2019 年度第 49 回 天文・天体物理 若手夏の学校
星・惑星形成分科会 アブストラクト

招待講演アブストラクト

福井 康雄 (名古屋大学 天体物理学研究室 A 研 ）7 月 31 日 14:30–15:30 B 会場

大質量星・巨大星団形成の謎を解く
太陽の 10 倍以上の大質量星の形成は、天文学の大きな謎として長年議論されてきた。ここ十年の私たちの研究によって、その仕組みが解けてきた。ここでは、最新の研究成果の概要と、球状星団形成に向けた展望について解説しよう。
大質量星形成については、星自体の放射圧が強くそのためにガスの降着が阻止されるという困難が指摘されていた。いくつかの解決策が提案されていたが、これらは観測的には立証されていなかった。2009 年、我々は大星団 Westerlund2 において分子雲衝突が星団の形成をトリガーしたことに気がつき、以降、系統的に分子雲衝突を調べてきた。現時点で 50 を超える
大質量星形成領域で分子雲衝突が起きていることを見出し、分子雲衝突によるガスの強力な圧縮が、大質量星と星団の主たる形成機構であることを観測的に示した。この研究の過程において、分子雲衝突の理論研究を活用して観測的特徴を整理し、系統的に衝突を特定する手法を開発した。その発展として、マゼラン雲、アンテナ銀河などの星形成が分解して観測された例について解析を行い、銀河一般における星団形成にも共通して衝突によるトリガーが効いていることを示した。以上の知見は、宇宙初期にも期待される現象であり、球状星団の形成におけるトリガーとして分子雲衝突が作用している可能性が十分ある。

1. Y. Fukui, et al. 2017, PASJ, 69L, 5F
2. Y. Fukui, et al. 2018, ApJ, 859, 166F
3. K. Tsuge, et al. 2019, ApJ, 871, 44T

片岡 章雅（国立天文台）

8 月 1 日 13:15–14:15 B 会場

惑星ができない！ 理論・観測両面から迫る惑星形成
惑星はある。私達の住む地球は惑星だし、太陽系外にも数千個の惑星が見つかっている。しかしながら、惑星を作る過程はそう単純ではない。宇宙にある固体物質の大きさは数ミクロン程度であるのに対し、惑星の大きさは数千キロメートルだ。
すなわち、惑星形成は、ミクロンからキロメートルへの固体のサイズ成長過程であると考えることができる。このようなサイズ成長は、生まれたての星の周りにできる原始惑星系円盤内で起こると考えられている。近年の観測手法の発達により、惑星形成の現場である原始惑星系円盤の観測は劇的に向上した。しかし、その中で起こっている固体成長過程は予想していたものと大きく異なっていた—
本講演では、ALMA 等による最新の原始惑星系円盤の観測に触れながら、観測によって惑星形成の描像がどう変わり、理論的に何がいま問題なのかを議論したい。

1. Ansdell et al. 2016, ApJ, 828, 46
2. Andrews et al. 2018, ApJL, 869, L41
3. Kataoka et al. 2013, Astronomy and Astrophysics, 557, L4

1

安定状態の輝線強度比から、観測天体の物理量を知ることがで星惑 a1 分子雲におけるフィラメント状構造の起源と星形成初期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 理論宇宙物理学研究室 (Ta研) M2)

きる。我々 KAGONMA(KAgoshima Galactic Object survey

with Nobeyama 45-M telescope in Ammonia lines) では、分子雲全体にわたる広範囲のマッピングサーベイを数年前から行っている。目標は分子雲中での温度分布を手掛かりに個々の星形成領域の性質の解明、星形成過程の解明である。今回の発星は、水素分子ガスからなる分子雲中の高密度領域で形成さ表では大質量星形成領域 W33 について報告する。W33 はコれるが、近年の観測によって、その高密度領域がフィラメント

ンパクト Hii 領域を伴った大質量星形成領域で距離 2.4 kpc に状であることがわかった (e.g., Andre et al. 2010)。さらに、位置する (Immer et al. 2013, Urquhart et al. 2013)。我々は星形成は、分子ガスの圧力等で支えきれないほど重く自己重力

NH3 (1,1), (2,2), (3,3) と H2 O maser の 4 輝線の観測を行なっ的に不安定な状態 (超臨界状態) にあるフィラメント内で起こた。解析の結果、２つのクランプを同定することができた。回ることが観測的に明らかになった。よって、どのようなときに転温度の見積もりから観測領域の東西で温度勾配が見られた。

フィラメントが超臨界状態になり星形成を引き起こすのかを解観測したアンモニア 3 輝線の線幅の相関から NH3 (3,3) 輝線は明する必要がある。一方、Inoue & Fukui (2013) では数値シ

他の 2 輝線に比べて線幅が広いことがわかった。これは、高励

ミュレーションを用いて、分子雲が衝撃波に圧縮されるという起状態になるにつれて分子雲のより内部をトレースしているこ現象からフィラメントが形成されることを発見した。実際、分とを示唆する (Urquhart et al. 2011)。コンパクト Hii 領域が子雲はその一生のうちに超新星爆発由来の衝撃波圧縮を数十回存在する領域では NH3 (1,1), (2,2) 輝線にのみ吸収の影響が見以上経験することが知られており、衝撃波と分子雲の衝突現象られた。放射成分と吸収成分に分離したところ、NH3 (3,3) のは普遍的である。また形成されたフィラメントから星形成に発放射成分と、吸収線の線幅が一致することを我々は見出した。

展する場合もあることが数値シミュレーションからもわかってアンモニア分子の吸収線は分子雲内部の物理状態を知る手がかきた (Inoue et al. 2018)。

りとなる可能性がある。

しかし、Inoue et al. (2018) では 1 つのパラメータセットの計

1. Immer, K., Reid, M. J., et al. 2013, A&A

算しかされておらず、星を形成するような超臨界フィラメント

2. Urquhart, J. S., Morgan, L. K., et al. 2011, MNRASの形成条件は研究されていない。つまり、問題点はどのような

3. Urquhart, J. S., Thompson, M. A., et al. 2013, MNRAS(=ガスを長い時間押す、などの) 衝撃波がどのようなフィラメントを形成するのかに対する理解がまだ不十分な点である。

星惑 a3 深層学習を用いた天文データ解析
吉田 大輔 (名古屋大学 理論宇宙物理学研究室 (Ta研) M1)

そこで本研究では衝撃波と分子雲の衝突を模擬した 3 次元理
想 MHD シミュレーションを多様なパラメータで実行すること
で、衝撃波が分子雲を掃いたときどのようなフィラメントが形成されるかを検証した。

星は分子雲中の分子雲コアという高密度領域が重力的に収縮結果として、ガスを長時間圧縮し続ける計算では、超臨界フィすることで形成されると考えられており、星の質量毎の形成

ラメントが形成され、大質量星形成領域のような激しい星形

頻度分布である星の初期質量関数 (IMF) と分子雲コアの質量成モードと整合的な結果を得た。また、ガスを短い時間だけ分布関数 (CMF) の類似性が観測的に指摘され注目を集めてい圧縮する計算ではフィラメント形成すら起こらないことが分る。CMF は分子雲コアから星への進化過程を知る上で重要で、かった。

観測の発展と共に CMF の精密化も進みつつある。しかし、太陽質量程度の部分に比べ大質量側は依然としてエラーバーが大1. Andre, Ph. et al. 2010 arXiv:1005.2618

きい。その理由は大質量星や大質量コアの形成頻度の低さにあ

2. Inoue, T., & Fukui, Y. 2013,APJ, 774, 31

る。大質量星は天文学的に非常に重要であり、その形成率を正3. Inoue, T. et al. 2018,PASJ, 70S, 53I

確に知ることは極めて重要である。

CMF のエラーバーを小さくするには大質量コアの観測数を大星惑 a2 野辺山 45m 望遠鏡を用いたアンモニアマッ
ピングサーベイプロジェクト KAGONMA
W33 に
ついて
村瀬 建 (鹿児島大学 M2)

幅に多くすることが要求されるため、非常に大きな領域の観測
データを解析し、コアの同定と各々の質量測定が必要となる。
そこで、我々は FUGIN プロジェクトで得られた数 kpc に及ぶ
天の川銀河の分子ガスの大規模観測データに注目し、この画像

分子雲の温度を見積もることは高密度の分子雲から星が形成の解析を目指す。しかし、この画像の解析を困難にする要因がされる過程を知る良い手がかりとなる。アンモニア分子は臨

大きく２つある。１つはスケールの大きい差である。FUGIN

界密度が高く、高密度トレーサーとして使われる。また、周波の画像は kpc スケールであるが、分子雲コアはそれよりも４桁数 23 GHz に多数の輝線を放つ多原子分子であり、異なる準も小さい 0.1pc 程度でしかない。2 つ目は、この画像には距離2が大きく異なる天体が写っており、天体毎に解像度の違いがあろ、高密度領域の内側ではサイズが小さく、線幅が大きいコアることだ。そこで、本研究では従来の高分解能観測領域でのみの割合が高いことがわかった。

コアが同定可能な解析手法ではなく深層学習を用いた新しい解1. Ikeda et al. 2007, ApJ, 665, 2, 1194-1219

析方法を開発し、効率的な解析を目指す。

2. Motte et al. 2018, NatAs, 2, 478-482

本発表では FUGIN の画像の解析に向けた深層学習のコード開

3. Nakamura et al. 2019, PASJ, in press

発とその性能テストとして OrionA 領域の解析を行った。この領域は多くの分子雲コアが観測されてカタログ化されている。

星惑 a5 ミニハロー内の分子雲コアにおける乱流の増幅
東 翔 (甲南大学 宇宙理論研究室 M1)

この領域で開発した深層学習の手法の性能や有用性をまとめ、FUGIN データ解析に繋げる議論をする。
1. Shimajiri et al. 2015 arXiv:1502.03100v1

宇宙で最初に作られた恒星である初代星 (PopIII) はミニハ

2. Onishi et al. 1996 Astrophysical Journal v.465, p.815

ロー内にある水素とヘリウムのみからなるガス雲の重力収縮によって形成されたと考えられている。ミニハロー内の分子雲は星惑 a4 オリオン A 分子雲の高密度領域内外における高密度コアの質量関数
竹村 英晃 (国立天文台 M2)

乱流状態にあり、その乱流は星形成過程で重要な役割を担うとされているが、収縮していくコア中で乱流の駆動源やどのような状態にあるかは未だはっきりとはわかっていない。

星は分子雲の中に点在する高密度コアで誕生し、その進化過一方、宇宙論における速度ゆらぎの式において、ガス雲の中心

程は星の形成時の質量に強く依存する。小質量星の形成過程はの小スケール領域で重力勾配と圧力勾配が無視できるとする

これまでに観測・理論両面から盛んに研究され、 高密度コアと、速度ゆらぎの渦度はスケールファクターの -2 乗に比例しの重力収縮で星形成が開始されるという標準シナリオが構築さて減衰する。また、初代星形成時の物質優勢な宇宙では、物質れた (Shu et al. 1987; Andre et al. 2000)。一方、8M⊙ を超の密度はスケールファクターの-3 乗に比例するので、膨張宇宙

える大質量星の形成過程については、遠赤外線放射などの小質では速度ゆらぎの渦度は密度の 2/3 乗で減衰する。

量星形成では影響の小さい物理過程を考慮する必要があること

しかし逆の宇宙膨張、つまり収縮を考えた場合には速度ゆらぎと、観測された天体数が少ないことが原因で理解が進んでいなの渦度はスケールファクターの 2 乗で増加する。したがって、い。

収縮過程において小スケールの領域で、速度ゆらぎの渦度は密大質量星と小質量星が同様のメカニズムで形成されるとす

度の 2/3 乗に比例して増幅されると考えられる。

ると、大質量星形成領域の高密度コアの質量関数 (CMF) と小本研究では、AMR+Nbody Code である Enzo(Bryan 2014)

質量星形成領域の CMF は類似した特徴を持つことが期待されを用いて、ミニハロー内にあるガスを模して、ランダムに小さる。近傍の小質量星形成領域においては、大質量側で星の初期な速度のゆらぎを与えた Bonner-Ebert 球の重力収縮を計算す

質量関数 (IMF, Salpeter et al. 1995) に似たベキを持つ CMF

ることにより、中心領域での密度の上昇と速度ゆらぎの成長をが報告されている (e.g. Sadavoy et al. 2010)。

追う。また、それにより速度ゆらぎの増幅による乱流の駆動と本研究では、近傍 (∼ 400pc) の巨大分子雲であるオリオン

維持についても議論する。

A 分子雲の CARMA+NRO45m 大規模合成データ (Kong et

1. Matsumoto,T.,& Hanawa,T.2011,ApJ,728,47

al. 2018) を用いて高密度コアの無バイアスサーベイを行った。

2. Yoshida,N.,Omukai,K.,Hernquist,

データは高密度領域をトレースする C18 O(J = 1 − 0) 輝線のL.,&

Abel,T.2006,ApJ,652,6

広域・高角分解能マップである。階層構造解析アルゴリズム

3. Omukai,K.,&Nishi,R.1998,ApJ,508,141

Dendrogram(Rosolowsky et al. 2008) を用いてコアを同定し、Herschel のダスト連続波の観測 (Lombardi et al. 2014) から星惑 a6 大質量連星形成と連星間距離の解析的研究
原田 直人 (九州大学 惑星系形成進化学研究分野

求めた C18 O の存在比より質量を導出した。 次に、ビリアル解
析の結果と HOPS カタログ (Furlan et al. 2016) を用いて、重M1)

力的に束縛された星なしコアを抽出し、CMF を導出した。
ここで、星はガスやダストが多く存在する領域で誕生しやす

総質量が 10Msun を超える大質量連星は今までに多数観測さいとすると、高密度領域の内外で CMF の形状に違いが見られれており、その多くに当てはまる特徴として「連星間距離がることが期待される。そのことを確かめるべく、高密度領域の1AU を下回る近接連星であること」がわかっている。しかし、内外においてそれぞれ CMF を導出して比較した。その結果、近接連星系が形成されるメカニズムの詳細は明らかになってい高密度領域の内外の CMF は大質量側で Salpeter の IMF に似ない。連星がガス降着により成長する段階を考える場合、降着たベキを持つが、高密度領域の内側では、質量の大きいコアのガスが連星系に持ち込む角運動量が何らかの機構で制限されな割合が高いことがわかった。さらに他の物理量も比較したとこ

ければ、連星間距離が広がってしまう。

3

Lund & Bonnell (2018) は、磁気制動によって従来よりも少Hya のミリ波輝度温度の動径分布が再現されるようなパラメーない角運動量が連星系にもたらされた場合、連星間距離が定性

タ範囲を模索した．

的にどれほど変化するかを準解析的に調べた。その結果、総質

その結果，惑星質量を 10 地球質量，破壊速度を 0.5 m s−1 と量 30Msun で連星間距離が数十 Rsun の連星系が形成されるこ

仮定した場合に観測されたギャップ形状が再現された．破壊速とがわかった。これは磁場がないモデルと比較して１桁以上近度はギャップ外縁に集積するダストの量に寄与し、惑星質量は接しており、大質量近接連星の形成における磁場の重要性を示

ギャップの深さに寄与することが判明した．

唆している。しかし、この先行研究では磁気制動の効果をモデ

本研究で得られた破壊速度は，ダストが従来の円盤ダストのルとして取り入れているので、より正確に磁場の影響を評価す

成長理論から期待されていた値よりも小さく，アグリゲイトをるためには電磁流体（MHD）計算を行う必要がある。

構成している氷微粒子の粒径が 10 μ m 以上の大きなサイズでそこで、本研究では最初に、オーム散逸と呼ばれる磁場の散ある可能性 [2] や，構成微粒子の表面が二酸化炭素氷で覆われ逸過程を考慮した MHD 計算により critical Bonnor-Ebert 球ている可能性 [3] を示唆している．

の時間進化を追うと同時に、中心にはシンクを置き、シンクの

1. Tsukagoshi et al. (2016)

質量・角運動量も求めた。続いて、中心シンクが連星であると

2. Wada et al. (2013)

仮定し、Lund & Bonnell (2018) と同様の解析的手法を用いる

3. Musiolik et al. (2016)

ことで、シンクの質量・角運動量から連星間距離を見積もった。
本研究では、シンクを用いたことで、連星系にもたらされるで星惑 a8 惑星が駆動する原始惑星系円盤ガス流によるペブル降着抑制と惑星形成への示唆
桑原 歩 (東京工業大学 地球惑星科学系 M2)あろう質量・角運動量の長時間計算を可能にした。本研究の結果、磁気制動により比角運動量をある程度抑えられたガスの降着が、連星間距離を 1AU のオーダーまで縮める可能性がある

近年、惑星形成理論において、ペブル降着モデルが盛んに議ことが示された。

論されている [e.g., 1,2]。mm∼cm サイズの粒子 (ペブル) の降

1. Lund, Kristin. & Bonnell, Ian A., 2018, MNRAS, 479,

着によって惑星が形成されるペブル降着モデルは、km サイズ

2235Lの微惑星によって惑星が形成される従来の微惑星集積モデルの問題点を克服できる可能性を秘めている。更に、太陽系内惑星星惑 a7 うみへび座 TW 星周囲のギャップを持つ原
始惑星系円盤でのダスト進化松浦 孝之 (東京工業大学 地球惑星科学系 M1)のサイズ分布や系外惑星の多様性も説明することが出来ると期待されている。ペブル降着モデルと微惑星集積モデルの大きな違いは、ペブルが惑星との重力相互作用の他に、原始惑星系円円盤におけるダストの進化を理解するうえで理想的な天体の盤ガスの抵抗を受けながら運動するという点にある。従って、

1 つが，うみへび座 TW 星 (TW Hya) である．TW Hya はペブル降着による惑星形成を考える際は、円盤ガスの影響を考

原始惑星系円盤を持つ若い星であり，この円盤は様々な波長で慮することが極めて重要になる。

観測が行われてきた．特に，ALMA による高分解能観測 [1] に

従来のペブル降着モデルは、惑星重力の影響のないシアー流のよって，TW Hya 円盤は 25 au，41 au にダストのギャップをもとで議論されてきた。しかし、先行研究の 3 次元流体計算持つことなどが明らかになった．

[e.g., 3] から、形成途中の惑星の周囲には、惑星重力によって駆ギャップ形成のメカニズムの１つに惑星と円盤の重力相互作動される 3 次元的なガス流構造が存在することが明らかになっ用によるものがある．近年，惑星の存在する円盤におけるガスた。この流れ場は、ペブル降着に影響を及ぼす可能性がある。

およびダストの進化シミュレーションが盛んに行われている．

本研究では、まず惑星周りのガス流に関する 3 次元非等温流体

その結果，そのような円盤でのダストの分布は，円盤ガスの物計算を行い、その結果を元に、ガス流の影響を考慮して幅広い

理的性質や惑星の質量だけでなく，ダストの合体成長物 (アグ

惑星質量・ペブルサイズに対するペブル軌道計算を行った。惑

リゲイト) のサイズにも大きく依存することが明らかになって星が駆動するガス流の影響により、従来仮定されていたシアー

いる．そして，アグリゲイトのサイズは，円盤のガスの乱流強流中と比較してペブル降着率が減少した。また、惑星質量が大度やアグリゲイトの強度に依存する．

きいほど、ペブルサイズが小さいほど降着が抑制されることをそ こ で 本 研 究 で は ，ダ ス ト 成 長 理 論 と TW Hya 円 盤 の突き止めた。更に、ペブル降着が抑制される条件式を解析的にALMA 観測との比較を通じて，この円盤に存在する惑星や導き出した。また、この結果から期待される惑星形成過程へのダストの物理的性質を探ることを目的とする．具体的には，25

影響について議論する。

au, 41 au に惑星をもつガス円盤を仮定し，そこでのダストの

1. Ormel, C. W., & Klahr, H. H. 2010, A&A, 520, A43

面密度および代表サイズの動径分布の進化をダストの成長・破2. Lambrechts, M., & Johansen, A. 2012, A&A, 544, A32

壊・落下・拡散を考慮して計算した．惑星質量とダストの衝突

3. Ormel, C. W., Kuiper, R., & Shi, J.-M. 2015, MNRAS,

破壊速度をパラメータとし，ALMA によって得られている TW

446, 10264重力多体計算 (N 体計算) によって議論されている．また，従星惑 a9 巨大衝突によって形成される惑星系の軌道構造の中心星質量依存性
星野 遥 (国立天文台 M2)

来の惑星系形成標準理論にも様々な未解決問題が指摘されており，近年，それらの問題を解決するために様々な惑星系形成モデルが提唱されている．しかし，これらの新しいモデルにも問現在の惑星形成の標準モデルでは、星の誕生と同時に原始惑

題点のないものは存在しない．また，十分な粒子数の N 体計

星系円盤が周囲に形成され、その中のダストが合体・成長を繰算が行われていないため，汎惑星系形成論となるモデルは未だり返し、惑星まで成長すると考えられている。1995 年以降こ構築されていない．本研究では，惑星系形成シミュレーション

れまでに約 4000 個もの系外惑星が発見されているが、太陽系のための particle-particle particle-tree (P3 T) 法を用いた新しの構造とは違った特徴をもつ惑星系が多く、標準モデルではこい N 体計算コード，GPLUM の開発を行った．GPLUM では，れらの特徴を説明できない。円盤の質量や密度分布、惑星の分

カットオフ半径より近距離の粒子間の重力相互作用を 4 次エル

布の変更など、これまで様々な修正がなされてきたが、中心星ミート法で計算し，それより遠距離の粒子間重力相互作用をツの質量については、太陽質量に固定する場合がほとんどであっリー法を用いて計算する．また，従来の P3 T 法を用いたコー

た。中心星の質量を変えた場合、ハビタブルゾーン内に惑星がドでは，系内の粒子について質量比が大きくつくと計算速度が形成される可能性についての議論 (Raymond et al. 2007) が多低下するという問題があるが，GPLUM では，カットオフ半径

少あるものの、惑星集積過程にもたらす影響についての詳しいを粒子間の相互作用ごとに質量と軌道長半径に基づいて定める研究は今まで行なわれていない。

新たなアルゴリスムを実装することで，従来の P3T 法コード

そこで本研究では、原始惑星から惑星へと成長する過程におの問題点を解決している．GPLUM の性能は，従来の P3 T 法

いて、中心星の質量を系統的に変化させた場合の惑星系の軌

コードと比較して，大きな質量比のついた質量分布を持つ粒子

道構造への影響を明らかにし、軌道要素の中心星質量依存性

系のシミュレーションに対しては大幅に改善される．N 体計算を定式化することをめざす。原始惑星は重力散乱により軌道

コードの性能を改善することにより，惑星系形成過程の大域的が乱され、巨大衝突を繰り返すことで地球型惑星の大きさになシミュレーションが可能になる．GPLUM によって，N 体計まで成長すると考えられている。惑星系形成の最終段階に着算で ∼ 106 -107 粒子を扱うことが可能となり，これまで N 体

目する本研究は、系外惑星探査の結果と比較することも可能

計算で扱うことができなかった広範囲，高解像度の N 体計算をになる。この巨大衝突過程において N 体シミュレーションを行うことができる．さらに，計算コストが向上したことで，た行うために、まずコードの開発を行った。時間積分の方法としくさんの数値実験が可能となり，パラメータサーベイによる新て、予測子・修正子法の一部である、 4 次のエルミート積分法

たな議論も可能となることが期待される．

(Kokubo et al. 1998) を実装した。今後、中心星の質量を太陽

1. S.Oshino, Y.Funato, & J.Makino, 2011, PASJ, 63, 881の 0.1/0.2/0.5/1.0 倍と変化させて N 体シミュレーションを行

2. M.Iwasawa, S.Oshino, M.S.Fujii, & Y.Hori, 2017, PASJ,

い、軌道要素の変化およびその質量依存性を調べる。原始惑星

69, 81同士の重力相互作用を直接計算することで、現実に近い力学構
造を再現可能であり、惑星の間隔や離心率などの系の力学構造星惑 a11 惑星形成における衝突破壊の重要性の再検討
河合 航佑 (名古屋大学 理論宇宙物理学研究室 (Ta研) M1)の進化を詳細に調べることができる。
本講演では、研究手法の紹介、研究経過およびシミュレー
ションの結果について議論する。

1. Raymond, S. N., Scalo, J., & Meadows, V. S. 2007, ApJ,

星形成の副産物として形成される原始惑星系円盤の中で，固669, 606

体天体が衝突を繰り返し固体惑星は形成される．ガス惑星も 10

2. Kokubo, E., Yoshinaga, K., & Makino, J. 1998, MN-

倍地球質量程度の固体核が形成され，暴走的なガス集積が起き

RAS, 297, 1067

ることで形成される．惑星形成において，天体の衝突速度は非常に重要である．惑星形成後期では，惑星は周りの微惑星と衝星惑 a10 Particle-Particle Particle-Tree 法を用いた惑
星系形成の N 体計算
石城 陽太 (東京大学 理学系研究科 地球惑星科学専
攻 D1)

突して成長する．惑星が成長して重くなると，周りの微惑星を重力散乱するようになる．そのとき，微惑星の衝突速度は大きくなるが，惑星と微惑星と衝突しても惑星の重力のため破壊の効果は小さい．しかし，微惑星同士が衝突すると，破壊が起こ

一般に，惑星系は，中心星を取り巻く原始惑星系円盤から形る．この破壊により小さな破片が生成され，それらも衝突・破成したと考えられている．特に，固体惑星やガス惑星のコアは，壊を繰り返すことで更に小さな破片が生じる．この衝突・破壊

原始惑星系円盤内で km サイズの天体 (微惑星) の集積によりにより小さくなった破片は円盤中のガスの抵抗を強く受け，角形成したとされている．微惑星の集積過程は，主に微惑星系の運動量を失って中心星へ落下する．つまり，衝突・破壊により5

固体物質が枯渇するため，原始惑星の成長を阻害される．この星惑 a13 HD189733b の X 線、紫外線によるトランジット観測
森岡 夏未 (奈良女子大学 宇宙物理学研究室 M1)

効果は惑星が火星程度になると起こるため，非常に重要である．
これまでの研究で，この破壊現象において，衝突天体の質量に比べて衝突によって生じる破片の総質量が半分以上になるよ
うな大規模破壊よりも，総質量が 1% 以下となる様なずっと小1995 年に初めて系外惑星が観測されて以降、約 4000 個の系

さな局所破壊の方が衝突頻度が高いため，より重要であり，微外惑星が観測され、太陽系内にはないホットジュピターや、地惑星の減少時間はこの局所破壊が決めていると見積もられてい球とよく似た惑星など、様々な種類の惑星が発見されている。

る (Kobayashi et al., 2010)．しかしそのような小規模な衝突・現在は、系外惑星の発見だけでなく、系外惑星の組成や環境、破壊のシミュレーションは十分にされていなかったため，SPH

大気を知ることが重要とされている。惑星の大気の情報を知る

シミュレーションにより固体天体の衝突による局所破壊をシ上で有効な方法が、紫外線や X 線を用いたトランジット観測でミュレーションする．本公演では SPH 衝突シミュレーションある。系外惑星が大気を持つ場合、可視光、赤外線は惑星大気

コードの開発についても説明したい．

を透過できるが、紫外線、X 線は大気中の原子や分子により散乱、吸収が起こる。こうした特徴から、紫外線や X 線による観1. Kobayashi, H. and Tanaka, H., 2010, Icarus 206, 735.

測を系外惑星に利用することで、惑星大気の情報が得られると注目されている。

星惑 a12 ダスト高密度領域における雷によるコンド
リュール形成モデル
池田 千尋 (東京工業大学 地球惑星科学系 M1)

Poppenhaeger et al. (2013) は HD189733 系を X 線観測し、初めて X 線でのトランジット観測に成功した。X 線でのトラ
ンジットの深さは、可視光で観測されたトランジットの深さよ

コンドリュールとは、コンドライト隕石の主要な構造物

り大きくなり、広がった惑星大気による吸収が指摘された。こ（Scott 2007）で、半径１ mm 程度の球状の組織である。コンドの惑星は短軌道を周回するホットジュピターのため、主星からリュールの形成は太陽系形成初期に起きたことが分かっているの X 線、紫外線照射や恒星風の影響を大きく受けて、大気の蒸ため、その形成メカニズムを明らかにすることは原始太陽系星

発、質量損失が生じていると考えられている。これまで経験し雲について知るうえで重要となる。コンドリュールは原始太陽

た質量損失を考えることは、惑星の進化を考える上で重要であ系星雲内でダスト粒子が数分以内で加熱されて溶融し、1-1000

ると考える。

K/hour の速度で冷却され固まって形成されたと考えられてい本研究では、XMM-Newton 衛星の X 線データを用いてライる (Desch et al. 2012)。その形成メカニズムは解明されていな

トカーブを作成し、X 線での光度差が可視光での光度差よりもいが、衝撃波、天体衝突、X-wind、雷によって形成されたとす大きいことを確認した。また、Optical Monitor のデータを用る説がある。本研究では、雷によるコンドリュール形成についいて紫外線のライトカーブを作成すると、トランジットの特徴て、コンドリュール の熱進化の観点から研究を行った。コンが見られた。本講演では X 線と紫外線でのトランジットの結果

ドリュールの熱進化は今までに、Horanyi et al. (1995) で研究を報告し、X 線、紫外線による系外惑星の観測について議論しされた。この先行研究では原始太陽系星雲内で雷が発生するこたい。

とを仮定し、雷内のガスの密度や温度の時間進化と高温のガス

1. Poppenhaeger, K. et al. 2013, ApJ, 773, 62

によって加熱されるダスト粒子の温度の数値計算を行った。計算の結果ダスト粒子は完全に溶融するが、その冷却速度は結晶星惑 a14 重力マイクロレンズ法を用いた系外惑星の電波放射の観測
潮平 雄太 (熊本大学自然科学教育部 M1)

組織の分析から推定されているコンドリュールの冷却速度よりも速くなることが分かった。本研究では原始太陽系星雲内のダスト密度の高い領域での雷の発生を仮定し、コンドリュールの
熱進化を数値計算した。ダスト密度の高い領域を想定すること

太陽系内の巨大惑星は磁場を持ち、太陽風や衛星との相互作

は、雷の発生するために必要であり、また、コンドリュール内用から低周波の電波を放射することが知られている。今日までの揮発性物質の存在を説明する上でも必要である。本研究ではの多種多様な系外惑星の発見を考慮すると、磁場を持つようなダスト密度が高いことから、ダスト粒子同士の相互作用を考慮

系外惑星の存在を容易に考えることができる。その中でも恒星に入れた。その結果、推定されるコンドリュールの熱史に合うの近傍を公転する巨大惑星、ホットジュピターが磁場を有する雷の条件が存在することが分かった。

とき、主星から磁気圏へのエネルギーの流入が多いため、木星の 103∼5 倍の強力な電波を放射するだろうと推測されている。
電波放射からの間接的な磁場の検出は、惑星内部の構造を知り、惑星の物理的性質についてのより良い理解につなげるために必要であるが、その系外惑星からの放射は未だに検出されていない。

6

そこで本研究では、ホットジュピターからの電波放射を検出

つそこでのダストの成長・移動を計算した。さらに、最新の研するために、重力マイクロレンズ法を応用した新たな手法を考究で示されたペブル集積の解析公式を用いて、3 au 付近の小天えた。

体が捕獲する含アンモニア氷の量を計算した。

一般的な重力マイクロレンズ法は、レンズ星を周回する惑星

その結果、セレス表面の含アンモニア氷集積厚みは、円盤のの重力による光源となる恒星の増光を検出するために用いられ

質量 Mdisk および乱流の強さを表す無次元量 α に強く依存する手法であるが、それに対して、我々は電波領域で主星よりもることがわかった。Mdisk < 10−2 M⊙ かつ α > 10−3 の場合明るいだろうと予測されているホットジュピターを光源としては、セレス表面に 10 km 以上の集積厚みがもたらされること利用し、増幅された放射の検出を考えた。この場合、光源となもわかった。この結果は、セレス表面にクレーターによって鉛る惑星は公転運動をしながら主星と共にレンズ星の背後を通過

直方向に ∼ 10 km 程度の起伏があり、アンモニア化層状ケイしていくため、サイクロイド曲線に似た軌跡で通過することに酸塩が全球にわたって存在するという観測結果を説明しうる。

なる。そこで、この軌跡における惑星の電波放射の増幅についまた、含アンモニア氷の捕獲量は、天体サイズに強く依存するてのシミュレーションを行うと、惑星の放射は、公転運動によことがわかった。このことは、セレスと、セレスよりもサイズ

る光源ーレンズ星間の角度の周期的な変化を誘因とする複数のの小さな天体では、アンモニア化層状ケイ酸塩厚みが異なるこ

ピークを持つ増光を示した。この結果は、惑星電波放射を検出とを理論的に示唆する。

したかどうかを判断するための一つの指標になるということを

1. de Sanctis, M. C., Ammannito, E., Raponi, A., et al.

明らかにした。

2015, Nature, 528, 241

さらに、ホットジュピターの軌道半径の分布をもとにしたシ

2. Sato, T., Okuzumi, S., & Ida, S. 2016, A&A, 589, A15

ミュレーションから、軌道半径ごとの電波放射の強度を推定し、3. Visser, R. G., & Ormel, C. W. 2016, A&A, 586, A66

SKA や LOFAR の望遠鏡を想定してそれぞれの感度についての検出可能性を求めた。

星惑 a16 X 線天文衛星「すざく」で観測した彗星における電荷交換反応モデルの検証
鈴木 光 (首都大学東京 宇宙物理実験研究室 M1)

1. Zarka, P., Lazio, J., & Hallinan, G. 2015, Advancing Astrophysics with the Square Kilometre Array(AASKA14)

彗星からの X 線は 1996 年、ROSAT 衛星によって検出さ

2. Rahvar, S. 2016, apj, 828, 19.

れ、彗星の中性大気であるコマと太陽風の高電離したイオンとの電荷交換反応の結果であると分かっている。電荷交換反応と星惑 a15 ペブル集積による小惑星セレスへのアンモ
ニア氷の供給奈良 悠冬 (東京工業大学 地球惑星科学専攻 惑星系研究室 M1)

は、イオンが中性原子・分子から電子を奪う反応であり、イオンによって捕獲された電子が高いエネルギー状態から低いエネ
ルギー状態に落ちるときに特定のエネルギーを持つ X 線輝線を放出する。電荷交換反応は銀河や銀河団、超新星残骸でも示唆されており、その輝度分布を知ることは広く宇宙物理にとって始原天体である小惑星の成り立ちを調べることは、地球や太重要であり、彗星はその格好の天体である。

陽系がどのように進化し形成されたかを知る上で重要な手がかりとなる。小惑星セレスは、太陽系で最大の質量をもつ小惑星

73P/Schwassmann-Wachmann3 (以下、73P/SW3) は明るとして知られている。近年の探査機 Dawn のスペクトル解析かい分裂彗星であり、2006 年に太陽と地球に接近した際に X 線

ら、セレス表面にアンモニア化層状ケイ酸塩の存在が示された。

天文衛星「すざく」で観測された。観測は計 3 回の時期に行このアンモニア化層状ケイ酸塩は、アンモニアが分化中のセレ

われ、露光時間は合計 65 ksec であった。「すざく」に搭載さス表面で層状ケイ酸塩と化学反応し形成されたと考えられていれた CCD はエネルギー分解能がよく、低エネルギーの応答る。しかし、現在のセレスの表面温度 240 K はアンモニア昇華に優れているため、私はこのデータを使って 0.2 - 0.8 keV の

温度 85 K よりもはるかに高温であるため、アンモニアは単独

スペクトルを解析した。9 本のガウス関数によるフィッティン

の固体としては存在できない。これは、セレスが現在の位置よグを行なったところ、輝線の重ね合わせでよく再現でき、それりも遠方の低温領域で形成された後に現在の位置まで移動した

ぞれの輝線は C VI, O VII などに対応していることが分かっか、もしくは初期の原始太陽系星雲が低温であったために、現た。私はさらに天体からの電荷交換反応の最新モデルである

在のセレス位置でもアンモニアを含んだ物質が捕獲できたこと

AtomDB Charge Exchange model (version 1.0.2) と SPEXを示唆している。

(version 3.05.00) CX model でフィットを行い、モデルの検証

本研究では、上記の 2 つの可能性のうち後者の可能性を検証を行った。本講演では 73P/SW3 以外に観測された Tuttle 彗し、原始太陽系星雲において天体が含アンモニア氷ダストを捕星のデータも含め、スペクトル解析の結果について報告する。

獲するモデルを構築した。具体的には，標準粘性降着円盤モデ
ルを用いて、円盤ガスの面密度・温度構造の進化を計算し、か7

近赤外測光探査観測が行われ、約 8000 天体の惑星質量天体/褐星惑 a17 N 体計算による準惑星ハウメアのリング形
成過程の検証角田 伊織 (京都大学 理学研究科 宇宙物理学教室

色矮星候補天体が同定された (佐藤 2015, 小田 2018)。しかし、先行研究は測光観測のため有効温度が求められないので、若い天体の年齢を 1Myr と仮定して質量が推定されている。そこで

M2)

本研究では、すばる望遠鏡/MOIRCS を用いてへび座分子雲に準惑星ハウメアは、リングを持つ唯一の太陽系外縁天体であおける惑星質量天体/褐色矮星候補天体を含む低質量 YSO 候

る。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

補の多天体近赤外分光観測を行なった。低質量 YSO 候補の有を起こす位置にある (Ortiz et al., 2017)。ハウメアは三軸不等効温度を導出し、先行研究の光度と組み合わせ、HR 図と超低楕円体の形状をしており、その周囲の非球対称重力場がリング

質量天体の理論進化モデルを用いると、年齢の仮定に寄らないの力学に影響を及ぼしていると考えられるが、リングの形成過より正確な質量と年齢の推定が可能となる。

程については解明されていない。我々は、ハウメアの自転によ

補のスペクトル解析の結果、低温度星に見られる H2O の吸収る分裂によってハウメアの 2 つの衛星が形成されたという説があるスペクトル、長波長側にかけて光度が大きくなる Class1(Ortiz et al., 2012) に着目し、このモデルに基づいて以下のよと考えられるスペクトル、星形成の特徴である Br γや H2 のうなハウメア系形成のシナリオを提示した。まず、ハウメアか輝線が見られるスペクトルなどが得られた。H2O の吸収量が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。ハ

有効温度と表面重力によって変化する (Itoh et al. 2002) こと

ウメア周囲の非球対称重力場のため、ハウメアの近傍では物体に着目し、有効温度の導出には H2O の吸収量を用いた。本研が安定して存在できない。また、安定軌道にある物体のうち、究では、減光量に依存しない H2O の吸収量比 Q を定義 (Oasa

ロッシュ限界の内側にあるものは、潮汐力によって破壊され、

2011) し有効温度の導出を行なった。本講演では、多波長測光

それがハウメアを公転することでリングになる。ロッシュ限界値から作成した SED による温度と、分光解析結果から導出し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

た有効温度の比較についても議論を行う。

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

低質量 YSO 候星惑 b2 R CrA 領域における若い超低質量天体の近赤外測光探査金井 昂大 (埼玉大学 教育学部理科専修 天文学研
究室 M1)

道不安定領域の外側かつロッシュ限界の内側に位置している物
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、ちょうど現星の質量分布は初期質量関数で示され、1 太陽質量程度の低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質量星までは質量が小さいほどほぼ同じ傾きで天体数が増加すことがわかった。さらに、パラメータスタディとして、物質強ることが様々な研究で示されている (e.g. Salpeter 1955)。一度を変数とした N 体シミュレーションを行ったところ、多く方で、質量が非常に小さいために水素の核融合反応を起こさなのパラメータにおいて、ロッシュ限界の位置が現在のリングのい超低質量天体はどの程度形成されるのか、また、その形成過位置付近になることが示された。そのため、本研究で提示した

程などは不明な点が多い。先行研究では、活発な星形成領域でシナリオによって、リング形成過程を説明できる可能性があるある S106 領域やオリオン座 B 分子雲において、大質量星の形ことがわかった。

成によって超低質量天体の形成が抑制されている可能性が示唆されている（Oasa et al. 2006, 北島 2017 卒業論文）。このよ

1. Ortiz, J. L., et al., Nature, 550, 7675 (2017)

うな超低質量天体の形成が普遍的か多様性を持つかを探るため

2. Ortiz, J. L., et al., MNRAS, 419, 2315 (2012)に、様々な物理量を持つ分子雲に着目し環境による星形成の相違点を明らかにする必要がある。

星惑 b1 へび座分子雲における低質量 YSO の近赤外
分光観測
大出 康平 (埼玉大学 大朝研究室 M1)

本研究では、低質量星形成領域である R CrA を観測対象として選択し、分子雲の環境が星形成に及ぼす影響について探る。質量が小さい YSO(若い天体)
は低温であるため、近赤外線に輻射のピークを持つ。加えて、

近年、多数の存在が分かりつつある惑星質量天体/褐色矮星

近赤外線は分子雲による減光の影響を受けにくいため、YSO

であるが、形成過程や存在頻度などは未解明な点が多い。我々の観測は近赤外線が適している。以上の点から、UKIRT3.8m

は、環境による惑星質量天体/褐色矮星の形成について差異を探

望遠鏡を用いた深い近赤外 (JHK) 測光データを解析した。まるべく、太陽近傍 (〜1kpc) で複数の星形成領域において可視

ず、[J-H]/[H-K]2 色図から赤外超過量を元に YSO 候補を選別

近赤外測光分光観測を行なっている。本研究の観測対象は、同した。そして、J バンド等級から距離・赤化減光補正を行って一分子雲内でガス・ダスト密度の異なる 3 つのクラスターをもYSO 固有の光度を求めた。さらに年齢を仮定することで低質

つへび座分子雲 (〜436pc) である。すばる望遠鏡、UKIRT 望量星の理論進化モデル (Baraﬀe et al. 2015) と比較して質量を遠鏡を用いて、へび座分子雲 (2284 平方分) について YSO の推定した結果、現段階では褐色矮星候補を 5 天体、惑星質量天8

体候補を 646 天体同定した。また、Herschel 望遠鏡の 250µm,とされている。中でも、6.7 GHz メタノールメーザーの空間分

350µm, 500µm の観測から得られた分子雲のダスト柱密度と比布は現在までに 100 天体以上に及んでおり、それらの統計的性

較すると、ダスト柱密度が高い領域では質量が大きい天体が形質からは、実際は円盤のようなリング状の分布よりも、まばら

成され、柱密度が低い領域では質量が小さい天体が形成されてで複雑な形状 (コンプレックス天体と呼ばれる) の方が多数あいる傾向が示された。加えて、WISE や Spitzer のデータを用ることがわかってきた。このコンプレックス天体がどのようないて SED を作成し YSO の有効温度を算出し、星周円盤の有無

物理現象を反映しているのかはよく分かっていない。そこで、を調べた。これらの初期質量関数は惑星質量天体にかけて増加

このコンプレックス天体が原始星からのアウトフローをトレーする傾向が見られた。

スしている可能性に注目した。

本研究で着目しているのが、メーザー天体 G59.783+00.065(以下 G59) である。G59 は高星惑 b3 銀河面低密度領域における星形成の広域探査観測
竹内 媛香 (北海道大学 宇宙物理学研究室 M1)

頻度に強度変動するコンプレックス天体であり、視線速度で 15km/s にも及ぶとても広いスペクトル幅を有することが特徴的である。また、この領域の近傍には CO や近赤外線 (2.2 µm)星は分子雲コア中で形成され、前主系列星 (PMS) の段階をでアウトフローが確認されている。本天体について、大学連携経て主系列星に進化する。PMS は分子雲のガス・ダスト密度

VLBI 観測網 (JVN) を使ってマルチエポック観測を行い、メの高い領域で集団的に存在しているため、高密度領域では星形

タノールメーザの空間分布と固有運動を導出した。

成が活発に行われていると考えられている。しかし、低密度領

その結果、G59 のメタノールメーザーの形状は大きく変化し域における PMS の探査は不十分であり、星形成の理解は進んておらず、固有運動は概ね東西方向の運動を示した。これは、でいない。そこで我々は、銀河面における PMS の広域探査を

CO のアウトフローや近赤外線のアウトフローの放出方向とも行い、その分布から銀河面での分子雲のガス・ダスト密度等が一致している。また先行研究による水メーザー (アウトフロー

異なる環境における星形成の相違を探っている。

のトレーサー) の分布と非常に近いことから、メタノールメー

本研究では、銀河面における PMS と分子雲との空間分布やザーもアウトフローに沿った運動を示している可能性が高いこ

関係を調べるため、野辺山 45 m 電波望遠鏡と FOREST を用とがわかった。

いた銀河面レガシープロジェクト (FUGIN) の観測領域を対象

今後も継続観測によって、運動の精度を高め、モデルの検証

として、PMS の分光探査観測を行った。

とより具体的な原始星周囲の構造を考察していきたいと考えて

我々は、低質量 PMS が示す観測的特徴のうち、赤外超過と Hいる。

α輝線をもとに PMS 候補天体を選別した。まず、可視 r ,i ,H星惑 b5 初代星形成における磁場の影響
定成 健児エリック (東北大学 天文学専攻 M1)αによる銀河面測光探査観測 (IPHAS)、及び、全天近・中間
赤外探査観測 (2MASS,WISE) のアーカイブデータの測光値を用いて 2 つの方法で PMS 候補天体を選別し、次に分光観測を磁場に貫かれた星形成領域雲では Magnetic breaking により行った。1 つ目では、JHK 二色図から赤外超過を示す天体を選

角運動量が引き抜かれたり、アウトフローが発生したりする。

別した。２つ目は、JHK[3.4]、K[3.4][4.6] の二色図から少なく

それらの効果が星周円盤や連星の形成に影響する。たとえ初期

とも 1 つの二色図で赤外超過を示す天体を選別した。２つの手

磁場が小さくとも、乱流による増幅を受けて強い磁場が生成さ法で選別した赤外超過天体について r i H α二色図から r −れる可能性がある（Schober et al.(2012b) ）。そのため初代星

H α超過が見られる天体を PMS 候補天体と同定し、1、2 の手形成においても磁場が重要となる。Machida et al. (2008) で法まとめて〜250 天体選別した。これらの PMS 候補天体の一は始原ガス雲から原始星形成までの３次元理想磁気流体シミュ部について、兵庫県立大学なゆた 2.0 ｍ望遠鏡と広島大学かな

レーションを行った。その結果、回転と磁場の大きさに応じてた 1.5 m 望遠鏡を用いて、可視中低分散分光観測を行った。

アウトフローや連星が形成されることが示されており、初代星本講演では、PMS の選別手法や分光データの解析により得形成においても磁場の存在が重要だとわかる。しかしながら、られたスペクトル型、多波長測光観測による SED との比較な

彼らの計算ではバロトロピックな状態方程式を仮定しているこどについて議論を行う。

とに問題がある。特に磁場が収縮を妨げるほど強くなる場合には圧縮加熱が弱くなり、磁気加熱が効いてきて、バロトロピッ

星惑 b4 6.7 GHz メタノールメーザーは大質量星原
始星のアウトフローに付随するか?
中村 桃太朗 (山口大学 電磁宇宙物理学研究室 M1)

クからずれる（Nakauchi et al.(2019)）。そのため磁気加熱を含むエネルギー方程式を解きつつ多次元非理想磁気流体計算を行う必要がある。本講演では初代星形成における磁場の影響に6.7 GHz メタノールメーザーは大質量星形成領域の原始星のついての先行研究を紹介する。

近傍 (100 - 1000 AU) に付随することが知られている。特に、

1. Machida M.N.,

VLBI を使った高分解能な観測による空間分布および固有運動

Matsumoto T.,

Inutsuka S.,2008,

ApJ,685,690の計測から、特に星周円盤へのトレーサーである可能性が有力

2. Nakauchi D., Omukai K.,SusaH., arXiv:1904.08336
9プロセスである。この乱流は原始星にミニハローのガスが降着

3. Schober J.,Schleicher D.,Federrath C.,Glover S.,Klassen

することで生まれると考えられ、最小スケールは分子スケール

R.S., Banerjee R.,2012b,ApJ,754,99である。これはジーンズ長の 10−4 倍と非常に小さいため、渦星惑 b6 初代星形成時の星周円盤と周連星円盤について織田 篤嗣 (甲南大学 宇宙理論研究室 M2)

輸送時間が自由落下時間に比べ非常に短く、磁場を急速に増幅させることができる。スモールスケールダイナモをシミュ
レーションで再現するには計算領域を非常に細かく分割する必要があり、計算資源の問題で現実的ではない。そこで、カザン

宇宙で最初に誕生する星、初代星は、宇宙の進化と密接に関ツェフ方程式を使って解析的に取り扱う手法がとられている。

係している。そのため、初代星の初期質量関数を知ることは重カザンツェフ方程式とは磁場の 2 点相関関数の時間発展を解要であり、そのためには、初代星形成について理解する必要がくことによりスモールスケールダイナモを求める方程式であある。

る。Schober et al.(2012) はカザンツェフ方程式によってミニ初代星形成は、現在の星形成と異なる。初代星を形成する始ハローにおける磁場の増幅率を解析的に調べた。その結果、原原ガスは、重元素やダストを含まないため、星間分子雲と比べて、輻射冷却が効かない。そのため、初代星の高密度コアは、
分子雲コアの温度に比べて 2 桁ほど高く、原始星への質量降着

始星形成の極初期 (数密度 1 ∼ 5cm−3 ) の非常に小さい領域で磁場が指数関数的に増幅することがわかったが、原始星形成直前の磁場スペクトルは未だわかっていない。磁気圧により降着率は、約 1000 倍となる。

円盤の分裂を妨げたり、磁場がアウトフローを作る働きをし原

この高降着率によって、初代星形成は次の様な過程を辿るこ始星コアのガス降着を妨げるといった、原始星形成後期段階にとが、シミュレーションにより知られている（Greif et al.2012

おける磁場の影響を調べるためには形成直前の磁場スペクトルなど）。まず質量降着により、原始星周りの降着円盤はすぐさまを知る必要がある。そのためにはカザンツェフ方程式を数値的重くなり、自己重力不安定により分裂する。分裂で生まれた分に解く必要がある。本発表では初代星環境におけるカザンツェ

裂片は、中心星に合体、もしくは、原始星として生き残る。そフ方程式を数値的に解き、原始星コア内部の磁場スペクトルをして再び、すぐさま円盤が重くなり・・・という過程を繰り返調べる研究の進捗報告を行う。

し、初代星は多重星として誕生する。

1 つの高密度コアから、形成される星の数によって、初期質

1. J Schober, D Schleicher, C Federrath, S Glover… - The

量関数は大きく変化する。ゆえに、初代星形成を理解するため

Astrophysical Journal, 2012には、原始星円盤の分裂と分裂片の運命（合体 or 生存）を決め

2. J Schober, D Schleicher, C Federrath, R Klessen… -る物理過程を理解する必要がある。

Physical Review E, 2012

（Susa2019）は、降着期の初代星形成シミュレーションを行

3. MN Machida, K Doi - Monthly Notices of the Royalい、質量比が 0.1 以上の連星においては、分裂は主に星周円盤

Astronomical Society, 2013

で起き、周連星円盤ではあまり起こらないことを見つけた。し星惑 b8 原始星円盤形成に対する磁気散逸の効果
小野 遥香 (東北大学 天文学専攻 M1)

かし、（Susa2019）は初期条件が 1 つだけであった。
そこで本研究では、その物理過程を理解するために、2 次元
流体コードを用いて、初代星連星シミュレーションを行い、質
量降着率やエンベロープの角運動量などを幅広く変化させた。
そして、質量降着率などの大きさによって、分裂がどちらの円星は分子雲中の高密度領域である分子雲コアで生まれる。分
子雲コアが重力収縮した結果、原始星と星周円盤を形成する。
観測によれば分子雲コアは強い磁場に貫かれている (Troland

盤で起きるのかを調べた。加えて、円盤分裂が起きず、安定し＆ Crutcher 2008) 。これまで分子雲コアについて、磁場凍結た原始星成長が起こりうる質量降着率などについても調べた。

を仮定した理想磁気流体シミュレーションが行われてきた。そ1. Greif,T.H,et al.2012,MNRAS,424,399

れによれば分子雲コアが強い磁場に貫かれている場合、磁気制

2. Susa,H.2019,arXiv:1904.09731

動による角運動量輸送の結果、星周円盤が形成されないことが分かっている (Mellon ＆ Li 2008) 。しかしながら、分子雲コ星惑 b7 ミニハローにおける磁場の増幅
柳崎 真詩 (甲南大学 宇宙理論研究室 M1)

ア中では電離度が非常に低いため、先行研究では考慮されていない非理想磁気効果が重要になる可能性がある。Tsukamoto

et al. (2015) では、オーム散逸と両極性拡散といった非理想磁

これまで宇宙初期において磁場は非常に弱いと考えられてい気効果を考慮した３次元流体シミュレーションを行い、分子雲

たため、磁場を考慮した初代星形成モデルの研究は少ない。とコアの収縮から星周円盤の形成までを一貫して追った。その結ころが近年、初代星が形成されるミニハローのスモールスケー

果、分子雲コアが初期に強い磁場を持つ場合でも磁気散逸のた

ルダイナモによって磁場が急速に増幅される可能性が指摘さ

め、星周円盤の形成が可能となることがわかった。本講演ではれている。スモールスケールダイナモとは、乱流の運動エネル

Tsukamoto et al. (2015) をレビューし、原始星円盤形成に対ギーを元に磁場のエネルギーが逆カスケードする磁気流体力学

10する磁気散逸の効果について議論する。

星惑 b11 非軸対称擾乱がストリーミング不安定性に及ぼす影響
加藤 大明 (愛知教育大学大学院 M2)

1. Y.Tsukamoto, K.Iwasaki, S.Okuzumi, M.N.Machida
and S.Inutsuka MNRAS 452 278-288 (2015)

我々人類が住む地球をはじめとする惑星は、原始惑星系円盤星惑 b9 深層学習を用いた 3DMHD の高速化による長時間原始惑星系円盤進化シミュレーション
中野 龍之介 (東京大学 鈴木研究室 M2)において微惑星から形成されるとされている。その微惑星は円盤初期に存在するミクロンサイズのダストから形成されると言われているが、未だにその形成プロセスについては解明されてこれまでに 4000 個を超える太陽系外惑星が発見されてきた。

いない。大きさで 9 桁、質量にすると 40 桁ものギャップがあ

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。一方るその成長過程にはいくつかの障壁が存在することが知られて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

おり、現在ではそれらを解決しうる物理メカニズムが多く提唱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されている。

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

微惑星形成において注目されている物理メカニズムのうちの質的に重要である。ガスの散逸のタイムスケールは GASPS の1 つに、ストリーミング不安定性がある。ストリーミング不安観測より 20Myr とされている (Dent et al. 2013) が、３次元定性とは、円盤中を異なる速さで回転するダストとガスの速度

磁気流体シミュレーション (3DMHD) では力学時間の 1000 倍差に起因する不安定性で、線形段階でダストの集積を促進し非程度までしか行えないが、これは太陽系での 1au だと 1000 年

線形段階でダストクランプを形成する（Youdin & Goodmanに相当する。

2005）。これまで、ストリーミング不安定性の線形解析や非線本研究では 円盤進化を計算する 3D MHD シミュレーション

形シミュレーションが多く行われてきたが、それらのほとんどを深層学習によって 10000 倍に高速化し、ガス散逸のタイムス

は円盤の r–z 平面内のモードに注目したものであり、r–ϕ 平面

ケールまで追うことで、新たな円盤進化の描像を探る事で円盤内での振る舞いについては詳しく調べられていなかった。

進化の多様性を解明する。

ところが最近の 2D シミュレーションによると、z 方向に波

先行研究では、CERN で素粒子生成のシミュレーションをが伝搬しない状況においても r–z 平面内のものと同様な振る舞

深層学習の一種である３次元敵対的生成ネットワーク (GAN)

いが見られ、r–ϕ 平面内でもダストクランプが形成されることを用いて高速化した研究 (Carminati et al. 2018) があり、が示唆されている（Schreiber & Klahr 2018）。また、その r–ϕ

GIANT4 の精密シミュレーションで１分かかっていたシミュ

平面内のモードの成長率は r–z 平面内のものよりも大きいと指レーションが GAN で生成したニューラルネットワークを用い摘されており、微惑星形成を助けうるものとしてそのモードのると 0.04 ミリ秒まで高速化 (× 150 万) していた。

振る舞いに注目が集まっている。

先行研究を参考に Suzuki et al. 2019 の 3DMHD からデー

しかし、これまでに非軸対称性を考慮したストリーミング不タを生成し深層学習によってサロゲートモデル生成についての安定性の線形解析は行われておらず、非軸対称擾乱がストリー取り組み、それに対する考察を発表する。

ミング不安定性に及ぼす影響については分かっていない。そ3DMHD では基礎方程式に関係付けられた原始変数間の微こで、本研究では非軸対称性を考慮した線形解析を行い、スト分方程式を解く必要があるが、GAN で生成されたサロゲート

リーミング不安定性の非軸対称擾乱に対する応答を調べた。

モデルでは全ての原始変数間の線型結合となっているため高速

1. Youdin, A.N., & Goodman, J., 2005, ApJ, 620, 459

化が可能である。また陽解法とは異なり、全空間の情報を用い

2. Schreiber, A., & Klahr, H., 2018, ApJ, 861, 47

るため CFL 条件も自動的に満たすことができる為、数値発散を防げると考えられる。

1. Suzuki,T.K.

;

Taki,T.

;

Suriano,S.S.

星惑 b12 埼玉大学 55cm 望遠鏡 SaCRA/MuSaSHI を用いた系外惑星の多波長トランジット測光観測石岡 千寛 (埼玉大学 教育学部理科専修 天文学研
究室 M1)

2019arXiv:1904.05032
2. Dent,W.R.F. ; Thi,W.F. ; Kamp,I. ; et al. 2013 PASP

近年の系外惑星探査衛星の活躍により、トランジット法を用,125 ,477

いて系外惑星が多く発見されている。トランジット法では、惑

3. F.Carminati et al. 2018 J. Phys.:Conf.Ser.1085 032016星が恒星の前面を通過するときに恒星の一部を遮蔽して起こる減光から、惑星の半径や軌道長半径・軌道傾斜角などの物理量を求めることができる。また、惑星が恒星の前を通過する際に、恒星の光の一部は惑星大気を通過して観測される。このとき、恒星の光は透過してくる惑星の大気成分や温度、雲の有無など

11

を反映して吸収・散乱を受けるため、観測される減光の深さにた、観測されているフィラメント内の速度場を解析することに波長依存性がみられる。そのため、多波長でトランジット観測

より、観測の速度パワースペクトルはこのモデルと無矛盾であを行うことによって系外惑星の大気を推定することができる。

ることが明らかになった。さらに、分子雲からのフィラメント

本研究では、埼玉大学 55cm 望遠鏡 SaCRA と三波長同時撮像

形成シミュレーションにおいて同定されたフィラメント内の速装置 MuSaSHI、埼玉大学 36cm 望遠鏡と CCD を用いて、系度場を解析した結果、上記の速度場モデルと整合的であること

外惑星のトランジット現象を起こす天体の多波長測光観測を行がわかり、その根拠も解析的に理解できた。この結果は近年提なった。MuSaSHI では、r バンド (中心波長 600nm) , i バン

唱されているフィラメント形成シナリオがコアの角運動量を説

ド (同 750nm) . z バンド (同 900nm) の 3 バンド、36cm 望遠

明可能であることを示している。

鏡では、g バンド (同 447nm) を使用し、最大で合計 4 バンド

星惑星 c2 初代星形成における輻射フィードバック
吉岡 佑太 (京都大学 天体核研究室 M1)

で同時観測を行うことが可能である。現在までに、HAT-P-3,

WASP-36 を含む計 8 天体について観測を行い、その内の 6 天体について EXOFAST を用いて光度曲線のフィッティングを

宇宙初期に重元素を含まない始原ガスから形成された星は初行なった。例えば、WASP-52 は r, i, z バンドでそれぞれフィッ代星と呼ばれており, 初代星の質量決定は宇宙の再電離, 最初

ティングした結果、減光率が 2.900%, 2.715%, 2.760%、誤差はの重元素生成などを理解する上で非常に重要である. しかし初0.08 0.12% と求められ、r バンドの減光率が長波長側と比べて代星の形成環境は現在の星形成の環境とは大きく異なってい大きいことが示された。その他、減光率の波長依存性がみられる. 例えば現在の星形成では重元素の輝線放射やダストの赤外なかったものが 4 天体、r バンドの減光率が比較的小さいもの

線放射による冷却が重要であるが, 初代星形成では重元素が存が 1 天体ずつみられた。本講演では、減光率の波長依存性から在せず H2 や HD の輝線放射のみしか冷却過程がない. 他には推定した大気組成や、波長依存性の違いと主星・惑星の物理量

CMB 以外の外部からの輻射がないこと, 初代星形成初期ではの関係についての議論を行う。

磁場が弱く無視できることなども現在の星形成と大きく異なっている. 初代星の質量降着を止め質量を決定するのは輻射によ星惑星 c1 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 理論宇宙物理学研究室 (Ta研) D1)

るフィードバックであると考えられる. 今回は回転を考えた時の輻射フィードバックを解析的に考察し, 降着終了時における質量を計算した Tan and McKee(2008) のレビューを行う. 論

星の形成と進化を繰り返すことで、銀河は進化する。一方、文の中では以下の 4 つのフィードバックが考察されている. (1)星の進化はその質量により決まる。星の生まれる場所である分初期段階における H2 の光分解. 前述のように H2 による冷却

子雲コア (以下、コア) は分裂し多重星を作りうることが知らは非常に重要であるが, 原始星の成長につれ FUV 放射が H2 をれており、一つのコアからどれくらいの質量の星が何個できる

光分解することで冷却効率が落ちる. これにより降着率は落ち

かによって、生まれる星の質量は異なる。したがって、多重星

るが降着を完全に止めることはない. (2) 電離領域の境界での形成過程の解明は星の形成と進化を決定することであり、銀河Ly α輻射圧. 原始星が成長すると自身の輻射により周りのガス進化を理解する上でも重要である。上記の分裂過程において、を電離し, 電離領域を形成する. 電離領域と中性領域の境界で分裂の有無を決める重要な物理量がコアの初期角運動量であるの Ly αの輻射圧により, 極方向では降着を阻害されるが, それが、コアが角運動量を獲得する機構については詳しく研究され以外の方向からは降着可能である. (3) 電離領域の膨張. 電離領ていない。一方で、近年の Herschel 宇宙望遠鏡による観測は域の膨張速度が落ち込んでくるガスの自由落下速度と同程度に分子雲内のフィラメント構造が普遍的であること、およびコア

なると降着は止まる. しかしこの効果は完全に降着落を止めるはこのフィラメント構造に沿って分布していることを明らかにわけでなく, 中心星からの光が遮られている円盤の陰からの降した。したがって、フィラメントからのコア形成理論は観測さ着は可能である. (4) 円盤の光蒸発. 電離領域の膨張により円盤れているコアの角運動量を説明する必要がある。角運動量を計

表面は電離 UV にさらされ電離されると, Bondi 半径 (ガスが算する上で重要な物理量はフィラメント内の速度場である。観

重力的に束縛されている半径) 外ではガスは円盤から流出する.

測によりフィラメントの各部分の重心速度 (centroid velocity)

最終的に降着を完全に止めるのは (4) の光蒸発であり, 最終質の空間分布ゆらぎが亜 (遷) 音速であることがわかっているが、量は 140M⊙ 程度であると結論される.

3 次元速度構造は明らかになっていない。そこで我々はまず簡

1. Tan, J. C., and McKee, C. F. 2004, ApJ, 603, 383-400

単のため、角運動量の起源としての乱流を考え、任意のパワー

2. Tan, J. C., and McKee, C. F. 2008, ApJ, 681, 771-797

スペクトルに従う 3 次元速度場をフィラメント内に作った。次にコアをつくる領域内での角運動量保存を仮定し、領域内の角運動量をコアの角運動量として採用した。その結果、速度パ
ワースペクトルが波数 k に対し P (k) ∝ k −5/3 であるとき、観測されているコアの角運動量を再現できることがわかった。ま12

いるものは 20 個程度と非常に少ない。星団内での惑星の発見

星惑星 c3 連星形成におけるアウトフローの駆動メ
カニズム
佐藤 亜紗子 (九州大学 惑星系形成進化学研究分野

数の少なさの主な原因として以下の 2 つの可能性が考えられている。1 つ目は、星団という星が密に存在する環境が、惑星の発見・形成を阻害していることが考えられ、特に、恒星同士の近M1)

接遭遇 (恒星遭遇) の際の重力産卵により惑星が惑星系から放出観測から、太陽近傍の恒星の約６割が連星系に属し、さらにされてしまうという可能性である。2 つ目は、惑星の材料たる星形成領域では、より高い割合の星が連星系に属すことが知ら

星周円盤が周囲の大質量星による遠紫外域の輻射 (光蒸発) や恒れている。これより、星形成過程を理解する上で連星形成過程

星同士の近接遭遇 (恒星遭遇) 時の潮汐効果によって破壊され、を理解することが必要であると分かる。

惑星形成が阻害される、という可能性である。前者について、

分子雲コアの重力収縮によって連星が形成される際に、分子Pacucci et al. (2013) により、散開星団内の惑星系からどの程

雲コアが持っていた角運動量のほとんどが失われ（角運動量問

度惑星の放出が期待されるのか N 体シミュレーションによって題）、この角運動量輸送を担う機構の一つにアウトフローがあ調べられているが、140 pc と比較的近傍の距離にあるプレアデ

る。連星系からのアウトフローは、星周円盤から駆動されるとス星団でも、惑星系全体の 26% 程度しか惑星の放出は期待でき考えられており、この際に起こる円盤からアウトフローへの角ず、この効果だけでは星団内での発見数の少なさを説明するに運動量の受け渡しは、円盤消失の一因と考えられている。よっは不十分である。後者について、近年の観測の分解能の向上にて円盤・アウトフローの駆動メカニズムの理解は、分子雲コア

よって、近傍の星団において星周円盤の詳細な観測が可能になの角運動量輸送ならびに連星形成過程を理解する上で重要となり、両効果について詳細に調べられるようになってきたが、両る。しかし、単星系からのアウトフローを調べた先行研究はい

効果がどれほど星周円盤の破壊に寄与するのかについては議論くつもあるが、連星系からのアウトフローを調べたものはほとの余地がある。本研究では Fujii & Portegies Zwart(2015) にんどなかった。

よる、乱流を持つ分子雲からの SPH シミュレーションの結果

Kuruwita et al. 2017 は、３次元理想磁気流体計算を用い得られた星分布を初期条件に用い、光蒸発及び恒星遭遇時の潮て、単星・近接連星・遠隔連星の３つの系を、対象の星が原始汐効果による星周円盤の破壊について調べた。その結果、星団星になった状態（その原始星を sink 粒子に置き換える）から約

では多くの円盤が光蒸発によって破壊され、特に星団中心では3000 年まで計算し、３系からのアウトフローを比較した。彼ら

光蒸発が支配的であることがわかった。恒星遭遇時の潮汐効果

は、数値計算に sink 粒子を用いることで、長時間の連星進化過が効くには 107 pc−3 以上の密度が必要であり、young massive

程を調べることを可能にした。

cluster や散開星団ではほとんど寄与しないことがわかった。

しかし、sink 粒子を用いた Kuruwita et al. 2017 の結果で

1. Fujii, M. S. & S. Portegies Zwart, MNRAS 449:726−740は、正しい駆動メカニズムから円盤とアウトフローを定性的に(2015)

調べた、とは言えないことが予想される。なぜなら、円盤・ア

2. Breslau et al. (2014)

ウトフローの駆動メカニズムを調べるためには、中心星周りの3. Anderson et al. (2013)

駆動領域を計算する必要があり、sink 粒子を用いた数値計算では、解像できない sink 半径内にその駆動領域が存在するためで星惑星 c5 原始惑星系円盤における円盤風の駆動
川崎 良寛 (九州大学 惑星系形成進化学研究分野

ある（e.g. Machida and Hosokawa 2013）。
今回の発表では、Kuruwita et al. 2017 のレビューと共に、先M1)に述べた彼らの計算の問題点を、他の先行研究 (e.g. Machida

and Basu 2019) と比較し、議論する予定である。また、私が現原始惑星系円盤（以降、円盤）の角運動量分布の時間進化は、在行なっている単星からの円盤・アウトフローの駆動メカニズ

惑星の形成過程や軌道進化などに影響を与えてくるので重要で

ムの解析も紹介し、今後の展望を議論したい。

ある。円盤は回転で支えられているので、内側への質量降着を実現するには、外側への角運動量輸送をが必要である。しかし、

1. Kuruwita et al. 2017

未だ角運動量の輸送機構の詳細は明らかにされていない。

2. Machida and Basu 2019

角 運 動 量 の 輸 送 機 構 の 有 力 な 説 と し て 、Hawley & Balbus(1991) で は 、磁 場 に よ っ て 引 き 起 さ れ

星惑星 c4 星団形成期における周囲の星による星周円盤の破壊
長谷川 大空 (東京大学天文学教室 D1)る磁気回転不安定性が提唱された。この不安定性によって、弱磁場に貫かれた差動回転円盤の内部において乱流が引き起こされる。その乱流による実効的粘性が生じ円盤外側への角運動量

星団は多くの星の集団的形成・進化の現場であり、多くの惑輸送が行われていると示されてきた。これまでの研究は主に円星が存在することが期待されるが、これまで 3500 以上の系外

盤内の乱流に着目し、円盤風を対象とするものは行われてな惑星が発見されているにもかかわらず、星団の中で発見されて

かった。

13

一方、円盤表層において、磁気回転不安定性により生じる乱星惑星 c7 有機物の原始惑星系円盤における形成と
微惑星形成への影響
本間 和明 (東京工業大学 地球惑星科学系 M2)流が円盤風を駆動させると予想されてきた。その円盤風は円盤の進化に多大な影響を与えるだろうと考えられていたがが、数値計算の扱いの困難性、特に境界条件の扱いの難しさにより定
量的な議論が行われてなかった。Suzuki & Inutsuka 2009 で有機物は、宇宙に存在する元素の上位 5 つである H、He、C、は、計算領域の上下の境界で物理量が流出できる境界条件を取O、N のうち、H、C、O、N を含み、隕石や彗星由来の物質であり入れた電磁流体力学計算を行い、この円盤風の詳細を調べ、る惑星間塵に広く存在する物質である。また、有機物は隕石中

円盤の進化への影響を初めて明らかにした。

の主な固体炭素源であり [1]、生命の発生や惑星形成を促した可本講演で、上の Suzuki & Inutuka 2009 をレビューし、今

能性 [2] を持つため、惑星科学においても非常に重要な物質で後の原始惑星系円盤の進化を研究を見据えて、磁気回転不安定ある。そのため、いつ・どこで・どの程度の有機物が形成し、有性により駆動される円盤風が円盤進化に与える影響や問題を議

機物が生命の発生や惑星形成にどの程度の影響を及ぼしたかを論する。

明らかにすることは重要である。発表では自身が今後取り組む予定である、この課題を考える上で重要な論文 [3] を紹介する。

1. Suzuki, T. K. & Inutuka, S. 2009, ApJ, 691, L49

隕石中の有機物の高い水素同位体比を説明できるため、有力視されている有機物形成過程に、低温な環境下に存在する H2O星惑星 c6 Streaming instability の物理
吉田 雄城 (国立天文台 M1)や CO などを含む氷への紫外線照射がある [1]。この状況は原
始惑星系円盤の遠方でも達成しうる可能性があるが、これまで

惑星形成理論のシナリオではまず原始惑星系円盤中でダスト検討されてこなかった。そこで本論文は原始惑星系円盤におけが衝突・合体を繰り返して成長する。この時原始惑星系円盤はる氷ダストの移動と、氷への総紫外線照射量の時間発展を計算

ガスとダストで構成されており、ガスの存在量が多い。ダスト

し、この可能性を検証した。その結果、円盤中心面に存在するはケプラー回転するが、ガスはガス自身の圧力勾配が存在する

氷が乱流拡散によって、円盤上層に持ち上げられ、紫外線照射ためケプラー回転より遅く回る。するとある程度成長したダスを十分に受けることを示した。加えて、発表では自身のこれま

トはガスの向かい風により抗力を受け、角運動量を失い中心にで研究から明らかになった、有機物の惑星形成における役割に落下してしまう。これでは惑星の材料がなくなってしまうた

ついても述べる [2]。岩石惑星形成における大きな困難に、惑星め、惑星形成理論の中の問題の一つである。この問題の解決のの原材料であるダストの付着成長が衝突によって妨げられるダためには、ガスからの抗力が無視できるほどに大きく、しかもストの衝突破壊がある。しかし、これまで無視されてきた表面

落下する前に成長することが要求される。ダストの急成長にはが有機物で覆われたダストを考慮すれば、柔らかい有機物がダ

様々な不安定が考えられており、streaming instability もそのストの付着を促す糊として働くため、この困難を解消できるこ一つである。Streaming instability についてはまずガスとダスとがわかった。この有機物による付着力の向上については昨年

トの運動方程式から始まる。これらを組み合わせたうえで、終度も発表したが、今年度は昨年度発表できなかった、この結果

端速度近似を用いる。終端速度近似を用いるにあたり線型解析

から得られた惑星形成における示唆を加えた発表を行う。

をする際に分かることであるが、波長があるスケールより長く

1. Alexander,C.M.O., Cody,G.D., DeGregorio,B.T., Nit-

ならなければならなかったり、途中の式の変形において項を無

tler,L.R., & Stroud,R.M. 2017, Geochem, 77, 227-256

視する際に波長が長い要素を考えている。するとガス-ダスト

2. Homma, A. K., Okuzumi, S., Nakamoto, T., & Ueda,

に対する移流の式が得られる。この式には移流の項に加え、不Y. 2019, ApJ, in press

安定を表す項が存在する。不安定項が表すのはダストがガス圧

3. Ciesla, F. J., & Sandford, S. A. 2012, Sci, 336, 452の極大付近に集められることである。すると集まったダストがガスを引き付け、ガス圧の極大は維持され、再びダストを集め星惑星 c8 Assessing the Dusty Outflows fromる。この正のフィードバックによりダストが一気に集まり成長

Super-puﬀ with Grain Microphysics
大野 和正 (東京工業大学 地球惑星科学系 D3)

できるというのが streaming instability である。このようなガ
ス圧極大は擾乱により起こる。ガス圧がこの極大をつぶそうとするが、コリオリ力により打ち消され地衡風となる。コリオリ

Kepler 宇宙望遠鏡により、質量は海王星以下、サイズは木星力がないと平衡へ向かおうとし、不安定は消えてしまう。この程度という超低密度惑星 (Super-puﬀ) の存在が明らかとなっように回転系や終端速度近似の下で streaming instability が引た。これらの天体は、大規模な大気散逸によって短期間で大き起こされると考えられ、ダスト急成長を引き起こす不安定の

気を失うことが示唆されており (Cubilios et al. 2017)、何故一つと考えられている。今学校では Emmanuel.J et al(2011)

Super-puﬀs が現在まで生存できたのか大きな謎となっている。

を紹介し、Streaming instability の物理について解説する。

近年、散逸大気中のダスト opacity によって、Super-puﬀ は実際より遥かに大きなサイズとして観測されているという説が

1. Emmanuel.J, Steven.B and Henrik.L
14

提唱された (Wang & Dai 2019, 以下 WD19)。WD19 は、ダ星惑星 c10 ハーシェル宇宙望遠鏡の撮像データを用いた系外彗星雲の研究
西出 朱里 (京都産業大学大学院 M2)

ストの運動を考慮した大気散逸計算を行い、ダストとガスの質
量比が 0.01 程度あれば、Super-puﬀs が生存可能な大気散逸率
でも観測される密度が説明できることを示した。一方、WD19
は一定サイズのダストを仮定しているが、その妥当性は明らか

太陽系の最外縁には彗星の元となる天体が球殻上に広がってではない。

いる「オールト雲」が存在すると言われている。これは観測さ

そこで我々は、大気散逸中のダスト成長計算を行ない、ダスれた彗星の軌道計算から予測されている天体群であり、直接のト成長が惑星の見かけのサイズに与える影響を調べた。大気散

観測的証拠はない。一方、系外の恒星に関しても惑星系形成後逸流には等温 Parker 風モデルを採用し、ダストの衝突合体にに残る円盤状の微惑星円盤が銀河潮汐力と恒星遭遇によって軌よるサイズ分布進化を計算した。その結果、ダストは効率的に道進化し、球殻状になると考えられる。本研究では系外彗星雲

成長し、殆どのダストが大気散逸流に逆らって惑星に落下して(Extra-Solar Oort Cloud : ESOC) と定義されるこれらの天しまうことが分かった。本講演では、典型的 Super-puﬀ である体群に関して、存在や構造に関して議論をする。これらを明ら

Kepler-51b の (硬めの発泡スチロールと同等の) 低バルク密度

かにすることは恒星系進化の過程や、星形成において太陽系のを再現できるかについても議論する。

特殊性、普遍性に関して議論するきっかけとなりうる。彗星雲に位置する天体は、中心星からの輻射及び星間輻射を吸収し、

1. Cubillos, P., Erkaev, N. V., Juvan, I., et al. 2017, MN-

遠赤外線域で再輻射していると推定される。よって恒星系の周RAS, 466, 1868

囲における彗星雲にあたる大きさ (原始惑星系円盤の典型的な

2. Wang, L., & Dai, F. 2019, ApJL, 873, L1

サイズ 1000 天文単位を超越したサイズ) において遠赤外線輻
射を検出することができれば、系外彗星雲の存在に制約を与え星惑星 c9 惑星集積時のコア形成と大気剥ぎ取りに着目した地球形成シナリオ
櫻庭 遥 (東京工業大学 地球惑星科学系 D1)

ることができる。本研究では遠赤外線域で比較的高度な表面温度である A,F,G 型星、現時点で球殻状に進化している年齢であると考えられる、光度階級が IV,I である天体を候補にあげ、炭素 (C) や窒素 (N), 水素 (H) などの揮発性元素は、海や大そのうち SED で赤外超過の確認できる天体を研究対象とした。

気の主要構成元素であり、その起源を明らかにすることは地球

そしてハーシェル宇宙望遠鏡に搭載されている PACS および形成条件を探る上で非常に重要である。地球の揮発性元素は主SPIRE の撮像データを用いて太陽系外オールト雲に存在するにコンドライト母天体によってもたらされたと考えられている

微小天体から生じるダストからの熱輻射の探査を行い、彗星雲が、両者の組成パターンには大きな乖離がある。地球はコンドの有意性及び形状に関して議論する。

ライト組成に比べて N, C, H の順に枯渇しており、高い C/N

1. J.H.Oort(1951)

比および低い C/H 比を示す [e.g., 1]。

2. A. S.Stern(1991)

本研究では、地球集積時の衝突による大気散逸および各リ

3. F. Y. Morales et al.(2016)

ザーバ間の元素分配過程をモデル化し、地球の揮発性元素組
成進化を調べた。微惑星集積による惑星形成を仮定し、マグマ星惑星 c11 近赤外線視線速度観測による低質量星まわりの惑星検出笠木 結 (国立天文台 M1)

オーシャン期と後期天体集積期それぞれに対し元素分配モデルを構築した。前者では大気-マグマオーシャン-金属鉄間の化学平衡分配を、後者では海洋や炭素循環の存在を考慮した大気-海
洋-地殻・マントル間の元素分配を計算した [e.g., 2, 3]。また全

太陽系外惑星の探査方法の一つである視線速度法は、中心星集積過程に渡って天体衝突に伴う大気剥ぎ取りを考慮した。計の視線速度変化をスペクトル中の吸収線のドップラー偏移か算の結果、集積条件によってはコンドライト組成の微惑星集積

ら測り、惑星を検出する方法である。この手法は系外惑星の初によって現在の地球の揮発性元素組成を再現可能であることが検出に使われて以来、今でも惑星系を探すための重要な役割を分かった。揮発性元素の中でも親鉄性が高い炭素はコアに取り担っている。今後様々な特徴を持つ系外惑星の検出から、惑星

込まれ、大気に分配されやすい窒素は後期天体集積期の衝突で形成過程の解明につながる研究が期待されている。

選択的に剥ぎ取られることによって枯渇したと考えられる。

近年、地球型惑星の探査に対し、M 型星という赤色矮星を中心星とする惑星系が注目されている。M 型星は太陽より質量が1. Bergin, E., et al., 2015, Proc. Nat. Acad. Sci. USA.,小さく、太陽近傍に最も多く存在する星である。しかし、可視112, pp. 8965.

光で暗いため観測が難しく、検出された惑星数も少ない。一方

2. Hirschmann, M. M., 2016, Amer. Mineral., 101, pp.

で、ハビタブルゾーンが太陽型星よりも近い位置に存在すると540.

考えられるため、視線速度法を使った地球型惑星の検出に適し

3. Sakuraba, H., et al., 2019, Icarus, 317, pp. 48.

た天体である。また、M 型星は近赤外で明るく、スペクトルに15多くの吸収線を持つ。Reiners et al. (2010) は近赤外線での低3. Dattilo et al. 2019, AJ, 157, 169

質量星周りの惑星に対する視線速度法精度や、恒星活動による

星惑星 c13 木星大気に存在する大赤斑の維持機構の考察
半谷 康介 (名古屋大学 理論宇宙物理学研究室 (Ta研) M1)

視線速度信号への影響を検討した。その結果、中期から晩期 M型星に対しては可視光よりも高い精度が得られることがわかった。そして、現在すばる望遠鏡戦略枠観測では、それらの中〜
晩期 M 型星周りの惑星を対象にすばる望遠鏡用赤外線ドップ
ラー装置 IRD（InfraRed Doppler）による観測を行っている。

太陽系において質量、大きさともに最大の惑星である木星はそこで今回は、上記の論文のレビューを踏まえつつ、IRD のガス惑星であるということが知られており、その組成や構造は

特徴や戦略枠観測で期待される成果等を紹介する。また、現状

地球のような岩石惑星とは大きく異なっている。現在までにパ

では近赤外線での視線速度測定精度は、理論的な限界（光子ノイオニアやヴォイジャーといった探査機の観測により、大気組

イズ）に達していない。精度を制限していると考えられる地球

成や温度構造などは次第に明らかになってきている。また木星

大気吸収・検出器応答や分光器の温度安定性、モーダルノイズの熱放射を観測すると太陽輻射で受け取る熱よりも多い熱量をといった要因の調査や、その回避といった今後の研究課題につ放出しており、これは木星の重力収縮が原因だと考えられていいても報告する。

る。その一方で木星の内部構造は不確定なことが多く、2016 年に打ち上げられたジュノーによる観測が期待されている。

1. B. Sato et al., Search for Planets like Earth around Late-

木星大気上には大赤斑と呼ばれる渦が南半球に存在しており、M Dwarfs: Precise Radial Velocity Survey with IRD,

その規模は次第に縮小しているものの 40,000km×12,000km ほ(2018)

どのおおきさで地球約三個分の大きさを有している。観測以

2. A. Reiners et al., ApJ, 710, 432 (2010)

来、350 年以上渦の機構を散逸せず維持しており、その発生機

星惑星 c12 系外惑星探査への Deep Learning の適用
桑田 敦基 (東京大学天文学教室 M1)

構や維持機構はソリトンという説 (Redekopp 1977) や地衡風
渦説 (Ingersoll and Cuong 1981) などが挙げられるが、いずれも大赤斑のモデルとしては不十分であり、木星の重力収縮によ系外惑星は 1995 年に初めて発見されて以来、今日までにるエネルギーの解放や粘性による散逸をモデルに組み込む必要

3,900 個以上発見されている。その中の約 3,000 個はトランがある。

ジット法という手法により発見された。トランジット法は、主星の周りを公転する系外惑星が主星の前を横切る際に起こる、わずかな明るさやスペクトルの変化を観測するものである。

2009 年に打ち上げられた系外惑星探査衛星 Kepler は、はく大赤斑の周りには反時計回りの大気の流れや対流が存在し、渦機構が散逸しないための何らかの要因が存在すると考えられている。ガス惑星である木星の大気を記述する上では木星内部の構造も考慮に入れた三次元でのシミュレーションが必要であちょう座まわりを継続観測し、特に Habitable Zone にある惑るが、本研究では前述の通り木星の内部構造が不明瞭であるた星を探すサーベイを行った。サーベイした恒星の数は 50 万個

め、二次元でのシミュレーションを SPH 法と呼ばれる、流体以上にのぼり、2018 年 10 月に運用を終了した。さらに 2018 年

をラグランジュ粒子と近似し、粒子間の相互作用などを解くこ

4 月には Kepler の後継機である TESS(Transiting Exoplanetとによって流体現象を記述する粒子法を用いて大赤斑の維持機

Survey Satellite) が打ち上げられ、Kepler よりも広範囲にわた構を議論したい。

り現在も観測が行われている。

星惑星 c14 Tomo-e Gozen による小惑星探査
紅山 仁 (東京大学天文学教室 M1)

Kepler はトランジット法によって惑星候補を発見しているが、この候補の中には偽陽性 (恒星が連星であることによる減光など) が含まれている。そこで、惑星による減光であること

2013 年、ロシアのチェリャビンスク州に隕石が落下した。

を判断するために、Deep Learning を用いた Astronet (Shallue

20m クラスであったこの隕石のエネルギーは広島に投下され& Vanderburg, 2018) や Exonet (Ansdell et al. 2018) というた原子爆弾の 30 倍以上とされる。もしも分裂せず地球に衝突

ネットワークが開発された。これらのネットワークは、現段階していれば、被害は桁違いのものになっていただろう。現在までは観測データから減光が抽出された後に適用されている。実でに太陽系内において数多くの小惑星が発見されている。発見

際、Astronet によって判断されたデータが、その後のフォローだけでなく、はやぶさ、はやぶさ 2 のような探査衛星がサンアップ観測によって新たな系外惑星であると確認された事例もプルリターンすることにより詳細な情報を得ることにも成功しある (Shallue & Vanderburg, 2018)。本講演では、系外惑星探ている。しかしこれらは比較的大きな隕石であり、チェリビン

査への Deep Learning の適用についてのレビューおよび、今後

スク隕石のような 100m 以下の小惑星の観測はほとんどなさのさらなる活用について議論する。

れていない。100m 以下サイズの小惑星でも、地球接近型小惑

1. Shallue & Vanderburg, 2018, AJ, 155, 94

星 (近日点距離 1.3AU 未満のもの) であれば距離が近く、反射2. Ansdell et al. 2018, ApJL, 869, 7

光を観測することはできる。ただし高速で動くため高速撮像が16必要である。そこで今年 4 月に全センサー取り付けを終えた

Tomo-e Gozen を用いて世界初広視野動画観測による観測を行う。Tomo-e Gozen は長野県木曽にある東京大学木曽観測所口
径 105cm シュミット望遠鏡に取り付けられた CMOS カメラ
で、シュミット望遠鏡の広視野と CMOS カメラの高速読み出しを兼ね備えており、移動天体探査において世界でも類をみないサーベイ性能を持つ。Tomo-e Gozen を用いれば地球接近型
小惑星以外にも超新星、重力波天体、太陽系外縁天体、オール
ト雲天体、太陽系外惑星など様々な天体が発見されることが期待される。装置未完成の段階ですでに超新星、小惑星候補の発見に成功している。本発表では Tomo-e Gozen の科学戦略の概観を述べ、その最新の観測結果についても発表する。

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