プレスリリース 2016 年 1 月 15 日 報道関係者各位 慶應義塾大学 天の川銀河の 川銀河の中で二番目に 二番目に大きなブラックホールを発見 きなブラックホールを発見 慶應義塾大学理工学部物理学科の岡 朋治教授らの研究チームは、天の川銀河の中心領域にある特 異分子雲中に太陽の 10 万倍の質量を持つブラックホールが潜んでいる痕跡を発見しました。 多くの銀河の中心に巨大ブラックホールがある事は最近の研究によって分かってきていましたが、 その形成・成長のメカニズムは解明されていませんでした。今回、岡教授らの研究チームは、天の川 銀河の中心核巨大ブラックホール「いて座 A*（エー・スター） 」から約 200 光年離れた位置に発見さ れた特異分子雲 CO–0.40–0.22 の詳細な電波観測を行い、その詳細な空間構造と運動を明らかにしま した。これらの結果から、この特異分子雲の中心には、太陽の 10 万倍もの質量を持つコンパクトな 重力源がある事が判明しました。この重力源の位置に対応する天体は見られず、ブラックホールであ る可能性が高いと考えられます。これは天の川銀河では、中心核巨大ブラックホール「いて座 A*」 に次いで二番目に大きなブラックホールです。この事は、太陽の数百倍〜10 万倍程度の「中質量ブラ ックホール」が合体を繰り返す事によって中心核巨大ブラックホールが形成され、さらに成長してい くというシナリオを支持するものです。 本研究成果は、1 月 1 日発行の米国の天体物理学専門誌『The Astrophysical Journal Letters』に掲載さ れました。 １．本研究のポイント ・天の川銀河の中心核から約 200 光年離れた位置に、異常に広い速度幅を持つ分子雲を発見。 ・ミリ波サブミリ波スペクトル線の観測から、この分子雲の詳細な構造を描き出す事に成功。 ・同分子雲中に太陽の 10 万倍もの巨大な点状重力源がある事を示唆。これは中心核巨大ブラックホ ールの形成・成長に寄与する中質量ブラックホールである可能性が高い。 ２．研究背景 天の川銀河を含む多くの銀河の中心には、数百万太陽質量（注 1）を超える質量をもつ巨大ブラッ クホールがあると考えられています。しかしながら、これらの中心核巨大ブラックホールの起源は未 だ解明されていません。一つの説として、恒星同士の暴走的合体によって形成された「中質量ブラッ クホール」 （注 2）がさらに合体を繰り返し、銀河中心に巨大なブラックホールを形成するというもの があります。このシナリオを確認するためには、実際にこの中質量ブラックホールの存在を確認する 必要があります。そしてこれまでに数多くの中質量ブラックホール候補天体の検出が報告されてきま したが、いずれも確定的なものではありませんでした。 ３．研究成果 研究チームは、国立天文台野辺山 45m 電波望遠鏡と同じく国立天文台 ASTE 10m 望遠鏡を用いた観 測結果から、天の川銀河の中心領域に 4 つの高励起ガス塊（注 3）を発見していました（図 1 左; 2012 年 7 月報道発表）。今回、このうちの一つに含まれる特異分子雲 CO–0.40–0.22 について、野辺山 45m 電波望遠鏡を用いた 21 本の分子スペクトル線による詳細観測を行いました。その結果、同分子雲か ら 18 本の分子スペクトル線を検出し、分子ガスの詳細な空間分布と運動を描き出すことに成功しま した。この CO–0.40–0.22 は楕円状の空間構造をしており、中心の極めて広い速度幅をもったコンパ クトな微弱成分と、やや緩い速度勾配をもつ直径 10 光年程度の濃密成分から成ります（図 2） 。一方 で、同分子雲方向には明瞭な対応天体が見られず、爆発などの局所的なエネルギー供給が行われたこ とは考えられません。これらの事は、CO–0.40–0.22 の中心に巨大かつコンパクトな「見えない質量」 が潜んでいることを強く示唆します。 1/4 図 1）一酸化炭素(CO) 115 GHz/346 GHz 回転スペクトル線強度の合成 図（左図）。白い部分は高温・高密度ガスが集中している領域を示す。 シアン化水素(HCN) 355 GHz 回転スペクトル線の積分強度分布と銀経速度分布（右図） 。 以上の観測事実から、研究チームは当該分子雲の形成メカニズムとして、次のような点状重力源に よる「重力散乱モデル」を提唱しました（図 3, 4） 。 1) 巨大な点状重力源に向かって雲が落ちていく。 2) 点状重力源に近づくにつれて雲は加速され、近点で最高速度に達する。 3) 近点通過後は減速されながら点状重力源から遠ざかっていく。 このモデルは、観測された CO–0.40–0.22 の速度幅のみならず、空間-速度構造を非常によく説明し ます。そしてこれに従うならば、CO–0.40–0.22 の中心には半径 0.3 光年以下の 10 万太陽質量の天体 が潜んでいることになります。これは、天の川銀河内で最も濃密な球状星団 M15 のコア部分よりも 一桁近く高い質量密度であり、対応天体が見られないことも考え併せると、特異分子雲 CO–0.40–0.22 の中心天体はブラックホールである可能性が非常に高いと考えられます。 ４．本研究成果の意味 本研究成果は以下の二つの意味において重要なものでした。第一に、発見されたブラックホールは、 恒星質量よりも遥かに大きく、銀河中心核の巨大ブラックホールに較べると一桁小さい、「中質量」 ブラックホールであった事です。この 10 万太陽質量という質量は、天の川銀河内のブラックホール としては、中心核巨大ブラックホール 「いて座 A*」に次いで二番目に大きなものになります。この ような中質量ブラックホールが、中心核から 200 光年という比較的近い距離に発見されたことにより、 前述の中心核巨大ブラックホール形成シナリオを支持する重要な観測的事実が得られた事になりま す。つまり、発見された中質量ブラックホールは中心核巨大ブラックホール形成・成長に寄与する存 在と考えられるのです。 第二に、星間ガスの運動からブラックホールを間接的に検出する手法が拓かれた事です。天の川銀 河の中心部には、特異分子雲 CO–0.40–0.22 に類似したコンパクトな高速度ガス雲が数多く検出され ており、これらの一部についてもブラックホールによる重力散乱で形成された可能性が考えられます。 また、天の川銀河全体におけるブラックホール総数は 1 億個程度との評価もあり、現在 X 線観測から 発見されているブラックホール候補天体数（数十個）との間には大きな開きがあります。つまり、真 2/4 図 3）重力散乱モデルに基づいて計算した雲の時間 発展を上から見たもの（上図）。軸の単位は pc（パ ーセク）で 1 pc は 3.26 光年。上図下方向から見た場 合の位置-速度図を、一酸化ケイ素回転スペクトル線 強度に重ねたもの（下図） 。 図 2）シアン化ケイ素(SiO) 86 GHz 回転スペクトル 線の積分強度図（上図）。同じくシアン化ケイ素スペ クトル線の、左図中矢印に沿って作成した位置-速度 図（下図） 。 の意味で「暗い」ブラックホールを、スペクトル線の広域観測によって探査する可能性が示されたの です。今後、野辺山 45m 望遠鏡を使用した大規模な天の川掃天観測、またはアルマ望遠鏡（注 4）を 使用した近傍銀河の高解像度イメージング観測によって、ブラックホール候補天体の数は飛躍的に増 加するでしょう。 ５．研究論文について 本研究成果は、1 月 1 日発行の米国の天体物理学専門誌『The Astrophysical Journal Letters』に掲載さ れました。論文の題目、および著者と研究当時の所属は以下の通りです。 "Signature of an Intermediate-Mass Black Hole in the Central Molecular Zone of Our Galaxy" 岡 朋治（理工学部物理学科教授） 水野麗子（理工学部物理学科 ＊2015 年 3 月卒業） 三浦昂大（理工学研究科修士課程 ＊2015 年 3 月離籍） 竹川俊也（理工学研究科修士課程 ＊現在博士課程 1 年） 『The Astrophysical Journal Letters』, January 1, 2016, vol.816-2 issue, L7 電子版（プレプリント） http://arxiv.org/abs/1512.04661 ※この研究は、日本学術振興会科学研究費助成事業（科研費）、基盤研究(C) 24540236 の補助を受け て行われました。 3/4 図 4) 中質量ブラックホールによる重力散乱で雲が加速される様子。 ＜リンク＞ 国立天文台野辺山宇宙電波観測所 ・45m 電波望遠鏡 国立天文台チリ観測所 ・ASTE 望遠鏡 慶應義塾大学理工学部 ・岡 朋治研究室 http://www.nro.nao.ac.jp/public/teles.html#45m http://alma.mtk.nao.ac.jp/aste/ http://aysheaia.phys.keio.ac.jp/index.html ＜用語説明＞ 注 1）太陽質量 ：天文学で使われる質量の単位。1 太陽質量 =1.99×1030 kg。 注 2）中質量ブラックホール ：大質量星の残骸である「恒星質量ブラックホール」と銀河中心核の「巨 大ブラックホール」との間にある、中間的な質量のブラックホールの事。 注 3）高励起ガス塊 ：高いスペクトル線強度比から高温・高密度のガスが集中していると考えられる領域。 注 4）アルマ望遠鏡：アタカマ大型ミリ波サブミリ波干渉計(ALMA)。南米のチリ共和国北部にある、 アタカマ砂漠の標高約 5000 メートルの 高原に建設された巨大電波望遠鏡。国立天文台を代表とす る東アジア、米国国立電波天文台を代表とする北米連合、欧州南天天文台を代表とするヨーロッパ などの国際共同プロジェクトとして進められている。 ※ご取材の際には、事前に下記までご一報くださいますようお願い申し上げます。 ※本リリースは文部科学記者会、科学記者会、各社科学部等に送信させていただいております。 ------------------------------------------------------------------------------------本研究に関するお問い合わせ 慶應義塾大学 理工学部 物理学科 教授 岡 朋治（おか ともはる） TEL：045-566-1833 Email：tomo@phys.keio.ac.jp http://aysheaia.phys.keio.ac.jp/index.html 本リリースの発信元 慶應義塾広報室（竹内） TEL：03-5427-1541 FAX：03-5441-7640 Email：m-koho@adst.keio.ac.jp http://www.keio.ac.jp ※カラー版の資料が必要な場合は、上記 URL をご参照ください。 4/4
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