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）。

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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

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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）HROS、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

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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。
（1）メタノール氷を指標に、太陽系外縁天体領域へのがいくつかある。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

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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

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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）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星（太陽質量の 20-30 倍）は数が多く、フィードバックの強さが極めて大きく変わるため、質量分配機構の精密な理解が重要である。TMT の高空間分解能観測によって遠方の（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/2016Natur.536..437A
Anglada-Escudé,G., et al. 2016, Nature, 536, 437
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2017AJ....153..240A/abstract
Ansdell,M., et al. 2017, AJ, 153, 240
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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,
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が進むと期待される。

https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2004ApJ...606L.155B
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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
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母体となる分子雲や同時に形成される星の数密度、分子

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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

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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

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脇田茂・瀧哲朗・伊藤孝士
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