◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆研究奨励賞

惑星形成研究への招待
片岡章

雅〒181‒8588 東京都三鷹市大沢 2‒21‒1〉
e-mail: aki.kataoka.astro@gmail.com〈国立天文台科学研究部

惑星形成研究において，原始惑星系円盤の観測結果がここまで無視できないものになるとは，誰も予想していなかったのではないでしょうか．ALMA 望遠鏡によって明らかとなった惑星形成の現場は，リング・ギャップといった副構造に満ちており，更には形成中の周惑星円盤まで見えるようになってきました．これらは理論研究も刺激し，惑星形成の研究はまさに黄金期を迎えているといってよいでしょう．本稿では，本分野の盛り上がりにも触れながら，私が進めてきたダスト合体成長と原始惑星系円盤のミリ波偏光観測について紹介し，今後の分野の展望も議論していきます．

す．また，天文に限らずどの分野の研究も非常に

1. は じ め に魅力的であり，本稿は他の分野をけなすものでは私が天文学の研究を志したのには大した理由はありません．その代わり，惑星形成研究がいかにありません．2008 年の夏，当時京大の学部 2 年生

今面白いか，今後も更に面白そうかについて語りだった私は，夏休みが暇だと思ってネットサーますので，ご参考にしていただければ幸いです．

フィンをしていたら，たまたま国立天文台野辺山

本稿では，惑星形成分野の現在の一般像に触れの学部生向け実習を見つけ，運よく実習を受けさつつ，私の研究が貢献した部分及び今後の展開にせてもらえました．野辺山実習では，45 m 望遠鏡ついてお話ししていきます．なお，私の研究の中を用いて星形成領域 DR21 のアンモニア輝線観測核をなす成果の解説については，以前執筆した 2を行い，電波天文の面白さを知りました．量子力

つの天文月報記事を参照していただきたいと思い学も知らないのに．その後，すばる実習にもお世ます [2, 3]．また，本稿で紹介する研究成果は，話になり，京大ではひので衛星データによる太陽

私の主著論文 [4‒10] 及び森智宏さん [11, 12]，植研究の課題演習を経て，4 年生後半からなんとなく

田高啓さん [13, 14]，大橋聡史さん [15‒17]，辰理論研究を志し，当時京大助教だった野村英子さ馬未沙子さん [18]，土井聖明さん [19] らがリーんのもと惑星形成の研究をスタートしました * ．

ドした論文を基にしています．

1

もしこれを読んでいるあなたが学部生で，現在進路に悩んでいるとすれば，まずはよく調べて，

2. 惑星形成の大問題：惑星ができない

この天文月報までたどり着いたものだと思いま

惑星形成研究の何が面白いのか？人によって答す．素晴らしいです．時代によって研究に必要とえは違うと思いますが，私の答えは「簡単に考えされる能力は異なり，その完全な予測は難しいもると惑星ができない」というところにあると思っのの，望遠鏡の計画など予測可能な未来もありまています．まず，惑星形成を宇宙における固体の*1 天文学を志す人が全員こんな偶然で研究内容を決めているわけではありません．研究分野の決め方に悩んでいる人には，総研大で僕の 3 年先輩に当たる富田賢吾さんの研究奨励賞受賞記事 [1] をお勧めします．
第 115 巻第3号

189◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆
研究奨励賞
サイズ成長過程だと捉え，その初期状態と最終状て，サイズや組成がどうなっているかを観測から態を考えましょう．宇宙にある固体は，漸近巨星導くことができれば，それは直接惑星形成を観測分枝星（AGB 星）の周りや超新星爆発においてし，理論を検証することになるわけです．

ミクロンサイズのダストとして誕生します．これ

3. ALMA でわかった円盤の全体像が初期状態です．一方で最終状態は，太陽系や太陽系外惑星の観測で明らかとなったように，数千では，近年急速に明らかとなってきた，原始惑キロメートルにも及ぶ固体惑星やガス惑星コアで星系円盤の全体像について触れたいと思います．

す． す な わ ち， 惑 星 形 成 と は，1 μm か ら

図 1 は，Class II と呼ばれる原始惑星系円盤のダ1000 km までの，サイズで 12 桁・質量で 36 桁にスト質量分布関数です．これらの円盤のダスト質も及ぶサイズ成長の過程だと捉えることができま

量 は， 中 央 値 が 10 地 球 質 量 程 度 だ と わ か り ます．

す *3．なお，ここで測っている質量は，ミクロン

しかしそこには「サイズ成長の壁」がいくつもからミリ・センチメートルのダストの質量です．

存在します．ちょっと想像してみてください．そなぜなら，ダストはそのサイズが波長より大きくのへんに落ちている小石と小石をぶつけるとくっなると，急速にオパシティが下がるため，メートつくでしょうか？

おそらくくっつかないでしょ

ルサイズやキロメートルのサイズの天体がどれだう [20]．あるいは，氷の塊を 100 m/s の速さでぶ

けあってもミリ波の明るさにはほとんど寄与しなつけたら，どうなるでしょうか．多分粉々になっいからです [5, 32]．最も単純に考えれば，今観てしまいます [21]．もしこの理解が宇宙でも正しく，小石程度，すなわちセンチメートルサイズのものがこれ以上付着成長できないとすれば惑星は形成されません．惑星形成理論はこのような壁を突破せねばならないのです *2．
惑星形成研究が更に面白いのは，天文観測によってまさにこのダスト成長の現場を捉えて直接観測し，理論の検証ができる点です．原始惑星系円盤と呼ばれる天体は，若い原始星の周りに誕生します．特に観測しやすい円盤としては，太陽系の近くにはおよそ 100‒150 pc あたりに，年齢数百万年程度の比較的若い星形成領域が十個程度存在しており，それぞれの領域に円盤が 100‒300 天体ほど存在しています [25]．これらの天体において，ダストの質量はどの程度で，どう分布してい図1

星形成領域ごとの ClassII 原始惑星系円盤のダスト質量の分布関数 [26]．領域と引用論文は
以 下 の 通 り．Chameleon I [27]，Lupus [28]，σOri [29]，Upper Scorpius [30]，Corona Australis [26]．

*2 解決策の一つとして，ダストの付着成長時に隙間を持ったダスト集合体の構造を持つことを考慮した研究も行われています．その結果，いくつかの成長の壁が自然に突破できることも明らかになりました [4, 22‒24]．
*3 干渉計を用いた原始惑星系円盤の観測的研究は，野辺山ミリ波干渉計を用いた研究が先駆的でした [31]．当時の円盤観測では，数百 au の半径・ガス質量が 0.1 太陽質量もあるような異様に大きく重い円盤というイメージが付いたかもしれませんが，これらは明るい〜10 天体の情報です．ALMA の登場による感度向上で，各領域ごとに〜100 天体の質量中央値を出すことができ，円盤の全体像が明らかとなったのです．

190

天文月報

2022 年 3 月◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆研究奨励賞
測されているこれらのダストが，将来惑星へと成させて，もしダストの組成や空隙の情報までわか長するのでしょう．実際，系外惑星の固体質量のれば，組成による壊れやすさや空隙による成長促分布と原始惑星系円盤のダスト質量分布を比較す進の議論へと発展していきます [4, 22]．このよる研究も可能になってきました [33, 34]．

うに，観測からダストサイズを決定することは，このような全体像に加えて，明るく大きな天体に対しては高解像度観測もなされています．HL

惑星形成におけるダストの物理の重要な制限に繋がります．

Tau に代表されるように，原始惑星系円盤では，これまでのミリ波観測において，ダストはミリリング・ギャップ構造が一般的であることもわメートルくらいの大きさであろうと言われていまかってきました [35]．ただし，それがすべてのした [39]．波長 1 mm と 3 mm の円盤の明るさを円盤に当てはまるわけではなく，「明るい天体に比較することでその SED（Spectral Energy Dis-ついてはリング構造が多い」という観測バイアス

tribution; 天体全体のエネルギースペクトル）のには留意すべきでしょう．今後は，これまで詳細傾きを導きます．この SED の傾き，すなわちスがわかっていなかった小さな円盤の研究も進んでペクトル指数は，通常の星間ダストかつ光学的にいくことでしょう．

薄い放射を仮定すると，3.7 程度であることが知ここから，惑星形成の理解を更に一歩進めるにられています [40]．円盤ではこの値が 1.5‒3.0 程はどうすべきでしょうか．研究者によって掘り下度であり，明らかに SED の傾きが浅くなっていげる方法は全く違いますが，我々はダストサイズます．これを説明するには，ダストのオパシティやその付着成長過程に着目して研究を進めていまの傾きが緩やかである必要があり，そのためにはす．

ミリメートルやセンチメートルダストが必要であ

まず，ダストサイズはどう惑星形成の大問題にる，というロジックです．本分野ではこの理解は関わるでしょうか．ダストのダイナミクスは，ダ未だに支持されています [41]．これに対し我々ストの大きさに強く依存します [36]．そもそも，は，ミリ波偏光という全く違うアプローチを用い円盤の運動は質量の大部分を占めているガスに支て挑んでいます．

配されています．ガスは動径方向に圧力勾配があるため，わずかにケプラー回転より遅い速度で回4. 見逃されていたミリ波ダスト散乱転しています．その中でダストは，マイクロメー

ここで，一見全く関係なさそうに思える偏光観

トルくらい小さければガスと一緒に動き，ミリ測について考えてみましょう．偏光とは，横波でメートルやメートルサイズのように大きければガある電磁波において，進行方向に垂直な電場が何スと独立に運動しようとします．その結果，例えらかの法則性をもって同期している状態です．原ばダストサイズがミリメートルサイズであれば，始惑星系円盤における偏光は，赤外線の波長でよ円盤寿命以下で中心星に落ちてしまうため何らかく観測されてきました．例えば，すばる望遠鏡にのせき止めが必要ですし，ミリメートルサイズで取り付けられた HiCIAO は，赤外偏光観測によっダスト成長を止めるメカニズムも必要です [37]．て原始惑星系円盤のスパイラル構造を発見しましまた，ミリメートルダストがあるとすると何らかた [42]．その一方で，ALMA が使うミリ波のよの不安定性により微惑星形成を駆動する可能性がうな長波長では赤外散乱偏光と同様の手法が使えあります [38]．これらの物理はダストサイズにないこともわかっていました．これは，中心星が非常に敏感なため，観測的にダストサイズを見積長波長に行けば行くほど暗くなるからです．さら

もることは惑星形成を強く制限します．更に発展には，ミクロンサイズのダストの散乱効率は長波第 115 巻第3号

191◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆研究奨励賞
長では極端に下がるため，散乱はほとんど無視できます．このような理由で，ミリ波の散乱偏光は，全く検討されていませんでした．
しかし，ミリ波におけるダスト散乱偏光は全く無視できるものではないとわかったのが我々の研究です [6]．ここまでに述べたとおり，ミリ波の（2）散乱偏光は（1）中心星が暗くて光源がない，ダストの散乱効率はミリ波では低いという 2 つの問題がありました．（1）については，ダストの熱放射が別のダストに散乱されることを考慮して解決しました．とあるダストに対し，別のダストの熱放射が等方的に入射すれば，その散乱光は無偏光となります．しかし，非等方に入射すれば，その非等方性に応じて偏光が残ります．我々はこ図2

原始惑星系円盤の熱放射の自己散乱に起因する偏光強度の予測．数字は，ALMA における観測波長と対応するバンドを示す [6]．

れをダスト熱放射の自己散乱と名づけました *4．
（2）については，ダストの大きさを考慮するこ

光パターンが見つかれば，散乱偏光だと思って良とで解決できます．多くの天体で，ダストは暗にいでしょう．

ミクロンサイズが仮定されます．散乱は，波長とALMA によって，初めて複数の円盤でミリ波ダストサイズが同程度のときに強くなるため，ミ偏光が検出されました [8, 9, 45‒49]．その結果，リ波におけるダスト散乱は無視できます．ところ

図 3 に示すとおり，ここまで議論してきた散乱偏が原始惑星系円盤では，ダストは付着成長し，お光が多くの天体で検出されました．しかし，驚くそらく波長と同程度のサイズを持つダストが多くべきことに，多くの散乱偏光は，波長 0.9 mm の存在します．とすれば，散乱は無視できないわけ観測で見つかりました．これは，単純に考えれです．

ば，ダスト半径がおよそ〜100 μm 程度であるこ≈我々は輻射輸送計算を行い，（ダスト半径）とを示しています．もちろん，観測バイアスもあ（波長）/2π 程度であれば，1‒3％程度の偏光を出るでしょうが，本当にダストサイズがミリメートすことを突き止めました．図 2 は，期待される偏ル や セ ン チ メ ー ト ル サ イ ズ だ っ た な ら， 波 長光度に比例する無次元量を，ダストサイズの関数0.9 mm では全く偏光が受からないはずでした．

として書いたものです．偏光パターンは偏光観測

更に，HL Tau では ALMA のバンド 3, 6, 7 の 3 波

波長での輻射場の非等方性に対応して異なります長帯（3.1, 1.3, 0.9 mm）で偏光が検出され，散乱が，例えばある程度傾斜角がある円盤であれば，偏光成分は 0.9 mm で最も強く，3.1 mm に行く

偏光ベクトルは短軸に並行になります．このようにつれて急激に弱くなることもわかりました

な，円盤の観測者との相対的な幾何学で偏光ベク[9]．これは，1990 年代からの常識であった「円トルが決まるようなメカニズムは，散乱以外では盤ダストサイズはミリメートル」という常識とは考えにくいでしょう．そのため，短軸に並行な偏異なる結果です．これが，ミリ波偏光観測によっ*4 非等方輻射場における散乱偏光という物理自体は広く知られており，例えば宇宙背景放射の E-mode 偏光 [43] や超新星爆発の三次元構造の推定 [44] に利用されています．
192

天文月報

2022 年 3 月◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆研究奨励賞

図3

Class II 円盤の偏光観測の例．図上の線分は偏光ベクトルの向きを表す．CW Tau 及び DG Tau の矢印はジェットの方向を表す [7, 11, 45, 46, 49‒51]．てもたらされた惑星形成に関する最も大きな知見

142527 や IRS 48 は，このような偏った分布を持と呼べるでしょう．

つ円盤の代表的な天体です．これらの天体は偏光

5. ダストの種は壊れやすいのか？

も観測されており，どちらも自己散乱由来の偏光が検出されていると考えられています [8, 15]．

偏光が検出された天体のミリ波放射は，主にさて，それではこれらの天体の典型的なダストサ

100 μm サイズのダストから放射されていること

イズは，本当に 100 μm なのでしょうか．ここでがわかりました．もし，多くの原始惑星系円盤では IRS48 のモデリングについて紹介します [17]．のダストサイズが，これまでの理解のセンチメー

従来センチメートルサイズのダストを仮定してモトルやミリメートルではなく，100 μm しかない

デリングされていたのは，SED の議論が主な理のであれば，惑星形成におけるダスト成長の理解由です．この天体は VLA の 9 mm 帯でデータがを大幅に更新しなければなりません．しかし我々取得されており，波長 9 mm でもダスト熱放射がは，結論を過度に一般化する前にこれまでの偏光明るいことがわかっています．通常，このような観測について天体ごとにしっかりとモデリングす

長波長で明るい SED を説明するには，大きいダることを試みました．特に，本当にミリメートルストが有利です．これは，大きいダストのほうがサイズダストの可能性を排除してよいのかについオパシティの波長依存性がゆるく，長波長で明るて検討してきました．

い成分を説明しやすいためです．しかし，図 4 に5.1 IRS 48

示すとおり，ALMA によって自己散乱由来の偏一部の天体は，ダスト連続波が方位角方向に光が検出されました．これは，センチメートルダ偏っていることが知られています．観測されてきストが支配的だとすると再現できません．この研た穴あき円盤の中では 24％ほどにこのような非究では，ダストの量を多くして，0.9 mm 帯で光軸対称性が確認されています [52]．さて，HD学的厚さが 7 程度の非常に重たいダストを用意す

第 115 巻第3号

193

◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆
研究奨励賞

図4

IRS 48 の偏光観測結果 [17]．ALMA Band 7 にて偏光度 1％程度の偏光が検出され，ミリ波自己散乱でよく説明できる．

ると，100 μm サイズであっても，SED と散乱偏図5HD 163296 の高解像度連続波画像と偏光観測結果の比較 [16, 49, 53]．リング・ギャップ構
造における偏光度の違いが検出されている．

光を同時に説明できることを示しました．すなわ

中にはミリメートルやもっと大きなダストが隠さ

ち，IRS48 については，100 μm が確からしいといれている可能性があります．

えます．

5.3 HL Tau

5.2 HD 163296

では，光学的に厚い構造を考えればすべてうま別の天体ではどうでしょうか．例えば，リンくいくのでしょうか．本当にミリメートルダスト

グ・ギャップ構造は偏光観測の解釈を変えないのは光学的に厚い構造の裏に隠せば解決するのでで し ょ う か． 多 く の 偏 光 観 測 は， わ ず か 0.1‒

しょうか．物事はそう簡単ではないようです．例

3.0％程度の偏光を検出するために高い感度の観

えば HL Tau は多波長連続波観測と偏光観測がな測が必要であり，結果的に高い空間分解能の観測されており [9, 45, 54]，このような解析に適しては少なくなっています．図 5 に示すように，HDいます．ここで，ダストの鉛直分布を考えてみま

163296 はこれまでの偏光観測の中で唯一リング・しょう．ミリメートルダストが仮に光学的に厚いギャップ構造を捉えられる高空間分解能で行われ円盤の赤道面に滞留していたとします．もしもガています．HD 163296 円盤は，67 au 及び 100 au

ス乱流が強ければ，ミリメートルダストは上空ににリング構造が確認されている天体です [53]．

巻き上げられて，ミリ波放射を支配し，その結果Band 7 で 行 わ れ た 偏 光 観 測 は， リ ン グ よ り も偏光は弱くなってしまいます．そのため，光学的ギャップのほうが高い偏光度を示していますに厚い分布で偏光と SED を同時に説明するため[49]．これはどういうことでしょうか．ダストサには，乱流は十分弱くないといけません．図 6 にイズをパラメータとしてモデリングを行った結示すように，もし鉛直方向のダストサイズ分布を果，リングは光学的に厚くダストサイズは完全に考えると，ミリメートルサイズのダストが存在すは制限できない一方で，ギャップは 100 μm 程度れば，乱流が強ければミリ波放射を支配することのダストが存在しないといけないことがわかりまがわかります．HL Tau 円盤の中心付近の SED と偏した．ただし，偏光の分解能はぎりぎりリング・光を解析した結果，ミリメートルサイズのダストギャップ構造を分解したものであり，空間分解でを赤道面に留めるためには，乱流強度はαt＜10−5きていない構造をより詳細に考慮する必要は残さと制限できました [14]．これは非常に強い制限れています．すなわち，この天体も，100 μm サです．観測的には，輝線の非熱的広がりを検出しイズが確からしい一方で，光学的に厚いリングのようとする観測が多くありますが，これまで 1 天体

194

天文月報

2022 年 3 月◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆
研究奨励賞
数が得られています [54, 57]．特に中間領域ではスペクトル指数が 2.5 程度であり，ミリメートルダストを考えることが最も適しています．大規模な サ ー ベ イ 観 測 で は， 明 る い 天 体 の 1 mm と3 mm の明るさを測定しそのスペクトルを導いています [41]．その結果，やはりスペクトル指数は 1.5‒3 程度が支配的であり，ミリメートルダス
図6

HL Tau の偏光観測の解析結果．灰色が 160 μm以下のダスト，青が 160 μm 以上 1 mm 以下のダストの，ミリ波光度に貢献する割合を表す．
乱流が強ければ大きいダストも巻き上げられてしまい，大きなダストをミリ波光球面より下に「隠せ」ない [14]．

トを支持します．もちろん，空間分解できていな
い光学的に厚い成分を考える必要があるのは上で述べたとおりですが，完全にすべてを説明できるモデルはまだできていないというのが現状です．

6. ダストミクロ物理の進展を除き検出されておらず，多くの天体でαt＜10−3

ここまでダストの散乱偏光とその惑星形成へのと制限されています [55]．理論的には，円盤は示唆について話してきましたが，ここでミリ波偏磁気回転不安定性により乱流状態であると考えら光の別の可能性についても触れておきます．これれてきましたが，これまでの観測的制限から，磁までの偏光観測では，散乱だけでは説明できない気回転不安定性が働かないデッドゾーン等である偏光成分も検出されています．これらの偏光成分可能性もあります．ただし，例え磁気回転不安定は，偏光ベクトルの向きが波長に依存しないこと性が働かないとしても，流体不安定性である鉛直から，ひしゃげたダストが何らかの方向に整列シア不安定性（Vertical Shear Instability）が働くし，その偏光成分を見ていると考えられていま−5と考えられるため [56]，αt＜10のような弱乱流

す．銀河系や星形成領域では，ダストは磁場に整強度を達成するのはやはり困難です．そうだとす列しているため，この偏光を用いて磁力線の方向れば，やはりミリメートルダストを赤道面に「隠が調べられてきました．ところが，原始惑星系円す」ことすら難しいのかもしれません．

盤では様子が違います．まず，通常の円盤で磁場5.4 個別研究のまとめ整列の可能性はないでしょう．HL Tau は 3 mm

ここまで 3 つの研究で見てきたとおり，ミリ波帯で，円盤の回転方向に平行な偏光を見せていメートルサイズのダストの存在を許すためには，ます [9]．もしこれが磁場整列であれば，磁場はリングのような副構造が光学的に厚いと考え，ミ円盤において動径方向を向いていなければいけま

リ波の光球面の下にミリメートルサイズのダストせん．しかし，円盤の磁場は基本的には回転方向を隠すのがよさそうです．しかし，これには非現にキリキリ巻になるトロイダル成分が卓越してい実的に低い乱流強度が必要となります．個人的にると考えられるため，磁場整列は除外できます．

はそれよりは，えいやっと 100 μm ダストを仮定

理論的にも，ダストが大きいと磁場整列にかかるしてしまったほうが簡単には思いますが，その結時間が長くなり，他の整列メカニズムが卓越する論を確かめるにはもう少し解析が必要そうです．という直感とも一致しています．輻射場の方向にもちろん，スペクトル指数を用いたダスト研究整列する可能性が指摘されてきましたが，現象論も進展しています．TW Hya や HL Tau といった，的に最も確からしいのは，ガス流体の流れ場に整明るく大きな天体は，空間分解したスペクトル指列しているという案です [11, 12]．ただし，それ第 115 巻第3号

195◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆
研究奨励賞にはそもそも超音速な流れ場が必要であると指摘ます．これは，太陽系形成領域に対応しており，されたり [58]，ダストとガスの速度差のベクト地球のような惑星の形成環境がわかるようになる

ルの向きを考えると説明できないとも考えられまでしょう．また，サーベイ観測では，現在 1 mm

す [10]．すなわち，整列由来のダスト偏光は，でしかわからない全体像が，3 mm, 7 mm でもわ

まだメカニズムがわかっていないといってよいでかるようになり，スペクトルの全体像がわかるよ

しょう．これは，まだ理解できておらず，ダストうになります．1 mm から 7 mm までの偏光が連ミクロ物理の理解が偏光観測によって更に発展す

続スペクトルとして取得できれば，いよいよダスる可能性を含んでいると言えます．

トの大きさだけでなく，空隙や組成も強く制限さ

7. ngVLA 時代への期待れるようになるでしょう．このように，今後も観これからの時代はどうなっていくでしょうか．

ALMA が稼働し始めて 10 年が経過しました．波

測からの知識の更新があり続けるという意味でも，天文観測を考慮した惑星形成分野はますます発展し続けていくと期待しています．

長 1 mm での円盤全体像と明るい天体の構造はわ

このような非常に活発で魅力的な惑星形成分野

かり，ある程度メインの観測は成熟したといっての発展を中から楽しみつつ，私自身の研究がこのよいでしょう．一方で，ALMA は運用開始後に分野の発展に寄与するよう，今後とも研究に精進機能が追加されています．例えば，偏光観測は開していきます．

始されて 5 年程度です．おそらく，偏光観測の結果は今後も次々と出てくるでしょう．また，複数

8. 研究者と家族天体に対して長時間観測をするラージプログラム

天文月報 2021 年 11 月号にて，「天文学会男女が稼働しており，DSHARP（Disk Substructures at共同参画 20 年の歩み」という記事があり，そのHigh Angular Resolution Project）や MAPS（The中で天文学会の男女共同参画事業についてまとめ

Molecules with ALMA at Planet-forming Scales）られていました [61]．そこには，年会一時保育の成果が出ています [59, 60]．今後 10 年ほどでに関連して「（保育サービスを利用した男性会員は，偏光観測・輝線観測・多波長連続波の結果をが）「助けてほしいと言えなかった」と言って加利用して，ガス・ダストの全体像や，化学的成藤万里子さんに怒られたという逸話も残ってい果，ガスダイナミクスなどにより円盤の多彩な顔る」との記述もありました．そこで，この場を借が明らかとなっていくでしょう．

りてほんの少しだけ，コロナ禍での各種研究会のこの分野で最も期待されている将来望遠鏡計画の 1 つ が ngVLA で す．2024 年 頃 に 建 設 開 始，オンライン開催でどれだけ救われたかを書かせていただきます．

2030 年代中盤の本格運用を目指し，米国を中心

私は現在 35 歳で，幸い 2 人の子供に恵まれまに世界の天文学コミュニティが協力しながら検討した．2020 年 4 月以降，コロナ禍で強制的にすべが進められています * ．この望遠鏡は，円盤の熱ての研究会がオンラインになったことで，これま放射が見える波長 3 mm 及び 7 mm 帯で飛躍的にで月 1‒2 度あった国内外の出張がすべてなくな感度が上がることが期待されます．すると，現在り，パートナーに過度な負担をかけずに研究会にの 1 mm 波帯を中心とした観測では見通せない，参加することができました．子ども自身も，普段円盤中心領域におけるダストの描像がわかってきと同じ保育園に通えることで負担は減ったようで

5*5 https://ngvla.nao.ac.jp/ より引用
196

天文月報

2022 年 3 月◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆研究奨励賞
す．私に限らず，育児・介護といった家族の事情ンライン参加のように，技術の発展に伴って，コによりケア責任者となった人たちは救われた人がロナ禍が過ぎ去った後も多くの人が研究会に参加多かったと想像します．

し続けられるよう，うまい落としどころが見つかオンライン研究会が安価かつ手軽に可能となっることを願っています．

たことは，学会運営側にとってもメリットが大き一人の研究者にとって，ケア責任者である期間いでしょう．先の月報の記事によれば，天文学会は一時的であるケースが多いと思われます．ケアの年会保育サービス利用者は，900 名程度の学会責任者がドロップアウトせずに済む天文学業界と参加者に対して 6‒10 家族程度だそうです．すななっていくことを期待いたします．

わち，100 人以下の小規模研究会では，潜在的保育サービス利用者はせいぜい 1 家族いるかいない

9. 最 後 にか程度であり，その状態での保育サービスの提供

ここまで，偏光を中心とした原始惑星系円盤のは効率が悪いと言わざるを得ません．すなわち，ALMA 観測に触れつつ，惑星形成への観測的制

このような声を挙げる人は研究会では必然的に個限がいかに面白く発展してきているかについて触人単位になってしまいます．オンライン研究会でれてきました．限られたスペースでは触れることあれば，ケア責任者も普段の保育・介護サービスはできませんでしたが，このほかにも面白い研究を利用しながら研究会に参加することができ，学の展開が期待できます．例えばダストの空隙率進会運営側も追加負担なくケア責任者が参加できる化を利用した成長の壁の突破理論はまだまだ発展運営が可能でしょう．

していますし，偏光を用いることで初めて空隙率一方で，もう一歩変わってくれれば更にありがの制限も可能となりました [62]．更には，はやたい例はあります．例えばですが，ついつい「研ぶさ 2 等の探査ミッションのおかげで，太陽系天究会の真の価値は飲み会だ」と言っていないで体との物理量の比較も可能となりました [18]．

しょうか．
「時間を取って対面で喋る」メリット

また，円盤の観測に関しても，散乱による連続波が大きいのは同意しますが，飲み会に参加できなの減光を用いてもやはりダストサイズは数百ミクい／したくない研究者を排除していないでしょう

ロンであるとわかってきました．これ以外にも，

か．例えばこの問題は，口頭講演をツメツメにし原始惑星系円盤の連続波観測から間接的に乱流とたプログラムを作成するのではなく，研究会中にダストサイズの比を測る取り組みもしています

コーヒータイムや議論時間をとることで解決しな[19]．

いものでしょうか．また，研究会を土曜日や祝

詳細な研究そのものが面白いとついつい忘れが日，あるいは午後 6 時以降の通常保育等のサービちになってしまうのですが，結局この研究が惑星スが使えない時間に開催することで，研究者本人形成という分野の大問題に対してどう位置づけらやそのパートナーが犠牲になっていないでしょう

れ，どう貢献するかは常に意識せねばなりませか．

ん．惑星形成の現場を直接見れるという面白さを私は，決してすべての研究会をオンラインにすべきと言っているわけではありません．自分自身活かして，今後とも惑星形成研究の発展に貢献できるよう研究していきます．

も，コロナ禍になる前に対面での議論がキャリア形成に大きく影響したと感じていますし，コロナ謝辞

禍における大学院生や PD の方の機会喪失はなん

この度は 2020 年度日本天文学会研究奨励賞ととしても補完すべきものだと認識しています．オ

いう名誉ある賞をいただき大変光栄に思います．

第 115 巻第3号

197◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆研究奨励賞
ここまでの研究を支えてくださったすべての方に感謝申し上げます．修士時代の指導教員である野村英子さん・博士時代の指導教員である富阪幸治さん，ドイツ PD 時代の Cornelis Dullemond さんをはじめ，ダスト N 体計算においては田中秀和さん，奥住聡さん，和田浩二さんに，偏光理論・観測においては塚越崇さん，武藤恭之さん，永井洋さんら，ほかにも数えきれない人々にお世話になりました．私より更に若い共同研究者にも恵まれ，大橋聡史さん，植田高啓さん，辰馬未沙子さん，土井聖明さんらには，面白い研究をリードしていただいています．また，本原稿の締め切りについて，育児休業を理由とした締切延長をご快諾いただいた編集委員の皆様にも感謝いたします．

参考文献[1] 富田賢吾 , 2018, 天文月報 , 111, 750[2] 片岡章雅 , 2017, 天文月報 , 110, 333[3] 片岡章雅 , 2014, 天文月報 , 107, 278[4] Kataoka, A., et al., 2013, A&A, 557, L4[5] Kataoka, A., et al., 2014, A&A, 568, A42[6] Kataoka, A., et al., 2015, ApJ, 809, 78[7] Kataoka, A., et al., 2016, ApJ, 820, 54[8] Kataoka, A., et al., 2016, ApJ, 831, L12[9] Kataoka, A., et al., 2017, ApJ, 844, L5[10] Kataoka, A., et al., 2019, ApJ, 874, L6[11] Mori, T., et al., 2019, ApJ, 883, 16[12] Mori, T., & Kataoka, A., 2021, ApJ, 908, 153[13] Ueda, T., et al., 2020, ApJ, 893, 125[14] Ueda, T., et al., 2021, ApJ, 913, 117[15] Ohashi, S., et al., 2018, ApJ, 864, 81[16] Ohashi, S., & Kataoka, A., 2019, ApJ, 886, 103[17] Ohashi, S., et al., 2020, ApJ, 900, 81[18] Tatsuuma, M., et al., 2019, ApJ, 874, 159[19] Doi, K., & Kataoka, A., 2021, ApJ, 912, 164[20] Zsom, A., et al., 2010, A&A, 513, A57[21] Blum, J., & Wurm, G., 2008, ARA&A, 46, 21[22] Okuzumi, S., et al., 2012, ApJ, 752, 106[23] Kataoka, A., et al., 2013, A&A, 554, A4[24] Kobayashi, H., & Tanaka, H., 2021, ApJ, 922, 16[25] Hernández, J., et al., 2007, ApJ, 662, 1067
[26] Cazzoletti, P., et al., 2019, A&A, 626, A11[27] Pascucci, I., et al., 2016, ApJ, 831, 125[28] Ansdell, M., et al., 2016, ApJ, 828, 46[29] Ansdell, M., et al., 2017, AJ, 153, 240[30] Barenfeld, S A., et al., 2016, ApJ, 827, 142[31] Kitamura, Y., et al., 2002, ApJ, 581, 357[32] Miyake, K., & Nakagawa, Y., 1993, Icarus, 106, 20
198[33] Manara, C. F., et al., 2018, A&A, 618, L3[34] Mulders, G. D., et al., 2021, ApJ, 920, 66[35] ALMA Partnership, et al., 2015, ApJ, 808, L3[36] Nakagawa, Y., et al., 1986, Icarus, 67, 375[37] Pinilla, P., et al., 2012, A&A, 545, A81[38] Johansen, A., et al., 2007, Nature, 448, 1022
[39] Beckwith, S. V. W., & Sargent, A. I., 1991, ApJ, 381,250[40] Planck Collaboration, et al., 2014, A&A, 564, A45[41] Tazzari, M., et al., 2021, MNRAS, 506, 2804
[42] Muto, T., et al., 2012, ApJ, 748, L22[43] Rees, M. J., 1968, ApJ, 153, L1[44] Tanaka, M., et al., 2012, ApJ, 754, 63[45] Stephens, I. W., et al., 2017, ApJ, 851, 55[46] Hull, C. L. H., et al., 2018, ApJ, 860, 82[47] Sadavoy, S. I., et al., 2019, ApJS, 245, 2[48] Harrison, R. E., et al., 2019, ApJ, 877, L2[49] Dent, W. R. F., et al., 2019, MNRAS, 482, L29[50] Bacciotti, F., et al., 2018, ApJ, 865, L12[51] Teague, R., et al., 2021, ApJ, 922, 139[52] Francis, L., & van der Marel, N., 2020, ApJ, 892, 111[53] Isella, A., et al., 2018, ApJ, 869, L49[54] Carrasco-González, C., et al., 2019, ApJ, 883, 71[55] Flaherty, K., et al., 2020, ApJ, 895, 109[56] Nelson, R. P., et al., 2013, MNRAS, 435, 2610
[57] Macías, E., et al., 2021, A&A, 648, A33[58] Yang, H., et al., 2019, MNRAS, 483, 2371
[59] Andrews, S. M., et al., 2018, ApJ, 869, L41[60] Öberg, K. I., et al., 2021, ApJS, 257, 1[61] 馬場彩 , 2021, 天文月報 , 114, 688[62] Tazaki, R., et al., 2019, ApJ, 885, 52

Invitation to Planet Formation ResearchAkimasa Kataoka
National Astronomical Observatory of Japan,
Division of Theoretical Astronomy, 2‒21‒1Osawa, Mitaka, Tokyo 181‒8588, Japan
Abstract: ALMA has revealed that planet formationsites are full of substructures such as rings and gaps
and that even circumplanetary disks are in the processof formation. These phenomena have stimulated theoretical studies, and planet formation is entering a golden age. In this article, I will introduce the theory of
dust coagulation and ALMA polarization observations
that I have been working, and discuss the future prospects of the field.

天文月報2022 年 3 月