大小田 結貴（物理学専攻 修士課程2年）

大屋 瑶子（物理学専攻 助教）

山本 智（物理学専攻 教授）

発表のポイント

• アルマ望遠鏡による電波観測で、惑星系のもとになる回転円盤構造が、誕生したばかりの原始星の周りにもすでに作られていることを発見した。
• 惑星系の形成が、原始星の誕生とともに始まっていることを初めて示した。
• 太陽系形成の初期過程が見えてきた。さらに高い解像度で観測することで、太陽系誕生の理解を大きく進めることができ、我々の宇宙観・世界観を豊かにすることに貢献すると期待される。

発表概要

東京大学大学院理学系研究科、理化学研究所、筑波大学、コペンハーゲン大学およびライデン大学の研究者からなる合同チームは、おおかみ座にある生まれたばかりの原始星^（注1）IRAS 15398−3359をアルマ望遠鏡^（注2）で観測し、その周りに半径40 天文単位^（注3）程度の大きさの回転円盤構造（原始星円盤^（注4））を発見した。一般的に、これまでに報告されている原始星の質量は、太陽質量^（注5）の0.1倍程度以上であるが、今回観測した原始星の質量を見積もると、太陽質量の0.007倍であった。今まで、これほど小さな質量を持つ原始星は報告されていなかった。従来、原始星がある程度成長した後、その周囲に惑星系のもとになる原始星円盤が形成されると考えられてきたが、本研究により、誕生したばかりの未成熟な原始星にもすでに原始星円盤が形成されていることが初めて明らかとなった。本研究成果は、惑星系の形成過程が原始星の誕生とともに始まっていることを示し、太陽系の起源の理解を格段に進める点で大きな意義がある。

本研究を発展させ、この天体についてさらに高い解像度で観測を進めることで、惑星系形成の初期過程を詳細に探求できる。また、他の原始星天体についても同様の観測を系統的に行うことにより、原始星と原始星円盤の共進化という新しい描像を確立できると期待される。

発表内容

新しく生まれた原始星には、母体となっている星間ガスが降り積もり続けている。一般的に、そのガスは外側ではゆっくり回転しながら原始星に向けて落下しているが（エンベロープガス）、原始星近傍では回転が卓越し、原始星の周りにケプラー回転^（注6）する扁平な円盤構造が作られる（図１）。

これが原始星円盤と呼ばれるもので、将来、そこで惑星系が作られる。原始星円盤は、サイズが小さいこと（数10天文単位）、温度が低いこと（数10 K−100 K）、母体となる膨大な量のガスに埋もれていることのため、可視光や赤外線では観測が難しく、原始星円盤についての観測的研究はこれまで立ち遅れてきた。しかし、近年、アルマ望遠鏡の稼働により、電波^（注7）領域での高解像度観測が可能になったことで、その構造が捉えられるようになってきた。そこで、東京大学大学院理学系研究科、理化学研究所、筑波大学、コペンハーゲン大学およびライデン大学の研究者からなる合同チームは、生まれたばかりの原始星としてよく知られるIRAS 15398−3359について、アルマ望遠鏡を用いた観測を行った。

IRAS 15398−3359は誕生して1000年程度の比較的若い原始星で、おおかみ座分子雲（太陽系からの距離 155 パーセク^（注8）））に位置する（図2）。

この天体については、アルマ望遠鏡を用いた観測が以前にも行われ、0.5秒角 (〜80天文単位)の空間分解能で観測が行われたが、原始星円盤/エンベロープガスの運動については空間的に十分に解像できなかった。

本研究チームは、より高解像度（0.2秒角（〜30天文単位））の観測を行い、その解析を行った。CCH分子の電波スペクトル線^（注9）では、北西−南東（図3の右上−左下）に延びる構造が見られる。他の原始星天体の観測から、CCH分子は原始星をとりまく扁平なエンベロープガスに存在することが知られており、図3の構造はエンベロープガスの分布を表している。

一方、この天体をSO分子の電波スペクトル線で観測すると、原始星に付随したコンパクトな成分が捉えられた。この分子はエンベロープガスの最内側および原始星円盤に主に存在するので、コンパクトな成分は原始星円盤をトレースしていると考えられる。電波による観測では、ドップラー効果^（注10）を利用することで、原始星周りのガスの運動を調べることができる。この方法をSO分子の電波スペクトル線に適用したところ、このコンパクトなガス成分はほぼケプラー回転していることがわかった（図4）。

図4で、Aの側から原始星に近づくと、ガスの速度は負の側に大きくなる。これは観測者の方向に運動していることを意味する。一方、Bの側から原始星に近づくと、ガスの速度は正の側に大きくなる。これは観測者から遠ざかる方向に運動していることを示す。両者を合わせると、図1のように回転していることがわかり、しかも、図4に示すようにケプラー回転の理論線とよく一致する。この結果は、原始星周りに原始星円盤がすでに付随していることを示している。原始星からの距離とガスの回転速度との関係から、原始星の質量は太陽質量の0.007倍（~1.4×10²⁸ kg）と見積られた。これまでに報告されてきた原始星質量は小さいものでも太陽質量の0.1倍程度であり、上記のように小さな質量を持つ原始星は報告例がない。これは、IRAS 15398−3359が誕生したばかりの原始星であることを意味し、そのような未成熟な原始星にもすでに原始星円盤が形成されていることが明らかとなった。従来、原始星円盤は、原始星がある程度成長した後に形成されると考えられてきた。本研究の結果は、惑星系の形成過程が原始星の誕生とともにすでに始まっていることを初めて示すもので、重要な意義がある。

この原始星円盤の質量は太陽質量の0.001 – 0.006倍であると見積もられた。これは原始星質量と同程度で、円盤構造が重力的に不安定になり得ることがわかった。従って、将来ある時に、そのガスの一部が原始星に向かって一挙に崩れ落ち、降着することが考えられる。IRAS 15398−3359については、そのような激しい一時的降着が過去に起こった可能性が観測的に指摘されていたが、今回の観測によってそれが裏付けられた。

星・惑星系形成の初期過程を理解することは、私たちが住む太陽系の起源の探求においても重要である。本研究によって、太陽系がどのようにして作られたのかについて、その初期過程が見えてきた。今後、この天体をさらに高い解像度で調べること、および、他の天体を系統的に調べることで、太陽系の形成過程の理解を大きく進めることができると期待される。

発表雑誌

雑誌名	Astrophysics Journal Letter （オンライン版：9月4日掲載）
論文タイトル	The Co-evolution of Disks and Stars in Embedded Stages:The Case of the Very-low-mass Protostar IRAS 15398-3359
著者	Yuki Okoda, Yoko Oya, Nami Sakai, Yoshimasa Watanabe, Jes K. Jørgensen, Ewine F. Van Dishoeck, and Satoshi Yamamoto
DOI番号	10.3847/2041-8213/aad8ba
論文URL	http://iopscience.iop.org/article/10.3847/2041-8213/aad8ba

 

用語解説

注1 原始星

星と星との間に漂うガス（星間ガス）は自らの重力で収縮して新しい星を作る。生まれたばかりの星は原始星と呼ばれ、周囲から降り積もるガスを取り込んで成長していく。原始星は降り積もるガスの重力エネルギーを解放して輝いているが、やがてその中心の温度が上昇し水素の熱核融合反応が始まると、太陽のような恒星となる。↑

注2 アルマ望遠鏡

アタカマ大型ミリ波サブミリ波干渉計 (ALMA：Atacama Large Millimeter / submillimeter Array) は、日本を含む東アジア諸国、ヨーロッパ諸国、および北米諸国が、チリ共和国と協力して、アタカマ砂漠の標高5000 mの高原に建設した国際天文施設である。12 ｍアンテナ54台、7 ｍアンテナ12 台の合計66台のパラボラアンテナ群からなり、これまでの電波望遠鏡の約100倍の感度と数10倍の解像度を持つ。そのため、これまで観測することが困難であった星・惑星系形成領域の観測に大きな威力を発揮している。↑

注3 天文単位

長さの単位。1天文単位は太陽と地球の平均距離であり、約1億5千万kmにあたる。太陽系のサイズはおよそ直径100天文単位程度。↑

注4 原始星円盤

降り積もるガスによって原始星の周りに作られる回転円盤構造。回転や磁場の作用によって扁平な円盤状になる。原始星円盤はのちに原始惑星系円盤を経て惑星系へと進化する。↑

注5 太陽質量

太陽の質量は約2×10³⁰ kgである。↑

注6 ケプラー回転

原始星の重力と回転するガスの遠心力が釣り合った運動。太陽系の惑星も同様に、太陽の周りをケプラー回転している。↑

注7 電波

電磁波の一種。周波数（振動数）が3000 GHz以下（波長0.1 mm以上）のもの。アルマ望遠鏡では80 – 950 GHzの電波を観測することが可能である。↑

注8 パーセク

距離の単位。1 パーセクは約31兆km、または、21万天文単位にあたる。↑

注9 電波スペクトル線

分子の回転に伴うエネルギー準位間で放射されるスペクトル線。波長が0.1 mm – 10 mm程度の電波として観測される。↑

注10 ドップラー効果

運動する天体から放たれる電磁波の波長が、観測者から見た天体の速度に応じて変化する現象。観測者から遠ざかる天体の場合、波長は長くなり（周波数は低くなり）、観測者に近づいてくる天体の場合、波長は短くなる（周波数は高くなる）。スペクトル線のドップラー効果を測定することにより、天体の運動がわかる。↑

―東京大学大学院理学系研究科・理学部 広報室―