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京都大学3.8m望遠鏡

サイエンスscience

  • 突発天体の解明
  • 第二の地球の直接撮像

    突発性天体の解明

     突発天体とは、急激に増光や減光を示すなどの激しい光度変化を、突発的に示す天体をいう。太陽など、いわゆる主系列星の光度は、長年に渡ってほぼ同じ明るさで光っている。(でないと、われわれは存在しなかっただろう。)換言すれば、恒星進化の時間は、人間の寿命より遙かに長い。人類の歴史において、宇宙は、多かれ少なかれ不変のものと認識されていたのである。しかしながら、数ヶ月から、速いもので数日、いや、数時間・数分で急激な光度変化を記録する特殊な天体も多々ある。そういった天体を総称として突発天体とよぶ。

     突発天体現象  変動時間  コメント
     ガンマ線バースト  数秒〜数十日  未だ起源は謎。残光観測が正体究明に重要。
     ブラックホール連星  数日〜数か月  ブラックホールを含む連星系。X線新星を含む。
     超新星  数日〜数か月  恒星の終末の大爆発。
     激変星  数秒〜数十日  白色矮星を含む連星系。新星、矮新星など。
     フレア星  数秒〜数日  太陽フレアと同様のフレア。巨大なものもある。
     原始星・Tタウリ星  数秒〜数日  主系列星になる前の星のフレア。

    ガンマ線バースト、超新星、新星、激変星、X線トランジェント(X線新星)など、代表的な突発天体現象(激変天体現象)の多くは高密度天体(白色矮星、中性子星、ブラックホール)に落ち込むガスが明るく光り、観測されるものである(下のイメージ参照)。こうして、突発天体現象の研究は、相対論的天体の天体物理的理解において大きな意義がある。それ以外にも強烈な個性を持つ天体が宇宙に数多く存在する。



    こうした突発天体は、激変星など19世紀から知られているものがある一方で、現在でも新種の天体(ハイパーノバ、超短時間型X線新星など)の発見が相次いでおり、今後も新種の現象の発見が期待される。これらは国内に適当な望遠鏡がなかったために、天体そのものの観測機会を失ってきた可能性が極めて大きい(下図参照)。特にガンマ線バーストの可視光対応天体のように、数時間といった極めて短い時間で変光(減光)する天体が発見されてきているが、海外も含めて既存の大型望遠鏡は新規天体の迅速な観測を必ずしも得意としない。逆に言えばこれらの短時間現象の即時対応を得意とする望遠鏡や観測装置が使えるようになれば、世界最先端の研究を進められると考えられる。突発天体検出を効率よく進めるネットワークと、機動性あるホームテレスコープの組み合わせが、明日の天文学を切り開くといえる。本計画による望遠鏡は、日本の経度付近における中口径望遠鏡の欠如を埋め、日本が夜の時間帯に発生する貴重な天体現象を捕まえること、また24時間連続観測ネットワークの形成等に活躍することが期待される。

    赤丸は日本周辺の口径3m以上の望遠鏡の位置
  • 第二の地球の直接撮像

    太陽系外惑星の姿

     太陽系の外にある太陽と同じ恒星を周回する惑星を太陽系外惑星と呼びます。1995年にペガスス座51番星の周りで太陽系外惑星が発見され、年間100を超えるペースで新たな惑星が報告されています。そして、2012年に惑星の数はついに1000を超えました。その惑星系の多くは、太陽系とは全く異なるものであり、実に多様性富んでいることが分かってきました。
     太陽系惑星は、太陽から近い順に、地球のような岩石惑星、木星のようなガスでできた巨大ガス惑星、天王星のような氷でできた氷巨大惑星が並んでおり、8つの惑星はほぼ円軌道を描いています。一方の太陽系外の惑星系には、巨大ガス惑星が恒星のすぐ傍を数日で周回する「灼熱の巨大ガス惑星」や、楕円軌道で周回する「エキセントリックプラネット」など、太陽系惑星からは全く異なるものでした。また、その惑星の重さも地球から木星の10倍以上の重さまで連続的に分布していることが分かりました。

    惑星の発見方法:間接法と直接法

     惑星の発見方法は、大きく分けて、惑星の影響を捉えて間接的に検出する「間接法」と惑星からの光を捉える「直接法」があります。
     間接法には、惑星の重力による恒星のふらつきを視線方向の速度変化として捉える「視線速度法(ドップラー法)」や、恒星の前面を惑星が通過することによる恒星の減光を捉える「食(トランジット)法」があります。これまでに発見された惑星は、前者のドップラー法やトランジット法によるものです。
     一方の直接法は、後述のように間接法に比べて技術的に困難であるため、いまだ確実な検出には至っていませんが、2008年に若い恒星(HR8799)の周りで3つの巨大ガス惑星候補が発見されました。この成功に続いて、現在までに10の候補が報告されています。図1は、すばる望遠鏡で発見された日本初の惑星候補天体の画像です。


    図1. GJ504の周りで発見された惑星候補。

     惑星は重さで定義されます。その上限は木星の重さの13倍で、それより重くなると、中心部で核融合反応が起こり、自らエネルギーを生成する褐色矮星と呼ばれる天体になります。これまでに直接法で発見された天体は、その明るさからモデルを介して惑星の重さを推定するためにその不定性は大きく、モデルによって褐色矮星に分類されるためにいまだ候補のままです。これらの惑星候補が真の惑星であることを確認するには、惑星の重さを計測できる間接法で 惑星候補を追観測する必要があります。しかし、図2に示すように、直接法は10AU以遠を探査できるのに対して、間接法は10AU以内の惑星しか発見できないので、追観測は困難です。そこで、直接法の次のステップは、10AU以内にある重さの分かっている「真」の惑星からの光を捉えることです。


    図2. これまでに発見された惑星(候補)の分布。青、赤、橙で塗りつぶされた領域が各検出法の検出範囲。

    直接法の科学的意義

     そもそも、直接法が必要な理由は何なのでしょうか?なぜ、間接法だけでは不十分なのでしょうか?間接法は、惑星が周囲に与える影響から間接的に惑星の存在を確認するもので、惑星の重さ・大きさ・軌道を調べることができますが、惑星の光を捉えることができません。惑星の光には、惑星大気に含まれる分子の吸収や惑星表層(陸、海、森など)の色の情報が含まれています。
     例えば、天王星や海王星が青いのは、大気中に含まれるメタンという分子が赤い光を選択的に吸収するからです。また、地球の光を分析すれば、酸素発生型の光合成生物が長年蓄積した豊富な酸素分子による吸収が見られます。このように惑星大気の組成を調べることによって、惑星の環境だけでなく、生命の残す痕跡(バイオマーカー)まで明らかにすることができます。
     直接法による惑星探査は、太陽系外で生命の有無を調べることができるので、天文学や惑星科学という学問の枠を超えて、「地球生命は唯一無二の存在なのか、あるいは普遍的な存在なのか」という古代ギリシャから抱いてきた人類の問いに答えることができるかもしれません。

    京大3.8m望遠鏡で狙う惑星

     京大3.8m望遠鏡に搭載する惑星探査装置は、恒星の1から5AUまでの巨大ガス惑星が検出できる高いコントラストを実現し、世界で初めて間接法で発見された惑星の追観測を行ないます。しかし、そのためには惑星からの光を直接捉えるには工夫が必要です。惑星の直接観測は、図3に示すように、灯台(恒星)の周りを飛ぶほたる(惑星)に例えられます。遠くにあるほたるの光を捉えるにはどうすればよいでしょうか?まず、暗いほたるの光を捉えるための「高い集光力(感度)」が必要です。また、遠くから見ると、灯台とほたるは重なって見えるので、灯台とほたるを空間的に分解できる「高い解像力」が必要です。最後に、ほたるに比べて眩しすぎる灯台の光だけを打ち消すための「高いコントラスト」が必要です。例えば、太陽系を33光年離れたところから観察すると、その明るさは基準となるベガ(0等星)に比べて1兆倍暗く、太陽と地球の角度距離は1度の4万分の1、太陽と地球の明るさの比は100億倍にもなるため、このような天文学的数字を達成できる観測装置が必要となります。
     すばる望遠鏡を始めとした現状の惑星探査装置では、恒星のすぐ傍で高いコントラストを実現することができないため、恒星から10AU以遠での惑星探査に限定されています。そこで、次のステップは、恒星のすぐ傍で高いコントラストを実現し、図1に示すように1から10AUの惑星の光を直接捉えることです。このように内側の惑星に迫ることができれば、ドップラー法などの間接法で発見された、重さの分かっている惑星の追観測ができるので、惑星の力学的性質と化学的性質の両方に迫ることが可能になります。

    図3. 遠くから眺めた灯台とほたるの想像図。左は灯台が灯った時、右は灯台の灯りが消えている時。

    京大3.8m望遠鏡計画


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