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日本惑星科学会誌 Vol. 25, No. 2, 2016「2014年度最優秀研究者賞受賞記念論文」

原始惑星系円盤の高解像度観測から読み解く
物理状態
武藤 恭之

1

2015年9月16日受領，査読を経て2016年4月25日受理．

（要旨）原始惑星系円盤は惑星形成の現場である．近年，すばる望遠鏡や ALMA 望遠鏡など，地上の大型望遠鏡を用いた観測によって原始惑星系円盤の観測が大きく進展し，その新たな一面が明らかになってきた．
特に，原始惑星系円盤は，一般に「円盤」という時に考えるようななめらかな構造を持っているのではなく，様々なスケールでの構造を持っていることがわかってきた．
このような構造から何を読み取っていくか，
様々な研究が進められている．本稿では，原始惑星系円盤の観測に関する基本的な事項をまとめた上で，筆者自身の関わった研究を中心に，観測によって明らかになってきた円盤構造とその解釈について紹介する．

分解しながら，かつ星の周囲で質量が星のわずか 1 %1. はじめにに満たない原始惑星系円盤も正確に解かなければなら原始惑星系円盤は，生まれたての星の周囲に存在すない．このような計算は（いずれ解決すべき問題ではる，ガスとダスト（塵）からなる円盤である．原始惑星

あるが）大変な困難を伴う計算である．そこで，惑星系円盤の中でダストが集積し，原始惑星や惑星が形成

形成の理論的研究においては，
原始惑星系円盤の姿（物される．また，質量の大きな原始惑星は，周囲のガス

理的状態）を何らかの形で仮定したうえで論を展開すを捕獲することでガス惑星となる．この一連の過程をるという手法がなされてきた．例えば，現在の太陽系明らかにすることが，惑星形成研究の大きな目標であにおける固体成分の分布をもとにした最小質量円盤モる．

デル [ レビューとして 1] は，多くの研究の標準的モデ

惑星形成における大きな問題の一つとして，原始惑ルとして利用されてきている．

星系円盤の姿がどのようなものか，理論的な指標が存

一方で，観測的に直接原始惑星系円盤の姿を探ると在しないということがある．惑星形成は星形成からついう研究も盛んに行われている．1980 年代，若い星

づく一貫した過程であり，原始惑星系円盤は，星形成のスペクトルエネルギー分布（SED）
が，赤外線から電（分子雲コアの自己重力的な収縮）の副産物として自然波の領域にかけて明らかな放射の超過を持っているとに形成される．この意味では，原始惑星系円盤は理論いうところから，原始惑星系円盤の存在が確認され的には確実に存在するはずであるが，一方で，星形成[2]，その後 SED の分類 [ 例えば 3] によって円盤の進の立場からすると，原始惑星系円盤や惑星は「残りか化を議論する，といったような研究が進められてきた．

す」にすぎない．太陽系で最も重い惑星である木星で

近年では，観測技術の向上により，宇宙に存在する

さえ，太陽の質量のわずか 1/1000 である．もし，星原始惑星系円盤を，直接に画像として得ることが可能

形成から惑星形成過程までを首尾一貫して追おうとすになってきた．原始惑星系円盤は，星形成領域に多くれば，0.1 光年程度の拡がりを持つ分子雲コアから出存在する．その典型的な距離は，おおむね 140 パーセ

発し，星の長さスケールまでの全ての長さスケールをク 程度であり，例えば大きさ 100 天文単位程度の原

1. 工学院大学 基礎・教養教育部門
muto@cc.kogakuin.ac.jp

1. 1パーセクは3×10 cmであり，銀河系内の星どうしの間隔が，おおむねパーセク程度の大きさである．

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始惑星系円盤を空間的に分解しようとすると，少なく密度構造について知っておく必要がある．そこでまず

とも 0. 数秒角程度，より詳しく原始惑星系円盤を観は，原始惑星系円盤の物理構造（温度・密度構造）につ測しようとすれば，0.1 秒角かそれを切る程度の空間

いてまとめた後，円盤からの放射についてまとめる．

分解能は必要になる．
もし，近赤外線（波長 1 ミクロン程度）において回折限界像が達成されたとすると，原始惑星系円盤を空間

2.1

円盤の大局的な物理構造

原始惑星系円盤の質量は，非常に不定性が大きいが，的に分解して観測するためには，少なくとも口径 2 m星形成の副産物として出来るものであるから，少なく程度の望遠鏡が必要になり，またさらに構造を詳しくと も 中 心 星 の 質 量 よ り は 小 さ い は ず で あ ろ う．

調べようとすればより大型の望遠鏡が必要になる．可Hayashi et al. [1] による最小質量円盤モデルでは，ガ

視光から近赤外線にかけての波長域では，1990 年代

ス面密度は中心星から 1 天文単位の場所でおよそ 1700

より，大気の影響を受けないハッブル宇宙望遠鏡を用

g/cm であり，半径の 1.5 乗に従って面密度は小さく

いたり，地上の大型望遠鏡に補償光学装置を搭載したなっていく．この場合，もし円盤が半径 100 天文単位

りすることで原始惑星系円盤を空間的に分解して観測程度にまで拡がっていたとすると，その質量はおよそすることが可能になった [ 例えば 4]．

0.02 太陽質量程度となる．

2

また，サブミリ波などの電波領域における観測によ

次に，原始惑星系円盤の温度は，中心星からの輻射って円盤を空間的に分解しようとすると，単純には口による加熱と，原始惑星系円盤の表面からの熱放射の径数 100 メートル程度かそれ以上の大きさの望遠鏡がつり合いによって決まる．おおむね輻射平衡温度によ必要になりそうである．しかし，必ずしもそれは必要って円盤の温度が決まっていると考えると，中心星かではなく，電波干渉計の技術を用いることで，空間分

ら 1 天文単位程度離れた場所で 300 K 程度となる．中

解した観測が可能になっている．

心星から遠いほど温度は下がることになるが，輻射平

こういった，直接に原始惑星系円盤の写真を取ると衡温度と考えると，半径の 0.5 乗程度で温度が落ちていう観測技術が発展してきた結果，原始惑星系円盤のいく．ここから，ある半径での音速（300 K でおよそ 1

おおまかな構造のみではく，様々な小さな構造が見え

km/s 程度）はその場でのケプラー回転の速さ（中心星てきている．また，ガス成分が確かに存在しているこから 1 天文単位の位置で，中心星が 1 太陽質量程度のとも確認され，視線方向のガス速度の解析をもとに，ときに 30 km/s）に比べて十分に遅いということがわ

原始惑星系円盤が（ほぼ）ケプラー回転をしていること

かる．円盤の厚みは，中心星の重力と円盤の高さ方向も明確になってきた [ 例えば 5, 6]．

の圧力勾配力のつり合いで決まり，その大きさは音速

本稿では，まず 2 節で原始惑星系円盤とそこからのをケプラー角速度で割った程度の量であるから，円盤放射に関する基礎事項をまとめる．その後 3 節と 4 節で，の半径に対する厚みの比（アスペクト比）
は，およそ音すばる望遠鏡で得られた結果と ALMA 望遠鏡で得ら

速とケプラー速度の比の大きさ程度の量になる．した

れた観測結果について，筆者の関係する共同研究を中がって，円盤のアスペクト比は 1 より十分に小さく，心に，簡単に紹介していきたい．

円盤は幾何学的に薄いということが分かる．

2. 原始惑星系円盤からの放射

2.2

円盤ダストからの熱放射

原始惑星系円盤中にあるダスト粒子は，その温度に原始惑星系円盤からの放射を大別すると，以下の三応じて熱放射を出す．先述のように，原始惑星系円盤

種類に分類される：の温度は中心の星に近いほど高く，およそ数 100 －◦円盤ダストからの熱放射1000 K 程度以上（１天文単位より内側）から，数 10 K

◦円盤ガスを構成する分子からの輝線放射程度（100 天文単位程度）に渡っている．したがって，◦円盤ダストによる散乱光

円盤の中で中心星に近い場所ほど短波長で光ることに

本節では，それぞれについて簡単に基本的な事項をまなる．赤外線で円盤全体の明るさを（空間分解せずに）とめる．円盤の放射を理解するためには，その温度・観測した場合，温度の高い，中心星に近い領域からや■2016遊星人Vol25-2_製版.indd37

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盤全体の明るさを（空間分解せずに）観測すると，そのである．

放射の大部分は温度の低い外側円盤から放射されていガス輝線は，そもそもガス成分がダストとは独立なる．つまり，原始惑星系円盤全体の明るさを様々な波

原始惑星系円盤の構成物質であるという点のみでなく，長で観測して SED を求めることで，円盤の大まかな連続波では得られない，円盤の速度に関する情報を持構造を推定することができる．質量あたりの放射量とっているという点からも重要である．原始惑星系円盤

いう点では短波長の方が大きいが，一方で外側の円盤のガスの視線方向の速度成分に応じて，ドップラー効

ほど放射領域の空間的な拡がりは大きくなる．そのた果によってガス輝線の中心波長はずれるから，輝線のめに，原始惑星系円盤は電波でもそれなりの放射量が観測によって，ガス円盤の存在のみではなく，その円ある．

盤の回転運動の様子も知ることができる．ここから，ダストからの熱放射を考える上で重要なのは，ダス

円盤が天球面に対してなしている角度や，回転運動にトの吸収係数（放射係数）である．これはダストの組成基づいた中心星の質量の推定などをすることができる．

や温度，また大きさによって様々な値を取り，そのた

原始惑星系円盤からのガス放射は様々な分子で見つめに現実の原始惑星系円盤の物理的構造を観測的に調け ら れ て い る が， 最 も 代 表 的 な も の は 一 酸 化 炭 素

べるためには大きな不定性がある．大まかな値として（CO）とその同位体の輝線である．同位体が異なればは，可視光から赤外線の領域ではダスト質量あたりの円盤の中の分子の存在量が異なるため，光学的厚みも

3

4

2

大きく異なる．したがって，様々なガスの同位体を観2た電波の領域では 1 － 10 cm /g 程度の値を持ってい測することにより，原始惑星系円盤のガスの温度や密る [ 例えば 7]．したがって，最小質量円盤において中度を推定することが可能になる．

質量吸収係数で 10 － 10 cm /g 程度の値を持ち，ま心星から数 10 天文単位以上程度離れた場所で考えると，原始惑星系円盤は近赤外線から中間赤外線では光2.4

円盤ダストによる散乱光

学的に厚く，電波領域まで波長が長くなると光学的に先述の通り，原始惑星系円盤は可視光や赤外線の領薄いということになる．原始惑星系円盤におけるダス

域では光学的に厚い．一方で，中心星は温度が高いの

トの量は，円盤全体を見通すことができる電波を用いで，これらの波長で明るいが，中心星の光は原始惑星て推定されることが多い．また，円盤面密度の動径分系円盤の表面にある円盤ダストによって吸収・散乱さ布のベキが r－2

より浅い場合には，外側ほど大きな質れる．原始惑星系円盤に吸収された光のエネルギーは，量を持つことになるので，この点からも円盤のダスト

原始惑星系円盤の加熱に使われる．また，円盤表面で量を電波の観測を用いて推定することは理にかなって散乱された光のうち，観測者の視線方向に入った光はいる．ただし，もともとダストの量が多い，あるいは

実際に観測することができる．中心星は主に可視光か円盤にダストが集まっているような場所があったりすら近赤外線で放射をするから，散乱光もこれらの波長

ると，電波の領域でもダスト熱放射が光学的に厚くなで主に観測されることになる．

ることがありうる．

2.3 円盤ガスからの輝線放射
原始惑星系円盤のガスは，輝線放射を出す．どのよ

円盤ダストによる散乱光を観測するためには，すぐ近くにある中心星からの放射の影響を出来る限り低減させなければいけない．そこで，中心星の光を隠すためのコロナグラフや，星像を可能な限り安定させる補うなガスがどのような温度で存在するかによって，償光学装置を用いた観測が行われる．また，中心星の様々な輝線放射が様々な波長で観測される．温度の高光は偏光していないが，散乱光は偏光しているというい中心星の近傍からは，分子の振動回転輝線が，主に性質を用いた偏光差分撮像の手法により，近赤外線の赤外線の領域で観測される．また，温度の低い円盤の領域で，非常に解像度の高い原始惑星系円盤の観測が外側の領域では，分子の回転輝線が，主に電波の領域

なされ，様々な原始惑星系円盤の構造が明らかになっで観測される．分子の振動回転輝線を空間的に分解してきた．

て観測することは難しいが，分子の回転輝線であれば■2016遊星人Vol25-2_製版.indd38

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本稿では，特に原始惑星系円盤の空間構造やそこか䡚100AU㉥እ⥺ᩓ஘ග

戻便
頹140pc埼
10徃貭邑哲

空間分解能は，可視光から近赤外線の領域の大型望遠鏡による 0.1 秒程度が最も良く，それと同程度の空間

ప

㧗

୰ᚰ
ᫍ

ら得られる円盤の物理量について議論する．現状での分解能が ALMA 望遠鏡によって，サブミリ波の領域で達成されつつある．そこで，以下の節では，すばる
望遠鏡を用いた原始惑星系円盤の観測と，ALMA 望ᩘAU௨ୗ㏆㉥እ⥺⇕ᨺᑕ
䜺䝇㍤⥺ᨺᑕ䠄㉥እ⥺䠅

遠鏡による観測について，特に筆者の関係した研究を䡚ᩘ10AU୰㛫㉥እ⥺⇕ᨺᑕ

䡚100AU௨㐲㟁Ἴ⇕ᨺᑕ
䜺䝇㍤⥺ᨺᑕ䠄㟁Ἴ䠅

図1： 原始惑星系円盤で観測される放射を表す概念的な図．空間分解能は，現状で得られている近赤外線および電波干渉計
観測の典型的な空間分解能を示している．

中心に紹介する．

3. すばる望遠鏡によって明らかになった原始惑星系円盤の詳細構造
すばる望遠鏡は，ハワイ島のマウナケア山頂にある
口径 8.2 m の光学赤外線望遠鏡である．すばる戦略枠

2.5 多波長観測による原始惑星系円盤構造の解明

プロジェクト『SEEDS』では，HiCIAO/AO188 と呼ばれる，大気の揺らぎを補正する補償光学装置と，中心

図 1 は，原始惑星系円盤からの放射をまとめた概念

星の光を遮るコロナグラフ装置とを搭載し，原始惑星的な図を表す．基本的に，原始惑星系円盤の内側から系円盤や惑星の直接撮像観測が集中的に行われた．こ外側にかけて，より長い波長で放射するということでのプロジェクトは 2009 年より観測が行われ，現在，まとめられるが，近赤外線の散乱光観測だけは例外で，ほぼ全ての観測が終了した段階である．

中心星から 100 天文単位程度離れた場所からも放射が筆者は，SEEDS プロジェクトに関わり，いくつかある．図 1 から，原始惑星系円盤の全体像を知るための原始惑星系円盤の観測について，主にデータの解釈には，いくつかの波長の観測を組み合わせなければなに携わった．図 2 には，SEEDS プロジェクトによっらないということが分かるだろう．

て取得された原始惑星系円盤の画像の一部を載せてい

図2： すばる望遠鏡のSEEDSプロジェクトで得られた，様々な原始惑星系円盤の画像．国立天文台プレスリリースより．

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日本惑星科学会誌 Vol. 25, No. 2, 2016とするとどうだろうか，という視点から考察してみよう．
密度波とは，原始惑星系円盤のような，差動回転する円盤に立つ定常な音波である．この性質については，
古くから様々な研究がなされてきており，標準的な教科書にも解説がされている [ 例えば 10]．また，日本天文学会の『天文月報』の拙著 [9] も参照にしていただけ
れば幸いである．
原始惑星系円盤の回転がケプラー回転であるような場合，密度波の形状は解析的に計算することができる．
その形は波の励起位置（半径と角度の 2 パラメータ）
・
励起位置における円盤の音速・音速の動径方向分布のベキ指数の計 4 パラメータに依存する式として表される．逆にいえば，波の形状をフィットすることで，こ図3： す ば る 望 遠 鏡 のSEEDSプ ロ ジ ェ ク ト で 得 ら れ た，SAO
206462周囲の原始惑星系円盤の様子と，密度波理論による渦巻き構造モデルのフィット．国立天文台プレスリリース
より．

れらのパラメータに対して制限が付けられるということになる．今回観測された SAO 206462 の場合，波の励起位置は，観測された渦巻きの位置よりも中心星から遠い場所にあり，また，円盤の厚みと半径の比（アる．この図からわかるように，中心星から数 10 天文

スペクト比）は 0.1～0.2 程度であろうという推定をす

単位程度の場所で，空隙や渦巻きなど，様々な構造がることが出来た．円盤の厚みは，何らかの方法によっ見えているということがわかる．すばる望遠鏡で取得て温度を測定することが出来れば，そこから求めるこできるのは主に近赤外線のデータであるから，この画とのできる量であるが，今回用いた方法は，それらと像は原始惑星系円盤の表面からの散乱光の分布を表しは全く独立に，差動回転円盤の力学の理論に基づいてているという点には注意が必要だが，原始惑星系円盤いるということに注意しておきたい．

は，それまでに考えられてきた（仮定されてきた）よう

SAO 206462 の場合，円盤の厚みに関しては他の観

な，なめらかな円盤ではなく，非常に構造に富んだ存

測とは矛盾の無い値であった．また，波の励起位置が在であるということが明らかになってきた．そこで，分かれば，ここから波のパターンが今後どのように回こういった構造から何を読み取っていくかということ転していくかを予想することができる．つまり，密度が問題になる．

波理論の予測と合うかどうか，長期間の構造の変化を

SEEDS プロジェクトの中で，筆者が特に深くかかわった観測として，原始惑星系円盤の渦巻き構造 [8]について簡単に紹介する．

調べることで，原理的には決着を付けられるはずである．
SAO 206462 の観測論文で，密度波理論に基づく渦図 3 は， す ば る 望 遠 鏡 に よ っ て 得 ら れ た SAO

巻き構造の解析的な公式を提示した．この式は，純粋206462 という星の周囲の原始惑星系円盤の画像であに理論的な研究の中では昔から知られていたものである．この星は，地球からおよそ距離 140 パーセクの位

ったが [12]，実際の観測に適用したのはこれが初めて置にある，1.7 太陽質量程度の星（Herbig F 型と呼ばれである．その後，他にも渦巻き状の構造を持つ原始惑る種族の星である）で，年齢が 800 万年程度と推定さ星系円盤が発見され [13, 14]，同様の解析が行われる

れている．すばる望遠鏡の観測により，SAO 206462と同時に，モデルパラメータの縮退の様子に関する解周囲の円盤には，数 10 天文単位のスケールでの渦巻析 [15] や，より詳しい波の形状の研究なども進んでき

き状の構造が観測された．このような構造が何を意味た [16]．

しているのか，様々な可能性がありうると思われるが，我々の研究で提示した，密度波理論に基づく波形の一つの可能性として，円盤に立っている密度波だった

式は，厳密なことを言えば，原始惑星系円盤の中心面■2016遊星人Vol25-2_製版.indd

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原始惑星系円盤の高解像度観測から読み解く物理状態／武藤41のガスの観測に対して適用されるべきものである．こており，装置性能の評価が行われている段階であるが，れを，散乱光の観測に対して用いるということは，暗一部のアンテナや機能を用いた初期科学観測運用がに中心面と円盤表面が同じ構造であることを仮定して2011 年からすでに開始されている．初期科学観測運いる（例えば，静水圧平衡のような状況が成り立って用の最初の段階（サイクル 0 運用）であっても，その空いる）し，また円盤のダストの観測に対して適用して間分解能は既存の電波干渉計と同程度，感度はそれをいるということは，ガスとダストが同じように運動し遥かに凌ぐほどの性能があり，多くの科学的成果を導ている（つまり，ガスとダストの間の摩擦が強い）こと

いた．そして，2014 年には長基線のキャンペーン観を仮定している．これらの仮定は，理論的な計算や他測が行われ，0.02 秒角から 0.03 秒角という，光赤外のの波長での観測によって，今後検証されていかなけれ

望遠鏡に匹敵するほどの高空間分解能を，サブミリ波

ばならない．

の観測で達成した．ALMA 望遠鏡のデータは，科学

他の観測を組み合わせることで，そもそもこの構造性能実証のための観測によって得られたものであれば，が密度波であるかどうかに加え，（密度波だとすれば）

データの質保証が確認されるとほぼ即時に，また通常その起源にも迫っていくことができるだろう．すばるの共同利用観測によって得られたものであっても，PI

望遠鏡のデータを出版した時は，他にこれだけの空間に対してデータが配信された一年後には，全世界に対分解能での観測が無かったこともあり，観測された渦

してデータがアーカイブとして公開される．通常の共巻き構造が密度波（＝原始惑星系円盤中の音波）であっ同利用観測に加え，アーカイブを用いた研究も活発にたとしたらどのようなことを言えるのかということを，なってきている．

出来る限り観測データを直接使えるような形で解析した．

ここでは，ALMA のサイクル 0 観測において筆者が特に関わった HD 142527 という星の周囲の原始惑

密度波は，本質的には音波であるから，その成因と星系円盤のガスやダストの構造，また，長基線キャンしては，円盤乱流や円盤中の惑星など，いくつかの可ペーン観測によって得られた HL Tau という星の周囲能性がある．渦巻き構造の起源を特定するためには，の高解像度のダスト連続波観測について紹介しよう．

この構造の特徴を，別の波長の観測なども含めて多角的に捉えていく必要がある．すばる望遠鏡での観測の後，他の望遠鏡・波長での観測もなされており，例え

4.2

HD 142527周囲の原始惑星系円盤におけるガス・ダストの構造

ば ALMA 望遠鏡（後述）を用いた観測からは，この円

HD 142527 は，年齢 500 万年程度の中質量星（およ

盤の南側にダストが集まっている領域が存在している

そ 2.2 太陽質量）であり，周囲に非常に特徴的な構造をことが示唆されており [17]，その構造とすばる望遠鏡

持った原始惑星系円盤を持っている．この円盤は，こで見えた渦巻き構造との対応が見えることが報告されれまでに多くの観測がされている．この天体の原始惑ている．もしかすると，円盤内の非軸対称な物質の分星系円盤は，数 100 天文単位程度にまで拡がっており，布が，密度波を励起しているのかもしれない．

近赤外線の散乱光で大きなスパイラル状の構造が見えている [18]．また，半径 100 天文単位程度の，ダスト

4. ALMA望遠鏡によって明らかになった原始惑星系円盤の構造
4.1

ALMA望遠鏡の概要

ALMA 望遠鏡は，南米チリのアタカマ高地に建設がほとんど存在しないと思われる「穴」が存在しており，
中心星のごく近傍にはまた小さな円盤が存在しているものと考えられている [19]．穴やスパイラルとの関係は不明だが，中心星から 13 天文単位程度の距離に，
M 型星と思われる伴星が存在することが，観測的に示唆されている [20]．

された大型の電波干渉計である．ALMA は，口径 12

この天体の ALMA によるサイクル 0 運用の観測は，

m のアンテナと 7 m のアンテナを組み合わせ，これま

チリのグループ [21] と日本のグループ [22] において独

でにない空間解像度と感度を達成することが可能であ立に行われ，データ解析などもそれぞれ独立に行われる．現在，ALMA は全てのアンテナの建設が終了した．二つのグループでは，観測波長や輝線の種類が異■2016遊星人Vol25-2_製版.indd

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図4： HD 142527周囲の原始惑星系円盤の観測によって得られたダスト連続波（左）と CO輝線（右）の分布．[22]より引用・改変．

なっている．日本グループが取得したデータは，主に
1318340 GHz 帯におけるダスト連続波・ CO・C O の輝

円盤北側領域
ガス・ダスト比 ~1線データなどから成っており，ここでは特にこれらのダストリング
幅およそ 50AU

データについて述べる．
13

図 4 には，観測されたダスト連続波および CO ガス
輝線の分布を示す．観測の結果，ダスト連続波には明るさの強い非対称性が見られた．また，動径方向の明「穴」の半径およそ 100AU

内側にも
ガスが存在

るさ分布も，天球面上で中心星からおよそ 160 天文単
位程度離れた位置にピークを持つガウシアン状の構造をしており，「円盤」というよりも「リング」といった方がふさわしいような構造であった．一方で，ガス輝線の方には強い非対称性は見られず，また動径方向にもより拡がった構造をしていた．原始惑星系円盤がここまでの顕著な非対称性を持ち，またガスとダストで大きく異なる分布をしているということは，ALMA

ガス円盤の外側半径、約 250AU
その外にも、薄いガスが存在

円盤南側領域
ガス・ダスト比 ~30

図5： HD 142527周囲の原始惑星系円盤のガス・ダスト分布のモ
デル．[24]より引用・改変．

によって初めて明らかになったことである．似たよう絞った．そして，それぞれの明るさ動径分布を再現すな構造は，他の円盤でも観測されており [23, 17]，こるような，軸対称のダストとガスの分布は何か，といこでも原始惑星系円盤は決してなめらかな構造ばかりうことに注目し，HD 142527 の周囲の原始惑星系円盤ではないということが分かってきた．

の非対称性に関する示唆を得ることを目標とした．図

ALMA によって，非常に質の良いガスとダストの5 には，モデル計算の結果得られた円盤の描像を示す．

データが得られたので，この観測を再現するようなダモデル計算の結果，北側のダストが明るい方向では，

ストやガスの分布はどのようになっているのか，モデダスト連続波も光学的に厚くなるほどにダストが多くルを作って調べた [24]．しかし，非軸対称な円盤のモ集まっており，ダストの面密度にして南側の 70 倍もデルをいきなり作るのは大変な作業であるので，円盤の量が集まっているということが示唆された．一方，の北側でダスト連続波が最も明るい方向と，円盤の南ガスの分布に関しては，円盤の北側と南側で，面密度側でダスト連続波が最も暗い方向との二方向に焦点をにそこまで大きな非対称性は無く，北側の方が南側に■2016遊星人Vol25-2_製版.indd42

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原始惑星系円盤の高解像度観測から読み解く物理状態／武藤

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比較して 3 倍程度のガスが集まっていれば観測を再現できるということが分かった．また，ダストは動径方向に幅 50 天文単位程度の狭い領域に集まっているのに対し，ガスは 100 天文単位以上に渡る広い領域に分布しているということも分かった．特に，ダスト連続
波がほとんど見えなくなっている，中心星から 100 天
文単位の場所より内側の領域にも，ある程度のガスが残っていなければならない．ガスとダストの量の比は，星間空間では質量比でおよそ 100：1 程度であると言われているのに対し，この円盤の場合，北側の最もダストの集まっている場所では 1：1 に近くなっているということも示唆された．そして，今回の計算で得られたモデルをもとに，円盤全体でのガス・ダストの総量を見積もってみると，星間空間に比較してガスに対するダストの量の割合が多くなっているということが示唆された．つまり，HD 142527 周囲の原始惑星系円盤においては，何らかの形ですでにガスの散逸が起こっており，円盤進化の後期段階にあるのではないかということが示唆された．この段階で，円盤の北側の部

図6： HL Tau周囲の原始惑星系円盤に発見された多重リング構
造．内側から2番目の細いリングが，中心星からおよそ30
天文単位の位置にある．国立天文台プレスリリースより引
用．

分にダストが強く濃集している場所があるということ

り出す．特に，木星質量程度の惑星の場合，その軌道は興味深く，このような場所で，もしかすると惑星がの周囲のガスやダストを跳ね飛ばし，密度の薄い領域

形成されつつあるのかもしれない．

（ギャップ構造）を作る．円盤と惑星の相互作用によっ

4.3

HL Tau周囲の原始惑星系円盤に見出されたギャップ構造2014 年に，ALMA 望遠鏡の高空間解像度観測の実て出来るギャップの深さや幅が，惑星の質量や円盤の物理量とどのように関係しているのか，様々な計算がこれまでになされてきたが，議論があまり収束していない状況であった．

効性を試験するため，長基線のキャンペーン観測が行

ギャップ形成は，原始惑星系円盤と惑星の間の，重われた [25]．その中で，HL Tau という星の周囲の原力を介した角運動量交換の過程と捉えることができる．

始惑星系円盤の観測が行われ，0.03 秒（HL Tau の距離

そこで，数値シミュレーションの結果を参考にしつつ，

140 pc では，4 天文単位程度の長さスケールに相当す

多くのパラメータを振った数値計算と角運動量保存則る）を切るような高空間解像度のダスト連続波画像のに基づいて，ギャップの構造を改めて見直すというこ取得に成功した [26]．その結果，図 6 に示すような多とが，シュチェチン大学の金川和弘研究員（研究実施

重リング構造が発見された．このデータは 2015 年 2

当時は北海道大学所属）を中心として行われた [27, 28]．

月に全世界に公開された．それ以来，関連する論文がその結果，惑星があけるギャップの深さや幅は，惑星数多く出版・投稿されている．日本のグループでも，質量と中心星質量の比・円盤のアスペクト比・乱流粘データ公開と同時に，即座に筆者自身を含めた共同研

性の三つのパラメータの適当な組み合わせによって表究のグループを立ち上げ，様々な議論を行った．ここされるということが見出され，ギャップの深さや幅をでは，筆者が関係したものとして，原始惑星系円盤と非常に簡単な式で表すことができた．

惑星の重力相互作用によるギャップ形成について簡単に紹介しよう．

HL Tau の観測では，図 6 の上でギャップに見えているような場所でも，実際には放射は観測されている．

原始惑星系円盤中に存在する惑星は，周囲の円盤とつまり，ギャップの底からやってくる放射も観測されの重力的な相互作用によって円盤内に様々な構造を作ている．また，異なる周波数帯のデータ（230 GHz 帯■2016遊星人Vol25-2_製版.indd

43

2016/06/10

9:07:04

44

日本惑星科学会誌 Vol. 25, No. 2, 2016と 345 GHz 帯，実際はさらに 100 GHz 帯のデータがのモデルでは，その仮定の多さゆえ，結果としてどのあるが，今回は使っていない）があるため，ダストのようなことが分かったのかが不明確であることが多い．

性質を仮定すると，比較的簡単にダストの面密度や温円盤構造のどの部分に注目するとどのようなことが言度を見積もることができる．ALMA の観測データから，えるのか，（ある程度の）汎用性と簡便さ，そして何よ中心星から 30 天文単位程度にあるギャップについてりも予測可能性を持ったモデルの構築が必要である．

その深さを見積もるとおよそ 1/3 から 1/7 程度となっ

また，様々な構造を持つ円盤が見つかった時，どの構た．ギャップの深さと惑星質量との間の関係式を用い造に注目して何を捨てるか，といったセンスも要求さると，このギャップがもし惑星によって形成されたとれる．

仮定するならば，その惑星の質量は少なくとも 0.3 木

本稿で紹介した，原始惑星系円盤の渦巻き構造やギ星質量よりも大きくなければならない，という制限を

ャップ構造のモデルについては，観測データへの応用与えることができた．さらに，ギャップの幅から推定のしやすさという点に特に注意を払いながら作られたされる惑星質量についても，深さから与えられる制限

モデルであるが，その分で仮定も多く，気をつけて使と無矛盾であることもわかった．ただし，これらの論

わなければならない．例えば，原始惑星系系円盤は，

文においても，ダストの空間分布とガスの空間分布は

ガスとダストの二成分の系であるが，本稿で紹介した同じであるという大きな仮定をしているという点は注

モデルは基本的にはガスの（面）
密度分布に対して成立意しておきたい．

するものである．実際の観測は，現状ではダストの観

なお，ここでは惑星によるギャップ形成に注目した測が主であるから，このモデルを適用する際には注意議論を行ったが，HL Tau 周囲の円盤の構造について深い議論が必要になる（実際，Kanagawa et al.
（2016）

は，力学的不安定性が起源となるという考え [31] や，[28] では，モデルの適用可能性や他研究との比較に多いくつかの分子の状態変化に関連付けるアイディア

くの紙幅を費やしている）．
現状のモデルの制限を外し，[32, 33] もあり，決着はついていない問題である．

より現実的なモデルを構築していくことが今後の一つの方向性となるであろう．

5. まとめと今後の課題

ALMA 望遠鏡の登場によって電波の領域で原始惑星系円盤の非常に良い観測が得られるようになりつつ

本稿では，原始惑星系円盤の高解像度観測から実際ある．ALMA は，今後の運用で高解像度観測も多くの円盤の物理状態をどのように見出していくか，自身行われる予定であり，電波領域でのデータや天体数はの関わった課題を中心にいくつかの例を紹介した．具増えていくだろう．また，近赤外線の領域でも，さら体的には，渦巻き構造から円盤の厚み（温度）に関するに技術が進み，VLT 望遠鏡や Gemini 望遠鏡において，情報を引き出すためのモデルや，ギャップ構造から惑

良いデータが取得されている [15, 29, 30]．これからの星の質量や円盤の厚みに関する情報を引き出すための課題として，このような多くの観測データをまとめあ手法を簡単に紹介した．

げ，「多波長・高解像度」の情報から得られる原始惑

高解像度観測によって，原始惑星系円盤の様々な構星系円盤の一般的な性質を引き出し，惑星形成の現場

造が見えてきている．そして，このような構造を作るとしての原始惑星系円盤の姿を明らかにしていくこと

ような物理としては，円盤における力学的過程が一つが必要になるであろう．ALMA のデータはアーカイの有力な可能性として挙げられるだろう．これまで，

ブが非常に充実しているとともに，データ解析のツー

数値シミュレーションに頼るしかなかった原始惑星系

ルも提供がされている．また，Gemini 望遠鏡のデー

円盤の力学的過程について，現実の円盤と比較できる

タなども，比較的使いやすい解析ツールが提供されてレベルの観測データが出てきているという点は特筆す

おり，これまでに観測の経験が少なくても，参入しやべきである．

すい環境があると言える．理論の知識を背景に，最新

その一方で，観測に応用しやすいモデルという点か
らすると，不十分を感じることが多い．例えば，うまくパラメータを選んで一つの観測を再現したという類■2016遊星人Vol25-2_製版.indd

44の観測事実に基づき，惑星系形成の謎に迫っていきた
いと考えている．
本稿は，日本惑星科学会 2014 年度最優秀研究者賞

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9:07:05

原始惑星系円盤の高解像度観測から読み解く物理状態／武藤受賞記念論文として執筆しました．推薦書を執筆していただいた井田茂氏，また大学院時代の指導教員であった犬塚修一郎氏には，特に感謝を申し上げます．こ

45

L153.
[19] Verhoeff, A. P. et al., 2011, Astron. & Astrophys. 528,
A91.

れまでの研究は，数多くの方との共同研究無くしては[20] Biller, B. et al., 2012, Astrophys. J. Let. 753, L38.

は成し得なかったものです．本稿で紹介した研究に関[21] Casassus, S. et al. 2013, Nature 493, 191.

する主な共同研究者だけでも，橋本淳氏，Carol A.

[22] Fukagawa, M. et al., 2013, Publ. Astron. Soc. Japan 65,

Grady 氏，深川美里氏，田村元秀氏，百瀬宗武氏，塚L14.

越崇氏，花輪知幸氏，西合一矢氏，金川和弘氏，竹内[23] van der Marel, N. et al., 2013, Science 340, 1199.

拓氏，谷川享行氏他，多数の方の協力によって成り立[24] Muto, T. et al., 2015, Publ. Astron. Soc. Japan 67, 122.

っています．また，筆者の遅筆ゆえに，編集長の和田[25] ALMA Partnership, 2015, Astrophys. J. Let. 808, L1.

浩二氏には大変なご迷惑をおかけしたことを，深くお[26] ALMA Partnership, 2015, Astrophys. J. Let. 808, L3.

詫び申し上げます．また，査読者の奥住聡氏には，有[27] Kanagawa, K. D. et al., 2015, Astrophys. J. Let. 806,

益なコメントをいただきました．筆者はこれまでに，
日本学術振興会科研費特別研究員奨励費（07J02409,
10J02942），研究活動スタート支援（24840037）
，若手

L15.
[28] Kanagawa, K. D. et al., 2016, Puble. Astron. Soc. J.,
accepted.

研究Ｂ（26800106），文部科学省科研費新学術領域研[29] Garu, A. et al., 2013, Astron. & Astrophys. 560, A105.

究（23103004）他の助成を受けました．

[30] Rodigas, T. J. et al., 2014, Astrophys. J. Let. 791, L37.
[31] Takahashi, S. Z. and Inutsuka, S., 2014, Astrophys. J.

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