銀河の重さを測る「ものさし」は宇宙共通ではなかった――ガイアの星団110個が示したこと

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遠くの銀河がどれくらい重いか。天文学者はそれを、星の光の量から逆算して求めています。その逆算に使う「ものさし」が、宇宙のどこでも同じだとは限らない――そう示す研究が、米ミズーリ大学のチームから出ました。欧州宇宙機関（ESA）のガイア衛星が測った天の川銀河の星団のデータを使い、星が生まれるときの重さの比率が星団ごとに違うことを直接たしかめたものです。論文は2026年6月に天文学の専門誌『アストロフィジカル・ジャーナル・レターズ』に掲載され、査読を通っています。

「ほかの銀河が物理法則を破っていたわけではない。私たちが間違ったものさしで測っていたのだ」――著者のひとりチャールズ・スタインハート教授は、大学の発表でそう表現しています。何が「ものさし」で、何が「間違って」いたのか。順に見ていきます。

銀河の重さを光から逆算する仕組み

遠くの銀河は、望遠鏡で見てもひとつの光のかたまりにしか見えません。星を一つひとつ数えることはできず、届く光の量と色から「星が全部でどれくらいあるか」を推定するしかありません。

ここで厄介なのが、銀河の光の大半を、ごく少数の重い星が出していることです。太陽の何十倍も重い星は、太陽の何万倍も明るく輝きます。一方で、太陽より軽い星は数こそ多いのに暗く、遠くの銀河では光としてほとんど見えません。つまり銀河の光を見ているとき、実際に見えているのは「星全体のごく一部」です。

見えない大多数を見積もるために使われてきたのが、初期質量関数（IMF）と呼ばれる道具です。星が生まれるとき、重い星と軽い星がどんな割合でできるかを数式にしたもので、「重い星がこれだけ見えるなら、軽い星はそのおよそ何倍いるはずだ」という換算に使います。見えている重い星の光を、この比率で全体へ引き延ばせば、銀河の星の総量――星の質量――が出てくる、という理屈です。

50年続いた「どこでも同じ」という前提

このIMFは、天の川銀河の近くの星を数えて作られました。太陽の近くで星の重さの分布を調べると、軽い星ほど数が多く、ある重さを境にその増え方がゆるやかになる、という形が見えてきます。現在よく使われる形（クルーパのIMF）では、その境目は太陽のおよそ半分の重さにあります。

そして天文学では、この天の川で測った比率を、宇宙のあらゆる銀河にそのまま当てはめてきました。IMFは宇宙のどこでも同じ、いわば「普遍」だという前提です。50年以上にわたって標準的な手法として使われ、銀河の質量だけでなく、星が生まれる速さや銀河の年齢の推定も、この前提の上に積み上げられてきました。

ただし、理屈のうえでは「どこでも同じ」でいる理由はありません。星は、ガスの雲が自分の重さで縮み、ちぎれて固まることで生まれます。雲のガスが熱いほど、ちぎれるときの塊が大きくなりやすく、できる星も重くなる方向に寄ると考えられています。つまり、ガスの温度や組成が違えば、生まれる星の重さの比率も違ってくるはずです。理論もシミュレーションも、以前からそう予測していました。

天の川の中でしか確かめられない理由

予測はあっても、確かめるのは簡単ではありませんでした。IMFを直接測るには、重い星だけでなく、暗い軽い星まで一つひとつ見分けて数える必要があります。それができるのは天の川銀河の中だけで、ほかの銀河では不可能です。

天の川の中で試すなら、散開星団が向いています。同じガスの雲から、同じ時期に生まれた星の集まりなので、「同じ条件で星ができたとき、どんな比率になるか」を、そのまま観察できるからです。

ところが、ここにも壁がありました。星団の星は、生まれたあとに変化します。重い星は寿命が短く、先に燃え尽きて消えていきます。軽い星は、銀河の潮汐（ちょうせき）の力で星団の外へはぎ取られやすく、時間とともに減っていきます。いま星団で観察できる重さの分布は、生まれたときの比率そのものではなく、こうした変化を経たあとの姿です。

実際、以前の研究でも「星団によって重さの分布が違う」ことは見つかっていました。ただ、それは生まれたときから違ったのか、あとから軽い星が減っただけなのか、区別がつかなかった。だから結論は「あとからの変化だろう」に落ち着き、IMFが普遍だという前提は揺らがずに残ってきたのです。

星団の年齢とともに動く境目の質量

ミズーリ大学のチームが目をつけたのは、この「区別がつかない」という壁の崩し方でした。

鍵になったのは、重さの分布に見える「境目」です。軽い星ほど数が増えていき、ある重さを境に増え方が変わる――その折れ目の位置は、星団があとから軽い星を失っても動かない、ということをチームは示しました。軽い星がはぎ取られると分布の傾きは変わりますが、折れ目そのものは元の場所にとどまります。逆に、生まれたときのガスが熱ければ、折れ目は重いほうへずれます。つまり折れ目の位置を測れば、あとからの変化を切り離して、生まれたときの条件だけを取り出せるわけです。

この方法を当てはめたのが、ガイア衛星のデータです。ガイアは天の川銀河のおよそ20億個の星の位置と動きを測ってきました。チームはそこから作られた星団カタログを使い、軽い星まで十分に数えられていて、かつ重い星も揃っている散開星団を選び出しました。条件を厳しくすると残ったのは110個です（条件をゆるめると358個）。星団の年齢は、およそ1000万年から10億年前後の範囲です。

結果は、はっきりしていました。折れ目の位置は星団ごとに違い、しかも古い星団ほど重いほうにありました。標準的なIMFの折れ目が太陽の半分ほどの重さにあるのに対し、たとえば年齢12〜13億年の星団NGC 6067では、太陽のおよそ1.3倍のところに折れ目が見えています。古い星団ほど、軽い星の割合が少ない――生まれたときからそうだった、ということです。

これは、理屈から予想される向きと合っています。天の川銀河は、昔ほどガスが熱く、重い元素も少なかったと考えられています。熱いガスからは重い星が生まれやすいので、古い時代に生まれた星団ほど折れ目が重いほうにあるのは自然です。理論と、シミュレーションと、実際の観測が、ここで初めて同じ方向を指したことになります。星団の重さの比率が違うこと自体は前から知られていましたが、それを「あとからの変化ではなく、生まれたときからの違いだ」と切り分けて示したのが、今回の研究の新しいところです。

JWSTの「重すぎる銀河」との関係

天の川の星団の話が、遠くの銀河の重さにどう効いてくるのか。チームが真っ先に挙げているのが、ジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）が見つけてきた初期宇宙の銀河です。

JWSTは、宇宙が生まれて間もない時代の銀河を数多くとらえてきました。その中には、標準的な理論から考えると「早すぎる時期に、重くなりすぎている」ように見える銀河があり、宇宙の理解を書き換えるのかと議論になってきました。

ただ、それらの銀河の重さも、光の量からIMFで逆算した推定値です。初期宇宙の銀河は、ガスが熱く、重い元素の少ない環境で星を作っていたと考えられます。今回の結果が示すとおり、そういう環境では軽い星の割合が少なくなるはずです。それなのに天の川で作ったIMFをそのまま当てはめれば、「見えている重い星の裏に、これだけ軽い星がいるはずだ」という換算が効きすぎて、星の総量を多めに見積もってしまう。チームは、初期宇宙の銀河の質量や星の形成速度は、かなり過大に見積もられている可能性が高いと述べています。

そうであれば、「理論に合わない重すぎる銀河」の少なくとも一部は、銀河が異常だったのではなく、ものさしの側の問題だったことになります。冒頭のスタインハート教授の言葉は、ここにかかっています。

解釈上の留意点

この研究が示したのは「IMFは普遍ではない」ということであって、「これまでの銀河の質量はすべて間違っていた」ということではありません。どの銀河の推定がどれだけずれるかは、環境ごとにIMFをどう選び直すかにかかっていて、それはこれからの仕事です。チーム自身も、IMFを捨てるのではなく、星が生まれた環境に応じて選び分ける、より柔軟な枠組みを提案しています。

調べたのは天の川銀河の散開星団110個で、年齢もおよそ10億年前後までに限られます。天の川は、ほかの銀河に比べて星を作る速さが比較的一定だった可能性があり、「典型的な銀河」と言えるかどうかには注意が要ります。また、星の重さを求めるための計算モデルに、軽い星のあたりでかたよりがあるかもしれないという指摘もあり、折れ目の具体的な数値は今後ずれる可能性があります。そのため論文でも、傾向は確かだとしつつ、天の川での折れ目の変化を数値として厳密に検証するには、もっと精密なモデルが必要だとしています。

それでも、観測できる範囲ではっきりした傾向が出たこと、そしてそれが理論やシミュレーションの予測と合っていることの意味は小さくありません。遠くの銀河の重さを語るとき、その数字がどんな前提の上に乗っているのかを一度立ち止まって確かめる――そのきっかけになる研究だと思います。