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日本惑星科学会誌 Vol. 20, No. 1, 2011

化学の目で見た星形成：星形成領域の多様性

坂井 南美

1

2011年1月11日受領，2011年2月4日受理．

（要旨）太陽のような恒星はいまも銀河系の中で活発に生まれている．星の形成は宇宙における最も基本的な構造形成過程であるとともに，星間物質から惑星系物質への物質進化の場でもある．近年，電波観測の著しい発展により，実際に誕生した原始星のまわりの化学組成が捉えられるようになってきた．我々は最近，国内外の大型電波望遠鏡を駆使した観測により，これまで知られていた化学組成とは全く異なる化学組成をもつ太陽質量程度の原始星天体を発見した．この発見は，これまで一つと考えられてきた物質進化の道筋が，実は多様性を持っていることを示しており，太陽系の物質的起源の理解にも関わる大きな問題を提起している．本稿では，星間分子雲から星・惑星系形成領域に至る物質進化を概観し，その中で上記の発見の意味と今後の展望を議論する．

比が見つかっていることは大変興味深い．このような

1. 序 章手法は，惑星探査技術の進歩で新しい展開を見せよう
私たちが住む地球．この豊かな惑星は46億年前に太としている．小惑星イトカワからサンプルを持ち帰っ陽系の一員として太陽とともに生まれ，その後の悠久た「はやぶさ」の成功はその先駆けと言える．その他たる時間の中で，多様な命を育むに至った．「太陽系にも，彗星や惑星の観測探査，地球の地層に刻まれたはどのような環境の下で生まれたのか？」「それは宇太陽系史の解読など，様々なアプローチがある．これ宙の中でどれほどユニークであるのか？」これらの問らの研究は，21 世紀に大きく発展すると期待される．

いは，宇宙における私たち自身の起源を辿り，存在意

もう一つの方法は，現在，太陽型の恒星が形成され義を問う上で極めて重要な問題であり，古くから人類ている現場を調べることである．恒星は星間ガスがが思いを巡らせてきた謎でもある．もちろんこれは，100 万年程度の時間をかけて重力収縮して形成される．

現代の惑星科学・天文学においても，主要テーマとし生まれたばかりの星（原始星）の周りには原始星円盤がて活発に研究が展開されている．

形成され動的降着源となる．原始星から T-Tauri 型星

上記の問いに答えるには，大きく分けて 2 つのアプへの進化とともに，その一部が原始惑星系円盤となり，ローチがある．一つの方法は太陽系自体を調べることそこで惑星系が形成されると考えられている．従っである．太陽系を構成する惑星や惑星間物質には，太て，太陽系近傍にある多数の星・惑星系形成現場を調陽系が形成されたとき，あるいはそれ以前の痕跡が刻べることで，かつての太陽系の形成を推し量ることがまれているはずである．それらを丹念に調べ上げるこできる．星形成の研究は，電波，赤外線観測技術の進とで，太陽系形成のシナリオを描き出すことができる．

歩に伴い 1980 年代から大きく進展してきた．構造形

宇宙から到来する隕石は，物質を直接手にとって調べ成過程の理解に止まらず，そこでの物質進化についてることができる点で素晴らしいメリットがある．そのも研究が急速に進みつつある．特に，星間雲から原始分析から，先太陽系起源と考えられる有機物や同位体星誕生に至る物質進化はかなり確立してきたと言って1. 東京大学大学院理学系研究科ビッグバン宇宙国際研究センター
nami@phys.s.u-tokyo.ac.jp■2011遊星人Vol20-1製版.indd

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よい．その先は，2011 年から動き出す巨大電波望遠鏡 ALMA（Atacama Large Millmeter /submillimeter

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化学の目で見た星形成:星形成領域の多様性／坂井53

Array, [1]）が大きな威力を発揮し，太陽系を調べる研究とつながっていくであろう．
本稿では，後者のアプローチの例を取り上げる．初めに星間化学の歴史を概観した後，太陽程度の質量をもつ原始星が生まれている領域の化学組成を調べる研究を紹介する．そして最後に，星形成から惑星系形成に至る化学進化を展望したい．なお，本稿に関連する
遊星人記事としては文献 [2, 3] があるので，参照されたい．

2. 星間空間における化学2.1

図1： 南のかんむり座領域における光学写真．白く抜けているところが星間分子雲で，その右上の部分で現在星が誕生している．

星間分子の発見と星間化学の始まりには光は入り込めないが，宇宙線は透過してくる．星星間空間で初めて分子が見つかったのは 1940 年頃

間分子雲は宇宙線によって部分的にイオン化し，弱電のことである．星の可視分光観測の際に，手前にある離プラズマ状態にある．Harvard 大学の Klemperer+

希薄な星間雲に存在する CH，CH ，CN の吸収スペク

は，そこに存在するイオンが中性分子と反応し（イオトル（電子遷移）が検出された．実はこれは氷山の一角

ン・分子反応），様々な分子を作っていると提案しただったのだが，当時はほとんど注目されなかった．極[5]．たとえば，宇宙線イオン化によって生成した H2

低密度下にある星間空間で複雑な分子などできないとは周囲の水素分子と反応して H3 を作る．

+++

H2 + H2 → H3 + H考えられていたからである．電波領域の回転スペクト
ル線で分子が見られるようになったのは，それから四半世紀も後のことである．マイクロ波技術の進歩に伴++H3 は別の分子 X と衝突して，++H3 + X → XH + H2+い，1963 年に OH の吸収スペクトル線が，1960 年代後のようにプロトンを渡し，生成した XH は別な分子半から NH3，H2CO，H2O，HCN，CO などの分子のス

Y と反応してペクトル輝線が相次いで発見され，1970 年台前半の++XH + Y → XY + H

星間分子の発見ラッシュにつながった [4]．ここに及の よ う に 成 長 し て い く わ け で あ る．Herbst とんで，星間分子雲の存在が確立し，星間化学と星形成

Klemperer（1973）[6] は，多くの化学反応を考慮したの研究がスタートすることになった．

ネットワークモデル（化学モデル）を作り，それらの反現在までに 150 種程度の星間分子が，主に電波望遠応速度方程式の定常状態解を求めて，観測される様々鏡による観測で検出されている（最新の星間分子のリな分子が生成することを示した．これにより，星間化ストは理科年表（丸善）に掲載されている）．星間分子学は理論的バックグラウンドを得ることになった．

雲の主成分は水素分子だが，最大 13 原子までの多種多様な分子が含まれる．なかでも有機分子は検出された分子種の 3/4 を占める．これは，炭素原子の宇宙

2.2 化学進化の概念の確立
1980 年代初頭にかけて，星間分子雲で続々と新し存在度が高いこと（H, He, O に次いで 4 番目）だけなく， い分子が発見されていく一方で，これらの分子がどの反応において“4 本の手”を持つこと（結合の多様性）分子雲でも同じように存在しているわけではないことに由来する．

もわかってきた．当初，このような天体ごとに異なる星間分子雲（図 1）は温度が 10 K，密度が 10 ～ 1046

化学組成は，天体の物理状態，あるいは特殊性に起因－3cm と低温・低密度な環境にある．そのような極限すると考えられた．しかし，様々な天体，とくに星形環境下における分子形成は化学反応動力学と密接に関成を起こしていない分子雲コア（星なしコア）の観測が係しており，化学の分野でも注目された．星間分子雲進んでくると，物理状態に差はなくても化学組成が大■2011遊星人Vol20-1製版.indd

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日本惑星科学会誌 Vol. 20, No. 1, 2011          !" #    $ % !"&  
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 '#   $ %(!"%&

図2： 分子雲の化学進化の模式図．3.2節でとりあげるWCCCは含まれていない．

きく異なることが示されるようになった．

分子雲の進化が進んで炭素原子が CO に固定されてし前述のように，星間空間は地上に比べて非常に密度まう段階では当然少なくなってしまう．一方で，NH3が低いため，一つの分子は数日に一度しか他の分子とや N2H などの窒素を含む分子は，窒素原子の関与す衝突しない．従って，星間分子雲では化学組成が平る反応の反応速度が遅いことなどもあり，星なしコア衡状態に達するのに 10 ～ 100 万年もの時間がかかる．

後期や，星形成の起こっているコアで豊富に存在する．

一方で，分子雲が重力収縮して星を誕生させるタイム

このようなメカニズムで化学組成の系統的な違いが生スケールも同程度なので，分子雲の化学組成は時間のじる．

+関数として考えなければならない．このことに着目しSuzuki et al.
（1992）[8] は，50 個の分子雲コアについて，Suzuki（1979）[7] は，化学モデルを用いて化学組て炭素鎖分子 CCS と NH3 の観測を行い，実際に NH3/成の時間発展を計算した．その結果，有機分子，なかCCS 存在量比は星なしコアよりも星形成領域の方がでも炭素鎖分子と呼ばれる，炭素が直線状に連なった系統的に高くなっていることを示した．これにより，極端に不飽和な分子（CnH や HCnN など）が，若い「年化学組成が分子雲の物理進化に伴って系統的に進化し齢」の段階で豊富になることを指摘した．このようなていくという「化学進化」という概念が観測的にも確

炭素鎖分子は，地上には存在しないが星間空間では非立された．このことを利用すると，化学組成から分子常に豊富に存在するため，星間分子雲の化学組成を特雲の老若がわかる．星なしコアでは，等温収縮を起こ徴付ける分子でもある．

しているために温度がほとんど変わらない．従って，希薄な星間雲から分子雲を経て星形成に至る過程をその進化段階のよい物理指標が存在しなかった．しか考えよう（図 2）．最初，炭素は主に炭素イオンまたはし，「化学進化」の概念の確立により，見ている星な炭素原子として存在する．希薄な星間雲では星間紫外しコアがどのような段階にあるかがわかるようになり，線が透過し，分子が壊されてしまうからである．密度星形成研究の進展に大きく貢献した．

が上がって分子雲が形成されると，炭素原子は酸素一方，星間分子雲には，ガスとともに星間塵も存在を含む分子と反応して安定な一酸化炭素（CO）分子へしている．そのため，温度が低いまま密度が上がって徐々に変換されていく．しかし，その初期の過程では，くると，分子の星間塵への吸着が起こる [9]．水素分子，まだ炭素原子が多く残っている．このため，若いコアヘリウム原子以外で最も存在量の多い CO 分子も吸着

では炭素鎖分子が効率よく形成される．炭素鎖分子はされるので，分子雲の化学組成に大きな影響を及ぼす．

原料となる炭素原子がなくなると生成されないため，最も顕著な効果は，分子への重水素濃縮の進行である．

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Tmb [K]0.6
0.53 K, 0.45 K
5.2 K
0.5
CH3CCH
c-C3H2
J=5-4, K=0, 1(21, 2-10, 1)
0.4 HC5N
0.3 (J=32-31)
N=1-0 hyperfine components
0.2
CH3CCH
C13CH C13CH 13
HCO2+HCS+
C CH
C13CH
0.1
J=2-1 J=5-4, K=2
404-303
0-0.1
85.2
85.3
85.4
85.5

C4H, N=9-8, F1
1.2 K

U-lineFrequency [GHz]

C4H, F2
0.95 K

c-C3H2(43, 2-42, 3)85.6

図3： 国立天文台野辺山45 m望遠鏡で観測した L1527のスペクトルの一例．様々な炭素鎖分子輝線が検出されている．

イオン分子反応による分子生成において重要な役割を+間塵に吸着した CO などを原料として固相反応で形成果たしているのが先に出てきた H3 イオンである．低され，星形成による温度上昇に伴って星間塵表面から温下では，蒸発してきたものと見られる（Hot Corino chemistry）．
++H3 + HD → H2D + H2+ 230 K

大型有機分子が原始星近傍の数 100 AU の領域に集中の反応が起こる．この逆反応は吸熱なので，低温の+して検出されたことは [12]，それらがいずれは惑星系分子雲では順反応のみが進行し，H2D が濃縮されるにもたらされる可能性を意味しており，原始惑星系円ことになる．その濃縮が他の分子に伝わり，様々な分盤への物質進化の点で非常に重要である．

+子の重水素濃縮度が高まるわけである．一方，H3 や

そ こ で， 我 々 は， 別 の 非 常 に 若 い 低 質 量 原 始 星+

H2D の破壊は，主に CO へのプロトン移動反応なので， （NGC1333IRAS4B）でも観測を行ったところ，大型有CO が星間塵に吸着されて減少すると，それらのイオ機分子 HCOOCH3 の検出に成功した [13]．この結果は，ンの寿命が延びる．この結果，重水素濃縮度が一層高大型有機分子がより“一般的”に低質量星形成領域にまる．実際，進化の進んだ星なしコアの中心部で重水存在することを示しただけでなく，原始星進化のごく素濃縮度が非常に高いことが 2003 年に Caselli らによ初期段階ですでに生成されていることを明らかにしたって示されている [10]．現在，重水素濃縮も星なしコ点で大きな意義があった．大質量星形成領域においてアの進化段階を示す化学指標として用いられている．

も同様の傾向を見出し [14]，星なしコアから原始星円盤が形成されるまでの過程の化学的な道筋が十分に把3. 原始星誕生後の化学進化を追う握されたかに思われた．

3.2
3.1 大型有機分子の発見

L1527の発見と炭素鎖分子の再生成

しかし，大型有機分子探査を他の様々な領域へ展開

これまでの研究で，星なしコアの化学組成の進化にする過程で，意外な発見があった．野辺山 45m 電波

ついては，おおよその統一的描像が得られたと言える．

望遠鏡を用いて，おうし座の Class 0 原始星 L1527 の一方で，原始星誕生以後の原始星近傍の化学進化につ高感度探査を行ったところ，HCOOCH3 などの大型有いては，まだ端緒についたばかりと言ってよい．原始注）低質量原始星に関するClass 0, I, II, IIIの分類：遠赤外線から近赤外線に至る連続波スペクトルで低質量原始星を分類したもの．原始星の物理進化はこの順で進む．Class 0は形成したばかりの原始星で，分子雲コアに深く埋もれているため近赤外線でも見えないものが分類される．Class Iはそれよりも進化が進んだ原始星で質量降着が激しく起こっている段階である．Class II，Class IIIはともにT-Tauri型星とよばれる前期主系列星の段階にあたる．この段階では母体となった分子雲コアはほぼ散逸している．Class IIは古典的T-Tauri型星に対応し，惑星系の母体となる原始惑星系円盤が形成されている．
Class IIIはそれよりも進化が進んだ弱輝線T-Tauri型星に対応し，原始惑星系円盤の内側がすでに散逸した段階とみてよい．

星誕生に伴う温度上昇が鍵となるが，そのような領域は，太陽質量程度の原始星の場合，一般に 1000AU 程度と小さく，高感度・高空間分解能観測が要求されるからである．
（注）

近年，太陽質量程度の Class 0

原始星において，HCOOCH3 などの大型有機分子が高感度電波観測によって検出され話題となった [11]．このような分子は星■2011遊星人Vol20-1製版.indd

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S-containing
molecule

c-C3H2, 432-423
cut B

1CCS

HC9N

HC7N

HC5N

C6H

C5H

C4H

C6H2

C4H20.01

l-C3H2

0.1

CH3CCH

NL1527 / NTMC-1

N-containing
moleculesCnH

CnH2

cut A

図4： L1527とTMC-1における炭素鎖分子の存在量比．L1527では長い炭素鎖分子ほどTMC-1に比べて存在量が少ない傾向がみられる．

機分子のスペクトル線は全く検出されない一方で，炭る．上述したように，炭素鎖分子は星形成が始まる前の若いコアで豊富に存在し，星形成領域では少なくなると考えられている．事実，C4H2 は他の星形成領域で検出された例はなかった．直ちに国内外の大型電波望遠鏡による追観測を行った結果，L1527 では，C4H2以外にも，C2H, C4H, C6H, HC5N, HC7N, HC9N などのIntegrated Intencity [K km s-1]素鎖分子 C4H2 の高励起輝線が強く検出されたのであ多種多様な炭素鎖分子が，原始星に落下しつつある高になった（図 3）[15]．
星形成領域で一般に炭素鎖分子が少なくなる理由
6は，星形成に至る時間スケール（10 yr 程度）の間に化学反応によって壊されたり星間塵に吸着されてしまう

N(H2) [1022 cm-2]

密度で暖かいガスに豊富に存在していることが明らか分子が多いのは，重力収縮が自由落下に近く，他の原始星の場合よりも速かったため，炭素鎖分子がある程度生き延びているためと考えることができる．しかし，
L1527 では，長い炭素鎖分子の存在量が著しく少なく，星なしコアの代表である TMC-1 における炭素鎖分子の存在量の特徴とは系統的に異なっている（図 4）．このことは，ただ単に生き延びているだけでは説明できず，原始星周辺で炭素鎖分子が再生成している可能性を示唆する．
そこで，私達は次のようなメカニズムを提案した．

10.80.60.40.2010.80.60.40.20cut A

500 AUbeam size

cut B

MODEL252.5 Kabundance jump

6420100T [K]からである．これをもとに考えると，L1527 で炭素鎖10.80.60.40.2030 K
20 K

10-8000-6000-4000-2000

02000

4000

Distance from the Continuum Peak [AU]

6000

8000

図5： L1527におけるc-C3H2の分布（上）と積分強度断面図（下）．
25±2.5 Kになる大きさの領域でc-C3H2の水素分子に対する存在量比を一桁上げたモデルと観測された積分強度断面図はよく一致している．下の2つのパネルはL1527における水素分子の柱密度分布と温度分布のモデルをプロットしたものである．密度分布と比較しても著しい存在量増加が見てとれる．

星間塵の氷層には CH4 が豊富に含まれている．CH4 の蒸発温度は 25 K なので低温の分子雲（10 K）では出てこれにより一時的に気相に炭素が豊富な状態が作られ，こないが，星形成周辺の暖かい領域で一挙に蒸発する．

炭素鎖分子が爆発的に再生成されるというものである．

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0.25

C4H2 1019-918 ortho

818-717
TMB [K]

TMB [K]

0.2

Hot Corino
NGC1333IRAS4B

570.150.10.05

HCOOCH3 A

化学の目で見た星形成:星形成領域の多様性／坂井

00.25
0.15

TMB [K]

TMB [K]

VLSR [km/s]

C4H2 1019-918 ortho

0.2

WCCC
L1527

4 6 8 10 12
VLSR [km/s]

0.1
0.05
0-0.050.1

818-717

0.05

C4H2 10010-909 para

2HCOOCH3 A-0.05

002-10 -5

4 6 8 10VLSR [km/s]

0510 15
VLSR [km/s]

20

図6： WCCC天体，Hot Corino天体における炭素鎖分子C4H2とHCOOCH3のスペクトル線

これは，よく知られている冷たい星なしコアでの炭素鎖分子生成メカニズム，（2.2 で述べた化学進化初期

4. 化学的多様性の炭素原子が豊富な段階での炭素鎖分子の生成）とは異なり，温かい領域で CH4 の蒸発をトリガーとして起

4.1 同じ物理的進化段階で異なる化学組成こる新しい炭素鎖分子の化学である．そこで，これをWarm Carbon-Chain Chemistry（WCCC）と名付けた．

L1527 の発見の最も重要な点は，大型飽和有機分子

この提案を受け，WCCC は化学モデル計算でも確かが検出されている IRAS16293-2422 などの「典型的」原められた．また，我々は最近 Plateau de Bure ミリ波始星（以下 Hot Corino 天体と呼ぶ）と比べて化学組成干渉計を用いて L1527 における炭素鎖分子の高分解能が明らかに異なっていたことにある．これまで，星形観測を行った（図 5）．その結果，炭素鎖分子の水素分成から惑星系形成に至る過程は統一的に理解され，そ子に対する存在量比は，原始星の半径 1000 AU 程度の間の化学進化も天体による違いはないと信じられての領域でその外側より１桁以上高くなっていることがきたが，その理解が覆ったことになる．したがって，わかった [16]．これは，ちょうど CH4 が蒸発する温度

当然，「WCCC が L1527 でのみ起こる特殊な現象では（25 K 以上）の領域に対応しており，WCCC の考えをないか？」という疑問が浮かび上がる．そこで，様々強く支持する．

な原始星天体に対して炭素鎖分子をサーベイ観測し，WCCC の発見は，新しい星間化学現象として大きく発展しつつある．L1527 では，星形成領域で初めて－－第二の WCCC 天体の探索を行った．
16 天体を調べた結果，おおかみ座に L1527 と酷似負イオン（C6H ，C4H ）が検出され [17, 18]，負イオンした特徴を示す天体（IRAS15398-3359）を 発 見 し た

化学の理解を大きく促進させた．また，気相中の CO2[20]．この他にも，部分的に WCCC の兆候を示す天体+をトレースする HCO2 も星形成領域として初めて検がいくつか見つかり，WCCC は程度の差はあれ星形出した [19]．この発見は，解明が困難だった低質量星成領域での一般現象である可能性が出てきた．一方で，形成領域における CO2 の生成過程に重要な情報を与え

Hot Corino 天体では WCCC 現象が弱い傾向が見られた．

た．

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日本惑星科学会誌 Vol. 20, No. 1, 2011
CCOH(a) long starless core phase
COHCOH

CCOCOH

CHHCC

depleted as COCOCOHHH 2COCH 3OH

hot corino chemistry
Complex organic molecules(HCOOCH3, (CH3)2O, etc.)

evaporation ofgrain mantles

C (b) short starless core phase
Cdepleted as CCOH

CH 3OHCH 4CHCH 4
CH 4

CH 4CH 3OH

WCCC
carbon- chain molecules(CCH, C4H, HC5N, etc.)

図7： 星形成領域における化学的多様性の起源．上がHot Corino 天体で，下がWCCC天体．星なしコア時代の長短が星間塵マントルの組成の違いを生み，星形成後の気相の化学組成を大きく変える．

4.2

化学的多様性の起源の氷の観測では，WCCC 天体 IRAS15398-3359 における CH4 の吸収の大きさが他の天体よりも格段に大きい

星形成領域の化学組成を見た場合 2 つの極端なケー[21]．

ス，WCCC 天体と Hot Corino 天体があることがわか星なしコア時代の長さの違いによって原始星円盤った．これは図 6 に示すスペクトルからも明らかであの化学組成が変わるという考え方は，L1527 におけるる．その違いは，次に示すように，星形成に至る過程様々な分子の重水素濃縮度からも支持される．近年のにおける物理的違いを反映している可能性が高い（図観測で，Hot Corino 天体では分子における重水素濃7）．もし，分子雲が形成されてから原始星が誕生する縮度が数 10 % と非常に高くなる現象が報告されていまでの時間が短ければ，原始星の周囲に炭素鎖分子がる．一方，L1527 では，重水素濃縮度は数 % に止まり，多く取り残されるだけでなく，炭素が炭素原子のままHot Corino 天体に比べて有意に低いことが明らかにな星間塵に吸着され，順次水素化されて CH4 となる．そった [22]．2.2 で述べたように，分子における重水素のため，原始星誕生直前の星間塵上で CH4 が相対的にの濃縮は，星なしコア時代に CO が星間塵に吸着する豊富になると考えられる．原始星が形成され周囲が温ことで顕著に進む．星なしコア時代の長さが長いとこめられると，CH4 が蒸発して炭素鎖分子が効率よく生の効果が効き，高い重水素濃縮度を示す．一方，重水成される．一方，もし，星なしコア時代の時間が長

素濃縮は C や CO の吸着で加速されるので，星なしコ

ければ，炭素は主に気相で CO に変化してから星間塵ア時代の長さが短ければ濃縮は起こりにくい．さらに，に吸着され，水素化されて CH3OH や複雑な有機分子重水素濃縮が H2D から他の分子へ移動するのにも 10となる．そうだとすると，WCCC と Hot Corino 化学年程度と比較的長い時間がかかり，この点でも星なしは相反していることになり，上記の観測事実とよく合コア時代の長さが短いことは不利である．このような致する．星なしコア時代の長さの違いによって引き起理由から，星なしコア時代が短かった天体では重水素こされた星間塵表層の組成の違いが，その後の原始星濃縮度はあまり高くはならないと考えられ，L1527 で円盤の化学組成の違いを生んでいるというわけであの観測結果と一致する．

る． こ の 場 合，L1527 や IRAS15398-3359 で は 分 子 雲コア形成から原始星の誕生が比較的速く進んだことを

+

4.3

5

現在から過去を探る

意味し，Hot Corino 天体ではそれよりもゆっくりであこのような分子雲コア形成から星形成に至るまでのったことを意味する．中間的天体の存在は，速度の違時間の違いは，最近，星形成の研究においても星形成いによって説明できる．事実，赤外線での星間塵表層率の領域ごとの違いという形で浮かび上がってきてい■2011遊星人Vol20-1製版.indd

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化学の目で見た星形成:星形成領域の多様性／坂井59

る．しかし，個々の天体の速い遅いを直接的にサポー

しかしながら，この多様性がそのまま Class I/II 天

トする「物理的」観測事実はこれまで報告されていない．

体へ受け継がれるのか否か，形を変えるとしたらど

これは，物理状態の観測が，“現在の”活動を調べるのような多様性として受け継がれるのかについては，ことであって，“過去の”活動を知り得ないためとも

WCCC 天体と Hot Corino 天体それぞれの進化形と考言える．これに対して，化学組成は過去の物理状態のえられる天体を Class I 天体，そして Class II 天体の中履歴を鋭敏に反映する．特に，複雑な分子であればあに順に探し，その化学組成と分布をつぶさに調べ上げるほどその効果は大きく，違いが明瞭に出る．このよねばならない．

うに，化学の目が星形成現象の新しい側面を捉えてい実は，現在までのところ，Class I 天体に付随するるのである．複雑な分子を用いて星形成過程を探るとガスの化学組成を調べる観測はほとんど行われていな

いう星間化学と星間物理学を繋ぐ研究手法は，物質進い．それは，円盤成分と周囲の広がった成分との切り化の理解とともに，従来の方法論とは異なる角度から分けが観測的に難しいこと，さらには円盤成分が望遠星形成の理解を促進すると期待される．なお，個々の鏡の解像度に比べて小さく，大型有機分子輝線の強度天体の収縮過程の違いは，分子雲コアの形成過程と密が著しく弱くなってしまうことなどが要因である．ミ接に関係しているはずである．従って，母体となる分リ波・サブミリ波の様々な遷移輝線を用い，現在稼働子雲コアの置かれている物理的環境を調べることによ中の望遠鏡による観測からヒントを得ることはできる．

り，化学組成との関連が見えてくるかもしれない．そしかし，本格的に原始惑星系円盤への物質進化に切りのような観測が現在進行中である．

込もうとすると，やはり ALMA が必要である．

5. 原始星円盤から原始惑星系円盤へ

ンテナ 12 台からなる電波干渉計である．ミリ波からALMA[1] は，口径 12 m アンテナ 54 台と口径 7 ｍア
サブミリ波に至る波長領域で，開口合成の手法によりClass 0 天体における化学的多様性の起源は，その高品質の電波画像を描く．空間分解能は 0.01 秒角でハものが星形成過程の多様性を意味しており，重要な研ッブル宇宙望遠鏡よりも 1 桁高い．感度も現存のミリ究対象である．しかし，さらに興味が持たれるのはそ波サブミリ波望遠鏡を 1 桁以上凌駕する．これは，観の後の進化である．Class 0 天体で見られた多様性は，測時間にして 100 倍以上の効果がある．北米，欧州，原始星円盤の形成から原始惑星系円盤への進化におい東アジアの三極の共同で，チリのアタカマ砂漠の高地て，どのように伝播していくのだろうか．WCCC と（標高 5000 m）のサイトで建設が進んでおり，2011 年

Hot Corino 化学に起因する二極的な物質進化の分岐は，には初期運用が，2013 年には本格運用が開始される．

それが惑星系まで保持されるとすれば，我々の住む太この「究極の地上電波望遠鏡」による観測が，星間化陽系の環境がどちらの（あるいはどちらに近い）過程を学と惑星科学の橋渡しをすることは間違いない．

経て作られたのかという新しい問題を提起することになる．

太陽系はどのような環境で生まれたのか．その環境はどれだけ普遍的，もしくは奇跡的なものであったの

Hot Corino 天体では，大型有機分子は原始星近傍の数 100 AU の領域に局在して存在している [14]．一方，か．現在も誕生し続ける第二・第三の”太陽系”を調べることで明らかになるであろう．

WCCC 天体 L1527 でも，炭素鎖分子は原始星まわり

なお，本稿執筆にあたって多大なご支援をいただいの数 1000 AU 程度の範囲に広がって分布しているもた山本智教授（東京大学大学院理学系研究科）に，深くのの，原始星近傍の数 100 AU 以内にも確実に存在し感謝いたします．ていることが，最近の私たちの高分解能観測でわかっている．Class 0 段階で，それぞれの化学的特徴を代参考文献表する分子が，将来原始惑星系円盤へと進化すると考えられる半径数 100 AU の範囲に顕著に存在している[1] http://alma.mtk.nao.ac.jp/j/

ことが確認されたことで，化学的多様性の原始惑星系[2] 相川 , 2005, 遊星人 14, 168.

への伝播はより現実味を帯びてきたと言える．

[3] 渡部ら , 2004, 遊星人 13, 226.

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日本惑星科学会誌 Vol. 20, No. 1, 2011[4] Rank, D. M. et al., 1971, Science 174, 1083.  
[5] Klemperer, W., 1970, Nature 227, 1230.  
[6] Herbst, E. and Klemperer, W., 1973, Astrophys. J. 185,505.   
[7] Suzuki, H., 1979, Prog. Theor. Phys. 62, 936.
[8] Suzuki, H. et al., 1992, Astrophys. J. 392, 551.     [9] Caselli, P. et al., 1999, Astrophys. J. 523, L165.      [10] Caselli, P. et al., 2003, Astron. Astrophys. 403, L37.    
[11] Cazaux, S. et al., 2003, Astrophys. J. 593, L51.
[12] Kuan, Y.-J. et al., 2004, Astrophys. J. 616, L27.
[13] Sakai, N. et al., 2006, Publ. Astron. Soc. Japan 58,L15.    
[14] Sakai, N. et al., 2007, Astrophys. J. 660, 363.  
[15] Sakai, N. et al., 2008, Astrophys. J. 672, 371.  
[16] Sakai, N. et al., 2010, Astrophys. J. 722, 1633.
[17] Sakai, N. et al., 2007, Astrophys. J. 667, L65.     [18] Sakai, N. et al., 2008, Astrophys. J. 673, L71.  
[19] Sakai, N. et al., 2008, Astrophys. J. 675, L89.  
[20] Sakai, N. et al., 2009, Astrophys. J. 697, 769.  
[21] Öberg, K. I. et al., 2008, Astrophys. J. 678, 1032.  
[22] Sakai, N. et al., 2009, Astrophys. J. 702, 1025.     ■2011遊星人Vol20-1製版.indd60

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