最大の恒星質量ブラックホール

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ブラックホールは３種類に分類されています。

（大）銀河の中心などにある「超大質量ブラックホール」。

（小）重い星から誕生する「恒星質量ブラックホール」。

（中）上記の二つの間の質量「中間質量ブラックホール」。

重い星が最後を迎え残された恒星質量ブラックホールで、我々の属する天の川銀河過去最大の物が発見されました。今まで知られていた最大の物は「はくちょう座X-1」でした。質量は太陽の21倍と計算されていました。

発見されたブラックホールは、「ガイア（Gaia）BH3」と呼ばれています。質量は、太陽の33倍と計算されています。わし座の方向2000光年程の距離にあり、知られている恒星質量ブラックホールの中では2番目に地球に近いブラックホールとなります。

「ガイア（Gaia）DR3」と呼ばれている恒星の運動にふらつきが確認され、ブラックホールが伴星になっている連星系である事が分かりました。これは、研究者達も予想外の発見だと言われています。地球に近い（天文学的に）所に重いブラックホールが見つかる珍しい発見だったためで、天の川銀河の外では同程度のブラックホールは見つかっていました。

重元素が少ない金属が欠乏している星の超新星爆発で重い恒星質量ブラックホールが誕生すると考えられて来ました。なぜなら、金属が欠乏している恒星は質量を失う事なくブラックホールの材料となるからです。晩年に巨星に成長し超新星爆発を起こすタイプだと外層の質量を大量に放出してしまいます。

一般的な連星は、よく似た化学組成を持っている事が多いと考えられています。つまり、今回の発見されたブラックホールの連星を調べれば、ブラックホールになる前の恒星の化学組成を知る手掛かりになる可能性があります。

観測の結果、やはり金属が欠乏している恒星である事が分かりました。
可能性として、ブラックホールの親星も金属が欠乏している恒星であった可能性が示唆されます。

これは、重い恒星質量の誕生には金属の欠乏している恒星の超新星爆発から誕生するとの説を裏付ける結果となっています。

連星なので、 ガイア（Gaia）DR3の観測を進めればガイア（Gaia）BH3の事をもっと知る手掛かりになります。

さらなる研究に期待が膨らみますね。

水素ガス雲は天の川銀河の外から

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私達が属する天の川銀河。暗黒物質を除くと星とガスで出来ています。そのガスの大部分を占めているのは水素原子です。放射している電波を観測すると、いろいろな情報を知る事が出来ます。

地球からの観測では、天の川銀河の水素ガスは回転運動しています。しかし、一部は全く違った運動をするガス雲もあります。

そんなガス雲は、銀河ハローにあり銀河の円盤部分に向かって落ち込むような動きをしています。天の川銀河の進化にも深くかかわっていると考えられていますが謎も多い。

ガス雲の起源を考えると、含まれる重元素が重要です。

重元素は星の内部の核融合反応や超新星爆発でのみ作り出されます。天の川銀河の中を循環しているガスは重元素が多い。一方、外から飛来するガスには重元素が少ない。

銀河ハローに落ち込むガス雲には、100キロメートル毎秒のスピードの高速度雲と30～100キロメートル毎秒の中速度雲があります。

中速度雲の重元素は我々の太陽系周辺のガスとほぼ同じと観測されていました。銀河内の超新星爆発などで吹き飛び再び銀河へ落ちて来ていると考えられます。

一方、高速度雲の重元素は非常に少ない。原始的なガスが天の川銀河へ外から降り積もっている物だと考えられます。

しかし、観測にはガス雲の背景に明るい光源が必要で、明るい銀河や星が背景に必要でした。そのため観測例は少なく2000年以降研究は進んでいなかった。

サブミリ波を放射する星間塵（ダスト）や21cm線を放射する中性水素原子を利用して天の川銀河の中速度雲と高速度雲の重元素量が調べられました。

様々な研究の結果、中速度雲は太陽周辺のガスと重元素量がほぼ同じと考えられて来ましたが、多くが重元素量の少ない原始的なガスである事が導き出されました。これは、いままでの説をくつがえす事になりました。

中速度雲も銀河の外からやって来た物だが、高速度雲が銀河円盤のガスと相互作用して減速。混ざりつつあるものが中速度雲として見えていたと考えられます。更に研究が進む事に期待が膨らみます。

初期宇宙のクエーサー

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初期の宇宙にあるクエーサーから噴き出している分子ガスが観測されました。この観測は銀河の星形成を抑制すのでは？との説を裏付ける結果となりそうです。

銀河がいつ星を作りにくくなって行くのか？は天文学の大きな謎です。
宇宙誕生から15億年ごろには、すでに不活発な巨大銀河が存在しています。
活発な星形成時期が何らかの原因で不活発になって行くと考えられます。

原因の１つに銀河からのアウトフロー（銀河中心の大質量ブラックホールの降着円盤からの強力な放射で噴出するガス）だと考えられています。

渦巻銀河の上下に噴き出すアウトフローは、銀河内での星形成の進み具合をコントロールする。銀河が星形成を抑制するメカニズムを知るには、初期の宇宙領域の銀河の観測が重要となります。

宇宙が10億歳ほどの時代のクエーサー（みずがめ座・J2054-0005）の観測が行われました。結果、星の材料となる分子雲がアウトフローとして銀河の外へ噴出している事が分かりました。

初期宇宙の銀河の成長に大きな影響があったと考えられます。

また、その観測対象のクエーサーは1年間に大量のガス（太陽質量の1500倍ほど）が噴出している事が分かった。これは、対象銀河が1年間に誕生する星の2倍の質量の星の材料が失われている事を意味します。1000万年ほどで分子ガスが枯渇すると考えられます。1000万年は天文学的には非常に短い時間です。

活発な銀河がおとなしくなる原因の１つ、アウトフローにより星の材料が枯渇するのでは？との理論が裏付けられる結果となっています。

さらなる研究に期待が膨らみますね。

天の川銀河の折り重なる磁場

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天の川銀河には星間磁場と呼ばれる弱い磁場が存在しています。
ガスは磁場に沿って動くためガスが磁力線に沿って集まり星が誕生する現場となるのではないか？と考えられています。

星間ガスが集まる時に磁力線を引っ張って、磁力線自体の分布にも影響があると考えられています。

天の川銀河は棒渦巻銀河で渦巻腕が数本あります。腕の部分は当然ガスや塵がおおく集まっており星の誕生の現場となっています。しかし、どんな向きに星間磁場が分布しているのか謎でした。

私達の太陽系は、「オリオン座腕」にあります。そこから内側に見える「いて座腕」に着目。いて座腕の星の偏光（電磁波（光）の振動方向が規則的）を観測。理由は、星から出た光には様々な向きだが磁場を通り抜けると磁場に沿った偏光だけが強まる性質があるからです。つまり、星と地球の間の磁場が分かります。

正確に知るには偏光だけの観測では不十分で、天の川銀河の精密な星々の距離の測定データと合わせて研究が進みました。

結果、今まで天の川銀河の円盤にそって一様に分布していると考えられていた渦巻腕の磁場は、傾いたり重なり合ったりしている事が分かりました。

今後、天の川銀河全体の渦巻腕の磁場構造を明らかにしていく事で星形成を引き起こすガスの集積や歴史の解明に研究が進められそうです。

天の川銀河に100億歳の星

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天の川銀河の中心付近にある恒星を観測した結果、100億歳以上の可能性があります。中心には巨大ブラックホールがありますが、強力な重力のため星の材料となるガスや塵が集まる事が出来ず星が生まれないと考えられています。

中心の巨大ブラックホールの近くに星々が存在している事は謎です。

天の川銀河の中心にある巨大ブラックホール（いて座A）のすぐ近くにある「S0-6」を観測。多くの星々が混みあっている領域にある星ですが8年かけて観測が行われました。

まず、見かけではなく本当に巨大ブラックホール（いて座A）のすぐ近くに存在している事が確認されました。そして明るさや温度や鉄の量などから100億歳以上の老いた星である事が分かりました。

星の内部で合成される元素の種類や時期は銀河によって異なる。その量を調べた所、天の川銀河の近くにある小マゼラン星雲や座矮小銀河の星と似ている事がわかりました。

「S0-6」は、天の川銀河の周りを回っていた矮小銀河生まれで天の川銀河に取り込まれた。そして、巨大ブラックホール（いて座A）のすぐ近くまで旅をして来たと考えられます。

しかし、天の川銀河のバジルで生まれた可能性もある。バジルは天の川銀河の中心から6000光年に広がっている。だとすれば、一人旅となります。

同じような星があるのか？恒星が生まれない領域にひしめき合う星々の謎の研究に期待が膨らみますね。

太陽系はもっと銀河内側にあった

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太陽系は天の川銀河の外側に近い所に存在していると考えられています。
しかし、近くの恒星で同じ年代の恒星達と重元素の量に違いがあります。
それは何故か？

天の川銀河内の元素組成を再現する計算が行われました。
46億年前、太陽が誕生した場所は今のいる所と違う所で生まれた可能性が示唆されました。その場所から現在の場所まで移動して来た事になります。その場所は、現在の所より銀河内側に1万光年も内側だった可能性があります。

恒星は、質量の違いによりたどる進化スピードが異なります。その過程で合成される酸素やマグネシウムやケイ素などは、太陽の10倍以上の質量の恒星内部で合成され、超新星爆発で拡散される。炭素の多くは、太陽よりやや重い恒星が進化の最終段階（漸近巨星分枝星）の時に恒星風によって供給。ケイ素や鉄は太陽程度の質量の星が進化して出来る白色矮星に関連した超新星爆発によるもの。

大質量星では1000万年程度で一生を終え、小質量星では10億年程度と違いがある。重元素を放出する違いやタイミングがある。

それらを考慮し太陽が天の川銀河のどの辺りで生まれたかを計算。
46億年前に、太陽系の重元素と同じ重元素量の所を調べる研究がなされました。すると、天の川銀河中心から1万6000光年ほどの所だと計算されました。

現在の太陽系は中心から2万7000光年の所だと考えられているので、1万光年ほど銀河中心に近い所で誕生した可能性があります。

天の川銀河の重元素組成の予測では、銀河内側ほど惑星の材料は豊富。鉄のコアの大きな岩石惑星が形成される可能性が高く、外側では水の豊富な惑星が誕生する可能性が高いと考えられています。

太陽がどのように今の位置に移動して来たかは分かっていません。
可能性として、渦状腕構造や棒状構造の性質が関係しているのではなか？と考えられています。更なる研究に期待が高まりますね。

初期宇宙で銀河合体

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現在、大きな銀河が沢山観測されています。また、我々の属する天の川銀河とアンドロメダ銀河も衝突する事が分かっていますし、天の川銀河も様々な衝突合体を繰り返し今の大きさになったと考えられています。

120億年前の初期宇宙で、作られたばかりの銀河が衝突している様子が観測されました。非常に遠く光も弱いエリアの観測ですが、銀河団の重力レンズ効果を利用しジェームズ・ウェップ宇宙望遠鏡の高い観測能力の合わせ技で可能となっています。

宇宙誕生から10億年未満の時代の銀河で、質量が我々の属する天の川銀河の１万分の１と小さな銀河。そんな幼い宇宙初期の銀河の合体が観測された事は、銀河がどのように成長していくのかを知る手がかりになります。

また、衝突している銀河では星の形成が活発に行われている事明らかになりました。これは、衝突により星形成活動が活発になっていると考えられます。衝突により２つの銀河の合体した大きさではなく、4倍以上の銀河に成長すると考えられています。銀河の進化の初期段階の観測は、様々な成長メカニズムの解明に期待がふくらみます。

バリオン音響振動の痕跡

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宇宙が透明ではるか遠くまで空間が広がり透明な現在。しかし、誕生直後は違った。プラズマの状態で光子とバリオン（物質）が相互作用で強く結合。プラズマの密度ゆらぎが音波となり伝わっていたと考えられています。

ビックバンから約38万年後に原子核と電子が結合し中性原子が出来始めると、物質は重力で集まる一方になったと考えられています。この時点でバリオン音響振動は無くなったと考えられます。

理論的には中性原子が出来る38万年間にプラズマの音波が進む距離まで波紋は広がっていたはずだと考えられます。現在の宇宙では半径約5億光年に対応すると計算されています。

様々な観測から「牛飼い座超銀河団」付近を中心として半径5億光年ほどのシェル状（球殻）に銀河が分布している事が分かりました。

さらに研究は進み、特徴的な分布の中心位置を求めました。その中心からどの方向にも5億光年の距離で銀河の個数密度が高くなっている事がわかりました。

その巨大な泡のような構造は「ホオレイラナ」と名付けられました。

その構造が理論通りだとすると、バリオン音響振動の痕跡は予想よりも近い距離に存在した事になります。もしかしたら、宇宙の膨張率が予想より高いかもしれない可能性が示唆されています。

タイタンの砂

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土星の最大の衛星タイタン。また、太陽系の衛星の中でも特異な存在で厚い大気が存在しています。地球によく似た地形が見られ、液体の雨が降り砂漠地帯も存在するなど注目の的になっています。また、生命の発見の観点からも、木星の衛星エウロパと同じく注目されている。

まるで地球のようなタイタンですが、タイタンの赤道付近に存在する砂丘の砂が何から出来ているのわかっていません。大気から地表に降り注ぐ有機エアロゾル（大気中の超微粒子など）の可能性が提唱されていますが、非常に細かい物で砂と呼べるサイズには程遠い。微粒子が大きく成長するメカニズムが存在しているはずです。

実験が行われました。タイタンの地表と同じような環境を再現し実験した結果、ソリン（メタンやエタンが恒星からの紫外線により生成される高分子化合物）の粒子が蒸発した後くっつき固まった。ソリンを含まない実験では個体物質は出来なかったそうです。

液体メタンの雨が降り乾くサイクルの中で、大気中の有機物エアゾルが液体メタンに溶ける。乾く（蒸発）時にエアロゾルから溶け出た成分が無数のエアロゾルをくっつけて大きな粒子となる事が示唆されました。

地球では、岩石が温度変化や水の浸透などで風化。砂が出来る。しかし、タイタンでは違うメカニズムで砂が誕生している可能性か示唆されました。

さらなる観測計画もあるタイタン。興味は尽きませんね。

浮遊惑星、大量に存在の可能性

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浮遊惑星（自由浮遊惑星）は、惑星と分類出来る質量をもっている天体。

その惑星は、恒星や褐色矮星などの他の天体の重力の影響を受けていなく公転していません。銀河を直接公転している惑星です。

恒星の周りを公転していないので、冷たい恒星間空間（宇宙）を漂っているので凍っている世界と考えられる一方、放射熱により大気を持つ事も可能との考え方も提唱されています。圧力によって遠赤外線放射が水素などの大気を通過出来ず、大気が凍らず維持されている可能性がある。

恒星の周りで作られている過程ではじき出されて浮遊惑星になる事も考えられ、恒星から受けていたエネルギーは途絶える。しかし、地球程度の質量でも水素やヘリウムなどを重力的に保持出来る。

断熱過程（外部との熱のやり取りがないが、状態の変化が起こる）の気体の対流があり、中心核の放射性同位体の崩壊による地熱により液体の海を持つ事も可能との計算もある。また、長い間において磁気圏や海底火山を持つものも存在するとの説もあり、衛星があるならば持ち続ける事も可能だと考えられています。

液体の海があり衛星を持っているなら、潮汐による加熱も考えられます。

そんな浮遊惑星ですが発見は難しい。暗すぎるためです。しかし、地球からみた時に恒星の前を偶然通過した時に重力マイクロレンズを利用して発見する方法があります。

様々な観測の結果、地球程度の浮遊惑星の発見もありました。その時は短い数時間しか観測チャンスが無い中、惑星の増光時間は短い。にも関わらず、地球程度の浮遊惑星の発見は２例ありました。

偶然検出出来る確率は非常に低い事から、浮遊惑星はありふれた存在の可能性が考えられます。様々な計算から、我々の天の川銀河には1兆個以上存在すると考えられています。

地球サイズ程度の浮遊惑星は、巨大な惑星より浮遊惑星になりやすいと考えられています。弾き飛ばされやすいためです。

さらなる観測が期待されますね。