⾚外線アストロケミストリーの展望下⻄ 隆(東北⼤学 学際科学フロンティア研究所 / 理学部天⽂学教室)

アストロケミストリー 【Astrochemistry】①宇宙における化学現象の理解を通して物質の⽣成・進化の歴史を解き明かす学問。「私は̶を学びたい」②原⼦・分⼦の化学的性質をツールとして天体の諸性質を理解する学問。「ここは思い切って̶だ」③天⽂学・化学・物理学・惑星科学などの広範囲にまたがる学際領域分野。「迷ったら̶と⾔っておく」④宇宙化学・星間化学・天体化学。

Fig. 1 Molecular universe [NASA/Jenny Mottar]

⾚外線アストロケミストリー
l 氷・ダスト・PAHの観測
l 電波では⾒えない分⼦ガス(H2, CO2, CH4, C2H2, etc.)の観測
l ⾼温領域(>500K)の分⼦ガスの観測

Fig.2 ⼤質量YSOの⾚外線スペクトル[van den Ancker+ 00]

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⾚外線アストロケミストリー
l 氷・ダスト・PAHの観測
l 電波では⾒えない分⼦ガス(H2, CO2, CH4, C2H2, etc.)の観測
l ⾼温領域(>500K)の分⼦ガスの観測
CH4 n2/n4 ro-vibrational line
CO2 n3 and CO n1 ro-vibrational line
Model(20K)

Model(100K)
Model(180K)

4.2

4.6

Obs.
(W33A)

7.4

H2O n2 ro-vibrational line
5.5

7

Fig.3 ⾚外線域の分⼦ガスバンド[van Dishoeck+ 96, 04, Boogert+ 98 ]7.8

⾚外線アストロケミストリー
l 氷・ダスト・PAHの観測
l 電波では⾒えない分⼦ガス(H2, CO2, CH4, C2H2, etc.)の観測
l ⾼温領域(>500K)の分⼦ガスの観測

Fig.2 ⼤質量YSOの⾚外線スペクトル[van den Ancker+ 00]

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⾚外線アストロケミストリー: 発展の経緯l 1980年代以前 (ISO以前)
̶ 地上望遠鏡によるH2O (3 µm), CO ice (4.7 µm)の検出(e.g., Leger+ 79; Geballe+ 86; Smith+ 89; Whittet+ 88,89; Tanaka+ 90, Sato+ 90)
̶ 気球搭載望遠鏡(KAO)による中・遠⾚外線氷バンド(5–8, 40–70 µm)の検出(e.g., Tielens+ 84; Omont+ 90)
̶ IRASによるCO2 iceの検出 (dʼHendecourt & de Muizon 89)
̶ 実験・ダスト表⾯反応モデルの黎明期 (e.g., Allamandora +88; Tielens+ 82)

探査・分類の時代
81522CO2Fig. 4 (上) IRAS-LRSによる大質量YSOの15.2 µm CO2ice バンドの検出 [d’Hendecourt & de Muizon 89].
(右)大質量YSOの3 µm H2O ice バンド[Smith+ 89]

3.0

3.6

⾚外線アストロケミストリー: 発展の経緯
l 1990年代 (ISO)̶ ISOによるH2O, 12/13CO2, 12/13CO, CH3OH, NH3, CH4 ice (2–20 µm)の系統的観測(主なターゲットは大質量YSO) (e.g., Gerakines+ 99; Boogert+ 97, 00, Whittet+ 97,
98; Dartois+ 01; also see review by van Dishoeck & Black 98; Gibb+ 04)
̶ 実験データの充実化 (e.g., Gerakines+ 95,96; Ehrenfreund+ 96)
̶ ⼤質量YSOにおける⾚外線分⼦ガスバンド(H2O, CO2, CO, CH4, etc.)の検出(Lacy+ 91; Boogert +98; Gonzalez-Alfonso +02; Boonman+ 03)

41020Fig. 5 (左) ISO-SWS による埋もれた大質量YSOの赤外線スペクトル [van Dishoeck & Blacke 98; ].
(右) 大質量YSO周囲の化学構造 [Ehrenfreund+ 98].

⾚外線アストロケミストリー: 発展の経緯
l 1990年代 (ISO)̶ ISOによるH2O, 12/13CO2, 12/13CO, CH3OH, NH3, CH4 ice (2–20 µm)の系統的観測(主なターゲットは大質量YSO) (e.g., Gerakines+ 99; Boogert+ 97, 00, Whittet+ 97,
98; Dartois+ 01; also see review by van Dishoeck & Black 98; Gibb+ 04)
̶ 実験データの充実化 (e.g., Gerakines+ 95,96; Ehrenfreund+ 96)
̶ ⼤質量YSOにおける⾚外線分⼦ガスバンド(H2O, CO2, CO, CH4, etc.)の検出(Lacy+ 91; Boogert +98; Gonzalez-Alfonso +02; Boonman+ 03)
̶ 中⼩質量星についても少しずつ氷の観測が進む (e.g., Nummelin+ 01)
̶ 地上観測の進展によるCO及びCH3OH iceの詳細研究 (e.g., Chiar+ 98;Allamandola +92, Brooke +99)
̶ 彗星氷及び星間氷の化学的類似性の指摘 (e.g., review by Mumma 97,Ehrenfreund & Schutte 00, Ehrenfreund & Charnley 00)
̶ ダスト鉱物学の発展・多様な天体に対するUIRバンドの観測̶ 晩期型星における氷 ・分⼦ガス(H2O, CO2, SiO, SO2, C2H2, HCN, )の検出 (e.g.,
Sylvester+ 99; Justtanont+ 96; Cami+ 97; Hron+ 98; Yamamura+99ab)

定量化・モデル化・⼿法確⽴の時代
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⾚外線アストロケミストリー: 発展の経緯
l 2000年代 (Spitzer･AKARI･地上8m級望遠鏡)
̶ 中⼩質量YSO・分⼦雲背景星への氷観測の本格的な拡張(e.g., Boogert+ 08,11; Pontoppidan+08; Oberg+ 08,11; Bottinelli+ 10; Whittet+07,11; Aikawa+ 12, Noble+ 13,17)
̶ 彗星のサーベイ観測 (H2O, CO2, CO) (e.g., Otsubo+ 2012)
̶ 原⼦惑星系円盤内, 中⼼星から数AU付近の⾼温ガス(H2O, CO2, C2H2, HCN,OH)の観測 (e.g., Carr & Najita 08,11; Salyk+ 08)

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Fig.6 (左) ⼤中⼩質量YSOの⾚外線スペクトル.

Abundance w.r.t H2O

YSOs-: High, -:Intermed., -: Low■ : Low-mass YSOs
■ : High-mass YSOs

COCO2 CH3OH NH3 CH4XCN(右) 原始星周囲の氷の典型的な存在⽐[Oberg+ 2011].

⾚外線アストロケミストリー: 発展の経緯l 2000年代 (Spitzer･AKARI･地上8m級望遠鏡)
̶ 中⼩質量YSO・分⼦雲背景星への氷観測の本格的な拡張(e.g., Boogert+ 08,11; Pontoppidan+08; Oberg+ 08,11; Bottinelli+ 10; Whittet+07,11; Aikawa+ 12, Noble+ 13,17)
̶ 彗星のサーベイ観測 (H2O, CO2, CO) (e.g., Otsubo+ 2012)
̶ 原⼦惑星系円盤内, 中⼼星から数AU付近の⾼温ガス(H2O, CO2, C2H2, HCN,OH)の観測 (e.g., Carr & Najita 08,11; Salyk+ 08)

HCN
C2H2H2O

CO2Fig.7 (左) Tタウリ型星 AA Tauの⾼分散⾚外スペクトル. (右) 連続成分補正後 [Carr & Najita + 2008].

⾚外線アストロケミストリー: 発展の経緯
l 2000年代 (Spitzer･AKARI･地上8m級望遠鏡)
̶ 銀河系外の⼤質量YSO (⼤⼩マゼラン雲) の氷・ダスト観測 (e.g., van Loon+ 05;
Shimonishi+ 08,10,16; Oliveira+ 09,13; Seale+ 11)
̶ 系外銀河の氷の観測, z up to ~2 (e.g., Spoon+ 03; Imanishi+ 03,06; Yamagishi+
10,13,15, Sajina+ 09)
̶ 未同定の吸収バンドの検出 (e.g., Boogert+ 08,15; Shimonishi+ 16)

多様化の時代

ST6CH3OH

7.2

Fig.8 ⼤マゼラン雲の⼤質量YSOの⾚外線スペクトル [Shimonishi+ 16]

7.4

7.6

Fig.9 Spitzer/IRSにより観測された未同定の吸収バンド [Boogert+ 15]

7.811/16

⾚外線アストロケミストリー: 発展の経緯
l 2010年代 (Herschel)̶「⽔」の徹底観測 (see van Dishoeck+ 13 and references therein)・原始星の進化段階・物理構造の良いプローブとしてのH2O gas line の提案
・遠⾚外線域の氷・ダストバンドへの挑戦 (e.g., McClure+ 12,15; Min+ 16)

ice40

ice60

80

100

Fig.9 原⼦惑星系円盤HD142527の遠⾚外線スペクトル [Min+ 16].

Fig.10 Pre-stellar core,protostar, disk の各進化段階におけるH2O gas 輝
線 [van Dishoeck+ 13].

⾚外線アストロケミストリー: 発展の経緯
l 2010年代 (Herschel)̶「⽔」の徹底観測 (see van Dishoeck+ 13 and references therein)・原始星の進化段階・物理構造の良いプローブとしてのH2O gas line の提案
・遠⾚外線域の氷・ダストバンドへの挑戦 (e.g., McClure+ 12,15; Min+ 16)
̶ 遠⾚外・テラヘルツ帯の分⼦ガス観測の開拓 (e.g., Neil+ 14; Tahani+ 16)

新規開拓の時代

Fig.11 Herschel/HIFIによるSgrB2(N)に対する遠⾚外線・テラヘルツ領域の分⼦ガス輝線サーベイ. ⽔から有機分⼦まで44種類の様々な分⼦種が検出された [Neil+ 14].
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⾚外線アストロケミストリー: 2020年代の展望
l 2020年代 (JWST・SPICA・TMT・E-ELT・TAO・etc)
銀河系内̶ ⾼感度・広帯域・氷の分光に適した中分散の⾚外線観測により、分⼦雲及び原始星周囲に存在する氷に含まれる⼤型の有機分⼦の同定が進む (JWST), 但し実験的なサポートが必須̶ 原⼦惑星系円盤内(ハビタブルゾーン付近)の⽔及び有機分⼦(ガス)の系統的な観測が進む (JWST･SPICA)
̶ 遠⾚外線⽔氷･⽔蒸気バンドの観測によるスノーラインの観測 (SPICA)
̶ 銀河中⼼・銀河外縁部など、極限環境のアストロケミストリーの開拓 (all)̶ 氷・分⼦ガスのマッピング観測 (JWST･SPICA･TMT･E-ELT)
銀河系外
̶ 原始星の分光観測は、より低質量の天体へ、そしてより多様な銀河へ (マゼラン雲のYSOであれば数M⦿程度まで、Local Group内の銀河であれば⼤質量のYSOについて、氷・ダスト・分⼦ガスの情報が得られる (JWST･SPICA･TMT･E-ELT)̶ High-z 銀河の⽔・有機分⼦の探査 (JWST･SPICA･TMT･E-ELT)

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⾚外線アストロケミストリー: 2030年代の展望
l 宇宙の物質的豊かさの形成
1. 元素の出現
2. ダストの⽣成
3. 分⼦の誕⽣ (特に⽔や有機分⼦など、星惑星形成の化学的初期条件に影響を与える⾼密度領域の氷・分⼦ガス)=> 2030年代は、③について、現在の宇宙から過去の宇宙まで網羅的に理解することが求められる(はず)・近傍低⾦属量銀河の太陽質量原始星の統計的な分光観測
・High-z銀河の化学組成の統計的観測・極限環境下の分⼦観測
l 惑星形成領域の化学組成の徹底解明=> JWST･SPICAで⾏えない広波⻑カバレッジ・⾼分散 (1‒1000, R = 数万~数⼗万)の分光は、おそらく最後の未開拓領域となる

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⾚外線アストロケミストリー: 2030年代の展望
l 当該分野の発展の経緯を振り返ってみて思うこと
̶ ⾚外線衛星の登場に伴い⾶躍的に分野が発展し、関連する地上追観測も活発になる。しかし、衛星の運⽤期間の短さと、狭間の世代の⼈材育成が課題=>スペースで開拓されたサイエンスを地上で継続的に発展させていくことを視野に⼊れた装置開発=>同時に、⻑期間の運⽤に重きを置いた天⽂衛星の開発も必要=>アストロケミストリーにおいては、アーカイブデータを⽤いたサイエンスの推進、装置開発に加えて、後述の実験室アストロケミストリーによる⼈材育成も重要̶ 分野の発展は常に実験データ・理論化学データの充実化と共にある=>天⽂観測と分⼦分光等の実験的研究の密接な連携が必要=>⽔・有機分⼦の化学の徹底解明には、ダスト表⾯反応モデルの充実、及びモデル化に必要な基礎物性データの整備も重要̶ 新規波⻑域の開拓は重要な役割を果たしてきたが、2030年代には⾚外線ほぼ全ての波⻑域の開拓が終了している。今後は波⻑の厳選か?それとも広帯域化か?

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