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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」

中間赤外線分光観測で探るHerbig Ae/Be型星星周シリケイトダスト
藤原 英明

1

（要旨）我々は，すばる望遠鏡COMICSで独自に観測した11天体を含む計58天体のHerbig Ae/Be型星について中間赤外線Nバンド（8－13μm）のスペクトルを集め，ダストフィーチャーからダスト成分分解を行い，シリケイトダストのサイズ・結晶性について調べた．その結果，星周シリケイトダストのサイズ分布は中心星の質量光度および年齢と相関があることが分かった．サブミクロンサイズの小さなダストが豊富な大質量・高光度の天体が欠落しているという観測的傾向は，原始惑星系円盤の表層におけるダストサイズ分布が，中心星からの放射圧に影響される可能性があることを示唆する．一方，シリケイトの結晶性については中心星のパラメーターとの相関は6見られなかった．年齢の観点で見れば，中心星の年齢が0.5Myr（=0.5×10 年）よりも若い天体でもすでに数10%の結晶化度を示すものが見られた．これは，ダストの結晶化プロセスがより若い段階で進んでいることを示唆する．

1. 原始惑星系円盤におけるシリケイトダスト

中間赤外線では，ダストの温度が数100K程度の領域の原始惑星系円盤の表層をトレースするが，この領域は，中心星から距離では数～数10AUに対応し，いわ年齢が1Myr程度の若い星の周囲には，ガスとダスゆる惑星形成領域に相当する．しかも中間赤外線の波トからなる円盤状の構造があることが知られている．

長域には，さまざまなダストの放射・吸収バンドが存

そしてこれが惑星誕生の現場になると考えられるため，在し，そのバンドフィーチャーは，ダストの組成やサ円盤は原始惑星系円盤と呼ばれる．ダストは大きさがイズ，形状などによって，強度や形，ピーク位置などミクロン程度の固体微粒子であるが，惑星系形成過程が変化することが知られている．したがって，若い星においては，このダストが原始惑星系円盤の中で重要周囲に付随するダストを中間赤外線で観測することは，な役割を果たす．現在考えられている惑星系形成のシ

惑星形成領域における惑星の原材料の性質を探るた

ナリオでは，原始惑星系円盤の中でダストが合体成長めの有効な手段であると言える．1995年に打ち上げらすることにより微惑星になり，そしてそれらは最終的れた赤外線宇宙天文台ISOは，質量が2－8太陽質量程には木星型惑星のコアや地球型惑星になるとされてい度の若い星であるHerbig Ae/Be型星の周りに，結晶る．すなわち，ダストは惑星系形成過程の“出発点”質のシリケイト(ケイ酸塩鉱物) ダストが存在することに位置する物質なのである．したがって，原始惑星系を突き止めた(e.g. [1])．以来，原始惑星系円盤中のダ円盤中におけるダストの進化過程を探ることは，惑星ストの研究は大きく進展し，いわゆる「宇宙鉱物学」形成過程を考える上で大変重要である．

が切り開かれた．さらに最近では，すばる望遠鏡や近年，原始惑星系円盤の観測が進みつつあり，円盤Spitzer宇宙望遠鏡の観測により，太陽質量程度の若い内におけるダストの分布や性質が探られてきた．特に星であるT Tau型星の周囲にも結晶質シリケイトが検

1. 東京大学大学院理学系研究科天文学専攻

出されるようになってきた(e.g. [2, 3])．

中間赤外線分光観測で探る型星星周シリケイトダスト／藤原

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若い星の星周環境においてバラエティに富むシリケイるサンプルの数が十分ではなく，観測的傾向を統計的トフィーチャーが見られるようになった今，次に行うに議論することが厳しいのが現状である．そこで，本べきことは，原始惑星系円盤に存在するダストの組成研究では，[4] でとられた手法を踏襲しつつ，扱うサやサイズ，結晶状態などを観測データから統計的に議ンプルの数を大幅に増やし，Herbig Ae/Be型星周囲論し，ダストの進化の過程を解明することである．近におけるシリケイトダストのサイズと結晶化の度合い

年，T Tau型星やHerbig Ae/Be型星の中間赤外線スについて，より厳密な議論を試みる．

ペクトルに対してスペクトルモデルを適用し，シリケイトダストのサイズ分布や結晶性に制限をつける試み

2.観測概要とダスト成分分解がなされている．[4] は，主に南天に位置する24天体のHerbig Ae/Be型星をNバンド(波長10μm帯)で分光

我々は，米国ハワイ島マウナケア山山頂のすばる望観測し，シリケイトダストが10μm付近に示すフィー

遠鏡に搭載された赤外線観測装置COMICS [6] を用いチャーの形状からダストの成分分解を行った．その結て，11天体のHerbig Ae/Be型星をNバンドの低分散果，Herbig Ae/Be型星星周シリケイトについて，質分光観測モードで観測し，スペクトルを得た．波長分量が大きい星ほど高い結晶化度を示すという観測的傾解能はR=λ/Δλ～ 250である．これに，Spitzer宇宙向を報告している．また，[2]は，30天体のT Tau型星望遠鏡搭載のIRSおよびISO搭載のSWSで取得されてをNバンドで観測し，[4]と同じ解析手法を用いて，シいるHerbig Ae/Be型星のスペクトル[7] のうち，現時リケイトダストのサイズ分布や結晶性の評価を行った．

点で入手可能なものを抽出し加えた．サンプル数はそ

その結果，ダストサイズの指標であると考えられるシれぞれ，17天体，30天体である．なお，COMICSでリケイトフィーチャー強度と，中心星のHα輝線光度観測されたサンプルとあわせて議論するために，7.7との間に相関が見られることが分かった．Hα輝線は，－13.4μmの波長範囲のみを扱った．また，波長分解円盤からの降着物質が中心星に落下・衝突する際に生能はそれぞれR ～ 50, 250である．以上3装置によるじるショックによって発生するとされているため，そスペクトルを集めることにより，本研究で取り扱うの強度は円盤における物質の降着活動性の指標になる

Herbig Ae/Be型星のサンプル数は58天体になり，[4]と考えられている[5]．すなわち，[2] の結果は，降着で扱っているサンプルの数の2倍以上になった．なお，活動によって引き起こされる乱流の状態が原始惑星系

今回の観測天体は，すべて[8] にリストされているも円盤におけるダストサイズ成長に重要な役割を果たしのである．[8] では，HR図における各天体の位置と前ている，ということを示唆している．円盤内の乱流状主系列星の進化トラックとの比較から，各天体の年齢態とダストサイズ分布との間には，鉛直・動径方向のや質量といった物理パラメータを統一的に導出していダスト輸送，ダストの合体成長，衝突破壊などといっる．そのため，後にダスト成分分解の結果を中心星のたプロセスが介在している可能性が考えられるが，そ性質に照らして議論する際に，不定性を少なくできるれでは具体的にどのプロセスがどれだけ効くのかという点については，まだ詳しくは解明されていない．

表1

フィッティングで導入したシリケイト系のダスト種．

ダスト種

化学式

出典

非晶質オリビン[Mg0.5,Fe0.5]2SiO4[9]をサーベイ的に分光観測し，得られたスペクトルから，非晶質パイロキシン[Mg0.5,Fe0.5]1SiO3[9]原始惑星系円盤のシリケイトダストの組成やサイズ，結晶質フォルステライト

Mg2SiO4[10]結晶状態などを探る試みは，少しずつではあるが進展結晶質エンスタタイト

MgSiO3[11]してきている．しかしこれまでの研究では，扱ってい非晶質シリカ

SiO2

[12]

以上に述べたように，中間赤外線域において若い星114

日本惑星科学会誌 Vol.16.No.2,2007
κi, j (λ)は各シリケイトダストの質量吸収係数，ai, j はPAH

それらのスケーリングファクター，Fν(λ) は炭素系ダストであるPAH放射のスペクトルテンプレートである．このうち，T, a0, ai, j がフリーパラメータであり，ai, j が各ダスト種の質量に比例する．考慮したシリケイト系のダスト種を，表1に示した[9, 10, 11, 12]．
それぞれのダスト種に対して，0.1μmと1.5μmサイズのものを導入している．
図1に，Spitzer宇宙望遠鏡搭載のIRSで観測されたV586 OriというHerbig Ae型星のスペクトルと，最小二乗フィッティングによって得られたダスト成分分解の結果を例として示す．ベストフィットによって導出したモデルスペクトルが，観測をうまく再現していることが分かる．
このようなダスト成分分解を全天体のスペクトルに対して行い，さらにその結果から，ダスト進化の指標として次の2つの量を導出した．1つは，ダストサイズ
図 1  得られたスペクトルと最小二乗フィッティングによるダスト成分分解の結果の例 (V586 Ori)．観測スペクの指標となる“Large Grain Fraction”であり，シリフィッティングで導入したシリケイト系のダスト種．
トルを 表" ＋1" 点で，フィッティングによるベストフィットのモデルスペクトルと連続成分の寄与を実線で示
ケイト全体に対する1.5μmサイズシリケイトの質量ダスト種
化学式
出典している．これに加えて，各ダスト成分の寄与も示
表1してある．上から非晶質オリビン，非晶質パイロキ
非晶質オリビン[Mg0.5 ,Fe0.5 ]2 SiO4
フィッティングで導入したシリケイト系のダスト種．

ダスト種
非晶質オリビン
非晶質パイロキシン

シン，結晶質フォルステライト，結晶質エンスタタ
非晶質パイロキシン[Mg0.5 ,Fe0.5 ]1 SiO3イト，非晶質シリカであり，それぞれ実線が0.1 μm
化学式
出典
結晶質フォルステライト
Mg2 SiO4サイズ，破線が 1.5 μm サイズ成分である．なおこの[Mg0.5 ,Fe0.5 ]2 SiO4 [9]天体には，PAH放射の寄与は見られなかった．
結晶質エンスタタイト
MgSiO3[Mg0.5 ,Fe0.5 ]1 SiO3[9]比で定義される量である．もう1つは，結晶化の度合[9]いの指標となる“結晶化度”であり，シリケイト全体[10]に対する結晶質シリケイトの質量比で定義される量で[11][9]ある．もともと星間空間に存在するシリケイトダスト
非晶質シリカ
SiO2[12]
Mg2 SiO4[10]というというメリットがある．
は，サブミクロンサイズでほぼ非晶質であることが知
結晶質エンスタタイト
MgSiO3[11]得られたHerbig Ae/Be型星のNバンドスペクトルられているので[13]，ここで定義した“Large Grain
非晶質シリカ
SiO2[12]といった物理パラメーターを統一的に導出している．そのため，後にダスト成分分解の結果を中心に対して，[4] により開発され[2] などでも用いられてFraction”と“結晶化度”はともにほぼ0になる．一方，結晶質フォルステライト星の性質に照らして議論する際に，不定性を少なくできるというというメリットがある．

いるスペクトルモデルを使って，ダスト種の成分分解
原始惑星系円盤内では，ダストが合体成長や加熱によ得られた
Herbig Ae/Be 型星の N バンドスペクトルに対して，[4] により開発され[2] などでもラメーターを統一的に導出している．そのため，後にダスト成分分解の結果を中心を最小二乗フィットにより行った．フィッティングのる変成などを起こすことが考えられている．すなわち，用いられているスペクトルモデルを使って，ダスト種の成分分解を最小2 乗フィットにより行っして議論する際に，不定性を少なくできるというというメリットがある．
た．フィッティングの式は，式は，この2つの指標がダストの“進化”を示す良い指標とig Ae/Be 型星の N バンドスペクトルに対して，[4] により開発され [2] などでもなるはずである．以下で，これらの指標が星自身のパ[ai,j κi.j (λ)] + aPAH FνPAH (λ),(1)
ラメータに対してどのような傾向があるのかを議論す
i=1 j=0.1,1.5 µm

5��スペクトルモデルを使って，ダスト種の成分分解を最小2 乗フィットにより行っ

ングの式は，

Fν (λ) = Bν (T, λ) a0 +��B (T, λ) はプランク関数，T はダスト温度，a はグラファイトダストやサイズる．
である．ここで，PAHν05) = Bν (T, λ) a0 +[ai,j κi.j (λ)] + aPAH Fν (λ),(1)(1)
が 10 µmi=1程度以上の大きなダストなどが担っていると考えられるフィーチャーレスな連続成分のj=0.1,1.5 µm寄与を示すファクター，κi.j (λ)νは各シリケイトダストの質量吸収係数，ai,j はそれらのスケーリンである．ここで，B(T,λ)はプランク関数，Tはダス，Bν (T, λ) はプランク関数，
T はダスト温度，
a0 はグラファイトダストやサイズ
PAH
グファクター，Fν(λ) は炭素系ダストである PAH 放射のスペクトルテンプレートである．こ上の大きなダストなどが担っていると考えられるフィーチャーレスな連続成分のト温度，a0はグラファイトダストやサイズが10μm程のうち，T ,a0 ,ai,j がフリーパラメータであり，ai,j が各ダスト種の質量に比例する．考慮したシリクター，κi.j (λ) は各シリケイトダストの質量吸収係数，
ai,j はそれらのスケーリン度以上の大きなダストなどが担っていると考えられる
ケイト系のダスト種を，表1 に示した [9, 10, 11, 12]．それぞれのダスト種に対して，0.1 µm とFνPAH (λ) は炭素系ダストである PAH 放射のスペクトルテンプレートである．こフィーチャーレスな連続成分の寄与を示すファクター，1.5 µm サイズのものを導入している．
j がフリーパラメータであり，ai,j が各ダスト種の質量に比例する．考慮したシリ
図 1 に，Spitzer 宇宙望遠鏡搭載の IRS で観測された V586 Ori という Herbig Ae 型星のスペク
ト種を，表 1 に示した [9, 10, 11, 12]．それぞれのダスト種に対して，0.1 µm とトルと，最小 2 乗フィッティングによって得られたダスト成分分解の結果を例として示す．ベスト
ものを導入している．
フィットによって導出したモデルスペクトルが，観測をうまく再現していることが分かる．
er 宇宙望遠鏡搭載の IRS で観測された V586 Ori という Herbig Ae 型星のスペク
このようなダスト成分分解を全天体のスペクトルに対して行い，さらにその結果から，ダスト乗フィッティングによって得られたダスト成分分解の結果を例として示す．ベスト
進化の指標として次の 2 つの量を導出した．1 つは，ダストサイズの指標となる “Large Grainて導出したモデルスペクトルが，観測をうまく再現していることが分かる．
Fraction” であり，シリケイト全体に対する 1.5 µm サイズシリケイトの質量比で定義される量でスト成分分解を全天体のスペクトルに対して行い，さらにその結果から，ダストある．もう 1 つは，結晶化の度合いの指標となる “結晶化度” であり，シリケイト全体に対する結て次の 2 つの量を導出した．1 つは，ダストサイズの指標となる “Large Grain
晶質シリケイトの質量比で定義される量である．もともと星間空間に存在するシリケイトダスト

中間赤外線分光観測で探る型星星周シリケイトダスト／藤原

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研究の観測対象であるHerbig Ae/Be型星の段階では，3.結果と議論星周ダストのサイズ成長がかなり進んでいるということを意味している．[14] による，ダスト成長のシミ

3.1 ダストサイズ

ュレーションによれば，小さいダストの供給がない

原始惑星系円盤におけるダストの粒子サイズ成長は，条件下では，原始惑星系円盤中におけるダストの成長惑星形成過程の第一段階である．そこでまず，導出速度は速く，1Myrに達する前に小さなダストはなくした“Large Grain Fraction”に基づいて，Herbigなってしまうとされている．多くの天体でダスト成Ae/Be型星星周におけるダストサイズの傾向について長がすでに進行しているという点では，今回の観測結議論する．図2に，横軸に中心星の質量および年齢を，果と[14] とは調和的であるといえる．ただし，Large

縦軸にLarge Grain Fractionをとった図を示す．中心Grain Fractionが100%近くに達していない天体もあ星の質量および年齢は，[8]から引用した．

る程度存在していることから，実際にはダスト同士のまず第一に，Large Grain Fractionが50%以上の天体が多数を占めていることが分かる．すなわち，本
図2

衝突破壊などによって小さなダストが新たに供給され続けていると考えるのが妥当であろう．
また，図2は，Large Grain Fractionと星の質量お観測スペクトルに対する最小 2 乗フィットから導出した Large Grain Fraction を中心よび年齢との間に傾向があることを示している．すな星の質量 (a) および年齢(b) に対してプロットしたもの．なお，結晶質フォルステライトのフィーチャーとの混同を避けるため，PAH 放射の寄与が強かった天体はこのプロットからはわち，質量が大きいかあるいは年齢が若い星の周囲で除いてある．また，中心星の質量と年齢は，[8] によって HR 図上における各天体の位置と前は，サブミクロンサイズの小さなダストが欠如してい主系列星の理論的な進化トラックとの比較から決められた値を用いた．

る，という傾向が見られる．これは，ダストにかかる放射圧が，シリケイト放射を担っている円盤表層スト同士の衝突破壊などによって小さなダストが新たに供給され続けていると考えるのが妥当であにおけるダストのサイズ分布に影響した結果であると，ろう．
我々は考えている．光度の大きい星の周囲ではダストまた，図 2 は，Large Grain Fraction と星の質量および年齢との間に傾向があることを示していにかかる放射圧が大きくなるために，円盤表層にあるる．すなわち，質量が大きいかあるいは年齢が若い星の周囲では，サブミクロンサイズの小さなダ小さなダストが選択的に動径方向に飛ばされ，結果的ストが欠如している，という傾向が見られる．これは，ダストにかかる放射圧が，シリケイト放射に大きなダストが卓越して見えるのである．ダストがを担っている円盤表層におけるダストのサイズ分布に影響した結果であると，我々は考えている

放射圧で飛ばされるか否かは，重力に対する放射圧の光度の大きい星の周囲ではダストにかかる放射圧が大きくなるために，円盤表層にある小さなダス比βという指標で代表される．βが1より大きければ，トが選択的に動径方向に飛ばされ，結果的に大きなダストが卓越して見えるのである．ダストが放射圧で飛ばされるか否かは，重力に対する放射圧の比β という指標で代表される．β が 1 より大きダストには半径方向外向きの力がかかり，ダストが飛ければ，ダストには半径方向外向きの力がかかり，ダストが飛ばされることになる．この
β は，ばされることになる．このβは，

β=3L
�Qpr �L �Qpr �Fpr=·∝· (2)Fgr16πGM casMa(と記述される．ここで，Lと記述される．ここで，Lは中心星の光度，Mは中心は中心星の光度，M は中心星の質量，G は重力定数，c は光速，a はダ星の質量，Gは重力定数，cは光速，aはダスト半径，sスト半径，s はダスト密度，そして�Qpr � は中心星スペクトルとダストの物質化学的性質で決まる

図 2： 観測スペクトルに対する最小二乗フィットから導出
放射圧係数である．つまり，
β はダストサイズに依存し，一般的にはダストサイズが小さくなるほ
はダスト密度，そして〈Qpr〉は中心星スペクトルとした Large Grain Fraction を中心星の質量(a) および年齢 (b) に対してプロットしたもの．なお，結晶質
ど β は大きくなるのである．たとえば，[15] によれば，サブミクロンサイズの “young cometar
ダストの物質化学的性質で決まる放射圧係数である．
フォルステライトのフィーチャーとの混同を避ける
grain”のβは，ミクロンサイズのそれよりもおよそ一桁ほど大きくなるとされている．一方，ため，PAH 放射の寄与が強かった天体はこのプロッ
つまり，βはダストサイズに依存し，一般的にはダトからは除いてある．また，中心星の質量と年齢は，ストサイズが小さくなるほどβは大きくなるのであ[8] によって HR 図上における各天体の位置と前主系5列星の理論的な進化トラックとの比較から決められる．たとえば，[15]によれば，サブミクロンサイズのた値を用いた．

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日本惑星科学会誌 Vol.16.No.2,2007“young cometary grain”のβは，ミクロンサイズのる(図3(b))．すなわち，この結果は，原始惑星系円盤それよりもおよそ一桁ほど大きくなるとされている．

中のシリケイトの結晶化プロセスが，0.5Myrよりも一方，βは星の質量と光度の比にも依存するが，今回若い段階ですでに進行していることを意味する．

扱っているサンプル星は，L ∝ M の質量－光度関係

最近，短周期彗星であるWild 2彗星から放出されたにほぼ従っているので[8]，大質量の星の周囲ほどダダストが，NASAの彗星探査機STARDUSTによってストにかかる放射圧が大きくなることになる．したが採取されたが，採取されたダストの中に結晶質シリケって，今回観測された“Large Grain Fraction”の傾イトが含まれているということが報告されている[18]．

向は，大質量・高光度の星の周囲ではダストに生じる短周期彗星が生まれるような太陽系外縁部においては，放射圧の影響が大きく，大きなダスト(ミクロンサイ

その場で結晶質シリケイトを生成することが難しいこズ)よりも飛ばされやすい小さなダスト(サブミクロンとから，原始太陽系円盤内において結晶質シリケイトサイズ)が原始惑星系円盤の表層から選択的に除去さを動径方向外側への輸送するプロセスが働いていたれたために達成されたものであると考えるのが妥当で可能性が指摘されている．一方，これに先立ち[19] である．逆に言えば，今回得られたこの結果は，中心星は，シミュレーションの結果から，結晶質シリケイトからの放射による放射圧が原始惑星系円盤表層におけが原始惑星系円盤の内側の高温領域のみで生成されてるダストのサイズ分布に大きく寄与する可能性を示しいるとした場合，円盤内側で生成された結晶質シリケているものであると言える．

イトが乱流による拡散によって円盤外側に輸送される

4

3.2 結晶化度
次 に， 先 に 導 出 し た“ 結 晶 化 度”に 基 づ い て，Herbig Ae/Be型星星周におけるシリケイトダストの結晶性について議論する．地上実験の結果によれば，もともと星間空間で非晶質だったシリケイトダストが結晶化するためには，ダストが800K程度の高温環境を経験する必要があるとされる(e.g. [16, 17])．すなわ
ち，ダストの結晶性を探ることは，原始惑星系円盤におけるダストの熱史を知ることに相当し，ダストの進化を探る上で大変重要である．
図3に，横軸に中心星の質量および年齢を，縦軸に結晶化度をとった図を示す．この図から，シリケイトの結晶化度と中心星のパラメータとの間には特に傾向は見られないものの，本研究で取り扱ったサンプルのほとんどは，5%以上の結晶化度を示していることが分かる．すなわち，星間空間に見られるような完全に非晶質なダストフィーチャーは，Herbig Ae/Be型星周囲においてはほとんど見られない．また，中心星の年齢の観点で言えば，0.5Myrよりも若い星でも数10%の結晶化度を示す天体が存在するということが分か

図 3： 観測スペクトルに対する最小二乗フィットから導出した結晶化度を中心星の質量 (a) および年齢 (b) に対してプロットしたもの．

中間赤外線分光観測で探る型星星周シリケイトダスト／藤原メカニズムが効くタイムスケールは0.01Myr程度であ117
温ダストの性質や空間分布にも迫っていきたい．

り，中心星から数AUよりも外側領域における結晶質シリケイトの質量比は1Myr以内に平衡状態に達する

謝辞はずである，ということを主張している．0.5Myrよりも若い星でも高い結晶化度を示している一方で，結本研究は，筆者の修士論文の一部です．筆者の指導

晶化度と年齢に相関は見られない，という点を鑑みる教員である尾中敬教授（東京大学）に心から感謝いたと，我々の結果は，[19] によるシミュレーションの結します．また，片ざ宏一氏（宇宙航空研究開発機構・果を観測的にサポートするものであるといえる．

宇宙科学研究本部），岡本美子氏（茨城大学），本田充

3.3 まとめと今後の展望

彦氏（神奈川大学），山下卓也氏（広島大学）をはじめとするすばる望遠鏡COMICSグループの方々には，本研究では，中間赤外線Nバンドのスペクトルに対データ取得や議論においてお世話になりましたことをしてダスト成分分解を行うことでHerbig Ae/Be型星感謝いたします．また，本研究を紹介する機会を与え星周におけるシリケイトダストのサイズ分布と結晶性てくださいました橘省吾氏（東京大学），研究会等でを定量化し，中心星の質量や年齢との比較を行った．

貴重なアドバイスを下さった科研費特定領域「系外惑その結果，質量および光度が大きい星の周囲ではサブ星」ダスト班の方々に感謝いたします．なお，本研究ミクロンサイズの小さなダストが欠如しているようには，科研費特定領域「系外惑星」のサポートを受けて見える，という傾向を見出し，放射圧が原始惑星系円行われました．

盤表層におけるダストのサイズ分布に大きく寄与する可能性を示した．一方，シリケイトダストの結晶化度

参考文献は，中心星の物理パラメータと相関が見られなかった．
しかし本研究で取り扱ったサンプルの半数は，数10%[1] Waelkens, C., et al., 1996, A&A 315, L245の結晶化度を示しており，しかもその中には中心星の[2] Honda, M., et al., 2006, ApJ 646, 1024

年齢0.5Myrよりも若い天体も存在するということが[3] Kessler-Silacci, J., et al., 2006, ApJ 639, 275

分かった．すなわちこれは，シリケイトダストの結晶[4] van Boekel, R., et al., 2005, A&A 437, 189化プロセスがより若い段階でスタートしていることを[5] Muzerolle, J. et al., 1998, AJ 116, 455

意味している．ただし本研究では，シリケイトダスト[6] Kataza, H., et al., 2000, Proc. SPIE 4008, 1144の結晶化プロセスの開始時期に制限をつけたに過ぎず，[7] Sloan, G.C., et al., 2003, ApJS 147, 379

具体的なダスト加熱／結晶化のメカニズムを示したわ[8] Manoj, P., et al., 2006, ApJ 653, 657

けではない．したがって，原始惑星系円盤内における[9] Dorschner, J., et al., 1995, A&A 300, 503

結晶質シリケイトの動径分布を調べることで，原始惑

[10] Servoin, J. L., and Piriou, B., 1973, Phys. Stat.

星系円盤内におけるダストの結晶化のメカニズムを特Sol. (b) 55, 677

定することが次に狙うべき課題である．そのために今[11] Jäger, C., et al., 1998, A&A 339, 904

後は，地上の大型望遠鏡による高い空間分解能を活か[12] Spitzer, W. G., and Kleinman, D. A. 1960, Phys.

した観測をこれからも進めていくと同時に，Spitzer宇Rev. 121, 1324

宙望遠鏡や日本の赤外線天文衛星「あかり」によって[13] Kemper, F., et al., 2004, ApJ 609, 826

もたらされる中間赤外線～遠赤外線域の高感度の観測[14] Dullemond, C. P., and Dominik, C. 2005, A&A

データを用いることで，円盤のより外側に存在する低434, 971

118

日本惑星科学会誌 Vol.16.No.2,2007[15] Wilck, M., and Mann, I. 1996, Planet. Space Sci.
44, 493[16] Fabian, D., et al., 2000, A&A 364, 282[17] 村田ら, 2007, 遊星人, 本号[18] Keller, L. P., et al., 2006, Science 314, 1728
[19] Bockelee-Morvan, D., et al., 2002, A&A 384,1107