106

日本惑星科学会誌 Vol.16.No.2,2007

特集「物質科学的研究・観測的研究で探る惑星系の誕生と進化」「すばる・CIAO」が見た星・惑星系の誕生現場
工藤 智幸

1

（要旨）惑星は恒星ができる過程で，副産物として形成される．恒星が生まれる際，周囲にダストの円盤を伴い，その中で惑星形成が起こると考えられているため原始惑星系円盤と呼ばれている．つまり，惑星の起源を探るには，ホストとなる恒星の星周構造を詳細に調べることが必要不可欠である．本稿では，すばる望遠鏡と，星・惑星系の形成過程を調べるべく開発された観測装置CIAOを駆使して得られた最近の成果について報告する．

1.はじめに生まれる現場を見る研究が盛んに行われている．
本稿では，円盤の直接撮像観測に焦点を当て，すば「宇宙人っているの？」

るのコロナグラフ装置CIAOで得られた近赤外線にお「いきものがいるのは地球だけ？」

ける最近の成果を紹介していくことにする．

この問は世代を超え，世界中の老若男女，誰もが気になっていた話題だろう．
いのちが生まれた現場，それは地球．地球が生まれたところ，それは太陽の隣…．
つまり，広い宇宙で仲間探しをするには，太陽のような「恒星」の進化を調べてみることが一番自然なア
プローチではないだろうか．

2. 近赤外線コロナグラフカメラ
CIAOとは…
円盤はサイズが小さく，しかも明るい中心星のすぐ近くに存在するため，観測が非常に難しい．
また，いかにすばるのような口径の大きな望遠鏡であっても，ものを分離し，細かく見る能力（空間分解能）恒星は分子雲と呼ばれるガスとダストが集まった部

は，地球の大気に左右されてしまう．そこで，この2分が収縮して生まれる．その際，元となるガスやダスつの影響をなくすべく開発された観測装置が近赤外

トが角運動量を持つため，星の周りには円盤構造がで線コロナグラフカメラCIAO（Coronagraphic Imager

きると考えられている．この円盤は惑星形成の現場とwith Adaptive Optics）である．CIAOは，明るい中なることから「原始惑星系円盤」と呼ばれ，その性質心星を隠すためのマスクと，余分な回折光を軽減するを知ることは惑星系ができる過程を理解する上で大切リオストップを持っており，星周囲の淡い構造を検出になってくる．特に，実際に見る観測（撮像観測）がするのに威力を発揮する．
（原理的には人工的に皆既描き出す空間構造は，温度や密度構造など円盤内の物日食を起こさせるのと似ている）．加えて，大気の揺理条件を反映して変化していくはずであり，各進化段らぎをリアルタイム（1000分の1秒ごと！）に打ち消

階で円盤の形を追っていくことは，惑星形成の理論にす補償光学（Adaptive Optics; AO）を利用することも大きな制限を与えることとなる．

により，0.1秒角の解像度を得られ，数100AUのディ

現在，すばる望遠鏡でももちろん，この星・惑星系がスク構造と，それに伴う惑星の直接検出に迫ることが1. 総合研究大学院大学 物理科学研究科 天文科学専攻

出来る．もちろん，星本体が分厚いダストによる減光

「すばる・CIAO」が見た星・惑星系の誕生現場／工藤107
5星の年齢が10 年の段階では，中心の星と円盤を囲むエンベロープ構造（1000 AU スケール）が卓越す
6るが，星の年齢が10 年になるとエンベロープが散逸して円盤（100 AU スケール）のみが残ると考えられている[1]．
これまでの研究としては，天体のエネルギー分布（SED）を再現するように構造のモデルを構築するという手法が一般的だった．しかし，こういった間接的な方法では構造を一意に決めることが難しく，円盤内の細かい構造を推測することは不可能である．ミリ波
干渉計などの観測から円盤の存在とその大きさ（半径）は知ることはできていたが，サイズの小さい細か
図 1： コロナグラフ機構
星周構造を取り出すため，望遠鏡から入射してくる明るい天体部にマスクをかけ減光する．さらに，リオストップという周囲の回折光を抑える部分を通すことで，ダイナミックレンジが上がる．これにより，検出器の飽和を防いで，暗い構造を検出するための長時間積分が可能となる．

い構造，ましてやそれに付随する中心星の極近傍にあで，まだ比較的暗い原始星段階の場合，マスクを使わべ進化が速い（前者は主系列に至るまで10 年のオーずそのまま高いダイナミックレンジ（光の変化を再現ダーであるのに対し，後者は10 年と考えられている）できる範囲）を利用した高解像度赤外線カメラとしてため，前主系列段階がどのようなものかはわかっていも使用できる．

ない．さらに，分子雲に深く埋もれており，地球からる暗い惑星候補を分解するには，やはりすばるのような8m級の大型光赤外線望遠鏡による観測が必要不可
欠である．
太陽質量の10倍以上の大質量星では，低質量星に比47

また，CIAOには偏光機能も備わっている．観測さ比較的遠い1kpc以遠に存在するため，高感度・高分れる光の偏りは，星を取り囲むガスやダストが中心星解能の観測が難しく，進化や構造についての理解が進からの赤外線を反射して生じる．つまり，偏光データんでいないのが現状である．

を用いることで，星の周りにどのようなものが，どのように分布しているのかといった情報を逆に調べるこ

3-1 低質量星（2太陽質量以下）の星周構造とが可能となる．口径8 ～ 10メートルクラスの望遠鏡

ハワイ観測所では，より若い星の星周構造から，主における赤外線観測では，光の偏りを調べる工夫は進系列直前まで進化が進んだ星に付随する惑星候補天体んでおらず，この組み合わせは非常にユニーク，かつまでを対象に，2002年から近傍分子雲中のＴタウリ型強力な手法である．

星における系統的な観測を進めてきた（Subaru Diskand Planet Search; SDPS）．

3.円盤の撮像観測

図2（a）は，そのプロジェクトで得られた結果の一
つ．おうし座分子雲（距離140pc）にあるTタウリ型

星周構造のおおまかな進化に関しては，太陽質量程星HL Tauの近赤外線画像である．波長1.6μmを青，度の低質量星（Tタウリ型星）と，太陽の2 ～ 10倍の2.2μmを緑，3.7μmを赤とした3色擬似カラー合成を質量を持つ中質量星（Herbig Ae/Be型星）において，している．補償光学を用いることで0.15 ～ 0.2秒角のすでにある程度理解が進んでいる．

解像度を達成した．これは，約20AUもの細かい解像

108

日本惑星科学会誌 Vol.16.No.2,2007

図 2  (b) ジェット軸方向 (P．
A= 45 度：北から反時計回りに 45度方向 ) を Y 軸とし，それに直行する方向を X 軸として，散乱光のピークを表示．東側の cavity の壁と，北西に伸びるエンベロープが同方向に動いていることがわかる．
図 2  (a) CIAO と AO を用いて観測した T タウリ型星 HL
Tau の近赤外線 3 色合成画像．北が上．左が東である．
点線は望遠鏡の副鏡を支持している構造が引き起こす偽のパターン (spider) を示す [2]．

れている[5]．ハッブル宇宙望遠鏡の可視光観測では，星本体は埋もれていて見ることができなかった[6]．
近赤外線の観測は可視光と同じく，ダストによる散乱光を捉える．しかし，可視光より波長が長いため，密度の低い領域は見通すことができるという利点がある．
本観測は，デコンボリューション（数学的な画像処理[7]）をしていない初めての高解像度撮像結果であり，3色のうちの1つはこれまでの近赤外線観測ではもっとも長い波長（L’-band: 3.7μm）である．周囲に大きさ約500AUのエンベロープ構造，さらに，北東側（図の左上）には，アウトフローによって引き起こされたと考えられるU字型の空洞の壁（cavity）が星の光を図 2  (c) 波長 1.6 μ m と 2.2 μ m のデータの差をとった画像に，ミリ波で得られたコンターを重ね合わせたもの．南西側の明るい領域がダスト分布のサイズとほぼ等しく，ものが濃い領域 ( 円盤に相当 ) による減光を示している

散乱して明るくなっているのを捉えた．また，2002年と2004年のデータを比較すると，このcavityがジェット軸に対し，徐々に広がっていることがわかり，さらに中心星の歳差運動と考えられる回転を捉えることに度で星周構造を見ていることになる．この天体の年齢56も成功している（図2（b））．こういった「動き」を捉は10 ～ 10 年と考えられ，原始星からTタウリ型星円える観測は，コア集積モデル等への重要なヒントにも盤へと進化する途中段階である．これまでの観測かなる．

ら，一酸化炭素分子が半径2000AUにわたって存在す

図2（c）は，近赤外線の色の違い（減光量）と野辺ることがわかっており[3]，そしてミリ波干渉計のデ山ミリ波干渉計で撮られた2mmダスト連続波のコンータから半径150AUの円盤が見つかっていた[4]．また，ター図を重ね合わせたものである．ミリ波のデータは可視光の観測から円盤に垂直に出るジェットが確認さ円盤をなすダストそのものの熱放射を見ている．円盤「すばる・CIAO」が見た星・惑星系の誕生現場／工藤

109

上部にあたる視線方向手前側はcavityでの前方散乱がも同時にマスクして観測し，解析時にその成分を引く

強く，円盤による吸収は見えないが，南西側の明るいことで，こういった構造が明瞭に見えてくる．

（赤い）構造は，ミリ波のコンター図とほぼ同じサイ

円盤は2つのバナナ状の構造が向き合った形をしておズであることから，後方のcavityから来る散乱光がデり，さらに外側に向かって腕のようなものが伸びてィスクを通過して赤化している領域と考えられる．こいる．この結果は，これまで天体のエネルギー分布のように，色の違い（吸収度合いの違い）から，傾い（SED）から間接的に示唆されていた形状とはまったた円盤を同定することもできた．

く違う構造であり，特殊な円盤と言える．

今回，0.1秒角に迫ろうかという高解像度により，
56

南側に見えるギャップは，円盤の内側に楕円軌道で年齢が10 ～ 10 年へと進化する途中段階にある若い主星の周りを回る別の見えない天体が存在し，これが星の，中心星の質量降着による星周円盤，アウトフロ重力的に影響を及ぼしているために形成されたのではー，エンベロープからなるシステムを分解することがないかと推測されている．また，外側の腕構造についでき，典型的な産まれつつあるできたての星の，躍動ては，円盤外側を別の星が通過し，円盤外側の物質がする姿を鮮明に捉えることができた．

引きずられた可能性がある．

3-2 中質量星（2 ～ 10太陽質量）の星周構造

Herbig Ae 型星は，微惑星同士がぶつかってできた残骸円盤をもつとされる主系列星（ベガ型星）の前進

図3は現名古屋大学の深川らが観測した，おおかみ化段階と位置づけられている．つまりHerbig Ae型星

座方向にあるHerbig Ae 型星HD142527のコロナグラの進化も知ることで，ベガ型円盤の起源，すなわち中フ画像である． 明るい中心星をマスクしているとは質量以下の恒星における惑星系形成過程の理解へもつ

いえ，ごく近傍の淡い構造をそのまま検出するには厳ながっていくことになる．

しい．そこで，周囲に何もないことがわかっている星

3-3 大質量星（10太陽質量以上）の星周構造大質量星の形成メカニズムとしては，いくつかの低質量星が合体して大質量星となるというもの（合体説）と，重力収縮の結果生まれた円盤状構造からの質量の降り積もりによって生まれるという考え（降着説）の2つが主流となっている．しかし，これまでどちらの説に対しても観測的な証拠が少なかった．
図4は，中国紫金山天文台のJiangと国立天文台らの研究チームによる大質量星BN天体の偏光撮像観測の結果である．北東（左上）と南西（右下）に白く偏光強度が大きい領域が存在し，それらに間は偏光度が小さくなっている．アウトフローに起因した空洞（cavity）にはものが無いので，星からの光はさえぎ

図 3  CIAO が捉えた波長 1.6μm での Herbig Ae 型星 HD
142527 の星周構造．星は黒丸の中心に位置している．
主星の影響は解析時に取り除いてあるため，ここで見えているのは円盤の表層にある塵からの散乱光のみである．実際はもっと小さいマスクで星を隠しているが，解析時の影響で本来の構造として議論できない領域を黒丸として表示している [8]．

られず，空洞の壁に当たることで散乱されて偏光が生じる．しかし，円盤では，ものが多く密度が濃い領域なので，多重散乱となり，偏光度合いは相殺されて小さくなる．つまり，この構造の発見は，円盤とアウト110

日本惑星科学会誌 Vol.16.No.2,2007
また，ここでは取り上げなかったが，CIAOによる連星系の直接観測も進んでいる[10][11]．
しかし，いくら空間分解例が増えてきたとはいえ，一般的な円盤の形態進化を語るには，まだまだサンプルが足りないと思われる．観測された円盤は光学的に厚く，近赤外線での撮像は円盤上層のダストによる散乱光をとらえているにすぎない．円盤の鉛直方向の高さが半径とともに増加する形状の場合（フレアしている場合）には，円盤上層のダストは中心星からの光を効率良く受け止めることができるため，散乱光で観測されやすい．今まで以上に，平坦な円盤，小さい円盤，暗い円盤を検出するには，これまで以上のコントラス

図 4  波長 1.6μm で見た大質量星 BN 天体の偏光画像 [9]．

トが必要となる．
現在，国立天文台の田村らはハワイ大と協力して，フローからなるシステムが存在する証拠であり，大質次期高性能コロナグラフ装置HiCIAO（ハイチャオ）量星も太陽と同じく周囲の物質が降り積もることで形の開発を進めている．補償光学も今の36素子から188成されることを物語っている．一般的に若い大質量星素子へのグレードアップが進行中である．今年中にははかなり明るく，その星周構造を直接に見るのは厳し稼働が見込まれており，現行CIAO+AOに比べ，コンい．しかし，偏光を利用してコントラストを上げるこトラストが一桁以上良くなり，より恒星の近くにあるとで，ものの濃い領域と薄い領域を分離することに成構造を見分けることができる．もちろん，円盤を観測功している．今回の高解像度の赤外線偏光観測が大質していく過程で量星の星周円盤を研究する上で強力な手法であること出すことも狙っている．もし惑星を直接撮像できれば，がわかったため，今後，大質量原始星の解明も進んで太陽系外の惑星を初めて生で見ることになり，これまいくだろう．

での世界観を大きく広げることになる．

伴星，すなわち惑星候補を見つけ

また，偏光観測においても，2角度分同時に撮像可

4.まとめと今後…

能なウォラストンプリズムも搭載される予定である．
これにより，時間変動も抑えることが可能となり，デこのように，高解像度の撮像観測によって原始惑星ータの質がさらに改善されることになるだろう．

系円盤の形態が様々であることが次第に分かってきた．

今後も数多くの円盤を追い続け，系統的な観測を進め現時点では，円盤の検出率，散乱光の明るさ等においていけば，年齢や質量の違いによるダストの変化，連て，Hαの等価幅（質量降着活動の指標）や赤外超過星系であるか，といった星の個性がわかるようになる．

量に対する明確な相関は得られていないが，今後，自そして，「見た！」だけで終わらず，円盤を形づく分の結果と他の望遠鏡の結果も合わせて，観測されたるガスやダストの組成に注目した分光観測[12]や，密円盤の性質（散乱光の明るさや半径）と中心星の質量度，温度情報を得るための，ALMA望遠鏡によるミや年齢，その他星の進化指標となる可能性があるパラ

リ波，サブミリ波観測と連携し，円盤がどのような性メータとの間にも相関があるかどうかを，今進めてい質を持つのかを理解することも重要となってくる．

る博士論文で重点的に議論しようと考えている．

そこに，物質科学的研究や理論的研究のアプローチも「すばる・CIAO」が見た星・惑星系の誕生現場／工藤
加われば，我々のいる太陽系が一般的な姿なのか，そ111[7] Close, L.M. et al., 1997, ApJ, 478, 766.

れとも特別な存在なのかといった疑問も少しずつわか[8] Fukagawa, M. et al., 2006, ApJ, 636L, 153.ってくるだろう．

[9] Jiang, Z. et al., 2005, Nature, 437, 112.

私は修士まで地球科学を専攻していた．そこでは，[10] Itoh, Y. et al., 2002, PASJ, 54, 963.

地磁気を主とし，気象，雪氷，地震，火山，鉱物な[11] Mayama, S. et al., 2006, PASJ, 58, 375.

ど，地球上で起こりうる様々な現象について学んでき[12] 藤原英明, 2007, 遊星人, 本号た．博士課程から天文台に来たのだが，その一番の理[13] 田村元秀, 深川美里. 2003, 天文月報, 96, 182.

由は「生きている地球そのものが産まれる現場を研究したい」という気持ちがあったから…．
すばるのあるハワイ島は，できてからまだ100万年ほどしか経っていない．それとほぼ同い年の惑星誕生現場を研究しているというのも何だか不思議な感じがする．
すばる望遠鏡や各種観測装置の製作に携わった方々，そして温かく見守ってくれている家族に感謝するとともに，今後もその恩恵を十分に活かし，星や惑星誕生の謎に一歩でも近づく努力を続けていければと思っている．

謝辞

本稿を書くにあたり，指導教官である国立天文台の田村元秀先生に大変お世話になりました．
また，執筆の機会を与えてくださった東京大学の橘氏，そして原稿をチェックして頂いた査読者のかたにも感謝の意を表したいと思います．

参考文献[1] Andre, P. et al., 1994, Editions Frontieres, Gifsur-Yvette, p.179.
[2] Kudo, T. et al., 2007, in prep.
[3] Hayashi, M., Ohashi, N., Miyama, S. 1993,ApJ, 418L, 71.
[4] Kitamura, Y., et al., 2002, ApJ, 581, 357.
[5] Mundt, R. et al., 1990, A & A, 232, 37.
[6] Stapelfeldt, K. et al., 1995, ApJ, 449, 888.