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日本惑星科学会誌Vol. 33, No. 1, 2024

「2022年度最優秀研究者賞 受賞記念論文」

原始惑星系円盤の化学進化とスノーライン- 水・有機分子の起源
野津 翔太1

2023年12月22日受領，査読を経て2024年1月22日受理（要旨）筆者は，原始惑星系円盤内で各分子が気相と固相で存在する領域の境界である"スノーライン"を軸に，原始惑星系円盤 (およびより若い段階の原始星天体と，円盤内で形成される太陽系外惑星の大気)の化学構造を理論・観測の両面から探索・比較する研究を行う事で，星・惑星形成段階の化学進化過程の理解の深化を目指してきました．本稿ではこれまで筆者が行ってきた研究の中から，円盤内 H 2 Oスノーラ
イン位置の検出可能性に関する理論・観測研究の概要と，H 2 Oスノーライン以遠に影構造を持つ円盤の赤道面化学構造研究の概要を紹介します．

1. はじめにする理論・観測研究 ( 論文 : [2- 6] )( 2)円盤・太陽系外惑星大気・始原天体の化学構造の

この度は，日本惑星科学会 2022 年度最優秀研究

関係: -元素組成比と惑星形成環境- ( 論文 : [ 7, 8] )者賞の受賞者に選んで頂き，大変光栄に思います．

(3)中心原始星と化学的多様性 : H 2 O や有機 分子組

この場をお借りして，指導・受入教員の皆さま，国内成に対する中心星( X 線 )放射の影響 ( 論文 : [ 9] )外の共同研究者の皆さまをはじめ，お世話になった全ての皆さまに改めて感謝を申し上げます．

これらの研究では，円盤内で各 分子が気 相と固相で存 在する領域の境 界である"スノーライン" [ 10,

筆者は，「太陽系や太陽系外の惑星はどのように

11] が共通の鍵となっています．スノーラインを軸に作られたのか」「 惑星の形成現場において，水や有機

円盤内の温度分布・分子組成分布とその時間進化，分子を含む物質がどのようにして作られ，地球の様惑 星 形成 環 境との関わりについて議 論を進める中な惑星に供給されたのか」などの疑問に迫ることをで，星・惑星形成段階の化学進化過程の理解の深化

目指し，惑星形成の現場である原始惑星系円盤 (以を目指してきました．

下，”円盤 ”と略します)，加えてより若い段階の原始本 稿では筆者がこれまで行ってきた研究のうち，星天体と円盤内で形成される太陽系外 惑星の大気( 1) 円盤内 H 2 Oスノーライン位置の検出可能性に関の物理・化学構造とその進化を，理論計算 (化学反応する理論・観測研究の概要と，( 2)の一部としてH 2 O

ネットワーク計 算 [ 1]など )と天文観測 (アルマ望遠鏡

スノーライン以 遠に影 構造を持 つ円盤 の赤 道面化など )の手法を用いて幅広く研究してきました．

学 構造研究の概要を，研究背景を交え紹介します．

筆 者 がこれまで星・惑 星 形成，アストロケミスト( 1) の詳細については，筆者が執筆した過去の日本リー分野で行ってきた研究を大別すると，次の3つに語解説記事 [ 12,13]も併せてご覧頂ければ幸いです．

なります．

また本 稿で紹介しない研究 (3)については，筆者が( 1)円盤内 H 2 Oスノーライン位置の検出可能性に関2022 年に執 筆した日本語 解説記事 [ 14]にて研究の1.東京大学 大学院理学系研究科 地球惑星科学専攻 地球惑星システム科学講座
shota .notsu@eps.s.u-tokyo.ac.jp

詳細と将来に向けた展望などを紹介しておりますので，併せてご覧頂ければ幸いです．

「2022年度最優秀研究者賞 受賞記念論文」
原始惑星系円盤の化学進化とスノーライン - 水・有機分子の起源／野津5

2. 円盤内 H2Oスノーライン位置の検出可能性に関する研究

位置は円盤内側領域の降着機構をも反映しており，円盤内部において，誕 生直後の中心星の近傍は円盤 進化の駆 動機 構が明らかになる事も期待され星からの光や降着加熱で高温となり，H 2 Oは気体として存在します．一方星から遠い所は光が弱く低温

様々な進化段階の円盤においてH 2 Oスノーラインの位置を観測的に制約することで，円盤の加熱機構やます．
H 2 Oスノーライン位 置の 観 測 的な同定を目指 すとなり，H 2 Oはダスト表面に凍結しています．この境際，まずはH 2 Oガスや氷の直接空間分解観測が考え界のことを“ H 2 Oスノーライン(雪線 )”と呼び，古典的られます．しかし円盤において，H 2 Oスノーラインのな標準太陽系形成論 (いわゆる“ 京都モデル” )では円

位置は中心星から数~十天文単位 [ 16]であり，これ

盤 半 径 r =2.7 天文単位 (au) の位置とされます．これをH 2 Oガスや氷の放 射で直接空間分 解するには高は現在の太 陽系では火 星と木 星の間に存在する小い空間分 解能が要求され，簡単ではないのが現状

惑星帯の位置に相当します [ 10, 11]．円盤内の数密

です．

度にも依存しますが，円盤内のH 2 Oスノーラインの円盤はほぼケプラー回転しているため，円盤から典 型的な温 度は約150 Kです．H 2 Oスノーラインの放 射される輝線はドップラーシフトを受け広がって内側では，惑星の材料であるダストが主に岩石(ケイいます．この輝線の速度プロファイルを高分 散分 光

酸塩 )から構成されるため，地球型の岩石惑星が形

観測 ( 波長 分 解能 R~λ/Δλ>30, 000)により取得し成すると考えられている一方，外側ではダスト粒子が解析することで，輝線放射領域の中心星からの距離

氷を纏うことで固体物質総量が増加し，さらに岩石の情報を得ることが 期待されます．近年，Spit zer

ダスト粒子に比べ破壊されにくくなるため，氷惑星や(中間赤外線 )・Herschel (遠 赤外線 ) 宇宙望遠鏡なガス惑星の固体コアを形成すると考えられてきまし

どを用いて，円盤から放射される水輝線が検出された．最近の理論研究では H 2 Oスノーライン付近にダています [ 19-22]．しかし，これらの輝線は主に円盤

ストが濃集することで，局所的に微惑星・惑星が形成

表 層の高温 部やH 2 Oスノーライン外 側の円盤 外 縁されたと考えるモデルなども提案されています [ 15]．

低温部に存在するH 2 Oガスから放射されたものであ

また理論計算に基づくと，中心星や円盤の物理構造

り，円盤赤道面のH 2 Oスノーライン位置を観測からの進化と共にスノーラインの位置も時間進化すると直接同定するには至っていません．

考えられています [ 16]．更にH 2 Oスノーライン外側でそんな中筆者らは，詳細な円盤物理構造モデルの形成される氷微惑星や彗星は，地球型惑星の水・有下で円盤中のH 2 O 存在量とその分布を化学反応ネッ

機 物の起源とも考えられています．よって惑星形成

トワーク計 算で調べた後，その結果を元に多数の段階でH 2 Oスノーラインの位置やその進化を知るこ

H 2 O 輝線プロファイルを輻射輸送計算し，H 2 O 分子とは，微惑星・惑星形成過程や地球上の水の起源を

輝線の高分散分光観測によるH 2 Oスノーライン位置

解明する上で不可欠です．

同定の可能性を調べました[2- 4, 12]．

一方でスノーラインの位置を決める円盤の温度モ

ここで 詳 細 な 円 盤 物 理 構 造 モデルとして は，

デルについては，依然として不定性が大きい面もあNomu ra & M i l la r ( 2005) [23]の定常・軸対称なります．古典的な円盤モデルでは，円盤内の乱流がモデルにX 線加熱を加えたモデル [24]を使用しまし

円盤降着を駆動し，降着時に発生したエネルギーがた．中 心 星は T Tau r i 星 ( 質 量 0. 5M su n , 2. 0R su n ,円盤ガスを効率よく加熱するとされる一方，近年の有 効 温 度4000 K )と Herbig Ae 星 ( 質 量 2. 5M su n ,磁気流体数値計算により，乱流源として期待されて

2. 0R su n , 有効温度 10000 K )を考え，円盤高さ方向

いた磁気回転不安定は十分に発達せず，円盤は層流のガス密度・温度分布の計算には，静水圧平衡を仮であることが示されています．そのような層流円盤で定しています．円盤ガス・ダストはそれぞれ温度分布

は降着加熱が非効率であり，古典的な乱流円盤に比を計算しており，円盤ガスの温度分布については，加べて H 2 Oスノーラインの位置は大きく異なると考え熱源として紫外線光子による光電加熱とＸ線によるられています [ 17, 18]．このようにH 2 Oスノーライン

水素ガスイオン化，冷却源としてガス・ダスト粒子の6

日本惑星科学会誌Vol. 33, No. 1, 2024

図1： 原始惑星系円盤内のH 2Oガス・氷分布と，高分散分光観測によるH 2Oスノーライン位置同定の概念図．アインシュタインのA係数(放射確率)が小さい (<10 -2 s -1) 輝線は円盤赤道面のH 2Oスノーライン位置の観測に適している一方，A係数が大きい (>0.1 s -1) 輝線は円盤表層の水分布の観測に適している．詳細は[12, 13]の解説も参照．

衝突と水素 Ly ma n α 遷移線などによる輻射冷却を

数 au以内で効いており，仮定した円盤モデルにおけ考えた上で，局所熱平衡を仮定して算出しています．

る円盤赤道面H 2 Oスノーライン位置は，T Tau r i円

円盤ダスト温度分布については，加熱源として円盤盤モデルでは半 径約2 au , Herbig Ae円盤モデル

赤 道面での粘性 降 着加 熱 (α 円盤モデル, α = 0. 01,では半径約14 auとなっています．今回仮定したモデ

質量降着率10 - 8 M su n /y r を仮定 )と中心星からの放ルでは古典的な乱流円盤モデル (=降着加熱が効率

射加熱を考えた上で，ダスト粒子による放射の吸収・的なモデル)を仮定していますので，例えば上述の層再放出間の放 射平 衡を仮定して算出しています．密流円盤の様に赤道面での粘性降着加熱が非効率な度の高い赤道面では円盤ガス・ダストの温度は均一

モデル [ 17,18]を仮定した場 合は，特にT Tau r i円となっている一方，円盤上層ではガス温度の方がダ盤モデルにおいて赤道面温度が低下し，円盤赤道面

スト温 度に比べ高くなっています．ダストサイズ分布

H 2 Oスノーライン位置がより円盤内縁に移動するとは Nomu ra & M i l la r ( 2005) [23]と同じモデルを予想されます．

用いていて，ダストの最大サイズは約10μmです．( 詳また化学反 応ネットワーク計 算とは，ガス中・ダ細については，筆者の論文 [2- 4,12] および，[23-25]

スト表面上での化学素反 応を列挙した反 応速度 式を参照 )．

(反応ネットワークモデル)を数値的に解く計算のこと

なお，粘性加熱の効果は主に円盤赤道面の半 径

で，星・惑星形成領域に存在する各分子ガス・氷の量「2022年度最優秀研究者賞 受賞記念論文」
原始惑星系円盤の化学進化とスノーライン - 水・有機分子の起源／野津

7とその時間進化過程を予測できます．計 算モデル内

出されており，H 2 Oスノーライン位置は80 auと報告

ではガス中の化学反応やダスト表面反応のほか，ガされています [28]．

ス・ダスト間の相互作用として，ダスト表面への化学

一方で中間赤外線の波長の水 輝線については強種の凍結や，ダスト表面からの熱的・非熱的脱離の度が大きいため，将来の赤外線宇宙望遠鏡による1過程を考慮しています ．

高分 散 分 光観測により，T Tau r i 星など中心星質

計 算の結果，まず H 2 Oガスは円盤赤道面のH 2 O

量が太陽程度以下の天体も含めて，様々な年齢・円

スノーライン内側だけでなく，円盤外側の表層部高盤物理構造の天体に対して H 2 O スノーライン位置

温領域・光脱離領域にも多く存在する事が確認されのサーベイ観測が可能であると考えられます．現在

ました．これらのH 2 Oガス分布の傾向は，過去の円

2030年代中頃打ち上げを目指しJA X A / I S A S 戦略

盤 化学 構造研究の結果 [26, 27]と一致しています．

的中型計画の一つとして検 討が進む次世代赤外線1618

その結果を元に，H 2 O, H 2 O 輝線プロファイルを望遠鏡GR EX-PLUSの中間赤外線高分散分光観測

計算し，スノーライン検出に使用可能な輝線の特徴(10-18μm, 波長分解能R~30,000) 2においても，様々を調べたところ，アインシュタインのA係数 ( 輝線のな大小質量星形成領域の多数の円盤 (~100天体) に

放射確率の係数 ) が小さく励起エネルギーが比較的対して，H 2 Oスノーライン位置のサーベイ観測を行

高い (~1000 K ) 輝線の場合，円盤赤道面のH 2 Oス

い，円盤加熱降着機構や円盤進化・惑星形成過程に

ノーライン内側からの放 射 が光 学的に薄い円盤 外

重要な制限を与えることが期待されています [29] ．

側や円盤表 層からの放 射と比べ十分に強くなるた

なお，2021年12月に打ち上げられ2022 年に科学

め，この様な特徴を持つ輝線プロファイルを高分散観測を開始したJ W S T (ジェイムズ・ウェッブ宇宙望

分光観測で調べる事で，H 2 Oスノーラインの位置を

遠鏡 , 近・中間赤外線 ) では，既に観測が実行された同定できることを明らかにしました ( 図1)．またこの初期観測プログラムにおいて主に円盤表層から放射様な特 徴を持つ水 輝線が，中間赤外線からサブミ

される水輝線が多数検出されています．その中で，コリ波までの幅広い波長帯に多数存在し，その強度

ンパクトな円盤 (= 半 径が小さな円盤 )ほど水 輝線のは 波 長 が 短い程大きい 事 等が 分 かりました [2- 4]．

強度が強いことから，氷ダスト・ペブル(小石 )のH 2 O

更に円盤からのH 2 O 輝 線 検 出を目指したアルマ望

スノーライン内側への降着・昇華による水輝線強度

遠 鏡 ( アタカマ 大 型ミリ波サブミリ波干渉 計 ) 観 測の増 加が 議 論されるなどの成果が 報 告されていまも筆 頭提案 者 ( PI )として複数回観測時間を取得しす [ 30]．J W S Tは波 長 分 解能が R~3, 000 程 度のたており，現在までに一天体のCla s s I I Herbig Ae

め，輝線のケプラー回転プロファイルの分 解による

星 H D163296 (中心星質量は約2. 5太陽質量) の円

H 2 Oスノーライン位置の同定はできないのですが，

盤でH 2 Oスノーライン位置の上限値を求めています

GR E X- PLU Sなどの将来観測に向けたモデル計 算[ 5]．しかし輝線強度に対する感度の不足から，アルの較正・高精度化，将来観測候補天体の選定などにマ望遠鏡では近傍の明るいHerbig Ae 星や年齢がも役立つと期待される，極めて重要な観測データとより若い(Cla s s I ) 星の円盤など，あくまで一部の限なります．今後本格的にJ W S Tでの円盤観測が進みられた円盤天体での観測が期待されるのみになりま

更に観測データが揃う中で，これらの詳細研究も更す．例えば，中心星への高い質量降着バーストを示に進めていきたいと考えております．

すCla s s I 原始星 ( F U O r i 型星) V883 O r iの円盤において，アルマ望遠鏡観測により水輝線放射が検1

化学反応ネットワーク計算については，古家健次氏の解説記事[1]もぜひご覧ください.また古家氏の解説記事でも言及されている通り，正確な化学素過程をモデルへ組み込むうえでも，天文学の枠を超えて室内実験や理論化学分野の研究者との協力も重要になりつつあります．最近では，“学術変革領域研究 次世代アス
トロケミストリー”(https://www.next-astrochem.com)という枠組みでの議論も進んでいます．

3. H2Oスノーライン以遠に影構造を持つ円盤の赤道面化学構造研究
木星サイズの巨大ガス惑星大気の元素組成は，大2GR EX-PLUS中間赤外線高分散分光観測のサイエンス計画立案には，2021年に計画が中止された赤外線天文衛星SPICAのサ
イエンス検討活動の成果が生かされています[6, 13]．

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日本惑星科学会誌Vol. 33, No. 1, 2024

図2： 原始惑星系円盤赤道面の分子組成分布(左図)と，原始惑星系円盤内のスノーラインと元素組成比(C/O比) 分布の概念図 (右図)．左
図において，破線はガス，実線はダストの分布．左図中の分子組成分布は影構造がないT Tauri円盤の組成分布であり，Notsu et al.
(2022) [8]の計算結果をもとに新たに作成．

気形成時の円盤ガス元素組成を反映すると考えられす．この均質な揮発性元素超過 [40, 41]は従来の円

ます．水は酸素を含む主要な分子なので，ガス中の盤温度構造モデルの元でのその場形成では説明で炭素 - 酸素元素組成比 (C/O比 )は H 2 Oスノーライン

きない謎とされ，これまでは木星コアが遠方(30 au

前後で値が大きく変化します [ 31]．そこで円盤内と以遠 )の低温環境 (< 30 K )で形成された可能性など

惑星大気の C/O比の比較を通じ，惑星大気獲得・移が提案されてきました[42, 43]．しかしこの木星コア動の過程に制限を与える研究がなされてきました[ 7,

遠方形成説は，近年のペブル集積によるガス惑星の

32, 33] ( 図2)．なお，実際には円盤ガスに加えて微コア形成及び軌道移動の理論研究により30 au以遠

惑星・ペブルなどの固体成分も降着・蒸発を介して大から5 auへのコアの移動が困難であること，更には気組成に影響を与えるので，両成分の効果を考慮す

近年太 陽系の隕石同位体二分 性を説明する上で提る必要があります [ 34- 36]．

案された木星が 1My r以内に内側・外側円盤を空間

近年では大気中のC/O比以外の元素組成比に着的に分 断したという説 [44]と矛盾することなどもあ目した研究も注目され始めており，例えば N 2 , N H 3ス

り，木星大気元素組成の謎は解明には至っていない

ノーライン前後でガス・ダスト中の窒素量が変化する

状況です．なお木星大気の元素組成問題の詳細につ事を踏まえ，大気中のN/O比, N/C比が形成場所をいては，大野和正氏の遊星人論文 [ 35]もぜひご覧く探る上で有用である可能性が議論されています [ 37,ださい．

38]．また，Sや難揮発性元素といった円盤内で主に一方近年の円盤輻射輸送計 算 [45, 46]によると，固体として存在する元素 [ 39]に着目し，(ガス降着後ダストが動径方向に濃集する領域が 存在する場合，に) 惑星大気に取り込まれた固体成分 量の制約の可中心星からの放 射が遮られる事で影 構造が形成さ能性も議論されています．

れ，円盤内側領域においても低温な領域が形成さここで太陽系の木星大気に着目すると，揮発性のれうる可能 性 が示 唆されています．最 近 Oh no &高いNおよび希ガスも含め均質に重元素に富んだ大Ueda ( 2021) [47]は，T Tau r i 円盤 (原始太陽系

気組成 ( 太陽組成の約3 倍 )である事が知られていま

円盤 ) においてH 2 Oスノーライン (= 1. 3 au) 前後で「2022年度最優秀研究者賞 受賞記念論文」
原始惑星系円盤の化学進化とスノーライン - 水・有機分子の起源／野津9

図3： 影構造を持つT Tauri円盤物理構造モデル(Ohno & Ueda 2021に基づく．H 2Oスノーライン位置はr=1.3 au)における，ガス・ダスト面密度分布(左図)・赤道面温度T[K], 赤道面ガス数密度n gas [cm - 3]分布(右図)．面密度・温度分布において，黒線はスノーライン前後でのダスト面密度差がない(=影構造がない)円盤の場合の分布．赤破線・青点線・緑破点線はそれぞれ面密度差が3, 30, 300 倍の場合の分布であり，徐々に深い影構造を持つ場合の分布に対応．これらの分布図はNotsu et al. (2022)[8]の図を一部加工して作成．

30 倍程度以上のダスト面密度差があれば 3 ，その外[47]では考慮されていない分子も豊富に存在するこ側 ( 現在の木星軌道付近) では影になる事で温度がと，2 au以遠で C O 2 やCH 4 , C 2 H 6 などがダスト上に30Kを下回り(図3)，N 2 や希ガスなどがダスト上に凍凍結する事 (図 5)，円盤ガスC/O比が広範囲で均質結可能である事を示しました．また影領域での重元( 概ね1)になる一方 N/O比が影領域で著しく増加す

素に富む固体成分を惑星大気形成時に取り込む事る事 (図 4)などが分かりました．この事から，N/O比

で，均質に重元素に富んだ木星大気 ( 太陽組成の3が円盤影 構造の指標となりうる可能性が示されまし

倍の組成 )をその場形成 (~5 au)でも説明可能であた．また，N 2 を材料に形成され C O 凍結領域でガスると議論しています．一方で Oh no & Ueda ( 2021)

中に豊富に存在するN 2 H + 4 の組成が影領域で増加[47]では，主要分子のみ議論し個々の分子の組成をする事も示されました．図 4に示した N 2 H + 組成分布

固定していること(例：N 2 ガス+N 2 氷=一定 )，さらに

は円盤赤道面の化学 構造計 算の結果のため，存在それぞれの分子の凍結・昇華のみを考慮した単純な量は~10 -15 と少ないですが，密度の薄い円盤上層ほ化学モデルを仮定しており，影構造を持つ円盤の化

ど電離率が 高くイオン分 子量が ~10 - 9 程度まで増加

学構造の理解は不十分な面が残されていました．

することが期待されます [ 50, 51]．今後，影構造を持

これらの先行研究を踏まえ，筆者らは同じ影円盤

つ円盤の2次元化学 構造計 算を進める中で，N 2 H +物理構造モデル(図3)の下で詳細なガス・ダスト化学

輝線 放 射 が円盤 観測における影 構造のトレーサー

反応ネットワーク計算を実施し，主要分子の組成やとして使用できる可能性を議論することも重要です

元素組成比の分布を調べました[8]．その結果，影構(図 4)．

造を持つ円盤ではHC N, CH 4 , H 2 C Oなど先行研究
3

H 2Oスノーライン前後でのダスト面密度差とそれに伴う影 構造
は，水氷ダストに比べ壊れやすくサイズが小さいケイ酸塩ダストが，中心星落下速度の低下に伴いH 2Oスノーライン付近に濃集することで形成されると考えられています．その為実際の円盤でどの程度の影構造が発達するか詳細予測をする為には，ケイ酸塩・
水氷ダストの物性(限界付着速度など )・サイズ分布の理解も重要です．

また有 機 分 子に着目すると，影 領域 では H 2 C O
や CH 3 OH , N H 2 CHOなどの飽 和有 機 分 子の存 在量が増加する一方，不飽和有機分子 (C 2 H 2 , C 3 H 2 ,HC O O CH 3 など ) の存在量が減 少する事などが分
4

CO凍結領域のみでガス中に豊富に存在する事から，N 2H+ 放射
分布は円盤 COスノーライン位置のトレーサーとして用いられています[48, 49]．

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日本惑星科学会誌Vol. 33, No. 1, 2024

図4： 影円盤の化学構造計算で得られたN 2H+ガスの組成分布(左図)と，円盤ガス・氷N/O比分布(右図)．両方の図において，黒線はスノーラ
イン前後でのダスト面密度差がない(=影構造がない)円盤の場合の分布．赤線・青線・緑線はそれぞれ面密度差が3, 30, 300 倍の場合の分布であり，徐々に深い影構造を持つ場合の分布に対応．破線はガス，実線はダストの分布．これらの分布図はNotsu et al. (2022)[8]の図を一部加工して作成．

かりました．これは前者の生成には冷たいダスト上

CO 2 , C 2 H 6 , N 2の存在量など）は，彗星粒子が影領域の水素付加反応が重要である一方 [ 52]，後者の生成に相当するT ∼25 Kの低温領域で形成されたことをにはCH 4 を起点とするガス中での反応や，暖かいダ示唆するものでした．

スト上でのラジカル同士の衝突による生成反応が重計 算 結果に基づくと， 影 構造を持 つ円盤 では，要である点が関わっていると考えられます．なお有様々な複 雑な有機 分 子について分 子雲からその組機分子の総量としてはCH 3 OHなどが豊富に生成さ成が完全に継 承されるのではなく，半 径 5 au程度れるために，影領域において影領域がない場合の( 木 星軌 道付近 ) の円盤内縁部においても形成が進

総 量に比べ 5 -10 倍程 度 増 加することが示されておむ可能性が示唆されました．今後，2次元円盤物理

り，従来の円盤モデル(~30 au)よりもはるかに内側モデルを用いた化 学 構造計 算や，アルマ望 遠 鏡や(~5 auの木星軌道領域)に有機物に富む領域が形成

ngV L A ( 次世代 大 型電波干渉計 ) 5 を用いたより解されうる事を明らかにしました( 図 5)．なお，影領域

像度の高い円盤分子輝線・ダスト放射観測がさらにで成長した氷ダスト・ペブルが影領域を脱し内側領進む事で，円盤内の影構造が化学進化に与える影響

域 ( H 2 Oスノーライン前後の領域) へと落下する中で，についても，より詳細な解明が可能になると期待さ

加熱に伴う不飽 和な複 雑有機 分 子 (C OMs) の生成れます．

が進む事も期待されます．
その他，影領域の存在が太陽系の始原的な彗星や小惑星などの小天体の化学組成に影響を与えるかどうかも重要な観点です．そこで67P/Chu r y u movG era si men ko 彗星における様々な揮発性物質や有機分子の存在量[ 53]と，筆者らのモデル計算結果の比較を行なったところ，いくつかの分子の組成
（C O,

5

ngV LAではアルマ望遠鏡より空間分 解能が向上することに加え，ダストの光学的厚み(不透明度)が小さい数ミリからセンチメー
トルにかけての波長帯をカバーする事で[54]，H 2Oスノーライン内
側の岩石惑星形成領域(高温領域)を含む円盤物理・化学構造の詳細理解が進むと期待されています．

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原始惑星系円盤の化学進化とスノーライン - 水・有機分子の起源／野津11

図5： 木星軌道付近(5.3 au)における，影あり円盤(面密度差30 倍のモデル)・影なし円盤それぞれの炭素・酸素・窒素の担い手分子を示した円グラフ図．これらの分布図はNotsu et al. (2022)[8]の図を一部加工して作成．

4. まとめと今後した円盤 水・有機 分 子輝線 観測の研究にも取り組んでいます．最近では中心星への高い質量降着バー

本稿では筆者がこれまで行ってきた星・惑星形成

ストを示し，水輝線放射の検出も報告 [28]された原段階の化学進化 過程に関する研究のうち，円盤内

始星 ( F U O r i 型星) V883 O r iの円盤に対して，ア

H 2 Oスノーライン位置の検出可能 性に関する理論・

ルマ望遠鏡で分子輝線観測を実施し，原始星から観測研究の概要と，H 2 Oスノーライン以遠に影 構造

円盤 へと進 化 する間に複 雑 有 機 分 子 (CH 3 O CH 3 ,を持つ円盤の赤道面化学 構造研究の概要を，研究CH 3 O CHOなど ) の組成が著しく増加する事を確認

背景を交え紹介しました．網羅的な総説記事ではなしました．併せて原始惑星系円盤において複雑有機く限られた視点・切り口の研究紹介記事ではありま分子の炭素同位体比 ( 12 C/ 13 C比) を初めて検出し，したが，星・惑星形成過程におけるアストロケミスト

その 値 ( 12 C/ 13 C~20 - 30) が星間空間の 値 (~ 69)に

リー研究の重要性が少しでも伝わる内容となってい比べ 有意に低い事などを明らかにしました．これられば幸いです.

の研究成果は，筆者が 2023 年 4月から11月まで所属

なお本 稿では十分に紹介することができませんでしていた東京大学 大学院理学系研究科天文学専攻

したが，アルマ望遠鏡の高感度・高空間分解能を生相川研究室の博士課程院生の大和義英氏がデータかした分 子輝線観測により，原始惑星 系円盤内の解析を主導，筆頭著者として論文をまとめております

化学 構造の理解が大きく進みつつあり[ 55, 56]，最[ 59] 6 ．

近では多数の天体に対して分子輝線・ダスト放射の今後もアルマ望遠鏡や将来の電波・赤外線望遠鏡

高解像度サーベイ観測を実行した M A P S [ 57, 58](ngV L A , GR E X- PLU Sなど )を用いての観測研究などの大規模観測プロジェクトの成果なども報告されています．筆者らのグループも国内外の共同研究者の協力の上，化学モデル計 算研究の結果を生か

6

こちらのV883 Oriの円盤に対するアルマ望遠鏡観測研究については，天文月報 2024 年4月号に掲載予定の記事でも詳細を解説しております．

12

日本惑星科学会誌Vol. 33, No. 1, 2024と理論計 算 (化学反応ネットワーク計 算など ) 研究を

氏 , A r t hu r D. B o sma n 氏 , I nga K a mp氏 , 本田

共に進める中で，スノーラインを軸に円盤内の温度

充彦氏 , 廣田朋也氏 , 秋山永治氏 , 塚越崇氏 , 石本

分布・分子組成分布とその時間進化，惑星形成環境

大貴氏 , 植田高啓氏 , 大野和正氏 , 井上昭雄氏 , 中の議論を深め，星・惑星形成過程の全体像の理解に川貴雄氏をはじめとした国内外の多数の皆さまとの貢献していきたいと考えております．また本稿を執筆

共同研究です．この場を借りて，お世話になった全て中の2023 年12月から東 京大学 大学院理学系研究の皆さまに深く感謝致します. 筆者らの化学反応ネッ

科 地球惑星科学 専攻 地球惑星システム科学講座

トワーク計 算 研 究については， 国 立 天文 台 Cf CAに所属させて頂くことになり，今後は円盤化学 構造の計 算サーバを使 用しました．筆 者の研究活動はと太陽系始原天体の化学組成の比較など，天文学・

JS P S 科 研 費 ( 16J0 68 87, 20K 22376, 23KJ0329,

惑星科学を繋ぐ観点の議論・研究もさらに深めてい23K 13155)より支援を受けています．また，本稿を丁く事ができればと考えております．

寧に査読いただいた匿名の査読者の方に感謝 致し

5. 謝辞
本稿は，日本惑星科学会 2022 年度最優秀研究者
賞 受賞記念論文として執筆しました．推薦して頂います．最後に，本稿執筆をサポートしてくださった遊星人編集長の三浦均氏に感謝申し上げます．

引用文献

た野村英子氏および選考委員の皆さまに感謝申し上[1] 古家健次, 2021, 遊星人 30, 4.

げます．

[2] Notsu, S. et al., 2016, ApJ 827, 113.

筆者は学部 4 年生の頃から，野村英子氏 (当時京[3] Notsu, S. et al., 2017, ApJ 836, 118.

都大学助教，東京工業大学准教授を経て，現 国立[4] Notsu, S. et al., 2018, ApJ 855, 62.

天文台教授)や佐々木貴教氏，嶺重慎氏らの御指導[5] Notsu, S. et al., 2019, ApJ 875, 96.

のもと，主に Cla s s I I 天体の原始惑星系円盤の化[6] Kamp, I. et al., 2021, PASA 38, e055.

学進化とH 2 Oスノーラインに関する研究を専門とし[7] Notsu, S. et al., 2020, MNRAS 499, 2229.

て進め，博士学位論文をまとめました [60]．その後[8] Notsu, S. et al., 2022, ApJ 936, 188.

博士号取得後に，日本学術振興会海外特別研究員[9] Notsu, S. et al., 2021, A&A 650, A180.

としてオランダ・ライデン大学に赴任する機会を得て[10] Hayashi, C., 1981, Progress of Theoretical Phys-(オランダ赴任の経緯や現地での研究生活の様子に

ics Supplement 70, 35.

ついては，筆者が以前執筆した記事 [61]もご覧頂け[11] Hayashi, C. et al., 1985, in Protostars and Plan-

れば幸いです) , そこで受入研究者のEw i ne F. va n

ets II (Tucson: University of Arizona Press),

D isho eck 氏のご指導のもと，若い原始星天体の化

1100.

学進化へと自分自身の研究対象の幅を広げることと[12] 野津翔太, 2018, 遊星人 27, 120.

なりました．また，その後 基礎科学特別研究員とし[13] 本田充彦ほか, 2020, 天文月報 113, 774.

て所属した理化学 研究所の坂井南美氏および日本[14] 野津翔太, 2022, 天文月報 115, 252.

学術振興会特別研究員PDとして所属した東京大学[15] Hyodo, R. et al., 2021, A&A 646, A14.

の相川祐理 氏のご指 導の下研究を進める中で，ア[16] Oka, A. et al., 2011, ApJ 738, 141.

ルマ望遠鏡での原始星天体・円盤 観測研究や将来[17] Mori, S. et al., 2019, ApJ 872, 98.

望遠鏡のサイエンス検 討などにも深く関わる様にな[18] 森昇志, 2021, 遊星人 30, 148.

りました．本 稿で 紹 介した研 究を含むこれまでの[19] Carr, J. S. and Najita, J. R., 2008, Science 319,

筆者の研究は，上記の指導・受入教員の皆さまおよび 所属した研究 室のメンバー( 大 和義 英 氏 , 大小田結 貴氏ら) のほか，Cat her i ne Wa lsh 氏 , Tom J.
M i l la r氏, A l ice S . B oot h 氏, Ch r ist ia n Eist r up

1504.
[20] Hogerheijde, M. R. et al., 2011, Science 334,
338.
[21] Blevins, S. M. et al., 2016, ApJ 834, 152.

「2022年度最優秀研究者賞 受賞記念論文」
原始惑星系円盤の化学進化とスノーライン - 水・有機分子の起源／野津[22] van Dishoeck, E. F. et al., 2014, Protostars and[43] Bosman, A. D. et al., 2019, A&A 632, L11.

Planets VI (The University of Arizona Press,[44] 荒川創太ほか, 2022, 遊星人 31, 50.

Chicago), 835.

[45] Ueda, T. et al., 2019, ApJ 871, 10.

[23] Nomura, H. and Millar, T. J., 2005, A&A 438,
923.

13

[46] Okuzumi, S. et al., 2022, PASJ 74, 828.
[47] Ohno, K. and Ueda, T., 2021, A&A 651, L2.

[24] Nomura, H. et al., 2007, ApJ 661, 334.

[48] Qi, C. et al., 2013, ApJL 765, L14.

[25] 野村英子ほか, 2007, 遊星人 16, 208.

[49] Aikawa, Y. et al., 2015, ApJ 807, 120.

[26] Woitke, P. et al., 2009, A&A 501, L5.

[50] Walsh, C. et al., 2012, ApJ 747, 114.

[27] Walsh, C. et al., 2015, A&A 582, A88.

[51] Cleeves, I. L., 2014, ApJ 794, 123.

[28] Tobin, J. et al., 2023, Nature 615, 227.

[52] Watanabe, N. and Kouchi, A., 2002, ApJL 571,

[29] Inoue, A. et al., 2023, GREX-PLUS Science
Book (arXiv: 2304.08104).
[30] Banzatti, A. et al., 2023, ApJL 957, L22.

L173.
[53] Rubin, M. et al., 2020, Space Science Review
216, 102.

[31] Öberg, K. I. et al., 2011, ApJL 743, L16.

[54] 植田高啓, 2022, 遊星人 31, 68.

[32] Madhusudhan, N., 2012, ApJ 758, 36.

[55] Öberg, K. I. et al., 2023, ARA&A 61, 287.

[33] Moses, J. et al., 2013, ApJ 763, 25.

[56] Aikawa, Y. et al., 2024, COMET III in press[34] Hori, Y. and Ikoma, M., 2011, MNRAS 416, 1419.

(arXiv: 2212.14529).

[35] 大野和正, 2022, 遊星人 31, 131.

[57] Öberg, K. I. et al., 2021, ApJS 257, 1.

[36] Shibata, S. and Helled, R., 2022, ApJL 926, L37.

[58] 古家健次ほか, 2022, 天文月報 115, 305.

[37] Cridland, A. et al., 2020, A&A 642, 229.

[59] Yamato, Y. et al., 2024, AJ 167, 66．

[38] Turrini, D. et al., 2021, ApJ 909, 40.

[60] N o t s u , S . , 2 0 2 1, S p r i n g e r T h e s e s ( D O I :[39] Kama, M. et al., 2019, ApJ 885, 114.
[40] Atreya, K. et al., 2020, Space Science Review

s10.1007/978-981-15-7439-9).
[61] 野津翔太, 2021, 遊星人 30, 25.

216, 17.
[41] 堀安範, 2022, 遊星人 31, 42.
[42] Öberg, K. I. and Wordsworth, R., 2019, AJ 158,
194.

著者紹介
野津 翔太

星形成研究室 基礎科学特別研究員，東京大学 大
東 京大 学 大 学院 理 学系 研 究 科

学院理学系研究科 天文学専攻 日本学術振興会特地 球 惑 星科 学 専 攻 地 球 惑 星シ

別研究員PDなどを経て，2023 年12月より現職．専

ステム科学講座 助教．京都大学

門は星・惑星形成，アストロケミストリーなど．理論

大学院理学研究科 物理学・宇宙

計算 (化学反応ネットワーク計算など )と天文観測(ア

物理学専攻 宇宙物理学・天文学

ルマ望遠鏡など )の手法を用いた研究を進めている．

分野 博士後期課程修了．博士( 理日本惑星科学会，日本天文学会，日本地球惑星科学

学)．オランダ・ライデン大学 日本学術振興会海外特連合に所属．日本惑星科学会 編集専門委員会 委員

別研究員，理化学研究所 開拓研究本部 坂井星・惑

を務める．