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日本惑星科学会誌 Vol.16.No.4,2007

天体観測で探る太陽系外惑星と星惑星形成領域
11

伊藤洋一 ，大朝由美子 ，立原研悟

1（要旨）この十年ほどの観測的研究によって，太陽以外の恒星を回る惑星「太陽系外惑星」が宇宙に数多く存在することがわかってきた．しかしそれらの中には，太陽系の惑星とは似ても似つかない姿をみせるものもあり，惑星系は個々に個性を持つ．そこで我々は，太陽系のように既にできあがっている「太陽系外惑星」，生まれたての太陽系外惑星である「原始惑星」，惑星系の母体である「原始惑星系円盤」，そしてそれらの親星となる「若い星」を観測的に研究することで，惑星系の起源と進化を解明しようとしている．

1. 研究目的
1-1. We are not alone.

1-2. 我々の目標
このような惑星はどのように形成されるのであろうか．そして，何が惑星系の多様性を生むのだろうか?

もしかしたら，この言葉はもはや使い古された言葉

そこで筆者らを中心とする研究グループでは，太陽系なのかもしれない．
「我々の太陽系以外にも惑星があのように既にできあがっている「太陽系外惑星」，生るのか?」という問いは，エピクロスの昔から人類のまれたての太陽系外惑星である「原始惑星」，惑星系大きな疑問のひとつであったが[1]，1995年に太陽以の母体である「原始惑星系円盤」，そして生まれたて外の恒星を回る惑星「太陽系外惑星」が発見され，”の親星となる「若い星」を観測的に研究することで，yes”という答えが出された[2]．これまでに240個以惑星系の起源と進化を解明しようとしている．

上の太陽系外惑星が検出されており，惑星は宇宙に普遍的に存在することがわかってきた．現在のところ，

1-3. 我々の戦略恒星の5%から10%には惑星が付随すると考えられてい多様な惑星系を解明するためには多様な観測手法をる[3]．その一方で，太陽系外惑星は太陽系の惑星と用いなければならない．それは観測には必ず「バイアは大きく異なる姿をしていることもわかってきた．たス」が存在するからである．例えば，最も多くの系外

とえば「灼熱木星(hot Jupiter)」という種類の惑星は，惑星を検出している「ドップラーシフト法」は恒星の木星質量程度の巨大惑星が太陽系の水星よりも内側の近傍を回る巨大惑星には敏感であるが，軌道長半径の軌道を公転している．また，彗星のように非常に大き大きな惑星の検出は難しい．また，軌道傾斜角の不定な離心率を持った軌道を回る惑星も多い．このように，性により惑星の質量は下限値しか求められない．
「ト惑星は宇宙に普遍的に存在するが，その姿は多様であランジット法」という検出方法もやはり，軌道長半径る．の小さな巨大惑星の検出にバイアスがかかるが，軌道傾斜角が一意に求まるので，ドップラーシフト法と組1. 神戸大学理学研究科

み合わせることによって惑星の質量を決定できる．よ天体観測で探る太陽系外惑星と星惑星形成領域／伊藤，大朝，立原

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り公転周期の長い惑星や原始惑星系円盤に対しては，現在までに約240個の太陽系外惑星が検出されてい直接撮像やその応用である「コロナグラフ」を用いる

るが，その大半がこの方法によるものである．ところで，ことが有効だと考える．また，誕生したばかりの天体

現在知られている太陽系外惑星は，そのほとんどが単に対しては可視光に比べ星間吸収の少ない近赤外線や独星を公転しているものである．しかしながら，太陽電波での観測が適している．我々はこのような数多く近傍の恒星は半数以上が連星として存在することが過の観測手法を用いて系外惑星系と星形成領域を探査し去の研究から知られている[5]．惑星は単独星の周りている．この観測手法の多様性こそが我々の研究グルにしか形成されないのだろうか?我々はそうではないープのオリジナリティーである．と考えている．つまり，これはそもそも単独星の周りばかり探査を行っているからであろう．連星系に存在

2. 太陽系外惑星する惑星を探査するためには2つの方法がある．一つは連星系を探査し，系外惑星を発見すること，もう一

2.1 間接的検出法 － その1. ドップラーシフト観測 －太陽系外惑星の画像を撮る，すなわち直接的に検出することは非常に難しい．そこで，中心星(恒星)を観測することによって太陽系外惑星の存在を求める「間接的検出法」が現在の主流の観測方法である．

つは太陽系外惑星が発見されている恒星の周りに伴星を探査することである．連星系を対象にしたドップラーシフト探査は，世界中で数グループが活動を開始している．
我々の研究グループの一員である豊田(神戸大学博士三年)らは，これらのグループに先駆けて，約5年前

最も多くの系外惑星を検出している方法はドップラからドップラーシフト法を用いた連星系に付随する太ーシフト法と呼ばれるものである(例えば[2])．惑星は陽系外惑星の探査を行っている．彼女らは，国立天文恒星の周りを公転するが，「恒星＋惑星」の共通重心台岡山観測所の188cm望遠鏡を用いて100天体あまりはわずかではあるが恒星の中心とは異なるために，主の連星を高分散分光で観測し，視線速度の変化を調査星も共通重心の周りを公転する．この公転の視線速度している．この観測は，ひと月に一度程度の観測を繰方向の変化を検出する方法がドップラーシフト法でありかえす必要があり，非常に地道なものであるが，よる．太陽系に太陽と木星しかない場合を考えてみよう．

うやく太陽系外惑星の候補天体を得つつある．なお，両者の共通重心はちょうど太陽表面に存在する．太陽連星系に付随する惑星探査のもう一つの方法である伴は，この共通重心の周りを木星の公転周期と同じ周期，星探査は，ドイツのグループが伴星を発見し始め，注すなわち12年で回る．簡単な計算から太陽の公転速度目を集めている[6]．我々もこのグループの成功を参-1-1は13m s と求まる．光速は30万km s なのでドップラ-8

考にし，西はりま天文台の2m望遠鏡「なゆた」に取ーシフト量(⊿λ/λ)は4x10 と非常に小さい．例えば

り付けるコロナグラフを開発し，伴星候補天体を2天波長5000オングストロームでは，ドップラーシフト量体検出した．今後は，この2天体のスペクトルを取得し，は0.0002オングストロームにしかならない．この微量天体が本当に伴星なのかを確かめたい．

なドップラーシフトの変化を検出するためには，高分散の分光器と波長の基準を与えるトリウムアルゴンラ
ンプやヨードセルを使用する[4]．精密なドップラー

2.2 間接的検出法 －その2. トランジット観測－

シフト量の測定方法は，まず太陽の高分散分光観測の太陽系外惑星を検出するには別の方法もある．惑星ために開発され，恒星や太陽系外惑星の分野に応用さの軌道面が我々の視線方向と一致する場合には，惑星れてきた．

が恒星の前面を横切る．この時，恒星からの光は一部

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日本惑星科学会誌 Vol.16.No.4,2007が惑星によって遮られ，恒星の明るさが一時的に減少

こうした非常に暗い惑星が中心星のすぐ近くに存在すする．この減光を捕らえようとする方法をトランジッ

る．太陽系を10pc離れた所から観測した場合，太陽とト法という[7]．しかしながら，この減光は非常に小木星の離角は最大で0.5秒角でしかない．こうしたこさい．例えば太陽系を外から見た場合を考えよう．太とから，太陽系外惑星を通常の撮像方法で直接検出す

陽系の大きさに比べ非常に遠い位置から太陽系を観察ることは非常に難しいことだと考えられている．

した場合には，減光の割合は恒星と惑星の投影面積の伊藤らは近傍の若い恒星であるベガとエリダヌス座比で表すことができる．太陽系で最も大きな惑星であε星を観測した[9]．これらの星は年齢が若く，ドーる木星でも，その半径は太陽の半径の1/10でしかない．

ナッツ状のデブリ円盤が付随していることがサブミリ

従って，木星によって生じる太陽の減光は，たかだか波の観測などから明らかになっており，若い惑星が存1%にすぎない．このために高精度の測光観測が必要在すると予言されている．惑星も，まだ若く収縮段階となる．にある時には，わずかに温度が高く光度も大きいと考

我々の研究グループの石隈(神戸大学博士一年)らえられている．伊藤らはこの二つの星を，国立天文台は，神戸大学のキャンパス内に30cmの望遠鏡を設置し，の「すばる望遠鏡」のステラーコロナグラフ装置を用トランジット探査観測を行っている．トランジット探いて観測した．ステラーコロナグラフとは，中心星を査は単純な測光観測のため，特殊な観測装置は必要でオカルティングマスクと呼ばれる目隠しで隠すことにない．また明るい天体を対象とする場合には，大型のより，中心星の明るさを減じ，周囲にある惑星を検出望遠鏡も必須ではない．従って，世界各国の研究機関しようとするものである．現在では，太陽系外惑星のや大学でトランジット探査は行われている．石隈らは，直接検出のためにコロナグラフが有効であることが広恒星近傍を回る巨大惑星の発見に特化したプログラム

く認識され始めており，瞳形状などにさまざまな工夫「N2Kコンソーシアム」[8]に参加し，すばる望遠鏡ながなされたコロナグラフが開発されだしている．すばどのドップラーシフト観測から惑星が存在する可能性

るのステラーコロナグラフは，オカルティングマスクが高いと認識された天体に対して，トランジット観測と瞳の形状を最適化した最も初期の世代のコロナグラを行っている．この点が他の観測に対する大きなアドフであり，装置としてのオリジナリティーは非常に高バンテージである．現時点で10天体以上の天体を観測い．伊藤らは，確実に惑星と言える天体を検出するこしたが，未知の太陽系外惑星によるトランジット現象とはできなかったが，世界中の観測で最も深い感度をは，まだ検出できていない．しかしながら，神戸の明達成した．

るい夜空でもトランジット現象を検出するために必要な1%の測光精度を出せることがわかり，今後に期待

3. 原始惑星と惑星質量天体したい．

2.3 直接検出

3.1 原始惑星

太陽系外惑星の直接検出は，いまだになされていな恒星も惑星も，その形成初期には重力収縮の段階にいが，世界中で多くのグループが熾烈な競争を繰り広あり，非常に明るいと考えられている．ある進化モデげている．しかし，惑星は非常に暗く，明るい恒星のルに基づくと，惑星と恒星の明るさの比は，年齢がすぐ近くに存在するので，通常の撮像観測では検出が100万年から1億年の時に最も大きくなると予想されて難しい．例えば可視光や近赤外線で観測した場合，木いる[10]．しかしながら現時点では確実な原始惑星は星の明るさは太陽の20億分の一でしかない．しかも，検出されていない．我々は「すばる望遠鏡」などを使い，天体観測で探る太陽系外惑星と星惑星形成領域／伊藤，大朝，立原333

原始惑星の探査も行っている．伊藤らは，近傍の星形成領域である「おうし座分子雲」に付随する，古典的Tタウリ型星「おうし座DH星」に伴星を発見した(図1)[11]．主星からの離角は2.34”で330天文単位に相当する．その近赤外域の明るさやスペクトルから，伴星の質量は木星の40倍程度であることがわかった．従ってこの天体は原始褐色矮星(3.2章参照)として分類されるものである．なお，使用する進化トラックによっては質量は5木星質量と求まり，この天体は原始惑星である可能性も残されている．
この発見には2つの重要な意義がある．一つは，伴星の形成過程に対して新たな問題を提起したことである．伴星の質量は主星の1/10から1/100と見積もられ，しかも中心星から非常に遠いところに存在する．この

図1： おうし座DH星のステラーコロナグラフ画像．観測波
長は1.6ミクロン（近赤外線）．中心に古典的Tタウリ型星のDH星（中心星）がある．この星の年齢は100万年程度と見積もられている．コロナグラフによって，中心星からの光は大幅に抑えられている．左下（南東）に見える白い点が伴星（おうし座DH星B）で，原始褐色矮星と考えられる．

ような天体を形成することは非常に難しいことだと考えられている．すなわち，離角の大きな連星は母体となる分子雲が分裂して形成されると一般的には考えられている．しかし，こうしてできる連星は等しい質量ない．

3.2 単独惑星質量天体を持ったものほど誕生しやすいことが，理論的に明ら恒星は水素の核融合反応によって輝くが，その質かになっている[12]．おうし座DH星のように質量比量が太陽の約0.08倍(木星の80倍)未満である場合には，が極端に大きな系は，伴星が原始惑星系円盤の中で誕中心温度が十分高くならないために内部の水素ガスを生したと考えたほうが自然である．ところが，そのよ安定に燃焼することができない．このような天体が「褐

うにして誕生した伴星は，これほど大きな離角を持つ色矮星」である[13]．一方，褐色矮星は水素の同位体ことはないであろう．この天体をさらに様々な手法でである重水素を燃焼しているが，惑星は重水素さえも観測するとともに，似たような形態を示す系を発見す核融合を起こせない．核融合反応の有無という定義にることが，連星の形成過程の解明につながるものと思

従うと，太陽の約0.013倍（木星の約13倍）が褐色矮われる．

星と惑星の境界質量となる．非常に暗い褐色矮星や惑

もう一つの意義は，観測の有効性を証明できたことである．おうし座DH星の伴星は，図1を見ても明らか

星も，形成初期段階には特に赤外線で明るく輝く（3.1
章参照）．

なように，比較的明るく簡単に発見することができた．

この点に着目し，大朝らは近傍の星形成領域の探査

従って，より暗いと予想される，どの進化トラックを観測を行い，巨大惑星に相当する質量を持つが恒星使っても原始惑星として認識されるような天体も十分を周回せず単独で存在する天体(単独惑星質量天体)を，に検出することが可能だろう．しかしながら，我々は1999年に世界で初めて発見した[14]．太陽のような恒コロナグラフを用いてTタウリ型星を中心として70個星の周りを回る天体を惑星と呼ぶのに対し，この天体以上の前主系列星を探査したが，確実な原始惑星の発には周回する恒星がないため，惑星という言葉は適当見には至っていない．中心星がTタウリ型星の進化段でない．

階では，まだ原始惑星は形成されていないのかもしれ

こうした天体の名前は世界的にまだ定まっていなく，

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図2： はくちょう座分子雲S106領域の近赤外画像．中心付
近の白い部分に，年齢約10万年，質量が太陽の20倍程度の星「IRS4」がある．この領域では，単独惑星質量天体を含む多数の天体が生まれていることがわかった．

「単独惑星質量天体」「準褐色矮星」などという．その

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図3： ぎょしゃ座UY星を取り巻く原始惑星系円盤．中心の黒い円状の部分にUY星があり，コロナグラフに隠されている．円盤は南西側が明るく，北東側はほとんど見えない．これは円盤が傾いていて，南西側が前方散乱をしているからだと考えられる．円盤の南東部分にある明るい部分が「塊」で，ここから惑星が誕生する可能性もある．

後，大朝らがすばる望遠鏡などを用いて行なった赤外線測光・分光観測から，様々な環境をもつ星形成領域単独星に対する探査が主であった．これは，理論計算（5章参照）で若い惑星質量天体が100個以上見つかり，が単独星に対するものがほとんどであったことや，そその誕生する割合は生まれてくる領域の環境によっての計算から連星の周囲には円盤が存在できない領域が異なることがわかってきた(図2)[15]．

あると予測されたこと，さらに観測が技術上難しいこ

これら様々な観測から数々の単独惑星質量天体の存とが主な理由である．しかし近年の研究から，連星系在が明らかになる一方，恒星の周りの伴星として存在にはそれぞれの恒星に付随する2個の原始惑星系円盤する惑星とどのように異なるのか，その正体は何なのとともに，連星の両方を取り囲むように存在する「周か，そして惑星のように原始惑星系円盤から誕生する連星系円盤」があることが，理論的に予想された[16]．のか，恒星のように分子雲の収縮から生まれるのか，すなわち，単独星には1個しかない星周円盤が連星系など，未解明の部分が多い．今後の詳細な観測によりには3個あると予測でき，その形状は複雑であること惑星質量天体のなぞを解き明かしていきたい．

が推測できる．
日置らは「ぎょしゃ座UY星」の周りに円盤を検出

4. 原始惑星系円盤した(図3)[17]．この星は年齢が100万年程度の連星であり，その重力により円盤はドーナッツ状に(中空に)惑星は原始惑星系円盤から誕生すると考えられておなっている．それまでに知られていた連星回りの原始り，この円盤の多様性が太陽系外惑星の多様性を生み惑星系円盤は，例えば「おうし座GG星」のように比出しているのかもしれない．我々はステラーコロナグ較的スムースな構造を持っているが[18]，ぎょしゃ座ラフを用いて原始惑星の探査も行っている．

UY星の円盤は複雑な構造をしている．特に，南東の原始惑星系円盤も，太陽系外惑星の場合と同じく，最も明るい部分は塊状になっており，その質量は10地

天体観測で探る太陽系外惑星と星惑星形成領域／伊藤，大朝，立原

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球質量以上であることがわかった．この塊が重力収縮輸送は重要な過程である．一般に形成初期の原始星にを起こしている可能性もあり，我々は「惑星の卵」を特有な現象として，双極方向に高速の分子ガスが放出見ているのかもしれない．

され，角運動量を外部に捨てることで質量降着が促進

このことは，連星系に付随する系外惑星について重されることが知られている（分子流天体という）．立

要な知見をもたらす．すなわち，まだ発見されていな

原ら，宮本(神戸大学修士二年)らは，チリ・アタカマ

い「両方の連星を回る惑星」が形成される可能性を，砂漠にあるASTE望遠鏡でのサブミリ波観測により，この円盤の発見から言うことができる．とはいえ，近それぞれおおかみ座，ハエ座分子雲において分子流天赤外線の観測では円盤の光学的厚さが非常に大きいた体を発見した．このことは，活発な質量降着を起こしめ，そのごく表面のみしか観測できていないと考えらている若い原始星である直接的証拠であるといえる．

れる．より光学的に薄い，電波やサブミリ波による高特にハエ座領域では星形成を示す初めての結果であり，空間分解能観測を行い，今回発見した「塊」の質量をハエ座分子雲が進化の初期段階にあることがわかった．

求めることによって，ここから惑星が生まれる可能性

この分子雲は棒状の特徴的な形をしている．フィラメがあるのか，議論していきたい．

ント構造からどのように星が形成されるかという理論シミュレーションは数多くなされており，この領域は5．若い星

観測結果と理論的研究を直接対比できる貴重な場所といえよう．

星がどのように誕生するかは，惑星形成を理解する上でも非常に重要である．近年の天文学の発展により，

5.2 前主系列星

太陽程度の質量を持った星の形成については，おおよ原始星段階を過ぎた若い星は，光の波長でも輝き始その描像ができつつある．一方で，低質量星や褐色矮める．若くて軽い星は，まだ分子雲に埋もれているこ星等の形成過程については不明瞭な部分も多い．我々とや，原始惑星系円盤などの星周構造を伴うこと，比は，質量が軽い天体の形成過程に着目した観測的研究

較的低温であることなどから，とりわけ近赤外波長域を行っている[遊星人16巻第2号(2007年6月)も参照のこでの観測が有効な手段となる．そこで我々は近赤外撮と]．

像観測でも，多種多様な星形成の現場を探っている．

5.1 原始星
星形成の初期条件にどの程度の多様性があるかは，変化に富む星惑星系の起源を知る上でも意義深い．しかし「class 0天体」と呼ばれるごく若い原始星の観測は不十分で，特に近傍の星形成領域では，わずかに10個程度しか観測されていない．立原らは近傍のおおかみ座分子雲で3つの高密度分子雲コアと，その１つに埋もれるclass 0天体を新たに発見した(図4)[19]．多波長観測データによるエネルギースペクトル分布から，この天体は非常に低温度低光度で，ごく若い段階にあることが分かった．
原始惑星系円盤の形成や成長に関して，角運動量の

図4： おおかみ座，Lupus 3分子雲の分子ガスとダストの分布図．左： 3つの高密度分子雲コア（グレー）がフィ
ラメント状に延びた分子雲（コントア）に埋もれている．四角は左下に示した減光マップの領域に対応する．Xマークは前主系列星の分布．右：ダストの連続波放射で観測した同じ領域．３つのコアに対応したダストの塊と，それに埋もれるclass 0天体を点源として検出した（矢印）．

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なお，前主系列星に関しては非常に数多くの観測的研究が行われているので，詳細については他の記事を参照のこと(例えば[20]，[21])．
松柳らは，W5HII領域に付随するBRC14において，電離ガス領域から分子雲に向かって低質量星の形成が連鎖的に行われている様子を，近赤外線の測光観測で明らかにした(図5) [22]．すなわち，HII領域側から分子雲内部に向かって，背景星の吸収量として観測される分子雲の柱密度が高くなること，若い星(YoungStellar objects, YSO)の個数密度が高くなること，およびYSOの赤外超過量が大きくなることを示した．
大質量星の誕生により周囲に残存する分子ガスが圧縮

図5： W5 HII領域の一部，BRC14の近赤外画像，図の右側（西）が電離ガス領域で，図の左側にある分子雲を圧縮している．その境界面が図の中央にあり，C,B,Aの順に星が誕生している（Aの領域が最も若い）ことがわかった．

され次世代の星が形成されることは，理論的にも30年ほど前から言われ続けていることである[23]．また観下限値がなく，恒星と同様な形成過程を経る可能性が測的にも，大規模な連鎖的星形成はオリオン分子雲なあることを示唆する．

どで確認されている．松柳らの研究は，ごく小さな領域の中でも星が年代順に並んで形成されていることを，6．まとめと今後の展望非常に明確に示した．
近年の隕石中の同位体比の研究から，太陽もまた，We are not alone.

我々は多数の共同研究者ととこのような大質量星形成領域の中で形成されたとの説もに研究を行ってきた．研究対象は，太陽系内の小惑が有力になりつつある．従って，今回発見した低質量星から，最も遠いものでは銀河系内の大質量星形成領

YSOの進化過程を探ることは，太陽の進化を知る上域まで多岐にわたる．また，将来の太陽系外地球型惑

でも重要な観点となるかもしれない．また，こうした星の探査のための基礎的な研究も進めつつある．このYSOに付随する原始惑星系円盤や原始惑星を検出で稿のまとめとして，今までに行ってきた研究の結果やきれば，我々の太陽系がどのようにして生まれてきた現状，そして将来の展望などを記す．のか，理解をする助けになると考えられる．

A. 連星系に付随する太陽系外惑星について，約5年

大朝らは反射星雲を伴う中質量星が誕生し，双極分に渡りドップラーシフト探査を継続している．太子流やジェットなどの活発な星形成活動が見られる

陽系外惑星の確実な証拠はまだ得られていないが，ペルセウス座分子雲NGC1333において，多波長測光・ドップラーシフト量が周期的に変動し，惑星が付分光観測から，原始惑星系円盤などの星周構造を伴う随する可能性のある天体があることがわかった．

YSOを多数同定した．そして，その半数以上が若い

今後は，さらに長期間の観測を継続し，ドップラ褐色矮星や単独惑星質量天体(3.2章参照)であり，低質ーシフトの変動の周期性を確かなものにするとと量YSO同様に超低質量天体が盛んに形成されている

もに，変動が恒星本体の活動，すなわち脈動や恒こと，YSOの質量頻度分布が軽い天体ほど増加する

星表面にある巨大黒点などの模様によるものでなこと，電波観測結果との比較から分子雲コアの質量関いことを確かめる観測を行うことが重要である．

数と似ていることを明らかにした[24]．これは，褐色B. すばる望遠鏡などを使ったドップラーシフト法に矮星や惑星質量天体などの超低質量天体の形成に質量よる系外惑星探査「N2K」によって惑星が存在す

天体観測で探る太陽系外惑星と星惑星形成領域／伊藤，大朝，立原337

る可能性が高いと判断された天体に対して，トラた直後の単独惑星質量天体や系外惑星を探査してンジット法によるフォローアップ観測を行ってい

いかねばならない．

る．神戸大学のキャンパス内に小型望遠鏡を設置

E. 星惑星系の母体である分子雲や，それに深く埋もし，高精度の測光観測から太陽系外惑星の検出をれている生まれた直後の天体「原始星」を観測し目指している．今のところ新たな太陽系外惑星のてきた．今後数年のうちにALMA望遠鏡がチリ検出には至っていないが，系外惑星を検出するたで運用を始める．従って，南天の分子雲サーベイめに十分な精度を達成できることがわかった．こや原始星探査がますます重要になっていくだろう．の観測は継続性が最も重要だが，問題は晴天率である．神戸は比較的穏やかな気候に恵まれている

私たちのグループの研究は，国立天文台，西はりまが，それでも空が雲に覆われ観測できない日も多天文台，ぐんま天文台をはじめ，多くの施設を利用しい．そこで，観測システムを全自動化し，遠隔地て行っているものである．この場を借りて深く感謝すに望遠鏡を設置することを今後は考えたい．ガンる．今後も一層のご協力を賜りたい．

マ線バーストの研究グループは夜空の暗い場所に完全自動制御の小型望遠鏡を設置しており，これ参考文献を参考に観測システムを複数個所に構築する準備を進めつつある．
C. ステラーコロナグラフを用いて原始褐色矮星と原[1] エピクロス、「教説と手紙」，1959, 岩波文庫
[2] Mayor, M., Queloz, D. 1995, Nature, 378, 355

始惑星系円盤を検出した．今後は原始惑星の検出[3] Butler, R. P. et al. 2006, Astrophys. J., 646, 505を目標とする．コア集積モデルによると，中心星[4] Kambe, E. et al. 2002, Publ. Astron. Soc. Japan,の年齢が1000万年から1億年の時に原始惑星が形成されると考えられている．従って，この年代の前主系列星をターゲットとする必要があるだろう．
しかしながら1000万年程度の年齢と考えられている弱輝線Tタウリ型星や，より年をとったポストTタウリ型星は恒星の活動が弱く，スペクトル中に顕著な指標もないことから，数多くは検出されていない．原始惑星の検出のためには，遠回りにも思えるがポストTタウリ型星の探査も重要だと考える．
D. すばる望遠鏡など国内外の望遠鏡による赤外測光・分光観測から，多数の若い低質量星や褐色矮星，惑星質量天体を発見した．これらYSOの頻度分

54, 865[5] Duquennoy, A. Mayor, M. 1991, Astron. &Astrophys., 248, 485[6] Mugrauer, M. et al. 2005, Astron. &Astrophys., 440, 1051
[7] Charbooneau, D. et al. 2000, Astrophys. J., 529,
L45[8] Fischer, D. A. et al. 2005, Astrophys. J., 620,
481
[9] Itoh, Y., Oasa, Y., Fukagawa, M. 2006
Astrophys. J., 652, 1729
[10] Baraffe, I. et al. 2003, Astron. & Astrophys.,402, 701

布・質量分布は，生まれてくる環境によって異な[11] Itoh, Y. et al. 2005, Astrophys. J., 620, 984

る可能性があることがわかってきた．また，単独[12] Bate, M. R. 2000, Mon. Not. R. Astron. Soc.,

惑星質量天体を含む系外惑星系の多様な姿は，形成時の物理状態の非一様性を反映すると考えられる．新しい惑星形成の理論構築と同時に，生まれ

314, 33[13] Hayashi, C. 1981, Prog. Theoretical Phys., 70,35

338

日本惑星科学会誌 Vol.16.No.4,2007[14] Oasa, Y., Tamura, M., Sugitani, K. 1999,
Astrophys. J., 526, 336[15] Oasa, Y. et al. 2006, Astron. J., 131, 1608
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