光天連シンポ (2014 9/8-10)星惑星形成班

検討中間報告高見道ほか（メンバー紹介は最後に）— 2020年代へと続く研究テーマ —!

• 星はどのような物理メカニズムで誕生するか？
（未解決の諸問題あり）	

• 質量関数や星生成率は、星生成の環境にどのように左右されるか？	

• 惑星や生命系はどのように生成され、進化するか？	

• 残骸円盤の物理的起源や性質は？

章節構成
星生成

• 個々の星の誕生過程および質量決定メカニズム	

• 集団としての星生成	

惑星系および生命系の形成と成長• 原始惑星系円盤の力学構造とその進化	

• 円盤ダスト・ガスの組成と分布	

• 形成中の惑星の探査	

系外惑星系関連• 残骸円盤、太陽系外の彗星

星生成 I. 個々の星の誕生過程と質量決定— 大質量星 —!

2

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生成メカニズム解明の鍵• 異なる進化段階でのガス降着	

• 大質量原始星周辺のクラスタリング
Á. Sánchez-Monge et al.: An ALMA study of G35.20–0.74 NÁ. Sánchez-Monge et al.: An ALMA study of G35.20–0.74 NFig. 1. Large scale image of the 4.5 µm emission towards thestar forming region G35.20–0.74 N overlaid with a contour mapof the 350 GHz continuum emission obtained with ALMA.
The IR image has been obtained applying HiRes deconvolution(Velusamy et al. 2008) to the Spitzer/IRAC data. The sub-mm
map has been corrected for primary beam attenuation. The contours range from 9 to 203 mJy/beam in steps of 10.8 mJy/beam. Fig. 2. Same as Fig. 1, with overlaid the 3.6 cm continuum map
Fig.dashed
1. Large
scale theimage
theof4.5µm emission
towardsthe contours). Unlike Fig. 1, the 4.5 µm imThecircle denotes
primaryofbeamthe ALMA
12-m by GHLW
(magentaantennas.
Theellipsein
thebottom
rightistheALMA
synthestar forming region G35.20–0.74 N overlaid with agea contourmap
is displayedusing linear scaling to emphasize the brightest
sized beam.
structures
outliningof the 350 GHz continuum emission obtained with ALMA. the N–S jet. Cores A, B, and G35MM2 areindicated by the arrows.
TheIR
image
has
been
obtained
applying
HiRes
deconvolution
dergoing precession (Little et al. 1998). However, evidence for+(Velusamy
et inal.this2008)
the Spitzer/IRAC
The sub-mm
multipleoutflows
region tois provided
by SiO, H13 COdata.
,

Sanchez-Monge+13、http://www.ita.uni-heidelberg.de/research/klessen/current/pom/?lang=de星生成 I. 個々の星の誕生過程と質量決定— 大質量星 —!

生成メカニズム解明の鍵• 異なる進化段階でのガス降着	

• 大質量原始星周辺のクラスタリング	!
提案する観測!

• 原始星近傍のガス降着流・ジェット・アウトフローの観測	• 埋もれたクラスターの空間分解要求性能：高空間分解能、高感度• 中間赤外撮像および分光撮像→TMT	• 赤外高分散分光→南極またはスペース（＋TMT）？

星生成 I. 個々の星の誕生過程と質量決定— 褐色矮星、惑星質量天体 —!

!

研究の目的

• 生成メカニズムまたは低質量の物理的起源の解明	

• 最低質量の解明提案する観測• 原始褐色矮星および若い惑星質量天体の詳細研究•（質量降着、ジェット・アウトフロー、円盤・・・）	

近傍星生成領域の深探査
要求性能：高空間分解能、高感度• 赤外分光および分光撮像→TMT/JWST/SPICA	

• 深くかつ広視野の撮像→TMT/WISH/JWST/SPICA

星生成 II: 集団としての星生成
研究の目的

n the! local Universe• さまざまな生成環境下の初期質量関数の解明	

• 赤外暗黒星雲の星生成の解明

deayerOffner+14

E. Moraux

http://blog.milkywayproject.org/tag/dark-clouds/

星生成 II: 集団としての星生成!

!

研究の目的

• さまざまな生成環境下の初期質量関数の解明	

• 赤外暗黒星雲の星生成の解明	

提案する観測• さまざまな星生成領域 (d> 1kpc) の深探査	• 赤外暗黒星雲の原始星探査
要求性能：高感度+高空間分解能• 近赤外深撮像 → TMT	• 中間−遠赤外撮像＋分光 → SPICA

原始惑星系円盤 I. 力学構造とその進化!

研究の目的• 円盤重力不安定による惑星系生成は可能か？

(Zhu+12)

原始惑星系円盤 I. 力学構造とその進化
!

研究の目的

• 円盤重力不安定による惑星系生成は可能か？	

• 星近傍 (< 0”.1~15 AU) の、惑星系成長に関係する構造進化の探査(Zhu+12)

原始惑星系円盤 I. 力学構造とその進化
!

研究の目的

• 円盤重力不安定による惑星系生成は可能か？	

• 星近傍 (< 0”.1~15 AU) の、惑星系成長に関係する構造進化の探査	• 円盤の力学構造の詳細理解（乱流、円盤風、降着流など）(Zhu+12)©NAOJ, SEEDS

原始惑星系円盤 I. 力学構造とその進化!

研究の目的• 円盤重力不安定による惑星系生成は可能か？	

• 星近傍 (< 0”.1~15 AU) の、惑星系成長に関係する構造進化の探査	• 円盤の力学構造の詳細理解（乱流、円盤風、降着流など）	

• これまで観測されてきた構造（渦状腕など）の物理的意味の解明(Zhu+12)©NAOJ, SEEDS

Muto+12

原始惑星系円盤 I. 力学構造とその進化!

!

研究の目的

• 円盤重力不安定による惑星系生成は可能か？	

• 星近傍 (< 0”.1~15 AU) の、惑星系成長に関係する構造進化の探査	• 円盤の力学構造の詳細理解（乱流、円盤風、降着流など）	

• これまで観測されてきた構造（渦状腕など）の物理的意味の解明	

観測対象

• 構造	

• 速度場（＋構造）•••

要求性能：高空間分解能、高感度
赤外C (コロナグラフ) 撮像→ TMT(NIR)、JWST(MIR)	

赤外高分散分光→ TMT&スペース	

赤外IFU分光→ TMT

原始惑星系円盤 II: ガス・ダスト組成とその進化!

研究の目的• 物質組成とその分布の解明 (氷、C/O比、有機高分子など)
岩石微惑星

氷微惑星雪線

http://www.sciencemag.org/

原始惑星系円盤 II: ガス・ダスト組成とその進化
!

研究の目的

• 物質組成とその分布の解明 (氷、C/O比、有機高分子など)	

• ダスト成長モデル、熱変遷史、物質循環の解明

原始惑星系円盤 II: ガス・ダスト組成とその進化
!

研究の目的

• 物質組成とその分布の解明 (氷、C/O比、有機高分子など)	

• ダスト成長モデル、熱変遷史、物質循環の解明	!

!

!

微視的な観測対象• 氷の分布、蒸発にともなうガス	• ダストサイズ空間分布、鉱物の分布（非晶・結晶シリケイトなど）	

• 分子組成	

提案する観測要求性能：高空間分解能、高感度+可視-近赤外偏光分光C撮像• 円盤カラー分布観測	 • C撮像 → TMT(NIR)/すばる(可視)/スペース(MIR)	

• 輝線・吸収線分光• 赤外高分散分光 → TMT&スペース	• 赤外中分散分光 → JWST

原始惑星系円盤 III: 形成中の惑星の探査

!

!

研究の目的

• 惑星はいつどこで生まれるか？	

• 惑星と円盤の相互作用の解明
観測対象• 惑星自身の熱放射の探査	• 周惑星円盤放射の探査
要求性能：高空間分解能、高感度• 赤外C撮像 (λ> 3 μm) → TMT、JWST	• 赤外高分散分光→ TMT&スペース

http://www.maths.qmul.ac.uk/~masset/

残骸円盤・太陽系外の彗星
!

研究の目的

• 残骸円盤自身の理解（多様性、ダストの起源）	

• 惑星系の進化および進化史	

• 星近傍の惑星への水供給メカニズムの検証

http://kids.britannica.com/
http://apod.nasa.gov/

残骸円盤・太陽系外の彗星
!

研究の目的

• 残骸円盤自身の理解（多様性、ダストの起源）	

• 惑星系の進化および進化史	

• 星近傍の惑星への水供給メカニズムの検証	

提案する観測・観測対象!

• 円盤構造・力学構造	

• 鉱物組成、円盤ガスとその分布	

• 彗星にともなう吸収線

Welsh+13

残骸円盤・太陽系外の彗星!

研究の目的• 残骸円盤自身の理解（多様性、ダストの起源）	

• 惑星系の進化および進化史	

• 星近傍の惑星への水供給メカニズムの検証	

提案する観測・観測対象!

• 円盤構造・力学構造	

• 鉱物組成、円盤ガスとその分布	

• 彗星にともなう吸収線•••

要求性能：高空間分解能、高感度
可視-近赤外偏光分光C撮像 など
C撮像 (+低分散分光) → TMT(NIR)/すばる(可視)/スペース(MIR)	

中間−遠赤外分光 → スペース	

可視高分散分光 → 2-3 m 望遠鏡でOK。天体数と観測時間が鍵？

2020年代に期待するミッションスペック!

• 赤外での高空間分解能

TMT• 円盤、ジェット、アウトフロー、クラスターのより高い空間分解	

• 赤外および可視域の高感度

TMT、スペース、南極？

• 未知天体の探査、コロナグラフ撮像および分光のサンプルの増加	

• 近赤外撮像の高感度＋広視野

WISH？

• 近傍星生成領域の超低質量天体の深探査	• 可視-近赤外コロナグラフ偏光分光撮像• 円盤内の固体の分布（氷、鉱物）	

• 2-m 級可視高分散分光器の多大な観測時間？
• 太陽系外の彗星の探査メンバー（敬称略）
班員	 		

大朝由美子	 （埼玉大）					片岡章雅						中島康					中村文隆 	

（国立天文台）				

野村英子		（東工大）					藤原英明		

（ハワイ観測所）					本田充彦		

（神奈川大）					武藤恭之		

（工学院大）					高見道弘		

（ASIAA、班長）		

（国立天文台）	

（一橋大）		!

検討協力

大内正己、田中賢幸、田中雅臣、河原創ほか

検討方針に対する公開質問• 以下のサイエンスケースをきちんと分類すべきでは？
• 2020年代に確実に成果が出る課題	

• 理論的な裏打ちなどは弱いが、観測に成功すればサイエンスインパクトの強い課題	

• 2030年代に向けた萌芽的課題	

• 今後6年の間に、フィージビリティの研究をさらに進めたい課題	

• JWSTの取り扱いをどうすべきか？

• 我が国のミッションでなく、開発に参加する可能性も低い	

• JWSTに比べた SPICA-SCI などの意義を再検証すべし！	

•遠赤外、波長分解能 R>104 のミッション要求を出していいか？

星生成 I. 個々の星の誕生過程と質量決定— 大質量星 —!

生成メカニズム解明の鍵• 異なる進化段階での質量降着	

• 大質量原始星周辺のクラスタリング	!
提案する観測!

• 原始星近傍のガス降着流・ジェット・アウトフローの観測	• 埋もれたクラスターの空間分解

Elias+06

原始惑星系円盤 II: ガス・ダスト組成とその進化!

研究の目的• 物質組成とその分布の解明 (氷、C/O比、有機高分子など)	

• ダスト成長モデル、熱変遷史、物質循環の解明

AA48CH02-Henning

ARI

23 July 2010

15:10

Interstellar grains

aNormalized flux

1.5bSi(am)EX Lupi in outburstcSi(am)dSi(am) Forsterite

1.0Si(am) Forsterite

1P/Halley

0.50.0ualreviews.orgpersonal use only.

EX Lupi in quiescence

9P/Tempel 189101112891011128910111289101112λ (μm)
Figure 11Henning+10Formation of silicate crystals during the outburst of the young Sun-like star EX Lupi. Shown are the silicate emission features in thewavelength range between 8 and 12 µm. (a) Spectrum of interstellar silicate grains measured in the direction to the Galactic center forcomparison. After Kemper et al. (2004). The characteristic triangular shape can be attributed to amorphous silicate grains. The vertical原始惑星系円盤 II: ガス・ダスト組成とその進化!

研究の目的• 物質組成とその分布の解明 (氷、C/O比、有機高分子など)	

• ダスト成長モデル、熱変遷史、物質循環の解明	!

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微視的な観測対象• 氷の分布、蒸発にともなうガス	• ダストサイズ空間分布、鉱物の分布（非晶・結晶シリケイトなど）	

• 分子組成	提案する観測• 円盤カラー分布観測	• 輝線・吸収線分光(引用文献 … ???)