アストロバイオロジーセンターの小松勇研究員と、鈴木大輝研究員（現在東京大学所属）は、DNAやRNAにおいて遺伝暗号を司る核酸塩基であるシトシン分子が星間空間にある分子から生成される可能性があることを、理論的に予言しました(図１）。量子化学に基づく反応経路自動探索法によって徹底的に計算した結果、従来考えられてきたピリミジン分子を経ずに星間分子を材料としてシトシンが効率的に作られる経路を発見したのが今回のポイントです。本研究成果は、米国の科学誌『ACS Earth and Space Chemistry 』のオンライン版に2022年10月11日付で掲載されました(Komatsu and Suzuki, 2022, “Quantum Chemical Study on Interstellar Synthesis of Cytosine by the Automated Reaction Path Search“)

DNA、RNAは遺伝暗号のユニットとして核酸塩基という環状分子を採用しており、「ピリミジン塩基」であるシトシン（C）、チミン（T）、ウラシル（U）のうちいずれかと(図2)、「プリン塩基」であるアデニン（A）、グアニン（G）のうちいずれかの間でペアを形成します(注1)。何故、どのようにしてこのような分子が地球の生命において選択されたのかは大きな謎となっています。これらの核酸塩基は全て隕石から検出されており、ひょっとすると我々に似た生命が地球外で誕生していたり、あるいは地球外からきたこれらの分子が我々の材料になっていたのかも知れません。

これまでの星間空間における反応経路に関する先行研究では、ピリミジンを経由してC、T、Uのピリミジン塩基が生成されるものなどが考えられてきました（Nuevo et al., Astrobiology, 2012 など）。しかしながら最近の研究によると、核酸塩基が検出されている隕石においてもピリミジンが見つかっていないなど（Oba et al., Nat. Commun., 2022）、星間分子としてありふれたものからできる経路の方が自然であるとも考えられます。

そこで、量子力学の範囲でポテンシャルエネルギー曲面(注2)上の起こりうる複雑な化学反応を推定する反応経路自動経路探索法（Maeda et al., J. Comput. Chem.,  2018など）を用いて、核酸塩基のうちシトシン（C）がエネルギー的に生成されやすい経路を調べました。従来の量子化学(注3)の遷移状態計算(注4)で採られているような「反応経路を予め決めてから評価する」という恣意性なしに、今回の研究ではターゲット分子のシトシンができるまでの経路を徹底的に探索しました。 

その結果、得られた化学反応ネットワークからは次のような、反応障壁がなく、発熱反応による効率的な生成経路が発見されました。まず、エチナミンという分子と酸素Oが反応し、さらにCNやHCNHが反応してシトシンができる多段階の反応経路が得られました。このように、隕石中でも発見されていないピリミジンではなく、星間空間にあり得る分子を用いて生命に関連する分子の生成経路を自動探索の計算によって初めて発見しました。今回の発見は比較的大掛かりな計算によって得られたものの、まだ核酸塩基生成の描像の一部であり、これ以外にもありふれた星間分子からの生成経路があり得ることが示唆されます。実際に天体でどのような量になっているかを決定するには、実験室実験や天文観測・モデリングによる多角的な検証がさらに必要だと考えられます。

脚注

(注1) DNAにおいてA-TとC-G、 RNAにおいてA-UとC-Gのようにピリミジン塩基とプリン塩基の間で水素結合を形成してペアをつくる。

(注2) さまざまな原子の配置に対して、系が持つエネルギーを示すプロファイルのこと。

(注3) 量子力学を化学の諸問題に応用した分野のことである。 量子化学計算によって系の波動方程式を解くことにより、系の物性や反応性を調べることができる。

(注4) ある反応物と生成物の間に、その中間の構造である遷移状態を同定し、これらのエネルギーを評価することにより反応の進行しやすさを推定できる。

論文情報

雑誌：ACS Earth and Space Chemistry

タイトル：Quantum Chemical Study on Interstellar Synthesis of Cytosine by the Automated Reaction Path Search

著者：小松 勇, 鈴木 大輝

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A brown dwarf orbiting the Sun-like star HIP 21152 was discovered using the Subaru Telescope’s Extreme Adaptive Optics System. HIP 21152 B was found to be the lightest brown dwarf with an accurately determined mass, approaching the mass of a giant planet. HIP 21152 B is expected to be an important benchmark object for studying the evolution of giant planets and brown dwarfs and their atmospheres.

Brown dwarfs (Note 1) are an interesting type of object not found in our Solar System, with masses somewhere between those of stars and planets. Brown dwarfs are also important for studying the evolution of giant planets and their atmospheres, because Jupiter-like planets and lighter brown dwarfs are expected to have similar characteristics.

Brown dwarfs  drift alone in space or orbit around stars. While thousands of brown dwarfs have been found since the first discovery in 1995, companion-type brown dwarfs are rare, with a frequency of only a few per 100 stars. For this reason, astronomers have been racking their brains for an efficient way to find companion brown dwarfs.

An international team including astronomers from the Astrobiology Center; the National Astronomical Observatory of Japan; the University of California, Santa Barbara; and NASA has developed a new method to efficiently discover companion brown dwarfs and giant planets. Furthermore, they applied that method to imaging surveys with the Subaru Telescope. This search adopts information on the “proper motion” of stars in our Galaxy, which is the motion of stars with their own unique velocities. When a companion object orbits a star, the proper motion of the host star is accelerated by the gravity from the companion. However, the velocity change caused by a light companion such as a brown dwarf or planet is very small, making it challenging to measure the change precisely.

However, a turning point came with ESA’s astrometry satellite Gaia (Note 2), the successor to the Hipparcos satellite. By measuring the difference between the measurements from the two satellites, it is now possible to derive minute accelerations in proper motion (Figure 2 left). Using data from both telescopes, the research team analyzed the acceleration of proper motion for stars near the Sun, and selected stars that may be accompanied by giant planets or brown dwarfs. They then proceeded with direct imaging observations using Subaru Telescope’s high contrast instruments, SCExAO and CHARIS, leading to the discovery of a brown dwarf “HIP 21152 B” orbiting the star HIP 21152.

The team determined the orbit of HIP 21152 B by combining a total of four direct imaging observations by the Subaru Telescope and Keck Telescope, line-of-sight velocity observations of the star HIP 21152 by HIDES on the Okayama 188-cm Reflector Telescope, and the proper motion data from Gaia and Hipparcos. The companion’s mass is derived from the orbit, as indicated by Kepler’s law. The actual orbital analysis (Figure 2, right) determined the mass of HIP 21152 B to be 22­–36 Jupiter masses. Brown dwarfs with such accurately determined masses are rare (Note 3). HIP 21152 B was also found to be the lightest brown dwarf among those with accurately determined masses, approaching planetary masses (Note 4).

HIP 21152 B will be an important source for characterizing the atmospheres of brown dwarfs and giant planets. The team also obtained the spectrum of HIP 21152 B (Figure 3), showing that its atmospheric characteristics can be classified as being in the transition stage between two brown dwarf spectral types, L-type and T-type. Strong absorption from methane is shown in the atmosphere of a T-type brown dwarf, while an L-type brown dwarf shows little of it in the atmosphere. This spectral transition is strongly related to atmospheric temperature and the presence of clouds. Interestingly, the well-known directly-imaged planets around HR 8799 show a similar spectrum. In this respect, it is again important that the most fundamental characteristics of HIP 21152 B, namely its mass and age, are accurately determined. Masayuki Kuzuhara, a project assistant professor at the Astrobiology Center, who led the research, says, “This result can provide an important clue to understand the atmospheres of giant planets and brown dwarfs based on how and when they show atmospheric characteristics similar to those seen in the planets of the HR 8799 system and HIP 21152 B. It is expected that HIP 21152 B will play an important role as a benchmark for future progress in astronomy and planetary science.”

As this observation project is still ongoing, even more discoveries are expected. The Subaru Telescope’s direct imaging instruments continue to be improved, making new observational capabilities ready for science operation. With the progress in the efficient exploration and the development and improvement of Subaru Telescope’s instruments, various important discoveries will continue to be made in the future.

These results were published in the Astrophysical Journal Letters on July 27, 2022 (Kuzuhara et al., “Direct-imaging Discovery and Dynamical Mass of a Substellar Companion Orbiting an Accelerating Hyades Sun-like Star with SCExAO/CHARIS“.) It was also featured in AAS Nova, which highlights outstanding research in the AAS journals (Featured Image: First Images of a Substellar Companion in the Hyades).

(Note 1) There are several definitions of brown dwarfs, but in general, brown dwarfs are considered to be objects with masses between 13 and 80 times that of Jupiter. Objects with such masses do not fuse hydrogen (unlike stars) but do fuse deuterium (unlike planets). In contrast, heavy planets and light brown dwarfs are very similar, and it is thought that there is no need to distinguish between them except for their mass.

(Note 2) Gaia is a space telescope launched in 2013 for high-precision astrometry. It provides unprecedented positional and radial velocity measurements for about one billion astronomical objects.

(Note 3) So far, the main method used to estimate the mass of brown dwarfs has been the “evolutionary model.” Evolutionary models predict the luminosity and temperature of a brown dwarf as it ages. Then the observed luminosity and temperature are used to determine the mass of the brown dwarf using these models. However, this method could yield an inaccurate mass due to uncertainties in the evolutionary model and the age (generally, the age of the brown dwarf is assumed to be equal to that of the host star or the cluster). HIP 21152 B belongs to the Hyades cluster, so its age is accurately determined, but the evolutionary model remains uncertain. The mass of HIP 21152 B estimated from the evolutionary model is 1.3 times larger than the mass determined from the orbital analysis.

(Note 4) A European research team independently succeeded in imaging HIP 21152 B (myScience article). Meanwhile, the study led by Kuzuhara is the first to prove that HIP 21152 B orbits its host star and to derive its dynamical mass.

(Note 5) A web tool provided by the University of Geneva is used as a reference for displaying the absorption wavelengths of the molecules.

(Related Links)

Subaru telescope, Jan. 23, 2023 Press Release

W. M. Keck Observatory January 23, 2023 Press Release

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すばる望遠鏡の超高コントラスト補償光学システムを利用した観測により、太陽のような恒星を周回する褐色矮星の姿が捉えられました。直接撮像に加えて位置天文衛星などのデータを組み合わせる新しい手法を用いて、この天体 HIP 21152 Bの正確な質量を求めた結果、質量が精密に決まっている褐色矮星の中では、最も軽く、惑星質量に迫る天体であることが明らかになりました。HIP 21152 Bは、巨大惑星と褐色矮星の進化やその大気の研究をする上で重要な基準(ベンチマーク)天体になると期待されます。

褐色矮星(注1)は、恒星と惑星の中間の質量を持つ、太陽系には存在しない種類の興味深い星です。木星のような巨大惑星と軽い褐色矮星はほとんど同じ性質を持つと期待されるため、巨大惑星の進化や大気を調べる上でも、褐色矮星は重要な存在です。

褐色矮星には、宇宙空間を単独で漂う「孤立型」と、恒星を周回する「伴星型」の2種類が存在します。1995年に最初の褐色矮星が発見されてから、数千個の褐色矮星が見つかっていますが、伴星型の褐色矮星の頻度は100 個の恒星あたりに数個ほどと希少です。そのため、天文学者は、伴星型の褐色矮星を発見する方法について頭を絞ってきました。

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、カリフォルニア大学サンタバーバラ校、NASAなどの研究者で構成される国際共同研究チームは、伴星型褐色矮星と惑星を効率的に発見するための方法を新たに構築し、すばる望遠鏡による撮像探査を進めてきました(ハワイ観測所 2020年12月 観測成果)。この探査では、銀河系内の恒星が独自の速度を持って運動することによる「固有運動」の情報を利用します。ある恒星を伴星が周回する場合、その恒星の固有運動が伴星の重力の影響で「加速」します。ただ、褐色矮星や惑星のような軽い伴星によって引き起こされる速度変化は非常に小さいため、その測定は困難でした。

しかし、ヨーロッパの位置天文衛星「ガイア」(注2)によって転機が訪れます。ガイア望遠鏡は、1990年代に活躍したヒッパルコス衛星の後継機ですが、両望遠鏡の測定値の差を測ることで、固有運動の微小な加速を導出することが可能になりました(図2左)。研究チームは、両望遠鏡のデータを利用して、太陽系近傍にある恒星の固有運動の加速を調べ、巨大惑星や褐色矮星の伴星が存在する可能性のある複数の恒星を選出しました。そして、すばる望遠鏡の最新の高コントラスト観測装置であるSCExAO（スケックス・エーオー）とCHARIS（カリス）を用いた観測を進め、恒星HIP 21152を周回する褐色矮星「HIP 21152 B」を直接撮像により発見しました。

さらに、研究チームは、すばる望遠鏡やケック望遠鏡による合計4回の直接撮像と、岡山188cm望遠鏡の分光器HIDES (ハイデス) による恒星HIP 21152の視線速度観測、そして、位置天文衛星による固有運動データを組み合わせることで、HIP 21152 Bの軌道を決定しました。伴星の軌道が決まると、ケプラーの法則が示すようにその質量を推定できます。軌道解析（図2右）からHIP 21152 B の質量は、木星の22￢～36 倍と決定されました。これほど精密に質量が決定された褐色矮星の例はまだ20例程度しかありません（注3）。また、質量が精密に決まっている褐色矮星の中では、最も軽く、惑星質量に迫る天体であることが明らかになりました(注4)。

HIP 21152 B は褐色矮星や巨大惑星の大気の研究の上で重要な天体となるでしょう。本研究では、HIP 21152 B のスペクトルも取得され（図3）、その大気の特徴がL型とT型と呼ばれる褐色矮星のスペクトル型を遷移する型に分類されることが示されました。T型の大気ではメタンによる強い吸収が見られますが、L型の大気ではそれがほとんど見えません。この変化は大気の温度や雲の存在と強く関係しており、直接撮像されているHR 8799の惑星も類似したスペクトルを示しています。この点でもやはり、HIP 21152 Bの質量や年齢という最も基本的な特徴が正確に決まっていることが重要になります。研究を率いたアストロバイオロジーセンターの葛原昌幸特任助教は、「本研究の結果、どのような質量の天体がいつ、HR 8799の惑星やHIP 21152 B でみられているような大気の特徴を示すのか、という観点で、巨大惑星と褐色矮星の大気を調べることが可能になりました。HIP 21152 Bは、今後の天文学・惑星科学の進展で重要な役割を果たすベンチーマーク（基準）になると期待されます」と語ります。

新しい着眼点に基づいた惑星や褐色矮星の探査を進める本研究プロジェクトは現在も進行中です。また、すばる望遠鏡の直接撮像装置も継続して改良が行われており、新しい光学機能の運用開始が予定されています。本研究プロジェクトが目指す効率的な探査計画の進展とすばる望遠鏡の観測装置の開発や改良により、今後も様々な重要天体が発見されることが期待されます。

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2022年7月27日付で掲載されました (Kuzuhara et al., “Direct-imaging Discovery and Dynamical Mass of a Substellar Companion Orbiting an Accelerating Hyades Sun-like Star with SCExAO/CHARIS“)。また、論文誌の中から際立った研究を紹介するAAS Nova でも紹介されました (Featured Image: First Images of a Substellar Companion in the Hyades)。

（注１）「褐色矮星の定義は複数存在しますが、一般には木星のおよそ13倍から80倍の質量を持つ天体を褐色矮星とみなします。そのような質量の天体では、（恒星と異なり）水素の核融合が起こらず、（惑星と異なり）重水素の核融合が起こります。一方、質量以外では、重い惑星と軽い褐色矮星はほとんど同じ性質を示すと考えられています。

（注２）ガイアは2013年に打ち上げられた高精度アストロメトリ測定のための宇宙望遠鏡で、様々な恒星の地球からの距離や固有運動を高精度で測定しています。

（注３）これまで、褐色矮星の質量を推定するために主に用いられてきたのは「進化モデル」を利用した方法です。進化モデルは褐色矮星の年齢の変化に応じた光度や温度を示したもので、観測で得られた光度や温度から褐色矮星の質量が決まります。しかしこの手法では、年齢 (一般的に、主星や所属する星団の年齢が褐色矮星と等しいと仮定) や進化モデルの不定性のために、得られる褐色矮星の質量が不正確になります。HIP 21152 Bはヒアデス星団に所属するため年齢の不定性による影響は少ないですが、進化モデルの不定性の影響は依然として残ります。進化モデルを利用してHIP 21152 B質量を推定した場合は、軌道解析から決定された質量の1.3倍大きな値が得られました。

（注４）本研究成果と同時期にヨーロッパの研究チームがHIP 21152 Bの撮像に独立に成功しています (myScience記事)。一方、HIP 21152 Bが伴星であることの証明や、その力学的な質量を導出したのは本研究が初めてです。

（注５）分子の吸収波長帯の表示には、ジュネーブ大学が提供するウェブツールを参考にしています。

（関連リンク） 国立天文台ハワイ観測所 2022年12月21日　プレスリリース 

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太陽系から約 100 光年の距離にある低温の恒星 LP 890-9 (別名：TOI-4306、SPECULOOS-2) の周りに２つのスーパーアースが発見されました。外側のスーパーアース LP 890-9 c は、惑星表面に液体の水が存在しうる領域 (ハビタブルゾーン) 内を公転しています。今回の発見は、NASA のトランジット惑星探索衛星 TESS と、ベルギー・リエージュ大学の研究者らによる SPECULOOS プロジェクト、そして、東京大学とアストロバイオロジーセンターの研究者らによる多色同時撮像カメラ MuSCAT3 とすばる望遠鏡の IRD の観測が連携することによって成功しました。

2022年現在、惑星が恒星の手前を通過する「トランジット」という現象を利用した系外惑星の探索が、トランジット惑星探索衛星 TESS (注１) によって行われています。TESS は、４台の超広視野カメラを用いて空の 24 度× 96 度の領域を 27.4 日ずつ観測し、トランジットの際に起きる恒星の周期的な減光を探しています。今回惑星が発見された、低温の恒星 (赤色矮星；注２) LP 890-9 は、周期約 2.73 日の減光が TESS で発見され、トランジット惑星候補「TOI-4306.01」という名前で 2021年7月21日に世界に公開されました。

TESS の公式追観測プログラムである TFOP (TESS Follow-up Observing Program) に参加している日本の MuSCAT チーム (注３) とベルギーの研究者らによる SPECULOOS チーム (注４) は、2021年8月以降それぞれ独立に、この惑星候補が本物か確認するための追観測に取り組みました。これは TESS で発見される周期的な減光が、２つの恒星 (連星) がお互いを隠す場合にも起こりうるからです。

MuSCAT チームは、マウイ島のハレアカラ観測所に設置した４色同時撮像カメラ「MuSCAT3」による多色トランジット観測と、すばる望遠鏡の赤外線ドップラー装置 IRD による視線速度の観測から、2021年10月までに TOI-4306.01 が惑星 (LP 890-9 b) であることを確認しました。

一方、SPECULOOS チームは2021年8月から TOI-4306.01 のトランジット時刻以外も含めて LP 890-9 の継続的な観測を行い、2021年10月と11月に TOI-4306.01 とは別の周期の減光 (別のトランジット惑星候補) を発見しました。SPECULOOS チームのデータでは惑星の公転周期を１つに絞り込むことができませんでしたが、MuSCAT チームは SPECULOOS チームと協力して MuSCAT3 での追観測を行い、このトランジット惑星候補が本物の惑星 (LP 890-9 c) であり、公転周期が約 8.46 日であることを突きとめました。

MuSCAT チームを率いる東京大学の成田憲保教授は、「IRD による視線速度測定は、惑星候補の質量に強い制限を与え、LP 890-9 を公転する２天体が本物の惑星であることを示す決め手になりました」と語ります。

発見された２つの系外惑星 LP 890-9 b と LP 890-9 c は、半径がそれぞれ 1.32 地球半径と 1.37 地球半径のスーパーアース (注５) です。この半径の惑星は、理論的には、地球よりやや大きな岩石惑星と考えられます。この２つのうち外側にある LP 890-9 c は、主星 (LP 890-9) からの距離が惑星表層に液体の水を保持しうる条件を満たした領域、いわゆるハビタブルゾーン (生命居住可能領域) 内にあります。公転周期が 10 日に満たない、つまり、主星のすぐ近くにある惑星がハビタブルゾーンにあるのは、主星が太陽の 15 パーセントほどの半径の小さな恒星で、その表面温度が摂氏約 2600 度しかないためです (太陽は摂氏約 5500 度)。

LP 890-9 c はまだ発見されたばかりで、そこがどんな世界で、はたして生命が育まれているのかどうかも現時点ではわかりません。しかし、LP 890-9 c はトランジット惑星であるため、将来のトランジットの追観測によって大気組成や雲の有無など大気の性質を詳しく調べることができます。大気の性質は地表に液体の水が安定的に存在出来るかどうかに大きく影響します。たとえ将来の観測でこの惑星には生命が存在しそうにないとわかっても、ハビタブルゾーンにある岩石惑星がどのような大気を持つのかを研究することは、私たちの住む地球が宇宙の中でどんな存在なのかを位置付ける上で重要です。その点において、今回の発見は将来のさらなる研究へとつながる重要な研究対象をもたらしたといえます。

本研究成果は、欧州科学誌『アストロノミー＆アストロフィジックス』のオンライン版に2022年9月7日付で掲載されました (Delrez et al. “Two temperate super-Earths transiting a nearby late-type M dwarf“)。

本研究は、科学研究費助成事業 (科研費：課題番号 JP15H02063、JP17H04574、JP18H05439、JP18H05442、JP19K14783、JP21H00035、JP21K13975、JP21K20376、JP22000005)、特別研究員奨励費 (課題番号 JP20J21872)、科学技術振興機構 (JST) 戦略的創造研究推進事業 CREST (課題番号 JPMJCR1761)、自然科学研究機構アストロバイオロジーセンタープロジェクト (課題番号 AB031010、AB031014)、社会福祉法人梓友会からの支援を受けて実施されました。

詳しくは東京大学のプレスリリースをご覧ください。


(注１) トランジット惑星探索衛星 TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) は、マサチューセッツ工科大学が中心となって実施している NASA の衛星計画です。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。現在は第２期延長計画が実施されており、５年目の観測が行われています。第１期延長計画までの４年間で、5000 個を超えるトランジット惑星候補を発見してきました。

(注２) 表面温度がおよそ摂氏 3500 度以下の恒星を赤色矮星と呼びます。実は宇宙に存在する恒星の８割近くは赤色矮星で、太陽系の近傍にある恒星の多くも赤色矮星です。太陽よりも小さく、表面温度も低いことから、太陽系の場合よりも恒星に近い位置にハビタブルゾーンがあります。

(注３) MuSCAT シリーズは、岡山県の 188 cm 望遠鏡、スペイン・テネリフェ島の 1.52 m 望遠鏡、アメリカ合衆国・マウイ島の２m 望遠鏡に搭載された、３つもしくは４つの波長帯で同時にトランジットを観測できる観測装置 (装置名称はそれぞれ MuSCAT、MuSCAT2、MuSCAT3) です。MuSCAT は Multicolor Simultaneous Camera for studying Atmospheres of Transiting exoplanets の略で、岡山県の名産品にちなんでいます。

(注４) SPECULOOS は、ベルギーのリエージュ大学の研究者がリードする、赤色矮星周りのハビタブルゾーンを公転するトランジット惑星の探索プロジェクトです。SPECULOOS は Search for habitable Planets EClipsing ULtra-cOOl Stars の略で、ベルギーの伝統的なビスケットの名前にちなんでいます。

(注５) 半径が地球の１～ 1.5 倍程度の、地球よりやや大きな惑星のことをスーパーアースと呼びます。理論上、この半径の惑星は、水素大気を持つ小さなガス惑星 (サブネプチューン) である可能性が極めて低い (水素大気を維持できない) ため、岩石を主体とした惑星と考えられます。

すばる望遠鏡について 
すばる望遠鏡は自然科学研究機構国立天文台が運用する大型光学赤外線望遠鏡で、文部科学省・大規模学術フロンティア促進事業の支援を受けています。すばる望遠鏡が設置されているマウナケアは、貴重な自然環境であるとともにハワイの文化・歴史において大切な場所であり、私たちはマウナケアから宇宙を探究する機会を得られていることに深く感謝します。

■関連リンク

• 東京大学 2022年9月7日 プレスリリース
• すばる望遠鏡 2022年9月7日 プレスリリース
• 国立天文台科学研究部 2022年9月7日 プレスリリース

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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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すばる望遠鏡に搭載した高精度の赤外線分光器を用いた系統的な観測による、最初の太陽系外惑星（以下、系外惑星）が発見されました。この惑星の表面では水が液体で存在する可能性があることから、生命存在についての新たな知見を得る上で、今後重要な観測対象となります。

太陽に似た恒星まわりの巨大惑星の発見を契機に近年大きく発展した系外惑星の研究は、現在、太陽より軽い、赤色矮星と呼ばれる恒星のまわりに注目が集まっています。銀河系の恒星数の４分の３を占め、太陽系の近くにも数多く存在する赤色矮星は、私たちの近くにある系外惑星を発見するのに絶好の観測対象です。大気や表層の詳細な観測が可能な、近傍の系外惑星を発見することによって、太陽系とは大きく異なる環境での生命の有無を議論することができるようになるでしょう。

しかし、赤色矮星は、表面温度が 4000 度以下と低温で、可視光では非常に暗い天体です。従来の可視光分光器を用いた惑星探査では、「プロキシマ・ケンタウリb」など、限られたごく近くの赤色矮星まわりの惑星しか発見されませんでした。とりわけ、表面温度が 3000 度以下の赤色矮星 (晩期赤色矮星) では系統的な惑星探査が行われていませんでした (注１)。

宇宙における生命を調べる上で重要な対象であるにもかかわらず、可視光であまりに暗いために観測が困難な赤色矮星。この赤色矮星に対する分光観測の困難さを解決するため、赤色矮星が比較的明るい赤外線での、高精度分光器による惑星探査が待たれていました (注２)。

アストロバイオロジーセンターは、８メートル級望遠鏡用としては世界初の高精度赤外線分光器の開発に成功しました。これがすばる望遠鏡の赤外線ドップラー装置 IRD (InfraRed Doppler) です。ドップラー法を用いて、人が歩く速さ程度の、恒星の微少な速度のふらつきを検出することができます (注３、注４)。

この IRD を用いて、晩期赤色矮星を戦略的に観測し惑星を探査するプロジェクト (IRD-SSP) が 2019年より開始されています。世界初の晩期赤色矮星まわりの系統的な惑星探査で、国内外の研究者約 100 名が参加する国際プロジェクトです。最初の２年間は、小型の惑星も検出可能な、雑音の少ない「安定した」赤色矮星を発見するためのスクリーニング観測が行われました (注５)。現在は、スクリーニングによって精選された 50 個程度の有望な晩期赤色矮星を集中的に観測する段階に入っています。

今回、IRD-SSP で最初の系外惑星が、地球から約 37 光年離れた位置にある、太陽の５分の１の重さの赤色矮星「ロス508」(注６) のまわりで発見されました。赤外線分光器を用いた系統的探査で発見された系外惑星として世界初の成果です (注７)。この惑星「ロス508b」は、地球の約４倍の最低質量しかありません (注８)。中心星からの平均的な距離は地球・太陽の距離の 0.05 倍で、ハビタブルゾーンの内縁部にあります。興味深いことに、この惑星は楕円軌道を持つ可能性が高く、その場合は、約 11 日の公転周期でハビタブルゾーンを横切ることになります (図１、図２)。

ハビタブルゾーンにある惑星は表面に水を保持し、生命を宿す可能性があります。ロス508bは、今後、赤色矮星まわりの惑星の生命居住可能性について検証するための重要な観測対象となります。惑星と恒星の距離が近いため、現在の望遠鏡では直接撮像観測のための解像度が足りないのですが、惑星大気の分子や原子の分光観測も重要です。将来的には、30 メートル級望遠鏡による生命探査の観測対象となるでしょう。

これまで、低温度星のまわりの惑星は、プロキシマ・ケンタウリbを含めて３個しか知られていませんでした。IRD-SSP によって、引き続き新たな惑星が発見されることが期待されます。

今回、SSP-IRD で最初の惑星が発見された意義について、論文の主著者の原川紘季研究員 (国立天文台ハワイ観測所) は次のように語ります。「ロス508b は、近赤外線分光データのみを用いてスーパーアースの検出に成功した世界初の例となります。それ以前のスーパーアースのような軽い惑星の発見においては、近赤外線観測だけでは精度が足りず、可視光の高精度な視線速度測定による検証が必要でした。本研究は、IRD-SSP 単独で惑星の検出が可能であることを示し、可視光では暗すぎて観測が難しいような晩期赤色矮星にまで高精度な探索が可能であるという IRD-SSP のアドバンテージを明確に示しました」

IRD-SSP を率いる佐藤文衛・東京工業大学教授は「IRD 計画の開始から 14 年。私達は、まさにロス508b のような惑星を見つけたいと思って開発・研究を続けてきました。今回の発見は、IRD の高い装置性能とすばる望遠鏡の大口径、そして集中的かつ高頻度のデータ取得を可能にした戦略枠観測の枠組みがあって初めて実現したものです。IRD-SSP は、低温赤色矮星という未踏の恒星まわりの惑星を今後も精力的に探査し、新たな発見を目指していきます」と意気込みを語ります。

本研究成果は、『日本天文学会欧文研究報告』に2022年6月30日付で掲載されました (Harakawa et al. “A Super-Earth Orbiting Near the Inner Edge of the Habitable Zone around the M4.5-dwarf Ross 508“)。

(注１) 恒星の前面を惑星が横切る際の、恒星の明るさの変化を検出するトランジット法は、分光を行うドップラー法ほど多くの光子を必要としないため、トランジット法による赤色矮星まわりの惑星探査が近年進んでいます。TESS (テス) 衛星によるトランジット惑星探査では、比較的温度の高い赤色矮星 (早期赤色矮星) のまわりの地球型惑星の発見が可能です。

(注２) 例えば、30 光年離れた位置から見た太陽の明るさは、可視光では５等級、赤外線では３等級です。一方、最も軽い晩期赤色矮星は可視光では 19 等級と非常に暗いのですが、赤外線では 11 等級と比較的明るいのです。

(注３) トランジット法では、惑星軌道が視線に沿う惑星しか検出できないのに対し、ドップラー法では、そのような天球面上での配置によらずに惑星が検出できます。また、惑星の「質量」が分かる点でも重要な手法です。

(注４) IRD は、赤外線観測の利点を活かして、惑星検出以外にも、地球型惑星や若い惑星の軌道の決定、惑星大気の検出などで最先端の成果を挙げています。

(注５) 赤色矮星はフレアなどの表面活動が高いため、惑星が存在しなくても、その表面活動が恒星の視線速度に変化をもたらす可能性があります。そのため、表面活動の小さい安定した赤色矮星のみが、地球のような小さい惑星を探査する対象となります。(実は、可視光に比べると赤外線では表面活動の影響が減少するため、同じ精度であれば赤外線観測の方が惑星検出に有利です。しかし、地球型惑星のような軽い惑星を発見するためには、できるだけ活動性の小さい赤色矮星を観測することが可視光・赤外線を問わず重要です。)

(注６) ロス508 は、フランク・エルモア・ロス (F. E. Ross、米、1874-1960) が出版した固有運動の大きな恒星のリストの 508 番目の天体です。

(注７) 発見されたロス508 の周期的なふらつきが本当に惑星によるものか確かめるため、IRD-SSP チームは、惑星と間違える可能性のある恒星活動を示すいくつかの指標 (恒星の明るさの変化やいくつかの輝線の形状変化の指標) を洗い出し、それらの指標の周期が惑星周期とは明確に異なることを示しました。これは、先にトランジット法で報告されている惑星候補をドップラー法で確認するよりも各段に難しい作業ですが、トランジットを起こさない惑星を検出するためには不可欠な手法です。

(注８) ドップラー法だけでは原理的に惑星質量の下限値が求められます。仮にトランジットを観測できる惑星系だった場合、その結果と組み合わせて正確に惑星質量が求められます。

すばる望遠鏡について 
すばる望遠鏡は自然科学研究機構国立天文台が運用する大型光学赤外線望遠鏡で、文部科学省・大規模学術フロンティア促進事業の支援を受けています。すばる望遠鏡が設置されているマウナケアは、貴重な自然環境であるとともにハワイの文化・歴史において大切な場所であり、私たちはマウナケアから宇宙を探究する機会を得られていることに深く感謝します。

■関連リンク

• 国立天文台 2022年8月1日 プレスリリース
• ハワイ観測所 2022年8月1日 プレスリリース
• この関係は、もっと赤い太陽と もっと重い地球の組み合わせ？ (Space Scoop －子ども向け宇宙ニュース)

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サテライト研究の成果がリリースされました！

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• 深海底熱水噴出孔は、生命誕生の有力候補場として、原始生命体の探索が盛んに行われてきた。金属硫化物チムニー^（注1） の内部は、生命誕生から初期生命進化までを下支えした場として重要視されている。
• 岩石内部に生息する微生物を可視化する技術を高度化し、金属硫化物チムニー内部に、細胞が著しく小さい極小微生物（1 mmの1万分の1程度）が、生息することを発見した。
• 遺伝子解析の結果は、生命進化の初期段階で誕生した微生物が、チムニー内部で優占していることを示し、初期生命の生態を推定する上で重要な成果であるといえる。

ーーー東京大学リリースよりーーー

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すばる望遠鏡に搭載された強力な系外惑星観測装置により、今まさに生まれつつある、木星のような巨大な原始惑星が存在する証拠が初めて発見されました。ぎょしゃ座 AB 星という、年齢約 200 万年の若い星の周りで見つかった本惑星は、ガスや塵が降り積もりつつある「原始惑星」の最初の撮像例と見なされ、惑星形成理論に重要な示唆を与えています。

太陽系の８個の惑星に対し、太陽系を超えた遠方にある惑星 (系外惑星) は、1995 年の最初の発見以降、約 5000 個も見つかっています。太陽系の惑星とは大きく違った性質を持った系外惑星はどのようにして生まれ、どのように進化し、あるものは地球のような生命を宿す惑星になれるのでしょうか？　この謎を解明するためには、惑星が生まれる現場で、今まさに生まれている惑星をとらえることが不可欠です。しかし、観測的な困難さから、年齢が 100 万年程度の若い惑星の観測は極めて限られていました。

惑星が、若い恒星 (主星) のまわりに見られる円盤状の構造、つまり、原始惑星系円盤で生まれることは 1980年代から知られていました。2010年代のすばる望遠鏡の観測や、最近のアルマ望遠鏡の観測から、原始惑星系円盤のギャップ (隙間) や渦巻腕などの構造が多数発見され、それらは円盤の中で惑星が生まれている間接的な証拠と考えられています。しかしながら、円盤から生まれたばかりの惑星は、これまで一例しか画像としてとらえられていません。その若い惑星をもつ PDS70 は年齢が約 400 万年の若い星です。しかし、その「若い惑星」PDS70b は、原始惑星系円盤の「ギャップの中」に位置しており、そのまわりから物質が落ち込んでいるとしても限定的です。つまり、PDS70b は、形成の最終段階にある、進化の進んだ惑星と考えられます (注１)。

今回、ハワイ観測所、NASA、東京大学、アストロバイオロジーセンターらの国際研究チームは、すばる望遠鏡に搭載された超補償光学系 (注２) を用いた観測により、ぎょしゃ座 AB 星 (AB Aur) の原始惑星系円盤に埋もれた、大量の物質が降り積もりつつある「原始惑星」を世界で初めて撮像により発見することに成功しました (図１)。この天体の存在は、ハッブル宇宙望遠鏡の赤外線カメラを用いた追観測でも確認されました。

「すばる望遠鏡の超補償光学系の優れた能力によって、原始惑星と円盤を明確に区別することができました」と、装置責任者のオリビエ・ギュヨン博士は語っています。

一般に、円盤に埋もれた惑星と円盤の小さな構造を区別することは困難です。しかし、円盤からの光は反射によって偏り (偏光) が生じるため、偏光観測により、主星からの光を反射して光る円盤と、自身で光を放つ惑星を区別することができます。そこで、すばる望遠鏡の超補償光学系による偏光観測を行ったところ、発見された天体が円盤中の微細構造ではないことが確認できました。また、同じ超補償光学系に搭載された可視光装置により、この惑星に多量の水素ガスが落ち込んでいることが示されました。

主星の年齢が約 200 万年と非常に若く、惑星のまわりにはまだ多量の物質が見られるため、この惑星、AB Aur b は、今まさに生まれつつある惑星、いわゆる「原始惑星」の最初の例と考えられます。同時に、すばる望遠鏡やアルマ望遠鏡でこれまでに発見された、AB Aur を取り巻く原始惑星系円盤のギャップや渦巻腕などの構造の原因が、惑星による円盤への影響であることを実証したことになります (注３)。

AB Aur b は、木星の約４倍の質量をもち (注４)、主星から地球-太陽間距離の 93 倍も離れた軌道を公転しています。このことから、「AB Aur b は、太陽系の木星型惑星とは異なる惑星系形成モデルの証拠となります」と、本研究の主著者のセイン・キュリー博士は語ります。

太陽系の惑星の形成は、いわゆる標準的な惑星系形成モデルで上手く説明できます。これは、若い星のまわりの原始惑星系円盤で微惑星が成長し、それがさらに多量の物質を集めて木星や土星のような巨大惑星が形成されるというモデルです。形成後にこれらの惑星が主星の近くや遠くに移動したり、散乱したりする可能性も示唆されています。しかし、今回の発見は、惑星移動が起こる間もない時期に、主星から遠く離れた位置で巨大な原始惑星が誕生したことを示しています。このような遠方の巨大原始惑星の形成は、標準モデルや惑星移動・散乱モデルでは説明できません。むしろ、円盤中で自己重力により巨大惑星が形成されるという「重力不安定による惑星系形成」の確たる例と考えられます。

「ぎょしゃ座 AB 星とすばる望遠鏡との付き合いは長きにわたります。すばる望遠鏡は 2004年にこの星を取り囲む渦巻状円盤を発見し、2011年にはギャップやリングといった円盤の構造も発見しました。ただ、いずれも惑星自体は検出できませんでした。今回、長らくの夢であった、円盤に埋もれている原始惑星の発見に遂に成功したのです」と共同研究者の田村元秀教授 (東京大学) は振り返ります。

すばる望遠鏡はハワイのマウナケア山頂域にあり、そこは天文学にとって最高の場所であるだけでなく、ハワイ先住民にとって重要な土地でもあります。

「マウナケアは太陽系を超えた世界を見るための地球上で最高の場所です。このような場所で宇宙を研究できることに私たちは深く感謝しています」とキュリー博士は述べています。


本研究成果は、英国の科学誌『ネイチャー・アストロノミー』に2022年4月4日付で掲載されました (Currie et al. “Images of embedded Jovian planet formation at a wide separation around AB Aurigae“)。

(注１) この惑星系では、別の惑星候補 PDS70c の存在も指摘されていますが、水素輝線でしか見えておらず、惑星自体からの直接の光は見えていないと考えられています。他の惑星系の若い惑星候補もありますが、惑星と円盤の一部との区別が難しく、確実に惑星といえるものはまだ見つかっていません。

(注２) 地上の望遠鏡は、地球大気の影響であたかも水中から外の景色を見るように天体の像がピンボケで揺らいで見えます。超補償光学系は、地球大気による天体像の乱れを極限的にリアルタイムで補正し、すばる望遠鏡をあたかも宇宙に置いたような、綺麗な天体像を実現します。検出器としては、CHARIS という撮像分光器と VAMPIRES という可視光偏光装置を用いました。

(注３) すばる望遠鏡による、AB Aur のまわりを取り巻く複雑な構造を持った原始惑星系円盤の詳細観測については、2011年2月17日のハワイ観測所プレスリリースをご覧ください。

(注４) 誤差を考慮すると、AB Aur b の質量は木星の約４倍〜９倍程度です。

すばる望遠鏡について 
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■関連リンク

• 国立天文台 2022年4月5日 プレスリリース
• すばる望遠鏡 2022年4月5日 プレスリリース
• 東京大学 2022年4月5日 プレスリリース
• 世界で最も鮮明な惑星誕生現場の画像 ～巨大惑星が描く円盤の模様を写す～ （2011年2月17日 ハワイ観測所 観測成果）
• すばるが写し出した、うずまき状の惑星誕生現場 (2004年4月18日 ハワイ観測所 観測成果)

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アストロバイオロジーセンターの研究者を中心とする国際チームは、すばる望遠鏡の近赤外線高分散分光器「IRD」を用いた惑星探索プロジェクト (IRD-SSP) のデータを利用して、低温度星 13 個の化学組成を明らかにしました。IRD-SSP は、「M 型矮星」とよばれる、太陽より軽く温度が低い恒星 (低温度星) の周りに惑星を探しています。本研究は、惑星発見に先立って M 型矮星自身の特徴を明らかにしたもので、IRD-SSP のデータを用いた初めての成果となります。

恒星の化学組成とは、星を構成する成分のうち鉄やナトリウム、マグネシウムといった各元素がそれぞれどれくらいの割合で存在するのかといった情報です。これは、その恒星の周りに存在するかもしれない惑星 (系外惑星) の形成材料にも反映されるため、今後系外惑星が発見された際に惑星の特徴を調べるために必要となります。また、その恒星が銀河系の進化の中でいつ生まれたかということの指標にもなる重要な情報です。そのため、太陽と同程度の温度の星 (F、G、K型星) の化学組成については可視光での分光観測による長い研究の歴史があります。一方、M 型矮星は可視光で見ると非常に暗いことと、温度が低いために分光データが複雑であることにより、従来の方法では化学組成を測定するのが困難でした。

そこで研究チームは、IRD-SSP で収集される近赤外線スペクトルを利用した独自の方法を開発し、初期サンプルとして 13 個の M 型矮星の化学組成 (具体的には水素に対する、ナトリウム、マグネシウム、カリウム、カルシウム、チタン、クロム、マンガン、鉄、ストロンチウムの存在量の比 (割合)) を測定しました。IRD は可視光よりも近赤外線で明るい M 型矮星の観測に最適化された装置です。さらに、世界最大級のすばる望遠鏡の大口径は特に暗い M 型矮星を調べることを可能としました。惑星探索のためには同じ M 型矮星を複数回、時期を変えて観測するため、それらのデータを合わせて利用することで１度きりの観測よりも高品質なデータが得られたことも有利な点です。

測定の結果、今回の 13 個の M 型矮星は太陽の近くの F、G、K 型星と似た化学組成を持つことがわかりました。また、ヨーロッパ宇宙機関のガイア衛星のデータを組み合わせることで銀河系内での動きを調べたところ、特に金属量が少ない M 型矮星ほど太陽とは異なる運動をしている傾向が示唆されました (図２)。この傾向は F、G、K 型星でも知られており、銀河系の化学進化を反映していると考えられます。今回のターゲットの中には「バーナード星」とよばれる有名な M 型矮星も含まれています。この星は銀河系内でも比較的古いタイプの恒星であることを示す複数の証拠が報告されていますが、本観測によって初めて得られた詳細な化学組成測定の結果もそれに矛盾しないものでした。

今回の成果は 13 個の M 型矮星の詳細な化学組成が明らかになったことにとどまらず、IRD による惑星探しが行われつつある約 100 個の M 型矮星の化学組成が、近いうちに測定可能であることを示したことに意義があります。太陽系の近くに存在する M 型矮星がどのような星たちなのか、初めて明らかになることが期待されます。また、今後 IRD が惑星を発見した際には、惑星材料の化学組成を提示することで、その惑星の特徴にもヒントを与えるでしょう。

本研究は米国の天文学専門誌『アストロノミカルジャーナル』に2022年1月18日付で掲載されました (Ishikawa et al. “Elemental Abundances of nearby M Dwarfs Based on High-resolution Near-infrared Spectra Obtained by the Subaru/IRD Survey: Proof of Concept“)。

すばる望遠鏡について 
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関連リンク：
すばる望遠鏡 2022年3月28日プレスリリース

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すばる望遠などを用いた多波長観測により、若い星系に飛来した天体が原始惑星系円盤を乱す様子が明らかにされました。星系への「侵入者」が原始惑星系円盤に作用する様子を包括的に調べた観測は本研究が初めてです。私たちの太陽系の歴史にも重要な示唆を与える成果です。

この天体飛来現象は、地球から約 3700 光年先の若い連星系「おおいぬ座Ｚ星」(Z CMa) で発見されました (図１)。すばる望遠鏡などによる赤外線の観測では、連星系を取り囲む原始惑星系円盤とその中で細長く伸びた尾のような構造が観測されています (ハワイ観測所 2016年観測成果)。アルマ望遠鏡により、この「尾」の先、連星からは約 5000 天文単位 (太陽-地球間距離の 5000 倍) の位置に、新たな天体が発見されました。

天体同士の遭遇が起こると、円盤の形態に渦や歪み、隙間など、フライバイの痕跡といえるような変化が起こります。今回、科学者たちは Z CMa の円盤を注意深く観察することで、フライバイによる複数の痕跡を特定しました。

これらの痕跡は、天体飛来を検証するのに役立っただけでなく、その「訪問」が Z CMa とその星系で生まれる惑星の未来に何を意味するかを考えるきっかけにもなりました。フライバイ現象は、Z CMa の周りに長い「尾」が作られたように、惑星誕生のゆりかごである原始惑星系円盤を劇的に変化させることができるのです。さらに中心星への影響も考えられます。Z CMa では円盤から突発的にガスが降り積もることによる中心星の爆発的な増光現象が知られていますが、これは飛来天体が円盤を乱したことにより促進されているのかもしれません。結果として、星系全体の発達にもまだ観測されていないような影響を与える可能性があります。

本研究を率いた Ruobing Dong 博士 (ビクトリア大学) は、銀河系全体の若い星系の進化と成長を研究することは、私たちの太陽系の起源をより理解するためにも役立つと指摘します。「このような事象を研究することで、私たちの太陽系がどのように発展してきたのか、過去の歴史を知ることができます。新しく形成された星系でこのような現象が起こるのを見ることで、「ああ、これは私たちの太陽系でずっと昔に起こったことかもしれない」と言うのに必要な情報を得ることができるのです」

「Z CMa は不思議な変光を示す天体として昔から注目されていましたが、このような姿をしているとは驚きでした」と語るのは共同研究者の田村元秀教授 (東京大学/自然科学研究機構アストロバイオロジーセンター) です。「すばる、ALMA、VLAという多波長でのシャープな観測と最新の理論研究が連携することで、生まれたばかりの星で起こった珍しい飛来現象を見事に捉えることができました」

詳細は、米国国立電波天文台 (NRAO) のプレスリリース記事 (英語) をご参照ください。


本研究成果は、Nature Astronomy (2022年1月13日付) に掲載されました (Ruobing Dong et al. “A likely flyby of binary protostar Z CMa caught in action“)。

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■関連リンク

• ALMA catches “intruder” redhanded in rarely detected stellar flyby event (NRAO 2022年 1月13日 プレスリリース)
• すばる望遠鏡　２０２２年１月１３日プレスリリース

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