原始星の成長過程は質量にかかわらず似ていることが、大質量原始星を取り巻くガスの円盤から分かってきた。

アルマ望遠鏡の観測により、太陽の10倍重い原始星を取り巻くガスの円盤の様子が高解像度でとらえられたんですねー

しかもガスの円盤は、地球から見てほぼ真上から観測することが可能な位置関係。
ガス円盤の非対称な構造や、外側から円盤に向ってガスが落下していることなど、円盤の様子が明らかなったようです。

“G353.273+0.641”のイメージ図

大質量星の誕生と成長

夜空に光る恒星の質量は、太陽の数十倍以上から太陽の数分の一まで様々です。
このうち大質量星は数が少なく、太陽系の近くには存在していないんですねー

さらに、進化のスピードが速いといった理由により、その誕生と成長について多くの謎が残されています。

たとえば、大質量星の赤ちゃん星（原始星）がどのように周囲のガスやチリを取り込んで成長していくのか？　その過程が小質量原始星の場合とどれほど異なるのか？ っといったことは十分には分かっていませんでした。

今回の研究では、山口大学の研究チームが太陽の10倍の質量を持つ原始星“G353.273+0.641”をアルマ望遠鏡で観測。大質量原始星の成長過程を明らかにするのが目的でした。
　　“G353.273+0.641”は、さそり座の方向約5500光年彼方に位置している。

これまでに詳しく調べられている大質量原始星の多くは、星の周囲を取り巻く円盤“原始惑星系円盤”を横から見る位置関係にありました。
なので、円盤の外側のガスと内側のガスが重なって見えてしまい、中心星のすぐ近くを調べることが困難でした。

一方で“G353.273+0.641”は、地球から見て周囲の円盤をほぼ真上から観測することが可能な位置関係にあります。
そう、“G353.273+0.641”は大質量原始星を取り巻く“原始惑星系円盤”の様子を詳しく調べるのに、うってつけの天体といえるんですねー


円盤の不安定さが非対称な構造を作り出している

観測の結果明らかになったのは、“G353.273+0.641”の周囲を取り巻く円盤が半径250天文単位（約380億キロ）まで広がっていることでした。

この距離は、太陽系における海王星軌道の8倍以上の大きさに相当。
でも、他の大質量原始星の周囲で見つかった円盤に比べると小さいものでした。

他に明らかになったのは、円盤の中でも中心星の東側が一段と強い電波を発していること。
このことは、円盤が非対称な構造を持っていることを示す結果になり、大質量原始星の周囲で非対称な円盤がとらえられた初の観測例でした。

大質量原始星“G353.273+0.641”の疑似カラー合成画像。 （赤）は原始星周囲のコンパクトな構造、（黄）は円盤、 （青）は外側に広がるガス（エンベロープ）。

ガスが原始星に落下していくペースを調べることで、原始星の年齢を推測することができます。

これによると、“G353.273+0.641”の年齢はわずか3000歳ほどになり、これまで知られている大質量原始星の中では最も若いことが分かりました。
そう、赤ちゃん星の成長の一番初期の段階を見ていることになるんですねー

今回観測された円盤質量の見積もりは太陽の2～7倍ほど。
中心星の質量は太陽の10倍なので、円盤の質量は中心星の20～70％もあることになります。

円盤の質量と内部のガスの運動を詳しく調べた結果分かってきたこともあります。
それは、この重い円盤は安定的に存在することはできず、今後分裂して中心星に落下していきやすい状態になっていること。
円盤に非対称な構造を作り出している原因は、このような不安定な状況なのかもしれません。

これらが示しているのは、“G353.273+0.641”が活発に成長している途中段階にあることです。

今回の観測結果は、これまでに観測されている小質量原始星の周囲と性質がよく似ていて、単純に規模を大きくしたものといえます。
原始星の成長過程は質量にかかわらず、似たものであることを明確に示す結果でした。

これまで、大質量原始星の周囲は温度が高く、円盤が安定化しやすいのではないかという認識がありました。

でも、今回の観測で確かめられたのは、成長初期の重い円盤はやはり不安定になるということ。
円盤の力学状態が、原始星へのガス供給にどのように影響するのか？　を探る上で重要な発見になります。

ただ、ちぎれた円盤片は今後中心星へ落下するのか、あるいは円盤内に残って兄弟星を作るのかなど、まだまだ考えるべき新しい課題があるようです。


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月の南極域を調べる世界初の探査機、インドの“チャンドラヤーン2号”が打ち上げに成功！

インド宇宙研究機関が7月22日に月探査機“チャンドラヤーン2号”の打ち上げに成功しました。
月への着陸は9月上旬になるようです。


月への軟着陸は成功すれば世界で4番目

7月22日18時13分（日本時間）。インドのサティシュ・ダワン宇宙センターから“GSLV-Mｋ III”ロケットで、月探査機“チャンドラヤーン2号”が打ち上げられました。

当初の打ち上げ予定は7月15日。直前でヘリウムガス漏れとみられる不具合が見つかり打ち上げは延期されていました。

“GSLV-Mｋ III”ロケットにより打ち上げられる“チャンドラヤーン2号”

ロケットは正常に飛行し、打ち上げから約20分後、予定の軌道に達したため探査機はロケットから切り離され、打ち上げは成功。
探査機の切り離し直後までの様子は、ロケットに搭載されていたカメラにもはっきりととらえられていたそうです。

その後、“チャンドラヤーン2号”は約1か月かけて月を目指し、月周回軌道に入るのは8月下旬。

9月7日には着陸機“ヴィクラム”が月への軟着陸を実施。
月の南緯70度付近にある2つのクレーター“マンチヌスC”と“シンペリウスN”の間の大地が着陸地点になります。
　　着陸機“ヴィクラム”の名前は、
　　インド宇宙工学の父と呼ばれる物理学者でインド宇宙研究機関の初代所長の
　　“ヴィクラム・サラバイ”に由来している。

軟着陸に成功すれば、旧ソ連、アメリカ、中国に次いで世界で4番目の成功になるんですねー

着陸すると“ヴィクラム”に搭載されていた探査車“プラギャン”が送り出されます。
　　“プラギャン”はサンスクリット語で知恵や英知の意味。

“ヴィクラム”と“プラギャン”は、月面上の昼1日（地球の約14日間）をかけて、着陸地点付近の月面を調査。
一方で周回機は、上空100キロから約1年にわたって探査を行います。

着陸機“ヴィクラム”と探査車“プラギャン”

水に関する新しい発見に期待

“チャンドラヤーン2号”のミッションでは、地形や月震、鉱物の同定と分布、地表の化学組成、表土の熱物理学的な特性、月の薄い大気組成を調べるための観測機器が準備されています。

これらの機器により、月の表面近傍のプラズマ環境や月震活動の測定、水分子の分布などが調査される予定です。

特に水に関しては、月の南極が注目の領域になります。

南極には太陽光がずっと当たらない影のままの領域（永久影）が北極よりも多くあり、その周りに水が存在している可能性があります。

2008年に打ち上げられた探査機“チャンドラヤーン1号”によって、月面に水分子が存在する証拠が発見されています。

その水の起源に迫るためには、月面や表面下、外気圏（ごく薄い大気の層）における水分子の分布範囲を詳しく調べる必要があり、“チャンドラヤーン2号”による観測データから手掛かりが得られるかもしれません。

また、南極域には“コールド・トラップ”と呼ばれるクレーターが存在しています。

“コールド・トラップ”では、クレーター内に堆積した氷が上空の大気を冷却して冷たい空気の層を形成。
この冷たい大気の層が遮蔽物のようになることで、クレーター内の氷を安定した状態に保っています。
太陽系初期の歴史が、このクレーター内に化石のように残されていると考えられているんですねー

月の南極域を調べる世界初の探査機になる“チャンドラヤーン2号”。
インドだけでなく、世界もこのミッションに注目しているはずです。
月よりも遠い天体を目指す将来のミッションを推進する発見（水に関する発見とか…）があるといいですね。


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隕石の炭素を調べて分かった。太陽系の小惑星帯にある天体の一部は、木星よりも遠くで作られて移動してきたようです。

火星と木星軌道の間にある小惑星帯。
そこに存在する小惑星の一部の形成過程が、小惑星由来の隕石に含まれる炭酸鉱物の分析から明らかになってきました。
まず木星軌道の外側の低温領域で形成され、後に現在の軌道へ移動してきた可能性が高いようです。


小惑星はどこで形成されたのか

現在、太陽系の小惑星は火星と木星の公転軌道の間にある小惑星帯に集中して存在しています。

こうした小惑星はどこで形成されたのでしょうか？

この疑問を解くことは、現在の太陽系惑星の姿がどのように構築され、惑星の材料となった物質がどのようなものであったか？ っという重要な問題を解決するための糸口にもなるんですねー

それでは、小惑星が形成された位置を特定するにはどうすればイイのでしょうか？

小惑星の形成過程を解明するには重要な手掛かりになるものがあります。
それは、小惑星を母天体とする隕石に含まれる炭素化合物などの凝固点の低い揮発性成分。

水を多く含む原始的隕石（炭素質コンドライト）には、その母天体の中で形成された炭酸塩鉱物が存在しています。
　　水と岩石との反応で炭酸塩鉱物が形成される。

そこに含まれる炭素が、母天体に存在した揮発性の炭素化合物に由来すると考えられるわけです。
ただ、これまでその起源を特定できていませんでした。


小惑星由来の隕石に含まれている炭素を分析してみると…

今回、小惑星に含まれる炭素の由来を調査したのは茨城大学の研究チーム。
2000年1月にカナダ西部に落下した“タギシュ・レイク隕石”に豊富に含まれている炭酸塩鉱物の炭素同位体比（炭素13と炭素12の量比13C/12C）を分析しています。

分析に用いられた“タギシュ・レイク隕石”。 宇宙空間に近い環境を保つため低温で保管されている。

その結果、炭酸塩鉱物の炭素同位体比は一様で、地球の標準物質と比較して7％も13Cに富んでいることが分かります。

これほど13Cに富む有機物は極めて稀なこと。
さらに分かったのが、隕石に含まれる炭酸塩鉱物が（炭素量で）1.3重量％と大量なので、この炭素が有機物由来である可能性が低いことでした。

では、有機物以外に炭酸塩鉱物に炭素を供給できる物質は何でしょうか？

研究チームが最も可能性が高いと考えたのは、母天体に固体として含まれていた二酸化炭素（ドライアイス）です。

ドライアイスの凝固点は、0.0001気圧程度の宇宙空間では摂氏マイナス200度と低くなります。
なので、今回の分析結果は“タギシュ・レイク隕石”の母天体が形成されたのが、ドライアイスが存在できる低温環境下だということを示していました。

つまり、“タギシュ・レイク隕石”の母天体が形成されたのは、太陽から遠い木星軌道以遠ということになるんですねー
　　今回推定したドライアイスの炭素同位体比や、
　　この隕石に含まれる二酸化炭素と水の量比は、彗星の観測値と矛盾していない。

“タギシュ・レイク隕石”は、小惑星帯の外縁や、木星のトロヤ群小惑星に多く存在する“D型小惑星”から飛来したと見られます。
　　トロヤ群小惑星は、木星軌道上で木星の前後に集団で存在する小惑星の一群。

理論モデルによると、約40億年間に木星型惑星の軌道が変化し、その際に太陽系外縁天体が小惑星帯やトロヤ群領域に移動した可能性があると考えられています。

このシナリオと調和的な今回の研究結果は、小惑星の形成と軌道進化の過程を実験データで示した初めての成果になります。

小天体の移動が起こっていたのであれば、地球型惑星が存在する内惑星領域にも、外惑星領域で形成された物質が存在する可能性が出てきます。

地球大気に含まれるキセノンのうち20％は彗星物質に由来するという報告もあるので、地球の大気や海洋を含む、惑星に存在する揮発性物質の起源を探る上でも、今回の研究成果は重要な知見をもたらすものと言えるんですねー

隕石の炭酸塩鉱物がドライアイスの存在量、すなわち周囲の温度を示す指標になる可能性を示した今回の成果により、今後期待されるのが小惑星の形成過程の解明が進むこと。

さらに、探査機による小惑星や彗星の探査にとっても、“タギシュ・レイク隕石”の分析結果は有用なデータになるようですよ。


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宇宙の大規模構造にも影響を及ぼしている？ 銀河団同士が衝突する瞬間に形成される衝撃波が初めてとらえられました。

X線天文衛星“すざく”や電波望遠鏡などを用いた観測で初めてとらえたもの。

それは、銀河団同士が衝突するときに発生する衝撃波でした。
このことは銀河団の形成と進化の過程を理解する上で重要な成果になるそうですよ。


銀河団同士が衝突する瞬間に形成される衝撃波

宇宙では数百億～数千億個の星が集まって銀河が形成され、さらにその銀河が数百個以上も集まって銀河団が形成されます。

銀河団は宇宙の大規模構造の“節”の部分に対応していて、その直径は数億光年にも達するんだとか…
重力で束縛された天体として銀河団は宇宙最大のものになります。

銀河団は宇宙の歴史の中で、互いに衝突と合体を繰り返すことで成長してきたと考えられています。

ただ、銀河団同士の衝突が完了するまでには数十億年程度かかると推定されているので、1つの銀河団で衝突の全ての段階を観測することは不可能なんですねー

そのため、銀河団の進化の歴史を調べるのに必要になるのが、異なる衝突段階にある銀河団をスナップショットとして多数観測することです。

これまでの観測で多く報告されているのは、衝突の最中にある銀河団では、衝突軸に沿った方向に衝撃波が存在すること。
また、シミュレーションの結果からは、エネルギーが放出され始める“衝突の瞬間”に衝突軸に垂直な方向に衝撃波が形成されると予測されています。

この衝撃波は遠方まで伝搬し、衝突による放出エネルギーは銀河団だけでなく、周辺の大規模構造にまで伝わると考えられています。

銀河団衝突のイメージ図。 色は銀河団プラズマの温度を表し、赤が高温、青が低温。 衝突が進むと衝突軸に沿った衝撃波が形成される（青円弧）。 また衝突の瞬間には、衝突軸に垂直な方向へ衝撃波（赤円弧）が走ると予測されてきた。

でも、この初期段階は1億年未満しか保持されないと理論的に考えられています。

なので、衝突したばかりの銀河団の発見例は非常に少なく、銀河団衝突の初期にどのような現象が起こるのか、どのくらいのエネルギーが解放されるのかといったことは分かっていませんでした。


宇宙の大規模構造にも影響を与えている銀河団衝突の衝撃波

今回、理化学研究所のグループが詳しく観測したのは、みずがめ座の方向約12億光年彼方に位置する衝突初期段階の銀河団のペアでした。

観測にはX線天文衛星の“すざく（JAXA）”、“チャンドラ（NASA）”、“XMMニュートン（ヨーロッパ宇宙機関）”と、低周波電波望遠鏡“LOFAR”、巨大メートルは電波望遠鏡“GMRT”が用いられています。

衝突銀河団のペア。スローン・デジタル・スカイ・サーベイによる可視光線画像に、 “チャンドラ”によるX線画像（青）、“GMRT”による325MHｚ電波画像（赤）を重ねたもの。

まず、X線観測データから2つの銀河団の中間に7000万度の高温プラズマが、約1Mpc（約326万光年）の広範囲にわたってベルト状に存在していることが明らかになります。

さらに分かったのは、その高温領域の端では高温プラズマの温度と密度が急激に下がること。
このことは高温プラズマ中に衝撃波が存在することを示していて、その方向は衝突軸に対して垂直…
そう、シミュレーションで予測されていた「衝突軸に垂直な方向の衝撃波の存在」を初めて確認したことになるんですねー

高温ガスは銀河団よりも更に広い範囲に広がっていると予測されるので、観測された衝撃波は銀河団の進化だけでなく、宇宙の大規模構造にも影響を及ぼしているようです。

（左）“XMMニュートン”による銀河団プラズマの温度マップ。 緑の等高線がX線、白の等高線が電波放射強度を示している。黒破線が衝撃波の位置。 （右）圧力マップ。白破線が衝撃波の位置。

電波観測のデータからは、銀河団の中間に400～600kpc（約130万～200万光年）にわたる電波放射が広がっていることが分かりました。

電波源は低周波でのみ明るいスペクトルを持つことから、すでにエネルギーを失っていた電子が衝突現象で発生した衝撃波によって再加速されたものと考えられています。
この観測結果が示唆しているのは、衝突現象が銀河団規模の粒子加速にも影響を与えることでした。

今回の研究成果は衝突と合体による銀河団の形成と進化、宇宙の大規模構造形成史の理解、さらに宇宙プラズマ物理学の進展に大きく貢献すると期待されています。

2021年度にはJAXAのX線天文衛星“XRISM”、2030年代にはヨーロッパ宇宙機関のX線天文衛星“Athena”が打ち上げられます。
これらのX線天文衛星によって、今回の衝突銀河団のより詳細な研究が行われるようですよ。


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クエーサー中心にある超大質量ブラックホールが光速で自転するのはなぜ？

X線天文衛星“チャンドラ”による観測から、クエーサーの中心に存在する超大質量ブラックホールが光速に近い速さで回転していることを示す証拠がとらえられました。

超大質量ブラックホールの自転速度

今回、アメリカ・オクラホマ大学の研究チームがNASAのX線天文衛星“チャンドラ”を用いて観測したのは、98億～109億光年彼方に位置する5つのクエーサー。

クエーサーは活動銀河核の一種。銀河の中心核だけで残りの銀河全体よりもはるかに明るく輝いている天体。

観測の目的は、それぞれの中心に存在している太陽質量の1.6億～5億倍という超大質量ブラックホールの自転速度を調べることでした。

地球から見ると、これらのクエーサーの手前には別の銀河が存在しています。
その銀河の質量が作り出す重力レンズ効果によって、各クエーサーの像は複数に分かれて観測されることになります。

さらに、今回の観測でとらえることができたのは、銀河内の恒星によるマイクロ重力レンズ効果の影響。
そのおかげで、X線放射が狭い範囲から発生していることが明らかになりました。

“チャンドラ”がとらえたクエーサーの重力レンズ像。 各画像の左下は天体名。

X線は、ブラックホールを取り巻く降着円盤の物質が回転しながらブラックホールへと落ち込んでいくときに高温になることで放射されます。

ブラックホールに落下する物質は角運動量を持つため、降着円盤と呼ばれるへんぺいな円盤をブラックホールの周囲に作る。降着円盤内のガスの摩擦熱によって落下するガスは電離してプラズマ状態になり、この電離したガスは回転することで強力な磁場が作られ、降着円盤からは荷電粒子のジェットが噴射しX線などが観測される。

この時にブラックホールが自転していると、物質はブラックホールにより近い領域を周回するようになります。

つまり、狭い領域からのＸ線放射は、超大質量ブラックホールが高速で自転していることを示唆しているんですねー

今回の観測データから明らかになったのは、“アインシュタイン・クロス”と呼ばれる4つの重力レンズ像で知られている、みずがめ座の方向にあるクエーサー“Q2237”では、中心ブラックホールはほぼ光速で自転していること。

また、他の4つについても、光速の約50％で自転していることが示されることになります。

こうした高速自転は、X線スペクトルに見られる特徴からも確かめられています。

超大質量ブラックホールが、これほど高速で自転している理由については、まだ分かっていません。

可能性として考えられるのは降着円盤の運動。

ブラックホールと同じ向き、同じ角度で回転する降着円盤から数十億年以上にわたって物質が供給されていることで、ブラックホールが成長してきたことと関りがあるのかもしれません。


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