academistスタッフからの一言
古屋准教授率いるBISTRO(B-fields In STar forming RegiOns)-Jチームは、ハワイ島マウナケア山頂付近にあるサブミリ波望遠鏡を利用して、星形成プロセスの解明を目指した研究を進めています。標高4100mの天文台で観測する「磁場」の情報から、宇宙における星形成史を辿る第一歩を踏み出すことはできるのでしょうか。
担当者:柴藤亮介
宇宙を漂う粒子たちは、たがいに重力を及ぼし合うためすこしずつ集まり、ほぼ球体のガス雲になります。そのガス雲は次第に回転し、回転軸の直交方向につぶれて、ホットケーキのような形の「原始惑星系円盤」を形成します。太陽系を含むすべての惑星系は、原始惑星系円盤から誕生したと考えられています。
しかし、ガス雲から太陽系のような恒星と惑星たちが必ずできるかというと、そうではありません。ガス雲からは、太陽のような軽い星からオリオン座方向で生まれている重い星まで、さまざまな星が生まれます。それでは、ガス雲の運命を決めているものは何なのでしょうか。
理論的な研究からは、その答えは「磁場」であると言われてきました。しかし、磁場が星の誕生過程のどのタイミングで、どのようにしてガスの運命を制御しているのかは、未だ論争が続いています。ガス雲中心部を観測することができれば、そのヒントが得られるかもしれないのですが、ガスの密度が濃いために可視光線では中心部を見ることができませんでした。
近年、観測技術の発展により、波長が長く透過力の高い「サブミリ波(遠赤外線)」の観測が可能になりました。ガス雲中心部からのサブミリ波を観測できれば、星形成における磁場の役割に迫ることができます。しかし、サブミリ波は大気に吸収されるため、できるだけ高いところで観測を行わなくてはなりません。そこで、6カ国の国際チームである私たちBISTROチームは、ハワイ島のマウナケア山頂付近(標高4100m!)にあるジェームス・クラーク・マクスウェル望遠鏡に磁場検出に特化した装置を持ち込み観測を行います。天体からのサブミリ波を集めるために、高精度なパラボラアンテナを使い、その焦点部分に高感度な検出器を設置します。私たちは、検出器の前に「偏波板」を取り付け、偏波板が自動で回転するシステムを構築しました。
今回の研究では、偏光板を回転させることで、サブミリ波の持つ振動面の方向を測定します。星を生むガスの大部分は水素分子なのですが、一部ラグビーボールのような形をした極微量の塵(=大きな分子)も含まれます。塵の集団に磁場がかかると、塵たちの向きがそろうと考えられているため、偏向板を回転させることで、特定の振動方向のサブミリ波が強く観測できるのではないかと予想しています。
現在私たちは、観測手法の改善とデータ解析のためのソフトウェアの準備を進めています。たとえば、望遠鏡の入っているドーム自身や望遠鏡内部の光学系がつくり出してしまう偏波があるのですが、これらを正しく評価しなければ天体からの偏波と誤って評価する恐れがあります。正しくデータを取得するためには、望遠鏡が固有に持つ偏波を考慮に入れたソフトウェアを開発した上で観測を行わなければならず、その準備のためには現地に行かなければなりません。
そこで今回、クラウドファンディングでハワイ島への渡航費用を募りたいと思いチャレンジを決めました。私たちBISTRO-Jチームが天文台を専有できるのは、年に10晩程度です。割り当てられた晩は、日没から日の出までの時間を文字通り分刻みで使い倒す観測計画を立てます。10秒間たりとも望遠鏡を遊ばせるような無駄はしません。観測が終わると、休む間もなくヒロ(Hilo)という街に降りて、2、3日で簡易的なデータ解析を行います。その結果をプロジェクトに関わる6つの国と地域のチームに報告した後、観測者は帰国の途につくことになります。
実は、星の世界はもっと多様性に満ちています。磁場という新たな切り口から、さまざまな星の形成起源に迫ります。上で述べましたように円盤ができなければ惑星系は誕生しません。一方、分子雲コアが収縮しながら分裂すると星がふたつあるいは4つからなる系ができます。なぜこのような違いが生じるのかは、星を生む母体のガスと磁場の空間的な配置と磁場強度に強く依存すると予測されていますが、私たちの研究ではこの予測を検証します。太陽のような単独の軽い星ばかりだけでなく、重い星もあれば、星の集団もあります。この多様性の起源を知るためには、磁場の役割をしっかりと解き明かすことが必要です。
私たちの太陽のような星は寿命が長く、100億年くらいは存在します。これに対して重い星は、誕生してから銀河系を数十分の一周もしなううちに死を迎えます。私たちの天の川銀河やよその銀河は、このような星々の生死の舞台なのです。したがって、そこで誕生し、死んで行く星々の情報は銀河の進化を考えるうえで基本的な情報です。なぜ天の川銀河における星形成とマゼラン雲やアンドロメダ銀河における星形成が異なるかを議論できるようになるでしょう。ひいては宇宙における惑星形成史をたどれると私は信じています。
古屋 玲(ふるや・れい)国立大学法人徳島大学教養教育院准教授.学術博士.1971年生まれ.鹿児島大学理学部物理学科卒,総合研究大学院大学理学研究科博士課程修了. イタリア国立アルチェトリ天文台研究員 カリフォルニア工科大学物理数学天文学科研究員 国立天文台ハワイ観測所研究員などを経て,現職 専門は電波天文学および赤外線天文学で, 最近の主な研究テーマは星形成の初期条件の解明. BISTRO-Jチームのまとめ役だけでなく, 延べ100名を超える6ヶ国全体の研究チームの観測スケジュール調整責任者を務めている.
以下のスケジュールで研究を進めていきます。
2016年4月 | クラウドファンディングに挑戦! |
2016年5月 | 試験観測に参加する研究者を日本チームから初めて派遣 |
2016年9月 | 学会発表@日本天文学会 |
2016年初夏 | 速報論文執筆に耐えうるデータが取れる可能性あり |
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