120億年をかけて準備された中性子星の衝突

2017年、LIGOとVirgoの検出器が、らせんを描いて互いに近づいていく2つの中性子星の重力波をとらえた。GW170817だ。続いて望遠鏡が、銀河NGC 4993の中で起きた爆発そのもの、つまりガンマ線のバーストと輝くキロノバを観測した。その後、2つ目の中性子星合体GW190425が検出されたが、位置の特定は不十分で、光は見つからなかった。そのためGW170817は、銀河と結びつけられた唯一の重力波イベントであり続けている。

その銀河が手がかりになる。カリフォルニア大学サンタクルーズ校のRyan Foleyは、この銀河を使って、こうしたペアが合体するまでにどれだけ待つのかを問い、ふだんの描像に合わない答えを見つけた。

待ち時間

天文学者はそれを遅延時間（delay time）と呼ぶ。恒星の誕生から合体までの時間だ。2つの中性子星ができると、ペアは重力波によって軌道エネルギーを少しずつ失っていく。それにかかる時間は互いの距離の4乗に比例して長くなるので、近くで生まれたペアは早く合体し、離れて生まれたペアは遅く合体する。

ありそうな初期の距離の幅広い範囲について、ここから単純な規則が得られる。遅延時間の単位あたりの合体の数は、1を遅延時間で割った値に比例して減っていく。約1000万年の最小遅延時間を加えると、標準的（canonical）な分布が得られる。そこから読み取れるのは、ほとんどのペアは恒星が生まれてまもなく合体し、何十億年も待つものはわずかだということだ。

NGC 4993の年齢を測る

NGC 4993は「早期型」の銀河で、天文学者がS0と分類する種類に属する。キロノバが輝いた地点の近くには、星団も星形成領域もない。そのため、このペアは合体よりずっと前に、銀河のどこか別の場所で形成された可能性が最も高い。そこでFoleyは、紫外線から赤外線までの14の色での測定と、超大型望遠鏡VLTのMUSE装置で得たスペクトルを組み合わせて、銀河全体の恒星をモデル化した。

このフィッティングでは、銀河の歴史を20の時間区間に分け、それぞれの区間で自由に恒星をつくれるようにする。結果ははっきりしている。恒星の平均年齢は124億年だ（90%の信頼度で117億〜129億年）。星形成は125億〜130億年前にピークを迎え、新しい恒星を年に太陽質量の54倍つくっていた。そして過去90億年は、年に太陽質量の1倍未満にとどまっている。銀河の質量の約96%は、102億年前にはすでにそろっていた。銀河のまわりの殻状の構造は、約10億年前に小さな合体があったことを示しているが、スペクトルには、それが生んだかもしれない若い恒星の兆候は見られない。

したがって、GW170817の遅延時間はおそらく約120億年だった。

1.8%の確率

Foleyは次に、この年齢を、宇宙の星形成の歴史、LIGO-Virgo-KAGRA共同研究が測定した合体率、そして検出された2つの合体と組み合わせた。

標準的な分布のもとでは、遅延時間100億年の合体が今日1つ見えるごとに、遅延時間10億年の合体が約2つ、遅延時間1億年の合体が16個あるはずだ（同じ幅の遅延時間で比べた場合）。検出された合体がGW170817と同じくらい古い確率は、わずか1.8%。理由は明快だ。NGC 4993は126億年以上前に恒星の半分をつくっていたのに対し、宇宙全体ではその時点までに恒星の1.1%しかつくられていなかった。

平均すると、天文学者がこのような合体を1つ期待できるまでには、あと55回の検出が必要になる。ところが、初めて位置が特定された合体そのものが、そのまれな例だったのだ。

データが好むもの

最小遅延時間を自由にすると、データはきわめて長い値を好む。126億年より前にはどのペアも合体しない分布は、合体率をどう組み込むかによって、標準的な分布より40〜140倍、短いガンマ線バーストや天の川銀河の二重中性子星から推定された分布より80〜280倍、好まれる。ある取り扱いでは、最小遅延時間は90%の信頼度で75億年を超える。

3つの抜け道

標準的な描像が生き残るには、遅延時間の短い合体が「見落とされている」必要がある。Foleyは3つの説明を挙げている。

ペアが、想定よりずっと離れて生まれている可能性。最小遅延時間が100億年なら、太陽質量の1.5倍の中性子星のペアで、0.021天文単位より近くから出発するものは1つもないことになる。Foleyはこれをありそうにないと見ている。既知の二重中性子星や、大質量の連星と矛盾してしまうからだ。
検出器が多くの合体を見逃した可能性。Foleyはこれをきわめてありそうにないとしている。
遅延時間の長い、ペアをつくる別の方法が、通常の方法に匹敵するか、それを上回っている可能性。

Foleyが支持するのは3つ目だ。最も有望な候補は高密度の星団で、そこでは恒星どうしの重力的な遭遇によってペアができ、遅延時間は宇宙の年齢に近くなりうる。天の川銀河で知られている約24の二重中性子星のうち、確認されたもの1つと未確認のもの3つが、高密度の星団の一種である球状星団の中にある。しかし、GW170817の現場では星団は見えておらず、最近の理論は星団での合体を少なすぎると予測している。合体率は予想より高くなければならないだろう。

1つのイベントを超えた波紋

合体がこれほど長く待つのなら、合体でつくられるユウロピウムなどの「r過程」元素で若い銀河系を豊かにするには、到着が遅すぎる。また、星形成中の銀河を優先して新たな合体の光を探す探索は、最も有望な銀河に狙いを定めていないのかもしれない。最小遅延時間が100億年なら、宇宙が100億歳になる前にはそうした合体は起こりえず、将来の検出器が遠方で見る合体はずっと少なくなるだろう。

これらはすべて、2つのイベント、それも位置が特定されたのは1つだけというイベントにもとづいている。Foleyは、検出が増えれば描像がより鮮明になると期待しており、本当の分布は、最小遅延時間をもつ単一のべき乗則より単純ではないとみている。