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日本惑星科学会誌 Vol. 27, No. 3, 2018「2017年度最優秀発表賞受賞論文」

高分散分光観測を用いた原始惑星系円盤のH2Oスノーラインの同定可能性
野津 翔太

1

2018年3月30日受領，査読を経て2018年6月7日受理．

（要旨）原始惑星系円盤内の H2O スノーラインを観測的に同定することは，微惑星・惑星形成過程や，地球上の水の起源を考える上で極めて重要です．私たちは，円盤の化学反応ネットワーク計算と放射輸送計算の1618

手法を用いて，H2 O, H2 O 輝線プロファイルの観測から円盤内の H2O スノーライン位置を同定する方法を提案してきました．その結果，光学的厚みが比較的小さく励起エネルギーが比較的高い輝線のプロファイルを高分散分光観測で調べることで，H2O スノーラインを同定できる可能性があることがわかりました．またこの様な特徴を持つ H2O 輝線が，中間赤外線からサブミリ波までの幅広い波長帯に多数存在し，その強度は波長が短い程大きいことなども分かりました．本記事では，これまでの解析結果の紹介と今後の高分散分光観測での H2O スノーラインの同定可能性の議論を行います．

1. 導 入1.1

H2 Oスノーラインと，惑星形成における氷ダストの役割

原始惑星系円盤（以後“円盤”,）とは，誕生直後の星の周りに形成される，ダスト（塵）とガス（主成分は水素分子）でできた円盤です．円盤内部において，中心星近傍は中心星からの光で高温となり H2O 分子は円盤中に漂うダスト表面から脱離して気体となります．
一方遠方では光が弱く低温となり，H2O 分子はダスト表面に凍結します．この境界が H2O スノーラインです．

図1： 円盤内のH2Oスノーラインと，ダスト分布・進化の概念図  
（ダストアグリゲイトの画像は Wada, K. et al., 2008, ApJ,677, 1296の図1から引用）

図 1 は，円盤内の H2O スノーラインとダスト分布・進化の概念図です．一般的に固体微粒子の合体成長で惑型のガス惑星が形成されると考えられています [1-3]．

星を作る際，H2O スノーラインの内側では地球型の岩

最近の研究では，H2O スノーライン付近にダストが濃石惑星が形成されると考えられています．一方外側で集することで，局所的に微惑星・惑星が形成されたとは固体微粒子の総量が増加し，さらに氷を纏った固体考えるモデルなども提案されています [4]．更に H2O

微粒子は岩石（ケイ酸塩）微粒子に比べ破壊されにくく

スノーライン外側で形成される氷微惑星や彗星は，地なるため，巨大な固体コアが形成されます．その後そ球型惑星の水・有機物の起源とも考えられています

れらが重力で周りのガスを大量に集めることで，木星[5]．よって H2O スノーラインを観測的に同定するこ

1. 京都大学 大学院理学研究科 宇宙物理学教室
snotsu@kusastro.kyoto-u.ac.jpとは，微惑星・惑星形成過程や，地球上の水の起源を考える上で重要であると言えます．

高分散分光観測を用いた原始惑星系円盤のH2Oスノーラインの同定可能性／野津z/r0.60.40.20110r (AU)

100

1015
14101013
1012
11101010
109810107106105

103

0.80.6z/r

0.81211020.4
0.20110r (AU)

100

101-3

図2： 中心星がHerbig Ae星の円盤のガス密度分布（左図，カラーバーの単位はcm ），ガス温度分布（右図，カラーバーの単位はK）[14]．横軸は円盤半径（AU, 天文単位），縦軸は円盤赤道面からの高さと円盤半径の比です．

円盤赤道面における H2O スノーラインの位置は，太部構造の研究（e.g.，[12]）が挙げられます．よって，今陽質量程度の前主系列星（TTauri 星）周りの円盤の場

後波長分解能が数万を超える高分散分光観測が幅広い

合，中心星から 10 分の数 au から数 au の位置付近に存波長帯で可能になれば，円盤赤道面内縁から放射され在します．しかし中心星の放射強度，円盤内のダストる H2O 輝線のプロファイルの解析を通じ，H2O スノーサイズ分布，中心星への質量降着率など，円盤の物理ラインを同定できると考えられます．

構造が変わることでその位置は変化します [6]．その

そこで私たちは，円盤の化学反応ネットワーク計算

ため，太陽系外の円盤の観測から H2O スノーラインと放射輸送計算の手法を用いて，H2O 輝線プロファイの位置を決めることで，逆に円盤の物理構造，ひいてルの観測から円盤内の H2O 分布，特に H2O スノーラは惑星形成理論に制限をかけることが出来ると考えらインを同定する方法を提案してきました [13-15]．次

れます．

章以降では，私たちの解析手法と解析結果の概要を紹

1.2

H2 O輝線の観測とH2 Oスノーライン

円盤の観測から H2O スノーラインを決定する場合，介します．

2. 原始惑星系円盤の物理構造

まずは H2O ガス・氷の撮像観測から情報を得ることが考えられます [7, 8]．しかし円盤において，中心星円盤内の化学反応ネットワーク計算を行う際には，から数 au 付近を分解する撮像観測は，空間分解能が円盤内の各点での温度・密度・中心星からの紫外線放足りず難しいのが現状です．

射などの物理量が必要になります．本研究では円盤の近年 Spitzer（中間赤外線）・Herschel（遠赤外線）宇物理モデルとして，Nomura & Millar（2005）のモデル

宙望遠鏡などを用いて，円盤から放射される H2O 輝[16] に，X 線加熱を加えたモデル（[17]）
を使用しました．

線を検出できるようになりました（e.g., [5, 9-11]）．し

中心星は T Tauri 星（質量 0.5 M，半径 2.0 R，有効かし，これらの輝線は主に円盤表層の高温部や H2O

温度 4000 K）と Herbig Ae 星
（質量 2.5 M，半径 2.0 R，スノーライン外側の円盤外縁低温部に存在する H2O

有効温度 10000K）を考え，円盤は定常，軸対称を仮定

ガスから放射されたものであり，円盤赤道面のスノー

し ま し た． ま た， 円 盤 中 の ダ ス ト サ イ ズ 分 布 はライン位置を直接同定することはできませんでした．

Nomura & Millar（2005）[16] と同じモデルを用いてい一方で円盤はほぼケプラー回転している為，円盤かて，ダストの最大サイズは約 10 μm です．（詳細はら放射される輝線はドップラーシフトを受け広がって[13-15]，及び [16-18] を参照）．

います．この輝線のプロファイルの解析から，輝線放図 2 は中心星が Herbig Ae 星の場合の円盤ガス密度射領域の中心星からの距離の情報を得ることができま分布と，ガス温度分布です．密度分布の図からは円盤す．実際にこの手法を用いた研究もなされていて，例内側及び赤道面ほど密度が高いことが読み取れます．

えば CO の 4.7 μm の振動回転輝線を用いた，円盤の内温度分布の図からは，円盤赤道面は中心星近傍ほど温122

日本惑星科学会誌 Vol. 27, No. 3, 201810-40.810-40.810-510-5-60.6-60.61010-7-7-80.410-910z/rz/r

1010-80.4-910-100.2101010-100.2

10-1110-110-12110r [AU]100010110r [AU]10010-12

図3： Herbig Ae円盤モデルの場合のH2Oガス（左図）および氷（右図）の存在度の分布 [14]．ここで存在度は，単位体積中の水素原子数に対するH2Oガス分子または氷分子の数の比を表します．横軸は円盤半径（AU），縦軸は円盤赤道面からの高さと円盤半径の比です．

度が高く，円盤外側ほど温度が低くなっていることが放射される輝線を選ぶ必要があります．中心星の放射わかります．円盤赤道面は中心星放射のほか，円盤の強度が弱い T Tauri 星モデルの場合は，H2O スノーラ

粘性加熱も効いています．また，円盤表層部に関してインは 1.6 au 付近に存在します [13]．

は密度が低いために，円盤外側まで中心星の紫外線放射などが届き，高温となっています．

3. 原始惑星系円盤の化学反応ネット
ワーク計算

16

4. ortho-H2 O輝線の放射輸送計算と結果
前章の計算で得られた H2O ガスの組成分布のデー
16タを用い，まず ortho-H2 O 輝線の放射輸送計算を行

原始惑星系円盤内の化学反応ネットワーク計算の際，いました．ここで，天球面上の円盤の各点から放射さ反応係数として UMIST Database for Astrochemistry  

れる輝線強度は，円盤内部の視線方向の各点の寄与の（Rate06）の値を用いました [19]．計算に含んだ化学種足し合わせで表されます．各点における放射係数は，の数は 375 種，気相中での化学反応の数は 4346 個にな自発放射の遷移確率を表すアインシュタイン A 係数

ります．また，ガス・ダスト間の相互作用として，ダ（Aul）と励起状態にある分子の数密度（nu）に比例するスト表面への化学種の凍結や，ダスト表面からの熱的・ため，ある視線方向の光学的厚みが十分小さい場合，非熱的脱離の過程も合わせて考えました．なお H2O

その方向の輝線強度もまた，Aul と nu に比例します．

スノーラインの位置には大きく影響を及ぼさない事を放射輸送計算の際は LTE（局所熱力学平衡）を仮定し踏まえ，今回の計算では簡単のため乱流拡散の効果はていますが，円盤赤道面ではガス密度が十分大きく輝入っていません．（これら化学反応ネットワーク計算線の臨界密度を上回るため，この後の計算結果に対しの詳細は [13-15]，及び [18-21] を参照）

問 題 は な い 仮 定 と な っ て い ま す． ま た 計 算 の 際 は

図 3 は Herbig Ae 円盤モデルの場合の H2O ガスの組

RATRAN[22] の 1 次元計算コードを修正したものを使成分布の結果です．H2O スノーラインは 14 au 付近に用 し た ほ か， 分 子 輝 線 の デ ー タ と し て LAMDA存在することが分かります [14]．図 2 と比較すると，database[23] と HITRAN database[24] の値を用いまし

円盤赤道面の H2O スノーライン内側の高温領域だけた．

でなく，円盤外側の上層部高温領域や光脱離領域でも放射輸送計算の結果，アインシュタイン A 係数がH2O ガスの存在量が多いことが分かります．高温領域，励起エネルギーが比較的高小さく（Aul-10 -10 s ）で H2O が多いことは，気相中で H2O を生成する反応

い（Eu-1000 K）ortho-H2 O 輝線のプロファイルを高分が促進されることが理由です．従って，H2O 輝線の観散分光観測で調べることで，H2O スノーラインを同定

測を通じ H2O スノーラインを同定するためには，円できる可能性があることが分かりました．これは Aul

盤外側ではなく，主に H2O スノーラインの内側からが小さい輝線の場合，光学的に薄い円盤外側の表層部-6-3 -116

高分散分光観測を用いた原始惑星系円盤のH2Oスノーラインの同定可能性／野津123

16

図4： ortho-H2 O 682.66μm輝線，63.32μm輝線，538.29μm輝線のプロファイル[14]．赤色直線は0-8 AU（円盤赤道面における-5H2Oガス存在度が10 以上の高い値を示す領域）からの寄与，青色破線は0-14 AU（円盤赤道面のH2Oスノーライン内側）からの寄与，緑色点線は14-30 AU（円盤赤道面のH2Oスノーライン外側）からの寄与，黒色一点破線は半径30 AU以内の寄与の合計を表します．の高温領域にある H2O ガスからの放射の寄与が，光る事が示されており，円盤ガス中の化学反応等で二次学的に厚く高温な円盤赤道面の H2O スノーライン内的に変化する可能性も議論されています [25, 26].

側領域の H2O ガスからの放射の寄与と比較して十分

図 4 は，計算した輝線のうち H2O スノーライン観測小さくなることが原因です．また励起エネルギーが比に適した輝線の代表例として ortho-H2 O 682.66μm

較的高い輝線は，H2O スノーライン外側の低温な光脱輝線（Aul = 2.82 × 10 s ，Eu=1088.7 K）と，H2O スノ離領域からは放射されないことも原因です．

ーライン観測に適さない輝線の代表例として ortho-16-5 -1

16

ここで，ortho-H2O, para-H2O は分子を構成する水（Aul = 1.7s-1，Eu=1070.6 K）とH2 O 63.32 μm 輝 線

素原子核の核スピンの向きが平行・反平行であるもの（Aul = 3.50×10 s ，Eu =ortho-H2 O 538.29 μm 輝 線

を 指 し ま す． 熱 力 学 平 衡 状 態 に お い て， 常 温 で は61 K）のラインプロファイルを示しています．計算のortho-para 比は量子力学的な性質から 3 になりますが，際，天体までの距離 140 pc（＝近傍の星形成領域であ極低温では para-H2O の存在量が増加すると考えられるおうし座分子雲までの典型的な距離），軌道傾斜角 iてきました．今回の計算において，ortho-para 比は= 30 度としました．63.32 μm, 538.29μm 輝線はそれぞ

100 K を超える高温なガスからの放射が主であること

れ H2O スノーライン外側の表層高温部と光脱離領域を踏まえ，高温度近似の値である 3 を採用しました．

から主に放射されており，円盤外縁の低速のケプラー

なお，近年のダスト表面反応・脱離過程の実験研究に回転を反映して線幅が細いという傾向が見えています．

よると，ortho-para 比の値は H2O 氷生成時の環境温度

これらの輝線は，Herschel 宇宙望遠鏡にて円盤からを反映するものではなく極低温なダスト上でも 3 となの放射が検出されています [5, 9, 11]．一方で 682.66μm

16-3 -1

124

日本惑星科学会誌 Vol. 27, No. 3, 2018

0.005

10−16

no−emission
κul10κul

10−17

Flux Density [Jy]Total Flux [W/m2]

18−18

10−19

10−20

100.004

0.003

0.002

0.001

10−21

10

10001000−30

λ[µ m]
16−1001020

τul=0.1
τul=1.0τul=10.0

18

0.6

z/r

10-18
10-20

10-14

0.8

10-160.4

τul=0.1
τul=1.0τul=10.0

10-16
10-18
10-200.4-22100.2010-24-261r [AU]30

図6： para-H2 O 1473.85μm（203 GHz）輝線のプロファイル．
赤色直線はダスト連続波なし（図4, 5と同条件）．青色破線はダスト連続波あり．黒色点線はダスト不透明度を10倍にした場合[15]．

10-140.80.6−20v−v 0 [km/s]

図5： H2Oスノーライン観測に適したortho-H2 O輝線のフラックス分布（Herbig Ae星モデルの場合）[14]．横軸は輝線波長2[μm]，縦軸は輝線のフラックス[W/m ]です．

z/rpara−H2 O
203 GHz

1010-22100.210-24-26011010r [AU]18-2-1-1

図7： ortho-H216O 682.66μm輝線（左図）と，para-H2 O 1473.85μm（203 GHz）輝線（右図）の輝度分布（W m Hz sr ）．図中の線は光学的厚み（ガス成分＋ダスト成分）分布を表す[14, 15]．赤色直線は光学的厚み0.1，青緑色一点破線は光学的厚み1，橙色二点破線は光学的厚み10を表す．
16

輝線は，H2O スノーライン内側の赤道面付近からの寄した ortho-H2 O 輝線のフラックス分布を示していま与が大きいため，円盤内縁の高速のケプラー回転を反す． こ れ ら の 輝 線 の う ち， サ ブ ミ リ 波 の 輝 線 は映して線幅が太くなっています．この輝線のプロファALMA（アタカマ大型ミリ波サブミリ波干渉計），中イルから H2O スノーラインの位置の情報が読み取れ

間赤外線の輝線は次世代赤外線天文衛星 SPICA[27]ます．

を用いての高分散分光観測が期待されます．

＊

他にも Aul や Eu，波長が異なる様々な輝線について解析を行った結果，H2O スノーライン観測に適した16ortho-H2 O 輝線が，中間赤外線からサブミリ波まで185. H2 O輝線の放射輸送計算と結果16の幅広い波長帯に多数存在することが分かりました．

これまで私たちは ortho-H2 O 輝線に絞って輝線の更にその強度は波長が短い程，また中心星の光度が高特徴を調べてきました．しかし水分子には水素分子のく H2O スノーライン位置が中心星から離れている程スピン状態を入れ替えた para-H2 O 分子のほか，水素大きいことも示しました [13, 14]．図 5 では Herbig Ae

分子・酸素分子を同位体と入れ替えた HDO，H2 O と星モデルの場合について，H2O スノーライン観測に適＊http://www.ir.isas.jaxa.jp/SPICA/SPICA_HP/index.html

1618高分散分光観測を用いた原始惑星系円盤のH2Oスノーラインの同定可能性／野津いった分子も存在します．そこで私たちは最近，新た1618125

しているため，ダストの光学的厚みが比較的大きい場に para-H2 O 輝線や H2 O 輝線に対しても計算を行い，合には，ダスト連続波に輝線成分が埋もれることが心ALMA Band 7 や Cycle 5 から観測を開始した Band 5配されます．図 6 では para-H2 O 203 GHz 輝線に対しなどの周波数領域に，H2O スノーライン観測に適したて，ダスト連続波放射を加えた場合と，ダスト不透明

1818輝線を多数特定しました [15]．図 6 は，計算した H2 O度を 10 倍とすることで人工的にダスト連続波放射を輝線のうち H2O スノーライン観測に適した輝線の代強めた場合を示しました．ダスト連続波強度が増加す

18（Aul  表例として para-H2 O 1473.85μm（203 GHz）輝線-6 -1= 4.813 × 10 s ，Eu = 203.7 K）のプロファイルを，図1618ると輝線成分が弱くなることが示されますが，ダスト不透明度が 10 倍の場合でも，輝線成分は埋もれるこ

7 は ortho-H2 O 682.66 μm 輝 線（左 図 ）と，para-H2 Oとなく見えることが確認できます．他の輝線の場合も1473.85 μm（203 GHz）輝線（右図）の輝度分布を示して調査した結果，波長の短い輝線や H2 O 輝線の場合にいます．ここで輝度分布は，各領域での強度に上空まダスト連続波の影響がより大きくなることが分かりまでの吸収成分を掛けた値となっていて，最終的な円盤した．

18

輝線プロファイルに寄与する成分を表しています．
18

para-H2 O 1473.85 μm 輝線は励起エネルギーが 203.7

6. まとめと今後K と比較的低いにも関わらず，H2O スノーラインの内側赤道面からの H2O 輝線への寄与が，円盤外側の表

私たちは円盤の化学反応ネットワーク計算と放射輸層高温部と光脱離領域からの寄与と比べ大きいことが送計算の結果に基づき，H2O 輝線プロファイルの観測

16分 か り ま す． ま た， 輝 線 放 射 領 域 も ortho-H2 O

から円盤内の H2O 分布，特に H2O スノーラインを同682.66 μm 輝線と比べより赤道面に近い領域となって定する方法を調査してきました．その結果，アインシ

います．これらの特徴は，サブミリ波帯の H2O 輝線ュタイン A 係数が小さく，励起エネルギーが比較的のA係数が赤外線帯の輝線より小さい傾向にあり高い輝線のプロファイルを高分散分光観測で調べるこ-4 -1，円盤外側の光学的に十分薄い領域からの（<10 s ）とで，円盤赤道面の H2O スノーラインを同定できる

放射強度がより小さくなる傾向があるのが理由の一つ可能性があることが分かりました．そして，この様なです．それに加え，para 分子の存在量は ortho 分子の特徴を持つ輝線が，中間赤外線からサブミリ波までの16幅広い波長帯に多数存在し，その強度は波長が短い程181/3 程度であることと，H2 O 分子と比べ H2 O 分子の18数密度が 1/560 であることから，para-H2 O 輝線の方大きいことなどが分かりました．今回の記事ではペーがより赤道面に近い領域の H2O ガスを捉えることがジ数の都合で一部の結果・議論しか掲載できていないできるのも大きく寄与していると考えられます．

ため，研究内容の詳細については私たちがまとめた

16

16

ここで para-H2 O 輝線についても ortho-H2 O 輝線

[13-15] の論文を併せてご覧頂ければ幸いです．と比較すると，分子の存在量が 1/3 程度になります．

更に円盤からの H2O 輝線検出を目指した ALMA 観

そのためより赤道面に近い領域から輝線が放射され，測も提案しており，既に一つの Herbig Ae 星に対してかつ円盤外側からの放射が抑えられるため，励起エネ一部のデータが取得済みです（現在論文化に向け解析

ルギーが比較的低い輝線でも円盤赤道面の H2O スノ中）．今後も従来のモデル計算に基づいた研究を継続16ーラインを追うことが可能です．しかし H2 O 輝線のすると同時に，将来のサブミリ波，中間赤外線での高場合，励起エネルギーが数百 K 程度になると地球大気分散分光観測（ALMA，SPICA など）による円盤内のによる吸収が比較的強くなってしまう為，ALMA 等

H2O スノーラインの同定可能性の議論や，実際の観測地 上 か ら の 観 測 で は 検 出 が 難 し い 様 で す． 一 方 でも更に推進していく予定です．

18

H2 O 分子については地球大気での存在量が 1/560 と極めて少なく，天体からの輝線がほぼ吸収されない為，

謝 辞

励起エネルギーが数百 K の輝線についても十分観測可能ということが分かりました．
ここで，より赤道面に近い高密度な領域をトレース

本研究は日本学術振興会特別研究員（DC1）奨励費
16J06887 の助成を受けて行いました．本研究は，野126

日本惑星科学会誌 Vol. 27, No. 3, 2018

村英子氏，石本大貴氏，Catherine Walsh 氏，本田充彦氏，廣田朋也氏，秋山永治氏，T. J. Millar 氏らとの共同研究です [13-15]．また，所属する京都大学理学研究科の佐々木貴教氏には日々研究を進める上で，貴重な助言・サポートを頂きました．更に査読者には，本稿に対して有益なコメントと適切な指導を頂きました．これらの方々をはじめとする，本研究に関わった全ての皆様に深く感謝します．

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