世界初のオリオン座分子雲の進化地図を発表

概要

野辺山宇宙電波観測所の立松健一前所長、西村淳現所長を中心とする国際研究グループは、45m電波望遠鏡に新たに搭載された7BEE受信機で取得したオリオン座分子雲の進化地図を発表した。電波望遠鏡では、星の誕生の場である宇宙に漂う分子雲が観測できる。分子雲は数十万年～数百万年のタイムスケールで進化しつつ星を誕生させるが、これまで分子雲の進化を論じられる広域の地図はなかった。野辺山のグループは、重さが通常の水素の２倍の重水素に注目し、分子雲中の重水素割合を使用して分子雲の年代測定を行った。重水素割合が高いほど近い将来星の誕生が期待できる若い領域、割合が低いところは古い領域と判断できる。放射性同位元素の半減期を使って地球の岩石・化石の年代の測定を行うように、宇宙の雲の年代測定ができるわけである。北部（上側）のOMC-2および3領域では、系統的に重水素割合が高いことが明らかになり、今後も活発な星形成が期待される。一方、南（下側）のオリオンKL領域（巨大赤ちゃん星を含むKL星雲や、オリオン大星雲の中心のトラペジウムが存在）では若いガスが少ないらしい。
分子雲の中のかたまり「コア」の中では、理論モデルに反して重水素割合が中心で高い傾向が見られず、それぞれのコアの中でほぼ均一の値を示した。一方で、コアとコアの間では重水素割合の値は異なっており、コアの進化段階を表しているらしい。国立天文台などが世界協力で運用する世界最高性能の「アルマ望遠鏡」でも、重水素を含む分子の観測が盛んにおこなわれているが、重水素の割合がコアの内部であまり変化しないことは、その観測結果の解釈にも大きな影響を与えそうである。


図1：オリオン座分子雲の重水素割合に基づく進化地図。カラーが進化段階を示し、黄色が一番若く、濃紺が一番古い。オリオン大星雲の中心にあるKL星雲（巨大赤ちゃん星が誕生している）が四角で示してあり、有名なトラペジウムもこの近くである。図の北（上）から真ん中にかけて、黄色や黄緑の領域があり、ここでは天文学的*に近い将来、星が誕生すると期待される。 (* 10万年単位の時間スケールで）
野辺山45m電波望遠鏡と7BEE受信機の組み合わせは、パラボラアンテナ１基で構成される「単一鏡型電波望遠鏡」としては世界最速の重水素地図の取得能力を持つものであり、今後の活躍が大いに期待される。
研究成果はアメリカ天文学会誌「天体物理学誌補遺」に掲載された。

論文情報

掲載誌：The Astrophysical Journal Supplement Series
出版日：2026年４月29日
DOI: 10.3847/1538-4365/ae5637
論文タイトル：Observations of DNC and DCO+ toward the ∫-shaped Filament and Starless Cores in the Orion Molecular Clouds
著者：立松健一、西村淳（国立天文台野辺山）、小川英夫（大阪公大）、坂井南美（理研）、酒井剛（電通大）、徳田一起（香川大）、長谷川豊（NICT)、山崎康正（国立天文台）、大西利和（大阪公大）、平野尚美、Sheng-Yuan Liu（台湾ASIAA）、Tie Liu（上海天文台）、Somnath Dutta（台湾ASIAA）, Dipen Sahu（インド）、Chin-Fei Lee（台湾ASIAA）、Kee-Tae Kim（韓国KASI）、Gary A. Fuller（マンチェスター大） Shih-Ying Hsu（台湾ASIAA）、Hee-Weon Yi（韓国KASI）、増井翔（国立天文台）、西本晋平（大阪公大）、宮澤千栄子、高橋敏一、前川淳（国立天文台野辺山）、Alvaro Gonzalez（JAO)、小嶋崇文、金子慶子（国立天文台）、宮戸健（電通大）

詳細説明

元素のうち一番軽い水素には、重さが２倍の同位体である重水素がある。重水素の割合は、地球上では、水素6500個に重水素1個の割合である。宇宙空間には、分子ガスで構成される分子雲という雲があり、電波望遠鏡でよく観測できる。肉眼では暗黒星雲に対応する。分子雲はごく低温であり（摂氏-260度程度）、分子の中に取り込まれる重水素の割合が高くなる。典型的には1～10%程度、高いところになると30%にも達する。(注：元素としての重水素割合が変化するわけではなく、分子に取り込まれる重水素の割合が変化する）
これまでの観測的研究で、星がまだ誕生していない分子雲では重水素割合が単調増加し、ひとたび星（原始星＝星の赤ちゃん）が誕生すると重水素割合が減少することが分かっている。すなわち、重水素割合が高い場所（図1で黄色い場所）では、もうすぐ星が誕生する「臨月の分子雲」であるか、あるいは原始星が誕生した直後の場所と考えられる。図の南側（下側）は濃紺であり、重水素割合が低い。この理由は、オリオン大星雲の中心付近は温度が高く重水素割合が下がっていること、そして、星の誕生直前の冷たい分子雲が少ないことを表していると考えられる。

図２：重水素割合の時間変化の概念図。縦軸が重水素割合D/Hで、横軸は10万年単位のスケールでの時間。これまでの観測結果や理論モデル計算を元に作成した。