星惑星形成研究の中長期展望
本田充彦（神奈川大学）

星惑星形成分野において将来計画中に挙げられているサイエンス例• 星形成– 高分散分光観測による新しい星間分子の探査(TMT, SPICA)– 若い星の質量と年齢、初期質量関数(TMT)– 若い星からのジェット・アウトフロー現象の観測的研究(TMT)– 大質量星形成(TMT, SPICA)• 惑星形成– 星周円盤の詳細構造の観測(TMT)– 円盤中の固体物質分布観測、スノーライン (TMT, SPICA)– 円盤における磁場構造(TMT)– 水素分子輝線で探る原始惑星系円盤ガス散逸機構(TMT,SPICA)– 原始惑星系円盤ガス中の有機分子の空間分布(TMT)

今回はスノーラインの観測＋α に焦点をあてる（他はごめんなさい…）

星惑星形成研究の中長期展望
スノーラインの観測の中長期展望
本田充彦（神奈川大学）

スノーライン（雪境界線）• H2O氷が昇華・凝縮する位置– ダスト温度が約110-170Ｋの場所（ガス圧による）– 中心星光度、ダストの光学特性・サイズ等に依存– 太陽系では3～4.2AU (巨大ガス・地球型惑星境界)– 光学的に厚いと1AU以内？
スノーライン– 地球型惑星に大量の水？
（表層）

スノーライン（赤道面）

Chiang et al. 2001

惑星形成における氷ダストの役割••

粒子の合体成長を促進
固体質量(面密度)の増加 (e.g., Hayashi et al. 1985)•

木星型惑星のコア成長を助けるsnowlineはガス惑星と地球型惑星領域の境界• 地球型惑星への水供給の初期条件として、観測的な制限が望まれる• これまで、円盤氷ダストの観測的情報は限られていたのが現状• 近年、ようやく少しづつ進展
開始
Chiang et al. 2001
5

ALMA resolved CO snow line (Qi et al. 2013 Science)• N2H+ の分布に~30AUの“穴”– COが気相に入るとabundanceが減るイオン– CO snow line を空間分解した• CO snow lineの惑星形成における意義:– CO snow line 以遠で固体面密度の上昇→天王星・海王星コア形成を助けた？(Dodson-Robinson+2009)– H2O ice snow line が重要と思われており、その半径はより内側にあると思われている

H2O Snow line を間接的に導出(Zhang+2013)• SST/IRS, Hershel/PACS, Hershel/HIFI による
TWHya円盤からのH2O line をモデリング• 4-4.2 AU のリング状に H2O vapor 面密度が上昇しているモデルだと、観測されたライン強度を説明可能
Snow line at ~4.2 AU
in TW Hya disk ?
ただし、間接的な導出であり、直接空間分解していない！

H2O ice snow line の空間分解へ• やはり惑星形成論の観点からは、 H2O ice のsnowline を空間分解することが望まれる– 太陽型星でr=3-5AUなので近傍星形成領域(~140pc)では20-40 mas の角度分解能が必要  ALMA, TMT– ただし、表層スノーラインであればさらに広がっているので要件は緩和される8m• より luminous な Herbig Ae/Be 型星(L*=数10Lsun)の場合、数10AU（～0.2”)– また、近傍(~10pc)であっても要件は緩和されるSPICA• Snow lineの進化を探ることで、地球型惑星に水がどのようにもたらされるのか、の観測的制限が得られる– 地球型惑星での生命誕生の初期条件への制限

H2O ice snow line の空間分解へ• ALMA  HDO等のH2O ice
tracer を用いて10masの空間分解能を出せれば分解可• TMT  高い空間分解能(~10mas)により近傍星形成領域でも空間分解可能(Muto et al. in prep. 右図) J-H model image observed by• SPICA  H2O ice 44mm
emission feature を用いて最近傍ベガ型星のsnow lineを狙う

TMT (Muto et al. in prep.)H2O ice snow line の空間分解へ• 実は8mでもまだまだやれることはある！
– ただし、装置がないのが現状• 2-4um (L-band)に感度のある PDI (偏光差分撮像）の可能な装置が欲しい– PDIであれば IWAが良く、Herbig Ae/Be disk surface
snow line (～0.2”)に迫れる可能性あり– さらに散乱光(面)分光が出来れば、より詳しく円盤氷物性について調べることが出来る原始惑星系円盤中で形成中の惑星の直接撮像

レビューというより話題提供ですが…

円盤詳細構造の観測• 今後5-10年に於いても円盤の詳細構造の観測は重要– 惑星形成母体の初期条件・進化– 形成中の惑星の間接証拠• 今後は形成中の惑星そのものの観測が次のステップ– サイエンスケースに明示的に挙げられていないため指摘

SEEDSプレスリリースより

形成中惑星の観測例：
LkCa15bKraus & Ireland 2012

• Non-redundant aperture masking interferometry
によって gap (~55AU)中にソース検出(blue: Kband, red: L-band)• (Pre-)transitional disk gap 中に見つかった“惑星候補”としては初めて– これまで散々gapは惑星形成の証拠と言われてきたが、形成中の惑星そのものはみつかっていなかったので、重要である！

• ただし、干渉計による像再生であり、今後の直接撮像等他の手法によるfollow-upが待たれる

形成中惑星の観測例： HD100546b

Quanz et al. 2013

• VLT/NaCo APP(Apodosing Phase Plate)cronagraphic imaging in L’(3.8mm) in ADI• 0.48”(47AU deprojected radius is 68AU)
PA=8.9deg に少し広がった点源検出
 形成中の惑星である！

Planet candidate ?

Honda et al. 2013, in prep.

DarkLaneKudo, private communication

LOCI (Locally Optimizedcombination of images) 処理画像

Quanz et al. 2013

形成中の惑星の直接撮像• サイエンスケースに明示的に挙げられていないが、形成中の惑星の検出こそ重要だと思うので指摘– Gap, spiral, warp, etc… disk 形態は結局間接的証拠– 実際に形成中の惑星はどのように“見える”のか？

• 8mでも候補天体の報告： LkCa15b, HD100546b….
• ただし、現段階ではあくまで候補天体であり、確定したとは言えない（と思っている）• また、形成中の惑星がどのように見えるのか？についての理論予想が不足している気がする…
– 周惑星円盤があれば明るい？
– 深く円盤に埋もれていて光赤外では厳しい？
– 今後の検出可能性の理論的検討を期待したいまとめ• 2010～2020年代にかけて、H2O,CO,等の揮
発性物質の氷のスノーラインの観測が進む– 2010年代： ALMA, 8m– 2020年代： TMT, SPICA– 地球型惑星への水の供給の初期条件の制限• 原始惑星系円盤中での形成途上惑星の観測、理論的研究の進展は重要となるであろう– 観測はもとより、理論的検討が不足している状況にある印象

Extra slides

CO snow line resolved (Qi et al. 2013 Science)• N2H+ はCO gas が増えると形成反応が減り、崩壊反応が進む– N2+H3+  N22H+ + H2 (形成反応)– N2H+ + CO  N2 + HCO+ (崩壊反応)• N2H+の穴のサイズが～３０AU⇔CO snow line (T~17K)とよく一致 → COsnow line を見ている• CO snow line と惑星形成→天王星・海王星のコア形成速度を速めたかもしれない（面密度上昇） 形成時間の問題を緩和？(Dodson-Robinson+)• Comet のCO abundance のvariation は形成場所を反映？