原始惑星系円盤の高解像度観測と系外惑星観測の最前線

2018年7月22日
2018年度天文若手の会夏の学校 豊橋
北海道大学 秋山永治
Credit: ESO

本日の講演内容
1. イントロダクション
1) 星・惑星形成の概要
2) 電波・赤外線観測の特徴
2. 原始惑星系円盤
1) 惑星系形成の標準理論
2) 最新の観測結果
円盤構造、ダスト成長、有機物質
3. 系外惑星
1) 系外惑星の観測
2) 太陽系と系外の惑星系との比較
4. 将来計画
5. まとめイントロダクション

星雲仮説

Swedenborg 1688-1772

Kant 1724-1801

Laplace 1749-1827

1. ガス雲が重力収縮する。
2. 回転軸方向では収縮が進み、動径方向では収縮が進まず円盤構造が形成される。
3. 重力と円心力で釣り合う。
4. リング形状が生じ惑星が形成される。

星・惑星系形成の概要
n~102/cm3
T~10K

104/cm3

Greene 2001を改編

スペクトルエネルギー分布(SED)
SED:天体を波長ごとの強度分布で表したもの
星のみであればプランクの式で表されるカーブになる

log Fλ星のみ

log λスペクトルエネルギー分布(SED)星の周囲に物質があると赤外線領域で強度が卓越する(赤外超過)。

log Fλ星 + 円盤log λSEDによる形成進化の分類
SEDは星の進化の指標となる。
Classの定義
波長2.2µmから24µm間の傾きで分類する。

d log λ Fλα IR =
d log λClass 0:Class 1:
Class 2:
Class 3:αIRが測定不可αIR ≥ 0-1.5 ≤ αIR ≤ 0
αIR ≈ -1.5

Class 0Class 1

Class 2

Class 3André 2002

観測領域とSEDとの関係
Spectral Energy Distribution (SED):
天体を波長ごとの強度分布で表したもの。

典型的なSEDdust diskstarDullemond et al. 2007参考観測領域とSEDとの関係
SED:天体を波長ごとの強度分布で表したもの
黒体放射であればプランクの式で表されるカーブになる
近赤外：星近傍からの熱放射~数AU

典型的なSEDdust diskstarDullemond et al. 2007参考観測領域とSEDとの関係
SED:天体を波長ごとの強度分布で表したもの
黒体放射であればプランクの式で表されるカーブになる
近赤外：星近傍からの熱放射~数AU：円盤表面の散乱光

典型的なSEDdust diskstarDullemond et al. 2007参考

円盤の観測位置とSEDとの関係
SED:天体を波長ごとの強度分布で表したもの
黒体放射であればプランクの式で表されるカーブになる
近赤外

中間赤外

：星近傍からの熱放射~数AU：円盤表面の散乱光：~数10からの熱放射

典型的なSEDdust diskstarDullemond et al. 2007参考観測領域とSEDとの関係
SED:天体を波長ごとの強度分布で表したもの
黒体放射であればプランクの式で表されるカーブになる
近赤外

中間赤外
電波
典型的なSED：星近傍からの熱放射~数AU：円盤表面の散乱光：~数10からの熱放射：円盤赤道面からの熱放射

dust disk
波長によって見ている場所が異なる。
star
Dullemond et al. 2007参考観測領域とSEDとの関係
SED:天体を波長ごとの強度分布で表したもの
黒体放射であればプランクの式で表されるカーブになる
近赤外：星近傍からの熱放射~数AU：円盤表面の散乱光：~数10からの熱放射：円盤赤道面からの熱放射

赤外線観測と電波観測は
相補関係
中間赤外
電波

典型的なSEDdust disk

波長によって見ている場所が異なる。
star
Dullemond et al. 2007参考

ALMAの3大テーマ
・ 銀河の誕生を探る
原始銀河や宇宙の始まりに迫る

・ 惑星の誕生を探る
太陽系や地球の起源に迫る

・ 宇宙物質の進化を探る
アミノ酸や生命起源の謎に迫る

2018年7月12日

2030年までの推進するサイエンスを発表

l星・惑星形成を通して簡単な有機分子から複雑な有機分子への進化を追う。
l原始惑星系円盤の地球型惑星形成領域の空間分解
し、形成中の惑星によるギャップや穴構造の検出する。

原始惑星系円盤
惑星系形成の標準理論

主な惑星形成理論
最小質量モデル(京都モデル)• 太陽系の現在の天体から見積もられる最小質量の物質を初期質量とし、力学的に時間発展させた理論である。
• 円盤ガスが散逸した状態で惑星が成長するSafronovモデル(1969)と円盤ガスが残ったまま惑星が成長する林モデル(~1985)
がある。

重力不安定モデル• 太陽質量以上の大質量星雲を考え、重力不安定によりダイレク
トに短時間で巨大惑星が誕生する理論である。Cameronモデル(1969)とも言う。

最小質量モデルの基礎概念
円盤仮説• 惑星系は恒星周りの小質量の円盤(原始惑星系円盤)から形成される。
• 円盤はガスとダストで構成される。

微惑星仮説• ダストの集積で微惑星が形成される。
• 微惑星の集積で惑星が形成される。
• 固体惑星が核となり、その周りにガスが集まることでガス惑星が形成される(コア集積モデル)。

太陽系形成標準理論
SED分類のClass 2 以降の進化理論
1980年代にロシア、日本で枠組み確立（最小質量モデル、京都モデル）。
原始惑星系円盤から進化を考える。
ガス・ダスト比 = 100:1
円盤の総質量 = 0.01 M¤
地球型惑星、巨大ガス惑星、巨大氷惑星の形成領域を再現でき、惑星の円軌道と軌道間隔を説明できる。
現在の太陽系の姿を説明できる。
©Newton Press原始惑星系円盤
オリオン座

オリオン大星雲(M42)

Credit: C. R. O'Dell and S. K. Wong

原始惑星系円盤
AB AurFukagawa+2004
HD 142527

McCaughrean & O’Dell 1995

SAO 206462

Muto+2012
J16042165–2130284

gap

Fukagawa+2006

円盤は複雑な構造を持つ

Mayama+2012

原始惑星系円盤一覧(近赤外線)

http://subarutelescope.org/Pressrelease/2013/08/04/fig3e.jpg

原始惑星系円盤一覧(電波)原始惑星系円盤の構造
穴構造
多重リング構造
渦状腕構造
非対称構造

穴構造の示唆(遷移円盤)
赤外線天文衛星(IRAS)サーベイの結果、少数のサンプルに中心に穴が開いている天体がある事が判明した。
Strom et al. 1989
“The presence of IR excesses for λ > 10 µm… andthe absence of excess emission at λ < 10 µm… may
diagnose disk clearing in the inner regions of the
disk. If so, these observations may represent the first
astrophysical evidence of disks in transition frommassive, optically thick structures... to low-mass,
tenuous, perhaps postplanet-building structures.”

SEDから得られる円盤構造
Primordial Disk
穴やスパイラル構造のないスムーズな密度分布を持つ円盤。

典型的なSEDdust disk

star

SEDでは近赤外領域で明るさの減少が見られないフラットな曲線を示す。

SEDから得られる円盤構造
Pre-transitional Disk星の周囲で穴が開きつつある円盤。

典型的なSEDdust disk

star

SEDでは近赤外領域で明るさの減少が見られるが、中心星の表面は見えない。

SEDから得られる円盤構造
Transitional Disk星の周囲に穴がある円盤。

典型的なSEDdust disk

star

SEDでは近赤外領域で明るさの減少が見られ中心星の黒体放射が見られる。

従来の画像との比較

従来の画像との比較

ALMAによって画像品質が劇的に向上した。

高解像度観測 PDS 70星 (1)0.87 mm 連続波

Long & Akiyama et al. 2018

ビームサイズ: 0.15” x 0.19”
観測時間: 28 min
穴のサイズ: r=48AU, 中心から有意な13σの放射を検出。

高解像度観測 PDS 70 (2)-1) s-1)(Jy beam(Jy beam-1 km s-1)
(km-1 skm
0 0.05 0.1 0.15 0.2 -0.04 2 0 4 0.04
680.08
10 0.1212 2

J2000 Dec.

51”
52”
53”

50”

CO (J = 3-2)

51”

J2000 Dec.

50”

52”
53”

54”

54”

-41°
08ʼ55”-41°
08ʼ55”
14h08m10s.3 10s.1
J2000 R.A.

HCO+ (J = 4-3)

09s.9 14h08m10s.3 10s.1
J2000 R.A.

09s.9

Long & Akiyama et al. 2018

ブリッジ構造CO (J = 3-2): 15σ detection, HCO+ (J = 4-3): 5σ detection

parameters are the stellar mass, age, extinction, and parallax ,RadiusR
1.26±0.15
computed from 2
and we assume solar metallicity. The photometric measurementsB
mag 13.494±0.146
3used for the fit as well as the independently determined e↵ecV
mag 12.233±0.123
3
tive temperature T e↵ and radius are listed in Table A.1. We perg0
mag 12.881±0.136
3form a simultaneous fit of all these observables. The uncertainr0
mag 11.696±0.106
3ties are treated as Gaussians and we assume no covariance bei0
mag 11.129±0.079
3tween them.
Jmag 9.553±0.024
4
We use a Gaussian prior from Gaia for the distance and a GausH
mag 8.823±0.040
4sian prior with mean 0.01 mag and sigma 0.07 mag, truncated at
Ks
mag 8.542±0.023
4
AV =0 mag, for the extinction (Pecaut & Mamajek 2016). Given
Age
Myr
5.4±1.0
this work
AV , we compute the extinction in all the adopted bands by asMass
M
0.76±0.02
this work
suming a Cardelli et al. (1989) extinction law. We use a ChabrierAV
mag
0.05+0.05
this work
0.03(2003) initial mass function A&A(IMF) proofs:
prior on manuscript
the mass andno.
a unidraft
FWHM= 49 – 52 mas
form prior on the age. The stellar models adopted to compute References. (1) Gaia Collaboration
et al. (2016, 2018); (2) Pecaut &the expected observables, given the fit parameters, are from the Mamajek+(2016); (3) Henden et al. (2015); (4) Cutri et al. (2003).
L’ 2012-03-31
H2H3
2015-05-31
K1K2 2016-05-14
L’ 2016-06-01
MISTH2H3
project2015-05-03(Paxton et al. 2011, 2013,2015;
Dotter 2016; Choiet al. 2016). These models were extensively tested against young
cluster data, as well as against pre-main sequence stars in mul- central region (5). Whereas feature (1) and (2) were already ten
tiple system, with measured dynamical masses, and compared tatively seen in previous observations (see Fig. 5 and Fig. 9 ito other stellar evolutionary models (see Choi et al. (2016) for Keppler et al. 2018), our new and unprecedentedly deep datasedetails). The result of the fit constrains the age of PDS 70 to allows one to identify extended structures well within the ga
5.4 ± 1.0 Myr and its mass to 0.76 ± 0.02 M . The best fit pa- (features 3-5). Future observations at high resolution, i.e. wit
rameter values are given by the 50% quantile (the median) and interferometry will be needed to prove the existence and to in
their uncertainties are based on the 16% and 84% quantile of the vestigate the nature of these features, which, if real, would pro
0.1"
marginalized posterior probability distribution. The stellar pa- vide an excellent laboratory for probing theoretical prediction
Muller et al. 2018 submitted
rameters are identical to the values used by Keppler et al. (2018). of planet-disk interactions.
We note that the derived stellar age of PDS 70 is significantly
younger than the median age derived for UCL with 16±2 Myr
VLT/IRDIS
K1K2 band IRDIS H2H3and andetection
age spread
7 Myr by
PecautMamajek(2016).
For left to right): NICI
Fig. 9. Images of the point source
as ofretrieved
with
the &
sPCA
reduction(fromL’-band (2012-03-31),
the computationof the medianageK1K2-band
Pecaut & Mamajek(2016) NaCo L’-band (2016-06-01). North is up and East is toband (2015-05-03), IRDIS H2H3-band(2015-05-31),
IRDIS(2016-05-14),(1)
excludedK
andM-type
stars
for
the
reasonofstellaractivity-0.5
the left. The images were smoothed with a Gaussian kernel of size 0.5⇥FWHM.
which might bias the derived age. When the entire sample ofstars is considered a median age of 9±1 Myr is derived. The authors provide an age of 8 Myr for PDS 70 based on evolutionary(3)(4)
ity distributions for each models.
parameter
were computed following
Furthermore, the kinematic parallax for PDS 70 therein(2)0.0
the method described by Olofssonal. (2016).
is larger by et⇠15%
comparedTheto theastrometnew Gaia parallax. Thus the(5)
ric uncertainties related to luminosity
the calibration
error
takedetermination
into accounton whichthe ageis based on is underand, subsequently,
the ageregisteris overestimated.
the centering accuracy ofestimatedthe stellar
position (frame

高解像度観測 PDS 70 (3)CO (J = 3-2)

HCO (J = 4-3)

穴の中に点源以外のsub-structureを検出(1)(5) アーク構造(2)(ブリッジのような)コネクション(3)(4) スパイラル構造

ing was done using the satellite spots for the IRDIS data andfitting a 2-dimensional Gaussian to the star in the case of the
Appendix B: The disk seen with IRDIS
non-coronagraphic NaCo and
NICI data), the detector anamorFigureofB.1
shows Mairethe IRDIS
combinedphism (0.6±0.02% in the case
IRDIS,
et al.
2016),Kthe
1 K2 image using classical
ADI.
The
image
shows
the
outer
disk
True North orientation of the images and the uncertainties re-ring, with a radiusof approximately 54 au, with the West (near) side being brighter
lated to the rotator o↵set andthe pixel scale. The corresponding

中心星近傍領域で詳細な構造が検出可能となってきた。

∆DEC (arcsec)

NIR観測
Gemini/NICI, VLT/IRDIS, VLT/NaCo
穴の中に点源を検出

0.5

(1)

Keppler et al. 2018 submitted
0.5

0.0∆RA (arcsec)-0.5

2MASS J16042165−2130284
HCO+(4-3)

ICRS Declination

Cont.

Mayama & Akiyama et al. in prep.

穴構造内に何か別の構造があることを確認。
小さな円盤構造の可能性。

多重リング うみへび座TW星
ALMAᮃ㐲㙾

䛩䜀䜛ᮃ㐲㙾
䝝䝑䝤䝹Ᏹᐂᮃ㐲㙾

20 AU

80 AU
1 = 54 AU

1 = 54 AU

(

19AU)

約20 AU

Debes et al. 2013, Akiyama et al. 2015, Andrews et al. 2016

• 近赤外線とサブミリ波観測で多重リング構造が検出された。
• 地球の公転半径と同じ空間分解能で観測が可能となった。

多重リング おうし座HL星 1

G. Dipierro, D. Price, G. Laibe, K. Hirsh, A. Cerioli, & G. Lodato
Credit: ESO

多重リング おうし座HL星 2

G. Dipierro, D. Price, G. Laibe, K. Hirsh, A. Cerioli, & G. Lodato
Credit: ESO

渦状腕構造(ぎょしゃ座AB星)
惑星によって誘起されたspiralを検出 (Tang et al. 2017)
CO(2-1)CO(2-1)とH-band

Σ/Σ0
0 0.5 1 1.5 2

6MJ

-100

シミュレーションによって、巨大惑星が半径30もしくは80AUに存在
すれば観測された渦状腕が発生することが示された。
0100Dong et al. 21015

50

3

0

2

-50

1

-100
-100

-50

0
x [AU]

50

log column density [g/cm2]

y [AU]

渦状腕構造

100
Courtesy of Farzana Meru

非対称構造Oph IRS 48

van der Marel et al. 2013

非対称構造Oph IRS 48

van der Marel et al. 2013

ダストトラップ その1
高密度(厳密には面密度)
低

ダスト

星
高

低
圧力

高

低
温度

ダストトラップ その2
高密度(厳密には面密度)
向かい風により、
内側へ移動

高

低

低
圧力

高

低
温度

ダストトラップ その3遷移円盤の場合

低低高

追い風により、
外側へ移動

高
圧力

高

密度
(厳密には面密度)
低

低

低
温度

ダストトラップ その4遷移円盤の場合

高

低

低

密度
(厳密には面密度)
低

高
圧力

高

低

低
温度

非対称構造10-3
0
ALMA 870µm

ALMA + H-band

ALMA + L’-band

Intensity [Jy/beam]

2×10-3Kraus et al. 2017

• 三日月構造はダスト集積の可能性を示している。
• 公転している惑星によって圧力の高い領域が形成する。
• 渦状腕構造(赤外線観測)は惑星の存在を支持する。

非対称構造と渦状腕構造(LkHα330)

H-band0.87 mm cont.

近赤外線(Hバンド)観測• 一対の渦状腕構造が検出された。
電波(サブミリ波)観測• 非対称構造が検出された。
• 渦状腕構造が検出された。

Akiyama et al. 2016

Perez et al. 2017

ダスト成長について• ダスト成長はSEDの傾きから観測的に調査することが可能である。

• ほとんどの円盤は β < 2 (Beckwith & Sargent 1991)。
• 星間空間(ISM)のβの値は約1.7 (Li & Draine 2001)。
• βdisc < βISM の場合、ダスト成長が原因である(Draine
2006)。
• βが1よりも小さい場合、ダストはミクロンサイズからミリ
メートルサイズに成長している(Draine 2006)。

ダスト成長2βの見積もりSMA 0.87mm 連続波
West: 101±14 mJy
East: 35 ± 4 mJy
CARMA 1.3 mm連続波(Isella et al. 2013)
West: 87±12.7 mJy
East: 18 ± 1 mJy
結果+0.5
West: β = 0.7−0.4
East: β = 2.0 ± 0.5• 円盤内で異なるサイズのダストが分布する。
• ダスト成長は円盤の東側よりも西側で卓越していると考えられる。

SMA 0.87 mm

ダスト成長 シミュレーション1

クレジット

片岡章雅氏

ダスト成長シミュレーション2

クレジット北海道大学低温科学研究所

The AstrophysicalJournal, 732:42 (25pp), 2011 May 1
MWC758穴＋渦状腕＋非対称

SMA (Andrews et al. 2011)
波長:0.88 mm
空間分解能: 0.82” × 0.55”
2つピーク(目玉構造)が検出された→穴構造を示唆

穴、渦状腕、非軸対称構造を同時に持つ
ref. SAO206462

50 AU

arbitrary unit (AU)VLT/SPHERE (Benisty et al. 2015)
波長:1.04 µm
空間分解能: 27 mas
渦状腕構造 (2対)非軸対称構造1σ =1.1 mJy
A&A 578, L6
3σ step

m
r
s
A
p
S
o
T
in
A
o
th
th

d
tr
2

MWC758詳細構造
ALMA高空間高感度観測
波長:0.87 mm cont.
空間分解能: 43 × 39 mas(~ 6.9 × 6.2 AU)
rms:
20 µJy/beam
円盤赤道面を反映した構造
実際に塵が集積した構造(赤外観測では円盤の表面を見ていることに注意)
リングは楕円である
離心率 e ~ 0.1
ケプラーの法則に従った構造
Dong et al. 2018

原始惑星系円盤の有機物観測

n and within icy dust mantles: gas-phase formation of saturated molecules
inefficient under interstellar/circumstellar conditions

有機物質の主な起源

Non-thermal
desorption
Sputtering

H2 formation

UV photons
X-raysCosmic rays

Simple ices
H2O:NH3:N2:CH4:
CO:CO2:CH3OH
Thermaldesorption

EnergyHeat

Complex molecules
Burke,
D. & Brown, W. 2010, PCCP, 12, 5947
Burke, D. & Brown, W. 2010, PCCP,12, 5947メタノールの理論研究 1

A&A 563, A33 (2014)

水素(原子)に対するメタノールの存在比分布

Fractional Ab undance

10-5
-7

10

-8

10-9
10

-10

10

-11

10-12
10

-13

10-14

250

CH3 OH
Methanol

10-6
10Model 1Model 2Model 3Model 4Model 5

0

50

100
150
Height (AU)

10-4

Model 1Model
1:
凍結、熱脱離 (適用外)
HCOOH
10-5
Model 2Model 3Formic
acid
Model
2:
非熱的脱離(UV、宇宙線など)
10-6
Model 4-7
Model 510
Model
3: Model 2 +-810ダスト表面化学反応
-9
10
Model
4: Model 3 +-1010固体(ice)からの破壊的脱離
-11
10
Model
10-12 5: Model 4 +-1310
化学反応脱離Fractional Ab undance

10-4

10-14

200
250A33 (2014)0
A&A 563,

50

100
150
Height (AU)

200

250

Column density (cm−2 ) of gas-phase and-2grain-surface organic molecules at radii of 10, 30, 100, and 305 AU from our fullbdisk m

各有機分子の柱密度(cm)
10-5Fractional Ab undance

-6

・・・

Methanol
CH3 OH-910Formic
acid
HCOOH
-10
CH3 CN
10
Cyanoacetylene
HC3 N
Acetonitrile-11
Acetonitrile
CH3 CN
10
Propyne
CH3 CCH
10-12
Acetaldehyde-13以下省略 CH3 CHO
10

-6

10 AU
3.7(12)1.0(09)8.1(10)2.0(12)5.5(12)4.5(11)1.1(10)CH3 CCH10
Gas phase
Propyne10AU
30 AU 100 AU 10-7305 AU
5.1(13) 1.5(12) 10-88.3(12) 6.7(09)2.2(11) 5.8(12) 10-91.7(13) 2.3(18)7.5(11) 9.1(12) -108.2(12) 1.1(18)6.9(11) 2.1(11)10 9.8(10) 1.7(18)2.9(12) 6.9(11)10-114.1(11) 1.2(17)8.2(11) 1.1(12)10-121.8(12) 4.7(19)2.0(10) 7.2(11) -133.9(11) 5.9(12)Fractional Ab undanceModel 1Model 2Model 3Species
10-7Model 4-8
ModelH52 CO
Formaldehyde
10
10

10-5

10

注) a(b) = a x 10
Model 1Model 2Grain surface
30 AU 100Model
AU 3 305 AU
Model 4Model 5 6.0(17)6.4(18) 3.4(17)8.4(17) 1.1(18)8.8(17)2.4(17) 1.1(17)3.3(16)1.3(15) 8.2(12)5.5(12)2.1(17) 2.7(16)2.0(15)1.0(19) 1.1(18)2.5(17)et al. 9.4(16)2014b6.2(17)Walsh4.1(17)

メタノールの理論研究 2C. Walsh et al.: Complex organic molecules in protoplanetary disks
水素(原子)に対するメタノールの存在比分布

110 563, A33 (2014) 100
A&Ar [AU]−2

Column density (cm ) of gas-phase and-2grain-surface organic molecules at radii of 10, 30, 100, and 305 AU from our fullbdisk m

各有機分子の柱密度(cm )注) a(b) = a x 10

メタノールガスの存在が示された
・・・

Species
Formaldehyde
H2 CO
Methanol
CH3 OH
Formic acid
HCOOH
Cyanoacetylene
HC3 N
Acetonitrile
CH3 CN
Propyne
CH3 CCH
Acetaldehyde
以下省略 CH3 CHO

10 AU
3.7(12)1.0(09)8.1(10)2.0(12)5.5(12)4.5(11)1.1(10)Gas phase
30 AU 100 AU
5.1(13) 1.5(12)2.2(11) 5.8(12)7.5(11) 9.1(12)6.9(11) 2.1(11)2.9(12) 6.9(11)8.2(11) 1.1(12)2.0(10) 7.2(11)305 AU
8.3(12)1.7(13)8.2(12)9.8(10)4.1(11)1.8(12)3.9(11)10AU
6.7(09)2.3(18)1.1(18)1.7(18)1.2(17)4.7(19)5.9(12)Grain surface
30 AU 100 AU 305 AU
6.4(18) 3.4(17)6.0(17)8.4(17) 1.1(18)8.8(17)2.4(17) 1.1(17)3.3(16)1.3(15) 8.2(12)5.5(12)2.1(17) 2.7(16)2.0(15)1.0(19) 1.1(18)2.5(17)et al. 9.4(16)2014b6.2(17)Walsh4.1(17)

メタノールの観測結果 うみへび座TW星
The Astrophysical Journal Letters, 823:L10 (7pp), 2016 May 20

The Astrophysical Journal Letters, 823:L10 (7pp), 2016 May 20

Walsh et al.

12
10
8

4
2
0
-2
連続波放射 ≥ 3σ

Figure 1. Channel maps for the stacked observed B7 CH3OH line emission. The white contours show the 2.5σ, 3.0σ, 4.0σ, and 5.0s levels for the CH3OH data andthe gray contour shows the 3s extent of the 317 GHz continuum. The black cross denotes the stellar position, and the dashed gray lines show the disk major and minor
axes. The synthesized beams for the continuum (open ellipse) and line (ﬁlled ellipse) emission are shown in the bottom left panel.

mJy / beam

6

Figure 2. Left: line proﬁle extracted from the stacked observed B7 CH3OH channcompared with the stacked B6 and B7 model line proﬁles from the best “by-eye” meye” ﬁts for models in which methanol is present in different layers: z r - 0.1, 0.1
and 100 au.

左: チャネルマップ
上: ラインプロファイル
Fν = 33 mJy
S/N = 5.1
(rms noise = 6.5 mJy)
Integ. time = 43min• メタノール放射のピークと星の位置がずれている(offset)ことから、
メタノールガスがリング状に分布していると思われる。
• 3σ以上の放射が星の位置にも検出されている。

triggered by energetic photons or particles or by energy
released during exothermic chemical reactions (reactive
desorption, e.g., Garrod et al. 2006). The rates for suchprocesses remain relatively unconstrained except for a small setof molecules and reaction systems (e.g., Westley et al. 1995;Öberg et al. 2009b; Fayolle et al. 2011; Bertin et al. 2013;
Fillion et al. 2014; Cruz-Díaz et al. 2016; Minissale

Because the methanol chemistry applicable to disks remains
relatively unconstrained, we adopt a parametric approach toconstraining the location and abundance of gas-phase methanol
in TW Hya. Methanol is assumed to reside in three differentz r - 0.1,
0.1 - z r - 0.2,
andverticallayers:0.2 - z r - 0.3, where z and r are the disk height and radius,
respectively (dashed lines in Figure 3). A small grid of models

大型有機分子 1グリコールアルデヒド(C2H4O2)

Jorgensen et al. 2012を改編
Credit: ESO/L. Calçada

大型有機分子 2

Martín-Doménech et al. 2017
Ligterink et al. 2017

イソシアン酸メチル(CH3NCO)

Credit: ESO/Digitized Sky Survey 2/L. Calçada

大型有機分子 3

Fayolle et al. 2017

クロロメタン(CH3Cl)生命の起源につながる物質は宇宙に多く存在している？
Credit: B. Saxton (NRAO/AUI/NSF); NASA/JPL-Caltech/UCLA

系外惑星

系外惑星の発見
ペガスス座51番星b(別名: ベレロフォン)
M. Mayor & D. Queloz
1995年10月、太陽のような星の周囲を公転する系外惑星が初めて発見される。
• 主星質量: 1.06M¤• 軌道長半径: 0.052AU
水星の平均軌道半径: 0.39 AU• 公転周期: 4.23078日• 太陽からの距離: 約51光年© NASA/JPL

視線速度法(ドップラー偏移法)
惑星によって主星もわずかに揺れる(近づいたり遠ざかったりする)。
→ドップラー効果によって星の色が赤や青に変化する。
→主星の色が周期的に変化する。

惑星観測者＊アストロメトリ−法
主星の揺れによる位置の変化を観測する方法。

ドップラー偏移

ドップラー偏移量から惑星の質量(下限値)が見積もられる。
+

遠ざかる

0
ー

時間
近づく
クレジット：星ナビ

ケプラー宇宙望遠鏡• 2009年3月に打ち上げ。
• 主に地球型系外惑星を探査。
• トランジット法で10万以上の星を4年に渡って観測。
• 2013年からK2ミッション開始。

© NASAトランジット法• 惑星が主星の前を通過する時、主星がわずかに暗くなる。
• 周期的な明るさの変化を観測する。
• 明るさの変化量から惑星のサイズが分かる。
• 視線速度法から惑星の質量が分かる。
→ 密度が見積もられる。 注) 地球の密度は約5.5g/cm3

惑星
主星
明るさ

光度曲線

時間

© NASA

ケプラー宇宙望遠鏡の観測領域
こと座
ベガ

はくちょう座
デネブ

アルタイル
わし座

Credit NASA/Kepler

ほどよく星が存在する天の川の少し離れた領域を観測ケプラー宇宙望遠鏡による惑星の検出

地球サイズ

スーパーアースサイズ
1.25 – 2Rearth
海王星サイズ2 – 6Rearth
巨大惑星サイズ6 – 22Rearth© NASA/Kepler系外惑星の年別発見数検出された系外惑星の数

2016年5月現在
新規で確認された数, 1284
以前にケプラー観測で確認された数
ケプラー以外の観測で確認された数

2017年8月の時点で系外惑星は候補天体も含めて6000以上、うち600以上は惑星系として確認されている。

発見された年© NASA/Kepler系外惑星のサイズ分布

系外惑星の発見数

2016年5月現在

系外惑星の発見数2325
新規で確認された数以前に確認されていた数

太陽系は必ずしも標準的な惑星系ではないことを示している。
＊Re: 地球半径

地球サイズの惑星のサイズ分布
Fulton et al. 2017

completeness-corrected histogram of planet radii for planets with orbital periods shorter than 100 days. Uncertainties in the bing the suite of simulated surveys described in Appendix C. The light gray region of the histogram for radii smaller than 1.14 RÅ
The histogram plotted in the dotted gray line is the same distribution of planet radii uncorrected for completeness. The median radi
pper right portion of the plot. Bottom: same as the top panel with the best-ﬁt spline model over-plotted in the solid dark red line. T
ed in light gray is not included in the ﬁt due to low completeness. Lightly shaded regions encompass our deﬁnitions of “super-Earths(light cyan). The dashed cyan line is a plausible model for the underlying occurrence distribution after removing the smearing caused

ケプラーで発見された惑星において、1.7地球半径サイズに個数分布の谷がある。

系外の惑星系

465
12Δ Dec ["]CO (J=2−1)

電波による惑星検出方法
2

2

60

0

0.40km/s−240.70km/s

1.00km/s

1.30km/s

・チャンネルマップの特定の速度成分に注目
1M model2・パターンにずれ(kink)がないか調査→無ければスムーズな円盤
0→有れば円盤の一部が乱されている−2・ずれは重力相互作用によるものだと仮定
CO (J=2−1)
2M
model
870µm
→モデル計算から惑星のパラメータが算出
−4
可能

65

1.60km/s

55

55

4

50

Δ Dec ["]Δ Dec ["]

jup

2
0

−2

44

7
65
40
0.87mm連続波

ΔΔDec
Dec["]
["]

jup

22

0.40km/s

−2
−2

00

0.40km/s−2−2
44

ΔΔ DecDec ["]
["]

60
35

−4

1.30km/s−201.60km/s ΔRA[“]2

0.70km/s

557
30

65

−2

60

v=1.15 vKep021.00km/s

1.30km/s

1.60km/s

v=0.85 vKep

45
20

55
40
15

−1.00km/s
−4

22

−4

00

−2

0
Δ Ra ["]−2−2
02
Ramodel["]
3MΔjupjup
2M

5
4 Tb [K]50
dv=1.0km/s
25

5M
2Mjup
model
1M
jup model

−2

25
15

1.00km/s

2

12
1M
model
jup(J=2−1)
CO
3M
model
jup

22

4

1.00km/s

CO J=2−1

4

Δ Dec ["]ΔΔ DecDec ["]["]

44

40.70km/s

35

45

12

00

45

4

−2

0
2
Δ Ra ["]

2

0

50
35
10

4
0

2

45

Pinte et4 al. 2018
Δ Ra ["] 30
5ref. Teague
et al. 2018

Figure1. Kinematic
asymmetry
HD163296.
Tb [K] map of 12 CO line emission
4−202
4 in−20 Band2 6 continuum
4−2 emission
0 (top2 left) and4 channel
40 ‘kink’ in the emission
at +1km/s fromthesystemic
velocity(topright,
with
close
up
shown
in
bottomright)
showsa distinct
Δ Ra ["]Δ Ra ["]Δ Ra ["](highlighted by the dotted circle). Comparison with the continuum emission (top left) locates this outside the outermost dust

公転周期と惑星質量の関係
10+3

惑星質量 (木星質量)

10+2
10
1

木星

10-1
海王星

10-2
10-3
10-4
10-2

地球

10-1

1

10

10+2

10+3

公転周期 (day)

10+4

10+5

10+6

中心星の質量スケール (太陽質量)
0.10

0.38

0.66

0.94

1.2

1.5

太陽系は必ずしも標準的な惑星系ではないことを示している。

系外惑星の例 Kepler-452惑星系© NASA/JPL-Caltech

太陽に似た主星を持ちハビタブルゾーンにある地球型惑星
最も地球に似た惑星? 半径は地球の1.6倍、公転周期385日

水瓶座 Trappist-1星 39光年 0.08M¤

Credit: NASA/JPL-Caltech

木星と主な衛星

Trappist-1惑星系

太陽系

Credit: NASA/JPL-Caltech/R. Hurt, T. Pyle (IPAC)

Trappist-1星 39光年

b

c

d

e

f

Credit: NASA/JPL-Caltechgh惑星の統計的結果
恒星は平均して1つ以上の惑星を持つ(Cassan etal. 2012)。
ケプラーの観測から、我々の銀河の恒星の6分の1以上が地球型惑星を持つ(Fressin et al. 2013)。
→ 天の川銀河の恒星は1000億以上あるので、地球型惑星は170億個以上存在する。
ハビタブルゾーン(HZ)にある地球型惑星は22±8%存在する(Petigura et al. 2013)。
→ 天の川銀河には数十億個の「第2の地球」がある。

系外惑星の例 WASP–12b• 主星からの距離がたったの0.0229AU(約345万km)で公転
周期が1日のHot Jupiter。
• 潮汐力でフットボールのように膨らんでいる。
• ガスが主星に降着しており、1000万年でガスを失う。
NASAS/ESA/G. Bacon系外惑星の例 HD 149026b• 巨大な中心核(地球質量の67倍)を持つ。
一般的な惑星形成論では地球の10倍以上の核を形成することは困難である。
• すばる望遠鏡で佐藤文衛らが発見した(Sato et al. 2005)。

HD 149026b© NASA/JPL-Caltech

木星© Sky & Telescope系外惑星の例 GJ504b• 世界で初めて「第二の木星」が直接撮像された。
日本のすばる望遠鏡SEEDSプロジェクト。
• 主星からの距離44AU、惑星質量は3 – 5.5木星質量。
標準理論では説明ができない。ガス惑星は30AUが限界。
Kuzuhara et al. 2013

惑星大気 例金星
2004年6月8日
金星食
TRACE衛星

credit G. Schneider http://nicmosis.as.arizona.edu:8000/ECLIPSE_WEB/TRANSIT_04/TRACE/TOV_TRACE.html

系外惑星大気RESEARCH LETTER(Rp/Rs)2 (p.p.m.)aOffset between WFC3 and best-fit model
Stellar activity uncertainty
White-light curve uncertainty

3,700
3,600
3,500
3,400
3,300
3,200
1

3

4

5
3,650

Best-fit model: 190× solar metallicity
Pure water model: 10,000× solar metallicity
Solar cloud-free model with low C/OSolar model with clouds at 80 mbar
Solar cloud-free model

3,600
3,550

(Rp/Rs)2 (p.p.m.)

b

2

3,500
3,450
3,400
3,350

水の存在を支持
1.2

1.3

1.4

3,300
1.5

1.6

Wavelength (μm)

Figure 2 | The transmission spectrum of HAT-P-11b. a, Our WFC3

mass (dark blue line) is ruled out by our observations by .3s. The WFC3

系外惑星大気The Astrophysical Journal, 774:95 (17pp), 2013 September 10

doi:10.1088/0004-637X/774/2/95⃝
C 2013. The American Astronomical Society. All rights reserved. Printed in the U.S.A.

INFRARED TRANSMISSION SPECTROSCOPY OF THE EXOPLANETS HD 209458b AND XO-1b
USING THE WIDE FIELD CAMERA-3 ON THE HUBBLE SPACE TELESCOPE

Drake Deming1,2 , Ashlee Wilkins1 , Peter McCullough3 , Adam Burrows4 , Jonathan J. Fortney5 , Eric Agol2,6 ,Ian Dobbs-Dixon2,6 , Nikku Madhusudhan7 , Nicolas Crouzet3 , Jean-Michel Desert8,17 , Ronald L. Gilliland9 ,Korey Haynes10,11 , Heather A. Knutson8 , Michael Line8 , Zazralt Magic12,13 , Avi M. Mandell11 , Sukrit Ranjan14 ,p), 2013 September 10
Deminget al.
Adam
P. Showman16
David Charbonneau14 , Mark Clampin11 , Sara Seager15 , and1 Department of Astronomy, University of Maryland, College Park, MD 20742, USA; ddeming@astro.umd.edu
2 NASA Astrobiology Institute’s Virtual Planetary Laboratory
3 Space Telescope Science Institute, Baltimore, MD 21218, USA
4 Department of Astrophysical Sciences, Princeton University, Princeton, NJ 08544-1001, USA
5 Department of Astronomy and Astrophysics, University of California, Santa Cruz, CA 95064, USA
6 Department of Astronomy, University of Washington, Seattle, WA 98195, USA
7 Yale Center for Astronomy & Astrophysics, Yale University, New Haven, CT 06511, USA

Transit depth

8 Division of Geological and Planetary Sciences, California Institute of Technology, Pasadena, CA 91125, USA
9 Center for Exoplanets and Habitable Worlds, The Pennsylvania State University, University Park, PA 16802, USA
10 Department of Physics and Astronomy, George Mason University, Fairfax, VA 22030, USA
11 NASA’s Goddard Space Flight Center, Greenbelt, MD 20771, USA
12 Max-Planck-Institut für Astrophysik, D-85741 Garching, Germany
13 Research School of Astronomy & Astrophysics, Weston, ACT 2611, Australia
14 Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, Cambridge, MA 02138, USA

15 Department of Earth, Atmospheric and Planetary Sciences, Massachusetts Institute of Technology, Cambridge, MA 02139, USA
16 Lunar and Planetary Laboratory, University of Arizona, Tucson, AZ 85721, USA

Received 2013 February 5; accepted 2013 July 10; published 2013 August 20

ABSTRACT
水の存在を支持
Exoplanetary transmission spectroscopy in the near-infrared using the Hubble Space Telescope (HST) NICMOS iscurrently ambiguous
because different observational groups claim different results from the same data, depending on
xoplanetary transmission
spectra.
theiranalysis
methodologies. Spatial scanning with HST/WFC3 provides an opportunity to resolve this ambiguity.
observed noisein ourdifferential. The noise is We
shown
as areportfunction
here
WFC3 spectroscopy of the giant planets HD 209458b and XO-1b in transit, using spatial scanning

LETTER
Relative transit depth (parts per million)a

系外惑星大気1,500

LETTER
1,000

doi:10.1038/nature12888

500

0

Clouds in the atmosphere of the super-Earthexoplanet GJ 1214b
Solar

–500

100% H2O–1,000Laura Kreidberg1, Jacob L. Bean1, Jean-Michel Désert2,3, Björn Benneke4, Drake Deming5, Kevin B. Stevenson1, Sara Seager4,
Zachory–1,500
Berta-Thompson6,7, Andreas Seifahrt1 & Derek Homeier8
0.6

0.8

1.0

2.0

b

3.0

4.0

5.0

Relative transit depth (parts per million)200
to eachRecent surveys
have revealed that planets intermediate in size between includes an exponential ramp term fitted
100%
CH4orbit, a linear trend
Earth and Neptune (‘super-Earths’) are among the most common with time for each visit, and a normalization factor. The second approach
100% H O
planets in the150
Galaxy1–3. Atmospheric studies are the next step towards assumes that the morphology of the systematics is2independent of wave100%multiple
CO2 of the time series
developing a comprehensive understanding of this new class of object4–6. length, and models each channel with a scalar
100
Much effort has been focused on using transmission spectroscopy to of systematics from the white-light curve fit. We obtained consistentcharacterize theatmosphere of the super-Earth archetype GJ 1214b results from both methods (see Extended Data Table 1), and report50(refs 7–17), but previous observations did not have sufficient pre- here results from the second. See the Supplementary Information andcision to distinguishbetween two interpretations for the atmosphere. Extended Data Figs 1–6 for more detail on the observations, data reduc0
The planet’s atmosphere could be dominated by relatively heavy tion and systematics correction.
molecules, such
We fitted the light curves in each spectroscopic channel with a transit–50 as water (for example, a 100 per cent water vapour
composition), or it could contain high-altitude clouds that obscure model21 to measure the transit depth as a function of wavelength; thisits lower layers.
–100 Here we report a measurement of the transmission constitutes the transmission spectrum. See Fig. 1 for the fitted transit light
spectrum of GJ 1214b at near-infrared wavelengths that definitively curves. We used the second systematics correction technique described–150
resolves thisambiguity. The data, obtained with the Hubble Space above and fitted a unique planet-to-star radius ratio Rp/Rs and norma1.1
1.3features from 1.4
1.5
Telescope, are sufficiently
precise1.2
to detect absorption
lization C to each channel
and each visit,1.6
and a unique linear1.7
limb-darkeninga high mean-molecular-mass atmosphere. The observed spectrum,u to each channel. We assumed a circular orbit22 and fixed
Wavelengthparameter(μm)

雲の存在を支持系外惑星大気LETTERLETTER

doi:10.1038/nature18641
doi:10.1038/nature18641

A combined transmission spectrum of theA
combined transmission
spectrum of
the cEarth-sized
exoplanets TRAPPIST-1
b andJulien de Wit , Hannah R. Wakeford, Michaël Gillon , Nikole
K. Lewis , Jeff A. Valenti , Brice-Olivier
Demory,Earth-sized
exoplanets
TRAPPIST-1bandc
Adam J. Burgasser , Artem Burdanov , Laetitia Delrez , Emmanuël Jehin , Susan M. Lederer , Didier Queloz ,
1

2

6

3

3

8

4

3

4

3

3

5

7

5

RelativeRelative
flux
flux

1 J. Triaud & Valérie Van
GrootelGillon3, Nikole K. Lewis4, Jeff A. Valenti4, Brice-Olivier
AmauryLETTER Demory
RESEARCH5,
Juliende H.
WitM.
, Hannah R. Wakeford2, Michaël
6
3
3
3
7
Adam J. Burgasser , Artem Burdanov , Laetitia Delrez , Emmanuël Jehin , Susan M. Lederer , Didier Queloz5,
Amaury H. M. J. Triaud8 & Valérie Van Grootel3
Three Earth-sized exoplanets were recently discovered close to theahabitable zone1,2 of the nearby ultracool dwarf star TRAPPIST-1
1(ref. 3).
The natureof these planets
has yetto be determined,as
Three
Earth-sized
exoplanets
were recently
discovered
close to thea
1,2their masses
remainunmeasured
and no observational
constraint ishabitablezoneof thenearby ultracool
dwarf star TRAPPIST-1
available
for theplanetary
population
surrounding
dwarfs,1(ref.
3). Thenatureof theseplanets has
yet to be ultracool
determined,
as0.995
of whichtheremain
TRAPPIST-1
planets
arenothefirst transiting
example.
theirmassesunmeasured
andobservational
constraint
isTheoreticalpredictions
the entire
atmosphericrange,
fromavailable
for theplanetary span
population
surrounding
ultracooldwarfs,
4–8
0.995
depleted
to extendedhydrogen-dominatedatmospheres. Here weofwhich theTRAPPIST-1
planets are the firsttransiting
example.
0.99
report observationsof thecombinedtransmission
spectrumof theTheoreticalpredictions
span
the entire
atmosphericrange, from
two innertoplanets
duringtheir simultaneoustransits on 4–8
4 May
2016.
depleted
extendedhydrogen-dominatedatmospheres. Herewe
0.99
Forward
The lackof features ofin the combined transmission
spectrum rulesout cloud-freereportobservations
spectrumof the0.985
Reversehydrogen-dominatedatmospheresfor eachtransits
planet attwo
inner planets during
their simultaneouson≥10σ4 May levels;
2016.
Forward
TRAPPIST-1
b andincthe
arecombined
therefore spectrum
unlikely tohaveancloud-freeextendedThelack of features
rules
out
b
0.9851
Reversegas envelope as they occupy
a regionparameter
inlevels;whichhydrogen-dominatedatmospheres
forofeachplanet atspace≥10σ
TRAPPIST-1b
high-altitude cloud/haze
not expected
to be
TRAPPIST-1
b and c areformation
thereforeisunlikely
to haveansignificant
extendedb
TRAPPIST-1c
91
for envelope
hydrogen-dominatedatmospheres
Many denser
atmospheres
gas
as et
they
occupya region of.parameter
spacein which
ref.
de
Wit
al.
2018
0.995
TRAPPIST-1b
remain consistent
with thefeaturelesshigh-altitude
cloud/hazeformationis transmission
not expected spectrum—fromto be significant
TRAPPIST-1c
9 to a Venus-like
Atmosphericreconnaissanceofthehabitable-zone
Earth-sizedplanets
orbiting
TRAPPIST-1
acloud-freewater-vapour
atmosphereone.
for hydrogen-dominated atmospheres . Many denser atmospheres

e flux雲の存在を支持将来計画

アタカマ大型ミリ波サブミリ波干渉計(ALMA)• 標高5000mのアタカマ砂漠• 世界最大の電波干渉系
アンテナ間の最大距離 16km
50kmまでの拡張を検討中• ガスの詳細観測が可能

提供 国立天文台

アタカマ大型ミリ波サブミリ波干渉計(ALMA)
ALMA Technical Handbookより

提供 国立天文台

• 惑星形成現場において1AUスケールの詳細な観測。
原始惑星系円盤の詳細観測。
惑星の直接撮像。
• 宇宙物質の進化を探る。
生命の起源につながる物質探査。

提供 国立天文台

全天トランジットサーベイ計画 (TESS)

TESS
周期13.7日© NASA

ケプラー宇宙望遠鏡の後継機。
2018年4月18日(日本時間4月19日)打ち上げ。
日本も計画の最初から参加している。

月© NASA全天トランジットサーベイ計画 (TESS)

Ricker et al. 2017

• 太陽系近傍の約200,000個の恒星をターゲット。
• 直径10cmの4台の高視野カメラ (24° × 24°)
• 2年間でほぼ全天のサーベイを行う。
ケプラー探査では、はくちょう座領域の一部を観測

MuSCAT、MuSCAT2

Multi-color Simultaneous Camera for studying
Atmosphere of Transiting exoplanets (MuSCAT)TESSのデータをもとに地上からのフォローアップ観測• Keplerでは4年間同じ領域を観測していたので同じ恒星
でトランジット観測が可能であった。
→ 高い精度で周期が決まる。
• TESSでは連続観測時間は約1ヶ月しかない。
→ 誤差が大きくなる。フォローアップが必要。

MuSCAT@岡山188
credit 岡山天体物理観測所

MuSCAT2@TCS1.52m
credit 岡山天体物理観測所 改編

次世代機 MuSCAT3の開発も検討されている。

ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)• 口径6.5mの赤外線望遠鏡。
• 2020年打ち上げ予定。
• L2ポイントで観測。

© STScI

その他の宇宙観測衛星計画
ESA
CHEOPS (CHaracterising ExOPlanet Satellite)
スーパーアース、海王星質量天体の詳細観測2019年打ち上げ予定© ESA

PLATO (PLAnetary Transits and Oscillations of stars)
地球型惑星探査2026年打ち上げ予定© ESA

30メートル望遠鏡(TMT)• 世界最大の光学赤外線望遠鏡。
• 日本、米国、カナダ、中国、インドの国際プロジェクト• すばる望遠鏡の10倍以上の集光力と約4倍の解像度を持つ。
• ハワイ、マウナケア山で2027年稼働予定。
提供 国立天文台

まとめと今後の展望• 複雑な構造を持つ原始惑星系円盤が多く存在する。
穴、多重リング、渦状腕、非対称構造• 多様な惑星系が存在する。
• 標準理論では原始惑星系円盤や系外惑星の観測結果を説明できない。
太陽系は標準な惑星系ではないかもしれない。
• 星・惑星形成領域には多くの有機分子が存在する。
宇宙から惑星に取り込まれる可能性が考えられる。
• 次世代の観測装置が計画されている。
太陽近傍の生命居住可能惑星の探査。
生命居住可能惑星の詳細探査、生命根拠の探索。