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SEEDS プロジェクト メインサーベイの完了
田村元秀（アストロバイオロジーセンター/東京大学/国立天文台），
他、SEEDS プロジェクトチーム
SEEDS プロジェクトは、すばる望遠鏡最初の戦略枠観測として 120 夜が配分され、2009 年に開始した観測プロ
ジェクトであり、とりわけ年齢 10 億年未満の太陽系型恒星と、それより重い恒星周囲の系外惑星の探査に集中した。さらに、主星から離れた軌道をとる遠方惑星の形成原因となりうる円盤微細構造を明らかにするために円盤を持つ様な非常に若い恒星も対象としていた。
直接撮像により約 500 個の太陽型星および重い星の外側領域 (数 AU〜約 40AU 程度) に存在するであろう巨大惑星を探査するとともに、同じ半径領域の原始惑星系円盤と残骸円盤を観測することにより、惑星とその形成現場を直接関係づけることを目的としていた。
本プロジェクトは国際プロジェクトとして推し進め、最終的には 35 機関・120 名を超えるプロジェクトメンバー
が関わる大プロジェクトとなり、そのうち、約 80 名が日
本人、約 40 名が外国人という構成となった。

SEEDS プロジェクトの結果、４つの惑星あるいはその候補の直接撮像に成功した（図 1）。具体的には、GJ758 b
は、G9 型で 1.0 太陽質量の太陽型恒星を周回する 10-30
木星質量の天体である。見かけの軌道長半径は 29 au である。アンドロメダ座カッパ星は、B9 型で 2.5 太陽質量の中質量恒星を周回する 12.8 木星質量の天体である。GJ504

図 1: SEEDS による直接撮像により検出された惑星 (候補含む)の画像。左上：GJ758 b、右上：κ And b、左下：GJ504 b、右下：HD100546 b。

b は、G0 型で 1.2 太陽質量の太陽型恒星を周回する 3-4.5木星質量の天体である。HD100546 b は、年齢 500-1000
万年のハービック Be 型星を周回する 15 木星質量以下の天体である。
さらに、円盤の詳細構造の詳細構造の解明については、
当時、他の８ m 望遠鏡を質・量ともに大きく上回る成果を挙げている（図 2）。これまでに 20 個以上の円盤構造を解明し、ハービック Ae 型星や T タウリ型星、残骸円盤
天体の円盤の詳細構造が解明され、査読論文が次々と出版された。
アストロバイオロジーセンター が発足した 2015 年にSEEDS のメインサーベイは完了し、約 500 天体の惑星・円盤探査を行った。2016 年現在、SEEDS による査読論文
は 57 本にのぼり、これらを集約した”Collected Papers of

the Subaru SEEDS Project”を作成した。

参考文献[1] Tamura, M.: 2016, PJA Ser. B, 92, 45-55.

図 2: SEEDS による直接撮像で検出された円盤の偏光強度画像。円盤のダストによる中心星からの光の散乱光。

すばる望遠鏡用新惑星探査観測装置 IRD ファーストライト
小谷隆行、IRD チーム
アストロバイオロジーセンター では、すばる望遠鏡用
新型系外惑星探索装置 IRD（InfraRed Doppler：図１）の開発を進めてきた。IRD は、立案、開発、製作、試験、及
びすばる望遠鏡への搭載のために約 8 年の期間を費やし、2017 年 8 月に分光器だけでのファーストライト、2018 年
2 月に光コムと組み合わせた完全な形でのファーストライ
トに成功した。
これまでは、後期 M 型星に最適な赤外線を用いた高精度なドップラー法の観測が難しかったが、IRD ではそれが可能になる。トランジット法での惑星探索では太陽近傍の後期 M 型星の周囲で、ハビタブル惑星が見つかる確率が小さくなるが、ドップラー法での惑星探索はその問題の影響を受けにくいため、地球の近くに存在するハビタブル
惑星を探すのに有効である。

IRD には小さい惑星を発見するため、（１）波長分解能が高く、広い波長域を同時に観測できる非常に安定な赤外線分光器、（２）恒星の速度を精密に測定するための正確な物差しとなる光周波数コム（光コム）、（３）不安定性の原因となる光の乱れを低減するモードスクランブラー、などの特徴がある。また、すばる望遠鏡の大きな主鏡を利用

図 1: IRD 本体

することで、暗い後期 M 型星においても十分な光を集めることが可能である。後期 M 型星は太陽の半分程度の表面温度しかない低温度星のため、可視光より赤外線のほうが明るい。赤外線での高精度な惑星探索が可能である IRDと大口径のすばる望遠鏡の組み合わせは、まさに、ドップ
ラー法で後期 M 型星まわりのハビタブル惑星を発見する
ための最強の組み合わせである。
ファーストライトの観測では、速度測定に IRD の高分
散分光器と光周波数コムを利用した。図２の 2018 年 2 月のファーストライトで取得した M 型星のデータに見える
スペクトルのラインの隣に、光コムで得られた点線を同時に撮像することにより、星の速度測定の基準となる「精密なメモリ」としての役割を果たしている。光周波数コムは
天文学ではこれまではほとんど利用されておらず、非常に新しい技術である。

参考文献[1] ABC プレスリリース,
http://abc-nins.jp/press/20180702/20180702 IRD Abs.html.

図 2: IRD ファーストライトのスペクトル画像

トランジット惑星観測のための新多色撮像カメラ MuSCAT の開発
成田 憲保 1,2 , 福井 暁彦 2 , 日下部 展彦 1,2 , 鬼塚 昌宏 2 ,笠 嗣瑠 2 , 柳澤 顕史 2 , 泉浦 秀行 2 , 田村 元秀 1,2,3 , 山室 智康 4
1:アストロバイオロジーセンター, 2:国立天文台, 3:東京大学, 4:オプトクラフト

近年太陽系外惑星の多くは、地上トランジットサーベイ
やケプラー衛星による宇宙からのトランジットサーベイ
によって発見されている。さらに、現在行われているケプ
ラーの第 2 期観測計画である K2 や、2017 年に NASA によって打ち上げられる予定の TESS、2024 年頃に ESA によって打ち上げられる予定の PLATO などにより、これから全天のトランジットサーベイが行われる見通しである。
そのため、トランジット法は今後も系外惑星発見の主流の方法になると考えられる。
トランジット法によって系外惑星を探索する際、大きな障害となるのは惑星のトランジットによる減光と似たような減光を起こす食連星による偽検出である。そのため、トランジットサーベイから本物の惑星を発見するためには、その減光が本物の惑星によるものなのか、食連星による偽検出なのかを判別する確認観測が必要となる。その確認観測の方法のひとつとして知られているのが、食連星では減光に大きな波長依存性があることを利用した多色測光観測である。

図 1: 岡山天体物理観測所の 188cm 望遠鏡に取り付けられた
MuSCAT。

我々が 2014 年に岡山天体物理観測所 188cm 望遠鏡用に開発した多色撮像カメラ MuSCAT は、6.1 分角の視野で青(400-550 nm)、赤 (550-700 nm)、近赤外 (820-920nm) の3 色を同時に撮像する機能を持つ (図 1)。さらに MuSCATは CCD 上での星像の位置をほぼ一定に保つ自己オートガ
イド機能を持ち、0.1%より良い相対測光精度を 3 色で同時に達成することができる (図 2)。これにより、トランジッ
ト惑星候補が本物のトランジット惑星なのか、それとも食連星なのかを一度のトランジット確認観測で判別することが可能となっている。

MuSCAT のもう一つの目標は、トランジット惑星の大まかな透過光分光観測を行うことである。食連星の場合とは異なり波長依存性の程度としては小さいものの、惑星ではトランジットの際に一部の主星の光が惑星大気を透過してくるため、惑星の大気を反映してトランジットの深さに小さな波長依存性が生じる。MuSCAT では、惑星大気の
おおまかな特性をつかみ、より大型の望遠鏡で観測を実施
すべき面白い惑星を選び出すことを目指している。

参考文献[1] Narita, N., et al.: 2015, Journal of Astronomical
Telescopes, Instruments, and Systems, 1, 045001.

図 2: 既知のトランジット惑星 Gj436b を持つ M 型星 GJ436 の測光精度試験観測のライトカーブ。0.1%より良い相対測光精度が達成されている。

M 型矮星周りのハビタブル惑星におけるレッドエッジ
滝澤謙二、他（アストロバイオロジーセンター/基礎生物学研究所）

地球のように生命を宿すことが可能な惑星（ハビタブル惑星）の探査の対象として、近年、赤色矮星（M 型星：太陽の半分以下の質量の恒星）が注目されている。太陽に近い恒星の多くは M 型星であり、近い将来そのような惑星に生命が存在する兆候（バイオマーカー）を観測することが期待されている。太陽系外惑星の有力なバイオマーカーとして、陸上の植生が作る レッドエッジ （地球上の植1. 主星の放射スペクトルが水分子の光透過スペクトルに近い

2. 複数ある反応中心の励起波長が近い
3. 反応中心の励起バランスを保つ仕組みが備わっているの３条件が必要なことが明らかになった。

物が光合成に利用する青色から赤色までの可視光を吸収し、利用しない近赤外線を反射するため生じる特徴的な反射スペクトル）が注目されている。しかし、レッドエッジの位置（波長約 0.7µm）は植生が光合成に利用する光の波長によって決まるため、これまでは恒星が照射する光の波長によって異なると考えられており、M 型星周りのハビ
タブル惑星の場合にはレッドエッジも長波長側の近赤外線に移動すると予想されていた (図 1)。このレッドエッジが系外惑星においても観測されれば、酸素の存在と合わせ、より確実に生命の存在を裏付けるバイオマーカーとなる。
ただし、光環境が異なる系外惑星においてレッドエッジの波長は自明ではなく、光合成研究と合わせて検討する必要があった。
本研究では、太陽近傍の M 型星であるしし座 AD 星にハビタブル惑星が存在したと仮定した場合の、陸上と水中の光環境を推定し、その環境に最適な光合成利用波長を予測した。この仮想惑星の陸上では、近赤外線が豊富に得られるため、光合成の生産性を高めるように適応した場合、900nm または 1,100nm までの光を光合成に利用し、レッドエッジはそれより長波長側に現れると予測された。一方、水中では水分子により近赤外線の減衰があるため、M型星周りであっても地球上と同様に可視光のみに依存する
光合成生物の存在が予測された。水中の可視光利用生物から陸上の近赤外利用生物への光合成機構の進化経路として、２つある反応中心の一方で可視光を利用し、もう一方で近赤外線を利用する過渡的な光合成機構を想定することができます。
ただし、吸収波長のことなる２つの反応中心をバランス

図 1: M 型星周りの惑星ではレッドエッジが長波長側へシフトすると予想されていた (右側)．一方，可視光だけを利用する場
合，水中から陸上への速やかな以降が可能となる (左側)．

地球上の光環境がこの３条件を満たすのに対し、M 型
星周りのハビタブル惑星では主星の放射ピークが長波長側に大きくずれているため、反応中心の励起波長が大きくことなると励起バランスを保つことが難しくなり、上陸が困難になる。一方、可視光のみを利用する場合、反応中心励
起波長が近いため M 型星の照射下であっても励起バラン
スを保つことが可能となることから、最初に上陸する光合
成生物は地球と類似した光合成機構を持つ可能性が高いと考えられる。このことから、M 型星周りのハビタブル惑
星でも、最初に上陸した植物のレッドエッジは地球と同じ位置にあらわれる可能性が高いことを初めて提唱した。

よく励起することができなければ、獲得したエネルギー
により危険な活性酸素が発生し、生存にはむしろ不利になる。この過渡的な光合成機構が水中と陸上への境界領域の光環境に適応することが可能か、地球上で実際に生じた陸上化の例と比較して検証した結果、酸素発生光合成生物が速やかに水中から陸上へ進化するためには：

参考文献[1] Takizawa, K., et al.: 2017, Scientific Reports, 7, 7561.

酸化チタンが生成する系外惑星における非生物由来の酸素大気
成田 憲保 1,2 , 榎本孝文 3 , 正岡 重行 3 , 日下部 展彦 1,2
1:アストロバイオロジーセンター, 2:国立天文台, 3:分子科学研究所

近年天文学の分野では、宇宙に生命を育むことができる
惑星 (生命居住可能惑星) の探索が盛んに行われ始めている。では、何を発見することができればその惑星に生命が存在することの証拠 (バイオマーカー) となるのだろうか？
これまで惑星に豊富な酸素がある条件として、惑星に光合成を行う生命が存在していることが必須条件のように思われてきた。そのため酸素大気があれば必ず生命がいるという考えから、太陽系外惑星に生命の兆候を探す際に酸素をバイオマーカーとして使うことが考えられてきた。しかし、非生物的なメカニズムによって惑星に豊富な酸素大気が発生しうるかどうかという問題は、つい最近まであまり考えられてこなかった。
今回我々は、太陽系の地球型惑星や衛星などにも豊富に

図 1: 酸化チタンの光触媒反応。水、電子受容体、紫外線の４つが揃うと、非生物学的に酸素が発生する。

存在している酸化チタン (TiO2 ) が持つ光触媒機能によって非生物的にも酸素が発生しうることに着目し (図 1)、酸化チタンの光触媒反応による酸素発生可能量の見積もりを行った。
まず地球に類似した環境の惑星を仮定し、有効表面積として地球の円盤面積と同等の 1.28 × 1014 m2 をを想定し、地表が割合 f で酸化チタンで覆われており、その表層に水が存在して光触媒反応が起こると仮定した。地表での紫外線 (λ =280-400nm) 強度は、地球での夏至付近の波照間島における UV 強度の実測値から ∼60 W m−2 と仮定した。

さらに光触媒反応に必要な電子受容体は、海水中で十分な量が供給されると仮定した。酸化チタンの反応効率は実験による先行研究 (Ohno et al. 1997) から 1 フォトンあたり 2.5%の効率を採用した。その結果、惑星表層の 0.05%
程度 (およそ 70,000km2 、北海道より小さい面積) で酸化

チタンの光触媒反応が継続すると、現在の地球と同程度の酸素が発生・維持されることがわかった。
また、主星のスペクトル型を変えた場合 (M6, M0, K2,
G2, F6) の効果を検討するため、Phoenix モデルを用いて、それぞれのスペクトル型の恒星のまわりの生命居住可能惑
星における地表の紫外線強度を計算した。その結果、地球となった。これはつまり、光合成を行う生物が存在しなくても、太陽系外の生命居住可能惑星に地球と同程度の酸素
大気が非生物的に発生する可能性があることを意味している。
本研究は、アストロバイオロジーセンター、国立天文台、分子科学研究所という異なる分野の研究者らの共同研
究により、従来考えられてこなかったメカニズムで非生物的な酸素大気が発生する可能性を見出したことが重要なポイントである。本研究により、生命居住可能惑星に酸素大気があれば必ず生命がいるというわけではなく、酸素大気
が生命の偽検出にもなりうることを発見した。今後は、この非生物的メカニズムで酸素大気ができた場合と生物的な光合成により酸素大気ができた場合をどう観測によって判別できるかを検討していく。
このように、将来の天文観測によって太陽系外惑星に生命が存在するかどうかを研究するためには、何が生命存在の決定的証拠となるのかについて、さまざまな学問分野の連携によるアストロバイオロジー研究の取り組みが今後も重要となっていくだろう。

と同程度の酸素が発生するために必要な惑星表面の酸化チタンの割合 f は、どのスペクトル型の場合でも 1 より小さいことがわかった。特に、最も紫外線量が少ない低温度星の場合でも、惑星表面のおよそ 3%でこの反応が起こると、非生物的に酸素大気が発生・維持されることがわかった。
そのため、どんなスペクトル型の主星の場合でも、生命居住可能惑星上での酸化チタンの光触媒反応で、非生物的に酸素大気が発生・維持される可能性があることが明らか

参考文献[1] Narita, N., Enomoto, T., Masaoka, S., Kusakabe, N.:2015, Scientific Reports, 5, 13977.
[2] Ohno, T., et al.: 1997, The Journal of Physical
Chemistry B, 101, 10605.

すばる望遠鏡用近赤外線高精度ドップラー速度測定装置 InfraRed

Doppler (IRD) の性能評価試験

葛原昌幸 1,2 , 平野照幸 3 , 小谷隆行 1,2,4 , 石塚将斗 5 , 大宮正士 1,2 , 小西美穂子 1,2 ,工藤智幸 6 , 西川淳 2,4,1 , 上田暁俊 2,4 , 細川晃 2,4 , 日下部展彦 1,2 , 黒川隆志 1,2,7 ,
小久保宰 7 , 森貴宏 7 , 田中洋介 7 , JACOBSON, S.8 , HODAPP, K.8 , 田村元秀 5,1,2
1: NINS, Astrobiology Center, 2: 国立天文台, 3: 東京工業大学, 4: 総合研究大学院大学, 5: 東京大学, 6: すばる望遠鏡,
7: 東京農工大, 8: ハワイ大学

系外惑星の観測は、惑星の形成や進化の研究ばかりでなく、地球以外に存在する生命の研究にも結びつく。さらに、低温の M 型星の惑星系に存在する岩石惑星は地球のような低質量惑星の形成と進化、生命の居住可能性に対する研究の進展のために重要である。低温 M 型星に対するドップラー法を用いた系外惑星探査を目的として我々が開発を進めてきた IRD[1] は、2017 年にすばる望遠鏡での利総合すると IRD では約 2 m s−1 、もしくはそれよりも良い安定性が得られる可能性があると期待できる (詳細は [2]を参照)。我々は今後も上記のような実験室試験を継続する予定であるが、その結果は同時に進めている天文観測による試験と合わせて IRD の惑星検出の性能評価を改善するために利用できる。

用が開始された。すばる望遠鏡の大集光力と IRD の近赤
外線での高精度ドップラー法による観測は、低温 M 型星の惑星の探査に大いに力を発揮すると期待できる。
我々は IRD をすばる望遠鏡での天文観測に用いる前に、ハワイ大学、及びすばる望遠鏡において、その性能評価のための実験室試験を 2016 年から 2018 年に渡り重ねて行った。その結果は IRD による惑星探査の成果を見積もるための基礎的資料になった。なお、同評価は天文試験観測より得られた IRD の初期的な評価と併せて SPIE の天文観測装置国際研究会とその集録論文で報告している [2]。
上記の試験結果の一部を報告する。検出器の雑音はドップラー法による観測の精度を決定する一つの要因になるが、低温 M 型星のような暗い天体を観測する場合は、検出器雑音を可能な限り低減することが望まれる。そこで
我々は IRD に利用している赤外線検出器が発する雑音の評価とその低減を試みた。その結果、検出器の読み出し雑音は約 10 分間の積分の場合 10–15 e− 程度に抑えられる
ことがわかった。これは、我々が IRD を用いて計画している惑星探査のために必要な要求を満たす。さらに、IRDによるドップラー速度測定の精度と安定性を評価するための基礎を得るための試験も行った。その試験では、IRD で測定速度の較正に利用されるレーザー周波数コム・スペク
トルの測定を数週間にわたり測定することで、そのスペク
トルの速度変動を評価した。IRD では二つのファイバーを利用することで、天体光とコム光を同時に測定し、お互いの相対的な速度変動を導出することでドップラー速度を測定する。この方法を同時に取得した二つのコム・スペク
トルに適用した場合は約 1 m s の安定性が得られた (図1 参照)。また、この試験からは見積もることが困難な他−1の誤差要因を調べるための試験も行ったが、試験の結果を

図 1: 2018 年 1 月に行ったレーザー周波数コムを用いた実験室・安定性試験の結果。(上図) 二つのファイバーを用いて同時に測定した二つのコムスペクトルの絶対的な速度変動 (縦軸)。測定
期間 (横軸) は約 13 日。片方のコムスペクトル (図中では赤) は、
もう片方の測定と見分けるために −50 m s−1 のオフセットを加えてある。(下図) 二つのコムペクトルの差を導出することで得た相対速度変動 (縦軸)。天体観測ではこの様な相対速度変動を計算する。試験結果は [2] のものと同一。

参考文献[1] Kotani, T., et al.: 2018, Proceedings of the SPIE,
10702, 1070211.
[2] Kuzuhara, M., et al.: 2018, Proceedings of the SPIE,
10702, 1070260.

高分散分光、AO 撮像、トランジット周期変動の観測による
複数トランジット惑星系 K2-19 の性質調査

成田 憲保 1,2 , 平野 照幸 3 , 福井 暁彦 2 , 堀 安範 1,2 , 笠 嗣瑠 2 , 日下部 展彦 1,2 , 工藤 智幸 2 ,鬼塚 昌宏 2 , 泉浦 秀行 2 , 竹田 洋一 2 , 田村 元秀 1,2,4 , 柳澤 顕史 2 , ほか K2/ESPRINT メンバー
1:アストロバイオロジーセンター, 2:国立天文台, 3:東京工業大学, 4:東京大学

K2-19(EPIC201505350) はケプラーの第 2 期観測計画である K2 のフィールド 1 で発見された複数トランジット惑星系で、(1) トランジットをする 2 つの惑星が周期約 8日と約 12 日という 2:3 の平均運動共鳴軌道に入っており、(2)2 つの惑星がそれぞれ約 7R⊕ と約 4R⊕ と比較的大き

い (すなわち比較的重い) という特徴を持ち、そのため惑

星同士の重力的相互作用によって大きなトランジット時刻
変動があることが期待されていた面白い惑星系である。
この惑星系に対しては、2015 年 2 月に 40cm の NITES
望遠鏡で内側の惑星 K2-19b に対してトランジット観測が行われ、実際に大きなトランジット時刻変動の可能性が報告されていた (Armstrong et al. 2015)。そこで我々は、

図 1: 岡山天体物理観測所の 188cm 望遠鏡の MuSCAT で観測した K2-19b のトランジット。

岡山天体物理観測所 188cm 望遠鏡用に新しく開発した観
0.015

2015 年 4 月 25 日に観測した (図 1)。もともと K2 で観測0.010されたトランジット時刻をもとにした予報では、K2-19bのトランジットは観測期間のほぼ中央に来るはずだが、実際の観測では観測期間の後半にトランジットが起きていることがわかる。これにより我々の観測によってもトラン
ジット時刻変動の存在が確認された。

TTV of planet b [day]測装置 MuSCAT を用いてこの K2-19b のトランジットを

0.005
0.000
-0.005-0.010

我々はさらにこの惑星系の性質を調べるため、すばる望-0.015

遠鏡の高分散分光器 HDS を用いて主星のスペクトルを取-0.02050

得した。その結果、この惑星系の主星は有効温度約 5350Kの晩期 G 型星で、半径約 0.9R⊙ と質量約 0.9M⊙ である

ことがわかった。また、我々は高コントラスト直接撮像装
置 HiCIAO と補償光学 AO188 を用いてこの惑星系の周囲にトランジットの偽検出を起こすような別の天体がいな

いかどうかを観測し、2 つのトランジット惑星 K2-19b とK2-19c のトランジットの偽検出を起こすような他の天体がいないことを確認した。
以上の観測に加えて、我々は観測された K2-19b のトラン
ジット時刻変動から、その変動を引き起こした外側の惑星
K2-19c の質量を推定するため、Deck & Agol (2015) によるトランジット時刻変動の理論モデルを用いて解析を行った。その結果、外側の惑星 K2-19c の質量が約 20M⊕ の場

合に観測されたトランジット時刻変動がよく説明されることを明らかにした (図 2)。以上により、我々は MuSCATのトランジット観測を通して K2-19c が半径約 4R⊕ 、質量約 20M⊕ の低質量惑星であることを明らかにした。

Observed TTV
Model TTV
Residuals (offset by -0.015)

100

150

200

250

300

BJD - 2456800

図 2: K2 と地上の望遠鏡で観測された K2-19b のトランジット
時刻変動。観測されたトランジット時刻の一定周期からのずれが赤、理論モデルが青、観測と理論の残差が緑でそれぞれプロッ
トされている。

参考文献[1] Armstrong, D. J., et al.: 2015, Astronomy & Astrophysics, 582, A33.
[2] Deck, K. M., & Agol, E.: 2015, The AstrophysicalJournal, 802, 116.
[3] Narita, N., et al.: 2015, The Astrophysical Journal,
815, 47.

低質量星周りの系外地球型惑星探索のための観測ターゲットの選定
大宮 正士 1 & IRD チーム（1 アストロバイオロジーセンター）

我々は、IRD（InfraRed Doppler for the Subaru telescope）を用いたすばる望遠鏡戦略枠観測（IRD-SSP）にストールされている低分散分光器を使用し、約 300 個の望遠鏡、CalarAlto2.2m 望遠鏡とそれぞれの望遠鏡にインおける、ドップラー法による晩期 M 型矮星周りの地球型

M 型矮星の分光観測を行った。この観測で取得されたデー

惑星探索に向けて、準備を進めてきた。IRD-SSP で、我々

タの Hα の吸収線の等価幅を測定することによってそのは非常に安定した高分散分光器と精密な波長校正光源で星の活動度を見積もり、Hα の強度と自転速度の関係 (e.g.

ある光周波数コムで構成される IRD を使用した視線速度[2]) から星の自転速度に制限をつけた。また、スペクトル

精密測定を用いて恒星の中でも最も低質量の M 型矮星周の形状から、その星のスペクトル型、表面温度、金属量もりの系外惑星探索を行う。そして、太陽近傍の M 型矮星見積もった。本観測によって調べられた天体のパラメータ

周りのハビタブルゾーンを公転する地球型惑星を探し、低と文献の情報を合わせて、約 1500 星の M 型矮星を含むカ質量星周りにおける（地球質量程度の惑星を含む）惑星系

タログを作成し、その中から、主に活動度と質量、実視等の様子を明らかにすることを目指している。本計画では、級の情報を基に IRD-SSP による惑星探索に適する約 150

近赤外線の広い波長域（0.97-1.75um）を同時に観測でき個の候補星を選定した。IRD-SSP のターゲット候補の条

る IRD の特徴を生かして、60 個の晩期の M 型矮星のモ件（表面活動が弱い、Tef f =2800-3200K、 0.1-0.25MSun 、

ニター観測を 2019 年 2 月から最低 2 年間（その後 3 年間の延長あり）継続して行なっていく予定である。

J<11.5）は他の惑星探索計画とは異なっており、IRD-SSP
では独自のサーベイ観測を行う（図１）。ただし、これだ

視線速度法では一般に低質量星であれば惑星による影響

けではターゲットを決定するためには情報が不十分であるが大きくなるが、M 型矮星でもハビタブルゾーンに位置ため、IRD-SSP で各星を 1 回以上観測し、高速自転してする地球質量程度の惑星による星のふらつきは <∼1m/s

いない、かつ、連星系ではない、ことを確認し最終的に 60と小さい。そこで、本計画では、低質量の惑星を検出する

個に絞る。本研究の結果は、IRD-SSP のプロポーザル作

ために数 m/s の視線速度変化を検出可能な観測を行うこ成に使用されており、IRD-SSP 観測のターゲットリストとが必要である。そのためには、安定した観測装置を用いとして公表する予定である。

るだけでなく、視線速度の変化の大きさや精度は星の自転速度や表面活動など星の特徴にも依存するため、惑星による信号を他の要因による星固有の変化と切り分けられる天ゾーンが主星近傍に存在する星の性質や IRD 装置の利点を生かすために、低温度かつ低質量の中期-晩期の M 型矮星を観測ターゲットとする。しかし、晩期の M 型矮星には恒星表面における活動が活発な天体が多く存在している(e.g.[1]) ことが知られており、その場合、恒星の視線速度

Jバンド等級

体を選ぶことが重要となる。IRD-SSP では、ハビタブルに見かけの変化を与えてしまうため、表面活動が活発な星は高精度の惑星探索には向かない。また、自転速度が早く
吸収線が広がっている M 型矮星も多く存在するが、そのような天体も波長決定の精度が悪化するため高精度の視線有効温度 Teﬀ (K)

速度測定には適さない。
そこで、我々は、高精度な惑星探索を実現可能な晩期 M型矮星を探すために、1. これまでに観測された M 型矮星のデータを文献から集め、2. ターゲットを選ぶのに必要なパラメータを導出し、3. 情報が足りない天体に対しては中小口径の望遠鏡を用いて観測を行った。情報が足りない天

図 1: IRD-SSP のターゲット候補星（黒丸）と他の惑星探索計
画のターゲット（赤：ドップラー法による惑星探索, 青：TESS ト
ランジット探索の惑星保持候補, 緑：TESS の観測天体）の分布

参考文献

体の特徴づけを行うために、岡山天体物理観測所 188cm 望[1] West et al. 2011, AJ, 141, 97.

遠鏡、なゆた 2m 望遠鏡、WIYN3.5m 望遠鏡、APO3.5m[2] Newton et al. 2017, ApJ, 834, 85.

星団環境下における惑星系
堀安範(アストロバイオロジーセンター)

星は、分子雲と呼ばれる低温のガス塊が重力的に収縮することで誕生する。同じ分子雲から同時に形成された複数の星は星の集団である「星団」を形成する。これまでの観測から、星の大部分は星団として誕生すると考えられている [1]。星団は時間が経つと力学的に離散してしまう
ため、太陽のように、現在は星団に属していない星でさえも、過去に星団の一員として誕生した可能性が高い。このように、星団環境下での惑星系の形成と進化を理解することは、星団のみならず、現在は孤立した単独星の周りでの惑星系の誕生を紐解く手がかりとなる。
物質化学的な側面でも、星団環境は惑星や小天体の熱史と密接に関係する。例えば、はやぶさ探査機がサンプル・
リターンした小惑星イトカワに代表される小天体の内部
は、26 Al や 60 Fe のような放射性核種の壊変熱（親核種から娘核種への壊変：26 Al → 26 Mg, 60 Fe → 60 Ni）で変性を経験する。放射性核種の存在量は天体内部の分化（物質化学的な層構造の形成）や熱進化を大きく左右する。これ
らの短寿命（存在量の半減期が数 10 万年から数 100 万年程度）な放射性核種は大質量星の進化過程でのみ生成されるため、星団内での周囲の星環境は短寿命放射性核種の供給源として、惑星系の物質化学的な環境に影響を及ぼすことが示唆されている [2]。実際に、太陽系においても、コンドライト隕石中に含有される 60 Ni の量から、太陽系誕
生時または形成時に周囲の漸近巨星分枝星や Wolf-Rayet
星、II 型超新星爆発によって、短寿命放射性核種の注入が起きた可能性が高い。
近年、散開星団（数 10 個から数 100 個程度の星から構成される星団）に属する星の周りで太陽系外の惑星探査が実施されている。ここ 12 年間で星団環境での惑星系の姿が観測的に少しずつ明らかになりつつある。 4,000 個近
1
ap > 1000AU
ap > 100AU

0.1

fejc

ap > 10AU

参考文献

0.01
ap > 1AU10−30.1

くの惑星候補天体が発見された散在星に比べて、これまでに 6 つの散開星団（ヒアデス、プレセペ、M67、IC 4652、NGC6811、Ryprecht 147）のなかで 30 個程度の惑星候補
天体の発見が報告されている (e.g.[3])。
星団に属する星と属していない通常の星の違いは、他の星との相互作用の有無にある。星団内では、星同士の近接遭遇イベントが頻繁に起きる。もし、惑星を保有する星の場合には、惑星系の軌道に摂動を受けたり、惑星系の破壊（例. 星団外へ惑星を放出）にも繋がる（e.g.[4]）。特に、太陽系の天王星や海王星のように遠方に位置する惑星は力学的に不安定になりやすい（e.g.[5]）。そこで、我々は惑星系と恒星の重力相互作用に着目して、分子雲に埋もれた星団および散開星団の力学進化を N 体計算し、星団内での惑星系の生存率を調べた [6]。惑星系を破壊するような恒星の近接遭遇の大部分は、数百万年から数千万年（星団の二体緩和時間程度）以内に生じていた（図 1 参照）。重い星ほど星団の中心部に集中しやすく、B 型星や A 型星のような大質量星ほど頻繁に近接遭遇を経験する。1 au お
よび 1–10 au 以内の惑星系は恒星遭遇でほとんど破壊されることはなかった。
我々の結果は、惑星が発見されている他の散開星団（M67）と似た特徴を持つ「昴」で、現在までに惑星の発見報告例がないのは、不十分な惑星探査に起因している可能性を示唆している。一方で、10 au 以遠の惑星は恒星遭
遇の影響を強く受ける。系外放出された惑星は、星団の脱出速度よりも一般に大きな速度分散を有するため、最終的に星団外で星に重力的に束縛されていない、宇宙空間を漂う惑星（浮遊惑星）になる。重力 µ レンズ・サーベイ観測（惑星の存在がレンズ効果で遠方の光源天体の増光を引き起こす現象を利用した惑星探査の手法）によると、宇宙空間を彷徨う浮遊惑星の推定確率は星の数の最大で約 25 ％程度とされている [7]。そこで、直接撮像観測から推定されるガス惑星分布を用いて、我々の星団モデルでの浮遊ガ
ス惑星の生成率（系外へ放出される 10AU 以遠の惑星の割合）を調べた結果、0.96–18%となり、星団環境下での恒星遭遇は観測されている浮遊ガス惑星の生成過程の一つと考えられる。

Model w3-hd
1

10

100

103

t (Myr)

図 1: 星団の年齢（t）と星団内で惑星が系外に放出される割合（feje ）の関係。それぞれの線は、恒星周りで初期に 1,000 au、
100 au、10 au、1 au 以遠に存在した惑星の系外放出率を表す。

[1] Lada, C. J., & Lada, E. A.: 2003, ARAA, 41, 57.
[2] Goswami, J. N., Marhas, K. K., Chaussidon, M.,
Gounelle, M., & Meyer, B. S.: 2005, Chondrites andthe Protoplanetary Disk, 341, 485.
[3] Sato, B., et al.: 2007, ApJ, 661, 527.
[4] Smith, K. W., & Bonnell, I. A.: 2001, MNRAS, 322,
L1.
[5] Spurzem, R., Giersz, M., Heggie, D. C., & Lin,D. N. C.: 2009, ApJ, 697, 458.
[6] Fujii, M. S., & Hori, Y.: submitted to ApJ.
[7] Mróz, P., Udalski, et al.: 2017, Nature, 548, 183.

量子化学による M 型矮星周りに適応可能な光合成色素の理論的探索
小松 勇(アストロバイオロジーセンター)

液体の水を持ちうる地球サイズの太陽系外惑星が見つかっており、今後もそのサンプルは増え続ける見込みである。その先の生命を育む惑星の発見に至るためには、惑星を分光して生命の痕跡であるバイオマーカーを同定することが重要である。酸素やオゾンなどの大気分子の他に、レッドエッジと呼ばれる地表の植生由来のスペクトル特性がバイオマーカーとされている。系外惑星における生物を想定すると、エネルギー獲得という観点では主星からのエ
ネルギーを有効利用するのが手っ取り早いといえる。太陽より有効温度の低い M 型矮星の周りの惑星に観測の焦点が当たっており、植生は地球とは異なるスペクトル特性を示すことが予想される。しかしながら、想定される光合成
生物がどのような進化を辿るかについて大きな不定性があり、分野を跨いだ議論が必要とされている。近年では、酸素を発生する光合成細菌であるシアノバクテリアを近赤外光（750 nm）の下で生育すると、今まで知られているものより長波長の光を光化学に利用する例が発見された [1]。
このような知見が様々な観点から蓄積されるところから観測への示唆につながると考えられる。
光合成では、光エネルギーが吸収され、励起エネルギー
移動（EET）により反応中心という系に集められ、水などから還元力を得る形で化学エネルギーに変換される。この中心の役割を担うのがクロロフィルなどの光合成色素である。クロロフィルはピロール４つからなるテトラピロール環を有する。HCNO の宇宙でもありふれた元素が使われており、環構造の中心には Mg などの中心金属を持つ。
本研究では、天然の光合成色素に加えて、地球初期や他の惑星で発生し得る人工色素の物理化学的な性質を理論的に徹底的に広く調べることから色素の長波長化の限界に挑む。量子化学計算プログラムの Gaussian16 を用いて、密度汎関数法によって色素の電子状態を計算した。テトラピ
ロールから出発して、吸収波長や他の物性を決める骨格構
造や官能基、中心金属、溶媒の条件を広く振って計算し、M 型矮星周りでも実現可能な色素を探索している。
まずは色素の中心金属に着目して詳細に評価した。テ
トラピロール環であることは中心金属の多様性を生むと考えられ興味深い。CAM-B3LYP/Def2TZVP//B3LYPD3/Def2TZVP の計算レベルで、M={H2、Mg、Ca、Ni、
Cu、Zn、Sr、Cd、Hg、Pb} を環の中心に入れて評価した。Cd や Hg などは地球の生命にとっては一般に害があるものであるが、他の惑星では代謝を助ける重要な役目になるかも知れないので考慮する。実際には他にも試しているが、一定の基準で電子状態が収束しないものなどを除外してある。
電子励起状態を計算すると、クロロフィル a、b とバク

(a)

(b)

(c)

(d)

図 1: M-バクテリオクロロフィル b の低励起状態に関わる分子軌道の計算結果。(a)M=H2 の LUMO、(b)M=Ni の LUMO、(c)M=H2 の HOMO、(d)M=Ni の HOMO。

テリオクロロフィル a、b において M=Ni で第一励起エネ
ルギーが最も小さい（より赤い光を吸収）という傾向があった。光合成色素の中でも長波長の光を吸収するバクテ
リオクロロフィル b については、真空中において M=Mg
で 757.03 nm、M=H2 で 722.66 nm であったのに対し、
M=Ni では 763.30 nm であった。実際はさらに長波長に極大があるが、キーとなる傾向を押さえられる。このような低励起状態の物性は HOMO/LUMO（最高被占軌道/最低空軌道）周辺の分子軌道と関わっており（図 1）、その関係を更に解析することが有望な色素の探索の要となる。
また、反応性を評価するために全ての色素に対して、イオン化ポテンシャル、電子親和力を計算し、比較した。
現在は上記のように主に光吸収波長と反応性を基準とした探索になっているが、実験的に有意なものを提示するためにその先へ行く必要がある。より正確な酸化還元電位やEET 率などを算出して探索・設計の基準に加えるのも課題となっている。この理論的な推定から出発して、生物実験から天文観測まで意義のある議論に深化させる。また、光合成の究極を目指すこのような試みから色素増感太陽電
池や生体イメージングなど他分野への貢献も期待する。
数値計算の一部は、天文台の XC30、XC50 と物性研の共同利用のスパコンにより実施された。

参考文献[1] Nürnberg, D. J. et al.: 2018, Science, 360, 1210.

星間空間におけるグリシン生成経路
鈴木大輝（アストロバイオロジーセンター）

我々の体を作る蛋白質は 20 種類のアミノ酸で構成されているように、アミノ酸は生命にとって必須の分子である。地球に飛来した隕石の中にも様々な種類のアミノ酸検
出されていることから、初期の地球に大量に降り注いだ隕
石や彗星により宇宙から持ち込まれ、生命を育むための種 になった可能性が考えられる。ところが、星間空間でのアミノ酸形成過程の先行研究は限られている [1]。そこでもっとも簡単な構造を持つアミノ酸であるグリシンに焦点を当て、最新の理論計算を取り入れて星間空間における生成経路を考察した。
隕石や彗星の化学組成は太陽系が生まれる以前のガスの組成を引き継いでいるものと考えられるので、アミノ酸もそのような環境で生成されたと予想できる。そこで本計算
は星と惑星の誕生現場である星形成領域の物理的環境（温図 1: 本研究で予測された，星間空間におけるグリシンの存在
量の時間変化．0 年が星の誕生に相当する．

度、密度など）を想定し、希薄な雲が重力収縮して星が誕
生し、温度が上昇する時間進化の過程 [1] を取り入れた。
化学反応は気相、塵表面、塵のマントルの三相を想定し、化学反応による分子の存在量の時間変化を計算した。
計算に当たり、星間空間の化学反応は KIDA と呼ばれる化学反応データベースを利用した [2]。このデータベー
スは化学の専門家により構築されており、星間空間で起こりうる様々な化学反応が、その反応定数とともにまとめられている。さらに、最新の実験と量子化学計算に基づき最新のグリシンの生成経路や実験で主張されている蒸発温度[3] を取り入れている。
モデル計算の結果は以下のとおりである。この図では気相、塵表面、塵マントルそれぞれのグリシンについて、水素に対する相対存在量を示している。
図の青線と黒線で示されているように、グリシンは塵表面で生成されマントルに蓄えられる。このモデルでは固相表面にある CH3 NH2 と HCOOH が壊れて CH2 NH2 とCOOH のラジカルとなり、これらが熱拡散の後に反応してグリシンを生成した。以上の生成経路は先行研究とも一致する。
ところが、当研究で得られた気相グリシンの存在量のピークはおよそ 10−13 であったが、これは先行研究と比し度は不定性が非常に大きく、正確な存在量の予測のためには今後の研究が不可欠である。また、電波望遠鏡で観測可
能な分子は気相のものに限られるため、将来的な電波観測の計画にあたっても蒸発温度の情報は不可欠である。
当研究のもう一つの知見として、非熱的な水素によるグ
リシン生成反応の加速がある。星形成領域内部の紫外線により分子が壊れると、高い運動エネルギーを持つ水素（H*）が生成する。すると H*は通常の水素原子では不可能な CO2 への水素付加反応を引き起こし、大量の COOH

ラジカルを作る。この反応を上記のモデルに取り入れた結果、グリシンの生成量が大きく増加することが示された。
この反応は実験的に示唆されていたものであるが、星間空間の化学反応モデルに初めて取り入れられ改めてその重大さが示唆された。今後さらなる実験により、このプロセスをより詳細に調査する必要があると考えている。
当研究の内容は 2017 年度に遂行され、2018 年には出版されている [4]。

参考文献てグリシンの存在量が約 10−3 倍も少ない。これは従来の[1] Garrod, R.: 2013, ApJ, 765, 60.

モデルよりも高い蒸発温度を仮定したことが原因である。

[2] Wakelam, V., et al.: 2015, ApJS, 217, 20.

従来のモデルでは塵表面でできたグリシンが蒸発して気相（赤線）に供給されたが、蒸発温度が高い場合は気相に出る前にほとんどが塵表面で破壊されてしまうことが明らか[3] Tzvetkov, G., Ramsey, M, G., & Netzer, F, P.: 2004,
Chemical Physics Letters, 397, 392.

になった。星間空間の塵表面に付着したグリシンの蒸発温[4] Suzuki, T., et al.: 2018, ApJ, 863, 51S.

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1

規格化した面輝度

0.8

規格化したビジビリティ（Re）

狭い溝
広い溝
狭い溝 (フル)
広い溝 (フル)

0.9

0.7
0.6
0.5
0.4
0.3

[1] ALMA Partnership et al.: 2015, ApJ, 808, 3.
[2] Högbom, J. A.: 1974, A&AS, 15, 417.
[3] Hartmann, L., et al.: 1998, ApJ, 495, 385.
[4] Foreman-Mackey, D., et al.: 2013, PASP, 125, 306.
[5] Konishi, M., et al.: 2018, ApJ, 859, 28.
[6] Kudo, T., et al.: 2018, ApJ, 868, 5.

1

0.1

狭い溝
広い溝

狭い溝
広い溝

0.8
0.05
0.6
0

0.4
0.2

-0.05

0

0.2

-0.1
0

100

200

300

400

半径（ミリ秒角）

500

0

0.2 0.4 0.6 0.81

1.2 1.4 1.6 1.8

0

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Anaconda

Cloudうみへび座 TW 星の遷移円盤で発見された新たなギャップ構造
秋山永治 1 、武藤恭之 2 、日下部展彦 1 、片岡章雅 3 、橋本 淳 1 、塚越 崇 4 、KWON, Jangmi5
工藤智幸 1 、神鳥 亮 1 、GRADY, Carol A.6 、高見道弘 7 、JANSON, Markus8 、葛原昌幸 9
HENNING, Thomas10 、SITKO, Michael L.11,12 、CARSON, Joseph10,13 、真山 聡 14 、CURRIE, Thayne1
THALMANN, Christian15 、WISNIEWSKI, John P.16 、百瀬宗武 4 、大橋永芳 1 、ABE, Lyu17
BRANDNER, Wolfgang10 、 BRANDT, Timothy D.18 、EGNER, Sebastian1 、FELDT, Markus10
後藤美和 19 、GUYON, Olivier1 , 早野 裕 1 、林 正彦 1 、林 左絵子 1 、HODAPP, Klaus W.20
石井未来 1 、家 正則 1 、KNAPP, Gillian R.18 、 松尾太郎 21 、MCELWAINE, Michael W.22
観山正見 23 、森野潤一 1 、MORO-MARTIN, Amaya24,25 、西村徹朗 1 、 PYO, Tae-Soo1
SERABYN, Eugene26 、末永拓也 14 、周藤浩士 1 、鈴木竜二 1 、高橋安弘 1,5 、高遠徳尚 1 、寺田 宏 1
友野大悟 1 、TURNER, Edwin L.5,18 、渡辺 誠 27 、山田 亨 28 、高見英樹 1 、臼田知史 1 、田村元秀 1,5
1:国立天文台, 2:工学院大学, 3:ハイデルベルク大学, 4:茨城大学, 5:東京大学, 6:Eureka Scientific 7:台湾中央研究院, 8:ストックホルム大学, 9:東京工業大学,
10:マックスプランク天文学研究所, 11:Space Science Institute, 12:シンシナティ大学, 13:チャールストン大学, 14:総合研究大学院大学, 15:チューリッヒ工科大学,
16:オクラホマ大学, 17:ニース・ソフィア・アンティポリス大学, 18:プリンストン大学, 19:Universitäts-Sternwarte München, 20:ハワイ大学, 21:京都大学,
22:ゴダード宇宙飛行センター, 23:広島大学, 24:Space Telescope Science Institute, 25:ジョンホプキンス大学, 26:ジェット推進研究所, 27:北海道大学, 28:東北大学

惑星は原始惑星系円盤で形成されると考えられている。

今回の観測で、計 2 つのリング状のギャップ構造が撮像

従って、惑星や惑星系の形成および進化過程を理解するにされた結果、TW Hya の円盤では中心星から異なる距離は、原始惑星系円盤の物理構造を詳しく調べ、その起源をで複数の惑星が同時に形成している可能性が考えられる。

解明していく必要がある。

今後、ALMA や次世代の可視光赤外線望遠鏡 TMT によっ本稿では、すばる望遠鏡の戦略枠である SEEDS (Strate-

gic Explorations of Exoplanets and Disks with Subaru)て、空間分解能がさらに向上していくと予想され、惑星系
形成メカニズムの解明に大きく近づくと期待される。

プロジェクトの一環として、太陽近傍の小質量星うみへび座 TW 星 (TW Hya、0.55 M⊙ 、距離 54 pc) に付随する
原始惑星系円盤に対して、近赤外線 H バンドで高解像度偏光観測を行い、新たにギャップ構造が発見されたのでその結果を報告する [1]。

TW Hya に付随する円盤は遷移円盤であり、複雑な構造を持つことが特徴である。過去のハッブル宇宙望遠鏡(HST) の観測では、主星から 80AU の位置にリング状のギャップの存在が示されている [2]。今回、すばる望遠鏡/HiCIAO+AO188 を用いた高コントラスト観測で、HSTの観測よりさらに内側の領域を含む主星からの距離、11AUから 80AU までの面輝度分布が明らかとなり、主星から20AU の位置に新たなリング状のギャップが存在する可能性が示された (図 1)。ギャップの形成メカニズムには、円盤と惑星との重力相互作用、光蒸発、ダスト成長、dust

filteration など諸説あるが、観測で得られた面輝度分布の特徴が惑星を起源とするギャップ形成の理論モデル [3] でよく説明できることが分かった。また、SMA や VLA のミリ波サブミリ波のデータを合わせて考慮するとダスト成長の可能性も考えられ、惑星とはいえないまでも、やがて惑星の基となる塵が大きく成長している可能性があることも分かった。

図 1: TW Hya に付随する原始惑星系円盤の偏光画像。画像中
心の中心星の近傍領域は半径 0.2 秒のマスクで黒く隠している。

参考文献[1] Akiyama, E. et al.: 2015, ApJ, 802, L17.
[2] Debes, J. H. et al.: 2013, ApJ, 771, 45.
[3] Jang-Condell, H. & Turner, N. J.: 2012, ApJ, 749,
153.

プレアデス星団メンバー星 HII 3441 に付随する褐色矮星質量伴星の発見

小西 美穂子（国立天文台）, 松尾 太郎（大阪大学）, 山本 広大（京都大学）,
Matthias Samland (MPIA), 須藤 淳（大阪大学）, 芝井 広（大阪大学）, 伊藤 洋一（西はりま天文台）,
深川 美里（名古屋大学）, 住 貴宏（大阪大学）, SEEDS/HiCIAO/AO188 チーム
プレアデス星団は近傍の若い散開星団（135 pc [1],

本研究の観測はすばる望遠鏡の戦略観測枠 SEEDS

120 Myr [2]）の一つであり、初期質量関数決定のための褐
色矮星探査の良いターゲットである（例えば参考文献 [3]）。

(Strategic Exploration of Exoplanet and Disks with Subaru, [9]) プロジェクトの一環で行われた。観測装置にはす補償光学を用いた直接撮像による観測は暗い褐色矮星を検ばる望遠鏡に搭載された補償光学装置 AO188 [10] と高コ出するのに有効である。参考文献 [4] ではプレアデス星団

ンントラスト撮像装置 HiCIAO [11] を用いた。2011 年 9G・K 型星を大規模に探査し、0.08 から 6.9 秒離れた褐色矮

月に H バンド（1.6 µm）の SDI (Simultaneous Spectral星伴星の保有率が 28%±4%であることを求め、フィールドの連星率 [5] と相違ないことを示した。しかし、主星近傍のDiﬀerential Imaging, [12]) +ADI (Angular Diﬀerential
Imaging, [13]) モードで、2014 年 10 月に H バンドの ADI

暗い褐色矮星を検出することが困難であるため、その連星モードで、2015 年 1 月に J バンド（1.2 µm）・H バン

率はまだ詳しく調べられていない。このような状況下で、参ド・KS バンド（1.4 µm）の DI (Direct Imaging) モード

考文献 [6] や [7] はそれぞれ Pleiades HII 1348 と HD 23514

で、画像を取得した。主星光のハローを軽減する画像解

まわりに褐色矮星質量伴星の検出に成功している。本研究析（[13], [14]）を行ったところ、射影離角が 0.49±0.02 秒[8] はこれらの成果に引き続き、Pleiades HII 3441 まわり（66±2 au）、方位角が 136.4±3.2 度のところに点源を検出に同様な褐色矮星質量天体を発見し、主星近傍であってもした。J バンドの等級を恒星の進化モデル [15] から質量に褐色矮星伴星の保有率がフィールドの連星率と矛盾ないこ

換算すると 68±3 木星質量であった。さらに複数年の相対とを示した。

固有運動測定からこの点源は Pleiades HII 3441 に付随した褐色矮星質量伴星であることが明らかになった。なお、先行研究で検出されていた Pleiades HII 1348 と HD 23514!"#$%&'()%*+%,-./0

まわりの褐色矮星質量伴星と同程度のものである。
我々はこれまでにプレアデス星団に属する星を 21 天体
観測してきた [16]。ここから無バイアスのサンプルを用いると、プレアデス星団内で褐色矮星質量伴星の保有率が

3
"1)2

4

10+26.1−8.8 %であることがわかった。この値はプレアデス星団や他の散開星団の値（e.g., [4], [17]）と比べても相違ないことが明らかになった。また、我々が他の運動星団内で行った惑星探査の結果も報告している（[8] 参照）。

参考文献
+55%6$$#7+8%!62#$7+55%#6$97

図 1: 上図：画像処理後の Pleaides HII 3441 の画像。下図：
Pleiades HII 3441b の色等級図[1] Melis et al., 2014; [2] Basri et al. 1996; [3] Stauﬀer
et al., 1989; [4] Bouvier et al. 1997; [5] Duquennoy& Mayor 1991; [6] Geißler et al. 2012; [7] Rodriguez
et al. 2012; [8] Konishi et al. 2016; [9] Tamura et al.
2009; [10] Hayano et al. 2008; [11] Suzuki et al. 2010;[12] Janson et al. 2013; [13] Marois et al. 2006; [14]Lafreniére et al. 2007; [15] Baraﬀe et al. 2015; [16]Yamamoto et al. 2013; [17] Patience et al. 2002; [18]Brandt et al. 2014

新たに決定されたグリーゼ 229A の炭素と酸素の組成に基づいた
グリーゼ 229B の物理的性質
中島 紀 1,2 , 辻 隆 3 , 竹田洋一 1
1:国立天文台, 3:アストロバイオロジーセンター, 2:東京大学理学部天文教育研究センター

M 型矮星グリーゼ 229A の伴星であるグリーゼ 229B が、

この結果は、一見重要でないように思われるかもしれな

最初の正真正銘の褐色矮星として 1995 年に発見されてかいが、実はそうでもない。グリーゼ 229B が発見された当ら 20 年になる。 その後 1999 年にいくつかの孤立天体が初は、太陽組成を仮定した理論スペクトルのみが計算さ発見されるまで、唯一の T 型矮星であった。T 型矮星のれたが、2000 年前後の金属量をフリーパラメーターとしプロトタイプとして、グリーゼ 229B は今世紀の始めまで
は、活発に研究され、その物理的性質を決定しようとするて、モデルフィッティングを行う研究においては、金属量、[M/H]=−0.5 という結果がでていて、それを根拠として、努力が続けられた。その後孤立天体の大規模なサーベイにグリーゼ 229B のスペクトルが特異であり、スペクトル型

よって、多くの T 型矮星が発見されたが、今なおグリーも、T7p とされた。我々の結果は、グリーゼ 229B の組成が特異でないことを示したのである。

ゼ 229B は、最も詳しく調べられた天体の一つである。
物理的性質の決定には、二つのアプローチがある。一つ

彩層活動から評価されるグリーゼ 229A の年齢の下限

目は、有効温度、表面重力、金属度のすべてを、グリーゼ229B のスペクトルのモデルフィッティングのみから求めは、3 億年である [1]。他方、銀河系内の運動学的年齢のようとするもので、決定すべきパラメーターが多いため、の冷却モデルとの関連で、有効温度と表面重力の組み合

上限は、30 億年と見積もれる。年齢の制限は、褐色矮星

かなり難しい。特に表面重力と金属度の評価は、困難であわせに制約を与える。グリーゼ 229A の金属度と年齢の制る。二つ目は、主星グリーゼ 229A の金属度を求め、それ限と、グリーゼ 229B の理論スペクトルとの比較から、最をグリーゼ 229B の金属度と同じとみなして、解析を行うもよい有効温度 (Teﬀ ) と表面重力 (log g) の組み合わせは、(Teﬀ ,log g)=(800K,4.75) と、(850K,5.0) となった [2]。

方法である。フリーパラメーターが減るためこちらのアプローチが望ましいが、ごく最近までは、この方法は、難し
いと考えられていた。理由は、M 型矮星の金属度を求め14ることが困難であると思われていたからである。

12

低温な M 型矮星の大気中では、さまざまな分子が形成
子の吸収バンドにより、真のコンティ二ウムレベルを評価

10fν [mJy]される。M 型矮星の観測されたスペクトルにおいては、分8することができない。よって等価幅を使った解析や、合成

6スペクトルを用いた解析がうまく機能しないと考えられ4たのである。我々は、この問題を以下のように解決した

2[3][4]。水蒸気によるコンティ二ウムの減衰の顕著な K バ
ンドにおいて、観測スペクトルにおいては、疑似コンティ
二ウムを参照して、スペクトル解析を行う。一方理論スペ
クトルにおいても、最新の分子ラインリストを用いて、水蒸気による真のコンティ二ウムからの減衰を評価し、理論的疑似コンティ二ウムを求める。これを参照してスペクト
ル解析を行うことで、観測、理論スペクトルともに、コン
システントに取り扱われる。この方法で、K バンドにおける、一酸化炭素の吸収線から、炭素の組成を、水蒸気の吸収線から、酸素の組成を 46 個の M 型矮星に対して求めた。グリーゼ 229A も、この中に含まれており。炭素は、log AC = −3.27 ± 0.07、酸素は、log AO = −3.08 ± 0.02と導かれた。

得られた炭素と酸素の組成は、古典的太陽組成に近い。

0

1

1.5

2

2.5

3

3.5

4

4.5

5

λ [µm]

図 1: 最もよくあう観測スペクトル (赤) と理論スペクトル（緑）。
(Teﬀ ,log g)=(800K,4.75)

参考文献[1] Gizis, J. E., Reid, I. N., Hawley, S. L.: 2002, AJ, 123,3356.
[2] Nakajima, T., Tsuji, T., Takeda, Y.: 2015, AJ,
150,53.
[3] Tsuji, T., Nakajima, T. : 2014, PASJ, 66, 98.
[4] Tsuji, T., Nakajima, T., Takeda, Y. : 2015, PASJ,67, 26.

M 型矮星と太陽型星の炭素・酸素比中島

紀

アストロバイオロジーセンター・国立天文台

空華

智子

東京大学

星周円盤における高い炭素・酸素比 (>0.8) により炭素の支配する惑星が生まれると示唆されている。星の光球における元素組成が星周円盤の初期組成を与えるという予結果は混乱している。炭素・酸素比が 0.8 以上の星が 20%

0.4
0.2
0

ループがある一方で、サンプル星の中に、炭素・酸素比が1

相対的元素組成解析であり、採用された太陽の炭素・酸素

0.8

(B)

0.6
0.4
0.2
0

0

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1

1.5

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0

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1

C/O

Cumulative distributionある。これらの太陽型星の研究は、すべて太陽に対しての

(A)

0.6

以上で、1.0 以上の星が 6%以上、という結果を求めたグ

0.8 以上の星が一つもない、という結果を得たグループも

1

0.8

Cumulative distributionのグループによって求められた。ところがこれらの研究の1
Cumulative distribution

想に基づき、太陽型星の炭素・酸素比の頻度分布が、複数比の絶対値に依存するのだが、太陽の炭素・酸素比は、い

2

(C)

0.8
0.6
0.4
0.2
0

まだに議論の余地のあるところである。

1.5

C/O

0

0.5

1
C/O

1.5

2

図 1: 二つの累積分布の比較。(A) M 型矮星（赤）と Nissen

最近になって、炭素と酸素の組成を、それぞれ K バン

et al. 2014 (緑）。(B) M 型矮星 (赤）と Delgado Mena et al.

ドの一酸化炭素と水蒸気の吸収線から導出する、M 型矮2010 （緑）。(C) M 型矮星（赤）と Petigura & Marcy 2011

星の分子分光の手法が開発された ([1][2])。分光観測に用(緑）。M 型矮星の分布は、そのサンプルの中から炭素・酸素比

いた望遠鏡と観測装置は、それぞれ、すばると IRCS であが 0.8 以上の太陽型星が一つもなかった Nissen et al. 2014 にる。K バンドスペクトルの分解能は、20,000 である。46

よる太陽型星の分布と一致する。

個の M 型矮星について、炭素と酸素の組成が、非相対的解析により、求められた。この方法で求められた炭素・酸
素比は、太陽型星に対して求められた値より確かである。
なぜなら、太陽型星では、可視域スペクトルの炭素と酸素

ロフ・スミルノフテストを用いて、M 型矮星の炭素・酸素比の頻度分布を太陽型星の値と比較した。その結果、高い

参考文献

0.4
0.2

0

0.5

1

1.5

2

2.5

3

0.8

(E)

0.6
0.4
0.2
0

0

C/O with respect to Sun

0.5

1

1.5

2

2.5

3

C/O with respect to Sun

1Cumulative distributionの結論を得た ([3])。

(D)

0.6

0

炭素・酸素比の頻度分布が低いほうが、もっともらしいと

1

0.8

Cumulative distributionの取り扱いに、困難があるからである。我々は、コルモゴ

1
Cumulative distributionの中性線から、炭素・酸素比が求められるが、中性酸素線

(F)

0.8
0.6
0.4
0.2
0

0

0.5

1

1.5

2

2.5

3

C/O with respect to Sun[1] Tsuji, T., Nakajima, T.: 2014, PASJ, 66, 98.
[2] Tsuji, T., Nakajima, T.: 2015, PASJ, 67, 26.
[3] Nakajima, T., & Sorahana, S.: 2016, ApJ, 830, 159.

図 2: 太陽型星の相対組成解析から求められた二つの累積分布の比較。(D) Takeda & Honda 2005 (赤）と Nissen et al. 2014（緑）。(E) Takeda & Honda 2005（赤）と Delgado Mena et al.

2010（緑）。(F) Takeda & Honda 2005 と Petigura & Marcy
2011（緑）。Takeda & Honda と Nissen et al. の中性酸素線の取り扱いは同じだが、Delgado Mena et al. 2010 と Petigura& Marcy 2011 とは異なる。

星なしコアの湾曲磁場 III：FeSt 1-457 の偏光–減光関係
神鳥 亮（アストロバイオロジーセンター）

広視野の近赤外線偏光観測による背景星の星間偏光測定に基づき、星なし分子雲コア FeSt 1-457 の周りに砂時計型に歪んだ磁場構造が発見された [1]。この磁場構造を、砂時計型磁場構造の３次元モデルと比較することにより、視線方向の磁場の傾き角を求める解析が行われた [2]。FeSt

1-457 を取り巻く３次元的な磁場構造や偏光構造（特に消偏光構造）が明らかになってきたため、これらが偏光–減光関係に及ぼす影響を見積もり、補正を行って真に確からしい偏光–減光関係を求める試みを行ったので報告する [3]。
磁場に整列した塵粒子による二色性偏光と減光との間に成り立つ関係を求めることは重要である。１つには、観測される星間偏光の向きが観測領域を貫く磁力線の向きと対応することを、偏光–減光関係の直線性が担保することがの上限値として知られている PH /EH−K ≈ 14 % mag−1と近い。したがって、星間空間の偏光効率の上限値は、天体に対する観測の見込み角の違いにより説明できる可能性がある。
補正後の偏光–減光関係が直線的であることは、磁場による塵粒子の整列理論に制約を与える。現在、信頼を得つつある輻射トルク理論による塵粒子の整列を考えると、シミュレーションでは、AV が数 mag から 10 mag の間で偏光効率は落ちてしまう。本研究では、AV ≤ 20 mag に渡って、偏光–減光関係が直線的であることがわかっており、このことは、大きな塵粒子サイズや通常よりも強い輻
射の存在を示唆する。

挙げられる。もう１つには、磁場による塵粒子の整列理論
を偏光–減光関係から制約できることが挙げられる。
コアの方向からやってくる偏光は、４つの要素・効果から成る：（１）コア自身に付随する偏光、（２）コアと同じ
視線上にあるが無関係な塵粒子による周辺偏光、（３）歪んだ磁場構造が傾いていることにより（主にコアの赤道面で）生じる消偏光効果、（４）磁場の視線方向の傾き角。オ
リジナルの偏光–減光関係には、これらの要素・効果が重ね合わされている。論文 [1], [2] における解析により、後の３つの要素・効果は既知であり、オリジナルの偏光–減光関係から取り除いて補正することが可能である。これにより真に確からしい偏光–減光関係を得ることができる。
結果を図１に示す。図１ (a) は、オリジナルの偏光–減光関係である。偏光は、H − Ks ≈ 0.9 mag まで直線的な上昇傾向を示した後、頭打ちになっているように見える。

PH 対 H − Ks の傾きは、2.43 % mag−1 である。図１ (b)は、オリジナルから周辺偏光を差し引いた後の偏光–減光関係である。(a) で見られた偏光の折れ曲り・頭打ちは姿を消し、最深部まで直線的な関係が得られることがわかった。関係の傾きは、4.75 % mag−1 である。図１ (c) は、(b) に対してさらに消偏光の補正を行った後の偏光–減光関係である。関係の傾きは、7.74 % mag−1 であり、相関係数は、0.79 である。(c) で得られた相関係数は、(a) における値 0.71、および (b) における値 0.76 よりも大きく、補正により相関の緊密性が増していることがわかる。最後

図 1: 背景星における近赤外 H − Ks カラーと H バンド偏
光度 PH の相関関係．コア半径（144′′ ）よりも内側に存在するPH /δPH ≥ 10 の星をプロットした．(a) オリジナルの偏光–減光関係．(b) コア周囲の偏光成分の差し引き後の偏光–減光関係．
(c) コア周囲の偏光成分の差し引きと，消偏光の補正を行った後の偏光–減光関係．(d) コア周囲の偏光成分の差し引きと，消偏光の補正を行い，さらに磁場の視線方向の傾き角を補正した偏光–減光関係．

参考文献に、図１ (d) は、(c) に対してさらに磁場の傾き角の補正を[1] Kandori, R., et al.: 2017, ApJ, 845, 32.

行った後の偏光–減光関係である。関係の傾きは、11.00 %[2] Kandori, R., et al.: 2017, ApJ, 848, 110.

mag−1 であり、最深部（AV ≈ 20 mag）まで直線的な関係が得られた。この傾きの大きさは、星間空間の偏光効率[3] Kandori, R., et al.: 2018, ApJ, 857, 100.

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Ų ȉȁ [Ǻ第 11 回最新の天文学の普及をめざすワークショップ:テーマ〜アストロバイオロジー 『太陽系そして太陽系外の生命居住可能性』
日時2015 年 11 月 15 日（日）〜17 日（火）国立天文台 三鷹キャンパス・JAMSTEC
プログラム
11 月 15 日（日）
時間

氏名

所属

題目

12:45

田村 元秀

ABC ／国立天文台／東京大学

13:00

山岸 明彦

東京薬科大学

13:30

田近 英一

東京大学

開会の挨拶「アストロバイオロジーセンターについて」
オーバービュー「アストロバイオロジー」
地球および太陽系外地球型惑星の環境進化とハビタビリティ
休憩

14:50
15:00

関根 康人

東京大学

第２の地球！？ 外側太陽系探査の最前線

田村 元秀

ABC ／国立天文台／東京大学

休憩

16:20
16:30

太陽系外のハビタブル惑星探査
休憩

17:50
18:00

堀 安範

ABC ／国立天文台

太陽系外の地球型惑星の姿および環境から探る生命居住可能性

11 月 16 日（月）『生命の起源と進化』【会場：国立天文台 三鷹キャンパス】
時間

氏名

所属

題目

9:10

渡部 潤一

国立天文台

挨拶

9:20

大石 雅寿

国立天文台

宇宙からもたらされる生命素材物質

山岸 明彦

東京薬科大学

生命の初期進化そしてたんぽぽ計画／火星生命探査計画

休憩

10:40
10:50

昼食

12:10
13:10

小林 憲正

横浜国立大学

太陽系に生命起源の鍵を探す

長沼 毅

広島大学

極限環境下での生命

休憩

14:30
14:40

パネルディスカッション「生命はどこから来たか」

16:20
17:50

移動

18:00

懇親会（＠コスモス会館）

11 月 17 日 (火)『地球史と生命誕生』 午前の部【会場：国立天文台 三鷹キャンパス】

時間

氏名

所属

9:30

丸山 茂徳

東京工業大学 ELSI

11:00

題目
地球生命史とアストロバイオロジー

国立天文台 三鷹キャンパス → 海洋研究開発機構 横須賀本部（バス移動） *希望者のみ (移動中に昼食)

11 月 17 日 (火)『地球史と生命誕生』 午後の部【会場：海洋研究開発機構 横須賀本部】

時間

氏名

所属

13:10

高井 研

海洋研究開発機構

題目
宇宙における生命誕生・存続は普遍か奇跡か？ 誰が決着をつけるのか？

14:20

休憩

14:30

海洋研究開発機構 横須賀本部見学

16:30

閉会

近赤外高分散分光研究会：地球型惑星探索と広がるサイエンス
日時2015 年 11 月 24 日（火）〜26 日（木）国立天文台 三鷹キャンパスプログラム
11 月 24 日（火）
時間

氏名

所属

13:00

佐藤 文衛

東京工業大学題目

Opening Remarks

Session1： 高分散分光装置と視線速度精密測定
時間

氏名

所属

題目

13:10

小谷 隆行

ABC/国立天文台

13:40

岩室 史英

京都大学

京大 3.8m 用可視高分散分光器

14:00

黒川 隆志

東京農工大学

パルス合成によるコム光発生装置

14:20

平野 照幸

東京工業大学IRD での視線速度精密測定

近赤外ドップラー装置 IRD

休憩

14:50
Session2： 近赤外視線速度精密測定による地球型惑星探索
時間

氏名

所属

題目

15:20

佐藤 文衛

東京工業大学IRD 戦略枠での観測提案

15:50

大宮 正士

国立天文台

IRD を用いた M 型矮星周りの地球型惑星探索

16:10

押野 翔一

国立天文台

M 型星における地球型惑星の形成過程

16:30

成田 憲保

ABC/国立天文台

IRD のトランジットフォローアップと TESS とのシナジー
懇親会

18:00
11 月 25 日 (水)Session3： 近赤外高分散分光で広がるサイエンス
時間

氏名

所属

10:00

近藤 荘平

京都産業大学

近赤外高分散分光器「WINERED」：広帯域モードでの初期成果

10:30

大坪 翔悟

京都産業大学

近赤外高分散分光器「WINERED」：広帯域モードの性能と超高分散モードの搭載

10:50

本原 顕太郎東京大学

TARdYS : a Y-band High-resolution Spectrograph for TAO 6.5m Telescope

11:10

海老塚 昇

理化学研究所

新しい高分散回折格子

11:30

青木 和光

国立天文台

恒星の近赤外線高分散分光

11:50

題目

休憩 (1h30min) ＋ポスターセッション

Session4： 近赤外高分散分光で広がるサイエンス (続き)
時間

氏名

所属

題目

13:20

河原 創

東京大学

IRD で系外惑星大気をさぐる

13:40

Stevanus

東北大学

High Contrast and High Dispersion Spectroscopy Capability of IRCS+AO188

Kristianto Nugroho

for Characterizing Nearby Directly Imaged Exoplanets

14:00

中島 紀

国立天文台

M 型矮星と褐色矮星の高分散分光

14:30

馬場 はるか

総合研究大学院大学

近赤外高分散による褐色矮星の視線速度観測
休憩 (1h30min) ＋ポスターセッション

14:50

Session5： 近赤外高分散分光で広がるサイエンス (続き)
時間

氏名

所属

題目

15:20

葛原 昌幸

東京工業大学IRD による若い恒星を公転する系外巨大惑星の探査

15:40

高木 悠平

兵庫県立大学前主系列星と原始惑星系円盤の進化タイムスケール

16:00

西山 正吾

宮城教育大学IRD による BH 近傍の相対論効果の検出と微細構造定数の測定
議論

16:30
11 月 26 日 (木)Session6： 近赤外高分散分光で広がる恒星研究
時間

氏名

所属

10:00

竹田 洋一

国立天文台

題目
近赤外域スペクトルに基づく高分散恒星分光：可視域との比較におけるその特徴

10:30

野津 湧太

京都大学

低温度星での恒星フレアの統計的研究と、近赤外高分散分光への期待

10:50

橋本 修

ぐんま天文台11:10

森谷 友由希東京大学

近赤外高分散分光で見る大質量 X 連星系の相互作用

11:40

田村 元秀

東京大学

Closing remarks

赤外線高分散分光による晩期型巨星の質量放出機構の探求

Poster
氏名

所属

石塚 将斗

東京大学

堂ケ崎 知誠個人研究事業町田系外惑星天文学研究所

大野 和正

東京工業大学 地球生命研究所

小松 勇

筑波大学

題目

IRD-星用モードスクランブラーの検討
地球型惑星探索に向けたハビタブル惑星候補の
海洋質量及び海洋保有率の推定方法とその考察
系外惑星観測に向けた雲モデル開発：木星のアンモニア雲観測との比較
光合成生物の光吸収モデル: 低質量星周りにおける吸収効率の評価

ABC ミニワークショップ「極限領域における光合成」
日時2016 年 2 月 6 日（土）〜7 日（日）立川グランドホテル
プログラム

2 月 6 日（土）
時間

氏名

所属

公募研究テーマ

13:00

成田 憲保

ABC

太陽系外惑星研究のこれまでとこれから

13:30

日下部 展彦ABC

ABC の紹介及び「低温度星周りの生命居住可能惑星における光合成」について

14:00

小松 勇

筑波大学

太陽と異なる主星周りの光合成：量子化学の観点から

14:30

工藤 栄

極地研

南極湖沼から宇宙生態系を考えてみる

15:30

夏目 ゆうの日本女子大学

力学的アプローチによる細胞モデルの構築

16:00

栗原 顕輔

岡崎統合

外部環境に対応する原始細胞モデルの構築

休憩

15:00

バイオサイエンスセンター・分子科学研究所

16:30

滝澤 謙二

基礎生物学研究所

Ｍ型星周りの生物居住可能惑星における光合成
懇親会

18:00
2 月 7 日（日）
時間

氏名

所属

公募研究テーマ

13:00

榎本 孝文

分子研

人工光合成を志向した光誘起電子移動の化学

13:30

正岡 重行

分子研

人工光合成を志向した金属錯体の化学

14:00

前田 太郎

基礎生物学研究所

海洋環境下の多様な光栄養性生物
お昼

15:00
15:30

小杉 真貴子中央大学

理工学部生命科学科

南極陸生光合成生物の生理生態

16:00

堀 安範

ABC

太陽系外の極限環境

16:30

成田 憲保

ABC

生命以外による酸素発生機構について

15:00

休憩

15:30

今後の若手連携について

Post SEEDS Workshop
日時2016 年 2 月 26 日（金）国立天文台 三鷹キャンパス
プログラム

2 月 26 日（金）timecontent

10:20

CHARIS status hardware (Tyler via TVorSKYPE)

10:40

CHARIS commissioning (Tim/Tyler/Nem)

11:00

SEEDS/HiCIAO status

11:30

Future SEEDS paper plans (contributed talks welcome)

12:00

SCExAO status (incl. VAMPIRE) and notes for current and future proposals

12:00

SCExAO status (incl. VAMPIRE) and notes for current and future proposals

12:30

LUNCH

14:00

CHARIS and notes for future proposals

14:30

SCExAO intensive plan

15:00

CHARIS intensive plan

15:30

Other observation plans (contributed talks welcome)

16:00

Discussion and Q&A to instrument teams from users

18:00

Dinner near NAOJ

H27 年度プロジェクト成果発表会「第４回：宇宙における生命ワークショップ」
日時

2016 年 3 月 7 日（月）〜8 日（火）
一橋講堂
プログラム

3 月 7 日（月）
時間

氏名

所属

公募研究テーマ

11:00

田村 元秀

ABC /国立天文台

Opening remark

/東京大学

1
11:10

福井

暁彦

国立天文台

ケプラー衛星の第二期探索で発見される太陽系近傍の地球型惑星の発見確認と詳細観測

11:30

正岡

重行

分子科学研究所

低温度星まわりの生命居住可能惑星において起こり得る光合成反応の分子科学的考察

13:00

前田 太郎

基礎生物学研究所

低温度星まわりの惑星における地球型光合成生物の成育可能性とその分子メカニズム

13:20

小林 憲正

横浜国立大学

13:40

今井 栄一

長岡技術科学大学

Eric Gaidos

University of

11:50

Lunch

14:00
14:20

複合的アプローチによる星間およびタイタン大気中での超複雑有機物生成の検証
海底熱水環境下における有機物-鉱物-熱水相互作用による化学進化過程

Break
M Dwarfs: he Most Habitable eal Estate in the Galaxy – hy Didn’t e Buy?（招待講演）

Hawaii at Manoa
15:00

癸生川

陽子

横浜国立大学

始原小天体から原始地球にわたる生命材料有機物の進化

15:20

加藤

政博

分子科学研究所

実験・観測・計算シナジーによる自然界における生体分子の非対称性起源の解明

16:00

山本

正浩

JAMSTEC深海熱水噴出孔表面における電気的化学進化の検証

16:20

網藏

和晃

東京大学

全ての生命が有する翻訳系の起源

15:40

Break

3 月 8 日（火）
時間

氏名

所属

10:00

中川 広務

東北大学

公募研究テーマ
ハワイ専用望遠鏡と国際連携による火星生命の痕跡を探る観測的研究

10:20

伊藤 元雄

JAMSTEC

高空間分解能質量・同位体イメージングによる地球外有機物研究の新展開

10:40

橋爪 秀夫

物質・材料研究機構

11:15

栗原 顕輔

岡崎統合バイオ

11:35

赤沼 哲史

室温付近での蒸発乾固法を用いた核酸塩基とリボースからのヌクレオシド合成

11:00

Break
生命材料物質の組み立て場としてみた原始細胞膜の基礎的研究

サイエンスセンター
早稲田大学

地球型生命におけるアミノ酸情報量の普遍性と特殊性の検証:
遺伝暗号とアミノ酸レパートリーの進化

11:55
13:00

Lunch
三田 肇

福岡工業大学

宇宙塵中のアミノ酸分析とホモキラリティーの起源

(代理)
本山 一隆

総合研究大学院大学

14:00

小林 浩

名古屋大学

原始惑星系円盤での H2O 大循環から探る地球型水惑星形成

14:20

矢野 創

JAXA/ISAS

エアロゲルに非破壊捕集された宇宙塵の初期分析用観察・摘出システムの開発 (3):

14:40

北台 紀夫

ELSI

15:00

観山 正見

広島大学

13:20

星間化学シミュレーションにおける最適な疎行列演算手法の開発

13:40

Break

衝突痕形状と捕集試料の三次元光学測定
アルカリ熱水噴気孔環境におけるアミノ酸重合化

Closing remark

自然科学研究機構
第5回

アストロバイオロジーセンター

宇宙における生命ワークショップ

5th Life in the Universe workshop by Astrobiology Center, NINS
H28 年度 ABC プロジェクト/サテライト成果発表会
日時2017 年 3 月 6 日 (月)9:50〜17:30

2017 年 3 月 7 日 (火)9:30〜16:00

一橋大学一橋講堂

2 階中会議室 3,4

プログラム
プロジェクト発表：20min, サテライト発表 (*)：40min（質疑込み）

3 月 6 日（月）
時間

氏名

所属

9:50

公募研究テーマ

Opening remark

10:00

古川 善博

東北大学

10:20

渋谷 岳造

海洋研究開発機構

10:40

長沼 毅 (*)

広島大学

炭素質コンドライトおよび南極微小隕石の有機分子ー鉱物イメージングによる地球外有機物の生成過程研究
土星衛星エンセラダスの海底熱水活動域における岩石−水反応とアミノ酸重合
ありえる地球外生物圏における「ありえる生物学」(アロバイオロジー) の実証的研究

Corroborative study on

allo-biology

in hypothetical extraterrestrial biospheres

11:20

山本 伸次

横浜国立大学

ジルコンに保存された微小包有物から初期地球環境を読み解く

11:40

橋爪 秀夫

物質・材料研究機構

蒸発乾固法を用いた核酸塩基と 5 炭糖からのヌクレオシド合成

13:00

山田 桂太

東京工業大学

地球外アミノ酸の生成経路解明のための分子内炭素同位体分布分析法の確立

13:20

大野 宗祐

千葉工業大学

成層圏微生物の高度分布観測の為の捕集・分析手法の開発

13:40

栗原 顕輔

岡崎統合

リビッドワールド仮説に基づく原始細胞モデルの基礎研究

お昼休み

12:00

バイオサイエンス
センター

14:00

網藏 和晃

東京大学

14:20

西澤 学

海洋研究開発機構

全ての生命が普遍的に有する翻訳系の起源

14:40

癸生川 陽子

横浜国立大学

15:00

三田 肇 (代理)福岡工業大学工学部

15:30

関根 康人 (*)

東京大学

16:10

河原 創

東京大学

GPU ライトカーブ解析で探るクールな領域の惑星

16:30

中川 広務

東北大学

火星生命の痕跡を探るための地上からの超高分解能赤外分光連続観測と国際連携観測

16:50

福井 暁彦

国立天文台

近傍地球型惑星の観測に向けた新多色カメラ MuSCAT-II の開発

初期地球海洋への隕石衝突による宇宙有機物の変質:
海洋天体での生命誕生に果たす役割の解明
最先端イメージング分析で探る隕石有機物の起源と進化
宇宙塵中のアミノ酸分析とホモキラリティーの起源
休憩

15:20

巨大ガス惑星周りのハビタビリティに関する研究基盤構築:
衛星地下海の形成・進化・化学的多様性の解明

17:30

懇親会

3 月 7 日（火）
時間

氏名

所属

公募研究テーマ

9:30

玄田 英典

東京工業大学 ELSI

スーパーアースの平均密度多様性の起源:天体衝突侵食の影響

9:50

小林 浩

名古屋大学

原始惑星系円盤での H2O 大循環から探る地球型水惑星形成

10:10

秋山 永治

国立天文台

原始惑星系円盤の水の分布に関する観測的研究

10:30

本田 充彦

久留米大学

原始惑星系円盤水氷分布観測のためのすばる IRCS への L-band 偏光観測機能の搭載

11:00

木賀 大介

早稲田大学

生命の初期進化において生体高分子の合成の正確さがその高分子の活性に

11:20

車 兪澈

東京工業大学

人工細胞構築による初期細胞生命の実証

11:40

荒川 和晴

慶應義塾大学

比較ゲノム解析による極限環境微生物の紫外線耐性関連遺伝子の網羅的探索

平野 照幸

東京工業大学K2 ミッションを利用した近傍の恒星周りの小型トランジット惑星の発見と特徴付け

Sebastian上智大学

有機分子の近赤外スペクトルによる大気系外惑星における新バイオマーカー特定

休憩

10:50
与える影響の検証

お昼休み

12:00
13:00
13:20

Danielache
13:40

小杉 真貴子中央大学

恒星の光特性が惑星の生物進化に与える影響を光合成効率の波長依存性から予測する

14:00

小林 憲正 (*)

横浜国立大学

日本初のアストロバイオロジー宇宙実験「たんぽぽ計画」の試料分析をコアとする
アストロバイオロジー研究拠点形成
休憩

14:40
14:50

黒澤 耕介

千葉工業大学

15:10

野口 高明

九州大学

15:30

矢野 創

宇宙航空研究開発機構

二段式水素ガス銃を用いた無隔膜衝突有機開放系気相化学分析技術の確立:
氷天体上の衝突化学への応用
太陽系始原有機物の物質進化から解明する彗星―含水小惑星の連続性 〜宇宙塵分析に基づく検討〜

15:50

氷天体内部海プリューム微粒子の試料捕集分析・惑星保護技術の研究

Closing remark

アストロバイオロジーセンター（ABC）
国際ワークショップ 2017

Astrobiology Center, NINS International Workshop 2017
日時2017 年 3 月 21 日 (火)〜23 日 (木)21 日：広島大学東広島キャンパス学士会館会議室
22 日：広島市文化交流会館「十字星」
23 日：広島大学東広島キャンパス学士会館会議室
プログラム

21-Mar
時間

講演者

所属

10:50

Motohide Tamura

University of Tokyo

題目

Opening Remark/ ABC / NAOJ
11:10

Yosuke Yamashiki

Kyoto University

Development of Exoplanetary database

ExoKyoto

aiming for inter-comparison with diﬀerent criteria of Goldilocks zones
11:30

Hikaru Yabuta

Hiroshima University

Hayabusa2 mission and Chemical Compounds
in the Solar System Evolution of Organic

12:00

Lunch

13:20

Akihiko Yamagishi

13:50

Kensei Kobayashi

Tokyo University of
Pharmacy and Life sciences

Micrometeorite capture and microbe exposure experiments

Yokohama National

High-Energy Particles-Induced Formation of Bioorganics

University
14:20

Pete Worden

Breakthrough Initiatives

Shigeru Ida

Tokyo Institute

15:20
15:50

The first result of Tanpopo:

and Its Relevance to Habitability of Exoplanets
BT Initiatives
Break
Planet formation and Proxima bof Technology
16:30

Eiichi Tajika

University of Tokyo

Life-span of habitable planets around main sequence stars

17:10

Takeshi Naganuma

Hiroshima University

Driving energies of exo-life - light, tidal heating and radiation

18:00

Banquet22-Mar
時間

9:10

講演者

所属

Guillem

University of London

題目Proxima b

Anglada-Escude
10:00

Pete Kupler

Breakthrough Initiatives

BT Starshot technology

10:45

Rory Barnes

University ofProxima b biosignatures

Washington
11:45

Lunch

13:00

Olivier Guyon

University of Arizona

Imaging Proxima b

14:00

Shingo Kameda

Rikkyo University

UV spectroscopy Pro. b

Steven Saar

Harverd-Smisonian

Proxima activity observations

/ ABC
14:30
15:10

Break
University

23-Mar
時間

講演者

所属

10:20

Yuya Kitazawa

University of Tsukuba

題目

10:40

Mitsuo Shoji

University of Tsukuba

11:00

Kenji Takizawa

ABC

Photosynthesis on M stars

11:30

Norio Narita

ABC

TRAPPIST-1 and Future Surveys of/ University of Tokyo

Habitable Transiting Earth-like Planets

Theoretical investigation of a mechanism of chiral induction
for amino acid by circular polarized light
A quantum chemical study of the glycine formation reactionsin interstellar medium

12:00

Lunch

13:00

Masashi Omiya

NAOJ

13:20

Yasunori Hori

ABC / NAOJ

13:40

Yasunori Miura

Yamaguchi University

IRD/Subaru search for Earth-like planets around M dwarf stars
The Primordial Atmosphere on a Terrestrial Planet in a Habitable Zone
Experiments for model of possible air-water-bearing solid-remnants
applied for the habitable planets

14:00
14:20

Hideo Hashizume
SebastianDanielache

National InstituteFormation of nucleosides by nucleobasesfor Material Scienceand sugars in the presence of clay minerals

Sophia University

NIR spectra of Isoprene and its atmospheric stability,
applications for biomarkers

自然科学研究機構アストロバイオロジーセンター（ABC）
シンポジウム 2018

Astrobiology Center, NINS, Symposium 2018
日時2018 年 1 月 15 日 (月) 9:45
2018 年 1 月 16 日 (火) 17:30
国立天文台三鷹キャンパス

すばる棟大セミナー室

プログラム

Day 1: Jan. 15
時間

講演者

所属

講演テーマ

9:45

田村 元秀

ABC

Opening Remark

Motohide Tamura
10:00
11:00

臼井 寛裕

Tokyo InstituteTomohiro Usuiof Technology, ELSI薮田 ひかる

Hiroshima
Univ.

Organic matter in the solar system (Extraterrestrial organic matter)

滝澤 謙二

ABC

光合成

Kim BottPhotosynthesis
Washington

Polarization of extrasolar planets

ABC

宇宙におけるアミノ酸探査レビュー

休憩 / Break鈴木 大輝

Taiki Suzuki
16:20

系外惑星偏光

Univ.
15:00
15:20

太陽系有機物 (地球外有機物)
お昼休み / BreakKenji Takizawa
14:00

The Martian surface and missions in the world to search for life

Hikaru Yabuta
12:00
13:00

火星表層と世界の生命探査計画

The review of the search for amino acids in the universe
4D2U 見学
Guided tour of 4D2U Dome Theater

17:30

懇親会

Day 2: Jan. 16
時間

講演者

所属

講演テーマ

10:00

赤沼 哲史

Waseda共通祖先

Satoshi Akanuma

Univ.

Commonote / LUCA

横堀 伸一

Tokyo Univ. of Pharmacy

真核生物

Shin-ichi Yokobori

and Life Sciences

Eukaryote

11:00

お昼休み / Break

12:00
13:00
14:00

池上 高志

The Univ.

複雑系

Takashi Ikegamiof TokyoComplex system

鮎川 翔太郎Waseda

合成生物学, 人工遺伝子ネットワーク

Shotaro Ayukawa

Univ.

15:20
16:20

Synthetic biology, Synthetic gene networks
休憩 / Break

15:00
成田 憲保

The Univ.

系外惑星レビュー

Norio Narita

of Tokyo

The review of extrasolar planets

藤井 友香

Tokyo Institute

系外惑星、バイオマーカー

Yuka Fujii

of Technology

Extrasolar planets, Potential biosignatures自然科学研究機構
第６回

アストロバイオロジーセンター

宇宙における生命ワークショップ

6th Life in the Universe workshop by Astrobiology Center, NINS
H29 年度 ABC プロジェクト/サテライト成果発表会
日時2018 年 2 月 19 日 (月)2018 年 2 月 20 日 (火)一橋大学一橋講堂

2 階中会議室 3,4

プログラム
プロジェクト発表：20min, サテライト発表 (*)：40min（質疑込み）

2 月 19 日（月）
時間

氏名

所属

9:50

公募研究テーマ

Opening remark

10:00

玄田 英典

東京工業大学

巨大天体衝突による連惑星形成の可能性について

10:20

河原 創

東京大学

GPU ライトカーブ解析で探るクールな領域の惑星

10:40

權 靜美

JAXA

生命のホモキラリティーと原始星形成領域における円偏光観測

11:00

John Hernlund

東京工業大学11:20

関根 康人 (*)

東京大学

Possibility of Terrestrial Exoplanet Magnetic Fields in Light of New Discoveries
巨大ガス惑星周りのハビタビリティに関する研究基盤構築：
衛星地下海の形成・進化・化学的多様性の解明
お昼休み

12:00
13:00

飯野 孝浩

東京農工大学

ALMA モニタリング観測によるハビタブル固体天体における
地表面温度の時空間変動の解明

13:20

新原隆史

東京大学

火星隕石の水‒ 岩石反応から探る火星表層の古環境

13:40

矢野 創

JAXA

氷天体内部海プリューム微粒子の試料捕集分析・惑星保護技術の研究 (2)

14:00

山本正浩

JAMSTEC

宇宙における電気合成生態系の活動限界領域の提示

14:20

小林 憲正 (*)

横浜国立大学

日本初のアストロバイオロジー宇宙実験「たんぽぽ計画」の試料分析をコアとする–捕集微粒子その場分析機構の開発と汚染管理技術の確立–

アストロバイオロジー研究拠点形成
休憩

15:00
15:20

河口 優子

東京薬科大学

乾燥耐性に寄与する新規カロテノイドの代謝機構の解明

15:40

松尾 光一

広島大学

円偏光ビーム照射による生体有機分子の光学活性発現の実験検証

16:00

古賀 信康

分子科学研究所

地球上に存在しないトポロジーを持つタンパク質分子の合理設計

16:20

栗原 顕輔

岡崎統合バイオ

原始的なタンパク質を内包する原始細胞モデルの創成とその挙動解析

サイエンスセンター

16:40
18:00

佐藤 文衛 (*)

東京工業大学

高精度ドップラー観測で探る太陽型星周りのハビタブル惑星
懇親会

2 月 20 日（火）
時間

氏名

所属

公募研究テーマ

10:00

木賀 大介

早稲田大学

10:20

野口 高明

九州大学

10:40

癸生川 陽子

横浜国立大学

Ceres の化学：液体の水を伴う化学反応による有機物の形成

11:00

車 兪澈

東京工業大学

地球型・宇宙型生物に普遍的と考えられる生物特徴の再構築

11:20

北台 紀夫 (*)

東京工業大学

電気化学進化モデルから探る宇宙における生命の起源

13:00

橋爪 秀夫

物質・材料研究機構

粘土存在下でのヌクレオシド、または核酸塩基と糖、とリン酸からのヌクレオチド合成

13:20

古川 善博

東北大学

炭素質コンドライトの有機分子―鉱物イメージングによる地球外有機物の生成過程研究

13:40

本山 一隆

総合研究大学院大学

14:00

田中 洋介

東京農工大学

地球型系外惑星の探査を汎用化する分光集積回路の研究

14:20

村上 尚史

北海道大学

３層波長板にもとづく広帯域コロナグラフマスクの開発

14:40

山本 広大

京都大学

巨大ガス惑星の直接撮像観測を目指した極限補償光学系用光学系の開発

中川 麻悠子

東京工業大学

生命の初期進化において生体高分子の合成の正確さがその高分子の活性に与える影響の検証
太陽系始原有機物の物質進化から解明する彗星―含水小惑星の連続性〜宇宙塵分析に基づく検討〜

お昼休み

12:00

反応性輻射流体シミュレーションで探る星形成領域の化学進化の多様性

休憩

15:00
15:20

多様な環境条件下の生態系から放出される VOC の大気系外惑星バイオマーカー
可能性探索

15:40

中川 広務

東北大学

火星生命の痕跡を探るための地上からの超高分解能赤外分光連続観測と国際連携観測

16:00

生駒 大洋

東京大学

系外惑星の大気獲得過程の理論研究とトランジット観測への示唆

16:20

薮田ひかる (*)

広島大学

ありえる地球外生物圏における「ありえる生物学」（アロバイオロジー）の実証的研究―含水小惑星の連続性 〜宇宙塵分析に基づく検討〜(PI 長沼 毅)ˈ˅ËĂƷãˀŐƝʺʑʜȋȋȗȏȓȋ Ėãt_˂ąƵɅɷ˃ȋ
Akiyama, E., et al. including Hashimoto, J., Kusakabe, N., Kuzuhara, M., Guyon, O.,
Suto, H., Tamura, M.: 2016, SPIRAL STRUCTURE AND DIFFERENTIAL DUST SIZE
DISTRIBUTION IN THE LkH alpha 330 DISK, Astron. J., 152, 222.
Akiyama, E., et al. including Kusakabe, N., Hashimoto, J., Suto, H., Tamura, M.: 2015,
Discovery of a Disk Gap Candidate at 20 AU in TW Hydrae, ApJ, 802, L17.
Asensio-Torres, R. et al. including Hashimoto, J., Kuzuhara, M., Kusakabe, N., Guyon,O., Suto, H., Tamura, M.: 2016, Polarimetry and flux distribution in the debris disk
around HD 32297, A&A, 593, A73.
Chen, Z. W., Zhang, S. B., Zhang, M. M., Jiang, Z. B., Tamura, M., Kwon, J.: 2016,
COEVAL INTERMEDIATE-MASS STAR FORMATION IN N4W, ApJ, 822, 114.
Currie, T. et al. including Guyon, O., Kuzuhara, M.: 2017, Subaru/SCExAO First-light
Direct Imaging of a Young Debris Disk around HD 36546, ApJL, 836, L15.
Dai, F. et al. including Narita, N.: 2016, DOPPLER MONITORING OF FIVE K2
TRANSITING PLANETARY SYSTEMS, ApJ, 823, 115.
De Leon, J. including Hashimoto, J., Kusakabe, N., Suto, H., Tamura, M.: 2015, Near-IR
High-resolution Imaging Polarimetry of the SU Aur Disk: Clues for Tidal Tails?, ApJ,
806, L10.
Dong, R. B. et al. including Hashimoto, J., Tamura, M.: 2017, The Sizes and Depletionsof the Dust and Gas Cavities in the Transitional Disk J160421.7-213028, ApJ, 836, 201.
Fukui, A. et al. including Narita, N., Kusakabe, N.: 2016, Demonstrating High-precision,Multi-band Transit Photometry with MuSCAT: A Case for HAT-P-14b, ApJ, 819, 27.
Fukui, A. et al. including Narita, N., Kusakabe, N.: 2016, GROUND-BASED TRANSITOBSERVATION OF THE HABITABLE-ZONE SUPER-EARTH K2-3D, Astron. J., 152,
171.
Gaidos, E. et al. including Narita, N.: 2017, Zodiacal exoplanets in time (ZEIT) - II. A'super-Earth' orbiting a young K dwarf in the Pleiades Neighbourhood, MNRAS, 464,
850-862.

Garcia, E. V. et al. including Guyon, O., Kuzuhara, M., Hashimoto, J., Kusakabe, N.,
Suto, H., Tamura, M.: 2017, SCExAO and GPI Y JHBand Photometry and Integral
Field Spectroscopy of the Young Brown Dwarf Companion to HD 1160, ApJ, 834, 162.
Harakawa, H. et al. including Omiya, M., Hori, Y.: 2015, Five New Exoplanets Orbiting
Three Metal-rich, Massive Stars: Two-planet Systems Including Long-period Planets
and an Eccentric Planet, ApJ, 806, 5.
Helminiak, K. et al. including Kuzuhara, M., Kusakabe, N., Narita, N., Hashimoto, J.,
Guyon, O., Suto, H., Tamura, M.: 2016, SEEDS DIRECT IMAGING OF THE RVDETECTED COMPANION TO V450 ANDROMEDAE, AND CHARACTERIZATION OF
THE SYSTEM, ApJ, 832, 33.
Henderson, C. B. et al. including Tamura, M.: 2016, Campaign 9 of the K2 Mission:
Observational Parameters, Scientific Drivers, and Community Involvement for a
Simultaneous Space- and Ground-based Microlensing Survey, PASP, 128, 124401124422.
Hirano, T. et al. including Kuzuhara, M., Narita, N., Kusakabe, N., Tamura, M.: 2016,
THE K2-ESPRINT PROJECT IV. A HOT JUPITER IN A PROGRADE ORBIT WITH A
POSSIBLE STELLAR COMPANION, ApJ, 825, 53.
Hirano, T. et al. including Narita, N., Kusakabe, N., Kuzuhara, M., Tamura, M.: 2016,
The K2-ESPRINT Project III: A Close-in Super-Earth around a Metal-rich Mid-M Dwarf,
ApJ, 820, 41.
Honda, M. et al. including Tamura, M.: 2016, WATER ICE AT THE SURFACE OF THE
HD 100546 DISK, ApJ, 821, 2.
Jovanovic, N. et al. including Guyon, O., Nishikawa, J., Tamura, M., Kotani, T.: 2015,
The Subaru Coronagraphic Extreme Adaptive Optics System: Enabling High-Contrastj
Imaging on Solar-System Scales, PASP, 127, 890-910.
Jovanovic, N., Schwab, C., Cvetojevic, N., Guyon, O., Martinache, F.: 2016, Enhancing
Stellar Spectroscopy with Extreme Adaptive Optics and Photonics, PASP, 128, 121001121015.
Kim, J. et al. including Tamura, M.: 2017, Near-infrared Polarimetric Study of theN159/N160 Star-forming Complex in the Large Magellanic Cloud, ApJ, 153, 126.
Kim, J., Jeong, W.-S., Pak, S.; Park, W.-K., Tamura, M.: 2016, Near-Infrared Polarization
Source Catalog of the Northeastern Regions of the Large Magellanic Cloud, ApJS, 222,
2.

Konishi, M. et al. including Hashimoto, J., Kuzuhara, M., Kusakabe, N., Guyon, O.,
Suto, H, Tamura, M.: 2016, A substellar companion to Pleiades HII 3441, PASJ, 68,
92.
Konishi, M. et al. including Tamura, M.: 2016, Discovery of an Inner Disk Component
around HD 141569 A, ApJ, 818, L23.
Kooistra, R. et al. including Kusakabe, N., Hashimoto, J., Kuzuhara, M., Suto, H.,
Tamura, M.: 2017, Radial decoupling of small and large dust grains in the transitional
disk RX J1615.3-3255, A&A, 597, A132.
Kusune, T. et al. including Tamura, M.: 2016, Magnetic Field of the Vela C Molecular
Cloud, ApJL, 830, L23.
Kwon, J. et al. including Tamura, M., Kusakabe, N.: 2015, Wide-field Infrared Polarimetryof the ρ Ophiuchi Cloud Core, ApJS, 220, 17.
Kwon, J., Tamura, M., Hough, J.H., Nagata, T., Kusakabe, N., Saito, H.: 2016, NEARINFRARED IMAGING POLARIMETRY OF GGD 27: CIRCULAR POLARIZATION AND
MAGNETIC FIELD STRUCTURES, Astron. J., 824, 95.
Kwon, J., Tamura, M., Hough, J.H., Nagata, T., Kusakabe, N.: 2016, NEAR-INFRAREDCIRCULAR AND LINEAR POLARIMETRY OF MONOCEROS R2, Astron. J., 152, 67.
Liu, H. B. et al. including Hashimoto, J., Tamura, M., Kusakabe, N.: 2016, Circumstellar
disks of the most vigorously accreting young stars, Sci. Adv., 2, e1500875.
Liu, H. B. et al. including Hashimoto, J., Tamura, M.: 2017, A concordant scenario toexplain FU Orionis from deep centimeter and millimeter interferometric observations,
A&A, 602, A19.
Liu, S.-F., Hori, Y., Lin, D. N. C., Asphaug, E.: 2015, Giant Impact: An Efficient Mechanism
for the Devolatilization of Super-Earths, ApJ, 812, 164L.
Lodieu, N. et al. including Narita, N.: 2015, An eclipsing double-line spectroscopic binary
at the stellar/substellar boundary in the Upper Scorpius OB association, A&A, 584,
A128.
Lomax, J. R. et al. including Hashimoto, J., Kusakabe, N., Guyon, O., Kuzuhara, M.,
Suto, H., Tamura, M.: 2016, CONSTRAINING THE MOVEMENT OF THE SPIRALFEATURES AND THE LOCATIONS OF PLANETARY BODIES WITHIN THE AB AURSYSTEM, ApJ, 828, 2.
Long, Z. C. et al. including Hashimoto, J., Tamura, M.: 2017, The Shadow Knows: Using
Shadows to Investigate the Structure of the Pretransitional Disk of HD 10045, ApJ, 838,62.

Martinache, F., Jovanovic, N., Guyon, O.,: 2016, Closed-loop focal plane wavefront
control with the SCExAO instrument, A&A, 593, A33.
Massol, H. et al. including Hori, Y.: 2016, Formation and Evolution of Protoatmospheres,Space Sci. Rev., 205, 153-211.
Mizuki, T. et al. including Nishikawa, J., Kuzuhara, M., Hashimoto, J., Guyon, O., Suto,
H., Tamura, M.: 2016, High-contrast imaging of epsilon Eridani with ground-based
instruments, A&A, 595, A79.
Momose, M. et al. including Hashimoto, J., Kusakabe, N., Guyon, O., Suto, H., Tamura,M.: 2015, Detailed structure of the outer disk around HD 169142 with polarized light inH-band, PASJ, 67, 8316.
Nakajima, T., Sorahana, S: 2016, CARBON-TO-OXYGEN RATIOS IN M DWARFS AND
SOLAR-TYPE STARS, ApJ, 830, 159.
Nakajima, T., Tsuji, T., Takeda, Y.: 2015, Physical Properties of Gliese 229B Based on
Newly Determined Carbon and Oxygen Abundances of Gliese 229A, Astron. J., 150,
53.
Narita, N. et al. including Kusakabe, N., Tamura, M.: 2015, Characterization of the K2-19
Multiple-transiting Planetary System via High-dispersion Spectroscopy, AO Imaging,
and Transit Timing Variations, ApJ, 815, 47.
Narita, N., Enomoto T., Masaoka S., Kusakabe, N.: 2015, Titania may produce abiotic
oxygen atmospheres on habitable exoplanets, Nature Scientific Reports, 5, 13977.
Narita, N. et al. including Kusakabe, N., Tamura, M.: 2015, MuSCAT: a multicolor
simultaneous camera for studying atmospheres of transiting exoplanets, J. Astron.
Telesc. Instrum. Syst., 1, 045001.
Newman, K.; Conway, J., Belikov, R., Guyon, O.: 2016, Focal Plane Phase Masks for
PIAA: Design and Manufacturing, PASP, 128, 055003-055009.
Ninan, J. P. et al. including Tamura, M.: 2015, V899 Mon: An Outbursting Protostar with a
Peculiar Light Curve, and Its Transition Phases, ApJ, 815, 4.
Nishiyama, S., Schodel, R., Yoshikawa, T., Nagata, T., Minowa, Y., Tamura, M.: 2016,
Spectroscopically identified intermediate age stars at 0.5-3 pc distance from Sagittarius
A*, A&A, 588, A49.
Nowak, G. et al. including Kuzuhara, M., Narita, N.: 2017, EPIC 219388192b-An
Inhabitant of the Brown Dwarf Desert in the Ruprecht 147 Open Cluster, ApJ, 153, 131.

Oh, D. et al. including Hashimoto, J., Kusakabe, N., Guyon, O., Kuzuhara, M., Suto, H.,
Tamura, M.: 2016, A RESOLVED NEAR-INFRARED IMAGE OF THE INNER CAVITYIN THE GM Aur TRANSITIONAL DISK, ApJL, 831, L7.
Oh, D. et al. including Hashimoto, J., Tamura, M., Kusakabe, N., Guyon, O., Suto, H.:
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} ėx, ɭɊˋ2015, G qªêɣɉɏɸÅêŸɥçǹ6\×ą, 2015 °´¢¡ʷˁʎˁʒʱˁʚɾʿʊ˂ű 26 h4ǂ{ʷˁʎˁʒʱˁʚɾʿʊ˃, 150.

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7, ÷(ò³.

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ƙ Mº˂Œ'˃, ƃ ťº˂ƂǴ˃ˋ2017, ŧƊ 18 ɣɉɤɓɮɕɂɣɦɁɚɹɊɆ
ɮɕɊ?, Ğ=òÍåŢ.
Ëņ Ê&, Ť ðºˋ2015, 188cm öǙǧɥåɓɆ|ƒÝ/ʅʳʹ MuSCATɁK!, lů~ãXʟʶˁʑ 2015 ° 10 ôZËņ Ê&ˋ2015, ǮŸɣɃűˊÅêɄɋnɓəˌ, Ǔ@ʩʼɿʮˁɿ, «á.
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ņü 2ťˋ2015,ǮŸ{Åê,çûƱƷŢ,þ.
çǞ ºˋ2016, ɽʑʜʽʣɿʄʽʐˁʓʿʕˁǩÎ·ȋ t_, lů~ãXʟʶˁʑ 2016 °2 ôZ.
ƃ ťº, Ğǡ ǝ, ņü 2ťˋ2015, ʢʘʨʻöǙǧQǛɥ68, ʟʶˁʜʿʩʼ
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ƙ ƀȀ, ņü 2ť, çǞ º, ¥ ¶, ¢ü śˋ2017, ʜʹʬʐʀʲʉʹʑʕˁɥ
ǂ{ƁǨøÝ/ƨĭ-2, çû~ãë°.
ȇ¡ ï, ɭɊ, ēû Ī, ņü 2ť, 2016, ǁǢǬŘɻDŅɓəǸ®ɣƓɆÅêɥŕØÝ/×ą, çû~ãŦ°.
ȇ¡ ï, ņü 2ť, ēû Ī, ƗP è±, ©ƙï±, SEEDS/YSO team, SCExAO
team: 2015, ɕɧɸÌŋăʩʽʐʁʉʜ SEEDS ɣɵɸ Young Stellar Object ɣɉɏɸÅê×ą 2, çû~ãŦ°.
Ñǡ ƈ, ƙ Ǐ, s ŵ, £İ 5Ʀˋ2016, }Ʀđ N "ƫŴɋ?ɷÒɍÅê¹ËŞŭɥåì, çû~ãë°.
Ñǡ ƈ˄s ŵ, £İ 5Ʀ˄ƙ Ǐˋ2016, }Ʀđ N "ƫŴɋ?ɷÒɍÅê¹Ë IIˋ
100 ŶɻŅɆə¿ÅêǴŬ, çûÅêŧ Ŧƺį.
Ű eŁ, ɭɊ, Ëņ Ê&, ņü 2ťˋ2017, Ks-band ɟɥ WASP-12b ɥʜʹʿʐʘʜƨĭ,
çû~ãë°.
Ű eŁ, ņü 2ť, ȅē }, Ëņ Ê&,ƙ ãƜ, ƗP è±, ¢¡ G qªêÅê×Żʗˁʲ, SEEDS/HiCIAO/AO188 ʗˁʲˋ2015, Ǩ`øƧƁǐ´yNɻšɕǁǢªêɥê)Ɵɣɕɸǎƨĭ, çû~ãŦ°.
ƗP è±, ɭɊ, ēû Ī, çǞ º, } ėx, ƣ Ƈū, ƽ ǯƚ, ƣ¨ Ī,
ņü 2ť, IRD ƞƅʗˁʲˋ2017, ǂ{ƁƧƁǐ´ĭƞƅ IRD ɥÃƏċư:ċ=fɠƧƁǐ´ÃɥƱ%, çû~ãë°.
ƗP è±, ɭɊ, çǞ º, ņü 2ť, SEEDS/HiCIAO/AO188 ʗˁʲˋ2015, ĤKÃɴƐǊ`øɻÕĐɠɓɞÙɑɹə°ȊɻɲɝǮǍ-Äêɣɕɸ SEEDS ɣɵɸŕØÝ/Åê×ą,çû~ãŦ°.
Ȇv è, ɭɊ, Ëņ Ê&, çǞ º, ņü 2ťˋ2017, |ƒ\ìĭ4ɣɵɸ CVSO
30 ɥʜʹʿʐʘʜĺī4ɥPiĹ, çû~ãë°.

V ļ, ɭɊ, ņü 2ťˋ2016, KɌɱə BISTROˋJCMT ÛǌʍʨʱʺĢ*Ģƫ POL-2
ɻŅɆəê¹ËǺrɥſƆőƨĭɥĽĺ, çû~ãŦ°.
©ƙ ï±, ɭɊ, Guyon, O., ƽ ǯƚ, ņü 2ťˋ2016, ɕɧɸöǙǧŅČǭƟ14ƞƅɃSCExAOɄɥĽĺ, çû~ãë°.
©ƙ ï±, ɭɊ, Guyon, O., ƽ ǯƚ, ņü 2ťˋ2016, ɕɧɸöǙǧŅČǭƟ14ƞƅɃSCExAOɄɥĽĺ, çû~ãë°.
©ƙ ï±, ņü 2ť, Ƒņ ŚY, ƗP è±, ēû Ī,ȋ ÿ ǝ,
SEEDS/HiCIAO/AO188 teamˋ2015, ɕɧɸöǙǧÌŋăƨĭ ɃSEEDSɄɣɵɸPÅê
Ÿ9œɉɵɨŸ{Åê×ą V, çû~ãë°.
©ƙ ï±, ņü 2ť, ēû Ī,çǞ º, ɕɧɸöǙǧ/HiCAIO/AO188 teamˋ2015,
ɉɉɊɯµɥǚũ9œ~"ɣɉɏɸȅƩ/´Ǎǂ{Ɓ*4ƨĭ, çû~ãŦ°.
©ƙȋ ï±,ȋ ņüȋ 2ť,ȋ ēû Ī,ȋ çǞȋ º,ȋ ɕɧɸöǙǧ /HiCAIO/ AO188 team:2015, ɉɉɊɯµɥǚũ9œ~"ɣɉɏɸȅƩ/´Ǎǂ{Ɓ*4ƨĭ, çû~ãŦ
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!, ɭɊ, ƽ ǯƚ, ņü 2ťˋ2016, }¢¡ 3.8m öǙǧÛǌɣ]ɏəȅʌʿʜʹʑʜƞƅ SPLINE ɥǩŐ, çû~ãŦ°.
& , ɭɊ, ƽ ǯƚ, ƣ¨ Ī, `ƙ Ħx, ņü 2ťˋ2017, Ǎǂ{ʝʘʩʹˁƞƅ
ɥ*4ĹÃɠ*ĢƩĨfɥǩŐ, çû~ãë°.
 !, ü Y, ƣ¨ Ī, ǂ£ zħ, ȁu ŕÁ, ņü 2ťˋ2016, ²­rʌʽʞʊʹʧƨĭɻŔÕɓə 3

8 >HŖʰʑʉɥĹÃƱ%, çû~ãŦ°.

ƣ Ƈū, ɭɊ, HST GO 13786 ʳʿʣˁˋ2016, HD 141569 A ɣǱɕɸ89œĺË>ɥŐƥ, çû~ãë°.
ƽ ǯƚ, ɭɊ, `ƙ Ħx, ƣ¨ Ī, Ëņ Ê&, } ėx, çǞ º, Guyon, O.,ņü 2ť, s ŵ, ēû Īˋ2016, oľqÅêċ=ɥəɱɥɕɧɸǂ{Ɓʝʘʩʹˁ>4f IRD ɥǩŐˋ11, çû~ãë°.
ƽ ǯƚ, ɭɊ, `ƙ Ħx, ƣ¨ Ī, } ėx, çǞ º, ƣ Ƈū, Guyon,O., ņü 2ť, Ëņ Ê&, s ŵ, ēû Ī, ƗP è±ˋ2017, oľqÅêċ=ɥəɱɥɕɧɸǂ{Ɓʝʘʩʹˁ>4f IRD ɥǩŐˋ12, çû~ãë°.
ƽ ǯƚ, ɭɊ, `ƙ Ħx, } ėx, Ëņ Ê&,çǞ º, Guyon, O., ņü 2ť,ƣ¨ Ī, s ŵ, ēû Īˋ2015, oľqÅêċ=ɥəɱɥɕɧɸǂ{Ɓʝʘʩʹˁ>4

f IRD ɥǩŐˋ10, çû~ãŦ°.
ƽ ǯƚˋ2015, Ǎǂ{ʝʘʩʹˁƞƅ IRD, Ǎǂ{ȅ>à>4ŞŭˋoľqÅê×Żɠ²ɋɸʍɿʂʿʑ.

Ċ ƿ, ɭɊ, ƽ ǯƚ, ƣ¨ Ī, ņü 2ťˋ2015, IR ʝʘʩʹˁƨĭŅ4`Ģáʌʲ ɥ
ĹÃƱ%, çû~ãŦ°.
Ċ ƿ, ɭɊ, ƽ ǯƚ, ƣ¨ Ī, ņü 2ťˋ2016, IR ʝʘʩʹˁƨĭŅ4`Ģáʌʲɥ
ĹÃƱ%, çû~ãë°.
Ëņ Ê&, ɭɊ, çǞ º, ņü 2ť, K2/ESPRINT ʗˁʲˋ2015,ȋ ¢¡ 188 cm öǙǧ MuSCAT ɥƨĭËĂ IˋK2 ɥ ʜʹʿʐʘʜÅê)Ɵ EPIC201505350b ɥʜʹʿʐʘʜì
EyK(TTV)ɥşƴ, çû~ãŦ°.
Ëņ Ê&, ɭɊ, çǞ º, ņü 2ťˋ2017, MuSCAT ɣɵɸʜʹʿʐʘʜÅêƨĭˋǖ

Ņ 2 °ŔɥƨĭËĂɠ½ɥö, çû~ãë°.
Ëņ Ê&, Ť ðº, Ńȃ }ģ, ¨¥ Ň$ˋ2016, K2/TESS ɣɵɸ5~ʜʹʿʐʘʜʍˁ

ʫɿɠ TAO ɠɥǒÜ, çû~ãë°.
Ëņ Ê&ˋ2015, Ÿ{ÅêʍˁʫɿɥGńĸɠ PFS ɥʏʞʐˁɥċƬ, ɕɧɸ PFS ɣɵɸʍɿʂʿʑċƬ.
Ëņ Ê&ˋ2015, Ÿ{Åê×ąɥýƫŉɥĺĠ,ȋ Ÿ{ÅêŅöǙǧŞŭ.
Ëņ Ê&ˋ2015,ȋ IRD ɥʜʹʿʐʘʜʧʃʽˁɽʘʩɠ TESS ɠɥʏʞʐˁ, Ǎǂ{ȅ>à>4ŞŭˋoľqÅê×Żɠ²ɋɸʍɿʂʿʑ.
Ëņ Ê&ˋ2015,ȋ TESS ɥčƤɠåɓɆʍɿʂʿʑɥö,ȋ TESS ɠoöǙǧųɠɥǒÜ

ɟ²ɋɸ|ďɢʍɿʂʿʑ.
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ɾʿʊ.
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ƲȄ, çû~ãŦ°.
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2015, WFIRST-AFTA ʌʽʞʊʹʧŅ*4ƟėʛʣɿʑɥƮƫ, çû~ãŦ°.
ü Y, ɭɊ, ƣ¨ Ī, ņü 2ťˋ2016,ȋ ²­rČǭȅʌʿʜʹʑʜƨĭɻŔÕɓə 3
8 >HŖʰʑʉɥǩŐ, çû~ãë°.
} ėx & IRD ʗˁʲˋ2015, íø M qŜêɥ HȾ Ɓƨĭɣɵɸ IRD oľqÅê×

ŻʍʿʩʻɥǛ, ¢¡ʷˁʎˁʒʱˁʚɾʿʊ.
} ėx, ɭɊ, ƗP è±, ƽ ǯƚ, ¥ Ź, Ëņ Ê&, ņü 2ťˋ2016, ɕɧɸ

IRD ɣɵɸ M qŜê`ɷɥoľqÅê×Ż III:Fƨĭ, çû~ãŦ°.

} ėx, ɭɊˋ2015, G qªêɣɉɏɸÅêŸɥçǹ6\×ą, ¢¡ʷˁʎˁʒʱˁʚɾʿ

ʊ.
} ėxˋ2015, IRD ɻŅɆə M qŜê`ɷɥoľqÅê×Ż, Ǎǂ{ȅ>à>4ŞŭˋoľqÅê×Żɠ²ɋɸʍɿʂʿʑ.
} ėxˋ2015, ɕɧɸöǙǧɟʢʥʕʨʻoľqŸ{Åê×ɓ, ɽʑʜʽʣɿʽʐˁzɥć.
¥ Źˋ2015, M qŜêɠƢƒŜêɥȅ>à>4, Ǎǂ{ȅ>à>4ŞŭˋoľqÅê×

Żɠ²ɋɸʍɿʂʿʑ.
vǆ §, ɭɊ, ēû Ī, ņü 2ťˋ2017, ALMA öǙǧɻŅɆə Sz 91 ɻTɷ«ɍǚũĘǰ9œɥƳżĎǑɥƩé, çû~ãë°.
ņü 2ť, Bouy, H.ˋ2016, Ǎǂ{ƁɟƥəɫɨɝɊɆµ X ƁʧʼɽˁPê, ŞŭɃASTRO-HɁALMA cyc-4 ɟ×ɸ X ƁʧʼɽˁPêɄ.
ņü 2ť, ɭɊ, ƣ¨ Ī, ƽ ǯƚ, Ëņ Ê&, Guyon, O., çǞ ºˋ2016,

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ņü 2ťˋ2016, Ÿ{ÅêɣŃaɻ×ɕƨĭˋĽĺɠý, çûŃĸŧʏʿʯʐʀ

ʲ.
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ņü 2ťˋ2016, Ÿ{Åê×ą, ȅǒ ű 15 hŞŭ.
ņü 2ťˋ2017, ǮŸ{ÅêɥŊǳɥêɣűɥoľɻ×ɗ, ²¥¬ãNĥǿ.

çǞ º, ɭɊ, ēû Ī, ņü 2ťˋ2016, JVLA 7 mm ȅ>ƩƏƨĭɣɵɸ V1247 OriɥǸŨɢPÅêŸ9œ, çû~ãë°.
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ʐˁŉɣɵɸŃaɣɕɸÇƻƶą, çû~ãë°.
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ȁu ɦɸɊ, ņü 2ť, ƗP è±, Bouy, H.ˋ2017, ɕɧɸöǙǧ²ƧǡÝ/ʅʳʹ HSC
ɻŅɆəɉɇɓµê¹ËǺrɣɉɏɸǁǢ~"×ą, çû~ãë°.
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