東京大学(東大)は3月11日、すばる望遠鏡で発見された1万個を超える120億年以上昔の銀河に対してそのX線画像を解析することで、その時代の宇宙の大半を占める一般的な銀河の中心に存在する超大質量ブラックホール(SMBH)の質量増加率が、予想よりも低いことを明らかにしたと発表した。

同成果は、東大大学院 理学系研究科 天文学専攻の松井思引大学院生、同・嶋作一大准教授、同・伊藤慧日本学術振興会特別研究員、同・安藤誠日本学術振興会特別研究員(現・国立天文台 特任研究員)、同・田中匠大学院生らの研究チームによるもの。詳細は、英国王立天文学会が刊行する天文学術誌「Monthly Notices of the Royal Astronomical Society」に掲載された。

現在の宇宙において、銀河とその中心のSMBHのそれぞれの質量の間には、ほぼ正比例の関係があり、両者が互いに影響を及ぼし合って進化してきたことが示唆されている。しかし、SMBHの大きさは約10の10乗(100億)km程度しかなく、約10の18乗(100京)km程度の大きさがある銀河とは、8桁もの隔たりがある。これほどの差がある場合、影響を及ぼし合うのは容易なことではないため、この正比例の関係がどのようにして作られたのかは、大きな未解決問題となっている。

  • 銀河の中心にあるSMBHの成長率の違い

    銀河の中心にあるSMBHの成長率の違い。周囲にガスがあると、SMBHはそれを飲み込んで成長(質量が増加)し、その際にガスの重力エネルギーが解放されてX線などで光る(中央)。SMBHの成長率が大きいと光も強くなり、クェーサーのような天体として観測される。銀河自身にも広くガスが分布しており、そこから星を作ることで成長する(出所:東大Webサイト)

その問題を解くには、両者の過去の関係を知る必要があるという。もし、ほぼ正比例の関係が過去でも成立していたのなら、両者は何らかのメカニズムで足並みをそろえて成長してきたことを意味するが、成立していない場合はもっと複雑な進化を考慮する必要があるとする。しかし、クェーサーなどの例外を除き、過去の銀河のSMBHの質量を測定することは技術的に不可能とのこと。そこで研究チームは今回、X線の明るさから比較的容易に求めることが可能なことから、SMBHの質量の代わりとして、その時間変化であるSMBHの質量増加率に注目することにしたという。

  • 横軸に銀河の質量、縦軸にSMBHの質量を取って、現在の宇宙における観測データを描くと、ほぼ正比例の関係があることがわかる

    (左)横軸に銀河の質量、縦軸にSMBHの質量を取って、現在の宇宙における観測データを描くと、ほぼ正比例の関係があることがわかる。このことから、両者は互いに影響を及ぼし合って成長してきたと考えられている(図は、Kormendy & Ho 2013 から引用)。赤点は銀河のバルジ成分(渦巻銀河は楕円体＋円盤で構成されていて、その楕円体成分を指す)、黒点は楕円銀河が表されている。(右)左図の両軸の時間変化が表された図。この図のどこにデータ点が来るかで、銀河とSMBHがそれぞれどのくらいのペースで成長しているかがわかる。現在の宇宙のほぼ正比例の関係の線に乗れば、SMBHと銀河が観測された瞬間に足並みをそろえて成長していることを意味し、線の上に位置していたらSMBHの方が速いペースで成長し、線の下に位置していたら遅いペースで成長していることを意味する(出所:東大Webサイト)

遠方宇宙の一般的な銀河は見かけの明るさが暗いため、現在の最も高感度なX線望遠鏡でも観測は叶わない。そこで今回は、「X線スタッキング」手法が用いられた。これは、検出できていない多数の銀河のX線画像を重ね合わせることで信号雑音比を上げ、より暗い光度まで写るようにするという手法。

過去にさかのぼるほど両者の進化の効果が大きいと考察されたことから、今回のような解析を行える中で、最もさかのぼった時期である約122～130億年前に存在する一般的な初期の銀河のX線画像を、宇宙年齢と見かけの等級でグループ分けしてから重ね合わせ、各グループのSMBHの質量増加率が求められた。

  • 約122億年昔の一般的な銀河を5グループに分けてX線スタッキングした画像

    (右上)約122億年昔の一般的な銀河を5グループに分けてX線スタッキングした画像。どのグループもX線が検出できず(白いモヤはノイズ)、代わりにX線光度すなわち質量増加率の上限値が求められた。(右下)その上限値と銀河の質量増加率との関係(下矢印のついた青いひし形)。紫の点線は、現在の宇宙での銀河とSMBHの質量のほぼ正比例関係から予測される関係が表されている。銀河の質量増加率は約10～100[太陽質量/年]と高いので(現在の天の川銀河の質量増加率は1[太陽質量/年]程度)、SMBHの質量増加率が現在の宇宙のほぼ正比例関係に乗っていれば、X線で検出されるはずだが、実際には検出されず、上限値ですら1桁程度下に位置することがわかった。今回の研究では約122億年昔の銀河だけでなく、それ以前の約130億年昔までの銀河についても調べられたが、同様に不検出だったという(出所:東大Webサイト)

残念なことに、どのグループについてもX線の検出は叶わなかったが、代わりにSMBHの質量増加率の強い上限値を求めることができたという。それらの上限値を現在の宇宙のほぼ正比例の関係から予測される値と比べると、1桁かそれよりもさらに下に位置するとした。当時は、銀河とSMBHの成長率は足並みがそろっておらず、銀河自体は盛んに星を作って成長しているのに、SMBHはほぼ休んでいるといってもよい状態にあったことが明らかになったとする。

これらのSMBHの質量増加率の上限値について、大規模な銀河進化シミュレーションの中にある似た銀河たちの平均値との比較が行われると、それをも遥かに下回ったという。同シミュレーションは、現在の銀河とSMBHの質量の関係も再現するなどの高い性能を有するが、今回の研究により、昔のSMBHの質量増加率を再現できていない(高すぎる)ことが判明。再現できない理由は、シミュレーションのSMBHが重すぎて、その重力により周囲のガスをたくさん吸い込んでいる可能性があるとした。

  • 大規模銀河進化シミュレーションとの比較

    大規模銀河進化シミュレーションとの比較。(左上)約122億年昔の銀河のSMBHの質量増加率の上限値と銀河の質量増加率を大規模な銀河進化シミュレーション「Illustris-TNG100」中の似た銀河たちの平均値と比較が行われたもの(それ以前の約130億年昔までの銀河についても同様の傾向が得られたという)。(右上)質量増加率のずれがSMBHの質量のずれによると仮定して、ずれの分だけシミュレーションの元々のSMBHの質量(茶色の線)を軽くしたもの。どちらの図でも、シミュレーションは比較的足並みのそろった進化を予想しているとした。また右上図には、最新のJWSTによって観測された当時の暗いクェーサーのブラックホール質量も載せられている。(下)Illustris-TNG100のイメージ。一辺が約1億光年の立方体の箱の中で、数十万個の銀河とその中心にあるSMBHの進化を予測している(出所:東大Webサイト)

また、今回の研究成果で得られた上限値を再現するため、どのくらい軽いSMBHでなければいけないのかグラフ化されると、その質量(上限値)は、現在の宇宙の銀河とSMBHの質量の関係よりも1桁も下に位置したとする。この結果が正しいとすると、当時の大多数の銀河では銀河がSMBHに先んじて成長していたことになるという。

さらに、ジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)による観測から得られた当時の暗いクェーサーのSMBHの質量は、今回得られた上限値よりも重い側に広くばらついていることがわかった。このことから、現在の宇宙と違って、当時の宇宙ではSMBHの成長段階にバラエティがあったことが推察されるとした。今後、JWSTによる観測が進めば、現状で観測されていないより軽い、多数派のSMBHが数多く見つかる可能性もあるとしている。

今後は、JWSTや次世代X線観測衛星などによって、一般的な銀河におけるSMBHの質量や質量増加率をより正確に測定できることが期待されるという。それにより、銀河とSMBHの進化の全体像がより明確になり、進化のメカニズムの理解もより進むだろうとしている。