2022/2/21(月)-22(火)光赤天連シンポジウム：
2030年代の戦略的中型をどうするのか

星・惑星形成野津 翔太 (Shota Notsu)
理化学研究所 開拓研究本部 坂井星・惑星形成研究室
基礎科学特別研究員
1

星・惑星形成と、宇宙における物質の循環
分子雲

水メタノール

冷たい星間空間
星形成
氷・複雑な有機分⼦の形成

原始惑星系円盤

年老いた星
重元素の供給ダストの⽣成惑星形成

星・惑星形成領域↓-低温領域-構造形成に伴う複雑な物質形成↓
⾚外線・電波観測

惑星系

複雑な物質は何が、どの様に供給されたのか?

アミノ酸

地球型惑星

2

© Bill Saxton, NRAO

なぜ、惑星形成の(完全)理解に至っていないのか？
→原始惑星系円盤の理解が不十分であるからNASA/ESA/Hubble Heritage Team

想像図

原始惑星系円盤(惑星形成の現場)

分⼦雲

アルマ望遠鏡

すばる望遠鏡⼤型計算機

系外惑星の発⾒相次ぐ(Since 1995)

惑星系
原始惑星系円盤の物理・化学構造を詳細観測→惑星系形成過程と、⽔や有機分⼦の形成過程を明らかにする3

すばる望遠鏡(地上赤外線)による円盤高解像度観測
円盤表⾯のダストの散乱光
すばる望遠鏡観測 (⾚外線)

すばる望遠鏡

アルマ望遠鏡腕(スパイラル)、空隙(ギャップ) など→円盤内部に惑星の存在を⽰唆?!

円盤表⾯・⾚道⾯のダストからの熱放射 (⾚外線・電波)

アルマ望遠鏡(電波)で、惑星形成現場(円盤⾚道⾯)を直接観測！
HiCIAO+AO188 (2009-2015)

4

原始惑星系円盤のガス・ダスト詳細観測(2010ʼs~)
SAO206462 ダスト散乱光 TW Hya(Muto et al. 2012)
ダスト放射光アルマ望遠鏡HD142527
ダスト放射光+CO

すばる望遠鏡(Tsukagoshi et al. 2016)(Oberg et al. 2015)

IM LupDCO+(Fukagawa et al. 2013)(Qi et al. 2013)(ALMA partnership et al. 2015)

HL Tauダスト放射光アルマ望遠鏡N2H+

TW HyaSubaruCO スノーライン検出

惑星形成現場の物理・化学構造が分解されつつある！

5

アルマ望遠鏡: 多数の円盤の高解像度観測 (ダスト・分子ガス)
ダスト連続波(e.g., Öberg et al. 2021)(e.g., Andrews et al. 2018)

MAPSプロジェクト

DSHARPプロジェクト
ALMA

ダスト&分子ガスで”構造”が検出：構造は普遍的
多重リング・ギャップ、渦状腕 etc.

6

原始惑星系円盤でこれまでに検出された分子など 一覧
紫外線

H2 Lyman-Wernerband transitions

可視光線ミリ波・サブミリ波
CO, 13CO, C18O, C17O, 13C18O,
13C17O, HCO+, H13CO+, DCO+,[CI], C2H, C2D, c-C3H2,H2CO, HCOOH, CH3OH,HCN, H13CN, DCN, HC15N,HNC, CN, C15N, N2H+, N2D+,HC3N, CH3CN, CS, C34S, 13CS,
H2S, SO, H2CS, etc.

[OI] 6300Å

近赤外線
H2 v=1-0 S(1), S(0),CO Δν=2, Δν=1,
H2O, OH, HCN, C2H2, CH4

中間赤外線
H2 v=0-0 S(1), S(2), S(4)H2O, OH, HCN, C2H2, CO2, etc.
(Spitzer宇宙望遠鏡 など)

遠赤外線[OI] 63uμm, 145μm, [CII] 158μm
CO, H2O, CH+, HD, NH3, etc.
(Herschel宇宙望遠鏡 など)

近・中間⾚外線

遠⾚外線
pre-ALMA★
ALMA

Interstellar:
7~226 speciesアルマ望遠鏡観測：原始惑星系円盤の化学的多様性
⼤規模観測
MAPSプロジェクトダストからの放射HC3N (シアノアセチレン)

円盤ごとに、有機分子の存在量が異なる→物理構造の違い
円盤形成時の化学進化の違いなどを反映?!
→(将来)地球型惑星形成領域に迫る、円盤内側の化学的多様性を知りたいÖberg et al. (2021), Ilee et al. (2021)
See also Bergner et al. (2018),
Loomis et al. (2018)

CH3CN (アセトニトリル)

c-C3H2 (シクロプロペニリデン, 炭化⽔素の⼀種)

8電波・地上赤外線観測の将来サイエンス概要
電波 (サブミリ波・ミリ波・センチ波)
現状：アルマ望遠鏡等の電波⼲渉計観測(ダスト・ガス)で、星・惑星形成領域の詳細構造が⾒えてきた
将来(~2030年代)：アルマ2やngVLA (次世代⼤型電波⼲渉計, センチ波)等で、地球軌道スケール(1 au)を空間分解(⽣命関連分⼦に繋がる)複雑な有機分⼦の観測も進むと期待
近・中間⾚外線 地上望遠鏡 (すばる2・TMT/MICHI, MODHIS)
将来：すばる2やTMT等の観測で、円盤内で形成中の惑星や、⽔氷(~3μm)の分布を捉える など

TMT/MICHI, MODHIS

アルマ望遠鏡⾚外線(惑星⼤気)
可視光線(⽔素ガス)

参考資料：すばる&TMT, ngVLA, アルマ2 サイエンスブック 等

9

宇宙望遠鏡を必要とするサイエンス：中間・遠赤外線観測
2030年代、宇宙望遠鏡が必要なサイエンスとは?
→(JWSTがカバーしない) 中間⾚外線⾼分散分光・遠⾚外線観測にフロンティア！
惑星形成過程における豊富な物質進化の解明には⽋かせない
中間・遠⾚外線の特徴-ガス：H2Oをはじめ多種多様な分⼦の輝線が豊富に存在
電波で観測できない&困難な分⼦種も多数(H2, HD, CO2, C2H2, [OI], [CII] etc.)-固体(ダスト)：電波では観測できない、固体物質の格⼦振動に由来した分光的特徴が存在
吸収(近⾚外線)ではなく、熱放射を観測できる

中間⾚外線⾼分散分光：SPICA/SMI → GREX-PLUS
遠⾚外線：SPICA/SAFARI & Origins→ 2m FIR Probe?
NASA/Origins (6m):
Astro2020の結果を踏まえ、より⼩規模の計画へ (2m FIR Probe)

10
Kamp et al. (2021), SPICAサイエンス検討会最終報告書, 天⽂⽉報2022年12⽉号
より

中間・遠赤外線宇宙望遠鏡を必要とする主要研究題目
1. H2O 輝線の高分散分光観測 (中間赤外線・遠赤外線) → 円盤 H2Oスノーライン位置の検出
2. HCN, CO2, C2H2, CH3CN等の輝線(主に中間赤外線)の分光観測→ 円盤内C/O比・有機物分布
3. HD (遠赤外線), H2 (中間赤外線) 輝線などの分光観測 → 円盤ガスの定量と散逸過程の解明
4. 低温水氷の分光的特徴(44&63μm, 遠赤外線)の分光観測→ 円盤内の水氷の熱史の解明
5. 低温結晶ケイ酸塩の分光的特徴(遠赤外線)の分光観測→円盤鉱物学と動径物質循環の一般性検証

Kamp et al. (2021), SPICAサイエンス検討会最終報告書, 天⽂⽉報2022年12⽉号 より11

原始惑星系円盤のスノーラインと惑星大気組成: 基本的描像
スノーライン(雪線)より外側では各分子種がダスト上に凍結

H2Oスノーラインより外側で円盤ガス中のC/O比大

円盤ガス→ガス惑星大気の材料

Eistrup et al. (2016)

e.g., Öberg et al. (2011), Booth et al. (2017)
Eistrup et al. (2016, 2018), Notsu et al. (2020, 2022 in prep.), Ohno et al. (2021)

原始惑星系円盤ガスとガス惑星大気の元素組成比(C/O比など)の比較→惑星形成領域・移動過程を知る手がかりとなる。
12

過去の原始惑星系円盤 H2O輝線観測 (Spitzer, Herschel)
Herschel/HIFI(e.g., van Dishoeck et al. 2014, 2021)

H2O, OH, HCN, CO2 C2H2

Spitzer/IRS AA Tau

TW Hya(Riviere-Marichalaret al. 2012)[OI]

H2 OHerschel/PACSAA TauR~1500R~600(Carr & Najita 2008)

暖かな遠赤外線
高温中間輝線
赤外線(Hogerheijde et al. 2011)

R~106

冷たい
遠赤外線
輝線

過去のH2O輝線観測: 円盤表⾯や外側の光脱離領域をトレース
H2Oスノーライン(@円盤内側⾚道⾯)の良いトレーサーではない13

1.H2O 輝線の高分散分光観測: 円盤 H2Oスノーライン位置の検出
原始惑星系円盤：(ほぼ)ケプラー回転↓
輝線のドップラーシフトの解析から、輝線放射領域の中⼼星からの距離の情報が得られる↓
⾼温⾚道⾯から放射されるH2O輝線を⾼分散分光観測し、H2Oスノーライン位置を同定する

i: 傾斜⾓Notsu et al. (2016, 2017, 2018, 2019)

円盤からの⾚外線輝線の速度幅 ~ 30km/s→速度構造の解析にはR~30,000 の波⻑分解能が必要
14→GREX-PLUS

-化学反応計算＋放射輸送計算-

ortho-H216O 17.75μm
Aul ~ 2.9×10-3 (s-1)

10-4

nH2O/nH

1010-70.410o-H216O 63.32μm 0
Aul ~ 1.7 (s-1)

円盤内側
由来

Notsu et al. (2016, 2017, 2018)

10-1010-11

1

10100

10-12r [AU]

Aul ⼤

Aul ⼩

GREX-PLUS-810-90.2

Eup~1000K-510-60.6z/r

H2O 輝線プロファイルの観測を通じた
H2Oスノーラインの位置同定

0.8

円盤内側
由来
円盤
外側
由来
Herbig Ae 円盤

Herschel/PACS
i=30° Distance:140pc

放射係数が⼩さく(Aul ~10-6-10-3 s-1) 励起エネルギーが⽐較的⼤きい (Eup~1000K) ortho-H216O 輝線のプロファイルを調べる事で、円盤⾚道⾯H2Oスノーラインの位置を同定可能︕

15H2Oスノーライン・トレーサー
水輝線のフラックス予測

Notsu et al. (2016, 2017, 2018, 2019)
Kamp et al. (2021)

GREX-PLUS(R~λ/Δλ~30000)

右図︓H2Oスノーライン検出に適した
ortho-H216O輝線のフラックス分布(Herbig Ae円盤の場合)
ALMA 近傍(~150 pc)のHerbig Ae円盤であれば、~10時間積分で検出可能 → 天体数が限られる
GREX-PLUS ortho-H216O 17.75μm輝線がターゲット
T Tauri円盤：近傍分⼦雲では~3時間積分で検出可能
Herbig Ae円盤：近傍分⼦雲では<30分積分で検出可。
Orion分⼦雲でも<1時間 積分で可。
JWST/MIRI: 速度分解はできないが輝線の検出は期待→GREX-PLUSに向けた候補天体探しに活⽤

Total Flux [W/m2]

1010横直線︓
検出感度(5σ、1時間積分)−16−1710−18JWST/MIRI(R~3000)
Spitzer/IRS(R~600)ALMA
遠⾚外線にも多数輝線存在

10−19
10−20
10−2110~50 本の候補輝線
1001000

λ [µm]
i=30°, d=140 pc
10-6<Aul<10-2 s-1, 700K<Eup<2010K

H2Oスノーライン・サーベイ観測には中間⾚外線⾼分散分光観測が重要！
162. 原始惑星系円盤内 C/O比分布 & 有機物分布
太陽系外惑星大気
JWST, Ariel,
GREX-PLUS

H2O, CH4, CO, CO2→C/O ratios

Spitzer

Hot Neptune (GJ436b)

cf. ⼩⽟貴則⽒
講演

トランジット⼆次⾷(Stevenson et al. 2010)(熱放射)

原始惑星系円盤CH4, CO2, C2H2 など:
電波で観測できない分⼦種

JWST/MIRI (R~3000)
GREX-PLUS (R~30000)

HCN, C2H2, H2O, OH, CO2 (Emission)→C/O ratios
RNO 90 (T Tauri円盤),
Spitzer/IRS (R~600)

Pontoppidan
et al. (2010)

原始惑星系円盤ガスとガス惑星大気の元素組成比(C/O比など)の比較→惑星形成領域・移動過程を知る手がかりとなる。

2. 原始惑星系円盤内 C/O比分布 & 有機物分布
中間⾚外線
有機分⼦輝線観測予測
例：CH3CN

R~30000

5σ, 3 hours
GREX-PLUS

R~3000 (JWST/MIRI) [N. Sano, B. Hu. H. Nomura]
1.9
d=60pc1.63
1.36

⾼分散観測によりS/Nが⾼くなる→多数の有機分⼦輝線の検出

1.1
0.8
0.54
0.270

波長 [µm]

波長 [µm]

円盤⾼さ/半径

円盤中のガス中CH3CNの分布

GREXPLUS 円盤半径 (au)

ALMA

(Walsh et al. 2014)

中間⾚外線⾼分散観測により、ALMAでは検出が難しい、円盤内縁由来の有機分⼦輝線を検出↓
円盤内縁部の有機分⼦⽣成過程を解明する

3. HD&H2輝線等を用いた円盤ガスの定量と散逸過程の解明
ALMAサーベイ観測 Band 6, Lupus

Cazzoletti+2019(Miotello et al. 2017)

5e-7 < Mdust/Msun < 1e-3
ダスト連続波→ダスト質量1e-5 < Mgas/Msun < 1e-2

13CO, C18O輝線→ガス質量

ガス・ダスト質量⽐<100 (=ISM)

ALMA

円盤内COガス:
ダスト上への凍結や化学進化で、ISMの組成(~10-4)より減少
観測結果：円盤ガス量が本当に少ない or
化学進化でCO量が減っている?
電波観測のみでは不定性が残る↓
円盤ガスの正確な定量には、⽔素分⼦ガス(HD, H2)の観測が重要!

3. HD&H2輝線等を用いた円盤ガスの定量と散逸過程の解明
HD輝線の観測サーベイ(~100天体)：円盤ガスの正確な定量が可能→SPICA/SAFARIでの観測サーベイが期待されていた
Trapman et al. (2017)
遠⾚外線
SOFIA: 感度が不⾜
NASA/Origins (6m):
Astro2020の結果を踏まえ、より⼩規模の計画へ(2m FIR Probe)

HD輝線
J=1-0 112μm
J=2-1 56μm
Herschel/PACSで円盤HD輝線を検出
しかし、確実な検出は数天体のみ
e.g., Bergin et al. (2013), McClure et al. (2016)

中間⾚外線 ⾼分散分光観測 (GREX-PLUS)
H2 S(1) 17μm, H2 S(2) 12μm, [Ne II] 12.8μm 輝線→円盤散逸期のガス質量定量 / 円盤表層の電離・解離領域の構造理解
20

4. 円盤内の水氷の熱史の解明
Kamp et al. (2021)

44μmはISO以降観測なし(e.g., Honda et al. 2009, 2016)

すばる2 & TMT/MICHI: ~3μm ⽔氷吸収の空間分布を捉える
吸収を観測するので、背景光源が必要天体のgeometryなどにも依存する

遠⾚外線の 44μm, 63μm 付近に格⼦振動モード
低温領域の⽔氷からの熱放射の観測が可能
結晶状態(⾮晶質/結晶質) に敏感な分光的特徴

遠⾚外線の分光的特徴(~44, 63μm)の観測サーベイにより、円盤内の⽔氷の存在量&熱史の解明が期待される

SPICA/SAFARI

21

5. 円盤鉱物学と動径物質循環の一般性検証
Maaskant et al. (2015), Kamp et al. (2021)

SPICA/SAFARI

鉱物の分光的特徴：ピーク位置や輝線幅などから，Fe/Mg ⽐, 温度, 結晶質/⾮晶質などの情報が推測可能

遠⾚外線の分光的特徴(69μmなど)：円盤低温領域 (彗星形成領域) の(結晶質)シリケイトをトレース↓
結晶質シリケイト(⾼温領域で形成)が彗星形成領域 (T ~ 50 K) へと輸送された過程を検証する
22まとめ：宇宙望遠鏡を必要とするサイエンス：中間・遠赤外線観測
2030年代、宇宙望遠鏡が必要なサイエンスとは?
→(JWSTがカバーしない) 中間⾚外線⾼分散分光・遠⾚外線観測にフロンティア！
惑星形成過程における豊富な物質進化の解明には⽋かせない
中間・遠⾚外線の特徴-ガス：H2Oをはじめ多種多様な分⼦の輝線が豊富に存在
電波で観測できない&困難な分⼦種も多数(H2, HD, CO2, C2H2, [OI], [CII] etc.)-固体(ダスト)：電波では観測できない、固体物質の格⼦振動に由来した分光的特徴が存在
吸収(近⾚外線)ではなく、熱放射を観測できる

中間⾚外線⾼分散分光：SPICA/SMI → GREX-PLUS
遠⾚外線：SPICA/SAFARI & Origins→ 2m FIR Probe?
NASA/Origins (6m):
Astro2020の結果を踏まえ、より⼩規模の計画へ (2m FIR Probe)

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Kamp et al. (2021), SPICAサイエンス検討会最終報告書, 天⽂⽉報2022年12⽉号
よりまとめ：中間・遠赤外線宇宙望遠鏡を必要とする主要研究題目
1. H2O 輝線の高分散分光観測 (中間赤外線・遠赤外線) → 円盤 H2Oスノーライン位置の検出
2. HCN, CO2, C2H2, CH3CN等の輝線(主に中間赤外線)の分光観測→ 円盤内C/O比・有機物分布
3. HD (遠赤外線), H2 (中間赤外線) 輝線などの分光観測 → 円盤ガスの定量と散逸過程の解明
4. 低温水氷の分光的特徴(44&63μm, 遠赤外線)の分光観測→ 円盤内の水氷の熱史の解明
5. 低温結晶ケイ酸塩の分光的特徴(遠赤外線)の分光観測→円盤鉱物学と動径物質循環の一般性検証

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Kamp et al. (2021), SPICAサイエンス検討会最終報告書, 天⽂⽉報2022年12⽉号 より

主要参考資料 (日本語版サイエンスブック等)
すばる望遠鏡とTMTが結ぶ新たな宇宙像 (サイエンスブック2020)
https://tmt.nao.ac.jp/researchers/science/Kamp,….,Notsu,…. et al. 2021, PASA. 38, e055, “The formation of planetary systems with SPICA”
doi:10.1017/pasa.2021.31
天⽂⽉報2020年12⽉号 “SPICAで探る惑星形成過程の物質進化”, “SPICAで探る星形成・星間物質”
SPICAサイエンス検討会 最終報告書 (2020年12月1日公開)
https://www.ir.isas.jaxa.jp/SPICA/SPICA_HP/suishin/docs/SPICA_final_report_20201201.pdf
Origins Space Telescope, Mission Concept Study Report (2019年8月)
https://origins.ipac.caltech.edu/download/MediaFile/174/original
GREX-PLUS JAXA WG設立提案書

25

遠⾚外線
星形成のサイエンス

遠⾚外線偏光観測→星形成領域 磁場分布
[CII] 158 μm輝線
[OI]; 63 μm & 145 μm輝線 など→分⼦雲の電離・解離領域の観測
SPICAサイエンス検討会最終報告書, 天⽂⽉報2022年12⽉号 より

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GREX-PLUS
中間⾚外線⾼分散分光観測

cf. 井上昭雄さん講演-JWST/MIRI (R~3,000) より⼀桁⾼い波⻑分解能-TMTより数倍以上⾼感度-波⻑も連続的にカバー

Pontoppidan et al. (2010)27

Origins Space Telescope 提案資料より

NASA/Origins (6m):
Astro2020の結果を踏まえ、より⼩規模の計画へ (2m FIR Probe)2829