[비즈한국] ジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡の時代が幕を開け、我々は新たな謎に直面している。それが「小さな赤い点（LRD: Little Red Dots）」だ。2024年にジェイムズ・ウェッブが本格的な深宇宙観測を開始して以降、宇宙の果てで数多くの赤い点が捉えられた。これは天文学者たちを困惑させた。ハッブル宇宙望遠鏡をはじめ、いかなる地上および宇宙望遠鏡の観測でも、このような天体は捉えられたことがなかったからだ。ジェイムズ・ウェッブの赤外線観測を通じてのみ発見される特異な存在である。
小さな赤い点、LRDは特に非常に遠い過去の宇宙で発見される。ビッグバン直後の6億年から16億年経過した時点で発見されるのだ。これまで見つかったLRDの中で最も古いものは、今から132億年前の姿を留めている。現在までにすでに300個以上のLRDが発見されているが、天文学者たちはそれらが正確に何なのかをまだ知らない。あらゆる憶測が飛び交うばかりである。この小さな点の一つひとつが、非常に遠い過去の初期宇宙に存在した原始銀河なのか、それとも太古に存在した一つの巨大な星なのか、星なのか銀河なのかすら確実ではない。容易に理解できないため、時折「LRDが既存のビッグバン理論を脅かす」といった見出しのニュースが溢れることもある。
しかし最近、彼らの正体について非常に異色な仮説が登場した。天文学者たちは、よく知られたLRDのうち「MoM-BH*-1」という天体を分析した。そして、これまで考えたこともなかった驚くべき可能性を発見した。もしかすると、最近までジェイムズ・ウェッブを通じて宇宙の果てで発見された数百個のLRDは、小さな原始銀河でも、巨大な太古の星でもないかもしれない。これまで考えもしなかった、星でも銀河でもない全く別の種類の天体である可能性がある。
LRDは一様に赤い色を帯びている。これまで発見されたLRDのほとんどは、赤外線領域にわたって非常に均一なスペクトル形態を示す。宇宙において赤い色は、何らかの巨大な塵の雲に覆われている時に作られる。他の光源から放出された光を受け、生ぬるく温められた塵の粒子が、赤外線領域で赤い光を放出するからだ。代表的なものとして、遠い宇宙で発見される独特なクエーサーの一種で、熱い塵に厚く覆われた銀河がある。天文学者たちはこれらを短縮して「Hot DOG（hot dust-obscured galaxies）」と呼ぶ。しかし、Hot DOGはLRDを説明できない。単に塵の密度が高い銀河というには、LRDはあまりにも強烈な赤色、赤外線を放出し、サイズも小さすぎるからだ。
LRDの大部分は高含有量の水素を抱えている。そのため、水素から放出された光の痕跡であるバルマー線がスペクトルに見られる。ところが、多くのLRDでバルマー線が鋭くなく、両側に平たく広がった形態を頻繁に見せる。これは、LRDが抱える水素雲が非常に速い速度で渦巻いていることを意味する。ひどい場合には、秒速1000kmに迫る猛スピードでLRD中心の何かを高速で公転する様子が見られる。これは、中心に非常に重い超大質量ブラックホールを抱える銀河で多く発見される特徴だ。これを根拠に天文学者たちは、LRDが初期宇宙において早期に形成された超大質量ブラックホールを宿す原始銀河である可能性を提起してきた。
しかし、これだけでも完璧には説明がつかない。初期宇宙であれば、形成されたばかりの超大質量ブラックホールが非常に激しい段階を経ているはずだ。周辺の高密度ガス雲を貪欲に飲み込みながら、ブラックホールの自転軸に沿って莫大なエネルギーを吐き出す姿も観測されるべきである。銀河中心のブラックホールの極端な状況は、ブラックホールから赤外線だけでなくX線、紫外線など多様で豊かなスペクトルを作り出す。しかし、これまでジェイムズ・ウェッブで捉えられたLRDのほとんどには、こうした姿はあまり見られない。単に初期宇宙で形成された暴力的なブラックホール、活動銀河核とみなすことも難しい。
さらに、多くのLRDが「バルマー・ブレイク（Balmer break）」として知られる非常に際立った特徴を示す。バルマー・ブレイクとは、星や銀河のスペクトルにおいて、特に364.5nmより短い波長でスペクトルが崖のように急落し、光が減少する現象を指す。陽子1つと電子1つで構成される中性水素において、エネルギー準位n=2に留まっていた電子は、364.5nmより短い波長の光を吸収しながら、より高い準位へ上がるか、あるいは完全にイオン化される。通常、表面温度がぬるい年老いた星は、表面大気にエネルギー準位n=2に留まる電子を多く抱えている。そのため、主に年老いた星が集まっている銀河において、n=2に留まっていた多数の電子が光を吸収し、364.5nmより短い波長でスペクトルが急落するバルマー・ブレイクを容易に見ることができる。
しかし、こうした事実はLRDをさらに理解不能にさせる。ジェイムズ・ウェッブが発見したLRDはすべて、宇宙の年齢がまだ10億年にも満たない極初期の宇宙に存在している。当然、この時期の銀河は、星の誕生を始めたばかりの非常に若い原始銀河とみなすべきだ。ところが、バルマー・ブレイクは若い星よりも年老いた星で主に占められた銀河で見られる特徴である。この矛盾は、あたかもLRDが急速に年を取ってしまった早熟な銀河であるかのように見せる。こうした難問ゆえに、一時期一部のメディアで「LRDの存在がビッグバン理論の根幹を揺るがしている」といった話が出たのである。
ところが今回の分析は、LRDのバルマー・ブレイクという特徴を説明できる新しい可能性を示した。実は、中性水素において電子はn=2準位に長く留まることはできない。この状態にある電子は非常に不安定だ。わずか1〜2ナノ秒で、それよりもエネルギー準位が低く安定したn=1準位へと落ち、ライマン系列に該当する光を放出するからだ。しかし、LRDの大部分がスペクトルで鮮明なバルマー・ブレイクを見せるということは、LRDが抱えている水素原子内の電子のほとんどが、n=2準位の状態に留まり続けるよう強制するメカニズムが働いていることを意味する。
こうしたことが起こる極端な状況を考えてみよう。例えば、水素原子が過剰なほど高密度に集まっている場合だ。このような高密度ガスでは水素原子同士の衝突が頻繁になり、各原子が抱える電子もn=1準位へ落ちようとしては、再びエネルギーを得てn=2準位へと弾き飛ばされる。もし水素原子の密度があまりに高く、密集していて、n=2準位から下へ落ちようとする頻度と、再びn=2へ弾き飛ばされる頻度が同じレベルで維持されれば、一種の平衡をなすことになり、ガス雲の中でn=2状態に留まる電子の数が一定の高いレベルで維持され得る。そうなれば、たとえ星が一つもなくとも、ガス雲自体の中で常にn=2にある電子たちが特定の波長より短い光を吸収し続け、スペクトル上に鮮明なバルマー・ブレイクの特徴を作り出すことができる。
このような仮説をそのまま適用すれば、非常に興味深い状況も考えられる。中心の超大質量ブラックホールが、極端に高密度の水素ガスの塊に包まれているのだ。ここには星はない。非常に高密度の濃いガス雲の中心に、超大質量ブラックホールだけが隠れているだけである。ブラックホールが一つの巨大な水素ガスの雲「繭」の中に住んでいるようなものだ。モデルによると、この超大質量ブラックホールを抱く水素ガスの繭の密度は、一般的な星の上層大気圏の密度に匹敵する！ 通常の銀河内の空虚な星間物質の密度レベルではなく、より高密度に原子がぎっしりと詰まった星の大気圏レベルで、繭がブラックホールを包み込んでいるということだ。
今回の分析で、天文学者たちはジェイムズ・ウェッブの赤外線分光観測を通じて、LRDの一つである「MoM-BH*-1」のスペクトルを分析した。そして、中心の超大質量ブラックホールを包むガス雲の繭モデルを適用した際、実際に観測されたスペクトルが非常に完璧に説明できるという結果を確認した。中心に超大質量ブラックホールを宿し、その周辺を平凡な星の大気圏レベルの密度を持つガス雲で包まれた天体。ガス雲の半径はわずか40AU（天文単位）レベルだ。銀河どころか、我々の太陽系よりもサイズが小さい！ これは原始銀河というよりは、中心に超大質量ブラックホールを宿した「一つの巨大な赤い星」のように見える。これまで我々が熟知していたどの星や銀河とも異なる、これまで考えたこともなかった新しい種類の天体だ。天文学者たちは、この新しい天体に「ブラックホール・スター（Black Hole Star）」という名前を付けた。
LRDを「ブラックホール・スター」という新しい種類の天体として説明すれば、最近までLRDの最大の難問の一つであった「過剰に重く見える質量問題」も自然に解決される。天文学者たちは、新しいモデルを適用することで、これらが抱える超大質量ブラックホールの質量がはるかに軽く計算されることを確認した。既存の推定値よりも100倍以上軽い、太陽質量の10万〜1000万倍レベルにまで減少するのだ。この程度であれば、超大質量ブラックホールというよりは中間質量ブラックホールレベルである。練られ始めたばかりの幼い頃の宇宙における初期ブラックホールが十分に持ち得る、適当なレベルの質量だ。ビッグバン直後から質量が重すぎたために混乱を招いていた問題が自然に解消される。
今回の論文が提示したLRDの驚くべき可能性は、現代天文学の古い謎の一つである「銀河と、その中心にある超大質量ブラックホールの繋がり」に新たな手がかりを提供する。依然として天文学者たちは、銀河が先に誕生した後に中心のブラックホールが成長するのか、それともブラックホールが先に作られてその周辺に銀河が形成されるのか、という二つの可能性を模索している。これは天文学における古い「卵と鶏」の問題だ。
ところが今回のシナリオは、初期宇宙において極端に高密度のガス雲が練られ、その中心で最も先に星ではなく、中間質量ブラックホールが形成されているという手がかりを提供する。こうして形成された「ブラックホール・スター」がその後、互いにぶつかり合って衝突し、さらに肥大化していけば、今日のレベルのより重い超大質量ブラックホールが完成するだろう。その過程で周辺に平凡な星が作られながら、今日の銀河の姿を持つようになった可能性が高い。ついに鶏が先か卵が先か、銀河とブラックホールのどちらが先に宇宙の歴史の最初のボタンとなったのかを見通せるようになったのである。
参考
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2025arXiv250316596N/abstract
筆者チ・ウンベは？ 猫と宇宙を愛する。幼い頃「銀河鉄道999」を見て、宇宙の美しさを広める夢を持つようになった。現在、延世大学銀河進化研究センターおよび近宇宙論研究室で、銀河の相互作用を通じた進化を研究しており、講演や執筆など多様な科学コミュニケーション活動を行っている。『サム（Some）に乗る天文台』、『一日中宇宙を考える』、『星、光の科学』などの著書がある。