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大質量星からのアウトフローの観測(

オリオンKL電波源Iの観測で角運動量問題に関する理論予想を実証

著者

宇宙を知るためには、様々な星の誕生のメカニズムを解明することが重要です。しかし太陽の10倍程度以上の質量をもつ大質量星の誕生については、不明な点が多く残っていました。惑星系形成進化学研究分野の松下さんらの共同研究チームは、アルマ望遠鏡を用いて“オリオンKL電波源Iアイ”を観測し、大質量原始星から噴き出しているアウトフロー(ガスの流れ)の回転をとらえ、それが周辺に存在する円盤の回転と一致することを確認しました。このことは、円盤の遠心力と磁場の力によって、アウトフローが物質を宇宙空間に噴き出しているという理論予想を支持する観測結果であり、大質量星の形成メカニズムを解明する上で重要な成果です。研究成果はNature Astronomyに発表されました。松下さんに研究を紹介していただきました。

松下 祐子(理学府地球惑星科学専攻)

大質量星の研究の重要性

宇宙には、様々な星が存在します。太陽と同じくらいの質量をもつ星、太陽の数十%以下の質量の星、太陽の100倍くらいの質量をもつ星。これらの星々で宇宙や銀河は構成されているのです。宇宙の進化や環境を理解するためには、多様な星の誕生のメカニズムを解明することが重要となります。これまでの研究で、太陽と同じくらいの質量をもつ星(低質量星)の誕生のメカニズムは、明らかになっていました。しかし、太陽の10倍程度以上の質量をもつ星(大質量星)の形成メカニズムについては、明らかになっていない点が多く残っています。宇宙に存在する星の中で、低質量星は数が多いのですが、低質量星に比べて寿命が短い大質量星はあまり多くは存在しません。さらに、低質量星の誕生する現場は我々の住む太陽系近傍にもたくさんあり観測しやすいのですが、大質量星の誕生するような環境は、太陽系からは遠いところにあり、観測による研究が困難だったのです。ですが、大質量星は、超新星爆発によって宇宙に様々な元素を撒き散らし、また自身の輻射ふくしゃ[1]によって周辺の環境に影響を及ぼして他の星の誕生を促進・抑制するなど、宇宙の進化や環境に非常に重要な役割を果たしていると考えられます。

大質量星の観測

前述のように、我々の住む太陽系近傍に大質量星の誕生するような環境が存在しなかったことが、今まで研究が進んでこなかった原因の一つでした。しかし最近では、アルマ望遠鏡ALMA[2]などの高性能な望遠鏡が登場したことで、状況が変わりつつあります。今回の研究も、そのアルマ望遠鏡を用いた観測結果がもとになっています。観測の対象となったのは、オリオン大星雲の中にある“オリオンKL電波源Iアイ”という天体です。これは、太陽系から最も近い(約1400光年)大質量星形成領域にある天体で、星が誕生する様子を理解するために有力です。そのため、多くの天文学者の注目を集め、たくさんの研究が行われてきました。

星が誕生するときの問題

一般的に、星は、宇宙空間に存在するガスの塊(分子雲molecular cloud)が自分自身の重力によって収縮していくことで誕生します。この過程での未解決問題の一つに“角運動量問題”と呼ばれるものがあります。それは、星が誕生する前の分子雲がもつ回転の勢い(角運動量angular momentum)と、誕生した星がもつ角運動量に100,000倍程度の差があるというものです。もう少し簡単にいいますと、理論的には、分子雲が収縮するにつれて、分子雲自身(最終的には、星)の回転は速くなっていくだろうと思われていました。一方で、実際に観測してみると、星は緩やかな回転をしていたという矛盾です。この矛盾が示しているのは、星が誕生する過程で、角運動量を大量に“何か”によって捨て去っているということです。その“何か”については、いくつか説があるのですが、一般的には、生まれたばかりの星(原始星)が噴き出しているガス(原始星アウトフローprotostellar outflow)であると考えられています。

原始星アウトフローとは?

さて、原始星アウトフローは、角運動量を捨て去る役割を担っていると言いましたが、では、どのようなメカニズムで捨て去るのかについて、簡単に紹介します。今までは触れてきませんでしたが、星の誕生する場所(または宇宙のあらゆる場所)には、磁場magnetic fieldが存在します。図1のように、ガスの塊がより高密度になったもの(分子雲コア)に磁場がある状態が初めに存在するのです。これが自身の重力により収縮していく過程で、回転の影響もあり円盤gas diskを形成します。それに伴い、磁場は砂時計のような形になっていきます。ガスは磁場の方向(磁力線に沿った方向)に動きやすいので、円盤の回転(遠心力)により、円盤の表面から外部に飛ばされていきます。このメカニズムによって、アウトフローは角運動量を外部に捨て去っているのです。

図1
図1分子雲コアから星が誕生する過程

本研究のすごいところ!

原始星がアウトフローにより外部に角運動量を捨て去っているであろうことは、理論によって予測されてきましたが、これを証明するためには、実際にアウトフローの運動を観測し、アウトフロー自身が回転している様子を見る必要があります。しかしながら、観測対象が近くにない大質量星において、アウトフローの回転を実際に観測することはこれまで出来ていませんでした。今回、国立天文台/総合研究大学院大学の廣田朋也博士を筆頭とする私たちの研究チームは、この角運動量問題の解決の糸口となるアウトフローの回転を観測すべく、大質量原始星・オリオンKL電波源Iアイの観測を行いました。今回のアルマ望遠鏡を用いた観測では、アウトフローの回転がはっきりと見えただけでなく、その根本が円盤の外縁部ぐらいのサイズであることが明らかになりました(図2)。qri_pointアウトフローの回転と、その根本が円盤の外側に位置するという結果が観測で見えたというのが、まさに、理論予測と同じ結果であり、この研究のすごいところなのです!

図2虫眼鏡をもったきゅうりくん@右下
図2 (a) アルマ望遠鏡が観測したオリオンKL電波源Iアイ。星を取り巻く円盤(赤)と、それに垂直に吹きだすアウトフロー(青)の分布がわかる。(b) アルマ望遠鏡の観測をもとに、オリオンKL電波源Iアイからのアウトフローの回転の様子がわかるようにデータを合成した図。赤色は私たちから遠ざかるように動くガス、青色は近づくように動くガスを示している。緑色は星を取り巻く円盤をあらわす。Credit: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO), Hirota et al.

研究こぼれ話

このような素晴らしい研究に関係できる機会があったことに感謝しています。というのも、私は学部時代・修士課程と「アウトフローから探る大質量星の形成過程」というテーマで研究を進めてきました。主な研究内容は、コンピュータを用いてシミュレーションをし、その結果を解析して、大質量星の形成の本質は何なのか?をつきとめることでした。基本的に、シミュレーションには、数ヶ月かかります。その結果を解析して、再度計算をし直すこともあります。そうして、ある程度解析が進み良さそうな結果が出て来たなというその時に、ちょうど廣田さんがアルマ望遠鏡で大質量星のアウトフローの回転が見えたかもしれないというお話を持ってこられまして、九州大学准教授の町田先生と、理論的な部分の解釈(原始星アウトフローは、磁場と円盤の回転により噴き出されるメカニズム)をし、何度か議論させていただき、今回の論文発表に至ったわけです。このようにタイミングよく、研究が繋がることもあるんだなあと、しみじみ感じています。
著者今後、自らが筆頭となって、あっ!と思わせる発見をしていきたいものです。

Note:

  • [1] 放射ともいう。物体のエネルギーが電磁波などのかたちでまわりに放出されること。
  • [2] ALMAはアタカマ大型ミリ波サブミリ波干渉計Atacama Large Millimeter/submillimeter Arrayの略。南米チリ北部、アタカマ砂漠の標高5,000mの高原にあり、国立天文台が米欧と協力して運用している。

より詳しく知りたい方は・・・

タイトル
Disk-driven rotating bipolar outflow in Orion Source I
著者
Tomoya Hirota, Masahiro N. Machida, Yuko Matsushita, Kazuhito Motogi, Naoko Matsumoto, Mi Kyoung Kim, Ross A. Burns, Mareki Honma
掲載誌
Nature Astronomy 1:0146 (2017)
研究室HP
惑星系形成進化学研究分野
キーワード
大質量星、アウトフロー、角運動量、星形成