282

日本惑星科学会誌 Vol. 24, No. 3, 2015

系外惑星「遠い世界の物語」その6～SEEDSプロジェクトがとらえた原始惑星系円盤の複雑な模様～
橋本 淳

1（要旨）SEEDS プロジェクトでは惑星形成を観測的に理解するために，すばる望遠鏡戦略枠観測において原始惑星系円盤の近赤外線高解像度観測を推進してきた．今回，惑星形成と特に密接に関連がある天体として，最近注目を集めている遷移円盤天体について SEEDS での観測結果を紹介したい．SEEDS が始まる以前から遷移円盤には惑星との重力相互作用によって形成されたと考えられるギャップ構造が報告されていたが，SEEDS の高解像度かつ高コントラスト観測によって，ギャップ構造のみならずスパイラル構造やディップ構造など多様かつ複雑な微細構造が遷移円盤に付随していることが明らかになった．本稿では SEEDS の遷移円盤探査について概観し，SEEDS 後の遷移円盤探査についての展望を述べたい．

原始惑星系円盤は惑星の形成母体であると考えられている．その円盤において形成中の惑星存在の可能性を早期に示唆したのは赤外線天文衛星 IRAS であった[1]．およそ 25 年前の話である．惑星が円盤内に埋もれていると円盤との相互作用によりスパイラルアームおよびギャップ構造が円盤に励起されることが理論的に予測されている [2]．ギャップ構造では円盤の面密度が減少するため，赤外線における輝度が減少し，近赤外線から中間赤外線における天体のスペクトルエネ
ルギー分布（SED）にへこみが生じる（図 1）．IRAS を用いた観測により，若い天体の SED にへこみが実際に確認され，ギャップ構造を持たないのっぺりした円

スペクトルエネルギー分布
フラックス密度1. ��円盤�測の小史

普通の円盤

遷移円盤
光球

波長
図1： ギャップのない普通の円盤と遷移円盤のSED．遷移円盤にはギャップ構造が付随するため，中心星近傍のホットなダストの面密度が下がり，近赤外線から中間赤外線におけるSEDにへこみが生じる．このため巨大なギャップが付随しているか否かはSEDを調べることで判別すことが可能である．一方で，HL Tauに付随するような比較的細いギャップの有無をSEDのみから判断することはおそらく困難だろう．

盤とガスが消失した残骸円盤との中間の進化段階にあける SED の構築は，遷移円盤の構造を理解する上でると考えられる円盤が観測的に報告されたのだ．現在有効であったと考えられる．しかし，中間赤外線でのではこのようなギャップ構造を持つ（と考えられてい地上観測は水蒸気による影響が甚大で，特に比較的暗る）円盤は，遷移段階にある円盤という概念に基づき，

い T タウリ型星の詳細な SED の構築には宇宙からの遷移円盤と呼ばれている [3]．

分光観測を待たねばならなかったようだ．その後，21円盤そのものの直接撮像が困難であった 1990 年代

世紀なるとスピッツアー宇宙望遠鏡が打ち上げられ，としては，ギャップ構造を特徴付ける中間赤外線にお中間赤外線における高精度の分光観測が可能となり，ギャップ構造の特徴付けのみならず，遷移円盤の新規

1. 自然科学研究機構アストロバイオロジーセンター・自然科学研究機構国立天文台
jun.hashimto@nao.ac.jp■2014遊星人Vol24-3_製版.indd282

検 出 数 も 飛 躍 的 に 増 加 し た． 広 域 赤 外 線 探 査 衛 星
WISE の活躍もあり，現在までに 450 天体程度の遷移

2015/09/14

14:39:08

系外惑星「遠い世界の物語」その６ 〜SEEDS プロジェクトがとらえた原始惑星系円盤の複雑な模様～／橋本

観測天体（星と円盤）

偏光子観測される偏光

同時差分

283

ストークス Q

円盤の偏光強度図

ストークス U

図2： 同時偏光差分撮像の概念図．天体に付随する線分は偏光ベクトルを示す．HiCIAOでは直交する2つの偏光成分を同時に検出することができる．このとき，星の光は無偏光なので，偏光子通過後も2つの偏光成分は同じフラックス密度になる．さらに同時撮像であるため星像が一致し，差分をとることで星の成分を精度よく差し引くことができる．このようにして，高コントラストの円盤の偏光強度図を得ることができる．

PDS70 に付随する遷移円盤

ぎょしゃ座 AB 星に付随する原始惑星円盤
SEEDS の新しい成果

補正前

SEEDS 以前の成果

補正後

北5秒角 = 720天文単位

東

図3： ぎょしゃ座AB星に付随する原始惑星円盤．HiCIAOの偏光差分法では，半径22天文単位までの偏光強度を検出できている（左図）．一方で，従来の参照星差し引きによる方法では，引き算の誤差が大きいため半径120天文単位以内の構造を検出することは難しかった（右図）．

図4： PDS70に付随する遷移円盤の偏光ベクトルマップ．左図では，本来なら中心星に対して垂直になるべき偏光ベクトルが装置偏光などの影響により円盤短軸の方向に比較的揃ったようなパターンになっている．右図は揃った偏光ベクトルを補正したもの．

円盤が報告されている [4]．

用いた観測により中質量星 HD142527 に付随するバナ画像として遷移円盤のギャップ構造（内縁円盤は一ナ構造のような円盤の検出に成功している [5]．今日

般にスケールが 10 天文単位未満で輝度が弱く，実際

では，の観測ではギャップ構造ではなく穴構造に見えていサブミリ波干渉計（SMA）や ALMA 望遠鏡，さらに後た）を観測し始めたのは 2005 年頃からで，電波干渉計述するすばる望遠鏡による偏光差分撮像の成功により，による貢献が大きい．可視光や近赤外線では明るい中20 天体ほどの遷移円盤が空間分解されており，ギャ心星のために，当時は半径 100 天文単位以内の円盤構ップ構造だけではなくスパイラルアーム構造や非対称造を検出することは困難であったが，電波の観測波長構造，オフセット構造などが報告されている [6]．

域ならば星のフラックス密度は弱く，円盤からの熱放射をとらえることが可能であるため，ギャップ構造を2. SEEDSプロジェクトにおける円盤探査検出しやすかったのだろう．また，電波干渉計による遷移円盤の観測例が増加し始める頃の，赤外線観測に2009 年からスタートした SEEDS プロジェクト [7] でよる日本人の活躍も忘れてはならず，すばる望遠鏡をは，すばる望遠鏡に設置した高コントラストカメラ■2014遊星人Vol24-3_製版.indd283

2015/09/14

14:39:10

284

日本惑星科学会誌 Vol. 24, No. 3, 2015

図5： SEEDS円盤ギャラリー．ギャップ構造だけではなく，スパイラル構造や非対称構造，オフセット構造などの複雑な微細構造が見つかった．これらは全て，形成中の惑星との重力相互作用で生じたかもしれない．

HiCIAO を用いて系外惑星および原始惑星系 / 残骸円差のある観測では波面が異なっているためどうしても盤の探査を行ってきた．プロジェクトの説明について天体の像が揺らいでしまう．このため，従来の差分方は葛原昌幸氏の執筆記事 [8] を参照して頂きたい．

法では円盤の半径 100 天文単位以内を精度良く観測すSEEDS の円盤探査においては偏光差分法を用いるこることは困難であった．それに対し，偏光差分法では，とで円盤のより内側の構造（惑星形成に密接に関連す直交する 2 つの偏光の同時観測を行っているため，波ると思われる半径 100 天文単位以内）を検出すること面が（ほぼ）同じと考えられ，主星の成分を精度良く引に成功している．偏光差分法とは，円盤の散乱光が偏き算できるのである（図 2 ; 図 3 ; [9]）．

光しているのに対し，星の光が無偏光であるという性だが，偏光差分撮像は SEEDS が初めて行ったわけ

質を利用して，入射光を直交する 2 つの偏光成分に分ではなく，他の 8 m 級望遠鏡（ジェミニ望遠鏡や VLTけて「同時」に撮像し，それらの差分を行うことで円など）でも観測例は少ないものの偏光観測は行われて盤の散乱光のみを効率的に検出しようとする観測方法

いた [10]．一般に，8 m 級望遠鏡だと観測装置も巨大である（図 2）．同時撮像というのがキーポイントであ化し複雑化するため，装置起源の偏光（装置偏光）が無る．

視できず，偏光観測は困難だと考えられていた．実際

SEEDS 以前の円盤探査では，円盤天体の観測（オブに円盤天体を観測してみると，本来なら中心星に対しジェクトと呼ぶ）を行った直後に，主星の成分を引きて垂直になるべき偏光ベクトルが，ある方向に揃った算するための参照星の観測（参照星）を行い，オブジェようなパターンになってしまう天体がある（図 4 左 ;クトから参照星の引き算をすることで円盤の散乱光を[11]）．このような偏光パターンになってしまった天体取り出そうとしていた．しかし，オブジェクトと参照を運悪く観測してしまった研究者は，装置偏光によっ星の時間差のある観測では，一般的に大気の状態が異て観測データそのものが信用できないと思ったのかもなるため，主星の成分をうまく引き算して円盤の散乱しれない．そのために他の 8 m 級望遠鏡における円盤光を得ることは大変難しい．なぜなら天体から放出さの高解像度偏光観測は積極的に行われてなかったのでれた光の波面は整っているが，観測中に望遠鏡と天体はないかと筆者は予想している．幸い，SEEDS プロの間を大小さまざまなスケールの水蒸気の塊が通過しジェクトでは装置偏光を補正して偏光ベクトルを復元ているため，望遠鏡に届くころには波面が乱れてしまできており（図 4 右 ; [11]），上記のような事情もあってっているからだ．補償光学により乱れた波面を補正しか競合相手が少なかったために，他に先駆けてたまたてはいるものの，完全に補正することは難しく，時間ま運よく成果を出すことができたと考えている．我々■2014遊星人Vol24-3_製版.indd284

2015/09/14

14:39:15

系外惑星「遠い世界の物語」その６ 〜SEEDS プロジェクトがとらえた原始惑星系円盤の複雑な模様～／橋本「大きなダスト」の円盤は半径 80 天文単位のギャップ

PDS70に付随する遷移円盤偏光強度図（1.6µm）

285

ダスト連続波（1.3mm）を持っていることになる．SEEDS ではこのように見ている波長で円盤のギャップのサイズが異なることを発見したのである．では，なぜ波長によって，もしくはダストのサイズによってギャップの大きさが異なるのだろうか？単純に，ギャップのサイズは両ダストに

北140 天文単位
1 秒角

東

図6： PDS70に付随する遷移円盤の近赤外線偏光強度図（1.6ミクロンメートル ; 左）とダスト連続波画像（1.3ミリメートル ;右）．近赤外線で見ると円盤のギャップの半径が65天文単位だが，ダスト連続波で見るとギャップの半径が80天文単位に広がって見える．

おいて同じであるが，近赤外線は円盤表面をトレースするためギャップの壁が光っており，一方で電波では，輝度は円盤面密度の構造を反映するため，ギャップの壁の少し外側の面密度のピークがより明るくなること
で，近赤外線と電波でギャップのサイズが異なると考えられるかもしれない．しかし，後述するように惑星と円盤との重力相互作用でこれら異なるギャップが生はラッキーだったのだ．

じたと考えると観測結果をうまく説明できそうなことがわかってきたので，本稿では惑星起源説の立場で話

3. SEEDS円盤探査における成果を進めたい．

3.2
3.1

2つの新発見

サイズの異なるギャップ

惑星が円盤内に埋もれていると円盤にギャップを形SEEDS プロジェクトの円盤探査での新発見は主に 2成することが理論的に予測されていることはすでに述つあるだろう．1 つ目はスパイラル構造（図 5; [12]）のべた．このときダストとガスのカップリングを考慮し発見で，もう 1 つは波長ごとにギャップの大きさが異た「ダスト濾過作用 [14]」と呼ばれるプロセスを導入すなる天体（図 6; [11]）の発見である．スパイラル構造にることで，異なるサイズのギャップについて説明できついては未発表天体を含めるとこれまで 5 天体ほど見る可能性がある．もともとダスト濾過作用は，遷移円つかっており，武藤恭之氏の執筆記事 [13] に詳しいの盤の一見矛盾するように思える以下の性質を説明するで参考にしていただきたい．2 つ目の波長ごとにギャために検討された．
（a）SED から予想されるように，ップの大きさが異なる天体については，（手前味噌で遷移円盤の内縁円盤の面密度はギャップのない普通の恐縮だが）著者らが発表した PDS70（図 6）という天体円盤に比べて小さくなっている ;（b）中心星への質量を例に紹介したい．PDS70 は 0.8 太陽質量で，年齢が降着率は，ギャップのない普通の円盤と同程度である．

100 万年のオーダーだと考えられており，我々の太陽これらがなぜ矛盾しているかというと，円盤のガスやの若かりし頃だという言い方もできるかもしれない．

ダストはその外縁部から質量降着によって内縁円盤にこの天体には近赤外線（波長 1.6 ミクロンメートル）で向かって運ばれてくると考えられるため，質量降着率観測すると半径 65 天文単位のギャップがあるようにが普通の円盤と同じならば，内縁円盤のガスやダスト見える（図 6 左）が，電波干渉計（波長 1.3 ミリメートは外縁円盤から再供給されて面密度も復元されると考ル）による観測では半径 80 天文単位に広がって見えるえられるからである．したがって，上記の遷移円盤の（図 6 右）．一般に，近赤外線観測ではレイリー散乱に性質を説明するには何らかのメカニズムを導入して，よって円盤表面のサブミクロンサイズの「小さなダスガスだけを中心星へ降着させ，ダストは外縁円盤に押ト」の分布をトレースし，電波の波長域では円盤中央し戻す必要がある．これがダスト濾過作用と呼ばれる平面にある質量吸収係数が大きなミリメートルサイズ由来であろう．の「大きいダスト」をトレースすると考えられている．

一般に，小さいダストはガスとよくカップリングししたがって，図 6 の結果を言い換えるなら，「小さなているが，大きなダストはガスとあまりカップリングダスト」の円盤は半径 65 天文単位のギャップを持ち，しない．このことは，砂埃（小さなダストの例）に息を■2014遊星人Vol24-3_製版.indd285

2015/09/14

14:39:15

286

日本惑星科学会誌 Vol. 24, No. 3, 2015

-20020 30(c)

ガス(b) 大きなダスト

1木星質量の惑星-404ギャップ

-30 -20020
半径（天文単位）40

ガス圧力の極大ギャップ−6半径（天文単位）(a) ガスの面密度

Log 面密度 (g cm −2)−4 −202

ダストろ過作用の数値計算結果0

大きなダスト1020304050

図7： ダスト濾過作用が機能した場合のガス（a）と大きなダスト（b）の面密度の数値計算結果およびそれらの動径プロファイル（c）．1木星質量の惑星が半径20天文単位の軌道にあることを想定している．大きなダストは，惑星軌道の少し外側に形成されたガスの圧力極大半径に集積するが，一方で，小さいダストはガスと良くカップルして中心星へ降着するため，ダストの大小でギャップの半径が異なると考えられている．図はZhu, Z. 氏提供．

r近赤外r電波

1201008060402000 20 40 60 80 100 120 140
r電波（天文単位）

ギャップ半径の比r近赤外線（天文単位）

140

10.8

HAeBe天体（NIR検出）
Tタウリ天体（NIR検出）
HAeBe天体（NIR未検出）
Tタウリ天体（NIR未検出）

0.60.40.2−110−210−3−4−5−610 10 10 10
Depletion Factor−710

図8： SEEDSで観測した約40天体の遷移円盤のうち，ダスト連続波でギャップが空間分解されている20天体の近赤外線での半径と電波干渉計での半径をプロットしている（左）．近赤外線でギャップが分解できていない天体については，空間分解能を上限値としている．系統的に近赤外線でのギャップの半径の方が小さくなっている．さらに2つの半径の比をdepletion factorの関数としてプロットすると（右），分散が大きいものの，右下がりの可能性があることが分かった．このことは，ギャップの面密度が小さいほど半径の比が小さくなることを示しており，惑星がギャップを形成した場合の描像と矛盾しない．

吹きかけると宙を舞うが，砂粒（大きなダストの例）に考えられる．では，小さいダストはどのような分布が同じことをしてもあまり動かないことを想像してもら予想されるかというと，ガスとよくカップリングしてえばよいだろう．今，惑星によって円盤内にギャップいると考えられるため，ガスと同様の分布が期待されが形成されたとする（図 7; [15]）．このとき，惑星の軌る．図 7 を見ると，ガス（小さいダスト）と大きなダス道より少し外側にガスの圧力が極大となる場所ができトにおけるギャップの半径が異なっていることがわかる．ガスの圧力が極大となる半径より少し内側もしくる．大きなダストはガスの圧力の極大付近に鋭く集まは外側では，圧力勾配のためガスはケプラー回転よりっているのに対して，ガス（小さいダスト）は惑星軌道それぞれ早くもしくは遅く回転していると考えられてから極大半径に向かって緩やかに増加している．これいる．一方で，大きなダストはケプラー回転しているが，異なる波長で観測したときにギャップの半径が異ため，ガスの圧力が極大となる半径より内側ではガスなっていた理由の一つだと考えられる．の追い風を受けて角運動量を獲得し，反対に外側では向かい風を受けて角運動量を失う．これにより，大きなダストはガスの圧力が極大となる半径に分布すると■2014遊星人Vol24-3_製版.indd

286

3.3

ギャップは惑星が形成したものか？

ダスト濾過作用における数値計算 [16] の予測による2015/09/14

14:39:17

系外惑星「遠い世界の物語」その６ 〜SEEDS プロジェクトがとらえた原始惑星系円盤の複雑な模様～／橋本

287が予想されている [17]．よって，depletion factor が小面密度（ギャップなし）

さいほど重い惑星が存在し，一方で，depletion factorが大きいほどギャップの中の惑星が軽い可能性があることが推測される．図 8（右）は depletion factor と半径面密度の比の関係を示したもので，はっきりとした傾向では

depletion factor

ないが，depletion factor が小さいほど半径の比が小さくなる傾向が見られる．この観測結果についても，ギャップが惑星によって形成された場合の傾向と矛盾面密度（ギャップあり）
半径
図9： Depletion factorの定義．ギャップの壁においてどのくらい面密度が下がっているのか示す．

はしないだろう．しかし，depletion factor が小さくなると，半径の比の分散が大きくなっており，惑星起源以外の物理的要因も含めて考慮すべきなのかもしれない．また，近赤外線の観測において，ギャップの半径が非常に小さい天体は，ギャップが分解できていないため，具体的な半径の比を導出するためにもフォローアップ観測が必要なことは言うまでもないだろう．と，ヒル半径が広がる重い惑星ほどガスの圧力が極大になる半径が大きくなり，電波干渉計で観測した時の4. まとめと今後の展望

大きなダストにおける円盤のギャップの半径（r 電波）が大きくなることが示唆されている．一方で，ガスとよ

SEEDS では惑星形成の観測的研究という観点からくカップリングした小さいダストにおける円盤のギャ惑星探査のみならず円盤探査も行ってきた．ここでは，ップ半径（r 近赤外 ）は惑星の質量にほとんど依存しない最近注目を集めている遷移円盤について紹介してきた

ため，これら 2 つの半径の比（Ratio＝r 近赤外 /r 電波 ）は重が，SEEDS ではギャップのない普通の円盤や多重星

い 惑 星 ほ ど 小 さ く な る こ と が 予 測 さ れ て い る．の周りの円盤の観測も行ってきた．遷移円盤の探査のSEEDS プロジェクトでは遷移円盤を約 40 天体観測し結果，スパイラル構造やギャップ構造の発見を初めとているため，このような傾向がみられるかを検証した．

し，統計的な解析の結果からも，惑星が存在する仮定用いたサンプルは，上記の 2 つ半径の比を導出したい

して大きく矛盾はしないことがわかってきた．今後は，ので，電波干渉計によってギャップが分解されている

惑星起源説の確認ために，すばる望遠鏡で本格運用さ20 天体を使用している．まず，電波干渉計と近赤外れる極限補償光学 SCExAO を用いて，ギャップ内に線の観測における円盤のギャップの半径の関係を図 8存在するであろう形成中の惑星の直接撮像が期待され（左）にプロットした．その結果，近赤外線の観測におる．

けるギャップ半径 r 近赤外は電波干渉計観測におけるギスパイラル構造に関しては，惑星起源説だけではな

ャップ半径 r 電波より系統的に小さいことが分かった．

く，磁気回転不安定説や重力不安定説などによるスパ

このことは惑星によってギャップが形成された場合のイラル構造の励起も提唱されており，さらなる検証が結果と矛盾はしないだろう．

必要だろう．具体的には，惑星起源であればスパイラ

次に，惑星の質量と半径の比 Ratio の関係を調べて

ル構造は惑星と共回転するためスパイラルの形は崩れみる．ただし，残念ながらギャップの中の惑星の確実ないが，不安定説起源だと，円盤のケプラー回転に伴な検出例は非常に限られているため，惑星の質量の代いスパイラルの形が時々刻々と変化していくと予想さわりに depletion factor と呼ばれる物理量を用いる．

れる．このような時間変化を定期的な観測によって検Depletion factor は図 9 のようにギャップの壁におい出することで，スパイラル構造の起源に迫ることがでて円盤のダスト面密度がどのくらい減少しているかをきると考えている．

示すパラメータである．惑星が重くなると円盤との重ギャップ構造に関しては，ダスト濾過作用を仮定す力相互作用が強くなるため，円盤面密度が下がることると観測結果を説明できる可能性があることがわかっ■2014遊星人Vol24-3_製版.indd287

2015/09/14

14:39:18

288

日本惑星科学会誌 Vol. 24, No. 3, 2015てきたが，ダスト濾過作用説の観測的証拠はまだ見つ[4] Koepferl, C. M. et al., 2013, MNRAS 428, 3327.

かっていない．直接的な観測証拠としては，ALMA[5] Fukagawa, M. et al., 2006, ApJ 636, 153.

を用いて図 7 のような観測結果を得ることだと考えて[6] Pérez, L. M. et al., 2014, ApJ 783, 13.

いる．つまり，ガスのギャップがあって，大きなダス[7] Tamura, M., 2009, in Proc. Exoplanets andトの面密度がそのギャップより内側では急激に減少しDisks: Their Formation and Diversity, 11.ているという観測結果である．ALMA による追観測[8] 葛原昌幸 他，2013, 遊星人 4, 255.

によって SEEDS で検出されたギャップ構造の起源に[9] Hashimoto, J. et al., 2011, ApJ 729, 17.

さらに制限を加えることができるだろう．

[10] Potter, D. E., 2005, in Proc. Astronomical Polarimetry:Current Status and Future Directions ASP Conference

謝 辞

Series 343, 143.
[11] Hashimoto, J. et al., 2012, ApJ 758, 19.

本原稿は著者の博士論文の一部を引用しており，博[12] Muto, T. et al., 2012, ApJ 748, 22.

士論文の指導をしてくださった田村元秀氏に大変感謝[13] 武藤恭之 他，2013, 天文月報 106, 195.

いたします．田村氏にはまた，SEEDS プロジェクト[14] Rice, W. K. M. et al., 2006, MNRAS 373, 1619.の P.I. として，著者に「YSO における惑星探査および[15] Zhu, Z. et al., 2012, ApJ 755, 6.

円盤探査カテゴリーのとりまとめ役」という貴重な機[16] de Juan Ovelar, M. et al., 2013, A&A 560, 111.

会を与えて頂き，非常に有意義な経験を積むことがで[17] Kanagawa, K. et al., 2015, ApJ 806, 15.

きたことを合わせてお礼申し上げます．高コントラス
ト装置 HiCIAO の偏光差分撮像における装置偏光の補正に際し，周藤浩士氏にはとてもお世話になりました．
揃った円盤の偏光ベクトルの補正に際し，高見道弘氏には的確なアドバイスを頂きました．120 夜におよぶ
SEEDS 観測中，真夜中にも関わらず，早野裕氏，美野和陽典氏，Jeschke, Eric 氏，稲垣豪志氏には何度も技術的なトラブルの対応をして頂きました．また，ハワイに常駐し，SEEDS 観測が滞りなく遂行されるよ
うに HiCIAO の日々のメンテナンスや実際の SEEDS観測を主導された工藤智幸氏には頭が上がりません．
ここには全て書ききれませんが，SEEDS プロジェク
トの遂行に関わってこられたすべての方に感謝いたします．最後に，成田憲保氏には惑星科学誌に寄稿する機会を与えて頂きました．どうもありがとうございました．
図 2，3，4，5，6 で使用している観測画像は，ApJ お
よび PASJ より転載許可を得ています．

参考文献[1] Strom, K. M. et al., 1989, AJ 97, 1451.
[2] Kley, W. and Nelson, R. P., 2012, ARA&A 50, 211.
[3] Espaillat, C. et al., 2014, in Protostars and Planets VI914, 497.

■2014遊星人Vol24-3_製版.indd288

2015/09/14

14:39:18