国立天文台科学研究部

図 1：白いもやに覆われた系外惑星の想像図。Image Credit: ESA/Cheops

太陽系外惑星(以下、系外惑星)の大気中には光化学によって生成される”もや”(ヘイズ)が普遍的に存在することが示唆されています。ヘイズは土星の衛星タイタンや冥王星の大気にも存在しており、大気化学過程や惑星気候への影響を調べる上でもヘイズの形成プロセスを理解することは重要です。従来、系外惑星は高温環境であることから、ヘイズは煤のような”黒い“物質でできていると考えられていました。ところが、近年のJWSTによる大気観測では、複数の系外惑星でヘイズが”白い“物質で構成されている可能性が示唆されており、従来の予想に対して疑問を投げかけています。

今回、国立天文台科学研究部の大野和正特任助教は、ヘイズの構成物質組成の進化を考慮した新たなヘイズ形成の理論モデルを考案し、系外惑星のヘイズがどのような物質で構成されているのかを調べました。その結果、従来予想されていた煤のような物質は系外惑星大気では析出せず、代わりにダイアモンドという想定すらされていなかった物質が大気中で形成される可能性が示されました。これは、系外惑星の高温で水素に富んだ大気が、工学分野で広く採用されている化学吸着法によるダイアモンドの低圧合成環境に酷似していることに起因しています。今後は系外惑星の大気観測や、系外惑星大気を模擬した室内実験でダイアモンド合成が実際に起きるか検証することで、系外惑星のヘイズの正体に迫れると期待されます。この研究成果は “Photochemical Hazes in Exoplanetary Skies with Diamonds: Microphysical Modeling of Haze Composition Evolution via Chemical Vapor Deposition”として、米国の天文学専門誌『アストロフィジカル・ジャーナル』に2024年12月12日付で掲載されました。
https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-4357/ad8e67

近傍銀河で発見された超新星のVLBI観測網による電波観測の結果と理論モデルの比較から、親星の質量放出が爆発の数十年前から活発化していたことを解き明かしました。この成果は、大質量星の進化過程の解明に貢献するとともに、国内の小規模なVLBI観測網が突発天体の研究において有効な手段となり得ることを示しています。

超新星は、大質量星が進化の最終段階で起こす大爆発によって明るく輝く天体です。超新星は可視光での観測が一般的ですが、時折電波放射を伴うものも観測されます。爆発前の大質量星である親星が周囲にガスを放出し形成された星周物質と、爆発により飛び散った親星の残骸が、衝突することによって電波放射を生じると考えられています。したがって、超新星の電波の明るさの変化を時間とともに観測することで、星周物質の濃淡が分かり、親星がどのように質量を失い爆発に至ったのかという大質量星の進化の歴史をたどることができます。

2023年5月19日（世界時間）、山形県のアマチュア天文家・板垣公一さんはおおぐま座の銀河M101に超新星 SN 2023ixf を発見しました。SN 2023ixf はII型と呼ばれる種別で、地球からの距離が約2200万光年と非常に近い超新星です。このような超新星は10年に1度程度しか発見されない貴重な天体であるため、国内外の多くの研究グループが追観測を実施しました。

国立天文台水沢VLBI観測所の岩田悠平特任助教（前科学研究部特任研究員）、冨永望教授、守屋尭助教らの国際研究グループは、VERA、日本VLBI観測網（Japanese VLBI Network; JVN）、韓国VLBI観測網（Korean VLBI Network; KVN）をそれぞれ用いて、SN 2023ixfの電波観測を実施しました。茨城大学が運用する日立32 m電波望遠鏡と、山口大学が運用する山口34 m電波望遠鏡が参加したJVNの観測結果から、爆発の152日後、206日後、270日後の観測で電波放射を検出し、その明るさを測定することができました。VERAやKVNでは検出できませんでしたが、電波強度の上限値を求めることができました。この観測結果を理論モデルに当てはめると、爆発の約30年前から直前にかけて、親星が徐々に激しくガスを放出したことが示唆されました。

今後は、VLBI観測により電波放射源が次第に大きくなっていく様子をとらえ、爆発による膨張運動の測定が期待されます。また、さまざまな超新星について同様の電波観測を行うことで、親星の質量放出の多様性の解明に繋がります。

今回の観測で使用したVLBIは東アジアVLBI観測網やEvent Horizon Telescope などの国際的なVLBIと比較すると小規模ですが、大規模VLBIでは不向きな迅速かつ高頻度での観測の実施や、各VLBIに特有の観測モードを活用することにより、今回の研究成果へと繋がりました。次世代の超大型電波望遠鏡 Square Kilometre Array (SKA) では、広視野・高感度の観測により電波でも超新星のような突発天体が多数発見されることが予想されています。今回の研究成果は、小規模なVLBIがSKA時代における突発天体の時間軸天文学の研究にも有用であることを示したと言えます。

今回の成果は、Iwata et al. “Radio Follow-up Observations of SN2023ixf by Japanese and Korean Very Long Baseline Interferometers” として、米国の天体物理学専門誌『アストロフィジカル・ジャーナル』に2025年1月8日（現地時間）掲載されました。

国立天文台水沢VLBI観測所からリリースされた記事は以下をご覧ください。
https://www.miz.nao.ac.jp/veraserver/hilight/20250109_SN2023ixf/

論文情報

Yuhei Iwata, Masanori Akimoto, Tomoki Matsuoka, Keiichi Maeda, Yoshinori Yonekura, Nozomu Tominaga, Takashi J. Moriya, Kenta Fujisawa, Kotaro Niinuma, Sung-Chul Yoon, Jae-Joon Lee, Taehyun Jung, Do-Young Byun, “Radio Follow-up Observations of SN 2023ixf by Japanese and Korean Very Long Baseline Interferometers”, The Astrophysical Journal, 2025

DOI: https://doi.org/10.3847/1538-4357/ad9a62

助成金リスト

本研究は、以下の支援を受けて実施されました。

JSPS科研費 JP23K13151, JP20H01904, JP20H00174, JP24H01810, JP15H00784
台湾国家科学及技術委員会 MOST 110-2112-M-001-068-MY3
台湾中央研究院 AS-CDA-111-M04
韓国研究財団 NRF-2019R1A2C2010885

図1：JVN、VERA、KVNによって得られたSN 2023ixfの電波強度変動。下三角は非検出の観測で、上限値を示している。色は観測した周波数帯を表しており、6.9, 8.4 GHz （赤、青）はJVNによる観測、22, 43 GHz（黄、緑）はVERAとKVNによる観測によって得られた。爆発から152日以降のJVNによる観測でSN 2023ixfの電波放射が検出された。（クレジット：Iwata et al.）

図2：京都大学岡山天文台せいめい望遠鏡で撮影されたM101の可視光画像。超新星爆発が発生する前（左上）と、SN 2023ixfが出現した2023年5月20日（左上2枚目）以降の画像を比較することができる。画像提供：京大岡山天文台/TriCCSチーム（京都大学・東京大学）

本研究から得られたPer-emb-2原始星とその周辺のイメージ。原始星の北側に位置する星なし分子雲コアから原始星に向かって、化学的特徴が非常に若いガスが流れ込んでいる（クレジット：NAOJ）。

国立天文台科学研究部の谷口琴美特任助教を中心とする研究チームの成果が野辺山宇宙電波観測所から発表されました。詳しくは下記のリンクをご覧ください。

野辺山観測所：https://www.nro.nao.ac.jp/news/2024/0418-taniguchi.html

論文へのリンク:

ApJ vol. 965, issue 2, article ID 162

DOI: 10.3847/1538-4357/ad2fa1

URL: https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-4357/ad2fa1

その他参考文献: https://link.springer.com/epdf/10.1007/s10509-024-04292-9?sharing_token=GYd-JOKhb7dgHmXjyxMUmfe4RwlQNchNByi7wbcMAY5s7IxkjfPZBLf18tNCXURalRfUy8aSiCmjhNsLzyX21Qdiat-38-Br6kU3UzQP5RhYz6Pw3lxRevvb-05YL-DCoIwdHSU1grKP9bPgrkcTRNyWQ0eMufOFSNMSGHXPmjk=

国立天文台科学研究部の中島王彦特任助教や大内正己教授、張也弛特別研究員らは、東京大学の研究者と共に、ジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡の分光観測データを使い、134億光年かなたの宇宙に明るく輝く２つの銀河の正確な距離を測定することに成功しました（図1）。134億-135億光年かなたの天体の観測史上最遠方の宇宙では、これまでに３個の銀河が確認されていましたが、理論予測と矛盾しているのかどうかはわかっていませんでした。今回新たに２個の銀河が確認されたことで、ジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡打ち上げ前に出版されたどの理論予測と比べても予想以上に銀河の数が多く、初期の宇宙では短い時間で次々と星が誕生していることがわかりました。この結果は初代銀河を含む宇宙初期の銀河の形成過程が、従来考えられていた理論とは異なる可能性を示しています。

詳しくは、以下をご覧ください。

東京大学宇宙線研究所ウェブサイト

［日］ https://www.icrr.u-tokyo.ac.jp/news/14594/

［英］https://www.icrr.u-tokyo.ac.jp/en/news/14595/

この研究成果は、「 Pure Spectroscopic Constraints on UV Luminosity Functions and Cosmic Star Formation History From 25 Galaxies at zspec=8.61-13.20 Confirmed with JWST/NIRSpec」として、米国の天体物理学専門誌「アストロフィジカル・ジャーナル」に2023年12月22日付で掲載されました。

著者: 播金優一, 中島王彦, 大内正己, 梅田滉也, 磯部優樹, 小野宜昭, 徐弈, 張也弛

DOI: 10.3847/1538-4357/ad0b7e

URL: https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-4357/ad0b7e

図1：研究チームにより発見された、134億光年かなたの銀河のうち１つの擬似カラー画像。拡大図の中心にある赤い天体が、今回の研究により正確な距離が測定された134億光年かなたの銀河CEER2_588です。ジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡で取得された３色の観測データを合成することで、画像に色をつけています。（クレジット: NASA, ESA, CSA, Harikane et al.）

国立天文台科学研究部の大内正己教授や冨永望教授、渡辺くりあさん（総研大２年）、中島王彦特任助教、張也弛特別研究員らは、東京大学や筑波大学の研究者と共に129億年から134億年前の宇宙にある3つの銀河（図1と図2）で、炭素と酸素に対して窒素が異常に多いことを明らかにしました。ジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡の赤外線観測で得られた非常に高い精度のデータを詳しく解析して測定した酸素、炭素に対する窒素の存在比(*)は、現在の太陽系はもとより、私たちの天の川銀河と比べても3倍以上に及びます。このことは、これまで一般的に考えられていた元素の主な供給メカニズム（恒星の内部で元素が作られて超新星爆発で宇宙空間に拡散すること）とは異なるプロセスが初期の宇宙で起こっていることを意味し、ビッグバン直後の宇宙に新たな謎がもたらされました。

詳しくは、以下をご覧ください。

東京大学宇宙線研究所ウェブサイト: https://www.icrr.u-tokyo.ac.jp/news/14554/

筑波大学ウェブサイト: https://www.tsukuba.ac.jp/journal/technology-materials/20231211150000.html

図1：129億年から134億年前の初期宇宙にある3つの銀河のうち、ちょうこくしつ座の方向にある１つの銀河(GLASS_150008)とその周りの画像
これらの画像はジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡で撮影されました。（クレジット: NASA, ESA, CSA, Isobe et al.）

図2：129億年から134億年前の初期宇宙にある3つの銀河の画像
左からそれぞれ、GLASS_150008(ちょうこくしつ座)、CEERS_01019(うしかい座)、GN-z11(おおぐま座)です。左側の2つの銀河はジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡、右の1つの銀河はハッブル宇宙望遠鏡で撮影されました。なお、本研究で鍵となる炭素と窒素、酸素の輝線については、これら3つの銀河全てについて、ジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡で得られました。（クレジット: NASA, ESA, CSA, Isobe et al.）

この研究成果は、「JWST Identification of Extremely Low C/N Galaxies with [N/O]>~0.5 at z~6-10 Evidencing the Early CNO-Cycle Enrichment and a Connection with Globular Cluster Formation」として、米国の天体物理学専門誌「アストロフィジカル・ジャーナル」に2023年12月12日付で掲載されました。

著者: 磯部優樹, 大内正己, 冨永望, 渡辺くりあ, 中島王彦, 梅田滉也, 矢島秀伸, 播金優一, 福島肇, XU Yi, 小野宜昭, ZHANG Yechi,

DOI：10.48550/arXiv.2307.00710
URL：https://arxiv.org/abs/2307.00710

(*) 炭素と窒素、酸素ガスの存在比というのは、ガスを構成する炭素と窒素、酸素の原子の個数の比率を意味します。

研究チームが発見した、120-130億年前の10個の巨大ブラックホールの擬似カラー画像。ジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡もしくはハッブル望遠鏡で取得された3色の観測データを合成することで、画像に色をつけています。（クレジット: NASA, ESA, CSA, Harikane et al.）

東京大学宇宙線研究所の播金優一助教と国立天文台科学研究部のYechi Zhang研究員、中島王彦特任助教らからなる研究チームは、ジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡の観測データを使い、120-130億年前の遠方宇宙に10個の巨大ブラックホールを発見しました。この数は従来の研究で予想されていた数の50倍で、宇宙誕生後10-20億年後の遠方宇宙に既に大量の巨大ブラックホールが存在していたことを示す重要な結果です。詳しくは以下のリンクをご覧ください。

（日）https://www.icrr.u-tokyo.ac.jp/news/14512/

（英）https://www.icrr.u-tokyo.ac.jp/en/news/14513/

本研究の概念図。太陽系は現在、天の川銀河の中心から約2万7000光年の位置にあるが、誕生時には1万光年ほど銀河中心に近かった可能性が高い（クレジット: NAOJ）

国立天文台科学研究部/鹿児島大学天の川銀河研究センターの馬場淳一特任准教授を中心とする研究チームの研究成果が発表されました。詳しくは下記リンクをご覧ください。

鹿児島大学プレスリリース https://www.kagoshima-u.ac.jp/topics/2023/11/post-2115.html

国立天文台の中島王彦特任助教をはじめとする研究チームは、ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡の大規模観測データを用い、宇宙誕生から5億年後にあたる、133億年前の宇宙まで遡り、酸素の存在比(*)を調べました。その結果、宇宙の最初の5〜7億年(131-133億年前)にある銀河の中で、酸素が急激に増えたことを裏付ける証拠を初めて得ることができました。地球や生命に欠かせない酸素が、宇宙の歴史の中でどのように作られてきたのかを明らかにする上で、重要な成果です。

詳しくは、以下をご覧ください。

東京大学宇宙線研究所ウェブサイト

［日］ https://www.icrr.u-tokyo.ac.jp/news/14329/

［英］https://www.icrr.u-tokyo.ac.jp/en/news/14330/

NAOJウェブサイト

［日］https://www.nao.ac.jp/news/science/2023/20231110-dos.html

［英］https://www.nao.ac.jp/en/news/science/2023/20231110-dos.html

この研究成果は、Kimihiko Nakajimaらによる論文「JWST Census for the Mass-Metallicity Star Formation Relations at z = 4-10 with Self-consistent Flux Calibration and Proper Metallicity Calibrators」として、米国の天体物理学専門誌「アストロフィジカル・ジャーナル・サプリメントシリーズ」に2023年11月13日付で掲載されます。

著者: 中島王彦, 大内正己, 磯部優樹, 播金優一, ZHANG Yechi, 小野宜昭, 梅田滉也, 大栗真宗

DOI: 10.3847/1538-4365/acd556

URL: https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-4365/acd556

(*) 酸素の存在比は、水素Hに対する酸素Oの個数比(O/H)を意味します。ここで水素は、宇宙誕生時から存在していた元素であるため、基準に使われています。