合体途中のそれぞれの銀河の中心で明るく輝く超大質量ブラックホール“二重クエーサー”を新たに発見。

すばる望遠鏡がとらえた3万個以上のクエーサーから選び出されたのは、400個以上の二重クエーサー候補でした。
これらを他の大型望遠鏡を用いて追観測してみると、3つの二重クエーサーが特定され、そのうちの2つは新たに判明したものでした。
二重クエーサーは、銀河が合体する過程で、それぞれの銀河中心にある超大質量ブラックホールが明るく輝いている状態の天体。
これを詳しく調べることで、銀河の合体や進化、超大質量ブラックホールの成長過程などの研究が進むようです。


銀河の合体や衝突で見られる二重クエーサー

宇宙では、銀河同士が衝突するという、大変ダイナミックな現象が頻発しています。

その銀河の中心には、質量が太陽の数百万倍から数十億倍にも及ぶ超大質量ブラックホールが存在し、そこに大量のガスが流入すると銀河全体よりも明るく輝くクエーサーとして観測されます。

クエーサーは、銀河中心にある超大質量ブラックホールに物質が落ち込むことで生み出される莫大なエネルギーによって輝く天体。遠方にあるにもかかわらず明るく見える。

さらに、銀河が衝突や合体するときには、ガスの流入量が特に多くなります。
そこで期待されるのが、2つのブラックホールが二重クエーサーとなった姿が見られることです。

でも、2つのクエーサーが同時に輝いている期間は短いんですねー
さらに、見つけるには広い観測領域と近接した2点を分解できる高い解像度の両方が必要になります。

なので、多くの二重クエーサーを見つけて、研究を進めることは困難なことでした。


新たに発見された2つの二重クエーサー

東京大学国際高等研究所 カブリ数物連携宇宙研究所や国立天文台の研究者による国際共同研究チームは、すばる望遠鏡に搭載された超広視野主焦点カメラ“HSC”で撮影された画像の中から、すでに知られている3万4476個のクエーサーを調査。

“HSC（Hyper Suprime-Cam：ハイパー・シュプリーム・カム）”は、すばる望遠鏡に搭載されている超広視野主焦点カメラ。満月9個分の広さの天域を一度に撮影でき、独自に開発した116個のCCD素子により計8億7000万画素を持つ。まさに巨大な超広視野デジタルカメラ。

その中から選び出したのは、2つもしくは、それ以上の光点を持っていると見られる天体421個でした。

これらが真の二重クエーサーであることを確かめるため、他の望遠鏡による追観測を実施。
すると、3つが二重クエーサーだと特定することができました。

今回見つかった二重クエーサー“SDSS J141637.44+003552.2”。地球から約47億光年の距離にあり、2つのクエーサーは1万3000光年離れている。（Credit: Silverman et al.）

このうち2つは、これまでに知られていなかった二重クエーサーでした。

このことから推定されるのは、全クエーサーのうち0.3%は、銀河の合体過程で超大質量ブラックホールが2つ存在しているということ。

今後も研究チームでは、二重クエーサーの特定を続けていくそうです。
これにより、銀河や超大質量ブラックホールの合体や進化についての理解が深まるといいですね。


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へびつかい座の方向約4億光年の彼方では2つの銀河の衝突が進んでいます。
2つの銀河それぞれの中心には超大質量のブラックホールが存在していて、こちらも衝突によって1つのブラックホールへ。
それでは、2つの銀河の衝突が進むと、銀河やブラックホールはどのように合体を進めていくのでしょうか？
高感度で高解像度のアルマ望遠鏡が大きな手掛かりを与えてくれそうです。


衝突を進める銀河と中心ブラックホール

へびつかい座の方向約4億光年の彼方に位置する“NGC 6240”は、2つの銀河の衝突が進行中の天体です。

2つの銀河それぞれの中心に超大質量ブラックホールが存在していて、衝突によって最終的には1つのより大きなブラックホールになると考えられています。

それでは、2つの銀河の衝突が進む“NGC 6240”でブラックホールはどのように成長していくのでしょうか？

これを理解するためのカギが分子ガスです。
分子ガスは星を作るのに必要な材料ですが、超大質量ブラックホールにも供給され、ブラックホールを成長させる材料にもなるからです。

この研究を進めているのはチリ・ポンティフィシア・カトリック大学のチーム。
ブラックホールを取り巻くチリやガスを詳しく調べるため、アルマ望遠鏡を用いて“NGC 6240”を観測したそうです。

2つの銀河が衝突中の天体“NGC 6240”。（左）アルマ望遠鏡とハッブル宇宙望遠鏡の画像を合成したもの。（右上）アルマ望遠鏡による画像。分子ガスは青色、2つのブラックホールは赤い点で示されている。（右下）合成画像の中心部のクローズアップ。

そして分かってきたのが、分子ガスのほとんどが2つのブラックホールの間の領域に存在していることでした。

これまでの観測では、このガスが降着円盤である可能性が示されていました。
　　ブラックホールの重力で集められたガスやチリは、周りを回りながらブラックホールに落ち込んでいくことになる。この時に作られる円盤構造が降着円盤と呼ばれる。
でも、今回の研究からはその証拠を見つけることはできなかったんですねー

その代わりに発見できたのが、2つのブラックホールの間の領域にある、細い糸や泡のような形になったガスの混沌とした流れでした。

ガス流の原因はまだ分かっていませんが、ガスの一部は毎秒500キロの速度で外に向かって放出されているようです。


アルマ望遠鏡によって得られる銀河の3次元構造

ガスの観測からは、“NGC 6240”のブラックホールの質量をより正確に見積もることができました。

星の運動から導き出さす以前の理論モデルから分かっていたのは、ブラックホールの質量が太陽の10億倍程度ということ。

でも、このモデルではガスの総質量が分からないんですねー
なので、これまでブラックホール本体と周囲にあるガスの合計質量を、ブラックホールの質量としていました。

今回、アメリカ・トレド大学の研究チームが用いたのは、アルマ望遠鏡による観測データ。
このデータからガスの量を精密に見積もると、ブラックホールの質量は太陽の数億倍程度だと分かってきます。

そう、ブラックホールの影響範囲内に閉じ込められているガスの質量は、非常に大きいということになります。

この結果から考えられるのは、このブラックホールに対して過去に得られた多くの質量測定値は5～90％ほど低くなる可能性があることです。

さらに明らかになったのは、分子ガスが予想していたよりもブラックホールに近い場所にあること。
このように分子ガスは非常に極端な環境にあるため、最終的にブラックホールに落ち込むか、高速で放出されると考えられています。
　　ブラックホールによって集められたガスやチリは、降着円盤を形成しブラックホールに落ち込んでいく。一方、降着円盤内のガスの摩擦熱によって電離してプラズマ状態になると、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として噴射する。

“NGC 6240”は非常に複雑なので、これまで銀河内部で何が起こっているのかを知ることはできませんでした。

この状況を変えてくれたのが、高感度かつ高解像度のアルマ望遠鏡によって得られた詳しい電波画像です。

今回の観測では“NGC 6240”の3次元構造をよりよく把握できるようになり、合体が進む最終段階で、銀河がどのように進化するかを理解するための機会を与えてくれたんですねー

では、数億年後の“NGC 6240”はどうなっているのでしょうか？
たぶん、この銀河は完全に異なった姿になっているはずですよ。

“NGC 6240”にイメージ図。青で描かれたガスの左上と右下に、2つの超大質量ブラックホールが描かれている。

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星の材料は超大質量ブラックホールによって銀河内を循環している

地球からおよそ10億光年の彼方にある銀河団の中心に横たわる巨大楕円銀河。

この巨大楕円銀河の中心部では、超大質量ブラックホールが存在していて、周囲のガスを集めています。
でも、まるで噴水のように激しく噴き出す現象も起きているんですねー

こうしたガスの噴水が銀河の星の材料を循環させていて、このプロセスは銀河の進化にとって基本的なことのようです。他の多くの銀河でも同じプロセスが働いているようです。


ブラックホールから高温ガスのジェットが噴き出している

今回、研究の対象になったのは、地球からおよそ10億光年の彼方にある銀河団“Abell 2597”の中心に横たわる巨大楕円銀河。

ハーバード・スミソニアン天体物理学センターのチームが、アルマ望遠鏡とヨーロッパ南天天文台の超大型望遠鏡VLT、NASAのX線天文衛星“チャンドラ”を使って観測しています。

銀河団“Abell 2597”の中心にある巨大楕円銀河周辺の疑似カラー画像。 （黄）アルマ望遠鏡で観測された冷たいガス、（赤）VLT望遠鏡で観測された暖かい水素ガス、 （紫）X線天文衛星“チャンドラ”で観測された高温の電離ガス。

その結果、巨大楕円銀河の中心部に存在する超大質量ブラックホールによって引き込まれた大量の冷たい分子ガスが、噴水のように外へ激しく噴き出すという一連のサイクルがはっきりととらえられました。

　　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へ、
　　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。


星の材料は銀河内を循環している

この現象は「星の材料になるガスが、銀河中心のブラックホールによって循環する」という、一連のサイクルの一部になるようです。

“Abell 2597”の中心にある巨大楕円銀河（イメージ図）。 中心の超大質量ブラックホールからガスが噴き出している。

ブラックホールに向かって落下するガスのエネルギーが噴水の“ポンプ”の動力源になり、高速の高温ガスジェットを放出。
放出されたガスは、銀河を取り囲む球状の構造“ハロー”のガスとぶつかり、冷えて減速すると、銀河本体や超大質量ブラックホールの重力に引かれて、再びブラックホールへと引き込まれていくというサイクルが成立しているんですねー

観測では、太陽30億個分の質量を持つ大量の分子ガスが、巨大楕円銀河の中心10万光年の範囲にわたって細長く伸びていることも分かりました。


高温電離ガスと低温の分子ガスは表裏一体

実は、研究チームではアルマ望遠鏡を使って過去にも同じ銀河を観測しています。

この時、一酸化炭素分子が放つ電波を観測することで、ブラックホールに向かって落下していく冷たいガスの動きを測定。
また、VLT望遠鏡に搭載された可視光観測装置“MUSE”を使って、銀河から飛び出す温かいガスの分布もとらえています。

新しいアルマ望遠鏡の観測では、この高温の電離ガスとほぼ同じ分布を持つ冷たい分子ガスの塊をいくつも発見しています。

そう、アルマ望遠鏡と“MUSE”のデータを使うことで、冷たいガスと熱いガスの特徴を比べながら考察を進めることができるんですねー
　　“チャンドラ”のデータを使うことで、もっと高温のガスの様子もとらえることができた。

そして、今回の観測によって裏付けられたのが、高温電離ガスと低温の分子ガスが、表裏一体だということでした。

低温分子ガスの周囲を高温電離ガスが殻のように覆った状態で、銀河スケールの噴水の中を移動している。
このガスの循環を包括的に理解できるようになったのは、X線・可視光線・電波を使った多波長観測のおかげです。

今回は“Abell 2597”の観測でしたが、この循環プロセスは銀河の進化にとって基本的なものと考えられます。
なので、他の多くの銀河でも同様に起こっていることなんでしょうね。


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衝突中の銀河の中心で見つかったのは、合体する直前のブラックホールのペアだった

銀河同士が衝突、合体すると中心に存在する超大質量ブラックホールも合体して、さらに大きいブラックホールへ成長します。

今回、X線と近赤外線による観測から見つかったのは、衝突中の銀河の中心にある非常に接近した超大質量ブラックホールのペア。
合体する直前の状態がとらえられていて、数千万年以内に衝突、合体するそうですよ。


銀河が合体すると中心にあるブラックホールも合体する

銀河の中心には、太陽の数百万倍から数億倍以上もの質量を持つ超大質量ブラックホールが存在すると考えられています。

そして、銀河同士が衝突、合体する時には、それぞれのブラックホールも合体して、さらに大きいブラックホールへと成長していきます。

銀河の合体は10億年以上もかけてゆっくりと続くプロセスなので、観測を続けてブラックホール同士の合体を確認することは現実的な話ではありません。

でも、コンピュータシミュレーションを使ってみると、その最後の1000万～2000万年ほどの間にブラックホール同士の合体が急速に進むことが分かります。

ただ、こうしたブラックホールの衝突、合体の様子を可視光線で観測するのは難しいんですねー

それは、銀河の衝突に伴って銀河内の大量のガスやチリが巻き上げられ、ガスやチリが合体中の銀河の中心部周辺に厚いカーテンを作るため。
その奥にあるブラックホールが見えなってしまうからです。

その様子を調べるには、ガスやチリの雲を見通すことができる赤外線波長での観測が必要になります。

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X線観測で成長中のブラックホールを探し出す

今回、エウレカ・サイエンティフィック社の研究チームが調べたのは、ハッブル宇宙望遠鏡やハワイのケック天文台を使った、近赤外線サーベイで得られた衝突銀河の中に見られるブラックホールのペアでした。

ガスがブラックホールへ落ち込むと高温になりX線を放射します。
そのX線の明るさから、ブラックホールがどれほど速く成長しているのかが分かります。

このことから研究チームは、NASAのX線天文衛星“スウィフト”によるX線観測データから、成長中のブラックホールが存在すると思われる銀河を探し出すことになります。

続いて研究チームは、ハッブル宇宙望遠鏡のアーカイブでX線データで見つかった銀河を確認。
ハッブル宇宙望遠鏡のアーカイブで見つからなかったものについては、ケック天文台での近赤外線観測で確認を行います。

こうして500個ほどの銀河を分析した結果、チリが豊富な衝突銀河の中心付近がX線で明るく見えるものは、そこに接近したブラックホールのペアが存在することが確かめられていきます。

衝突銀河と、その中心に位置する2つの銀河中心核の拡大画像。 オレンジ色はケック天文台撮影の近赤外線画像、 上左（へびつかい座の銀河“NGC 6240”はハッブル宇宙望遠鏡、 下のカラー画像はパンスターズ望遠鏡で撮影。

わずか3000光年まで接近しているブラックホールもあり、これは宇宙のスケールでは至近距離といえるもの。

これまでの衝突銀河の観測では、これほど合体の最終段階に近い例はなく、今回明らかになったブラックホール同士の距離の約10倍も離れている様子しかとらえられていませんでした。

現在、天の川銀河とお隣のアンドロメダ座大銀河は接近しつつあり、数十億年後には合体すると予測されています。

その際には、両銀河の中心にある超大質量ブラックホールも衝突、合体するはずです。

ブラックホール同士の衝突現象では重力波も生じるはずなので、数十億年後に私たちの子孫が重力波を観測しているかもしれませんね。


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最大級の質量を持つ中心ブラックホールは母銀河よりも速く成長する？

銀河の質量が増えれば、その銀河の中心にある超大質量ブラックホールの質量も増える。

これまで銀河と中心ブラックホールの質量には、強い正の相関があることが分かっていて、お互いに影響を及ぼしながら成長してきたと考えられています。

今回、X線天文衛星“チャンドラ”などの観測データを使った2つの研究から新しい発見がありました。

どうやら最大級の質量を持つ銀河中心ブラックホールの成長速度は、母銀河の星形成率よりもずっと速いようですよ。


X線データを調査

ほとんどの銀河の中心には、太陽の数百万倍から数十億倍もの質量を持つ超大質量ブラックホールが存在すると考えられています。

こうしたブラックホールの成長とその母銀河の星形成は互いに連動していることが多くの観測から示唆されていて、その成長速度の比はすべての銀河でだいたい普遍的だと考えられていました。

今回の研究ではアメリカ・ペンシルベニア州立大学のチームが、銀河の中心に潜むブラックホールの成長率を調査。

対象となったのは、NASAのX線天文衛星“チャンドラ”が観測した“チャンドラ・南北ディープフィールド”と呼ばれる領域などに含まれる、43億光年から122億光年彼方に位置する銀河でした。

X線と可視光線のデータを合わせた“チャンドラ・南ディープフィールド”の画像と、 銀河中心に潜む超大質量ブラックホールのイメージ図。

研究チームが調べた超大質量ブラックホールの成長率と母銀河の星形成率の比を計算したところ、太陽1000億個分の星が存在する銀河における比は、太陽100億個分の星が存在する銀河の比の約10倍も大きいことが示されます。

つまり、質量が大きい銀河では小さいものに比べて、銀河に対する超大質量ブラックホールの成長がずっと速いということになるんですねー
質量が大きい銀河の方が、冷たいガスをより効率的にブラックホールに送り込めるということでしょう。


電波のデータを加えてみると

また、スペイン・宇宙科学研究所の研究チームでは、複数の銀河団の中心に位置する72個の銀河を調査しています。

用いられたのは“チャンドラ”によるX線データと、オーストラリアコンパクト電波干渉計、アメリカのカール・ジャンスキー超大型干渉電波望遠鏡群などの観測から得られた電波データでした。

超大質量ブラックホールの質量とブラックホールに付随する電波やX線の強度との間にあるよく知られた関係を利用して、研究チームが銀河団中心の銀河内にある超大質量ブラックホールの質量を計算。

すると、ブラックホールと銀河が連動して成長するという仮定に基づいた質量よりも約10倍も大きいことが明らかになります。

最大級の質量を持つブラックホールの成長速度が母銀河の星形成率を上回っているという証拠を、ペンシルベニア州立大学のチームとは独立した研究で、スペイン・宇宙科学研究所のチームが示したことになります。

研究チームが計算で得たのは、観測対象になったブラックホールのうち約半数が、太陽の1000億倍以上の質量を持つということでした。

ブラックホールは究極の天体ともいえるので、なかでも最も極端な超大質量ブラックホールが母銀河と連動した成長に関する法則を破っていたとしても、驚くようなことではないのかもしれませんね。


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