2013年度 第43回天文天体物理若手夏の学校
2013年7月29日 宮城蔵王ロイヤルホテル

原始惑星系円盤の愉しみ武藤恭之
工学院大学 基礎・教養教育部門

導入
ー 系外惑星研究の発展と惑星形成 ー

惑星科学：1995年以前• もっぱら、「惑星系」といえばわれわれの太陽系のことを指す• 「いかに太陽系ができたのか？」を説明しようとする– 対立する二つの説がある（今も残っている）

太陽系

1天文単位 (1AU)= 太陽・地球間距離= 1.5 × 1013 cm

http://www.geocities.jp/komaru_tn/solar_system4.jpg

系外惑星の発見

系外惑星の発見数
2013年7月27日現在 925個

http://exoplanet.eu/

多様な系外惑星系

惑星質量

木星質量

Outer
massiveplanets

熱い
木星

地球質量
惑星の軌道半径0.01AU

1AU

100AU

大きな問題• 私たちの太陽系は、普遍的なものなのか？
• （太陽系を含む）惑星系が、どのように作られたのか？

星・惑星形成のあらすじ

http://www.physicsoftheuniverse.com/topics_blackholes_stars.html

惑星形成の標準モデル• コア集積モデル– 京都モデル– ダスト（μm）が出発
微惑星(km)原始惑星(1000km)– 「塵も積もれば山となる」モデル
Hayashi et al. 1985

原始惑星系円盤の基本的性質• 成分は、ガスとその1/100程度のダスト– ダスト集積＝惑星形成• 円盤質量は、中心星の1/100程度• 円盤の拡がりは、100 AUスケール• 面密度 (最小質量円盤モデル)• 円盤の厚み（スケールハイト）• 寿命– 100万～1000万年程度

原始惑星系円盤の力学過程
ー 固体とガスの相互作用 ー

惑星形成とは何か• ガス円盤の中で、固体が1um程度から数1000kmにまで成長する過程である• 状況に応じて、さまざまな物理過程– 固体同士の相互作用• 考える固体の大きさによって、物性 and/or 重力– 固体とガスの相互作用• 固体がガスから受ける摩擦力（物性）• 固体とガスの間の重力相互作用（重力）– 周囲のガスの流体力学的進化– 星と円盤との相互作用• 星の輻射や磁場の影響

固体どうしの衝突(相互作用)

陶山徹さん（長野市立博物館）による計算

ガスと固体の相互作用（摩擦）• 原始惑星系円盤は、回転する薄い円盤• ガス・ダストそれぞれに力のつり合い上から見た図phi
中心星重力r
ダスト
遠心力
ガス
圧力

ガスの影響を受けたダストの運動• ダストはガスから向かい風を受ける• 角運動量を抜かれ、中心星に向かって落下
一般に、ガスの圧力が高い場所にダストが集まる
phi
回転速度r

ダスト
ガス摩擦力

ダストの落下問題
一般に、円盤は内側の方が高圧  中心星に向かってダスト落下

時間スケール

成長時間

10^3 yr

落下時間

10^5 yr

メートルサイズのダストは落下が速い!

Weidenschilling 1977

1cm1m

ダストの大きさダストの渦へのtrap• 円盤中のどこかに高圧領域• そこに、ダストが集まってくる

Lyra and Lin (2013)

ガスの流体力学的構造
乱流:
自己重力

Boley 2009

磁気回転不安定性

Flock et al. 2011

Heinemann and Papaloizou 2009

円盤・惑星相互作用： スパイラル形成・ギャップ形成

FARGO simulation

円盤・惑星相互作用と惑星移動• 惑星と円盤の重力相互作用
軽い惑星

重い惑星

http://www.maths.qmul.ac.uk/~masset/moviesmpegs.html

惑星移動
5年
典型的に、10Mの惑星＠5AUで10原始惑星により生成された円盤中の密度揺らぎ
E
円盤の寿命に比較して短い
Inner disk pulls forward the planet
Cent. starplanet

円盤と惑星の重力相互作用
による密度波の励起

密度波の反作用で、惑星に重力的なトルクがかかる
Outer disk pulls back the planet

Background figure is from F. Masset’s webpage
http://www.maths.qmul.ac.uk/~masset/moviesmpegs.html

惑星＋ガス＋ダスト＝ダストギャップ

Muto and Inutsuka 2009

原始惑星円盤の力学：小まとめ• 原始惑星系円盤は、ガスとダストからなる、薄い回転円盤• その中で起こる現象– ガスの流体力学的進化– ダスト同士の衝突– ガスとダストの間の相互作用– 惑星重力によるガス・ダスト分布の再配置• ダストや惑星は、円盤内を常に動いている– 円盤にさまざまな「模様」を作る• 今回取り上げなかった話題（けれど、重要）– 星と円盤の相互作用： 円盤散逸・内縁– 化学反応

原始惑星系円盤の観測
ー 円盤直接撮像観測の進展とこれから ー円盤観測で見えるもの•内側が熱く、外側が冷たい•赤外では光学的に厚い•電波では光学的に薄い～数AU以下近赤外線熱放射～数10AU
中間赤外線熱放射～100AU
赤外線散乱光～100AU以遠
電波熱放射

典型的なSED• 星＋円盤
• 円盤は低温– 長波長側• 円盤の場所による温度の違い– 波長の違い

Chiang and Goldreich 1997

SEDで探る円盤構造の例
遷移円盤天体短波長（近赤外）のexcessが少ない
 円盤の内側部分にダストが存在しない
Calvet et al. 2005

円盤の直接撮像観測• 今のところ、近赤外線と電波が主な観測波長• 近赤外線： 円盤表面の散乱光
典型的な距離：– 分解能が ~0.1秒角 = 14AU

140pc

• 電波： ダストの熱放射／分子輝線– 電波干渉計で、高い空間分解能を得る– 分解能が~0.4秒角（SMA）=56AU– これからのALMA観測で、分解能が格段に上がる

Strategic Exploration of Exoplanets andDisks with Subaru/HiCIAO• すばる望遠鏡搭載のHiCIAO/AO188を用いた、円盤・惑星直接撮像プロジェクト• 5年間で120夜観測、現在およそ2/3• 円盤：偏光撮像により、高角度分解能で中心星近傍まで迫れる• 円盤は、遷移円盤天体を中心に観測

SEEDS Gallery

Mayama et al. (2012), Hashimoto et al. (2011, 2012), Kusakabe
et al. (2012), Grady et al. (2013), Tanii et al. (2012)

SEEDSで見つかったスパイラル構造• SAO 206462周囲の円盤• 分解能： 0.06秒程度• 「穴」の部分に散乱光成分– 46AU~0.3”• スパイラル状の構造
Muto et al. 2012

観測技術の発展

BEFORE:2009年 ハッブル宇宙望遠鏡

AFTER:
2012年 すばる望遠鏡

スパイラル構造： 密度波理論によるモデル• スパイラルの「形」にのみ注目• 円盤にたつ「音波」を測定– 円盤の音速（温度）がわかる
円盤の回転則円盤の温度分布共回転半径での円盤の厚み

モデルフィットの結果• パラメータの縮退は大きい
ものの– 波を励起する場所は外側にありそう– サブミリ観測で示唆されているような円盤モデルで、スパイラル構造を説明可能– 比較的「熱い＝厚い」円盤• H/R~0.1• もし惑星が励起している波だとすれば、0.5MJくらい？
クレジット： NAOJ

HSTで見えたギャップ構造• TW Hya周囲の原始惑星系円盤• 80AU付近で、少し暗くなっている• 惑星でもあるか？

Debes et al. 2013

ALMA（電波）観測の現状• Cycle 0の結果が出始めている• 十分に驚くに値する成果

Casassus et al. 2013

Van der Marel et al. 2013

ALMA望遠鏡の威力

BEFORE:2008年 SMA望遠鏡
線が観測・色は近赤外線画像
Ohashi (2008)

AFTER:
2012年 ALMA望遠鏡
初期運用観測円盤観測の現状：小まとめ• 原始惑星系円盤は、長波長での星の黒体放射に対するexcessとして検出される• 観測は、さまざまな波長で見ることが重要– 円盤の異なる場所を見る– SEDだけからも、空間的な構造についてある程度のことが言える• 実際に空間分解した観測も可能になっている• 円盤に、何らかの非軸対称性が見えてきている– どう解釈するか、今後の議論の深まりを期待直接撮像のこれから• 鍵は「高空間分解能」• Full ALMAや、TMTなどの将来の大型望遠鏡計画で、どこまで行けるか？

原始惑星系円盤 @ 100AU• 面密度 (最小質量モデル)• 円盤の厚み (スケールハイト)• 円盤のアスペクト比

14 AU = 0.1” @ 140 pc
 Subaru

原始惑星系円盤 @ 10AU
• 面密度 (最小質量モデル)• 円盤の厚み (スケールハイト)• 円盤のアスペクト比

1.4 AU = 0.01” @ 140 pc
 TMT, full ALMA

原始惑星系円盤 @ 1AU• 面密度 (最小質量モデル)• 円盤の厚み (スケールハイト)• 円盤のアスペクト比0.1 AU = 0.001” @ 140 pc ???

直近で可能な観測：スパイラル
円盤の厚み程度の長さを分解する必要がある

0.1秒角の分解能が必要
 すばる、ALMA…

惑星の励起する円盤の構造
惑星＠10AU

惑星＠30AU

惑星＠100AU

すばる

TMT

TMTサイエンス検討会報告書 （2011）

原始惑星系円盤の表面雪線• 雪線： そこより遠方では、H2Oが氷として存在する境界線• 円盤内の温度輻射輸送を考えると、表面付
近に雪線が存在する

Oka et al. 2011

まとめ
• 原始惑星系円盤は、惑星形成の母体• ガス・ダストからなる、中心星の周囲を回転する薄い円盤• さまざまな相互作用が起こる– 摩擦力・重力・輻射・化学反応…

• 観測も電波・赤外でどんどん進んでいる• 惑星形成の現場が見られる日も遠くない？