星・惑星形成

a 講演 (a1–19)

1

子が見つかったことで、ホモキラリティーが宇宙から持ち込まれた可能性が示された。また、左右の一方に偏った円偏光をキ

星団形成期における星周円盤の破壊

ラル分子に照射する実験により、鏡像異性体の吸収度の違いか

長谷川 大空 (東京大学天文学教室 M2)

ら僅かなホモキラリティーが生じることもわかっており、星間空間での異性体過剰メカニズムとして有力である。

星団は多くの星の集団的形成・進化の現場であり、多くの惑星が存在することが期待されるにもかかわらず、これまでに観測

2016 年、天の川銀河の中心付近にある巨大分子雲 SgrB2 にされた惑星の主星の多くは、星団に属していない星、フィール

おいて、星間空間で初めてキラル分子（酸化プロピレン）が発ド星である。フィールド星の少なくとも半分は惑星を持つが、見された (McGuire et al. 2016)。観測された酸化プロピレン星団では、年齢が 3 Myr 以下の若い星団を除き、星周円盤を持の異性体過剰の有無は不明だが、鏡像異性体構造を持つ複雑なつ星の割合自体が 2 割以下である。この違いを明らかにするに分子が星形成領域で発見されたことは今後の研究にとって重要は星団内での星周円盤の進化を追うことが必要である。

である。星間空間でキラル分子がどのように生成されるか、そ星団内の星とフィールド星との大きな違いは、周囲の恒星との環境で異性体過剰が起こり得るかについて、研究が進むことの相互作用の有無である。円盤は、円盤自身の内的進化及び外が期待される。

的効果による消失の 2 つの効果を受ける。前者は中心星への本研究では、気相中の酸化プロピレンについて、その生成過

降着や中心星からの輻射、星風であり、後者には周囲に存在す

程における中間体や安定構造のエネルギーを、量子力学計算をる O B 型星からの輻射による円盤の消失 (光蒸発) や、恒星同用いて第一原理的に求める。求めた反応生成物の安定性や反応士の近接遭遇による円盤破壊がある。周囲に星がいないような障壁を比較し、起こり得る生成経路を特定する。酸化プロピレフィールド星では、外的効果は起こらない。外的効果について、

ンからメチル基を抜いた構造を持つ酸化エチレンは、既に 1997

Adams et al.(2004) などは光蒸発が主要因であると述べてい年に SgrB2 分子雲中に発見されており、いくつかの生成経路がる。一方、Portegies Zwart(2016) などは恒星同士の近接遭遇提案されている (Bennett et al. 2005)。それらの気相中の生成時の円盤破壊が主要因であると主張しており、どちらが主要因

経路について理論的検証を行い、その結果をもとに酸化プロピ

なのかまだわかっていない。

レンの生成過程を検討する。

そこで、本研究ではまず、分子雲の収縮運動を反映した初期

1. B. McGuire et al. Sci, 352(6292), 1449-1452 (2016)

条件を用い、恒星同士の近接遭遇による円盤破壊の効果のみを

2. C. Bennett et al. ApJ, 634(1), 698-711 (2005)

入れた N 体シミュレーションを実行し、巨大分子雲から誕生した星団内における星周円盤の進化を調べた。また、星団内の3OB 型星からの輻射の強さを見ることで、光蒸発がどの程度効

分子雲コアの角運動量の起源について

三杉 佳明 (名古屋大学(Ta 研) M2)

いているのか見積もり、2 つの外的効果の円盤の進化への影響を調べた。

理論宇宙物理学研究室

その結果、光蒸発は OB 型星からおよそ 1 pc 以内で大きな星の進化はその質量により決められており、星が進化すること役割を果たすこと、恒星遭遇による円盤破壊は OB 型星からので銀河は進化する。星の生まれる場所である分子雲コア (以下、距離に依らず効くこと、かつシミュレーション開始後 0.5 Myrコア) は分裂することにより多重星を作りうることが知られてまでの短期間に集中していることが示唆された。以上より、光おり、何個の星を作るかで星の質量は大きく異なる。したがっ蒸発・恒星遭遇による円盤破壊のどちらの効果も円盤の外的破て、多重星形成過程を調べることは星の進化を決定することで壊に大きな役割を果たすことがわかった。

あり、銀河進化を理解する上でも重要である。上記のコア分裂過程において、分裂の有無を決める重要な物理量がコアの初期

1. Adams et al., 2004, ApJ, 611, 360

角運動量である (e.g., Machida et al. 2008) が、コアの角運動

2. Portegies Zwart, 2016, MNRAS, 457, 313

量獲得機構については詳しく研究されていない。コアの角運動

3. Fujii & Portegies Zwart, 2015, MNRAS, 449, 7262量の性質として観測によりわかっていることは主に以下の二つである。(1) 比角運動量は j = 1020 − 1021 cm2 s−1 程度であり、星形成領域におけるキラル分子生成過程
中村 帆南 (筑波大学(2) コア質量 M に対して若干の増加傾向にある (Tatematsu

宇宙理論研究室 M1)

et al. 2016)。一方で近年の Herschel 宇宙望遠鏡による観測に地球上の生物を構成するアミノ酸や糖などの生体分子は、ほと

よって、コアはフィラメント状の分子雲に沿って分布しているんどが鏡像異性体構造を持つキラル分子である。鏡像異性体はことが明らかになった (Andre et al. 2010) ため、フィラメン

互いの物理的、化学的性質は全く同じである。しかし、生体内トからのコア形成過程で上記のコアの角運動量の性質を説明すにはどちらか一方の鏡像異性体の型のみが使われていることる必要がある。コアの角運動量にとって重要な物理量はフィラが知られている。この偏りは自然界のホモキラリティーといわメント内の速度場であるが、観測からは視線速度および分散しれ、その起源は未解明である。近年、隕石や彗星中にキラル分か得られない。そのため、速度場は亜（遷）音速であるという

1

事実しかわかっていない。

アウトフロー内では視線方向の磁場が相殺することにより偏光

そこで本研究では、フィラメント内に 3 次元亜音速速度場を度が下がり、その効果は見込み角ごとに異なることが分かった。

数値的に作成し、ある領域内のガスが将来コアになるとして角またアウトフロー領域まで含めた観測を行う場合、従来使用さ運動量を計算した。その結果、等方なコルモゴロフ則に従う速れてきた小さいスケールの分解に優れた観測設定ではなく、よ度場では観測のコアの角運動量を再現できず、フィラメント短り広いスケールを復元することのできる観測設定を用いなけれ

軸方向の波により多くのエネルギーを渡した、非等方パワース

ばならないことが分かった。

ペクトルにより再現できることが明らかになった。これはフィ

1. Hull, Charles L. H., et al. 2017, ApJ, 842, 9

ラメントが分子雲中のガスの圧縮からできるというシナリオと2. Tomida, K., et al. 2017, ApJ, 835, L11

無矛盾である。これらの結果はフィラメントからのコア形成過3. Kataoka, A., et al. 2012, ApJ, 761, 40程で、コアの角運動量を説明可能であることを示している。本講演では以上の結果について紹介し、コアの角運動量の起源に5ついて議論する。

域分子雲コアの詳細観測

1. Andr e, P., Men shchikov, A., Bontemps, S., et al. 2010,

高 宇辰 (大阪府立大学

A&A, 518, L102

ことにより形成される。形成される星の質量や連星/多重星のsuka, S.-i. 2008, ApJ, 677, 327

個数は原始星形成直前の状態にある分子雲コアの性質に強く依3. Tatematsu, K., Ohashi, S., Sanhueza, P., et al. 2016,

存すると言われており、このような分子雲コアを同定し、そのPASJ, 68, 24

物理的性質を観測的に明らかにすることは、星形成の初期条件を探る上で重要かつ本質的な課題である。これまでの赤外線減原始星周囲の磁場構造 -ALMA のための疑似偏光観測シミュレーション藤城 翔 (名古屋大学

宇宙物理学研究室 M1)

原始星は分子雲の高密度領域である分子雲コアが重力収縮する

2. Machida, M. N., Tomisaka, K., Matsumoto, T., & Inut-

4

Atacama Compact Array による小質量星形成領

光観測や単一電波望遠鏡によるミリ波連続波放射の観測で分子雲コアの詳細な構造が測定されてきた (e.g., Ward-Thompson

天体物理学研究室 (A 研)

et al. 1994; Alves et al. 2001)。これらの観測には空間分解

M1)能の限界があり、中心部の ∼1000 AU 以下の密度の高まりの星形成過程では磁場が角運動量輸送やアウトフロー駆動に大有無やその内部構造を特定することが困難であったが、ALMA

きな役割を果たすため、原始星周辺の磁力線構造を知る事は重を用いることによりこの問題を突破することが可能である。し要である。分子雲中のダストは磁力線に対し垂直に整列するた

かしながら、ALMA Main Array では必ずしも広がった成分

め、偏光観測により磁力線の方向を調べることができる。そこに対する感度が十分でない。単一鏡を用いて得られていた結果

で近年、ALMA 等による偏光観測で原始星周辺の磁力線構造と合わせて 1000 AU 以上のスケールから数 100 AU 程度の連が研究されている。単純な重力収縮モデルでは、磁力線は収縮

続的な密度分布を明らかにするため、我々は ACA (Atacama

するガスに引きずられて中心がくびれた砂時計型になると考え

Compact Array) を用いて、小質量星形成領域に存在する分子られている。しかし観測では砂時計状の磁場を持つ天体がある

雲コア 16 天体に対して 1.2 mm 帯連続波等による観測を行っ一方、明確な構造が見られない天体もある [Hull et al. 2017]。

た。その結果、約半数以上の天体で連続波放射を検出し、分子

後者は磁場が弱く乱流によって磁力線が乱されている可能性が雲コアの中心部はこれまでの単一鏡等の観測で示されていたよ指摘されている。

うに必ずしも一様密度となっているわけではなく、複数の局所

一方、現実的な理論モデリングにはアウトフローによる磁場的な強度ピークなど複雑な内部構造を持っているものも存在すの巻き込みや見込み角等によって視線方向に磁力線が重なり、ることが分かった。また、おうし座分子雲に存在する MC5 と偏光が打ち消される効果も考慮する必要がある。そのため観測いう天体は、観測サンプルの中で最も軽い質量 (∼0.2 太陽質と理論を対応させるには、現実的なモデルに基づいた輻射輸送量) であるにも関わらす、中心部が ∼106 cm−3 と最も高密度で計算が必要である。加えて、干渉計はある大きさより広がったあった。これらの結果は連星/多重星系や、褐色矮星など非常構造を復元することができない。従って、アウトフローの広がに低質量な天体の形成機構を探る上で極めて重要な手がかりにりより復元可能なスケールが小さい場合、実際の磁力線構造がなり得ると考えられる。

復元できない可能性が示唆される。

1. Ward-Thompson et al. 1994

本研究では星形成過程の MHD シミュレーションに対しダ

2. Alves et al. 2001

スト熱放射の偏光を含む輻射輸送計算を様々な見込み角に対して行い偏光の性質を調べた。そして、そのモデルを観測シミュ
レーションソフト CASA を用いて様々な観測条件で疑似観測
し、干渉計による偏光観測の及ぼす影響を調べた。その結果、

26度の領域を高解像度に記述できる点や，流体が大きく変形する

円盤形成におけるホール効果の影響:ダストサイ
ズ分布と宇宙線強度依存性
古賀 駿大 (九州大学

場合の計算に有利である点などで優れている．しかし，シアー流が存在する流体の数値計算を SPH 法で行うと，非物理的な惑星系形成進化学研究分野

密度エラーが発生し，精度良く計算できないことがわかっていM2)る (シアー問題)．特に低温の場合は，密度エラーが 300% を超原始惑星系円盤 (以後、円盤) は、重力収縮する分子雲コアの中えるほどである．よって，原始惑星系円盤や円盤銀河は低温でで原始星の周囲に形成される。円盤は、原始星の重力に対し遠差動回転，つまりシアー流が存在している流体であるため，こ心力によって支えられているため、そのサイズは円盤、またはれらの円盤の形成や進化を SPH 法で計算することは極めて困落下するガスが持つ角運動量に依存する。よって、初期に等し難である．SPH 法を用いてこれらの円盤の計算を精度良く行い角運動量をもつ分子雲コアでも、重力収縮中に中心部から外うためには，シアー問題の解決が不可欠である．

部へ輸送される角運動量が異なれば形成される円盤のサイズがこのシアー問題の解決策として，Imaeda & Inutsuka (2002)

変化すると考えられる。角運動量輸送において重要な役割を果では SPH 法の定式化を見直し，流体素片の速度と SPH 粒子

たしているのが磁場である。角運動量の輸送効率は、非理想磁の速度を区別する手法が提案されている．この手法は，密度が気流体力学のホール効果を考慮すると変化すると考えられていほぼ一様な流体のみ有効であるが，密度エラーを 20% 程度にる。ホール効果の強さは、磁場の強度だけでなく、ガス中に存抑えることを可能にした．つまり，この手法の密度一様という在している荷電粒子の存在量によって決まり、荷電粒子の存在

制約さえ解消すれば，シアー問題の解決に直結する．そこで本量はダストサイズ分布と宇宙線強度によって決まる。

研究では，Imaeda & Inutsuka (2002) の定式化をさらに見直Tsukamoto et al. (2015, 2017) では、3 次元シミュレーショ

し，密度が非一様な流体の計算も可能にすることを目指す．本ンによって、あるダストサイズ分布と宇宙線強度を仮定して、講演では我々の新しい定式化を紹介し，さらにその有用性につホール効果が円盤の形成に大きな影響を与えることを示した。

いて議論する．

しかし、シミュレーションではダストサイズ分布と宇宙線強度

1. Gingold, R.A., Monaghan, J.J., Mon. Not. R. Astron.

のパラメータを変えて、それらの影響を調べることは難しい。

Soc. 181 (1977) 375

そこで本研究では、初期に角運動量を持たない分子雲コアを仮2. Imaeda, Y., Inutsuka, S., Astrophys. J., 569 (2002) 501

定し、ダストサイズ分布と宇宙線強度などをパラメータにして、

3. Inutsuka, S., J. Comput. Phys. 179 (2002) 238

ホール効果によって誘起されるガスの比角運動量を求めた。さらに形成される円盤のサイズの見積もりを行なった結果、 ホー

8

ル効果はダストサイズ分布と宇宙線強度などのパラメータに対する依存性が強く、また、円盤の構造に十分寄与を与えるほど前主系列星を含む初代銀河スペクトルの理論
計算
三谷 啓人 (東京大学の角運動量をガスに与えることがわかった。

宇宙理論研究室 M1)

本公演では、星形成過程での磁場の振る舞いに対するダストサ

宇宙初期に生まれた初代星，いわゆる種族 III 星，は金属を含ま

イズ依存性が強いことを考慮し、現在行なっているダスト成長

ず宇宙の再電離の第一段階を担い，超新星爆発により，重元素を含めたシミュレーションの方法についても議論する。

を放出したと考えられている．初代星は初期宇宙の進化と密接に関わっているため，初代星の観測は現在の天文学における重1. Tsukamoto, Y., Iwasaki, K., Okuzumi, S., Machida, M.

要な課題の一つである．これらの星が生まれた直後に当たる遠N., & Inutsuka, S. 2015a, ApJ, 810, L26

方では，種族 III の星団や銀河が観測されることが期待される．

2. Tsukamoto Y., Okuzumi S., Iwasaki K., Machida M. N.,

こういった天体のスペクトルの理論予測はこれまでにいくつか

Inutsuka S.-i., 2017, PASJ, 69, 95

7

されており，赤方偏移のために近赤外領域でピークを持つ．前述のスペクトル計算はほぼ全ての星が主系列である様な十分にSPH 法におけるシアー問題の解決策

稲吉 勇人 (名古屋大学(Ta 研) M2)

時間が経った場合のみを考慮しており，多くの軽い星が主系列

理論宇宙物理学研究室に入る前の若い場合を計算していない．前主系列星は温度が低く，より長波長の光を放出する．また，温度が低いが半径が大宇宙には原始惑星系円盤や円盤銀河，ブラックホールの降着円

きいものがあるため明るく，前主系列星を含む若い銀河はより盤等，様々な円盤が存在している．円盤の形成や進化の過程は「赤く」なると予想される．

非常に複雑であり解析的に解くことができないため，これらの現在の銀河と異なり，種族 III 原始星を生み出す分子ガス雲理論研究には流体の数値計算が不可欠である．

には金属が存在せず，ダストに囲まれていないため，放出され流体力学の数値計算法として， Smoothed Particle Hydro-

た光が観測可能であると考えられる．こうした星々の観測は，dynamics(SPH) 法がある．流体をオイラー的に記述するメッ2020 年 5 月に打ち上げ予定の James Webb Space Telescope

シュ法と比べ， SPH 法はラグランジュ的に記述するため，高密(JWST) での主目的の一つである．JWST に先立ち，初期銀3

河のスペクトルを理論予測することは，理論的だけでなく，観ApJ...691L..49S(2009)

測的にも重要である．

3. Preibisch,

本研究では，星進化コード MESA を用いて前主系列段階をThomas;Feigelson,

Eric

D.

ApJS..160..390P(2005)

含んだ進化計算を行い，それぞれの星のスペクトルを BT-Settl
モデルを用いて計算し，いくつかの初期質量関数 (IMF) を仮定10して，赤方偏移 z = 10 の若い銀河のスペクトルを計算した．また，銀河スペクトル進化コード PEGASE を用いて，星生成が巨大衝突ステージにおける惑星-微惑星間の力
学的摩擦と微惑星間の衝突・破壊の関係

磯谷 和秀 (名古屋大学(Ta 研) M2)

複数回の場合についても計算した．これらの特徴やその JWSTでの観測可能性について議論する．

理論宇宙物理学研究室

太陽系の地球型惑星は、最終段階で火星サイズの原始惑星同士が衝突合体を繰り返し形成されたと考えられており、この進化

1. Tumlinson J., Giroux M. L., Shull J. M., 2001, ApJ, 550,

段階は巨大衝突ステージと呼ばれる。巨大衝突ステージを模擬

L1

し原始惑星の N 体計算を行うと、合体成長を繰り返し数億年

2. Bromm, V., Kudritzki, R. P., & Loeb, A. 2001, ApJ,程度で現在の太陽系の地球型惑星のようないくつかの地球質量552, 464の惑星が形成される [1]。しかし、原始惑星同士が軌道交差を起

9中心星質量による原始惑星系円盤進化の変化
中野 龍之介 (東京大学

こすほど軌道が歪んだ状態で衝突合体が起きるため、最終的に形成される地球型惑星の離心率 (∼ 0.1) は、現在の太陽系の地

鈴木・蜂巣研究室 M1)

球型惑星の離心率 (∼ 0.01) を説明できない。これに関する現

これまでに 4000 個を超える太陽系外惑星が発見されてきた。

在の惑星形成論の理解では、地球型惑星が形成された後に残存

この中には地球の様な岩石惑星の発見も増えてきている。一方する微惑星との力学的摩擦によって地球型惑星の離心率が下げでこの様な惑星系が、どの様に誕生しさらに進化してきたのかられるという説が有力である [2]。ところが、この力学的摩擦には大きな不確定性要素がある。惑星系形成および進化を考える

よって微惑星の離心率が上がるため、微惑星同士の破壊的な衝上で、初期段階にあたる原始惑星系円盤の時間進化の理解は本突が起きるほど相対速度は速くなり、この破壊現象によって微質的に重要である。円盤はダストとガスから出来ており、岩石惑星円盤の面密度は減少していく [3]。微惑星の面密度減少に

惑星の形成進化はダストが中心的役割を果たすが、ダストの動よって力学的摩擦の効率が下がるため、本当に地球型惑星の離力学や成長を解明する上で背景のガス成分の物理状態を理解す

心率を下げることが可能なのかという問題が残る。

ることが不可欠である。円盤の散逸は中心星からの放射による

この問題を調べるためには、長期的軌道進化と破壊を扱うこ

光蒸発や磁気駆動円盤風に担われるが、これらが時間とともにとができる計算が必要である。しかし破壊によって生じる様々

どの様に寄与し、更に中心星質量の違いにより異なるのかは分

なサイズの微惑星は 1035 個以上にもなり、N 体計算ではとてかっていない。

も扱うことはできない。このような多数の粒子を取り扱うには本研究では X 線による光蒸発 (Owen et al. 2012) と磁気駆統計力学に基づいた統計的手法が有効であるが、統計的手法で動円盤風 (Suzuki & Inutsuka et al. 2009) を考慮した、原始惑は重力相互作用の取り扱いができない。すなわち N 体計算と星系円盤のガス成分の動径方向１次元のシミュレーションを行

統計的手法を同時に用いると、軌道進化と破壊を同時に考慮しい、中心星質量の違いにより円盤進化がどの様に異なるかを調た計算を行うことができる。

査した。

そこで本研究では、N 体計算と統計的手法を組み合わせた、最初に、円盤風のみのシミュレーションで質量を変えたとこ

衝突破壊を扱うことができるハイブリッドコードを開発した。

ろ、パラメータには依存するが、各パラメータ毎に質量によるさらに本講演では、このコードにより得られた、巨大衝突ス

スケールを揃えると面密度の時間進化の形はほぼ変わらない事

テージにおける力学的摩擦と破壊現象の関係についても議論が分かった。次に、光蒸発の効果を取り入れた所、特に進化のする。

後期 106 − 107 yr において散逸が強くなる事が分かった。
異なる中心星質量の場合に、円盤風と光蒸発による影響の比

1. Kokubo, E., Kominami, J., & Ida, S. 2006, ApJ, 642,を考えると、重い中心星ほど光蒸発の影響が強く寄与するこ1131とが分かった。これは X 線の光蒸発の効果 (Preibisch et al.

2. Morishima, R., Stadel, J., & Moore, B. 2010, Icarus,

2005) が中心星質量に対して約 1.5 乗とやや敏感に依存する為、

207, 517小質量星では磁気駆動円盤風に対してその寄与が相対的に小さ

3. Kobayashi, H., & Tanaka, H. 2010, Icarus, 206, 735

くなるのが原因と考えらえる。

1. Owen, James E.; Clarke, Cathie J.; Ercolano, Barbara
MNRAS.422.1880O(2012)
2. Suzuki,

TakeruK.;

Inutsuka,

Shu-Ichiro
4

星が見つかっている。それらの惑星は海王星から土星程度の惑

有機物マントルを持つ岩石ダストの付着:モデ
ル構築と微惑星形成への応用

11

本間 和明 (東京工業大学
星系研究室 M1)

地球惑星科学専攻

星質量、およそ 1AU 以内の軌道長半径という共通した特徴を持っている。これらの惑星は、周連星原始惑星系円盤の遠方で惑形成した後に現在の軌道までマイグレーションしてきたと考えられる。一方、連星の公転によって時間変動する重力場によ原始惑星系円盤内で、円盤に含まれる µm サイズの微粒子やそり、連星の近傍には力学的な不安定領域が存在する (Holmanの集合体 (アグリゲイト) が、どのように微惑星へ成長するか知& Weigert, 1999)。実際の周連星惑星の軌道はこの不安定領域

ることは、惑星形成を理解する上で重要である。現在、形成過境界のすぐ外側に位置している。周連星原始惑星系円盤の内側程の１つとして、直接合体成長という過程が考えられている。

には空隙が生じ (Artymowicz & Lubow, 1994)、円盤内縁半径

これは微粒子やアグリゲイトが衝突することで付着し、微惑星はこの不安定領域の中にあることがわかった。

に成長するという過程である。

そこで我々は、惑星は一度軌道不安定領域へ侵入して円盤内

しかし、直接合体成長では、アグリゲイトが岩石微惑星へ成縁まで移動するが、その後円盤の散逸に伴って不安定領域の外長することは困難である。なぜなら、岩石型微惑星のもとであへ移動するという軌道進化シナリオを立てた。円盤の内縁近くるシリケイト質の微粒子からなるアグリゲイトは、シリケイト

では不安定領域の中なので惑星は連星から強い重力摂動を受の付着力が低いため、円盤内で衝突しても付着せずに破壊されけて軌道が励起される。一方で十分な量の原始惑星系円盤ガス

るからである [1]。

があれば、ガス抵抗によって惑星軌道の励起が抑制される。惑

そこで本研究では、岩石微粒子の表面に有機物層が存在する星の軌道はこれらの釣り合う位置で決まり、円盤ガスの散逸にことに注目する。彗星由来と考えられる惑星間塵は、表面に有伴って惑星は外側へ移動し、不安定領域のすぐ外側の軌道を公

機物層を持つシリケイト微粒子からなるアグリゲイト (有機物転する。以上のシナリオを検証するため、我々は連星の離心率

アグリゲイト) であることが知られている [2]。また、有機物はと質量比をパラメータとして N 体計算を行った。結果、以上のシリケイトより柔らかく付着しやすい。そのため、有機物アグ

シナリオで不安定領域のすぐ外側の周連星惑星の軌道が再現可

リゲイトは、柔らかい有機物が付着効率を促進することで、直能であることがわかった。また惑星が不安定領域内の軌道移動

接合体成長により微惑星へ成長した可能性がある。しかしながを生き延びることができる連星離心率の範囲は実際の周連星惑

ら、このような有機物層の効果は、従来の惑星形成では無視さ星を持つ連星系と調和的であり、軌道移動の間のガス降着によれてきた。

る惑星成長を考慮することで実際の周連星惑星の軌道を説明出

そのため本研究では、有機物の柔らかさにより、アグリゲイ

来る可能性があることがわかった。

トが衝突破壊を免れ、微惑星を形成するかを次のことを行い調1. Artymowicz & Lubow, 1992

べた。まず有機物マントル、岩石コアからなる微粒子の近似付

2. Holman & Weigert, 1999

着モデルを構築し、アグリゲイトが衝突により付着できる上限

3. Pierens & Nelson, 2008の速度を計算した [1]。次に、得られた速度を用い、原始惑星系
円盤でのアグリゲイトの成長を計算した [3]。

13

その結果、有機物アグリゲイトは、直接合体成長を通じて付着成長し、1.6AU より内側で微惑星を形成することが分かっ

周惑星円盤における微衛星形成に対するダスト
サイズ分布の影響

効率の上昇を考えれば、有機物アグリゲイトは直接合体成長に

尾崎 遼平 (東京工業大学
星系研究室 M1)より、微惑星を形成することが示された。

木星のようなガス惑星はその形成過程で、周惑星円盤と呼ばれた。そのため本研究により、表面の柔らかい有機物による付着惑

る降着ガスの円盤を持つ。ガリレオ衛星はこの周惑星円盤の中

1. Wada, K., Tanaka, H., Okuzumi, S., et al. 2013, A&A,

で形成されたと考えられているが、微衛星の起源は未解明であ559, A62

る。本研究では、周惑星円盤中で、小さな固体粒子から微衛星

2. Flynn, G. J., Wirick, S., & Keller, L. P. 2013, Earth,が形成される可能性に着目する。

Planets, and Space, 65, 1159

Shibaike et al. (2017) は、定常な周惑星円盤を仮定し、一定

3. Okuzumi, S., Tanaka, H., Kobayashi, H., & Wada, K.

の割合で供給される氷ダストの合体成長と落下を計算した。そ2012, ApJ, 752, 106の結果、氷ダストが微衛星まで成長するための条件は、ダスト
流入率のガス流入率に対する比が 1 以上であるということを示

原始惑星系円盤における周連星惑星の軌道進化

12

地球惑星科学専攻した。ただし Shibaike et al. (2017) では簡単化のため、ダス

山中 陽裕 (京都大学 理学研究科 宇宙物理学教室

トのサイズ分布は考慮しなかった。このため、各機動距離でのM2)微小なダストの存在がダストの成長や周惑星円盤の温度分布に

Kepler 宇宙望遠鏡によって、連星の近くを公転する周連星惑

与える影響を指摘しつつ、詳細な計算はしていなかった。

5

本研究の目的は、氷ダストが直接合体成長のみで落下問題をを当て、円盤ガスに等温・非粘性仮定を設けた 3 次元流体シ

回避し、また周惑星円盤の温度が氷ダストの昇華温度より低く

ミュレーションを実施した。その結果、先行研究と同様の流れ保たれる条件を求めることである。そこで本研究では、ダスト場の三次元構造を確認した。また、中心星近傍 (< 1 au) を周る

サイズ分布の広がりを考慮した、ダスト合体成長の数値計算を

1 M⊕ の惑星の Bondi 領域からは、0.5 cs 程度の速度を持った行なった。また、各時刻のダストサイズ分布から円盤の光学的

outflow が出ていることが明らかとなった。更に、解析的な議厚みを求めることで、円盤温度分布進化を同時に計算した。

論によって、outflow 速度は、|uout | ∝ mcs (RBondi ≤ RHill )，その結果、ダスト落下の回避条件は、ダスト流入率のガス流入|uout | ∝ (m/3)1/3 cs (RBondi ≥ RHill ) とそれぞれ表せること率に対する比が 1 以上であることがわかった。これは Shibaikeが分かった (m は惑星質量、cs は等温音速をそれぞれ表す)。

et al. (2017) の結果とよく一致した。一方で、ガス流入率が1. Ormel, C. W., et al. (2015), MNRAS, 447, 3512.

大きいと円盤は高温になり、氷ダストが昇華してしまうことがわかった。この結果から、ガス流入率について 100 万年あたり

N 体計算による準惑星ハウメアのリング形成過150.0005 木星質量以下という条件が加わった。

程の検証

本研究の結果は、氷微衛星形成が惑星形成の最終段階で起こ角田 伊織 (京都大学 理学研究科 宇宙物理学教室

る可能性を示唆する。周惑星円盤内での微衛星形成のための条件をさらに絞り込んでいくと共に、微惑星捕獲など別のアプ

M1)

ローチと組み合わせて考えることで、衛星形成の全体像を明ら

恒星の掩蔽観測によって準惑星ハウメアの周囲にリングが発見かにしていくことが今後の課題となる。

され、そのリングは、ハウメアの自転周期と 3:1 の平均運動共鳴を起こす位置にあることがわかった (Ortiz et al., 2017)。こ1. Shibaike, Y., Okuzumi, S., Sasaki, T., & Ida, S. 2017,のリングの形成過程は、まだわかっていない。本研究では、こApJ, 846, 81のリングの形成過程を理解することを目的とする。我々は、ハ

2. Okuzumi, S., Tanaka, H., Kobayashi, H., & Wada, K.

ウメアの自転による分裂によってハウメアの 2 つの衛星が形成

2012, ApJ, 752, 106

されたという説 (Ortiz et al., 2012) に着目し、このモデルに基づいて以下のようなハウメア系形成のシナリオを提示した。ま14

Gas flow around embedded planets: thedependence of outflow speed on the planetarymass

桑原 歩 (東京工業大学
系研究室 M1)

地球惑星科学専攻

ず、ハウメアから衛星サイズの破片が複数飛び散ったという状
況を考える。三軸不等楕円体の形状をしているハウメアの自転によって、ハウメアの近くでは重力場が乱され、そこでは物体

惑星が安定して存在できない。また、安定領域にある物体のうち、ロッシュ半径の内側にあるものは、潮汐力によって破壊され、

Kepler 宇宙望遠鏡を用いた観測によって、短周期スーパーアー

それがハウメアを公転することでリングになる。ロッシュ半径スと呼ばれる、地球よりも一回り大きな半径を持ち、かつ公転の外側に位置していた物体は、潮汐で軌道進化し、現在の衛星周期が短い惑星が数多く存在していることが明らかになった。

の位置まで移動する。以上のシナリオのうち、本研究では、軌

この天体の形成メカニズムは未だ完全には解明されておらず、

道不安定領域の外側かつロッシュ半径の内側に位置している物

惑星形成理論に多くの謎を投げかけている。

体が潮汐破壊され、リングになる過程を検証する。まず、三軸

原始惑星系円盤内における惑星近傍のガスダイナミクスに関す

不等楕円体の周囲の重力場を計算し、時間変動する重力場を組る先行研究の 3 次元流体シミュレーションにより、原始惑星系

み込んだシミュレーションにより、ハウメアを公転する物体が円盤内に埋没した惑星のエンベロープには、ガスが Bondi 領域

安定して存在できる領域を見積もった。その結果、ちょうど現の高緯度から流入 (inflow) し、低緯度から流出 (outflow) する

在のリングの位置よりも内側では、物体の軌道が不安定となるという流れ場が存在していることが明らかになった。このようことがわかった。一方、三軸不等楕円体の周囲のロッシュ半径

なガスのコンスタントな流入・流出によって、大気のリサイク

を、完全剛体と完全流体に対して計算した。その結果、完全剛

リングが生じることが指摘されている [e.g., 1]。このリサイク

体ロッシュ半径と完全流体ロッシュ半径の間に現在のリングがリングメカニズムは、エンベロープの冷却・収縮を遅らせると位置することがわかった。そこで現在、物質強度の効果を取り考えられ、短周期スーパーアースの形成過程を説明できると期入れたラブルパイル N 体シミュレーションのコードを開発し、待されている。また，outflow 速度が比較的速ければ、固体物

リングが形成される過程について数値計算による検証を行って質 (e.g., ペブル) の惑星コアへの流入を抑制する可能性がある。

いるところである。

そのため、惑星周りのガスの流れ場は，ガス及び固体物質の降1. Ortiz, J. L., et al., Nature, 550, 7675 (2017)

着率に影響を及ぼすと考えられる。

2. Ortiz, J. L., et al., MNRAS, 419, 2315 (2012)

本研究では、原始惑星系円盤内に埋没した惑星近傍におけるガスの流れ場の性質が、惑星質量にどのように依存するかに焦点6できる。この手法により、ホットジュピターで可視域ではアル16

Condensation Growth Model of Cloud Particles
with Size Distribution for Exoplanetary
Atmospheres

関 航佑 (東京工業大学
系研究室 M1)

地球惑星科学専攻

カリ金属 (Na,K)、水素分子によるレイリー散乱を、近赤外域では水やメタン、CO などの分子が検出されている。
本研究では、WASP-80b をターゲットとして、岡山天体物

惑星

理観測所の 188cm 望遠鏡の多色同時撮像カメラ MuSCAT、

TCS1.52m 望遠鏡の MuSCAT2 を用いて トランジット探査を

The atmospheric properties are the keys to understand the

行った。WASP-80 は公転周期約 3 日のトランジット巨大惑星

planet formation or planetary evolution. Recent transit ob-(WASP-80b) をもつ、有効温度約 4150K の K/M 型主系列星

servations reveal that a number of super-Earths have fea-

である (Triaud et al. 2013)。また、主星のスペクトルに強い

tureless transition spectra, which imply the presence of high-

Ca II H&K 線が見られる事から主星の活動度が高く、若い年

altitude thick clouds. Therefore, cloud formation models for

齢をもつと考えられている (∼ 100M yr, Triaud et al. 2013)。

exoplanetary atmospheres are important to understand the

晩期型星まわりの巨大惑星はめずらしく、特に WASP-80b はdetailed atmospheric properties.

平衡温度が 800K と他のホットジュピターに比べて低いことかPrevious studies investigated the cloud-top height of someら、その大気の特性に注目が集まっている (e.g., Fukui et al.

super-Earths which have the featureless transmit spectra us-

2014)。この惑星系は、これまでに複数回トランジットが観測さ

ing the microphysical model assuming the size distribution

れているが、考えられている大気モデルを制限するに至っていof cloud particles is narrow. However, it is unclear that theない。そのため、MuSCAT による多色同時観測、特に g band

size distribution of cloud particles is enough narrow and theの透過光分光観測結果により、モデルの制限ができると考えらcloud-top height suggested by the featureless transmissionれる。本講演では、今回の観測で得られたデータの解析手法とspectra have not been reproduced by this model for some

その結果の紹介を行い、そこから得られる大気のモデルについsuper-Earths.

て議論を行う。また、今後の観測方針について報告したい。

In this study, we aim to reproduce the cloud-top height of

1. Triaud, A. H. M. J., et al. 2013, A&A, 551, A80

the typical super-Earth GJ1214 b, taking into account the

2. Fukui, A., et al. 2014, ApJ, 790, 108

size distribution thorough the vertical transport and condensation growth of cloud condensate nuclei (CCNs).

18

We find that the cloud-top height ascends higher than theheight calculated by the single size approximation model, yet

連星系をなす M 型潮汐固定惑星の habitabilityに G 型星が与える影響

its featureless transmission spectra even in the case of the

奥谷 彩香 (東京工業大学
星系研究室 M2)

atmospheric metallicity is the 100× solar metallicity.

Habitable Zone (HZ) とは惑星表面に液体の水が存在しうるよWe are going to discuss the uncertainty of the eddy diﬀusive

うな惑星軌道領域である。恒星の約 3/4 を占める、質量が太陽

coeﬃcient predicted from 3D global circulation model be-の 0.1-0.5 倍の暗い M 型星は、半径が小さいため HZ 内の惑星

cause the eddy diﬀusivity drastically changes the cloud-topの観測に好都合な系として注目を集めている。一方で、M 型星height.

は光度も小さいため HZ が中心星に近く、HZ の惑星は潮汐固is still lower than the predicted cloud-top height to explain惑

定されて高温な昼面・低温な夜面をもつと考えられる (Kasting

1. Ohno, K., & Okuzumi, S. , ApJ，in press

et al. 1993)。その結果、潮汐固定された「陸惑星」(表面に地2. Ackerman, A. S., & Marley, M. S. 2001, ApJ, 556, 872

球の 100 分の 1 程度以下の少量の水が存在する惑星) では、極3. Kreidberg, L., Bean, J. L., De sert, J.-M., et al. 2014,

端に寒冷化した夜面に水が固体としてトラップしてしまう可能

Nature, 505, 69

17

地球惑星科学専攻性がある。さらに、他の大気分子までもが夜面に凝結し始めると、大気による熱輸送や温室効果が失われ、惑星全体はさらに

WASP-80b に対する多色同時トランジット観測

寒冷化する。このように潮汐固定された陸惑星は HZ 内に位置寺田 由佳 (東京大学天文学教室 M2)

していても、液体の水が惑星表面に存在するような環境を非常

今日までに 3700 個以上の系外惑星が発見され、その多様性がに実現しづらい。

明らかになってきている。そして、最近の観測機器の発展によ

しかし、潮汐固定惑星をもつ M 型星が、より明るい星である

り、個々の惑星の大気の特徴付けも進められている。この特徴

G 型星と連星系をなしている場合、G 型星からの放射で惑星表付けに用いられる手法としてトランジット法が挙げられる。こ面の温度分布が変わり、惑星は上記の問題を受けにくくなるでの手法はトランジット惑星の大気透過光観測と呼ばれ、トランあろう。そこで本研究では、地球大気または CO2 大気をもつジットの減光率の波長依存性から、大気組成を決定することが陸惑星と海惑星について、惑星の地表面温度分布を、恒星放射

7の時間変化・惑星の熱容量・温室効果・惑星表層での熱輸送を

1. H. Kawahara ApJ 822 122 (2016)含む 2 次元エネルギーバランスモデル (e.g., North 1975) を用

2. Y.

いて計算し、水の局在凍結や大気の夜面凍結 (大気崩壊) への G

O.

Takahashietal.

http://www.gfd-

dennou.org/library/dcpam/ (2018)型星の影響を調べた。

3. B. Mayer and A. Kylling Atmos. Chem. Phys. 5 1855

その結果、海惑星において連星系の HZ は単独 M 型星の HZ(2005)

を中心星から遠ざかる方向に平行移動した形になり、G 型星のb 講演 (b1–4)

放射は HZ の幅を変化させないことがわかった。 一方で陸惑星
において、単独星周りでは極端な昼夜の温度差のため、水の凍20

オリオン座 A 分子雲におけるコアの同定

結・大気崩壊を免れて水が惑星の表面に液体できるような領域

竹村 英晃 (国立天文台 M1)がないが、連星系においては夜面の温度が大幅に上昇すること

星は分子雲の中にある高密度コアで誕生すると言われていによって HZ が現れること、潮汐固定領域内の大部分が大気崩る。よって、星形成の過程を解明する上で、分子雲内部におい壊を免れるようになることが明らかになった。

て星の誕生現場である高密度コアの分布や構造、物理状態を明らかにすることは非常に重要である。典型的な分子雲の大1. Kasting J. F., Whitmire D. P., and Reynolds R. T.

きさは大きさが数十 pc 程度、質量は 10 万太陽質量程度、密Icarus 101, 108 (1993)
2. North J. Atoms. Sci, 32, 2033 (1975)

度 102 cm−3 程度である。それに比べて典型的な高密度コアは3. Raghavan D. et al. ApJ. Suppl. 190:1 (2010)

大きさが 0.1 pc 程度、質量が数十太陽質量、密度 104 cm−3 程度と非常にコンパクトである。このような構造を十分な分解能

19

大気大循環モデルを用いた系外惑星の光度曲線解析による自転傾斜角推定
中川 雄太 (東京大学

で検出するには、高感度・高角分解能の分子輝線の高分解能データが必要である。さらに、詳細な高密度コアの構造や分布だけでなく、ガスの淡い構造を広い視野で検出することも分子雲

宇宙理論研究室 D1)の様子を探る上で重要なことである。

地球のように海陸の分布などによって色の不均一な惑星を遠方

そ こ で 我 々 は 、高 密 度 ガ ス (∼ 104 cm−3 ) を よ く ト レ

から観測すると、自転と公転に伴って観測される散乱光が変動ースする C18 O ( J = 1 − 0) 輝線データを用いて、最も近傍（する。この時間変動を解析すれば地表面に関する情報や惑星の414 pc）に あ る 巨 大 分 子 雲 で あ る オ リ オ ン 座 A 分 子 雲 内 の自転情報を取り出すことができる。観測で角度分解できない太高 密 度 コ ア 探 査 を 行 な っ た 。こ の 分 子 雲 の 高 分 解 能 マ ッ

陽系外惑星の場合、表層の情報を取り出す手段はこの光度曲線

プ を 作 成 す る た め に 、我 々 は 、野 辺 山 45m 単 一 電 波 望 遠

解析に限られる。Kawahara (2016) は、惑星の光度曲線の周鏡で取得した C18 O データを使い、Dendrogram というツー

波数変調からその自転傾斜角と自転周期を推定する手法を提案

ルを用いて、C18 O の階層構造の解析を行い、エミッション

し、地球のデータから雲の影響を取り除いた光度曲線を解析すの local peak を高密度コアとして同定した。予備的な結果でることでその有用性を示した。

あるが、積分強度図上でコアを同定すると、南北にのびる

今回我々は雲の効果を考慮しても自転傾斜角を推定できるかど

細長い領域に集中して分布していることがわかった。今後

うかシミュレーションで調べた。地球のように雲が形成されて、position − position − velocity の cube data での同定も進め

地表の大部分を覆う惑星では、雲はその高い反射率で光度曲線、物理量を出す予定である。発表では、C18 O ( J = 1 − 0) 輝線に強く影響する。自転傾斜角の異なった惑星における雲構造とデータおよび他観測データの解析結果や算出した物理量につい大気構造を矛盾なく考慮する必要があるため、我々は大気大循て紹介する。

環モデル DCPAM5 を用いて雲の形成・運動を表現した。惑星
表層環境は地球と揃えたが、自転傾斜角のみは 0 度から 180 度

21まで 6 通りに変更した。さらに輻射輸送計算と組み合わせて惑

銀河面における前主系列星の広域探査

この結果、北半球が照らされている様子をノイズなく観測でき

木内 穂貴 (埼玉大学
研究室 M1)

る場合、惑星の自転傾斜角と自転周期をよく推定できることが星は銀河面の円盤部に近くにある密度の高い分子雲で主に形成わかった。これは、北半球に集中する大きな陸の周りでは気候されると考えられている。一方、分子雲の付随しない、または学的に雲の形成や運動が制限され、Kawahara (2016) の想定しガス・ダスト密度が低い領域において、若い前主系列星 (PMS)た「雲の合間から定常に陸が見える」という条件が満たされたの探査は不十分であり、低密度領域での星形成の理解が進んでためである。反対に大きな陸の少ない南半球では、本手法を用いない。そこで我々は銀河面付近及び高銀緯の低密度分子雲領

いた推定は困難であった。以上のことから、雲を考慮した場合域において、Hα 輝線、赤外超過などの特徴を示す PMS の無における Kawahara (2016) の自転パラメータ推定法の適応可バイアスな探査を行い、どのように星形成が起きているのか、

能性は惑星の地形に依ると考えられる。

また分子雲密度等の異なる環境における星形成の相違は何かに星の散乱光度曲線を構成し、時間-周波数解析を行った。

8

教育学部理科専修 天文学

ついて探っている。

定された高い大気重元素量は、その惑星の形成場所や獲得した本研究では銀河面における PMS と分子雲との空間分布や固体物質の情報を反映している可能性がある (Fortney et al.

関係を調べるために、野辺山 45m 電波望遠鏡と FOREST を2013)。

用いた銀河面レガシープロジェクト (FUGIN) の観測領域について PMS の探査観測を行った。まず可視 r

1. Crossfield & Kreidberg (2017), ApJ, 154, 261,i ,Hα による

2. Ohno & Okuzumi (2018), ApJ, in press

銀河面測光探査観測 (IPHAS)、及び、全天近・中間赤外探査

3. Fortney et al. (2013), ApJ, 775, 80

観測 (2MASS,WISE) のアーカイブデータの測光値を用いて、

IPHAS の二色図と 2MASS,WISE の二色図から、Hα 輝線か

23

つ赤外超過を持つと期待される PMS 候補天体を選別した。次にこれらの PMS 候補天体に対し、Hα 輝線等価幅測定とスペ

土星内部構造モデルを考慮した土星中型衛星軌
道進化

遠鏡を用いた可視分光観測を行った。結果、24 天体で Hα 輝線

中嶋 彩乃 (東京工業大学
星系研究室 D1)が検出された。Hα 輝線を示す PMS に対して Hα 等価幅とス衛星の形成・進化を明らかにするためには衛星自身の軌道進化

ペクトル型を求めるとともに、これら PMS と、FUGIN によ

過程を追うことが非常に重要である。このような衛星の軌道進

り新たに同定された分子雲との空間分布や距離の比較を行い、化は中心惑星である土星の内部構造モデルや散逸モデルに大き異なる分子雲密度等における星形成について考察した。

く依存しているが、それを考慮した軌道計算はこれまでほとん

クトル型等の決定を目的として、兵庫県立大学なゆた 2.0m 望

本講演では、PMS の選別手法を検証するとともに、二色図や地球惑星科学専攻

惑

ど行われてこなかった。

SED による赤外・紫外超過の有無、分光観測から求めた温度とそこで本研究では、土星がエンベロープとコアから成る二層多波長測光観測による SED から求めた温度の比較、距離の推モデルを仮定し、1) Shoji&Hussmann (2017) で提示された、定や Gaia による距離との比較、分子ガスとの関係などについ

衛星軌道と土星の粘弾性コアの周波数依存性を考慮するモデて議論を行う。

ルと、2) Fuller et al. (2016) によって提示された、土星エン
ベロープの散逸と衛星軌道の周波数が共鳴することで起こる

1. Barentsen G., et al., 2011, MNRAS, 415, 103

Resonant locking を考慮した軌道進化を比較し、どちらの土

2. Kesseli, A. Y., West, A. A., Veyette, M., et al. 2017,

星散逸モデルが妥当であるかを衛星軌道進化の観点から検討す

ApJS, 230, 16

22る。1) と 2) のモデルではそれぞれ軌道進化の描像が大きく異なるため、土星衛星形成モデルに関しても制約を与えることが雲から探るスーパーアースの大気組成と形成過程

大野 和正 (東京工業大学
星系研究室 D2)

地球惑星科学専攻可能になる。
我々は、以上 2 つの散逸モデルに対して、土星内部構造を考慮

惑

した土星中型衛星 5 体 (ミマス、エンケラドス、テティス、ディオーネ、レア) の解析計算を行った。その結果、1) のモデルを用

近年のハッブル宇宙望遠鏡による大気透過光の分光観測から、いた場合、衛星は後天的に獲得された土星リングから形成され短周期スーパーアースの大気中には雲が普遍的に存在することるモデルが、2) のモデルを用いた場合は、衛星が周惑星円盤かが示唆されている (Crossfield & Kreidberg 2017)。これらのら形成されるモデルが有利になることがわかった。しかし、衛

惑星の大気は高層雲に覆われていることが示唆されており、分星間相互作用も考慮した場合、共鳴捕獲や軌道交差、衝突・合体

光観測から大気組成を直接決定することが非常に困難である。

などによって現在の衛星軌道配置を再現することが非常に困難

そのため、観測結果を正しく解釈するためには系外惑星におけになることが知られているため (Nakajima et al., submitted)、

る雲の形成過程を理解することが重要となる。

今後はこの解析計算を N 体計算に発展させ、現在の軌道配置を

我々は雲の構成粒子 (雲粒) の輸送・成長を自己無撞着に計算再現可能な土星散逸モデルの検討と土星衛星形成モデルの妥当することで、短周期スーパーアースの大気中に形成される雲の性を検討する。

空間構造及び高層雲の形成条件について調べてきた (Ohno &1. D. Shoji and H. Hussmann A&A 599, L10 (2017)

Okuzumi 2018)。本講演では衝突合体に伴う内部空隙の形成を

2. J. Fuller, J. Luan and E. Quataert MNRAS 458,

考慮し、雲粒が雪片のような低密度粒子となる影響について調38673879 (2016)

べた。その結果、雲粒の内部密度は空隙形成によって物質密度c 講演 (c1–17)

より 2–3 桁程度下がりうることが分かった。雲は従来考えられていたよりも巨大な粒子で構成され、それらは大気上空まで輸送されうることが分かった。また、個別天体の観測と比較した結果、観測されたスペクトルは大気中の重元素量が非常に高い場合に形成される雲と整合的であることが分かった。今回推924

べて高温で降着率が非常に大きく、降着円盤は重くなる為一部

分子雲中におけるフィラメント形成と星形成開始条件の解明に向けた数値シミュレーション

安部 大晟 (名古屋大学(Ta 研) M1)

分裂する。分裂片の多くは合体によって失われるが、一部が合体せず生き残ることで、初代星の初期質量関数に大きな影響を理論宇宙物理学研究室与えるだろう。

Susa(2018) は、降着円盤の分裂を考慮したシミュレーションを行い、時間が経つにつれて初代星分裂片の数が増加すること

星は宇宙を構成する基本要素であり, 星形成は銀河進化に繋を見つけた。これらの初代星分裂片の数や質量などがどのようがることから星形成の理解は宇宙全体の理解において極めてな物理的要因によって、決まっているのかを説明することが私重要である. 近年の観測から星形成は分子雲中のフィラメンの研究目標である。

ト (線状の高密度領域) で行われることが明らかになったため

そ こ で ま ず 、初 代 星 分 裂 片 の 進 化 に つ い て 基 本 的 振(André et al. 2010), 分子雲からの, フィラメントを介した星る 舞 い を 理 解 す る 為 に 、分 子 雲 コ ア 内 で の seed bi-

形成過程を解明する必要がある.

nary の 進 化 に つ い て の 研 究 を 参 考 に す る こ と に し た 。

分子雲は普遍的に超音速の乱流状態であり (Larson 1981),

こ れ は 、Bate&Bonnell(1997),Ochi et al.(2005),Hanawa et

分子雲内で衝撃波が生成されている. Inoue et al.(2018)(以下,

al.(2010),Young et al.(2015),Satsuka et al.(2018) などによI18) では高解像度シミュレーションを用いることで, 分子雲がり、シミュレーションによって調べられている。彼等は、分子衝撃波に圧縮されるというありふれた現象からフィラメント

雲コアの中心に seed binary を置き、連星の質量比と分子雲コ形成を発見した. フィラメントはある線密度を超えると重力不アの固有角運動量及び温度を変化させ、それぞれの場合での質安定を起こし, 星形成を始めることが知られている. この線密量比変化と連星間距離変化の関係について調べた。それらの結度は臨界線密度と呼ばれ, 星形成開始条件と星の初期質量を決果によると、分子雲コアの固有角運動量が連星の固有角運動量

める重要な物理量である. フィラメントの平衡状態の臨界線密より小さいとき質量比は小さくなり、連星間距離は減少する。

度を見積もった Tomisaka(2014)(以下, T14) は, 臨界線密度は

また、固有角運動量が大きくなるにつれて質量比は大きくなり、

フィラメントを貫く磁束密度に比例すると主張している. I18

連星間距離が大きくなることが示された。

ではシミュレーションから, T14 の臨界線密度がフィラメント

本発表では、連星進化の上記論文のレビュー及び、初代星分

崩壊の初期条件を決めると示唆している.

裂片の振る舞いについての研究への活用を議論する。

しかしながら, T14 で調べられた平衡状態は, I18 で考えられた, 分子雲が衝撃波によって圧縮されているという動的な状況

26とは異なっている. さらに I18 では 1 つのパラメータでしか計

Present day における連星形成
佐伯 優 (九州大学

算されていない. したがって I18 のように動的にフィラメント

惑星系形成進化学研究分野

M2)が形成されて成長するとき, T14 の平衡解が臨界線密度の見積

太陽近傍の恒星は 60〜70% が連星系に属しており、星形成領

もりを現実には与えるのか検証する必要がある.

域においてはその割合がさらに高いことが知られている。これ

本講演では T14 の平衡解と I18 での計算結果について論じ,は、星が誕生する際、ほとんどが連星系を形成することを示唆

今後のフィラメントからの星形成研究の展望を示す. また本研しており、星の形成過程を理解するためには、連星系の形成過究では I18 の高解像度シミュレーションを様々なパラメータで程を理解する必要がある。また、連星は現在観測可能な、様々実行することで T14 の臨界線密度の見積もりの正当性を検証な天文現象を引き起こす存在でもある。例えば、Ia 型超新星するための計算をするつもりである.

や、近年直接検出に成功している重力波は、2 つの恒星間距離が星の半径の数倍程度以下の連星 (以下、近接連星) による連星

1. Inoue, T.; Hennebelle, P.; Fukui, Y.; Matsumoto, T.;

間質量輸送や、合体の結果生じる現象である。また、初期宇宙

Iwasaki, K.; Inutsuka, S. 2018,PASJ,70S,53I
2. Tomisaka, K. 2014, ApJ, 785, 24に誕生した初代星の生き残りの候補として考えられている金属

3. Andre et al. 2010 arXiv:1312.6232

欠乏星も、初代星の近接連星が起源であると考えられている。
しかし、連星系の形成メカニズムは未だ解明されていない。

25

初代星分裂片の振る舞い

本研究では、連星の形成進化モデルを構築するため、初期条件として、磁場を無視した分子雲コアの回転角速度をパラメー

織田 篤嗣 (甲南大学 M1)

タとし、数値シミュレーションを数通り行った。本発表では、

初代星形成シミュレーションは、今までいくつかのグループに計算の結果から得られた連星の形成過程に対する、回転角速度

よって行われてきた。しかし、計算資源の制限から、降着円盤のパラメータ依存性について議論する。さらに今後の展望につの分裂を考慮したものでは、原始星の誕生から輻射フィード

いて述べる。

バックが働く数千年後までに相当する長時間シミュレーションは行われていない。初代星分子雲コアは現在の分子雲コアに比1. Duchêne, G., & Kraus, A. ARA&A 2013, 51, 269

10

2. Greif, T. H., Bromm, V., Clark, P. C., et al. 2012, Amer-stabilities that control the mass accretion rate onto the pro-ican Institute of Physics Conference Series, 1480, 51

tostar. Both massive protostars and massive outflows are

3. Machida, M. N. 2014, Apj, 796, L17

formed in highly gravitationally unstable cores. The simulated outflow properties are well agreement with observa-

27

tions. This indicates that massive stars form in the same

Star formation during collapsing phase in low
metallicity environments
樋口 公紀 (九州大学

manner as low-mass stars. In addition, massive outflows are
driven by magnetic eﬀects as explained in the low-mass star

惑星系形成進化学研究分野

formation process.

D2)
It is important to explain the star formation history from pri-

1. Matsushita et al. 2018, MNRAS, 475, 391

mordial to present-day universe for understanding the evo-

2. Matsushita et al. 2017, MNRAS, 470, 1026

lution of universe. Using three dimensional non-ideal MHD

3. Machida & Hosokawa 2013, MNRAS, 431, 1719

nested grid simulations, we study the evolution of outflow
and jet driving in various environments. We set up vari-29

ous star-forming clouds by combining 7 diﬀerent metallic-渡辺 大輝 (新潟大学

ities (Z/Zsun = 0, 10−5 , 10−4 , 10−3 , 10−2 , 10−1 and 1)

宇宙物理学研究室 M1)

この講演は参考文献についてのレビューである。

and ionization strength (Cζ =0, 0.01, 1 and 10, where Cζ

星間空間には希薄な星間物質が存在していて、その中で高密度

represents the coeﬃcient controlling the ionization inten-

領域では主成分の水素が分子になっているので星間分子雲と呼sity and Cζ = 1 corresponds to the ionization strength of

ばれ、さらにその中でも密度が高い部分は分子雲コアと呼ばれ

nearby star-forming regions). Starting from Bonner-Ebertている。その分子雲コアが収縮することで星が形成されると考isothermal clouds with rotation and uniform magnetic field,

えられており、分子雲コアの進化を調べるためにビリアル解析

we calculate the cloud evolution from the molecular cloudという手法が用いられる。このとき考えなければいけないのは

core (nc ∼ 104 cm−3 , where nc is the central number den-

分子雲コアの内圧と自己重力のつりあいだけでなく、外部から

sity) to the stellar core. Roughly, the outflow appears whenの圧力も考えることが重要になってくる。

Z > 10−4 Zsun and Cζ ≥ 0.01. We expect that the transition

この論文ではへびつかい座ρ分子雲について、野辺山の 45m 電of star formation mode from massive stars to normal solar-

波望遠鏡で観測した H13 CO+ のデータを用い 68 個の分子雲コtype stars occurs when the cloud metallicity is enhanced toアを同定し、その同定した分子雲コアにおいてそれぞれのコア

reach Z ∼ 10−4 − 10−3 Zsun above which relatively low-massの半径や質量を求めた。実際の分子雲コアにおいてビリアル解

stars would preferentially appear owing to strong mass ejec-

析をすることで、分子雲コアの形成と進化において外部からのtion.

圧力が重要な役割を果たすことを示していく。

1. Higuchi, K., Machida, M. N., & Susa, H. 2018, MNRAS,

1. H.MARUTA THE ASTROPHYSICAL JOURNAL,

475, 3331

714:680-698 (2010 May 1)

2. Omukai, K., Tsuribe, T., Schneider, R., & Ferrara, A.
2005, ApJ, 626, 627

30

3. Susa, H., Doi, K., & Omukai, K. 2015, ApJ, 801, 1328

分子雲コアの進化における外部圧力の重要性

梅谷 翼 (首都大学東京 宇宙物理実験研究室 M1)

Massive Outflow Driven by Magnetic Eﬀects
with High Mass Accretion Rates
松下 祐子 (九州大学

原始星および原始惑星系円盤における X 線観
測の展望

分子雲が自身の重力によって潰れて密度が上昇することにより原始星は生みだされる。原始星の重力により周りの分子雲も潰

惑星系形成進化学研究分野

れていくが、分子雲自身の回転による遠心力があるために潰れ

D2)る方向が回転軸の方向に制限されるため、原始星の周りに円盤Protostellar outflows are ubiquitously observed around low-状の構造ができあがる。これが原始惑星系円盤である。このよand high-mass protostars. outflows provide profitable clues

うに、原始惑星系円盤と原始星は同じ分子雲から作られるため、

for elucidating the star formation process, in which they

原始星そのものの形成過程およびそこで起こる現象を知ること

transport the excess angular momentum and determine theは、原始惑星系円盤における惑星形成で及ぼされる影響を考え

star formation eﬃciency. To investigates the relation be-

る上で、研究の足がかりとなりうる。X 線を用いた原始星の探

tween the mass accretion and mass ejection rates, using a

査では、周囲を取り巻いている分子雲を透過して原始星自体のthree-dimensional MHD simulation, we calculate the evolu-

進化を探求できることに利点がある。カロリメータのように高tion of collapsing magnetized clouds with diﬀerent thermal11い分光能力を備えた次世代の X 線観測においては、例として以1. Batalha, C.C., Stout-Batalha, N.M.,& Basri, G., et al.

下のようなことが可能になると考えられている。第一は原始星

1996, ApJS, 103, 211の自転周期と半径を輝線からしらべることで、これは原始星の2. Hamann, F. & Persson, S. E., 1992, ApJ, 394, 628

収縮過程を考えるにあたり重要なものである。第二は原始星自3. Noyes, R. W., Hartmann, L. W., & Baliunas, S. L., et

身からの硬 X 線の影響により円盤から放出される光子の輝線の

al. 1984, ApJ, 279, 763

ドップラーシフトを観測して、円盤の動力学を解明することである。第三はそもそも原始星が X 線で発光し始めるのがいつか

32

Herbig Ae/Be 型星 Z CMa の可視光分光モニ
ター観測を探求することである［1］。本稿では原始星と原始惑星系円盤
における X 線を用いた研究の将来の展望について述べる。

1. ASTRO-H Space X-ray Observatory White Paper Stars

秋本 妃奈子 (兵庫県立大学大学院光学赤外線天文学研究室 D2)

Accretion, Shocks, Charge Exchanges and Magnetic

前主系列星の変光を調べることは、若い星の進化段階におけるPhenomena

質量獲得のメカニズムの解明に役立つと考えられる。B 型の前主系列星である Z CMa は 16M⊙ 程度の主星と 3M⊙ 程度の伴31

タイトル近赤外 CaII 三重輝線を用いた前主系列星の彩層活動の調査

山下 真依 (兵庫県立大学
室 その他)星からなると報告されている連星で、2014 年から 2018 年の間に 4 度の急激な増光を起こし、静穏時には V 等級で 11 等であるのに対し増光時には 8 等前後まで明るくなった。

光学赤外線天文学研究

本研究では 2 度のアウトバーストを含む 2015 年 10 月から

2018 年 1 月にかけての分光モニター観測の結果を報告する。

恒星大気は内側から光球・彩層・コロナに分けられる。ひので衛

観測には西はりま天文台の 2m 反射望遠鏡「なゆた」に搭載

星により太陽の彩層は激しく変動しており、光球のエネルギー

される、可視光中低分散分光器 MALLS（Medium And Low-

をコロナに伝える重要な役割があることが観測的に初めて分

dispersion Long-slit Spectrograph）を使用した。グレーティ

かった。太陽以外の恒星にも彩層やコロナが存在する。主系列

ングは 1800 l/mm、波長分解能は R 7500、観測した波長域は星の彩層活動は自転速度を一つのパラメータとするダイナモ機

およそ 6280 Åから 6720 Åであり、計 19 夜のデータを得た。

構に依存していることが Noyes et al.(1984) で発見された。恒

また解析には Keck 望遠鏡の高分散分光器 HIRES のアーカイ星が誕生してから内部の核融合を開始するまでの若い天体を前主系列星というが、その彩層はより活発であると言われている。
小質量星 (M = 1 ∼ 2M⊙ ) の前主系列段階として原始星、古典

ブデータから取得した、2000 年から 2008 年までの 5 夜のデー
タも使用する。
得られたスペクトルには H αや FeII など多数の輝線が確認

的 T タウリ型星 (CTTS) と弱輝線 T タウリ型星 (WTTS) とされたが、今回は 6300 Åの [OI] の禁制線に着目した。先行研

進化すると考えられる。近年、CTTS と WTTS の間の進化段究により [OI] の輝線は連続光の急激な増光の前後で強度と形階として遷移円盤天体 (TDs) が定義された。円盤からの物質降が変わったことが確認された。本研究の観測期間中 [OI] の等

着により熱せられた彩層からは近赤外 CaII 三重輝線 (λ8498・

価幅は-0.2 Åから-3.5 Åまで変化し、V 等級が明るくなると等

8542・8662Å) が放出されるため、それが彩層活動の指標とな価幅は小さくなることが分かった。

る。先行研究では前主系列星の彩層活動はダイナモ機構ではな

6300 Åの [OI] は、若い星の質量放出率と相関があることがく、円盤からの質量降着率に依存している。また円盤の質量が先行研究で示されている。今回得られた等価幅から質量放出率同程度であれば TDs の CaII 輝線の強度は CTTS の 10 倍弱いを見積もり、3.07 × 10−7 M⊙ yr −1 から 2.35 × 10−6 M⊙ yr −1

ことが確認できた。TDs の段階では、原始惑星によって円盤内縁から恒星の赤道面への降着は阻害されていると考えられる。
光学的に厚い円盤外縁の物質が恒星の極へと流れる可能性があの値を得た。これらの結果から Z CMa の連続光の急激な増光と質量放出との関係を議論する。

るが、両方とも現段階では断定することはできない。中心星付

1. M.E.van den Ancker et al. 2004

近での降着の様子は解明されていない。原始惑星系円盤の半径

2. Patrick Hartigan et al. 1995と比較し、円盤のどこから物質が降着しているのかを考察する
ため、本研究では T タウリ型星の自転周期と CaII 三重輝線の33

強度および速度幅の時間変動周期の検出を試みた。おうし座分

自己重力不安定な原始星円盤における連星形成
長尾 颯太 (東北大学

子雲に付随する T タウリ型星 17 天体を 2 ｍなゆた望遠鏡と中天文学専攻 M1)恒星はその幾らかが連星系を構成していることが観測によって

低分散分光器・MALLS を用いて取得した。そのうち 3 天体は調べられているが、その連星系を形成する機構は十分に理解さ1200 秒積分の中分散分光観測を繰り返した。CTTS では CaI

れてはいない。原始星円盤の自己重力不安定性に起因する分裂

I 輝線の等価幅の変動が見られた。WTTS の輝線は一回目のみによってできる分裂片が連星の元になる可能性が有力視されて検出できた。これからもモニター観測を続ける予定である。

おり、円盤分裂の理解は連星系の起源を探るための重要な手掛12かりとなっている。しかし実際にどのような円盤であれば分裂

1. Matsuoka Y., et al., 2018, preprint, (arXiv:1803.01861)が起きて連星系を形成するのか、その条件がよくわかっていな

2. Hosokawa T., Yorke H. W., Inayoshi K., Omukai K.,

いのが現状である。形成間もない原始星は周囲のガスに覆われYoshida N., 2013, ApJ, 778, 178ていて観測が難しいため、連星形成における重力不安定の役割

3. Sakurai Y., Vorobyov E. I., Hosokawa T., Yoshida N.,を調べるためには流体シミュレーションを用いる必要がある。

Omukai K., Yorke H. W., 2016, MNRAS, 459, 1137

K. M. Kratter et al. (2010) では原始星円盤における動力学的な性質が重力不安定に与える影響に着目し、３次元シミュレー

35

ションを行った。そのシミュレーションでは円盤の音速、回転
周期とコアから円盤への質量降着率とを比較した二つの無次元

ダスト-ガス混合系の現象論的な方程式の定式化と新しい不安定性

冨永 遼佑 (名古屋大学(Ta 研) D1)

パラメータを導入され、それらパラメータと連星形成の関係性が調べられた。その結果、原始星円盤へと降着するガスが円盤

理論宇宙物理学研究室

近年のアタカマ大型ミリ波サブミリ波干渉計 (ALMA) によるの重力不安定性に影響を与え、円盤の分裂及び連星系の形成を

原始惑星系円盤の高解像度観測によって、様々な天体にダス決めることがわかった。本講演では上記の K. M. Kratter et

トの多重リング構造が発見された。ALMA Partnership et al.

al. (2010) をレビューし、円盤分裂による連星形成について議(2015) で報告された HL Tau のリング構造はその代表例であ論する。

る。観測されたリングの形成機構の候補の１つとして永年重力不安定性によるものが考えられている。永年重力不安定性

1. Kratter K. M., Mfatzner C.D., Krumholz M.R., Klein

はダストとガスの間の摩擦によって自己重力的に安定なガス

R.I., ApJ, 708,1585 (2010)

円盤の中で成長する不安定性であり、もともと微惑星形成機

34

超大質量星形成における星周円盤の分裂
松木場 亮喜 (東北大学

構として提唱された (e.g., Takahashi & Inutsuka 2014)。永年重力不安定性の成長過程を考える上で重要な物理過程の１

天文学専攻 D1)

つにダストの乱流拡散がある。先行研究ではこの効果を単に

ビッグバンからわずか１０億年の間に 107−10 M⊙ と大質量のダストの連続の式に拡散項を導入することでモデル化してい超大質量ブラックホールが１００天体以上形成されていることた。しかしこのようなモデル化には、円盤の全角運動量が保存が観測から明らかになっている。これらのブラックホールの種しないという理論的な不備がある。角運動量の非保存は特には成長時間の問題からある程度重いことが推察されており、超ダストの運動に大きく影響するため、ダスト濃集過程やリン大質量星と呼ばれる 105 M⊙ の星がその死後に残す同程度の質

グ形成過程を議論する上で解決するべき問題である。そこで量のブラックホールがその種として有力視されている。超大質本研究では平均場近似に基づき、摩擦が強い場合の乱流拡散量星を形成するには、星周円盤からの高い降着率のもとで星がを適切に記述する現象論的な方程式を定式化した。この方程

膨張し電離フィードバックが抑制されることが重要であると考式系を用いて線形解析を行った結果、永年重力不安定性は指えられている。しかし降着率の高い円盤は自己重力的に不安定

数関数的に単調成長するモードであることがわかった。これ化しやすく、それによって分裂を起こす可能性がある。もし円はパラメータによっては過安定モードとして現れていた先行盤が分裂すると降着率が時間変動するようになり、星の成長に研究とは本質的に異なる結果である。さらにガスの乱流粘性影響を与える。したがって、星周円盤の自己重力不安定性による分裂の有無は超大質量星の形成を考えるうえで重要である。

Sakurai et al. (2016) では星周円盤の時間進化シミュレーショ

がある場合には永年重力不安定性とは異なる新しい不安定性(Two-component viscous gravitational instability, TVGI) が現れることがわかった。TVGI は粘性と摩擦によってガスとダンから得られた降着率をもとに星の進化計算を行い、時間変動

スト両方のコリオリ力が弱まることによって成長する不安定性のある降着率のもとで超大質量星が形成できるのかを調べていである。TVGI の最大成長波長は半径 100au で 10au 程度、そる。その結果から降着率が小さい時間が星が収縮するタイムスの成長時間は円盤の回転周期の 100 倍から 1000 倍程度である

ケールより短い場合に超大質量星が形成可能であるという示唆

ため、永年重力不安定性と同様に多重リング構造の起源となりを与えている。しかし円盤の自己重力不安定性は円盤ガスの温得る不安定性である。また TVGI の成長過程ではダストがガス度に依存するためガスの熱進化が重要となるが、Sakurai et al.

に先行して集積するため、微惑星形成機構にもなり得る現象で(2016) は状態方程式をバロトロピックにすることで熱進化を考あることがわかった。

慮していない。
本研究では円盤ガスの熱進化を考慮したうえで、星周円盤の1. ALMA Partnership et al., 2015, ApJ, 808, L3

２次元流体シミュレーションを行った。それから得られる円盤

2. Takahashi S. Z., Inutsuka S.-i., 2014, ApJ, 794, 55の自己重力不安定性および星への降着率の時間変動をもとに星の進化について考える。これより超大質量星が形成可能なのかについて議論をする。

13

36

造の大規模な変化（オーバーターン）後に起きたこと、衝突に原始惑星系円盤内における惑星移動の三次元計
算:温度勾配の効果
岡田 航平 (東北大学よる impact melt sheet は分化していたことがわかった。本研
究では、まず較正式の導出に際し統計誤差を考慮することで、天文学専攻 M1)

より正確な較正式を導出し、それに基づき K・Th 濃度地図を

惑星の形成過程における未解決問題の一つが惑星落下問題であ作成した。次に K・Th 濃度地図を TC データによる標高地図、る。若い星の周りに作られる原始惑星系円盤で惑星は形成されMI データによる鉱物組成図、SP データによる反射率グラフとたと考えられている。しかし、形成中の惑星はガス円盤に密度比較・検討した結果、K・Th 高濃度地域は低 Ca 輝石が多く含波を励起しその反作用で負のトルクを受けるため、その結果惑

まれるという鉱物学的特徴を持つことがわかった。また、mare星は中心の恒星へ落下することが指摘されてきた。さらに、そには K・Th がほとんど存在しないことが確かめられた。以上の落下時間は短く、惑星が十分に成長する以前に落下してしまの結果から、SPA 内の K・Th 高濃度地域は SPA 形成時に掘うため、この惑星落下は深刻な問題となっている。一方、系外り返されたマントル上部と、SPA の地下にかつて存在した K・

惑星の中心星近くを周回するホットジュピターを説明する上でTh に富む層に由来することが推測された。

は、この惑星移動メカニズムは有用である。
これまで、惑星にかかるトルクの計算は線形計算と流体計算の38

両方により調べられてきたが、三次元線形計算は等温円盤のみに限定されてきた (Tanaka,et,al 2002)。これは、動径方向の温エンスタタイトコンドライト集積による地球大気形成

櫻庭 遥 (東京工業大学
系研究室 M2)度勾配を含めた三次元計算は発散を含むためで、この発散の問
題は未だ解決されていない。そのため、最近行われた三次元流

地球惑星科学専攻

惑星

地球表層に存在する揮発性元素は、大気や海洋を形成するため、体計算の結果を線形計算で検証することができていない。本研

地球や生命の起源を探る上で非常に重要である。地球大気は主

究では、新たな近似により、温度勾配を含めた三次元線形計算に後期天体集積による衝突脱ガスによってもたらされた揮発性を試みている。
原始惑星系円盤と惑星の重力相互作用による三次元密度波は、線形計算においては円盤回転軸方向 (z 方向) の速度成分をもた元素によって形成されたと考えられている (e.g., de Niem etal., 2012)。ただし、衝突天体の組成は現時点で正確には明らかになっていない。本研究では、特にコンドライト組成に比べてない二次元的波と、z 方向速度成分を持つ三次元的波との重ね

地球表層の C/H 比および N/H 比が小さいことに着目し、後期合わせで表される。このうち、三次元的波が温度勾配の効果を

天体集積期にこれを再現する条件を探る。

発散するのであるが、三次元的波による惑星へのトルクの寄与

原始惑星への天体衝突における衝突脱ガスと大気剥ぎ取はわずか 1% 程度と非常に小さい。そこで、本研究では、寄与

り (Svetsov 2000, Shuvalov 2009) について、大気組成 (CO2 ,が小さいと考えられる三次元的波を無視することで、温度勾配

H2 O, N2 の 3 成分を仮定) を考慮した大気進化を計算した。初がある場合のトルクを近似的に求める。実際、三次元流体計算

期地球表層では海洋と炭素循環の存在を仮定し、H2 O と CO2において発散は起こっていないため、このような近似は有効での海洋・炭酸塩への分配を考慮した。衝突天体組成についてはあると期待される。本講演では、温度勾配を含めた惑星移動のその揮発性元素含有量をパラメータとし、計算結果と現在の地

三次元線形計算の結果及び三次元流体計算との比較について紹

球表層の揮発性元素組成を比較した。

介する。

衝突脱ガスと大気剥ぎ取りによる大気進化では十分時間が経つと供給と損失がつりあう定常状態に近づくことが分かった。

1. Tanaka,H., Takeuchi,T., & Ward,W.R. 2002

その定常量は衝突天体組成に依存し、揮発性元素含有割合が小37

巨大衝突盆地 (SPA) における K 及び Th 濃縮
地域の起源

さいほど少量の大気量に収束した。また、衝突と同時に炭素が炭酸塩に、水素が海洋に固定されることで、地球表層に獲得される C/H 比と N/H 比は衝突天体の値から減少した。幅広いパ

松田 一真 (国立天文台 M1)

ラメータ・サーベイの結果、地球表層の C/H/N 量および存在

月の南極エイトケン盆地（SPA）は、太陽系最大の衝突盆地である。SPA では Th、Fe の濃度が、周囲の月高地よりも高い。
また、SPA 形成時の隕石衝突により、月内部のマントル物質が比から見積もられる後期集積天体組成はエンスタタイトコンド
ライト組成であることを発見した。

掘り返され表層にもたらされたと考えられている。すなわち、

1. de Niem, D., et al. 2012, Icarus, 221, 495.

SPA 内の元素分布や鉱物組成を調査することで、月内部の情報

2. Svetsov, V. 2000, Solar Syst. Res., 34, 398.

を得ることができる。先行研究では、SPA 北部に高 Ca 輝石が

3. Shuvalov, V. 2009, Meteor. Planet. Sci., 44, 1095.

主成分の地域が存在すること、それらの地域は K・Th 濃縮域と一部重なっていることが分かった。さらに、かぐや搭載分光
カメラの観測データから、SPA 形成した衝突は初期マントル構

14

39

高温高圧な点である [1]。大気の主成分は温室効果をもたらす

地上電波望遠鏡 SPART による金星中層大気微
量分子の観測・解析

二酸化炭素である。更にその上空には硫酸の雲が存在し、その雲の中の風は非常に強風になっている。これらのことから金星

築山 大輝 (大阪府立大学 宇宙物理学研究室 M1)の大気の運動を駆動する大きな要因は自転ではなく、温度差で中心星の活動が周辺の地球型の惑星大気環境に与える影響にあると考えた。自転が非常に遅く、ほぼ止まった状態として捉ついて理解を深めるべく、我々は、国立天文台野辺山宇宙電波えることのできる金星では、自然に考えると大気循環は昼面と観測所の 10m 電波望遠鏡を用いて、太陽系惑星大気の微量分子

夜面を結ぶ直径に対して対称性を持っているはずだ。ところがの 100/200GHz 帯スペクトル線を監視する SPART ミッショ

スーパーローテーションではその対称性は破られ、一つの大きンを推進し、ALMA 望遠鏡やあかつき衛星との同時/連携観測

な大気の回転ができている。そこで、昼面と夜面の温度差が駆などを展開している。特に火星や金星はすでに磁場を失ってお動する二次元の対流モデルによってその対称性が破られる様子

り、中心星の活動の影響をダイレクトに受ける貴重な実験場でを描けるか議論していく。また、系外惑星、特にホットジュピ

ある。電波のヘテロダイン分光は周波数分解能が高く、金星でターにはスーパーローテーションが見出されている。これにつあれば高度 60km 付近に存在する濃硫酸の雲より上層大気中のいてもどれだけ記述できるか、同じモデルから考察していく。

微量分子の観測が可能である。これまでの観測から金星の中層

1. Makoto Taguchi et al. Icarus 29, 502 (2012)

大気の一酸化炭素 (CO) は太陽活動の低下と連動するように減少傾向にあることが分かってきた。また、太陽活動の影響だけでは説明のつかない短期スケールの一酸化炭素 (CO) の変動を有すことも分かってきている。そこで、引き続き、金星と火星の微量分子の変動の動向を探り、到来しつつある太陽活動の極小期における大気酸化反応ネットワーク/大気ダイナミクスのリンクを紐解く計画である。また、100/200GHz 帯の観測スペ
クトルと放射輸送モデルの比較解析も行っており、講演では本ミッションの観測データの解析について説明し、その結果について報告を行う。

1. 中井直正、坪井昌人、福井康雄 [編] 「シリーズ現代の天文学 16 巻

宇宙の観測―電波天文学」 日本評論社

2. 福井康雄、犬塚修一郎、大西利和、中井直正、舞原俊憲、
水野亮 [編] 「シリーズ現代の天文学 6 巻 星間物質と星形
成」 日本評論社

3. 浅野正二 [編] 「大気放射学の基礎」 朝倉書店

40

惑星大気の物理ション

金星のスーパーローテー

瀬戸 麻優子 (お茶の水女子大学
科学コース 宇宙物理研究室 M1)

理学専攻

物理

スーパーローテーションとは、惑星や衛星の大気循環において赤道付近を含む広い範囲で自転方向に自転速度を大きく上回る速度の風が吹き続けるという現象のことをいう。特に金星では、自転の約 60 倍にあたる秒速 100 メートルほどの強風がその大気中を吹き荒れていることが観測によって確認されている。地球の上空にもジェット気流のような自転方向に吹く風は存在しているが、自転に対する速度は金星ほど大きくはない。
金星のスーパーローテーションのメカニズムは未だに明らかにされておらず、大きな謎の一つとなっている。
本研究ではスーパーローテーションの簡単なモデルを作ること、更にはそのモデルを通して金星の大気の運動を理解することを目指していく。金星の大気の重要な特徴は、非常に厚く、15