明るい部分ほど信号が強いことを表す。緑丸は高速電波バーストが起きた場所を示す。左下の楕円は、アルマ望遠鏡の空間分解能。kpc)は約1万6千光年の距離。過去に観測が行われた3つの母銀河と合わせて、合計6つの母銀河サンプルを使い、分子ガスの性質を探りました。図3では、母銀河の分子ガス質量と星形成率(星がどれだけ多く作られているかという指標)を比較しています。一般的な星形成銀河では、分子ガス質量と星形成率の間には相関関係があります。高速電波バーストの母銀河は、一般的な星形成銀河とは異なり、広い範囲に渡って分布していることが分かりました。分子ガスの割合や消費時間についても調査を行ったところ、一般的な星形成銀河とは異なる分布を示すことも分かりました。大質量の星の終末に起因すると考えられるガンマ線バーストや重力崩壊型超新星の母銀河とも異なる傾向を示していて、高速電波バーストの起源天体はこれらの起源天体とは異なることが示唆されます。図3:さまざまな銀河における分子ガス質量と星形成率との比較(縦軸横軸とも対数スケール)。本研究で得られた高速電波バースト母銀河の結果を橙色で示す(矢印は上限値)。ロングガンマ線バースト母銀河)を比較のため示してある。一般的な星形成銀河は、分子ガス質量と星形成率との間に相関(斜めの点線)があることが知られている。異なる銀河環境を持つことを示している。本研究では、高速電波バーストの起源天体を研究する新たな手法を提示しました。現状では、母銀河のサンプルが6天体と限られているため、統計的な議論を行うためには、サンプルの拡張が必要です。現在、分子ガス雲の速度構造を含め、アルマ望遠鏡を用いた新たな観測の解析が進行中です。今後も母銀河の観測を進めることで、高速電波バーストの起源天体について迫っていきます。(C)(課題番号:19K03925)」の支援により実施されました。分子ガス星間空間に存在しているガスのうち、分子として存在しているもの。温度は10-100ケルビン程度。星を形成する材料となる。アルマ望遠鏡アタカマ大型ミリ波サブミリ波干渉計。ガンマ線バースト0.01秒から数時間程度にわたってガンマ線が突発的に観測される現象。ガンマ線放射の継続時間によって2種類(ロングガンマ線バーストとショートガンマ線バースト)に分類される。ロングガンマ線バーストは、大質量の星の重力崩壊が原因であるとする説が有力である。星が最期を迎える際、自らの重力によって急激に収縮して引き起こす爆発現象。