Beta Pictorisとそのディスクの科学的に正確なモデル。拡大するにはクリックしてください
生まれたばかりの星を取り巻くガスと塵の円盤は、原始惑星系円盤として知られています。惑星が最終的に形成される地域であると考えられています。これらの円盤は、星が成熟するにつれて消えますが、一部の星は、デブリ円盤と呼ばれるそれらの周りの物質の雲とともに見ることができます。これらの中で最も有名なものの1つは、わずか60光年離れた場所にあるベータピクトリスを囲むディスクです。
惑星は、新しく生まれた星を取り巻くガスと塵の円盤で形成されます。このようなディスクは原始惑星系ディスクと呼ばれます。これらの円盤内の塵は、地球のような岩の惑星と土星のような巨大なガス惑星の内部コアになります。このダストは、生命の基礎を形成する要素の宝庫でもあります。
原始惑星系円盤は、星が成熟するにつれて姿を消しますが、多くの星には、いわゆるデブリ円盤があります。天文学者は、小惑星や彗星などの天体が原始惑星系円盤から生まれると、それらの間の衝突によって二次ダスト盤が生成されると仮定しています。
このようなダストディスクの最もよく知られている例は、「絵の具のイーゼル」を意味する、星座のピクトールで2番目に明るい星を囲むものです。 Beta PictorisまたはBeta Picとして知られているこの星は、太陽に非常に近接しており、わずか60光年離れているため、非常に詳細に研究することが簡単です。
Beta Picは太陽の2倍の明るさですが、ディスクからの光はかなり暗くなっています。天文学者のスミスとテリルは、コロナグラフィーと呼ばれる技術を使用して星自体からの光を遮断することにより、1984年にこのかすかな光を最初に検出しました。それ以来、多くの天文学者は、惑星の誕生場所、したがって生命を詳細に理解するために、これまでより優れた機器と地上および宇宙ベースの望遠鏡を使用してベータピックディスクを観察してきました。
日本の国立天文台、名古屋大学、北海道大学の天文学者のチームが初めていくつかの技術を組み合わせて、これまでよりも優れた解像度とコントラストを備えたベータピックディスクの赤外線偏光画像を取得しました。大口径望遠鏡（大きな8.2メートルの主鏡を備えたスバル望遠鏡）、補償光学技術、および異なる偏光で光の画像を取得できるコロナグラフィックイメージャー（スバルの補償光学付きコロナグラフィックイメージャー、CIAO）。
大口径望遠鏡、特にSubaruの優れたイメージング品質により、微弱な光を高解像度で見ることができます。アダプティブオプティックステクノロジーは、地球の大気が歪む光への影響を低減し、より高解像度の観測を可能にします。コロナグラフィーは、星などの明るいオブジェクトからの光を遮断して、星の周りの惑星や塵など、その近くにある暗いオブジェクトを確認する技術です。偏光を観察することにより、反射光を元の光源から直接来る光と区別できます。偏光には、光を反射するダストのサイズ、形状、配置に関する情報も含まれています。
このテクノロジーの組み合わせにより、チームは5分の1秒の解像度で波長2マイクロメートルの赤外線のベータピックを観察することに成功しました。この解像度は、1マイル離れたところから1粒の米を、1キロ離れたところからマスタードシードを見ることができることに相当します。この解像度を達成することは、約1.5秒角の解像度しかなかった1990年代からの同等の以前の偏光測定に比べて大幅な改善を表しています。
新しい結果は、ベータピックのディスクに惑星、小惑星、または彗星のようなオブジェクトが含まれており、衝突して星の光を反射する塵を生成することを強く示唆しています。
ディスクから反射された光の偏光は、組成、サイズ、分布などのディスクの物理的特性を明らかにすることができます。 2マイクロメートルの波長の光すべての画像は、ディスクの長くて薄い構造をほぼ端に見ています。光の偏光は、2つのマイクロメータ光の10％が偏光されていることを示しています。偏光のパターンは、光が中心の星から生じた光の反射であることを示しています。
中心からの距離に応じてディスクの明るさがどのように変化するかを分析すると、小さな振動で徐々に明るさが減少することがわかります。明るさのわずかな振動は、ディスクの密度の変化に対応しています。最も可能性の高い説明は、密度の高い領域は、惑星が衝突している場所に対応するということです。以前の観測で、SubaruのCOOLED中赤外カメラと分光器（COMICS）やその他の機器を使用して、同様の構造が星の近くに見られました。
星からの距離とともに偏光の量がどのように変化するかについての同様の分析は、100天文単位（天文単位は地球と太陽の間の距離）の距離で偏光の減少を示しています。これは、明るさも減少する場所に対応しており、星からのこの距離では、微惑星が少ないことを示唆しています。
チームは新旧両方の観察結果を説明できるベータピックディスクのモデルを調査したところ、ベータピックのディスク内のダストは、典型的な星間ダストの粒子よりも10倍以上大きいことがわかりました。 Beta Picsダストディスクは、マイクロメートルサイズのほこりと氷のほんの小さな塊でできており、細菌サイズのほこりバニーのようなものです。
一緒に、これらの結果は、ベータピックを取り巻く円盤が惑星の形成と衝突によって生成されているという非常に強力な証拠を提供します。この新しい情報の詳細レベルは、惑星が形成および発達する環境の理解を強固にします。
チームを率いる田村元秀氏は、「大型望遠鏡で偏光を観測することで惑星の誕生場所を研究できた人はほとんどいない。私たちの結果は、これが非常にやりがいのあるアプローチであることを示しています。私たちは研究を他のディスクに拡張して、ダストがどのように惑星に変化するかを包括的に把握することを計画しています。」
これらの結果は、Astrophysical Journalの2006年4月20日版に掲載されました。
チームメンバー：田村基秀、須藤博、阿部龍（国立天文台）、深川美里（名古屋大学、カリフォルニア工科大学）、木村博、山本哲夫（北海道大学）
この研究は、文部科学省から「太陽系外惑星科学の発展」の重点分野に関する科学研究費補助金を通じて支援を受けました。
出典：国立天文台ニュースリリース
