【本研究の成果】
ここ数年、アルマ望遠鏡の高い分解能と感度によって、若い大質量星の周囲に大きさが1,000 au程度の円盤が見つかってきており、円盤による降着を通して大質量星が形成されていく姿が見えてきました。
大質量星の場合、分子雲コアに相当するものは「ホットコア」と呼ばれ、その大きさは分子雲コアと同程度で数万auですが、温度は約300K(摂氏27度、地球の表面温度程度)と暖かく、重さは太陽の1万倍(分子雲コアの100倍以上)もあります。W49N MCN-aはそのようなホットコアのひとつです(注3)。中心部に太陽の10倍程度の質量の星(原始星)はできていますが、星周ガスはまだ星によって十分に電離されていません。そのため、非常に初期の段階の大質量原始星だと考えられます。
今回の成果では、MCN-aの円盤が半径10,000 au以上にまで広がっており、半径3,000 auから17,000 auまでの回転が概ね V (R) ∝ R0.32 と表せることが分かりました(注4)。この回転則から導出される円盤の質量分布は、半径R以内に存在する質量をM(R)としたとき、M(R)/M⊙ = 95 × (R/3,000 au)1.65と表わせます (M⊙は太陽質量)。
この質量分布をホットコアの半径(31,000 au)まで外挿すると4,500 M⊙となり、別の方法から推定されるホットコアの質量と誤差範囲内で一致します。そのため、今回得られたMCN-aの質量分布則は、半径3,000 auから31,000 auまでの質量分布を正しく表していると考えられます。
ホットコア全体にわたって、このような質量分布が明らかになったのは初めてのことです。また、この質量分布則を半径1,000 auまで外挿すると15.5 M⊙という質量が得られますが、これは中心星の質量と同程度となります。このことは、半径1,000 au以内のところでは円盤は星に比べて軽くなってケプラー回転的になることを示唆しています。
今回観測された大きなガス円盤は不安定で、円盤内で渦巻きが生じたり塊に分裂したりして、ガスが円盤の内側へと落下していくものと考えられます。その速さ(質量降着率)は、太陽と同程度の質量が100年かけて中心へと落ちていく程度だと推定され、その1割程度が実際に星に降り積もるでしょう。

研究結果は、日本天文学会2022年春季年会にて発表され、年会で記者向け発表を実施しました。論文作成中ですので、本文中の数値については違いが生じますが、内容はそのままです。

注1：アルマ望遠鏡（アタカマ大型ミリ波サブミリ波干渉計）は南米チリ共和国北部、標高5000メートルのアタカマ砂漠に建設された電波干渉計です。日本を含む東アジア、北米、欧州南天天文台の加盟国と建設地のチリを合わせた22の国と地域が協力して運用しています。

注2: au(astronomical unit)は天文学で用いられる距離の単位。地球と太陽の間の平均距離にほぼ等しく、1.495978707x1011 m（約1億5000万km）である。（天文学辞典から引用。https://astro-dic.jp/astronomical-unit/ ）
太陽から海王星までの距離は約30 auで、太陽系の涯にある「オールトの雲」は、太陽から数万auの距離にある。この大きさは分子雲コアやホットコアの大きさと概ね一致する。

注3：W49Nはわし座にある大質量星の形成領域。距離は11キロパーセク、36,000光年。銀河系内で最も明るい水蒸気メーザーを放射している。MCN-aは、シアン化メチル（CH3CN、methyl cyanide、アセトニトリル）で発見された最初（a番目）のホットコアを意味する。

注4：原始惑星系円盤で見られるケプラー回転の場合、V (R ) ∝ R -0.5 と表され、剛体回転だとV(R) ∝ Rと表すことができる。