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研究テーマ私の研究テーマは普通の人よりも広いです。ここに書いていないこともやっていたりします。
銀河の形成進化銀河はどのようにして生まれ成長するのか？これは現在の天文学における最も大きな謎の一つです。 とりわけ大質量銀河の形成は不思議で、宇宙の非常に初期の時代から存在し、なぜか星形成活動を 活発に行なっていない「静かな」銀河が多いのです。銀河は時間とともに徐々に重く・大きく成長し、活発に 星を作っているのが普通の姿なのですが、初期宇宙に現れた静かな大質量銀河は 現在の銀河形成モデルでは容易に説明できない天体なのです。 そしてそういった銀河は非常に物理的な大きさが 小さいことが知られています。そのような 大質量・コンパクトな天体はどのようにして形成するのでしょうか？ そして、なぜ星形成が止まってしまうのでしょうか？これは銀河形成で最も大きな謎の一つです。この謎に挑むため、すばる望遠鏡のPFSやケック望遠鏡のMOSFIRE、更にはJWSTといった望遠鏡・装置を使って、 これらの銀河の形成シナリオを観測的に突き止めようとしています。 そのアプローチとして、最も初期の時代の静かな大質量銀河を勢力的に探査しています。 私たちの研究により、赤方偏移4(120億年前)にはすでにそのような銀河が存在していたことが わかっています (Tanaka et al. 2019, ApJL)。 そういった銀河の大きさをすばるのIRCSを用いた補償光学による観測で測定すると、 驚くべきことにこれらの銀河は非常に小さかったことがわかりました (Kubo, Tanaka et al. ApJ 2018; すばるプレスリリースはこちら)。 天の川銀河の周囲にある球状星団よりも超高密度な銀河です。そしてさらに分光観測を行って、 銀河の力学質量を赤方偏移4.01で初めて測定しました・同様の観測は当時z=2.7が最遠方でしたので、これは非常に大きな進歩です。 驚くべきことに、銀河のコアの質量は現在の宇宙の銀河とそれほど変わらないことがわかりました。 これは全く想像していなかった結果で、こういった巨大銀河の形成の謎を深める結果でした (すばるプレスリリースはこちら)。 その後も分光観測を進め、さらなる遠方の大質量銀河の発見しました (z=4.53; Kakimoto et al. 2024)。 興味深いことにこの銀河は銀河群的な高密度環境にいて、銀河同士の重力相互作用が銀河の星形成を抑制する 引き金になったことを示唆しています。また、より統計的な研究では静かな銀河は非常に小さなスケールの 密度超過が見えています (Ito et al. in prep; Kakimoto et al. 2026 submitted)。さらに 赤方偏移4に「静かな」銀河が支配的な銀河団の発見（最遠方銀河団）もしています (Tanaka et al. 2024, ApJ, 970, 59)。 そして最近はJWSTによる研究でこの分野は非常に大きく、かつ急速に進展しました。私たちの長年の共同研究者らが運営する Dawn JWST Archive という JWST データのアーカイブや、我々の関わる DeepDive と呼ばれる観測プログラムのデータを用いて、近年は JWSTを用いた研究へと軸足を移しています。競争も激しいですが、非常に面白いフェーズにあり、 最遠方の静かな大質量銀河の環境は、タイムリーな研究テーマです。 銀河の星形成が止まってしまう直接的要因により踏み込むため、X線や電波を使って明らかにする研究も 進めています。遠方の「静かな」巨大銀河では、銀河中心に あると思われる超巨大ブラックホールの活動性が上がっていることが明らかになり、ブラックホールが 銀河の成長を止めたのかもしれない、という示唆が得られました (Ito et al. 2022; プレスリリースはこちら)。 AGNフィードバックと呼ばれる、理論から示唆されていた物理機構をサポートするかもしれません。 近年のJWST観測では、静かな銀河に活動的なブラックホールがしばしば見られる傾向があります。 いよいよ本丸が見えてきているのかもしれません。 そして、2025年3月にハワイ観測所で次世代分光器である Prime Focus Spectrograph (PFS) がついに動き始めました。これは2400個のスペクトル を1.25平方度の領域にわたって一度に取得できる、世界で最もパワフルな分光器です。これを用いて、 静かな銀河の研究をさらに加速させさせています。今はPFSデータが非常に旬で、ぜひ学生さんに 使ってもらいたいデータです。例えば、最近の私の研究でここ20年ほどで大きくスペクトルが変動 している天体が見つかっています。昔はAGN成分が強い天体でしたが、最近になってAGNが弱くなり、 ホスト銀河がよく見えてきました。現れたホスト銀河は星形成活動が何かの原因で突如止まった直後の post-starburst銀河で、JWST の画像によると明らかな銀河相互作用の痕跡があります。これは、 銀河相互作用 - AGN - 星形成の抑制 - AGN 活動の低下 - post-starburst 銀河の発現、 という銀河進化のとても面白いシナリオを提唱しています。 このような大質量銀河研究はもちろん、他にも非常に強い輝線を示す銀河(とても稀な銀河です)の 金属量研究や、post-starburstを用いたブラックホール質量とホスト銀河の関係、あとはとにかく 統計に物を言わせたスタンダードな銀河研究もできます。何でもできます。 PFSは開発・運用の活発なフェーズにあって、興味があれば観測や開発・運用に関われます。 今の天文学は誰かが撮って、誰かが処理したカタログデータから研究が出発することが多いですが、 その抜け落ちている (でもとても、とても大切な)スッテプを経験する機会を提供します。
近傍宇宙論現在広く支持されている、ダークエネルギーが支配的な 冷たい暗黒物質モデルは宇宙の大局的な物質分布を非常によく再現しますが、 より小さなスケールではいくつかの問題が指摘されています。 その一つが"missing satellite"問題です。 局所銀河群(天の川銀河とアンドロメダ銀河がなす銀河群) における矮小銀河の数がモデルが予測する数よりもずっと小さいという問題で、近年では バリオンと言われる普通の物質の物理を考慮することで解決できると考えられていますが(初期の モデルでは暗黒物質しか考えていなかった)、根本的問題はこの問題が局所銀河群でしか テストされていないということです。局所銀河群は宇宙の中で典型的な系でしょうか？ そうではない、という観測結果が多く報告されています。何よりも宇宙論的問題は必ず統計的に調べないといけません。 そこで、HSCを用いて局所銀河群の外の近傍の銀河を観測するプロジェクトを始め、 初期観測は非常にうまくいきました (Tanaka et al. 2018, ApJ)。より多くの銀河を観測して数を増やし、データ解析を進めたところ、矮小銀河の数は天の川銀河と 整合的であることがわかりました。しかし、その空間分布は大きく異なり、天の川銀河では 矮小銀河が異様に中心付近に多く存在しており、他の銀河や数値流体シミュレーションではそのような 傾向は見られませんでした (Nashimoto, Tanaka, et al. 2022 ApJ)。これは "missing satellite"問題を1段階深めた形で、さらなる観測が求められています。 最近は観測対象をより小さな矮小銀河にも広げ、矮小銀河の衛星銀河を調べるという、 より厳しい宇宙論のテストをプリンストン大学とともに推進しています。
市民天文学HSCによる広くて深いデータは 銀河の潮汐ストリームを検出するのにも適しています。これは銀河同士の相互作用のサインで、 銀河の衝突・合体による成長を調べるいい手段となります。銀河は宇宙の歴史の中で合体を繰り返して 成長してきたと考えられていて、衝突・合体は銀河の成長を語る上で無くてはならないものなのです。しかし、衝突・合体銀河を探すのは大変です。銀河は数え切れないほど存在するからです。 そこで、一般の方々に衝突合体をしている銀河を探してもらう、日本第一号の「市民天文学」 プロジェクトを推進しています(天文台プレスリリースはこちら)。 多くの方々から分類をしてもらい、非常に面白い科学 結果が出てきました。実に近傍銀河の4つに1つが衝突・合体の兆候を示し、それらで有意に 星形成とブラックホール活動性が上がっていることがわかりました (Tanaka et al. 2023 PASJ; プレスリリースはこちら)。 一般市民の方々の分類はとても すばらしいもので、暗い銀河に着目した「GALAXY CRUISE season 2」も進行中です (天文台プレスリリースはこちら)。 一般市民の精度の良い分類と面白い科学結果は、どちらもHSCの画像クオリティによるものです。 以下に、今までの研究でしばしば使われてきた画像と、HSC画像を示します。どちらがHSCか、一目瞭然ですよね。
この活動は半分アウトリーチ活動のようなもので、ありがたいことに多くのメディアで 取り上げられてもらっています。NHKでも紹介されましたし、令和3年度の「科学技術分野の文部科学大臣賞」をいただいたりもしました (天文台プレスリリースはこちら)。 GALAXY CRUISEは2025年10月末を持って、一般市民による分類を終了しています。今は集まったデータの解析を進めています。
測光的赤方偏移と銀河のSED進化銀河までの距離を測定する基本的な手法は分光観測をすることです。 しかしながら、分光観測は非常に時間のかかる観測で、多くの銀河に対して距離を測定することは 困難です。 測光的赤方偏移とはよりお手軽に測光データ(明るさや色など)だけを使って距離を 推定する方法で、近年の大規模サーベイでは必要不可欠のツールとなっています。 大きく分けてテンプレートフィッティングと機械学習の二つの手法があります。 二つとも興味はありますが、現在は主に前者で精度の向上を目指しています。 ベイズ事前確率を星形成率などの銀河の物理量に対して用いて、テンプレートを実質的に 赤方偏移進化させることで精度が上がります。 赤方偏移と同時に銀河の物理量も整合的に 見積もることができるという特徴もあります。 このコードは現在進行中のHSCサーベイで 広く用いられていますし、上の巨大銀河の形成の研究でも使われています。
そして、この研究の発展形として銀河の「スペクトル」が時代とともにどのように変化を したかを、観測的に明らかにしようとしています。そして、そこから銀河の物理的な性質を 紐解こうとしています。スペクトルは光の強度を波長の関数として見たものですが、これは 銀河の中の星種族を如実に表していて、銀河の「成長=(星形成史)」を調べる上でとても本質的です。 超高精度の測光的赤方偏移で様々な距離にある銀河を一網打尽にし、そのスペクトル進化が 見えてきました。 そして、そこから推測した銀河の星形成の歴史はとても、とてもおもしろく、 論文を準備中です (Sugimori, Tanaka in prep)。
観測所運用業務HSC-SSPに深く関わり、データ処理・公開を中心的に担い、観測も100晩以上責任を持って関わりました。 今はメインプロジェクトがPFSに移っています。PFSは現在進行形のプロジェクトで、装置・観測運用や データ解析パイプライン開発、データ処理・公開、全てに深く関わっています。現在の天文学はいわゆる アーカイブ天文学で、カタログ(=数値テーブル)になったデータから研究がスタートします。そうではなく 自分でプロポーザルを書き、自分で観測をし、データ処理をし、サイエンスをするという一続きの経験を することが難しくなってきています。今となっては貴重になったその体験を高いレベルでできる環境を 提供します。例えば光検出になぜ半導体を使うのか、観測天文学者であれば理解したいですよね。 研究だけではなく、観測所の仕事に関わる機会もたくさん提供できます。サイエンスだけにかけられる 時間はその分減りますが、本物の観測天文学者が育つ環境を提供します。
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