追観測による検証（2014年(今回)の観測）

　そこで研究グループは、2014年4月（前回の観測から1514日後に当たります）に、すばる望遠鏡による追観測を行いました。その結果、レンズ像A とBにみられる影絵の形はいずれもほとんど変化しておらず (図4)、両者にみられる違いは2014年の観測データにも残されていることが分かりました (図2右)。この結果は、上記の「時間の違い」という解釈を否定するものです。このように私たちは、アウトフローを複数の角度から観測していること、そしてアウトフローの内部は非常に複雑であること、を確認することが出来ました。

　ところでレンズ像AとBの影絵の形は、一部を除けばよく似ていることに気づきます。また、違いがみられる部分については、レンズ像Aの吸収のほうが強くなっていることが分かります。これらの結果は、アウトフローを構成している小さな塊状のガスのうち、一部はレンズ像Aの視線上にしか乗っていないけれども、他の大多数は両方の視線にまたがるように分布していると考えることで説明できそうです (図5)。このようにアウトフロー内部の具体的な構造を確認できたのは本研究が初めてです。

　また、ふたつのレンズ像の影絵は、全体の形状をほぼ維持しつつも、その吸収の深さがわずかに浅くなっていることも分かりました (図4)。時間変動が見られたことは、注目している影絵は、クェーサーのはるか手前にある銀河や銀河間物質ではなく、アウトフローに起源を持っている証拠になります。また、この変動の原因が「電子の再結合 (注10)」とよばれる現象である場合は、①アウトフローのガス密度は1立方センチメートルあたり約1万個以上 (注11)、②アウトフローガスの光源からの距離はおよそ2,000光年以下、というふたつの制限を加えることができます。

図4： 2010年2月 (黒線) および2014年4月 (赤線、 青線) に得られたデータをもとに、レンズ像A(左)とB(右)に見られるアウトフローに起源をもつ吸収構造の時間変化を調べた図 (詳細は図2の説明文を参照)。いずれも炭素イオンの吸収がごくわずかに浅くなっているのを除き、ほとんど変化していないのが分かります。(クレジット：信州大学)

図5：クェーサーSDSS J1029+2623から吹き出すアウトフローガスを構成するガス塊の想像図。格子はガスの流れを分かり易く示したものです。真上に吹き出しているジェットは、アウトフローとは別の現象です。矢印AとBは、今回観測した光の経路を表しています。レンズ像AとBの視線上に、またがるように分布しているガス塊が両者に共通の吸収構造をもたらすのに対し、視線A上にのっているガス塊はレンズ像Aでのみ吸収構造を作ります。なお、ガス塊のサイズ、形、密度については本研究では明らかになっていません。(クレジット：信州大学)

これからの展望

　今回の観測結果から、直ちにアウトフロー内部のガス塊（あるいは濃淡）のサイズを計算することは困難です。しかし22.5秒角という、ごくわずかな角度差でも違いがみられたという事実は、ガス塊に対してその大きさが「光源からの距離の1万分の1程度以下 (注12) でなければならない」という制限を課すことになります。もし「電子の再結合」から予想される距離を採用すれば、ガス塊のサイズの上限は0.2光年程度となります。

　近年、アウトフロー内部にあるガス塊のサイズは、高々、1千～1万分の一光年程度であるとする研究結果もあります (注13)。もしこれが事実であれば、もっと小さな離角をもつレンズクェーサーに対しても、本研究と同じような観測が出来るかもしれません。

　そこで研究グループは、同様の観測を、（銀河団ではなく）単独の銀河によって引き起こされているレンズクェーサーに対しても行おうと考えています。このようなレンズクェーサーは、レンズ像間の離角が一ケタ程度小さいものの、現在までに100天体以上発見されています (注14)。これらの天体に対しても立体視が確認できれば、アウトフロー内部のガス塊のサイズの上限値を一桁下げることができます。さらに、その豊富なサンプル数を活かして、他の性質（例えば、クェーサーの明るさ、アウトフローの放出速度など）との関係を調べることも可能になります。これらの結果をもとに、いずれはアウトフローの全貌解明につなげたいと研究グループは考えています。


　この研究成果は、米国の天文学専門誌『アストロフィジカル・ジャーナル・レターズ』に掲載されました (Misawa et al. 2014,The Astrophysical Journal Letters,794,L20) 。また本研究は、日揮・実吉奨学会研究助成制度、科学研究費補助金・若手 B (26800093) によるサポートを受けています。