宇宙の夜明けの星団で、光の圧力の中でいちばん強いライマンα光は、星が生まれる濃いガスを動かせなかった。吹き払えたのは薄いガスだけで、それが「明るすぎる銀河」の霧を晴らす

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ジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）がビッグバンから数億年の宇宙を見始めてから、ひとつ困ったことが分かっている。その時代の明るい銀河が、打ち上げ前の予想より多い。しかも重力レンズで拡大された視野を見ると、そうした銀河は星づくりを小さく密集した星団に集中させていて、星の面密度は近くの宇宙の星団より100〜1,000倍も高い。なぜそんなに効率よく星ができて、なぜそんなに明るく見えるのか。この問いに、水素が出す1種類の光の「押す力」から答えようとした論文が、11月4日に The Astrophysical Journal に載った。著者はフラットイロン研究所の Shyam H. Menon さんと、テキサス大学ダラス校の Aaron Smith さんの2人。

同じ光を何度も受け止める水素

星のまわりのガスは、光に押されている。光は粒としての運動量を持っていて、ガスや塵（ちり）に当たるとわずかに押す。ふつうの光は一度吸収されると別の波長で出てくるので、押せるのは1回きりに近い。ところが水素原子が出すライマンα（アルファ）という紫外線は事情が違う。水素原子はこの光を吸うとほぼ瞬時に同じ波長で吐き出し、隣の水素原子がまた吸う。宇宙でいちばん多い元素が水素なので、この光は雲の中を何度も跳ね返りながら、そのたびにガスを外へ押す。Smith さんはこれを「卓球の球のように行ったり来たりして、ぶつかるたびに運動量を渡す」と言い表している。

この効果は昔から知られていた。ただ、跳ね返りを1回ずつ追わないと計算できないので、星団ができる過程のシミュレーションにはほとんど入っていない。代わりに、雲を一様な球や板に置き換えた簡略モデルで見積もる研究があり、そこでは「高密度の星団ではライマンα光の圧力が強すぎて、効率のよい星形成はよほど極端な条件でないと起きない」という結果が出ていた。JWST の明るい銀河を「星が効率よくできたから」と説明する立場にとっては、都合の悪い見積もりだった。

100万太陽質量の雲の断面に、光を流す

2人がとった方法は、シミュレーションにライマンα光を組み込むのではなく、すでにあるシミュレーションの各時刻の断面を取り出して、そこにライマンα光を流してみることだった。もとになったのは、Menon さんたちが以前に走らせた輻射流体計算で、太陽の100万倍の質量を持つ半径10パーセク（約33光年）の乱流する雲が自分の重力でつぶれ、星団になるまでの約250万年を追ったもの。最小の格子は0.03パーセクで、星になった部分は点として扱う。紫外線と赤外線が塵を押す力や、水素を電離する効果はもとの計算に入っている。

この断面に、Smith さんが開発を率いる COLT というコードでライマンα光子をモンテカルロ法で飛ばし、格子ごとに光が外へ押す加速度と重力の加速度を比べた。光が勝つ格子と重力が勝つ格子がどこにどれだけあるかを数える、という見方をする。もうひとつ効くのが塵の量で、塵はライマンα光を吸収して跳ね返りを止めてしまう。そこで塵なしから太陽近傍の10分の1まで、4通りの塵の量で計算した。初期宇宙の銀河は金属も塵も乏しいので、この範囲が現実的な幅になる。

宇宙の夜明けの星団で、光の圧力の中でいちばん強いライマンα光は、星が生まれる濃いガスを動かせなかった。吹き払えたのは薄いガスだけで、それが「明るすぎる銀河」の霧を晴らす

いちばん強い力が、いちばん肝心な場所で負ける

まず力の大きさで言えば、ライマンα光は文句なしに最強だった。塵の量にもよるが、もとの計算に入っていた紫外線と赤外線の圧力を合わせたものより3〜500倍大きい。これまでのシミュレーションが取りこぼしていた力としては、桁が違う。

ところが、それがどこで勝つかを見ると話が変わる。星の材料は、乱流が作る濃い糸状のガスを伝って星団に流れ込む。1立方センチメートルあたり水素原子1万個を超えるこの糸の中では、塵がゼロの場合でさえ重力のほうが強く、ライマンα光はガスを押し戻せなかった。光が重力に勝つのは、おもに1,000個以下の薄いガスだった。薄いガスは雲の体積の大部分を占めるけれど、質量としては少ない。雲全体の質量のうち光が勝っている部分は、塵が太陽の10分の1なら最大でも3%、塵なしでも35%にとどまり、しかもその最大値に達するのは、星づくりがほぼ終わったあとだった。

この結果を星形成の半解析モデルに入れると、雲のガスが星に変わる割合は、塵が太陽の100分の1以上なら6割以上のまま変わらない。塵がまったく無い極端な場合でも25%以上で、近くの宇宙の星形成領域で見られる1割以下よりはるかに高い。つまり、ライマンα光を入れても、高密度の星団で星が効率よくできるという絵は崩れない。Smith さんは「落ち葉掃除機は木を動かさない。でも落ち葉を飛ばすのはとても得意だ」とたとえている。

簡略モデルと結論が逆になった理由は、乱流にある。雲を一様な密度で置くと、全体が光に押し負ける計算になる。実際の雲では、平均の10〜100倍も濃い糸に質量が集まっていて、そこだけは重力の井戸が深い。光は井戸の浅いところのガスを選んで吹き飛ばし、深いところには手が届かない。この効き方の違いは、紫外線や赤外線の圧力でも前から知られていたことで、ライマンα光でも同じだった。

残ったガスは速く、遠くへ

星づくりが一段落すると、今度は光の出番になる。星の総質量が増えてガスが減ると、残ったガスのかなりの部分で光が重力を上回る。塵の少ない場合には、雲の質量の5%ほど、太陽5万個ぶんのガスで光の力が重力の10倍を超えていた。これだけ差があると、ガスは高速に加速されて、銀河の外まで飛び出す風になりうる。Menon さんの言い方では、「密度が十分に低いと、ライマンα光はガスを本当に速く押し出して、物質を銀河の外へ吹き飛ばすような爆発的な風を起こせる」。

半解析モデルでは、星団のまわりの視線の半分以上が晴れるまでの時間が、ライマンα光を入れると最大で半分ほどに縮み、400万年以内になった。大質量星が超新星になり始めるのは生まれてから300〜400万年ほどたってからなので、星団はそれと同じかそれより早く裸になる。若い星の紫外線が周りの水素を電離しながら銀河の外へ逃げやすくなり、塵に隠されない青い光がそのまま届く。JWST が見た「明るすぎる銀河」の多くが塵をほとんど含まない青いスペクトルを示していることと、方向はよく合う。Menon さんが「霧を晴らして、初期宇宙の星をずっとはっきり見せてくれる」と言うのはこの部分だ。電離する光の逃げ道がどう開くかについては、超新星の役割を追った別の研究もある。

あとから計算することの限界

論文がいちばん強く断っているのは、これが「後処理」だという点だ。ライマンα光が実際に薄いガスを押しのければ、ガスの分布そのものが変わり、濃い糸も削られていくかもしれない。その効果は断面に光を流すだけでは出てこない。著者らは、今回の星形成効率はおそらく高めに出ているとし、結果は絶対値ではなく「どこでどれくらい効くか」の目安として読んでほしいと書いている。モンテカルロ計算の統計的なばらつきも2倍ほどあるが、光子の数を増やすほどライマンα光の効果は弱まる向きなので、結論を覆す方向ではない。

もうひとつの不確かさは塵だ。今回の計算では、塵の量しだいで光の押す力の倍率が4桁も動く。初期宇宙では金属量に対する塵の割合が近くの宇宙より小さい可能性があり、塵の粒の大きさも違うかもしれない。もしそうなら、JWST で見える比較的大きな銀河でもライマンα光がいまの見積もりより効くことになる。逆に塵が近くの宇宙と同じくらいあれば、効果が強く出るのは JWST では見えにくい小さな銀河に限られる。どちらに転ぶかは、初期宇宙の塵がどんなものかにかかっている。

次の段階は、光とガスを同時に進める3次元の計算になる。Smith さんは「10年前は、計算量が多すぎて手が出ない問題だと多くの研究者が考えていた。いまは算法と計算資源がそろって、意味のある形で取り組み始められる」と話している。2次元ではすでに動き始めているそうで、3次元で同じことができるようになれば、今回の「落ち葉と木」の見立てがそのまま残るかどうかが分かる。

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