよそ1パーセクです。銀河と銀河の間の間隔はその100万倍の1メガパーセク程度です。1ギガパーセクはさらにそれを1000倍大きくしたスケールで銀河の大規模構造を取り囲むようなスケールになります。

（注4）相関関数
天体の空間分布を定量的に評価するために、ある天体から見た時にそれ以外の天体が距離の関数としてどのように分布しているかを平均的に表した関数。群れて分布していて相関が強い場合には距離が小さいところで大きな値を示すのに対して、散らばって分布していて相関が弱い場合には小さな値となる。

問い合わせ先

東北大学大学院理学研究科天文学専攻
教授　秋山 正幸（あきやま まさゆき）
電話：022-795-6511
E-mail：akiyama[at]astr.tohoku.ac.jp
＊[at]を@に置き換えてください

Posted on：2018年4月26日