すばる＋TMTで切り拓く星・惑星形成
本⽥充彦（岡⼭理科⼤学）
⼤朝由美⼦(埼⽟⼤学),
すばる+TMT サイエンスブック・星惑星系星検討グループ

すばる2＋TMT サイエンスブック
惑星形成・星形成 ⽬次
3.1.3 惑星誕⽣現場で探る惑星系・太陽系の起源（担当：本⽥）
3.1.3.1 円盤に埋もれた形成中の惑星のその場観測 （武藤）3.1.3.2 ダストから微惑星へ （⽥崎） アグリゲイト仮説検証・空隙率
3.1.3.3 スノーラインと惑星物質の進化 （野津）3.1.3.4 円盤ガス散逸〜氷・ガス惑星⼤気の主成分の進化 （野村）3.1.3.5 ⽣命材料物質としての有機⾼分⼦の成⻑ （野村）
3.1.4 星の誕⽣ （担当：⼤朝）
3.1.4.1 低質量星の誕⽣とジェット (町⽥、Pyo）
3.1.4.2 ⼤質量星・超低質量天体の誕⽣ (元⽊、⽥中圭、⼤朝）
3.1.4.3 連星の誕⽣(町⽥、Pyo、 元⽊、⽥中圭、⼤朝）
3.1.4.4 星・惑星系の形成・進化と分⼦雲環境、(⾼⽊、⼤朝）
3.1.4.5 星の初期質量関数（IMF） （元⽊、⽥中圭、⼤朝）
コメント・アドバイスなどありましたら是⾮お願いします！

3.1.3.1 円盤に埋もれた形成中の惑星のその場観測• 原始惑星系円盤• 惑星形成の⺟体…とみんな思っている• 間接的証拠：gaps & spirals• 8m光⾚外望遠鏡(Subaru), ALMA 等が貢献
• 本当に惑星が作った構造かは議論中
Subaru/HiCIAO SEEDS project

ALMA DSHARPHL Tau by ALMA

3.1.3.1 円盤に埋もれた形成中の惑星のその場観測• 直接的証拠はあるか？
• 周惑星系円盤ダスト塊(点源)• TWHya (Tsukagoshi+2019)• やはり間接証拠か？

• 光⾚外連続波点源,Hα点源等• LkCa15b, HD100546b… disk feature ?
• PDS70b は結構もっともらしい…

• やはり(原始)惑星からの光球放射が決定的に望まれる光⾚外！
PDS 70 b (Keppler+2018)
LkCa15 by Subaru (Currie+2019)

TWHya ALMA

3.1.3.1 円盤に埋もれた形成中の惑星のその場観測• Subaru/SCExAO による形成中の惑星サーベイ• TMT による更なる検出／フォローアップ• NIRで~1AU(~0.01”@100pc)解像度を達成可能• Gap/spiral 等の間接証拠の更なる収集と，惑星との関係の検証• Planet at 10AU の場合のシミュレーション(武藤さん)

図 1 円盤・惑星相互作⽤によるギャップ構造・スパイラル構造の近⾚外線観測シミュレーション。左はモデル画像であり、左側の点状に⻘くなっている場所に惑星がある。真ん中はそれを８メートルクラスの望遠鏡で観測した場合、右はそれをＴＭＴで観測した場合を⽰す。全て、回折限界の空間解像度が達成されたことを仮定している。また、構造を⾒やすくするため、⾯輝度分布に半径の⼆乗を掛け算したものをカラーで⽰している。

3.1.3.2 ダストから微惑星へ充分に空間分解した円盤散乱光の多波⻑・偏光観測により、ダストアグリゲイト仮説の検証、その空隙率を導出可能(Tazaki+2019)
Subaru, TMT でのさらなる観測を望む
空隙率99%

85%<25%

3.1.3.3 スノーラインと惑星物質の進化• スノーラインは惑星形成において重要• 観測的制限は少ない• H2Oの場合1L☉ならば3‐4AUと近傍のため⾼空間分解能必要• TMTならば空間分解可能(少なくともHAeBeは可)図 5 HD142527 円盤の近⾚外散乱光スペクトルに刻まれたH2O 氷の3.1 μm吸収。円盤外縁の低温領域表層に⽔の氷の存在を⽰した。TMT を⽤いれば、円盤表層のスノーラインに迫ることが可能である。

Honda+2009• 系外惑星⼤気のC/O⽐• スノーラインにおいて⼤きく変化• 形成場所を反映？
• 円盤のスノーラインを抑え，観測的理解を強固にする必
図 6 原始惑星系円盤におけるC/O⽐の予想分布
要有り
Oberg+2011

3.1.3.4 円盤ガス散逸〜氷・ガス惑星⼤気の主成分の進化
3.1.3.5 ⽣命材料物質としての有機⾼分⼦の成⻑• ⾚外域には多数の分⼦輝線• 分⼦の”指紋”領域• CO2, CH4, C2H2 等の対称分⼦は⾚外のみ観測可• 円盤の温かい領域の化学• 円盤ガス散逸史の探査• 中間⾚外H2輝線による散逸期のガス定量• SPICAのHD観測と相補的• 惑星形成領域での有機⾼分⼦検出• CH3OH, HCOOH, CH3CN, ベンゼン環を含む⾼分⼦等• TMT＋⾚外⾼分散観測が望まれる

図 7 T Tauri型星原始惑星円盤⾚外スペクトル中の豊富な分⼦輝線 ( Carr &Najita 2011)

3.1.4.1 低質量星の誕生とジェット
 TMTの高空間分解能(~0.01”)によりjet 駆動領域を1auスケールで分解 高波長分解能により速度構造も明らかにする
 これらを総合し、形成メカニズムに制限を与える

DG Tau [Fe II] emission(Pyo et al. 2003,Subaru/IRCS)

3.1.4.2 大質量星・超低質量天体の誕生 進化末期の大質量原始星円盤の高空間分解能撮像・分光による、質量降着・円盤形成の理解(0.01”~30AU@3kpc)
 ALMA観測と相補的 VLTIによる大質量原始星に付随する円盤観測例(Kraus et al. 2003)

3.1.4.3 連星の誕生

L1551-IRS5 連星ジェット(Itoh et al. 2000, Subaru/CISCO)

 星は大多数が連星で誕生。どのように？

連星率は？大質量～超低質量星での理解必要 若い連星系の高空間分解能(~0.01”)・高分散観測(~0.1km/s)により…
 原始連星の質量、連星間距離、質量比など物理量決定
 連星ジェットの回転運動も検出できるはず 表面重力測定法による年齢と赤外超過量(Taurus, Oph)
 年齢推定の不定性が少なく正確 その他の分子雲に拡張し環境効果を調べる(Ultimate) 低質量側に拡張(MODHIS)

Takagi et al. 2015,Subaru/IRCS+HDS IMFの⼤質量側(>10M☉)の不定性
 ⼤質量星は遠いため，⾼空間分解能が必要
 TMTで遠⽅の⼤質量星団を分解しIMF構築

Salpeterベキ(-2.35)とconsistent ?
BH MF と⽐較？

Cluster A

 超低質量側(<0.08M☉)IMFの環境依存性
ClA1
 輻射場の有無、ガス/ダスト密度に依存？
7’ ClA2
 TMT/MODHIS, Subaru/Ultimate を⽤いて 1kpc
より遠⽅に拡張し，多様な環境のIMFの環境依存4’性を探査し，IMFの起源を明らかにする
7’ClA1Subaru/MOIRCS多天体分光観測例
Oasa et al. in prep.

長波長側

短波長側

長波長側

ClA1

すばる2＋TMT サイエンスブック
惑星形成・星形成 ⽬次
3.1.3 惑星誕⽣現場で探る惑星系・太陽系の起源（担当：本⽥）
3.1.3.1 円盤に埋もれた形成中の惑星のその場観測 （武藤）3.1.3.2 ダストから微惑星へ （⽥崎） アグリゲイト仮説検証・空隙率
3.1.3.3 スノーラインと惑星物質の進化 （野津）3.1.3.4 円盤ガス散逸〜氷・ガス惑星⼤気の主成分の進化 （野村）3.1.3.5 ⽣命材料物質としての有機⾼分⼦の成⻑ （野村）
3.1.4 星の誕⽣ （担当：⼤朝）
3.1.4.1 低質量星の誕⽣とジェット (町⽥、Pyo）
3.1.4.2 ⼤質量星・超低質量天体の誕⽣ (元⽊、⽥中圭、⼤朝）
3.1.4.3 連星の誕⽣(町⽥、Pyo、 元⽊、⽥中圭、⼤朝）
3.1.4.4 星・惑星系の形成・進化と分⼦雲環境、(⾼⽊、⼤朝）
3.1.4.5 星の初期質量関数（IMF） （元⽊、⽥中圭、⼤朝）
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