小さな赤い点（天体）
擬似カラーで表示された小赤点銀河 (中央) 。
天文学における未解決問題
小さな赤い点の性質は何でしょうか?
天文学におけるさらなる未解決問題

小赤い点（LRD ）は、ジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）によって発見された、赤色に染まった小さな天体の一種です。 [ 1 ] [ 2 ] [ 3 ] [ 4 ]発見は2024年3月に発表されましたが、データ収集が限られているため、その存在は十分に理解されていません。[ 5 ]ビッグバン（132億年前から122億年前）から6億年から16億年の間に存在していたと見られており、その大部分はビッグバンから約6億年後に発見されています。[ 2 ] [ 6 ] 2025年現在、JWSTで341個のLRDが確認されています。[ 7 ] JWSTの観測能力の限界に近いため、LRDを観測することは非常に困難です。[ 8 ]

現在主流の理論は、LRD が原始銀河の一種であるというもので、[ 8 ]当初の報告書では、LRD は超大質量ブラックホールを含む初期の活動銀河核(AGN)の一種であると特定されていました。しかし、この理論は LRD の年齢や外観を説明していますが、既知の AGN と同じ特徴を持っているわけではありません。たとえば、X 線を放射していないように見え、急激に上昇するのではなく平坦な赤外線スペクトルを持ち、LRD 同士の変動がほとんど見られません。[ 9 ] 2025 年 7 月には、LRD はおそらく太陽の100 万倍の質量を持つ超大質量の非金属原始星(種族 III 星とも呼ばれる) であり、その生涯の最後の数千年に観測されたのではないかという提案がなされました。[ 8 ]

このような星の理論モデルは、LRDのスペクトル特性や明るさと密接に一致しているように見え、その中には「他のバルマー線と並んで吸収される強く幅広いHβ輝線」の存在も含まれており、特にそのような星の光球はLRDに見られるV字型のバルマーブレークを引き起こすだろう。[ 8 ]著者らはさらに、そのような星が超大質量ブラックホールの祖先であり、後者の天体の初期発達を説明するという仮説を立てた。[ 8 ]

他の理論では、それらは準星である[ 10 ] 、またはガスの外層に囲まれたブラックホールからなる類似の天体であると言われています。[ 11 ]

活動銀河核として

20個の小さな赤い点銀河の擬似カラー切手

LRD は、紫外線では青く、可視スペクトルでは赤いため、測光法によって最初に選択されました。 [ 5 ] 80% は非常に幅広いバルマー輝線を持つことが判明しており、活動銀河核(AGN)であり、中心に超大質量ブラックホールを抱えていることを示唆しています。 [ 12 ]活動銀河核は、明るいジェットや銀河風の形で大量のエネルギーを放出する銀河中心の小さな領域と定義されています。[ 13 ] [ 14 ]科学者は、超大質量ブラックホールの形成とそれが LRD の構造とダイナミクスにどのように寄与しているかを理解するために、AGN の特性を研究しています。[ 5 ] AGN 理論によって説明される LRD の 1 つの特性は、銀河自体の赤い色です。天体物理学者は、この独特の色は、AGN と超大質量ブラックホールを取り囲む大量のガス、ダスト、電磁エネルギーによるものだと判定しました。[ 15 ]この領域は降着円盤としても知られています。

LRD内のガスは非常に高速で回転している。[ 2 ]科学者たちは、このガスが超大質量ブラックホールの回転によってこのような超高速に加速されていると主張している。[ 2 ]ウェッブ望遠鏡の下で活動しているチームは、「Red Unknowns: Bright Infrared Extragalactic Survey」でLRDをターゲットにし、[ 16 ]時速約2,000,000マイル（時速3,200,000キロメートル）という高速のガス軌道を観測した。これはブラックホール集積の強力な指標である。[ 6 ]

一方、LRDはAGNシナリオでは説明が難しい特性も示す。例えば、平坦な赤外線スペクトル[ 17 ]を持ち、X線検出が不可能である[ 18 ] [ 19 ]。また、LRDは非常に弱い時間変動を示すが、これはAGN観測でよく見られる現象である[ 20 ] 。

観測された特性

LRDの観測された特性を説明するためにいくつかのモデルが提案されている。[ 21 ] [ 22 ] [ 23 ]紫外線スペクトルの形状は、散乱AGN光[ 21 ] [ 22 ]または灰色ダストの消光法則[ 23 ]によって説明できる。

研究によると、低赤方偏移ではLRDは一般的に存在しないことが示されています。この観測結果の理由の一つとして考えられるのは、「内側から外側への成長」です。低赤方偏移において銀河が進化し、核から外側へ膨張すると、ブラックホール付近に蓄積されるガスの量は減少します。その結果、ブラックホールは外層ガス層を放出し、より青みがかった色になり、LRDとして分類されなくなります。[ 6 ]

そのほとんどは非常にコンパクトで、平均すると天の川銀河の半径の約2%です。[ 4 ]典型的なLRDの半径は500光年以下ですが、150光年未満のものも多くあります。[ 24 ]

グリーンピース銀河（GP）のサンプル中に、LRDの局所類似体と思われるものが発見された。 [ 25 ]これらは、V字型の静止フレーム紫外線から可視光線へのスペクトルエネルギー分布（SED）を持つ広線AGNをホストするグリーンピース銀河（BLGP）である。2,190個のサンプルから、このようなV字型BLGPが7個特定された。これらのV字型BLGPには、大質量ブラックホールが存在する。[ 25 ]

ルビー

UDSおよびEGSフィールドにおける18個のNIRSpec /MSAポインティングのRUBIESフットプリント。紫色のポインティングは、2024年1月から3月の観測前半に対応しています。背景画像は、主にCEERSおよびPRIMERサーベイの公開画像から構築されたNIRCam F444W画像モザイクを示しています。UDSにおけるPRIMER MIRI画像フットプリントの輪郭はピンク色で示されています。

RUBIES（「赤い未知：明るい赤外線銀河外サーベイ」）は、アナ・デ・グラーフとガブリエル・ブラマーが率いるJWSTプログラムで、超深部サーベイ（UDS）と拡張グロースストリップ（EGS）フィールドで約300個の「非常に赤い源」を観測しました。[ 26 ] [ 27 ] [ 28 ]

著名なLRD

崖（RUBIES-UDS-154183）
クリフのNIRSpec/PRISMスペクトル。オレンジ色の点はNIRCamとMIRIの測光結果を示す。[ 29 ]
ブラックホールの星の想像図
クリフは、JWSTのRUBIESプログラムによって発見された、顕著なバルマーブレイクを持つLRDです。詳細な分光観測により、クリフはブラックホール星である可能性が示唆されています。[ 29 ]

バルマーブレーク、輝線、およびHα吸収線は、代わりに、高密度ガスが強力な電離源を取り囲むブラックホール星（BH*）シナリオによって最も適切に説明されます。最近提案された、塵によって赤くなったAGNのBH*モデルとは対照的に、残りの紫外線から近赤外線までのスペクトルフィッティングは、強力な塵による赤化よりも本質的に赤い連続スペクトルを支持することを示しています。これは、超エディントン降着巨大ブラックホール、またはおそらく核星団内の（超）大質量星の存在を示唆している可能性があります。クリフは、少なくともいくつかのLRDが超高密度大質量銀河ではなく、高密度の吸収ガスに埋め込まれた中心の電離源によってエネルギーが供給されていることを示す、これまでで最も明確な証拠です。

ケイパーズ-LRD-z9
CAPERS-LRD-z9は、赤方偏移z = 9.288の広線活動銀河核（BLAGN）であることが確認されたLRDです。これは、知られている中で最も高い赤方偏移を持つAGNです。CAPERS-LRD-z9は顕著なバルマーブレークを示し、「『高密度ガスに覆われたAGN』という説明を支持する強力な証拠」を示しています。[ 30 ]
A2744–45924
LRD A2744-45924はアベル2744領域に位置し、JWSTによって発見された最も光学的に明るいLRDです。[ 31 ]
ルビー・ブラグン1
RUBIES-BLAGN-1は、RUBIESプログラムの一環として観測された「異常に明るいLRD（zspec = 3.1）」であるLRDです。このLRDは、幅広い輝線（FWHM ~ 4000 km s−1）、青色紫外線連続波、明瞭なバルマーブレーク、そしてMIRIで静止フレーム4μmまでサンプリングされた赤色連続波を示しています。[ 27 ]
J1007_AGN
LRD J1007_AGNは赤方偏移z = 7.3で、「8つの近傍銀河の過密状態の中に埋め込まれている」[ 32 ] 。
アベル2744-QSO1
Abell 2744-QSO1は、z = 7.04のLRDです。周囲に星がほとんど存在しないため、「裸の」ブラックホールと表現されました。[ 1 ] [ 33 ]
MoM-BH*-1
MoM-BH*-1は「崖の高赤方偏移類似体」と表現される著名なLRBである。[ 29 ] [ 34 ] [ 9 ]

さらに読む

参考文献

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