[P-PS04] [EJ] アルマによる惑星科学の新展開

[PPS04-P02] ALMAの高分散分光観測による、原始惑星系円盤のH₂Oスノーラインの同定可能性

*野津 翔太¹、野村 英子²、本田 充彦³、廣田 朋也⁴、秋山 永治⁴、Walsh Catherine⁵、Millar T.J.⁶ (1.京都大学 大学院理学研究科 物理学・宇宙物理学専攻 宇宙物理学教室、2.東京⼯業⼤学 理学院 地球惑星科学系、3.久留⽶⼤学 医学部 物理学教室、4.国立天文台、5.School of Physics and Astronomy, University of Leeds, UK、6.Astrophysics Research Centre, School of Mathematics and Physics, Queen’s University Belfast, UK)

キーワード：H2O スノーライン、原始惑星系円盤、化学反応、高分散分光観測、分子輝線、惑星形成

原始惑星系円盤(以後、"円盤")において、中心星近傍では高温のためH₂Oはダスト表面から脱離し気体となるが、遠方では低温のためダスト表面に凍結する。この境界がH₂Oスノーラインであり、ダストの合体成長で惑星を作る際、H₂Oスノーラインの内側では地球型の岩石惑星が形成される。一方外側ではダストの総量が増加する。このため重力で周りのガスを大量に集める事が可能となり、木星型のガス惑星が形成される (Hayashi et al. 1981, 1985)。そのためH₂Oスノーラインを観測的に同定する事は、微惑星・惑星形成過程や、地球上の水の起源を考える上で重要である。

太陽質量程度の前主系列星(T Tauri星)周りの円盤の場合、円盤赤道面におけるH₂Oスノーラインは、中心星から数auの位置に存在する。しかし、撮像観測によってこの様な円盤のH₂Oスノーラインを検出する事は、空間分解能が足りない為に困難である。一方で円盤はほぼケプラー回転している為、円盤から放射される輝線はドップラーシフトを受け広がっている。この輝線のプロファイル形状の解析から、輝線放射領域の中⼼星からの距離の情報が得られる。

そこで本研究(Notsu et al. 2016, 2017)では、数値計算の結果に基づき、H₂O輝線プロファイルの観測から円盤内のH₂O分布、特にH₂Oスノーラインを同定する方法を提案する。具体的にはまず円盤の化学反応ネットワーク計算を行い、H₂Oの存在量とその分布を調べた。この際、中心星にT Tauri星 (T_star~4,000K, M_star~0.5M_sun) とHerbig Ae星 (T_star~10,000K, M_star~2.5M_sun) を考えた2つの円盤物理構造モデルを用いた。するとH₂Oスノーラインの内側の円盤赤道面付近だけでなく、円盤外側の上層部高温領域や光解離領域でもH₂Oガスの存在量が多い事が分かった。

またその計算結果を元に、円盤から放出されるH₂O輝線のプロファイルを多数の輝線について計算した。その結果、アインシュタインA係数(放射係数)が小さく(~10⁻⁶−10⁻³ s⁻¹)、エネルギーが比較的高い(~1000K) 輝線のプロファイルを高分散分光観測で調べる事で、H₂Oスノーラインを同定できる可能性がある事が分かった。そして、この様な特徴を持つH₂O輝線が、中間赤外線からサブミリ波までの幅広い波長帯に多数存在し、その強度は波長が短い程大きい事が分かった。更に、Herbig Ae円盤の方がT Tauri円盤に比べ中心星の温度が高くH₂Oスノーラインの位置が中心星から遠い事から、スノーラインを同定しうるH₂O輝線の強度が大きくなる事が分かった。

本発表ではこれらの解析結果を紹介した上で、今後のALMA観測でのH₂Oスノーラインの同定可能性について議論を行う。
また、最近新たにALMA band 5 領域のH₂O輝線の計算も行っており、その結果も併せて紹介する予定である。

参考文献：Notsu, S., et al. 2016, ApJ, 827, 113
　　　　　Notsu, S., et al. 2017, ApJ, 836, 118