星の重元素が語る天の川銀河の合体史

【2019年5月8日 すばる望遠鏡／国立天文台】

天の川銀河の円盤構造の周りは、恒星がまばらに存在するハローと呼ばれる構造で取り囲まれている。ハロー内の恒星は、ガスが天の川銀河に集まる過程で誕生してきたものと、恒星の小さな集団である矮小銀河で生まれた後に天の川銀河に取り込まれたものとの2種類が考えられており、このプロセスは暗黒物質の存在を仮定した銀河形成の計算機シミュレーションで予測されている。

小さな銀河の衝突・合体が繰り返し起こり、それらの銀河を起源とする星によって銀河のハロー構造の一部が形成されたことを示す渦巻銀河形成のシミュレーション動画（提供：齋藤貴之／武田隆顕／額谷宙彦／国立天文台4次元デジタル宇宙プロジェクト）

天の川銀河に取り込まれた矮小銀河はすでにその形を崩してしまっているため、矮小銀河に由来する恒星はばらばらに存在しているが、恒星の軌道運動や化学組成（元素組成）は取り込まれる前の状態をとどめていると考えられている。矮小銀河では恒星の誕生が比較的ゆっくり進むと考えられ、このことは恒星の元素組成に影響する。観測からも、天の川銀河の周囲に見られる矮小銀河の恒星では、天の川銀河の多くの恒星と異なる元素組成比の特徴があることが知られている。こうした情報を元にして、銀河形成のプロセスを裏付けようとする研究が近年活発となってきている。

中国国家天文台のQian-Fan Xing（邢千帆）さんたちの研究チームは、中国の分光探査望遠鏡「LAMOST」による探査で観測された恒星から金属元素量の比較的少ない恒星を選び出し、すばる望遠鏡に搭載された高分散分光器（HDS）を用いて詳しい観測を行ってきた。そして、そのなかの一天体である、おおぐま座の恒星「J1124+4535」が際立った特徴を持つことを突き止めた。

観測からは、この恒星のマグネシウムに対する鉄の比が低いこと、鉄より重い元素が相対的に多いことが示された。また、これらの重い元素は、連星中性子星の合体由来のような爆発的元素合成によって形成されることもわかった。J1124+4535の鉄組成は太陽の約20分の1、マグネシウム組成は約40分の1であるのに対し、重い元素を代表する元素ユーロピウムは太陽組成に匹敵している。

（a）マグネシウム/鉄の存在比、（b）ユーロピウム/鉄の存在比、（c）ユーロピウム/マグネシウムの存在比。基準はいずれも太陽系組成。（赤い丸）J1124+4535の恒星、（赤い☆）こぐま座矮小銀河の恒星、（それ以外）天の川銀河の恒星（提供：国立天文台）

このような極端な組成を持つ恒星が見つかったのは、天の川銀河では初めてのことだ。一方、これと極めてよく似た組成を持つ恒星は、天の川銀河をとりまく矮小銀河のなかに数例見つかっている（参照：「自然界最重量級の元素、天の川銀河以外の星からも検出」）。今回の結果は、J1124+4535が矮小銀河の中で誕生し、それが銀河形成の過程で天の川銀河に取り込まれてきたことを明瞭に示すものであり、元素組成によるはっきりした証拠が個別の恒星に対して初めて得られたものとなる。

J1124+4535は、現在生き残っている矮小銀河の星のなかでも、金属元素量の比較的多い恒星とよく似ている。これは、矮小銀河がある程度時間をかけて進化した後に、天の川銀河に合体したことを示唆している。天の川銀河のハロー構造の形成過程では、矮小銀河の衝突・合体がある程度の期間継続していたことを意味するデータであり、現在想定されている銀河形成のシナリオを裏付けている。