クェーサーから噴き出すガスの変動メカニズムに新知見特別レポート
国内の小口径望遠鏡による挑戦
信州大学と東京大学の研究者による研究グループ（※）は、我々からおよそ110 億光年の距離にある活動銀河中心核（以下、クェーサー）に対する可視測光・分光同時観測を、東京大学木曽観測所（正式名称：東京大学大学院理学系研究科附属天文学教育研究センター木曽観測所／長野県木曽町）と国立天文台岡山天体物理観測所（岡山県浅口市）の望遠鏡を利用して3 年以上に渡って行いました。
その結果、クェーサーから放出されるガスの流れ（以下、アウトフロー）が時間変動する原因として、クェーサーの明るさの変動が関わっていることを確認しました。さらに観測結果を完全に説明するためには、アウトフローよりも高温状態にある別のガス（暖かい吸収体）の変動が、付加的な要因として必要となる可能性があることを突き止めました。
本研究は、すばる望遠鏡をはじめとする世界の大口径望遠鏡では実現が困難な長期モニター観測データを基にしたものであり、これらの望遠鏡が解決できなかった課題に国内の小口径望遠鏡を使って挑戦したという画期的なプロジェクトです。
（文責：総合工学系研究科Ｄ３ 堀内 貴史）
堀内 貴史（信州大学）、三澤 透（信州大学）、諸隈 智貴（東京大学）、小山田 涼香（信州大学）、高橋 一馬（信州大学、既卒）、和田 久（信州大学）* 他に観測協力者として、岡本理奈さん、山崎綾紗さん、河口美穂さん、大畑幸大さん（いずれも信州大学、既卒）。
クェーサーから放たれるアウトフロー
遠方宇宙に存在する銀河には、その中心部が非常に明るく輝く天体が数多く存在します。その中でも銀河全体に比べておよそ100 倍以上の明るさで輝く中心部分を持つものがあり、これをクェーサーとよびます。その明るさは宇宙の中でも最大規模を誇ります。クェーサーからはアウトフローとよばれる水素、炭素、窒素などの元素を含むガスが高速（秒速1 万km（キロメートル）程度）で噴き出しています（下図参照）。この秒速1 万kmという速さは、例えばたった4 秒間で地球を1 周できてしまうほどの凄まじい速さです。
大きなエネルギーと様々な元素を含んだアウトフローは、自身が所属する銀河のみならず、周辺の銀河間空間（銀河と銀河の間のガスの密度が低い領域）にもまき散らされ、各所に大きな影響をもたらします。このようなことからアウトフローはクェーサーの最も重要な要素のひとつと言えます。しかしアウトフロー自身は輝かないため、画像として直接的にその姿を捉えることはできません。そこでアウトフローの研究は、アウトフローが、背後にある発光領域の光を吸収した痕跡（以下、吸収線）を調べることで行われてきました（いわば「影絵」のような手法です。このとき作られる光の欠損のパターンを吸収線とよびます。）。
アウトフローによる吸収線は、線幅が広い吸収線（Broad Absorption Line; 以下、BAL）と、線幅が狭い吸収線（Narrow Absorption Line; 以下、NAL）に分けられます。一般に、速度の単位で表した線幅が秒速2,000km を超えるものをBAL、それよりも小さいものをNALと呼んでいます。線幅が広がる原因は、アウトフローの複雑な運動によるものと考えられます。線幅が広いBAL については検出が容易なこともあり、詳細な研究がおこなわれてきました。
クェーサーから噴き出すアウトフロー（白く竜巻状に描かれた部分）の想像図（Copyright: ESA/AOES Medialab）
クェーサーの内部構造の断面図：中心にある巨大ブラックホールに引き寄せられたガスはその周囲に土星の輪のような円盤（降着円盤）をつくります。降着円盤からのまばゆい光をうけてガスの一部は飛び出します。これをアウトフローと呼びます。アウトフローの根元付近には、しばしばX 線観測で検出される高温のガス（一般に「暖かい吸収体」と呼ばれています）が存在します。図に描かれているクェーサー中心領域のサイズは、典型的な銀河のサイズと比べて約1 万から10 万分の1 程度でしかありません。
アウトフローの時間変動とその原因を追って
アウトフローの吸収線は数か月から数年という長い時間スケールで変動することが知られています（下図参照）。このことは、アウトフローのガス密度や温度が変動していることを示唆します。しかし、その時間変動の原因はよくわかっていません。
これまで時間変動の原因に対する様々な仮説が先行研究によって検証されてきましたが、決定的な証拠はまだ得られていません。そのような中で、現在最も有力視されている仮説に「電離状態変動シナリオ」というものがあります。これはクェーサーの明るさが変化（これを「変光する」といいます）すると、アウトフローの中の特定のイオンの相対的な量が変化し、対応する吸収線の強度（深さ）が変化するというアイデアです。この仮説を検証するためには、クェーサーの明るさとアウトフローによる吸収線の強度を同時に長期間観測（これをモニター観測といいます）する必要があります。BAL をもつクェーサーに対しては既にこのような観測が行われており、結果はこの仮説を支持するものとなっています。
一方で、NAL に対する同様な観測は行われてきませんでした。そこで私たちは、NAL をもつクェーサーにターゲットを絞り、同様な観測を行うことにしました。これは、吸収線の線幅に依存せずに、同じ変動のメカニズムで説明できるのかどうかを確認するための重要な研究といえます。
NAL をもつクェーサーHS1603+3820 の炭素イオンによる吸収線周辺のスペクトル：横軸は観測した光の波長、縦軸は相対的なクェーサー光の強度で、この値が1 より小さいと光が吸収されていることを意味します。観測波長で5290Å（オングストローム：1Åは1mの100億分の1の長さ）から5350Å 付近まで吸収線が広がっているのが確認できます。図の（a）,（b）,（c） は、 初回（2012 年9 月）の観測結果（黒）を、2 回目（2014 年5 月）、3 回目（2015 年2 月）、4 回目（2015 年5 月）の観測結果（マゼンタ、青、緑）と比較したものです。特に(b)において吸収強度が大きく変化しているのが分かります。
国内の2大望遠鏡を用いた測光・分光同時モニター観測
我々は国内で最高性能を誇る2つの望遠鏡の力を借りる事にしました。撮像観測は東京大学木曽観測所の木曽105cm シュミット望遠鏡（左図）/KWFC（木曽広視野カメラ（Kiso Wide Field Camera）の略称）、分光観測は国立天文台岡山天文天体物理観測所の188cm反射望遠鏡（右図）/KOOLS（京都岡山可視低分散分光撮像装置（Kyoto Okayama Optical Low-dispersion Spectrograph）の略称）を用いて2012 年から3 年以上にわたって、NAL をもつ9 つのクェーサーに対する長期モニター観測を行いました。ふたつの観測所における総観測夜数は64 夜に及び、これは、ほぼ月に1回のペースで観測を行ったことになります。
木曽105cmシュミット望遠鏡：クェーサーの測光観測はこの望遠鏡を用いて行いました。写真奥の観測者と比較するとその大きさがわかります。普段の望遠鏡の操作は望遠鏡があるドーム内ではなく、別棟にある観測室で行います。
分光観測に用いた国立天文台岡山天体物理観測所の188cm 反射望遠鏡（提供 国立天文台）
めくるめく観測漬けの日々
観測室で観測の打ち合わせをしている風景。右側に観測で使用するディスプレイが6 つ並んでいます。
このプロジェクトは私が大学院に入学してすぐに始めたもので、まずは観測の仕方を覚えることから始まりました。望遠鏡での観測は、望遠鏡、カメラの他にいくつもの機器を操作し、動作の確認を行う必要があるため、慣れるのに大変苦労しました。一通り観測手順を身に付けた後でも、予期できないトラブルが発生することがあり、その場合は夜中にもかかわらず所員の方に駆けつけていただいたこともあります。
雨や雪が降って観測が不可能な夜は諦めて休むことになるのですが、晴れたり曇ったりを繰り返すような天候状況だと、雲の動きを監視しつつ晴れる瞬間を窺って観測することになるため気が抜けません。しばらく観測できないと判断したときは、過去に取得したデータの解析などをして時間を最大限に有効に活用しました。観測は、太陽が出ていない夕方から朝方にかけて行うことになるため、昼夜逆転の生活が続くことになります。これはまさに体力との戦いでした。特に初日の観測は、観測所への移動ですでに体力を消耗しているため、疲労感がひときわ大きかったのを覚えています。
食堂の風景－食事は観測所での楽しみの一つです。この食堂はNHK ドラマの「木曽オリオン」の撮影にも使われました。
また観測は、事前に観測提案書（プロポーザル）を提出し、採択されなければ行うことが出来ません。プロポーザルは観測時期、観測天体、装置や観測の科学的意義を詳細に書く必要があるので、とても骨の折れる作業です。実際この3 年間は、提案書の作成と観測を繰り返す、大変過酷な日々となりました。メンバー総勢10 名が協力して順番に観測に参加することにより、この怒涛のような日々を何とか乗り切ることができました。ただ観測は大変なことばかりではありません。例えば観測所の食事が大変美味しかったことにはかなり救われました。時々、調理師の方や所員の方と談笑しながら楽しく食事をしたのも良い思い出です（ちなみに2014 年にNHK で放送された「木曽オリオン」は、木曽観測所で観測者のために食事を作る主婦を主人公としたドラマでした）。
そして何より、自ら望遠鏡を操作することができる感動は何物にも代えられません。これは大型望遠鏡ではなかなかできない、小口径望遠鏡ならではの経験です。一晩中天候に恵まれスムーズに観測を行い迎えた朝には、気分が最高潮に達しました。
アウトフローの変動原因をつきとめた！？
そして長かった私たち10 名の3 年以上にわたる苦労の結晶が下の左図です。これは、HS1603+3820 と呼ばれるクェーサーの光度の変動とアウトフローによる吸収強度の変動をまとめたものです。この3年間で、クェーサーはまず暗くなり、その後明るくなったことがわかります。一方でアウトフローによる吸収強度は増加した後、減少しています。両者の変動パターンは数か月のずれがあるものの同期していることが確認できます。その原因は、クェーサーの変光によるイオンの電離や再結合によって吸収に寄与するイオンが増減したからだと考えられます。つまり私たちの観測により、NAL をもつクェーサーに対しても電離状態変動シナリオが適用できることが確認されたわけです。巨大望遠鏡では解決できなかった問題を、国内の小口径望遠鏡による長期モニター観測で解決した画期的な成果となりました。しかしこの仮説にはまだ問題が残されています。クェーサーHS1603+3820 で確認された光度変動の最大値はおよそ0.23 等級（＝クェーサーからの光の量が20%減る）ですが、この値は吸収強度の変化を説明するには小さすぎるのです。他のクェーサー8天体の変光の大きさも高々0.3 等級程度であり、必要な変光の大きさには遠く及びません（下の右図）。アウトフローの時間変動を説明するためには、クェーサーの変光の他にも何か別のメカニズムが同時に働く必要がありそうです。
（a） NAL をもつクェーサーHS1603+3820 の明るさの変化：横軸は観測年月、縦軸は明るさ（等級）の変化を表し、上方に行くほどクェーサーは減光する（暗くなる）ことを意味します。白四角、黒四角、白丸は、それぞれ波長が3500Å, 4800Å, 7600Å 付近の光（それぞれ紫、青、赤色の光に対応します。）の明るさの変動をまとめたものです。紫と青色の光については、まず減光した後、増光したことが分かります。（b） クェーサーHS1603+3820 で検出された炭素イオンによる吸収線の強さの変動：一般に、吸収強度は波長を単位とした等価幅という量で測ります。等価幅は大きくなった後、小さくなることが分かります。
今回観測した9 つのクェーサーのうち、4 つのクェーサーQ0450-1310（a）、Q0940-1050（b）、Q1009+2956（c）、Q1700+6416 （d） に対する明るさの変動傾向をまとめたもの：横軸、縦軸とデータ点の記号の意味は左図と共通です。最大の変光を示したのはクェーサーQ1700+6416 の紫色の光（白四角）で、2013 年5 月から2014 年10 月の間（図中の二本の矢印）に約0.3 等級暗くなっています（d）。
これからの展望
クェーサーをX 線で観測すると、やはり吸収線が検出されます。これはアウトフローよりも高温状態にあるガス（一般に「暖かい吸収体」とよばれます）による吸収線です（こちらの図をご参照ください）。このガスはクェーサーの発光領域とアウトフローの間に存在すると考えられているため、暖かい吸収体に何らかの変化が起こると、発光領域の変光の大きさが増幅する可能性があります。今後はこの仮説を検証するために、可視光とX 線の同時モニター観測を提案していく予定です。
この研究成果は、日本の天文学専門誌『Publications of the Astronomical Society of Japan』に掲載されました（Horiuchi et al. 2016, PASJ in press）。本観測を行うに当たり、木曽観測所、岡山天体物理観測所のスタッフの皆様に多大なるご協力をいただきましたことに感謝いたします。また本研究は、日本学術振興会研究助成制度、科学研究費補助金（15K05020）によるサポートを受けています。