最近の研究成果

星(太陽をはじめとする恒星)は分子雲コアと呼ばれる星の卵が重力によって収縮することで誕生します。分子雲コアには磁力が働いており、星が誕生する過程で磁束として分子雲コアのガスとともに星に持ち込まれます。しかし磁束を全て持ち込んでしまうと超強力な磁力を持つ星になってしまい観測事実と合いません。 磁束を捨て去る仕組みがどのようになっているのかは研究者の間で4０年以上にわたり議論されており磁束問題とよばれています。従来は磁気拡散という効果によって星の周りの円盤から磁束のみがじわじわとしみだすように抜けていくと考えられていました。
九州大学大学院理学研究院地球惑星科学部門 学術研究員/特任助教 徳田一起らの研究チームは地球から約450光年と星の誕生現場としては最も近いおうし座分子雲にある、MC 27という分子雲コアに潜む原始星(赤ちゃん星)をアルマ望遠鏡で観測しました。その結果、赤ちゃん星を取り巻く円盤から数天文単位の大きさを持つ「棘(とげ)」のようなものが世界で初めて見つかりました。これは当初予想していなかったものです。研究チームは理論研究との比較から、「交換型不安定性」という現象に着目しました。この現象では、円盤の縁に磁力が集中した際に重力中心の原始星から外側に向かう浮力が働き、突発的な爆発現象のようにして短時間で磁束が放出されます。この磁束の輸送機構は、これまで考えられていたものとは全く異なるものです。短いタイミングで一気に磁力を外に追いやることから、ほこりやウイルスを空気とともに一気に押し出す人間の「くしゃみ」にも似ています。この不安定性が起こった瞬間に磁束が円盤の外側に飛び出してガスの空洞が作られます。「棘(とげ)」は、空洞の周りのリング状のガスのうちの濃い部分が観測されたものだと考えられ、磁束が飛び出す現場を捉えたものと解釈できます。また、過去に観測されていた原始星から数1000天文単位に渡るより大きい弓状のガスがこの棘と同様の特徴や空洞のように見えることから、複数回「くしゃみ」をして磁束が円盤からはきだされた可能性も同時に浮かび上がりました。このMC 27で見つかっていたような弓状ガス雲と似たような特徴は、いろんな星の赤ちゃんで頻繁に見つかりつつあります。このくしゃみをする条件を詳しく調べることにより、赤ちゃん星自身の成長過程やその周りにある惑星の起源物質の理解が急速に進むと期待されます。

誕生した若い星 (原始星)の周囲には、ダストと分子ガスから構成される原始惑星系円盤が付随しており、さらにその周りには、エンベロープと呼ばれる高密度な分子ガスの塊が存在しています。一部は円盤を介して原始星へと質量降着し、残りは原始星アウトフローによって放出されます。アルマ望遠鏡の観測によって、質量降着が終わった段階 (Class II段階)の原始惑星系円盤では、サブストラクチャーと呼ばれる非一様で特徴的な構造が普遍的に存在していることが明らかになりました。さらに、へびつかい座星形成領域に位置する降着段階 (Class I段階)の原始星WL 17周りにリング構造の円盤があるという珍しい例が報告されていますが、円盤から原始星アウトフローが駆動しているのか分かっていませんでした。そこで、本研究では、アルマ望遠鏡の観測データを用いて、WL 17周りに付随する円盤のより詳細な情報を調べました。その結果、リング・ギャップ構造の原始惑星系円盤とギャップ内に内側円盤があることを明らかにしました。また、一酸化炭素の解析によって円盤から駆動する原始星アウトフローを確認しました。その速度や広がりから、1万年以内に急速なサブストラクチャー形成が起こっていることが分かりました。

⾚ちゃん星（原始星）は、宇宙空間のガスと塵が豊富にある領域である分⼦雲コアの中で⽣まれます。原始星の周りには分⼦ガスが噴き出している様⼦（分⼦流）が観測されます。この分⼦流は、原始星のサイズの 100万倍以上の⼤きさにも広がることがあり、原始星よりも観測しやすいために原始星誕⽣を捉える指標となります。また多くの原始星は、集団で⽣まれることが知られています。しかしこの原始星の集団（星団形成領域）は、太陽から⽐較的遠くに位置しているため、密集して分布する原始星を区別して調査する為には⾮常に⾼い視⼒の望遠鏡で観測する必要がありました。 本研究では、若い星から噴き出す巨⼤分⼦流が同じ星団形成領域内の若い星周辺の⾼密度ガスと激しく衝突している様⼦を捉えることに成功しました。衝突によって星団形成領域のガスや塵は激しく揺さぶられ、そこでの星の形成に影響を与えている可能性があります。

星は星間分子雲内で密度が高い分子雲コアと呼ばれる領域が自己重力によって収縮することで形成されます。様々な質量の星が形成段階でどのように質量を獲得するのかを考えることは、星形成過程を理解する上で非常に重要です。近年の観測では、分子雲コアの周囲にガスが豊富に存在する星形成領域において、周囲のガスが分子雲コアに質量を供給していることが確認されています。またオリオン大星雲領域での分子雲コア観測ではIMF(星の初期質量関数)とCMF(コアの質量関数)の関数の形状と最大値をとる質量がよく一致することが示されています。これらの観測結果では、分子雲コアが星に進化すると同時に分子雲コア自体も周囲のガスを獲得しながら時間進化することを示唆されています。 そのため分子雲コア周囲の環境の違いが分子雲コアから星への進化にどのように影響を及ぼすのかは理論的に詳しく調べる必要があります。 そこで本研究では磁気流体シミュレーションコードを用いて星形成過程でのガス雲コアの質量増大に関する数値計算を行いました。特に分子雲コアと同程度、もしくはより大きな質量の星ができることを再現するため、分子雲コアの初期密度分布と重力圏の大きさをパラメータとして質量降着率の変化を調べました。その結果、分子雲コアの周辺密度が比較的高い場合に高い質量降着率が維持されることが分かりました。さらにそのような場合の質量降着率は、時間が経つにつれBondi降着率に漸近しすることが示唆されました。これらは近年の分子雲コア観測を説明する重要な手がかりとなるかもしれません。

太陽系形成最初期に存在した原始太陽系円盤は、惑星材料物質の誕生・進化の場であり、その温度や圧力などの物理化学条件は太陽系天体の進化を左右します。しかし、これまでその条件は隕石の分析や理論研究結果からではほとんどわかっていませんでした。この研究では、隕石中に見つかる太陽系で最も古い火成 (溶融を経験した) 難揮発性包有物 "CAI" の酸素同位体組成に注目して、実験室に作り出した太陽系円盤を模した低圧環境での模擬CAIメルトの酸素同位体交換実験をおこない、CAIのメルトと低圧ガスとの酸素同位体交換速度を初めて決定しました。天然火成CAIの酸素同位体組成分布と本研究の化学反応速度データを組み合わせたところ、火成CAIが1400°C程度の温度において円盤全圧100 Pa以上の環境下で2–3日加熱されたことがわかり、さらにCAIメルトの冷却速度が~0.1–0.5 K/h 程度であると推定できました。CAIの酸素同位体組成を実験データから定量的に解釈した初めての研究となります。

「はやぶさ2初期分析チーム」のうちの「揮発性成分分析チーム」は、小惑星探査機「はやぶさ2」が地球に持ち帰ったサンプルコンテナ内のガス成分の質量分析およびガス採取を行いました。カプセル回収から 30 時間後に、オーストラリア現地でガス採取・分析装置(GAEA)を 用いてコンテナ内のガス成分の抽出・採取・質量分析を行いました。その後、採取したガスを国内外の研究機関に配布し、ガス成分の精密な同位体分析を行いました。その結果、コンテナガスは太陽風と地球大気の混合であることが判明しました。コンテナ内のヘリウム量から計算したところ、リュウグウ試料の表面 が剥離した際に遊離した太陽風がコンテナガスとして含まれている可能性が最も高いことがわかりました。 近地球軌道小惑星からガス成分を気体のまま地球に持ち帰ったのは、「はやぶさ2」ミッションが世界で初めてです。

「はやぶさ2初期分析チーム」のうちの「揮発性成分分析チーム」は、小惑星探査機「はやぶさ2」が地球に持ち帰った近地球軌道小惑星リュウグウの表層および地下物質試料の希ガスと窒素の同位体組成を測定しました。リュウグウには太陽系形成時の希ガスがふくまれており、その量はこれまで報告されているどの隕石よりも多いことがわかりました。窒素同位体組成は試料ごとに異なっており、多様な窒素含有物質が今もリュウグウ試料には保存されていることがわかりました。太陽系形成時の始原的ガス以外にも、銀河宇宙線によって生成された希ガスと太陽風起源の 2 種類の希ガスも含まれていました。多くのリュウグウ試料に含まれる太陽風起源ガスは僅かな量でした。第 1 回タッチダウン回収試料を 10 個、第 2 回タッチダウン回収試料を 6 個分析しましたが、多くの試料は太陽風希ガスをあまり含んでおらず、2 試料だけが現在の軌道でそれぞれ 3500 年間、250 年間の照射に相当する太 陽風を含んでいました。太陽風は天体の最表層の物質にしか打ち込まれないため、これらの試料は天体 最表層にそれぞれ 3500 年間、250 年間、存在していたことを意味しています。第 2 回タッチダウン試料は人工クレーター付近から回収しており、地下物質を含んでいると期待されています。第 2 回タッチダウン試料には太陽風希ガスがあまり含まれていないことから、深さ 1-2m 程度の地下物質はあまり撹拌されていないことがわかりました。また、銀河宇宙線起源ネオン量から、リュウグウ試料の銀河宇宙線照射期間は約 500 万年であることがわかりました。リュウグウ表面のクレーターには、近地球軌道での衝突で作られたと仮定して計算される年代(200 万年から 800 万年)と、小惑星帯での頻繁な衝突で作られたと仮定して計算される年代(10 万年から 30 万年)が提案されてきました。希ガス分析の結果から得られた銀河 宇宙線照射期間は前者の年代に一致しており、リュウグウは約 500 万年前に小惑星軌道から、天体表層への隕石衝突が少ない近地球軌道に移動したと考えられます。また、リュウグウ試料を真空装置内で 100°Cに加熱した際、100 万年の照射期間に相当する銀河宇宙線起源のガスが検出されました。このことは、過去 100 万年間はリュウグウ表層物質が 100°C以上の高温を経験していないことを意味します。リュウグウ表層の中緯度域には可視分光で赤く見える物質が見つ かっています。赤い物質はリュウグウが太陽に一時期近づいたために強い加熱を受けたためにできたという可能性がこれまでの研究で示唆されています。もし、赤化の原因が太陽近傍での加熱であるなら、それは 100 万年以上前の出来事であったことになります。

小惑星探査機「はやぶさ 2」が持ち帰った小惑星リュウグウのサンプルはミッションの成功基準 0.1 グラムを大きく上回る、およそ 5 グラムでした。東京大学大学院理学系研究科の橘教授ら「はやぶさ 2」サンプラーチーム、宇宙科学研究所地球外物質分析 グループを中心とする研究グループは、2020 年 12 月にサンプルが収納されていたコンテナ (サンプル収納コンテナ)を開封する直前に、コンテナの蓋とコンテナ本体の間の隙間に発見された黒色の 2 粒子の組織観察や構成鉱物の元素分析をおこない、これらの粒子が小 惑星リュウグウ由来であることを明らかにしました。地上ですでに発見されているリュウグウに類似した隕石ではないことも確認されました。これらの粒子は「はやぶさ 2」がサンプル収納コンテナを密封する前に、宇宙空間で外に飛び出し、コンテナ蓋とコンテナ本体の間に挟まれたまま、地上に帰還した粒子であると考えられます。これらの粒子の存在は、コンテナの密封性能に影響を与える可能性もあり、今後のサンプルリターンミッションにおけるサンプル収納機構の設計にも活かすことのできる新しい知見です。

太陽の10倍以上の質量を持つ双子の星（大質量連星）の多くは、連星間距離が太陽-地球間の距離（ 1au） を下回るような近接した系であることが観測から明らかになっています。大質量近接連星は重力波観測で見つかっている連星ブラックホールの起源天体となりうるため重要ですが、その詳しい形成メカニズムはよくわかっていません。磁気制動と呼ばれる現象は連星間距離を短くする主要な機構として考えられており、先行研究では磁気流体シミュレーションや準解析的な手法を用いて磁気制動を考慮した連星間距離の進化が調べられていました。しかし、シミュレーションでは計算コストの問題から長時間の進化が追えない一方、準解析的な手法では磁気制動の効果を正しく見積もることが出来ないという問題があります。そこで、本研究では磁気流体シミュレーションと解析モデルを組み合わせた新しい手法を用いて、長期間に渡って磁気制動の効果が連星間距離に与える影響を調べました。シミュレーションの初期条件を変えたいくつかの計算を行なった結果、ある程度磁場が傾いたモデルなどでは数十auまで近接した連星系が形成されることがわかりました。

ヘリウムよりも重たい元素のことを天文学では”重元素”と呼びます。宇宙が誕生した頃は恒星の中で ⻑時間かけて起こる元素合成が進んでいないため、軽い元素が支配的でした。このように現在の宇宙と大きく異なる環境では、どのように星が誕生するかは明確にはわかっていませんでした。 本研究では太陽系よりも重元素量が少なく、約 100 億年前の宇宙の環境を残した場所からの産声を初めて発見したことにより、宇宙の進化の歴史において星が誕生するメカニズムが共通していることを示す結果が得られました。九州大学大学院理学研究院の徳田一起 学術研究員/特任助教 (兼・国立天文台アルマプロジェクト特任助教)及び大阪公立大学大学院理学研究科の大⻄利和 教授をはじめとする国際共同研究チームはアルマ望遠鏡を使って、地球から 19 万光年離れた小マゼラン雲に存在する Y246 という原始星(幼年期の星) を観測しました。その結果、時速 54000km 以上の速さで運動する分子のガス流が存在していることを突き止めました。これは星の産声に対応する双極分子流という現象です。天の川銀河を初めとする現在の宇宙の原始星は、分子雲コアと呼ばれる星の卵から誕生しますが、この分子流を通して余分な回転の勢いを捨てることにより収縮して大人の星へ成⻑します。これと同様な現象が重元素量の少ない小マゼラン雲で見られたということは、星の誕生する過程が 100 億年の歴史の中で共通していたということを示す大きな証拠となります。 双極分子流は原始星近傍のガス円盤から噴出すると考えられているため、今回の発見は、遥か昔の宇宙環境におけるガス円盤の形成やその円盤中での惑星系の誕生について、新たな視点からの調査を進める第一歩となるかもしれません。

九州大学の徳田一起特任助教(当時:大阪府立大学 客員研究員 兼・国立天文台 特任研究員)と名古屋大学の立原研悟准教授らの研究チームは、アルマ望遠鏡を用いて、おうし座方向にある「星の卵」ともいうべき高密度ガス雲（分子雲コア）32個の観測を行いました。この観測から、分子雲コアが自身の重力によって収縮し、星へと急成長する様子を明らかにすることができました。さらに、電波が検出された分子雲コアのうち1つに、「星のヒナ」である原始星に特有のガス流が潜んでいることも発見しました。ガス流の規模から推定するこの原始星の年齢はわずか数千年であり、誕生後まもない原始星を発見した可能性があります。「星の卵」から「星のヒナ」が生まれるまでにかかる時間はおよそ10万年と考えられ、今回の「星の卵の国勢調査」によって、分子雲コアが自らの重力によって収縮し星の誕生に至るまでの進化過程を描き出すことに成功しました。