2021年12月に打ち上げられた口径6.5メートルのジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡（JWST,注1）には、初期公開科学（ERS）プログラムと呼ばれる観測枠があり、JWSTの様々な観測機能の初期のチェックと科学的成果が期待されています。

そのERSプログラムのひとつに、JWSTの高コントラスト機能を開拓するプログラム（研究代表者：サーシャ・ヒンクリー、英国・エクセター大学）が採択されています。

今回、その高コントラストERSデータに基づく系外惑星の直接撮像画像がNASAから公開されました。7月12日に公開されたファーストライト画像には、直接観測によるものは含まれていないので、これがJWSTによる最初の直接撮像の画像になります。アストロバイオロジーセンターからは2名の研究者がこのプログラムに参加しています。

この画像は系外惑星「HIP 65426 b」を波長3～15マイクロメートルで観測したものです。JWSTの搭載された近赤外線カメラNIRCamと中間赤外線カメラMIRIで取得されました。背景は、地上の可視光での全天の天体のデジタルカタログから抜粋された画像です。明るく輝いている中心星からの光はJWST望遠鏡の高コントラスト観測機能（コロナグラフ）で除去されており、その近くにある惑星がすべての波長で撮像されました。波長5マイクロメートル以上の赤外線で系外惑星が撮像されたのは今回が初めてであり、JWSTが系外惑星の高コントラスト観測にも有効なことが証明されました。今回のデータから、この惑星の質量は木星の約4倍、温度は摂氏約2000度であることも示されています。

口径8.2mのすばる望遠鏡を用いたSEEDS（シーズ）プロジェクト(注2)でも系外惑星の直接撮像に成功していますが、地球大気・望遠鏡などによる熱放射の影響が非常に大きいため、観測波長は主に2マイクロメートル以下に限られています。一方、惑星大気の研究などには、なるべく広い波長範囲での観測が重要になり、とりわけJWSTが得意とする3マイクロメートルより長い波長での観測は貴重です。このように、地上望遠鏡では観測が困難な系外惑星や褐色惑星（惑星より少し重いが恒星になれない天体）の赤外線の高コントラスト観測において、JWSTは新たな地平線を開拓することが期待されます。

注１：ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）
2021年12月25日に打ち上げられた、アメリカ航空宇宙局(NASA)、欧州宇宙機関(ESA)、カナダ宇宙庁(CSA)が開発した、口径6.5mの宇宙望遠鏡。ハッブル望遠鏡の後継機とも呼ばれ、近赤外線〜中間赤外線の観測装置を搭載し、天文学のさまざまな分野での新しい成果が期待されている。

注２：SEEDSプロジェクト
すばる望遠鏡で実施した、太陽系外惑星およびその母体となる星周円盤の直接撮像を目的としたプロジェクト。2009年から５年間で120夜に及ぶ観測を実施し、系外惑星の直接撮像を複数成功させた。ただし、地上からの観測のため、近赤外線でも2μmより短い波長での観測に限られた。

関連リンク：
ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡（英語）

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概要

アストロバイオロジーセンター/国立天文台/東京工業大学の研究者を含む国際研究チームは、２つの惑星と伴星を持つ太陽系外惑星K2-290をすばる望遠鏡などで観測し、惑星がK2-290の自転方向と逆向きに公転していることを明らかにしました。

太陽系外の惑星系では，太陽系とは異なり，惑星の公転方向（または公転軸）が中心星の自転方向（自転軸）と大きくずれている系が多く存在することが観測的に知られていました。このような惑星の軌道と恒星の自転方向のずれを引き起こす原因として，惑星同士の重力散乱や近くの恒星の重力の影響など様々なメカニズムが提案されていましたが，これまではっきりしたことは分かっていませんでした。

今回観測されたK2-290は，軌道面がそろった２つの系外惑星を持つ恒星ですが，すばる望遠鏡を含む観測によってその２つの惑星の公転方向は中心星の自転方向と逆行していることが明らかになりました。一方，K2-290は以前すばる望遠鏡の高解像度撮像観測によって，伴星（惑星系の外側の質量の小さな恒星）がまわっていることが確認されていました。これらの事実を踏まえて数値計算を行ったところ， 惑星が形成された原始惑星系円盤が伴星の重力によって傾き，最終的に反転して逆行惑星が形成された可能性が高いことが判明しました。このように惑星が形成される時期に伴星によって円盤面が大きく変化したという証拠が確認されたのは今回が初めてのことです。

詳細はこちら：

すばる望遠鏡　プレスリリース

オーフス大学　プレスリリース

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すばる望遠鏡の新しい系外惑星撮像装置と系外惑星を直接に探査するための新しいアイデアを組み合わせることにより、これまでより効率的に恒星を周回する新天体を発見することが可能になりました。そして、この手法による最初の超低質量天体HD 33632 Abが発見されました。この天体は既知の系外惑星と比較する上でも重要です。

すばる望遠鏡のSCExAO（スケックスエーオー）とCHARIS（カリス）は系外惑星や恒星まわりの円盤を観測するための最新鋭装置です。SCExAOは、あたかもすばる望遠鏡を大気の揺らぎのない宇宙に打ち上げたようなシャープな星像を作る極限的な補償光学系、CHARISは天空の微小な面の各点のスペクトルを一度に取得できる面分光の機能を持ちます。この両者を組み合わせることによって、これまでにない高いコントラストで天体を撮像し、同時にそのスペクトルを観測することが可能になります。このシステムは約2年間にわたってすばる望遠鏡で調整を進められ、いくつかの天体の観測で既に成果を挙げてきました（注1）。今回、国立天文台やアストロバイオロジーセンターの研究者を含む国際研究チームにより、この新システムによって超低質量天体（褐色矮星；注2）HD 33632 Abが新たに発見されました（図1）。HD 33632 Abは、年齢は15億年と太陽よりは多少若いものの、それ以外の特徴は我々の太陽と似ている恒星を周回しています。ぎょしゃ座の方向、地球から86光年の距離にあります。

SCExAOとCHARISによる観測は2018年10月に行われ、その一ヶ月後にケック望遠鏡でも観測が行なわれました。その結果、恒星（中心星）から20天文単位しか離れていない距離に、HD 33632 Abが見つかりました。そして、COVID-19の影響を受けつつも、2020年8月31日と9月1日に、さらに時間をかけて追試観測が行われました。これにより、HD 33632 Abが単なる背景星ではなく、その主星に重力的に束縛された新天体であることが証明できました。CHARISにより得られたHD 33632 Abのスペクトルはいくつかの山と谷からなる形をしています（図2左）。これはHD 33632 Abの大気中に存在する水や一酸化炭素のガスによるものです。

「新装置によって得られた非常にシャープな画像のおかげで、HD 33632 Abが発見されただけでなく、天球上での正確な位置や天体の大気の性質を解明するためのスペクトルまで得られました」と、NASAエームズ研究所に所属し、ハワイ観測所を併任する本研究の主著者のセイン・キュリー博士は語ります。

HD 33632 Abの発見には、これまでの系外惑星直接探査の問題であった検出率の低さを克服するための新しいアプローチが利用されました。恒星を周回する惑星や褐色矮星は、その重力により微小ながらも中心星を周期的にふらつかせます。2013年に打ち上げられた位置天文観測衛星ガイアによって、中心星の運動を、天球面上の位置の変化として測ることが可能になりました。本研究チームは、ガイアのデータを利用して、軌道半径の大きな惑星や褐色矮星を伴っていそうな恒星を選び出し、直接観測による探査を進めています。HD 33632 Abの検出はまさに、このアプローチが効果的であることを証明したといえます。

「HD 33632 Abは、天球面上での星のふらつきを目当てにして発見した最初の褐色矮星です。これまでの褐色矮星探しは運試しのようなものでしたが、今回は勝算の高い探査が可能になりました」と、ガイアデータに詳しい共同研究者のティモシー・ブラント博士（カリフォルニア大学・サンタバーバラ校助教授）が語ります。

ガイアなどで観測された中心星の運動と、すばる望遠鏡/ケック望遠鏡で観測されたHD 33632 Abの位置の変化から、HD 33632 Abの軌道を解析した結果（図2右）、ケプラーの法則によるHD 33632 Abの力学的な質量は、木星の約46倍と見積もられました。惑星と褐色矮星を区別する際に、通常その質量が木星の13-14倍以下である場合は惑星と呼んでいます。HD 33632 Abの質量はこの境界値よりも大きく褐色矮星の範囲になりますが、軌道の離心率は低く、これまで直接撮像で発見された惑星と同様の傾向を示します。

2008-2010年に最初に撮像され、直接撮像で最も詳しく調べられている惑星系であるHR 8799の系外惑星を理解するために、HD 33632 Abは重要な天体になるでしょう。年齢4千万年のHR 8799に対し、HD 33632はずっと年老いています。しかし、質量が大きく表面重力も大きいので、HD 33632 Abの表面温度はHR 8799の惑星とほぼ同じになります(注3)。一方、HD 33632 Abの質量は力学的に良く決定され、HR 8799の惑星の質量もいろいろな手法で制限が付いています。つまり、HD 33632 AbとHR 8799の惑星は、異なる年齢や重力のため温度が違う超低質量星（惑星や褐色矮星）の大気の違いを理解するために最適な天体と言えるでしょう。

「HR8799系のような系外惑星の大気はモデル化が難しいことで有名で、厚い雲のような特異な性質を持っていると考えられています。今回の新天体は、このような複雑な系外惑星の大気を理解するためにも重要です」とキュリー博士は述べています。

これまでの直接撮像の探査による惑星と褐色矮星の検出率は、数パーセント程度と非常に低いものでした（注4）。本研究チームは、位置天文観測衛星のデータを利用した新しい手法で探査観測を行なっています。この探査はまだ始まったばかりですが、研究チームはすでに複数の新しい有望な候補を見つけており、過去の探査観測よりも高い頻度で惑星と褐色矮星を発見できると期待しています。

「この新装置による観測は、すばる望遠鏡でAO188とHiCIAO装置を用いて成功したSEEDSの発見をさらに拡大するでしょう。SCExAOとCHARISのコンビによって、すばる望遠鏡は系外惑星と褐色矮星の直接観測の最先端にとどまり続けるでしょう」と共同研究者の田村元秀教授（東京大学/アストロバイオロジーセンター）と葛原昌幸特任助教（アストロバイオロジーセンター）はSCExAO/CHARISへの期待を語っています。

本研究成果は、米国の天体物理学誌『アストロフィジカル・ジャーナル・レターズ』(2020年11月30日付) に掲載されました (Currie et al., “SCExAO/CHARIS Direct Imaging Discovery of a 20 au Separation, Low-Mass Ratio Brown Dwarf Companion to an Accelerating Sun-like Star“)。

(注１) SCExAO と CHARIS による研究成果として、原始惑星系円盤の観測 「すばる望遠鏡が写し出す、惑星が隠れた若い惑星系の姿」などがあります。

(注２) 褐色矮星は、その質量が軽すぎるために恒星になれなかった星です。

(注３) 木星のような巨大惑星の場合、一般的に若い惑星の方が温度は高いことが期待されます。また惑星よりも質量の大きな褐色矮星の方が温度が高いと考えられます。HR 8799の惑星は若いため、より質量の大きな褐色矮星であるHD 33632Abに近い温度をしていると考えられます。

(注４) 過去の直接撮像探査としては、すばる望遠鏡のSEEDSプロジェクトや、共にチリにある Gemini (ジェミニ) 望遠鏡の GPI (ジーパイ) や VLT (ブイエルティー) の SPHERE (スフィア) による観測などがありますが、これらの探査による惑星と褐色矮星の伴星の検出率は数パーセント程度でした。

関連リンク

すばる望遠鏡　プレスリリース

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発表のポイント：

• 公転周期が19時間しかない超高温・超短周期の海王星型惑星LTT 9779 bを発見した
• LTT 9779 bは、これまで海王星型惑星が発見されていなかった「海王星砂漠」と呼ばれる超短周期の軌道で発見された
• この惑星は、超高温となった海王星型惑星の大気を調べる絶好の観測ターゲットとなる

概要：

　アストロバイオロジーセンター・東京大学大学院の成田憲保教授、アストロバイオロジーセンター・東京大学大学院の田村元秀教授らの参加する国際研究チームは、NASAが打ち上げたトランジット惑星探索衛星TESSと地上望遠鏡の連携した観測により、公転周期が19時間しかなく、惑星の温度が摂氏1,700度を超えると見込まれる超高温・超短周期の海王星型惑星LTT 9779 bを発見しました。

　LTT 9779 bは、半径は地球の約4.7倍、質量は地球の約29倍で、海王星をやや大きくしたような系外惑星です。2020年までに4,000個を超える系外惑星が発見されてきましたが、これまで公転周期が1日未満の海王星型惑星が発見されたことはなく、そのような超短周期の軌道は「海王星砂漠」とも呼ばれていました。今回発見されたLTT 9779 bは、海王星砂漠で初めて発見された海王星型惑星です。LTT 9779 bは、超高温となった海王星型惑星がどのような性質の大気を持つのか、また、どのように生まれたのかを詳しく調べる絶好の観測ターゲットになります。

　本研究成果は2020年9月21日(英国夏時間)、国際科学雑誌「Nature Astronomy」にオンライン掲載されました。

発表内容：

　現在までに、太陽以外の恒星を公転する系外惑星が4,000個以上発見されています。系外惑星の軌道はとても多様であることがわかってきており、公転周期が1日未満という超短周期の軌道にも惑星が発見されています。しかし、そのような超短周期の軌道には地球サイズの惑星と木星サイズの惑星は発見されていましたが、海王星サイズの惑星はこれまで発見されていませんでした。そのため、この超短周期の軌道は「海王星砂漠」とも呼ばれていました。

　そのような状況のもと、NASAは惑星が主星の前を通過する「トランジット」（注1）という現象を使ってほぼ全天で系外惑星を探すトランジット惑星探索衛星TESS（Transiting Exoplanet Survey Satellite：注2）を、2018年4月に打ち上げました。TESSは4台の超広視野カメラで一度に24度×96度の領域（セクターと呼ばれる）を観測します。TESSは各セクターを27.4日ずつ観測し、約2年をかけて計26セクターで空のほぼ全ての領域を順次観測して、あらゆる方向のトランジット惑星を探査しています。

　LTT 9779 bは、TESSのセクター2の観測で新しいトランジット惑星候補として発見されました。ここでトランジット惑星候補と言っているのは、TESSで発見されたのが惑星ではなく、恒星同士が周期的に食を起こす食連星という天体である可能性があるためです。そのため、TESSで発見されたトランジット惑星候補は、地上望遠鏡などによる追加の観測によって本物の惑星かどうかを検証する必要があります。そこで本研究チームは、世界各地の望遠鏡で追加の観測を行い、特に日本のチームは、南アフリカにあるIRSF（InfraRed Survey Facility）1.4m望遠鏡（注3）でこの追加の観測を行いました。その結果、LTT 9779 bが本物の惑星であり、半径は地球の約4.7倍、質量は地球の約29倍で、海王星をやや大きくしたような系外惑星であることを突き止めました。惑星の密度から、この惑星は地球の2~3倍程度の質量に相当する水素を主成分とした大気を持つと推定されています。

　LTT 9779 bは、太陽からおよそ260光年離れたところにある、年齢約20億歳の恒星LTT 9779のまわりのすぐそば（0.017天文単位、水星軌道の約1/23）を、わずか約19時間で公転しています。LTT 9779は表面温度が摂氏5200度（太陽より300度ほど温度が低い）で、そのすぐそばを公転しているLTT 9779 bの表面温度は摂氏1,700度を超えると見込まれています。私たちの太陽系の海王星は公転周期が約165年で、表面温度は摂氏マイナス200度以下ですが、その極低温の世界とは真逆の「極高温の海王星」です。

　これまでに発見された系外惑星では、公転周期1日未満の軌道にも、地球の半径の2倍程度より小さな惑星や木星（地球の約11倍の半径）くらいの巨大な惑星は発見されていました。しかし、海王星（地球の約4倍の半径）くらいの中間の大きさの惑星は発見されていませんでした。LTT 9779 bはこの「海王星砂漠」と呼ばれる中間の領域で発見されました（図1参照）。

　従来の観測結果は、理論的には以下のように説明されてきました。すなわち、公転周期1日未満の超短周期の軌道では、水素を主成分とした惑星大気が惑星の重力の束縛を抜け出して主星に流れ込んでしまうことと、恒星からの強烈なX線や紫外線によって水素の大気が吹き飛ばされてしまうことが予想されています。このため、十分に重力が強く大量の水素の大気を保持できる木星型惑星か、水素の大気を全て失ってしまった地球型惑星しかこのような超短周期の軌道には存在できないというものです。

　しかし、今回のLTT 9779 bの発見は、この従来の理論と矛盾するものです。ひとつの考えられる可能性は、LTT 9779 bは恒星が誕生してすぐにこの軌道にやってきたのではなく、他の惑星に弾き飛ばされるなどして比較的最近この軌道に移動してきた惑星であり、今後、水素の大気を失って地球型惑星へと進化していく過程にあるというものです。

　この仮説を観測によって検証するためには、これからLTT 9779 bの軌道や大気を詳しく調べて、この惑星が外から弾き飛ばされてきた証拠があるかどうかや、水素大気が惑星から散逸しているかどうかを調べる必要があります。LTT 9779 bは太陽系の近くにある明るい恒星を公転しているため、さらなる追観測の研究に適していると言えます。また、LTT 9779 bは超高温となった海王星型惑星の大気がどのような性質を持つのかを調べる絶好の実験場となるでしょう。

謝辞：

謝辞：

本研究は、以下の支援を受けています。
科学技術振興機構（JST）戦略的創造研究推進事業 さきがけ 研究領域「計測技術と高度情報処理の融合によるインテリジェント計測・解析手法の開発と応用」における研究課題「多色同時撮像観測と高精度解析による第二の地球たちの探査」（研究者：成田 憲保、課題番号：JPMJPR1775）
科研費新学術領域「新しい星形成論によるパラダイムシフト：銀河系におけるハビタブル惑星系の開拓史解明」・計画研究「赤外線による若い惑星とハビタブル惑星の観測の新機軸」（研究代表者：田村元秀）

発表雑誌：

雑誌名：Nature Astronomy

論文タイトル: “An Ultra Hot Neptune in the Neptune Desert”

著者(*が責任著者)：

James Jenkins*, Matías Díaz, Nicolas Kurtovic, Nestor Espinoza, Jose Vines, Pablo Peña Rojas, Rafael Brahm, Pascal Torres Miranda, Pia Cortes-Zuleta, Maritza Soto, Eric Lopez, George King, Peter Wheatley, Joshua Winn, David Ciardi, George Ricker, Roland Vanderspek, David Latham, Sara Seager, Jon Jenkins, Charles Beichman, Allyson Bieryla, Christopher Burke, Jessie Christiansen, Christopher Hense, Todd Klaus, Sean McCauliff, Mayuko Mori, Norio Narita, Taku Nishiumi, Motohide Tamura, Jerome de Leon, Samuel Quinn, Jesus Noel Villasenor, Michael Vezie, Jack Lissauer, Karen Collins, Kevin Collins, Giovanni Isopi, Franco Mallia, Andrea Ercolino, Cristobal Petrovich, Andres Jordan, Jack Acton, David Armstrong, Daniel Bayliss, Francois Bouchy, Claudia Belardi, Edward Bryant, Matthew Burleigh, Juan Cabrera, Sarah Casewell, Alexander Chaushev, Benjamin Cooke, Philip Eigmüller, Anders Erikson, Emma Foxell, Boris Gänsicke, Samuel Gill, Edward Gillen, Maximilian Günther, Michael Goad, Matthew Hooton, James Jackman, Tom Louden, James McCormac, Maximiliano Moyano, Louise Nielsen, Don Pollacco, Didier Queloz, Heike Rauer, Liam Raynard, Alexis Smith, Rosanna Tilbrook, Ruth Titz-Weider, Oliver Turner, Stéphane Udry, Simon Walker, Christopher Watson, Richard West, Enric Palle, Carl Ziegler, Nicholas Law, Andrew Mann

DOI番号：10.1038/s41550-020-1142-z

アブストラクトURL：https://www.nature.com/articles/s41550-020-1142-z

用語解説：

注1：トランジット
恒星の前を惑星が通過する、いわゆる「食」の現象のこと。太陽系外惑星の軌道がたまたま主星の前を通過するような軌道の時に起こる。トランジットをする惑星を「トランジット惑星」と呼ぶ。

注2：トランジット惑星探索衛星TESS
マサチューセッツ工科大学が中心となって進めているNASAの衛星計画。2018年4月18日に打ち上げられ、2年間でほぼ全天のトランジット惑星を探索するという計画を実施してきた。2年間の観測で2,000個以上のトランジット惑星候補を発見している。現在は延長計画が認められ、3年目の観測が行われている。

注3：IRSF（InfraRed Survey Facility）1.4m望遠鏡
名古屋大学が南アフリカ共和国にある南アフリカ天文台サザーランド観測所に設置した1.4mの赤外線望遠鏡。赤外線の3つの波長帯（色）で同時に観測できる多色同時撮像カメラSIRIUSを搭載している。

関連リンク：

東京大学プレスリリース：超高温・超短周期の海王星型惑星を発見

科学技術振興機構プレスリリース：超高温・超短周期の海王星型惑星を発見

University of Warwick：The first Ultra Hot Neptune LTT 9779b is one of nature’s improbable planets

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発表のポイント：

• 宇宙望遠鏡と地上望遠鏡による多色トランジット観測（注1）により、恒星が寿命を迎え、燃え尽きた後に残され
• る「白色矮星」（注2）を周期1.4日で公転する初めての巨大惑星候補を発見した
• 白色矮星のそばでも惑星が破壊されずに存在している場合があることを実証した
• この無傷の惑星の発見は、白色矮星周りの生命居住可能惑星の存在可能性にも光を当てる

概要

アストロバイオロジーセンターの成田憲保客員教授（東京大学総合分科研究科附属先進科学研究機構教授）らの参加する国際研究チームは、2018年4月にNASAが打ち上げたトランジット惑星探索衛星TESS（注3）と、2020年1月に退役したNASAのSpitzer宇宙望遠鏡、そして成田客員教授らが開発した多色同時撮像カメラMuSCAT2（注4）などを用いた多色トランジット観測により、白色矮星を公転する初めての巨大惑星候補（※）を発見しました。

太陽系から約80光年の距離にある白色矮星WD1856+534（以下WD1856：注5）の周りを公転するこの天体WD1856 bは、周期1.4日で公転しており、半径はほぼ木星と同じで、質量は木星の約14倍以下であることがわかりました。白色矮星の周りでは、惑星が破壊された後の残骸と考えられる「微惑星」が公転している例はこれまでにも発見されてきましたが、破壊されていない無傷の巨大惑星候補が発見されたのは初めてとなります。今回の発見は、白色矮星のそばでも系外惑星が破壊されずに存在できることを初めて実証したことになります。

本研究成果は2020年9月17日（日本時間午前0時）、国際科学雑誌「Nature」にオンライン掲載されました。

※通常、木星の13倍以下の質量の天体を惑星と呼び、13倍を超える天体は褐色矮星と呼ぶため、褐色矮星の可能性もまだ残されているという意味で、本発表では巨大惑星候補と記載しています。

研究背景：

太陽の8倍程度より小さな質量を持つ恒星は、年老いて中心部での水素の核融合が終わると、水素でできた外層が地球の軌道あたりまで大きく膨らんだ「赤色巨星」という天体になります。そして最後に外層を放出し、後に残される「恒星の燃えかす」が白色矮星です。現在までに、太陽以外の恒星を公転する系外惑星は4,000個以上も発見されていますが、恒星が寿命を迎えた後に残る白色矮星の周りでは、惑星が破壊された後の残骸と考えられる微惑星が発見された例はあるものの、破壊されていない無傷のままの惑星はまだ発見されていませんでした。

研究内容：

現在、系外惑星の研究分野では、主に太陽系の近くにある恒星の周りの惑星を発見することを目指して、「トランジット」という現象を使いほぼ全天で系外惑星を探すNASAのトランジット惑星探索衛星TESS（Transiting Exoplanet Survey Satellite）による系外惑星探査が行われています。TESSは4台の超広視野カメラで24度×96度の領域（セクターと呼ばれる）を27.4日ずつ観測し、惑星が主星の前を通過する際に起きる周期的な減光（暗くなること）を探しています。

　TESSが2年目に行ったセクター19の観測で、研究チームは太陽系から約80光年のところにある白色矮星WD1856を含む領域（注6）の明るさが、約1.4日の周期で減光していることを発見しました。当初、TESSチームが使っている系外惑星発見のための自動判別プログラムは、この減光のシグナルを「惑星によるものではない」と判断しました。これは自動判別プログラムが恒星の周りの惑星のみを想定していて、白色矮星周りの惑星を想定していなかったためです。具体的には、恒星の周りのトランジット惑星であれば、トランジットによる減光が30分以上は続くはずなのに、この減光は約8分しか継続しなかったため、惑星ではないと判断されました。しかし、研究者が全ての減光のシグナルを目で確認するという過程で、白色矮星周りの惑星かもしれないと気づき、トランジット惑星候補として選び出されました。

　TESSで発見されたトランジット惑星候補に対しては、それが本物の惑星かどうかを確認するための追加の観測が行われます。この確認観測では、減光を起こしているのが本当にWD1856かどうかと、WD1856の減光量が可視光から赤外線の全ての波長で同じかどうかを調べる「多色トランジット観測」が行われました。これは、惑星は自ら光を放っていないため、どの波長でも惑星が隠した白色矮星の面積の割合だけ減光するためです。この確認観測は、Spitzer宇宙望遠鏡（この観測後の2020年1月に退役）と地上望遠鏡によって行われました。日本のチームは、自然科学研究機構アストロバイオロジーセンターの支援のもとで開発された多色同時撮像カメラMuSCAT2を用いて多色トランジット観測を行いました（図1参照）。

　この追加の多色トランジット観測の結果、減光しているのは確かにWD1856であり、観測された全ての波長で減光率がほぼ同一であることが確認されました。そして、WD1856 bは木星とほぼ同じ大きさを持ち、木星の13.8倍より質量が小さい巨大惑星候補である（褐色矮星である可能性を完全には否定できないものの、巨大惑星である可能性が高い）という結論が得られました。

　これまで白色矮星の周りでは、惑星が破壊された後の残骸と考えられる「微惑星」が公転している例は発見されていました。しかし、破壊されていない無傷の巨大惑星候補が発見されたのは初めてとなります。今回の発見は、白色矮星のそばでも系外惑星が破壊されずに存在する場合があることを初めて実証したことになります。

　WD1856 bの発見は、ひとつの面白い可能性を示唆します。それは白色矮星の周りにも無傷の生命居住可能惑星（表面に液体の水を保持できるような岩石惑星）が存在できる可能性です。もし岩石惑星がWD1856 bのように破壊されずに白色矮星の近くの「ちょうど良い」軌道に形成されることができたなら、その惑星は数十億年にわたって生命の生存に適した環境を得ることができると考えられます（注2参照）。

　さらに、実は白色矮星周りの生命居住可能惑星は、トランジットの際に惑星の大気を透過してくる光を観測することで、生命の兆候が存在するかどうかを調べるのに適したターゲットであることも知られています。具体的な見積りでは、WD1856のような白色矮星の周りに生命居住可能惑星があったとすると、2021年に打ち上げられる予定のNASAのジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）で5回トランジットを観測すれば、その惑星の大気中に水蒸気と二酸化炭素の分子を検出でき、25回トランジットを観測すれば、酸素、オゾンなどの生命の兆候と呼べるような分子も検出できると見積もられています。

　実際に白色矮星周りの生命居住可能惑星が発見されるかはこれからの探査次第ですが、今回のWD1856 bの発見はそのような惑星の可能性に光を当てるものと言えるでしょう。

本研究は、科学技術振興機構（JST）戦略的創造研究推進事業 さきがけ 研究領域「計測技術と高度情報処理の融合によるインテリジェント計測・解析手法の開発と応用」における研究課題「多色同時撮像観測と高精度解析による第二の地球たちの探査」（研究者：成田 憲保、課題番号：JPMJPR1775）の支援を受けています。

論文情報：

雑誌名：Nature

論文タイトル：“A Giant Planet Candidate Transiting a White Dwarf ”

著者(*が責任著者)：

Andrew Vanderburg*, Saul Rappaport, Siyi Xu, Ian Crossfield, Juliette Becker, Bruce Gary, Felipe Murgas, Simon Blouin, Thomas Kaye, Enric Palle, Carl Melis, Brett Morris, Laura Kreidberg, Varoujan Gorjian, Caroline Morley, Andrew Mann, Hannu Parviainen, Logan Pearce, Elisabeth Newton, Andreia Carrillo, Ben Zuckerman, Lorne Nelson, Greg Zeimann, Warren Brown, Rene Tronsgaard, Beth Klein, George Ricker, Roland Vanderspek, David Latham, Sara Seager, Joshua Winn, Jon Jenkins, Fred Adams, Björn Benneke, David Berardo, Lars Buchhave, Douglas Caldwell, Jessie Christiansen, Karen Collins, Knicole Colon, Tansu Daylan, John Doty, Alexandra Doyle, Diana Dragomir, Courtney Dressing, Patrick Dufour, Akihiko Fukui, Ana Glidden, Natalia Guerrero, Kevin Heng, Andreea Henriksen, Chelsea Huang, Lisa Kaltenegger, Stephen Kane, John Lewis, Jack Lissauer, Farisa Morales, Norio Narita, Joshua Pepper, Mark Rose, Jeffrey Smith, Keivan Stassun, Liang Yu 

DOI番号：10.1038/s41586-020-2713-y

アブストラクトURL：https://www.nature.com/articles/s41586-020-2713-y

用語解説：

注1：多色トランジット観測
　恒星の前を惑星が通過する、いわゆる「食」の現象のことを「トランジット」と言います。これは太陽系外惑星の軌道がたまたま主星の前を通過するような軌道の時に起こります。トランジットをする惑星を「トランジット惑星」と呼びます。そして、トランジットを複数の光の波長帯で観測することを、多色トランジット観測と呼びます。多色トランジット観測は、トランジット惑星の候補が本物の惑星かどうかを判別する方法として知られており、成田憲保教授はJSTさきがけの支援を受けて、多色トランジット観測により太陽系外の地球型惑星の探索を行なっています。

注2：白色矮星
　太陽の8倍程度より小さな質量を持つ恒星は、中心部での水素の核融合が終わると、水素でできた外層が地球の軌道あたりまで大きく膨らんだ「赤色巨星」という天体になり、最後に外層を外に放出します。白色矮星はその後に中心部に残される天体です。白色矮星はとても高密度な天体で、質量は太陽くらいあるのに対し、大きさは地球くらいしかありません。
　白色矮星は、できたばかりの頃は表面温度が10万度にもなる高温の天体ですが、その後は約20億年かけて太陽のような恒星と同じくらいの絶対温度6,000度程度（摂氏5,700度程度）になり、それから約80億年かけて絶対温度が4,000度程度にまでゆっくりと下がります。
　白色矮星は地球くらいの大きさしかないため、恒星くらいの表面温度でも放出する光のエネルギーは恒星に比べてとても小さく、白色矮星周りの生命居住可能惑星の公転周期は10時間程度より短くなります。そのため、白色矮星の周りの公転周期10時間程度より内側の軌道に岩石惑星が存在したとすると、その惑星は生命居住可能惑星として数十億年の時間を過ごすことができるのです。

注3：トランジット惑星探索衛星TESS
　マサチューセッツ工科大学が中心となって進めているNASAの衛星計画。2018年4月18日に打ち上げられ、2年間でほぼ全天のトランジット惑星を探索するという計画を実施してきました。2年間の観測で2000個以上のトランジット惑星候補を発見しています。現在は延長計画が認められ、3年目の観測が行われています。

注4：MuSCAT2
　自然科学研究機構アストロバイオロジーセンターの支援のもと、成田教授と福井特任助教らが開発した多色同時撮像カメラ。スペインのテネリフェ島のテイデ観測所にある口径1.52mのカルロス・サンチェス望遠鏡に設置されています。青い光（400nm-550nm）、赤い光（550nm-700nm）、近赤外線の2つの波長帯の光（700nm-820nm、820nm-920nm）の計4色で天体を同時に観測することができ、TESSで発見されたトランジット惑星候補が本物の惑星かどうかを判別する観測に用いられています。

注5：WD1856（WD1856+534）
　WD1856は、りゅう座の方向、太陽系から約80光年の距離にある白色矮星で、2つの赤色矮星G 229-20 AとG 229-20 Bとともに3重連星系を成しています。3重連星系としての年齢は正確にはわかっていませんが、WD1856は現在の年齢から逆算して、約60億年前に白色矮星になったと見積もられています。

　WD1856は表面温度が摂氏4,400度程度で、質量は太陽の半分程度なのに対し、大きさは地球の1.4倍程度（太陽の80分の1程度）しかありません。白色矮星が発する光のエネルギーはとても小さいため、周期1.4日にあるWD1856 bの表面温度は摂氏マイナス110度程度と、太陽系の木星のような低温になっていると考えられます。

注6：WD1856を含む領域
　ここで領域と言っているのは、TESSは超広視野であるがために、検出器の1ピクセルがカバーする視野が広く、同じピクセルの中に他の明るい恒星も混ざってしまっていたため、WD1856が減光しているとは断定できなかったためです。

関連リンク：

東京大学プレスリリース

科学技術振興機構(JST)プレスリリース

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発表のポイント：

• ２つの若い惑星（けんびきょう座AU星bとK2-25b）が、恒星の前面を通過する現象を、すばる望遠鏡とIRDを用いて赤外線で分析することにより、それらの惑星の公転軸と恒星の自転軸が揃っていることを発見した。
• 年齢２千万年程度の若い惑星の軌道情報が得られたのは世界で初めて。
• れは、年齢10億年以上の恒星のまわりで軌道がずれた惑星系が多数発見されていることと対比的。
• 本観測結果は、惑星は誕生直後から軌道が傾いているのではなく、一部の系では誕生後しばらく経ってから軌道面が傾いたことを示唆。

太陽以外の恒星をまわる惑星（太陽系外惑星）の探索は、これまで太陽のような壮年期の恒星が対象でした。その理由のひとつは、このような恒星は表面活動が少なく、惑星探索が行いやすい点にあります。しかし最近，誕生後間もない若い恒星の近くをまわる太陽系外惑星が次々と発見されています。東京工業大学、アストロバイオロジーセンター、ハワイ大学の研究者らは最近発見された2つの若い惑星系に対して、すばる望遠鏡の新赤外線分光器IRD（アイ・アール・ディー）を用いた分光観測を実施し、それら若い惑星系では惑星の公転軸と恒星の自転軸がいずれもほぼ揃っていることを突き止めました。観測された2つの惑星のうちの一つ（けんびきょう座AU星b）はその公転面が傾いていないと確認された最も若い惑星となります。これほど若い惑星の軌道の情報が得られたことは世界で初めてであり、惑星系の進化の解明にとって非常に重要なデータです。

一般に惑星は時間とともに徐々にその姿（軌道や大気等）が変わることが知られていますが、若い惑星の場合，どこで形成しどのような大気を獲得したのかなど惑星の形成に関わる原始的な情報をまだ保持していると考えられているため惑星系の起源を探る上で貴重な観測対象となります。特に、惑星の軌道の傾き（惑星の公転軸と恒星の自転軸のなす角度）は、惑星同士の重力的な相互作用や恒星との潮汐相互作用によって時間とともに変化することが知られています。従って、惑星がどのような軌道を持って誕生したかを探るには、若い惑星系に対して軌道の傾きを調査する必要があります。これまで惑星の軌道の傾きが調べられた系は100個以上存在し、惑星公転軸が恒星の自転軸とよく揃っているものもあれば大きくずれているものも見つかっていました。ただし、そうした観測はほぼ全て10億年以上の年齢を持つ壮年期の惑星系が対象でした。

今回研究チームは、最近発見されたばかりの「けんびきょう座AU星」、「K2-25」という２つの若いトランジット惑星を持つ恒星[注1]に注目しました。それぞれ「がか座β星運動星団」（年齢約2,300万年）、「ヒアデス星団」（年齢約6億年）と呼ばれる星団に属している若い恒星で、いずれもそのまわりに海王星サイズのトランジット惑星が見つかっています。若い恒星は、壮年期の恒星よりも低温度で、特に今回の2つのターゲットは低温度の恒星であるため可視光線では暗く観測が難しいのですが、赤外線では明るく、観測し易くなります。また、赤外線では若い恒星の活動度の影響が小さくなることも期待されています。そこで研究チームはすばる望遠鏡に搭載された新しい赤外線分光器IRDを用いた観測を実施し，トランジットが起こっている最中に惑星の影がスペクトル中をどのように動いていくかをドップラー効果を用いて調査する「ドップラー・シャドウ」という手法を用いることで、これら２つの惑星はその公転軸が恒星の自転軸とよく揃っていることを発見しました。

このように若い系で惑星の公転面が傾いていないという事実は、これまでの観測結果を解釈する上でも重要な意味を持ちます。太陽系でこそ惑星の公転面はほとんど傾いていないのですが、これまで惑星の軌道の傾きが測定された系のうちかなり多く（約3分の1）のものは大きな傾きを持つ（=惑星の公転軸と恒星の自転軸が揃っていない）ことが知られています。しかし、それがいつどのようなメカニズムで生み出されているのかは長らく議論が続いています。今回、若い惑星系で惑星の軌道面が傾いていなかったという事実は、惑星は誕生した直後から軌道が傾いているのではなく一部の系では誕生後しばらく経ってから軌道面が傾いたということを示唆しています。ただ、若い惑星系のこうした観測はまだ始まったばかりで、今後より多くの若い惑星系で同様の観測を実施することで、傾いた惑星の起源がより明らかになると期待されます。

本研究成果は、T. Hirano et al. “Limits on the Spin–Orbit Angle and Atmospheric Escape for the 22 Myr Old Planet AU Mic b”，E. Gaidos et al. “Zodiacal Exoplanets in Time. XI. The Orbit and Radiation Environment of the Young M Dwarf-Hosted Planet K2-25b”として、米国の天体物理学専門誌『アストロフィジカル・ジャーナル・レターズ』（2020年8月7日付け），英国天文学専門誌『王立天文学会月報レターズ』（2020年8月14日付け）に掲載されました。

[注1] 恒星の前を惑星が通過して恒星面の一部が周期的に隠されるような系外惑星系を「トランジット惑星系」と呼びます。

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自然科学研究機構 国立天文台すばる望遠鏡プレスリリース

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日本のアマチュア天文家が「重力マイクロレンズ現象」（重力レンズ効果による星の増光現象）を偶然発見し、その後、レンズの役割となった恒星のまわりに惑星（Kojima-1Lb）が存在することが明らかとなりました。今回、この現象を東京大学・JAXA宇宙科学研究所・国立天文台・アストロバイオロジーセンターなどの研究者を含む研究グループが詳細に観測・解析したところ、この惑星系は、これまで重力レンズ現象で発見されたどの惑星系よりも地球に近いことがわかりました。

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東京大学プレスリリース

国立天文台プレスリリース

宇宙科学研究所プレスリリース

京都産業大学プレスリリース

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概要：

 中山大学／Rice大学 物理・天文学専攻の 劉尚飛 准教授、アストロバイオロジーセンターの堀　安範 特任助教らの国際研究チームは、木星が形成される最終段階に大規模な天体衝突が起きた可能性があることを発表しました。本研究成果は、2019年 8月15日発行  英国の科学雑誌 Natureに掲載されました。

背景：

　太陽系最大の惑星、木星は質量の90%以上が水素とヘリウムでできたガス惑星です。木星の深部には、岩石と氷成分から成る中心核 (コア)*¹ が存在すると考えられていますが、その詳細は未だ謎に包まれています。木星の中心核の存在の有無および大きさは、木星誕生を紐解く重要な鍵になるとされています。そこで、アメリカ航空宇宙局 (NASA)は、2003年9月に木星探査を終えたGalileo (ガリレオ) 探査機の後継機として、2011年 8月5日にケネディー宇宙センターから探査機 Juno (ジュノー)を打ち上げました。2016年 7月5日、探査機 Junoは木星到達後、木星の極周回軌道上で木星の重力場の精密測定を開始しました。重力場の観測から、木星内部には従来、予想されていたよりも遥かに巨大な中心核 (最大で、木星の大きさの半分程度) が存在する可能性が出てきました。さらに、巨大な中心核は岩石・氷成分と水素 (金属水素*²) ・ヘリウムが混ざり合った「密度の低い巨大な核」であると示唆されました。もし、木星が密度の低い巨大な中心核を隠し持つとすると、巨大な中心核は一体、どのようにして誕生したのかが新たな疑問となっていました。

研究成果：

　研究チームは、密度の低い巨大な中心核の起源として、木星が形成される最終段階に大規模な天体衝突の可能性に着目し、天体衝突の3次元流体数値シミュレーションを実施しました。図1は地球の10倍程度の質量を持つ巨大な天体が木星にほぼ正面衝突する前後の様子（密度分布)を示しています。衝突した天体は木星の深部まで到達し、木星の中心核と衝突合体することがわかります。衝突に伴う衝撃波と駆動される乱流による擾乱の影響で、木星の中心核の物質は上層部へと輸送され、周囲の水素・ヘリウムと激しく混合します。その結果、密度の低い、大きく広がった巨大な中心核が形成されました。ただし、大規模な天体衝突で形成された巨大な中心核がその後、45億6千万年間、化学組成的かつ力学構造的に維持されるためには、衝突後の中心核の温度が約3万度の高温状態にある必要があります。

　一方、木星に小さな天体が衝突するケースや天体が斜め45°で衝突するケースでは、密度の低い巨大な中心核は形成されませんでした。木星の形成段階で起きる天体衝突現象を分析すると、衝突イベントのおよそ50%は正面衝突から衝突角度 30°以下の斜め衝突であることが分かりました。このことから、本研究で想定した木星と天体の大規模な正面衝突は、確率的に十分起こり得る現象であると考えられます。

　以上から、木星は形成の最終段階に大規模な天体衝突を経験した可能性があると結論付けました。

*¹   木星の中心核のサイズは、探査機による木星重力場の測定精度と超高圧・高温条件下での水素やヘリウムの振る舞い (状態方程式)に依存する。探査機 Juno以前の木星重力場の測定データに基づいた内部構造モデルによると、中心核はおよそ 8倍の地球質量以下と推定されていた。

*²   超高圧下 (数100GPa以上)では、水素は圧力電離し、金属状態になる。

論文情報：

掲載誌：Nature

論文タイトル：The formation of Jupiter’s diluted core by a giant impact

著者：
Shangfei Liu^1,2, 堀  安範^3,4, Simon Müller⁵, Xiaochen Zhen⁶, Ravit Helled⁵, Doug Lin^7,8, Andrea Isella⁸
1) 中山大学 物理・天文学科,    2) ライス大学 物理・天文学専攻,  3) アストロバイオロジーセンター4) 国立天文台, 5) チューリッヒ大学 理論宇宙物理学・宇宙論センター, 6) 清華大学 物理学専攻 宇宙物理学センター7) カリフォルニア大学サンタクルーズ校 天文・宇宙物理学専攻, 8) 清華大学 先端研究所

DOI：10.1038/s41586-019-1470-2

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ライス大学プレスリリース

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概要

アストロバイオロジーセンターの研究者を含む、国立天文台の塚越崇特任助教らの研究グループは、若い星うみへび座TW星を取り巻く塵とガスの円盤（原始惑星系円盤）を観測し、円盤内で惑星が作られつつある強い証拠を発見しました。円盤内に、これまで発見されていなかった小さな電波源が存在することを明らかにしたのです。研究グループは、この電波源が (1) すでに形成されつつある海王星サイズの惑星を取り巻く「周惑星円盤」、(2)円盤内で生まれたガスの渦に溜まった塵で今後惑星になりうる構造、のいずれかだと考えています。どちらの場合も円盤内で惑星が成長していく重要な現場を見ていることになり、惑星形成の過程を理解する重要な観測成果です。

研究背景

　近年、太陽以外の恒星の周りで、多様性に富む多くの惑星が発見されています。惑星は、若い恒星を取り巻く塵とガスの円盤（原始惑星系円盤）の中で生まれると考えられています。しかし、惑星が具体的にどのように周囲の物質を取り込んで成長していくかなど、その誕生と成長過程の詳細には未解明な点が多く残されています。天文学者たちは、原始惑星系円盤を詳しく観測することで、惑星がどのように生まれてくるのかを調べようとしています。

　では、原始惑星系円盤の中で、惑星はどのように作られるのでしょうか？原始惑星系円盤には最初、数マイクロメートルから数ミリメートルの微小な塵が存在しています。その塵は時間とともに合体・成長していき、いずれ微惑星と呼ばれる岩石の塊となります。これが惑星の種となります。そうして作られた岩石の塊は、自身の重力によって周りの塵やガスを取り込みながら成長し、最終的に惑星になります。その際、取り込まれゆく物質は惑星の周囲を回転する円盤状の構造を作ることが、理論的な計算から予言されています。この円盤状構造を、周惑星円盤と呼びます。その大きさは、原始惑星系円盤全体の大きさのおよそ1%程度と、非常に小さなものだと考えらえています。

　『原始惑星系円盤内で形成されている周惑星円盤』を見つけることは、惑星系形成過程の研究にとって重要なテーマの一つです。しかしながら、これまでの観測では、周惑星円盤を見出すには至っていません。近年のアルマ望遠鏡による観測で、原始惑星系円盤内で塵が集まっている様子が発見されてきましたが(注1)、これらは周惑星円盤と考えるには大きすぎます。

アルマ望遠鏡による高解像度・高感度観測

塚越崇 国立天文台特任助教らの研究チームは、惑星誕生の詳細なプロセスを調べるため、アルマ望遠鏡を使って若い星うみへび座TW星を観測しました。うみへび座TW星の年齢は、およそ1000万歳と見積もられています。地球から194光年の距離にあり、このような若い恒星の中では最も太陽系に近くにあります。また、太陽と同じくらいの重さの恒星であることから、私たちの太陽系の起源を知る手がかりになる天体として、これまで多くの観測が行われてきています。

　うみへび座TW星の周囲に原始惑星系円盤が存在することは、これまでの観測からよく知られています。原始惑星系円盤に含まれる塵やガスはマイナス250℃程度と極めて低温であるため可視光を発しません。一方で電波は低温の物質からも発せられるため、電波をとらえることのできるアルマ望遠鏡で盛んに観測されてきました。その結果、円盤は複数の隙間を持つ構造をしていることがわかっています(注2)。円盤は中心を軸にして対称な構造をしており、形成中の惑星に付随する周惑星円盤のような小さな構造はこれまで見つかっていませんでした。

観測結果

今回の観測では、これまで行われてきたアルマ望遠鏡による観測に比べておよそ3倍という非常に高い感度を達成しており、円盤内のより詳細な電波強度分布を描き出すことに成功しました。

　その結果、原始惑星系円盤内にこれまで見つかっていなかった、小さな電波源がひとつだけ発見されました。円盤の南西側、原始惑星系円盤の中心から52天文単位（注3）の位置に、周囲に比べて1.5倍ほど電波が強くなっている場所があったのです。電波源は円盤の回転方向にわずかに伸びており、長さ4天文単位程度、幅は1天文単位程度です。原始惑星系円盤内にこのような微小な電波源が見出されたのは、今回が初めてです。

　この小さな電波源の正体は、何でしょうか？主な可能性としては二つ挙げられます。

　一つの可能性は、周惑星円盤です。今回発見された構造の大きさから、もしこれが周惑星円盤だとすると、その中心には海王星質量程度の惑星がすでに形成されていると考えられます。

　実は、うみへび座TW星から 52天文単位離れた場所には、木星質量程度の重い惑星は存在しないだろうということが、これまでの観測からわかっていました。その理由の一つは、赤外線の観測です。原始惑星系円盤中の重い惑星は、周囲の原始惑星系円盤のガスを集めることにより、赤外線で明るく輝きます。しかしこれまでの観測で、そのような赤外線の点源は確認されていません。もう一つの理由は、中心の星から 52天文単位の位置に、円盤の隙間が見られないことです。重い惑星は、周囲の原始惑星系円盤に重力をかけることにより隙間を作ると考えられていますが、これまでの観測では、そのような構造は見つかっていません。

　以上の事実から、この円盤の中に木星質量程度の重い惑星は存在しないと考えられていますが、海王星質量程度の軽い惑星が存在するかどうかについては、観測の感度の限界により、まだ何も言えない状況でした。今回、アルマ望遠鏡の高い感度と解像度を活かして弱い電波放射を捉えたことで、より軽い惑星が存在する可能性を明らかにすることができました。

　しかし一方で、観測された電波強度は海王星サイズの惑星を取り巻く周惑星円盤と考えるにはやや強すぎる、という問題があります。また、周惑星円盤であれば惑星を中心とした円形であると想定されますが、観測された電波源の形は楕円形でした。そこで、小さいガス渦に溜まった塵が電波源の正体である、という可能性も考えられます。地球上で高気圧や低気圧が発生するように、原始惑星系円盤内でも局所的に渦を巻く流れがたくさん存在すると考えられており、そこに塵が掃き集められて溜まるのです。これは、塵が合体して惑星になる最初期段階として重要な構造といえます。理論的には、渦にとらえられた塵は楕円状に広がると予言されていて、今回の観測によって見出された電波源の構造とよく一致します。一方、そのような小規模の高気圧が、原始惑星系円盤内にひとつだけ存在することは少し不自然です。

このように、「周惑星円盤説」と「ガス渦説」のどちらを取っても観測と一致する部分と不自然な部分があり、今回の研究ではその正体を突き止めることができませんでした。しかし、周惑星円盤であったとしても渦にとらえられた塵であったとしても、惑星形成のプロセスの重要な部分を初めてピンポイントに観測できたという点で、今回の研究は大変大きな意義があります。

今後の研究への発展

今回発見された小さな電波源の正体を明らかにするため、研究グループは、形成中の惑星の兆候をより直接的に捉えることを目指しています。塚越氏は、「形成中の惑星は周囲の物質を取り込む際に温度が高くなるため、周惑星円盤の内縁が特に温められます。アルマ望遠鏡を使ったより高い解像度の観測を行うことで、今回発見された電波源の内部の温度分布を明らかにし、その中心に惑星があるかどうかを確かめたいと考えています。またすばる望遠鏡などを使って、惑星の周囲にある水素が高温になった時に放つ光を観測する準備も進めています。」と語っています。

脚注：

注1：たとえば、若い星MWC758の周囲には三日月状や渦巻き状に集まった塵が発見されています。（参考：2018年6月21日発表の研究成果「多彩な構造を持つ惑星誕生現場 ―若い星MWC 758 の高解像度観測」）

注2：2016年3月31日発表の研究成果「地球に似た軌道を持つ惑星の誕生現場を若い星のまわりで初めて観測」や、2016年9月14日発表のプレスリリース「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—」などを参照のこと。

注3：1天文単位は地球と太陽の間の平均距離で、およそ1億5000万キロメートルに相当します。52天文単位は、太陽系の海王星軌道半径の約1.7倍に相当します

論文・研究チーム：

この観測成果は、T. Tsukagoshi et al. “Discovery of an au-scale excess in millimeter emission from the protoplanetary disk around TW Hya”として、天文学専門誌「アストロフィジカル・ジャーナル・レターズ」に2019年6月10日に掲載されました。

今回の研究を行った研究チームのメンバーは、以下の通りです。

塚越崇（国立天文台）、武藤恭之（工学院大学）、野村英子（国立天文台/東京工業大学）、川邊良平（国立天文台/総合研究大学院大学/東京大学）、金川和弘（東京大学）、奥住聡（東京工業大学）、井田茂（東京工業大学）、Catherine Walsh（リーズ大学）、Tom J. Millar（クイーンズ・ユニバーシティ・ベルファスト）、高橋実道（国立天文台/工学院大学）、橋本淳（アストロバイオロジーセンター）、鵜山太智（カリフォルニア工科大学/東京大学/国立天文台）、田村元秀（東京大学/アストロバイオロジーセンター）

この研究は、日本学術振興会科学研究費補助金（No. 17K14244, 17H01103, 18H05441, 19K03932）、STFC（ST/P000321/1, ST/R000549/1）の支援を受けて行われました。

関連リンク：

国立天文台プレスリリース

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発表のポイント：

• 植物の葉の原基^（注1）が発生する際の制御に関して考えられていた基本的な枠組みの一部を見直し、葉の配列（葉序^（注2））に見られる規則的なパターンのほとんど全てを再現できる抽象モデルを構築しました。
• 対称性をもたないコクサギ型葉序^（注3）の出現など、葉序に残されていた問題のいくつかを解決するとともに、葉原基の発生制御における原基間作用の時間変化の重要性を明らかにしました。
• 自然が織りなす美しい幾何学的パターンを、生成原理から解き明かすことにつながると期待されます

概要：

植物の葉の原基は茎頂の分裂組織^（注4）の周縁部に発生し、茎の周りに葉序と呼ばれる規則的な配列パターンを描いていきます。多くの植物では葉序はらせん対称^（注5）か放射対称であり、二列互生^（注6）、フィボナッチらせん^（注7）（開度^（注8）が黄金角^（注9）に近いらせん）、十字対生^（注10）、三輪生^（注11）のいずれかのパターンを取ります。これら主要な葉序については、既存の葉原基が発する原基形成抑制力の影響を避けるように新しい原基が生じる、と考える抑制場モデルで説明されていました。しかし、従来のモデルでは説明のつかない葉序もありました。その代表例が、対称性をもたず、開度が180°→90°→180°→270°と周期的に変化する、コクサギ型葉序です。東京大学大学院理学系研究科の米倉崇晃大学院生と杉山宗隆准教授、神奈川大学の岩元明敏准教授（研究当時は東京学芸大学）、アストロバイオロジーセンター・基礎生物学研究所の藤田浩徳助教らのグループは、抑制力の原基齢依存的な変化を導入して抑制場モデルを拡張することで、コクサギ型葉序の再現に成功し、さらにこの拡張モデルが他の点でも従来モデルより実際の葉序によく合致することを明らかにしました。今回の結果は原基間作用の時間変化の重要性を示し、葉序の本質的理解に寄与するものであり、自然が織りなす美しい幾何学的パターンを、生成原理から解き明かすことにつながると期待されます。

発表内容：

植物の葉が茎の周りに描く配列の様式を葉序と言います。ほとんどの植物で葉序はある種の数学的規則を満たすらせん対称性か放射対称性を示し、その大半が二列互生、フィボナッチらせん（開度が黄金角に近いらせん）、十字対生、三輪生のいずれかのパターンを取っています。こうした葉序パターンに見られる規則性の不思議さは、古くから人々の興味を掻き立て、様々な研究を生んできました。葉序のパターンは葉の相互の位置関係にほかならず、その根本は葉の発生制御にあります。19世紀にはすでに形態学的観察から、新しい葉の原基が茎頂の分裂組織の周縁部に発生するときに、先行する葉原基からの距離を最大にする位置を選んでいるように見えることが指摘されていました。その後、先行原基からの原基形成抑制作用の影響下で新たな原基の発生位置が決定し、それが葉序のパターンを形づくっていく、と考えられるようになり、この考えに基づいて葉序を説明しようとする数理モデルが数多く提案されました。中でも特筆すべきものに DouadyとCouderによる2つの抑制場モデル、互生葉序に特化したDC1と葉序全般を扱えるDC2があります。

DC1とDC2はともに、各葉原基が一定の原基形成抑制力を発しており、その作用が距離に応じて減衰することを仮定しており、これに加えてDC1は、決められた時間ごとに分裂組織周縁部で先行原基からの抑制作用の総和が最も低い地点に一つずつ新しい原基が発生することを、またDC2は、分裂組織周縁部に先行原基からの抑制作用の総和がある閾値を下回る地点が現れると、直ちにそこに新しい原基が発生することを仮定しています。DouadyとCouderは、DC1を用いたコンピュータシミュレーションではパラメータの設定次第で二列互生やフィボナッチらせんが生成すること、DC2を用いたシミュレーションでは主要な葉序パターン4種のどれもが生成することを示し、これによって先行原基による新たな原基形成の抑制が葉序の決め手であることを明らかにしました。この抑制作用はDCモデルでは仮想的なものでしたが、近年の生理学的・分子生物学的な解析から、新たな葉原基の発生に植物ホルモンのオーキシンが必須であることや、先行原基が周囲からオーキシンを吸収していることがわかり、オーキシン収奪として抑制作用の実体を捉えられるようになりました。このような一連の研究を受けて、現在ではDCモデルが想定した葉原基発生制御の枠組みが葉序のパターン形成の基本機構として広く受け入れられるに至っています。

しかし、DCモデルで全ての葉序パターンに説明がついたかというとそうではなく、説明されないままとなっていた葉序もありました。その代表例が、らせん対称性も放射対称性ももたず、開度が180°→90°→180°→270°と周期的に変化する、コクサギ型葉序です。コクサギ型葉序は、ムクロジ目ミカン科のコクサギ（図1）のほか、キジカクシ目ツルボラン科のシャグマユリなど、少数ながら様々な分類群に散見されることから、葉原基の発生制御の枠組み自体が特殊化したためにコクサギ型となったわけではなく、共通の枠組みが特定の条件でコクサギ型を生み出すと推察されます。そうであれば、従来のモデルがコクサギ型葉序を生成できないのは、モデルの想定に不備があることを意味します。

東京大学大学院理学系研究科附属植物園の米倉崇晃大学院生と杉山宗隆准教授、神奈川大学理学部の岩元明敏准教授（研究当時は東京学芸大学教育学部）、アストロバイオロジーセンター・基礎生物学研究所の藤田浩徳助教らのグループは、上記の考えに立って葉原基発生制御の枠組みを見直し、コクサギ型葉序を含む、ほぼ全ての葉序パターンを生成できるよう、DCモデルの拡張を試みました。着目したのは、葉原基が発する原基形成抑制力です。これは従来のモデルでは、原基が出現した瞬間から一定の強さであるとされていましたが、生物学的にはむしろ不自然な仮定です。そこで、この抑制力に原基齢に依存した時間変化を導入し、DC1を拡張したEDC1とDC2を拡張したEDC2を構築しました。これらのモデルを用いて徹底的なコンピュータシミュレーションを行った結果、EDC2において抑制力がゆっくりと上昇するときに、特定のパラメータ条件でコクサギ型葉序のパターンが生成しました（図2）。このコクサギ型葉序はパラメータ空間^（注12）の中でフィボナッチらせんや十字対生と近接しており、境界部ではわずかなパラメータの変化で生成パターンの対称性が現れたり失われたりすることもわかりました。

EDC2はまた、葉序の頻度分布に関しても、従来のモデルより現実をよく反映していることが判明しました。実際の植物ではらせん葉序の大部分は黄金角に近い開度をもちますが、従来のモデルによるシミュレーションでは180°と黄金角の中間の開度をもつらせん葉序も生じやすく、黄金角の圧倒的優越が十分に説明できていませんでした。これに対し、EDC2のパラメータ空間では中間開度の領域が相対的に狭まり、黄金角近傍の開度の領域が拡がって、黄金角の優越度が大きく増したのです。これらの結果は、EDC2の妥当性を支持し、原基齢依存的な抑制力の上昇がコクサギ型葉序の場合に限られるのではなく、広く一般の植物に共通することを示唆しています。

本研究で得られた知見は、葉原基発生制御における原基間作用の時間変化の重要性を示すとともに、葉序パターンの本質の解明に寄与するものと言えます。将来は、こうした研究の積み重ねにより、自然が織りなす様々な美しい幾何学的パターンを、生成原理から理解できるようになると期待されます。

用語解説：

注1　原基
形成初期の器官で未熟、未発達の状態にあるもの。葉の原基は葉原基と呼ぶ。

注2　葉序
茎を取り巻く葉の配列様式。

注3　コクサギ型葉序
1つの節に葉が1枚ずつ着くタイプの葉序を互生という。コクサギ型葉序は互生の一形式で、コクサギなどに見られる。葉の生じる方向が、0°、180°、270°、90°、0°、……と規則正しく周期的に変わるのが特徴。開度で言うと、180°→90°→180°→270°と変化する。直立していない枝では、左、左、右、右、……というように、左右に2枚ずつ葉が着いているように見えることが多いが、これは葉柄のねじれによる。

注4　分裂組織
細胞分裂を持続的に行って、植物の器官の成長にはたらく組織。茎の先端にあるものは、茎頂分裂組織またはシュート頂分裂組織と呼ばれる。

注5　らせん対称
軸を中心にした回転と軸に沿った並進の合成で、移動後の構造が元の構造と重なるとき、らせん対称という。

注6　二列互生
互生葉序の中で、節ごとに葉が真向かいの位置に互い違いに着くものを二列互生と呼ぶ。開度は180°である。

注7　フィボナッチらせん
連続2項の和が次の項を与えるような数列で、最初の2項が1のものをフィボナッチ数列という（1, 1, 2, 3, 5, 8, 13, ……と続く）。開度が黄金角に近い互生葉序は、フィボナッチ数列と密接に関連する、美しいらせんを描くので、フィボナッチらせんと呼ばれる。

注8　開度
ある葉と次の葉が茎を中心にしてなす角度のこと。

注9　黄金角
円を、全円周と長い弧の長さの比が、長い弧と短い弧の長さの比と等しくなるように二分したとき、つまり黄金比で二分したときの、短い方の弧の中心角。約137.5°。

注10　十字対生
1つの節に2枚の葉が対向するように着く葉序を対生という。ふつう対生葉序では、葉の対の方向が、節ごとに90°ずつ変わる。これを十字対生という。

注11　三輪生
1つの節に3枚の葉が着く葉序。ふつう3枚の葉は等角度、つまり120°の間隔で着き、この3枚の組が節ごとに60°回転する。

注12　パラメータ空間
モデルのパラメータの設定値を座標とする空間。EDC2の場合、パラメータは5つあるので、5次元空間となる。本研究では、この空間に各パラメータ条件で出力された葉序のパターンを位置づけて、その分布から様々な葉序の生じやすさや安定性、相互の関係などを考察した。

論文情報：

雑誌名：「PLOS Computational Biology」（オンライン版：2019年6月6日）

論文タイトル：Mathematical model studies of the comprehensive generation of major and minor phyllotactic patterns in plants with a predominant focus on orixate phyllotaxis

著者：Takaaki Yonekura, Akitoshi Iwamoto, Hironori Fujita, Munetaka Sugiyama

DOI番号：10.1371/journal.pcbi.1007044

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