星は、銀河の中で水素原子・分子などからなる「中性ガス」が冷えて集まることで生まれるため、初期宇宙において銀河がどのように作られるのかを理解するには、星の直接の材料である中性ガスの性質を調べることが不可欠です。しかし、近年成果をあげているJWSTなどの可視・近赤外線望遠鏡では、電離ガス^注5)や星そのものは見えても、冷たい中性ガスを直接捉えることはできません。観測にはアルマ望遠鏡のような電波望遠鏡が必要ですが、初期宇宙の銀河に対して直接観測を行った例は極めて稀でした。

・初期宇宙の銀河から「星の材料」の直接観測に成功：アルマ望遠鏡を用いて、宇宙誕生から約7億〜8億年後の星形成銀河4天体(REBELS-38、A1689-zD1、REBELS-25、REBELS-18)から、星の直接の材料となる中性ガスの存在を示す輝線「[O I] 145μm」を検出しました。同輝線は初期宇宙の星形成銀河では観測例がなく、典型的な星形成銀河としては最遠方での検出例です。
・初期宇宙の銀河は「星の材料が豊富に詰まった」星形成の現場だった：複数の輝線観測を組み合わせた解析により、これらの銀河は現在のスターバースト銀河並みに高密度の中性ガスを持つことが分かりました。さらに、JWSTによる酸素組成比の測定結果と組み合わせることで、中性ガス質量の直接推定にも成功しました。
・広く使われてきた輝線「[C II] 158μm^注6)」の「正体」を確認：本研究では、電離ガス由来の[N II] 205μm^注7)輝線も観測し、複数の遠赤外線輝線を比較解析しました。これまで広く観測されてきた別の輝線([C II] 158㎛) は、中性ガスと電離ガスの両方から放射されうるため、その主な起源には曖昧さが残っていました。今回の観測との比較から、主に中性ガスから放射されていることを初めて直接検証することに成功しました。これにより、蓄積されてきた[C II]観測データを中性ガスの研究に活かす道を開きました。

注1) アルマ望遠鏡(ALMA)：南米チリのアタカマ砂漠、標高約5,000メートルに設置された、日本・欧州・北米等の国際協力による世界最大の電波望遠鏡。
注2) [O I] 145㎛：原子や分子が特定の波長で放つ光を「輝線」と呼び、その波長から原子・分子の種類や状態がわかる。[O I] 145㎛は中性の酸素原子が放つ遠赤外線の輝線を指す。
注3) 中性ガス：電子が原子核に結びついたままの冷たいガスで、星の直接の材料となる。
注４) ジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)： NASAを中心に欧州・カナダの宇宙機関が共同で開発した宇宙望遠鏡。2021年に打ち上げられ、近赤外線から中間赤外線の観測により、初期宇宙の銀河の星や電離ガスの性質を高精度で明らかにすることができる。
注5)電離ガス：若い高温の星が放つ強い紫外線によって電子がはぎ取られた高温のガスを指す。
注6) [C II] 158㎛：[C II] 158㎛は電離した炭素が放つ遠赤外線の輝線を指す。
注7) [N II] 205μm：電離した窒素が放つ遠赤外線の輝線を指す。

タイトル：ALMA Observations of [OⅠ]145µm and [NⅡ]205µm Emission lines from Star-Forming Galaxies at z ∼ 7
著者：札本佳伸, 井上昭雄, Rychard Bouwens, 稲見華恵, Renske Smit, Dan Stark, Manuel Aravena, Andrea Pallottini, 橋本拓也, 大栗真宗, 他15名
雑誌名：Astrophysical Journal
DOI：10.3847/1538-4357/ae5bad

本研究は、科学研究費助成事業(JP22K21349, JP23K13149)の支援によって実施されました。