News巨大氷惑星の形成現場を捉えたアルマ望遠鏡で見つけた海王星サイズの惑星形成の証拠RSSTweet2016.09.27近年、太陽以外の星のまわりにも、多様性に富む数多くの惑星が発見されてきました。それらの形成過程は謎のままであり、天王星・海王星のような巨大氷惑星の形成過程も、いまだによく分かっていません。うみへび座TW星は、年齢が約1,000万歳と若く、星のまわりには塵とガスの円盤があると知られています。研究チームは今回、円盤内の塵が放つ電波をアルマ望遠鏡[用語1]で捉え、円盤のようすを詳しく描き出すことに成功しました。円盤には何本かの暗い隙間が刻まれており、特に半径22天文単位[用語2]の隙間では、周囲に比べて小さな塵が豊富に存在することがわかりました。理論的研究から、円盤内に惑星が存在すると、こうした特徴が現れることが提唱されており、今回の観測成果はこの理論予測と合致します。隙間の特徴を考慮すると、ここには海王星程度の大きさの惑星ができていると考えられます。この発見により、どんな大きさの惑星が、どこでいつごろ作られるかが明らかにできると期待されます。Lettersに受理されました。星のまわりで、多様性に富む数多くの惑星が発見されてきました。それらの形成過程は謎のままであり、特に、天王星・海王星のような巨大氷惑星の形成過程は、よく分かっていません。呼ばれる、若い恒星を取り巻く円盤状の天体を、望遠鏡を使って観測することが重要です。この円盤は、冷たいガスや塵で構成されており、惑星の材料になると考えられています。原始惑星系円盤を詳しく調べることで、多様な惑星系がどのように生まれてくるのかを調べることができます。うみへび座TW星うみへび座TW星(図1参照)は、水素核融合反応を起こす前の段階にある、年齢およそ1,000万歳の若い恒星です。地球から175光年ほどの距離にあり、このような若い恒星の中では最も太陽系に近い恒星です。うみへび座TW星は太陽と同じくらいの重さで、地球が属するこの太陽系と直接比べることができるため、太陽系がどのように形成されたのかを調べるための良い観測対象といえます。この恒星の周囲に原始惑星系円盤が存在することは過去の観測から知られていました。惑星が形成されると「隙間」ができることは理論的に予想されており、観測された隙間の位置は太陽系における木星や海王星の軌道とよく一致しています。そこでは、太陽系にあるのと似た惑星が形成されていることを伺わせます。したがって、このような隙間がどんな構造をしているのか詳しく調べれば、惑星が形成される過程やその様子を明らかにすることができるはずです。アルマ望遠鏡」(図2)を使用した観測を行いました。°C程度)の塵は目に見える光では輝いていませんが、電波では輝いていることが知られています。アルマ望遠鏡を用いて電波で観測することにより、光では見ることのできない円盤内の冷たい塵を見ることができます。GHzという異なる2つの周波数の電波で観測をしています。異なる周波数の電波の強度は塵の大きさに関係しているため、2つの周波数の電波強度を比較することで、円盤内で塵の大きさが場所によってどのように異なっているのかを調べることが出来るのです。円盤の隙間には小さい塵が満ちていた今回、我々が行ったアルマ望遠鏡による観測でも、これまで見つかっていた隙間があることが確かめられました(図3、注)。今回の研究では、最も顕著な22天文単位にある隙間に着目しました。この隙間における2つの周波数の電波強度の比(強度比)は、隙間の周囲に比べて有意に高くなっていることが分かりました(図4参照)。塵が小さいほど、それが放つ電波の強度比は高くなるので、強度比が高いところでは、大きい塵が少なくなっていることを示しています。着目した隙間では大きい塵が少なくなり、小さい塵だけが多く残っていることが明らかになりました。一般的に、大きい塵は数ミリメートル程度、小さい塵は数マイクロメートル程度の大きさだと考えられていますが、今回の観測だけでは具体的な塵の大きさを精度よく決定することは出来ません。この点を明らかにする観測が、今後計画されています(「今後の研究の発展」の項を参照)。観測によって得られたうみへび座TW星の画像。画像を見やすくするために、ここでは観測した2つの周波数での電波強度を足し合わせたものを示す。比較のため、同じ距離から太陽系を見た場合の木星と海王星の軌道に相当する大きさを右下に示す。al.図4.アルマ望遠鏡で観測した2つの周波数間での電波強度比。半径22天文単位のところ(赤い点線)で強度比が優位に高くなっていることがわかる。円盤の隙間では巨大氷惑星が生まれているかもしれないこれまでに成された理論的な研究によると、円盤の中に惑星が存在し、それが隙間を作っている場合、円盤のガスと塵の相互作用によって大きめの塵が隙間の中からはじき出され、隙間の中には小さい塵のみが残ると予想されています。今回の観測では、それとよく一致した結果が得られました。どのくらいの重さの惑星が存在するのでしょうか?別の理論的な研究(例えば、2015年に示された金川らの研究)では、隙間の幅と深さ(周囲の明るい部分との光度比)と、それを作った惑星の重さとの関連が予想されています。この研究結果を利用し、今回の観測結果から、隙間を作っている惑星の重さを見積もります。画像から分かる明るさの分布は、実際の塵の分布とは厳密には異なりますが、今回の場合、これらはほぼ同一のものとして考えることができます。観測で得られたこの隙間の幅はおよそ5天文単位でした。隙間の中と外とでの明るさの比は、平均で0.5程度でした。よって、今回の観測結果と、上述の理論研究とを比較してみると、図5のように、データは理論研究による予想線上にあり、惑星の重さが海王星より少し重いくらいであることが分かりました。加えて、中心星から22天文単位という距離は、太陽系では天王星と海王星の軌道の間に相当します。うみへび座TW星が太陽とほぼ同じ重さであることを考えると、ここで誕生している惑星は天王星や海王星とよく似た巨大氷惑星である可能性が高いと我々は考えています。本研究によって、うみへび座TW星の原始惑星系円盤で発見された半径22天文単位の隙間は、その中に惑星が存在する可能性が極めて高いことがわかりました。一方で、異なる方法で惑星形成のさまざまな可能性を探ることも重要です。我々の研究グループでは、本研究結果を受けて、アルマ望遠鏡の次期観測に繋げています。一つは電波偏光[用語4]を捉える観測です。最近の理論計算では、電波偏光を観測することで、塵の大きさをより正確に見積もることが可能であることが示されています。したがって、電波偏光が観測できれば、本研究とは別の方法で塵の大きさを調べることができます。一つは、隙間でのガスの量を調べる観測です。円盤のほとんどはガス成分であり、形成される惑星の性質もガスの量に依存します。日本をはじめとする東アジア、北米、欧州などが協力して南米チリに建設した、巨大電波望遠鏡です。66台のパラボラアンテナを結合させてひとつの巨大な電波望遠鏡として機能させることができ、星や惑星の材料となる冷たい塵やガスが放つ電波をこれまでにない感度と解像度で捉えることができます。1天文単位は太陽と地球の距離で、約1億5,000万kmに相当する。電波や赤外線、我々の目で見える可視光線などは総称として「電磁波」とよばれ、電場と磁場が振動する波が空間を伝わっていきます。この波が1秒間に振動する回数を「周波数」と呼び、単位Hz(ヘルツ)で表します。電磁波はこの周波数の違いによって異なる性質を示します。THz(テラヘルツ、1秒間に1兆回の振動に相当)よりも周波数が低いものが電波と呼ばれます。電磁波の振動の方向はその進行方向に対して垂直であり、一般的な電磁波ではさまざまな方向の振動面の電磁波が重なり合っています。振動面がある方向に偏った状態を「偏光」と呼びます。塵が放つ電波や塵によって散乱される電波は特定の偏光を持つことが知られており、塵の性質を調べる重要な手がかりになります。うみへび座TW星はこれまでにもアルマ望遠鏡で観測されてきました。2016年3月には、米国のグループがアルマ望遠鏡を用いて高い解像度で、うみへび座TW星を観測し、円盤に複数の隙間を発見したことを発表しました。研究2019.12.18本日12/18(水)天体観望会を開催します。東工大の教育に関連するWebサイトの構成です。