この普通のガスは、最も美しい「銀河の絵」を描くことを可能にします

（この記事は「サイエンスアカデミー」に最初に掲載されました）

過去10年間で、中国の「天の川調査」は望遠鏡と40人を使ってCOとその同位体の初の調査を完了した。最近、「銀河パノラマ」は2回目の天体観測を開始したが、これも10年続くと予想されている。

北半球の銀河系円盤内の 315 平方度の局所的な空域におけるミリ波帯の CO/¹³CO/C¹⁸O 分子放射の合成画像 (上) と光学画像 (下)。これらの画像は、「銀河パノラマ」ミリ波調査と Pan-STARRS 光学調査から得られたものです。￨画像出典: 上の画像は著者より、下の画像はアラジンスカイアトラスより

では、天体観測とは何でしょうか? 「銀河の巻物」はいったい何をしようとしているのでしょうか?この記事は、目撃者として真実を知るのに役立ちます。

スカイサーベイは実際には「国勢調査」作業です

天文学は観察と発見を特徴とする学問です。非標的ブラインドスカイサーベイは、空のスキャン可能な領域をブロックごとに無差別にスキャンする体系的な観測方法です。それは天体の「国勢調査」のようなものです。未知の天体を発見するための基本的な方法です。包括的なデータと予期せぬ発見は、科学者の多様なニーズを満たすことができます。スカイサーベイモードは望遠鏡の観測効率を最大化するのに役立ち、天文学コミュニティ全体に利益をもたらす効率的な動作モードであると言えます。

理論天体物理学者であり、プリンストン大学天文学・物理学部の元学部長、副学長でもあるJ・オストリカー教授は、天体調査の重要性を次のように要約している。「天体調査は天文学の最も重要な部分ではないが、不可欠でもある。」

調査は天文学において最も重要なことではありませんが、唯一のものです。 —— J. オスカー

さまざまな帯域での天体調査は、解像度、感度、そして天体の範囲をまとめる「進化」の段階を経ており、各段階で調査の品質を決定する重要なパラメータがまとめられています。最も新しいバンドの 1 つであるミリ波およびサブミリ波 (高周波無線) 天文学は、50 年という短い開発の歴史の中で、実際に多くの競争を経験してきました。

初期段階：星間COの発見

CO は最も強力な分子ガスであり、最も一般的な星間分子です。 1970年にウィルソン、ジェフェッツ、ペンジアスによってオリオン座で発見されました[1]。偶然にも、第一著者と第三著者は、マイクロ波背景放射の偶然の発見によりノーベル賞を受賞した二人のエンジニアでした。 COの同位体である¹³COとC¹⁸Oも1971年に彼らによって発見されました[2]。

これら 3 つのスペクトル線の組み合わせは、温度や密度などの物理的特性と分子ガスの化学的特性を明らかにする「ゴールデンペア」として説明できます。 CO→¹³CO→C¹⁸O の順に、分子の存在量は徐々に減少し、発光範囲は徐々に狭くなり、スペクトル線の強度は徐々に弱くなります。 CO は分子雲の質量の大部分が集中している外雲で観測され、同位体分子 C¹⁸O は分子雲内のより密度の高い領域で観測され、同位体分子 ¹³CO はその中間のどこかに存在します。同時に、それらの存在比は、異なる環境下での星の形成と進化に伴う物質循環のフィードバックを反映することができる[3]。この組み合わせは他のスペクトル線では実現できません。

CO 分子の発見後、HI-21cm 原子ガス調査に従事していた初期の低周波電波天文学者の多くが CO 調査の先駆者となりました。 3 mm 波長帯 (約 110 GHz) で動作する世界中の望遠鏡でも、多数の CO 調査が行われています。この調査目標を達成するために、多くの望遠鏡や受信機システムがゼロから構築されました。

CO調査の普及の時代

1991年と2015年の2つのレビュー論文では、CO分子の発見以来の天の川銀河の調査プロジェクトが包括的にまとめられています[4,5]。写真のプロジェクト番号を見て驚かないでください。その数はなんと 59 個もあります!注意してください！重要なポイントを強調します。

2015年までに国際的に完了したCO調査プロジェクトの概要[5]。長方形の長さと幅はそれぞれ銀河の経度と緯度の範囲を示し、グレースケールは感度を示します。赤: ¹³CO 調査、黒: ¹²CO 調査。

「創始者」（1970-1980）

アメリカ合衆国国立電波天文台の 36 フィート (約 11 メートル) ミリ波望遠鏡 (NRAO-11m) は、CO 分子を発見し、CO 調査を実施した最初の望遠鏡でした。 1970 年から 1980 年にかけて、この望遠鏡は CO 調査の分野でほぼ唯一の望遠鏡でした。これを使用して 10 回もの天体観測が実施されました (番号 1 ～ 6、8 ～ 10、および 16)。この調査の規模は、今日の意味で言えば「簡易版」に過ぎず、データの質もやや粗雑であったが、極めて先駆的なものであった。これらの調査に基づいて、銀河系の内部ディスクにおける分子ガスの分布、回転曲線、CO同位体存在比に関する人々の初期の理解が生まれました。

2両併走の時代（1980年～2010年）

1975年頃、ハーバード・スミソニアン天体物理学センターの北半球と南半球の双子1.2メートルミリ波望遠鏡（CfA-1.2m）と米国の5大学天文台14メートルミリ波望遠鏡（FCRAO-14m）が完成し、運用が開始された。これら 2 台の車両によって駆動され、CO 天体観測が「ハイウェイ」に入りました。

CfA-1.2m望遠鏡を使用して、10件を超える天体調査プロジェクトが実施されました。これらの調査をすべてまとめると、調査は経度 l = -180° から +180°、緯度 ±35° の銀河面をほぼカバーすることになります (No. 48)。広い天空カバー率（20％）が最大の利点となっています。したがって、これは天の川銀河の大規模構造を研究するための重要な観測データを提供します。しかし、空間解像度が低いため、雲サンプルの検出には依然として大きな偏差があり、質量や角度スケールが小さい雲はうまく検出できません。

FCRAO-14m望遠鏡を使用して実施された天体調査プロジェクトは7つあり、その中で最も影響力があるのはMass-SB（No. 20）、OGS（No. 41）、GRS（No. 53）です。開口部が 1.2 メートルの 10 倍大きいため、これらの調査では空間解像度と感度が向上しましたが、空間範囲は非常に小さくなりました。

OGS および GRS 調査では、アップグレードされたマルチピクセル焦点面アレイ受信機システムが使用され、観測効率が向上していることは注目に値します。調査の感度とサンプリングの完全性は、Mass-SB 調査と比較して大幅に向上しています。これらの調査データのより高い空間解像度と感度を利用して、天の川の分子雲内の密度と速度構造の研究において重要な進歩が遂げられました。しかし、その空間的範囲が狭いため、天の川銀河のガス円盤の構造の研究への貢献も限られています。

忘れないで

この2台の望遠鏡の他に、当時のCO天体観測の主力でもあった重要な望遠鏡がいくつかありました。その中には、アメリカのベル研究所の7メートル口径望遠鏡（略してベル7m）や、日本の名古屋大学の4メートル口径ミリ波電波望遠鏡（略して南天4m）などがあります。天の川銀河中心部の大規模構造や、天の川銀河内のスーパーバブルの分布を解明する成果をあげた。

中国のCO調査：「良いことは遅れてやってくる」

読者はこれを読んだ後、たくさんの疑問を抱くかもしれません。私たちは40年間にわたってCO調査の歴史を深く掘り下げてきましたが、なぜ21世紀になっても我が国の存在が見られないのでしょうか。 COを観測できる望遠鏡はないのでしょうか？それとも、他の望遠鏡はすでに調査を終えていて、私たちの望遠鏡は役に立たなくなってしまったのでしょうか?

技術的なハードルが高いことが、コンテストへの出場資格を得るのが難しい主な理由です。わが国の13.7メートルミリ波望遠鏡は、青海チベット高原のツァイダム盆地の標高3,000メートル以上のゴビ砂漠の奥深くに位置し、1990年に最初に建設されましたが、望遠鏡の後端にある3mm帯の半導体受信機は1996年までエンジニアリングの承認を受けませんでした。それ以来、ミリ波帯でのみ運用を開始しました。これは我が国でCOを観測できる唯一の望遠鏡であり、国際的に同じ周波数帯の望遠鏡の中では口径が中程度です。しかし、2010 年以前は、まだシングルビーム受信機の時代であり、視野が狭いことが天空調査の実施を妨げる大きな制限となっていました。単一ビーム受信の時代では、偏りのない広範囲の天空調査は、小口径望遠鏡のほぼ唯一の技術です。

もう一つの現実は、これまでの天体観測は完璧からは程遠く、明らかに「偏り」の問題があったということです。解像度と感度が十分に高くなかったか、カバーされる空の領域が十分に広くありませんでした。さらに、CO、¹³CO、C¹⁸Oの3行の組み合わせの調査はまだ空白でした。この 3 本の線の組み合わせは、分子ガスの特性を追跡するための最適な組み合わせです。他人を羨むよりは、退いて網を編むほうがよい。これまでの CO 天体調査に参加できなかった人たちも、今、旅の準備をしています。

中国は、中国の経済と科学技術の急速な発展を利用して、この分野でも台頭し始めています。

新たな高みへ：複数の分子スペクトル線を同時に受信する天体観測

明るい星空と天の川の下にある青海天文台の13.7メートルミリ波望遠鏡￨写真提供: ロバに乗ってチベットへ

「仕事をうまくやりたかったら、まず道具を研がなければなりません。」我が国は2010年末に9ビームサイドバンド分離型超伝導イメージング分光計の開発に成功し、13.7メートルミリ波望遠鏡に適用した[6]。この改良により、従来の片目での星空観測が9眼に拡大され、視野が9倍に広がりました。サイドバンド分離技術と巧妙な中間周波数設定により、周波数が最大 6 GHz 異なる CO、¹³CO、C¹⁸O の 3 つのスペクトル線を 1 GHz 帯域幅の分光計で同時に受信できるようになりました。さらに、高速スキャン観測モードの適用により、望遠鏡の観測効率が大幅に向上しました。全体として、これらのアップグレードにより、観測効率は過去と比較して約 60 倍に向上しました。こうした継続的に改良される技術により、13.7 メートルの望遠鏡は広大な天空領域を迅速に調査する新たな能力を獲得しました。この新しいマルチスペクトルの組み合わせにより、星間空間における分子ガスの大規模な分布と特性を、珍しい方法で探査することも可能になります。

天の川銀河画像サーベイ（MWISP）プロジェクトの第1フェーズは2011年9月に正式に開始され、北銀河面の銀河緯度±5°の範囲内の約2400平方度の観測可能な空域で、CO、¹³CO、C¹⁸Oの偏りのないブラインドサーベイを実施しました。 13.7メートル望遠鏡の操作員を中心に約40名の10年間の努力の末、ついに天の川の美しいカラー写真が完成しました！

ミリ波カラー画像時代の到来により、CO 天空調査は新たなレベルに到達しました。美しさと知恵を兼ね備え、明らかな偏りのない天体観測データベースが構築されました。

「白黒テレビ」の時代へタイムスリップ

「銀河スクロール」によって得られた天の川の部分的なカラーマップ - 典型的な巨大分子雲複合体 W3 (約 2.5 度²) について得られたカラーマップ。￨画像出典: 著者;データは天の川銀河巻物と、OGSとCfAの1.2メートル天文観測の公開アーカイブデータから取得されています。

諺にあるように、偉大な心は同じことを考えます。国際的には、オーストラリアのMopra-22mと日本の国立電波天文台のNRO-45mミリ波望遠鏡がこれに続き、2013年頃にCO三重線調査キャンプに加わった。

どの CO 調査会社が最適ですか?

人生においても天体観測においても、正しい位置を見つけることが重要です。これらを認識することによってのみ、私たちは自分の強みをより有効に活用し、弱点を回避または補い、データの科学的価値をより有効に活用できるようになります。これらの疑問を明らかにするために、私たちは天の川銀河の写真を世界で最も影響力のある 10 の天体調査と比較しました。

感度は、同じスペクトル分解能および ¹²CO 周波数における単位面積あたりの感度です。円が大きいほど、感度が高くなります。

空間解像度と空間範囲。右図: 速度分解能と速度範囲。単位面積あたりの感度は円の大きさで示され、円が大きいほど感度が高くなります。 ×印は不完全な空間サンプリングによる調査を示します。（画像出典：著者）

各調査の特徴は紙面にわかりやすく示されています。 CfA-1.2m 調査の最大の利点は、空の領域を広範囲にカバーしていることであることは間違いありません。 NRO-45m望遠鏡のFUGIN調査の最大の利点は、その高い空間解像度です。

「銀河スクロール」調査はあらゆる面で比較的バランスが取れており、注目すべき利点と特徴を備えています。

高感度

マルチラインプローブ

広大な空の領域を完全にサンプリング

高いスペクトル分解能と広い速度範囲

終わりはまた新たな始まりでもある

新しい競争ラウンドでは、MWISP のデータ品質が優れており、あらゆる面でパフォーマンスが良好です。調査の初期蓄積段階のデータを使用して、一連の科学的発見がなされました。銀河中心から最も遠い渦巻き腕構造の発見から天の川銀河の分子の厚い円盤の特性の解明、完全な分子雲サンプルの確立から分子雲の物理的および化学的特性の統計法則の発見、大規模な分子の流入/流出の候補の特定から分子雲とHII領域間のSNR相互作用の証拠の探索まで、これらの新しい結果は、天の川銀河と星間分子雲の大規模構造に関する私たちの理解を変えています。今後、MWISP データのより体系的な分析によって、さらに多くの発見が得られることが期待されます。

さて、空を観測する道は終わり、横になる時間になったのでしょうか?もちろんそうではありません。天体調査の多くの側面にはまだ改善の余地があります。

MWISP で検出された総フラックスは感度の向上に伴って大幅に増加しましたが (CfA1.2m 望遠鏡の CO サーベイおよび FCRAO-14m 望遠鏡の OGS サーベイの 1.6 倍に達しました)、外挿と内挿による大まかな推定では、現在の感度での MWISP のフラックス検出完全率は平均でわずか 58% であり、網をすり抜ける魚がまだいることがわかります。さらに、距離が長くなるにつれて、交通損失の度合いは急速に増加します。たとえば、天の川銀河の円盤の端にある外盾腕-ケンタウルス座腕 (OSC) では、MWISP によって検出されたフラックスと OGS および CfA 調査の比は、それぞれ 7.4 と 43.8 です。この渦巻き腕セグメントにおけるMWISPのフラックス完全性はわずか32%である[7]。このことから、現在の天体観測では天の川を検出する能力がまだかなり限られていることが理解できます。

プランク衛星[8]によって得られたCO連続放射。実線と破線は「銀河パノラマ」フェーズIとフェーズIIの調査範囲を示しています。

また、「天の川絵巻」第1期の天空領域は銀河緯度±5°をカバーしており、まだ非常に限られています。広大な天の川を覗き、より広い範囲の空をカバーするために、銀河緯度±10°での「銀河パノラマ」II調査が誕生し、2021年9月1日に打ち上げられました。

新たな夢がスタートし、今後 10 年間で CO 分子スペクトル線の調査がさらに高いレベルに到達することが期待されます。しかし、そうであっても、これらの調査範囲は空のほんの一部にすぎません。よく知られているオリオン座、おうし座、へびつかい座など、注意深く巡回する必要がある領域は他にもあります。現在の技術状況では、まだ効果的にカバーできず、巡回範囲から大きく外れています。

科学的な探求にも、技術的な要求にも終わりはありません。天体調査は常に行われています。より広い天空範囲のカバー、より高い感度、より高い解像度、そしてより高い効率…これらは天体観測の永遠の追求です。

参考文献:

[1] ウィルソン、RW、ジェファーツ、KB、ペンジアス、AA、1970、ApJL、161、43

[2] ペンジアス、AA、ジェファーツ、KB、ウィルソン、RW、1971、ApJ、165、229

[3] 曽秦、毛瑞青、裴春川編『天体物理学におけるマイクロ波スペクトル線診断』中国科学技術出版社

[4] コムズ、F. 1991、ARA&A、29、195

[5] Heyer, M.、および Dame, TM、2015 年、ARA&A、53、583

[6] Shan、WL、Yang、J.、Shi、SC、他。 2012年、ITTST、2、593

[7] サン、Y.、ヤン、J.、ヤン、Q.-Z.等2021年、ApJS、256、32

[8] プランク共同研究、2014年、A&A、571、A13

著者について

孫燕