JWST、銀河中心のブラックホール近傍で死にゆく星からダストと水を発見

ジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）が、天の川銀河の中心にある超大質量ブラックホール「いて座A*（Sgr A*）」からわずか0.55光年の死にゆく星「IRS 3」を観測した。強い紫外線にさらされているにもかかわらず、星から流出するエンベロープ（外層）ではケイ酸塩ダストやアルミナが形成され、水蒸気も存在することが分かった。この発見は、銀河で最も過酷な領域でも、より穏やかな恒星環境と同様のダスト化学が維持されうることを示している。

■銀河中心の星「IRS 3」の連続スペクトルを初取得

天の川銀河の中心にある超大質量ブラックホールからわずか0.55光年の距離にある死にゆく星が、流出するエンベロープの内部でケイ酸塩ダストとアルミナを形成し、検出可能な水蒸気を保持している。隣接する約400万太陽質量の天体から絶え間なく紫外線を浴びているにもかかわらずだ。欧州宇宙機関（ESA）は2026年8月11日、Webbに関するプレスリリースでこの発見を発表した。同日『Astronomy & Astrophysics』誌に掲載された論文は、IRS 3について初めて取得された連続的な中間赤外線スペクトルを報告している。この観測は数十年にわたる恒星分類をめぐる議論に決着をつけるとともに、銀河の最も過酷な領域でも、より穏やかな恒星環境と同様のダスト化学が維持されうることを示した。

この成果は、2025年4月21日に行われた観測に基づく。JWSTは、近傍銀河核の中間赤外線特性を体系的に調べる「MICONIC保証時間観測プログラム」の一環として、MIRI（中間赤外線観測装置）の中分解能分光器を天の川銀河の中心1パーセク領域に向けた。銀河中心で最も明るいLバンド天体であり、中心1パーセク内で最も顕著なAGB星（漸近巨星分枝星）でもあるIRS 3について、正味1,500秒の観測により、4.9〜27.9ミクロンにわたるスペクトルが得られた。大気による吸収や感度上の制約から、これまでの宇宙望遠鏡では、この天体について同波長域を連続的に観測できなかった。

■炭素過剰説を覆す酸素過剰の証拠

IRS 3の恒星分類は、過去半世紀にわたって何度か見直されてきた。2008年には、干渉計データを用いた研究が、この星は炭素過剰星である可能性を示唆した。炭素過剰星であれば、酸素過剰のAGB星に典型的なケイ酸塩系ダストではなく、炭素系ダストがエンベロープで形成されていることになる。今回得られたMIRIのデータは、この分類を否定した。

JWSTの分光器がIRS 3の減光補正済みスペクトルから検出したのは、9.7ミクロンに現れる幅広いSi-O結合の伸縮振動と、18.5ミクロンに現れるO-Si-O結合の変角振動という2つの強い吸収特性だった。両特性におけるケイ酸塩の光学的深さの比は3.5 ± 0.1で、AGB星の分光観測で確立された診断指標である。炭素過剰星には18.5ミクロンの特性を生じさせるケイ素と酸素の結合がないため、この組み合わせは酸素過剰の化学組成でのみ生じる。研究チームは、中心1パーセク領域に適用される3種類の中間赤外線減光則を検証し、どの減光則を用いてもこの分類が変わらないことを確認した。

「この星の連続的な中間赤外線スペクトルが取得されたのは今回が初めてであり、ケイ酸塩ダストの特性を検出して、星の本当の化学的性質を明らかにできた」と、研究の共著者で、MICONICプログラムの主任研究員を務めるESAのMacarena Garcia Marin氏は述べている。

■ダストの層構造とMIRIによる観測の壁

ダストの組成は、単に「ケイ酸塩ダスト」と呼ぶだけでは表せない層構造を持つ。研究チームはモンテカルロ放射伝達コード「Hyperion」を使い、パラメーター空間全体で10万通りのモデルを検証して、星のスペクトルエネルギー分布を再現した。最適モデルでは、最も内側にある高温のシェルにアルミナ（Al₂O₃）が存在し、その外側のシェルにアモルファスケイ酸塩が存在する必要がある。アルミナは、酸素過剰のAGB星から流出する物質の中で早期に凝縮すると予想される物質だ。約1,200ケルビンの高温で形成され、星風が外側に流れて冷えるにつれて、その表面をケイ酸塩物質が覆う核となる粒子として機能する。

スペクトルを取得するうえでの技術的な課題は大きかった。IRS 3は非常に明るく、複数の波長帯でMIRIの検出器が飽和する。そこで研究チームは、独自のシングルグループ・データ処理パイプラインを適用し、完全な読み出しを利用できない場合でも、飽和していない個々の積分データから信号の傾きを復元した。スペクトル抽出用の開口部は、点像分布関数の半径の2倍に設定された。これは標準設定よりも大きく、外縁が約1万天文単位（AU）まで広がるIRS 3のエンベロープからの拡張放射を捉えるためである。

スペクトルが捉えた領域には、内側から外側にかけて約1,000ケルビンの温度勾配がある。温度は星の近くでは約1,200ケルビンで、最も外側のシェルでは80〜100ケルビンまで下がる。MIRIがカバーする4.9〜27.9ミクロンの波長域は、これらすべての温度のダストが放つ放射のピークを含んでいる。従来の観測装置は、より狭い波長域または短い波長域に限られており、IRS 3が酸素過剰星か炭素過剰星かという問題を解決するのに十分な全体像を得られなかった。

中間赤外線における同装置の波長分解能は約R ≈ 3,000で、ダストが作る連続スペクトルから分子の吸収特性を見分けられるほど高い。この分解能により、研究チームは水蒸気を検出できた。

■過酷な環境下での「水」の検出

MIRIのスペクトルは、6.00〜6.25ミクロンと6.66〜6.95ミクロン付近で、HITRAN分子データベースに収録されたH₂Oの遷移と一致する吸収特性を示した。研究チームは、水蒸気成分を温度700ケルビン、柱密度1平方センチメートル当たり1.5 × 10¹⁷としてモデル化した。その結果、水蒸気はIRS 3から約900 AU（約1,350億km）の距離にある内側のシェルに位置すると推定された。IRS 3で水蒸気が検出されたのは今回が初めてである。

酸素過剰のAGB星のエンベロープで水蒸気が見つかることは、銀河内のより穏やかな領域では珍しくない。異例なのは、超大質量ブラックホールにこれほど近い場所で見つかったことだ。いて座A*や核星団に密集する高温の若い星からの強い紫外線により、分子は蓄積する前に光解離すると予想されていた。今回の検出は、IRS 3のダストシェルが、内部の水分子を外部の放射場から守るのに十分な遮蔽効果を持つことを示している。

「水の検出は特に興味深い。強烈な放射に支配された環境でも、分子物質が生き残れることを示しているからだ」とGarcia Marin氏は述べている。「これは、超大質量ブラックホールの近くであっても、星が周囲に物質を供給し続けられることを示している」

■なぜIRS 3だけが目立つのか

天の川銀河の核星団に密集する数百万個の星のうち、中間赤外線で確認できる大規模なダストエンベロープを持つ星は、IRS 3だけであるように見える。論文の筆頭著者であるケルン大学のFlorian Peißker氏は、銀河中心天文学で長年研究されてきた「赤色巨星欠乏問題」との明確な類似性を指摘している。

理論上、核星団のように古く力学的に緩和した恒星系には、近赤外線で観測できる進化した赤色巨星やAGB星が多数存在するはずである。しかし、IRS 3が位置する中心半パーセク以内では、予想を大きく下回る数しか観測されていない。この不足を説明する仮説として、潮汐力による外層の剥離、過去に存在した分裂中の恒星円盤との衝突、過去の銀河核ジェットとの相互作用などが提案されているが、広く合意された説明はまだない。

IRS 3のMIRI観測は、質量放出率による選択効果を示唆している。この星は現在、AGB星の進化におけるスーパーウインド期、すなわち質量放出が最も激しい段階にあり、周囲の環境がエンベロープを剥ぎ取る速度を上回る勢いで質量を放出している。研究チームは、MIRI画像で測定された約4,316 AU（約6,460億km）のバウショックのスタンドオフ距離に基づき、IRS 3の質量放出率を年間約6 × 10⁻⁵太陽質量と推定した。質量放出率がこれより低ければ、中心1パーセクにある進化した星のエンベロープは、目に見えるダストシェルを形成する前に、放射圧や潮汐力によって剥ぎ取られると考えられる。IRS 3は、その閾値を超えているようだ。核星団の中でこのように観測できるAGB星が1個しかないこと自体が、閾値の高さと、それを維持できる進化した星がほとんど存在しないことを示す証拠だという。

「銀河中心は最も過酷な環境の一つであるため、そこで星が周囲への物質供給を続けられるかどうかを理解することは重要な問題だ」とPeißker氏は述べている。「Webbを使えば、このような条件下で星がどのように振る舞うかを直接観測でき、ダスト生成が驚くほど強靱であることが分かる」

この成果の意味はIRS 3だけにとどまらない。恒星モデルによると、この星の質量は約6太陽質量、年齢は約7,200万年で、核星団を構成する比較的若い恒星集団の一つと整合する。核星団では、太陽を上回る[M/H]約+0.35の高い金属量が測定されている。この金属量は、IRS 3のようなAGB星が過去に供給した物質を、部分的に反映している可能性がある。こうした星から吹き出すケイ酸塩に富んだ星風は、数百万年にわたり、この領域の星間物質へ物質を供給してきたと考えられる。

■エンベロープの構造と今後の展望

MIRIのスペクトルと多層構造を持つHyperionモデルを組み合わせることで、研究チームはIRS 3のダストエンベロープを、密度と組成の分布が異なる複数のシェルからなる構造として描き出した。最も内側の領域にはアルミナが存在し、約1,200ケルビンの昇華温度によってその内縁が決まる。その外側には3層のアモルファスケイ酸塩シェルがあり、中間赤外線で見える約1万AUの外縁まで広がっている。密度分布を表す指数は、最も内側のシェルではほぼ平坦で、掃き集められた、あるいは蓄積した物質と整合する一方、外側のシェルほど急な分布になる。

この星には顕著なバウショックも見られる。これはIRS 3の星風が中心1パーセク領域の星間物質に衝突することで、星の進行方向側に形成された圧縮物質の弧である。星からバウショックまでのスタンドオフ距離は、研究チームが質量放出率の推定に使った指標でもある。Yusef-Zadehらが2017年に行ったIRS 3のALMA観測では、IRS 3から約160万AU離れた場所に、さらに低温のダストシェルが2層検出された。これは最大5,000年にわたって外側へ移動してきた、より古い放出物質を捉えたものだ。最近の高温の質量放出を追跡する新しいMIRIデータと、古い低温の放出物を追跡するALMAデータを組み合わせることで、IRS 3が数百年から数千年にわたり銀河中心へ物質を供給してきた過程を、複数の時間スケールで把握できる。

論文の段階では、この多層エンベロープ構造が、脈動に伴う質量放出率の時間変動、いて座A*との潮汐相互作用、あるいは未発見の伴星の影響のいずれを反映しているのかは判断できていない。これらは今後の観測課題として残されている。

MICONICプログラムは現在も進行中で、IRS 3は中間赤外線で観測されている複数の銀河中心天体の一つである。IRS 3のデータには、15ミクロン付近におけるCO₂の寄与の可能性や、14〜17ミクロンに存在する可能性のあるOHの吸収帯など、追加のスペクトル特性も見つかっている。論文ではこれらに言及しているが、詳しい検討は今後の専用分析に委ねられた。研究チームはまた、銀河中心までの視線上に存在する氷の影響を、現在の分析では完全に排除できないとしている。この影響は、一部の弱いスペクトル特性の解釈を左右する可能性がある。

MIRIにとって、IRS 3の観測は、独自のシングルグループ・データ処理と慎重な減光補正を組み合わせれば、ダストが多く減光の激しい方向にある、検出器を大きく飽和させる天体からでも、高品質の分光データを復元できることを実証した。この手法は、今後の銀河中心観測にも役立つと期待される。

■注目ポイントQ&A

●なぜIRS 3だけが、銀河中心で大きなダストエンベロープを持つAGB星として見えるのですか？

論文は、質量放出率に関係する選択効果である可能性を示しています。天の川銀河の中心1パーセクでは、放射圧、潮汐力、周囲の星間物質との相互作用によって、進化した星から物質が継続的に剥ぎ取られます。核星団にあるほとんどのAGB星は、質量放出率が低すぎるため、これらの力に抗して目に見えるダストエンベロープを維持できません。IRS 3は、AGB星の進化における最終段階で、質量放出率が最も高くなるスーパーウインド期にあるとみられています。推定質量放出率は年間約6 × 10⁻⁵太陽質量です。この放出率は、周囲の環境がエンベロープを破壊するよりも速く物質を補充できるほど高いようです。この閾値を超える星だけが、中心1パーセクでダストに包まれた中間赤外線源として検出できるため、数百万個の星を含む核星団の中でIRS 3だけが際立って見えると考えられます。

●JWSTのMIRIは、星の周囲にあるダストの種類をどのように見分けているのですか？

MIRIの中分解能分光器は、4.9〜27.9ミクロンを約R ≈ 3,000の波長分解能でカバーします。ダストの種類によって、赤外線を吸収・放射する波長特性が異なります。ケイ酸塩ダストのSi-O結合の伸縮振動は9.7ミクロンに、O-Si-O結合の変角振動は18.5ミクロンに現れます。両特性の光学的深さの比は、信頼性の高い化学組成の診断指標となり、IRS 3では3.5 ± 0.1でした。一方、炭化ケイ素ダストを形成する炭素過剰のAGB星は、18.5ミクロンの特性を生じさせるケイ素と酸素の結合構造を持たないため、この比を再現できません。水蒸気も6〜7ミクロンに固有の吸収特性を示します。MIRIはこれらの波長を一つの連続したスペクトルとして同時に観測することで、部分的なデータだけでは数十年にわたり解決できなかったIRS 3の化学組成を明らかにしました。

●この発見は、科学者たちの銀河中心に対する理解をどう変えるのですか？

この成果が得られるまで、AGB星が銀河核のダスト収支に大きく寄与できるかどうかは未解決の問題でした。超大質量ブラックホールの近くにある強い放射場は、ダストの形成を妨げるか、形成されたダストを短期間で破壊すると考えられていました。IRS 3の観測結果は、少なくとも天の川銀河の中心では、この想定が悲観的すぎたことを示しています。IRS 3のエンベロープではケイ酸塩ダストが形成され、その内部ではアルミナや水蒸気も存在できます。これにより、銀河中心領域が進化した恒星集団からどの程度の化学的濃縮を受けているのかという新たな課題が生じます。銀河中心の化学モデルでは、超大質量ブラックホールの近くでもAGB星のダストが存続し、蓄積する可能性を考慮する必要があるでしょう。

●IRS 3のダストエンベロープはブラックホールと直接相互作用しているのですか？

通常の意味で直接相互作用しているわけではありません。IRS 3のダストは、温暖な内側のエンベロープでは約1万AUまで広がっています。過去のALMA観測で捉えられた低温の物質は約160万AUまで達していますが、それでもいて座A*の事象の地平面からはかなり離れています。ただし論文は、IRS 3のエンベロープの最外層が、その距離ですでにいて座A*との潮汐相互作用を受けている可能性があると指摘しています。IRS 3から放出された物質は徐々に中心1パーセク領域の星間物質に加わり、最終的にはブラックホールへゆっくり移動するガスやダストの流れに取り込まれる可能性があります。したがって、IRS 3が現在供給しているダストと水は、ブラックホールの直接的な燃料ではないものの、数千年から数百万年の時間スケールで、いて座A*周辺の化学組成や不透明度に影響を与える拡散した供給源となる可能性があります。

元記事: Webb Finds Dying Star Building Silicate Dust and Water 0.55 Light-Years From Sgr A*