新たな高みに到達：ジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡が記録破りの古代銀河を発見

最近、天文学者たちは、宇宙が約3億3000万歳だったときの赤方偏移13の銀河を発見したと発表した。これまでの記録は、宇宙の年齢が約4億2000万年である、赤方偏移が約11の銀河によって保持されていました。ウェッブ氏は、人類がこれまで観測した最も遠い銀河を、宇宙誕生の時代まで約1億年遡らせた。これはウェッブにとって簡単なスタートに過ぎなかった。私たちに期待できることは、知性に恵まれたウェッブが近い将来さらに大きな飛躍的進歩を達成し、人類を率いて宇宙の原初の謎を解き明かしてくれることだ。

執筆者：王山琴

2022年7月12日、ジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡（JWSTまたは「ウェッブ」）によって取得された最初の一連の画像が、非常に期待されていたイベントで正式に発表されました。この一連の写真は天文学界の専門家だけでなく、その界外の多くの人々にも衝撃を与えた。

図: 2016 年、組み立てられたウェッブの主鏡と折りたたまれた副鏡およびブラケット。丨画像提供: NASA

しかし、一つのメロンが終わる前に、別のメロンが生まれる。7月20日、ハーバード大学の天文学者らが率いる共同チームが、ウェッブが撮影した画像の中に記録破りの銀河を発見したと発表した。この銀河はビッグバンから約3億3000万年後に形成され、これまでに発見された銀河の中で最も古いものとなった。

天体の赤方偏移をどのように決定するのでしょうか?

赤方偏移は天体の距離と年齢を測定するための最も重要な基準の 1 つです。天体自体の動きや宇宙自体の膨張により、天体から放射される光波は変化します。光の波が長くなると赤方偏移が発生します。光の波が短くなると、負の赤方偏移、または青方偏移になります。

100年以上前、天文学者が観測できる波長は基本的に可視光に限られており、可視光の中では赤色光が最も波長が長く、青紫色光が最も波長が短いという時代の制約から、このように呼ばれるようになりました。したがって、可視光線の他の色が赤色の端に向かって移動する動きは、赤方偏移と呼ばれます。観測波長範囲が拡大するにつれて、天文学者は赤色光が赤外線に近づく現象を長い間観測してきました。しかし、慣例により、このような動きは「赤外線シフト」ではなく「赤方偏移」と呼ばれています。 「赤方偏移」は一般的に波長が長くなることを意味することを覚えておく必要があります。

天体から放射される光は、さまざまな元素の原子から放射される放射線で構成されています。これらの放射線は原子内の電子の遷移によって発生し、一定の波長を持っています。天体から放射される光の一部が地球に到達すると、特定の帯域の放射線が自身の大気や星間物質に吸収され、強度が弱まり、吸収線として現れます。

天体の測定スペクトル内の元素の吸収線の波長が、実験室で測定された波長と異なる場合、それは赤方偏移または青方偏移が生じていることを意味します。これら 2 つを減算し、実験室で測定された波長で割ると、赤方偏移または青方偏移の値が得られます。

図: 吸収線（図中の暗い線）の赤方偏移の模式図。矢印はスペクトル線の変化を示しています。丨出典: Georg Wiora

たとえば、水素原子の電子が 2 番目、3 番目、4 番目、5 番目、6 番目の軌道から 1 番目の軌道 (基底状態) にジャンプすると、放出される放射線の波長はそれぞれ 121.57 ナノメートル、102.57 ナノメートル、97.254 ナノメートル、94.974 ナノメートル、93.780 ナノメートルになります。これらは有名な「ライマン線シリーズ」の最初の数行です。これらの線は、ライマン アルファ線、ライマン ベータ線、ライマン ガンマ線などとも呼ばれます。天体のライマン アルファ線の波長が 1215.7 ナノメートルであることがわかった場合、実験室で測定された波長 121.57 から 1215.7 を引いて、それを 121.57 で割ります。結果として得られる数字 9 が赤方偏移値です。

遠方の銀河からの放射線が多数の水素を豊富に含む銀河間分子雲を通過すると、そこに含まれるライマンアルファ線（およびその他のライマン線）は分子雲内の水素によって著しく吸収され、その明るさは大幅に低下します。その結果、ライマンアルファ線と同等またはそれより短い波長の放射線の明るさは、他の波長の放射線の明るさよりもはるかに低くなります。このような銀河はライマンブレーク銀河(LBG) と呼ばれます。

ライマンブレイク銀河を観測した後、ブレイクの波長を測定し、実験室のライマンアルファ線の波長（121.57ナノメートル）と比較することで、赤方偏移を計算することができます。もちろん、実際の操作はもっと複雑です。モデルフィッティングによって理論的なエネルギースペクトルを取得し、それによってライマンブレークの特定の波長を決定し、その赤方偏移を計算することができます。

過去の優勝者: GN-z11

これまで、ハッブル宇宙望遠鏡が撮影した画像の中で天文学者が発見した最も古い銀河はGN-z11だった。この数字のGは「The Great Observatories Origins Deep Survey（GOODS）」の略で、ハッブル宇宙望遠鏡（以下「ハッブル」）といくつかの宇宙X線望遠鏡、地上望遠鏡が共同で実施するマルチバンド観測です。 GOODS は、それぞれ S と N で示される南と北の 2 つの特定の空領域を観測します。したがって、GN はこのプロジェクトによって観測される北天領域を表します。

図: GOODSの北部地域で観測されたGNz-11の拡大画像（挿入図）。これはハッブルのACSとWFC3からの可視光と近赤外線のデータの合成です。画像提供: NASA、ESA、P. Oesch (イェール大学)

2016年、イェール大学の天文学者パスカル・オエシュ氏が率いるチームは、ハッブル宇宙望遠鏡とスピッツァー宇宙望遠鏡の画像を組み合わせ、ハッブルの第3世代広視野カメラ（WFC3）の格子分光器を使用して、GN観測領域にあるこの銀河のスペクトルを取得しました。彼らは、銀河のエネルギースペクトルにおけるブレーク波長の両側の放射フラックス比が 0.32 未満であることを発見しました。 **[1]**したがって、これはライマンブレーク銀河です。

Oeschらライマンブレイク銀河テンプレートを使用してそのエネルギースペクトルを当てはめ（下の図を参照）、ライマンブレイクの波長が約 1.47 ミクロン（1470 ナノメートル）であると判定し、その赤方偏移が約 11.09 であると判明しました。赤方偏移が約 11 なので、番号には「z11」が付きます。

図: GNz-11 のエネルギースペクトルフィッティングにより、その赤方偏移は約 11.09 であることがわかります。濃い赤の線は、「ライマンブレイク銀河」(LBG) テンプレートを使用して適合された理論的なエネルギー スペクトルです。下向きの矢印は観測値の上限を示します。他の 2 つのモデルの適合度ははるかに低く、この銀河が低赤方偏移銀河である可能性は排除されました。丨画像ソース: 参考文献 [1]

赤方偏移に基づいて銀河の年齢を計算するには、いくつかの宇宙論的パラメータに依存します。現在のハッブル定数を 69.6 と仮定すると、宇宙の物質の割合は 0.286、暗黒エネルギーの割合は 0.714 となり、宇宙の年齢は 137.21 年となります (https://www.astro.ucla.edu/~wright/CosmoCalc.html を参照)。

このような宇宙では、赤方偏移が 11 の銀河が位置する宇宙の年齢は 4 億 1900 万年であり、その「寿命」は少なくとも 133 億 200 万年です。

新記録保持者: GLASS-z13

GN-z11 は、ウェッブが発見したより遠い銀河に取って代わられるまで、わずか数年間だけチャンピオンの座に君臨しました。この記録破りの銀河はGLASS-z13と名付けられました。

図: GLASS-z13の疑似カラー画像。画像ソース: Naidu et al、P. Oesch、T. Treu、GLASS-JWST、NASA/CSA/ESA/STScI

GLASS-z13 の GLASS は、「Grism Lens Amplified Survey from Space」の略語です。 GLASS プロジェクトでは、10 個の銀河団とその近くの 10 個の空き領域を観測しました。その銀河団の 1 つは Abell 2744 であり、これはその年に有名なハッブル・フロンティア・フィールド (HFF) によって撮影された 6 つの銀河団の 1 つでもありました。

図 1: ハッブル フロンティア フィールド プロジェクトによって取得された、Abell 2744 が位置する空の領域 (左) と、この領域付近の「平行領域」の画像。画像提供: NASA、ESA、J. Lotz、M. Mountain、A. Koekemoer、HFF チーム (STScI) (左)。参考文献[2]（右）

ウェッブ氏は近赤外線カメラ（NIRCam）を使用して、アベル2744が位置する空域と近くの空域にある銀河の画像を撮影し、近赤外線イメージャーおよびスリットレス分光器（NIRISS）と近赤外線分光器（NIRSpec）を使用して天体のスペクトルを取得しました。ウェッブ氏が取得したデータは、早期公開科学（ERS）データの一部として公開されました。そのため、このプロジェクトは「GLASS-JWST-ERS」と呼ばれます。

ハーバード・スミソニアン天体物理学センター（CfA）のロハン・ナイドゥ率いるチームは、GLASS-JWST-ERS [注1]のデータでGLASS-z13を確認した。なお、GN-z11の確認にチームを率いたパスカル・オエシュ氏もこのチームのメンバーであり**[注 2]**、関連論文では2位にランクされている。

下の画像の上部にある 7 つのパネルは、Webb の NIRCam による GLASS-z13 の 7 つのバンドの観測結果を示しています。これら 7 つの帯域の中心波長は、それぞれ 0.9 ミクロン、1.15 ミクロン、1.5 ミクロン、2.0 ミクロン、2.27 ミクロン、3.56 ミクロン、4.44 ミクロンです。これらのバンドでは、GLASS-z13 が位置する空領域の NIRCam の観測時間は、それぞれ 3.3、3.3、1.7、1.5、1.5、1.7、6.6 時間です。 [3]

図: Webb の NIRCam の 7 つのフィルターで撮影された GLASS-z13 の画像 (上)、データに基づいて得られた各バンドのフラックス密度 (左下、異なるバンドのマグニチュード/フラックスがエネルギー スペクトルを構成する)、およびフィッティングによって得られた赤方偏移 (右下)。下向きの矢印は観測値の上限を示します。オレンジと赤の線は、「ライマンブレイク銀河」(LBG) テンプレートを使用して適合された理論的なエネルギー スペクトルです。画像出典：参考文献[3]

上図の7バンドの観測画像から直感的にわかるように、波長の短い3バンドの画像にはGLASS-z13の画像がないので、明るさの上限値しか与えられません。波長が長い4つのバンドの画像には鮮明な銀河像が映し出されるため、正確な明るさの値が得られます。

7 つのバンドの明るさまたは上限をエネルギー スペクトル上にプロットすると、GLASS-z13 の「ライマン ブレーク」のおおよその波長が決定され、1.5 〜 2.0 ミクロンになります。ナイドゥら「ライマンブレイク銀河」（図では「LBG」）テンプレートを使用して理論的なエネルギースペクトル（上図のオレンジ色の線）を当てはめ、この銀河の「ライマンブレイク」の波長の特定の値を決定しました。

フィッティング グラフによると、1.6 ミクロン (1600 ナノメートル) よりわずかに大きい波長で、GLASS-z13 のフラックスが急激に低下することがわかります。つまり、この波長がこの銀河のライマン アルファ線の位置です。実験室でのライマンアルファ線の波長 (121.57 ナノメートル) を 1.6 ミクロン (1600 ナノメートル) から大まかに引いて、後者で割ると、赤方偏移は約 12 になります。実際、そのブレーク波長は 1.6 ミクロンよりわずかに大きいため、最終的な赤方偏移は 12.4 または 13.1 になります (モデルによって値はわずかに異なります)。

上記で決定された宇宙論的パラメータによれば、赤方偏移13の銀河GLASS-z13が位置する宇宙の年齢は3億3200万年であり、その「寿命」は少なくとも133億8800万年であり、これは赤方偏移11の銀河よりも約8600万年古く、1億年近く古いことになる。したがって、ウェッブは人類が観測した最も遠い銀河を、宇宙の誕生まで約1億年も簡単に遡らせたと言えるでしょう。 [注3]

モデルフィッティングによれば、GLASS-z13 の質量は非常に小さく、太陽の質量の約 10 億倍しかありません。 **[3]**比較すると、私たちの天の川銀河の質量は太陽の質量の約1兆倍です。したがって、GLASS-z13 の質量は天の川銀河の質量の約 1000 分の 1 にすぎません。

このモデルは、GLASS-z13 が当時の宇宙で約 7100 万歳であったことも示しています (上限と下限の誤差はそれぞれ 3200 万年と 3300 万年)。 **[3]** 当時の宇宙そのものの年齢はわずか3億3200万歳だったので、宇宙が誕生してから約2億6000万年後に創造されたことになります。

ウェッブが GLASS-z13 (および赤方偏移が最大約 10 のその他の高赤方偏移銀河) で検出した近赤外線は、もともとこれらの銀河から放射された紫外線でした。宇宙の膨張により、これらの紫外線は地球に到達するまでに近赤外線に引き伸ばされます。

波長 4.44 ミクロンの放射線を例にとると、それを (13+1) で割ると 0.317 ミクロン、つまり 317 ナノメートルとなり、これは紫外線に近い光になります。より短い波長の近赤外線を同じ値で割ると、より短い波長の紫外線が得られます。したがって、ウェッブによって検出できるのは、紫外線が十分に明るい銀河だけです。

古代の銀河から放射された可視光線は、このような大きな赤方偏移の後、地球に到達するときには中赤外線になっています。 Webb の中赤外線計測器 (MIRI) は、これらの中赤外線を検出するための強力なツールです。

新たな高みへ

Naidu らによる論文2022年7月19日にプレプリントサイトarxivにアップロードされ、20日に体系的に公開されました。イタリア国立天体物理学研究所のマルコ・カステラーノ氏が率いるチームによる同様の論文が、7月19日にarxivにアップロードされ、20日に公開された。 [4]

Castellano らによる論文また、GLASS-JWST-ERSによって公開されたデータも使用し、そこから赤方偏移が9から15の間のいくつかの銀河を確認しました。その中で、赤方偏移が10を超える2つの銀河の赤方偏移はGHZ1とGHZ2とコード化され、その赤方偏移はそれぞれ10.6と12.35でした。

Castellanoらまた、「ライマンブレーク」法を使用してブレークの波長を決定し、それによって赤方偏移を決定しました。ウェッブのNIRCamが使用した7つのフィルターのうち、短波長側の2つは銀河を捉えられず、長波長側の5つは銀河を捉えられなかった。これに基づいて、Castellano et al.下の図に示すように、ライマンブレイク銀河のテンプレートを使用してこれらの銀河の赤方偏移を適合させました。

図: Webb の NIRCam の 7 つのフィルターで撮影された GHZ1 (左) と GHZ2 (右) の画像 (上) と、そのデータに基づいて得られた各バンドの明るさ図 (下、異なるバンドの明るさ/フラックスがエネルギー スペクトルを構成します)。下の小さな図はフィッティングによって得られた赤方偏移を示しています。下向きの矢印は観測値の上限を示します。この図はライマン骨折の明らかな特徴を示している。丨画像出典：参考文献[4]

GHZ2 の赤方偏移は GLASS-z13 よりもわずかに小さかったため、メディアで話題になることはなかった。この分野は、かなり憂慮すべき程度に内向きになっていることがわかります。

私たちが予見できることは、ウェッブが得たデータに基づいて、より高い赤方偏移の銀河を見つけようとする天文学者間の競争がますます激しくなり、より内向きになり、新たな距離が古い記録を破り続けるだろうということだ。こうした競争と進化は、人類が目に見える宇宙の境界を理解する上で非常に有益です。ウェッブ氏が将来この分野でさらに大きな進歩を遂げ、第一世代の銀河や第一世代の星を発見することを期待しています。

図: さまざまな時代のさまざまな望遠鏡で検出できる宇宙の深さ。下のピンクのマークは赤方偏移を示し、白い文字は対応する赤方偏移における宇宙の年齢を数十億年単位で示しています。ウェッブの観測対象は、赤方偏移が20で宇宙の年齢がわずか2億年だった時代の銀河と星です。画像提供: NASA、ESA

注記

[注1] GLASS-z13はAbell 2744が位置する天空の領域に位置しているため、Webbが公開した最初のフルカラー画像に含まれていたSMACS 0723が位置する天空の領域には存在しません。

[注2] パスカル・オエシュは現在、スイスのジュネーブ大学天文学部とデンマークのコペンハーゲン大学ニールス・ボーア研究所に所属しています。

[注3] 宇宙論的パラメータが異なれば宇宙の年齢の具体的な値も異なりますが（137億年から140億年の範囲）、赤方偏移が異なる古代の銀河の年齢はごくわずかにしか変わりません。

参考文献

[1]Oesch, PA 、et al.ハッブル宇宙望遠鏡グリズム分光法で測定された z=11.1 の非常に明るい銀河、2016 年、ApJ、819、129

[2] Lotz JMらフロンティアフィールド：調査設計と初期結果、2017年、ApJ、837、97

[3]ナイドゥ、RP、et al. JWST によって明らかにされた z ≈ 11 − 13 の 2 つの非常に明るい銀河候補、2022、arXiv:2207.09434

[4] カステラーノ、M.、et al. GLASS-JWST の初期結果。 III: z∼9-15の銀河候補、2022年、arXiv:2207.09436

制作：中国科学普及協会

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