CONTENTS
第 1 章 背景と概要
06

1.1

本書の趣旨と科学目標のハイライト

06		

生命を育む第二の地球の探査07		

銀河形成史のゆりかごから墓場まで

09		

マルチメッセンジャー天文学におけるすばる望遠鏡とTMTの連携

09		

宇宙膨張と構造形成から探るダークマターとダークエネルギーの正体

102020-2030年代のすばる望遠鏡とTMTを連携した戦略

1.2

第 2 章 すばる望遠鏡とＴＭＴの将来計画
12

2.1

12		

13		
18		
19

2.2

19		

19		
21		
21		

すばる望遠鏡-「すばる2」計画
2.1.1

すばる望遠鏡の既存装置と運用の現状

2.1.3

すばる望遠鏡の多彩な観測機能と将来計画

2.1.2

TMT時代のすばる望遠鏡を支える広視野観測装置

TMT計画
2.2.1

Thirty Meter Telescope（TMT）の概要

2.2.3

すばる望遠鏡やジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡との感度比較

2.2.2

2.2.4

TMTの観測装置
他の超大型望遠鏡計画

第 3 章 すばる望遠鏡とＴＭＴの連携で取り組むサイエンス
24

3.1

24		

32		
39		
44		
51

3.2

51		

惑星系の理解と生命探査
3.1.1

太陽系外惑星における生命探査

3.1.3

惑星誕生現場で探る惑星系・太陽系の起源

3.1.2

3.1.4

太陽系で探る惑星系形成とハビタビリティ
星の誕生

銀河進化のゆりかごから墓場まで
3.2.1

初代星、初代銀河、宇宙再電離

55		
58		
61		
64		
69

3.3

70		

73		
76		

3.2.2

超巨大ブラックホールと銀河の共進化

3.2.4

銀河の形態の起源と活動性の終焉

3.2.3

3.2.5

銀河形成とバリオン物質の循環
銀河系と近傍銀河

宇宙のダーク成分と物質の起源
3.3.1

ダークマター

3.3.3

物質の起源とマルチメッセンジャー天文学

3.3.2

ダークエネルギー

第 4 章 すばる望遠鏡とＴＭＴの科学戦略
82

4.1

82		

84		
85		
85

4.2

85		

87		
87		

今後の科学戦略4.1.1.

2020年代〜すばる望遠鏡による探査プロジェクトの推進

4.1.3.

2030年代〜TMTの本格運用とすばる望遠鏡との連携

4.1.2.

2030年代初頭〜すばる望遠鏡の成果を踏まえて推進するTMT初期観測

すばる望遠鏡とTMTの運用
4.2.1.

すばる望遠鏡の運用ビジョン

4.2.3.

TMTにつながるすばる望遠鏡での装置開発

4.2.2.

89

4.3

90

著者一覧

TMTの運用ビジョン

すばる望遠鏡とTMTの連携：今後の展望と課題

装置・プロジェクト略語集
略称

日本語名称

英語名称

望遠鏡 /
プロジェクト/機関名

ALMA

アルマ望遠鏡Atacama Large Millimeter/sub-millimeter Array

ALMA

AO188

―

Subaru 188-elements Adaptive Optics system

すばる望遠鏡APOGEE―

Apache Point Observatory Galactic Evolution Experiment

SDSS

CERN

欧州原子核研究機構

European Council for Nuclear Research (in French Conseil Européen
pour la Recherche Nucléaire )CERN

CHARIS

高角分解能コロナグラフ撮像分光装置

Coronagraphic High Angular Resolution Imaging Spectrograph

すばる望遠鏡COMICS

冷却中間赤外線分光撮像装置

Cooled Mid-infrared Camera and Spectrometer

すばる望遠鏡Curiosity

キュリオシティCuriosity (Mars Curiosity Rover)

Curiosity

DART

ダート探査機Double Asteroid Redirection Test

DART

Deep Impact

ディープ・インパクト

Deep Impact

Deep Impact

DESI

―

The Dark Energy Spectroscopic Survey

DESI

eROSITA―extended ROentgen Survey with an Imaging Telescope ArrayeROSITA

Euclidユークリッド衛星

EuclidEuclidExtreme AO

極限補償光学

Extreme Adaptive Optics (System)

―

Fermi

フェルミ衛星Fermi Gamma-ray Space Telescope

Fermi

Hayabusa 2

はやぶさ2

Hayabusa2 (Asteroid Explorer Hayabusa2 )Hayabusa 2

HDC

高分散分光コロナグラフ

High-Dispersion Coronagraphy―

HDS

高分散分光器High Dispersion Spectrograph

すばる望遠鏡

Hera

ヘラ探査機

Hera

Hera

HiCIAO

近赤外線高コントラスト撮像カメラ

High Contrast Instrument for the Subaru Next Generation Adaptive
Optics

すばる望遠鏡HROS

可視光高分散分光装置

High-Resolution Optical Spectrometer

TMT

HSC

超広視野主焦点カメラ

Hyper Suprime-Cam

すばる望遠鏡

HST

ハッブル宇宙望遠鏡

Hubble Space Telescope

HST

IceCubeアイスキューブ・ニュートリノ観測所

IceCubeIceCube

IRD

近赤外線ドップラー装置

Infrared Doppler

すばる望遠鏡

IRIS

近赤外線撮像分光装置

InfraRed Imaging Spectrograph

TMT

IRMOS

近赤外多天体面分光装置

near-InfraRed Multi-Object Spectrograph

TMT

IRSF

南アフリカ赤外線天体観測所

InfraRed Survey Facility

IRSF

JUICE

木星圏探査 JUICE

JUpiter ICy moons Explorer

JUICE

JWST

ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡

James Webb Space Telescope

JWST

KAGRA

KAGRA 大型低温重力波望遠鏡

Kamioka Gravitational wave detector, Large-scale Cryogenic
Gravitational wave Telescope

KAGRA

Keplerケプラー宇宙望遠鏡

Kepler satellite

KeplerLCROSS

無人月探査機エルクロス

Lunar CRater Observation and Sensing Satellite

LCROSS

LHC

大型ハドロン衝突型加速器

Large Hadron Collider

CERN

LIGO

レーザー干渉計重力波観測所

Laser Interferometer Gravitational-wave Observatory

LIGO

LiteBIRD

全天宇宙背景放射観測衛星

Lite (Light) satellite for the studies of B-mode polarization and Inflationfrom cosmic background Radiation Detection

LiteBIRD

LSST

大型シノプティック・サーベイ望遠鏡

Large Synoptic Survey Telescope

LSST

MACHO

―

MAssive Compact Halo Object (Project)

MACHO

MEC

超電導共振器惑星観測カメラ

MKID Exoplanet Camera

すばる望遠鏡

MICHI

中間赤外線撮像分光装置

MIR Camera, High-dispersion spectrometer, and IFU

TMTMIMIZUKU

中間赤外観測装置

Mid-Infrared Multi-mode Imager for gaZing at the UnKnown Universe

TAO

MMX

火星探査機MMX

Martian Moons eXploration

MMX

MOA

―

Microlensing Observations in Astrophysics

MOA

MODHIS

多天体回折限界近赤外高分散分光器

Multi-Object Diffraction-limited High-resolution Infrared Spectrograph

TMT

New Horizons

ニューホライズンズ探査機

New Horizons

New Horizons

NIRCam近赤外線カメラ

The Near Infrared Camera

JWST

NIRES

近赤外線高分散分光器

Near-IR AO-fed Echelle Spectrometer

TMT

OGLE

―

Optical Gravitational Lensing Experiment

OGLE

Pan-STARRS

パン・スターズ

Panoramic Survey Telescope And Rapid Response System

Pan-STARRS

PFS

超広視野多天体分光器

Prime Focus Spectrograph

すばる望遠鏡

PLATO

惑星トランジット星震観測衛星

PLAnetary Transits and Oscillations of stars

PLATO

PSI

惑星系撮像装置

Planetary System Instrument

TMT

REACH

高分散コロナグラフ惑星大気詳細観測装置

Rigorous Exoplanetary Atmosphere Characterization with Highdispersion coronography

すばる望遠鏡SCExAO

超高コントラスト補償光学システム

Subaru Coronagraphic Extreme Adaptive Optics

すばる望遠鏡

略称

日本語名称

英語名称

望遠鏡 /
プロジェクト/機関名

SDSS

スローンデジタルスカイサーベイ

Sloan Digital Sky Survey

SDSS

Small JASMINE

赤外線位置天文観測衛星 小型ジャスミン

Japan Astrometry Satellite Mission for INfrared Exploration

小型 JASMINESPECULOOS

低温度星ハビタブル惑星トランジット探査

Search for habitable Planets EClipsing ULtra-cOOl Stars

SPECULOOS―

Spectro-Photometer for the History of the universe,
Epoch of Reionization and ices Explorer

SPHEREx

SPICA

次世代赤外線天文衛星

SPace Infrared telescope for Cosmology and Astrophysics

SPICA

Spitzer

スピッツァー宇宙望遠鏡

Spitzer

Spitzer

SSP

すばる戦略枠プログラム

Subaru Strategic Program

すばる望遠鏡TAO

TAO望遠鏡Tokyo Atacama Observatory

TAO

TESS

トランジット惑星サーベイ衛星Transiting Exoplanet Survey Satellite

TESS

TIR

中間赤外カメラ

Thermal-Infrared Imager

Hayabusa 2

ULTIMATE

広視野高解像赤外線観測装置

Ultra-wide Laser Tomographic Imager and MOS with AO forTranscendent Exploration

すばる望遠鏡SPHEREx

VIRGO

VIRGO干渉計

VIRGO

VIRGO

WFI

広視野赤外線カメラ

Wide-Field Imager

TMT

WFIRST

広視野赤外線サーベイ望遠鏡

Wide Field InfRared Survey Telescope

WFIRST

WFOS

可視広視野多天体分光装置

Wide-Field Optical Spectrometer

TMT

用語集
用語
アグリゲイト説明0.001mm（= 1µm）程度の大きさの固体の微粒子であるダストの凝集体のこと。

Ia型超新星超新星の一種で、水素のスペクトル線が現れないⅠ型の中でもケイ素のスペクトル線が見られるもの。

インフレーションモデル

宇宙初期に加速的な膨張期（インフレーション膨張）があったとする理論のこと。

宇宙線

宇宙空間に存在する高エネルギーの放射線や、それらが宇宙空間を伝搬する過程や地球大気に入射した際に作る放射線のこと。

宇宙背景放射宇宙のあらゆる方角からやってくる放射のこと。ビックバン起源の放射である宇宙マイクロ波背景放射（CMB）のほか、別の起源による背景放射がさまざまな波長域で検出されいる。

S/N比

Signal/Noise比。観測しようとしている信号が、雑音に対してどの程度の振幅ないしパワーを持っているかを示す指標のこと。

[SII]

1階電離硫黄の禁制遷移線。

[OIII]

2階電離酸素の禁制遷移線。

[OII]

1階電離酸素の禁制遷移線。

可視光

波長 0.4-0.8 μm 程度の電磁波の名称。天文学ではCCDで検出できる約1µmまで含むこともある。

褐色矮星

質量が小さく中心部で水素の核融合が起こらない天体のこと。
質量は太陽の8 % 以下で、重水素の核融合が起こる木星質量の13 倍以上の天体を褐色矮星と分類することがある。

ガンマ線バースト

秒程度から数時間にわたってガンマ線が突発的に放射される現象のこと。

極限補償光学

光が大気を通過してくることによって生じる望遠鏡口径内の波面の乱れを極限まで補償する装置のこと。

局所銀河群

天の川銀河（銀河系）の属する銀河群のこと。

巨大ガス惑星

木星型惑星のうち、水素とヘリウムを主成分とするもの。太陽系の惑星では、木星と土星がこれにあたる。

近赤外線

赤外線の中で最も短い波長（1-3 μm 程度）の電磁波の名称。

金属量

恒星や星間物質の元素組成のうち、金属が占める割合のこと。重元素量ともいう。ただし、天文学ではヘリウムよりも重い元
素全てを指すことが多い。

クェーサー

最も明るい部類の活動銀河核（AGN）のこと。

原始ブラックホール

宇宙初期に生成されるブラックホールのこと。

光度曲線

変光星、新星、超新星、小惑星など光度が変化する天体の光度を時間の関数として表した図のこと。

固有運動

天球上での恒星の見かけの動きのこと。

キロノバ

新星の約1,000 倍の明るさに達する爆発現象のこと。中性子星の連星もしくは中性子星とブラックホールの連星が合体することによって発生する爆発が想定されている。

サブミリ波

電波の中で最も短い波長（0.1-1 mm程度）の電磁波の名称。

視線速度

天体の空間運動速度の視線方向成分のこと。ドップラー効果によるスペクトル線のずれから測定できる。

質量降着率

単位時間当たりに降着するガスの量のこと。

重力波

一般相対性理論などの相対論的な重力理論一般に予言される重力場の波動的振動のこと。

重力マイクロレンズ

偏向角がわずかで画像としては変化が観測できないが増光によってその存在が観測可能な重力レンズのこと。

重力レンズ

遠くの天体から出た光が、途中にある銀河や銀河団の重力場によって曲げられる現象のこと。光源が何倍にも増光されたり、細長くゆがんだ像や多重像として観測される場合は、強い重力レンズ効果と呼ばれ、増光やゆがみの程度が小さい場合は弱い重力レンズ効果と呼ばれる。

主系列星

HR図上で主系列に属し、中心部で水素の核融合を起こしている段階の恒星のこと。矮星ともいう。

初期質量関数星が生まれるとき、どのような質量の星がどのような頻度で生まれるかを表す関数のこと。

種族III

初代星ともいう。宇宙の進化の中で生まれた第一世代の星のこと。

シリケイト

ケイ酸塩。

新星

星が突然明るくなり、数か月から数年かけてゆっくり暗くなっていく現象のこと。

赤外線

波長が1 μm から400 μm 程度の範囲にある電磁波の名称。

赤方偏移

一般に天体の発する光の波長が伸びて観測されることを、赤い側にずれるという意味で赤方偏移という。

ダークエネルギー

現在の宇宙の平均エネルギー密度の約4 分の3を占めていると考えられる正体不明の成分。 暗黒エネルギーとも呼ぶ。

ダークマター

ダークエネルギー以外の宇宙の成分の8 割以上（すなわち宇宙の5 分の1以上）を占める成分のこと。暗黒物質ともいう。

大質量星

太陽質量の8 倍以上の星。

炭素質ダスト星間空間に存在している炭素系の固体微粒子（ダスト）のこと。

地球型惑星

ケイ酸塩鉱物が主体の岩石と鉄を主成分とする金属から構成される惑星を指す。

中間赤外線

赤外線の中で中間波長（3-40 μm）の電磁波の名称。

中質量星

太陽質量の約2 倍以上8 倍以下の星。

中性子星

原子から構成される通常の恒星と異なり、中性子を主成分とする天体のこと。

低質量星

太陽質量の約2 倍以下の星。小質量星ともいう。

II型超新星超新星の一種で、最も明るくなる最大光度期に水素のスペクトル線が現れる。

ニュートリノ

電荷を持たないレプトンに分類される素粒子で、電子ニュートリノ、ミューニュートリノ、およびタウニュートリノの3 種類（それぞれの反粒子を含めると6 種類）ある。

バイオマーカー惑星を外部から観測したときに、生命が存在することの証拠と考えられる指標となるデータを指す。バイオシグナチャーとも
いう。

白色矮星

恒星の進化において、中小質量星が外層を失った後の段階にある星のこと。

ハッブル定数

宇宙の膨張を表すハッブル-ルメートルの法則で、銀河の後退速度 [km s-1 ]と距離 [メガパーセク]のあいだの比例関係 を表す比例定数 のこと。

ハビタブルゾーン

地球と似た生命が存在できる惑星系の空間のこと。生命居住可能領域、生存可能圏とも呼ばれる。液体の水が天体表面に安定に存在できる条件（表面温度）から求められる。

バリオン音響振動

宇宙初期には、バリオンと光子がトムソン散乱により強く結合して一体となり、一つの流体として振る舞う。このバリオン光
子流体は圧力を持つため、空間的なゆらぎがあると、それは音波振動となって空間中を伝播する。

ハロー星

渦巻銀河の円盤を包みこむように丸く分布している星の構造に属する星のこと。

バンド

測光観測と撮像観測の際の標準的な波長帯のこと。

PSF

点像分布関数のことで、ある観測システムで恒星などの点光源を観測したときに得られる像の形状のことをいう。
英語名（Point Spread Function）に由来するPSFという略称が用いられることが多い。

ブラケットガンマ

水素原子で電子が主量子数 n= 4 のエネルギー準位とそれよりも上の準位の間で遷移することによる一連のスペクトル線のうち、波長 2.165µmに現れる線のこと。

ブラックホール

閉じた事象の地平線に囲まれた時空の領域のこと。いったんこの領域に入るとどんなものも再び外に出ることはできない。

星形成率

単位時間あたりに新たに生まれる星の量のこと。星生成率ということもある。

星形成領域

星形成が進行中の領域のこと。星生成領域ともいう。

補償光学

大気のゆらぎによる光波面の乱れをリアルタイムで測定して、波面補正素子で矯正することにより、望遠鏡の回折限界の空間解像力を実現するシステムのこと。

MACHO

質量を持つコンパクトなハロー天体（渦巻銀河の円盤を包みこむように丸く分布している星）の英語（MAssive Compact Halo
Object）の頭文字から作ったことば。

マルチメッセンジャー天文学

天体現象によって発生する電磁波、宇宙線やニュートリノなどの粒子および重力波を情報を運ぶ運び手（メッセンジャー）と見立てて、複数のメッセンジャーを用いて天体現象を総合的に解明する天文学のこと。

ミリ波

電波の中で波長が1-10 mm程度の電磁波の名称。

面分光星雲や銀河など広がった天体の各場所のスペクトルを一度の露出で得ることができる観測手法のこと。

雪線

H 2 Oなどの分子が氷になる中心星からの距離のこと。

ライマンアルファ

水素原子で電子が主量子数 n= 1 の基底状態のエネルギー準位とそれよりも上の準位の間で遷移することによる一連のスペク
トル線のうち、波長121.6nmに現れる線のこと。

連星中性子星中性子星と中性子星の連星系のこと。二重中性子星連星ともいう。

矮小銀河

サイズと質量が小さな銀河の総称。

単位一覧
単位
太陽光度
太陽質量
電子ボルト

記号

説明

L◉

天体の光度を表す際によく使われる単位。1太陽光度= 3.842×1026 Wである。

eV

エネルギーの単位。1ボルトで加速された電子1つの運動エネルギーが1電子ボルトである。

M◉

天体の質量を表す際によく使われる単位。1太陽質量= 1.989×1030 kgである。

天文単位

AU

天文学で用いられる距離の単位。地球と太陽の間の平均距離にほぼ等しく、約1 億 5000 万kmである。

等（等級）

mag

天体の明るさを測る単位。5等級大きいと明るさは1 /100となる。

パーセク

pc

天文学で用いられる距離の単位。1パーセク= 1×2.0626×105 天文単位= 3.09×1013 km= 3.26 光年である。
角度の単位。1秒角=1"=(1 / 3600 )°である。

秒角

arcsec (as)

平方度

deg 2

天球面上の面積の単位。1平方度は1辺が1度の正方形の面積。天球全体は約41253平方度である。

ミリ秒角

mas

角度の単位。1ミリ秒角=(1 /1000 )"=(1 / 3600000 )°である。

Subaru /TMT Science Book

第

1

章

背景と概要

Chapter 1

1 .1

本書の趣旨と科学目標のハイライト

つなげるための具体的な装置開発・観測計画を策定する
ことを目標とする。また TMT と他の超大型望遠鏡との競争を意識し、初期科学運用の具体的な計画策定につなが2019 年、口径 8.2 m を誇るハワイ・マウナケア山頂の
すばる望遠鏡はめでたく二十歳（はたち）を迎えた。1999

る科学目標を設定する。今後の世界的な観測的天文学全

年に産声を上げてから今日まで、日本の光学赤外線天文的な成果を挙げるための連携の重要性を強調する。

学コミュニティはすばる望遠鏡とともに歩んできたと言っても過言ではない。宇宙最初期銀河の発見や多様な原始体の潮流もふまえて、その中ですばる +TMT が最も効果
以下、本書に挙げた「すばる +TMT」が目指すサイエン
スハイライトをいくつか抜き出し、まとめる。

惑星系円盤の解明をはじめとする数々の華々しい成果を継続的に挙げ、世界中の研究者に注目されるだけでなく、メディアやアウトリーチ活動を通して一般市民にも広く知れ6

生命を育む第二の地球の探査渡っている。この成功を受けて、次の超大型望遠鏡プロ

我々が住む地球のような星は宇宙には他にもあるのだろジェクト（TMT：30 メートル望遠鏡）が計画され、日本うか ? そしてそこに生命はあるのだろうか ? この素朴であはこの国際共同プロジェクトの大きな一翼を担うべく推進りながら人類にとっての根源的な問いに、天文学は答える

し、建設予算が認められ、現在主鏡を初め本格的な製造必要がある。1995 年の最初の発見以来、系外惑星の研究段階に入っている。しかしながら、天文学における国際競は目覚ましい発展を遂げた。現在までに、地上やスペー争が厳しさを増しており、これからも世界の望遠鏡に伍しス両面から様々な手法により、木星のような巨大ガス惑星て顕著な成果を創出し続けるためには、これまで以上にから地球のような岩石惑星の存在まで、疑う余地がなく、戦略的な科学運用が必須である。特に、すばる望遠鏡と豊富に存在することも知られるようになった。その中にTMT との役割分担を明確にし、両方を連携させることには、生命が存在可能なハビタブル惑星の可能性も示唆さ

よって初めて得られる独創的で大きなシナジー効果を追求れている。すばる望遠鏡と TMT により、そのような惑星することが、日本の光学赤外線天文学にとって極めて重における生命の存在を示す「バイオマーカー」を検出する

要であると言えるだろう。

ことができるようになるだろう。

そのような背景のもと、すばる科学諮問委員会と TMT

すばる望遠鏡では、HiCIAO による惑星の直接撮像探

科学諮問委員会とが主導し、国立天文台 TMT プロジェク

査が行われ、我々の太陽に似た恒星のまわりに存在する

トおよびハワイ観測所が事務局となって、この度「すばる巨大ガス惑星が発見された。また若い恒星のまわりに、+TMT」サイエンスブックを作成することになった。具体生まれて間もない惑星が存在する可能性がある、多様な的には、すばる望遠鏡は広視野に重点をおいた望遠鏡と原始惑星系円盤が存在することを明らかにした。近年、する戦略を進めているが、2020 年代以降のすばる望遠鏡

惑星検出の妨げとなる大気揺らぎを極限まで小さく抑えるの科学戦略を明確化し、科学運用及び装置開発の計画策

極限補償光学 SCExAO が開発され、これまで観測が難し定の基礎資料とすること、国際計画との連携を含めたすかったより暗いガス惑星の観測が飛躍的に進展するはず

ばる独自の科学的戦略、およびすばる望遠鏡から TMT にである。さらに近傍 M 型星まわりのハビタブル惑星検出

Subaru / TMT Science Book

を目指した、IRD による、主星の視線速度変動を捉える
ドップラー法での大規模なサーベイ観測が今まさに行われつつあり、今後 5 年間で、太陽系の近傍にいくつかのハ
ビタブル地球型惑星を含む、多様な惑星系が発見されるだろう。
今や我々には、これまで行われてきた系外惑星探査をさらに発展させることで、すばる望遠鏡と TMT を用いて生命を宿す可能性のある多くの地球型惑星の発見と、究極の目標であるバイオマーカー探査への道筋が見えている。地球型惑星の探査では、現行のすばる望遠鏡 IRD 装置の感度を大幅に向上させると共に、より低質量の惑星検出を目指した Neo-IRD 計画があり、ハビタブル地球型惑星の発見数は大幅に増えるだろう。そして TMT 時代に離して検出し、分光観測を行うことで、酸素分子やオゾ

図1.1：すばる望遠鏡 SCExAOによるHR 8799のまわりの惑星の赤外線画像。3つの惑星が明瞭にとらえられている。この視野の外側にもうひとつ惑星（b）が存在することがわかっている。
Credit: NAOJ

ンといったバイオマーカーを探査することになるだろう。

そして進化を遂げてきたのかを知ることは、我々の起源をは、PSI および MICHI による超高コントラスト直接撮像によって、ハビタブル地球型惑星を主星から空間的に分その時代に向けて、すばる望遠鏡では現在、SCExAO

知ることにも繋がっており、大いに好奇心を掻き立てられによって TMT 時代にブレイクスルーを起こす次世代キーる。この根源的な謎に、すばる望遠鏡と TMT は今後どのテクノロジーが試されている。IRD と SCExAO を組み合ように挑むのか ? すばる望遠鏡の広視野観測能力と TMT

わせ、超高コントラスト撮像かつ高分散分光観測を行うの大集光力と高い分解能を戦略的に組み合わせることにことによって、惑星大気中の分子を直接検出する高分散より、今後も我々は最前線で、人類の銀河形成・進化の分光コロナグラフは、PSI や MODHIS の先駆けとなる極理解に大きな貢献をし続けることができるであろう。

めて重要な技術である。また究極の検出器である超伝導

まず、宇宙で最初に生まれた最遠方の初代天体を探査

共振器カメラ MKIDS は、読み出しノイズを極限まで軽するというのは銀河天文学の究極の目標の一つである。

減し、超高速での大気揺らぎ検出と惑星光の分光まで可

すばる望遠鏡はこれまで可視光の超広視野カメラを武器能にする。これらの開発は PSI の核となるため、次世代のに、稀な超遠方天体の探査を有利に進めてきた。しかし

TMT に向けた、このような新技術開発のテストベッドと今後は近赤外線に移り、可視光では見られないほど大きしてのすばる望遠鏡の役割・存在意義も極めて大きいとく赤方偏移した天体を探すことになる。すばる望遠鏡の言えるだろう。

ULTIMATE プロジェクトは、広視野補償光学による近赤

またこれらの技術開発により、すばる望遠鏡自身でも、外線探査によって、K バンド帯で広くかつ深い独創的なパ直接撮像ではこれまで探査が難しかった、主星により近ラメータースペースを開拓し、明るくかつ赤方偏移が 10

い雪線付近に存在する惑星まで迫ることや、より低温・低を超える候補天体を見つけることができるであろう。これ

質量惑星の検出を可能にする。さらに、すばる望遠鏡でらの天体の TMT の分光観測によって、存在を確認するだ

直接撮像された惑星に対しては、TMT の大集光力によっけでなく、初代銀河の物理状態も知ることができるであろてはじめて詳細な分光観測を行うことができるため、両者う。また初代の巨大ブラックホールの発見、巨大電離バの連携が不可欠である。このようにすばる望遠鏡と TMT

ブルに包まれた初代銀河群の発見など、続々と深宇宙にの観測により、系外惑星の開拓領域を様々なパラメータス

おける新たな地平が切り拓かれていくであろう。また、未ペース（周期、サイズ、年齢）へ拡大し、普遍的な惑星形

到達の深い紫外スペクトルを取得し、初代銀河が銀河空成論の構築が可能になる。これにより我々の太陽系が普間のガスを電離し、物理状態を大きく変える現象（宇宙再遍的な存在なのかという問いに答えることができる。

電離）がいつどのように進行したのかを解き明かすことも期待される。さらに、すばる望遠鏡 HSC 撮像および PFS

銀河形成史のゆりかごから墓場まで
銀河とは重力で束縛された星の大集団であり、宇宙を分光の連携により、日本独自の遠方クェーサーサンプルが構築されるが、これらを TMT によって分光することにより、特に巨大ブラックホールの起源を解明するうえで重要構成する基本的な単位天体である。我々太陽系や地球もな小ブラックホールの質量を測定し、また高分解能観測

天の川銀河（銀河系）と呼ばれる銀河に棲んでいる。したにより母銀河の性質やガスの運動などを調べることによっがってこのような天体が宇宙史の中でどのように誕生し、て、銀河中心の巨大ブラックホールと銀河自体との「共進

第1章

背景と概要

7

化」のメカニズムに迫ることもできるであろう。
次に、形成途上にある銀河とそれを取り巻くバリオン物

う一つの手法が、TMT の補償光学がもたらす高空間分解能により形成途上銀河の内部構造を空間分解し、各銀河質の循環の解明は、面分光観測装置の出現により現在急構成成分の成り立ちや星形成活動の伝搬・終焉の様子を速に進展しており、今後も大きなブレイクスルーが期待さ

直接「見る」ことである。アルマ干渉計によるガス成分のれる分野である。銀河形成においては、周囲領域からの

銀河解剖学とも合わせることによって、銀河内部の物理

ガス降着と、逆に星の超新星爆発や活動的銀河核による過程の進行の様子が手に取るようにわかる時代が訪れる

ガスの流出といった物質循環が、根源的な役割を果たしであろう。

ていると考えられている。しかし銀河周辺のガスは直接観

最後に、進化の成れの果てである天の川銀河や近傍銀測が難しいため、背景の銀河やクェーサーからのスペクト

河を星に分解して、星種族の構成と空間分布、運動を捕ルに、手前にある銀河に付随した周辺ガスによってできる

らえ、銀河の形成と進化の歴史を詳細に紐解く「銀河考影（吸収線）を使う、トモグラフィーという手法が用いら古学」は、遠方銀河の直接観測と相補的な手法であり、これる。TMT の大集光力により、より一般的な暗い背景銀れもすばる +TMT により大きく発展する分野である。す河を光源として使えるため、手前の銀河ガスをより高い空

ばる望遠鏡 HSC で探査された天の川銀河外縁部や局所銀間分解能で観測することができ、ガスの降着・流出の様

河の星成分を PFS で分光し、大局的な化学組成や運動な子を詳細に調べることができる。そしてそれを母銀河の性どを捕らえ、さらに TMT で深い分光を行ない様々な元素

質と関連付けることによって、銀河形成において周辺ガスの情報を得て、宇宙における元素合成と循環の歴史を描の降着と流出とが果たす役割を初めて詳細に描き出すことき出す。北天にある TMT での観測が必要なターゲットがができるであろう。

多いことも重要で、南天の巨大望遠鏡とは相補的である。

形成最盛期を経た銀河は星形成活動性を低下させ、形また、ダストによる吸収が大きな銀河中心部などについて態も現在の銀河に見られる回転円盤成分と丸いバルジ成は、すばる望遠鏡 ULTIMATE によって近赤外線でサンプ

分が確立してくる。この過程には銀河自身の内的な要因ルを構築し、TMT へ分光ターゲットを供給できることもと、周辺環境から受ける外的な要因が寄与すると考えら独創的である。

れているが、具体的な物理プロセスは未だ謎である。そ以上のように、すばる望遠鏡で興味深い天体を見つけ、の解決のためには、変遷の渦中にある銀河を詳しく調べ

TMT で詳しく調べるという組み合わせは銀河形成学のある必要があるが、タイムスケールが短い現象なので、銀らゆる場面で有効な手段であり、両者の連携の重要性は

河の大規模な母サンプルが必要である。すばる望遠鏡の極めて高い。

HSC と PFS を組み合わせた銀河探査によってはじめて可能となる。そして PFS と TMT による深い分光観測を行い、吸収線スペクトル診断によって、実際にどのように星形成が止まったのか、その物理過程を解明できるであろう。も

図1. 2：シミュレーション計算で得られた100 億年前の銀河とその周辺の物質分布の様子。大規模構造からのガスの流入や銀河からのガスの流出が銀河進化理解のミッシングリンクとなっている。すばるやTMTの多天体分光によって銀河周囲に広がる物質がはじめてとらえられ、ミッシングリンクが解明されることが期待される。
Credit: Shimizu & Nagamine in preparation

8

Subaru / TMT Science Book

図1. 3：すばる望遠鏡HSC で捉えられた重力波源である中性子星合体に伴う突発現象。左から右へ時系列を表す。
Credit: Tominaga et al. 2018 , PASJ, 70 , 28

マルチメッセンジャー天文学におけるすばる望遠鏡とTMTの連携

広い波長域をカバーする分光観測が可能である。これにより、信号源となった天体を特定し、突発現象で起こる物理過程を明らかにする。さらに TMT の集光力を用いる

カミオカンデにおける超新星爆発からのニュートリノのことで、突発的な現象の後で暗くなっていく天体を長期に検出で切り開かれた、電磁波にとどまらない様々な信号

わたって分光観測でモニターできる。宇宙の歴史の中で、の検出に基づく天体物理現象の解明は、地上の大型レー

希少な重元素の生成にあたっては重力波の信号源である

ザー干渉計によるブラックホールや中性子星の合体現象

中性子星の合体現象が重要な役割を果たしたことが示唆からの重力波の直接検出や、アイスキューブ・ニュートリ

されている。図 1.3 に示す中性子星合体の後の放射をモニノ観測所での活動銀河中心核からの高エネルギーニュー

ターすることで、初期の原子やイオンの生成から、後期にトリノの検出を契機にマルチメッセンジャー天文学とし起こる分子やダストの生成に渡って、そのサインを調べ、て確立した。重力波やニュートリノの信号を検出する能

突発的な現象の後の高い密度の環境で起こる化学過程を力の向上により、銀河系の近傍にとどまらず、宇宙全体

時間の関数として追跡することができる。マルチメッセン

を見渡してそれらの信号を引き起こす突発的な現象を捉ジャー天文学において、すばる望遠鏡と TMT による可視えることができるようになった。それにより銀河系の近傍

赤外線観測は、宇宙空間において重元素や微粒子が生成（我々の周囲）を数十年のタイムスケールで観測するだけされる過程を解明し、我々の身の回りにある太陽系のもとでは起こりえない現象だが、宇宙の 100 億年を超える時間となった物質が、どのようにして宇宙の中で生成されたのスケールでは頻繁に起こり、重要な役割を果たす現象が、か、を理解するうえで重要な役割を果たす。

年間に何度も捉えられるようになった。こうして重力波や
ニュートリノの信号源となる突発的な現象の統計的な議論が初めて可能になろうとしている。
マルチメッセンジャー天文学において、可視赤外線波

宇宙膨張と構造形成から探る
ダークマターとダークエネルギーの正体

長の観測は、短時間でのフォローアップ観測により、信宇宙全体の枠組みを測定により明らかにする観測的宇号源となる天体の天球上での位置を特定し、天体までの宙論は、人工衛星によるマイクロ波宇宙背景放射の精密距離を求め、光度などの物理情報を引き出すという重要

測定や地上望遠鏡による大規模な探査観測によって精密な役割を果たす。特に銀河系の近傍を超えた深宇宙での化が進み、予想を超える新たな謎をもたらしてきた。特

突発的な現象からの重力波やニュートリノの信号の検出に Ia 型超新星の光度距離の測定結果は、加速する宇宙のは、可視赤外線波長では信号源が暗くなることを意味し、膨張という新たな描像をもたらし、ダークエネルギーとい

大型望遠鏡を用いた広視野でのフォローアップ探査観測

う斥力をもたらす謎のエネルギーの存在を示唆するものとが威力を発揮する。すばる望遠鏡はすでに稼働しているなった。標準モデルでは現在の宇宙の質量組成の約 94%

HSC や次世代の ULTIMATE-Subaru という世界的にもユはダークマターとダークエネルギーによって構成されていニークな可視赤外線の広視野撮像装置によって、信号源るとされ、それらの正体を明らかにすることは物理学の大となる天体を短時間のうちに発見し、突発的な現象がまさ

きな課題となっている。ダークマターとダークエネルギーに起こっている状況を即座に捉えるうえで 2020 年代におのもつ性質は、宇宙全体の膨張の歴史と、その中の密度

いても大きな役割を果たす。

揺らぎが成長し、銀河や銀河団といった構造が形成され

すばる望遠鏡が捉えた突発天体の詳細なスペクトル情た歴史の中に反映されており、観測的宇宙論にはそれら報を得るには TMT が必要となる。TMT は突発的な現象の歴史をひもとくことでダークマターとダークエネルギーに対応して数分以内に天体を捕捉する機能を持ち、可視の持つ性質に迫ることが要求される。

分光器 WFOS および赤外線分光器 IRIS を用いることで幅

可視赤外線での精密測定では、宇宙がそれぞれの時代

第1章

背景と概要

9

に実際に膨張している様子を直接捉えられると期待される。高安定性の高分散分光器と TMT の集光力を組み合わせれば、宇宙が膨張することによって天体の赤方偏移が10 年というタイムスケールで変化していく様子を直接捉えられる。この手法を用いれば宇宙の膨張の歴史を各時代に直接捉えることが可能になる。また、現在の宇宙膨張の速度を与えるハッブル定数は、依然としてさまざまな手法での数値の食い違いがあり、宇宙論の標準モデルの破綻も示唆されている。すばる望遠鏡の広視野カメラ HSCによる広視野撮像探査と TMT の高空間分解能および高感度分光観測を組み合わせ、重力レンズクェーサーの多重像を用いた時間遅れの測定や、重力波の光度距離と赤方偏移の比較をすることによって、ハッブル定数を精密に決は、電磁波では捉えることのできないダークマターの密度

図1. 4：すばる望遠鏡HSCによって描き出された100メガパーセクを超える超銀河団構造（銀河の個数密度分布）。約 73 億光年前の時代に対応する。今後もすばる望遠鏡を用いてダークマターと銀河の大規模分布をとらえ、宇宙の大規模構造が描き出される。
林将央氏提供めることが可能となる。
構造形成の歴史をたどる上でも、可視赤外線の観測は重要な役割を担う。すばる望遠鏡の HSC による撮像探査
分布が引き起こす弱い重力レンズ効果を直接測定するこ

よって新しい宇宙像を切り開くことが期待される。これらとによってダークマターの密度分布を描き出すことに成功の探査で見つかる新たな天体は、2030 年代の TMT でのしている。撮像観測による弱い重力レンズ効果の測定で科学観測の本格化とともに、高い空間分解能と高い波長は、赤方偏移方向を分離して構造形成の歴史を辿ること分解能で観測し、その中で起こる新たな物理過程を解きに限界があるが、すばる望遠鏡 PFS による大規模な分光

あかす対象となる。TMT が本格運用する時代のすばる望

探査によって赤方偏移方向に分解した銀河の大規模構造

遠鏡は広視野性能を生かし、マルチメッセンジャー天文を明らかにすることで、ダークマターの密度分布が赤方学の突発天体の同定や SPICA 赤外線衛星をはじめとする

偏移方向に進化してきた様子を捉えることができる。この

広領域での深宇宙多波長観測との連携において活躍する。

2 つの探査を組み合わせた構造形成の歴史の解明はすば

この時代の TMT とすばる望遠鏡の連携運用では、観測にる望遠鏡の広視野撮像と分光の能力を組み合わせたレガ求められる複雑な要求を踏まえ、実際の観測条件の中でシーの成果となることが期待される。一方でダークマター

どれだけ効率的に必要なデータを取得するかも重要となの持つ性質に強い制限を与える、銀河よりも小さいスケーる。例えば系外惑星の大気の分光観測やマルチメッセン

ルにおいてダークマター塊が作る構造に迫る上では TMT

ジャー天文学の光学赤外線追求観測においては、惑星のを用いた高空間分解能による重力レンズ像の詳細観測が公転運動に合わせ時間を指定した長期のモニター観測や重要な役割を果たす。

突発現象の即時の追求観測が求められ、すばる望遠鏡とこのようにすばる望遠鏡と TMT を用いた可視赤外線での観測的宇宙論の観測は宇宙膨張の歴史とその中での構TMT の特徴と機能を生かし機動的に連携させた観測運用も新たな成果を得る鍵となる。

造形成の歴史を銀河よりも小さなスケールから銀河の大すばる望遠鏡は、最先端の観測技術の科学実証の場と集団のスケールまで解き明かし、ダークマターとダークエ

しても重要である。現在進められているすばる望遠鏡でネルギーの性質に制限をつける重要な役割を果たす。

の高安定の高分散分光、極限補償光学、地表層補償光学
等の科学実証は、TMT の装置実現に向けた先駆けとなる。

TMT の科学観測が本格化する時代にあっても、すばる望

2020-2030年代のすばる望遠鏡
1 . 2 とTMTを連携した戦略

降の観測装置を実現する上で非常に有効に機能するであろう。また、すばる望遠鏡の広視野大規模探査や TMT のすばる望遠鏡と TMT の連携は、光学赤外線の宇宙観

キーサイエンス大規模観測で得られるデータはさまざまな測で世界をリードする上で重要な基盤である。2020 年代研究に活用することができる情報の山である。連携したにはすばる望遠鏡の将来計画「すばる 2」においてユニー

データ公開により、天文学の様々な分野でのデータの活用

クな広視野観測の機能が実現し、PFS による大規模分光だけではなく、情報処理や人工知能に関わる新たな技術

探査や ULTIMATE-Subaru による赤外線広視野探査など開発の現場となることも期待される。

の大規模な探査観測など、国際連携による広視野観測に10

遠鏡でのプロトタイピング、科学実証は TMT の第二期以Subaru / TMT Science Book

本書が執筆された時点では、アメリカ合衆国・マウナ

ケアにおける TMT の現地建設作業は反対運動の影響を受け停止している状況であり、今後の状況によっては代替建設地として検討が進められてきたスペイン・ラパルマへの移行も起こりうる。地上大型望遠鏡による天文学にとって、高い晴天率、弱い大気揺らぎ、低い水蒸気量等によりマウナケアは理想的な観測条件のサイトであるが、ラパ
ルマは北半球においてそれに次ぐサイトであると評価されている。本書で提案する研究計画はマウナケアでの TMTの建設を想定して検討されているが、ラパルマでの建設となった場合でも多くは観測条件に応じて実行することで同等に追求が可能である。また、すばる望遠鏡との科学的な連携の重要性も変わるものではない。

第1章

背景と概要

11

Subaru /TMT Science Book

第2

すばる望遠鏡と章
ＴＭＴの将来計画

Chapter 2

2 .1

すばる望遠鏡-「すばる2」計画

2.1.1
すばる望遠鏡の既存装置と運用の現状

間赤外線（7.5〜26 μm）の撮像分光装置である。すばる望
遠鏡の既存装置がカバーする波長と波長分解能を図 2.1.1にまとめる。この図からも分かるように、すばる望遠鏡では我が国の研究者コミュニティの幅広いサイエンスのニーズに応えるため、多彩な機能をもつ装置群を運用してきたが、TMT 時代に向けて「すばる 2」計画では、TMT に我が国独自のターゲットを提供してその科学的価値を最大

すばる望遠鏡は、世界有数の天文観測サイトとして知ら化するべく、すばる望遠鏡の特徴である「広い視野」を生れるハワイ島マウナケア山頂で国立天文台が運用する有効かしたサーベイ観測に重点を置く運用を行なっていく。

口径8.2mの大型光学赤外線望遠鏡である。
1999年のファー

すばる望遠鏡の観測時間は、主に望遠鏡や装置のエンストライト以来、数々の科学的成果を挙げてきた。2019 年

ジニアリングに使われる所長裁量時間とハワイ大学時間を

現在、すばる望遠鏡では 7 つの基幹装置（HSC、FOCAS、除く、全体の約 65% の時間（年間 200〜250 夜程度に相当）

HDS、MOIRCS、IRCS、COMICS、AO188）と 4 つの持ち込み装置（IRD、SCExAO、CHARIS、VAMPIRES）

が、共同利用観測を中心とするコミュニティ（大学等の研が科学観測のための装置として運用されている。

がマウナケア山頂に赴いて現地で観測を実行する以外に、

HSC（Hyper Suprime-Cam）は 視 野 1.75 平 方 度を持究者）が行う科学観測に提供されている。実際に観測者
国立天文台ハワイ観測所のヒロ山麓施設または国立天文つ 可 視 光カメラで、 現 在 300 夜 規 模 の 戦 略 枠プログラ
ムも走るすばる望遠鏡の科学成果創出の急先鋒である。

FOCAS（Faint Object Camera And Spectrograph）は視野6 分角の可視光撮像分光装置で、多天体分光や偏光の機能を備える。HDS（High Dispersion Spectrograph）は最大波長分解能〜160,000 を実現する可視光の高分散分光器である。MOIRCS（Multi-Object Infrared Camera andSpectrograph）は視野 4 分角× 7 分角の近赤外線撮像分光
装置で、近赤外線域（0.9〜2.5 μm）でのブロードバンド・
ナローバンドの撮像機能に加え、多天体分光の機能も持つ。IRCS（Infrared Camera and Spectrograph）は 188 素子の補償光学（AO188）と併用される撮像分光装置で、波長 0.9〜5.6 μm をカバーし、撮像およびグリズムによる低分散分光の機能に加え、エシェルを用いる高分散分光の機能も有する。そして COMICS（Cooled Mid-Infrared

Camera and Spectrograph）はさらに長い波長域である中12Subaru / TMT Science Book

図2 .1.1：すばる望遠鏡における既存の観測装置（持ち込み装置は除く）
がカバーする波長および波長分解能のまとめ。
Credit: NAOJ

図2.1.2：すばる望遠鏡の主焦点に搭載される
Hyper Suprime-Cam（HSC）。
Credit: NAOJ

台三鷹からのリモート観測も行われている。現地またはリに明夜を担う基幹装置として、視野 20 分角にわたって星

モートで観測者が観測に立ち会ういわゆる「クラシカル観像を改善する地表層補償光学（GLAO）を搭載する計画

測」を主流としているが、HSC についてはプログラムの優（ULTIMATE-Subaru 計画）も進んでいる。これらの新時

先度や観測条件、ターゲットの座標、使用するフィルター代を担う広視野観測装置群（HSC、PFS、ULTIMATE）などをもとに観測所が判断して実行プログラムを決める

によって、可視光分光観測においては従来比で視野約 50「キュー観測」も導入され、より効率よく観測を行うことを倍・同時分光天体数約 20 倍、赤外線観測においては視目指している。

野約 10 倍・解像度 2 倍というアップグレードが実現され、2.1.2 TMT時代のすばる望遠鏡を支える
広視野観測装置
すばる望遠鏡は、他の 8 m 級望遠鏡に比べ、その広いTMT へのターゲット天体供給において主要な役割を果たすと期待されている。ここで挙げた各装置について、以下にその特徴と開発 / 運用の現状を簡単に述べる。

2.1.2.1 HSC（Hyper Suprime-Cam）
HSC は、国立天文台と東京大学（カブリ IPMU、理学視野に特徴をもつ。現存する口径 8 m 以上の望遠鏡で、系研究科）、高エネルギー加速器研究機構、台湾・中央研

可視光において 1 平方度を超える視野を星像 0.4 秒角とい究院天文及天文物理研究所、および米国・プリンストン大うきわめて高い解像度で観測することができるのは、すば学の共同で開発されたすばる望遠鏡の主焦点搭載の超広る望遠鏡だけである。その特徴を生かし、初代のすばる

視野モザイク CCD カメラ（可視光広視野撮像装置）である

主焦点カメラ（Suprime-Cam）は数多くの観測成果を挙げ（図 2.1.2）。104 枚の CCD 素子を配置し、視野 1.75 平方た。また 2014 年からは視野 1.75 平方度を誇る超広視野可度をピクセルスケール 0.17 秒角でカバーする。これは満視光撮像装置 Hyper Suprime-Cam（HSC）による 300 夜

月 9 個分の視野に対応し、図 2.1.3 のようにアンドロメ

規模の戦略枠観測プログラムが進行中で、広視野サーベ
イ天文学を大きく発展させている。すばる望遠鏡の観測データに基づく年間の論文出版数は年々増加を続けており、光赤外線観測分野において多くの若手研究者を輩出するなど、人材育成の観点でも我が国の天文学においてきわめて重要な役割を果たしている。

TMT 時代へ向けて、すばる望遠鏡が果たすべき役割
は、その広視野観測能力にさらに磨きをかけ、TMT に我が国独自のターゲットを供給することである。すばる望遠鏡ではその時代を見据え、すでに運用を始めている HSCに続き、HSC と同程度の視野（1.25 平方度）で 2400 天体
を可視光から 1.3 μm まで同時に分光することができる超広視野多天体分光装置（PFS）が 2022 年頃からの運用開始を目指して準備を進めているところである。また、主

図2 .1. 3：HSC（g、r、i バンド）で撮像したアンドロメダ銀河。
Credit: NAOJ

第2章

すばる望遠鏡とＴＭＴの将来計画

13

HSC-D

R.A.

HSC-W

HSC-D/UDDEC

Galactic Extinction E(B-V)

図2 .1. 4：HSCによる戦略枠プログラムで観測される「ワイド（HSC-W）」「ディープ（HSC-D）」および「ウルトラディープ（HSC-UD）」のサーベイフィ
ールドの天空分布。
HSCチーム提供

ダ銀河を中心から外側まで一度に観測できる広さであり、度）」「ウルトラディープ（3.5 平方度）」の 3 つのレイヤー

他の 8 m 級望遠鏡に比べて抜群の観測（サーベイ）効率をで構成され（図 2.1.4）、それぞれ代表値としてr バンドで誇る。

26 等、27 等、28 等の深さを目指している。すべてのレイ

HSC の g、r、i、z、y の各ブロードバンドでの天体検出
感度は、暗夜、シーイング 0.5 秒角の条件での 1 時間積分によって、それぞれ 27.8 等、27.2 等、26.5 等、25.9 等、
25.1 等である。なおここに示した標準的な多色ブロードバンドフィルターに加え、HSC では数多くのナローバン

ヤーについて、g、r、i、z、y の 5 枚のブロードバンドフィ
トラディープ」の領域では 4 枚のナローバンドフィルター

ドフィルターがユーザの獲得した外部資金などによって製

すい形式で一般公開されており（2019 年 10 月現在、2019

ルターによる多色データに加え、「ディープ」および「ウルを使った観測も行われている。この戦略枠プログラムで得られたデータは解析済画像や天体カタログとして使いや作・提供されている。この多彩なナローバンドフィルター

年5月に行われた第2回パブリックデータリリースが最新）、の存在は、2020 年代に LSST が稼働した後においても、

世界中の研究者がこの大規模な HSC によるサーベイデー

HSC の重要な特徴になると言えるだろう。

タを利用して科学成果を挙げることが可能となっている。

装置はすでに科学運用に供されており、「戦略枠プログ戦略枠プログラムは最遠方天体から銀河系内のサイエンラム」としてすばる望遠鏡の 330 夜を投入する大規模なスまで幅広い分野で活用され、数多くの論文が出版されサーベイ観測が 2014 年から進められている。この戦略枠ている。さらに、戦略枠プログラムではカバーされていなプログラムは「ワイド（1400 平方度）」「ディープ（27 平方

いが HSC の広視野深撮像能力を必要とする多様なサイエ

Spectrograph System (SpS)Prime Focus Instrument (PFI)+
Wide Field Corrector (WFC)

Fiber positioner "Cobra"

Fiber Optical Cable andConnector System (FOCCoS)

14

Subaru / TMT Science Book

Metrology Camera System (MCS)

図2 .1. 5：PFSの全体像とサブシステム。焦点面に配置されたファイバーポジショナーによって1. 25 平方度の視野内にある最大 2400 天体を同時に分光することができる。
PFSチーム提供

Arm

Throughput

380 - 45014 %

550 - 650

23 %

[nm]

Blue

450 - 550

Low Res.
Red
Mid. Res.

NIR

Wavelength
range

630 - 750

750 - 850

24 %
29 %

30 %

850 - 970

27 %

775 - 82528 %

710 - 775

825 - 885

26 %

27 %

940 - 1050

17 %

1150 - 1260

17 %

1050 - 1150

Resolving Power19 %〜 2300〜 3000〜 5000〜 4300Continuum sensitivity

Emission line sensitivity

mean

representative

mean

22.5
（@505nm）

1. 5

1. 4（@ 505nm）

22 . 222.5（@680nm）

1. 2

1. 0（@ 680nm）

21.6

22.1
（@912nm）

21.6

21.8
（@796nm）

20 . 921.5（@993nm）[AB mag]

22.0

22.1
（@415nm）

22 .1

22.2
（@605nm）

22 . 4

22.0
21.6

21. 5
21. 0

20 . 9[ 10 -17 erg/s/cm 2 ]

2. 9

1. 5

22.4
（@796nm）

1.1

1. 2

21.8
（@741nm）

1. 3

21.7
（@856nm）

1. 2

21.4
（@1100nm）

1.6

1.1

2.0

21.3
（@1208nm）

1. 5

表 2 .1.1：PFSの基本的な仕様と想定される感度。ここでは暗夜、シーイング条件 0 . 8 秒角、1時間積分が想定されている。
PFSチーム提供

representative

2 . 8（@ 415nm）

1. 3（@ 605nm）

0 . 9（@ 796nm）
0 . 9（@ 912nm）

1.1（@ 741nm）

1. 0（@ 796nm）

1. 0（@ 856nm）

1. 3（@ 993nm）

1.2（@1100nm）

1.2（@1208nm）

ンス、あるいは戦略枠プログラムを足がかりとしてそれをに掲げ、上述の HSC の戦略枠プログラムの撮像探査領域

さらに発展させるような観測提案が、個別の HSC 共同利をベースに、1000 平方度規模の輝線銀河探査や 20 平方度

用観測課題として毎年数多く提案されている。

程度でさまざまな銀河種族を狙うディープな分光サーベイ

2.1.2.2 PFS（Prime Focus Spectrograph）
東京大学カブリ IPMU を中心に、日本、アメリカ、台られているところである。図 2.1.6 には、PFS の宇宙論サーなどが計画されており、現在そのサーベイデザインが詰めベイでマッピングされる銀河の数密度や分布を示す。他

湾、フランス、ブラジル、ドイツ、中国の研究機関からなの類似計画に比べ、PFS が宇宙の大規模構造の探査で抜る国際コンソーシアムによって開発が進められている、視きんでた能力をもつことが分かる。

野 1.25 平方度の主焦点多天体ファイバー分光装置である。
青・赤・近赤外の 3 つのアームで構成される分光器を 4 台
持ち、視野内の最大 2400 天体について可視光（0.38 μm）
から近赤外線（1.26 μm）までの波長範囲を分解能 2,300〜5,000 程度で同時に分光することができる。PFS の全体像と主要なサブシステムを図 2.1.5 に示す。主焦点には

2.1.2.3 U
 LTIMATE-Subaru（Ultra-wide Laser
Tomographic Imager and Mos with
AO for Transcendent Exploration）
ULTIMATE-Subaru は、視野直径 20 分角にわたって星像を改善する地表層補償光学（GLAO）を搭載し、すばる

2400 本の光ファイバーからなるファイバーシステムが搭

望遠鏡の特に赤外線域における広視野探査能力を大幅に載され、ファイバーが焦点面を動き回ることで視野内の目強化する計画である（2026 年完成予定）。地表付近の大気的天体を観測することができる。ファイバーに入った光はゆらぎを補正する GLAO の技術によって、従来の補償光

ドーム内の望遠鏡とは別室に設置された 4 台の分光器に運学に比べて格段に広い視野を実現することができる。シ

ばれる。PFS のサブシステムの一部で、カセグレン焦点部

ミュレーションによれば、マウナケアは GLAO に最適なから主焦点部のファイバーの位置をモニターするメトロロ

大気条件のサイトであり、K バンド帯において標準的な

ジカメラおよび分光器の第一号は、すでにハワイへ輸送

気象条件で 0.2 秒角の空間解像度を実現できる。これはされ、現在望遠鏡に取り付けた試験が行われている。今ハッブル宇宙望遠鏡や 2020 年代に打ち上げが予定される

後は分光器、主焦点装置なども続々とハワイに輸送され、NASA の WFIRST 衛星などと同等の解像度である。また

2022 年からの運用開始を目指してコミッショニングが行われる予定である。PFS で想定される感度を表 2.1.1 に示す。HSC と同様に、PFS も戦略 枠プログラムとして 300

この星像改善によって点源検出感度が向上し、視野の増

夜程度の大規模なサーベイを実行することを計画していとめる。現在、国立天文台ハワイ観測所を中心に、東北る。宇宙論・銀河進化・銀河考古学をサイエンスの 3 本柱

大学、東京大学、オーストラリア国立大学（ANU）、台湾

大と合わせてサーベイ効率が桁で向上する。ULTIMATESubaru 実現のために必要となる開発要素を図 2.1.7 にま第2章

すばる望遠鏡とＴＭＴの将来計画

15

図2 .1.6：（左）PFS 宇宙論サーベイによりマッピングされる銀河の赤方偏移ごとの数密度。これから実施される地上 4m 級望遠鏡での探査（DESI）やスペースからの探査（Euclid）に比べて、高赤方偏移をカバーしつつ、より高い数密度で銀河の分布を測定できる。
（右）観測シミュレーションにおける赤方偏移1. 5での暗黒物質（青）と観測される銀河（黄色）の分布で、PFSの場合（上）は 4m望遠鏡での探査（下）に比べ詳細に分布を明らかにすることができる。
PFSチーム提供(1) 可変副鏡(3)波面センサー
カセグレン(FoV~20 arcmin)

直径1260mm, 924本のアクチュ
エーターを搭載した可変形鏡

赤外ナスミス(FoV~14 arcmin)
(1)
(2)
(3)
(4a)

(4) 広視野近赤外線観測装置• MOIRCSを赤外ナスミス焦点で再利用• カセグレンに広視野撮像装置(WFI)を設置

a. MOIRCS

(2)
(4b)

(3)

(2)レーザーガイド星生成装置
TOPTICAレーザー(589nm)を２台搭載し、４本のレーザーを照射

b. Wide-Field Imager (WFI)

図2 .1. 7：ULTIMATE-Subaruの主な開発要素。
ULTIMATE-Subaruチーム提供

中央研究院天文及天文物理研究所（ASIAA）の協力のも

国立天文台の A プロジェクトとして採択され、さらに本格とで開発が進められている。2018 年度にはこの新しい補的に開発が進められている。

償光学システムの概念設計レビューに合格し、GLAO 実
ムや波面センサーなどの開発が進められているところであULTIMATE-Subaru 計画では「広視野・高感度・高解像度」という GLAO の特長を最大限に生かす広視野赤外線カメラ（視野 14 分角× 14 分角）の開発を目指している。

る。2019 年度からは「すばる GLAO プロジェクト」としてこの赤外線カメラには多彩なナローバンドやミディアムバ

現の鍵を握る可変副鏡、新しいレーザーガイド星システ

16

Subaru / TMT Science Book

図2.1.8：ULTIMATE-Subaruの主要観測装置となる広視野赤外線カメラの視野と既存の地
上大型望遠鏡 /スペース望遠鏡に搭載されている赤外線カメ
ラの視野の比較。
特 に 波 長 2μmより も 長 い 側の 観 測 に お い て は、2020年
代 後半においてもULTIMATESubaruは最高のサーベイ効率を誇る。
ULTIMATE-Subaruチーム提供
HUGS(HDF)

ンドフィルター等を搭載して、大規模な赤外線サーベイ観

HUGS(UKIDSS)

測を実行することが計画されている。一般に赤外線での
MODS(deep)

観測は地上では背景光が明るいためスペース望遠鏡が有利と考えられるが、2020 年代に打ち上げが予定される赤ULTRA-VISTA(U-Deep)

MODS

外線サーベイ望遠鏡である欧州（ESA）のユークリッド衛ULTIMATE(~100 nights)

UKIDSS(UDS)

ULTRA-VISTA星（Euclid）や米国（NASA）の WFIRST 衛星は、いずれUKIDSS(DXS)

も波長 2 μm 以下（H バンド帯まで）をカバーするものであることに注意されたい。また JWST は波長 2 μm 以上をカAEGIS

バーするが、視野が限られており、連続的な領域をマッ

NOAO D/W
surveyピングするサーベイ観測には不向きである。ULTIMATE

UKIDSS(LAS)の K バンド帯での広域探査能力は既存の装置または将来検討されている望遠鏡・装置のなかでも群を抜いており圧倒的な視野にわたって実現できる。このように、2020

図2 .1. 9：ULTIMATE-Subaruを使ってK バンド帯で100 夜のサーベイを行なった場合に実現できるサーベイ面積（横軸）と到達する限界等級（縦軸）。既存の 4 〜 8m 級望遠鏡で行われたさまざまな K バンドサーベイと比較して、圧倒的な広さと深さが実現できると期待される。
ULTIMATE-Subaruチーム提供

年代の宇宙望遠鏡では実現できないナローバンド・ミディ

置として引き続き第一線の活躍が期待されている。さらに（図 2.1.8; 図 2.1.9 を参照）、2020 年代の宇宙望遠鏡計
画とも親和性が高い。またナローバンドを大気夜光輝線の谷間にデザインすれば、宇宙望遠鏡と遜色ない感度がアムバンド・K バンド（ブロードバンド）の観測を中心に、

ULTIMATE-Subaru で開発する次世代補償光学システム

HSC や PFS と同様に戦略枠クラスの大規模サーベイを実では、上述の広視野モード（GLAOモード）がメインのモー

行することが検討されており、従来の遠方銀河探査で常ドと考えられているが、レーザーガイド星を空の狭い領域に立ちはだかっていた観測波長の壁を打ち破り、新時代に集中させ、その領域の大気揺らぎを完全に補正することの遠方銀河サンプル構築にきわめて重要な役割を果たすで、可視光〜近赤外線まですべての波長にわたって回折ことが期待される（本書 3.2 章を参照）。また遠方銀河の限界（FWHM=0.05 秒角）を達成する狭視野モード（レー探査に限らず、ULTIMATE-Subaru ではたとえば銀河系

ザートモグラフィー補償光学 /LTAO モード）も同時に実装

中心方向の観測や銀河系内の星形成領域のように星が混することができる。このモードを利用して、点源への感度み入った領域やダストに深く埋もれた領域など、赤外線を極限まで高め、狙った天体について可視光から近赤外線での高解像度の観測を必要とするあらゆる研究分野に大までのすべての波長にわたって同時に分光できる広帯域分

きなインパクトをもたらすと期待されている。

光装置の新しいアイデアなども浮上している。このように、

ULTIMATE-Subaru が目指すのは広視野撮像能力だけ

ULTIMATE-Subaru 計画は、すばる望遠鏡の能力を限界ではない。既存装置 MOIRCS は中分散多天体赤外線分まで 引き上げるための望遠鏡アップグレードという側面も光装置として GLAO とともに運用されることが想定され持ち、2030 年代に日本が TMT に真に重要なターゲットをており、グリズムの改良と GLAO による星像改善の効果

供給してサイエンスをリードするために本質的な役割を果に加え、ナスミス焦点への移設によってより安定的な環境

たす。

で運用することで、世界最高感度の赤外線多天体分光装

第2章

すばる望遠鏡とＴＭＴの将来計画

17

2.1.3 て現在大規模に観測が進められているところである。ま

すばる望遠鏡の多彩な観測機能と将来計画

たこの戦略枠観測の終了後には、TMT 時代へ向けて IRDの性能を大幅に向上させるプランも提案されている（本すばる望遠鏡では限られた予算とリソースの中で、ここ

書 3.1.2 節を参照）。系外惑星の観測を目的とする装置でで解説した 3 つの広視野観測装置を早期に実現し、安定的は、他にも PI タイプ装置としてすばる望遠鏡で運用されに運用することを目指していく（図 2.1.10）。現在運用中

る SCExAO（Subaru Coronagraphic Extreme Adaptiveのその他の観測装置の多くは 2025 年頃までにすばるでのOptics）がある。これは系外惑星を直接観測するための役割を終えることになるが、これらの機能は TMT に搭載

高コントラスト・高 解 像 度の 極限 補 償 光 学システムで、される各装置へと受け継がれ、生まれ変わる予定である。

あるいはすばる望遠鏡でなければ実現できないような装置

TMT 時代の系外惑星研究への技術実証としての役割も果たす。現在 SCExAO と組み合わせる観測装置として、近赤外線用の観測装置 CHARIS および可視光用の観測装置
VAMPIRES がいずれも PI タイプ装置としてすばる望遠鏡

で、顕著な科学成果や TMT との強力な相補性が期待できで運用されている。

一方で、広視野サーベイ用の装置ではなくても、科学目的を絞り込んで世界的にユニークな機能を有する観測装置、る場合などにおいては、外部からの資金調達が前提にはなるが、既存装置のアップグレードや新たな PI タイプ装
置の持ち込みを最大限サポートする。
その代表例がアストロバイオロジーセンターや国立天文台などで開発され、現在すばる望遠鏡の持ち込み装置（PI タイプ装置）として運用されている IRD（Infrared

Doppler）である。IRD は 0.97〜1.75 μm を同時にカバーする近赤外線の高分散分光装置で、最大で 70,000 の波
長分解能で観測できる。レーザー周波数コムによって高い精度で波長較正を行い、視線速度法（ドップラー法）によって太陽近傍の M 型星まわりのハビタブル惑星の検出を目指す。IRD はその科学的価値が認められ、PI タイプ
装置としてすばる望遠鏡の戦略枠プログラムが採択され

図2 .1.10：2019 年11 月現在における、TMT 時代に向けたすばる望遠鏡の装置開発・運用プラン。
国立天文台ハワイ観測所提供

18

Subaru / TMT Science Book

2.2 TMT 計画
2.2.1 Thirty Meter Telescope（TMT）の概要
TMT は日本、米国、カナダ、インド、中国の国際共同科学事業として、ハワイ島マウナケアに口径 30 m の光学
赤外線望遠鏡を建設する計画である（図 2.2.1）。従来の口径 8-10 m の光学赤外線望遠鏡に対し、10 倍以上の集光力、3 倍以上の解像度をもち、補償光学によってその光図2 . 2 .1：マウナケア山頂の望遠鏡群とTMT（想像図）。後方右にすばる望遠鏡が見えている。TMTの建設地は山頂から200m 程度低い位置にあり、ほかの望遠鏡に比べハワイ島内の多くの場所から見えない。
Credit: NAOJ

学的性能を最大限活かす赤外線観測では、点光源に対して 100 倍以上の感度向上という、過去に類のない性能向上を目指すものである。
日本は TMT 望遠鏡本体の製作、全ての主鏡材の製作と一部の研磨、観測装置の一部の製作を担当するほか、望遠鏡建設を統括し現地工事の主体となる TMT 国際天文台（TIO）の運営のための分担金の一部を負担する。国立天文台は、これらの貢献により、TMT の科学観測時間のうち 20% 程度を日本の研究者コミュニティに提供することを目指している。

2.2.2
TMTの観測装置
2.2.2.1 第一期観測装置
2020 年 1 月時点で、第一期観測装置として IRIS（近赤外撮像分光装置）および WFOS（可視広視野多天体分光

図2 . 2 . 2：IRISの全体図。上から、低次波面センサー部、撮像部、面分
光部となっている。
TMTプロジェクト提供装置）が予定され、開発が進んでいる。また、系外惑星観

た天体像を観測するように設計された近赤外線（0.84-測を主目的とした高分散分光器である MODHIS をできる

2.4 μm）の撮像および面分光観測装置である（図 2.2.2）。
撮像部分は、0.004 秒角 /pixel の空間サンプリングで 34
秒角× 34 秒角の視野をカバーする。絶対精度で 2- 4 ミリ
秒角、相対精度で 30 マイクロ秒角という大変厳しいアス

だけ早期に観測可能にすることを目指している。

IRIS
近赤外撮像分光装置 IRIS
（Infrared Imaging Spectrograph）

トロメトリ精度の要求を達成することを目指している。まは、TMT が補償光学を用いて達成する回折限界に達した、数多くのフィルターが定義されており、70 枚が同時

Imager 16”.4x16”.4

Deployed
Slicer Pickoﬀ
and max ﬁeld(4”.4x2”.25)

Fixed
Lenslet Pickoﬀ
and max ﬁeld
(1”.01x1”.15)
1”.2

2 arcmin34”

図2 . 2 . 3：IRISの焦点面の配置。左の三本の黒い線は低次波面センサー用ピックオフアーム。中心部の34 秒角×34 秒角が撮像部の視野となり、その中央にスライサーとレンズレットの面分光モードの視野がある。
TMTプロジェクト提供

第2章

すばる望遠鏡とＴＭＴの将来計画

19Spatial sampling

Field of view

Resolution

Min/Max wavelength

Imager4mas

34 × 34

Set by filter

0. 84 - 2. 4

Slicer IFS
88 × 45 Spaxels

50 mas
25 mas4 . 4 × 2 . 25
2 . 2 × 1.125

4000 , 8000

0. 84 - 2. 4
0. 84 - 2. 4

Mode

[mas]

50 mas
25 masSlicer IFS
44 × 45 Spaxels

2 . 2 × 2 . 25
1.1 × 1.125

9 mas
4 mas

Lenslet IFS
112 × 128 Spaxels

1.01 × 1.15
0 . 45 × 0 . 51

9 mas
4 mas

Lenslet IFS
16 × 1128 Spaxels

表 2 . 2 .1：TMT/IRISのモード

Wavelength
coverage[arcsec]

Pixelsampling

撮像（点源）[μm]

0. 84 - 2. 4

[mas/pix]

撮像（広がった天体）

0. 84 - 2. 4

4 - 504[ λ /d λ ]4000 - 10000

4000 - 10000

Field of view

Spatialresolution（FWHM@2μm）[arcsec 2 ]34 × 34（1. 2" gaps）

15.6
ー

Pixel
sampling

Field of view

Spectralresolution

0. 84 - 2. 4
0. 84 - 2. 4

20 %, 10 %, H+K
20 %, 10 %, H+K

0. 84 - 2. 4
0. 84 - 2. 4

20 %, H+K
20 %, H+K

分光（点源）[μm]

0. 84 - 2. 4

[mas/pix]4

表 2. 2.1 参照

4000 , 8000
- 10000

分光（広がった天体）

0. 84 - 2. 4

4 - 50

表 2. 2.1 参照

4000 , 8000
- 10000

5%
5%

J

H

K

29. 8
[mag]

28 . 9
[mag]

29.1
[mag]

20.7
[mag/arcsec2]

表 2 . 2 . 2：TMT/IRISの感度（撮像モード）。10000 秒積分で S/N=10の場合の感度をAB 等級で示す。

Wavelength
coverage

20 %, 10 %20 %, 10 %Sensitivity[mas]

34 × 34（1. 2" gaps）

Variety of
bandpasses

0. 84 - 2. 4
0. 84 - 2. 4

4000

0.144 × 1.15
0. 064 × 0. 51

Bandpass[μm]

J @ R 〜 4000
24 .7
[mag]

19. 5
[mag/arcsec2]

Sensitivity

H @ R 〜 4000
24 . 5[mag]

19. 8[mag/arcsec2]

K @ R 〜 4000
24 .1
[mag]

15.1（4 mas） 14.9（4 mas） 14.7（4 mas）
20.3（50 mas） 20.2（50 mas） 19.4（50 mas）
[mag/arcsec 2 ] [mag/arcsec2 ] [mag/arcsec 2 ]表 2 . 2 . 3：TMT/IRISの感度（分光モード）。10000 秒積分で S/N=10の場合の感度をAB 等級で示す。

にインストールされる予定である。

2018 年にファイバーを用いたデザインとスリットマスクを能の視野の中心部を利用する（図 2.2.3）。スライサーと用いたデザインのトレードオフ検討が行われ、スリットマ

レンズレットのモードがあり、4 ミリ秒角から 50 ミリ秒角

スクを用いたデザインを採用することが決定された。現までの異なる空間サンプリングを選んで、R= 4,000 から

在概念設計が進められているところであり、日本も検討に

10,000 までの波長分解能での面分光が可能となる。
IRIS の撮像部分は日本が、面分光部分はカリフォルニ
ア大学が、低次波面センサー部分はカナダ NRC が担当する。IRIS に回折限界像を提供する補償光学システム
NFIRAOS はカナダが中心となって開発を進めている。
表 2.2.1〜2.2.3 に、IRIS の各観測モードの主要パラメー

参加している。また、将来アップグレードとして面分光ユタと予想感度をまとめた。

WFOS

20

測装置である。WFOS の検討は以前から行われていたが、面分光機能は、撮像機能と同時に使用可能で、撮像機ニットを組込む検討が日本で行われている。

MODHIS
MODHIS（Multi-Object Diffraction-limited Highresolution near-IR Spectrometer）は、0.97- 2.5 μm の波長範囲で、波長分解能 100,000、0.1 秒角× 0.1 秒角の空
間サンプリングで 5 × 5 の小規模な面分光機能をもった近赤外線ファイバー分光器である。NFIRAOS と組合せて可視広視野多天体分光装置 WFOS（Wide-Field Optical
Spectrometer）は可視光波長域（0.31-1.0 μm）でナチュ

回折限界像を利用する。

ラルシーイングでの撮像・多天体分光機能を提供する観よる地球型系外惑星の検出および惑星大気の分光によるSubaru / TMT Science Book

主要サイエンスケースとして、高精度視線速度測定に

視野8 . 3 分角×3 分角

波長範囲

Blue: 310 - 550nm, Red: 550 -1000nm

大気分散補正光学系

有

波長分解能

1500 , 3500 , 5000

表 2. 2. 4：WFOSの主な仕様

分子の検出、惑星表面のマッピングなどが掲げられている。系外惑星に重点を置いた観測装置として、第一期観測装置として観測開始できるよう検討が進められている。
主にカリフォルニア工科大、カリフォルニア大が検討を行っているが、日本も装置検討に参加している。
第二期装置として検討されている PSI（Planetary System

Instrument）のコンセプトとは重なっている部分があるた

図2 . 2 . 4：TMTの観測装置群が波長および波長分解能のパラメータス
ペースで占める空間。

め、将来的に PSI が開発される場合には、MODHIS と PSIを組合せた観測を行うことが考えられる。

2.2.2.2 第二期観測装置
これらの第一期観測装置に加えて、第二期装置として開発する装置の検討が行われている。

bMICHI：3 μm から 14 μm まで（または 25 μm まで）の波
長範囲で撮像および面分光を行う観測装置。中間赤外線用の補償光学システムと組み合せる。

HROS：0.31-1.1 μm（または 1.3 μm）の波長分解能 50,000から 100,000 以上の高分散分光を行う観測装置
IRMOS：直径 5 分角程度のパトロール範囲内で 3 秒角程度の空間を 10 個程度ピックアップし、補償光学による高空間分解能で面分光を行う観測装置

PSI：極限補償光学とコロナグラフで 10 -8 のコントラストを達成し、可視光から 5 μm までの赤外線で撮像および低分散面分光から高分散分光まで行う観測装置

NIRES：近赤外線（1-5 μm）エシェル高分散分光器。補償光学システムとして NFIRAOS を利用する。
図 2.2.4 には、これらの第二期観測装置候補を含め、波長と波長分解能の平面に TMT 観測装置のパラメータを表示した。

図2 . 2 . 5：点源についてのTMTとJWST、すばる望遠鏡の波長ごとの感度の比較（1時間積分、S/N=10 σ）。“TMT” は補償光学なしの場合、“TMT+AO” は近赤外線について、補償光学を用いた場合の感度。

2.2.4
他の超大型望遠鏡計画
TMT 以外の超大型望遠鏡計画としては、米国（カーネ2.2.3

ギー天文台、アリゾナ大等）、オーストラリア、韓国等がす ばる望遠鏡やジェームズ・ウェッブ
宇宙望遠鏡との感度比較

る GMT と、ヨーロッパ、ブラジル、チリが参加する口参加する、8.4 m の鏡を 7 枚使用し口径 24.5m に相当す
径 39 m の E-ELT が進行している。これら二つの望遠鏡は

図 2.2.5 は、2021 年に NASA が打ち上げ予定のジェー

チリに建設されるのに対し、TMT は北半球に位置しておムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）およびすばる望遠鏡

り、観測できる天域が異なるため、連携観測が重要になと TMT の感度を比較したものである。地上望遠鏡で大気る。米国では、TMT と GMT を合わせた US-ELT プログ

等の熱放射が効いてくる 3 μm よりも長波長では、JWST

ラムとして、二つの望遠鏡によって全天を観測できるとしの方が感度が高くなるが、より短い波長では TMT の方がて推進を図っている。E-ELT の口径は TMT よりも大きい

JWST よりも感度が高い。特に補償光学を用いた点源の観測では、JWST よりもはるかに高い感度が期待できる。

が、マウナケアは E-ELT のサイト（アルマゾネス）よりも標高が高く、特に赤外線観測で地球大気の影響が小さい

第2章

すばる望遠鏡とＴＭＴの将来計画

21

こと、またサイト調査の結果によると、補償光学の性能に影響する地球大気のパラメータについて、マウナケアはアルマゾネスよりも優れていること、TMT は科学運用の初期から補償光学システムが完全に機能することを目指していることなどから、総合的な性能では TMT は E-ELT に対し十分に競争力の高い計画であると言える。

22

Subaru / TMT Science Book

Subaru / TMT Science Book

第

3

章

すばる望遠鏡とＴＭＴの連携で取り組むサイエンス

3 .1 惑星系の理解と生命探査「我々はどこから来たのか、我々は何者か、我々はどこへ行くのか」20 世紀終盤にようやく最初の太陽系外惑星がみつかり、我々の太陽系が唯一の存在ではないこと、さ太陽系外惑星における生命探査らに、惑星系には様々な多様性があり、太陽系は標準で天文学が答えるべき領域はこれまで常に拡大してきた。

はないことがわかった。ここ 10 年ほどの技術革新により、

特に、「人類・生命と宇宙」というテーマはいまや天文学

生命に必要な水が液体として存在しうるハビタブルゾーの中心テーマの一つとなっている。太陽系外惑星（系外惑

ン内に地球型惑星が存在する可能性も明らかになりつつ星）はこのテーマに答えうる最良のターゲットであり、すある。人類がこれまで蓄積してきた天文学、惑星科学、

ばる望遠鏡・TMT により探索されるべき最重要サイエン

生物学など幅広い知識を統合し、宇宙に生命を探す時代

スとなっている。

が始まったのである。
現時点では、我々が認識している現存の生命体は地球

3.1.1.1 太陽系外惑星探査の現状にしかない。しかし、星や惑星が銀河の様々な場所で誕

系外惑星の最初の発見は、技術的な難しさのために生し、進化し、死ぬという過程を繰り返すように、太陽系

1995 年と比較的最近のことであったが、それにもかかわ以外に生命が存在する可能性は大いにある。その問に答らず今や天文学の中で重要な位置を占めており、最も活えるべく、すばるおよび TMT を用いてハビタブルゾーン

発な研究分野の一つである。ここでは惑星探査の歴史か

内の地球型惑星にバイオマーカーを探ることが科学的なら、すばる望遠鏡と TMT で狙う系外惑星の生命探査とい生命探査の第一歩となる。他方、太陽系内の衛星などにう究極の目標について述べたい。

生命を探ることも興味深い。距離が近いため、個々の天最初に発見された系外惑星は、51 Pegasi という太陽体についての詳細な調査は探査機の直接測定が鍵となるに似た主星のまわりを公転する木星質量程度の惑星であが、太陽系形成時の化石となる小惑星の統計的調査など

り、惑星が公転することで生じる主星のふらつきを検出

では広視野・高感度を誇るすばる望遠鏡と TMT が主な役
割を果たす。太陽系の膨大な知見は、地球という生命惑

する「視線速度法」により見つかった（Mayor & Queloz
1995）。また 1999 年には、恒星の前面を惑星が隠す際に星がいかに誕生/進化しえたかを理解する上で重要である。

生じるわずかな減光を検出する「トランジット法」によるそして、生命をもつ惑星ともたない惑星を惑星系の形成初めての惑星が発見された（HD 209458 b, Charbonneau

時にまで遡って理解することは、宇宙生命の一般性の深et al. 2000）。これらの惑星は、木星程度の質量にもかか

い理解につながる。さらに、多種多様な惑星系を育むた

わらず 3 日という非常に短い周期で公転しており、そのよ

めには、時間軸を遡り、星の母体となる分子雲から星、そうな惑星は当時の惑星形成理論では説明できなかったた

して惑星へ、その架け橋となる現象や誕生の瞬間を空間め、理論の活発な修正・発展を促した。その後、多くの的にとらえ、様々な環境下における誕生・進化の普遍性と探査が行われ次々と惑星が発見されることになり、2019

多様性を理解することも肝要である。

年 8 月現在、3000 個を超える惑星が発見されている。そ

本節では次のような構成で相対的な時間軸を遡る。ま24

3.1.1

の中には、M 型星と呼ばれる、太陽の数分の一という低ず現在の系外惑星系および我々の太陽系、その後に、原質量の恒星のまわりに発見された、地球質量の惑星も含

始惑星系円盤における惑星系形成、そしてより大きなス

まれ、いくつかはハビタブルゾーンと呼ばれる液体の水ケールの星形成について TMT とすばる望遠鏡で解き明かを保持できる領域に存在すると考えられている（例えばすべきサイエンスについて述べる。

Kepler-186f, Quintana et al. 2104; TRAPPIST-1, Gillon
et al. 2016; Proxima Centauri b, Anglada-Escude et al.
2016）。

Subaru / TMT Science Book

TMT第2期観測装置
HROS

NIRES

PSI

MICHI

TMT第1期観測装置
WFOS

IRIS

MODHIS

Neo IRD-SCExAO

IRD

SCExAOCHARIS+
VAMPIRS

図3.1.1：すばる望遠鏡-TMTを用いた系外惑星の生命探査ロードマップ。
それぞれの時代における目標と使用する観測装置を示す。
Courtesy of NASA/JPL-Caltech
データ提供：ISAS/JAXA

図3.1.2：2019年時点で発見されている10地球質量以下の惑星の分布（軌
道長半径 - 恒星質量）。青色の帯が、惑星表面に海洋が存在できる領域
であるハビタブルゾーンを示している。ただし、この中に入っているか
らといって、必ずしも海洋があるとは限らない。
Credit:『系外惑星探査』p. 22、図2 . 4（一部改変）、東京大学出版会

惑星の発見だけでなく、近年は惑星大気を詳しく調べされる最大のマイルストーンは、生命の存在を示す「バイることが可能になってきている。最初に大気を持つことがオマーカー」を系外惑星から検出することであろう。すば確認されたHD209458bは、惑星がトランジットする際に、る望遠鏡及び TMT に搭載される様々な野心的な装置を経惑星大気を透過した光を分光観測することで、ナトリウム

由し、系外惑星での生命探査という究極の目標へと向かなどを含む大気があることが判明している。他にも水蒸うロードマップを図 3.1.2 に示す。すばる望遠鏡では近赤

気、一酸化炭素、メタンといった分子が多くの惑星に見外線ドップラー装置（IRD）と超高コントラスト補償光学

つかっているが、それらの多くはかなり高温（400 K 以上）

システム（SCExAO）や高角分解能コロナグラフ撮像分光の海王星から木星質量の巨大惑星についてである。

装置（CHARIS）がその中心的役割を果たす。これらをさ惑星をその主星から空間的に分離して撮像する「直接撮らに発展させ、TMT 時代の多天体回折限界近赤外高分散像法」は、技術的には最も難しい（トランジット法、視線分光器（MODHIS）や惑星系撮像装置（PSI）、中間赤外速度法は恒星と惑星の光は完全に混ざってしまう）。惑星

線撮像分光装置（MICHI）、またはトランジット分光用にに比べ何桁も明るい恒星からの光は地球大気によって散可視光高分散分光装置（HROS）や近赤外線高分散分光器

乱され、惑星の直接観測を極めて難しくしていたが、補（NIRES）などの 2030 年代の各フラグシップ装置へとつな

償光学と呼ばれる大気による星像の乱れを補正する装置

がっていく。以下、具体的にそれぞれのキーとなるサイエの発展により、2008 年に最初の例と呼ぶべき直接撮像惑

ンス・装置開発について述べる。

星が発見された。これは HR 8799 と呼ばれる太陽より 1.5

直接撮像で検出された惑星は 10 を超えるが、全て同様に

3.1.1.2 地球型惑星の詳細観測に向けた事前探査
2020-2030 年代の系外惑星の研究は TMT がさらに推し進める。しかし、TMT の観測対象の探査を、TMT 自身で行うことは現実的ではなく、TMT の主目的はフォロー
アップになるであろう。そこで、TMT でのフォローアッ

若い巨大木星型惑星である。

プに適したサンプルを事前に選定することが必要になる。

「重力マイクロレンズ法」と呼ばれる、恒星の重力場にすばる望遠鏡は、空間分解能や暗い恒星に対しても十分

より光をレンズのように集光させることで惑星の存在を確な感度が得られるという点で、TMT に向けたサンプル選認する手法での惑星検出もなされ、他の手法では見つけ出のための探査において大きな利点がある。では、どのることが難しい公転周期が長く低温な惑星が存在するこような観測や探査がすばる望遠鏡に求められるだろうか ?

とも確認されている（Bond et al. 2004）。

それに対する答えの一つは「InfraRed Doppler（IRD）」計

倍ほど重い恒星のまわりにある、木星の 7 倍程度の重い惑星であり、生まれてから間もないため約 1000 K と高温である（Marois et al. 2008）。このような惑星は赤外線を多く放出しており、観測が比較的容易である。現在までにこのように、1995 年の最初の発見以来、系外惑星の画である。IRD は、主に 3200 K より低温の晩期 M 型星を研究は目覚ましい発展を遂げた。2010 年代には、地球公転する惑星を赤外線の視線速度法によって探査するものような岩石惑星の存在も疑う余地がなく、豊富に存在のであり、地球のような岩石惑星やハビタブル惑星の検することも知られるようになった。その中には、生命が出を主要な目的としている。M 型星は、太陽系の近傍に存在可能なハビタブル惑星の可能性も示唆されている最も多く存在する天体でありながら、可視光では暗く観測（図 3.1.1）。一方、2020 年代、さらには 2030 年代に期待が難しかったが、近年地球型惑星探査の対象として重要

第3章

すばる望遠鏡と TMT の連携で取り組むサイエンス25

視されてきている。M 型星は太陽型の恒星の数分の一以より、IRD の「探査効率」、「検出可能な惑星質量」、「ター

下の質量しかなく、太陽型星に比べて地球型惑星が存在

ゲットとして可能な主星の特性」に対して劇的な改善があする場合の視線速度信号が大きく出るため、惑星検出がるだろう。また、Neo-IRD への改良は、IRD の現状の探可能である（現在の技術では、太陽型星まわりの地球質量査が終了する 2023 年以降になるが、その時期にはトラン

惑星探査は非常に難しい）。また、液体の水が存在可能なジット惑星サーベイ衛星（TESS）や低温度星ハビタブル

恒星周囲の領域であるハビタブルゾーンは、中心星の温惑星トランジット探査（SPECULOOS）などのトランジッ

度が低くなれば中心星に近くなる。したがって、晩期 Mト法による惑星探査は完了しているだろう。したがって、型星のハビタブルゾーンは他の主系列星に比べて中心星

それらの探査の結果から、すばる望遠鏡と Neo-IRD でに近くなる。視線速度法は「公転周期が短いほど検出が容のみ視線速度法による観測が可能なターゲットを事前に易になる」ため、ハビタブルゾーンが中心星に近いほど視選定するのも容易になる。上記の状況を踏まえて、Neo-

線速度法でのハビタブル惑星の検出に有利になる。IRD

IRD により期待される具体的なサイエンス課題をあげる。

は、M型星の中でもさらに質量の軽い晩期M型星を中心に、（1）ハビタブル惑星の数を大幅に増加

5 年間で最終的に 60 星を視線速度法でモニターする予定
であり、2019 年に観測が開始された。
IRD 計画によって、TMT でのフォローアップに適したサンプルが得られることが期待される一方、現状の IRD
探査ではハビタブル惑星の検出数は数天体以下になるか

探査効率、感度、精度の向上により、ハビタブル惑星の数の増加が期待できる。また、IRD の感度向上から、より暗い恒星の観測も可能になるため、主星のフレアや黒点などの活動性が低いターゲットをより選びやすくなる。
これは、惑星の検出能力と、「ハビタブル」に対する惑星もしれない。その数天体が「本当の意味でハビタブルであ

環境の両面で重要である。

るかどうか」、もしくは「ハビタブル惑星として判断可能（2）暗い晩期M型星のトランジット惑星のフォローアップ

かどうか」は、中心星からの距離以外の惑星の様々な環境

TESS や SPECULOOS 計画などで、晩期 M 型星や褐色に依存する。例えば、フレアなどの中心星の活動の影響

矮星の周囲でトランジット惑星が多く発見されると期待では無視できない。さらに、雲の存在は惑星の表面環境にきる。その際に注意する必要があるのが、「距離が遠い天

影響を及ぼすことに加えて、大気中に存在する分子の吸体ほど数が多いため、暗い天体の方がより多く存在する」

収線の検出可能性にも関係する。したがって、より多くのことである。したがって、検出限界との兼ね合いになる

ハビタブル惑星の検出が望まれる。そのためには、IRD

が、トランジット惑星は暗い恒星の周囲ほど検出される個による惑星探査の第二弾を行うことが有効であろう。しか数が高まる。例えば、TESS 探査における晩期 M 型星にし、IRD の現状の性能で、第二弾の探査を進めるのではおける惑星検出のシミュレーション（Barday et al. 2018）

なく、その性能を大幅に向上させた Neo-IRD を用いた観では、J バンドで 11 等もしくは 12 等よりも暗い恒星に対す測が必須である。

る検出が大半を占める。しかし、現状の IRD の性能ではすばる望遠鏡とその補償光学装置に期待される今後のJ バンドで 12 等を超えると、数 ms-1 という地球型惑星検

改良と、IRD 自体の性能向上によって、IRD の感度を少出に必要な測定精度を得るのが非常に難しい。この状況なくとも現状の 5 倍近く改良できる見込みがある。さらに、も Neo-IRD で克服されると期待できる。すばる望遠鏡と装置の温度環境のさらなる安定化や、ファイバー由来の

Neo-IRD は、TMT では難しい長期間のサーベイ観測や、雑音が存在しないシングルモードファイバーを利用するこ

トランジット・ターゲットのフォローアップで大きな役割とで、視線速度測定の装置安定性も改善される。これにを果たすと期待される。

図 3.1. 3：地球照（すなわち月の暗黒面に反射した地球の反射光）スペクトル。上下に書かれた分子名が対応する分子の吸収線の位置である。青側でフラックスが上がる傾向にあるのは、地球大気によるレイリー散乱を示している。
Credit:『系外惑星探査』p. 45、図2 .19（Enric Palle 氏の提供による）、東京大学出版会

26

Subaru / TMT Science Book

図 3.1. 4：（左）すばる望遠鏡により発見された系外惑星GJ 504b。
（右）SCExAOにより撮像された多重惑星系HR 8799。
左図Credit: Kuzuhara et al. 20131 ; NAOJ、右図Credit: NAOJ 1（3）Exo JASMINE 計画とのシナジー

た地球を生命の星たらしめている主要な分子の吸収線が宇宙科学研究所により 2019 年に公募型小型衛星計画 3含まれている。ハビタブルゾーン内の地球型惑星の分光号機に選定され、2024 年打ち上げを目指す赤外線位置天を行い、生命探査を行うことが直接撮像装置の究極の目

文観測衛星 小型ジャスミン（小型 JASMINE）計画は、バ標であると言える。

ルジの位置天文学衛星である。バルジを観測できない期

直接撮像装置はどのような開発段階を経て、このよう間（3 年のうち 1.5 年）を、TESS などでは発見が難しい、なゴールへと向かうのだろうか ? 現在のところ直接撮像が晩期 M 型星まわりのハビタブルゾーンにある、より低質

可能なのは、自己放射型惑星と呼ばれる若い高温の自ら量なトランジット惑星の探査をおこなう Exo JASMINE が光り輝いている惑星に限られている。すばる望遠鏡では計画されている。Neo-IRD は、この Exo JASMINE 計画のフォローアップによる質量推定や事前のスクリーニング

Kuzuhara et al.（2013）により近赤外線高コントラスト撮
像カメラ（HiCIAO）とAO188でのGJ 504bの発見（図3.1.4

を通じて相補的な役割を果たすことができる。これにより左）がなされている。そして次世代型の直接撮像装置であ

透過光分光で詳細観測可能な近傍のハビタブル惑星を発る SCExAO（Jovanovic et al. 2015）により、世界最高水

見できるかもしれない。

準の直接撮像装置の開発が続いている（図 3.1.4 右）1。

3.1.1.3 惑星大気探査の新たな地平

試されている。直接撮像された惑星光を IRD へとシング（1）直 接撮像装置のロードマップと大気検出：SCExAO

ルモードファイバーを通じて導く高分散コロナグラフ惑星

SCExAO では、いくつかの次世代キーテクノロジーがからPSI及び MICHIへ

大気詳細観測装置（REACH）は、次世代惑星キャラクタ

太陽系の惑星、地球のような環境、地球生命の存在とリゼーション技術の一つである。この手法は、高分散分

いった我々の知る太陽系はどの程度、普遍的なのだろう

光コロナグラフ（HDC）と呼ばれ、波 長 分 解能 100,000

か ? この問いに答えるには、惑星の存在だけではなく、惑

という分子線一本一本を分解できる高波長分解能である星そのものの性質を調べる「キャラクタリゼーション」がことを利用して、分子吸収線のテンプレートとの相互相できることが何よりも重要である。その中でも惑星大気の関を計算し、分子を直接検出するものである（Sparks and

詳細観測は、惑星の環境、生命の存在に関する様々な知見を与えてくれる。惑星大気を検出する手法は、主にトラ

Ford 2002; Kawahara et al. 2014; Snellen et al. 2015;
Mawet et al. 2017）。また惑星と恒星光の常時測光モニ

ンジット惑星を利用する方法と、直接撮像を行う二種類

タリングにより、主要な雑音源である恒星光の漏れ込みがある。前者は惑星がトランジットする幾何学的配置がを大幅に減らすことができる。光子一つ一つを検出可能必要であるが（大雑把に 1% の確率）、後者は近傍の惑星な超高感度検出器である超電導共振器惑星観測カメラ

系ならどれでも調べられる利点があり、将来的には直接（MEC）は、読み出しノイズを極限まで抑えることができ撮像に主眼が置かれるようになることが予想される。

るので、感度リミットで観測が困難であった惑星の検出

特に、ハビタブルゾーンでの地球型惑星の直接撮像・が可能となる。これらは次に述べる TMT における直接分光が一つのゴールである。図 3.1.3 は、地球の反射光

撮像装置のキー技術になるだけでなく、すばる望遠鏡のが月の暗面に反射してくる地球照と呼ばれる光のスペクト

SCExAO を用いた大規模な直接撮像サーベイ観測により、

ルである。これは地球を系外惑星として直接撮像した反新たな直接撮像惑星の検出、そして分子検出が可能にな

射光スペクトルとみなすことができる。この図からわかるるだろう。

ように反射光スペクトルには水や酸素、二酸化炭素といっ

1

TMT においては、Planet System Imager（PSI）計画、

Direct Imaging of a Cold Jovian Exoplanet in Orbit around the Sun-like Star GJ 504 © AAS. Reproduced with permission.

第3章

すばる望遠鏡と TMT の連携で取り組むサイエンス27

図 3.1. 5：地球から宇宙に放たれる電磁波の理論スペクトル。主に主星の反射光（4 μm以下）と地球の熱輻射光（4 μm以上）に分けられる。
Credit:『系外惑星探査』p.100、図 4 . 22、東京大学出版会

および MICHI 計画による直接撮像が検討されている。惑

3 個の太陽型まわりのハビタブルゾーン内地球型惑星の熱星からの電磁波は、波長により主星の反射光と惑星の熱放射をN バンドで狙うことができるかもしれない（図 3.1.8;

輻 射 光 に 分 けられ る（ 図 3.1.5）。PSI は 約 3 μm より長波長側の PSI-red と短波長側の PSI-blue に分けられる。

Brandl et al. 2014; Quantz et al. 2015）。N バンドにおいてはオゾン 9.6 μm が酸素と同様に代謝バイオマーカーとPSI-blue は主に惑星の反射光を狙う野心的な計画である。
PSI-blue で 8 桁のコントラストを 20 ミリ秒角で達成できれる大気でないと持続的に生成しえないからである。熱輻射ば、近傍の低温型星まわりのハビタブルゾーンで地球サの場合、地球と太陽のコントラストは波長 10 μm で 7 桁程なりうる。オゾンはやはり不安定であり、酸素が豊富にあイズの惑星の検出とキャラクタリゼーションが可能になる度であり、eps Eri や tau Ceti のまわりでは恒星から 300 ミ（例：Kasper et al. 2010; Kawahara et al. 2012; Guyon et

リ秒角程度の位置にある。これらのコントラストを達成す

al. 2018）。特にバイオマーカーとしては酸素分子の検出

る補償光学とコロナグラフの開発、ならびに大気や望遠鏡が可能になるという点が重要である。酸素は代謝におい由来の熱輻射光をいかにポストプロセスで除去できるかがて光合成と水を用いる場合に必然的に発生する分子であ重要なポイントとなる。TMT 時代までにすばる望遠鏡やり（代謝バイオマーカー）、なおかつ他の分子と反応し消TAO 望遠鏡（TAO）の中間赤外観測装置（MIMIZUKU）

失しやすいので、多量の酸素が惑星にみつかるということで技術的な問題を解決することが重要である。

は、定常的大規模な光合成活動が行われていることを示（2）H ROS、NIRES、MODHIS、WFOSによる

唆する（図 3.1.6）。吸収線としては酸素 1.27 μm 線が有

トランジット惑星大気検出

望である。

トランジットを起こす惑星では、惑星の大気を透過してPSI では、すばる望遠鏡における REACH のように、くる主星光成分を分光する「透過光分光法」により惑星の高分散分光コロナグラフ観測をおこなう。第一期装置の大気成分を検出可能である。この方法は既に技術的に確MODHIS はファイバー型高分散分光器であり、PSI-blue

立されており、これまでに 8m 級の地上望遠鏡やハッブルの高分散分光コロナグラフ装置のプロトタイプとなる。こ宇宙望遠鏡を用いて海王星サイズ（地球の 4 倍）以上のガれにより、地球と系外惑星のドップラー偏移差を利用しス惑星の大気中に水や一酸化炭素、ヘリウムなどの成分て、水蒸気の検出が可能となるだろう（図 3.1.7）。またが検出されている（e.g., Wakeford et al. 2017; Mansfield

近赤外線撮像分光装置（IRIS）を用いることで、高分散分が可能である（Hoeijmakers et al. 2018）。これも PSI の面

et al. 2018）。一方、観測される大気のシグナルは惑星半
径の 2 乗に比例するため、この手法を地球型惑星に拡張する場合、海王星サイズの惑星に比べて 2 桁以上多くの分光装置のプロトタイプとなる。

光子を集める必要がある。さらに、地球と同じ大気をも光コロナグラフ観測に近い観測を焦点面全体で行うこと

PSI-red や MICHI が狙う 3 μm 付近は、ハビタブルゾー

つ惑星を想定した場合、ガス惑星に比べて大気の広がり

ン内の惑星によって反射された主星の光（反射光）を観測（スケールハイト）が小さいためシグナルがさらに弱まるこすることになる。この場合、主星との距離が近く反射光でとに加え、地上観測では地球自体の大気が系外惑星大気

明るく見える M 型星周りの地球型惑星を狙うこととなるだのシグナルを吸収してしまう。それでも、波長分解能がろう。PSI-blue と同様に高分散分光コロナグラフが有用で一 方、MICHI、PSI-red の 帯 域 で あ る 10 μm 帯 で は、

10 万以上（理想的には 30 万）の高分散分光器（TMT の場
合、可視光領域では HROS、近赤外線領域では NIRES や
MODHIS）を用いれば、対象の惑星系と地球の視線速度

eps Eri や tau Ceti のような極近傍（<3-4 パーセク）の 2、差を利用して惑星大気による吸収と地球大気による吸収ある（Snellen et al. 2015）。

28

図3.1.6：地球生命の代謝の分類（河原2018）。酸素は、光合成において、電子供与体（H）に水を用いた場合に、必然的に発生する（I）分子が酸素である。
Credit:『系外惑星探査』p. 31、図2 . 9、東京大学出版会

Subaru / TMT Science Book

図 3.1. 7：M型星まわりの地球型惑星大気中の水蒸気検出シミュレーシ
ョン結果（Kawahara & Hirano 2017）

図 3.1. 8：MICHIによる波長10 μm帯でのtau Cetiまわりの惑星検出シ
ミュレーション。中心星から0 . 54 天文単位の位置にある1. 3 地球半径の惑星が見える。Courtesy of C. Marois

を分離することが可能になる。さらに、TMT の高い集光候補の発見確認や質量決定においてすばる望遠鏡の活躍

力をもってトランジット観測を 30-50 回繰り返すことで、が期待される。特に、視線速度法を用いた晩期 M 型星ま地球型惑星の大気中に酸素分子（O 2）を検出することが可

わりの惑星の質量決定は IRD 以外の装置では難しく、同能である（Snellen et al. 2013; Rodler and Lopez-Morales

装置が重要な役割を果たすと期待される。TMT でのキャ2014）。また、その成果が人類にもたらすインパクトを考

ラクタリゼーションを始める前のすばる望遠鏡での事前観えると、検出に必要な観測時間（数十〜数百時間）も妥当

測が、必要不可欠である。

と言えよう。
一方、ケプラー宇宙望遠鏡などの観測により、地球よ
りやや大きなサイズの「スーパーアース」が銀河系に豊富に存在することが明らかとなった。スーパーアースは原始3.1.1.4 太 陽系外惑星検出の未開拓領域と惑星形成論
太陽系外惑星の発見は、これまで太陽系に基づいて構

惑星系円盤から 1 次的に獲得した水素やヘリウムの一部を築されていた惑星形成論を土台から揺るがしつづけてい散逸せず保持している可能性があり、そのような水素をる。すばる望遠鏡や TMT の観測により、系外惑星の開拓

主体とする大気下では、（もし存在すれば）生命の代謝機領域を様々なパラメータスペース（周期、サイズ、年齢）

構は地球上のそれと全く異なるはずである。スーパーアー

へ拡大し、普遍的な惑星形成論を再構築するための材料

スはそのような「生命」の多様性を探る上で興味深いだけを提供していくことができる。これにより我々の太陽系がでなく、水素主体の大気は地球の大気に比べてスケール

普遍的な存在なのかという問いに答えることができる。

ハイトが 1 桁大きくなるため、惑星自体が大きいことと併

図 3.1.9 左には、これまで発見された系外惑星の質量とせて、観測が容易になる利点がある（Seager et al. 2013）。

軌道長半径を発見手法ごとにプロットしている。同時に太TMT では可視広視野多天体分光装置（WFOS）を用いて

陽系内惑星（Me、V、E、Ma、J、S、U、N）の位置もプロッ

可視光域における惑星大気のレイリー散乱の効果を観測トしている。これを見ると、系外惑星の開拓領域は太陽系することで大気のスケールハイトを測定でき、さらにハビ

内惑星に到達しつつあると言ってもよい。今後の視線速

タビリティに影響を与えるエアロゾル（ヘイズ）の有無を度サーベイの継続や、後述する 2025 年頃打ち上げ予定の調べることができる。また、MODHIS や NIRES を用い

NASA の広視野赤外線サーベイ望遠鏡（WFIRST）によるた近赤外線高分散分光観測から、一次大気の証拠となる

重力マイクロレンズサーベイにより、系外惑星の検出限界

大気上層のヘリウムや、水素大気下で有望なバイオマーはさらに低質量側へと伸びていくだろう。一方、惑星がどカー（ジメチルスルフィドやアンモニア）の検出が期待さのような惑星であるのか、例えば、惑星の密度や組成なれる（Seager et al. 2013）。

どを知るためには質量だけでは不十分である。図 3.1.9 右透過光分光によるバイオマーカー探索が可能な太陽系

は、惑星半径を知ることのできるトランジット法と直接撮近傍のハビタブルゾーン・トランジットアースやスーパー

像法の惑星を、惑星半径と軌道長半径についてプロット

アースは、現時点でまだ数えるほどしか発見されておらしたものである。直接撮像惑星が、現在のところは非常ず、その発見数の増加が喫緊の課題である。2018 年に打に若い惑星に限られていることを鑑みると、太陽系内惑星

ち上げられた TESS や 2020 年代中盤に打ち上げ予定の惑の領域には、地球型、ガス型、氷型惑星ともに、ほぼ到星トランジット・星震観測衛星（PLATO）によってそのよ

達していないと言っても良い。これは太陽系外惑星の未

うな惑星候補が数多く発見されると見込まれ、それらの開拓領域の一例である。また、惑星の進化方向（= 年齢）

第3章

すばる望遠鏡と TMT の連携で取り組むサイエンス

29

]

10
1

J

0.1

U N

0.01

VE

0.001
0.0001
0.01

S

Me

Ma

RV
transitmicrolensing
imaging

0.1
1
10
semimajor axis [au]100planet radius [planet mass [

]

100
1

J

S
U N

0.1

0.01

VE

0.1

Me

Ma

1
10
semimajor axis [au]transitimaging100

図 3.1. 9：（左）軌道長半径と惑星質量平面における系外惑星の分布。各シンボルの違いは発見方法を示している。アルファベットは太陽系内の惑星。
（右）軌道長半径と惑星半径平面における系外惑星の分布。
Credit:『系外惑星探査』p.11、図1. 7 ; p.12、図1. 8、東京大学出版会

や特定の質量の恒星のまわりの惑星といった領域の多く参照）。これにより、雪線以遠の惑星の網羅的探査に大が未開拓である。普遍的な惑星形成論の構築には、2020

きく近づく。雪線付近の惑星の探査は重力マイクロレン

年代以降、このような未開拓領域をすばる望遠鏡や TMTズ法が得意としているが、Neo-IRD 探査は、現状の重力を用いていかに切り開いていくかが問われている。

マイクロレンズ法では困難な領域も射程に収め、将来の（1）雪線近傍の系外惑星探査と惑星形成論
ホット・ジュピターの発見からはじまった太陽系外惑星の観測的研究は、当初こそ周期 1ヶ月以内の短周期惑星

WFIRST による重力マイクロレンズ探査への重要な比較対象を得る。
直接撮像による雪線付近惑星の詳細観測が主なターゲットであったが、同研究分野の成熟に伴い、先に述べたように SCExAO は世界最高水準の直接撮像より長周期の惑星へと重心が移ってきたといえる。特に、装置であり、現在も国際的な協力の下、活発に開発が行

25 年にわたる視線速度サーベイ、ケプラー宇宙望遠鏡による 4 年間の継続観測、また軌道長半径数天文単位に感われている。SCExAO を用いたすばる望遠鏡での戦略的な直接撮像の長期間惑星探査は、TMT 完成までの間に、度の高いマイクロレンズサーベイにより、周期数年から数さらに太陽系外惑星の未開拓領域を攻めていくことがで十年の領域の惑星探査が始まりつつある。特に、惑星形

きる。しかし、SCExAO を含む最先端の直接撮像装置に成時に水の昇華点に対応する温度の位置である雪線付近、よる観測の内側限界は典型的に約 10 天文単位が妥当であ

すなわち周期数年付近の惑星頻度は、惑星形成論では地る（参考：Nielsen et al. 2019）。恒星の温度にも依存する

球型惑星と巨大ガス惑星の形成境界として極めて重要でが雪線は 10 天文単位よりも内側にあるため、現在の直接ある（図 3.1.10）。ケプラー宇宙望遠鏡の結果からは雪線

撮像観測は雪線付近の惑星に対しては未だ不十分である。

付近に木星サイズの惑星のみならず海王星サイズの惑星

今後の技術的発展により、内側限界を 100 ミリ秒角まで縮が多く存在することがわかる（例：Kawahara and Masuda

めることができれば、地球から 30 パーセク以内の恒星に2019）。これは重力マイクロレンズサーベイにより M、K

対して雪線付近の惑星に迫ることが可能になる。すばる

型のまわりでも海王星質量の惑星が多く存在している結望遠鏡の SCExAO は今後の改良が計画されており、その果とも整合する（Suzuki et al. 2016; Fukui et al. 2019）。
このような雪線領域の惑星がどのような組成でできているか調べることにより惑星形成論にインパクトのある観測結果をもたらすことができるだろう。雪線以遠の惑星の解明のために、すばる望遠鏡と TMT で挑む具体的な方策を以下に示す。
Neo-IRDによる雪線以遠の惑星探査
高温の恒星と比較して雪線が惑星系の内側に存在する晩期 M 型星は、雪線を超えた惑星の探査に適している。

IRD によるすばる望遠鏡大規模サーベイ観測の目的の一つとして、「雪線以遠に存在する惑星の特性を調べる」ことが掲げられている。新たに提案する Neo-IRD による探査では、現在進行中のサーベイ観測ターゲットも含める
ことで、より長周期の惑星の観測も可能になる（図 3.1.10

30Subaru / TMT Science Book

図3.1.10：これまでに発見された系外惑星の質量と軌道（雪線で規格化）の分布。色の違いは発見手法の違いを表す。水色、紫、赤はそれぞれ2020 年代におけるNeo-IRD、SCExAO、WFIRSTの感度領域を示す。緑の破線は雪線の位置。
データ提供：exoplanet. eu

技術的発展に基づいた大規模な直接撮像観測は、雪線付

まらないため、相補的な手法での質量決定が不可欠であ

近の惑星の検出を促進し、惑星形成論にとって極めて重る。すばる望遠鏡は 2025 年以降に 100 夜に渡る WFIRST

要な場所での情報を得ることに大きく貢献する。

とのシナジー観測を実施するという提案があり、その一部

さらに、惑星大気のキャラクタリゼーションは、惑星ので超広視野主焦点カメラ（HSC）もしくは広視野高解像赤形成と進化に対する情報をさらに引き出すことに有用であ

外線観測装置（ULTIMATE）を使って WFIRST との同時る。例えば、惑星大気の炭素（C）と酸素（O）の比は「惑観測を実施する。これにより、地上と衛星との視差効果に星の形成場所と雪線の関係」に大きく関係する。したがっより惑星系の質量を制約できるため、WFIRST の欠点をて、C/O 比の測定は惑星の形成や軌道進化の過程に対す補完できる。また、主星に束縛されていない浮遊惑星のる重要な制限になる（参考：Konopacky et al. 2013）。し発見・質量決定への寄与も期待される。

かし、惑星大気の観測には分光観測が不可欠であるが、TMT では、WFIRST とすばる望遠鏡の重力マイクロレ

すばる望遠鏡により直接撮像された惑星は、同望遠鏡にンズ探索で発見される多様な惑星系の主星の特徴づけ（金よる分光観測には暗すぎる可能性が懸念される。したがっ

属量や年齢の測定）が可能になる。惑星系と光源星の相対て、詳細な分光観測には TMT が適している。このように、固有運動は典型的に年間数ミリ秒角であり、両者を既存のすばる望遠鏡で撮像（測光）し、TMT で分光フォローアッ

望遠鏡で空間分離するためにはイベント発生後十〜数十プするという点でも、両者の連携が不可欠である。

年待つ必要があるが、TMT を使えば数年で分離可能であ

マイクロレンズ探査フォローアップによる雪線付近の惑る。さらに、高い集光力により遠方の惑星系を含めて網羅

星探査

的な分光観測が可能である。これにより、視線速度法やト

重力マイクロレンズ法は、惑星系の重力が及ぼす重力

ランジット法とあわせて軌道長半径が〜10 天文単位以内のレンズ効果により背景の恒星（光源星）の明るさが増光さ領域における惑星の分布を主星の性質ごとに導出可能になれる現象を捉えることで惑星を検出する手法である。このり、惑星形成過程の理解が一気に進むと期待される。

手法は他の手法で発見が難しい数天文単位程度の軌道の惑星に最も感度が高く、ガス惑星の誕生の現場である雪

3.1.1.5 様々な星の周りの惑星と惑星の進化

線以遠の領域において地球質量以下の軽い惑星も発見可（1）褐色矮星や晩期M型星まわりの様々な惑星系

能というユニークな特徴をもつ。そのため、この手法によ

質量が地球よりも軽い惑星（sub-Earth）は惑星形成論

る惑星探索は惑星形成過程を解明する上で重要な鍵にな（例：Raymond et al. 2007; Alibert & Benz 2017）のもとる。一方、現状の地上望遠鏡を使った探索では発見可能

では、低質量星の周囲で普遍的に形成されると期待されな惑星の個数に限界があり（年間 5-10 個）、統計的議論をる。したがって、その探査は惑星形成論の観点からも意行うために必要なサンプルは不十分である。また、多くの義がある。また、コンパクト複数惑星系は惑星系の形成やイベントにおいて惑星系までの距離と質量に縮退が生じる

進化（例えば、共鳴などの力学的進化）を議論するためにため、惑星の質量と軌道分布に大きな不定性が残ってい重要である。実際に、TRAPPIST-1（Gillon et al. 2016,

る。さらに、発見される惑星系の大半は銀河中心方向に

2017）は 7 つの地球型惑星をもつ複数惑星系として発見さ位置し、遠方かつ星が過密であるため主星の分光観測がれたが、非常に多くの論文の出版に繋がり注目されている。

既存の望遠鏡では難しい。視線速度法やトランジット法

最後に、褐色矮星の惑星の存在も無視できない。褐

で発見された短周期惑星では惑星の質量と主星の金属量

色矮星の惑星は「異端」と思われるかもしれない。しかに相関があることが知られており、惑星形成モデルへのし、褐色矮星には小さい円盤が付随することが示唆されて強い制約となっているが、同様の研究が重力マイクロレン

おり（例：理論的には Bate 2018、観測的には Testi et al.

ズ惑星では現状で不可能である。これらの問題を解決し、

2016）、褐色矮星の惑星は「最少の材料物質のもとでどの

雪線周辺およびそれ以遠の惑星の分布や性質をあぶり出ような惑星が形成されるか」という惑星形成論の問題へのすことが 2020 年代以降の系外惑星研究における重要な課

答えの一つになるであろう。以上のようなエキサイティン

題の一つである。

グな惑星を視線速度法で発見するためには、精度の高い

WFIRST は、銀河中心方向を集中的にサーベイすることで月質量の 2 倍の惑星を含む数千個の惑星系を重力マイクロレンズ法で発見し（Spergel et al. 2015）、上述したサンプル数の問題を一気に解決する。また、WFIRST はそ

測定点を得るための高感度の観測が重要になる。また、複よる長期・高感度モニターに他ならない。さらに、これらの高い空間分解能および測光精度により半数以上のイベの惑星系に対しても、すばる望遠鏡で発見し TMT でフォ数惑星系においてはデータ「数」も鍵になる。これらの条件を満たすための最適解は、すばる望遠鏡と Neo-IRD にントにおいて高次の重力マイクロレンズ効果を検出し、単ローアップすることで、さらなる知見が得られるだろう。

独で惑星系の距離と質量を制約できる。しかし、残り半（2）巨星周りの惑星と惑星進化

分のイベントについては惑星系の距離と質量が一意に求

約 50 億年後、太陽は中心で水素の核融合反応が終わる

第3章

すばる望遠鏡と TMT の連携で取り組むサイエンス31

4

精度を達成するためには、8-10 m 級の望遠鏡と高分散分光器（HDS）のような可視光高分散分光器が必要である。

3log 光度（太陽光度）

2

3太陽質量

さらに、より低質量の惑星の検出まで可能な 1ms-1 以下の測定精度を目指すには、30 m 級の望遠鏡が必要となる。

2

1

1

0

3.1.2 

0.75

-1
-2

太陽系で探る惑星系形成とハビタビリティ-3

我々人類が宇宙における生命を考え、生命誕生の場や

-4
4.2

4.1

4

3.9

3.8

3.7

3.6

3.5

3.4

3.3

log 有効温度（K）

図 3.1.11：これまでに見つかった系外惑星の主星の分布。有効温度と半径が分かっているもののみを示している。実線は異なる質量の恒星の進化経路（PARSEC STELLAR EVOLUTION CODE）。
Courtesy of NASA/JPL-Caltechと有機物質の共存が可能な惑星や衛星である。そうした
天体の詳細なデータは、この太陽系でのみ取得可能である。その意味で太陽系の起源と進化は、全宇宙における生命存在可能環境（ハビタビリティ）研究の起点である。

と外層が膨張し巨星へと進化する。このとき、地球は膨

また、太陽系外の原始惑星系円盤内で現在進行中と思張した太陽に飲み込まれるのか、それとも生き残れるのか

われる微惑星形成や原始惑星形成過程や完成した様々なということは、地球の将来という観点から一般的に関心が様相の系外惑星系の形成・進化モデルが構築中であるが、高い。また、太陽系に限らず、惑星系の一生を理解する

そのモデルには一つの詳細な実例である太陽系の形成・ためには、惑星系の形成だけでなく進化も明らかにするこ

進化も説明できなければならない。太陽系の惑星形成過程はまだ研究途上にあるが、系外惑星でよく見られる主とが欠かせない。
中心星の進化に伴う惑星系の進化としては、中心星の星の近傍にある巨大惑星は、太陽系で提案されている巨膨張に伴う潮汐力の増大による惑星軌道の縮小、質量放大惑星移動モデルに合うかもしれない。惑星系の形成を

出による中心星質量の減少による惑星軌道の拡大、中心歴史を追って詳細に検証する場として、太陽系は実に重星光度の増大に伴う惑星大気の損失などが挙げられる。

要な研究対象である（現在の太陽系の惑星と小天体の分

これらは恒星の内部構造や進化理論に基づいてある程度

布を図 3.1.12 に示す）。

予想はされているが、不定性が大きくほとんど研究が進星の周りで約 100 個の惑星が発見されており（図 3.1.11）、

3.1.2.1 生
 命誕生の現場である惑星系の形成と進化〜惑星形成過程を探る〜

巨星の周りでは中心星近傍に惑星がほとんど存在しない

惑星の形成進化はまだ研究の途上にある。最初の系統等の特徴が明らかになっている。しかし、中心星の質量的な説明の一つは「京都モデル」である。そこでは太陽系んでいない。一方、これまで主に視線速度法によって巨や進化段階の正確な推定は一般的に困難で不定性が大きを生むもとになった原始太陽系星雲内のダストから形成さいため、惑星系の進化については定性的な議論に留まっれた微惑星が衝突合体し、水が氷として存在できる領域とているのが現状である。

存在できない領域の境界である雪線より太陽に近い領域でこのような状況を打破するためには、中心星の質量や岩石惑星が、遠い領域で巨大惑星が形成されたとした。し進化段階がよく決まっている巨星の周りで惑星を見つける

かしこのモデルにはいくつかの問題点があった。例えばダことが必要である。そのために最も適しているサンプルはストから微惑星に至る明瞭な説明がないこと、天王星と海ケプラー宇宙望遠鏡によって観測された巨星である（e.g.

王星を現在の軌道で形成するには集積に時間がかかりすぎ

Mosser et al. 2012）。これらの巨星はケプラー宇宙望遠鏡ることなどである。後者に対しては、巨大惑星は現在の軌の長期間に渡る超高精度測光観測に基づいた星震学によっ

道より少し内側により狭い軌道間隔で形成され、巨大惑星て質量と内部構造が分かっており、進化段階も特定されて同士や周辺小天体群との重力相互作用による移動を経て、いるため、ある質量の恒星の進化に伴ってその周りの惑星

現在の位置に到達したという説が提案された（例えばニー系がどのように進化するのかを調べる上では最適である。

スモデル等）。この巨大惑星移動仮説では、巨大惑星周辺

ケプラー宇宙望遠鏡で観測された巨星は典型的には可からその外側領域に存在していた小天体は動径方向に広視光で 12-13 等程度より暗い。この明るさの巨星に対してい範囲でかき混ぜられたと考えられる。この場合、現在の視線速度法で巨大惑星の検出が可能な数 ms 程度の測定

オールト雲 2 由来の長周期彗星、カイパーベルト 3 由来の短-12 太陽系を取り囲む大きさ 1 万から 10 万天文単位の球殻状の微惑星の分布。
3 海王星軌道（30 天文単位）から 55 天文単位までの間に分布する天体

32

複雑な生命圏を構築 / 維持する条件を探る基準となるのは地球である。地球型生命が発生しうる場所は、液体の水

Subaru / TMT Science Book

図3.1.12：太陽系内の小天体の分布。左は木星軌道より内側を、右は木星軌道より外側からカイパーベル
トより内側を詳細に示している。これらの天体の外側にDetachedと呼ばれる海王星軌道のはるか外側に比較的離心率の大きい軌道を持つ天体群がいる。さらに外側にはオールト雲天体が球殻状に約10 万天文単位まで分布すると考えられている。Classicalsの経度分布に偏りが見えるのは集中したサーベイが行われた場
所に優先的に天体が発見されたからである。太陽系外縁部は大望遠鏡によるサーベイ観測が進めば、さらに多くの天体が見つかるはずである。
Credit: Minor Planet Center

周期彗星、巨大惑星の不規則衛星 4、巨大惑星のトロヤ群 5

生維持環境における必須条件としての「水」の地球への供

天体らは全て形成領域を同じくし、形成場所を反映する物

給に関して、氷を多く含んだ太陽系外縁天体の貢献度を質組成に大きな差はない、ということを示唆する。
小天体の動径方向の混合が起こったという観測的証拠はかる上でもこの問題は非常に重要である。
 タノール氷を指標に、太陽系外縁天体領域への（1）メがいくつかある。一つの証拠は小惑星帯には物質組成の惑星移動の影響と現在の外縁天体の軌道進化を探る

違いを反映した異なる分光型をもつ小惑星が入り混じっ

惑星移動によって引き起こされた小天体の大規模力学進ていることである（DeMeo & Carry 2013, 2014）。小天体化を解明する手段の一つとして、太陽系外縁天体の表層の形成場所を探る常套手段は天体のカラー・スペクトルの希少氷分子を指標にする方法が考えられる。太陽系外を調べることである。隕石の反射スペクトルとの比較によ

縁天体には可視光波長で太陽光よりも顕著に赤いカラーをり、小天体のカラー・スペクトルと物質組成の大まかな対示すものがあり（例えば Doressoundiram et al. 2008）、そ

応付けはできている。小惑星はその対応付けに基づいて

れらは軌道長半径約 37-48 天文単位、近日点距離約 37 天S 型、C 型等、いくつもの分光型に分類されているが、現文単位以上、かつ低軌道傾斜角（約 5 度未満）という軌道

在の小惑星帯では動径方向に様々な分光型が入り混じっ特性を持つ「cold classical」と呼ばれる力学分類グループており、上述の巨大惑星移動による小天体のかき混ぜ仮に多く見られる。このグループの天体は海王星（軌道長半説を支持している。もう一つの証拠は各小天体グループ

径 30.1 天文単位）からの摂動をあまり受けず、長期間安定

別のサイズ頻度分布である。サイズ頻度分布は形成場所な軌道であるため、形成当初から太陽系外縁に存在していでの微惑星の衝突合体とその後の衝突進化を反映し、形ると考えられる。太陽系外縁天体表層の赤化は有機物な成場所ごとに固有のサイズ頻度分布が形成される。上述

ど高揮発性の氷分子種が太陽風や宇宙線の被曝で変成すのニースモデルは巨大惑星の移動過程で海王星より外のることが原因だと指摘されており、これまでずっと低温環

氷小天体群が大量に内部の惑星領域に流入したと予想す境にあった cold classical 天体の表層ではそれらの物質がる。現在の太陽系で小惑星帯、ヒルダ群 、木星トロヤ群の昇華することなく保持され、赤化が進行したと説明できる

サイズ頻度分布を調べると、小惑星帯の内側、中央、外（Brown et al. 2011）。一方、より内側で形成され、惑星の側、ヒルダ群、トロヤ群と外側に行くにつれ、サイズ頻摂動によって太陽系外縁に運ばれた天体は表層の高揮発度分布が冥王星のクレーターのサイズ頻度分布から推定性分子を失っており、赤化はしないと推定される。

6

される太陽系外縁天体のサイズ頻度分布に近づく様子が赤化の原因となった分子種はまだ特定されていないが、見られた（Yoshida et al. 2019）。このことから Yoshida et

有力候補はメタノール（CH 3 OH）である。実際、CH 3 OHal.（2019）は惑星移動の際に天王星・海王星に重力散乱さ氷はPholus（Cruikshank et al. 1998）や2002 VE95
（Barucci

れた巨大惑星領域の小天体が内側に散乱され、木星トロ

et al. 2006）などいくつかの赤い天体で検出されている。

ヤ群やヒルダ群を形成し、すでに形成されていた小惑星

さらに、NASA の探査機ニューホライズンズによる cold

帯の中央あたりまで流入したのではないかと推測した。こclassical 天体 2014 MU 69 の分光観測でも CH 3 OH 氷のものと思われる吸収帯が捉えられた（Stern et al. 2019）。また、地上でのイオン照射実験で CH 3 OH 氷の可視光反射
スペクトルが赤化することが確認されている（Brunetto etal. 2006）。

れらの状況証拠から、巨大惑星移動による小天体のかき
混ぜはおそらく起こったに違いない。問題はこのかき混ぜが外縁部のどこまで及んだのか ? どのくらいの量の天体が内部太陽系に流入したのか ? ということである。生命の発

4 軌道長半径や離心率・軌道傾斜角が大きい、または惑星の自転と逆に公転するなど特異な軌道を持つ衛星。
5 木星の軌道上の力学的に安定な平衡点（ラグランジュ点）に集まっている小惑星群。
6 木星軌道の内側で、小惑星帯（メインベルト）の外側部分にあって、木星と 2：3 の軌道共鳴状態にある小惑星。

第3章

すばる望遠鏡と TMT の連携で取り組むサイエンス33

CH 3 OH 氷の存在は 2.27 μm 吸収帯で判別する。すばる望遠鏡の ULTIMATE と TMT の IRIS による近赤外線分
光観測では、K バンドでそれぞれ約 18 等、19 等の太陽系外縁天体を十分な精度で分光できる。低分散分光モード（R<1000）が利用できればさらに暗い天体の分光も可能だ
ろう。Terai et al.（2016）が結晶質 H 2 O 氷検出に用いた狭帯域フィルターによる観測手法を CH 3 OH 氷の 2.27 μm 吸収帯に適用すれば、ULTIMATE での狭帯域測光観測で候
補天体を選別し、IRIS で分光するという効率的な観測戦略を実現できる。これまで 2.27 μm 吸収帯が検出された
小天体は数個のみで、既存の望遠鏡・装置でこれらの数を大きく増やすことは難しいが、既知の太陽系外縁天体迫ることができると期待される。さらに TMT の MODHIS

図 3.1.13：TMTのMODHISで分光した時のスケール感。冥王星がすっ
ぽり視野に収まる。土星の衛星エンセラダス( 3.1. 2 . 5 参照 )も同様の視直径を持つ。青線は太陽系外縁天体のEris（中央青丸）とその衛星
Dysnomia（右の小さい青丸）の見かけの大きさ。大きな太陽系外縁天体とそれらの衛星の分光観測がMODHISで可能になる。木星の衛星エウロパはMODIHISの視野の10 倍。さらにローカルな表面情報が得られると期待できる。
Courtesy of NASA/APL/SwRI

で観測すれば、大きな太陽系外縁天体や衛星に限られる

道分布の内縁が巨大惑星移動による影響の最外縁に相当が表面の組成分布の観測可能であろう（図 3.1.13 参照）。

する。このような観測を行えば、前述した惑星移動の詳では TMT で分光できる明るさの天体は約 60 個あり、これらに対して CH 3 OH 氷量の測定を行い、可視光カラーや軌
道要素などとの関係性を統計的に調査することが初めて可能になる。これにより太陽系外縁天体の形成領域や力学進化に定量的な制限を与え、惑星移動の詳細な描像に

CH 3 OH 氷の表層を持つ天体を探すことにはまた別の意義がある。それは外縁部から最近内側に落ちてきた天体を特定することである。木星軌道より外側でカイパーベ

細解明へとつながり、さらに現在の太陽系における外縁天体の軌道進化の描像も明らかにできる。

赤い天体で CH 3 OH 氷が検出されている（Cruikshank et

3.1.2.2 惑 星材料である微惑星の形成過程を探る〜系外惑星系円盤で起きている事〜

al. 1998）。ケンタウルス族は巨大惑星との近接遭遇等の

微惑星形成過程についての定まったモデルはまだなく、

重力相互作用で軌道が変化するので力学寿命が短い。そ

現在次の 3 つ道筋が主に提案されている：（1）アグリゲイのため表面に CH 3 OH 氷を持つ Pholus は最近になって低トの直接的な付着成長、（2）何らかの不安定性に起因して温の外縁領域から何らかの理由で落ちてきたと考えられ発生したダスト濃集領域の自己重力収縮、（3）微惑星同士る。長周期彗星もまた一時的に内側に落ちてきて、外側の衝突・合体成長に低温域で形成された氷のペブル（小へもどっていく天体である。彗星は太陽に近づいて彗星

石状の塊）の集積が微惑星成長に加わる。ダストが微惑

ルトより内側に分布しているケンタウルス族 7 の Pholus は活動が開始されないと発見されないため太陽系に存在す星へと成長する過程は太陽系ではもはや観測することがる彗星の総量はまだ明らかになっていない。最近の研究できないが、微惑星の生き残りである小天体の内部構造

で、木星や土星の重力散乱（いわゆる木星・土星バリア）

や、小天体から放出されるダストサイズから洞察を得るこにより、外側から木星軌道より内側に入って行く天体はそとができる（脇田 他 2019）。太陽系内で得られるこれらのれほどないことがわかった。これが意味するところは太陽

情報は系外惑星系円盤の観測結果の解釈にも有用な情報から遠い所（木星軌道より外側）に近日点を持つ彗星が相を提供できる。

当量存在する可能性があるということである（Fouchard et

現在ダストを放出している小天体は彗星と活動小惑星 8

al. 2018）。CH 3 OH 氷を使えば、このような隠れ彗星を探（例えば Jewitt 2012; Jewitt et al. 2015）の二種類である。

すことができ、彗星の総質量の見積もりに繋がる情報がこれらの二種類の天体を使って、雪線より外側での微惑得られるはずである。

星形成過程と雪線より内側（すなわち氷がない環境）でのすばる望遠鏡の HSC による多色測光観測で赤い太陽系

微惑星形成過程の情報を得ようとする 2 つの観測提案を以外縁天体の軌道分布を調べ、TMT でそれら赤い天体の表下に示す。

面の CH 3 OH 氷の有無を確認する。CH 3 OH 氷表層を持つ（1）雪線以遠の微惑星集積過程を探る

天体はずっと低温環境にあり、巨大惑星移動によりかき混

彗星核はオールト雲やカイパーベルトといった太陽系外

ぜられていない天体と考えられるので、これらの天体の軌縁部で太陽系形成期以来長い期間に渡って保存され、宇7 木星の軌道の外側にあり、他の巨大惑星である土星、天王星、海王星のどれかと軌道交差する氷天体（小惑星）のグループ。
8 典型的な小惑星の軌道を持つが彗星活動を示す天体

34

Subaru / TMT Science Book

宙線等の被曝や微小天体の衝突によって表層の cm から m
オーダーの厚みに変性を受けたことを除けば、極めて始原物質輸送の指標を取得する（TMT の MICHI）。
また、カイパーベルトに起源を持つ短周期彗星の表面は的な状態を保ってきたと考えられる。また、彗星核の形状

かなり変性を受けてしまっていると予想されるが、突発的や内部構造についても、太陽系外縁部では大規模な形状

なバースト・崩壊現象を捉える事ができれば、十分に始原変化を伴うような天体衝突がほとんど期待できない以上、的な状態が保持されている内部探査の機会になる。カイ

微惑星形成時の衝突合体過程を反映したものとなっている

パーベルト起源彗星とオールト雲起源彗星との物質組成のと期待される。しかし、彗星は供給源から太陽系内部へと比較ができれば、3.1.2.1 で述べた巨大惑星による小天体

至る軌道に進化をした後には、太陽系年齢に比較すればのかき混ぜがどの領域にまで及んだのか、それぞれの彗

極めて短時間で消滅してしまう。現在、我々が観測する彗

星供給源には、原始太陽系星雲のどの領域からどの程度星は、こうした消滅に至る過程のスナップショットである。

の寄与があったのかなどの情報が得られると期待される。

そのため、彗星という天体を手掛かりとして原始太陽系星（2）雪線より内側の微惑星集積過程を探る

雲の物理・化学に迫るためには、始原的な特徴と進化によって生じた特徴との分離が重要である。

彗星や活動的小惑星の材料となる微粒子のサイズ頻度
分布情報を正確に取得するために適切な天文観測手段は

近年、Pan-STARRS のような大規模サーベイの実施に何か ? これは回答の容易ならざる問いであるが、もしもアより、より小型の彗星の発見が増えた。オールト雲から初

グリゲイトが単体粒子群（モノマー）から構成されるなら、めて太陽系内部へと侵入してきたと考えられる、軌道離その空隙率の測定はこうした情報ににじり寄る道の一つで心率が極めて 1 に近い彗星も、より多く発見されるようにあり（Ito et al. 2018）、その有力な手段の一つが近赤外線なってきた。こうした彗星は、表層を最初の太陽への接近

波長領域での偏光観測である。これまで太陽系小天体ので失い、ほぼ始原的な部分が露出する。また、彗星核の偏光観測では近赤外線波長領域での観測例は少なかった

大局的な構造もほとんど変化を受けていない。このようなが（例えば、Kwon et al. 2017, 2018, 2019）、近赤外線波

9

天体は微惑星集積過程そのものを体現していると言って長領域での偏光観測には可視光領域に比べて大きな長所良い。こうした初回帰オールト雲起源彗星は必ずしも地球がある（Warren 2019）。彗星が放出するアグリゲイトは軌道付近まで接近するものばかりではないし、仮に比較

典型的に 0.1 μm サイズのモノマーで構成される（例えば的太陽に近づく軌道となっても彗星核のサイズによってはKolokolova & Kimura 2010）。すると、可視光がこのよ

十分に明るくならず、8 m 級の望遠鏡では各種観測においうなアグリゲイト中を一波長進む際に出会えるモノマーはて十分な S/N 比を達成できておらず、TMT により初めてせいぜい 1、2 個であろう。アグリゲイトの空隙率はそこ達成できる多くのサイエンスがある。具体的には以下等がで散乱される電磁波の偏波状態に影響を与えるが、一波挙げられる。
（1）太陽から十分遠い領域で彗星のような軌長内に出会うモノマーの数が少なければ、観測される偏道（軌道離心率が大きく、高軌道傾斜角 10）の天体を発見

光情報から空隙率を正確に推定することは難しい。近赤し、彗星活動が始まる前に可視光・中間赤外線における外線波長領域では可視光に比べて一波長内にずっと多く

光度曲線から彗星核形状を推定し、原始太陽系星雲内にのモノマーと遭遇できる（Kolokolova & Kimura 2010）。

おける氷微惑星の合体成長過程を明らかにする上で重要

よってモノマーの個数密度が高ければ（即ちアグリゲイト

な微惑星の形状・サイズ分布を推定する（すばる望遠鏡のの空隙率が低ければ）、散乱の頻度は上がり観測される偏HSC と TMT の MICHI）。
（2）各種同位体の存在比や主たる揮発性成分である H 2 O 氷が示す 1.5 μm 付近の吸収バ
ンドのプロファイルと結晶質 H 2 O のみに見られる 1.65 μm
吸収の強度測定し、H 2 O 氷のアモルファス / 結晶質比を

光度は低下し、逆にモノマーの個数密度が小さい、つまりアグリゲイトの空隙率が高ければ散乱の頻度は下がり、観測される偏光度は上昇するはずである。このようにして
アグリゲイトの空隙率情報を取得できたと仮定すると、そ推定する。これから氷微惑星を形成した氷微粒子の形成の情報を元にして微惑星の形成過程に重要な制約を与え環境およびその熱史を明らかにする（TMT の MICHI やられる可能性がある（脇田 他 2019）。これは以下の道筋

IRIS）。
（3）難揮発性固体微粒子のシリケートの 10 μm バンによる。一般に天体の表面を構成するモノマー（粒子）のド輝線に見られる結晶質シリケートに起因する複数のサブサイズ頻度分布が典型的な冪乗則に従う場合、大きな粒ピークを手がかりとして、10 μm バンド輝線プロファイル

子の隙間に小さな粒子が入り込むため空隙率は一般に低をフィッティングすることでアモルファス / 結晶質比を得、くなるだろう。逆にサイズ頻度分布が冪乗則では良く表現

原始太陽系星雲中の太陽近傍から氷微惑星形成領域へのされず、特定サイズの天体が卓越する状況になると、空

9 5 色（g、r、i、z、y）で 1.8m 望遠鏡を 4 台使ってハワイから観測できる領域をサーベイする。第一の目的は、地球に衝突する可能性のある近地球
小惑星を発見することである。

10 カイパーベルト起源と考えられる低軌道傾斜角の彗星も存在するので、軌道だけでは彗星か否かを判断することはできないため、彗星活動のない天体を彗星と同定するには前節のようなメタノール氷の調査も必要である。ただし、オールト雲起源の彗星はあらゆる方向からやってくるため、高軌
道傾斜角のものがほとんどと思って良い。

第3章

すばる望遠鏡と TMT の連携で取り組むサイエンス35

隙率は大きくなりがちであると思われる。微粒子の形状が2005）、それらは微惑星の形成過程の最終段階から生き不規則であれば空隙率はさらに大きくなり得る。ここで、残っている。一方それよりずっと小さい天体は大きな天

最近取りざたされている微惑星の有力な形成モデルとし体の衝突破壊の結果として形成されたと考えられている。

てのストリーミング不安定性の機構を思い出そう。このモ衝突破壊の結果生成された衝突破片がどのくらいの割合

デルは原始惑星系円盤内でのガスとダストの相互作用にで一枚岩の小惑星になるか、または破片が互いの重力で起因する不安定性により、ダストの濃集領域が自己重力再度集積して形状を保つ「破片集積体」になるかはまだよ

収縮を発生することで微惑星を作り上げると主張する。もくわかっていない。破片集積体では YORP 12 効果により自しこのモデルが正しいならば、微惑星の構成粒子はその転速度が上がれば、その後分裂してバイナリー小惑星と形成当初からサイズによる選別が行われていることにな

なったり、小惑星ペア 13 へと発展する場合があり、小天体る。ガスとダストの相互作用は自ずと「濃集しやすい」サ

の衝突進化過程の全容理解には小天体の内部構造（空隙イズの粒子を選別するからである。太陽系の歴史に於い率）の情報は欠かせない。また、惑星形成過程は天体のてこの過程が生じていれば、前述した理由により微惑星も衝突過程抜きには語れないことも鑑みれば、小天体上にしくはそれが現在まで生き残った天体である彗星や小惑て生じる天体衝突過程を理解することが重要である。

星の表面では空隙率が大きくなりがちであろう。その反対（1）バイナリー小惑星から内部構造を探るに微惑星の形成過程がストリーミング不安定を経ない古バイナリー小惑星の光度曲線の周期解析や AO を使っ典的なもの、すなわち固体微粒子の付着成長を繰り返した直接撮像でモニターすると、主星と衛星の大きさの比、た逐次成長といったものである場合、それにより形成され主星と衛星を含んだ系の質量、主星と衛星間の距離が測る微惑星を構成する微粒子に特徴的なサイズというもの定できる。これらから天体のバルク密度が算出できる。小は存在しない。よって天体表面の空隙率は小さくなりがち

天体グループ間でバルク密度の違いが見られれば、それであろう。そして、天体表面の微粒子の観測候補として

は集積過程に関する特徴を反映したものといえよう。すばすぐに挙げられるのが活動的小惑星である。2019 年 7 月

る望遠鏡による広視野サーベイで連星系の特徴を持つ（例現在、活動的小惑星の発見数は 20 数個であるが、この数えばコンタクトバイナリー14 は点像分布関数（PSF）フィッ

はすばる望遠鏡の HSC、大型シノプティック・サーベイ

トした時に周囲の恒星より、小天体の移動方向に直角な望遠鏡（LSST）、Tomo-e Gozen 等のサーベイで将来的に成分が細長いと予想できる）候補天体を発見し、すばる望

急増するであろう。一方で、軌道が既知な天体の偏光観

遠鏡の補償光学観測で確認、TMT で連星系の詳細を調べ測には広い視野は不要で、赤外線波長領域での高精度のる。TMT の IRIS を用いれば、空間分解した連星系各要

偏光観測な観測には高い S/N 比が要求されるから、こうし素に対して分光観測を行ないその表面組成を調べることた研究は TMT による観測と惑星形成過程理論との直接的もでき、連星系の形成過程（表面組成が同じなら分裂、異な結節点になり得る。

なるなら捕獲）の情報も得ることも可能である。これらのまた、オールト雲彗星のダストを調べる機会としてESA

情報は各小天体グループでの衝突進化の理解に重要であの Comet Interceptor 計画（地球の L 2 点 に滞在し、オーる。TMT は毎秒 1.5 秒角の非恒星追尾（恒星の日周運動

ルト彗星を待ち構えて探査する）があるが、オールト雲彗からずれた動きの追尾）が可能であるので、地球接近小惑星と活動的小惑星のアグリゲイトの空隙率を比較すれば、星から太陽系外縁天体まで全ての天体群で連星系の詳細

原始太陽系ダスト円盤内の動径方向にわたって物質や相観測が可能である。

対速度の異なる環境でアグリゲイトの形成過程の情報が（2）衝突実験との連携で小惑星の表面下を探る

11

得られるだろう。

3.1.2.3 小天体の内部構造と天体衝突進化過程

探査機による衝突実験は、次のように既にいくつかの成功例がある。ディープ・インパクト（Deep Impact）による Tempel1 彗星への衝突（A Hearn et al. 2005）、無人

微惑星集積及び惑星形成は幾重もの天体衝突を経た結月探査機エルクロス（LCROSS）による月北極永久影への果である。天体衝突は天体の成長にも崩壊にも向かうい衝突（Schultz et al. 2010）、はやぶさ 2 による C 型小惑星

わば両刃の剣である。小天体の中でも 100 km を超えるよ

Ryugu への衝突（Arakawa et al. 2019）。また NASA のダート探査機と ESA のヘラ探査機が連星地球接近小惑星（65803）Didymos の衛星 Didymoon へ宇宙機を衝突させ、うな大きな天体は衝突破壊の時間スケールが太陽系年齢よりも長く（O Brien & Greenberg 2005; Kobayashi et al.

11 質量を持つ 3 つの点が互いに運動する中で互いの重力で釣り合いが取れている安定な場所をラグランジュ点と言う。L1、L2、L3、L4、L5 の 5 つの点があり、太陽−地球系の L2 は地球を挟んで太陽と反対側にある。
12 不規則な形状の小惑星からの非一様な熱放射がジェットのような役割を果たして、小惑星の角速度を変化させ、小惑星の自転を加速または減速する効果。

13 バイナリー小惑星が崩壊して、軌道がよく似た 2 つの小惑星になったもの。
14 バイナリーの間隔が狭く、ほとんどくっついて互いに公転している小天体。

36

Subaru / TMT Science Book

その軌道変更を試みる実験も計画されている（Cheng et

TMT の高精度・高分解能を駆使して詳細観測する必要が

al. 2018）。衝突探査は今後も頻繁に計画・実行されるだある。そして惑星環境がその大きさ、自転速度、中心星

ろう。

からのフラックス、大気組成などの複数パラメータにどう

すばる望遠鏡の冷却中間赤外線分光撮像装置依存するかを明らかにし、系外惑星の惑星環境を知る手（COMICS）は Deep Impact 計画で Tempel1 彗星へ衝突機がかりを得る（3.1.2.5（1）、（2）も参照）。

をぶつけた直後に彗星を撮像し、彗星核周りに広がっていく噴出流の様子を観測した（Sugita et al. 2005）。このTMT の MODHIS は近赤 外 線 領域で 0.02 秒角（火星で約 10 km、木星で約 60 km に相当）での高空間分解分

観測で約 2 秒角にわたり広がった噴出流中の粒子のサイズ

光観測が実現でき、惑星大気のローカルな温度構造、組分布や、表面粒子の組成、放出された粒子の総質量など

成、同位体比等の測定が可能である。また、大きさ・重が推定された。同様の現象を TMT の IRIS の解像度で多量・冷却などの制約で惑星探査機への搭載が稀な中間赤色撮像すれば、天体表層の地下構造を反映した噴出流の外線領域は、より熱的・物性的情報を豊富に含み、TMT

ローカルなムラも検出可能であり、また WFOS ではクレーの MICHI による惑星探査機に匹敵する高空間分解観測は

ターからの放出物と表層物質の組成の違いも検出可能で国際的期待が高い。すばるの COMICS の運用が停止されあろう。さらに IRIS の解像度ならば、噴出流が収まったた後には、この観点では TAO への期待も国際的に大きい。

後、クレーター周辺を再度多色撮像し、クレーター内と外

鍵を握る観測は時間変動（大規模擾乱、巨大ストーム発の色の違いから表面の物質組成を推定したり、クレーター

生・消失過程）とその温度場・組成・同位体分布への結合からの放出物の到達距離も測定可能かもしれない。こうしである。すばる望遠鏡では既に NASA 赤外線望遠鏡施設

たクレーター形成時の噴出流の観測によって、天体表面（IRTF）等では普通に行われている短期間・多頻度を要と下の地質構造・構成物質を探ることが可能である。同時する長期モニタ・時間軸天文学に対応できる柔軟な運用に、天体衝突の際に生じる現象の観測は、惑星形成論のが望まれる。表面からの噴出物、例えばイオ火山の空間構築にとって重要な素過程である衝突過程そのものの理分解された活動度と噴出ガスの量・組成追跡なども重要解を促進するものである。

である（3.1.2.5（3）も参照）。このような観測のためには

3.1.2.4 地 球は守られているか ?
〜惑星表面環境と宇宙からの天体衝突を探る〜
生命が存続するためには惑星表面が宇宙からの脅威から守られている必要がある。生命体に有害な紫外線や高明るい面光源である惑星近傍で微弱光を検出する低散乱
光学系と惑星ディスク（数秒角〜1 分角）のマスク能力を必要とする。
（2）現在の内惑星領域への物質流入の推定
惑星形成終了後、内惑星領域への物質流入は劇的に減エネルギー粒子、小天体衝突から天体表面を保護するた

少し、現在地球軌道付近にいる天体のほとんどは惑星とめに惑星大気は重要な役割を果たす。太陽系の惑星の多の軌道共鳴を経て、内惑星領域へ散乱されてくる小惑星

くは大気を持つ。準惑星や衛星にも大気を持つものがあ帯小惑星である。小惑星が共鳴帯に入り込む主たる原因る。これらの天体の表層環境と生命環境を結びつけ、系は、ヤルコフスキー効果 15 である。この効果は小さい天体

外生命探査に応用する時代がきた。

ほど有効で、例えば直径 1km の小惑星帯小惑星は 10 億（1）惑星大気から惑星表層環境を探る

年で動径方向に約 0.1 天文単位ドリフトする。軌道共鳴は生命が存在可能な系外惑星の指標として、温度・圧力

小惑星帯の至る所にあるのでドリフト中に共鳴帯に遭遇など物理パラメータ、大気や液体海、気象条件、化学組

し、小惑星帯からの物質の染み出しが起こる。ヤルコフス

成等が挙げられる。大気や液体海は気候を安定させ、宇キー効果の強度は天体サイズだけでなく、天体表面特性

宙線・紫外線・天体衝突から生命体を守る防護服の役割（アルベド、熱慣性、表層ラフネス、レゴリスの粒径等）を果たす。また気象・組成も重要である。激しすぎる物理にも大きく依存することがわかっている。

的擾乱下や、大気・液体水の化学的活性が高すぎて細胞は や ぶ さ 2 に 搭 載 さ れ た 中 間 赤 外カメラ（TIR）は、を破壊するような環境では生命に連なる化学進化は望め（162173）Ryugu 表面の熱放射の分布を測定し（図 3.1.14ない。太陽系で地球以外のまとまった大気を持つ天体群、参照）、この結果、熱慣性と表層ラフネスが推定されたすなわち金星、火星、木星、土星、タイタン、天王星、（Okada et al. 2019; Shimaki et al. 2019）。このような観測海王星でも、生命誕生につながりうる化学反応は生じえ

は小天体を空間分解できないこれまでの地上観測では難し

たか ? この疑問に答えるためにこれらの大気の垂直・水平

かったが、TMT の MICHI では N バンドにおいて、0.07 秒

方向分布やその変動を探査機（火星探査機 MMX、木星

角の空間分解能を持つため、300 km より大きいメインベル

圏探査 JUICE や今後の国際的な探査機群など）と共同し、

ト小惑星を空間分解して撮像することが可能になる。TMT15 小惑星表面の熱放射の非一様性に起因して小惑星の軌道長半径が変化する現象。

第3章

すばる望遠鏡と TMT の連携で取り組むサイエンス37

れる。木星よりさらに遠い海王星あたり（太陽系外縁天体の衝突頻度を直接反映すると思われる）での天体衝突閃光
頻度の直接観測に基づいた見積もりはまだないが、>5 μm
サイズの惑星間塵の木星付近と、海王星付近の空間分布（Poppe 2016）から見積もると、海王星では一晩に約 1 回の天体衝突閃光が検出できそうである。

3.1.2.5 生命存在可能環境を太陽系に探す
太陽系で生命体が存在可能な環境（ハビタビリティ）の候補は生命材料である有機物と液体水が共存する場所である。そのような場所で酸素やメタンが発見できれば過図 3.1.14：TIR で高度約 5㎞から撮像したRyuguの熱画像。図の下方が南。南半球が夏季のためより高温である。
Credit: JAXA/ 立教大学 ほか

ロパ（木星の衛星）、エンセラダス（土星の衛星）などの氷では大きな小惑星の表層を、探査機では小さな小惑星の表

衛星の地下である。こうした衛星や海王星などの氷型惑

層の観測を行い、数百 km と数 km 以下の小惑星の表層特星はもとより、近傍の金星や火星でさえも最遠時の視半径性の違いが統計的に調査可能になれば、小惑星の表層進はそれぞれ 5 秒角、2 秒角を切る。これらの大気の詳細か

去・現在の生命の存在を示唆しうる。太陽系でまとまった液体水が存在する場所は、地球を除くと火星およびエウ化や熱慣性のサイズ依存性が明らかになると期待される。

つ安定したモニタ観測には、天体を空間分解し、かつ高これらはヤルコフスキー効果を正確に見積もる際の非常に分散分光を行うことが重要で、それには TMT やすばる望

重要なパラメータであり、最終的に内部太陽系への天体流

遠鏡が絶大な威力を発揮する。また、探査機との連携観入量を正確に推定するための重要な基礎情報となる。

測システムの構築も鍵を握る。例えば、3.1.2.3（2）で示（3）現在の惑星表面への天体衝突頻度の推定

した Deep Impact 計画での連携のように、探査機に搭載

1994 年の木星へのシューメーカー・レヴィ第 9 彗星のできない観測装置で探査機計画を地上支援するアプロー

衝突や流星群の塵による月面衝突閃光など惑星表面へのチも必要である。以下に示す火星やエンセラダスの例の天体の衝突は現在でも起こっている。小天体は小さいもように惑星や衛星は決して静的な世界ではない。突発的のほど数が多いので一般に小さい天体の衝突は大きい天

な現象は度々起こるため、一回きりの観測では動的側面を

体よりずっと頻繁に起こっているはずである。しかしなが見逃してしまう。突発的なイベントや大気環境の変動のメ

ら、すばる望遠鏡で検出できる天体は木星あたりでせい

カニズムの詳細解明（発生頻度や物理的 / 化学的反応など）

ぜい直径 1km サイズである。それより小さい天体の衝突には地上からの継続的な観測が必須である。

頻度は天体衝突閃光から推定するしかない。TMT の IRIS（1）惑星・衛星大気の物質循環と突発事象の掌握の解像度で惑星や衛星表面のモニタリングができれば、相当量の大気を有する太陽系の惑星・衛星の組成とそ

その天体領域の現在の天体衝突レートを直接観測で求めの進化は、系外惑星大気研究の基準点を提供する。火ることができる。メートルサイズの天体の木星衝突閃光

星・金星の酸化型大気 16 では、CO 2 が安定なため CO への（継続時間 1- 2 秒で見かけの明るさおよそ 3-6 等）は観測

紫外線解離を相殺するために H 2 O が不可欠である。また例があり、年間 10-65 回の頻度で発生していると推定され

メタン・酸素・オゾンなど「バイオマーカー」の生成とそている（Hueso et al. 2018）。小天体の累積個数密度が r-3のパスの掌握には、探査機と共同し、惑星の全球にわたに比例すると仮定すると（r は天体の半径）、10cm 以上のる高分解能かつ長期にわたる地上観測が求められる。金物体の木星への衝突頻度は年間 10000 例以上になる。地星では、大気ダイナミクスと化学反応ネットワークが織り

球からは木星の半球が観測でき、一晩に 8 時間ほどの観測なす物質循環や微量分子の時空間変動のメカニズムの解時考えられるとすれば、一晩に約 4 回の天体衝突閃光が検明が期待されている。これには 1.7- 2.5 μm の近赤外線領

出できる見積もりになる。木星に衝突する小天体の運動

域 の H 2 O、CO、HF、OCS、SO 2、HCl や、7.35 μ m 帯

エネルギーと閃光のフラックスが比例すると仮定すれば、の中間赤外線領域の SO 2、HDO、CO 2、5.3 μm の NO な木星に衝突する 10cm 程度の物体の閃光は 15-17 等くらい

どの吸収線、557 nm や 1.27 μm の可視光・近赤外線域のになると見積れるのですばる望遠鏡で観測可能、TMT でO 2 の大気光など、酸化プロセスに関わる重要な分子の高はもっと小さい天体の衝突による閃光も検出可能と見込ま

空間分解能・高分散分光のモニタ観測が鍵を握る。また

16 原始惑星系円盤からの水素分子などを多く含み、炭素はメタンなどの炭化水素、窒素はアンモニアなどを主形態とする大気を還元型大気という。一方、水蒸気や二酸化炭素など、惑星の形成過程で脱ガス等により酸素を多く含む分子を主成分とした大気は酸化型大気という。土星の衛星のタイタンは炭化水素が豊富な還元型大気を纏うが、窒素は二酸化窒素が主形態となっている。

38

Subaru / TMT Science Book

近赤外線から中間赤外線にかけての撮像では、雲の構造の微細なパターンの変化から大気ダイナミクスに迫ることが可能となる。火星では、生命起源の可能性も議論されている CH 4 の 3.3 μm 吸収線や、3.3-3.7 μm 帯の H 2 O やHDO、8 μm 帯の H 2 O 2 の吸収線なども重要なターゲットである。巨大惑星やタイタンの還元型大気 16 では CH 系の
複雑な化学反応がみられ、それらは生命起源物質の生成に直結する。タイタンの大気の CH 系分子の存在量には大きな季節変動と空間非一様性が存在する。これは大気循環と光化学反応のカップリングによるものと考えられるが、そのメカニズムは未解明であり、すばる望遠鏡の赤環による物質輸送を制約することが期待される。さらにア

図 3.1.15：エンセラダスのプルーム。TMT でプルームの分子種の分光を行う。
Courtesy of NASA/JPL/Space Science Instituteルマ望遠鏡（ALMA）を用いることで、赤外線では観測し2014）は、そのプローブとなりうる。探査機によってプにくい分子種（HCN など）が観測可能となり、総合的・系

ルームの質量分析は行われたが、化学組成や有機分子を統的なアプローチが期待される。

含む微量成分はいまだ不明である。エウロパ・ガニメデ・（2）火星の水 /メタン：地下からの放出とその循環

カリスト（いずれも木星の衛星）に対しては、2020-30 年

外線観測で C 2 H 2 や C 2 H 6 などの主要な CH 系分子の季節変動をモニタし、TMT の高空間分解観測を用いて大気循

現在の火星表面は低温低圧で、液体水は安定に存在

代に米 Clipper と欧 JUICE の大型探査が実施される。探できない。しかし地下では液体水が現存しうる。例えば、査機による分光観測にヒントを得て、すばる望遠鏡（可視大気中水蒸気の水素同位体（D/H 比）の空間的不均一が

光 - 近赤外線線域、例えば Na などのプルーム由来物質をすばる望遠鏡で観測されている（Villanueva et al. 2015;

トーラス中に調査）
・TMT（中間赤外線域、特に高分散分

Aoki et al. 2015）。この異常は、地下水が表層（極冠等）と異なる D/H 比を持ち、その揮発で生じた可能性がある。また、2003 年の発見以降続くメタンの追跡調査では、NASA の火星着陸機キュリオシティが一時的な数 ppm 〜
10 ppm レベルへの上昇イベントを観測した（Webster et al.
2015）。地下凍土層の融解などメタン放出活動があった可能性がある。さらに一部の急斜面でみられる Recurring
Slope Lineae と呼ばれる夏季に現れ冬季に消失する筋模様（McEwen et al. 2011）は地下水の噴出と考えうる。

光装置を用いて H 2 O の検出を試みる）
・ALMA（ミリ波・サブミリ波、HCN などの分子が観測可能）でより広い範囲の多波長分子種探査を行えば、氷衛星の内部組成に関する多彩なデータが取得できる。

3.1.3
惑星誕生現場で探る惑星系・太陽系の起源

突発的事象を捉えるには微量成分を高精度・高空間分

多くの系外惑星系の発見は、宇宙における惑星系の普解能で全球継続観測する必要がある。すばる望遠鏡で火遍性を明らかにしつつあり、それに伴って地球外生命の星大気の近赤外線分光観測を定期的に実施し、全球的な普遍性への期待も高まりつつある。そして、系外惑星系

気温場や HDO 分布の長期の季節変動を押さえつつ、いくの多様性が明らかになるにつれて、太陽系はありふれた

つかの特定の地域周辺を TMT でスポット的に観測する。

存在なのか ? それとも特殊な存在なのか ? という問いが生

このような観測が探査機・着陸機の観測を支え、地下水・まれ、次世代の系外惑星系や太陽系研究により、その問

メタンの供給・消失とその起源（生命か非生命かを含む）

いへの答えが得られる日もそう遠くないだろう。

を制限する。地域や時期の特定は、将来探査・テラフォー
ミング検討にも有用である。

一方で、現在も宇宙においては星が生まれ、惑星系も誕生しつつある。そのような形成現場を観測すること
は、系外惑星系や太陽系の様々な特徴を、形成から現在（3）氷衛星の水と化学の姿まで統一的に理解する上で重要であることは論を待

エウロパやエンセラダス等の氷衛星の地殻下には、液たない。特に、若い星の周りに付随する原始惑星系円盤

体の地下海が存在し、これら地下海は現存する生命を発は、その名称から惑星形成現場であると目されてきたが、見する可能性が最も高い場所だと考えられている。とは実際にその中に形成中の惑星候補天体が検出され始めた

いえその化学状態（溶存種、酸化還元、pH）の制約は困のは比較的最近のことであり、現在も観測例は少なく、難である。図 3.1.15 に示すようなプルームと呼ばれる地

TMT がその状況を打ち破り新たなステージをもたらすと下海の宇宙空間への噴出（Porco et al. 2006; Roth et al.

期待される。

第3章

すばる望遠鏡と TMT の連携で取り組むサイエンス39

図 3.1.16：円盤・惑星相互作用によるギャップ構造・スパイラル構造の1.6 μm近赤外線観測シミュレーション。距離は140pcを仮定。左はモデル画像であり、左側の点状に青くなっている場所に惑星がある。真ん中はそれを8mクラスの望遠鏡で観測した場合、右はそれをTMT で観測した場合を示す。全て、回折限界の空間解像度が達成されたことを仮定している。また、構造を見やすくするため、面輝度分布に半径の二乗を掛け算したものをカラーで示している。
Courtesy of T. Muto

図 3.1.17：T Tauri 型星PDS 70 周囲の原始惑星系円盤の2 . 2 μm 観測画
像。リング状の円盤構造の内側の中心星から22 天文単位に惑星候補点
源が見える。
Credit: Müller et al. A&A, 617 , 11 , 2018 , reproduced with permission ©
ESO.

図3.1.18：アルマ望遠鏡による、うみへび座 TW 星周囲の原始惑星系円盤の観測画像。円盤の右下部分に、弱い放射の超過があり、ダストが何らかの原因で集まっているか、温度が局所的に高くなっていることを示している。
Credit: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO); Tsukagoshi et al. 201917

3.1.3.1 円盤に埋もれた形成中の惑星のその場観測がおよそ 0.05 秒角（およそ 5 天文単位程度）であり、30 m

形成中の惑星を見つけることは、惑星形成の環境や時クラスの望遠鏡であれば 0.01 秒角程度（およそ 1 天文単位

間スケールを明らかにしていくうえで重要なマイルストー

程度）となり、地球型惑星形成領域に迫ることができる。

ンとなる。形成中の惑星は、円盤の中に様々な構造を作

これまでもすばる望遠鏡による高解像度観測により、る。また、ある程度質量の大きな惑星は周囲のガスを重ギャップ構造や渦巻き構造など、形成中の惑星が作った力によって引きつけ、ガス惑星へと進化する。こういっと思われる円盤全体に拡がる構造が検出されてきた。今た、惑星形成の現場を直接観測するための一つの手段と後もすばる望遠鏡の極限補償光学である SCExAO を用いして、原始惑星系円盤の構造を空間的に分解して直接調たサーベイ観測により、このようなターゲットを多数検出べることが有効である。

できるはずである。そして、TMT の PSI や MICHI が実現

多くの原始惑星系円盤は、星形成領域の中にある。その距離は、近傍にあるおうし座分子雲でもおよそ 140 パーした暁にはそれらの超高解像度観測を行い、形成中の惑星そのものを検出できるはずである。17セクある。そこで、例えば、100 天文単位程度の大きさの

図 3.1.16 に原始惑星系円盤の中心星から 10 天文単位

原始惑星系円盤を空間分解しようとすれば、0.1 秒角オーの距離に 0.1 木星質量の惑星がある状態を近赤外線で観ダーの空間分解能が必要である。さらに、中心星から数測するとどのように見えるかをシミュレートした図を載せ天文単位程度の、地球型惑星が形成されるような領域にる。惑星が作るギャップ構造が、8m クラスの望遠鏡では、迫ろうとすると、さらにその 1/10 程度の空間分解能（0.01

ぼんやりとリング状に見えているのに対して、TMT では、秒角）が要求される。例えば、波長 1.6 μm の近赤外線で惑星のある場所がはっきりと見えることが分かる。

の観測を考えると、8 m 望遠鏡の回折限界での空間分解能

原始惑星系円盤内に形成された質量の大きな惑星には、

17 Discovery of An au-scale Excess in Millimeter Emission from the Protoplanetary Disk around TW Hya © AAS. Reproduced with permission.

40

Subaru / TMT Science Book

図 3.1.19：すばる望遠鏡を用いて近赤外線（波長1.6 μm）で距離140pcにある原始惑星系円盤散乱光を模擬観測したモデル画像。偏光強度（上段）、
散乱光強度（中段）、偏光度（下段）の輻射輸送計算結果。左列は 0 .1 μmサイズの球形ダスト。右側 3 列は左から、半径 1 μmの一様球と同じ質量を持つ低密度（空隙率 99 %）、中密度（空隙率 85 %）、高密度（空隙率 25 % 以下）アグリゲイトによる散乱光。偏光度が空隙率に大きく依存しており、高解像度赤外線多波長偏光観測から空隙率を求める事が可能。
Credit: Tazaki et al. 201918

重力によって周囲のガスを引き寄せ、惑星の周囲には周手段として、すばる望遠鏡と TMT による高空間分解能直惑星系円盤も形成される。その結果、惑星近傍のガスや接撮像観測が重要となる理由である。

ダストは重力エネルギーの解放によって暖められ、温度が高くなる（ただし、図 3.1.16 のシミュレーションにこの効

3.1.3.2 ダストから微惑星へ

果は取り入れられていない）。その温度は、惑星の近傍の原始惑星系円盤での惑星形成の第一歩目は、ミクロン

領域ではおよそ 1000 度にも達する可能性があると見積もサイズのダストからキロメートルサイズの天体である微惑られ（Zhu 2014）、近赤外線から中間赤外線の波長域で、星を作ることである。しかし、ダストの成長過程には様々

明るくなる可能性がある。もし、このような点源を見つけな問題点が指摘されており、微惑星形成過程は未だ謎にることができ、かつ、周囲にギャップ構造や渦巻構造も発包まれている（3.1.2.2 も参照）。近年、ダストの成長過見されれば、形成中の系外惑星の動かぬ証拠として、惑

程において、アグリゲイト（ダストの凝集体）の内部密度

星形成の理解を大きく前進させることになるだろう。現が微惑星形成過程を左右する鍵であることがわかってき状、原始惑星系円盤と点源が共存している系としては、た（Blum 2018）。アグリゲイトが持つ内部密度の理論的

PDS 70 の系（Keppler et al. 2018）などがあり（図 3.1.17）、推定は不定性が大きいため、その観測的推定が微惑星形

中心近傍に空いた大きなギャップ中に点源が見つかって成過程の理解の鍵を握っている。18

いるが、「普通の」原始惑星系円盤に埋もれた点源の検出

可視光や近赤外線といった波長で原始惑星系円盤を観例はない。最近、最も近傍にある原始惑星系円盤である

測すると、円盤表層のアグリゲイトによって散乱された中

うみへび座 TW 星の周囲に、アルマ望遠鏡で小さな点源

心星光が観測できる。光散乱過程はアグリゲイトのサイが発見（図 3.1.18）された（Tsukagoshi et al. 2019）が、ズや内部密度に強く依存し（Tazaki et al. 2016）、散乱光

電波は比較的低温のダストからの放射を捉えるため、周の観測はアグリゲイト特性を調べる有力な手段である。そ惑星系円盤の構造なのか、ダストの集まりであるのかの見こで重要なのが、すばる望遠鏡や TMT を用いた高解像分けがつきにくい。そこで、高温のダストや、惑星からの度観測（< 〜0.1 秒角）である。図 3.1.19 に様々なサイズ

光球放射を検出するには、光赤外線波長での観測が必須

や内部密度を持つアグリゲイトに対する原始惑星系円盤である。形成中の惑星の証拠を決定づけるための最適なの近赤外線散乱光の輻射輸送計算結果を示した。アグリ

18 Figure 3, Eﬀect of dust size and structure on scattered-light images of protoplanetary discs

第3章

すばる望遠鏡と TMT の連携で取り組むサイエンス

41

図 3.1. 20：HD142527円盤の近赤外散乱光スペクトルに刻まれたH 2 O
氷の3.1 μm吸収。円盤外縁の低温領域表層に水の氷の存在を示した。
TMTを用いれば、円盤表層の雪線に迫ることが可能である。
Credit: Honda et al. 200919

図 3.1. 21：原始惑星系円盤におけるC/O 比の予想分布
Credit: Öberg et al. 201120

ゲイトのサイズや内部密度の情報は、偏光度や散乱光強れる。すばる望遠鏡などを用いて同様の手法で円盤外縁度の散乱角依存性・波長依存性に顕著に現れる。つまり、部の氷の観測に成功したが（例えば、Honda et al. 2009;

円盤散乱光の偏光強度を多色かつ高空間分解能で観測す

図 3.1.20）、TMT の高い空間分解能を活かせば、H 2 Oることで、アグリゲイト半径やアグリゲイトの内部密度推雪線に迫ることができると考えられる。波長 3.1 μm での定が観測的に可能となる（Tazaki et al. 2019）。アグリゲ
らかとなれば、微惑星形成領域の直接的な制限に繋がる

TMT の空間分解能は 0.03 秒角程度であり、これは 100
パーセク先では 3 天文単位に相当する。この空間分解能
は、特に数太陽質量以上の原始惑星系円盤の H 2 O 雪線

ことが期待できる。

を検出するのに充分である。さらに、アルマ望遠鏡やイト特性の円盤内での天文単位スケールの空間構造が明3.1.3.3 雪線と惑星物質の進化
原始惑星系円盤には、H 2 O 雪線（スノーライン）と呼ばれる水（H 2 O）の気相・固相の境界領域があると考えられている。現在の太陽系では 3 天文単位近辺の小惑星帯のSPICA などによる水分子輝線の高空間分解能、高波長分
解能、高感度観測を組み合わせる事で、ガスおよび氷の両面から、H 2 O 雪線の観測的理解が初めて進むと考えられる（Notsu et al. 2017）。19
また、近年の太陽系外惑星大気の観測により、木星型

位置に対応しており、太陽系形成の標準モデル（コア集積の巨大ガス惑星大気中の CO や H 2 O、CH 4 などの比較的モデル）によると、木星型の巨大ガス惑星は H 2 O 雪線以

単純な分子が検出され始めた。最近ではそれらの分子輝遠で形成される（Hayashi et al. 1981）。水氷により固体物

線・吸収線の観測を元に、まだ不定性はあるものの、元質の面密度が上昇し、ガスを集積可能な固体コア形成が素組成比なども見積もられ始めている（例えば Konopacky

可能と期待されるからである。一方で、地球型の岩石惑
星は H 2 O 雪線の内側で形成される。このように、H 2 O 雪

et al. 2013）。これらの系外惑星大気の元素組成決定については、TMT の近・中間赤外線分光観測の貢献も含め、線を境に惑星形成過程が大きく異なるため、その位置を今後より多くの天体に対して高い精度で実行されると期多数の円盤で正確に調べることは重要である。

待される。20

それに加え、水氷は地球型惑星の水の起源を考える上

惑星大気の元素組成は、大気形成時の原始惑星系円盤でも重要である。H 2 O 雪線の位置は円盤の質量や年齢にガスの元素組成を反映していると考えられる。円盤内でより変化すると考えられており、理論的には円盤進化と共炭素や酸素を多く含む分子としては、H 2 O、CO、CO 2、に H 2 O 雪線が 1 天文単位よりも内側まで到達する可能性
は地球型惑星形成領域に大量の水が供給された可能性が

HCN などがある。また CH 4 も、炭素のみを含む分子の中で最も存在量の多い分子の 1 つである。これらの分子は、各々の雪線（内側から H 2 O、HCN、CO 2、CH 4、COある。H 2 O 雪線や水氷の分布については様々な理論的研の順に雪線が存在すると考えられる）の外縁ではダストに究がなされているが、観測的には H 2 O 雪線の進化はまだ凍結する。そのため、円盤ガス・ダストにおいて、半径よく分かっていない。

方向に炭素 - 酸素元素組成比（以下、C/O 比）の勾配が生も指摘されている（例えば、Oka et al. 2011）。その場合

TMT では、水氷の直接空間撮像観測から H 2 O 雪線のじる。その中でも水は酸素を含む主要な分子なので、円検出が可能と考えている。TMT を用いた円盤散乱光の

盤ガス中の C/O 比は H 2 O 雪線前後で値が大きく変化する

近赤外線多波長観測により、3.1 μm 水氷吸収の空間分（図 3.1.21; Öberg et al. 2011）。従って、系外惑星大気の布を探ることで、氷の分布を探ることができると考えら

C/O 比と円盤内の C/O 比の分布を調べることにより、惑星

19 Detection of Water Ice Grains on the Surface of the Circumstellar Disk Around HD 142527 © AAS. Reproduced with permission.
20 The Eﬀects of Snowlines on C/O in Planetary Atmospheres © AAS. Reproduced with permission.

42

Subaru / TMT Science Book

3.1.3.4 円
 盤ガス散逸〜氷・ガス惑星大気の主成分の進化〜
惑星形成の母胎である原始惑星系円盤中のガスは氷・
ガス惑星大気の源であり、また一方で惑星の軌道進化に大きな影響を及ぼす。従って円盤ガスは惑星系形成を制御する重要な要素であり、その空間分布の進化および散逸機構の理解は惑星系の形成・進化過程の解明に必要不可欠である。
ここで円盤ガスの大部分は水素分子（H 2）であり、その純回転遷移線は中間赤外線領域に現れる。しかし、H 2 は等核分子であり双極子遷移が禁じられているため、スペ
クトル線強度は弱い。よって円盤の散逸時間の観測は、これまで、主に放射強度の強いダスト放射の統計的観測にもとづいてきた（例えば、Hernandez et al. 2007）。また最
近では、アルマ望遠鏡を用いた一酸化炭素分子（CO）輝線の統計的観測も行われ始めている（例えば、Ansdell et

al. 2017）。一般に星間物質や分子雲内では、水素分子に

図3.1.22：T Tauri型星原始惑星円盤赤外スペクトル中の豊富な分子輝線
Credit: Carr & Najita 201121とが知られており、これらの放射はガス質量のトレーサー

が円盤内のどの領域で形成されたかに制限が与えられるとしてよく用いられている。しかし、星間物質や分子雲に対するダストや一酸化炭素分子の比がほぼ一定であるこ可能性がある。例えば、系外惑星大気の C/O 比が 1 を超比べて非常に高密度な円盤内では、ダストは合体成長しえる場合については、H 2 O 雪線のすぐ外側で大気ガスをて円盤内を移動し、最終的には微惑星や惑星を形成する。

獲得した事が期待される。

従って、円盤内では水素分子に対するダストの比は一定

これまでにスピッツァー宇宙望遠鏡や地上赤外線高分ではなく、ダスト放射はガス質量のトレーサーにはならな

散分光観測により H 2 O、CO 2、C 2 H 2、HCN、CH 4 の輝い。また CO に関しても、中心星からの強い紫外線の影響

線・吸収線が多数の原始惑星系円盤から検出されているで円盤内の CO は光解離する。さらに、円盤外縁赤道面付（図 3.1.22; Carr & Najita 2011; Pontoppidan et al. 2010）。

近の低温高密度領域においては、CO はダストに凍結する。

双極子放射が禁止されている CH 4 や CO 2、C 2 H 2 などはア

従って、水素分子に対する一酸化炭素分子もまた一定でルマ望遠鏡などのサブミリ波での観測ができず、赤外線はなく、CO によるガス質量測定は大きな不定性を伴う。

でのみ観測が可能である。低励起の CO の観測はアルマ望

したがって、円盤ガス質量の精確な測定には水素分子輝遠鏡などでも可能であるが、高温の惑星形成領域からの線の観測を行う必要がある。21放射をトレースするには高励起の 4.7 μm の CO 遷移線が近 年の地 上 望 遠 鏡による高 分 散 分 光 観 測やスピッ

適しており、既に多数の円盤から検出されている。TMT

ツァー宇宙望遠鏡による高感度観測により、中間赤外線により、多数の原始惑星系円盤について、上記分子からにあらわれる水素分子の純回転励起線の観測も明るい天の近・中間赤外線輝線プロファイルの観測を進めることが体では可能になってきている（例えば、Bitner et al. 2008;

可能になる。輝線プロファイルは、主に円盤のケプラー回

Najita et al. 2010）。水素分子輝線は、円盤質量が大き

転速度によるドップラーシフトをトレースする。従って、い場合には光学的に厚くなってしまい、ガス質量の測定

円盤からの輝線プロファイルを高感度・高分散分光観測に適さないが、ガス散逸期の光学的に薄くなった円盤でして解析することにより、その速度構造から円盤内での放は、ガス質量のよいトレーサーになる。TMT による水素

射領域を特定できる。多数の輝線について円盤の各半径

分子輝線の高感度・高分散観測は、散逸期の円盤ガスのフラックスを測定することにより、分子組成や C/O 比の質量の統計的精密測定を可能にする。一方で、遠赤外線分布が求められる。このような研究は CO については進め

領域では水素分子が重水素化した HD 分子輝線の観測がられているが（例えば Goto et al. 2006）、感度不足からそ可能であり、円盤質量がやや大きい場合のガス質量の測れ以外の分子はまだ進展しておらず、TMT の MODHIS、定に適している（例えば、Bergin et al. 2013）。TMT のMICHI など高感度の高分散分光観測や面分光観測によりMODHIS や MICHI による水素分子輝線と SPICA による
HD 分子輝線の相補的観測により、円盤ガス散逸の時間進

大きく進展すると期待される。

21 Organic Molecules and Water in the Inner Disks of T Tauri Stars © AAS. Reproduced with permission.

第3章

すばる望遠鏡と TMT の連携で取り組むサイエンス

43

化およびガス惑星形成と惑星軌道進化に関する議論が可らの類推より、円盤外縁の低温領域においては、質量の能になると期待される。

小さい水素のみが塵表面で移動可能であり、水素付加反円盤ガスの散逸機構については、これまで観測的制限

応が進むと考えられる。一方で、円盤内縁の暖かい領域

が乏しく、まだよくわかっていない。一方で理論的には、においては重たい分子も塵表面を移動でき、光解離によ円盤ガスが中心星からの強い紫外線や X 線に照射されてり生じたラジカル同士の反応で複雑な有機分子が生成さ加熱され、中心星の重力を振り切って系外に逃れる、光れると考えられており、塵表面におけるアミノ酸の生成も蒸発と呼ばれる過程や、円盤を貫く磁場に沿って円盤ガ示唆されている（例えば、Garrod et al. 2013）。しかし、

スが放出される磁気円盤風などが考えられており、流体

その観測的検証には至っていない。

シミュレーションを用いた研究が盛んに行われている。観
測 的 に も、CO 4.7 μ m や［Ne II］12.8 μ m、
［O I］6300

いった、小さな有機分子が円盤内縁で検出されてきたÅなどのガス輝線を用いた速度場の観測が行われつつ（図 3.1.22; Carr & Najita 2011; Mandell et al. 2012）。まある（例えば、Brown et al. 2013; Pascucci et al. 2011;

た最近ではアルマ望遠鏡を用いた高感度観測により、ミRigliaco et al. 2013）。ドップラーシフトによる遷移線放リ波・サブミル波 の 波 長 帯において、HC 3 N、c-C 3 H 2、

射波長のずれを観測することにより、円盤から散逸するガ円盤上層部ほど円盤風の速度は速く、速度場の測定が容CH 3 CN、CH 3 OH、HCOOH、H 2 CS といった、大きな有機分子も検出されるようになった（例えば、Öberg et al.
2015; Walsh et al. 2016）。アルマ望遠鏡で検出された分易である。中心星からの強い紫外線や X 線の影響下にあ子輝線は、主に冷たい円盤外縁部から放射されていた。

る円盤上層部では、ガスは高温状態にあり、原子・分子

このような低温領域では、塵表面で生成された分子が熱は電離・解離している。従って、高温領域をトレースする

的に気相に蒸発することはできないため、中心星からの紫高励起の CO 4.7 μm 輝線や、電離・解離領域をトレース

外線や星間空間からの宇宙線など、非熱的な過程で気相スの速度場が観測できるのである。一般的に密度の低い

する［Ne II］12.8 μm、［O I］6300Å輝線は、円盤風のよに脱離したと考えられる。TMT による高感度赤外線観測

いトレーサーとなる。これまでの円盤風の観測は空間分解

では、円盤内縁の惑星形成領域から放射される大きな有能が低く、輝線プロファイルを用いた速度構造の解釈が機分子の検出が可能になると期待される。地上観測が可一意に決まらなかったため、強い観測的制限が与えられ

能 な 3-5 μm 帯、10-12 μm 帯 に は、CH 3 OH、HCOOH、てこなかった。TMT により円盤上層部をトレースする輝線の高空間分解能・高分散・高感度の面分光観測が可能

CH 3 CN などアルマ望遠鏡で検出された分子種に加えて、
HNCO やさらに複雑なベンゼン環を含む分子種などの遷になれば、円盤ガス散逸の流体シミュレーションとの比較移線が存在している。赤外線の波長帯における遷移線はにより、円盤ガス散逸機構の理解が大きく進展すると期

励起エネルギーが高く、円盤内縁部の高温領域をトレー待する。

スすると考えられる。これらの分子線を TMT の高感度観3.1.3.5 生命材料物質としての有機高分子の成長
原始惑星系円盤における有機分子の生成過程の解明は、
生命起源分子種の生成過程解明に関連する、重要なテーマである。これまでの研究の大きな障壁のひとつが、既存の望遠鏡の感度であった。従来、星間空間における有機分子の生成過程は、主に明るい大質量星形成領域で議論がされてきた。これからは TMT のもたらす高感度により、光度の小さい惑星形成領域の有機分子の空間分布の

44

これまで原始惑星系円盤では、HCN、C 2 H 2、CH 4 と測で検出することにより、暖かい領域での塵表面反応の観測的検証が可能になり、惑星形成領域における大きな
有機分子の生成過程、ひいては、生命起源分子種への進化が議論できるようになると期待できる。

3.1.4

星の誕生
私たちの住まう地球は孤独な存在か ? 宇宙や星はどの

観測的検証も可能になり、生命起源分子種との関連を議ように誕生するか ? これら根源的な問いに対して、数千年論することもできるようになると期待される。

もの間、様々な考えが提唱されてきた。近年の観測技術

低密度で紫外線が強い星間空間においては、大きな有の向上により、太陽以外の恒星周りに千姿万態の系外惑

機分子は気相では生成率が非常に低く、主に塵表面を触星系が見つかり、生命を持つ惑星の探査に迫り（3.1.1）、媒として生成すると考えられている。しかし、塵表面反応

さらに星や惑星の誕生について次のように理解が進んだの素過程の理論的・実験的研究はまだまだ限られており、（3.1.3 も参照）。

反応率などの不定性は大きい。そのため、化学反応モデ星は冷たく密度の高いガスの塊（分子雲コア）から誕生

ル計算とその観測的検証により、星間空間における有機する。太陽程度の星の場合、およそ 10,000 天文単位の分

分子生成過程の理解が進んできた。大質量星形成領域に子雲コアが自身の重力で収縮して、内部に現在の太陽とおける大きな有機分子生成過程の観測的・理論的研究かほぼ同じ大きさである 0.01 天文単位程の生まれたての星

Subaru / TMT Science Book

図3.1.23：アルマ望遠鏡で観測された原始星ジェット（左）とその模式図（右）。一酸化炭素が放つ電波とそのドップラーシフ
トから原始星の両極方向（左右）から高速のジェットが吹き出していることが確認された。中心のより細い部分が高速ジェット、その周囲を取り巻く構造は低速ジェット成分。図中のジェットの端から端までの長さは、およそ3000 天文単位。アルマ望遠
鏡の観測で得られる ‘高速ジェット’ は低温（〜10K）で100km
s-1 以下の速度をもつ。他方、すばる望遠鏡やTMTで観測できるジェットは、高温（>1000K）でより高速（100km s-1 以上）であるため、さらに原始星に近い場所から噴出されている。
左図Credit: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO), Matsushita et al.
右図Credit: NAOJ（原始星）を誕生させる。つまり、星の母体である分子雲

転（角運動量）を持つガスを放出することによって、必要

コアと原始星は空間スケールが 100 万倍も異なる。さらにな（回転の小さい）ガスを取り込んで成長する。この原その誕生過程として、低質量星のみの孤立的な形成、多始星ジェットの調査は、星の誕生の理解につながる。ま様な質量の星の集団的形成、超新星爆発等外力による誘た、ジェットは、周りの物質に衝撃を与え、分子雲の密発的及び連鎖的な形成など様々な描像が明らかになって度分布や化学組成の進化を起こし、時には他の星の誕生

きた。しかし星の質量がどう決まり、惑星誕生へ如何につのきっかけにもなりうる。ジェットの大規模な変化の調

ながるか等の理解は乏しい。

査には、すばる望遠鏡の超広視野主焦点カメラ（HSC）と一方、太陽の 10 倍以上の質量をもつ大質量星や、太ULTIMATE を用いた広視野・高感度観測が威力を発揮す

陽の 8% 以下の質量で水素の核融合反応が起こらない天る。他方、ジェットの噴出過程の理解には、ジェットの空体（超低質量天体）の誕生と進化については、すばる望遠

間構造と速度情報や、ジェットを駆動する原始星・円盤の鏡の観測から少しずつ理解は進んだが、観測の困難さか

詳細な情報が必要であり、すばる望遠鏡の高分散分光器

ら低質量星と比べて依然として謎が多い。加えて、星や（IRD 及び HDS）の高い速度（波長）分解能が活躍できる。

惑星の環境による形成・進化の相違や、誕生時の星の質

さらに TMT では、空間分解能と感度が増すため、より細量による頻度分布（初期質量関数）の普遍性と多様性につ部に迫ることができるだろう。

いては明らかでない部分が多い。これらの問いについて、

例えば、原始星ジェットは間欠的に出現するが、これは広視野をもつすばる望遠鏡の次世代広視野高解像赤外線星の周りの円盤にガスが一時的に溜まった後に星に落下し観測装置（ULTIMATE）、高感度・高空間分解能を誇るていることを意味する。このようなジェットは光赤外〜電TMT が解明の糸口を与えてくれるだろう。

波域で観測できる。アルマ望遠鏡では低温で比較的低速の3.1.4.1 低質量星の誕生とジェット

ジェットが観測できる。一方、星表面に近づくにつれてガスは高温になり、ジェットは高速になる。このような原始星

星の誕生時には、周囲に分子雲コアの残骸ガスが存在のごく近傍から噴出する高温・高速のジェットは、星とそしている。このガスが原始星からの光を吸収 / 散乱するたの近傍の情報を保持しており、すばる望遠鏡や TMT では、め、星が育つ現場を望遠鏡で詳細に観測することは難し

アルマ望遠鏡の電波観測よりも熱く速いジェットを見ることい。原始星やその周囲の環境を観測することができるよが可能となる。熱いジェットの速度は、原始星の大きさとうになるのは、星の周囲のガスが晴れ上がった後の大人質量に依存し、ある時刻にジェットによって放出されるガの恒星（主系列星）に向かって成長しつつある星の姿であスの量は、円盤内縁から星表面へ落下するガスの質量に比る。直接的な観測は難しい星の誕生 / 成長であるが、間接例する。そのため、TMT を用いたジェットの高空間分解能的手法から成長過程や原始星周囲の環境を知ることは可観測からその速度、質量、運動量などの物理量が得られる能である。その手がかりとなるのが原始星からのガスのと、原始星と周りの円盤の状態や進化の段階を知ることが噴出現象（原始星ジェット）である。図 3.1.23 左には、中でき、星の誕生・進化過程の理解へとつながる。

心にある原始星の左右に細長く広がった構造が見られる。

TMT の近赤外線撮像分光装置（IRIS）により 0.01 秒角

これが原始星ジェットである。また、図 3.1.23 右上の模以下の高空間分解能を持つ輝線の画像が得られると、近式図に示すように、理論研究から高速の原始星ジェット

傍の星形成領域では 1 天文単位以下の円盤とジェットの駆は、原始星とその周囲に形成する円盤から駆動することが動領域の構造の空間分解が可能となる。この領域は低速分かっている。誕生時の原始星の質量は太陽の約 1/1000と高速ジェットの境界領域（図 3.1.23）をカバーし、惑星

で木星と同等である。誕生後、原始星は周りのガスを取誕生の領域でもある。そのため、TMT の高分解能観測かり込んで成長するが、全てを取り込むわけではなく余分ら得られるジェットの情報は、星形成過程の解明のみならなガスをジェットとして吐き出す。このジェットは、高ず円盤中でどのように惑星が誕生するかを解明する手掛

速で回転しながら飛び出す。原始星は成長に不必要な回

かりにもなる。

第3章

すばる望遠鏡と TMT の連携で取り組むサイエンス45

a3.6/4.5/8 µmb

CO lineNortheast bow

w
tflo
Ou xisaSouthwest bow

30′′
100,000 AU

3′600,000 AUd

2.2 µmc

2.2 µmBeam

0.006′′
20 AU

0.006′′20 AU

図 3.1. 24：赤外干渉計 VLTIによる大質量原始星に付随する円盤観測例（Kraus et al. 2010）。100 , 000 天文単位以上に広がる強力なジェット（a：高速、b：低速）と、それに垂直な円盤（c：赤外干渉計による観測、d：理論モデル）。観測条件の厳しい赤外線干渉計では天体数増加は余り見込めず、TMTによる包括的な観測が望まれる。
Credit: Kraus et al. 201022

3.1.4.2 大質量星・超低質量天体の誕生

図 3.1. 25：すばる望遠鏡がとらえた様々な星が誕生する姿。中心にある太陽の20 倍ほどの質量を持つ原始星が双極にガスを吹き出すとともに、生まれたての低質量星 / 褐色矮星 / 惑星質量天体が集団的に、軽いものほど多く誕生していることがわかった。
Credit: Oasa et al. 200623（一部改変）期待される。また、ブラケットガンマ輝線等の再結合線
分光観測から円盤風の情報を組み合わせ、進化末期における円盤散逸過程を定量的に調べると、星質量の決定機
構に制限を与えられるだろう。2223
加えて、昨今のアルマ望遠鏡による観測から、これまで星なしと考えられていた大質量分子雲コア内においても、極めて若い原始星からのジェットが発見され始めてい大質量星は強力な星風、輻射、超新星爆発によって周る（Tan et al. 2016）。ガス雲に埋もれた原始星は強い減光

囲の星間物質に多大な影響を与え、更にその死後には中性を受けるが、高感度の TMT による中間赤外線の深い探査

子星やブラックホールへと姿を変える天文学的に非常に重観測を行えば検出できる可能性がある。TMT による原始要な天体である。また、ビッグバンによる宇宙誕生の後、星放射の観測が実現すれば、大質量星形成の最初期段階

最初に誕生した「初代星」も典型的には数十〜数百太陽質

における質量降着や円盤形成に関する重要な制限を得ら

量の非常に重い星だったと考えられている（Hirano et al.

れるだろう。

2014）。しかし、大質量星形成過程は、低質量星形成と比

一方、水素の核融合反応が安定して起こる低質量星・べ理解が進んでいない。これは大質量星自体が希少であ大質量星に対して、超低質量天体には、誕生時に高温にり、数キロパーセク程度と遠い場所で、低質量星よりも大なれず重水素の核融合のみ起こす褐色矮星と、核融合が量のガスとダストに埋もれて誕生するためである。高空間

起きない惑星があり、進化に伴って冷たく暗くなっていく

分解能と高感度を誇る TMT が稼働すれば、これまで謎の（図 3.1.25）。しかし非常に暗い超低質量天体も、恒星同多かった大質量星形成の解明の鍵となるだろう。近年、ア様に若いほど明るく輝くこと、低温で分子雲に埋もれていルマ望遠鏡によるサブミリ波観測から、分子雲内に深く埋ることから、近赤外線波長域での観測は非常に有効な手

もれた形成初期段階の大質量原始星に付随する回転円盤法となる。そこで、誕生したばかりの若い天体についてが発見され始めた（Beuther et al. 2017）。しかし、その観様々な近赤外線観測が行なわれ、惑星質量を持つが、惑測例はまだ数が少なく統計的性質、特に進化段階ごとの性星と異なり親星となる恒星を持たない単独惑星質量天体

質に関しての議論は全くなされていない。TMT による赤が発見された（Oasa et al. 1999）。これは、従来の定義で

外線観測では、星周物質が減少しはじめる形成末期におは褐色矮星にも惑星にも該当しない全く新しいタイプの天

ける円盤撮像に期待が寄せられている（図 3.1.24）。

体である。その後、星形成領域（Lucas & Roche 2000 な

TMT で 0.015 秒角の高空間分解能が達成されれば、大質量星形成領域での円盤構造（50-1000 天文単位）の空間

ど）や、わずか 2.2 パーセクにある惑星質量天体（Luhman

分解が可能となる。円盤からの近赤外線散乱光（将来的に同様に分子雲コアの収縮から形成されるか惑星同様の形

2014）も報告されているが、その形成メカニズムは、恒星は中間赤外線で熱放射）を撮像観測し、降着末期段階の成過程を経て原始惑星段階で系から放出されるか明らか

円盤の性質を統計的に調べることで、円盤進化の多様性ではない。近年のアルマ望遠鏡等の深いサブミリ波観測や降着停止時の中心星パラメータなどを検証することがから褐色矮星が生まれると予測される超低質量分子雲コ22 Reprinted by permission from Springer Nature Customer Service Centre GmbH: Springer Nature, Nature, A hot compact dust disk around a massive
young stellar object
23 Very Low Luminosity Young Cluster and the Luminosity and Mass Functions in S106 © AAS. Reproduced with permission.

46

Subaru / TMT Science Book

図 3.1. 26：左 4 つの図は、それぞれ、ジェミニ望遠鏡の観測によるぎょしゃ座UY 星周辺の鉄イオン（左上）、1.6 μmの連続光（中上）、視線速度から求めた青方偏移（左下）、赤方偏移（中下）を示す。右上はすばる望遠鏡の観測によるL 1551 -IRS 5の連星ジェット（Itoh et al. 2000）、右下はすばる望遠鏡の観測による
ぎょしゃ座UY 星の周連星を示す。
左図・中図Credit: Pyo et al. 201424
右上図Credit: NAOJ
右下図Credit: Hioki et al. 200725

図3.1.27：左図は、アルマ望遠鏡によって捉えられた大質量連星系誕生の様子。右図は、連星系の母体となる分子雲コア（緑）と、それに埋もれた2つの原始星（青、赤）。原始星を円盤（赤、黄）と広がったガス（青）が取り囲む様子。円盤外側（黄）は重力不安定により非対称な構造をもち、今後、分裂して
左図のような連星系に姿を変える可能性がある。アルマ望遠鏡では星周ガスの放射が観測される一方、TMTでは原始星からの放射を観測できるため、原始星そのものの性質を制限できる。
左図Credit: RIKEN; Zhang et al. 2019
右図Credit: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO); Motogi et al.

アや惑星質量天体（Oasa et al. 1999）の周りを取り囲む円盤（周連星円盤）から駆動するジェットから成る。最近の盤も見つかり（Bayo et al. 2017）、これらと超低質量天体

近赤外線高分散分光観測から連星系を成す各々の星からの関係を調べることも意義深い。しかし惑星質量天体周りジェットが駆動していることが示された（図 3.1.26: 連の円盤はまだ一例に過ぎず、後述のようにすばる望遠鏡と星からのジェット）。理論計算から、これらのジェットは

TMT の更なる観測とアルマ望遠鏡との連携が、新たなフ

重力波源天体は、大質量星の連星が進化したものである。

0.1kms-1 から 10 kms-1 程度で回転していると考えられている（Machida & Basu 2019）。
TMT の IRIS、NIRES を用いた 0.01 秒 角の高空間分解観測ではこれらのジェットを空間分解でき、TMT のMODHIS の高い波 長 分 解能（速 度 分 解能）観 測では、0.1kms-1 以下の回転が特定できる。すなわち、すばる望
遠鏡と TMT を組合せて双子の原始星（原始連星）からの太陽質量程度より重い星は、過半数が連星として誕生すジェットを詳細に観測できれば、原始連星の各々の星のると考えられている。そのため、連星系の誕生過程の解

質量、連星間距離、質量比など様々な物理量の決定が可

明は、重力波源天体の起源のみならず太陽程度の質量を能となる。そして、星は何故双子のように連星として誕生もつ星の形成進化を考える上でも重要である。TMT の高するのかを理解する手がかりが得られるだろう。

ロンティアを切り拓くだろう。

3.1.4.3 連星の誕生
近年、重力波観測によって連星ブラックホール、または連星中性子星の合体が確認された（3.3 参照）。これらの感度・空間分解能は連星を一つずつ分離するのに威力を発揮し、理解が大幅に進むだろう。

2425

さらに、大質量星はその 80% 以上が連星系であることが知られている。そのため、連星系形成は大質量星形成連星は、分子雲コアが収縮する過程で何らかの要因の本質的課題と言える。高空間分解能を有する TMT をによって分裂が起きてできた二つのガスの塊が各々星に使えば、数キロパーセクの距離にある、数十天文単位以なったと考えられている。しかし、単独星の場合と同様上の離角をもつ大質量原始星の連星系を空間分解できる。

に連星が生まれる現場も高密度のガスに覆われているた

つまり、大質量原始星同士の連星系について、頻度、離め観測が難しい。一方、単独星同様に連星もその誕生

角分布、質量と年齢の関係を調べることで、その起源や時にジェットを駆動することが分かっている。連星から多様性を探ることができる。連星間の質量分配を明らかのジェットは単独星の場合と異なり、各々の原始星からにできれば、初期コア質量に対する最大星質量の関係に駆動する星由来のジェットと 2 つの原始星を取り囲む円

制限を与え、初期質量関数の理解につながると期待でき

24 [Fe II] EMISSIONS ASSOCIATED WITH THE YOUNG INTERACTING BINARY UY AURIGAE * © AAS. Reproduced with permission.
25 Near-Infrared Coronagraphic Observations of the T Tauri Binary System UY Aur © AAS. Reproduced with permission.（一部改変）

第3章

すばる望遠鏡と TMT の連携で取り組むサイエンス47

可能性が提唱された（図 3.1.28; Takagi et al. 2015）。
前主系列星と原始惑星系円盤の進化過程を深く理解する上で重要になるパラメータが年齢である。前主系列星の年齢を正確に求めるためには、有効温度や表面重力など、星の基礎的な物理量を精度良く導くことが不可欠である。これらのパラメータ決定は、星の大気スペクトル中の吸収線強度から求めることができる。加えて、近接する吸収線の等価幅比を活用することで、原始惑星系円盤に起因する放射に依存せずに、前主系列星の有効温度、表面重力、さらには金属量を求めることができる（Takagi etal. 2010, 2011）。他方、前主系列星は分子雲に埋もれて図 3.1. 28：おうし座分子雲とへびつかい座分子雲に属する若い天体（前主系列星）の年齢と原始惑星系円盤起因の赤外線超過量の関係。へびつかい座分子雲ではおうし座分子雲の約半分の時間で原始惑星系円盤が散逸する（Takagi et al. 2015）。

で、集光力の高い大型望遠鏡と、減光の影響が少ない近赤外線の高分散分光観測が鍵となる。
これまでの前主系列星の高分散分光観測は、すばる望る。さらにコロナグラフを導入し、低中質量星を含んだ質

遠鏡の近赤外線分光撮像装置（IRCS）等で盛んに行われ量比の大きい連星も検出できると望ましい。近年アルマ望てきた。今後、すばる望遠鏡の ULTIMATE に搭載が検遠鏡によって、大質量原始星周りの円盤中のガス塊が自討されている超高空間分解モードに、高分散分光モード

身の重力で収縮して円盤が分裂することによっておこる連を加えることができれば、より高感度、つまり暗い天体

星形成の兆候が報告されており（図 3.1.27; Motogi et al.

が観測できると期待できる。これまで太陽近傍（約 150

2019; Zhang et al. 2019）、円盤の分裂がおこる半径と連パーセク）の星形成領域にある前主系列星に観測が限ら

星離角の統計的比較から原始連星の軌道進化を議論できれていたが、ULTIMATE の高感度観測では 500 パーセクる可能性もある。

以内にある前主系列星も観測できる。加えて TMT では、

他方、超低質量、即ち褐色矮星や惑星との連星頻度はい。すばる望遠鏡の CIAO、HiCIAO 及び SCExAO によ

HROS、NIRES、MODHIS 等の可視光・近赤外線高分
散分光器が有用となる。特に大口径・高感度をもつ TMTの MODHIS を組み合わせると、中心の前主系列星と原始るコロナグラフと補償光学観測からも幾つか発見されてい惑星系円盤を区別して高分散スペクトルが得られるとともるが（Itoh et al. 2005 など）、高空間分解能の TMT によるに、約 2 キロパーセクにある星形成領域の前主系列星の分統計的観測で、褐色矮星 / 惑星等質量比の大きな連星率に光が可能となる。これらにより、形成環境による原始惑星も迫れる。

系円盤の進化の多様性について、統計的に有意な議論が質量によって違うとも考えられており、その探査も興味深

3.1.4.4 星・惑星系の形成・進化と分子雲環境48いることが多く、可視光では暗く観測が困難である。そこ可能となる。
分子雲のガス / ダスト比や大質量星の輻射等周辺環境のすばる望遠鏡やアルマ望遠鏡などの大型望遠鏡の観測

違いは、原始惑星系円盤の進化とともに超低質量天体のにより、太陽系外惑星や惑星の形成現場である原始惑星

形成や初期質量関数（3.1.4.5）にも影響を及ぼす可能性

系円盤は多種多様な姿を持つことがわかってきた（3.1.1、がある（Oasa et al. 2006 など）。しかし、これまでの研究

3.1.3）。我々の太陽系を始めとしたこれらの惑星が、どは観測の困難性から太陽近傍（<1 キロパーセク）に限られのように生まれて進化したかを理解するためには、原始ていた。そこで、すばる望遠鏡で、銀河系の大半を占め

惑星系円盤をもつ若い天体（前主系列星）の情報を統計る遠方の星形成領域に観測を広げ、TMT では系外の近傍的に議論することが重要である。一般的に、太陽質量程銀河にも探査を広げる。ここでは、（A）近赤外線測光観測

度の前主系列星で形成される原始惑星系円盤は数百万年から若い超低質量天体の検出 / 同定を行い、（B）近赤外線

程度で散逸すると考えられている（Haisch et al. 2001 な

分光観測とあわせて正確な質量と年齢を求める。これまど）。しかし近年の研究から、原始惑星系円盤の散逸過程

ですばる望遠鏡の多天体近赤外撮像分光装置（MOIRCS）

は、分子雲やその周辺の環境に依存する可能性が明らか等が多用されてきたことから、これを改良したすばる望遠になった。太陽系周辺に比べ金属量が少ない銀河系外縁鏡の ULTIMATE が（A）の目的に最適である。また、多部にある星形成領域では、原始惑星系円盤の散逸時間が天体分光モードが搭載されれば、（B）の分光追観測が実百万年以下である可能性が示唆され（Yasui et al. 2010）、施できる。現在 TMT の装置は K バンドまでしか検討され近傍星形成領域の比較でも、大質量星の有無などの周辺ていないが惑星質量天体はLバンドで最も明るく輝くため、環境の違いによって原始惑星系円盤の進化過程が異なる

L バンド測光観測を加えるとJ、H、K、L バンドの 4 波長

Subaru / TMT Science Book

における光度の比を調べた二色図や SED を用いた議論もな差異が報告されている（図3.1.25; Oasa et al. 2006など）。

可能となる。従前のスピッツァー宇宙望遠鏡では空間分初期質量関数は低質量側に加えて大質量側も一様ではな

解能・感度ともに不足し、ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡

いことが示唆されている（Harayama et al. 2008 など）。さ（JWST）よりも細かく深く探査できる TMT の観測は、十らに、サブミリ波観測から求められた低質量分子雲コアの分有意なデータとなる。加えて、アルマ望遠鏡で母体と質量関数が、同一領域の近赤外線観測から求められた超なる分子雲コアや超低質量天体周りの円盤について調べ

低質量天体の初期質量関数と一致する例も示されている

るほか、次世代赤外線天文衛星（SPICA）で長波長の赤外（Oasa et al. 2008 など）。

線測光データから分子雲環境が調べられると、相補的となるだろう。

初期質量関数の普遍 / 相違性、超低質量天体の形成過程や頻度などの問いに答えるためには、様々な環境で誕

すばる望遠鏡の広視野探査と TMT の高感度観測の連携生した超低質量天体の探査、つまり 3.1.4.4 で述べたようにより、分子雲を含む周囲の環境と星・原始惑星系円盤にさらに遠方や多様な環境の星形成領域へと探査を広げの形成・進化過程の理解が飛躍的に進み、統一的な解釈ることが肝要である。太陽近傍の星形成領域と、遠方のがされてきた星惑星形成論に一石を投じると期待される。

大質量星形成領域や銀河系外縁部の星形成領域では、そ3.1.4.5 星の初期質量関数

こで生まれる星の数や金属量、大質量星の紫外光、超新星の影響、母体となる分子雲の温度やガス・ダスト密度星の質量は、誕生時にその大半が決定する。星の質量など、環境が多種多様である。加えて、銀河系と環境のや初期質量関数は星自身の物理状態や銀河の形成・進化、

異なる系外銀河における低質量星形成の議論が TMT によ

宇宙の暗黒物質に影響を及ぼす。初期質量関数は、星り初めて可能になると期待できる。さらに、従来のすばるの数が質量の - 2.35 乗に比例する、つまり、質量が軽い

望遠鏡に、集光力が高い TMT を活かした近赤外線測光分星ほど個数が増加する関数で表されると提唱されている

光観測を加えると、より信頼性の高い初期質量関数につ（Salpeter 1955）。しかし、太陽の 10 倍以上の質量をもつ

いて統計的な議論を深めることができる。世界最高峰の大質量星や 0.08 倍以下の質量をもつ超低質量天体の初期

視野と視力を誇るすばる望遠鏡と TMT を融合した本研究

質量関数がどのように表されるか、場所によらず普遍的なにより、星の初期質量関数の普遍性と多様性を解く鍵が関数で表されるかは、未解明な点が多い。

得られるだろう。

大質量星の初期質量関数形状については、前述のように大質量星が希少で観測例が少ないため大きな不定性が参考文献残されており、観測的検証が必要である。大質量側の初https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2005Sci...310..258A/abstract
A'Hearn,
M. F., et al. 2005, Science, 310, 258

期質量関数の物理的起源については、前述の円盤の分裂

https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2017A%26A...598L...5A/abstract
Alibert,Y., & Benz, W. 2017, A&A, 598, L5による連星形成（Zhang et al. 2019; Motogi et al. 2019）https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2016Natur.536..437A
Anglada-Escudé,G., et al. 2016, Nature, 536, 437など 10,000 天文単位スケール以下での質量分配機構の解明が大きな鍵となる。特に、B 型星 26 のなかで温度が高い星（太陽質量の 10- 20 倍）と O 型星 26 のなかで温度が低い

https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2017AJ....153..240A/abstract
Ansdell,M., et al. 2017, AJ, 153, 240
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2015Icar..260....7A/abstract
Aoki,
S., et al. 2015, Icarus, 260, 7https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2019EPSC...13..915A/abstract
Arakawa,
M. 2019, EPSC, 13, 915
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2018ApJS..239....2B
Barclay,T., et al. 2018, ApJS, 239, 2星（太陽質量の 20-30 倍）は数が多く、フィードバックのhttps://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2006A%26A...455..725B/abstract
Barucci,
M. A., et al. 2006, A&A, 455, 725

強さが極めて大きく変わるため、質量分配機構の精密なhttps://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2018MNRAS.475.5618B/abstract
Bate,
M. R. 2018, MNRAS, 475, 5618

理解が重要である。TMT の高空間分解能観測によって遠https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2017ApJ...841L..11B/abstract
Bayo,A., et al. 2017, ApJL, 841, L11方の（原始）星団の星々を空間的に分解できれば、大質量側初期質量関数の正確なベキの決定や領域ごとの多様性

https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2013Natur.493..644B/abstract
Bergin,E. A., et al. 2013, Nature, 493, 644
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2017A%26A...603A..10B/abstract
Beuther,
H., et al. 2017, A&A, 603, A10
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2008ApJ...688.1326B/abstract
Bitner,M. A., et al. 2008, ApJ, 688, 1326の検証、さらに原始星段階での連星率の統計的理解など

https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2018SSRv..214...52B
Blum,
J. 2018, Space Science Reviews, 214, 52

が進むと期待される。

https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2004ApJ...606L.155B
Bond,
I. A., et al. 2004, ApJ, 606, L155

他方、低質量側の初期質量関数及びその多様性についても、暗い天体ゆえの観測の困難さから不定性が大きい。
すばる望遠鏡等の大型望遠鏡を用いた近赤外線観測から、近傍星形成領域における超低質量天体の初期質量関数は、

https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2014SPIE.9147E..21B/abstract
Brandl,B. R., et al. 2014, SPIE, 9147, 914721
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2013ApJ...770...94B/abstract
Brown,J. M., et al. 2013, ApJ, 770, 94
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2011ApJ...739L..60B/abstract
Brown,
M. E., et al. 2011, ApJL, 739, L60
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2006ApJ...644..646B/abstract
Brunetto,
R., et al. 2006, ApJ, 644, 646
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2011ApJ...733..102C/abstract
Carr,
J. S., & Najita, J. R. 2011, ApJ, 733, 102

母体となる分子雲や同時に形成される星の数密度、分子

https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2000ApJ...529L..45C
Charbonneau,D., et al. 2000, ApJ, 529, L45

雲のガス・ダスト密度、大質量星の影響など分子雲環境

https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2018P%26SS..157..104C/abstract
Cheng,A. F., et al. 2018, P&SS, 157, 104による多様性が見られるほか、同一分子雲内でも局所的

https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1998Icar..135..389C/abstract
Cruikshank,
D. P., et al. 1998, Icarus, 135, 389
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2013Icar..226..723D/abstract
DeMeo,
F. E., & Carry, B. 2013, Icarus, 226, 723

26 恒星は吸収線スペクトルの種類と強度によって、温度の高い方から O 型、B 型、A 型、F 型、G 型、K 型、M 型に分類される。

第3章

すばる望遠鏡と TMT の連携で取り組むサイエンス49

https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2014Natur.505..629D/abstract
DeMeo,
F. E., & Carry, B. 2014 Nature, 505, 629

Öberg,
K. I., et al. 2015, Nature, 520, 198
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2015Natur.520..198O/abstractA., et al. 2008, The Solar System Beyond Neptune, 91
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2008ssbn.book...91D/abstract
Doressoundiram,

O'Brien,D. P., & Greenberg, R. 2005, Icarus, 178, 179
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2005Icar..178..179O/abstract

Fouchard,M., et al. 2018, A&A, 620, A45
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2018A%26A...620A..45F/abstractOka,
A., et al. 2011, ApJ, 738, 141
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2011ApJ...738..141O

Fukui,A., et al. 2019, AJ, 158, 206
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2019AJ....158..206F/abstract

Okada,T., et al. 2019, 50th LPSC, 1325
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2019LPI....50.1325O/abstract

Garrod,R. T. 2013, ApJ, 765, 60
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2013ApJ...765...60G/abstract

Pascucci,
I., et al. 2011, ApJ, 736, 13
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2011ApJ...736...13P/abstract

Gillon,M., et al, 2016, Nature, 533, 221
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2016Natur.533..221G

Pontoppidan,
K. M., et al. 2010, ApJ, 720, 887
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2010ApJ...720..887P

Gillon,M., et al. 2017, Nature, 542, 456
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2017Natur.542..456G/abstract

Poppe,
A. R. 2016, Icarus, 264, 369
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2016Icar..264..369P/abstract

Goto,
M., et al. 2006, ApJ, 652, 758
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2006ApJ...652..758G

Porco,
C. C., et al. 2006, Science, 311, 1393
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2006Sci...311.1393P/abstract

Guyon,O., et al. 2018, SPIE, 10703, 107030Z
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2018SPIE10703E..0ZG/abstract

Pyo,
T. -S., et al. 2014, ApJ, 786, 63
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2014ApJ...786...63P/abstract

Haisch,K. E., et al. 2001, ApJ, 553, L153
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2001ApJ...553L.153H/abstract

Quantz,S. P., et al. 2015, International Journal of Astrobiology, 14, 279
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2015IJAsB..14..279Q/abstract

Harayama,Y., et al. 2008, ApJ, 675, 1319
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2008ApJ...675.1319H/abstract

Quintana,
E. V., et al. 2014, Science, 344, 277
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2014Sci...344..277Q/abstract

Hayashi,C. 1981, Progress of Theoretical Physics Supplement, 70, 35
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1981PThPS..70...35H

Raymond,
S. N., et al. 2007, ApJ, 669, 606
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2007ApJ...669..606R/abstract

Hernández,J., et al. 2007, ApJ, 662, 1067
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2007ApJ...662.1067H/abstract

Ricker,G. R., et al. 2015, JATIS, 1, 014003
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2015JATIS...1a4003R/abstract

Hioki,T., et al. 2007, AJ, 134, 880
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2007AJ....134..880H/abstract

Rigliaco,E., et al. 2013, ApJ, 772, 60
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2013ApJ...772...60R/abstract

Hirano,S., et al. 2014, ApJ, 781, 60
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2014ApJ...781...60H/abstract

Rodler,F., & Lopez-Morales, M. 2014, ApJ, 781, 54
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2014ApJ...781...54R/abstract

Hoeijmakers,
H. J., et al. 2018, A&A, 617, 144
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2018A%26A...617A.144H

Roth,L., et al. 2014, Science, 343, 171
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2014Sci...343..171R/abstract

Honda,
M., et al. 2009, ApJL, 690, L110
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2009ApJ...690L.110H/abstract

Salpeter,
E. E. 1955, ApJ, 121, 161
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1955ApJ...121..161S/abstract

Hueso,
R., et al. 2018, A&A, 617, A68
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2018A%26A...617A..68H/abstract

Schultz,
P. H., et al. 2010, Science, 330, 468
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2010Sci...330..468S/abstract

Ito,T., et al. 2018, Nature Communications, 9, 2486
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2018NatCo...9.2486I/abstract

Seager,B. W. & Hu, R. 2013, ApJ, 777, 95
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2013ApJ...777...95S/abstract

Itoh,Y., et al. 2000, PASJ, 52, 81
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2000PASJ...52...81I/abstract

Shimaki,Y., et al. 2019, 50th LPSC, 1724
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2019LPI....50.1724S/abstract

Itoh,Y., et al. 2005, ApJ, 620, 984
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2005ApJ...620..984I/abstract

Snellen,I. A. G., et al. 2013, ApJ, 764, 182
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2013ApJ...764..182S/abstract

Jewitt,D. 2012, AJ. 143, 66
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2012AJ....143...66J/abstract

Snellen,I., et al. 2015, A&A, 576, A59
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2015A%26A...576A..59S

Jewitt,D., et al. 2015, Asteroids IV, 221
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2015aste.book..221J/abstract

Sparks,B., & Ford, C. 2002, ApJ, 578, 543
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2002ApJ...578..543S/abstract

Jovanovic,N., et al. 2015, PASP, 127, 890
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2015PASP..127..890J/abstract

Spergel,D., et al. 2015, arXiv:1503. 03757
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2015arXiv150303757S/abstract

Kasper,M., et al. 2010, SPIE, 7735, 77352E
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2010SPIE.7735E..2EK/abstract
Kawahara,
H., et al. 2012, ApJ, 758, 13
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2012ApJ...758...13K/abstract

Stephen,G. W. 2019, Philosophical Transactions of the Royal Society A:
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2019RSPTA.37780161W/abstract
Mathematical, Physical and Engineering Sciences, 377, 20180161
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2019RSPTA.37780161W/abstract

Kawahara,
H., et al. 2014, ApJS, 212, 27
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2014ApJS..212...27K/abstract

Stern, S. A., et al. 2019, Science, 364, aaw9771
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2019Sci...364.9771S/abstract

Kawahara,
H., & Masuda, K. 2019, AJ, 157, 218
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2019AJ....157..218K/abstract

Sugita, S., et al. 2005, Science, 310, 274
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2005Sci...310..274S/abstract

Keppler,M., et al. 2018, A&A, 617, A44
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2018A%26A...617A..44K/abstract

Suzuki, D., et al. 2016, ApJ, 833, 145
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2016ApJ...833..145S

Kobayashi,
H., et al. 2005, Icarus, 177, 246
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2005Icar..177..246K/abstract

Takagi, Y., et al. 2010, PASJ, 62, 501
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2010PASJ...62..501T/abstract

Kolokolova,
L., & Kimura, H. 2010, A&A, 513, A40
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2010A%26A...513A..40K/abstract

Takagi,Y., et al. 2011, PASJ, 63, 677
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2011PASJ...63..677T/abstract

Konopacky,
Q. M., et al. 2013, Science, 339, 1398
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2013Sci...339.1398K/abstract

Takagi,Y., et al. 2015, PASJ, 67, 87
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2015PASJ...67...87T/abstract

Kraus,
S., et al. 2010, Nature, 466, 339
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2010Natur.466..339K/abstract

Tan,
J. C., et al. 2016, ApJL, 821, L3
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2016ApJ...821L...3T/abstract

Kuzuhara,M., et al. 2013, ApJ, 774, 11
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2013ApJ...774...11K/abstract

Tazaki,R., et al. 2019, MNRAS, 485, 4951
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2019MNRAS.485.4951T

Kwon,
Y. G., et al. 2017, AJ, 154, 173
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2017AJ....154..173K/abstract

Tazaki,R., et al. 2016, ApJ, 823, 70
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2016ApJ...823...70T

Kwon,
Y. G., et al. 2018, A&A, 620, A161
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2018A%26A...620A.161K/abstract

Terai,T., et al. 2016, ApJ, 827, 65
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2016ApJ...827...65T/abstract

Kwon,
Y. G., et al. 2019 A&A, 629, A121
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2019A%26A...629A.121K/abstract

Testi,
L., et al. 2016, A&A, 593, A111
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2016A%26A...593A.111T/abstract

Lucas,
P. W., & Roche, P. F. 2000, MNRAS, 314, 858
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2000MNRAS.314..858L/abstract

Tsukagoshi,T., et al. 2019, ApJL, 878, L8
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2019ApJ...878L...8T/abstract

Luhman,K. L. 2014, ApJL, 786, L18
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2014ApJ...786L..18L

Villanueva,
G. L., et al. 2015, Science, 348, 218
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2015Sci...348..218V/abstract

Machida,M. N., & Basu, S. 2019, ApJ, 876, 149
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2019ApJ...876..149M/abstract

Wakeford,
H. R., et al. 2017, Science, 356, 628
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2017Sci...356..628W/abstract

Mandell,A. M., et al. 2012, ApJ, 747, 92
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2012ApJ...747...92M/abstract

Walsh,C., et al. 2016, ApJL, 823, L10
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2016ApJ...823L..10W/abstract

Mansfield,
M., et al. 2018, ApJL, 868, L34
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2018ApJ...868L..34M/abstract

Webster,C. R., et al. 2015, Science, 347, 415
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2015Sci...347..415W/abstract

Marois,C., et al. 2008, Science, 322, 1348
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2008Sci...322.1348M

Yasui,C., et al. 2010, ApJL, 723, L113
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2010ApJ...723L.113Y/abstract

Matsushita,Y., et al. 2019, ApJ, 871, 221
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2019ApJ...871..221M/abstract

Yoshida,F., et al. 2019, P&SS 169, 78
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2019P%26SS..169...78Y/abstract

Mawet,D., et al. 2017, ApJ, 838, 92
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2017ApJ...838...92M

Zhang,Y., et al. 2019, Nature Astronomy, 3, 517
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2019NatAs...3..517Z/abstract

Mayor,
M., & Queloz, D. 1995, Nature, 378, 355
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1995Natur.378..355M

Zhu,
Z. 2015, ApJ, 799, 16
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2015ApJ...799...16Z/abstract

McEwen,A. S., et al. 2011, Science, 333, 740
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2011Sci...333..740M/abstract
Mosser,B., et al. 2012, A&A, 540, A143
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2012A%26A...540A.143M/abstract
Motogi,K., et al. 2019, ApJL, 877, L25
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2019ApJ...877L..25M/abstract
Müller,A., et al. 2018, A&A, 617, L2
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2018A%26A...617L...2M
Najita,J. R., et al. 2010, ApJ, 712, 274
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2010ApJ...712..274N/abstract
Nielsen,E. L., et al. 2019, AJ, 158, 13
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2019AJ....158...13N
Notsu,
S., et al. 2017, ApJ, 836, 118
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2017ApJ...836..118N
Oasa,
Y., et al. 1999, ApJ, 526, 336
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1999ApJ...526..336O/abstract
Oasa,
Y., et al. 2006, AJ, 131, 1608
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2006AJ....131.1608O/abstract
Oasa,
Y., et al. 2008, AJ, 136, 1372
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2008AJ....136.1372O/abstractÖberg,
K. I., et al. 2011, ApJL, 743, L16
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2011ApJ...743L..16O

50

Subaru / TMT Science Book

河原 2018、系外惑星探査、東京大学出版会 SBN978-4-13-

062727-6
https://www.wakusei.jp/book/pp/2019/2019-2/2019-2-124.pdf
脇田茂・瀧哲朗・伊藤孝士
2019, 遊・星・人 , 28(2), 124

3.2

銀河進化のゆりかごから墓場まで

ほんの 100 年前までは、夜空には星や星雲、星団しか輝いていないと人々は考えていた。その後、望遠鏡と観測技術の発展により、「銀河」という星の大集団が遠い宇
宙にいくつも存在し、われわれ自身も「天の川銀河」という 1 つの銀河に住んでいて、さらにこの宇宙は 130 億光年のかなたまで銀河で満ち溢れている、という想像もしなかった世界観の変革があった。われわれはこれまでに数と TMT の大集光力の組み合わせによって 2020 年代に飛躍的な理解の進展が期待されるテーマである。

3.2.1 初代星、初代銀河、宇宙再電離
3.2.1.1 背景

多くのことを学んだが、「銀河」を本当の意味で知るため

現在の宇宙には性質・スケール共に多種多様な天体・に解決しなければならない謎はまだ数多く残されている。

構造が存在する。その中で、初代星・初代銀河はこれら多銀河はいつどのように生まれたのか ? 宇宙再電離はいつど様な天体形成史の始まりといえる重要な天体である。そしのように進んだのか ? 銀河はいつ星を作り、そしてどうして、初代星・初代銀河は宇宙に最初に重元素を供給する源て星を作るのをやめるのか ? ブラックホールや銀河をとりであり、また巨大ブラックホールが最初に形成される場所

まくガスとはどのような関係にあるのか ? 銀河同士の合体である。近年の数値シミュレーションにより、初代星形成はどのように銀河を育てたのか ? われわれにはまだ知らな過程は徐々に明らかにされつつある（Hirano et al. 2015）。

いことが多すぎる。しかし、これらの謎を次の 20 年間の一方、初代星ミニハロー1 の集積によって形成される初代間に解決できると期待させるだけの理由を、われわれは

銀河は、複雑なバリオン 2 物理過程のため、未だその形成・

すばる望遠鏡と TMT に見いだすことができる。

進化過程は謎に包まれている。したがって、初代銀河の性本章ではすばる望遠鏡と TMT の連携によって銀河進化質を明らかにする事は現在の天文学において急務である。

研究のフロンティアをさらに推し進めることが期待される

また、初代星・初代銀河が引き起こしたとされる宇宙

4 つのサイエンステーマ、「初代星、初代銀河、宇宙再電史上の重要な出来事の 1 つに宇宙再電離がある（以下、

離」「超巨大ブラックホールと銀河の共進化」「銀河形成と図 3.2.1 を参照）。宇宙誕生後およそ 38 万年経った頃、宇バリオン物質の循環」「銀河の形態の起源と活動性の終焉」

宙の温度が十分低下することで電離していた水素原子核「銀河系と近傍銀河」について詳述する。遠方銀河探査のが宇宙空間を漂う自由電子を取り込み中性化した。このフロンティアを赤方偏移 10 以遠に延ばすと同時に、初代

宇宙中性化時の名残が宇宙マイクロ波背景放射として観銀河の形成メカニズムを明らかにする。種ブラックホール

測されている（Planck Collaboration 2018）。その一方で、を特定し、初期ブラックホール成長に制限を与え、銀河

現在の宇宙から約 128 億年前（宇宙誕生から約 9 億年後、とブラックホールの共進化の物理的原因を解明する。ガ

赤方偏移 6 程度）の宇宙に至るまで、宇宙空間はほぼ完全

ス流入流出が銀河進化に及ぼす影響をより具体的に観測に電離状態にあることがわかっている（Fan et al. 2006 な的に検証する。銀河の多様性、銀河の物理量間の経験則

ど）。したがって、何らかのメカニズムによって、宇宙はと時間進化など「集合体としての銀河」の理解から、銀河

過去に中性から電離状態へと大きく転換したことになる。

内部の基本的な物理的・化学的性質を解き明かすという

この宇宙史における一大現象を宇宙再電離と呼ぶ。現在

手段の変革もありうる。あるいは、初代星、初代ブラックの宇宙に存在する星の 99% 以上が宇宙再電離後に形成さホール、宇宙で最初に星形成をやめた銀河、などの発見れたことから（Madau & Dickinson 2014）、宇宙再電離も大いに期待できる。いずれも銀河進化研究の根幹にかはその後の天体形成の初期条件を決める重要な現象であかわる重要なテーマであり、すばる望遠鏡の広視野機能ると言える。

1 銀河を大きく包み込むように分布しているダークマターの塊。
2 天文学では、ダークマターではなく通常の物質を構成する粒子という意味で用いられる。

第3章

すばる望遠鏡と TMT の連携で取り組むサイエンス51

初代星・初代銀河
初代ブラックホール

宇宙中性化

中性宇宙

電離バブル

進化した多様な
銀河 / AGNs
化学進化

宇宙再電離

現在

ビッグバン

宇宙
マイクロ波
背景放射

電離宇宙

38 万年

宇宙年齢

10 億年

137億年

z=1,100

赤方偏移 (z)z=6z=0

図 3. 2 .1：初期宇宙史の概略図（Loeb 2006の図を改変）。宇宙誕生後数億年経過した頃に初代星・初代銀河等の宇宙最初の天体が誕生したと考えられる。これらの天体から生成・放射される高エネルギー電離紫外光によって周辺の宇宙空間（主に中性水素ガス）が電離され始める。電離ガスが銀河を包み込むこの状態を電離バブルと呼ぶ。電離バブルがお互いに連結し徐々に電離ガス空間が広がり、宇宙年齢 10 億年（赤方偏移にしておよそ6）までには宇宙空間がほぼ完全に電離したことが知られている。現在の宇宙に見られる多種多様な天体の形成・進化過程を知る上でその初期条件を決める初代星・初代銀河の性質を理解することが必要不可欠である。
Credit: Illustration by Jean-François Podevin; Furlanetto et al. 2004

これら初代星・初代銀河・宇宙再電離を明らかにするためには、すばる望遠鏡と TMT の融合による観測戦略が鍵となる。すばる望遠鏡と TMT を組み合わせることで、初代銀河の観測能力を飛躍的に向上させ、統計的に研究する事が可能となる。それにより、初代銀河の形成メカニ
ズムに加え、宇宙再電離への寄与を同時に明らかにする事ができるだろう。そして、この時代の重元素を含まない
種族 III 星の星団からなる銀河を発見する事ができれば、世界初の初代星形成現場の観測的証拠となる。

3.2.1.2 すばる望遠鏡と TMT による初代銀河探査
ハッブル宇宙望遠鏡やすばる望遠鏡による観測により、
これまでに 1000 個を超える銀河が赤方偏移 6（宇宙年齢 9億年）より遠方の宇宙で見つかっている（Bouwens et al.

2015; Ono et al. 2018 など）。一方、赤方偏移 10 以上（宇宙年齢 5 億年未満）の宇宙に存在する初代銀河は、ハッブル宇宙望遠鏡のデータを全て使っても 10 個程度しか候の問題を解決し、2020 年代の天文学において初代銀河探

補が見つかっておらず、ライマンアルファ輝線や金属輝査をリードする。ULTIMATE の近赤外線撮像により、ラ線を使った分光同定もほとんどなされていない（Oesch

イマンブレイク法 6 を使うことで赤方偏移 10 を超える初

代銀河の探査には不十分なためである。45
すばる望遠鏡の ULTIMATE と次世代望遠鏡 TMT はこ

et al. 2018; Bouwens et al. 2019 など）。唯一分光同定さ代銀河の候補を探査することができる。得られた銀河候

れている銀河（GN-z11: Oesch et al. 2016; Jiang et al. in

補を TMT により分光することで、後述のように初代銀河

preparation）も典型的な銀河に比べて 3 倍も明るく（紫外光度 3 > 3L*、L* は銀河の典型的な光度）、赤方偏移 10 をを同定しその性質を調べることができる。図 3. 2.2 に示
すように、ULTIMATE と IRIS の組み合わせにより静止超える初代銀河の一般的な性質に迫ることはできていな系紫外線での見かけ等級が 26 - 28 等（典型的な銀河に比い。これは既存の観測装置の探査面積・感度の両方が初

べて 0.5- 2.0 倍程度）の明るさをもつ赤方偏移 >10 の初

3
4
5
6

52

図3.2.2：赤方偏移10を超える銀河が1平方度あたりに存在する個数（個数面密度）の予想と各探査の観測範囲。黒色と緑色の領域は予想される
赤方偏移10、12の銀河の個数面密度 4。赤実線、青実線、黒破線、黒点線はそれぞれすばる望遠鏡とTMT、JWST、Euclid、WFIRSTによる探査で観測される等級と銀河面密度の範囲を示している 5。

光度はある天体から全方向に放射されるエネルギー総量。
銀河の個数密度が（1+z）の -0.25 乗、-0.6 乗で減少すると仮定して、z<10 の観測値を外挿して計算。
ULTIMATE については現在仕様策定の最中であり、ここに示す感度限界については理想的な状況を仮定している。
銀河間物質中の中性水素により、遠方銀河のスペクトルには 91.2-121.6nm より短波長側に吸収がみられる。この吸収を複数の広帯域フィルター画
像で捉えることで遠方銀河を選択する手法。

Subaru / TMT Science Book

金属量 (太陽金属量に対する割合)

金属量 (太陽金属量に対する割合)

等価幅 (EW, Å)

等価幅 (EW, Å)

z=10の平均的な明るさの銀河からの金属量 (12+log O/H)(b) C IV
フラックス (10-19 erg/s/cm2)

フラックス (10-19 erg/s/cm2)

z=10の平均的な明るさの銀河からの(a) C III ]金属量 (12+log O/H)

図 3. 2 . 3：光電離モデルに基づく炭素の電離輝線（a）CIII] λ 1909と（b）CIV λ 1549の輝線強度の金属量依存性。実線が従来の星種族モデル、破線が連星進化を含めた星種族モデル、そして点線が極低金属量の星種族（種族III）モデルを用いた結果であり、色の違いは異なるガスの電離状態を表す。左
縦軸に等価幅（Å）、右縦軸に赤方偏移10の平均的な明るさを持つ銀河から期待される輝線フラックス（10 -19 erg s-1 cm- 2）を示す。
Credit: Nakajima, K. et al. A&A, 612 , 94 , 2018 , reproduced with permission © ESO.（一部改変）

代銀河を 20 -110 個同定できると予想される。ジェイムズ

輝線強度比や等価幅 7 を光電離モデル予想（Nakajima et

ウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）による深宇宙探査では探査

al. 2018 など）で解釈することで、初代銀河のガスの物理
状態（金属量、電離状態）を決定する。図 3.2.3 では炭素面積が不十分なため、赤方偏移 10 を超える初代銀河はの電離輝線の等価幅の光電離モデル予想を載せている。

10 - 60 個しか見つからず、紫外線での明るさも典型的な銀河に比べて 7 割程度以下と暗いため、初代銀河候補がこの予想から、赤方偏移 10 の典型的な明るさの銀河であ見つかっても分光観測による詳細な調査は難しい。一方

れば、TMT1 晩の観測で太陽金属量の 1% 程というわず

ユークリッド衛星（Euclid）と広視野赤外線サーベイ望遠

かな金属量の有無を探査することが可能となる。これは鏡（WFIRST）は観測波長の制限から赤方偏移 10 までし

現在知られているどの銀河よりも低い金属量を赤方偏移か探査できない。加えて Euclid の広視野探査では感度が10 という遠方宇宙で検出する能力を TMT が有しているこ

足りず、紫外光度が典型的な銀河に比べて 2 倍以上明るとを表している。さらに 3 倍以上の観測時間をかければ、い銀河しか探査できない。よって 2020 年代において、す

一桁以上低い金属量を測定し、原始ガスから誕生したばばる望遠鏡と TMT の組み合わせは典型的な初代銀河のかりの銀河（種族 III 銀河）を同定することもできる。

様子を知るうえで重要な手段であり、次世代の宇宙望遠

る望遠鏡の Suprime-Cam、HSC を使って行ってきたこ

IRIS や IRMOS を活用し、10 個以上の銀河の加算平均
スペクトルを作成することで、種族 III 銀河特有の強いラ8
イマンアルファ輝線（Yajima & Khochfar 2017 など）
やヘ
リウム輝線の検出、そして極端に弱い金属輝線（i.e. 太陽
金属量 0.1% 以下に相当する金属輝線強度、もしくはそのとであり、日本のこれまでの経験を生かしてこの分野を上限値）を確認することは十分可能である。

鏡と比べても十分競争力がある。初代銀河のような個数の少ない天体を広視野観測で探し、分光同定により詳細に調べるという研究は、日本チームがまさに今まですばリードすることが期待される。

また、遠紫外輝線スペクトルは様々な電離状態の輝線を含むことから、初代銀河を構成する星の性質（星種族）、

3.2.1.3 初代銀河の物理的性質と宇宙再電離の理解
ULTIMATE 等によって見つけ出された暗い初代銀河の詳しい性質を得る上で TMT の分光観測装置は必要不可欠である。近赤外線に感度のある IRIS や近赤外多天体面分光装置（IRMOS）を用いることで、赤方偏移 6 から 12 のとに、近年の観測によって赤方偏移 6-9 の銀河から高い

遠方銀河に対して、水素の再結合線であるライマンアル

銀河ではより大質量の星が効率良く生成されている可能更には銀河の中心部から強い電磁波を放出する活動銀河
核（AGN）を持つのかを調べることができる。興味深いこ
割合で通常の星種族合成では説明のつかない高電離輝線
スペクトルが観測されている（Mainali et al. 2018）。初代

ファ輝線やヘリウムの再結合線、そして炭素や窒素、酸性もあれば、活動銀河核を持つ可能性もあり、その星種素といった主要金属の様々な電離状態の輝線が静止系遠族に関しては未だ多くの謎が残されている。現在は 10 個

紫外波長域（100- 200 nm）で観測可能となる。これらのほどの明るい天体に偏った小さなサンプルによる議論にと7 輝線強度（フラックス）を連続光強度で規格化した量。
8 宇宙再電離期の銀河からのライマンアルファ輝線は銀河間空間において吸収を受けやすくなるため必ずしも強く観測される訳ではないが、銀河が電離バブルに属する場合、十分観測可能である。次段落参照。

第3章

すばる望遠鏡と TMT の連携で取り組むサイエンス53

どまっており、TMT による大きなサンプルを元にした分
光観測によって初代銀河の平均的な星種族の描像が初めて手に入る。
以上のように、初代銀河の星種族とガスの詳しい性質
を観測的に得ることで、初代銀河形成・進化に関わる複雑なバリオン物理過程の理解を飛躍的に深めることができる。では、これらの性質を持つ初代銀河は宇宙再電離を引き起こすことができたのであろうか ? この問いに答えるためには、銀河内の星種族によって生成される電離紫外光のうち、銀河から宇宙空間へ放射される割合を更に知る必要がある。これを電離光子脱出率（escape fraction,

論づけることができる。宇宙再電離期の銀河間空間の光図 3. 2 . 4：赤方偏移10 程度の時代の超高密度領域で予想される構造。
フィラメントに沿った多数の初代銀河と付随する巨大電離バブル（直径数百キロパーセク以上）。明るい初代銀河付近では、輻射フィードバッ
クによる種族III星銀河と超大質量星の形成も予想される。

学的厚さによりこの物理量を直接観測することは不可能で終了時期である赤方偏移 7 付近において、多数の原始銀ある（Inoue et al. 2014）。その代替案として、遠紫外スペ

河団候補が発見されている。このような超高密度領域でクトルの吸収線を活用できる（Heckman et al. 2011 など）。

は、ライマンアルファ輝線が広がって観測されるライマンfesc）と呼び、初代銀河の個数分布や星種族・ガスの性質と組合せることで宇宙再電離期における銀河の役割を結

吸収線の深さから星形成領域が中性水素ガスで覆われてアルファブロッブやサブミリ波銀河なども同時に密集している割合（covering fraction、Cf）を推定することができいることが明らかになりつつある（Harikane et al. 2019）。

るため、覆われていない割合（1-Cf）が電離光子の中性水

それでは、宇宙再電離開始時期である赤方偏移〜10 の超素ガスによって吸収を受けずに銀河外へ出られる割合（電高密度領域ではどのような天体形成や現象が起きている

離光子脱出率）に相当する。暗い遠方銀河からの吸収線だろうか ? 理論的には、初期宇宙の超高密度領域においの検出はこれまで非常に困難であったが、TMT の IRIS はて、現在の宇宙では見られないような激しい銀河形成を

静止系紫外線の見かけ等級で約 25 等級（AB）の銀河から促進する、図 3.2.4 に示されるような興味深い現象が起き

3 時間弱の観測時間で連続光を分光モードで検出する能力ていると考えられる。それらはまとめると、（1）フィラメンが有り、本研究を躍進させる。静止系紫外線での等級がトに沿った初代銀河群の形成、（2）初代銀河群による数百

25 等というのは、赤方偏移 6での典型的な銀河より約1等、そして赤方偏移 10 では約 2 等明るい銀河に相当する。こキロパーセク以上の巨大電離バブル形成、（3）初代銀河からの輻射フィードバックによる種族 III 星銀河や超大質量

れら明るい銀河に対しては個別に、より暗い平均的な銀河星の形成などがある。

に対しては 10- 40 個ほどの銀河の加算平均スペクトルを

まず、ULTIMATE による広視野サーベイにより初代

作成することで連続光と付随する吸収線の検出が可能で

銀 河群候 補を見つける。ライマンブレイク法によって、ある。多天体分光モードを搭載する IRMOS を活用するこ

mUV= 26 等以上の明るい初代銀河の大域的分布を調べ、とで更に効率良く本研究を進めることができる。宇宙再電

数百キロパーセク内の数密度が大きく超過している領域

離の残された謎を解明する上で TMT の初代銀河直接分光を見つける。その後、IRIS での撮像観測によって、暗い観測が決定的な役割を果たす。

銀河（mUV= 28 等程度）まで捉える事でフィラメント構造

3.2.1.4 巨 大電離バブルに包まれた初代銀河群を捕まえる
近年の観測により赤方偏移 8 を超える銀河が数多く検出された（Hashimoto et al. 2018; Bouwens et al. 2019など）。
また、JWST により、赤方偏移 10 を超える銀河が複数個分光同定されることが期待できる（Zackrisson et al. 2011など）。従って、2020 年代は、すばる望遠鏡と TMT によっライマンアルファ輝線の有無を調べる。赤方偏移〜10 では通常ライマンアルファ輝線は銀河間ガスに遮蔽される。
しかし、半径 200 キロパーセク程度以上（physical scale）の巨大電離バブルが形成されている場合、銀河間ガス透過率は 10% 以上になり得るため（Yajima et al. 2018）、初代銀河群におけるライマンアルファ輝線の検出は巨大電離バブル の 存 在 を 示 唆 す る。 図 3.2.5 は、 電 離バブルて、初代銀河を見つける事からその形成メカニズムを明らと銀河間ガス透過率を考慮したライマンアルファ輝線銀かにする時代に突入していくだろう。そのためには、どの河個数密度の理論モデルである。フラックス検出感度がような領域を、どのようなアプローチで調べるか工夫が必

10 -18 erg s-1 cm- 2 の場 合、赤方 偏移 10 程度では n 〜10 -6
Mpc-3（Mpc：メガパーセク）の個数密度が期待できる。

要である。
近年の HSC による銀河サーベイによって、宇宙再電離

54を浮き彫りにする。また、TMT による分光観測によって、Subaru / TMT Science Book

また、初代銀河による強い電離フィードバック下では、重きな隔たりがある構造の相関は、両者が様々な物理過程を通じて密接に相互作用して成長したことを示唆し、ブラックホールと銀河の「共進化」として認識されるようになった。すなわち「銀河進化」と「ブラックホール進化」の両者を複合的な視点で捉えることが、天体進化を理解するうえで重要だと考えられ始めたのである。さて、共進化の一翼を担う超巨大ブラックホールを宇宙の古今にわたって探査する最も一般的な手法は、「クェーサー」と呼ばれる活動期のブラックホールからの明るい紫外放射を頼り
図 3. 2 . 5：各赤方偏移におけるライマンアルファ輝線銀河の数密度モデ
ル。銀河周辺の電離バブル、銀河間ガスのライマンアルファ透過率も考慮されている。色の違いは銀河から放射されるライマンアルファ輝線プロファイルのモデルの違いをあらわす。
Credit: Yajima et al. 20189にする方法である。2000 年代以降の大規模サーベイ観測の活躍により、宇宙初期のクェーサー探査は現時点で宇宙誕生後 7 億年（赤方偏移 7）の時代にまで到達している（Bañados et al. 2018 など）。驚くべきことに、発見された宇宙初期のクェーサーの多くは現在の宇宙に存在する元素を含まない種族 III 星からなる種族 III 星銀河が形成さ最大級のブラックホールと同程度の質量（1-100 億太陽質れると考えられている（Visbal et al. 2016）。

量）を既に獲得していることが知られている。ところが、

9

そして、強い紫外線フィードバックによって水素分子破ブラックホールへの質量降着現象に臨界降着 10 の制限があ

壊が続く場合は、10-100 万太陽質量の超大質量星が形成る限りは、宇宙年齢 10 億歳以下の若い時代で既に太陽質されうる（Regan et al. 2017）。この超大質量星は崩壊し量の 10 億倍に達する大質量ブラックホールを形成するこて巨大ブラックホールになるため、遠方クェーサーとも密とは非常に困難である。そのため、巨大ブラックホールの接な繋がりがある。超大質量星は 5000 K 程度の黒体放射「種」が初期宇宙でいつ・どこで・どのように生まれたか、をしており（Hosokawa et al. 2012）、全光度は〜3 × 1010

そこからどのような過程を辿って進化したかは、観測・理

太陽光度である。放射のピークの波長帯としてはスピッ論の両面から議論の対象となっている。また、諸々の観

ツァー宇宙望遠鏡（Spitzer）、JWST、次世代赤外線天文測的困難さから、それらのクェーサーを宿す母銀河の性衛星（SPICA）の帯域となる。

質（星質量など）についても詳しいことは分かっていない。

このような研究は、すばる望遠鏡の超広視野、TMT の以下に述べるように、TMT 時代には現状の観測限界を超高感度観測が融合して初めて達成可能である。超高密度

えて巨大ブラックホールの起源、そして共進化の成り立ち

領域をすばる望遠鏡で見つけ、TMT による徹底的な調査に迫る多くのブレイクスルーが期待できる。

によって、（a）大規模構造における銀河進化メカニズム、（b）宇宙再電離の始まり、（c）輻射フィードバックと天体

3.2.2.2 超巨大ブラックホールの起源を探る

形成の関係について統合的に解明する事ができる。また、宇宙初期のクェーサーは非常に稀な天体であるが故に、この分野における日本の数値シミュレーションは世界をその探査には広い領域を観測することが必要となる。このリードしており、理論と観測を融合させることで世界に類点において集光力に長けた 8m 級望遠鏡の中で圧倒的な広を見ないユニークな成果を生み出すだろう。

視野観測能力を誇るすばる望遠鏡の競争力は高い。事実、

3.2.2 超巨大ブラックホールと銀河の共進化

現時点でも HSC による深い広域サーベイ観測で見つけた
遠方天体候補に可視光分光観測をすることで、赤方偏移 4− 7 の遠方クェーサーが続々と発見されつつある（例えば、Matsuoka et al. 2016; Akiyama et al. 2018; 図 3.2.6）。近い将来には超広視野多天体分光器（PFS）で大量の天体の3.2.2.1 背景
21 世紀初頭の天文学の大きな成果として、多くの大質量銀河の中心に超巨大ブラックホール（太陽の 100 万倍

クェーサーの大規模サンプルの構築は飛躍的に進むだろう。

以上の質量）があり、そのブラックホール質量と母銀河のTMT 時代には、このユニークなサンプルを用いて初期宇宙

可視光分光観測が進み、すばる望遠鏡の観測に基づく遠方

バルジ質量（MBH-Mbulge 関係）や恒星系速度分散（MBH- σでの巨大ブラックホールやその母銀河の性質を詳細に調べ関係）とが比例関係にあると分かったことが挙げられる

ることが期待される。

（Kormendy & Ho 2013 など）。空間的には 7 桁程度の大

まず、TMT の IRIS を用いた近赤外線分光観測によって、

9 Figure 11, Modelling of Lyman-alpha emitting galaxies and ionized bubbles at the epoch of reionization
10 自己重力に対してガスと輻射による圧力勾配で静力学的平衡を保っているとしたとき、放射可能な光度の上限値（エディントン限界）に対応する降着率

第3章

すばる望遠鏡と TMT の連携で取り組むサイエンス55

測定には近赤外線分光観測が必要になる。現状の 8m 望
遠鏡の感度では最も暗い HSC クェーサーに対して十分な
絶対等級 M1450 [等]質のスペクトルが得られていないが、IRIS による大規模観測によって精度の高い測定が初めて可能になると期待される。
赤方偏移 7 を超える「最遠方」クェーサー探査の重要性も強調したい。この時代のクェーサーはライマンブレ
イクが近赤外線の領域まで赤方偏移するため、近赤外線で明るく可視光で非常に暗い性質を持つ。2020 年代には

Euclid や WFIRST といった宇宙望遠鏡、そして東京大学
赤方偏移の TAO 望遠鏡による近赤外線サーベイ観測が予定されて

図 3. 2 .6：現在までに発見された赤方偏移 5. 8 以上のクェーサー赤方偏移―絶対等級分布。すばる望遠鏡で発見されたクェーサーを星で示した（赤：HSC、青：Suprime-Cam）。

おり、宇宙最初の天体形成から生じた初代クェーサーのHSC で見つかったクェーサーのブラックホール質量と質

プロジェクトに貢献する。日本は遠方ブラックホールの分量降着率の分布に制限をつけたい。これまで発見された

野で観測理論共に豊富な研究者を擁するため、発見後の遠方クェーサーの多くは、その時代で最も明るい、つまTMT による詳細観測も含めて遠方ブラックホール探査のり質量が重く質量降着率の高い種族に限られている。一フロンティアに挑み続ける意義は大きい。

発見が期待される。すばるコミュニティとしては北天領
域におけるすばる望遠鏡の HSC 可視光撮像で、これらの方 HSC クェーサーの光度範囲はこれと比べて約一桁暗く、近傍宇宙の観測と理論的考察から巨大ブラックホールのブラックホール質量が小さいことが期待される。ブラック

起源に迫る方法もある。現在観測されている恒星質量ブ

ホール成長のより初期の過程を知るためには、より質量のラックホールと銀河中心の巨大ブラックホールの間の 100-

小さいブラックホールを同定することが重要である。ここ

10 万太陽質量の範囲（中間質量ブラックホール）はまだほ

で、
TMTのIRISを用いて広い光度範囲にわたる巨大ブラッ

とんど観測データがないフロンティアである。有力視され

クホールサンプルに対し質量測定を行うことで、初期宇宙ている種ブラックホール（質量降着等を経て超巨大ブラッから現在に至るまでの巨大ブラックホールの質量分布の時クホールになる前段階のもの）の形成シナリオではそれぞ

代推移を追うことができる。また、臨界降着の理論的制

れ初期質量が異なるので、ブラックホールが存在しない質限を超えて急激に成長する若いブラックホールが同定され量範囲を特定することは形成シナリオを制限するために重れば、初期宇宙でのブラックホール形成問題に対して解要である。図 3.2.7 は、現在見つかっているブラックホー

決の糸口が見えるかもしれない。

ルの質量分布から種ブラックホールの質量に制限を付けた

HSC クェーサーに対するもう一つのキーサイエンスが、理論的研究の結果であり、種質量が全て 10 万太陽質量でブラックホールのごく近傍領域である広輝線電離領域（高あるモデルは棄却されている（Shirakata et al. 2016）。よ

電離ガスが激しく運動している領域）の金属量測定であり質量の小さな中間質量ブラックホールは、上記の質量る。クェーサーのスペクトルには電離した炭素や窒素、鉄

ギャップを埋めて種ブラックホールに繋がりうるミッシン

といった金属原子からの輝線が見られるが、これらの輝グリンクであり、TMT が達成する大集光力と高空間分解

線強度比は広輝線電離領域ガスの金属量、つまり銀河中

能によって大きく理解が進展すると期待される。中間質量心部での星形成史と結びついている。ここで興味深いこ

ブラックホールを直接観測できれば、種ブラックホールだとに、明るいクェーサーについては最遠方の赤方偏移 7 にけでなく母銀河との共進化関係の成り立ちにも新たな知至るまで広輝線電離領域金属量に時間進化が見られてい見をもたらすだろう。具体的には、その存在が予想されてない（De Rosa et al. 2014 など）。これは母銀河の化学進いる球状星団や矮小銀河中心を TMT の NIRES（および化が宇宙初期 10 億年未満に早急に完了したことを意味すAO）で高分散分光モニタリングし、ブラックホール重力圏

る。一方でブラックホールと母銀河の共進化が初期宇宙にある星の運動を調べることが必要になる。さらには、中に既に起こっているとすれば、低光度でブラックホール質

間質量ブラックホールの存在が疑われている超高光度 X 線

量の小さな HSC クェーサーの中にはブラックホール成長源と呼ばれる X 線天体についても対応天体の同定が TMTと母銀河の化学進化が共に途上、ないしは初期段階にあで可能になると期待される。超高光度 X 線源は連星系ブる種族が含まれていると期待される。上記の初期宇宙でラックホール周囲の降着円盤 11 からの X 線放射だとされてのブラックホール質量測定とその広輝線電離領域金属量

いるが、未だ正体は不明である。TMT の IRIS と AO によ

11 ブラックホールに周囲からガスが落ち込む場合、角運動量をもっているガスはまっすぐに落ちず、ブラックホール周囲に形成された円盤上を回転しながら落ちていく。これを降着円盤という。

56

Subaru / TMT Science Book

ブラックホール質量（太陽質量単位）

情に棹させば流される。
智に働けば角が立つ。
ど
赤線: シミュレーション結果
こへ越しても住みにくいと悟った時、詩が生れて、画が出来る。
とかくに人の世は住みにくい。意地を通せば窮屈だ。
とかくに人の世は住みにくい。
どこへ越しても住みにくいと悟った時、詩が生れて、画が出来る。意地を通せば窮屈だ。山路を登りながら、こう考えた。智に働けば角が立つ。
どこへ越しても住みにくいと悟った時、詩が生れて、画が出来る。智に働けば角が立つ。
とかくに人の世は住みにくい。山路を登りながら、こう考えた。
とかくに人の世は住みにくい。住みにくさが高じると、安い所へ引き越したくなる。住みにくさが高じると、安い所へ引き越したくなる。
情に棹させば流される。
意地を通せば窮屈だ。住みにくさが高じると、安い所へ引き越したくなる。
意地を通せば窮屈だ。
種質量:
105 太陽の場合

バルジ質量（太陽質量単位）

データ点:
近傍銀河で観測された
バルジ-ブラックホール質量

種質量: 103 太陽の場合

バルジ質量（太陽質量単位）

図 3. 2 . 7：準解析的モデルシミュレーション（ν 2 GC）による赤方偏移 0でのバルジーブラックホール質量関係（Shirakata et al. 2016、図1を改変）。モデル予測を赤線と灰色部、観測値を点で示した。種ブラックホール質量を全て10 万太陽質量（左）、1000 太陽質量（右）とする
かで低質量側のモデル予測が大きく異なり、10 万太陽質量の場合に観測値と合わないことがわかる。
Credit: Shirakata et al. 201612（一部改変）

る面分光観測により、超高光度 X 線源の周りにみられる
シェル状あるいはバブル状の輝線領域のガスの運動の様子を捉えられれば、ブラックホールの質量が求められる。
伴星のスペクトル型や降着円盤の物理状態等も合わせて、この天体の正体の理解が大幅に進むだろう。123.2.2.3 ブ
 ラックホールと銀河の共進化関係の起源解明に向けて
共進化関係を作り出す物理機構としては、銀河同士の合体に伴う爆発的星形成と活動銀河核の発現、それに続
く中心核からのフィードバックによる星形成の抑制という過程が有力視されている（Hopkins et al. 2008 など）。そこでは必定、ブラックホール周辺から母銀河に至る様々な
空間スケールでの物理過程がモデル化されており、TMT

図 3. 2 . 8：ALMA 観測で導出された母銀河の力学質量とブラックホール
質量の比較図（Izumi et al. 2019を改変）。灰色の帯部分が近傍宇宙での共進化関係（ただし横軸は星質量となる）を表す。より低光度のクェー
サーは近傍関係に沿う、または近傍関係よりもブラックホール質量が小さいという傾向にある。

のような高解像度と高感度が両立する装置を用いた観測かつその過程が極めて急激なものであることを要請してお的検証が望まれる。

り、銀河合体に伴う急激な天体形成を支持するように思え

たとえば一つの観測的アプローチとして、「宇宙の古今る。ただし、この手の研究には依然として（i）星質量の直にわたる共進化関係の変遷」を調べて物理モデルの時間進接測定がされていないために近傍宇宙でのブラックホール

化予測と比較することが挙げられる。その際に重要な観

質量と星質量の関係との直接比較ができていない、（ii）現測量となるのは、過去の質量獲得史の積分量としての「ブ状の 8m 級望遠鏡の感度限界により 1 億太陽質量以下のブ

ラックホール質量」
・「星質量」と、その現在進行形の微分

ラックホールの観測例が乏しく、ごく一部のパラメータ空量としての「ブラックホール質量降着率」と「星形成率」だ

間での限定的な議論しかできていない、といった問題点がろう。現在のところ、赤方偏移が 6-7 を超えるような、遠ある。これに対して TMT の IRIS には、（1）望遠鏡の大集

方クェーサー母銀河に対しては、ALMA に代表される長光力を活かしてより小さいブラックホール質量の測定が可

波長帯の干渉計観測に基づく「力学質量」の測定が行なわ

能、（2）補償光学を駆使して 0.01 - 0.02 秒角（赤方偏移 3れている（Izumi et al. 2019 など）。HSC で続々と見つか

以遠で〜100 パーセクに相当）という超高空間分解能を達りつつある低光度クェーサーは、「大きなブラックホール質

成することで、クェーサー母銀河の放射を低光度天体でも量の天体 = 明るいクェーサーほど観測されやすい」というはっきりと検出できる、という大きな利点がある。たとえ従来の観測の傾向を排除して、当時の天体形成の一般的

ば現在計画されている IRIS の波長範囲の 0.84- 2.4 μm でな描像をより適切に反映する天体サンプルを提供する。近は、赤方偏移 2- 4 程度の銀河の 4000Åブレークが捉えら

年の ALMA 観測からは、こうした HSC クェーサーは、赤れ、星質量のより正確な測定、引いては近傍宇宙で測定

方偏移〜6 の時点で近傍宇宙と同じ共進化関係に従う、なされた共進化関係との直接比較が初めて可能となる。

いしは近傍関係に対してより小さい質量のブラックホール

2020 年代後半でも第一線の活躍が確実な ALMA を用を持つ傾向にあることが示唆された（図 3.2.8）。これは共いた遠赤外線連続光や一部の微細構造輝線の観測からは、進化が、母銀河の成長に引き続いて中心ブラックホール

母銀河の塵に埋もれた星形成率の測定が可能である。こが成長する、という質量獲得過程を経て達成され、なおれとは相補的に、ALMA と同程度の空間分解能を持つ

12 Figure 1, Theoretical re-evaluations of the black hole mass-bulge mass relation - I. Eﬀect of seed black hole mass

第3章

すばる望遠鏡と TMT の連携で取り組むサイエンス

57

TMT で電離輝線の観測を行なうことで、塵に埋もれてい光力を活かした PFS による多天体分光が役立つ。得られない領域の星形成率が銀河を解像した上で測定可能となた結果を同等の空間分解能を持つ ALMA を用いた低温分る。これらを合わせた合計星形成率と、こちらもすばる望

子・原子ガスアウトフロー観測と比較することで、中心核

遠鏡と TMT の可視光・近赤外線観測から測定したブラッ近傍から母銀河まで一貫して、全ての相の星間物質（星形クホール降着率とを、広い光度範囲の天体について調べ

成活動の母体）に対する AGN フィードバックの様子を完ることで、銀河進化のどの段階でブラックホール成長は活全に明らかにすることができる。

発化するのかを明らかにでき、理論モデルへの強い制限となる。たとえば、ブラックホールの成長の「勢い」の尺度であるエディントン比（クェーサー光度とブラックホー
ル質量で定義される）が、星質量や星間物質の量で特徴付けられた母銀河の成長段階とどう関係付けられるかは銀河形成とバリオン物質の循環
3.2.3.1 背景

興味深い調査対象である。一方、個々の天体の詳細な撮

現代宇宙論において、宇宙の階層的構造形成は物質の像分光観測とは別に、すばる望遠鏡を用いた広視野かつ主成分であるダークマターによって支配されている。一方

高感度な可視光・近赤外線撮像観測も共進化の研究に役で、銀河の形態や性質の決定には物質の残り 17% を占め

立ち、特に初期宇宙クェーサーの周辺環境の徹底的な特るバリオン物質（電磁波によって知覚できる通常の物質）

徴付けが重要である。銀河合体が共進化を促す重要な機が主要な役割を担っており、この物理過程を明らかにする構であるなら、クェーサーは銀河の密度超過領域に鎮座ことは天の川銀河を含む銀河の形成史および銀河の多様すると期待できる。HSC や ULTIMATE による広域撮像性を理解する上で極めて重要である。本節では銀河の形

観測、ならびに PFS による高効率な赤方偏移決定が鍵と成を根底から支えるバリオン物質を取り巻く物理現象につなる。

いて俯瞰し、「すばる望遠鏡と TMT」で期待されるビッグ

クェーサーを含む活動銀河核から吹き出す星間物質の58

3.2.3

サイエンスを概説する。

ガス流出（アウトフロー）は、中心核と母銀河を空間的に銀河の形成と進化において、ガス降着・星形成・フィー

接続しうる物理過程なので、共進化関係の実現においてドバックの 3 つの物理現象を根幹とするバリオン物質の循重要だと考えられている。ここで、すばる望遠鏡と TMT環が重要な役割を果たす（図 1.2）。星の材料となるガスの組み合わせはこのアウトフローの研究にも威力を発揮

は銀河間空間から供給され、銀河の内部では冷えて凝縮する。主に低光度のセイファート銀河とよばれる種族をしたガスから大小様々な星が生まれる。中でも太陽質量対象とするこれまでの近傍宇宙の活動銀河核の観測からの 8 倍以上の大質量星は超新星爆発を引き起こし、膨大なは、その X 線から赤外線に至る幅広い波長範囲の電離エネルギーを放出し、周囲のガスを加熱する。超新星爆ガス輝線でアウトフローに特徴的な輝線ないしは吸収線発の影響は規模によっては銀河周辺部に達し、ガス降着の形状が確認されている（King & Pounds 2015 など）。

を阻害し、銀河スケールでのアウトフローを生じさせる。

TMT の IRIS を用いれば、同様の観測が比較的遠方（たとえば［OIII］5007 輝線の場合だと赤方偏移 3.7 程度まで）

このような星形成活動に伴う現象、特に次に起こる星形のクェーサーまで、空間的に分解した観測が可能である。

の循環はこのようにして銀河の内外に渡ってその形成と進クェーサーは宇宙で最も明るい活動銀河核種族であり、化を支配し、今日の銀河宇宙の多様性を生み出している。

しかるに活動銀河核による銀河の進化への影響（いわゆる銀河形成とバリオン循環との関係を紐解くには、今日成を抑制する効果をフィードバックと呼ぶ。バリオン物質

AGN フィードバック）が最も強力に作用する現場だと期見られる銀河の多様性が確立する以前の宇宙を調べる必待できるので、そのアウトフローの性質を空間情報を交え要がある。赤方偏移 1 から 3 は銀河形成が最も活発であって研究する意義は大きい。アウトフローガスがどこで発生た「宇宙の激動期」として知られており、現在の銀河宇宙したのか、その加速機構は何なのか、といった重要問題の成り立ちを知る上で最も注目すべき時代である。宇宙激に中心核近傍を解像しながら挑むことが望まれる。特に動期の銀河の星形成率は現在の銀河のおよそ 10〜100 倍

赤方偏移〜2.4 程度までは［SII］輝線が観測可能なので、もあり、頻発する超新星爆発によってフィードバック効果

二重線の強度比から電離ガスアウトフローのガス密度、ひも大きくなる。これに打ち勝って高い星形成率を維持す

いてはどれくらいの質量のガスが噴出しているかを導出でるためには、外部から大量のガスを供給する必要があり、きる利点がある（Kawaguchi et al. 2018）。もちろん、よガスの流出入は現在よりも遥かに激しかったと考えられ

り低赤方偏移の天体については、WFOS の面分光機能でる。この時代はまさに、バリオンが宇宙の中をダイナミッ

同じ測定が可能である。このような詳細な面分光用の母クに循環していたのである。

サンプルは、たとえば［SII］二重線の高品質測定がなさ

様々な物理現象が複雑に絡み合うバリオン循環を包括れているべきである。そのようなサンプル構築には、大集的に理解するためには、100 パーセク程の星形成領域から、

Subaru / TMT Science Book

その 100 万倍大きな大規模構造という広範なダイナミック
レンジに渡って展開される様々な現象を、高い分解能かつ深い観測によって捉える必要がある。各空間スケール
での主な課題は次のようにまとめられる。
● 10 〜10 パーセク：宇宙のバリオン分布、大規模構造
68が銀河進化に与える影響 13● 10 〜10 パーセク：銀河と銀河間空間を往来するバリ
46

オン流動のダイナミクス● 10 〜10 パーセク：宇宙の激動期における星形成の制
2

4

御機構
すばる望遠鏡主焦点装置群の比類なき探査能力と TMTの高い集光力を最大限に活用することで初めて可能になるサイエンスケースを、この 3 つのスケールに分けて説明する。

図 3. 2 . 9：IGMトモグラフィーの概念図。遠方にある背景銀河から放射された光が手前にあるIGMを通過し、我々の元に届く様子を表している。宇宙論的シミュレーションによって得られた中性水素の密度分布がグレースケールで示されている（Shimizu & Nagamine in preparation）。
シミュレーションボックスの1 辺の長さは共動距離 13 で140メガパーセ
クで、天球面上の面積はPFSの3 視野分に相当する。

3.2.3.2 宇宙のバリオン地図（106 〜 108 パーセク）

すばる望遠鏡の主焦点装置群は TMT 時代にあっても比宇宙にはダークマターによって形作られるクモの巣状の類なき探査能力を提供する。PFS は 1.3 平方度という巨大大規模構造が広がり、その中ではシートやフィラメント構な視野の中で約 2000 天体の銀河の同時観測が可能で、夜造、フィラメントの結合点であるノット、広範囲に渡って空の広い範囲に渡って多数の背景銀河を観測する必要が物質がほとんど存在しないボイド（空洞）といった特徴的ある IGM トモグラフィーに最も適した装置である。赤方な構造が成り立っている。宇宙のバリオンのおよそ半分

偏移 2 − 2.5 の IGM トモグラフィーを行う場合は、赤方は銀河に束縛されることなく、希薄なガスとして大規模構

偏移 2.5 − 3.5 の星形成銀河が背景天体となる。フィラメ

造に沿って分布していると考えられている（図 1.2）。この

ントやボイドなどの基本的な構造を見分けるためには、平ように銀河と銀河の間の空間に存在するガスを銀河間物

均 3 − 4 メガパーセクの分解能が必要であり、銀河の数密質（Intergalactic medium; IGM）と呼ぶ。銀河間物質はガ度を考慮すると背景光源として 24.7 等級（g バンド）の銀スの貯蔵庫として銀河の進化に強く影響を及ぼしており、河まで観測すればよい（Lee et al. 2014）。PFS ならば最大ダークマターが主役となる宇宙論的構造形成論と銀河進化

10 時間程度の積分時間で吸収線の解析に必要な S/N 比がを扱う天体物理学の両者に深く関与する銀河間物質の存達成される。

在量や分布を調査し宇宙論との整合性を検証すること、そさらに小スケールの構造、ノットやフィラメントの大きして大局的バリオン分布が銀河進化に与える影響を理解さを高精度に決定するためには、背景光源の面密度を上することは現代天文学における最重要課題の一つである。

げる必要があり、より密度の高い、暗い背景銀河まで観測

銀河間物質は非常に希薄で自らはほとんど光を出さなしなければならない。また低密度ガスを捉えるためには、いため直接観測が極めて難しい。しかし背景にある天体より微弱な吸収線を測定する必要がある。これらを実現の分光スペクトルに刻み込まれる吸収線を調べることで、するために、高い集光力を持つ TMT に搭載される多天体手前にあるガスの視線方向距離や密度などの物理状態を分光器 WFOS を用いる。WFOS は次世代超大型望遠鏡装知ることができる。銀河間物質の大部分は電離された水置の中でも突出した感度を持ち、PFS と同等の積分時間で素であるが、電離されずに残っている中性水素も含まれおよそ 2 等級深い観測が可能となる。より暗い背景銀河まており、その割合は概ね一定であると考えられている。そで観測が可能になることで、約 1 メガパーセクスケールののため、中性水素によって生じるライマンアルファ吸収線

空間分解能を達成できる。あるいは PFS の限界等級付近

は背景天体の手前にある銀河間ガスの分布を調べるのにの背景銀河に対しては柱密度が約半分のガス雲まで捉え最適な吸収線である。さらに多数の背景光源を観測してることができる。広視野の PFS で広範なバリオン地図を描

視線を密に得ることで、手前の銀河間ガスの 3 次元構造をき、高集光力の TMT の WFOS で特徴のある領域を掘り復元することも可能になる。このような観測は IGM トモ

下げる。両者がタッグを組むことによって銀河間空間に拡グラフィーと呼ばれ、高赤方偏移宇宙の大規模構造をほ散する水素ガスの総量と分布をよりよく制限することがで

ぼ無バイアスに探査できる唯一の手法として期待されてき、これまでにない高精度のバリオン地図を作成できる。

いる（図 3.2.9）。
13 宇宙膨張とともにともに動く座標（共動座標）で測られる距離のこと。

第3章

すばる望遠鏡と TMT の連携で取り組むサイエンス59

イオンの分布を、吸収線を用いて測定することで、吹き飛ばされた物質の行き先を追跡し、物質が銀河の内外へとどのように分配され循環しているのかを明らかにできる（Oppenheimer et al. 2018）。
吸収線系を用いて銀河周辺物質を調べるためには、手前にある調べたい銀河（前景銀河）とそれに隣接する背景光源のペアを観測する。前景銀河の観測には、

ULTIMATE を用いる。背景光源には IGM トモグラフィーと同様に銀河を利用する。背景光源として銀河を用いる
場合、これまでの観測では微弱な金属吸収線を解析するために、多数の背景銀河スペクトルを平均化する必要が
図 3. 2 .10：銀河周辺物質の概念図。銀河面に流れ込む降着ガスやアウ
トフローガス、そのうち銀河に再降着する成分、銀河の周りに薄く広がる拡散ガスが描かれている。
Credit: Tumlinson et al. 201714

3.2.3.3 銀
 河を取り巻くガスのダイナミクス（104 〜 106 パーセク）
銀河間物質のうち、銀河から 1 メガパーセク程度までの銀河周辺環境に存在するガスを特に銀河周辺物質と呼ぶ。
図 3.2.10 は銀河周辺物質のイメージ図である。銀河周辺あった（Steidel et al. 2010）。しかし、TMT の WFOS で得られる高品質の背景銀河スペクトルを用いれば、個々の吸収体（ガス雲）の密度や運動状態と銀河の性質を調べることが可能になる。TMTとすばる望遠鏡によって、様々な距離や位置関係にある前景銀河と背景銀河のペアを多数観測することで、ガス降着やアウトフローのメカニズムを解明し、銀河周辺物質の描像を確立する。

3.2.3.4 銀河内部の物理現象（102 〜 104 パーセク）

物質は銀河と銀河間物質の橋渡しを担っており、銀河間銀河のバリオン循環は絶妙なバランスで成り立ってい空間から銀河へ流れ込む降着ガス、銀河から吹き飛ばさる。例えば我々の住む天の川銀河では、バリオンの 20% 程れるアウトフローガス、ハローの重力ポテンシャルにより度が星として観測されており、残りの多くは分子ガスや電加熱された拡散ガスで構成されており、各成分はそれぞ

離ガスといった様々な相状態のガスとして存在する。バリ

れ異なる物理状態、ダイナミクスを示すと考えられる。しオンに対する星の割合はダークマターを含むハロー質量にかし、このような描像はこれまでのわずかな観測的研究

よってある程度決まっており、一般に軽い銀河になればなやシミュレーションによって示唆される不確定なものであるほど低くなることが分かっている。これは軽い銀河であり、TMT 時代における観測的検証が求められる。

るほど星を作る効率が低い、つまりフィードバックの影響

14

星形成極大期の銀河が示す高い星形成率は、外部からが大きいことを意味する。同じ質量の銀河であっても星のの大量のガス流入なしには説明できない。銀河周辺物質

割合にはばらつきがあり、このバリオン循環のバランスのを介して銀河間物質が銀河へ流れ込むことで、星形成活違いが今日の多種多様な銀河の形態や色を生み出している

動が維持されていると考えられている。しかし、ガスの流ことが理論的に示唆されている（Schaye et al. 2015）。

入がどのように起こるのかはっきりしたことはわかってい宇宙激動期では銀河の星形成活動が平均的に現在よりない。特に大質量ハローでは、降着ガスは衝撃波加熱のも 10 倍以上高く、天の川銀河も例外ではない。したがっ

影響を受けるため効率的なガス供給を行えないという問て銀河の形成を阻むフィードバックの規模も一層大きい題がある。一方、高分解能の銀河シミュレーションでは、ことが期待され、実際に星間ガスは現在よりも高温で、ガスがフィラメント状に集まって落ちていくことで加熱す乱流運動が非常に高まっていることが報告されている

ることなく銀河円盤まで降着するコールドストリームと呼（Förster Schreiber et al. 2009）。ゆえに激動期の星間ガスばれる現象が再現されており、観測による検証が急務とは極めて不安定な状態にありながら、それらをうまく制御なっている（Dekel et al. 2009; Stewart et al. 2017）。

することで高い星形成を保っている。この自己制御機構を一方、銀河の星形成活動を抑制するフィードバックの明らかにするためには銀河全体の物理性質にとどまらず、メカニズムは、アウトフローガスの観測を通して理解が進

内部の星形成領域やフィードバックの現場を直接分解しむと期待されている。銀河から飛ばされたアウトフローガて捉えなければならない。

スは、再び銀河に降着するもの（リサイクリングガス）も

ULTIMATE は世界有数の近赤外線探査能力を有してあれば、銀河間空間へ飛ばされるものもある。例えば、アおり、宇宙激動期にある銀河の星間ガスの金属量や物理

ウトフローガスに付随すると考えられる Si などの金属状態を網羅的に調べ上げ、それらの規則性や普遍性を一

3+

14 Reproduced with permission from the Annual Review of Astronomy and Astrophysics, Volume 55 © 2017 by Annual Reviews,
http://www.annualreviews.org

60

Subaru / TMT Science Book

同に暴くことができる。次にこの中から代表的な銀河を抽

既に星質量が 1011 太陽質量以上と近傍の早期型 15 銀河の星

出し、TMT の IRIS で追観測を行う。TMT の補償光学を質量に匹敵する。これらの銀河が激進化期になぜ、そし駆使すれば現行装置の 10 倍高い分解能を発揮するため、100 億光年以上離れた銀河であっても 100 パーセク規模でてどのようにして星形成活動を止めたかは未だに謎に包ま分解して観測することができる。これまでほぼ一つの点源

は、広い視野でのサーベイ観測を得意とするすばる望遠

としてしか見えなかった銀河の内部構造が詳細に捉えら鏡と、高い空間分解能・感度に達する TMT による連携しれ、内部で起こる諸処の物理現象を紐解くことが初めてた撮像・分光観測が鍵となってくる。

可能となる。まず、水素の再結合線から各星形成領域のれている。これらの大質量銀河の形成過程を理解するにできるため、フィードバックと遠方銀河の激しい乱流運動

3.2.4.2 銀河構造から探る星形成活動の終焉
銀河の激進化期と言われるおよそ赤方偏移 1-3（宇宙年
齢が 20-60 億年ほど）の宇宙では既に星形成活動を終えたとの関係性が調べられる。さらに輝線の輪郭からバリオン

大質量銀河が存在することが近年の観測により知られてきの流出量も推定できる（Newman et al. 2012）。こうしてた。この時代に見つかっている星形成を終えた大質量銀IRIS によって銀河内部の物理現象が続々と解明され、銀河は、既に星質量が 1011 太陽質量以上と近傍の早期型銀河内部の物理現象がもたらす銀河の形態や性質の変遷に河に匹敵し、近傍早期型銀河から推測されている大質量

ついて新しい知見が得られるであろう。

銀河の形成史と矛盾しない。しかしながら、それらの銀河

星形成率が分かる。また酸素や硫黄の 1 階電離輝線から各星形成領域から生じる電子密度に制限を与えることがさらに IRISの面分光装置に偏光観測の機能が加われば、種族は近傍の大質量早期型銀河に比べると、半径が平均星形成によって作られたダストの力学的運動も求めること

でおよそ 1/ 5 と小さいことが知られている（Trujillo et al.

が可能となる（Yoshida et al. 2019）。金属量に富むダスト

2007; Kubo et al. 2018）。これらの銀河がどのようにしての流出過程が明らかになることで宇宙に離散した金属に星形成活動を止め、そしてそれはコンパクトな形態とどの対して新しい制限を与えることができる。

ような関連があるのかなど多くの関心を集めてきた。
その物理的な理解を深める上で、特に銀河のバルジ形

本節では 3 つの異なる空間スケールで銀河の内外で起成と星形成活動の相関が注目されてきた。銀河のバルジ

こるバリオン循環に関わる物理現象を紹介し、研究提案を形成には多様な物理過程が伴うが、その多くは星形成活行った。局所的スケールから大局的スケールに渡るバリオ動の低下に加担していると考えられている。例えば活動ンが担う物理現象は互いに密接に関連し、宇宙全体の物質

銀河核や激しい星形成によるガスの加熱・消費によるも循環システムを構築している。それぞれ世界最高峰の視力のである。一方で、バルジが形成されると銀河は中心密と視野を誇る TMT とすばる望遠鏡が互いの持ち味を活か度を増やし、その見た目の大きさは小さくなる。これはし協力して観測を行うことで、宇宙全体のバリオン循環の星形成を止めた銀河が同程度の質量を持つ星形成活動銀

統合的研究が初めて実現する。

河よりも平均的に小さいサイズである観測とも矛盾せず

3.2.4 銀河の形態の起源と活動性の終焉
3.2.4.1 序章：銀河活動終焉史のはじまり（Morishita et al. 2014; van der Wel et al. 2014）、理論的研究からも再現が可能である（Martig et al. 2009; Dekel
et al. 2014）。しかしながら、この解釈は比較されている二つの銀河集団種族（サイズの 大きい星形成銀河 と 星形成を終えた銀河 ）が同じ形成史を辿るという仮定に基近年の地上大型望遠鏡やハッブル宇宙望遠鏡による可視づいている。つまりこのシナリオでは観測された銀河性質

光・近赤外線観測により、幅広い時代における銀河進化のの相関を説明する事はできるが、あくまで解釈の一つであ様子を垣間見ることが可能となってきた。特に「銀河の激るということにとどまっている（Lilly & Carollo 2016）。

進化期」と言われるおよそ赤方偏移 1-3 の宇宙では、銀河

このような理由から、異なる種族の銀河集団を比較すの星形成率が近傍星形成銀河と比べ 10 倍から 100 倍ほどる間接的な手法だけでなく、個々の銀河の形成史を直接高く（Speagle et al. 2014）、我々の銀河系や近傍で見られ的に調査することが必要となってくる。

ている多くの大質量銀河が形成されている真っ只中である。

個々の銀河の形成史はそれを構成する星種族 16 から調べ

一方で、この激進化期において、既に星形成活動を終ることができる。観測される銀河の性質は、星形成やそれえた大質量銀河が存在することも知られてきた（Cimattiに伴う重元素汚染17、フィードバック過程、周囲の環境から

et al. 2004 など）。これらの星形成を終えた大質量銀河は、の質量降着などの複雑な相互作用によって決定される。そ15 楕円銀河とレンズ状銀河を合わせて早期型銀河とよぶ。
16 星形成を止め、OB 型星の寿命が尽きたあとの星種族の情報は静止系可視光のスペクトルに刻み込まれており、分光観測をおこなわなければ、パラメータの縮退を解いて正しい情報を引き出すことができない。

17 原始組成のガスが星形成由来の重元素合成によって金属量を増加させた状態。

第3章

すばる望遠鏡と TMT の連携で取り組むサイエンス61

図 3. 2 .11：130 億年にわたる大質量楕円銀河の形成過程として提案されているシナリオ。初期に銀河同士の衝突合体を繰り返し、大規模な爆発的星形成（バースト）で急激にその恒星質量を増加させ、一方では衝突合体に伴う銀河中心部へのガスの流入によってクェーサー活動が誘起され、莫大なエネルギーが放出されることで星形成材料となるガスが吹き飛ばされてコン
パクトな形態をもった星形成の終焉を迎えた銀河が残される。
このようなシナリオが実際に正しいのかどうかを実証的に検証するため、本節で述べるような運動学的性質や星種族について詳しく調べる必要がある。
Credit: NASA, ESA, S. Toft（Niels Bohr Institute）, and A. Feild（STScI）

図 3. 2 .12：近傍銀河NGC 4459の面分光観測から得られる星成分の回転速度・金属量・年齢の空間分布
Credit: Kuntschner et al. 201018（一部改変）の結果が恒星の物理・化学状態に刻み込まれているため、された高赤方偏移の大質量銀河に対して行うことによっ星種族を詳細にしらべることが、個々の物理過程の影響のて銀河内部の空間分解された星形成史を得ることができ、程度を明らかにするために欠かすことができない。

より具体的な物理過程の解明につながる（図 3.2.12）。18

これまでに行われてきた赤方偏移 2- 4 程度の大質量銀

これらの目的を達成するにあたりすばる望遠鏡と TMT河の分光観測からは、その形成時期はおよそ赤方偏移の連携は最適である。具体的には、まずこれまでの HSC

4-6 であるということが示唆されている（Schreiber et al.
2018; Tanaka et al. 2019）。これらの大質量銀河はおよそ
1-10 億年ほどの短い間に現在の銀河系で観測されるよりで見つかった大量の遠方銀河候補天体を ULTIMATE でも多くの数の星を作り上げたとされているが、その時間以分光同定し、宇宙で一番最初に形成された大質量銀河のサンプル構築をする。

下のスケールで起きたとされる終焉過程は未だによく分

TMT の IRIS の面分光器や AGE による多天体面分光器
は現状よりも 1 桁高い 0.1 キロパーセク以下の空間分解能

かっていない。観測している銀河はその形成時期から既を持つ。これによりすばる望遠鏡で同定された遠方銀河に時間が経ち過ぎているためである。また、高赤方偏移の局所的な構造形成・星形成活動の空間スケールにまでにおいて星形成を終えた銀河種族は稀なため、未だに観達することができ、その性質に制限をつけることができる

測例は少なく、この時代のすべての銀河が同じ形成・終だろう。宇宙初期の大質量銀河は、どのような姿で星を焉史を辿ってきたかについては分かっていない（図3.2.11）。

作り、その形成活動を止めてきたのか。そして、そこには

その形成史に具体的な制限をつけるためには、より高赤方

どのような物理過程が作用してきたのだろうか。すばる望偏移の大質量銀河種族をできるだけ多く見つけ出し、そ遠鏡と TMT の連携によってこれらの疑問が解き明かされの終焉活動の直後、あるいは真っ只中の様子を捉える必

るだろう。

要がある。
さらに、銀河内部の構造ごとの星種族情報もその構造

3.2.4.3 銀河はどのようにして回転を止めたのか ?

進化の理解には不可欠である。例えば、近傍宇宙の大質銀河内にある星やガスの大局的な運動は、その形態や量銀河では中心部の星種族は外側の円盤に属している星

星形成活動と同様に、銀河を特徴づける重要な物理量の種族に比べて古いことが分かっており、具体的な銀河構

1 つである。回転速度（回転運動）と速度分散（乱れた運造の形成史が垣間見れる。同様の面分光観測を見つけ出動）を測定することで、銀河の運動を定量的に評価するこ

18 Figure 9, The SAURON project - XVII. Stellar population analysis of the absorption line strength maps of 48 early-type galaxies

62

Subaru / TMT Science Book

とができる。現在の宇宙において、星形成活動が活発な運動を効率的に止めることができることも示唆された。銀晩期型 の銀河は回転運動が卓越しているのに対して、星河のガスの割合は時間と共に減っており、より現在に近い

19

形成活動を終えた早期型銀河は乱れた運動が卓越してい時代ほど、ガスが枯渇した銀河との衝突合体は頻繁に起ることが広く知られている。現在は星形成活動を終え、乱こると期待される。また星形成を終えてからの時間が長けれた運動が卓越した早期型銀河も、100 億年以上前の宇宙

れば長いほど、衝突合体する確率も高くなる。このシミュでは活発に星々を作っており、回転運動が卓越していたとレーションによって予測される作業仮説を空間分解した星考えられる。
『現在では乱れた運動が卓越している早期型の運動の観測により検証することができるだろう。

銀河はいつ、どのようにして回転運動を止めたのか ?』という疑問は、すばる望遠鏡と TMT の連携観測によって取り組むべき重要な課題である。

3.2.4.4 星種族で探る銀河形成史
現在の宇宙において、恒星の多くは、星形成活動がほ星形成活動が活発な銀河の運動の研究は、8-10 m の光

とんど見られず静的な進化をしている楕円銀河に属して赤外線望遠鏡を用いた電離ガス（主に H α輝線）の観測にいることが知られている（Renzini 2006）。また、静的に

よって飛躍的に進み、赤方偏移 1-3（80-110 億年前）にあ進化する大質量銀河は、少なくとも一部は 100 億年前にる星形成銀河の大部分は回転運動が卓越しているというは形成が完了していたことが知られており（Cimatti et al.

観測事実は、銀河進化研究におけるマイルストーンとなっ2004 など）、この銀河種族がいつ形成され、どのように進た（Förster Schreiber et al. 2009 など）。その一方で、星化してきたのかという形成史を明らかにすることが宇宙に形成活動を終えた銀河の運動は星の吸収線を検出しなけ

おける星形成の全体像を理解するためには欠かせない。

ればならず、星形成銀河に比べて観測は遥かに難しくな近傍宇宙における研究から、既に星形成を止めた大質る。また星形成を終えた銀河の星成分の空間サイズは非量の銀河については、その恒星の多くは赤方偏移がおよ

常に小さく、空間分解して吸収線を検出するためには高そ 2.5 以前の時代に形成されたことが示唆されている。まい空間分解能も必要となる。そのため現在のところ、星のた、水素とヘリウム以外の金属元素の量も太陽の値に比運動の測定に成功した赤方偏移 > 2 にある銀河は、重力レ

べて 2-3 倍と高いこと、さらに主として II 型超新星で合成

ンズによって増光された 3 天体に限られている（Toft et al.

されるアルファ元素 20 と Ia 型超新星で合成される鉄の組成2017 など）。

比が、太陽の値に比べて 2- 4 倍になっていることから、銀星種族の年齢（星形成を終えてからの時間）と銀河の運河の星形成が、Ia 型超新星による重元素汚染が進む前に、動についてその進化を調べるためには、星形成を終えた

短いタイムスケールで爆発的に進行したと考えられている銀河の統計的なサンプルを構築するすばる望遠鏡と星の（Thomas et al. 2010 など）。

運動の測定に必要な高い感度と高い空間分解能を実現す

これら静的進化する銀河の物理的、化学的、構造上のる TMT の連携観測が重要となる。赤方偏移 1- 2 の時代

性質は互いに強い相関を持っていることが知られている。

の宇宙では、星形成を終えた銀河（J バンドで 22 等より明

たとえば、上で述べた銀河の星種族の年齢、金属量、ア

るいもの）は 1 平方度辺り 1200 個程度存在しており、星ルファ元素と鉄の組成比はすべて銀河の恒星質量や速度

形成銀河などの他の銀河種族に比べると個数密度は小さ

分散と相関している（Thomas et al. 2010）。また、銀河のい。このような銀河種族の観測においてはすばる望遠鏡

大きさ、速度分散、表面輝度の 3 次元空間内に近傍楕円銀の PFSがより効率的な探査を可能にする。PFSを用いると、河は平面を形成するように分布することが知られており、

15 時間程度の積分で赤方偏移 1- 2 にある 1500 個程度の基準平面とよばれている（Djorgovski & Davis 1987など）。

星形成を終えた銀河の連続光を検出することができ、正これらの相関関係がいつ、どのようにして形成されてき

確な赤方偏移や星種族の年齢の測定が可能となる。これたのかを、より遠方宇宙にさかのぼって調べることで、爆に加えて TMT の IRIS もしくは近赤外多天体面分光装置

発的な星形成（バースト）からその終焉に至る過程を克明に（IRMOS）を用いて、高空間分解能の面分光観測を行い、描き出し、銀河形成理論に強い制限を与えることができる。

回転速度や速度分散の測定を行い、星形成を終えた銀河

赤方偏移が 1 を越えるような天体の静止系可視光にあるにおける星の運動を特徴づける。
最新のシミュレーションによれば、現在の宇宙で回転し水素のバルマー線、鉄やマグネシウムなどの金属吸収線を観測するには、赤外線をもちいる必要がある。また、天ていない銀河は、過去に少なくとも 1 回は他の銀河と衝突体までの距離が遠くなると必然的に見かけの明るさが暗くすることで回転を止めたということがわかった（Lagos etなるため、観測が容易ではない。そのような制約から、赤al. 2018）。さらに衝突する相手の銀河が小さくても、その方偏移 1 を越える天体については、少数の天体についての

銀河内にあるガスが枯渇していれば、大きな銀河の回転調査にとどまっている（Onodera et al. 2012, 2015; Kriek

19 渦巻銀河と不規則銀河をまとめて晩期型銀河とよぶ。
20 中性子数と陽子数が偶数で等しい原子核。

第3章

すばる望遠鏡と TMT の連携で取り組むサイエンス63

et al. 2016 など）。TMT とすばる望遠鏡をもちいて、以下

かい時間ステップに分解して解析することができるだろに述べるような観測をおこなうことによって、より遠方にう。重元素合成についても、大きなサンプルをもちいての拡張し、大規模なサンプルをもちいて、大質量銀河の進調査を欠かすことができない。また、現在は最も大質量な化史を星種族の観点から明らかにする。

銀河の観測のみが可能であるが、TMT の集光力によって、HSC による撮像データをもちいて赤方偏移 1 程度の静的に進化している銀河のサンプルを構築し、おなじく PFSをもちいた観測をおこなう。PFS は赤外線 1.3 μm まで観

低質量銀河の星種族の研究を系統的におこなうことが赤えた宇宙でも低質量の静的に進化する銀河が既に現在の測できるため、年齢や重元素の指標となる恒星大気の吸宇宙で見られるような星種族の性質を示していたのか、あ

収線を赤方偏移 1 程度まで検出できる。また、若い星種

るいは異なっていたのかを明らかにすることで、楕円銀河

方偏移 2 より遠方では初めて可能になる。赤方偏移 2 を超族の寄与に敏感な静止系紫外線領域のスペクトルも同時のような銀河の「種族」としての形成理論に強い制限を与に取得できるため、静止系可視光のみを使った場合よりえることができる。

も、年齢やダストによる減光の影響をより正確に考慮する

さらに、ULTIMATE のサーベイ能力と TMT の集光力ことができる。比較的大質量の静的に進化する銀河は数を最大限に発揮することで、宇宙で最初に星形成を止め

密度もそれほど大きくないため、広い視野を持つ PFS はた銀河の発見が期待される。Glazebrook et al.（2017）に

このような観測にきわめて適している。PFS で数視野にわ

よる赤方偏移 3.7 で既に星形成活動が見られない銀河とたる観測をおこなうことで 1000 天体を越える多数の赤方しては当時の最遠方での発見によって、きわめて高い効

偏移 1 程度の星形成活動が抑制された銀河について深い率でバリオンが星に変換され得ることが示唆された。こ分光観測をおこない、これらの銀河の星形成史や重元素

れは、現在の銀河形成モデルに大きな疑問が投げかける

量の間の様々な相関関係について調べる。ここで取得すものであった。さらに最近の研究によって、赤方偏移 4 よるような大量の天体をもちいることによって、その平均的り遠方でこのような銀河が存在することが明らかになっな描像のみならず、赤方偏移 1 程度では一見すると既に一ており（Tanaka et al. 2019）、今後は、どのくらいの数存様に見える種族において、その星種族にどのような多様在しているのかを調べることで、より極限的な状況での性がみられるか（Fagioli et al. 2016 など）をはじめて統計

バリオン進化についての観測的な試験ができる。これは的に調査することができる。

2020 / 2030 年代に TMT とすばる望遠鏡のシナジーによっ

さらに遠方の赤方偏移が 1.5 を超えるような天体については、PFS でカバーされる 1.3 μm よりも長い波長にア
クセスしなければならない。ここでは、ULTIMATE や

IRIS をもちいた観測が鍵になる。ULTIMATE に搭載される中間帯域フィルターをもちいた観測によって測光学
的赤方偏移の精度を 1% 程度まで向上させることができてブレイクスルーが期待されるフロンティアである。

3.2.5 銀河系と近傍銀河
3.2.5.1 背景る（Straatman et al. 2016）。これにより、重要なスペク銀河を恒星分離して得られる個々の恒星の詳細な性質

トル線が夜光や大気吸収の影響を受けないような赤方偏を元に、銀河全体の形成史を調べる「銀河考古学」は、銀移の天体を効率よく選択できる。特に K バンド帯の中間

河系と隣のアンドロメダ銀河、これら大きな銀河の周囲

帯域フィルターはユニークであり、星形成を止めた銀河を公転している衛星銀河を観測対象として発展してきた。

に特有な静止系 400 nm 付近に現れるスペクトル上の特

近年の大規模サーベイが明らかにした銀河系の複雑な外徴を赤方偏移 5 付近まで正確に捉えることが可能である。

縁部構造とサブ構造の豊富さは、銀河の形成と成長におULTIMATE が備える広視野とあわせることで、より遠方ける衛星銀河降着の重要性を物語っている（Ivezic et al.

の楕円銀河の探査への道筋が開かれるだろう。

2012）。例えば薄い円盤・厚い円盤からなる銀河系円盤の

ULTIMATE の広視野近赤外線サーベイによって選択された天体は IRIS で分光追観測をおこなう。また、一部の明るい天体については ULTIMATE の分光モードでも十分
な S/N 比で観測可能である。これらの観測によって、赤方偏移 1.5 を越える宇宙で 100 天体オーダーのサンプルを現
実的な観測時間で構築できる。赤方偏移 2 より遠方では、銀河の年齢が 10-30 億年程度となるため、スペクトルの二重構造、リング状構造、折れ曲り、フレア、ウォープ 21

解析から形成期、そして星形成の終焉期の星形成史を細といった複雑なサブ構造は、円盤と衛星銀河との力学相互作用の結果生じたことが示唆されている（Slater et al.

2014）。また天の川銀河ハロー22 には、非常に暗い矮小衛星銀河が相次いで発見され、恒星の密度超過構造や潮汐ストリーム（潮汐力により引き伸ばされた結果できる恒星の非一様空間分布）など、矮小銀河合体の痕跡とみられるサブ構造も数多く見つかっている。今後の観測での最21 銀河円盤内の星間ガスが円盤の両端で上下方向にめくれて、円盤を横から見ると S 字状、ないしは数学の積分記号のように見える現象。
22 渦巻銀河の円盤を包みこむように丸く分布している星の成分。ダークマターハローとは異なる。

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Subaru / TMT Science Book

重要課題は、未開拓の銀河系外縁部でサブ構造の全貌を成の両方をこれまでにない数の恒星に対して得ることで、明らかにし、そのひとつひとつについて星の空間分布、運宇宙論の予測する矮小銀河降着を伴う円盤銀河24形成のシ

動、元素組成など詳細な物理量を広域にわたって得るこ

ナリオを最も詳細に検証することが可能になる（図 3.2.13とで、それぞれの起源を特定することである。また、一左）。例えば銀河系円盤内の星の空間・速度分布からは、

般的な宇宙論モデルの予測する階層的構造形成シナリオ

N 体シミュレーション等の理論予測との比較から、過去にに基づくと、現在の質量や大きさがほぼ同じ大型銀河同円盤と相互作用した衛星銀河の質量や軌道が制限される。

士でも、それぞれの過去の形成史と降着史に応じた痕跡

さらに鉄組成とアルファ元素組成を組み合わせることで、を、多様な外縁部構造として維持していると予測されるサブ構造に付随する恒星がどのような星形成史のもとで（Cooper et al. 2010 など）。このような多様性を観測的に誕生したか、化学進化モデルとの比較から推察すること検証するためには、銀河系のみならず、局所銀河群をはが可能になる。太陽から見て銀河中心と反対方向の円盤じめとするより多くの銀河について、外縁部構造の有無と外縁部は、現在銀河系にまさに衝突・合体しつつあるサ

その星種族を明らかにすることが求められている。

ジタリウス矮小銀河によって大きく変形を受けたことが示唆されている重要な天域で、南半球からは観測が困難な

3.2.5.2 天の川銀河における衛星銀河降着史の解明
すばる望遠鏡の超広視野主焦点カメラ（HSC）と超広視
野多天体分光器（PFS）は、2020 年代において、広視野をジタリウス矮小銀河の合体は、天の川銀河の渦巻き構造

生かした銀河系外縁部の深い探査に最も適した観測装置るシナリオが提唱されており（Purcell et al. 2011）、円盤

ため、すばる望遠鏡と TMT の連携が特に重要となる。サ
の生成、バー構造の進化に大きなインパクトがあったとすである。HSC は銀河系外縁部で衛星銀河降着の名残であ外縁部の観測が理論予測検証の鍵を握っている（図 3.2.13

るようなサブ構造を新たに発見する上で威力を発揮する。

右）。すばる望遠鏡と TMT の連携により、円盤銀河に一PFS では、銀河系内部から外部までサブ構造の視線速度と鉄組成（［Fe/H］）、アルファ元素組成（［α /Fe］）を測

般的にみられる渦巻き・バー構造の起源の解明へと繋がることが期待される。

定し、それぞれのサブ構造がいつ、どのような星形成史

円盤外縁部で HSC、ULTIMATE による星の空間分布、の衛星銀河の降着によってできたのかを調べる。また天の年齢、金属量の決定、さらに PFS と TMT による視線速度

川銀河ハローに付随し、降着せずに生き残っている衛星と詳細な元素組成の観測が理論予測検証の鍵を握ってい銀河について、WFOS で視線速度、元素組成の測定を大る。すばる望遠鏡と TMT の連携により、円盤銀河に一般規模に実施することは、サブ構造を形作った衛星銀河が的に見られる渦巻き・バー構造の起源の解明へと繋がるこ

過去にどのような姿だったかを理解する上で重要である。

とが期待される。またハロー、バルジの大部分の星は 100

また TMT の HROS では、アルファ元素のみならず、鉄億年以上の年齢をもち、すばる望遠鏡による広域探査でピーク元素 23 や中性子捕獲元素など主要な元素の組成を金属元素の組成が極端に低い「超金属欠乏星」が新たに測定し、降着した衛星銀河での元素汚染・化学進化の履

数多く見つかることが期待される。こうした星は太陽近傍歴を詳しく調べる。HSC や PFS で見つかる北天のサブ構

では非常に希少であるため、従来の観測で未開拓の銀河造については TMT が唯一、追観測可能な観測装置であ系外部ハロー領域の探査が有効である。HSC に金属元素

り、すばる望遠鏡と TMT の連携により、世界に先駆けて組成に敏感な狭帯域フィルターを搭載することで、外部

銀河系外縁部構造の研究を推進する。さらに WFIRST、

ハロー領域での超金属欠乏星を効率的に探査することがEuclid 衛星と連携し、サブ構造の固有運動を測定することで、3 次元位置情報、3 次元速度情報、化学組成情報を可能になる。見つかった候補星に対し、HROS で詳しい

すべて揃える。銀河中心部にある楕円体成分であるバル直接受けた星の候補が発見されるであろう。また世界でジなど可視光での観測が難しい領域は、赤外線での観測

初めて、金属元素を全く含まないガスから誕生した宇宙

元素組成を測定することにより、初代星による元素汚染をが必要不可欠であり、それには ULTIMATE による多色撮で最初の星「初代星」の生き残りを発見する可能性もある

像、小型ジャスミン衛星による三角視差・固有運動測定、（Ishiyama et al. 2016）。もし発見されれば 1 太陽質量以下

スローンデジタルスカイサーベイ（SDSS）の APOGEE での初代星が作られたことを観測的に証明する初めての成果

計画されている近赤外線全天分光サーベイによる元素組となり、未知の初代星形成メカニズムにブレイクスルーを

成測定の組み合わせにより、ダスト減光でこれまでに困難もたらすことが期待される。初代星は宇宙再電離を担っただった領域の化学動力学構造を解明する。

電離光子の供給源のひとつと考えられており、その後の宇銀河系外縁部まで恒星の 6 次元位相空間と化学元素組

宙の進化に大きな影響を及ぼした重要な天体であるにも関23 クロム、マンガン、鉄、ニッケルなど。
24 円盤を持つ銀河、すなわち、渦巻銀河とレンズ状銀河の総称。

第3章

すばる望遠鏡と TMT の連携で取り組むサイエンス65

図 3. 2 .13：（左図）宇宙論シミュレーションで得られた銀河系サイズのハローの恒星空間分布。左側は鉄組成（［Fe/H］）、右側はアルファ元素組成（［α/Fe］）で色付けされている。従来の小口径望遠鏡による恒星（主系列星）撮像サーベイ（SDSS 等）の到達距離（およそ20キロパーセク）と、すばる望遠鏡のHSCによる到達距離（およそ100キロパーセク）を、左パネルに円で示した。PFSでは 20キロパーセクより遠方のハロー星について視線速度と元素組成の系統的な探査が可能になる。また銀河系円盤のおおよその大きさを右パネルに示した。シミュレーションでは、従来のサーベイでは到達できない銀河系外縁部にサブ構造がより多く含まれていると予測しており、すばる望遠鏡によるサーベイによる新たなサブ構造の発見を通して銀河系形
成に対する最新の描像が得られることが期待される。
（右図）サジタリウス矮小銀河合体が銀河系円盤に及ぼす影響を調べたシミュレーション結果。円
盤の各場所（X、Y）で、円盤星の平均の高さ（Z）によって色分けされている。質量、中心集中度の異なる4 つのサジタリウス銀河モデルの衝突について、結果が各パネルに示してある。サジタリウス銀河の衝突によって、銀河系円盤が大きく擾乱を受け、その結果円盤が上下に変形していることが分かる。すばる望遠鏡による円盤の恒星分布と速度分布、星の年齢の指標となる化学組成分布を詳しく調べることで、天の川銀河とサジタリウス銀河の合体メカニズム、サジタリウス銀河の物理的性質について観測的に検証することが可能になる。点線、破線、点破線は、それぞれ銀河系中心から16、18、30キロパーセクに相当し、これまでの観測で、円盤のサブ構造（それぞれ、“Monoceros North” 、“Monoceros South” 、“TriAnd” ）の兆候が見えている領域である。
左図Credit: Font et al. 2006（一部改変）25、右図Credit: Laporte et al. 2018（一部改変）26

わらず、その質量や物理的性質はいまだにほとんど分かっが強力なライバルであるが、LSST はサーベイ専用というていない。

こともあり、HSC による特定の近傍銀河の深い撮像デー

2526

赤方偏移 10 を超える初代銀河直接探査（3.2.1 章）と、タは 2020 年代、30 年代においても、世界最高の広視野

その時代に誕生した銀河系の古い星がもたらす化石情報

画像であり続けるので、銀河系から 10 メガパーセク程度

を組み合わせることで、宇宙の暗黒時代における初代星・までの近傍銀河について、積極的にマッピング観測を進

初代銀河の性質にこれまでにない制限が得られることがめるべきである。また PFS 完成後には、HSC による撮像期待される。

データで検出された星種族のうち、特に明るい赤色超巨3.2.5.3 恒星分離に基づく近傍銀河考古学

星、青色超巨星、球状星団などの候補を対象とした分光観測を行い、視線速度によるメンバー同定、およびそれ銀河系に見られるような複雑な外縁部構造とサブ構造ぞれの銀河の外縁部から円盤領域まで広い範囲に渡る金は、果たして大型円盤銀河において一般的なのだろうか。

属量分布が解明できる。そして WFOS による恒星ハロー

局所銀河群よりさらに遠くの銀河をターゲットに銀河考古のさらに暗い恒星をターゲットとした金属量の測定、また学研究を行うには、近年の大型サーベイに使われている

明るい恒星と球状星団については TMT の HROS による高

ものよりも、さらに感度が高く且つ広い視野の観測装置

分散分光観測で詳細な化学組成情報の取得を行う。さらが必要であり、現行では HSC のみがその条件を満たしてに、各銀河の円盤部分や活発な星形成活動が行われていいる。そして 2020 年代においても、PFS と、大型シノプる箇所など、恒星が密に分布している領域やダストによるティック・サーベイ望遠鏡（LSST）の広視野カメラのみが吸収が大きい領域には、JWST に搭載される近赤外線カ可能であると見込まれる。2019 年現在、複数の近傍銀河

メラ（NIRCam）や ULTIMATE、TMT の広視野赤外線カについて、外縁部の恒星分離を目的として HSC を用いた

メラ等の赤外線超高解像度カメラを用いて、より多くの星撮像観測が進められている（Okamoto et al. 2015; Tanaka
et al. 2017 など）。2020 年代半ばまでには、これらの銀河を分離、検出してその年齢と金属量を同定する。

について様々な進化段階の星種族とその空間分布が明らク以内の様々な性質を持つ銀河について、外縁部構造のかになるであろう（図 3.2.14 参照）。撮像観測では LSST

有無、空間分布、星種族、サブ構造の豊富さが解明されまず HSC の撮像観測により、銀河系から 10 メガパーセ

25 Phase-Space Distributions of Chemical Abundances in Milky Way-Type Galaxy Halos © AAS. Reproduced with permission.
26 Figure 6, The inﬂuence of Sagittarius and the Large Magellanic Cloud on the stellar disc of the Milky Way Galaxy

66

Subaru / TMT Science Book

図 3. 2 .14：銀河系から約 3.6メガパーセク（約1200 万光年）離れた大型円盤銀河M81と、近くの2つの銀河M82とNGC 3077の周辺でHSCを用いて検出された、生まれて数千万年未満の若い主系列星（左図）と年齢 10 億年以上の古い赤色巨星（右図）の空間分布図。軸の目盛は角距離（単位：度）とM81における物理距離（単位：1000 光年）を表す。左図では、黄色い点ほど明るい星、青い点ほど暗い星を示す。右図では、各点の色が一つひとつの赤色巨星の重元素量に対応しており、青色はより重元素の少ない星、黄色はより重元素の多い星であることを意味する。右図に重ねた天体写真は、3つの銀河を一般的な小口径望遠鏡で撮った場合に見られる姿。
Credit: Okamoto et al. 201527（一部改変）

図 3. 2 .15：超巨大ブラックホールを周回する星 S 0 - 2の視線速度時間変化の比較。ニュートン重力から予想される視線速度を破線で、一般相対論の予想を点線で示す。Keckやすばる望遠鏡の観測結果（黒丸）は、
一般相対論の予想とよく一致している。
Credit: Do et al. 201928（一部改変）（Arches cluster, Quintuplet cluster, Nuclear star cluster）
が存在する。また、銀河系の超巨大ブラックホール SgrA* のごく近傍（数パーセク）にも若い星が存在する（Ghezet al. 2003）。これらの星の形成過程を理解することで、る。それらの構造に含まれる多くの恒星の化学情報およ超巨大ブラックホールと銀河の共進化の理解も進むと考び運動情報を得るには、PFS の広視野多天体分光機能と、えられる。

TMT の圧倒的な集光力が不可欠である。様々な形態や恒

す ば る 望 遠 鏡 と TMT との 連 携 は、中 心 約 100 パ ー

星質量、環境の近傍円盤銀河について、厚い円盤や恒星セクの星形成の理解を大きく進展させる。減光が大きハローなど外縁部構造の有無と性質を知ることができれく可 視 光 では 見 通 せ ないこの 領 域 の 広 域サーベイにば、例えば、恒星ハローの質量と平均金属量、サブ構造

は、ULTIMATE が適している。また星が混んだ領域なの豊富さとの間の相関、外縁部構造の環境依存性、円盤

ので、GLAO による補償光学が威力を発揮する。特に/ バルジ比とハロー質量の相関などを統計的に調べること

層的に成長することで近傍大型円盤銀河とその外縁部構

ULTIMATE の狭帯域フィルターを用いることで、大量にある古い星（> 約 1Gyr）の中から若い星や中間年齢の星を選び出すことができる（Nishiyama & Schödel 2013;
Nishiyama et al. 2016）。このような星を TMT でフォロー造ができたのか、あるいは近年、銀河系の厚い円盤とハアップすることで、銀河の中心領域で起きる星形成の理

ローで指摘されているように、形成初期の比較的大きな

解を進めることができる。

ができる。これらの相関の有無からは、一般的な宇宙論モデルが予測するように、小さな銀河が徐々に集まり階衛星銀河による一度の降着が、銀河の外縁部構造を作り

Sgr A* の近傍 0.1 パーセクには、S-stars と呼ばれる星出したのか（Helmi et al 2018; Myeong et al. 2018）、制が存在する。8-10 m 級の望遠鏡を用いて S-stars の運動を限をつけることができる。このように 2020 年代以降では、詳細に観測することで、超巨大ブラックホール近傍を物理

すばる望遠鏡と TMT を併用することで、近傍の大型銀河実験室として使えるようになってきた。Sgr A* 最近傍をについて、個々の恒星の詳細な性質に基づいた、精密な周回する星が感じる重力場は、太陽表面よりも 3 桁以上大星形成史と構造形成史の解明が進み、そしてそれらの結きい。つまり地球や太陽系内の実験では再現できないよう

果は、前節までで述べたような多数の遠方銀河サンプル

な、強い重力場での物理実験が可能となる。

に基づく研究成果と相補的に、銀河の一般的な形成と成長過程の理解に寄与するものとなるだろう。27

この分野の近年の大きな進展は、強重力場における一般相対論の検証である（GRAVITY Collaboration 2018;。補償光学装置を使うと、Do et al. 2019; Saida et al. 2019）
S-stars の位置と視線速度を正確に測定できる。このよう

3.2.5.4 超 巨大ブラックホール近傍の星形成と物理法則
銀河系の中心約 100 パーセク領域を観測することで、ブな観測から、星から届く光の赤方偏移はニュートン重力とラックホール近傍で起きる星形成過程を研究することが分かった（図 3.2.15）。つまり超巨大ブラックホールが作できる。中心数十パーセクの範囲には、3 つの大質量星団

る強重力場において、一般相対論がニュートン重力よりもは矛盾するが、一般相対論の予想とは矛盾しないことが27 A Hyper Suprime-Cam View of the Interacting Galaxies of the M81 Group © AAS. Reproduced with permission.

第3章

すばる望遠鏡と TMT の連携で取り組むサイエンス67

正しいことが検証できた。28

TMT では、超巨大ブラックホールのより近傍を周回す

https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2014ApJ...795L..12L
Lee,
K. G., et al. 2014, ApJL, 795, L12
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2016ApJ...833....1L/abstract
Lilly,
S. J., & Carollo, C. M. 2016, ApJ, 833, 1
Loeb, A. 2006, Scientific American, 295, 46

る星がみつかり、ブラックホールのスピンの効果も検証で

https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2014ARA%26A..52..415M/abstract
Madau,
P., & Dickinson, M. 2014, ARA&A, 52, 415

きる可能性がある。もし星の周期が数年と短く、軌道の離https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2018MNRAS.479.1180M/abstract
Mainali,R., et al. 2018, MNRAS, 479, 1180

心率が大きければ、短期間のモニター観測で、軌道の歳

https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2009ApJ...707..250M/abstract
Martiget al. 2009, ApJ, 707, 250

差運動が測定できるようになる。また天体の周回軌道や天https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2016ApJ...828...26M
Matsuoka,Y., et al. 2016, ApJ, 828, 26

体から発せられる光の伝搬は、超巨大ブラックホールのスピンの影響を受ける（Angelil & Saha 2010 など）。TMT

https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2014ApJ...785...18M/abstract
Morishita
et al. 2014, ApJ, 785, 18
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2018ApJ...863L..28M/abstract
Myeong,G., et al. 2018, ApJL, 863, L28
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2018A%26A...612A..94N/abstract
Nakajima,
K., et al. 2018, A&A, 612, A94が達成可能な位置と視線速度の測定精度があれば、ブ

https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2012ApJ...761...43N
Newman,S. F., et al. 2012, ApJ, 761, 43

ラックホールスピンの測定も期待できる。このような観測

https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2013A%26A...549A..57N/abstract
Nishiyama,S., & Schödel, R. 2013, A&A, 549, A57

を通して、一般相対論のより精緻な検証が進められる。

https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2016A%26A...588A..49N/abstract
Nishiyama,S., et al. 2016, A&A, 588, A49
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2016ApJ...819..129O/abstract
Oesch,P. A., et al. 2016, ApJ, 819, 129

参考文献

https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2015ApJ...809L...1O/abstract
Okamoto,S., et al. 2015, ApJL, 809, L1

https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2018PASJ...70S..34A
Akiyama,M., et al. 2018, PASJ, 70, S34

https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2018PASJ...70S..10O/abstract
Ono,Y., et al. 2018, PASJ, 70, S10https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2010ApJ...711..157A/abstract
Angélil,R., & Saha, P. 2010, ApJ, 711, 157

https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2012ApJ...755...26O/abstract
Onodera,M., et al. 2012, ApJ, 755, 26

https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2018Natur.553..473B
Bañados,E., et al. 2018, Nature, 553, 473

https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2015ApJ...808..161O/abstract
Onodera,M., et al. 2015, ApJ, 808, 161

https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2015ApJ...803...34B/abstract
Bouwens,
R. J., et al. 2015, ApJ, 803, 34

https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2018MNRAS.481..835O
Oppenheimer,
B. D., et al. 2018, MNRAS, 481, 835

https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2019ApJ...880...25B/abstract
Bouwens,
R. J., et al. 2019, ApJ, 880, 25

https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2018arXiv180706209P/abstract
PlanckCollaboration 2018, arXiv 1807:06209

https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2004Natur.430..184C/abstract
Cimatti,A., et al. 2004, Nature, 430, 184

https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2011Natur.477..301P/abstract
Purcell,C. W., et al. 2011, Nature, 477, 301

https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2010MNRAS.406..744C/abstract
Cooper,A., et al. 2010, MNRAS, 406, 744

https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2017NatAs...1E..75R/abstract
Regan,J. A., et al. 2017, Nature Astronomy, 1, 75

https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2014ApJ...790..145D
De
Rosa, G., et al. 2014, ApJ, 790, 145

https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2006ARA%26A..44..141R/abstract
Renzini,
A. 2006, ARA&A, 44, 141

https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2014MNRAS.438.1870D/abstract
Dekel,
A., & Burkert, A. 2014, MNRAS, 438, 1870

https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2019PASJ..tmp..107S/abstract
Saida,
H., et al. 2019, PASJ, 71, 120

https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2009Natur.457..451D
Dekel,A., et al. 2009, Nature, 457, 451

https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2015MNRAS.446..521S
Schaye,J., et al. 2015, MNRAS, 446, 521

https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1987ApJ...313...59D/abstract
Djorgovski,
S., & Davis, M. 1987, ApJ, 313, 59

https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2018A%26A...618A..85S/abstract
Schreiber,C., et al. 2018, A&A, 618, A85

https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2019Sci...365..664D/abstractDo,T., et al. 2019, Science, 365, 664

https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2016MNRAS.461.4389S
Shirakata,H., et al. 2016, MNRAS, 461, 4389

https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2016ApJ...831..173F/abstract
Fagioli,M., et al. 2016, ApJ, 831, 173

https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2014ApJ...791....9S/abstract
Slater,C. T., et al. 2014, ApJ, 791, 9

https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2006ARA%26A..44..415F/abstract
Fan,
X., et al. 2006, ARA&A, 44, 415

https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2014ApJS..214...15S/abstract
Speagle,J. S., et al. 2014, ApJS, 214, 15

https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2006ApJ...646..886F/abstract
Font,
A. S., et al. 2006, ApJ, 646, 886

https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2010ApJ...717..289S
Steidel,C. C., et al. 2010, ApJ, 717, 289

https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2009ApJ...706.1364F
Förster
Schreiber, N. M., et al. 2009, ApJ, 706, 1364

https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2017ApJ...843...47S
Stewart,K. R., et al. 2017, ApJ, 843, 47

https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2004MNRAS.347..187F/abstract
Furlanetto,
S. R., et al. 2004, MNRAS, 347, 187

https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2016ApJ...830...51S/abstract
Straatman,
C. M. S., et al. 2016, ApJ, 830, 51

https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2003ApJ...586L.127G/abstract
Ghez,
A. M., et al. 2003, ApJ, 586, L127

https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2017ApJ...842..127T/abstract
Tanaka,M., et al. 2017, ApJ, 842, 127

https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2017Natur.544...71G/abstract
Glazebrook,K., et al. 2017, Nature, 544, 71

https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2019ApJ...885L..34T/abstract
Tanaka,M., et al. 2019, ApJL, 885, L34

https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2018A%26A...615L..15G/abstract
GRAVITY
Collaboration 2018, A&A, 615, L15

https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2010MNRAS.404.1775T/abstract
Thomas,D., et al. 2010, MNRAS, 404, 1775

https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2019ApJ...883..142H/abstract
Harikane,Y., et al. 2019, ApJ, 883, 142

https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2017Natur.546..510T/abstract
Toft,
S., et al. 2017, Nature, 546, 510

https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2018Natur.557..392H/abstract
Hashimoto,T., et al. 2018, Nature, 557, 392

https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2007MNRAS.382..109T/abstract
Trujillo,I., et al. 2007, MNRAS, 382, 109

https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2011ApJ...730....5H/abstract
Heckman,T. M., et al. 2011, ApJ, 730, 5https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2017ARA&A..55..389T
Tumlinson,J., et al. 2017, ARA&A, 55, 389

https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2018Natur.563...85H/abstract
Helmi,A., et al. 2018, Nature, 563, 85

https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2014ApJ...788...28V/abstract
vander Wel, A., et al. 2014, ApJ, 788, 28

https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2015MNRAS.448..568H/abstract
Hirano,S., et al. 2015, MNRAS, 448, 568

https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2016MNRAS.460L..59V/abstract
Visbal,E., et al. 2016, MNRAS, 460, L59

https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2008ApJS..175..356H
Hopkins,P. F., et al. 2008, ApJS, 175, 356

https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2017MNRAS.467L..51Y/abstract
Yajima,H., & Khochfar, S. 2017, MNRAS, 467, L51

https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2012ApJ...756...93H/abstract
Hosokawa,T., et al. 2012, ApJ, 756, 93

https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2018MNRAS.477.5406Y/abstract
Yajima,H., et al. 2018, MNRAS, 477, 5406

https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2014MNRAS.442.1805I/abstract
Inoue,A. K., et al. 2014, MNRAS, 442, 1805

https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2019PASJ...71...87Y/abstract
Yoshida,M., et al. 2019, PASJ, 71, 87

https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2016ApJ...826....9I/abstract
Ishiyama,T., et al. 2016, ApJ, 826, 9https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2011ApJ...740...13Z/abstract
Zackrisson,E., et al. 2011, ApJ, 740, 13

https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2012ARA%26A..50..251I/abstract
Ivezić,Ž, et al. 2012, ARA&A, 50, 251
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2019PASJ...71..111I/abstract
Izumi,T., et al. 2019, PASJ, 71, 111
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2018PASJ...70...93K
Kawaguchi,T., et al. 2018, PASJ, 70, 93
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2015ARA%26A..53..115K
King,
A., & Pounds, K. 2015, ARA&A, 53, 115
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2013ARA%26A..51..511K
Kormendy,J., & Ho, L. C. 2013, ARA&A, 51, 511
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2016Natur.540..248K/abstract
Kriek,
M., et al. 2016, Nature, 540, 248
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2018ApJ...867....1K/abstract
Kubo,
M., et al. 2018, ApJ, 867, 1
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2010MNRAS.408...97K/abstract
Kuntschner,
H., et al. 2010, MNRAS, 408, 97
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2018MNRAS.476.4327L/abstract
Lagos,
C. D. P., et al. 2018, MNRAS, 476, 4327
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2018MNRAS.481..286L/abstract
Laporte,C. F. P., et al. 2018, MNRAS, 481, 286

28 Science, 365, 664. Reprinted with permission from AAAS.

68

https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2018ApJ...855..105O/abstract
Oesch,P. A., et al. 2018, ApJ, 855, 105

Subaru / TMT Science Book

3.3

宇宙のダーク成分と物質の起源

地球、太陽系、銀河など観測可能な天体全てを内包すすることができるだろう。さらに、TMT は天体の赤方偏る入れ物としての巨大な宇宙は、ビックバンから現在まで

移が時間とともに変化するのを直接捉えることで、宇宙の膨張しており、その大域的な宇宙の進化史は現宇宙の全加速膨張を「直接的」に測定する唯一の手法を提供し、すエネルギーの約 94% を占めるダークマター、ダークエネ

ばる望遠鏡の手法とは極めて相補的である。また、すば

ルギーに支配されていることが分かっている（図 3.3.1）。

る望遠鏡による重力マイクロレンズ天体の探査は、ダーク宇宙の階層構造の形成を引き起こす重力を支配するダー

マターの有力な候補である原始ブラックホールの存在量をクマターの正体、および常識に反し、万有斥力により現宇

直接的に制限することも可能となる。

宙の加速膨張を引き起こしているダークエネルギーの正一方で、私たちが観測できる星や銀河を形づくってい体の解明は、天文学・宇宙物理学に限らず、現代物理のるのは通常の物質であり、その中でも特に重元素の起源

大問題である。これら宇宙のダーク成分の解明には、大と循環のプロセスは未だ解明されていない。すばる望遠

域的宇宙における膨張史、また宇宙の階層構造の形成史

鏡による高感度の広視野観測によって、宇宙で最初に元を詳しく調べることを可能にする、大口径・広視野を有素を放出した超新星爆発や、鉄よりも重い元素を放出す

するすばる望遠鏡が最適な装置である。すばる望遠鏡のる中性子星合体を捉えることができ、TMT を用いた分HSC・PFS による広天域撮像・分光銀河サーベイは、ダー

光によってそれら天体の確たる同定が可能となる。また、クマターの詳細な三次元分布や、ダークエネルギーにより

TMT の高感度赤外線観測は、星や爆発天体から元素やダ

宇宙の膨張が減速から加速に変遷した進化史を明らかにストが放出される現場を捉えるだろう。

宇宙線

ニュートリノ

宇宙のダーク成分と物質の起源

HSC TMT高エネルギーニュートリノ天体

重元素（~0.03%)

HSC TMT

IceCube

KAGRA

初代超新星、ダスト形成・供給、中性子星合体

HSC・PFS

弱重力レンズ、銀河クラスタリング星（~0.5%）HSC・PFS TMT

MW・M31、矮小銀河、固有運動、
化学組成、詳細分光
銀河間ガス（~5%）

PFS TMT

IGMトモグラフィー、QSO吸収線系

重力波宇宙論

ニュートリノ（~0.1%）

マルチメッセンジャー
天文学
すばる望遠鏡ダークマター (26%)

HSC TMT

強弱重力レンズ、重力マイクロレンズ (PBH)
宇宙の質量組成
ダークエネルギー (68%)

HSC・PFS TMT

TMT

ハッブル定数重力レンズ・バリオン振動・宇宙加速膨張の直接検証

図 3. 3.1：すばる望遠鏡とTMT で探るダークマター・ダークエネルギーと物質の起源
右上、上図Credit: FELIPE PEDREROS, ICECUBE/NSF 右上、下図Credit: 東京大学宇宙線研究所 右下、両図Credit: NAOJ

第3章

すばる望遠鏡と TMT の連携で取り組むサイエンス

69

赤緯
1.0
奥行き
(赤方偏移)

赤経0.1
図 3. 3. 2：HSC サーベイで見つかった強い重力レンズ効果の例。背景の2つの異なる銀河が、手前の銀河によって同時に重力レンズ効果を受けている非常に珍しい天体。拡大図の中央の赤い銀河が手前のレンズ天体、また外側の青い円弧状の天体が強い重力レンズ効果で大きく歪んだ像の背景の銀河。2つの円弧状の像があるのが分かる。その形状が、
古代エジプトの神聖なる神の目に似ていることから「ホルスの目」（Eyeof Horus）と名付けられた。
Credit: NAOJ・HSCプロジェクト。

図 3. 3. 3：HSC サーベイの弱重力レンズ効果の測定と個々の銀河までの測光的赤方偏移を組み合わせ、復元した3 次元ダークマター地図の結果。紫の領域は、ダークマターが多く分布する領域。黄色い領域は銀河が多く分布する領域。ダークマターが多く分布する領域に銀河が形成されることを示唆している（Oguri et al. 2018をもとに作成）

上の明るさが増光されるという、観測的には顕著な現象を引き起こす（図 3.3.2 参照）。すばる望遠鏡の超広視野主宇宙のダーク成分と物質の起源の研究は、重力波や焦点カメラ（HSC）の広天域領域の撮像サーベイから、強ニュートリノといった新しい宇宙の観測手段とも密接にい重力レンズ効果を受けた、均一な天体サンプルを構築

関係している。重元素を作る中性子星合体は重力波天体

することができる（Tanaka et al. 2016）。特に、HSC の集であり、重力波と電磁波の連携観測が必要不可欠となる。

光力、高い結像性能により、多数の強い重力レンズ天体

さらに、重力波天体を電磁波で同定し、その赤方偏移をを見つけることができる。また、TMT は、それらの天体

測定することができれば、ハッブル定数を他の手法とはを追観測することで、光源天体の赤方偏移、補償光学を

全く独立に推定することもできる。また、高エネルギー用いたより微細な空間構造の測定、またレンズ天体の速ニュートリノ天体を電磁波で同定することができれば、宇度分散の決定など、すばる望遠鏡とは相補的な役割を果

宙線の起源を理解することもできるだろう。このようにすたすことができる。強い重力レンズ天体の詳細観測から、

ばる望遠鏡と TMT はマルチメッセンジャー天文学の時代（1）多重像間の時間変動の観測からハッブル定数の測定がにも重要な役割を果たすことが期待される。

3.3.1

ダークマター
3.3.1.1 重 力レンズ効果による宇宙論と宇宙階層構造のダークマター分布の研究
重力レンズは、アインシュタインの重力理論が予言する

でき、（2）多重像のフラックスの比較から、ダークマターのサブハロー1 の存在量、原始パワースペクトル 2 の制限が期待される。サブミリ、ミリ波を発する光源については、
アルマ望遠鏡の高空間解像度での追観測も相補的である。
また、（3）重力レンズの拡大率を利用し、星形成領域の空間分解ができるようになり、光源天体の空間構造の詳細な測定も期待される。このように、すばる望遠鏡と TMT
は様々なサイエンスを可能にする。

効果の一つであり、文字通り重力のみによって引き起こさ一方、弱い重力レンズは、遠方銀河から発せられた光れるので、電磁波では見えないダークマターの分布を「直の経路が、手前の宇宙構造の重力場によって曲げられる接」見ることを可能にする強力な手段である。重力レンズ効果であり、結果として銀河像に微小な「歪み」を引き起には、その効果の大きさ、また現象の特性の違いによっこす。多数の銀河像を統計的に解析することで、この系て、「強い」あるいは「弱い」重力レンズ効果があり、天文統的な歪み効果を測定できる。逆に言えば、信号の大き学の様々な分野で用いられている。

さは別にして、遠方銀河は必ずこの弱い重力レンズ歪み

強い重力レンズ効果とは、観測者の視線方向上にレン効果を受けており、十分に多数の銀河像を統計解析する

ズ天体および光源天体がほぼ並んだときに起こる、非常ことにより、統計的に有意にこの重力レンズ信号を測定すに稀な現象である。この効果により、同一の光源が多数ることができる。このため、HSC の広天域撮像サーベイの像、あるいは非常に歪んだ像として、またその見かけは、この弱い重力レンズ効果の測定を極めて効率的に行

1 銀河、銀河団はダークマターが空間的に密集したダークマターハローに形成されると考えられるが、サブハローとはハローのなかに漂うダークマタ
ーが密集した小塊のこと。

2 宇宙背景放射の角度異方性、あるいは現在の宇宙構造の種となる宇宙初期に存在した物質分布の非一様性を統計的に特徴付ける量。

70

Subaru / TMT Science Book

える。さらに、HSC 戦略枠観測のような多色フィルターに英国のホーキングらが提唱した（Hawking 1971）。現在の撮像データを用いることで、弱い重力レンズ効果と各銀の宇宙の観測領域には、初期宇宙の重力で影響を与え得河までの測光的赤方偏移 を組み合わせることにより、宇る領域（ハッブル領域）を多数含んでいた。これらのハッ宙の大規模構造におけるダークマターの 3 次元分布を測

ブル領域は、見かけ上独立な膨張宇宙として振る舞う

定することができる（Oguri et al. 2018; 図 3.3.3 を参照）。

が、ごく稀にあるハッブル領域が大きな原始ゆらぎを持っこの 3 次元分布は、2 次元は天球の 2 次元座標であるが、ていたとすると、その領域は「閉じた」宇宙として振る舞3

奥行き方向は赤方偏移と等価であり、宇宙の大規模構造

い、膨張がやがて止まり、収縮に転じ、その時代の宇宙の時間進化を直接調べることが可能になる。また、そののエネルギ−を支配していた輻射（光子などの相対論的粒

ダークマター分布と銀河の分布を比較することで、大規子）が重力崩壊し、ブラックホールが形成される可能性が模構造中における銀河バイアス不定性 を観測的に解決すある。つまり、未知の素粒子を導入することなしに、宇ることができる。さらに、HSC サーベイと同じ天域につ

宙初期に存在していた大量の輻射から PBH が形成され、いて、銀河の分光データ、X 線の選定による銀河団カタロ

その後 PBH がダークマターとして振る舞うというシナリ

グ、宇宙背景放射実験から発見されるスニヤエフ・ゼル

オである。この PBH は、レーザー干渉計重力波観測所

ドヴィッチ効果 の銀河団カタログなどを弱重力レンズ効（LIGO）が観測した太陽質量の 30 倍程度のブラックホー

果の前景レンズ天体として用いることにより、その前景天ルの連星の起源であるという説も提案され（Sasaki et al.

体まわりの平均的なダークマターの空間分布を復元するこ2016）、近年 PBH シナリオは再び注目を集めている。しとができる。特に、前景天体のダークマターハローの質量

かし、インフレーションモデルなどの理論的考察からは、

4

5の情報は、上述の前景天体のデータに基づき宇宙論を行

PBH の質量範囲、またその存在量については様々な可能う上で、重要な役割を果たす。

性があり、観測的な検証が強く望まれている（Kashlinsky

上述したように HSC の広天域多色撮像データを用いるある。これらのダークマター分布は冷たいダークマター構

et al. 2019）。
PBH の探査には、星に手前の PBH が及ぼす重力マイク
ロレンズ効果の測定が強力である（Niikura et al. 2019a, b;
Sugiyama et al. 2019）。この重力マイクロレンズの探査にも、HSC の広視野、集光力が極めてユニークな威力を発揮する。MACHO、MOA、OGLE などの地上実験に示さ

造形成の理論モデルの定量的な検証だけでなく、宇宙背れるように、重力マイクロレンズ探査には、多数の星をモ景放射あるいは X 線観測などの様々な多波長、他分野とニター観測し、重力レンズ効果による特徴的な増光の光の融合研究領域の開拓にも繋がる。

度曲線を示す時間変動する星を探す必要がある。すばる

ことで、様々なスケールにわたる宇宙の階層構造のダーク
マターの空間分布を調べることができる。例えば、天体の母体であるダークマターハローの質量で言えば、108 から1015 太陽質量の約 7 桁にも及ぶ広い質量範囲のスケールで望遠鏡から観測可能な絶好のターゲットは、M 31、ある

3.3.1.2 天の川銀河、矮小銀河のダークマターの研究

いは我々の天の川銀河の円盤領域である。特に、M 31 は

ダークマターの存在は宇宙の様々な観測により明らかで最も近傍の巨大渦巻き銀河であるが、HSC あるいは PFS

あるが、その正体は未だ不明であり、物理学・天文学におの視野は M 31 の円盤領域と同程度であり、さらにすばる

ける最重要課題の一つである。HSC・PFS の広視野およ望遠鏡の大口径により、大量かつ暗い星まで一度に観測

び集光力は、天の川銀河、アンドロメダ銀河（M 31）ある

することができる。また、M 31 は大型シノプティック・

いは局所銀河群の銀河におけるダークマター分布を探り、サーベイ望遠鏡（LSST）を含めたチリの望遠鏡では観測

またダークマターの正体を解明するのに威力を発揮する。

不可能であり、4 m 級の望遠鏡では効率が悪いため、すダークマターの有力候補は、これまで未知の素粒子的ばる望遠鏡独自のユニークな対象天体である。空の上で粒子（Weakly Interacting Massive Particles）と考えられ

M 31 の星の手前を PBH が横切り、背景星と PBH が観測てきたが、地下素粒子実験、あるいは欧州原子核研究機

者の視線方向上にほぼ一直線上に並んだときに、重力レ構（CERN）の 大 型ハドロン衝 突 型 加 速 器（LHC）実 験

ンズ効果により、その背景星の見かけ上の明るさが増光さなどでも未だその手がかりは得られていない。ダークマれる。天の川銀河の星が固有運動しているように、PBH

ターのもう一つの候補は、宇宙初期に形成された可能性

も天の川銀河あるいは M 31 の重力場中を固有運動（典型がある原始ブラックホール（Primordial Black Hole、以後的に秒速 200 km 程度）しているはずであり、PBH の質量

PBH）である。PBH 形成の可能性については、1970 年代に依存したタイムスケールの重力マイクロレンズを引き起3 測光観測のみで測定された赤方偏移。個々の天体についての分光観測による測定より精度がないが、撮像観測により多数の天体について決めることができる。

4 ダークマターの空間分布と銀河の空間分布のあいだの関係における不定性。
5 宇宙マイクロ波背景放射からの光と銀河団の中にあるような大量の熱い電子とのコンプトン散乱により、光子のエネルギースペクトルに歪みが生じる
効果。

第3章

すばる望遠鏡と TMT の連携で取り組むサイエンス71

図 3. 3. 4：HSC でM31を10 年間モニター観測し、原始ブラックホール（PBH）による重力マイクロレンズ効果を探査し、一つも有力なイベン
トが見つからなかった場合に期待されるPBHの存在量の上限値（赤色に塗られた領域が 95 %CL の除外領域）。横軸は、PBHの質量（ここでは全てのPBHが単一の質量を持つと仮定）、縦軸は、天の川、M31 領域のダークマターの総量に対するPBHの質量比を示す。青色の領域は、より高時間密度（2 分間隔）のHSC 一晩のM31データから得られたPBHの存在量への上限値を示す（Niikura et al. 2019 a）。他の灰色の領域は
先行研究の制限領域を示す。

こす。月質量程度の PBH の場合は、数十分程度から数時間程度の光度曲線として観測され、この時間変動は変光
星などの時間変動よりは短い。例えば、太陽質量よりも軽を浮遊する惑星の重力マイクロレンズ、あるいは変光星

図 3. 3. 5：（上図）天の川銀河領域の褐色矮星、主系列星、白色矮星、
中性子星、ブラックホールの質量関数。1 太陽質量以上の主系列星は、白色矮星、中性子星、ブラックホールになると仮定した。このとき、それぞれの個数密度は、それぞれの質量範囲の零歳主系列星（ZAMS）の個数が保存すると仮定した。黒色で塗りつぶされた領域は、LIGO 重力波イベントが示唆するブラックホールの質量関数（Abbott et al. 2018）。
点線は、LIGO 観測以前に信じられていたブラックホールの質量関数を示す（8 太陽質量程度あたりの狭い質量範囲に分布する）。
（下図）10 年間のHSCモニター観測から期待される重力マイクロレンズのイベント数。
横軸は、重力マイクロレンズのライトカーブの典型的時間スケール、また1 億個の光源星を同にモニター観測できると仮定した。赤の実線は、LIGOが示唆するブラックホール種族が引き起こす、大量の長いタイムスケール（数百日以上）の重力マイクロレンズ数の期待値を示している（Abrams & Takada in preparation）。破線は、上図の点線に示される8質量程度のブラックホールが引き起こすイベント数。

（セファイド・RR Lyrae 変光星）、新星、恒星フレア、衝

個々の重力マイクロレンズイベントが角度分解でき、その突する星など様々な時間変動天体を見つけることができ後の追観測ができるためである。これは南天の LSST あるる。特に、M 31 全体を見渡すことができる HSC データに

いは WFIRST が計画しているバルジ領域の重力マイクロより、極めて均一な変動天体カタログ、またその存在量とレンズ探査とは相補的である。図 3.3.5 は、HSC で円盤

M 31 銀河内の環境依存性を調べることができる。
また、重力マイクロレンズは PBH に限らず、より一般

領域を 10 年間モニター観測した場合に期待される重力マ

い、コンパクトな重力マイクロレンズ天体を発見できた場
合は、PBH の確証になり、ノーベル賞級の大発見に繋がる（Niikura et al. 2019a）。また、数分から数年の時間変動をカバーする最適なサーベイデザイン（観測スケジュール）で M 31 を長期モニターすることにより、様々な質量ス
ケールの PBH を探ることができる。図 3.3.4 は、HSC で

M 31 を 10 年間モニター観測した場合に期待される PBHの制限を示している。

HSC の M 31 モニター観測のデータは、PBH の重力マ
イクロレンズだけではなく、通常の星あるいはハロー領域にブラックホールの質量分布を明らかにする強力な手段で系列星、白色矮星、中性子星、ブラックホールのイベンある。例えば、LIGO による重力波検出後に活発に議論さトを多数発見できると期待できる（Niikura et al. 2019 b）。

れている問題が、太陽質量の 30 倍程度の 2 つのブラック

このようなデータから、ブラックホールの質量関数の制

ホールの連星の起源である。LIGO が示す結果は、我々が限ができる。また、太陽質量の 10 倍以上のブラックホー

予想していた以上に、宇宙にブラックホールが存在する

ルの重力マイクロレンズの有力候補を発見できた場合、ということである。重力マイクロレンズによってブラック

TMT で追観測し、レンズ天体が暗いことを確認する。さホールの存在量や質量関数が分かれば、その起源の謎をらに星、ブラックホール、観測者は相対的に運動してい探る鍵になると考えられている。

72

イクロレンズ天体のイベント分布を示す。褐色矮星、主るので、TMT の補償光学観測および超高精度測光によ

この場合は、HSC による星が密集しているバルジあり、位置天文学的重力マイクロレンズ現象を測定し、重るいは円盤領域のモニター観測が最適である。これは、力マイクロレンズの光度曲線における速度と質量の縮退をSubaru / TMT Science Book

Euclid
近赤外撮像
重力レンズ
相関解析

赤方偏移
較正

赤方偏移
較正

すばる望遠鏡
PFS

広視野分光

銀河団
赤方偏移

バイアス、
質量測定
相互相関解析、
赤方偏移較正銀河団
質量測定

eROSITA

HSC

広視野撮像

相互相関
解析

重力レンズ
相関解析

LiteBIRD

TMT
赤方偏移
較正

相互相関
解析

WFOS
深分光

相互相関
解析

SPHEREx解くことができる。一度、ブラックホール有力候補天体が発見できれば、候補ブラックホールの運動を追随することで、その後に起こり得る測光的、位置天文学的重力マ

図 3. 3.6：すばる望遠鏡とTMT で行う密度ゆらぎ精密測定のための銀河サーベイの概略図。様々なサーベイ観測の相
補性、相乗効果が見て取れる。

3.3.2

ダークエネルギーできる（数十年、あるいは数百年後のイベントかもしれな

3.3.2.1 広 視野銀河サーベイによる宇宙の密度
ゆらぎ精密測定から探るダークエネルギー

いが、天文学の財産になる）。さらに、天の川銀河の（中宇宙の物質密度ゆらぎの時間進化は物質の自己重力とイクロレンズ現象を観測し、ブラックホールの存在を確証

性子星および）ブラックホールの存在量、質量関数の研究

宇宙膨張のかね合いで決まるため、その精密測定は宇宙

は、マルチメッセンジャー天文学と相補的であり、宇宙に膨張を加速させる謎のエネルギー、ダークエネルギーのおける物質循環の物理の解明に貢献できる。上述のよう正体を探る上で中心的な役割をはたす。また宇宙の加速な重力マイクロレンズの統計的研究は、円盤領域の系外膨張を引き起こすメカニズムとして一般相対論の修正の惑星の探査、主系列星の初期質量関数の制限など、天文可能性も活発に議論されているが、この場合一般相対論

学の重要課題にも迫ることを可能にする。

を仮定していた場合に成り立っていた宇宙の膨張速度とPFS の集光力、広視野、多天体分光能力は、2020 年代

密度揺らぎの進化の関係が成り立たなくなるため、そのの他の望遠鏡・装置と比較しても極めてユニークな装置

検証には Ia 型超新星爆発などの宇宙膨張を測定する観である（Takada et al. 2014）。PFS は、銀河系周辺の多く

測と密度ゆらぎの観測を組み合わせることが重要となるの矮小銀河について、それぞれの自己重力圏内（潮汐力（Weinberg et al. 2013）。

半径内）の多数のメンバー星の視線速度を測り、メンバー

ただし、宇宙の質量分布の大半は直接観測できない

星の空間・速度構造（位相空間）の分布を調べることによダークマターが担うため、密度ゆらぎをどう測定するかはり、矮小銀河のダークマター分布を正確に構築すること

自明ではない。宇宙の密度ゆらぎを測る代表的な方法とができる。また、星形成史、現在の星形成活動、残存す

して、銀河の空間分布から質量密度分布を推定する方法、るガス量で異なる矮小銀河サンプルを調べることで、バおよび銀河の形状測定から得られる重力レンズ効果を用

リオンの効果（星形成、超新星爆発などの通常の物質が及いた測定がある。精度の良い密度ゆらぎの測定のためにぼす銀河形成への影響）とダークマターの重力の効果を区

は、広い天域を深く撮像および分光することが必要になる

別できるだろう。これら矮小銀河のダークマター分布は、が、HSC と PFS を擁するすばる望遠鏡はまさにこの研究

フェルミ衛星（Fermi）のガンマ線のデータと組み合わせにうってつけと言える。

ることで、ダークマターの対消滅 6 の信号の検出、あるい

そのような HSC と PFS を用いた広天域撮像分光サーベは検出されない場合はダークマターの素粒子的性質（衝突イは、現行のすばる望遠鏡戦略枠観測による HSC 撮像観

断面積）の制限の改善を可能にし、素粒子、天文学の融測（Aihara et al. 2018）および PFS の完成後に予定されて合分野の開拓に繋がる。TMT とのシナジーとして、TMTいる戦略枠分光観測（Takada et al. 2014）で約 1400 平方

では個々の星を空間分解し、より暗い星の速度分散を調

度の天域に対して行われる。さらに、TMT 時代に上記のべることで、矮小銀河のダークマターの分布をより精密

撮像分光サーベイを計 8000 平方度まで拡大し、北天の高に測定できる。また、矮小銀河のメンバー星、天の川銀銀緯領域をほぼカバーするサーベイを行うことができれ河のハロー星の金属量を TMT の高精度分光で調べること

ば、密度ゆらぎの進化を詳しく測定しダークエネルギーので、矮小銀河、天の川銀河の形成史を解明する研究を改状態方程式を1%の精度で決定することができる（図3.3.6）。

善できる。

HSC と PFS の 広 天 域サ ー ベイ観 測 は 上 記 の HSC と6 粒子・反粒子が衝突・消滅してガンマ線などに代わる反応。

第3章

すばる望遠鏡と TMT の連携で取り組むサイエンス

73

PFS のすばる戦略枠観測に準拠しており、HSC によるg、r、i、z バンドの 26 等程度の深さの撮像観測に加えて、HSCの g、r バンド撮像観測データから選ばれた赤方偏移 0.6
から 2. 4 までの強い［OII］輝線を示す星形成銀河の PFS

ド可視光撮像データと組み合わせることで測光的赤方偏による分光観測を柱とする。分光銀河サンプルから銀河いるが、一つの面白い可能性として、同じ天域の HSC と分布の三次元地図を作成し、それと HSC の重力レンズ

Euclid 衛星の銀河形状測定の相互相関をとることで、もう移の精度のさらなる向上が期待される。Euclid 衛星ではV、I、S バンドでの撮像観測を元に HSC サーベイと同程度の数密度の銀河を用いて重力レンズ解析を行う予定になって測定の相互相関から銀河分布とダークマター分布の関係

一つの重要な系統誤差、銀河形状測定の系統誤差を大幅を直接測定することで、宇宙論パラメータの決定精度をに低減することができる。またこうした広視野サーベイは大幅に向上させる。また下で述べるように一部の領域で様々な波長の全天サーベイとの強い連携も期待できる。例

TMT を用いた深い分光観測を行い、これを測光的赤方偏

えば、全天 X 線サーベイ衛星 eROSITA のデータから選ば移の較正に用いる。

れた X 線銀河団サンプルの赤方偏移測定や質量較正、全このような非常に広い天域を深く撮像するサーベイで

天分光サーベイ衛星 SPHEREx で選ばれる赤外分光銀河

は、宇宙論パラメータの統計誤差は非常に小さくなる。

の空間分布との相互相関解析、全天宇宙背景放射観測衛

従って、系統誤差をどのようにして統計誤差と同程度か

星 LiteBIRD による宇宙背景放射マップを用いた重力レン

それ以下に抑え込むかが最重要の課題になるが、ここでズ測定との相互相関解析などが挙げられる。

提案する深い撮像観測と分光観測の組み合わせは様々なまたスローンデジタルスカイサーベイがそうであったよ

系統誤差を抑え込む上で多くの利点がある。例えば重力

うに、これら広天域の一様な撮像および分光サーベイは非レンズ解析において最も重要な系統誤差の要因の一つが常に広範な応用が可能でありそのレガシー価値も極めて高測光的赤方偏移の較正だが、PFS と TMT の分光はその較い。例えば上記のデータセットも用いて、銀河進化、銀河正のための分光銀河サンプルの作成において最も強力な団、クェーサー、近傍銀河などの研究にも大幅な進展が組み合わせである（Newman et al. 2015）。特に TMT の期待できる。さらに下で述べるように変動天体探索の参照

高い集光力は重力レンズ解析に用いる 24- 25 等の銀河にデータを提供するという重要な役割も見逃せない。また、対して無バイアスな較正用分光サンプルを構築する上でサーベイ領域は主に赤緯 30 度以上の天域であり、チリに必須である。それにとどまらず、HSC と同じ天域にある設置されるLSSTからは観測できない天域である。従って、PFS の分光銀河カタログと重力レンズ測定に用いる銀河のこれらサーベイデータは今後多くの年数に渡ってその天域

空間分布の相互相関を測定することで測光的赤方偏移をにおいて最も良質の撮像および分光データを提供する基

較正する手法である「クラスタリング赤方偏移」（Newman

本データとして長く使用されることが期待できるだろう。

2008）も活用することで非常に精度の高い測光的赤方偏移推定が可能となる。
また PFS で得られた分光銀河の空間分布から質量分布を推定する際に両者の関係を特徴付ける「バイアス」の不3.3.2.2 宇 宙の絶対距離の精密測定とダークエネルギー
ハッブル定数は宇宙の絶対距離と宇宙の年齢を決める定性が問題となるが、HSC の重力レンズ測定と組み合わ最も重要な宇宙論パラメータであり、その精密測定は天せることでそのバイアスを直接決定できる。さらに PFS の文学の究極の目標の一つである。それに止まらず、ハッ分光観測による三次元銀河分布の宇宙論解析における系

ブル定数の精密測定はダークエネルギーの謎を解明する

統誤差として、ハロー内での銀河の運動の効果があるが、手がかりを与える可能性がある。その理由は、近傍宇宙

これも PFS で分光された銀河の周りの質量分布を HSC ででいわゆる距離はしご 7 を用いて測定されたハッブル定数

撮像観測された背景銀河の重力レンズ測定をすることでと宇宙背景放射の観測から推定されたハッブル定数の間ハロー内での銀河の運動の効果を直接的に推定し補正すに矛盾の兆候が見られるからである（Riess et al. 2019;

ることが可能となる（Hikage et al. 2013）。このように同

図 3.3.7）。後者は標準宇宙論モデルを仮定して得られる

じ天域で撮像サーベイと分光サーベイを行うことで、様々間接的な測定であることを考えると、この矛盾は現在の標な相乗効果が見込める（図 3.3.6）。

準宇宙論モデルの綻びを示唆している可能性があり、大さらに、他のサーベイ観測とデータを組み合わせることきな注目を集めている。

でさらなる相乗効果も見込める。例えば欧州が主導する近この矛 盾の 有 力な解 決 策の一つとして時間変 化 す

赤外線宇宙望遠鏡 Euclid 衛星（Laureijs et al. 2011）によるダークエネルギーの状 態方 程式があり（Poulin et al.

り大部分の天域において 24 等程度のY、J、H バンドの近2019）、まさにダークエネルギー問題と関係し得る研究

赤外線撮像画像が得られ、これを HSC の g、r、i、z バン

テーマであることがわかる。また他の可能性として、我々

7 天体の距離測定において、近いほうから異なる手法を次々につないで遠方の距離を測ること。

74

Subaru / TMT Science Book

それに対応した十分に深い参照用の撮像画像が必要不可欠である。先に述べた密度ゆらぎ測定のための広視野撮
像サーベイの撮像画像はこの参照用の画像として用いることができるため一石二鳥である。
また連星中性子合体だけでなく、他の種類の重力波も用いることでより広い距離の範囲でハッブル定数を測定できる。ブラックホール・中性子星連星合体は連星中性
子星合体より重力波光度が高いためより遠方まで観測できる。また歳差運動を検出できれば連星中性子星合体よりも高い精度で光度距離を測定できるという利点もある
図 3. 3. 7：距離はしごを用いて測定されたハッブル定数（赤）と宇宙背景放射の観測、弱重力レンズ・バリオン音響振動・ビッグバン元素合成から推定されたハッブル定数（青）。

（Vitale & Chen 2018）。電磁波対応天体の明るさがどの程度かまだ不確定性もあるがハッブル定数の決定に有用と期待されている。連星ブラックホール合体については電の近傍が宇宙全体に比べて低密度領域に該当するいわゆ

磁波対応天体の検出の見込みは少ないが、将来多数の連る近傍ボイドモデルもあるが（Ichiki et al. 2016）、このモ星ブラックホール合体が観測されれば、その空間分布とデルでは密度の違いに起因する見かけの加速膨張が生じ

分光銀河の空間分布の相互相関を測定することで統計的るためダークエネルギーの研究においても重要となる。

にハッブル定数を測定できる（Oguri 2016）。この目的に距離はしごを用いたハッブル定数の測定は多くの経験は先に述べた PFS を用いた広視野分光サーベイの結果が則を組み合わせて行われるので、系統誤差の見積もりが大いに活用できる。

難しい。したがって将来的にさらに高精度かつ信頼性のもう一つのハッブル定数測定の有力な方法として、重高い測定のためには、距離はしごと独立な手法による測力レンズ時間の遅れを用いた方法がある。現在すでに重定を行い、結果を相互比較することが重要となる。ここで力レンズクェーサー複数像間の時間の遅れから他の方法

は、距離はしごと独立な方法として重力波と重力レンズ時と遜色のない精度の測定結果が得られつつある（Birrer et間の遅れを考える。すばる望遠鏡と TMT を駆使することまず前者の重力波を用いた方法は、中性子星やブラッ

al. 2019）。この方法の精度はレンズ天体の質量をいかに精度よく決定できるかが重要となる（Treu and Marshall2016）。TMT の近赤外線撮像分光装置（IRIS）によりハッブル宇宙望遠鏡（HST）やジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）をも凌駕する高空間分解能画像が得られるので、クホールなどのコンパクト天体の合体から発生する重力波

これにより重力レンズを受けたクェーサー母銀河の詳細の観測によってその重力波源までの光度距離が直接測定

観測により質量分布の決定精度を向上させ既存のクェーできるという事実を用いる（Schutz 1986）。ハッブル定数

サー重力レンズ系からハッブル定数をさらに精度よく決定

で、ハッブル定数を広い距離スケールで 0.5% の精度で直接測定することができ、ハッブル定数問題の起源を解明することができる。

を測定するには重力波の観測に加えて合体に伴って放射する。TMT の集光力と高空間分解能を生かし、レンズ銀される様々な波長の電磁波（電磁波対応天体）を観測し赤河の二次元面分光観測を行い動力学解析から質量分布の方偏移を測定する必要がある。重力波観測の位置決定精決定精度をさらに向上させる。この観測により、赤方偏移

度は数平方度から数十平方度とそれほどよくはなく、この1 程度までの広い距離の範囲でハッブル定数が 1% 以下の

広い天域から電磁波対応天体を探索するのは容易ではな

高精度で測定できるだろう。

い。例えば将来の LIGO や KAGRA 大型低温重力波望遠

また新種の強い重力レンズも活用することで、系統誤鏡（KAGRA）といった重力波検出実験では連星中性子星

差のチェックおよび精度の向上も期待できる。その候補と合体が 500 メガパーセクの遠方まで観測できると期待されして、重力波、ガンマ線バースト、超新星爆発、高速電ているが、この距離での合体 2 日後の電磁波対応天体の波バースト 8 といった時間変動天体の強い重力レンズがあ

明るさは 24 等程度で非常に暗く、小口径望遠鏡で対応天る（Oguri 2019）。これらは時間変動が短いためクェーサー体を発見するのは極めて難しい。一方、HSC の視野と集重力レンズと比べて時間の遅れの測定精度が高く、また光力をもってすれば、上記のような暗い電磁波対応天体

爆発前後の観測により重力レンズを受けた母銀河もよりの探索も現実的なものとなり（次節）、ハッブル定数決定

はっきりと観測でき、レンズ銀河の質量分布をより精密にに適した連星中性子星合体を多く同定することができる。

決定できる。HSC、PFS の活躍によりこれら新種の強い上記のような暗い電磁波対応天体を探索するためには、

重力レンズをより多く発見し既存のクェーサー重力レンズ

8 1000 分の 1 秒程度の短い時間で強い電波が突発的に放射される天体現象。

第3章

すばる望遠鏡と TMT の連携で取り組むサイエンス75

超新星爆発前SL (transient)

超新星爆発後差分

SL (quasar)

GW (BH-BH)
GW (BH-NS)

静止系での日数GW (NS-NS)

redshift z1

図 3. 3. 8：重力波と重力レンズ時間の遅れを用いて測定できる絶対距離の赤方偏移の範囲。GWは重力波でNS-NS が連星中性子星合体、
BH-NS がブラックホール・中性子星連星合体、BH-BHが連星ブラック
ホール合体を表す。SLは重力レンズ時間の遅れで、クェーサー（quasar）
を用いる場合と様々な爆発現象（transient）を用いる可能性を本文中で議論している。

等級0.1

修正ユリウス日図 3. 3.10：HSCによって発見された赤方偏移 2 . 4の超新星爆発の画像と光度曲線（Moriya et al. 2019 a）。
（横軸の修正ユリウス日はある時点を基準にした経過日数。
）

前のガス雲に起因する吸収線が多数みられ、これら吸収線の波長の時間変化をみる。多くの吸収線を用い、またい
くつかのクェーサーのスペクトルの解析結果を組み合わせることで測定精度を高めることができるのが利点である。
この方法をもってしてもクェーサーのスペクトルを非常に高い S/N 比で観測する必要があるので、既存の望遠鏡
では非現実的である。TMT の集光力により初めてその測図 3. 3. 9：各赤方偏移で期待される赤方偏移の時間変化（Liske et al.
2008を参考に作成）。色の違いが宇宙論パラメータの違いを表す。

行い測定の信頼性を高める。図 3.3.8 に重力波と重力レ

3 の明るいクェーサーのスペクトル観測が S/N 比 104 程度を実現できると考えられ、これを約 30 個のクェーサーについて行った場合、検出できる速度変化はおよそ0.01ms-1と見積もられるので（Liske et al. 2008）、10- 20 年の時間

ンズ時間の遅れを用いて典型的にどの赤方偏移までの絶変化を追うことで宇宙膨張の直接検出が可能となる。こ

対距離を測定できるかをまとめる。

の目的を達成するためには波長分解能が 105 程度の安定なを用いた解析と比較することで系統誤差の詳しい検証を

3.3.2.3 宇宙の加速膨張の直接測定

高分散分光装置が必要不可欠であり、TMT では可視光高分散分光器 HROS を用いてこの観測を行うことができる。

ダークエネルギーをより直接的に調べる方法として、遠またこうしたクェーサースペクトル内の吸収線の高精度観方天体の赤方偏移の時間変化を検出することで膨張速度測で達成される他の研究課題として、微細構造定数（電磁を直接測定する方法がある（Sandage 1962; 図 3.3.9）。

相互作用の強さを表す物理定数）などの物理定数の時間

この方法は、ダークエネルギーを調べる全く新しい方法を変化などの高精度検証もある（Uzan 2011）。

提供するだけでなく、宇宙膨張の加速の直接的な検証が可能であるという意味においても意義深い。また膨張速度を直接測定するので、重力理論やダークエネルギーのモデルの詳細によらないという利点もある。
しかしながら期待される赤方偏移の時間変化は、赤方偏移にも依存するが典型的に 10 年間で視線速度に換算して 0.03ms 程度と非常に小さく、その観測は容易ではな-176定が現実的なものとなる。例えば、TMT により赤方偏移

3.3.3 物質の起源とマルチメッセンジャー
天文学

3.3.3.1 宇 宙で初めて重元素を作る超新星爆発をとらえるい。この小さな速度変化を検出する具体的な手法として、

ビッグバンで水素とヘリウムが合成された後、主に鉄クェーサースペクトル内の吸収線系を利用する方法が考えまでの元素は星の中で合成され超新星爆発によって散りられている（Loeb 1998）。クェーサーのスペクトルには手ばめられる。宇宙誕生直後からどのように元素が誕生し、Subaru / TMT Science Book

Supernova）が挙げられる。この超新星爆発は、1960 年
代にその存在が予言されたものの、現在に至るまでまだ発見されていない幻の超新星爆発である。この理由として、対不安定型超新星爆発は金属量が少なく質量の大き等級い星の起こす爆発であることが挙げられる。誕生直後の宇宙は金属量が実質的にゼロであり、大質量星も現在より多く作られたと考えられているため、対不安定型超新星
爆発は初期宇宙に多く現れ、宇宙誕生直後の元素の起源に重要な役割を果たすとともに、力学的・化学的なフィードバックを通して初期宇宙の構造形成にも大きな影響を与えたと考えられている。

観測者系での日数
図 3. 3.11：ULTIMATEのK バンドで予想される対不安定型超新星爆発の光度曲線。4 つの理論モデル（He130、He120、R 250、R 225）に対して、赤方偏移 5. 5、6 . 0、6 . 5で現れた場合の光度曲線を示している（Moriya
et al. 2019b）。水平の点線は、ULTIMATEで到達できる観測感度（26 . 5
等級）。

図3.3.11に対不安定型超新星爆発が赤方偏移 6で起こった際に ULTIMATE に搭載されるK バンドでどのような明るさの変化が予想されるかを示した。赤方偏移 6 の対不安定型超新星爆発でも、K バンドで 26.5 等級まで届く探査を行えば検出することができることがわかる。例えば 5 年

循環していくかを解明するためには、宇宙誕生直後の超間に渡り半年に一度 1 平方度を K バンドで 26.5 等級まで

新星爆発を直接観測することが必要不可欠となってくる。

観測する超新星爆発探査を行えば、赤方偏移 6 以上の対

このためには、より遠くより暗い超新星爆発を発見する必不安定型超新星が数個発見できる（Moriya et al. 2019 b）。

要がある。

また、銀河の集まっている方向で同様の超新星爆発探査

HSC は可視光で暗い超新星爆発を発見するのに非常にを行えば、重力レンズ効果による助けを得て 10 個程度の優れた観測装置であり、現在までに最大赤方偏移 2.4 の

赤方偏移 6 以上の対不安定型超新星爆発を発見すること

超新星爆発が発見されている（図 3.3.10）。この超新星爆が可能となる（Wong et al. 2019）。このようなサーベイに

発は HSC で辛うじて発見され（Moriya et al. 2019a）、そは、5 年間で約 90 晩の ULTIMATE の観測時間が必要となの正体を確かめるためにケック望遠鏡によってスペクトルる。このサーベイによってより発見される対不安定型超新が取られた（Curtin et al. 2019）。しかし、得られたスペ星爆発の候補は、TMT の IRIS によって分光することでそ

クトルは赤方偏移を確かめることができる程度のもので、の詳細を確かめることができる。例えば K バンドで 26 等

超新星爆発の種類を特定するのに十分なスペクトルを得級の対不安定型超新星爆発でも、1 晩で分光してその正体ることはできなかった。HSC でギリギリ発見されるほど暗を確定させ、どのような元素が合成されているかを確かいため現在スペクトルを取ることが困難な超新星爆発でめることが可能となる。すばる望遠鏡の広視野を活かしてあっても、TMT で簡単にスペクトルを取ることが可能と超新星爆発探査を行い、TMT の高い集光力を活かして暗なる。例えば HSC により 27 等級程度で発見され、最大でい超新星爆発のスペクトルを取ることで、超新星爆発探も 25 等級程度にしかならない遠方の超新星爆発であって査の新たなフロンティアを切り拓くことが可能となる。

も、TMT の WFOS や IRIS を用いることで、数時間でス

また、初期宇宙における対不安定型超新星の存在は身ペクトルをとり、その正体を確かめることが可能となる。

近な銀河系の星を観測することによって確かめられる可能

すばる望遠鏡と TMT のシナジーは ULTIMATE を用い性もある。銀河系内に対不安定型超新星爆発によって汚て近赤外線で超新星爆発探査を行うことで最大限に発揮染された物質からできた可能性が指摘されている古い星される。TMT と同時期に ULTIMATE が実現すると、可が現在 1 つ知られている（Aoki et al. 2014）。古い星の分

視光観測装置である HSC では捉えることの不可能な宇宙

光を PFS によって一網打尽に行うことで、似たような星が誕生直後に現れる超新星爆発をすばる望遠鏡によって発多く発見されることが期待され、対不安定型超新星が初見し、TMT を用いてそのスペクトルを取ることでどのよ

期宇宙でどの程度起こっていたのかを間接的に知ることもうな元素が宇宙初期の超新星爆発によって合成されてい可能となる。

るかを直接確かめることが可能となる。ULTIMATE による超新星爆発探査によって初めて発見できる可能性のあ

3.3.3.2 重元素の起源の解明：重力波天文学との連携

る、初期宇宙での元素合成に重要な役割を果たした超新宇宙における重元素、特に金やプラチナ、ウランなど

星爆発として、対不安定型超新星爆発 （Pair Instability

速い中性子捕獲反応（r プロセス）10 によって合成される元

99 電子 - 陽電子対生成による重力崩壊の際に核燃焼の暴走により爆発するタイプの超新星。140 太陽質量以上の星が起こすと考えられている。
10 鉄より重い元素をつくる主要なプロセスのひとつで、爆発的環境でごく短時間に起こる。

第3章

すばる望遠鏡と TMT の連携で取り組むサイエンス77

図 3. 3.12：すばる望遠鏡および南アフリカ赤外線天体観測所のIRSF 望
遠鏡で観測されたGW 170817の光赤外線対応天体の3 色合成画像。
Credit: NAOJ/ 名古屋大学

素の起源は、宇宙物理学における大きな謎の一つである。

てきたが、長年直接的な証拠が得られることはなかった。

図 3. 3.13：GW 170817の可視光・近赤外線スペクトルの時間進化（Pianet al. 2017）。200 - 300メガパーセクの距離でこの質のスペクトルを得るには、TMTのWFOSとIRISによる分光が必要となる。

しかし、2017 年に中性子星合体からの重力波が初めて観TMT は全ての観測装置の迅速な装置の切り替えが常に起源天体としては、大質量星の超新星爆発や中性子星の合体現象など中性子星が関係する爆発的現象が考えられ測され（GW170817）、さらに重力波源の電磁波対応天体

可能な望遠鏡で、このような速い時間進化を示す天体、が同定されたことで、この状況が大きく変わりつつある。

広域な波長域の観測が必要な天体の観測に適している。

中性子星合体は r プロセス元素を合成・放出し、放射性TMT の WFOS と IRIS によって「キロノバ」の可視光から崩壊によって輝く「キロノバ」という現象が予想されてき近赤外線にわたる広域スペクトルを継続的に取得することた（Tanaka & Hotokezaka 2013）。実際に GW170817 でができれば、中性子星合体の重元素合成の全容を明らか

は、すばる望遠鏡などによって広範囲の探査観測と詳細にすることができる。

な追観測が行われ（Tominaga et al. 2018）、中性子星合体
が「キロノバ」として輝くことが明らかとなった（Utsumiを形成し、光の星間吸収や星形成過程に大きな影響を与チメッセンジャー天文学」によって重元素の起源の理解がえるようになる。ダストは星や超新星爆発などからの放出

大きく進みつつある。

物質中で形成され成長し、星間空間に供給されると考えしかし、宇宙における中性子星合体の頻度や、中性子

宇宙進化のなかで重元素がつくられ、それらが増加していくなか、星間物質中ではその多くがダスト（塵粒子）られるが、そこでは破壊や変性も起こると考えられ、そ星合体が作り出す元素の種類は未だ明らかにはなっていなの過程を具体的に明らかにすることは積年の課題である。

い。GW170817 は 40 メガパーセクの距離で発見された稀ダストに加えて有機物の形成・進化を理解することも重要な例で、より多くの中性子星合体を観測するためには、今課題である。すばる望遠鏡と TMT の連携観測により、超後感度が向上する重力波望遠鏡によって発見される重力新星爆発や中小質量星からの質量放出、そして新星爆発

波源のマルチメッセンジャー観測を行う必要がある。2020や大質量星といった多様な恒星進化に関連する現象にお

年代には、米国の LIGO、欧州重力観測所の VIRGO、日けるダストや有機物の形成・進化の解明に新たな前進を本の KAGRA の連携観測により 200-300 メガパーセク程はかる。これは星からの質量放出機構の解明とも密接に度の距離からの重力波が検出されることが予想される。そ関連しており、恒星進化の研究にも大きく貢献するものでの場合、観測される「キロノバ」は最も明るいときで 22 等ある。

級より暗く、わずか 1-2 日で 24 等級程度となる。重力波天

 発天体・質量放出天体におけるダストの形成時期（1）爆体の位置決定精度は典型的には数十-百平方度程度であり、このような広い領域から暗い天体を即座に探し出すためには、HSC による探査が必要不可欠である。
すばる望遠鏡で見つけた対応天体を TMT で分光するこ78

3.3.3.3 恒星進化と物質循環

et al. 2017; 図 3.3.12）。中性子星合体で r プロセス元素が合成されている兆候が得られたのである（Tanaka et al.
2017）。このように、重力波と電磁波の連携による「マルおよびサイズ
超新星爆発の際には、放出された重元素からはダストが形成されるが、破壊もされる。超新星爆発によって実際にどのようなダストがどの程度作られ、星間物質に寄とで、中性子星合体の重元素合成の情報を引き出すこと与するのか観測的に解明するには、爆発後 1 年くらいかが可能となる。
「キロノバ」の放射は数日のタイムスケール

らの光度曲線の測定や分光観測が重要となるが、これまで可視光から赤外線へ急速に進化していく（図 3.3.13）。

では SN1987 A をはじめとするごく少数の超新星爆発でSubaru / TMT Science Book

しかこういった観測は実現できていない（Whitelock et al.

1989）。TMT の巨大な集光力は、例えば、1 年に数例観測することができる 30 メガパーセク以内で起こる超新星爆発の後期段階の観測を可能にする。このような爆発は、
最初の 150 日から 200 日程度まではすばる望遠鏡で追跡観測が可能である。その後、より長期間に TMT で観測を行うことで、光度曲線にいつ、どのようにダストによる減光が現れるのか特定するとともに、分光観測により減光の波
長依存性を得ることで、形成されるダストサイズに制限を与えることができる。
超新星爆発から星周物質へのダスト供給を解き明かすという目的から、対象とするのは標準的な II 型および Ia 型
超新星爆発である。特に Ia 型超新星については多量の重元素が放出されるにも関わらずダスト形成が確認された例
がこれまでになく、新規性の高い重要な観測となる。
同様の観測を、新星爆発やウォルフ−ライエ星、高光度青色変光星 11 などの質量放出を行う天体に対しても応用することで、放出物質のなかでのダストや有機物の形成・成長をトレースすることができる。これには質量放出の初期から放出物質の分布形状と放射スペクトルを観測でと
例えば新星爆発においてはじめに炭素質ダストが形成さ

図 3. 3.14：すばる望遠鏡のCOMICSで捉えられたウォルフ−ライエ星
WR 140の画像。

れて中心星（白色矮星）の紫外線を遮蔽することが以後のさまざまな分子・ダストが形成されていくとモデル化されシリケイト形成の要因となったという指摘もある（Sakon

る。しかし実際には、放出される物質の密度には大きな不らえることが鍵となる（図3.3.14）。これまでの観測からは、

et a. 2016）。こういった観測を新星その他の天体での物質均一性があるなかで星周殻が形成され、その星周殻は異進化の包括的理解につなげるには、TMT の高空間分解能・なる温度の成分から成っている様子が明らかになってきて高感度で時間変化を追う観測が必要となる。実際の観測いる。形成されるダストや有機物はそのなかで成長し、変プログラムとしては、すばる望遠鏡で比較的長期にわたっ性をうけていく。星のごく近傍を TMT による超高空間分て近・中間赤外線観測を行ってスペクトル変化を追う。そ解能での赤外線観測で、大きく広がった星周殻（の低温成のなかで、特に早期の放出物質に対して TMT により中間分）についてはすばる望遠鏡による広視野観測で観測する

赤外線で、すばる望遠鏡により近赤外線で補償光学観測ことにより、質量放出過程における物質進化を解明する。

を行うと、ともに 0.1 秒角レベルの高空間分解能を実現でダストは中小質量星の質量放出機構とも密接に関連しきる。これにより、どこでどのようなガスが消費されダスている。すなわち、ダストが受ける星からの輻射圧はダスト形成が起こっているのか、といった物質進化と星周物質トを駆動し、それが周囲のガス粒子を引きずりながら飛んとの相互作用を特定することが可能となる。

でいくということが想定され、もっとも簡単にはダストと（2）中小質量星の星周でのダスト形成と質量放出

ガスは同じ流速をもつと仮定される。これを観測的に検証

中小質量星は、その数の多さから、星間物質に最も多し、ダスト・ガス間の相互作用を定量的に理解していくに量のダストを供給している天体であると考えられている。

は、ガスとダストの流速を測定することが重要である。ガ

また、放出物質中には有機物が含まれる場合も多い。こスの流速は分子（原子）輝線の観測ですでに測定例が多数

れらの物質がいかに形成され、成長して星間空間に入っある。ダストについてはこれまで実現してはいないが、中ていくのか、さらにはそれが惑星系形成にどう影響してい心天体からの輝線（無偏光）と流速をもったダストによっ

るのか、そしてどのようにして惑星系有機物の起源となって散乱される同輝線（偏光あり）の速度差（ドップラーシ

たのか、といった重要課題が提起されている。

フト）を偏光分光観測によって測定することで調べること

最も簡単には、星から放出された物質は球対称に広が可能であると考えられる。このような観測は大量の大質がって星間物質にとりこまれていき、その過程で中心星量星が短期間に生成している銀河（スターバースト銀河）からの放射や星間空間の紫外光などの影響を受けながらから放出されるダスト流速の測定で行われた例がある。し11 ウォルフ−ライエ星や高光度青色変光星は、大質量星のなかでも特に質量の大きな星が主系列段階を終えた後の進化段階に対応する天体と考えられ
ている。

第3章

すばる望遠鏡と TMT の連携で取り組むサイエンス79

かし、星からの質量放出は毎秒数 km 程度であり、これを検出するには高波長分解能偏光分光観測を必要とする。
すばる望遠鏡での近傍の明るい天体で試験的に観測を実施し、TMT の高分散分光器に偏光機能を搭載し、多様な星に適用していくといった戦略が考えられる。

3.3.3.4 宇 宙線の起源：IceCube 高エネルギー
ニュートリノの対応天体
アイスキューブ・ニュートリノ観測所（IceCube）による PeV-TeV（1015〜1012 電 子ボルト ）帯 の 高エネルギ ー
ニュートリノの検出により、宇宙における高エネルギー
ニュートリノ及び高エネルギー宇宙線の起源を探る観測
的天文学が新たに拓けた。しかし、これまでその起源天ザー（相対論的ジェットが視線方向を向いている活動銀図 3. 3.15：初めての対応天体同定が実現したIceCube-170922 A の到来
方向（赤）とHSCの視野（青）。TXS 0506 + 056 が対応天体。

河核）TXS 0506 + 056 たった 1 天体のみである（IceCube

ベイ観測が必須となる（図 3.3.15）。

体が同定された例は、IceCube-170922 A に対するブレー

一方で、ニュートリノ検出時（もしくは前）に爆発した

Collaboration 2018; 図 3.3.15）。その理由は、IceCube
実験のニュートリノ到来方向の決定精度が典型的には 1と考えられる超新星は到来方向誤差内に 100 天体程度存度角程度とそれほど良くないこと、及び電磁波での追観在する。この中で偶然同じ時期に爆発したニュートリノ放

測施設の性能が不十分であったことがあげられる。初の射とは無関係な Ic 型超新星の数の期待値は 1 を切るため、同定例となったブレーザーという種族は、ガンマ線衛星

そのような天体が同定できれば、ニュートリノ放射との因

Fermi により全天で 3000 以上の天体がモニター観測さ

果関係が期待される。既存の望遠鏡では 26 等級の超新星

れ、また可視光においても中小口径望遠鏡で詳細観測がの分光同定は不可能であるが、TMT での可視光分光観測可能な天体が多い。実際、TXS 0506 + 056 はニュートリが可能となれば、超新星タイプ及び距離（赤方偏移）の決

ノ検出前後に Fermi 衛星でガンマ線での増光が観測され、定が可能となる。後者は母銀河の赤方偏移で代用可能な

可視光での追観測により距離（赤方偏移）が決定されたケースもあるが、どの銀河が超新星の母銀河か不明の場（Paiano et al. 2018）。

合もあるため、超新星スペクトルによる赤方偏移の決定が一方、高エネルギーニュートリノの起源はブレーザー以望まれる。

外にも、ガンマ線バーストや特殊な超新星などが理論的

現在、年間数イベント程度のニュートリノ検出であるに提唱されている。ブレーザーは上記のように対応天体

が、TMT 運用時には IceCube 実験自身も Gen 2 と呼ばれとして同定された例があるものの、統計的には検出されるるアップグレードが完了している予定であり、感度上昇に

ニュートリノ全体の 27% 程度以下の寄与しかないと考え伴うイベント数の増加が見込まれる。また到来方向の決られている。ガンマ線バーストも同様に数 % 以下の寄与

定精度の改善も見込まれているが、依然として HSC のよであり、超新星に対する観測的制限（Morgan et al. 2019）

うな広視野カメラでのサーベイ観測が必須である。

またはニュートリノ対応天体としての超新星の同定が強く
ここで想定している超新星は、ジェットが何らかの理由

HSC による広視野突発天体サーベイ観測と TMT による分光追観測を年数回の IceCube アラートに対して行うこと
によって、Ic 型超新星が高エネルギーニュートリノ及び高（例えばジェットのエネルギーが不十分、厚い星周物質なエネルギー宇宙線の起源天体であるかどうかに初めて決期待されている。

ど）で外部に出ることができずに、ガンマ線バーストとし着がつく。その頃までにはブレーザーの寄与の割合については観測されない Ic 型と呼ばれるタイプの超新星（重力崩てより厳しい制限がついていると期待され、本観測により

壊型超新星の 1% 程度）である。一般論として、IceCube

高エネルギーニュートリノ及び高エネルギー宇宙線の起源

実験の検出する高エネルギーニュートリノは典型的には赤の全貌が明らかになると期待される。

方偏移 1 程度の天体から放射されたと考えられ、その距離での Ic 型超新星の明るさは 26 等級程度である。このよう

参考文献

な暗い超新星の発見には、8 m 級以上の望遠鏡が必要とな

Abbott,B. P., et al. 2019, ApJL, 882, L24
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2019ApJ...882L..24A/abstract

る。また上記のように、IceCube 実験のニュートリノ到来

Aihara,H., et al. 2018, PASJ, 70, S8
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2018PASJ...70S...8A

方向の典型的な位置決定精度は 1 度角程度である。これら

Aoki,W., et al. 2014, Science, 345, 912
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2014Sci...345..912A/abstract

を同時に実現するためには、すばる望遠鏡 HSC でのサー

80

Subaru / TMT Science Book

Birrer,S., et al. 2019, MNRAS, 484, 4726
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2019MNRAS.484.4726B

https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2019ApJS..241...17C/abstract
Curtin,C., et al. 2019, ApJS, 241, 17
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1971MNRAS.152...75H/abstract
Hawking,
S. 1971, MNRAS, 152, 75
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2013MNRAS.435.2345H/abstract
Hikage,C., et al. 2013, MNRAS, 435, 2345
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2018Sci...361.1378I
IceCubecollaboration 2018, Science, 361, 1378
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2016PhRvD..93b3529I
Ichiki,K., et al. 2016, Phys. Rev. D, 93, 023529
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2019BAAS...51c..51K/abstract
Kashlinsky,A., et al. 2019, BAAS, 51, 51
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2011arXiv1110.3193L
Laureijs,
R., et al. 2011, arXiv:1110. 3193
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2008MNRAS.386.1192L
Liske,J., et al. 2008, MNRAS, 386, 1192
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1998ApJ...499L.111L
Loeb,
A. 1998, ApJ, 499, L111
Morgan, R. 2019, 36th International Cosmic Ray Conference
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2019ICRC...36..963M/abstract(ICRC2019),
963
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2019ICRC...36..963M/abstract
Moriya,T. J., et al. 2019a, ApJS, 241, 16
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2019ApJS..241...16M/abstract
Moriya,T. J., et al. 2019b, PASJ, 71, 59
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2019PASJ...71...59M/abstract
Newman,J. A. 2008, ApJ, 684, 88
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2008ApJ...684...88N
Newman,J. A., et al. 2015, Astropart. Phys., 63, 81
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2015APh....63...81N
Niikura,H., et al. 2019a, Nature Astronomy, 3, 524
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2019NatAs...3..524N
Niikura,H., et al. 2019b, Phys. Rev. D 99, 083503
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2019PhRvD..99h3503N
Oguri,
M. 2016, Phys. Rev. D, 93, 083511
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2016PhRvD..93h3511O
Oguri,
M. 2019, Reports on Progress in Physics, 82, 126901
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2019RPPh...82l6901O/abstract
Oguri,
M., et al. 2018, PASJ, 70, S26
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2018PASJ...70S..26O
Paiano,S., et al. 2018, ApJL, 854, L32
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2018ApJ...854L..32P/abstract
Pian, E., et al. 2017, Nature, 551, 67
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2017Natur.551...67P/abstract
Poulin,V., et al. 2019, Phys. Rev. Lett., 122, 221301
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2019PhRvL.122v1301P
Riess,A. G., et al. 2019, ApJ, 876, 85
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2019ApJ...876...85R
Sakon,I., et al. 2016, ApJ, 817, 145
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2016ApJ...817..145S/abstract
Sandage,
A. 1962, ApJ, 136, 319
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1962ApJ...136..319S
Sasaki,M., et al. 2016, Phys. Rev. Lett., 117, 061101
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2016PhRvL.117f1101S/abstract
Schutz,B. F. 1986, Nature, 323, 310
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1986Natur.323..310S
Sugiyama,S., et al. 2019, arXiv:1905. 06066
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2019arXiv190506066S/abstract
Takada,M., et al. 2014, PASJ, 66, R1
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2014PASJ...66R...1T
Tanaka,M., & Hotokezaka, K. 2013, ApJ, 775, 113
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2013ApJ...775..113T
Tanaka,M., et al. 2016, ApJL, 826, L19
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2016ApJ...826L..19T
Tanaka,M., et al. 2017, PASJ, 69, 102
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2017PASJ...69..102T
Tominaga,N., et al. 2018, PASJ, 70, 28
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2018PASJ...70...28T/abstract
Treu,
T., & Marshall, P. J. 2016, Astron. Astrophys. Rev., 24, 11
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2016A%26ARv..24...11T
Utsumi,Y., et al. 2017, PASJ, 69, 101
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2017PASJ...69..101UUzan,
J. -P. 2011, Liv. Rev. Relativity, 14, 2
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2011LRR....14....2U
Vitale,S., & Chen, H. -Y. 2018, Phys. Rev. Lett., 121, 021303
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2018PhRvL.121b1303V
Weinberg,
D. H., et al. 2013, Phys. Rep., 530, 87
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2013PhR...530...87W
Whitelock
et al. 1989, MNRAS, 240, 7P
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1989MNRAS.240P...7W/abstract
Wong,
K. C., et al. 2019, PASJ, 71, 60
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2019PASJ...71...60W/abstract

第3章

すばる望遠鏡と TMT の連携で取り組むサイエンス81

Subaru /TMT Science Book

第4

すばる望遠鏡と章
ＴＭＴの科学戦略

Chapter 4

4 .1

今後の科学戦略

ここでは第 3 章にまとめられた、すばる望遠鏡と TMT銀河研究のための大規模探査計画が準備されている。
計画としては、1400 平方度の領域に対し赤方偏移 2.4までの銀河約 400 万天体のスペクトルを取得し、宇宙論モの連携によって進めるべき科学観測を、実際に実行する

デルに対する決定的な制約を加えることが提案されていべき戦略としてまとめる。特に TMT 建設期である 2020 年

る。また、銀河系やその周辺の銀河の星の分光観測から、代のすばる望遠鏡での探査プロジェクトの推進、TMT 初銀河形成と暗黒物質の性質の解明とそれを通じたΛ CDM

期運用期である 2030 年代初頭の TMT の第一期装置群に（ラムダ コールドダークマター）モデルの検証が提案されよるすばる望遠鏡で見つかった課題の解明の観測、TMTている。銀河進化の研究においては、赤方偏移 5 程度まで

本格運用期である 2030 年代の TMT とすばる望遠鏡を連の銀河約 30 万天体の分光観測により、星形成史や化学進携した独自性の高い観測の推進、という 3 つの時期と観点

化、AGN 活動など銀河の基本的な性質の関連を解明するに分けて提案する。

ことを目指している。

4.1.1. 

300 夜あるいはそれ以上の観測を 2022 年から約 6 年で進める計画が、7 つの国と地域にまたがる 23 研究機関か

2020年代〜すばる望遠鏡による探査プロジェクトの推進
TMT の建設期にあたる 2020 年代には、TMT との連携を見据えつつ、すばる望遠鏡が観測計画を進めることになる。すでに多数の探査およびプロジェクト観測の計画が提案されている。主な計画とその科学目標を整理したものを表 4.1.1 に示す。これらの多くは、2030 年代初頭に本格運用が予定されている TMT で初期成果をあげることにつながるものである。すでに観測計画が具体化されているものから、今後の装置開発・大幅アップグレードを前提にしたものまで幅があるが、ここでは観測の実施時期を想定しつつ、主な計画を概観する。

82

カバーする極めて強力な観測装置であり、宇宙論およびらなる国際チームにより準備されている。この計画で得られる科学的成果は TMT での研究につながるとともに、得られる多数の銀河と星の低・中分散スペクトルからは、より直接的に TMT の観測ターゲットが供給されることにな
ると期待される。

4.1.1.2. HSC による超広視野探査
2014 年から HSC の戦略枠観測が継続して実施されている。すばる望遠鏡の 330 夜を投入して進められているこの観測は、Wide / Deep / UltraDeep の 3 つのレイヤーからなり、Wide レイヤーでは 1400 平方度を 26 等級（r バンド、
5 σ）の深さで多色撮像しようという、かつてない広さと深さを実現する探査である。2020 年代以降も HSC による大規模撮像観測を行うことは、広視野探査を主たる特徴

4.1.1.1 PFS による大規模分光探査
PFS は 2022 年からの運用開始を予定して装置製作が進められている。8 m 級望遠鏡では他に例をみない広視野ととする今後のすばる望遠鏡にとって当然検討されるべきファイバー本数で可視光だけでなく近赤外線の一部までためにも、HSC による次世代の広視野サーベイ計画をさSubaru / TMT Science Book

であり、例えば 3.3.2 節では 8000 平方度の広天域サーベイが提案されている。後述する時間軸天文学と組合せる

PFS による大規模分光探査

目的１

宇宙の密度揺らぎから探るダークエネルギー（3. 3. 2 .1）

目的３

銀河系と近傍銀河の星の観測による銀河系考古学（3. 2 . 5. 2 ; 3. 2 . 5. 3）

目的２

目的４

規模・夜数

HSC 超広視野探査

宇宙のバリオン地図の作成（3. 2 . 3. 2）
銀河統計的探査（3. 2 . 4 . 4）300 夜以上

目的１

ダークエネルギー状態方程式の精密測定（1 %）（3. 3.1. 3 ; 3. 3. 2 .1）

目的３

強重力レンズの統計的探査（3. 3. 2 . 2）規模・夜数8000 平方度

目的２

目的４

銀河系最外縁部構造の解明（3. 2 . 5. 2）

太陽系小惑星の深探査、惑星大移動モデルの解明、初代クェーサーの探査（3.1. 2 . 2 ; 3. 2 . 2 . 2）

HSC 時間軸天文学・マルチメッセンジャー天文学

目的１

目的２

規模・夜数

重力波天体の光学同定、放出物質の解明（3. 3. 3. 2 ; 3. 3. 3. 3）

ニュートリノ天体の起源解明（3. 3. 3. 4）
随時観測

ULTIMATE WFI による近赤外線深宇宙撮像探査

目的１

宇宙初期（z>10）の銀河の探査（3. 2 .1. 2）

目的３

宇宙初期の超新星爆発（対不安定型超新星爆発）の探査（3. 3. 3.1）

目的２

大質量銀河形成史の解明（3. 2 . 4 . 2）

規模・夜数

５年間で約100 夜

目的１

重力マイクロレンズ法の視差効果（HSC/ULTIMATE）による系外惑星探査（3.1.1. 4）

WFIRSTと広視野フォローアップ連携

目的２

規模・夜数

PFS による測光赤方偏移較正（3. 3. 2 .1）
100 夜程度

neo-IRDによる晩期M型星周りのハビタブル系外惑星探査

目的１

目的２

規模・夜数

ハビタブル地球型惑星の統計的サンプルの構築（3.1.1. 2）

雪線以遠の系外惑星の網羅的探査（3.1.1. 4）
長期モニター観測SCExAO による大規模直接撮像サーベイ観測

目的１

規模・夜数

雪線付近の系外惑星の直接撮像探査（3.1.1. 4）
検討中

表 4 .1.1：すばる望遠鏡を用いた探査およびプロジェクト観測の候補リスト。各科学目的には対応する節の番号を示してある。

らに具体化していくべきである。

し、かつ多天体分光観測も実施する。これにより、赤方

HSC は重力波や高エネルギーニュートリノが検出された偏移 10 を超える初代銀河の探査や、大質量銀河の形成史

際に、起源天体を光学同定するうえで強力である。HSCの解明に挑む。また、高赤方偏移の超新星爆発を探査し、による探査観測が継続的に行われている間、こういった突

対不安定型超新星のような初期宇宙の時間変動天体を探

発天体の出現に対応した観測を実施する。HSC の観測そ査する。

のものから超新星を多数検出することとあわせて、これらの時間軸天文学・マルチメッセンジャー天文学は、TMT

HSC・PFS に 続 き、ULTIMATE も 2020 年 代 後 半 に
100 夜規模（最大 300 夜程度）の時間を投入して大規模観運用開始後はそれによる分光フォローアップ観測と連動す

測を実施する計画が提案されている。特に重要となるのることでユニークな成果を得ることを可能にする。

が、2020 年代に打上げが予定されるスペース望遠鏡では4.1.1.3. ULTIMATE による近赤外線探査

実現できない広視野の K バンド、および近赤外線の多彩なナローバンド・ミディアムバンドを組み合わせた撮像探

高赤方偏移天体の観測には、当然ながらより長波長域査である。数平方度から 10 平方度を 26 等級程度でカバーでの観測が必要となる。HSC と PFS で推進する可視光でする広域探査に加え、0.5 平方度〜1 平方度の同じ領域をの広視野撮像・分光観測に対応し、近赤外線で広視野観

K バンドで繰り返し観測することで、遠方宇宙の時間変動測を実現しようと計画されているのが ULTIMATEである。

天体を探査する計画が提案されている。後者は全データ

ULTIMATE は広視野補償光学の実現を目指す計画で、視を足しあげることで、最終的にはかつてない深さの K バン

野 200 平方分角にわたって星像を改善し、8 m 級望遠鏡のド帯の深撮像データを提供することができる。これは波長近赤外線観測ではこれまでにない広視野探査能力を獲得

2µm より短波長での観測に特化された欧州のユークリッ

第4章

すばる望遠鏡と TMT の科学戦略83ド衛星（Euclid）や米国の広視野赤外線サーベイ望遠鏡（WFIRST）などのスペース望遠鏡ときわめて親和性が高
いものである。

4.1.2.
2030年代初頭〜すばる望遠鏡の成果を踏まえて推進するTMT 初期観測

4.1.1.4. WFIRST との連携
2020 年代半ばに打ち上げが計画されている WFIRST は第一期観測装置を活用していち早く科学成果を得ていく

赤外線広視野探査を計画しており、地上からの可視光広ことが重要となる。そのためにすばる望遠鏡の探査観測

視野撮像・分光観測との連携はユニークな観測成果を生の成果をふまえて、TMT による観測を入念に準備する必

み出すことが期待される。WFIRST による広域銀河探査要がある。TMT の第一期観測装置として予定されている

2029 年に予定されている TMT の科学運用開始以降、に対し、すばる望遠鏡は測光的赤方偏移の測定精度の向3 つの観測装置ごとに期待される観測とそれにむけた準備上等で貢献する。WFIRST は重力マイクロレンズを用いを整理する。

た低質量の太陽系外惑星（系外惑星）を多数検出すること
同時観測は惑星系の質量決定に重要な役割を果たす（3.1.14.1.2.1. IRIS
IRIS は近赤外線で回折限界の撮像・分光観測を行う装節）。広視野観測による銀河の研究においては、WFIRST

置であり、様々な観測対象とテーマに活用される。特に高とすばる望遠鏡は波長域と感度の点で相補的な関係にあ

感度の分光観測や、高解像度を活かした位置天文学におる（3.2 節）。

いて抜群の観測性能を発揮する。

が期待され、すばる望遠鏡の可視光・近赤外線撮像との連携観測は、WFIRST の打ち上げ時期によるが 2020 年

太陽系外惑星（系外惑星）の研究においては、IRIS によ

代後半に実施することが計画されている。重力マイクロレ

る面分光観測を行うことで、系外惑星の検出と大気の成分

ンズを用いた系外惑星の研究は同時観測が重要となるたの測定を行う。これは後述する MODHIS とは異なり、惑

め、同時期にすばる望遠鏡で対応する観測装置が稼働し星の直接観測を行うものであり、第 2 期観測装置がめざすている必要がある。

より本格的な系外惑星大気の研究につながるものである

4.1.1.5. 近 赤外線ドップラー観測によるハビタブル惑
星探査2019 年から IRD による M 型矮星まわりの系外惑星の探（3.1.1 節参照）。
遠方銀河の観測においては、重要な輝線が近赤外線領
域に入ってくるような高赤方偏移の天体の高感度分光観測において威力を発揮する。特に赤方偏移 6 以上の天体査が実施されている。これにより地球サイズの系外惑星のライマンα輝線やヘリウム輝線の観測により、初代星やがハビタブルゾーンに検出されることが期待されている。

初代銀河の同定に挑む（3.2.1 節参照）。

発見される天体は将来の TMT の観測ターゲットとしてもまたマルチメッセンジャー天文学においても、初期宇宙重要である。現在の探査計画終了後には、IRD の感度をにおいて期待される対不安定型超新星の同定や、すばる

向上させ、多様な系外惑星における生命存在可能性を調望遠鏡 HSC などで光学同定される重力波天体の分光観測

査することができるように探査を拡張することが提案されを実施する（3.3.3 節参照）。

ている（3.1.1 節）。

IRD の運用およびその機能向上は、TMT の MODHISの開発とそれを用いた研究につながるものである。

4.1.1.6. 極限補償光学による系外惑星直接撮像
系外惑星の直接撮像および検出された惑星の分光観測
は、系外惑星とそこでの生命活動の調査に決定的な役割を果たす。現在、すばる望遠鏡では超高コントラスト補償

このほか、銀河系中心の超巨大ブラックホール近傍における星形成や物理法則の検証においては、IRIS によりブラックホール周りの星の位置・運動の精密測定を行う（3.2.5.4 節参照）。また、すばる望遠鏡 HSC などで見いだされた高赤方偏移クエーサー候補天体の分光追跡観測（3.2.2 節参照）、さまざまな時代の銀河の進化過程をさぐるための面分光観測も期待される（3.2.4 節参照）。

および SCExAO と IRD を結ぶなどの新たな開発が精力的

4.1.2.2. WFOSWFOS は可視光の多天体分光観測を行う基盤的装置でに行われている（3.1.1 節）。これらはすばる望遠鏡によるある。

光学システム SCExAO とコロナグラフ装置を用いた観測、

系外惑星研究を推進するとともに、TMT の系外惑星観測

特に様々な赤方偏移の銀河の分光観測を行うことによ装置 PSI につながる開発としても重要な役割を果たすと期

り銀河間物質の分布を測定し、宇宙の大規模構造・バリ待される。

オン地図の作成を行う（3.2.3 節参照）。また、宇宙における星形成の最盛期における銀河・銀河間物質の相互作用を解明する。

84

Subaru / TMT Science Book

マルチメッセンジャー天文学においては、すばる望遠

自身によるモニター観測で現象を検出できる。これらの天

鏡 HSC などで光学同定される重力波天体やニュートリノ

体や現象に対して、TMT を用いて高解像度撮像や分光で対応天体の可視光分光追跡観測が TMT に期待されるが、の追跡観測を実施する。

WFOS はその中心的な役割を担う（3.3.3 節参照）。

一方、遠方銀河や銀河系内の星における重要天体候補

また、銀河系をはじめとする局所銀河群における星のをすばる望遠鏡による広視野探査で検出し、これを TMT

分光観測により化学組成や視線速度の測定を行い、衛星で分光観測するという連携は幅広く行われると期待でき銀河の降着過程や矮小銀河の暗黒物質分布の解明を行うる。そのためには、2020 年代に行われるすばる望遠鏡に（3.2.5 節参照）。

よる探査観測を、装置性能の向上をはかりながら拡充しこれらの銀河の研究においては、すばる望遠鏡の HSCていくことが重要となる。

や PFS による広視野撮像・分光観測で選ばれた天体や領

また、長期的な時間変動を起こす天体については、す域の観測を実施することにより、類を見ない研究成果を得ばる望遠鏡で長期モニターを実施し、これによって見いだ

ることが期待できる。

された重要天体や重要な観測時期に TMT の観測時間を割

4.1.2.3. MODHISMODHIS は近赤外線において高分散分光を行う装置でりあてるという連携も期待される。
このほか、2030 年代に登場してくる X 線や赤外線等の様々な波長での観測装置、とくにスペースミッションで新あり、補償光学装置とともに用いてコンパクトながら高い

たな天体や現象が検出されると期待される。その光学同波長分解能を実現し、高精度の視線速度測定を可能にす

定をすばる望遠鏡で行い、TMT の高感度分光観測につなるのが特長である。すばる望遠鏡 IRD の発展と位置付けげるという連携も期待できる。こういった観測は、物理分ることもでき、装置開発の面でもすばる望遠鏡との連携が野や惑星科学分野への波及も期待できるものである。

重要となる。
この性能を活かし、地球サイズの系外惑星の視線速度法による同定や、トランジット分光観測により系外惑星のこのように、2030 年代にはすばる望遠鏡の役割はよりいっそう広視野および長期的な探査に移行すると見込まれる。そのための観測体制の整備が必要である。

大気組成の測定を行う（3.3.1 節参照）。これらは、系外惑星における生命存在可能性の探査における中心的な課題である。また、赤外線領域における高波長分解能を活かし、原始惑星系円盤の観測により、惑星形成を左右す
る雪線の同定や円盤の消失の解明に威力を発揮すると期待される（3.1.3 節参照）。

4.1.3. 
2030年代〜TMTの本格運用とすばる望遠鏡との連携
2030 年代には TMT が本格運用に入り、第一期観測装

4.2 すばる望遠鏡とTMTの運用
望遠鏡が大型化し、国際協力で少数の望遠鏡のみ建設
可能な状況となると、望遠鏡時間をより効率的に使用できるような運用の工夫が重要となる。すばる望遠鏡と TMTの連携により独自性の高い観測成果を生み出すことを目指す日本においては、それにむけた共同利用運用や国際協力のありかたの検討を深め、実行に移していくことが重要である。

置に続いて多彩な観測装置が搭載される。これを活かし

4.2.1.

て多様な科学的成果を得ることが期待される。第二期観すばる望遠鏡の運用ビジョン

測装置としては、可視光の高分散分光器や中間赤外線の撮像分光装置、極限補償光学を用いた太陽系外惑星観測装置などが提案されており、開発の優先順位が今後つけられていく予定である。

4.2.1.1. 観測の実施スタイル
すばる望遠鏡は、採択された観測プログラムに対して観測日を割りあて、観測者が現地に足をはこんで観測を実

このなかで日本の研究者が独自性の高い研究成果を得施するという形（クラシカル観測）で運用をスタートした。

ていくには、すばる望遠鏡と TMT を一体的にとらえて科

これは観測者が責任をもって観測時間を最も有効に使うた

学観測を進める連携が重要である。

めの工夫を行うことを促すものであり、多くの研究者が観まず、マルチメッセンジャー天文学においては、両望遠

測手順や装置に精通する機会となってきた。一方、観測鏡を同時に運用することによって成果が期待される。すな

スケジュールが固定されるため、天候などの条件の変化にわち、重力波やニュートリノ、ガンマ線バーストの検出を対応して最適な装置や観測天体を選択することができなくうけ、すばる望遠鏡による広視野探査によって光学対応なるという点がデメリットである。観測の効率化を図る観天体を同定する。超新星爆発については、すばる望遠鏡

点から、他の大望遠鏡では、高評価を得た観測プログラ

第4章

すばる望遠鏡と TMT の科学戦略

85

リモート観測の割合の推移
70%

100%

60%
50%

80%

40%

60%

30%

40%

20%

20%

10%
0%

S14A S14B S15A S15B S16A S16B S17A S17B S18A S18B S19A

三鷹リモート観測のみ

三鷹リモート観測を含む

0%

S07-S09

S10-S12

S13-S15

S16-S18

ノーマル

サービス

時間交換

戦略枠

図 4 . 2 .1：三鷹からのリモート観測の割合の推移。S15 A（2015 年前期）
までは三鷹からのリモート観測はサポートの位置づけで、観測の責任者
がハワイを訪問することとなっていたが、S15B（2015 年後期）からは三鷹からの参加のみで観測を実施することが認められた。現在では三鷹リモート観測が約半数となっている。

図 4 . 2 . 2：観測プログラムの種類別の夜数割合の推移。3 年（6 期）の合計で示している。共同利用に占める割合であり、観測所時間やハワイ大学の時間は除いている。時間交換はジェミニ望遠鏡・ケック望遠鏡との観測時間交換の合計。2009 年から戦略枠観測が始まり、現在では共同利用の約 2 割を占めている。

ムを評価点や観測条件を考慮して観測所が順次実施する示す。これまでは戦略枠観測の割合は 2 割程度であるが、方式（キュー観測）をとるケースが増えてきている。また、

今後 PFS を用いた戦略枠観測プログラムが実施され、他クラシカル観測であっても望遠鏡サイトに足を運ぶのではの戦略枠観測と重なる時期に入ると、その割合は 3 割以上なく、山麓の観測所施設あるいは自身の研究機関から観測に達すると見込まれる。特に暗夜の観測時間は戦略枠のを実施するリモート観測とする天文台も多い。

割合が非常に高くなる可能性がある。

すばる望遠鏡も、山麓施設あるいは国立天文台三鷹

すばる望遠鏡は、広視野観測機能だけでなく、マウナ

キャンパスから観測者が観測を実施するリモート観測を取ケアの優れた環境を活かした高空間分解能観測や幅広いり入れてきた（図 4.2.1）。また、短時間のプログラムは波長域での観測において小規模でも独自性の高い研究を観測所が観測を実施する「サービス観測」とするとともに、実施できる条件を備えている。限られた観測時間のなか

HSC の運用では本格的にキュー観測を取り入れている。

で、大規模探査プログラムと小規模一般共同利用プログ

今後、すばる望遠鏡は大規模探査プログラムにこれま

ラムのバランスをどうとっていくのかは、今後の研究動向

で以上に重点がおかれることから、キュー観測中心の運をみながら継続的に検討していく必要のある課題である。

用に移行し、科学的成果の最大化をはかりつつ運用を効率化することが望まれる。また、観測装置やプログラムによってはクラシカル観測の必要性も残ると想定されるが、その場合もリモート観測を基本とし、柔軟なスケジューリ
ングに対応する必要がある。

4.2.1.2. 大 規模探査プログラムと小規模一般共同利用プログラムのバランス
今後のすばる望遠鏡の運用においては、広視野観測機
能を活かした大規模探査プログラムの重要性が増してく

86

観測プログラム別の夜数割合の推移

4.2.1.3. 国 際協力の推進〜観測時間交換と国際共同運用
ファーストライト以来、主焦点観測装置をはじめとして多彩な観測装置を駆使して成果をあげてきたすばる望遠
鏡には、国外からも注目と期待がよせられ、国際協力での観測プログラムや装置開発が多数行われてきた。現在進行中あるいは今後期待される国際協力でのプログラム・装置開発の一部を 4.1 節で紹介したが、今後は望遠鏡運用を含めてより国際協力の重要性が増してくる。

る。実際、4.1 節で見たように、重要性および緊急性の高サイエンス面では、特色をもった地上・スペース望遠鏡

いプログラムが次々と計画・提案されている。一方、長期との協力によりすばる望遠鏡単独では成しえない成果が的な天文学及び関連分野の発展のためには、個々の研究期待される。国内の研究者で十分カバーされていない分

者や研究グループのアイデアや経験に立脚した小規模観

野の海外者との協力により、新しいアイデアですばる望遠

測プログラムの機会を確保し、新しいテーマや研究分野

鏡の機能を活用することも期待できる。

を広げ、発展させていくことも重要である。例えば、現在観測所の運用面からも国際協力は重要である。すばる

では多くの天文台で大規模に取り組まれているドップラー

望遠鏡はファーストライト以来、多数の観測装置により法による太陽系外惑星探査も、当初は観測装置に工夫を多様な観測機会を提供してきたが、観測装置の大型化も凝らして地道に観測に取り組んでいた小さな研究グルー

あり、すべてを維持し、頻繁な装置交換を実施すること

プの成果から発展してきたものと言える。すばる望遠鏡のは困難となっている。南半球からの観測を含めて多様な観測プログラムの種類別の夜数割合の推移を図 4.2.2 に観測機会を確保するには、ジェミニ望遠鏡やケック望遠

Subaru / TMT Science Book

鏡など、他の望遠鏡と観測時間の交換を行い、それぞれ台（三鷹キャンパス）からの観測を可能にすることが考えに特色のある観測装置を利用できる仕組みを作ってきたられ、そこではすばる望遠鏡のリモート観測との一体化も（図 4.2.2）。今後はすばる望遠鏡の特色である広視野観測想定できる。

機能への重点化のためにも望遠鏡時間の交換はより重要と

一方、採択され、時間が割り当てられた観測プログラなる。マウナケアの天文台との協力はとりわけ重要である。

ムを観測所（TIO）スタッフが実施するサービス観測も予

さらに、望遠鏡運用そのものも国際共同で行うことが検定されている。さらに、審査によって優先度の順位付けさ討され、すでにいくつかの国と協議も行われている。このれた観測プログラムを、優先度とシーイングや観測条件になかでは、TMT 参加国間での協力の強化が期待される。

応じて TIO スタッフが実施するキュー観測も取り入れてい共同運用の中でサイエンス面や装置開発での協力を強化

くことが予定されている。

していくことは最重要であるが、運用への参加の仕組み

また、天体現象等であらかじめ観測時期を決めて行うや観測時間配分の考え方、さらには国際共同が拡大して観測（Time Critical Observing）や突発天体の観測等、タいった場合の意志決定の仕組みなど、協議のなかで具体

イミングに応じて観測プログラムを実施する ToO（Target

的に検討を進めていく必要がある。

of Opportunity）観測の枠組みも予定されている。

4.2.2.

4.2.2.3. データアーカイブとデータ解析
TMT で取得されたデータ（生データ）は TIO によって

TMTの運用ビジョン

恒久的に保存され、観測者もしくは各国で優先的に使用

4.2.2.1. す ばる望遠鏡と TMT の一体的な共同利用
運用
TMT の運用は TMT 国際天文台（TIO）が担う。観測時の利用や解析済みデータの提供は各国の責任で行う。

間は建設期の貢献と運用費の支出に応じて参加国・参加

ミュレータやデータ解析パイプライン等）は TIO で整備さ機関ごとに割り当てられ、そのなかで実施される観測プロ

れ、TMT 参加国・機関と共有化される。これらを活用しグラムの選択・時間割付は各国・各機関が行い、観測のつつ、日本の観測時間による成果の最大化のために、解準備・観測の実施・データ処理等は、TIO が供給するツー析済みデータの提供を行うことが重要となる。データの配ルとサポートを得て、観測者が実施する。日本の貢献は布や国内向けのアーカイブは、すばる望遠鏡のデータの約 2 割であり、これに応じた観測時間が割り当てられる見扱いと一体化するなどの工夫で、利用者の利便性を図る。

込みである。

できる期間の経過後に公開される。優先期間内のデータ
観測とデータ解析を支援する基本的なツール（観測シ

者が先端的かつ独自性の高い観測成果を生み出すには、

4.2.2.4. TMT キーサイエンスプログラム
一方、TMT の運用の検討においては、すばる望遠鏡で既に導入されている戦略枠観測のように、TMT の能力をすばる望遠鏡との連携が鍵であり、これを実現するため最大限に活かした大規模、あるいは長期にわたる観測なの方策のひとつとして、TMT の日本の観測時間を用いたどを可能にするために、国の枠を超えたキーサイエンスプ

共同利用とすばる望遠鏡の共同利用と一体的に実施する。

ログラムの導入も議論されている。この枠組みをどの規模

具体的には、現在のすばる望遠鏡の共同利用で行っていにするべきか、いつから開始すべきか、日本はどのようにる観測提案の募集・選考、観測者への観測準備支援、観関与し、貢献していくのか、といった点は今後、慎重に検測データ配布、データアーカイブ、データ解析支援の枠討を進める必要がある。

日本においては、TMT の観測時間は基本的に共同利用観測に供される。3 章までに見てきたように、日本の研究組みを活用し、TMT の観測およびデータの取り扱いもこれに取り込むことを予定している。これにより、利用者は4.2.3.

すばる望遠鏡の利用経験を活かして TMT の観測にすぐに

TMTにつながるすばる望遠鏡での装置開発取り掛かることが可能になるとともに、両望遠鏡を活用した提案を行うことも容易となる。

TMT の運用が本格化する時代のすばる望遠鏡は、連携した観測を実施するという科学的な面にとどまらず、

4.2.2.2. TMT の観測モード
TMT の観測は、まずは提案者に時間を割り当て、提良いサイトにある大型望遠鏡を用いて開拓する、という技

案者が観測を実施するクラシカル観測が想定されている。

術開発の面でも重要な役割を果たす。最先端の技術の実

TMT に搭載する装置に必要な最先端の技術を観測条件の

ただし、観測者は現地に足を運ぶのではなく、リモート観証においては、個別の要素技術の成立性を試験的な観測測が基本となる。リモート観測はヒロの山麓施設もしくはによって示すだけではなく、大型望遠鏡を用いた科学的各国の機関から行う。日本においては、まずは国立天文な観測を行い、新しい成果を世界に先駆けて示すことも

第4章

すばる望遠鏡と TMT の科学戦略87

図 4 . 2 . 3：すばる望遠鏡のREACHでは極限補償光学とコロナグラフで主星の光を低減し、シングルモードファイバーに結合した分光器で、高安定の高分散分光を行う。主星光の低減とドップラー効果による波長シフトを組み合わせ、惑星の微弱な吸収線を捉えることが初めて可能になる。

88

重要となっている。すばる望遠鏡で検討が進んでいる補可能となる。TMT の極限補償光学を実現する上では多素

償光学や観測装置群の整備と開発は、それ自体が TMT に子の可変形鏡を開発することが必要である。すばる望遠

向けた最先端の技術の実証であるだけでなく、特にナス鏡の極限補償光学 SCExAO プロジェクトでは 2000 素子

ミス焦点を活かして将来の最先端の技術を取り入れるプの可変形鏡が用いられているが、TMT の場合にはその 16

ラットフォームとなるという意味でも期待される。

倍以上の素子数の可変形鏡が必要となる。SCExAO プロ

TMT の第一期観 測装置として搭 載が 決まっている
MODHIS は、補償光学を用いて補正した星の光をシンジェクトでは MEMS 技術を用いた多素子可変形鏡を実証してきたが、さらに多素子かつ大きな可変量を可能にする

グルモードファイバーに導入することで、コンパクトな

静電アクチュエータ構造の可変形鏡の実証に向けたアッ装置で高安定の赤外線高分散分光を可能にする計画であ

プグレードも検討が進んでおり、このようなすばる望遠鏡

り、太陽系外惑星（系外惑星）の視線速度探査や透過光での開発実証は PSI に必要な技術に直結するものとなる。

分光による惑星大気中の分子の検出での活躍が期待され

TMT を用いた宇宙初期の銀河の分光探査観測や銀河る。開発要素として、高安定性の分光器の実現、シング構造の確立過程を解明する観測においては、広視野に存

ルモードファイバーへの高効率での光結合の実現、赤外在する多数の天体を同時に高空間分解能で観測する多天線での地球大気分子による吸収線の高精度の除去の実現

体補償光学を搭載した赤外線多天体面分光器 IRMOS がが挙げられる。すばる望遠鏡の IRD で取り入れられたセ

威力を発揮する。多天体補償光学は複数のレーザーガイ

ラミック光学ベンチを用いた温度変化の影響を最小限にド星を用いた波面測定によるトモグラフィー補償光学を抑えた分光器は、高安定性の分光器を実現する技術とし基盤技術としており、すばる望遠鏡で行われているトモて MODHIS への応用が可能である。また開発が進められグラフィー補償光学 ULTIMATE-START や地表層補償光ている SCExAO と IRD をシングルモードファイバーで結学 ULTIMATE-Subaru の開発はトモグラフィー補償光学

合する REACH（図 4.2.3）は、極限補償光学によって大の確立を通して IRMOS の開発に直結するものと期待され型望遠鏡の回折限界像をシングルモードファイバーに結る。さらに ULTIMATE-Subaru で導入が想定される可変合することで、ノイズ源となる恒星光を極限まで小さく抑副鏡は TMT においては初期の導入の予定はないが、すば

え惑星光を分光することを可能にし、また Neo-IRD による望遠鏡においてその技術が確立し、性能が実証されれる視線速度測定の安定性をも大幅に向上させる計画であば、TMT の性能を向上する機能として導入へと議論をす

り、MODHIS の実現に直結する技術として要素技術の確すめる基盤となる。

立が期待される。さらに、赤外線での高分散分光においすばる望遠鏡のナスミス焦点で進められている、補償ては特に地球大気分子の吸収線の影響を除去することが光学の後ろに搭載される多数の装置を瞬時に切り替える

精密な視線速度決定や分子検出の鍵となるが、IRD あることを可能にするナスミスビームスイッチャー光学機構のいは Neo-IRD のデータ解析を通じて解析手法を確立する

開発は、TMT に向けた装置開発のプラットフォームを整ことで、MODHIS を用いて得られる観測データの科学的備し提供する上で重要である。ナスミス焦点の重力的に解析においても世界をリードすることが期待される。

安定した環境の上で、補償光学で補正された光をフィー

TMT の大口径を活かした系外惑星の探査を行うためには、第 2 期装置として提案される極限補償光学を中心とする PSI を実現することも必要である。例えば MODHIS
は初期運用においては初期補償光学 NFIRAOS と結合した運用が想定されるが、PSI の極限補償光学と結合する

ドするポートを準備することで、大学などで開発された最ことで、透過光分光においてはより高い結合性能を達成を解明する装置として重要とされており、すばる望遠鏡ナ

し、さらに系外惑星自体を分離して高分散分光することもスミス焦点での開発と導入を経て、TMT での装置開発へ

Subaru / TMT Science Book

先端の技術を取り入れた小型の観測装置を持ち込んで観測を行うことを可能にする。例えば可視光から赤外線までを同時にカバーする広波長域の高感度の分光器の開発
は、マルチメッセンジャー天文学で見つかる天体の正体

とつながっていくことも期待される。

ら、日本が主要な役割を果たすすばる望遠鏡と TMT によ

TMT では、第一期観測装置以降の装置開発・搭載は、科学諮問委員会（SAC）を中心にその科学的重要性や実現可能性などを評価し、TIO として計画を決定して進められる研究課題の明確化と、その実現にむけた国際協力を含む道筋の検討に取り組むことが重要である。本書がその一歩となることを期待する。

る。日本として科学的成果の優先度を議論し、観測装置を選択し、SAC に提案し、TIO の計画に反映していく必要がある。独自の技術開発や先行研究の結果に基づいてTIO に対して説得力のある提案を構築する上でもすばる望遠鏡での実証試験観測の重要性は高い。

4.3 すばる望遠鏡とTMTの連携：
今後の展望と課題
本書では、2020 年代以降の天文学および関連分野のなかですばる望遠鏡と TMT の連携で切り拓かれる科学研
究、およびそれにむけた装置開発や望遠鏡運用計画などについての検討をとりまとめた。両望遠鏡の研究対象は幅広いが、本書では太陽系外惑星、銀河の形成と進化、および宇宙論・マルチメッセンジャーの 3 つに大別して主要な研究対象と観測計画を報告してきた。現時点においてもすでにいくつもの重要な研究課題があがっており、これをもとに今後さらに観測計画を練っていくことが重要である。
その作業にあたっては、これから活躍が期待される関連分野の観測施設による研究動向を注視し、最新成果を取り込んでいくことが重要である。2020 年代には JWSTが稼働し、高感度赤外線観測により多方面で成果をあげることになる。この望遠鏡によって実際に何が見つかり、どんな研究が成し遂げられるのか見極めながら、すばる
望遠鏡と TMT の観測計画に反映させていく必要がある。
同じく 2020 年代に稼働する LSST は、時間軸天文学において画期的な観測施設となるであろう。南半球に建設される LSST に対して、すばる望遠鏡とともに TMT は北半
球に建設されるが、観測領域には大きな重なりがあるとともに、LSST サイトとは経度が違うことから発見された天体を時間をおいて追跡観測できるという面もある。時間軸
天文学の進展を踏まえて、すばる望遠鏡と TMT の運用形
態も継続的に検討を行っていく必要がある。
すでに稼働し、大活躍しているアルマ望遠鏡について
も、2020 年代にはアルマ 2 プロジェクトとしてアンテナ展
開範囲を拡大して解像度を上げるとともに、新受信機の搭載で感度・周波数帯域と視野を向上させるなどの大幅な観測性能の向上を計画している。これに対応する高解
像度・高感度の赤外線観測の必要性はますます高まると期待される。
これらの計画に引き続き、WFIRST や SPICA といった計画もあり、これらの計画との関係は本書でも一部触れられた。これらのプロジェクトやミッションの動向をみなが

第4章

すばる望遠鏡と TMT の科学戦略

89

著

者

第1章
● 1.1

一

覧

背景と概要

本書の趣旨と科学目標のハイライト
執筆者：秋山正幸（東北大学）、児玉忠恭（東北大学）● 1.2

2020-2030 年代のすばる望遠鏡と TMT を連携した戦略
執筆者：秋山正幸（東北大学）、児玉忠恭（東北大学）

第2章
● 2.1

すばる望遠鏡と TMT の将来計画

すばる望遠鏡 -「すばる 2」計画
執筆者：小山佑世（国立天文台）● 2.2

TMT 計画
執筆者：岩田生（国立天文台）、空華智子（国立天文台）、濱野哲史（国立天文台）

第3章
● 3.1

すばる望遠鏡と TMT の連携で取り組むサイエンス

惑星系の理解と生命探査
3.1.1

太陽系外惑星における生命探査
（担当編集委員：小谷隆行・アストロバイオロジーセンター）
執筆者：河原創（東京大学）、葛原昌幸（アストロバイオロジーセンター）、
小谷隆行（アストロバイオロジーセンター）、佐藤文衛（東京工業大学）、福井暁彦（東京大学）

3.1.2

太陽系で探る惑星系形成とハビタビリティ
（担当編集委員：吉田二美・千葉工業大学）
執筆者：阿部新助（日本大学）、荒井朋子（千葉工業大学）、有松亘（京都大学）、
飯野孝浩（東京大学）、伊藤孝士（国立天文台）、臼井文彦（神戸大学）、
浦川聖太郎（日本スペースガード協会）、大澤亮（東京大学）、大槻圭史（神戸大学）、
大坪貴文（宇宙科学研究所）、岡田達明（宇宙科学研究所）、笠羽康正（東北大学）、
河北秀世（京都産業大学）、北元（宇宙科学研究所）、木村宏（千葉工業大学）、
小林仁美（京都虹光房）、小林浩（名古屋大学）、坂野井健（東北大学）、佐川英夫（京都産業大学）、
嶌生有理（宇宙科学研究所）、新中善晴（京都産業大学）、関口朋彦（北海道教育大学）、、高遠徳尚（国立天文台）、寺居剛（国立天文台）、
関根康人（東京工業大学）
中川朋子（東北工業大学）、中村昭子（神戸大学）、中本泰史（東京工業大学）、
長谷川直（宇宙科学研究所）、パトリック・S・リカフィカ（近畿大学）、
樋口有理可（国立天文台）、前澤裕之（大阪府立大学）、薮田ひかる（広島大学）、
吉田二美（千葉工業大学）、和田浩二（千葉工業大学）

3.1.3

惑星誕生現場で探る惑星系・太陽系の起源
（担当編集委員：本田充彦・岡山理科大学）
執筆者：田崎亮（東北大学）、野津翔太（ライデン大学）、野村英子（国立天文台）、
武藤恭之（工学院大学）

3.1.4星の誕生
（担当編集委員：大朝由美子・埼玉大学）
執筆者：大朝由美子（埼玉大学）、Tae-Soo Pyo（国立天文台）、高木悠平（国立天文台）、
田中圭（大阪大学 / 国立天文台）、町田正博（九州大学）、元木業人（山口大学）● 3.2

銀河進化のゆりかごから墓場まで
（担当編集委員：柏川伸成・東京大学）
3.2.1

初代星、初代銀河、宇宙再電離
執筆者：中島王彦（コペンハーゲン大学）、播金優一（国立天文台）、

矢島秀伸（筑波大学）

3.2.2

超巨大ブラックホールと銀河の共進化
執筆者：泉拓磨（国立天文台）、尾上匡房（MPIA）、川口俊宏（尾道市立大学）

3.2.3

銀河形成とバリオン物質の循環
執筆者：柏野大地（ETH）、嶋川里澄（国立天文台）

3.2.4

銀河の形態の起源と活動性の終焉
執筆者：小野寺仁人（国立天文台）、但木謙一（国立天文台）、森下貴弘（STScI）

3.2.5

銀河系と近傍銀河
執筆者：石垣美歩（東北大学）、岡本桜子（国立天文台）、西山正吾（宮城教育大学）● 3.3

宇宙のダーク成分と物質の起源
（担当編集委員：高田昌広・東京大学、田中雅臣・東北大学）
3.3.1

ダークマター
高田昌広（東京大学）

3.3.2

ダークエネルギー
大栗真宗（東京大学）

3.3.3

物質の起源とマルチメッセンジャー天文学
植田稔也（デンバー大学）、左近樹（東京大学）、田中雅臣（東北大学）、野沢貴也（国立天文台）、
守屋尭（国立天文台）、諸隈智貴（東京大学）

第4章
● 4.1

すばる望遠鏡と TMT の科学戦略

今後の科学戦略
執筆者：青木和光（国立天文台）、小山佑世（国立天文台）● 4.2

すばる望遠鏡と TMT の運用
執筆者：青木和光（国立天文台）、秋山正幸（東北大学）● 4.3

すばる望遠鏡と TMT の連携：今後の展望と課題
執筆者：青木和光（国立天文台）

単語一覧、用語集、装置・プロジェクト略語集
作成者：空華智子（国立天文台）、中島静（国立天文台）

発行日：第1版 2020年3月13日
発行者：自然科学研究機構国立天文台
編者：青木 和光、
秋山 正幸、
岩田 生、大朝 由美子、小野寺 仁人、柏川 伸成、小谷 隆行、
児玉 忠恭、
小山 佑世、
空華 智子、高田 昌広、田中 雅臣、中島 静、本田 充彦、吉田 二美
制作：株式会社アズディップ
表紙デザイン：柴田 純子