光天連シンポ (2015 9/14-16)星惑星形成班 検討最終報告（星形成）
中島康、大朝由美子、中村文隆	

（惑星系形成）片岡章雅、野村英子、本田充彦、武藤恭之	

松尾太郎、佐々木貴教、成田憲保、住貴宏	

＋	

深川美里（編集委員）、高見道弘（班長）Thanks to：藤原英明、内山瑞穂、小谷隆行、日下部展彦 (国立天文台)、西合一矢(現大阪府立大)、伊藤洋一(兵庫県立大・西はりま)、秋田谷洋氏(広島大)、大山陽一、Wei-Hao Wang、

Yen-Ting Lin (台湾中央研究院)、津村耕司 (東北大)	

大内正己 (初代天体・再電離班)、田中賢幸 (銀河進化・構造形成班)、田中雅臣 (恒星物理・超新星・晩期型星班)、河原創 (系外惑星班)、関口朋彦 (太陽系班)

低質量星＋惑星系形成の概要• 分子コア重力収縮	

• 降着円盤（原始惑星系円盤）の生成	

• ジェット・アウトフロー	• 円盤内での惑星系形成
Greene (2001)

赤外SED

低質量星＋惑星系形成の概要

円盤→星への質量降着＝進化段階の間接指標• 可視-赤外許容線光度	• 赤方変移吸収

Muzerolle+98
V (km s-1)
FIG. 1fa, although two otherin emission in most of⇥les. As with the Ca II
nto two components,
on 1992 ; Batalha et al.
ow both components
for Ca IIÈthe narrowcomponent does not go away at higher veilings, although
the broad component again does not appear in the objects
with the lowest veilings. CW Tau is the only object with
type B pro⇥les in He I (no narrow-component emission)
however, it is extremely atypical in that the line centroids
are extremely blueshifted (at about the same velocity as theblue peak in the other emission lines).

ジェット・アウトフロー
円盤降着の間接指標©Persson, Magnus Vilhelm個々の星の誕生過程および質量決定
大質量星も低質量星と同様に生成？

• 円盤→中心天体降着の探査	• 深撮像による合体成長シナリオの検証
ミッション要求 キーワード
中間赤外、高感度＋高分散分光、高感度＋高分解能撮像など

http://www.ita.uni-heidelberg.de/research/klessen/current/pom/?lang=de

超低質量天体はなぜ超低質量？

• 形成中の天体の質量と進化段階の推定	• 円盤→中心天体降着の探査
中間-遠赤外測光
赤外高感度低分散分光、輝線撮像©NAOJ

集団としての星生成
星の初期質量関数• 生成励起メカニズムや生成環境（UV放射、金属量など）により異なるか？
ミッション要求 キーワード
近赤外、高感度 (+広視野) 撮像など
©Hubble Space Telescope/STScI

赤外暗黒星雲の星生成• 特殊条件の星生成物理の検証	

• 銀河全体の星生成への貢献度は？
中-遠赤外、高感度撮像（＋分光）

http://blog.milkywayproject.org/tag/dark-clouds/惑星系形成の仮説

形成初期
ダスト・微惑星成長

ガス惑星形成期
惑星へのガス降着	

円盤との相互作用
雪線☃

惑星の軌道進化 (I)

原始惑星系円盤の消失以降
惑星の軌道進化 (II)	

地球型惑星の形成	

残骸円盤

惑星系形成の仮説
問題点
理論的には、惑星は簡単に形成・維持できない。
さまざまな問題が存在。

形成に関連する個々のプロセス・物理を観測で検証©理科年表

中心星からの距離の３乗を掛けてある。

惑星系形成の標準理論によれば、ミクロンサイズの固体出すと考えられており、乱流構造を直接確認するためには、高空間分解能の観測が必須である。また、物質（ダスト）どうしが付着し、数千キロメートルサイズどのような構造が見えるかということが分かれば、磁気流体力学シミュレーションの結果などと比較

惑星系形成初期の円盤の地球型惑星や、ガス惑星のコアが形成されていく。このによって、原始惑星系円盤の中で起こっている乱流がどのようなものであるかということまで議論をプロセスの観測的研究は、これまで主にミリ波の波長で試が可能となるかもしれない。
みられ、原始惑星系円盤内のダスト成長と矛盾しない観測結果が得られている。ただし理論的には、地球型惑

•ス輝線の高分散分光観測が可能になれば、乱流場、円盤表層ガスの速度場の観測、すなわち、可視・星・岩石コアの成長や維持は容易でない。せっかく成長した固体微惑星が、ガスと中心星との相互作用により乱流形成・維持の検証中心星に落下してしまったり、あるいは岩石物質どうしの衝突を経て破壊されてしまうことなどが指摘されて→ 円盤構造の観測	いる。これらの問題に対する理論的解決策はいくつか提案されてきたが、ミクロンサイズからキロメートルサ詳細に調べたり、磁気回転不安定性起源の円盤風イズまでの成長理論の決定的解決には至っていない。

微惑星成長モデルの検証•
例に取れば、これまでに 4.7µm CO や 13µm [Ne

検証をするということも可能になってくる。円盤

このような中、ダストや岩石物質の内部が均質でなく、付着によって内部に空隙を持つ効果を取り扱うことで、ミクロンサイズのダストからキロメートルサイズの微惑星を形成可能であることが、 近年の理論的研究で→散乱光カラー（→ダスト形状）	

Å などの高分散分光観測により輝線プロファイル示された。 これまでの古典的な惑星系形成理論では、簡単のため、ダストが成長しても内部密度は一定と仮風の存在がいくつかの天体に対して示唆されてい定されてきた。しかし、原始惑星系円盤は固体成長にとっては比較的低温・低圧であり、氷やシリケイトで構

ガス惑星系形成・進化の検証•
49] [50] 2020 年代には TMT による高感度の高分成されたダスト粒子は初期のミクロンサイズの大きさを保ったまま付着し、すき間を作りながら成長していく（図）。このような、すき間の存在ゆえ実効的な密度の低い(∼ 10−4 cm−3 ) ダストは、ケプラー回転するガ→1.5雪線の探査、C/O比分布	測や面分光観測により円盤風の速度場の空間分布

ス成分と力学的に十分にカップリングし、成長後も中心星への落下を起こしにくい。また、氷が付着したこのになり、円盤ガス散逸過程の理解が大きく進展す•ような粒子は衝突対しても強く、破砕されにくいことが示唆されている。
物質循環および熱変遷史（武藤ほか）される。 このような隙間のあるダスト（アグ→ 非晶性・結晶性
レゲート）は、隙間のないダストと光学特性が異なることが期待される。すシリケイトの分布 	

図 1.4: 原始惑星系円盤乱流の３次元シミュレー

により、異なる波長の光や赤外線の散*ミッション	中心星からの距離の３乗を掛けてある。の成長 き間のないダストでは、ダストの成長系形成の標準理論によれば、ミクロンサイズの固体乱強度比が変化するが、アグレゲート
キーワードは	スト）どうしが付着し、数千キロメートルサイズであれば、この変化が小さいと予測さ
次スライド
©天文月報
惑星や、ガス惑星のコアが形成されていく。このれる。そこで、さまざまな進化段階にションをもとにした、近赤外線の散乱光分布の予測。詳細構造を見やすくするため、明るさにͷ੕ੜ੒΍Ӊ஦ͷۚଐԚછ࢙ͷ‫ʹڀݚ‬΋༗༻ͳ৘ใΛ༩͑Δɻ·ͨɺ੺֎҉ࠇ੕Ψε࿭੕ͷ‫ܗ‬੒ͱͦͷॳ‫ظ‬ਐԽΛཧղ͢Δʹ͸ɺ‫࢝ݪ‬࿭੕‫ܥ‬ԁ൫ͱ࿭੕ͱͷ૬‫༻࡞ޓ‬΍ɺ੒௕్্ͷΨε࿭੕ͦͷ΋ͷΛௐ΂Δ͜ͱ͕ܾఆతʹॏཁͱͳΔɻ·ͨɺ‫࢝ݪ‬࿭੕‫ܥ‬ԁ൫ͷΨεͷফࣦ࣌ؒεέʔϧ΍ C/O ൺൃ‫͞ݟ‬Ε͖͕ͯͨɺͦ͜Ͱͷ੕ੜ੒΋Α͘ཧղ͞Ε͍ͯͳ͍ɻ͜ΕΒͷ‫ڀݚ‬ͷల࿭੕‫ܗܥ‬੒෼໺ͷ໨ඪ͸ɺ࿭੕ͷ‫ܗ‬෼෍Λ‫؍‬ଌ͢Δ͜ͱʹΑΓɺΨε࿭੕‫ܗ‬੒ͷϝΧχζϜ΍ͦͷੜ੒Ґஔʹ͍ͭͯɺཧղΛਂΊΔ͜ͱ͕Ͱ͖Δͱ‫ظ‬଴͞ΕΔɻ͜ΕΒͷ‫ڀݚ‬ͷల๬ΛҎԼʹ·ͱΊΔɻͳ͓ɺ‫ݸ‬ʑͷ௿࣭ྔ੕ੜ੒ʹ͍ͭͯ΋ɺͦͷ෺ཧաఔͷॾ໰୊͕ղܾ͍ͯ͠Δ
ガス惑星形成・原始惑星系円盤の散逸੒ϝΧχζϜͷղ໌͓Αͼ ੜ໋‫஀ܥ‬ੜ‫ڧ‬ௐ͍ͨ͠ɻͨͩ͠ɺ
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原始惑星へのガス降着の探査͸େ·͔ʹ (1) ‫ܗ‬੒ͷॳ‫ظ‬৚݅ʢͭ·•ཚΛ༩͑Δɻͦͷ݁Ռɺ‫࢝ݪ‬࿭੕‫ܥ‬ԁ൫தʹ͸༷ʑͳߏ଄͕‫ݱ‬ΕΔɻ࿭੕ͷ࣭ྔ͕͍ܰʢ஍
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円盤構造 Ճ͑ɺ࿭੕͸ͦͷ‫ي‬ಓͷपғʹ໘ີ౓ͷബ͍ྖҬʢΪϟοϓྖҬʣΛ࡞Δ (62)ɻΪϟοϓͷ੒ϝΧχζϜͷղ໌͓Αͼੜ໋‫஀ܥ‬ੜਂ͞΍෯͸ɺ࿭੕ͷ࣭ྔʹՃ͑ɺԁ൫ͷԹ౓ΕΔɻ‫ऀޙ‬ͷ‫ڀݚ‬Ξϓϩʔν͸͓͓·惑星形成シナリオの検証•ͷॳ‫ظ‬৚݅ͷղ໌Ͱ͋Δɻલऀͷ‫ڀݚ‬΍ཚྲྀ೪ੑͷେ͖͞ʹґଘ͢Δ (63; 64)ɻΪϟοϓ΍εύΠϥϧͱ͍ͬͨߏ଄͸ɺʮԁ(1) ‫࢝ݪ‬࿭੕‫ܥ‬ԁ൫಺όΠΦϚʔ→͔ʹHD輝線観測による円盤寿命推定൫தʹ࿭੕͕ଘࡏ͢Δʯ͜ͱΛࣔࠦ͢Δԁ൫͸େ·͔ʹ (1) ‫ܗ‬੒ͷॳ‫ظ‬৚݅ʢͭ·શମʹ֦͕ͬͨߏ଄Ͱ͋Δɻͦ͜Ͱɺ͜ͷΑΧʔͷ୳ࠪͱɺ(2) ੕ۙ๣ͷ࿭੕΁ͷਫ͏ͳߏ଄ͷ͋Δఱମʹ஫໨͢Δ͜ͱͰɺԁ൫Γ‫࢝ݪ‬࿭੕‫ܥ‬ԁ൫ͷ෺ཧɾԽֶঢ়ଶʣͷ可視-中間赤外（武藤ほか）಺ʹ‫ܗ‬੒தͷ࿭੕Λ‫͚ͭݟ‬ɺͦͷੑ࣭Λௐ΂ਤ 8: ԁ൫ɾ࿭੕૬‫ʹ༻࡞ޓ‬ΑΔΪϟοϓ͓ΑͼεύΠϥϧߏΔͨΊͷ଍͕͔Γͱ͢Δ͜ͱ͕Ͱ͖Δɻ·ͨɺͱʹ෼͔ΕΔɻղ໌ͱɺͷ‫څڙ‬աఔͷղ໌
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高感度＋高分解能撮像•ߏ଄ͦͷ΋ͷΛৄࡉʹௐ΂Δ͜ͱͰɺྗֶత

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可視-赤外高感度高分散分光͔ͱ͍͏͜ͱʹ͍ͭͯͷࣔࠦΛ༩͑Δ͜ͱ΋‫؍‬ଌͨ͠৔߹Λࣔ͢ɻ໘ً౓෼෍ʹ൒‫ܘ‬ͷ 2 ৐Λ͔͚ɺߏ଄
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遠赤外高感度分光Χʔͷ୳ࠪͱɺ(2) ੕ۙ๣ͷ࿭੕΁ͷਫ••©NAOJϧߏ଄ͷయ‫ܕ‬తͳۭؒεέʔϧ͸ɺԁ൫ͷްΈఔ౓Ͱ͋Δɻ͜Ε͸ɺయ‫ܕ‬తʹ͸த৺੕͔Βͷ‫཭ڑ‬ͷ
1/10 ఔ

原始惑星系円盤消失後
残骸円盤ミッション要求 キーワード• 可視-中間赤外、• 惑星系の進化史の理解• 地球型惑星への水供給メカニ 高感度＋高分解能撮像
ズムの理解→円盤構造・力学→鉱物および氷組成、円盤ガスとその分布

系外惑星• 惑星系形成モデルの検証→系外惑星統計の改善（＋偏光撮像、分光撮像）• 中-遠赤外測光	

• 近-遠赤外、低分散分光• 近赤外、高感度＋高分解能撮像• 可視-近赤外、高精度測光、アストロメトリ• 可視-近赤外、高精度高分散分光

重要な大型ミッション• TMT（コロナグラフ、偏光撮像、中間赤外装置、近赤外撮像装置）!
•最重要。上記装置をいつ稼働できるかが鍵。

• SPICA!
•TMTによる観測と相補的。

•惑星系形成においては、HRSが特に重要。

• すばる、WFIRST（多天体分光、可視高分解能撮像など）!
•TMTおよびSPICAが稼働する前のサイエンス成果を約束。

• スペース高精度測光、アストロメトリ