中性子星の位置分布で探る天の川銀河の構造

月明かりのない晴れた夜空を見上げると、頭上に天の川を見ることができる。この天の川の正体は多くの星から成る銀河であることが知られている。我々が住む地球が属するこの銀河を天の川銀河と言う。地球はこの天の川銀河の中にあるため、天の川銀河の全体像を直接見ることができない。そのため、天の川銀河がどのような構造をしているのか、現在でも明らかになっていない。しかし、天の川銀河の中にある星の距離を観測し、天の川銀河の地図を作ることで、少しずつ天の川銀河の構造が分かり始めている。この天の川銀河の地図を作る取り組みは世界中で行われている。その方法は星の明るさの変化度合いを表す変光周期を基に作られる。しかし、可視光線による観測では、銀河中心方向は光が吸収され詳しい距離が得られない。そのため本研究では、吸収されない電波を放つ中性子星に着目し、その位置分布を調べることで天の川銀河の構造を解明することを目的とした。

オーストラリア国立望遠鏡機構(ATNF : Australia Telescope National Facility)が公表している中性子星のカタログ(ATNF pulsar catalog : 1.63ver)とカタログ付属の論文からデータを引用した。カタログには2,811個の中性子星が記載してあるが、その中から地球からの距離が記載されている2,706 個を用いた。

2,706 個分の中性子星の座標データを集め、1 つの座標データにまとめた。次に、まとめた座標データと地球から中性子星までの距離データを用いて、太陽を中心とした俯瞰図(図1)と側面図を作成した。さらに、中性子星の年齢の指標となる特性年齢を算出した。この特性年齢に関してもまとめた座標データと合わせて、年代ごとに着色し俯瞰図と側面図(図2)を作成した。ただし、特性年齢は算出可能であった 1,437 個分の中性子星のみのデータを用いた。

図1は作成した俯瞰図に、最新の研究結果をもとに作成されたイメージ図を合成させたものである。その結果、中性子星の位置分布と天の川銀河の渦状腕に一致する構造を確認できた。また、側面図からは天の川銀河を取り囲むハロー空間にも分布していることが分かった。
特性年齢を求めた結果、100億年前に誕生した古い中性子星から数千年、数百年前に誕生した若い中性子星まで、幅広い年代の中性子星が存在することが分かった。さらに、太陽周辺には古い中性子星が多く分布しており、銀河中心とハロー空間には若い中性子星が多く分布していることが分かった。

本研究で用いた中性子星のデータは地球から観測された中性子星のデータであり、当然ながら太陽系近傍の中性子星が多くなっている。この観測バイアスのため、図１では太陽系近傍に中性子星が密集しているように見えると考えられる。太陽系からある程度離れた中性子星の位置分布は、恒星等の観測で知られている天の川銀河全体の渦状腕と重なる部分が多く、天の川銀河が渦巻銀河であるという他の観測事実と整合する。現在では、天の川銀河は棒渦巻銀河と考えられているが、本研究では銀河中心の棒状構造を捉えることはできなかった。これは銀河中心付近の中性子星の観測が進んでいないためである。
図2のハロー空間にある中性子星の分布に着目すると、伴銀河との衝突で形成される恒星ストリームと似た構造があることが分かった。また、その構造にある中性子星の特性年齢は数百万年以内と若いものが多く、伴銀河と天の川銀河の衝突の際に形成された大質量星の超新星爆発により誕生した中性子星たちであると予想される。

中性子星の座標データから、天の川銀河内における中性子星の位置分布を可視化することにより、中性子星で構成する渦状腕を全体の1/4の範囲で可視化することができた。可視化の結果は、天の川銀河が渦巻銀河であることを支持している。
さらに、銀河面をとりまくような中性子星分布があることがわかった。これは既に知られている恒星ストリームと同様の構造である。
中性子星の特性年齢ごとの位置分布を求めたところ、太陽近傍では古い中性子星が多く存在し、年齢毎の位置分布にばらつきがあることが分かった。