これまでで最も古い星を発見した。その「父」は「太った男」だ

星と言えば、まず太陽を思い浮かべますが、太陽は誕生してまだ40億年余りの若い星です。私たちの太陽よりも古い星はあるのでしょうか？宇宙で最も古く、最も早く誕生した星はどのような姿をしているのでしょうか?

最新の研究によれば、宇宙の第一世代の星の中には「太ったやつら」がいたそうです。

2023年6月7日、国際学術誌「ネイチャー」は、中国科学院天文台の趙剛研究員が率いる国際チームの重要な成果をオンライン掲載した。研究チームは、進化の後に第一世代の超大質量星が崩壊して形成された天の川銀河ハローの星々の中に、対不安定性超新星（PISN）が存在するという化学的証拠を初めて発見した。この結果により、この超新星は太陽の最大260倍の質量を持つ第一世代の超大質量星から発生したことが確認され、第一世代の星の質量分布に関する人々の認識が一新されました。

この結論は、実際には第一世代の星の「化石」から導き出されたものです。数十億年を旅して、「星の考古学」の旅に一緒に出かけましょう。

第一世代の星は基本的に消滅しましたが、あなたと私にはその痕跡が残っています。

天文学者は、宇宙で最初に誕生した一群の星を第一世代の星、つまり種族 III の星と呼ぶのに慣れています。宇宙論によれば、宇宙は138億年前にビッグバンによって創造されたとされています。宇宙が誕生してからしばらくの間、あらゆる場所に暗闇がありました。ビッグバンから約1億～2億年後、最も古い第一世代の星が誕生し、宇宙を照らす最初の光線を発し、宇宙における化学元素の進化の序章を開きました。

ビッグバンの後には、水素、ヘリウム、そしてごく少量のリチウムだけが生成されました。第一世代の星は、宇宙で最も初期の金属元素（天文学では水素とヘリウム以外の元素を総称して金属元素と呼ぶ）をほとんど含まないガス雲の中で誕生したと一般的に考えられています。ここでは放射によって効果的に冷却することは不可能です（水素とヘリウム原子の第一励起エネルギーレベルは金属元素の励起エネルギーレベルよりも高い）。そのため、これらの最も古い第一世代の星の大気中の金属含有量は極めて少なく、水素、ヘリウム、そしてごく少量のリチウムのみが含まれています。

原始ガス雲で形成された第一世代の星の模式図（画像提供：NASA）

理論によれば、第一世​​代の恒星は非常に質量が大きく[1][2]、太陽の質量の数十倍から数百倍に及び、寿命はわずか数百万年であった（恒星が太いほど寿命が短いため）。そのため、130億年以上も前に、第一世代の星のほとんどは激しい超新星爆発という形でその生涯を終えました。

第一世代の星の超新星爆発（画像提供：国立天文台）

このプロセスでは、核融合反応によって新しい金属元素が生成され、周囲の環境に放出されます。これらの金属はガス雲の放射と冷却を助け、ガス雲がより小さな質量とより長い寿命を持つ第二世代の星を生み出すことを可能にします。星は世代ごとに「次から次へと成功」し、新しく生まれた世代の星の金属含有量は先祖の世代よりもわずかに高くなり、宇宙の化学元素の種類と量は増加し続けます。私たちの体を構成する元素の多くは、もともと第一世代の星によって生成されたと言えます。

しかし、第一世代の星の寿命は非常に「短い」ため、第一世代の星を直接観測することは極めて困難です。今日まで、天文学者は第一世代の星を実際に観測したことがなく、「その大きさはどれくらいか」（質量分布と呼ばれる）は、天文学者にとって常にホットな研究テーマとなっている。

第二世代の星：私は第一世代の星の「生きた化石」です

「クジラが死ぬと、すべてのものが生き返る」ということわざがあります。第一世代の巨大な星は超新星爆発で消滅しましたが、放出された金属元素は第二世代の星に受け継がれ、保存されました。

第一世代の星の残骸から第二世代の星が生まれた（画像提供：国立天文台）

これらの第二世代の星の中には、質量が非常に小さく、太陽の質量よりも小さいものもあり、そのため寿命が比較的長いものもあります。これらは現在まで生き残っており、天文学者によって直接観測されており、現在直接観測できる最も古い星となっています。これらの第二世代の星の金属含有量は非常に低いです。例えば、その鉄含有量は太陽の鉄含有量の 1 パーセント未満です。天文学者は通常、それらを金属の少ない星と呼んでいます。

天文学者たちは長い間、金属含有量が極めて少ない第二世代の星を探すことで、第一世代の星の特性を研究し追跡することに取り組んできました。第一世代の星の化学的「遺伝子」を運ぶこれらの金属の少ない星は、宇宙の最も古い歴史を記録している「生きた化石」のようなものです。したがって、それらを見つけることは、ビッグバン後の初期に何が起こったのかを理解する上で重要です。

天文学者は、既存の低質量の第二世代の星の化学組成（含まれる元素の種類と量）を分析することで、超新星理論モデルを使用して、星を構成する物質の起源となった第一世代の星の性質を推測することができます。この分析プロセスは、天文学者によって比喩的に「恒星考古学」と呼ばれています。

さらに、特別な第二世代の星が見つかったら、予想外の利益が得られるかもしれません！

特別な証拠を持つ「生きた化石」が、2つの「幼い」宇宙の秘密を明らかにする

この研究で、研究者らはこれまでで最も質量の大きい第一世代の星を確認しただけでなく、特殊なタイプの超新星の存在も初めて確認した。

まず、第一世代の星の「死」のプロセスについてお話しします。

通常、太陽の100倍未満の質量を持つ第一世代の恒星は、中心核の崩壊を伴う超新星爆発という形でその生涯を終えます。第一世代の恒星は質量が太陽の140～260倍ですが、中心核で生成された陽電子対が恒星内部の放射圧を弱め、恒星を崩壊させて対不安定性超新星（PISN）を形成します。

理論的には、コア崩壊型超新星と比較して、不安定型超新星の生成物は非常に特殊な化学元素組成を持つことが予測されている[4]。最も重要な特徴は、奇数の原子番号を持つ元素の含有量が、隣接する偶数の原子番号を持つ元素の含有量よりもはるかに少ないことです。これは「奇偶効果」としても知られており、ナトリウムとマグネシウム、コバルトとニッケルなどです。したがって、対不安定性超新星爆発生成物の進化によって形成された第 2 世代の星も珍しい化学組成パターンを示し、これは第 1 世代の超大質量星の化学的遺物を見つける手がかりとなります。

しかし、上記の研究はすべて理論的なものであり、金属の少ない恒星のサンプル数は限られています。太陽の100倍以上の質量を持つ第一世代の星[3]と、それらの「死」によって不安定な超新星が形成されるという観測的証拠はこれまで見つかっていない。

本研究では、研究チームは我が国の大型分光調査望遠鏡LAMOST[5]をベースに世界最大規模の金属欠乏星探索プロジェクトを立ち上げ、数万個の金属欠乏星のサンプルを取得しました。これは、恒星考古学や初期宇宙の化学進化を研究するための大量の「生きた化石」を取得することと同じです。

その後、研究チームは日本のすばる望遠鏡を使って、金属の少ない多数の恒星の化学元素組成を正確に決定し、極めて特殊な化学元素含有量を持つ恒星を初めて発見した。この星は、知られているすべての星の中でナトリウム含有量が最も低い星であり、この星の化学的存在比は強い「奇偶効果」も示しています。

星の化学元素組成は恒星のスペクトルから知ることができます（画像提供：国立天文台）

この星のさまざまな化学的遺伝的特徴は、コア崩壊型超新星理論モデルでは説明できないことを示していますが、太陽の260倍の質量というPISNの理論計算結果とは非常に一致しています。そのため、天文学者たちは、これがPISNの化学的残骸を保持する金属の少ない星であり、これまで見えなかった第一世代の超大質量星とPISNの進化的形成に関する明確な観測的証拠を提供していると考えています。

この星の「親」は、太陽の260倍の質量を持つ「でっかいやつ」だと言えます。 「親」の寿命が非常に短いため、これまでに観測された中で最も古い星とも言えます。

化学的に豊富な特異星 LAMOST J1010+2358 と超新星モデルの比較。赤い点はLAMOST J1010+2358の元素存在比を表し、黒い実線は太陽の10倍の質量を持つ中心核崩壊型超新星を表す(a)。太陽の85倍の質量を持つコア崩壊型超新星（b）そして、太陽の質量の260倍の質量を持つ対不安定性超新星（c）。

「星の考古学」の道を照らす

この特別な星の発見により、天文学者は初めて、第一世代の超大質量星とその進化の産物の不安定な超新星の存在を示す観測的証拠を発見することができました。また、第一世代の恒星の質量は太陽の数百倍に達する可能性があることも観測から確認され、不安定な超新星が初期宇宙の化学濃縮の過程で大量の金属元素を供給したことが明らかになった。これは、第一世代の星の初期質量の分布法則を研究する上で非常に重要であり、元素の起源、初期宇宙における星形成、銀河の化学的進化の研究に大きな影響を与えるでしょう。

世界や私たちの体を構成する元素がいつ、どこで、どのように形成されたのか、そしてそれがどのようにして生命の誕生を促したのか、これらの疑問の答えは恒星進化の歴史の中に隠されているのかもしれません。

今後、天文学者がLAMOSTと中国宇宙ステーション工程調査望遠鏡を利用して、特殊な化学元素含有量を持つより多くの星を発見し、人類が第一世代の星が残したより多くの化学遺物を捉え、宇宙のタイムトンネルを通って古代に旅し、最高世代の第一世代の星と初期宇宙の「本来の姿」を認識し、理解できるようになると期待されます。

第一世代の超大質量星が対不安定性超新星へと進化する様子を描いたアーティストによるイラスト。対不安定性超新星は、複数の元素を豊富に含む物質を星間物質に放出し、次世代の星の形成を助けます。

参考文献:

[1]須佐 秀・長谷川 功・富永 暢.「最初の星の質量スペクトル」天体物理学. J.792、32（2014）

[2]Abel, T.、Bryan, GL、Norman, ML「原始分子雲の形成と断片化」天体物理学。 J.540, 39–44 (2000)

[3]石垣 MN、富永 暢、小林 千恵子、野本 健一「極端に金属の少ない星から推定した最初の星の初期質量関数」天体物理学。 J.857、46（2018）

[4]Heger, A. & Woosley, SE 集団IIIの核合成シグネチャー。天体物理学。 567, 532–543 (2002) 雑誌

[5] Zhao, G.、Zhao, Y.-H.、Chu, Y.-Q.、Jing, Y.-P. ＆ Deng、L.-C. LAMOST スペクトル調査 — 概要。アストロンでの研究。そして天体物理学。 12、723–734（2012）

著者: Xing Qianfan、Li Shuang

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