4

日本惑星科学会誌 Vol. 27, No. 1, 2018「2016年度最優秀研究者賞受賞記念論文」

高解像度観測が導く惑星系形成

秋山 永治

1

2017年9月19日受領，査読を経て2017年11月27日受理．

（要旨）近年，技術の粋を結集した ALMA 望遠鏡やすばる望遠鏡によって，惑星系の母体天体である原始惑星系円盤の精緻な画像が得られ，惑星形成の研究が急速に進歩している．様々な観測手段がある中，特に電波と赤外線による観測は相補的で円盤の物理構造を調べるのに有効であり，双方の専門家からなるチームを組織し，協力して科学成果を出す時代となっている．本稿では，筆者が所属する世界最大の電波望遠鏡
ALMA 国際プロジェクトと光・赤外線望遠鏡すばるを用いた系外惑星および星周円盤の戦略的探査プロジ
ェクト（SEEDS）の成果を中心に，最新の観測結果と新たな問題点について言及する．最後に，次世代型望遠鏡の到来を見据えた今後の展望について，現行する代表的な開発事例を織り交ぜながら見ていく．

1. はじめに氏の記事 [2] を参照されたい）．そして，光学系の修理を終え鮮明な画像が得られるようになった Hubble 宇

惑星科学の分野では，1994 年から 1995 年にかけて

宙望遠鏡（HST）によって，オリオン座にある星形成

突出した観測成果が相次いで報告され，観測的研究が領域で，明るい星雲を背にした惑星の形成現場である

急速に飛躍した年と言える．歴史的な転換期として，

原始惑星系円盤のシルエットが鮮明な姿で直接撮像さ1983 年の Infrared Astronomical Satellite（IRAS）によれ，1994 年の論文で報告された [3] ．HST や後述する

る全天サーベイ観測が行われ，多くの赤外線点源に対

すばる望遠鏡等によって直接撮像で確認されるよりもしてエネルギースペクトル分布（SED）が取得されたこ

以前に，星・惑星系形成に関する情報や観測技術が限とが挙げられる．その結果，赤外線の波長領域で大きられる中，理論モデルを駆使し，原始惑星系円盤の存な超過が見られ，中心星からの光が吸収されず輝線と在のみならず，その構造までも予見した当時の研究者

して検出された．これらの観測事実を背景に，若い星の英知には深い感銘を覚える．その後，すばる望遠鏡，の周囲に付随するガスやダスト（塵）は光学的には厚くVery Large Telescope（VLT），Gemini 望遠鏡など地

幾何学的には薄いと解釈され，円盤状に分布している

上の大型望遠鏡による観測が進み，原始惑星系円盤にと予言されていた．さらに，幾つかの天体では近赤外付随するギャップ構造，渦状腕構造，非対称構造など，

線波長域において赤外超過が見られないことから，中複雑な構造まで明らかになってきた．

1心星の近傍領域では物質が消え去り（clearing），重い

一方，1995 年にペガスス座 51 番星の周りで，太陽円盤から薄くて軽い円盤に遷移（transition）し，惑星によく似た中心星を持つ系外惑星が初めて発見された系が形成される前段階である可能性について議論され[4]．それ以来，系外惑星探査が加速したことで，2017ている．これは，今日知られる遷移円盤の先駆けとな

年 8 月の時点で候補天体を含めると 6000以上の系外惑る観測結果である [1]（円盤の幾何学的構造と SED の形星が報告されている．そのうちの 600 天体以上が複数状との関係については遊星人 vol. 24，No. 3 の橋本淳の惑星で構成されている惑星系であることが確認され

1. 自然科学研究機構 国立天文台 チリ観測所
eiji.akiyama@nao.ac.jp

1. 修理以前にもHSTでシルエット円盤は撮像されていることに注意されたい．

惑星質量 (木星質量)

高解像度観測が導く惑星系形成／秋山

5

10+3

アプローチから惑星系形成の解明に取り組んでいる．

10+2

様々な観測手段がある中で，特に電波と赤外線を用いた観測は相補的で円盤の基本的な物理構造を調べるの10に有効であり（電波と赤外線観測の特徴が武藤恭之氏

1と田崎亮氏の参考文献 [7] [8] で詳説されているので参

木星

10-1

10-3
10-4
10-2

考されたい），近年では双方の専門家からなるチーム

海王星

10-2

を組織し，協力して科学成果を出す傾向にある．図 2
は SEEDS プロジェクトの一環として近赤外線で撮像

地球された主な原始惑星系円盤画像の一覧である．中心星
10-1

1

10

10+2

10+3

公転周期 (day)

10+4

10+5

10+6

大穴構造，非対称構造など，実に複雑で様々な構造を

中心星の質量スケール (太陽質量)
0.10

0.38

0.66

0.94

1.2

から数 10 AUから数 100 AUに渡って渦状腕構造，巨1.5

図1： 太陽質量と同程度の中心星を持つ系外惑星の公転周期と惑星質量の分布図．http://exoplanet.euで提供されているデータから作成し，2017年8月時点で報告されている惑星
候補天体までが含まれている．データ点の大きさは中心星質量を表し，参考のため，太陽系の地球，木星，海王星をプロットしている．

持つことが明らかとなっている．これらの画像は主に0.1－1 μm サイズのダストの散乱光を反映したものであるが，約 1 mm サイズのダストの熱放射を反映した
ALMA などの電波観測においても同様の構造が多数検出されている [9] [10]．また，後述するが同心円状に構成される多重リングギャップ構造も検出され [11]，
少なからず惑星系の多様性に関連していると考えられる．このような観測結果を基に惑星形成の理解にどうており，TRAPPIST-1 に代表されるような複数の地繋げていき，次のステップとして観測的にどう踏み込

球型惑星を持つと推測される惑星系も存在することがんでいくかが重要である．本稿では，筆者が関わって明らかとなった [5]．一方で，統計的解釈が進められいるプロジェクトの共同研究として，ALMA 望遠鏡

るようになり，観測結果を基に惑星の質量，サイズ，とすばる望遠鏡で得られた原始惑星系円盤の観測成果

軌道長半径などを調べると，我々の太陽系とは大きくを中心に，主なものについてできるだけ分かりやすく

異る実に多種多様な惑星系が存在することも分かって紹介する．

きた．図 1 は，系外惑星の公転周期と惑星質量の分布図であり，太陽系の惑星と系外惑星の違いを可視化し，両者を比較する上で基本的かつ重要な情報となってい2. 原始惑星系円盤の物理構造：温度密度の2次元分布

る．図 1 から，太陽系の惑星の分布はこれまで観測さこれまで地上と宇宙から様々な望遠鏡によって，ガれた他の惑星系と比べると少数派に属する可能性が考スとダストから構成され惑星の母体天体である原始惑

えられる．我々の太陽系は必ずしも平均的な惑星系で星系円盤が数多く観測されてきた．そして，SED やあると言えないことは，今日までの観測結果が示すと直接撮像によって円盤構造が分類できるようになり，ころである．

その描像が徐々に明らかになってきた．分類別に統計

筆者は，これまで惑星系形成メカニズムの解明をテ

的傾向を調べることも重要であるが，詳細な観測が可ーマに，観測的手法で原始惑星系円盤の物理構造の解

能な天体を集中的に調査し，円盤の物理構造を明らか明に取り組んできた．そして，世界最大の電波望遠鏡にする試みも重要である．さらに，惑星形成現場の基Atacama Large Millimeter/submillimeter Array

本的な物理構造である温度と密度分布に関する情報は，（ALMA）の国際プロジェクトと自然科学研究機構ア

惑星形成や円盤の散逸機構を考える上で不可欠である．

ストロバイオロジーセンターが推進する光・赤外線望筆者らは，太陽近傍で原始惑星系円盤が付随する明る遠鏡すばるを用いた系外惑星探査プロジェクトいハービッグ Ae 型星 HD 163296 の天体に対して，複（Strategic Explorations of Exoplanets and Disks with

数の CO 同位体分子と回転遷移の異なる輝線で観測し，Subaru Telescope, SEEDS [6]）に所属し，双方の観測

円盤の動径方向と鉛直方向の温度と密度分布を観測的6

日本惑星科学会誌 Vol. 27, No. 1, 2018

渦状腕

渦状腕

500 AU

100 AU

空隙

空隙

渦状腕

100 AU 渦状腕 100 AU

空隙

100 AU

100 AU

空隙
100 AU
空隙

空隙

100 AU

100 AU

100 AU

100 AU

空隙

100 AU

空隙

空隙
100 AU

渦状腕

100 AU

100 AU

空隙

100 AU

空隙
100 AU

100 AU

100 AU

100 AU

図2： SEEDSプロジェクトで撮像された原始惑星系円盤画像の一覧．国立天文台太陽系外惑星探査プロジェクト室提供．

2に導くことを試みた ．ここでは，野辺山 45 m 鏡，ル計算によって見積もることが可能である．即ち，各ASTE 10 m望遠鏡，初期運用の ALMA 望遠鏡で得ら

輝線は光学的に十分に厚くなる円盤光球面

れたデータを基に，特に円盤の鉛直方向の温度分布に（photosphere）から放射されると考え，例えば各輝線

ついて詳しく説明する．

において光学的厚み（τ）が 1 となる層の柱密度を計算

原始惑星系円盤の主な熱源は中心星からの放射であする（詳細は Scoville et al.（1986）の Appendix を参照

る．中心星からの放射が直接照射される円盤表層は高[13]）．尚，円盤光球面の光学的厚みは厳密にτ = 2/3

温になり，放射が届かない円盤赤道面付近では低温にとなるが，本研究では簡単のためτ = 1 を適用してなることで，円盤内で温度勾配が存在することが理論いる．さらに並行して，静水圧平衡を仮定した円盤で的に示されている [12]．温度の違いは回転遷移の異な得られる鉛直方向の面密度分布を計算し，両者を対比

る輝線を用いることで把握でき，一般的に高励起線ほさせることで層状に分布する各同位体分子輝線の放射

ど高温領域を反映する．つまり，回転遷移の異なるガ領域を求める．最後にモデル計算から各同位体分子輝

ス観測は，言わば温度計になるのである．また，温度線の観測プロファイルを再現する温度を割り出し，前領域の位置について，動径方向においては放射の逆 2

述した各輝線の鉛直方向に沿った円盤光球面の位置と乗則から推測される通り，多くの場合温度は中心星か組み合わせることで，観測データを基にした鉛直方向

らの距離のべき乗で低くなると考えて良い．一方，鉛の温度分布を算出することが可能となる．

直方向においては，複数の同位体分子輝線観測とモデ
2. 2012年12月に開催されたThe first year of ALMA science会議にて発表．

図 3 左は，CO 同位体分子の J = 2－1 輝線で観測された HD 163296 の積分強度図と速度分布図である．
ALMA の初期科学評価（Science Verification, SV）
で得高解像度観測が導く惑星系形成／秋山
積分強度図
0.5

[Jy km s-1 beam-1]
1 1.5 2 2.5

速度分布図
3

4

[km s-1]
5 6 7

8

7
観測結果とモデル計算結果

(c)

20

12

15

12CO(J =2– 1)

8CO(J = 2-1)

model
obs.

3

4

7

Flux Density [Jy](f)

[km s-1]
6
5

8

13CO(J =2– 1)

4

1

2

0.5

0

0

0

20

8

2

15

6

1.5

10

4

1

5

2

0.5

0

0

0

-5

-2

-0.5

0

4

0.1

C18O(J =2– 1)

Dec. (J2000)

16″
18″
20″
22″
24″
26″
−21°57′28″[Jy km s-1 beam-1]
0.2 0.3 0.4 0.5

17h56m21s.8 21s.5 21s.2 20s.9

R. A. (J2000)

3

4[km s-1]
5 6 7

8Flux Density [Jy]

(i)

2

4

6

8

VLSR [km s-1]

10

12

0

1

CO(J = 1-0)

12

2

0.5

0

0

4

1

2

4

6

8

VLSR [kmk s-1]

13

10

12

0

0

-2

-0.5

4

6

8

VLSR [km s-1]

10 12

2

12

30

4

6

8

10 12

VLSR [kmk s-1]

CO(J = 3-2)

20
10
0

40
30

0.5

2

0

40

CO(J = 1-0)

residual

2

0

C18O(J = 2-1)

1.5

5

10

[Jy km s-1 beam-1]
0.2 0.4
0.6 0.8

2

CO(J = 2-1)

13

6

20
10
0
-10

0

2

4

6

8

VLSR [km s-1]

10 12

0

2

4

6

8

VLSR [km s-1]

10 12

25
20
15
10
5
0
-5
25
20
15
10
5
0
-5
-10

13

0

CO(J = 3-2)

2

4

6

8

VLSR [km s-1]

10 12

図3： 左図は，ALMAの初期科学評価の一環として試験観測されたHD 163296の積分強度図と速度分布図である．各パネルの左下に記された楕円は，最終的に得られた合成ビームを表す．右図上段は，観測で検出された円盤からのCO同位体分子輝線の速度プロファイル（黒）とモデル計算の結果（緑）を表し，右図下段は上段の観測結果とモデル計算結果との残差を表す．尚，
12
13
12
13
18
CO
（J=1－0）と CO（J =1－0）は野辺山45 m鏡の観測で得られたデータ， CO（J=2－1）， CO（J=2－1），C O（J=2－1）
1213のデータはALMAの初期科学評価データ， CO（J=3－2）と CO（J=3－2）はASTE 10m望遠鏡で得られたデータである．

3

られた公開データ を再解析し，信号雑音比（S/N 比）を向上させることが可能なセルフキャリブレーション

4を適用している．図 3 右は，観測とモデル計算で得られた輝線プロファイルを重ねたものとその両者の差を3表したものである．J = 1 － 0 輝線は野辺山 45 m 鏡でz/H得られた観測結果，J = 2 － 1 輝線は ALMA の SV公開
データ，J = 3 － 2 輝線は ASTE 10 m 望遠鏡で得られ

τ=1 となる層の鉛直方向の位置
12CO(J =3-2)

12CO(J =2-1)

12CO(J =1-0)

13CO(J =3-2)

13CO(J =2-1)

13CO(J =1-0)

C18O(J =2-1)

2

た観測結果である．尚，J = 1 － 0 や J = 3 － 2 輝線プ
ロファイルと比べ J = 2 － 1 輝線プロファイルは滑らかであるが，スムージング処理等は行っておらず通常の校正後のデータである．単純に比較はできないものの野辺山 45 m 鏡や ASTE 10 m 望遠鏡の観測データの積分時間は数日であるのに対し，ALMA の観測では初期運用にもかかわらず，たった 2 時間の積分時間
で野辺山 45 m 鏡や ASTE 10 m 望遠鏡の観測データを遥かに上回る S/N 比でデータが得られており，い3. ALMA国際プロジェクトでは，望遠鏡およびその制御システ
ムが適切に動作し正しい科学データが取得されているか評価するため，過去の観測で素性が既知の天体を幾つか選定し試
験観測を実施している．その試験観測で得られた観測データは一部公開されており，個人研究など様々な用途での使用が許されている．

1
0

1

10

r [AU]

1001000

図4： 各CO同位体分子輝線に対して光学的に厚くなる層の鉛直方向分布．横軸は中心星からの距離，縦軸はスケールハイ
トで規格化した円盤鉛直方向の距離を表す．[19]よりデータの一部を転載．

かに ALMA の感度が優れているか実感できる．
図 4 は，静水圧平衡並びに局所熱力学平衡を仮定した円盤において，上述の Scoville らが示した CO 輝線
における柱密度と光学的厚みの関係式を用いて，円盤8

日本惑星科学会誌 Vol. 27, No. 1, 2018

赤道面から各 CO 同位体分子輝線が光学的に厚くなる

本研究によって，CO とその同位体分子輝線を多数層（τ = 1 となる層）までの鉛直方向の距離を計算した組み合わせた観測によって，円盤表層から円盤赤道面

結果を表す．従って，この図は観測データを示すもの

近傍に向かって温度が低くなる温度勾配が確認された．

ではなく，円盤モデルを用いた推定値を示しているこまた，観測結果の再現性を評価した結果，多くのガスとに注意されたい．尚，100 AU 以遠の領域では中心輝線観測で相似解モデルの有効性が確認された．さら星からの放射が弱く温度が低くなり，高いエネルギーに，円盤の動径方向の密度分布，特に円盤外縁部で指準位に十分に励起されないため，高励起線の光学的に数関数的に密度が低くなる構造が確認され，角運動量厚くなる層が低励起線の層よりも低くなっている．モ輸送による粘性拡散を支持する結果が示された．

デルフィットの結果，CO（ J = 3 － 2）の主な放射領域であるスケールハイトの 2 － 3 倍の高さでは温度が3. 多重リングギャップ構造18

約 50 K，C O（ J = 2 － 1）の主な放射領域である赤道面付近の温度は 15 K 以下となり，円盤の鉛直方向に惑星や惑星系の形成および進化過程を理解するには温度勾配があることが明らかとなった．ここで，CO

惑星系の形成現場である原始惑星系円盤を観測し，その昇華温度は約 20 K であるため，導かれた 15 K の温の詳細な物理・化学的構造を詳しく調べ，それらの起度環境下では CO は固体として存在することが考えら

源を一つ一つ解明していくことが有効かつ確実なアプれる．しかし，HD 163296 では亜音速の乱流が発生しローチである．そのため，以前から多くの原始惑星系ていることが報告されており [14]，ダスト吸着の抑制

円盤が電波干渉計や光・赤外線望遠鏡によって観測さや円盤上層の温かいガス成分とよく混合されることで，れている．その中でもうみへび座 TW 星
（TW Hya）と昇華温度以下でも CO が気体として存在しているもの

おうし座 HL 星（HL Tau）の観測的研究は古く，近年と推測される [15]．同様の観測結果が DM Tau の原始

詳細な物理的化学的構造が明らかとなり，より一層精

惑星系円盤でも報告されており，赤道面付近の温度が力的な観測が行われている [20] [21]．ここでは筆者が13 K と見積もられているが，強い CO の輝線放射が観関連した TW Hya と HL Tau に付随する原始惑星円盤

測で検出されている [16]．

について，特に多重リングギャップ構造に焦点を絞っ

一方，動径方向の密度構造に関して，中心星からの距離に応じて面密度がべき乗で減少する経験則を基にしたべき乗則モデルと，粘性進化を考慮した理論的にて紹介する．

3.1

うみへび座TW星の多重リングギャップ構造

導かれる相似解モデル [17] で検証した．その結果，べ小 質 量 星 TW Hya（中 心 星 質 量 0.55 M ○， 距 離 54

き乗則モデルでは速度プロファイルのピーク値と高速5pc）に付随する原始惑星系円盤は，太陽近傍に位置す

度成分の整合性が悪く，観測とモデル計算で得たプロるため詳細な観測が可能であり，太陽系の成り立ちを

ファイル間の残差が大きくなり，双方が両立する密度

理解する上で数多くの情報を与えてきた．図 5 はこれ分布を導くことができなかった．しかし，相似解モデ

までに観測された代表的な TW Hya の撮像画像を示

ルでは観測結果の再現性が良く，円盤の外側領域ではす．過去の HST による波長 1.71 μm の観測によって，円盤が粘性進化し，徐々にガスが散逸している可能性

主星から 80 AU の位置にリング状のギャップ（以下，が示された [18]．また，別のハービッグ Ae 型星であリングギャップと称す）の存在が示された [22]（図 5 左）．

る MWC 480 に対しても，我々は同様の結果を得てい筆者らは，すばる望遠鏡 /HiCIAO+AO188 を用いて，

4●

る [19] ．本質的には円盤モデルで適用されている密H バンド（波長 1.6 μm）で高コントラスト観測を可能

度分布が過剰に簡略されていたことが原因であるが，とする偏光差分撮像（PDI）モード（参考文献 [2] の図 2

従来の観測機器で得られたデータでは相似解モデルをで詳説されているので参考されたい）を導入し，HST検証するだけの精度が足りなかったことも原因の一つ

では観測できなかった，中心星近傍領域の観測に成功であると考えられる．
4. 野辺山観測所プレスリリースでも詳説しているので参照されたい．

5. 2016年GaiaのミッションでTW Hyaまでの距離が59.5 pcと修正されたが，ここでは2007年にHipparcosの測定で得られた距
離54 pcを採用する．

高解像度観測が導く惑星系形成／秋山

9

ALMAᮃ㐲㙾

䛩䜀䜛ᮃ㐲㙾
䝝䝑䝤䝹Ᏹᐂᮃ㐲㙾

20 AU

80 AU
1 = 54 AU

1 = 54 AU

(

19AU)

約20 AUした．その結果，主星からの距離 11 AU から 80 AUの領域において面輝度分布が明らかとなり，主星から約 20 AU の位置に新たなリングギャップが存在する
可能性が示された [23]（図 5 中央）．尚，リングギャッ
プ構造を鮮明に映すために，双方の画像とも各ピクセ
ルに中心星からの距離の 2 乗を乗じている．さらに近年，ALMA 望遠鏡による波長 870 μm のダスト連続
波長基線観測で，半径 22 AU のリングギャップが確認され，我々のすばる望遠鏡による観測結果と一致す
る結果が得られている [21]（図 5 右）．また，地球のような惑星の形成領域まで観測範囲を拡張することに成功し，主星から 1 AU の距離にギャップ構造の存在も確認された．加えて，新たに中心星から 37 AUと43 AUの距離にもリングギャップ構造が確認され，1 AU か

Polarized Intensity [mJy arcsec -2]

図5： TW Hyaのダスト円盤の画像．左：Hubble宇宙望遠鏡による波長1.71 μmの散乱光画像（Debes et al. 2013），中央：
すばる望遠鏡による波長1.6 μmの散乱光画像（Akiyama et al. 2015），右：ALMA望遠鏡による波長870 μmのダスト
連続波画像（Andrews et al. 2016）．すばる望遠鏡の撮像画像の中心は半径0.2′′（約11 AU）のソフトウェアマスクで隠している．すばる観測所およびALMA観測所プレスリリース図を改編．

1000[0.2 - 0.4] slope: -1.39[0.4 - 0.8] slope: -0.33[0.8 - 1.5] slope: -2.65

100
10

1

2

3

1
0.1
0.1

r [arcsec]

1

図6： TW Hyaの面輝度プロファイル（P.A. = 335 deg.）．赤，緑，
青の線はそれぞれ図中の動径方向の領域 1，2，3における傾きを表す．[23]より引用・改編．

ら 80 AU にかけてギャップ構造やリングギャップ構
造が多数存在することが明らかとなった．

ギャップや渦状腕など複雑な構造を持たない円盤の面

Jang-Condell と Turner らは，もしリングギャップ

輝度は中心星からの距離に応じてべき乗で減少するがが惑星によって形成された場合，散乱光でギャップ部[25]，もしギャップが存在すると散乱体の少ないギャ

分は暗くなるが，ギャップの外側の壁では中心星から

ップでは面輝度が急激に減少し，ギャップ壁で緩やかの直射により明るくなると指摘している．同時に光がな減少もしくはほとんど変化せず同じ面輝度を維持す

直射され続けることでギャップ壁が膨らみ，いわゆるる．一方ギャップ壁の後方では，ギャップ壁が作る影

puff-up 構造が形成され，ギャップ壁以遠では陰影効

によって散乱が起こらず面輝度は再び急激な減少に転果によって散乱光では暗くなると予想している [24]．

じることになる．

この描像は中心星からの距離に応じた面輝度の変化率

図 6 は，我々の観測で得られた TW Hya の面輝度分として観測で直接確認することが可能である．即ち，

布である．図中の赤，緑，青の線で示すように，面輝10

日本惑星科学会誌 Vol. 27, No. 1, 2018度分布は動径方向の距離によって傾きが異なり，階段

チ波の観測結果とも一致していることから，惑星とは状のプロファイルを持つことが分かる．その結果，いえないまでも，ダストが大きく成長し微惑星やそのJang-Condell と Turner らが示す，惑星によって形成基となる天体が形成されている可能性が示された．ギ

されるリングギャップから定性的に導かれる類似した

ャップ構造の形成メカニズムには，円盤と惑星との重面輝度プロファイルが確認され，観測プロファイルの力相互作用，光蒸発，ダスト成長，dust filteration な形状から木星質量以下の惑星でリングギャップが形成

ど諸説あるが，本研究によって観測で得られた面輝度されている可能性が示された．その後，Rapson らに

分 布 の 特 徴 が， 惑 星 を 起 源 と す る Jang-Condell とよる Gemini 望遠鏡の J バンド（波長 1.24 μm）と K 1バ

Turner らのギャップ形成の理論モデルで定性的に理ンド（波長 2.05 μm）の観測によって，同リングギャッ

解できることが分かった．加えてダスト成長の可能性

プに木星質量の 0.2 倍の惑星が存在する可能性が示さも示唆されることから，本観測と HST の観測で発見れた [26]．Debes らは，Jang-Condell & Turner（2012）

された，半径 20 AU と 80 AU で構成される同心円状の軸対称円盤を仮定した放射輸送モデル [24] を用いて， の多重リングギャップ構造の起源に関する説明の一つ
近赤外線で得られた面輝度プロファイルを再現することして，惑星形成が同時多発的に進行している可能性とでより詳細な構造について調査した [27]．彼らは，が示された．

動径方向の面密度分布に中心星から 30 AU と 80 AU

最近の別の ALMA の観測で，ミリ波帯（波長 2 mmの距離にギャップを設けて，モデルと観測結果の整合と 1.3 mm）で多波長連続波観測がされ，波長間の強度を図る試みを行っている．その結果，30 AU 以遠の面変化率であるスペクトル指数（α）の 2 次元分布図を算

輝 度 プ ロ フ ァイルはよく再現するものの， 我 々 や出し，リングギャップ内外のダストサイズについて議

Rapson らの観測で得られた中心星から 20 AU 付近の論されている [28]．その報告によると，半径 22 AU のギャップを含めた 10 AU から 20 AU の領域では，観リングギャップの外側でミリメートルサイズのダスト

測結果を再現しないことが分かった．原因として中心が多く存在する可能性が示されている．また，観測結

星から 20 AU 以内の領域の構造がモデルに反映され果を基に半径 22 AU のリングギャップに海王星よりていないことが考えられる．暫定的な結果ではあるが， やや重い惑星が存在する可能性が示されている．これ
Andrews らの ALMA 長基線観測では中心星から 12

らの結果は，H バンドの散乱光偏光観測から推測されAU の距離にリングギャップの存在が指摘されている

た結果とも一致しており，電波と近赤外線の観測を組[21]．また，Debes らのモデルフィットによれば，30

み合わせエビデンスを積み重ねた良い例である．
13

18

AU のギャップのみよりも 30 AU と 80 AU のギャッ

一方ガス観測では， CO と C O 分子輝線から，COプで構成されるモデルの方が再現性が改善する（[27]ガスが CO のスノーラインの内側でも非常に少ないこの図 1 左を参照）．従って，面密度分布に中心星からとが明らかとなり，ガス分子の化学進化に新たな課題

12 AU や 20 AU のギャップを考慮したモデルで検証が見出された [29]．原始惑星系円盤のガスは直接的あ

できれば，モデルとの整合性が改善するものと推測さ

るいは間接的に惑星に取り込まれ，惑星大気の主な構れる．

成要素となる．そのため，CO スノーラインの内側でさらに我々は，ガスとダストは鉛直方向にガウス分

ガスが枯渇している結果は，惑星大気の研究に大きな布していると考え，観測で得られた H バンドの面輝

情報を与える．現在，誕生直後の惑星大気は，従来考度分布の傾きとダストのスケールハイトの半径依存性

えられていた CH4 や NH3 などを多く含む強還元型でを比較し，上述の惑星の可能性に加え，ダスト成長のはなく，N2 や CO2 を主成分とし微量の CO や CH4 が加可能性についても調査した．その結果，円盤の内側でわった弱還元型であったと考えられている [30]．そしはダストが成長している可能性が得られ，中心星からて近年，CO が微量であっても高エネルギー粒子線照およそ 10 AU から 40 AU の領域ではダストの平均サ

射によってアミノ酸の前駆体が生成し得ることが実験

イズが 10 倍ほど異なることが示された．他のグルー的に示されている ．様々な分子種を用いた原始惑星

プ で 得 ら れ た 電 波 干 渉 計 Submillimeter Array（SMA）や Very Large Array（VLA）のミリ波やセン

6

6. 日本惑星科学会2017年秋季講演会，小林憲正氏，青木亮平氏の講演発表．

高解像度観測が導く惑星系形成／秋山

0

2

11

(Jy beam-1) 10-3
4 6 8 10 12

J2000 Dec.

58|.2
57|.8
57|.4
57|.0
56|.6
1813b෌ゎᯒᚋ䛾⏬ീ56|.2
04h31m38s.50 38s.44
38s.38
J2000 R. A.

ALMA බ㛤䝕䞊䝍⏬ീ

図7： 波長0.87 mmダスト連続波画像の比較．左：再解析後の画像，右：ALMA公開データ画像．各パネルの左下にそれぞれの合成ビームを白色の楕円形で記す．[35]より引用・改編．

系円盤のガス観測は，惑星大気の成分や形成メカニズて議論され，惑星形成が進行している可能性が示されムなどに制限を与えたり，生命に関連する有機物生成ている．

の手掛かりを得る手段として重要視されている．今後

長基線試験観測では多周波合成法（Multi-frequencyの惑星大気の研究に関して，実験と観測的証拠を基にsynthesis method, MFS [34]）を適用し，233.0 GHz（λ大きな進展が期待される．

= 1.3 mm）と 343.5 GHz（λ = 0.87 mm）の連続波デー

3.2

おうし座HL星の多重リングギャップ構造

タを組み合わせて高品質のイメージを作成している．
しかし多周波合成法では，合成されるイメージの中心

ALMA の長基線試験観測で HL Tau の革命的な画周波数が適用される 2 つのデータの中間周波数である像が得られ [20]，多重リングギャップ構造の詳細な描

287.2 GHz（λ = 1.04 mm）となるため，最終的な合像が明らかとなった現在，観測されている原始惑星系

成ビームサイズは 343.5 GHz データ単体のイメージの円盤の構造についてどこまで物理的に制限を与えられものよりも大きくなり空間分解能は悪くなる．よって，

るかや，観測で得られた情報から何をどこまで導ける

空間分解能を追い求める場合，基本的には高い周波数かについて議論することは極めて重要である．様々なのデータ単体でイメージを作成した方が良い．筆者ら

理論研究によって惑星は円盤との重力相互作用で周囲はすでに公開されているおうし座 HL 星のデータに対の物質を飛ばし，惑星軌道に沿ってリング状に密度がして，電波干渉計の測定信号から真の信号を復元する

減少したギャップ構造を形成することが示されている

deconvolution の一般的な手法である CLEAN の適用[31]．従って，惑星は観測されているリングギャップ

法，S/N 比を向上させることが可能なセルフキャリブ

構造の起源を説明する有力な候補である．さらに，長レーションのパラメータの最適化，観測データの良不

基線試験観測で得られたデータを詳細に解析した結果，

良を選別するフラグの条件などを見直し，再度解析をリングギャップ内は光学的に薄く，リングの中心位置

行った．その結果，国際共同計画として正式に発表さと中心星の位置が有意にずれていることからリングはれた成果画像の品質をより向上させることに成功した

離心率を持ち，軌道長半径が大きくなるにつれ離心率[35]．図 7 は 0.87 mm の連続波画像の改善前（右）と改が大きくなり，内側から 4 つのリングギャップは 1：4：

善後の画像
（左）
を示す．多重リングギャップ構造の輪

6：8 の軌道共鳴の位置関係にあることが明らかとなっ郭がより鮮明になったため，その位置やサイズ，円盤た．よって，これらの観測結果から惑星の存在につい全体の面輝度分布がより高い精度で求めることが可能日本惑星科学会誌 Vol. 27, No. 1, 2018log Σgmin [g cm-2]

12

(a)

6

中心星から 52 AU 以遠の領域では双方の条件が同時に満たされ，重力不安定の発現を許容する領域がある

2

ことが判明した．他の理論研究においても重力不安定
は主に円盤の外側の領域で起こる傾向が示されており，

0(b)log Tmin [K]温度分布は中心星からの距離に応じてべき乗で減少す
るべき乗則を採用している．図 8 から分かるように，

4

今回の観測で示される結果とも一致している．
しかしながら，HL Tau の場合，中心星から 52 AU

2

以遠のリングギャップに関しては重力不安定性で説明できるものの，13 AU や 32 AU のリングギャップに10

理量を適用して導出している [33]．また，動径方向のついては重力不安定性だけで説明をすることができな

0

20

40

60
80
r [AU]

100120

図8： パネル（a）はKwon et al.（2011）モデル[33]の面密度分布（実線）と重力不安定性を誘発するのに必要なガスの最小面密度（Σgmin，破線）を示す．パネル（b）はべき乗分布で与えられた動径方向の温度分布（実線）と重力不安定性を誘発するのに必要な冷却条件を満たす円盤の最小温度分布（Tmin，
破線）を示す．灰色で示したパネル（a）と（b）の領域は重力不安定性の発生条件を満たした領域を示す．[35]より引用．

い．よって，我々は内向きの惑星移動を考え，円盤との重力相互作用による惑星移動の可能性とその形態について調査した．ガス円盤の密度分布が惑星の重力によって動径方向に変化する場合とそうでない場合とでは，軌道進化が異なることが理論研究によって示されている [36] [37]．詳細な説明は専門書に譲るが，定性的には惑星質量が小さい場合，円盤の構造が維持されたまま円盤のガスとの重力相互作用によって惑星の角運動量がガス円盤に輸送される．その結果，軌道が内となった．故に我々は，リングギャップの起源が惑星側へと移動するが，このような軌道移動は Type I 軌であるとした仮定の下，角運動量輸送とギャップの深道移動として知られている．一方，惑星質量が大きい

さからギャップに内在する惑星の質量を見積もる手法

場合，惑星自身の重力によってガス円盤にギャップを[32] を適用し，内側から 4 つの顕著なギャップに対し開け，惑星軌道はギャップ内に固定される．円盤自身てそれぞれに対応する惑星の質量を見積もった．そのは中心星へ少しずつ降着するため，それに伴い円盤と結果，4 つ全てのギャップで木星質量程度の惑星が存

共に惑星軌道が内側へ移動していく．このような軌道在する可能性が示された．

移動は Type II 軌道移動と呼ばれる．我々は，ヒル半

しかし，HL Tau の年齢はおそよ 100 万年と推定さ径から見積もられるギャップ形成に必要な惑星質量と，れており，形成時間に 1000 万年程度を要する惑星形

上述の角運動量輸送とギャップの深さから求めた惑星成標準理論のコア集積モデルでは説明ができない問題

質量とを比較した結果，木星程度の惑星質量であれば，が生じていた．そこで，短い時間で惑星形成が可能な付随するガス円盤に対してリングギャップを形成する

円盤の重力不安定性による惑星形成の可能性を検証すのに十分な質量であることが分かり，ギャップと共にるため，その発生条件である Toomre の Q 値と冷却効中心星へと移動する Type II 軌道移動を支持する結果

果について調査した．その結果を図 8 に示す．図 8 上が得られた．故に，HL Tau 円盤に付随する多重リン

は重力不安定性を誘発するのに必要なガスの最小面密

グギャップ構造の解釈の一つとして，天体の年齢など度（Σgmin，破線），図 8 下は冷却条件を満たす円盤の最を考慮すると，惑星は重力不安定によって短時間で円

小温度分布（Tmin，破線）を表し，両者の条件が同時に盤の外側で形成され，Type II 軌道移動によって円盤満たされた時，重力不安定性が発生し得ることを示す．

の内側領域へと移動し，現在観測される形態になった

モデル計算の詳細な説明はここでは割愛するが，HL可能性が考えられる．しかし，仮に円盤で一時的に重Tau の面密度分布には Kwon et al.（2011）で示されて力不安定が起きたとしても粒子間の衝突率が低い場合，いる面密度モデルを使用し，観測で得られた最新の物

惑星や微惑星は形成されず渦状腕構造のみが誘起され，

高解像度観測が導く惑星系形成／秋山

13

その後徐々に密度の濃淡が緩和状態となってスムーズ(mJy arcsec-2)7な密度分布を持つ円盤になるという理論報告もある ．

0

1

2

3

4

5

よって，単純に重力不安定が発生すれば惑星ができる
わけではなく，惑星形成に関して考慮すべき要因の精査が必要であり，一つずつ観測で明らかにするべき点

12.5|

多重リングギャップ構造の形成については，惑星起
源の他にガスとダスト間で働く摩擦によって不安定モー ド が 誘 起 さ れ る 永 年 重 力 不 安 定 性（Secular

J2000 Dec.

である．
12.0|
11.5|

Gravitational Instability, SGI）が あ る．Takahashi &Inutsuka（2014）の SGI モデルでは，太陽系を想定し

32°
24 11|.0

たパラメータでモデル計算を行っており，観測以前か
ら半径 13 AU のリングギャップ構造を予言していた[38]．さらに SGI で惑星が形成される合理的なメカニズムが描写されており，SGI と惑星の組み合わせで多重リングギャップ構造の形成が十分に可能であることも示されている [39]．さらに，離心率を持つ軌道を説明することは困難であるが，焼結や様々な分子種のス

03h45m48s.36

48s.30 48s.26
J2000 R. A.

48s.22

48s.18

図9： 観 測 天 体LkHα 330のHバ ン ド 偏 光 強 度 画 像（カ ラ ー）とSMA 0.87 mm連続波画像（コントア）の重ね図．連続波画
像の最初のコントアは8σを表し，2σの間隔で最大20σの放射を表している．画像中央には半径0.2′′（約50 AU）のマ
スクを付しており，画像左下の楕円は合成ビームを表す．
[42]より引用．

ノーラインで効率的にダストが合体成長することでもリングギャップ構造の説明として提案されているにおいてもミリメートルサイズのダストで構成された[40] [41]．

渦状腕構造が円盤の赤道面近傍にも存在する可能性が観測的に示された．その後，Pérez らは ALMA の 1.3

4. 円盤内のダスト成長

mm 連続波で Elias 2-27 の原始惑星系円盤に付随する 1対の渦状腕を検出し，ミリメートルサイズのダスト円

微惑星形成の第一歩は原始惑星系円盤内に存在する盤においても渦状腕構造が形成されることを示した

ダストが合体成長することで始まる．圧力の高いとこ[10]．一方，非対称性を伴った渦状腕構造は，質量のろではダストが捕獲され，局所的に集中して存在する大きな惑星によって誘起されることがシミュレーショ

ようになり，ダストの合体成長が促進すると考えられ

ンで確認されており，すでに惑星が形成されている可ている．筆者らは SEEDS プロジェクトの一環として，能性が高いことが示された [43]．

円盤中心に大きな穴構造を持つ遷移円盤 LkHα 330 にダスト成長を調べるのに有効な方法として，ダスト

対して，すばる望遠鏡による H バンド高解像度高感のオパシティの波長依存性を表したべき数（β）から

度偏光観測と SMA による波長 0.87 mm の連続波観測

ダストサイズを見積もる方法がある．星間空間の典型

で，赤外線と電波の両面からダストの空間分布を調査

的なβ値は 1.7 であり [44]，D'Alessio らはダストの最した [42]．その結果，H バンド偏光観測では 1 組の渦大サイズがおよそ 30 μm 以下であれば，β値は 1.7 の状腕構造が検出され，0.87 mm 連続波では円盤の東西まま維持されると報告している [45]．βは波長が異な方向に沿って非対称構造が確認された．図 9 は H バン

る複数の連続波データから求めることができるので，ドで観測された PDI 偏光強度画像（カラー）に 0.87 mm

観測的にダストサイズを制限することが可能である．

連続波画像（コントア）を重ねた図である．連続波観測

従って，非対称構造を誘発するダスト捕獲とそれに伴では十分な空間分解能が得られていないものの，検出

なうダスト成長を調べるため，我々と他のグループのされた非対称構造は H バンドで得られた渦状腕構造

観測で得られている連続波データを組み合わせ [46]に沿って南北に伸びていることから，0.87 mm 連続波[47]，ダストサイズの指標となる非対称領域の β を調

7. 日本天文学会2017年秋季年会，道越秀吾氏の講演発表．

8. 3.1節で扱われたαとβにはα=β+2の関係がある．

8

14

日本惑星科学会誌 Vol. 27, No. 1, 2018

Keck 望遠鏡のAO 画像

TMT IRIS

Galileo 探査機の画像

図10： 木 星 の 衛 星 イ オ のHバ ン ド 画 像． 左 か らKeck望 遠 鏡+AOの シ ミ ュ レ ー シ ョ ン 画 像，TMT/
IRIS+AOのシミュレーション画像，木星探査機Galileoによる撮像画像を表す．TMTウェブサイト（http://www.tmt.org/gallery/miscellaneous/iris-simulation-io-observations）の画像を改編．

査した．その結果，円盤の東側ではβ = 2.0±0.5 と整合化を図っていくことが，惑星形成の発端を理解す

なり星間空間の典型値であったが，円盤の西側ではる上で益々重要になってくる．

β = 0.7＋0.5－0.4となり，東側よりも小さい値となった．この結果はダストサイズが円盤の東側と西側では異なる

5. 今後の観測装置の開発と将来展望

ことを示唆し，西側ではミリメートルサイズ以上のダストが多くダストが成長していると考えられ（Dranie

これまで議論してきたギャップ，非対称構造，渦状は特にβが 1 以下の場合，ダストがミクロンサイズか腕，または他の観測で報告されているワープ構造など

らミリメートルサイズに成長していると報告しているが惑星形成に深く関連していたとしも，これらの構造[48]），東側では近赤外の放射が強く 0.87 mm 連続波放は惑星形成過程の中でもたらせた円盤形態であるので射が弱いため，0.1－1 μm 程度のダストが多く存在す

間接的証拠である．より決定的な証拠を得るには形成ると推測される．また，大小様々のダストが混在する

中を含めた惑星そのものを直接観測することが重要で円盤中で圧力の高い領域が発生し，その領域に大きいあり，そのためハビタブルな地球型惑星を含めた惑星

ダストのみが選択的に集中している可能性も考えられの直接検出が可能な次世代型の望遠鏡が構想されているが，現段階ではこれ以上の制限は困難である．しかる．そのうち幾つかは具体的に開発が進められており，

し，センチ波帯の連続波やガスの観測によってダスト

その一つに Thirty Meter Telescope（TMT）がある．

の成長度や圧力に関する情報が取得できるので，それ

TMT は補償光学装置（AO）を用いると解像度が 8 ミリらのデータが加われば非対称構造の起源についてより秒角まで到達し，すばる望遠鏡と比べ感度が約 180 倍

強い制限を与えることが可能となる．

向上する．図 10 は TMT に搭載される AO の性能をシ

近年，電波の多波長偏光観測からダストサイズを求

ミュレーションした結果である．Keck 望遠鏡よりもめる新たな方法が提案された．そして ALMA による遥かに改善されており，真の画像である探査機で得ら

HL Tau の偏光観測では，これまで考えられていたダれた画像とほぼ同等の画像品質が得られていることがストサイズよりも 1 桁ほど小さい 100 μm 程度である

分かる．

と報告されている [49]．従来のβからダストサイズを

星・惑星形成に関する研究では，スノーラインを含見積もる手法に加え新たな手法が開発されたことによめた星周円盤の詳細構造，磁場構造，ガス散逸機構なり，異なる手法でダストサイズを算出することが可能

どの未解決な点を観測で明らかにするべき点が多くあとなるので，精度や信頼性が向上すると考えられる．

る．一方，今日では宇宙生命に関して科学的に議論が惑星は基本的に円盤赤道面で形成するので，その領域できるようになり，2015 年に自然科学研究機構にアを反映するダスト連続波のデータは直接的に惑星形成

ストロバイオロジーセンターが新たに創設されるなど，の物理量を与える面で重宝される．今後は多波長によ行政からも重要性が認識されている．宇宙生命は今後る連続波観測と偏光観測の両面でダストサイズを導きの惑星科学の重要な研究テーマであり，ALMA でも 3

高解像度観測が導く惑星系形成／秋山15

大研究テーマの一つとなっている．よって ALMA で×視野 5 ×周波数幅 13 = 26 倍の効率でサーベイ観測

は星・惑星形成領域において生命に関連する有機物のが可能となる．さらに，偏光観測機能も検討しており探査など，宇宙生命を視野に入れた研究が精力的に行

広範囲の周波数帯域を利用すれば，1 度の観測で円盤われている．また，ALMA は今後 30 年最先端の研究を巨視的に見た場合のダストサイズを高い精度で制限を担う望遠鏡として運用される計画であり，新しい周ができ，その後 ALMA などの高空間分解能を有する

波数帯の受信機開発や最大基線長を数 100 km に伸ば望遠鏡を用いた，惑星形成の初期段階であるダストのした拡張 ALMA 計画が構想されている．その初期検成長現場の詳細観測へと繋げていくことが可能となる．

討として現在の最大基線長である 18 km から拡張し，

ALMA やすばる望遠鏡はこれまでになく原始惑星

最大基線長を 50 km と想定したアレイでシミュレー

系円盤の詳細な描像を明らかにし，惑星科学を進歩さ

ション評価を行った結果，230 GHz 帯でアレイの中心せたことは疑いの余地もない．惑星形成を追求していから 15－25 km の位置に 9 台のアンテナを追加するこく重要性は言うまでもないが，次世代望遠鏡の到来にとで，5 ミリ秒の解像度を達成できることが示された ．

9

向けて，アストロバイオロジーとの関連性を考慮した

また，米国を中心として最大基線長 300 km, アンテナ

研究も求められる．生物学的観点から観測に適した新300 台を持つ Next Generation Very Large Array（ng-たなバイオマーカー（生命の兆候）の研究も重要であり，VLA）のサイエンスが検討され，その実現性について

生物学の専門家との協力も視野に研究を進めていく必

議論が進み始めている．

要がある．今後は，宇宙生命と関連した惑星形成とし一方，TMT による観測ではハビタブルな第 2 の地球や系外惑星の大気から生命の確認が可能と言われるて，天文学と生物学が融合した惑星科学の発展が期待される．

酸素やメタン，さらに生命に関連する有機物の直接検出が可能となる．将来装置の一つに干渉技術を導入し

謝 辞

た Second Earth Imager for TMT（SEIT）の開発が計画されており，太陽系近傍に多く存在する K，M 型星

本稿は筆者が博士課程で取り組んだ研究内容を含み，周りのハビタブルな地球型惑星の探査が主な研究対象

現在進めている研究の礎にもなっています．基礎からとなっている．そして，すばる望遠鏡などの 8 m 口径

ご指導して頂いた百瀬宗武氏に心から感謝申し上げま

クラスの大型望遠鏡や近年打ち上げが予定されている

す．SEEDS プロジェクトの総責任者である田村元秀

トランジット系外惑星探索衛星（Transiting Exoplanet

氏および SEEDS プロジェクト関係の皆様からは，すSurvey Satellite, TESS）との連携も考えられ，膨大なばる望遠鏡の観測に参加させて頂きながら近赤外線観サンプルから有望天体を抽出し TMT で詳細を調べる

測の基礎を教えて頂きました．その上，貴重なデータなど様々なシナジー効果が期待されている．

を惜しみなく提供してくださり，多くの成果を出すこ

現在 ALMA は本格的に稼働し，我々に衝撃的な観とができました．心からお礼申し上げます．そして，測事実を与え研究を飛躍させている．しかし干渉計はALMA 国際プロジェクトの井口聖氏からは干渉計解

広範囲に渡った天体のサーベイには不向きであること

析について基礎から指導して頂き，また世界でも有数

や，一度に分光可能な周波数帯域が狭いという問題をの規模である ALMA 国際プロジェクトで，品質保証抱えている．そのような問題を克服するため単一電波システム開発の東アジア代表に抜擢して頂くなど，多望遠鏡の開発構想も進められており，口径 50 m の大くの貴重な経験を積ませて頂いていることに深く感謝

型サブミリ波望遠鏡（Large Submillimeter Telescope,

申し上げます．塚越崇氏と Crystal L. Brogan 氏からLST）が検討されている [50]．LST には最先端の超電も解析手法について実際的な助言や議論をさせて頂き

導電波検出器（Microwave Kinetic Inductance Detec-

ましたことを心からお礼申し上げます．最後に長年，

tor, MKID）を導入した分光装置 DESHIMA[51] の後継

研究面と ALMA 国際プロジェクト業務の両面でサポ機を搭載する計画であり，実現すれば 70-420 GHz 帯

ートして頂いた林正彦氏に心から感謝申し上げます．

を一度にカバーし，ALMA と比較すると集光面積 0.4

本研究は，大学共同利用機関法人自然科学研究機構ア9. 日本天文学会2017年秋季年会，斎藤俊貴氏の講演発表．

ストロバイオロジーセンターのプロジェクト

16

日本惑星科学会誌 Vol. 27, No. 1, 2018

（AB281013）と科学研究費助成事業 学術研究助成基金[34] Conway, J. E. et al., 1990, MNRAS 246, 490.

助成金 基盤研究 C（17K05399）の助成を受けています．

[35] Akiyama, E. et al., 2016, ApJ 818, 158.
[36] Ward, W. R. and Hahn, J. M., 2000, in Protostars and

参考文献

Planets IV, ed. V. Mannings, A. P. Boss, and S. S.
Russell (Tucson: University of Arizona), 1135.

[1] Strom, K. M. et al., 1989, AJ 97, 1451.

[37] 井田茂, 2007,系外惑星,東京大学出版会.

[2] 橋本淳, 2015,遊星人 24, 282.

[38] Takahashi, S. Z. and Inutsuka, S., 2014, ApJ 794, 55.

[3] ÓDell, C. R. and Wen, Z., 1994, ApJ 436, 194.

[39] Takahashi, S. Z. and Inutsuka, S., 2016, ApJ 152, 184.

[4] Mayor, M. and Queloz, D., 1995, Nature 378, 355.

[40] Okuzumi, S. et al., 2016, ApJ 821, 82.

[5] Gillon, M. et al., 2017, Nature, 542, 456.

[41] Zhang, K. et al., 2015, ApJL 806, L7.

[6] 葛原昌幸,田村元秀, 2013,遊星人 22, 255.

[42] Akiyama, E. et al., 2016, AJ 152, 222.

[7] 武藤恭之, 2016,遊星人 25, 36.

[43] Dong, R. et al., 2015, ApJL 809, L5.

[8] 田崎亮, 2017,遊星人 26, 46.

[44] Finkbeiner, D. P. et al., 1999, ApJ 524, 867.

[9] Ansdell, M. et al., 2016, ApJ 828, 46.

[45] D́Alessio, P. et al., 2001, ApJ 553, 321.

[10] Pérez, L. M. et al., 2017, Science 353, 1519.

[46] Brown, J. M. et al., 2008, ApJ 675, L109.

[11] Isella, A. et al., 2016, Phys. Rev. Lett. 117, 251101.

[47] Isella, A. et al., 2013, ApJ 775, 30.

[12] Chiang, E. I. and Goldreich, P., 1997, ApJ 490, 368.

[48] Draine, E. T. 2006, ApJ 636, 1114.

[13] Scoville, N. Z. et al., 1986, ApJ 303, 416.

[49] Kataoka, A. et al., 2017, ApJL 844, L5.

[14] Hughes, A. M. et al., 2011, ApJ 727, 85.

[50] Kawabe, R. et al., 2017, arXiv:1707.07407.

[15] Aikawa, Y., 2007, ApJL 656, L93.

[51] Endo, A. et al., 2012, Journal of Low Temperature[16] Dartois, E. et al., 2003, Astron. Astrophys. 399, 773.
[17] Lynden-Bell, D., and Pringle, J. E. 1974, MNRAS 168,603.
[18] Akiyama, E. et al., 2015, Revolution in Astronomy
with ALMA: The Third Year, ASP Conference Series
499, 291.
[19] Akiyama, E. et al., 2013, PASJ 65, 123．
[20] ALMA Partnership et al., 2015, ApJL 808, L3.
[21] Andrews, S. M. et al., 2016, ApJL 820, L40.
[22] Debes, J. H. et al., 2013, ApJ 771, 45.
[23] Akiyama, E. et al., 2015, ApJL 802, L17.
[24] Jang-Condell, H. and Turner, N. J., 2012, ApJ 749,153.
[25] Inoue, A. K. et al., 2008, PASJ 60, 557.
[26] Rapson, V. A. et al., 2015, ApJL 815, L26.
[27] Debes, J. H. et al., 2016, ApJL 819, L1.
[28] Tsukagoshi, T. et al., 2016, ApJL 829, L35.
[29] Nomura, H. et al., 2016, ApJL 819, L7.
[30] Kasting, J. F., 1993, Science 259, 920.
[31] Kley, W. et al., 2001, ApJ 547, 457.
[32] 金川和弘, 2015, 遊星人 24, 332.
[33] Kwon, W. et al., 2011, ApJ 741, 3.

Physics 167, 341.