shiryou1052

菅井　肇（京大理・助手)
服部尭（国立天文台・サポートアストロノマー）
河合篤史（京大理・大学院生）
尾崎忍夫（兵庫県立西はりま天文台・嘱託研究員）
小杉城治（国立天文台・助教授）
大谷浩
林忠史（富山市科学文化センター・主事）
石垣剛（旭川高専・助教授）
石井元巳（倉敷科学センター・技術員）
佐々木実（下関市立大経・助教授）
武山芸英（(株)ジェネシア）
湯谷正美（国立天文台・研究技師）
臼田知史（国立天文台・助教授）
林左絵子（国立天文台・助教授）
並川和人（国立天文台・技術員）

(注) 単語の右に[*0]のように番号のついたものは、付録に用語解説があります。もし本文を読み進めづらいところがあればご活用ください。

ほとんどの銀河はその中心部に超巨大ブラックホールを持つということがわかってきています。他の銀河との相互作用などにより、これらの超巨大ブラックホールへ燃料となるガスが供給されると、それが超巨大ブラックホールの極く付近まで円盤状に落ち込んできたときに生じる摩擦熱によって莫大なエネルギーで光り始めたり、円盤付近から逆にガスが噴き出したりと、激しい現象が発生します。今回、このような現象をまさに起こし始めたばかりであると考えられている銀河NGC 1052の中心部を世界最高性能の面分光画像でとらえました。その結果、高速の広がったガスが噴き出される様子を初めて鮮明に描き出すことに成功しました。これによって明らかになった様々な構造は、超巨大ブラックホールにおけるガス噴出のメカニズムの解明に役立つと期待されます。すばる望遠鏡の高い解像度と、面全体を同時に分光観測できる京都三次元分光器第２号機とのユニークな組み合わせによって初めて可能になった観測です。

なお、この成果は、アメリカ合衆国天文学会誌アストロフィジカルジャーナル2005年8月10日号に掲載される予定です。

最近、銀河[*1]からガスが吹き出す現象（銀河風と呼びます）が重要視されています。年間の最新の天文学の動向をまとめるアニュアルレビューズ・オブ・アストロノミー・アンド・アストロフィジックスの中にも、今回、ギャラクティック・ウィンド（銀河風）というレビュー論文が掲載されるなどということからも、注目度が高い分野であることがわかります。この現象は、宇宙が銀河を形成し始めたころ、つまり100億年以上も前から銀河の進化にとって重要な役割を担ってきたことが示唆されています。銀河風は、銀河内ガスを吹き飛ばし、銀河の外へとガスを供給します。銀河本体のその後の星形成にも影響を与え、銀河の明るさの進化を決めていく重要な要素にもなります。人間を作っている元素の形成史やそのばらまき方にも影響を及ぼすことになります。このような重要性にもかかわらず、銀河風の観測は簡単なものではありません。銀河風が淡いからです。最近の大望遠鏡による集光力と工夫された装置により、初めてその描像を明らかにする機会がおとずれつつあるのです。銀河風は、爆発的な星の集団形成に伴うものと、銀河中心に存在すると考えられている超巨大ブラックホール[*2]の活動（活動銀河中心核[*3]）に伴うものとに大別されます。今回は、その中でもより謎が多いとされる活動銀河中心核に伴う銀河風をとらえた貴重なものです。

使用した装置は、以前2002年10月に、ファーストライトでの成果について取り上げていただいた、京都三次元分光器第2号機です。この装置はハワイ大学2.2メートル望遠鏡に取り付けることもできますが、今回の成果は、すばる8.2メートル望遠鏡[*4]に取り付けることによって得られた最初のものです。装置の詳しい内容は第4章をご覧ください。

最近の研究により、私達の天の河銀河のような一見普通に見える銀河を含め、ほとんどの銀河にはその中心に、太陽の百万倍とか 10億倍とかいう質量を持った超巨大ブラックホールが存在することがわかってきています。これらの超巨大ブラックホールは、燃料が無いときにはおとなしくしているのですが、他の銀河との相互作用などにより周りから燃料となるガスが供給されると、それが超巨大ブラックホールの極く付近まで円盤状に落ち込んできたときに生じる摩擦熱によって莫大なエネルギーで光り始めたり、円盤付近から逆にガスが噴き出したりと、激しい現象が発生しにわかにその存在を主張し始めます。このような活動性を持つものを活動銀河中心核とよんでいます。

今回、活動銀河中心核の中でも非常に若い段階にあると考えられているNGC 1052という銀河の中心部を世界最高性能の面分光画像でとらえました。くじら座の方角にあるこの銀河は、私達から6千万光年という比較的近傍に存在するため、活動銀河中心核付近の成長の様子を空間的に分解して観測できるチャンスを与えてくれたのです（図1）。観測の結果、超巨大ブラックホール周辺から双極円錐状に噴き出している銀河風 がきれいにとらえられ（図2）、さらに、それが周りに残っているガスと激しく衝突している現場をもとらえることができました。銀河風ガスのなかには 毎秒千キロメートルを越える非常な高速で動いているものもあることがわかりました。銀河風の円錐軸に近いほど高速に噴き出しているというような、 銀河風の中の構造までも明らかになったのです。活動銀河中心核成長の初期段階の貴重な観測となりました。

0.4秒角（1度角の約1万分の1）という高い解像度と、面分光とのユニークな組み合わせによって初めて可能になった観測であり、中心核付近の構造とガスの運動を百光年という空間分解能でくまなく描きあげるに成功したのです。活動銀河中心核はそれを保有する銀河を越えてまで影響を及ぼすようなものもめずらしくはありません。そのような大規模なものも、NGC 1052において観測されたような、初期の銀河風が周りに残っているものを押しのけていくような、激しい誕生の時期を経てきたに違いありません。今回の観測は、活動銀河中心核が発生し、周囲に影響を及ぼしていくまさにその``瞬間''をとらえたのです。活動銀河中心核における銀河風の起源に迫る上での貴重なデータとなりました。

図1に示したようなデータを全ての空間について解析したもの。左図は、私達に向かってくる向きに毎秒800キロメートルで動いているガスの空間分布。中図は、どちらにも動いていないガスの空間分布。右図は、私達から遠ざかる向きに毎秒400キロメートルで動いているガスの空間分布。速度は、ガス中の電離[*10]酸素からの緑色の輝線へのドプラー効果を測定（図1）することにより得ています。私達に向ってくる向き（左側の部分）と遠ざかる向き（右側の部分）に双極的に噴き出している銀河風があることがわかりました。各画像の中心の明るいところ（X印で示した）に超巨大ブラックホールが存在していると考えられており、銀河風はその極く近傍から噴き出てきています。各画像の視野は約千光年にあたります。この図では、北が上になるように像を回転してあります。

第1章で、銀河風が淡いので、銀河風をとらえることが難しかったと述べました。さらに技術的な詳細を述べると、銀河風ガスの構造・運動をとらえるためには、ガス以外つまりその銀河に存在する星々からの光の影響を取り除かなければならないというところにも難しさがありました。ガスからの輝線の形を分析する際に、その下に潜んでいる星々からの連続スペクトル[*11]・吸収線[*7]を取り除かないと正しい結果を得ることはできません。私たちは、星々の構成という観点からは非常に似ているのだけれども電離されたガスや銀河風を持たないという点で全く異なる別の銀河も観測し、この銀河のスペクトルをうまく差し引くという手法を用いました（図3）。この手法の有効性は、銀河の中心など空間1点について用いる単純な場合には確立されているのですが、今回、この手法を面全体に適用したのです。高品質な面分光データだからこそ可能だったのです。

星々の構成という観点からは非常に似ているが電離されたガスや銀河風を持たないという点で全く異なる別の銀河を観測し、この銀河のスペクトルを NGC 1052のスペクトルから差し引きます。一番下にあるスペクトルが目的のガスのみのスペクトル。実際には、このような操作を面全体のスペクトルに適用しました。横軸は波長（オングストローム）、縦軸はその波長における光の強さ。

最後に、京都三次元分光器第2号機について、少し説明させていただきます。この装置は、以前、ハワイマウナケア山頂のハワイ大学 2.2メートル望遠鏡に搭載して得られた衝突銀河NGC 6090の観測結果を取り上げていただいたものです。今回の成果は、この装置を同じマウナケア山頂のすばる8.2メートル望遠鏡に搭載して得られたものです。

この装置の特徴は、興味のある領域全体の光を一度に分析できることです。光を``七色''の虹に分けて天体を分析することができますが、従来の手法だと一度に分析できるのはスリットと呼ばれる狭い隙間（直線）を通して見える部分のみでした。私たちの装置は、虫の複眼のように多数の小さなレンズが密集した光学素子（マイクロレンズアレイと呼んでいます。図4）を用いて面に広がった天体を空間的に細かく分割することにより、それぞれの場所での七色の虹を同時に得ることができます。領域全体の分析データを一度に得ることができるのです。

このような観測手法をとりいれていくことは、現在の大望遠鏡時代の次にくるブレイクスルーとして世界的に期待されています。先月、英国ダーラムで国際研究会 Integral Field Spectroscopy: techniques and data production （面分光：技術とデータ解析）が開かれました。この研究会は、大望遠鏡で実績を挙げた、または挙げつつある面分光装置関連研究者を世界中から網羅して集め、次の30-100メートル望遠鏡時代への基礎作りをすることを目的としたものです。筆者はこの研究会の科学組織委員の一人に選ばれました。京都三次元分光器第2号機が大望遠鏡で活躍している面分光装置として認識されていることを物語っています。この装置を用いての研究は、さまざまな研究者との共同研究という形でも活発に行われています。

マイクロレンズアレイという小レンズの集合体によって像が分割されます。個々の小レンズの大きさは一辺1.54ミリの正方形で、それが37個x37個並んでいます。これら全てについて、同時に光の分析ができます。大きく2分割されているのは、実際にはマイクロレンズアレイの一部を天体の写っていない領域にあて、空の影響をきれいに取り除く工夫がなされているため。

以下で、とくに断りのないものは、日本天文学会インターネット版天文学用語集より転載したものです。

宇宙空間では、星は星団よりもさらに大きなスケールで集団をなしています。約1000億個の星とガスなどの星間物質が、典型的な大きさで10万光年程度に集まっている系を銀河と呼びます。我々の太陽系も銀河の１つに含まれており、銀河系と呼ばれています。有名な銀河にはマゼラン銀河、M31（アンドロメダ銀河）、 M51（子持ち銀河）、M82、M104（ソンブレロ銀河）などがあります。

1924年にハッブル（Edwin Powell Hubble　アメリカ 1889～1953）が変光星の観測に基づいてアンドロメダ銀河等までの距離を求めた結果、それまでに知られていた銀河系の大きさよりも遠いことがわかり、銀河系の外にも、このような星の大集団が宇宙に点在していることが明らかになりました。その後、数多くの銀河が認識・発見され、人類の宇宙の大きさに対する認識は著しく拡大しました。銀河がどのように形成されたか、出来立ての銀河はどのようなものなのかについては未だ解明されておらず、現代天文学に残された大きな謎の１つです。

脱出速度が光速を超えた星です。光さえも脱出できないので、外からは [ブラックホール自体は] 観測不可能になります。

はくちょう座にあるX線星Cyg X-1はO型超巨星（HDE226868）とブラックホール（質量は太陽の10倍程度）の連星です。O型星から流れ出すガスがブラックホールに流れ込んで降着円盤を作り、強い重力で加熱されてX線を放射しています。この様な、質量が太陽の10倍位のブラックホールは、星の進化の最後に起こる鉄のコアの重力崩壊でできると思われています。質量が太陽の30倍より重い星では、重力崩壊でできた中性子星に大量の質量がさらに落ち込んでブッラクホールになると考えられています。

また、我々の銀河の中心には質量が太陽の100万倍から10億倍の巨大ブラックホールが存在していると考えられています。クェーサーやセイファート銀河などの活動的銀河核が放射する膨大なエネルギーは、巨大ブラックホールにガスが流れ込んだときに解放される重力エネルギーだと思われています。

普通の銀河に比べて、中心核がきわめて活発な活動を示す銀河およびその中心核。一般的な特徴として、

１．普通の銀河に比べて100倍から1万倍も明るい。
２．放射スペクトルは（黒体輻射で近似される）星のスペクトルとは大きく違う。
３．典型的に数十日から数百日で急激に変光する。
４．爆発している形状やジェット構造などしばしば特異な形態を見せる。
５．超光速現象やビーミング効果など、ときとして相対論的な現象を示す。

などが挙げられます。歴史的な経緯と観測的な特徴から、セイファート銀河・電波銀河・クェーサー・とかげ座BL型天体などにおおまかに分類されます。

活動的銀河核が放出する膨大なエネルギーは銀河の中心にある巨大ブラックホールにガスが落ち込んだ時に解放される重力エネルギーでまかなわれていると推測されています。ブラックホールの周りに降着円盤ができ、自らいろいろな波長の電磁波を放射するとともに、超相対論的なジェットも作っていると考えられています。

すばる望遠鏡は、標高4,200mのハワイ島マウナケア山頂にある大型光学赤外線望遠鏡です。光を集める鏡の有効口径8.2mという大きさばかりでなく、画期的な観測性能を達成するために数々の新しい技術革新で装われた、新世代の望遠鏡です。前人未到の高い鏡面精度を維持する能動光学をはじめ、空気の乱れを押さえる新型ドーム、４つの焦点それぞれに備えられた独自の観測装置やそれらを効果的に用いるための自動交換システムなどがあります。ファーストライトと引き続く調整により、こうしたすばるの高度な機能が、めざましく活動を始めています。

（国立天文台ハワイ観測所すばる望遠鏡ＷＷＷページ
http://www.naoj.org/Introduction/j_outline.html
より転載。）

見た目にはのっぺりとした楕円形にみえるだけで、通常は模様等の見られない銀河です。実際の形は、ミカンかレモンのように三次元的に膨らんだ形をしています。（以下略。)

電磁波を、電波、赤外線、可視光線、紫外線、X線、ガンマ線のように波長（振動数）によって分けたものです。電磁波を分光器によって分離することによって得られます。普通、横軸に波長や振動数をとり縦軸にその波長（振動数）をもった電磁波の強さをとって表します。

原子や分子は特定の波長の電磁波を強く吸収したり放射したりする性質があります。このため、スペクトルの中に非常に細い構造ができます。これをスペクトル線といいます。電磁波が強くなっているスペクトル線を輝線といい、吸収されて弱くなっているスペクトル線を吸収線、または暗線といいます。

振動の繰り返しの長さ、つまり山と山、もしくは谷と谷の間隔を波長と呼びます。

音源が近づいているときには、音は高く聞こえ、遠ざかっていくときには低く聞こえます。この効果は、1842年オーストリアのドップラー（Johann Christian Dopplerオーストリア 1803～1853）が発見したので、ドップラー効果と呼ばれています。光の場合も、光源が近づくと波長が短くなり、遠ざかると長くなりますが、これを（光の）ドップラー効果と呼びます。たとえば、星が地球に近づいているときには、星から出た光はスペクトル上で青い方へずれ（青方偏移）、逆に遠ざかるときには、赤の方へずれます（赤方偏移）。このずれを測定することにより、星の（視線）速度が求められます。野球のボールのスピードを測るスピードガンは、この原理を使っています。

中性の原子が電子と陽イオンに分離する現象です。電離したガスをプラズマと呼びます。

非常に広い範囲にわたってなめらかに広がったスペクトルのことを連続スペクトルといいます。（以下略。）