2014.02.13

プレスリリース解説：生まれつつある原始惑星系円盤で劇的な化学変化：かつて太陽系も経験したか？

星は、宇宙に漂うガスと微粒子が集まることで生まれます。生まれたばかりの星のまわりにさらに降り積もったガスや微粒子は、星を取り巻く円盤となり、この中でやがて惑星が生まれます。では、宇宙に漂うガスと円盤を構成するガスは、同じ組成を持っているのでしょうか？　この二つの組成は実は大きく異なっている、というアルマ望遠鏡による新しい観測の結果を、東京大学の研究チームが発表しました。この発見は、惑星やそのもとになる円盤の形成過程を理解する上で、非常に大きな意義を持ちます。ここでは、この研究成果の内容について詳しく解説します。
（文責：平松正顕国立天文台チリ観測所教育広報主任）

東京大学理学系研究科のプレスリリース（東京大学サイトへリンク）

東京大学大学院理学系研究科物理学専攻の坂井南美助教を中心とする日・台・仏の国際研究チームは、アルマ望遠鏡を用いておうし座にある生まれたばかりの星（原始星）L1527を観測しました。研究チームはこの星を取り巻くガスに含まれるc-C₃H₂分子 [注1] と一酸化硫黄（SO）分子が放つ電波をとらえ、星の周囲のガスの動きや温度を調べました。

L1527は有名な赤ちゃん星であり、これまでにもさまざまな観測がなされています。例えばNASAのスピッツァー赤外線宇宙望遠鏡による観測では、東西方向に蝶が大きく羽を開いたような構造が写しだされています。これは、赤ちゃん星から両極方向に噴き出す強力なガスの流れ（双極分子流）によって星を取り巻くガスの雲に穴が開き、原始星からの光が漏れ出ているようすだと考えられます。また過去の電波望遠鏡による一酸化炭素分子の観測では、この赤ちゃん星をガスが円盤状に取り巻いており、私たちはその円盤をほぼ真横から見ているということがわかっています。

アルマ望遠鏡による電波観測の強みは、赤外線観測では見ることのできないガスを直接観測することができる点です。ガスを構成する様々な分子はそれぞれ特有の周波数で電波を出しており、分子によって強く電波を出す条件（温度や密度、化学組成など）が大きく変わるため、異なる分子が放つ電波を観測することで天体の様々な性質を調べることができます。また電波のドップラー効果 [注2] を使ってガスの動きを測定することもできます。またアルマ望遠鏡はこれまでの電波望遠鏡よりもずっと高い感度を持つために、これまでは観測できなかった弱い電波も観測できます。今回観測された二つの分子は、この天体で詳しく観測されたことのある一酸化炭素分子に比べて圧倒的に存在量が少ないため電波が弱く、アルマ望遠鏡の高い感度でようやく詳細観測が可能になったものです。

アルマ望遠鏡によるc-C₃H₂分子の観測からは、原始星をガスが半径約500天文単位（1天文単位は太陽から地球までの距離に相当。太陽から海王星までは30天文単位）の円盤状に取り巻いていることがわかりました。また、100天文単位以遠ではガスが星のまわりを回転しながら星の重力に引かれて落下するような動きをしていることがわかりました（観測結果から読み取れる速度情報については、末尾のコラムで詳しく解説します）。一方100天文単位より内側ではc-C₃H₂分子の電波は非常に弱く、内側と外側で化学組成が異なっていることが判明しました。電波強度からc-C₃H₂分子の温度を計算してみると、-240～-250℃程度であると推測されます。いっぽうSO分子の観測からは、この分子がc-C₃H₂とは全く異なる分布をしていることがわかりました。SO分子は、原始星から約100天文単位の距離にリング状に偏在していたのです。またSO分子の温度を見積もると-210℃程度となり、明らかにc-C₃H₂分子よりも高い温度になっていることも判明しました。

画像2：スピッツァー赤外線宇宙望遠鏡によるL1527の画像（左）と、アルマ望遠鏡によるc-C₃H₂分子とSO分子の観測結果。電波が強い領域は赤や白で示されている。アルマ望遠鏡では原始星のすぐ近くを回るガスをとらえている。c-C₃H₂分子は原始星の方向で電波が弱く、むしろその上下に電波の強い領域が分布しているのに対し、SO分子では原始星方向で最も電波が強い。
Credit: J. Tobin/NASA/JPL-Caltech, N. Sakai/The University of Tokyo, All rights reserved.
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星から100天文単位のところで大きく化学組成が変化するのはなぜでしょうか。簡単なシミュレーションでこのガスの動きを再現してみると、中心の原始星の重力に引かれて回転しながら落下してきたガスは、星から100天文単位のところで遠心力によってその落下が止まることがわかりました。このような場所を「遠心力バリア」と呼びます。ガスの落下が止まるため、遠心力バリアにはガスが大量にとどまっていることになります。外側から落下してきたガスは遠心力バリアに衝突し、温度が上がります。このため、微粒子の表面に凍りついていたSO分子がガス中に放出され、局所的にその量が増加します。遠心力バリアより内側では温度は低下するため、SO分子は再び微粒子の表面に凍りつきます。

遠心力バリアより内側では、ガスは落下ではなく星のまわりを回転するという動きが優勢になり、円盤状構造が作られます。つまり、惑星の元になる「原始惑星系円盤」が作られていると言えるでしょう。これまでは、星を包む大きなガスの集合体とその中心部にできる原始惑星系円盤の化学組成の違いについてはあまり検討されていませんでした。原始惑星系円盤の形成においてこれほど化学組成が変わることが発見されたのは、今回が初めてのことです。アルマ望遠鏡の高い解像度と感度により、初めてこのような観測が可能になりました。

今回の研究は、これまで見過ごされてきた「原始惑星系円盤の誕生時における化学組成」というテーマに新たにスポットライトを当てる結果となりました。今回の結果が多くの赤ちゃん星のまわりでも当てはまる普遍的なものなのか、あるいは天体によって大きな違いがあるのかは、今後の観測で明らかになっていくことでしょう。それは私たちの住む太陽系がどのように作られたかを考えるうえでも、重要な問いとなります。

注

[1] c-C₃H₂は、炭素原子3つが輪を作り水素原子が2つ結合した分子です。

[2] 動いている物体から発せられた波は、周波数がずれて観察されます。これをドップラー効果と呼びます。近づいてくる救急車のサイレンと遠ざかる救急車のサイレンの音の高さが異なるのも、このドップラー効果によるものです。宇宙にある様々な分子はそれぞれに特有の周波数で電波を出すことが知られていますが、分子が動きながら電波を発するとドップラー効果が生じ、電波の周波数がわずかに高くなったり低くなったりします。この周波数のずれを精密に測定することで、電波を発するガスの動く向きと速度がわかります。ただしドップラー効果では、私たちの視線方向の動きしか測定できず、視線に対して垂直方向に動く物体の速度を測ることはできません。

コラム：観測結果から読み取るガスの動き

電波天文学では、分子が放つ電波のドップラー効果を用いてガスの動きを測定します。今回の観測ではどのようなガスの動きが読み取れたのか、実際の観測成果を見てみましょう。

下の図は、図2にも掲載したc-C₃H₂分子の分布（左上）とSO分子の分布（左下）です。これらのふたつの図は周波数方向にデータを足し合わせて作られているため、さまざまな動きをしているガスの総量を見るのに便利です。一方右側のふたつの図は、それぞれc-C₃H₂とSOがどの位置でどのような速度を持っているかを示す図（位置-速度図）で、図の縦軸は原始星からの距離、横軸はガスの速度を示しています。c-C₃H₂（右上）では、原始星からの距離が大きい場所では速度がゼロに近く、原始星からの距離が小さくなるにつれて速度が大きくなる（図上で左右に広がる）構造を持っていることがわかります。これは太陽系の惑星の運動と同じように、重力の強い原始星近傍ほどガスが速く動いているということを示しています。しかし原始星から100天文単位以内の場所ではそれほど電波が強くありません。いっぽうSO分子の動きはc-C₃H₂とは大きく異なっています（右下）。SO分子の場合、原始星の方向では速度がゼロに近く、原始星からの距離が離れるにつれて速度が大きくなっています。そして電波の強い領域は、原始星から100天文単位以内に集中しています。もし100天文単位以内にSO分子がぎっしり詰まっていたとしたら、c-C₃H₂と同じように中心ほど速度の速い成分が現れるはずです。速く動くSOが中心部に見えていないということは、中心部にはSOが少ないということになります。つまりSO分子はリング状に分布していると考えられます。

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L1527の周囲のようすと位置速度図の関係を表したのが次の図です。左の模式図では、回転しながら落下してくるc-C₃H₂分子と遠心力バリア周辺に存在するSO分子の動きを表しています。中央の図はガスの速度の最大値のグラフ、右はc-C₃H₂（カラー）とSO（等高線）の位置速度図です。ドップラー効果では視線方向の速度だけを測定できることに注意すると、リングの両端でSOの速度が最も大きくなって観測されること、原始星方向では速度がゼロに見えることがわかります。