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。

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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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すばる望遠鏡に搭載された新しい観測装置が、若かりし頃の太陽系に似ていると考えられる惑星系を持つ恒星 LkCa 15 の原始惑星系円盤を、これまでで最も鮮明に写し出すことに成功しました。この恒星は木星よりも質量が大きい形成途中の３つの惑星候補を持つと考えられていました。今回、すばる望遠鏡に搭載された極限補償光学装置 SCExAO と面分光装置 CHARIS の組み合わせにより、これまで惑星から発せられていると考えられてきた光のほとんどが、実は原始惑星系円盤からのものだったことがわかりました。また、円盤の中に隠れている惑星は、従来考えられてきたものよりもさらに質量が小さい可能性があることが判明しました。

「この『若い太陽系』とも言える LkCa 15 の惑星系には、我々の太陽系に似た部分がこれまで考えられてきたよりも多いことを、SCExAO の鮮明な画像が示しています」と、論文主著者である Thayne Currie さん (NASA エイムズ研究センターおよび国立天文台ハワイ観測所) は語ります。

若い太陽型星である LkCa 15 は、惑星の材料となるガスや塵でつくられた原始惑星系円盤を持ちます。これまでの研究から、この円盤には大きな隙間があることが知られていました。そしてこの隙間は、塵が集まった「若い惑星」が円盤の中で形成されていることを物語っています。

しかし、この地球から 500 光年以上離れた距離にある LkCa 15 の周りを回る惑星を、太陽系と同じようなスケールで地上から直接捉えるには、地球の大気ゆらぎの影響を補正する補償光学を持ったすばる望遠鏡のような大望遠鏡であっても非常にチャレンジングなことです。これまで、開口マスキング干渉法と呼ばれる最先端技術を基にした観測結果から、３つの惑星候補天体が土星から海王星の軌道を回っていると考えられており、これが円盤内にある太陽系外惑星として初めて認識されたものでした。しかしこの観測方法では、塵の円盤による散乱光に比べ、惑星からの光がどれくらい来ているのかを実際に判断するのは特に難しいという点がありました。

すばる望遠鏡に搭載された SCExAO は、一般的な補償光学装置よりも高速で高感度なカメラと 2000 素子もの可変形鏡の組み合わせを用いることで、地球の大気ゆらぎの影響をより高度に補正し、そのままではぼやけて見えてしまう星像をより鮮明に映し出すことが可能です。さらに CHARIS と呼ばれる面分光装置に光を送ることで、天体から来る光の「色」の場所ごとの違いを高い解像度で直接見分けることができるため、惑星の大気成分などを詳しく調べることも可能です。

「SCExAO/CHARIS は、我々の太陽系スケールに似た惑星を今まで以上に直接探査することができ、その性質までも明らかにすることが可能です」と、SCExAO 装置開発責任者である Olivier Guyon さん (国立天文台ハワイ観測所) は話します。

今回、SCExAO/CHARIS のデータは、LkCa 15 の周囲から来る光の大部分が、広がった弧のように見える円盤部分で発せられたものであることを示し、以前に示唆されていた惑星候補と同じ明るさを持っていることもわかりました。ケック望遠鏡を使った追観測からも、この円盤の弧の形状が時間とともに変化していないことが確認できました。つまり、これまで軌道を回っている惑星からのシグナルと思われていた光は、円盤のような動きのない構造とよく一致することがわかったのです。

「LkCa 15 の惑星系はかなり複雑です。今回の観測以前に取得された開口マスキング干渉法による撮像データにより、私達も３つの木星型惑星が存在するだろうと考えていました。しかし、SCExAO/CHARIS によるデータは、これまでのシグナルは円盤本体から来ているものであることを示しており、惑星自身は、より暗く、円盤内に隠されている可能性が高いことを示すものです。我々は今後もその隠れている惑星探査に挑戦していきます」と Currie さんは語っています。

LkCa 15 の円盤と、その円盤に隠された惑星からの光をはっきりと区別して見分けるのはかなり難しい挑戦になるでしょう。しかし、技術的には確実に前進しており、SCExAO は今後も改良を継続していく予定です。近い将来には、LkCa 15 の円盤に存在する土星軌道近くの木星型惑星を捉えることができるかもしれません。また、さらにその先の未来には、建設予定の 30 メートル望遠鏡 TMT に SCExAO で成功した技術を搭載することで、より低質量で火星軌道近くを回る暗い惑星をも撮像できるようになるでしょう。

「SCExAO のような最先端の撮像装置がもたらす観測結果は、私達の太陽系が辿ってきた歴史が普遍的なものであるのか、それとも特別なものなのか、といった惑星系の起源と進化をよりよく理解するための糸口になります」と、論文共著者である田村元秀さん (自然科学研究機構アストロバイオロジーセンター所長・教授) は話しています。

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』に受理されました (Currie et al., “NO CLEAR, DIRECT EVIDENCE FOR MULTIPLE PROTOPLANETS ORBITING LKCA 15: LKCA 15 bcd ARE LIKELY INNER DISK SIGNALS“)。また本研究は、NASA、ケック財団、チリ国立科学研究開発基金、および日本学術振興会科学研究費補助金 JP18H05442、JP15H02063 による援助を受けています。

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