スーパーコンピュータの中に再現された天の川銀河の進化の様子

国立天文台(NAOJ)は1月24日、第30回「科学記者のための天文学レクチャー」として、「スーパーコンピュータが描く宇宙―アテルイIIからアテルイIIIへ―」を開催。これまで、研究者を対象に天文学の研究専用のスーパーコンピュータとしてシミュレーション天文学を支えてきた、NAOJ 天文シミュレーションプロジェクト(CfCA)が運用してきた「アテルイII(ツー)」の業績と、その後継として2024年12月2日より本格運用を開始した「アテルイIII(スリー)」の特徴や、同機で現在進められている最新の研究などが紹介された。

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  2018年4月から2024年8月まで活躍したNAOJの天文学研究専用のスパコンの5代目だったアテルイII。(c) 国立天文台(出所:NAOJ CfCA Webサイト)

この連載では、その取材をもとに全4回のシリーズをお届け。第1回ではシミュレーション天文学について、第2回ではアテルイIIIの特徴について取り上げた。第3回は、シミュレーション天文学の具体的な研究内容として、数値シミュレーションによる太陽黒点・太陽フレアを取り上げた。最終回となる今回は、鹿児島大学 理工学研究科/NAOJ 科学研究部の馬場淳一特任准教授による解説「天の川銀河を創る」をもとに、アテルイIIやアテルイIIIなどを用いたシミュレーションとその研究成果を取り上げる　。

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  2024年12月より稼働を開始したNAOJの天文学研究専用スパコンの6代目であるアテルイIII。(c) 国立天文台(出所:NAOJ CfCA Webサイト)

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  鹿児島大学 理工学研究科/NAOJ 科学研究部の馬場淳一特任准教授

アテルイIIをフル活用し天の川銀河を映像化

観測と理論は、紀元前から天文学を発展させてきた両輪であり、その両輪がかみ合って、これまでいくつもの宇宙に関する謎が解明されてきた。しかし宇宙には観測できないものもあるうえ、理論がどれだけ正しいのかを確認することは容易ではない。そうした中、20世紀末ごろになってコンピュータの性能が向上した結果、コンピュータの中に宇宙を想像することで研究を行うシミュレーション天文学が登場。天文学を大いに躍進させることとなった。

スーパーコンピュータを用いた数値シミュレーションは、理論さえあれば天体内部のような光学的に観測不可能な領域でも可視化が可能だ。また、理論に基づいたシミュレーション結果が観測結果と整合的であれば、その理論は正しい可能性が高いという証明になる。実際、シミュレーションによる可視化・アニメーション化によってはじめて確認された事実も少なくない。シミュレーション天文学は、観測と理論のどちらにとっても強力なツールであり、天文学を躍進させる3番目の車輪といえる重要な存在だ。

観測が不可能な領域の1つに天体内部があることは上述したが、第3回ではその代表例として、太陽内部に関する研究を取り上げた。それに加え、当然ながら観測とはその瞬間に届いた情報しか得られないため、運良く過去の観測データがあったとしても、その望遠鏡が観測を開始した時点までしか遡ることはできず、同様に遠い未来の様子を見ることも叶わない。また、望遠鏡の視点も現在は地球上か周辺の宇宙空間に限られるため、天の川銀河が、実際に棒構造を持った渦巻銀河なのかどうかを俯瞰的に確認することはできない。そこで活躍するのが、シミュレーション天文学である。

天の川銀河のような、無数の星が影響を及ぼし合うような環境を再現するには、重力多体問題という難しい問題を扱う必要がある。2つの天体までであれば軌道を予測することは容易だが、これが3つの天体になると、その正確な軌道予測は非常に難しくなる。それを克服するため、1つの天体の軌道に対し、重力的影響を与えているほかの天体のその影響のすべてを繁栄させた上で、一定時間ごとの位置を算出していくのだ。

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  重力多体問題の一例。アテルイIIを用いて得られた、世界最大規模のダークマター構造形成シミュレーション「Uchuuシミュレーション」による成果。千葉大の石山准教授らが、2021年に発表した成果。(c) 千葉大 石山智明准教授(出所:NAOJ CfCA Webサイト)

だが天の川銀河のシミュレーションともなると、極めて困難だ。完全な再現を行うには、超大質量ブラックホール「いて座A＊(スター)」を中心に、少ない見積もりでも1000億、多ければ4000億という膨大な星の影響を計算する必要がある(天の川銀河の中心部の向こう側などは見通せないため、総数はカウントできない)。加えて、天の川銀河内には分子雲や超新星残骸などの星間ガスも存在し、扱う物理過程としては、重力相互作用に加え、星間ガスの運動、放射冷却・加熱などもある。また星や分子雲と天の川銀河全体ではスケール的に4桁以上の差があり、その点でも容易ではない(現在のコンピュータの性能では、すべての星を扱うことは非常に時間を要してしまうため、数を減らして計算されている)。

馬場特任准教授は、アテルイIIを用いてそのような天の川銀河のシミュレーションを行い、同銀河に棒状構造ができてくる様子をアニメーション化し、YouTubeのNAOJ CfCAの公式チャンネルで公開している。その研究の中で、約80億年前(宇宙誕生から55～60億年後ごろ)に同銀河が大きく変動し、棒状構造ができてきたことがわかってきたとのこと。そしてこれは別の研究者たちからも、欧州南天天文台(ESO)の可視光・赤外線望遠鏡「VISTA」を用いた観測結果として報告されており、シミュレーションが観測結果と一致したことが明らかにされている。

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  馬場特任准教授らによる天の川銀河のシミュレーション。棒状構造ができる様子を確認できる。YouTubeのNAOJ CfCAの公式チャンネルで動画を公開中だ。(c) 馬場淳一、中山弘敬、国立天文台 4次元デジタル宇宙プロジェクト(出所:NAOJ CfCA Webサイト)

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  天の川銀河の棒状構造のイメージ。円盤の中心付近に星が細長く集まる棒状構造があり、その両端付近から渦巻き腕が伸びている。棒状構造の中心部には、さらに星が集中した領域である中心核のバルジが存在する。(c) 国立天文台(出所:NAOJ CfCA Webサイト)

また、アテルイIIを用いた天の川銀河のシミュレーションの結果、天の川銀河の腕の1つである「ペルセウス腕」が崩壊段階にある明確な兆候を発見したのも、馬場特任准教授らの研究チームだ。ペルセウス腕とは、我々の太陽系がある副腕(他の腕と比べると短い)である「オリオン腕」の外側にある地球から観測可能な腕の中でも目立つ1つだ。そして、シミュレーションによる予測に対し、欧州宇宙機関(ESA)が2013年に打ち上げたアストロメトリ(位置天文学)衛星「ガイア」の観測データ(天の川銀河の1％前後と推定される10億個以上の星の位置と固有運動と明るさを測定)を解析した結果、実際に将来的に腕の形を成さなくなるような動き方を多数の星がしていたことがわかったのである。

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  アテルイIIのシミレーションによる、天の川銀河の棒状構造の進化の様子。(上段)銀河面を真横から見た星の分布。(中段)銀河を正面から見た星の分布(オレンジ)とガスの分布(黒)。(下段)銀河を正面から見た時の星形成の活発さ。赤い部分ほど星形成が活発である。(左から)銀河の形成開始から10、15、25、35億年。15億年ごろに棒状構造が形成され始めると、中心核バルジ部分(中心から約3260光年以内)にガスが集まり、星形成が活発になる。一方、棒状構造(中心から3260～9780光年程度の間)のガスは徐々に無くなり、35億年では棒状構造でほとんど星が作られていないことがわかる。また、棒状構造を真横から見ると(上段)、次第に長方形またはピーナッツ形状になっていくこともわかる。(c) 馬場淳一(出所:NAOJ CfCA Webサイト)

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  中心核バルジと銀河面から離れた棒状構造の星で期待される年齢構成のシミュレーション結果(中心核バルジでは棒状構造の形成時期より若い星が多く、銀河面から離れた棒状構造の領域では逆に古い星が多いと期待される)。棒状構造は80億年前頃に形成されたことがわかり、海外の研究チームによって、それが観測結果と一致することも確認された。(c) 馬場淳一(出所:NAOJ CfCA Webサイト)

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  天の川銀河の各腕の名称。馬場特任准教授の研究により、太陽系が含まれる副腕のオリオン腕の外側にあるペルセウス腕が崩壊段階にある兆候が確認された。(c) 国立天文台(出所:NAOJ 科学研究部Webサイト)

入念なシミュレーションが論文の価値を高めた！

さらに馬場特任准教授らの研究チームは、詳細な天の川銀河のシミュレーションを事前に実施した結果、天の川銀河の速度場に広域震動「銀振」(銀河系の振動)が刻まれていることを発見した。そしてその速度場の歪みが、想定されていた渦状腕の現在の位置と必ずしも一致しないことが明らかになったという。天の川銀河は単独の銀河に思われるかもしれないが、実は数多くの衛星銀河を従えている。天の川銀河が属する局所銀河群には多くの矮小銀河が存在するが、その多くを重力的に束縛しており、中には吸収中のものもあるほどだ。そうした天の川銀河の周囲を巡る衛星銀河の影響で、天の川銀河のダークマターが揺らされ、その結果として円盤を構成する星々も揺れているということである。

天の川銀河を揺らしているのは、約6万光年という最も近くに位置する衛星銀河である「いて座矮小銀河」と考えられている。天の川銀河の円盤部の質量は太陽の約1000億倍(研究により計測手法が異なるため、複数の説がある)と見積もられているが、それに対していて座矮小銀河の質量は太陽の約10億倍であり(こちらも質量に関しては複数説あり)、1/100程度しかない。月は地球よりも圧倒的に小さくても海の干満を生み出すなど、地球に大きな影響を与えている。同様に、いて座矮小銀河が通過していくそばから、天の川銀河の外側の星々を揺らしていると考えられるのである。

なお、この研究成果には余談がある。この時の科学誌への論文提出は、アテルイIIを用いて実施されたシミュレーション結果を、2018年4月25日に公開されたガイア衛星の観測データ第2弾と照らし合わせ、銀震が正しいことを確認した後に行われた。なんと、データ第2弾の公開から提出までの間はわずか1日。事前に入念なシミュレーションを実施していたことで、データの公開とほぼ同時に確認を行えたのだという。その結果、データ公開前から第2弾を利用できていたガイア衛星を運用する国際共同研究チーム「Gaia Collaboration」本家の研究者らの論文提出を30分ほど上回ることに成功。これには、本家の研究者たちもさぞかし驚いたことだろう。それもすべて、アテルイIIによる入念なシミュレーションを実施していたからこその成果であった。

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  いて座矮小銀河の影響を受け、天の川銀河のダークマターが揺れ、その結果として星々が揺れる銀震現象が、シミュレーション結果およびアストロメトリ衛星ガイアのデータによっても確認された。画像は、天の川銀河の一部(画像では左側)のダークマターが揺らされ、波が伝わっている様子のイメージ。(c) ESA(出所:ESA Webサイト)

そしてこの天の川銀河の震動を扱う「銀震学」は、アテルイIIIでも引き続き行われている。矮小銀河にはダークマターが多く集まっていることがわかっており、この衛星銀河による銀震を利用することで、ダークマターの性質を探るとしている。今回は、まだ論文としては発表されていない最新のシミュレーションの成果として、いて座矮小銀河に加え、天の川銀河の衛星銀河の中では最も重い「大マゼラン雲」(太陽質量の1000億倍・約16万光年)の2つと、天の川銀河の相互作用の動画が紹介された。いて座矮小銀河は、すでに一部が天の川銀河に取り込まれている可能性もあるのだが、将来的には星々がバラバラになっていびつな帯のように天の川銀河を一周し、最終的には天の川銀河に吸収されると予想されている。一方の大マゼラン雲は、距離もあって衛星銀河の中では最も質量があることもあり、当面は天の川銀河への落下・吸収はないようである。なお、これらの衛星銀河の軌道は、天の川銀河のダークマターの性質に依存するとしている。

さらにアテルイIIIを用いた研究としてはもう1つ、太陽系の天体や生命の主要材料となる元素の分布などを扱う「銀河惑星学」も紹介された。銀河惑星学は、天の川銀河の物質科学を扱う分野である。宇宙初期の密度揺らぎが膨張宇宙の中で成長し、天の川銀河を形成する様子をシミュレーションした研究成果が、東北大学大学院 理学研究科の平居悠研究員(日本学術振興会特別研究員-CPD(国際競争力強化研究員)/米・ノートルダム大学 物理天文学科兼任)らによって、アテルイIIを用いて得られている。高性能なアテルイIIIでのより詳しい研究が期待される。この研究が進展すれば、太陽系が天の川銀河のどこで誕生したのかなどが、今以上に詳しくわかってくる可能性がある。

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  東北大の平居研究員による、アテルイIIを用いた銀河惑星学における、天の川銀河形成シミュレーションによる星とガスの分布の結果。黄色で描かれていているのが星、水色で描かれた粒子がガスを表している。(c) 平居悠(出所:NAOJ CfCA Webサイト)

4回にわたって、日本のシミュレーション天文学とそれを支えてきたスーパーコンピュータのアテルイIIによる成果、そしてアテルイIIIによる今後の研究などをお伝えしてきた。第2回で紹介したが、これまでアテルイIIで行われていたシミュレーションの一部は、すでにアテルイIIIでも行われており、計算にかかった時間が半分になったという例も紹介されている。アテルイIIIの活躍により、さらに新しい発見を我々は目にすることができるようになるだろう。今後に期待がかかる。