アルマ望遠鏡特集（3）

ALMA 偏光観測で探る惑星形成
片岡章

雅〈ハイデルベルク大学 / 国立天文台〉

e-mail: akimasa.kataoka@nao.ac.jp

原始惑星系円盤内において合体成長中のダストのサイズを観測的に測定することは惑星形成の理解を進めるうえで重要である．われわれは，従来とは全く独立な手法として，ミリ波偏光観測によるダストサイズ制限を理論的に提案した．これは，ダストの熱放射が別のダストによって再び散乱されることによって起こる偏光が，輻射場の異方性のために観測されることを利用する．われわれは，実際に ALMA 望遠鏡を用いて原始惑星系円盤 HD 142527 を観測し，Class II と呼ばれる後期段階の原始惑星系円盤からのミリ波における偏光を初めて検出した．さらに，偏光ベクトルの向きから，われわれが提唱した散乱偏光の証拠を捉えることに成功した．このことから，ダストの最大サイズは 150 μm 程度であることがわかった．この一連の研究は惑星形成過程におけるダスト成長に対する制限が飛躍的に向上することを示唆しており，今後の ALMA 偏光観測による惑星形成研究のさらなる盛り上がりが期待される．

1.

ダスト成長と原始惑星系円盤の観測していると考えられている．これに対してダストは，サイズが大きくなるとガスと独立に運動するようになるため，中心星重力によって赤道面に沈惑星形成過程は，固体のサイズ成長という観点殿する．惑星のような質量の大きな物体を作る過から捉えることができる．シリケイトや氷等で構程でダストはこのように赤道面に沈殿するため，成されるミクロンサイズの固体物質が，原始惑星赤道面のダストサイズを観測的に制限することが系円盤内で互いに付着成長し，最終的に数千キロ惑星形成にとって重要である．赤外線では円盤表メートルサイズの惑星を形成する．惑星形成理論

面を観測するのに対し，ミリ波では赤道面まで見は，この固体の成長過程によって惑星が形成でき通すことができるので，今回はミリ波放射に着目ることを示し，かつわれわれの太陽系やケプラーする．

望遠鏡で明らかとなってきた多様な系外惑星の姿

従来は，ダストのサイズは原始惑星系円盤のミを説明しなければならない．原始惑星系円盤の天リ波におけるスペクトル指数から推定されてき

文観測は，このような固体の合体成長が起こる現た．原始惑星系円盤のミリ波放射はダストの熱放場を観測的に制限するという点においてたいへん射であると考えられている．この放射が光学的に重要である．

薄くかつ黒体輻射だと仮定すると，円盤のスペク

本稿では，原始惑星系円盤におけるダストのサトル指数α，ダストのスペクトル指数をβ と置いイズを観測から測定する方法について検討する．

た場合，β≈α−2 が成立する．原始惑星系円盤のここでは，特に赤道面のダストに着目する．原始ミリ波におけるスペクトル指数がおおよそα＝

惑星系円盤の鉛直構造はガスの静水圧平衡が成立2‒3 程度であるのでダストのスペクトル指数は第 110 巻第5号

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アルマ望遠鏡特集（3）β＝0‒1 程度であることがわかる 1）‒4）．この値は，では，双極分子流の向きと偏光の示す磁力線の向星間空間のダストのβ≈1.5‒2.05） に比べて優位にきの相関が調べられたが，相関がなくランダムで小さい．このような低いダストのスペクトル指数あることが示された 15）, 16）ことも留意されたい．

βを再現するには，ダストの大きさは波長程度か星形成領域の観測は星形成前あるいは星形成直6）それ以上でなければならない ．このことから，後の若い進化段階でかつ数千 au スケールの大きダストのサイズはミリメートルやセンチメートルな構造であったが，自然な拡張として，より進化程度まで成長していると考えられてきた．ところの後期段階であり数百 au スケールの原始星周囲が，このスペクトル指数はダストの化学組成や形の原始惑星系円盤に対する観測も行われてきた．

7）状にも強く依存するうえ ，空間的に解像されてしかし，理論的にはトロイダル磁場によって整列いない光学的に厚い構造がある場合はスペクトルしたダストからのミリ波偏光検出が予測されたに8）

指数を過小評価してしまう ．赤道面のダストのもかかわらず 17），原始惑星系円盤からのミリ波サイズ測定はこのような不定性が問題であった．

偏光は長い間未検出であった 18）, 19）．近年になっこのような中でわれわれは，2015 年にミリ波て，若い進化段階の原始星周辺において，エンベ偏光観測を利用することで従来とは全く独立な方ロープに埋もれている若い原始惑星系円盤からの法でダストのサイズを測定できることを理論的にミリ波偏光が徐々に検出され始め 20）, 21），2014 年

示した 9）, 10）．そして，2016 年に ALMA を用いてに原始惑星系円盤からの初めてのミリ波偏光とし実際に原始惑星系円盤の観測を行い，ミリ波偏光て HL Tau のミリ波偏光検出が報告された 22）．しの検出に成功し，さらに理論予測と一致する結果

かし，HL Tau 周囲はエンベロープも存在していを得ることができた

11）．本稿ではこれらの結果

るうえ，依然としてエンベロープが晴れ上がったについて報告する．

後の原始惑星系円盤からの検出は報告されてこな

2.

かった．

星形成領域におけるミリ波偏光観
測

まずは ALMA 以前の星形成・惑星形成領域に

3.

ダスト散乱起因のミリ波偏光の提案

おけるミリ波偏光観測について簡単に触れる．星

このような中でわれわれは，従来の磁場による形成領域の偏光は，ダストが磁場によって整列すダスト整列とは全く別のメカニズムとして，ダスることによって検出されると考えられてきた．

ト熱放射の自己散乱によってミリ波偏光が検出で2006 年に Girart らによって原始星が形成されつきることを理論的に提案した．

つある分子雲コア NGC 1333 IRAS 4A のミリ波偏光観測が行われた

12）．その結果，砂時計型の偏光*1ダスト散乱起因の偏光というとすぐにもち上がる疑問が 2 点ある．1 点目はミリ波帯でのダストのベクトルパターンが観測された ．これは，分子散乱など無視できるのではないか，という疑問だ．

雲コアを貫く磁力線が重力収縮するガスに引きず

この疑問は銀河や星間空間におけるダストの場合られて砂時計型の磁力線構造をもつとする理論予正しいが，原始惑星系円盤においては正しくな測とよく一致しており，星形成領域のミリ波偏光い．なぜなら，原始惑星系円盤におけるダストは13）, 14）．

合体成長によりサイズが大きくなっているからで

ただし，近年行われた大規模サーベイ TADPOLある．図 1 にダストの吸収・散乱オパシティをプによって磁力線構造が解き明かされてきた*1 磁場の向きは観測される偏光ベクトルと垂直である．そのため，これらの観測では磁場の向きを示すために偏光ベクトルを 90 度回転させて表示させていることに留意されたい．
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天文月報

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図1

ダストの吸収・散乱オパシティを，ダスト最大サイズが amax＝1 μm および amax＝100 μm の場合をプロットした．ダストはべき乗のサイズ分布をもっており，数密度が n（a）∝ a − 3.5 と表されると仮定した．

図2

アルベドωとダストの最大サイズの関係，および 1 回散乱で 90 度方向に散乱された光の偏光度

P とダストの最大サイズの関係を示した．

るが，もし輻射場に非等方性がある場合，この偏光ベクトルが互いに打ち消し合わない成分が発生ロットした．ここで，ダストはべき乗のサイズ分し，偏光が検出できる．

布を仮定し，ダストの最大サイズが amax＝1 μm

これら二つの条件が満たされるとき，ミリ波偏および amax＝100 μm の場合をそれぞれプロット光が検出される．この条件について以下で詳しくした．まずダスト最大サイズが 1 ミクロンの場合，述べる．

ミリ波帯では散乱オパシティは吸収オパシティに3.1 ミリ波偏光の条件 1： ダストサイズ比べ数桁低い．よって，当然ミリ波帯でのダスト

ここでは，散乱偏光が期待されるダストの条件散乱は無視できる．ところが，ダスト最大サイズを検討する．まず，本稿ではダストは球体であるが 100 μm の場合はミリ波帯において散乱オパシことを仮定する．この過程は必ずしも正しくない

ティの方が吸収オパシティより大きいことがわかうえ，特に波長より大きなダストの散乱過程におる．すなわち，ダスト成長が起こる原始惑星系円

いては大きく見積もりを間違える可能性に留意さ盤では，ミリ波帯でのダスト散乱は無視できない

れたい．球体のダストの光学的性質はミー理論をのである．

用いると，ダストの半径 a，観測波長をλ とした

疑問の 2 点目は，光源である．例えば赤外線の場合，サイズパラメータα＝2πa/λ を用いてよく場合，中心星から出た赤外線放射が原始惑星系円記述される（サイズパラメータとは，単にダスト盤表面でダストに散乱されることで偏光し，観測の半径と観測波長のどちらが大きいかを示す無次することができる．ところがミリ波帯の場合は，元パラメータである）．

中心星がおおよそ 4,000 K の黒体放射であるのでまず，散乱が重要であるためには，ダストの散ミリ波で暗い．そのため，赤外線と同じようなメ乱係数が吸収係数に対して同程度か十分大きくなカニズムでの散乱偏光は期待できない．そこでわければならない．すなわち，アルベドをω＝κsca/

れわれはミリ波ダスト熱放射の自己散乱を導入し（κabs＋κsca）と置くとω〜1 が必要である．図 2 はた．すなわち，ダストの熱放射が別のダストに散観測波長をλ＝870 μm としたときのアルベドωを乱されて偏光する．光源は無数にあるため，偏光プロットした．ωはサイズパラメータが 1 程度のベクトルはこれらすべての散乱の重ね合わせになところ（すなわちダストサイズと波長が同程度の第 110 巻第5号

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アルマ望遠鏡特集（3）と同程度であることを示している．図 3 は先程の90 度散乱の偏光効率 P とアルベドωの積を表したものである．この値は，期待される偏光度の相対的な値を表すと思っていただきたい *2．図のそれ
ぞれの線は異なる波長と対応する ALMA のバンドの数字を書いてある．たとえば，もしもある原始惑星系円盤のある場所のダストの最大サイズが100 μm 程度である場合，Band 7 では検出が期待されるが，Band 1, 3, 10 では検出されないことが図3

原始惑星系円盤から期待される偏光度の相対値をダストの最大サイズの関数として示した．
各数字は波長と対応する ALMA のバンドを示している．

期待される．すなわち，ミリ波多波長偏光観測によって，ダスト最大サイズが非常に精度よく決定できることを示している．

3.2 ミリ波偏光の条件 2： 非等方輻射場
前節で原始惑星系円盤からのミリ波散乱偏光をとき）を境に階段関数のような形をしている．こ検出するためのダストサイズに関する条件についの図から，散乱が重要となるためにはダストサイて議論した．ここでは，ミリ波偏光を検出するもズが波長程度より大きい必要があることがわかう一つの条件である輻射場の異方性について議論る．

する．

次に，散乱された光が偏光する条件を考える．

ある一つのダスト粒子が散乱した光をわれわれ

ダストサイズが波長より十分小さいとき，偏光はが観測することを考えよう．入射波としては周り90 度散乱のときが最も効率がよく，散乱角が 0 度に無数にあるほかのダストからの熱輻射を考えや 180 度では偏光度は 0 となる．ところが，ダスる．光源が無数にあるため，一つのダスト粒子にトサイズが波長より大きくなると，偏光は非効率着目したとき，散乱による偏光の重ね合わせが起的になっていく．このことを調べるため，1 回散こる．もしもダストに入射する輻射場が等方的で乱における散乱角が 90 度のときの偏光度を P とあれば，最終的に重ね合わさった偏光ベクトルはおく．先ほどと同じ図 2 に，P のダストサイズ依無偏光になるはずである．逆に，輻射場に異方性存性をプロットした．こちらも階段関数のようにがあれば，その異方性を反映した偏光ベクトルがなっているが，90 度散乱の光が十分偏光するた残るはずである．この偏光成分を検出しよう，とめには，ダストサイズが波長程度よりも小さい必いうのがわれわれのアイディアである *3．

要があることがわかる．

では，具体的にどの方向の偏光ベクトルが期待以上二つの条件から，ダストサイズが波長と同されるかを考えよう．簡単のため，90 度散乱で程度のときのみ，偏光が検出されることが期待さのみ偏光が検出されるとしよう．図 4 のように，れる．このことは，もしも偏光が検出できた場

紙面上に光源（ダスト熱放射）と散乱体（別のダ合，その検出自体が自動的にダストサイズが波長スト）があるとしよう．すると，偏光ベクトルは*2 われわれは原始惑星系円盤のモデルを仮定し輻射輸送計算を行うことで，この関数が相対的な偏光度を表すことを示*3している．詳しくはわれわれの論文を参照されたい 9）, 10）．
輻射場の四重極の異方性からの偏光が期待されるメカニズムは，宇宙背景放射の E-mode polarization と同じメカニズ
ムである 23）‒25）．

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図4

ダスト熱放射の自己散乱が起こるときの光源と偏光ベクトルの対応を表した模式図．（a）散乱体であるダストに対して光源である別のダストの熱放射が上から入射する場合，水平方向の偏光ベクトルを示す．（b）光源が右方向の場合，垂直方向の偏光ベクトルを表す．（c）光源が等方的に入射する場合，重ね合わせの結果偏光は期待されない．（d）入射波が四重極の異方性をもっていた場合は偏光が期待される．

光源からダストを結んだ線に垂直な方向になる．
すなわち，例えば光源がダストの上側にあれば偏光ベクトルは（a）のように水平方向，光源がダストの右側にあれば偏光ベクトルは垂直方向を向く．光源は今回ダストの熱放射を考えるため，散乱体であるダストの周りには光源が無数にあり，その結果散乱による偏光ベクトルはこれらのベクトルの重ね合わせとなる．例えば，（c）に示したとおり，ダストに入射する輻射場が等方的である
場合，重ね合わさった偏光ベクトルは互いにうち消し合い，散乱光は無偏光となる．ところが，

図5

円環状の原始惑星系円盤における偏光ベクトルの模式図．内側で動径方向，外側で方位角方向の偏光ベクトルをもつことを表す．

（d）のように，ある方向からの入射フラックスが別方向に対して強い場合，すなわち輻射場に異円盤に応用しよう．図 5 は円環状の円盤モデルを方性がある場合，重ね合わさった偏光ベクトルは表している．このような円環状の熱放射をしてい強い輻射場の散乱による偏光成分が残る．

る天体からのミリ波偏光ベクトルの向きを検討しこのような非等方輻射を，円環状の原始惑星系
第 110 巻第5号

よう．円環上の点からは，先のモデル（d）から337

アルマ望遠鏡特集（3）

わかるとおり，円環に垂直な方向の偏光ベクトル光放射の検出に成功した．偏光強度は，連続波のが期待される．すなわち，円環上では動径方向のピークとは異なる位置にピークをもつことがわ偏光ベクトルが期待される．これに対し，円環のか っ た． 偏 光 度 は， 偏 光 強 度 の ピ ー ク で は少し外側にあるダストを考えると，円環からの放3.26％，連続波のピークにおいては 0.220％であっ射を散乱して偏光するので，偏光ベクトルの向きた．また，偏光度自体のピーク位置は南側にあは方位角方向を向くことが期待される．このこと

り，値は 13.9％であったが，南側領域では左図でから，円環状の原始惑星系円盤からは，内側で動示したとおり連続波強度自体が低くなっており，径方向，外側で方位角方向の偏光ベクトルが期待偏光度の数値の信頼性は北側のピークのほうが高される．このほか非軸対称成分などの詳細なモデいことに留意されたい．

リングはわれわれの論文を参照されたい 10）．

4.

原 始 惑 星 系 円 盤 HD 142527 のALMA 観測

さて，議論することはたくさんあるのだが，ここでは偏光ベクトルの向きに着目する．偏光ベク
トルは，偏光強度が強い内側では動径方向を向き，円環状に分布している．これに対し北西や北

本章では，原始惑星系円盤 HD 142527 の ALMA東の領域（図 6 の左上および右上）では，内側の偏光観測の結果を示す．観測は ALMA Cycle 3 の偏光ベクトルから 90 度傾いて方位角方向を向い観測期間に行われた．観測波長はλ＝0.87 mm，ている．この偏光ベクトルの回転は，まさにミリ.51×0″.44 であり，観測天体まビームサイズは 0″波自己散乱で期待されるものである．一方で，こでの距離が 140 pc と仮定すると 71×62 au に対応の偏光ベクトルの回転を磁場で説明するのはかなする．イメージング手法の詳細は該当論文を参照

り難しい．なぜなら，磁場の向きは偏光ベクトルされたい．に垂直であると期待されるため，磁場が内側でト

図 6 に HD 142527 の連続波および偏光強度の図

ロイダル（円盤の回転方向と同じ），外側でポロを示す．左図は，連続波の分布を示しており，従イダル磁場でなければならない．このように磁場26）をよく再現している．右図は，偏光の向きを急に 90 度変えることは期待されていな強度を示し，図上の線は偏光ベクトルの向きを表い．よって，少なくとも今回観測されたミリ波偏す．まず，HD 142527 の円盤は広い領域からの偏光はダスト熱放射の自己散乱成分を含んでいると

来の観測

図6338

左図： HD 142527 の連続波強度分布を表す．右図： 偏光強度分布を表す．各ベクトルはその点における偏光ベクトルを表す．
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いえよう．

ズの比によって決まるため波長に強く依存する本結果は，惑星形成理論にどのような制限を与が，磁場整列の場合，偏光度の波長依存性は自己えるのだろうか．観測波長が 870 μm であること散乱ほどは強くないため，偏光度は波長ごとに余から，ミリ波偏光の検出された領域でのダストのり変化は大きくないと考えられる．そこで，例え最大サイズはおおよそ amax＝150 μm と期待されば波長 1 mm と 3 mm で同じ天体を観測することる．理論的には，連続波の非軸対称分布は，ガスで，どちらのメカニズムからどの程度寄与があるの緩やかな非軸対称な分布によって，ミリメートかを区別することが重要である．さらに，当然なルやセンチメートル程度の大きなダストがガスのがらほかの原始惑星系円盤も ALMA で観測し，ピークに濃集することで形成されるという説が有原始惑星系円盤からの自己散乱起因の偏光がどれ力視されている 27）．しかし，もし偏光観測によっほど一般的かどうかを検討することも重要であて制限されたダストサイズ amax＝150 μm が正しる．

いとすると，連続波の非軸対称分布を作るには小ミリ波偏光観測によって，惑星形成におけるダさすぎるという問題が発生する．これは従来のミスト成長の物理の理解は飛躍的に進むと考えていリ波スペクトル観測から期待されていたミリメーる．例えば，われわれはダストの合体成長理論かトルやセンチメートルといった値よりも優位に小ら，ダストは内部に非常にすき間を多くもつ構造．これらの矛盾が示すように，ミリ波にを取ることを提唱している 29）, 30）．しかし，このおける原始惑星系円盤の偏光観測が惑星形成に与ようなダストの空隙率の情報はダストの吸収係数えるインパクトは大きいといえる．

において縮退してしまうため，従来の連続波観測

さい

5.

28）

今後の展開

では測ることができないこともわかっていた 31）．
これに対しミリ波偏光観測はダストの散乱係数のわれわれは 2015 年にダスト熱放射の自己散乱情報を与える．ダストの吸収・散乱係数を同時にによるミリ波偏光理論を提唱し，今回の ALMA知ることで，ダストの内部密度の測定ができる．

観測によって自己散乱によるミリ波偏光の証拠をダストは付着成長の過程で内部にすき間を持つこ初めて捉えることに成功した．そして，惑星形成とが理論的に示唆されており，ダストの内部密度において重要である赤道面のダストサイズを測定の測定は惑星形成理論の重要な制限になると期待することに成功した．本結果はミリ波偏光によるされる．このように惑星形成過程におけるダストダスト成長を探るサイエンスの幕開けとなる論文

成長の観測的なテストに重要な情報を引き出すこと言える．とができる．

今後の展開としてはまず，多波長観測を検討し原始惑星系円盤のミリ波偏光観測は，まさに始ている．ミリ波偏光のメカニズムとして今のとこまったばかりであるが，ダスト成長にこれまでとろダストの磁場による整列と自己散乱の二つの可は異なる新しい知見を与えてくれることは間違い能性が考えられている．今回の観測においてわれない．今後の展開にご期待いただきたい．

われはダスト自己散乱による偏光の証拠を捉えたが，磁場によって整列したダストからの偏光への謝辞寄与がないとは言い切れない．自己散乱と整列ダハイデルベルク大学での受け入れ研究者であるストからの偏光への寄与を区別するためには，偏Cornelis P. Dullemond 氏 を は じ め， 塚 越 崇 氏，光度の波長依存性を見ることが重要である．なぜ永 井 洋 氏， 武 藤 恭 之 氏， 百 瀬 宗 武 氏，Adriana

なら，自己散乱の場合偏光度は波長とダストサイ

Pohl 氏ほかすべての共同研究者の皆様に感謝い第 110 巻第5号

339

アルマ望遠鏡特集（3）たします．また本研究は日本学術振興会海外特別研究員およびフンボルトフェローシップに支援されています．

参考文献
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2014, A&A 568, A42

Protoplanetary Disks̶Polarization
Akimasa Kataoka
Heidelberg University, Germany

Abstract: Constraining the grain size in protoplanetary disks is a key to understanding the first stage ofplanet formation. Here, we propose that millimeterwave polarization is another method to constrain thegrain size. We show that thermal dust emission is scattered off of other dust grains and the residual polarization is up to 2.5％, which is detectable with ALMA.
This self-scattering polarization is efficient only if themaximum grain size is comparable to the wavelengths. Therefore, we can constrain the grain size
from millimeter-wave polarization of protoplanetarydisks. Furthermore, we have observed the protoplanetary disk around HD 142527 with ALMA polarizationmode, and found the evidence that the self-scattering
plays a role in the protoplanetary disk.

天文月報2017 年 5 月