SCIENCE

(2) 星形成初期段階とそれに伴う惑星系形成の多様性および普遍性の解明

 

2.1. 背景

​

星は、銀河宇宙の基本的な構成要素です。赤方偏移〜1,100の時代に宇宙を満たす水素ガスはほとんど中性化しますが、それらが再び電離された現象が宇宙の再電離です。再電離が起こるためには、大量の電離光子が必要です。その供給源は何でしょうか？　電離光子は銀河、つまり星の大集団や活動銀河中心核などの天体から放射されたと考えられています。つまり、星は宇宙のなかで「どうのように形成されたのか」という受け身の視点だけでなく、星は初期宇宙そのものを変えたという視点も重要でしょう。星はその中心核において、炭素より重い元素を合成し、その死において鉄(Fe)以上に重い元素も合成し、外層大気を星間空間へ還元します。このため宇宙の物質進化史において、星は主役を担っています。

​

「私たちはどこから来たのであろうか？」という根源的な問いがおそらく端緒となり、人類は太陽系を探究の出発点にし、惑星系の形成は星の誕生と深く結びついていることを知りました。1980年代以降のミリ波電波天文学と赤外線天文学の急速な発展は、「京都モデル」に代表されるような太陽系形成理論の観測による実証を進め、星と惑星の誕生のあらすじは明らかになってきました。同時に、後述するように、現代天文学の様々な未解明問題と深く結びついていることもわかってきました[31]。つまり、観測的研究により星誕生の多様性が見えてきたのです。一方、理論研究はそれらを整合的に説明することに至っていませんが、3つのパラダイムに絞られてきました。

​

1つは、連鎖的星形成パラダイムで1970年代に提唱されました。進化段階の異なる星が空間的に連続して分布していることに基づき、膨張する電離水素領域によってガスが圧縮され、そのなかで次世代の星が生まれるというシナリオです。2つ目は、分子雲衝突による活発な星形成が起こるというパラダイムです。大質量の星が生まれるためには、高密度で大質量の分子ガスを必要とします（初期条件）。しかし、高密度大質量ガスがどのように形成されたが大問題で、分子雲衝突はこの問題を一挙に解決します。このため大質量星を含む、星団形成にはガスの衝突が密接に関わると考えられています。2つ目は、星形成のフィラメント・パラダイムと呼ばれるもので、これは太陽系近傍のすべての星は、フィラメント状（円柱状）分子雲と呼ばれる構造の分裂と分裂素片（分子雲コアと呼ばれます）から誕生したというものです。このシナリオであれば、星が誕生したときの質量頻度分布（初期質量関数と呼ばれます）を含め、観測事実をたいへんよく説明します。

​

これらのパラダイムの優位性・説得力は、比較する観測結果によって変わり、どれが正解かを判断するのは難しい状況です。そのため、国内では、3つの主要なパラダイムは星形成の条件の違いを反映しているのにすぎず、多様な星形成現象において最も支配的な物理過程により、観測をうまく説明するパラダイムが決まるのではないかと考えられ始めています。それぞれのパラダイム確立において、主要な役割を担って来た日本の研究者によって、次の統合されたパラダイムに向けての創造的な議論が始まっています。基礎物理学にもとづき宇宙の進化を理解するためには、銀河進化の重要な要素である星形成理解をより深め、その統一的な描像の獲得が望まれます。 

 

2.2. 全体計画

​

LSTは、単一鏡としての高い空間分解能と感度で銀河系のほぼ全域に対して, 星の材料となる分子雲全体を星形成の基本単位とされる分子雲コアのスケールまで空間分解できます。従来の地上観測の致命的な弱点は、得られる空間情報に制限があったことです(例えば、望遠鏡時間の制限から主要な分子雲の明るい領域だけしか観測が終わらないなど)。LSTは、分子雲から分子雲コアまでの空間情報を隈なく得ることができます。既存のALMAと組み合わせることで、さらに原始星、原始惑星系円盤までほぼ切れ目なく空間情報を取得可能になります。ハーシェル衛星による広域観測から、フィラメント・パラダイムが生まれました。LSTは、分子雲の分子雲コアまでの物理的・化学的構造についての観測的な普遍性・多様性を明らかにします。これらは、星形成の統一的パラダイム向けた決め手となることでしょう。

​

アタカマ高地から観測できる天域をLSTで広く観測することにより、分子雲は銀河のどこでどれほど形成され、星をつくっているのか(高密度ガス比の分布や銀河系外縁部の星形成など)を知り、分子雲の寿命を明らかにします。すべての分子雲について詳細構造を含めた速度差もただちに求められますから、天の川銀河における分子雲衝突の全貌が明らかになります。分子雲コアから星の形成に至る重力崩壊プロセスの初期条件を網羅的に解明することによって、どれほどの質量の分子雲コアがどれほどの頻度で生まれるのか（分子雲コアの質量関数）が明らかになります。これに付随する重要な挑戦が、分子雲コアの角運動量分布の完全理解です。星に限らず、すべての天体は回転しています。つまり、角運動量をもっています。その起源は、材料となった分子雲の速度構造のゆらぎにあると日本の大学院生が最近、理論研究から示しました。速度構造のゆらぎによって、分子雲コアの場所々々にかかるトルクは異なりますので、その差が分子雲コアの回転を生じさせるというわけです。ゆらぎが生じたり、強まったり、弱まったりする原因は、乱流と磁場です。LSTは、希薄な分子ガスから密度の高いガスまでの速度場と磁場を描き出しますので、天体の回転の起源という、根源的な問題に取り組むことができるようになります。

​

星の初期質量関数と分子雲コアの質量関数の関係が明らかになれば、「星を生む母体ガスのうち、結局何%が星になるのか？」（星形成効率）に決着がつきます。この数値は現時点では数％とは考えられていますが、それを決める物理に磁場や乱流が深く関わっており、その初期条件はフィラメントの力学状態が与えます。星形成効率の問題が片付けば、ガスの散逸時間が求めるひとつの情報のピースが埋まります。第2パラダイムの分子雲衝突とは、現在では、より広くガス流の衝突と捉えられています。そのなかには、フィラメント同士の衝突も含まれます。いずれのメカニズムにせよ、大質量高密度ガスが形成され、大質量星を含む星団形成にモードが変わったとき、その分子雲では死へのカウントダウンが始まります。なぜならば、大質量の若い星は質量降着が続いているさなかに中心で核融合反応が開始され、強力は紫外線源となり、いったん大質量星が誕生してしまうと、わずか数100万年で分子雲は破壊（分子雲の散逸）されます。この破壊に要する時間が「分子雲の散逸時間」で、大質量星の形成までにかかる時間と散逸時間を足せば、分子雲の寿命の目安が得られ、1000万年の桁です。一方、銀河分野の研究者が「ガスの枯渇時間」と呼ぶ量がありますが、これはガスの総量を星形成率でわったものです（星形成率とは、単位時間に生まれる星の数を星の質量で表現したもの）。桁1000万年の分子雲寿命を星形成効率（上述の数％）で割り算すれば、おおよそ10億年(1 Gyrs)となります。これがケニカット・シュミット則の本質です。LSTでは、ケニカット·シュミット則を分子雲コアというミクロスケールでの広域観測にもとづき素過程から説明し、近傍宇宙における星形成の理解を目指します。星形成研究の知見を銀河研究に適用する場合、扱う現象の時間スケールに注意しなければいけません。分子雲など、宇宙の構造形成に関わる情報は、音速かその数倍で伝わります。例えば、銀河進化を10億年 (1 Gyrs) の時間ステップで考えたいとしましょう。10億年と星間物質中の音速の積は100 pcの桁です。つまり、銀河系内において100 pcスケールで得た知見であれば、銀河研究にフィードバックしてよいでしょう。100 pcスケールにもおよぶ広域観測は、LSTがまさに得意とするものです。

 

上の議論でおわかりいただけると思いますが、銀河系内の分子雲を対象とする研究からあらすじが組み立てられ、銀河研究にフィードバックされようとしています。そのためには、観測による検証に耐えた理論を統合し、3つのパラダイムの統一が欠かせません。しかしながら、宇宙における物質進化を辿るためには、まだまだ足りないピースが3つあります。以下では、LSTの登場が強く期待されている2つのサイエンスケースについて、もっと具体的に見てゆくことにしましょう。

​

 それらは星間化学と磁場になりますが、2.3.と2.4.でお話しましょう。また、深く関わるテーマとして2.5.「超新星残骸に付随する分子雲の広域観測に基づく宇宙線研究」および2.6.「太陽系惑星大気の研究」も紹介いたします。

​ 

2.3.「星生成初期段階の物理的および化学的多様性と普遍性の研究」

 

138億年にわたる宇宙進化の結果、銀河系では多様な星・惑星系が誕生し、生命を育んだ地球を生み出すに至りました。LSTは、この星や惑星系での進化の理解に不可欠な分子雲・分子雲コアでの化学的多様性の解明を目指します。個々の天体がおかれている環境による差異を除けば、化学進化には3つの基礎プロセスがあることが1990年代以降の星間化学研究の急速な発展からわかっています。それらは、炭素原子からCO分子への変換、星間ダストへの分子の吸着、そして星間ダストから気相への蒸発です。化学の知見を利用することで、分子雲の形成と進化や、そこで起こる星や惑星系の形成プロセスについて、密度や温度などの物理的指標とは異なる化学的な情報を得ることができます。例えば、50 K以下の極低温でなければ進まない重水素濃縮を利用し、星形成の初期段階を捉えることができます(野辺山45m鏡で、そのような研究始まっています)。ALMAが稼働してから、さまざまな天体において分子の分布が克明に捉えられ、化学の重要性はますます高まっています。LSTは、角度分解能5~10秒角スケールで感度の劇的な改善をもたらし、広い視野かつ周波数方向に無バイアスの輝線スペクトルサーベイが可能となり、日本の研究者が開拓してきた星間化学の進展が期待できます。

​

最近の研究では、低質量原始星エンベロープや大質量(原始)星形成領域で、化学的な多様性が見つかってきています[32][33][34]。この起源として原始星形成以前の分子雲コア時代に形成された氷マントルの多様性が検討され、太陽系の化学的特性なども星形成過程のごく初期に獲得された可能性が指摘されています[34]。炭素原子から一酸化炭素分子への変換が起こる分子雲形成時期、そして分子雲から分子雲コアに至る時期の化学進化こそが, LSTの強みを活かした研究対象となります。また、氷マントルの多様性は、紫外線環境の違いがその一因という説が提唱されています[35]が、様々な環境の分子雲、星なしコアを網羅的に観測することで、化学的多様性の起源や大型有機分子の起源を調べること可能となります[36][37][38]。化学的多様性の起源の解明に不可欠な、様々な微量分子等の存在比を定量する上でも、LSTの大集光力と輝線サーベイ能力が重要な役割を果たします。

​

ALMAなどの干渉計では、太陽系近傍の分子雲や分子雲コアに対しては、広い視野で空間情報を広くカバーした観測は難しいことが知られています。また、望遠鏡口径に制約の大きい衛星や、成層圏赤外線天文台（SOFIA）などの飛翔体天文台では、高い空間分解能の分子雲コアなどの観測を苦手としています。LSTでは、この間を埋める望遠鏡性能を有し、分子雲スケールから分子雲コアのスケールまでの広域撮像を可能とします。それは、観測領域や観測周波数領域を格段に広げ、また高い観測感度を実現し、量的にも質的にも観測的研究を飛躍させることでしょう。例えば、炭素原子の分布は、若い星からの紫外線等によって形成される分子雲表面の光解離領域に付随するとの通常の説に対して、口径1.2m富士山頂サブミリ波望遠鏡による様々な星形成領域での炭素原子輝線の観測は、炭素原子からCO分子が起こる分子雲形成領域も描き出しました。LSTでは、50mの口径による高空間分解能観測で炭素原子の分布や星間ガスの構造の新しい描像を導き出すことでしょう。これらは、化学的進化の初期段階における重要でユニークな情報を提供し、続いて起こる分子雲中での星形成、そして原始惑星系円盤までの化学的進化の全体像を得る上で本質的に重要な情報となります。さらに重元素量の少なさが分子組成に及ぼす影響を踏まえ、銀河系で得られた情報は、他の多様な銀河に適用し、比較検討するためのテンプレートとなり、重元素量の少なさが分子組成に及ぼす影響などの研究にも活用されるでしょう。

​

最近のミリ波単一鏡による新機軸の超広帯域高分散観測での深い観測などによって生命関連分子（エタノールアミンなど）が発見され[39][40]、またベンゼン環を含む分子（芳香族炭素化合物の基幹となるもの）が10ミリ波帯で発見されており[41][42]、これらブレークスルー的な発見における単一鏡の役割が再認識されています。また、JCMTのSCUBA-2連続波カメラによる波長850 μmモニター観測から、低質量原始星における間欠的な質量降着に伴う大幅な増光現象が検出され、引き続きALMA行われた観測は増光の効果で原始惑星系円盤中のダストから気相へ蒸発した分子を検出しました。これは単一鏡の持つ機動力を生かした観測とALMAの連携が実を結んだものです。LSTでも、今後の天文学の発展によって当初構想を超える観測提案がなされ、また分子輝線サーベイ観測などでも、予想しない結果が得られる可能性もあるでしょう。

 

​LSTの高い感度、高い空間分解能、広い帯域にわたる高分散観測の性能は、新しい星間分子の探索に加え、微量分子の同位体種の観測にも適しています。ALMAに代表される、電波干渉計とは異なり、空間的にひろがった放射も捉えられるLSTでは、正確な同位体比が導出が可能です。分子雲中の星間ダスト表面で形成される水やCH3OHなどの有機分子の重水素化物は、それらの分子が形成された当時の温度や密度などの物理環境の指標やそれらの分子の生成メカニズムのヒントになり得ます[43][44]。星間ダスト表面で形成された分子は、原始星誕生後に温度が100 K程度に上昇した際に、電波望遠鏡で検出されます。LSTを用いた原始星周辺の水や有機分子の同位体種の多天体サーベイ観測により、分子の生成メカニズムの解明だけでなく、個々の原始星がどのような環境で、どのような過程を経て生まれたかを推定できるようになります。このような研究は、前述の化学的多様性の起源を解明することに繋がると期待されます。

 

LSTでは、ミリ波からサブミリ波まで超広帯域高分散観測を実現し、新分子の無バイアス探査と、様々な遷移（ミリ波帯の低励起線からサブミリ波帯での高励起線）での検出による存在量などの推定を可能とします。そして、暴きだされる希薄な星間雲から分子雲コアまでの化学進化の知見は、ALMAなどによる原始星、原始惑星系円盤の知見ともつなぎ合わされて、太陽系や惑星科学研究までを包含した化学進化そしてその多様性の理解に大きく貢献することでしょう。さらには、我々の銀河系での化学的多様性の理解は、系外銀河における化学的多様性の研究[45][46][47][48]にとって重要な一つの基準となることでしょう。

​

これまでに述べた化学進化は、天文学のなかではastrochemistryと呼ばれる分野に相当に相当します。一方で、天文学全体を俯瞰した場合、化学進化という言葉は、より広く宇宙における重元素量の増加（元素合成）の意味で使われています。今、astrochemistryを元素合成とを繋ぐ研究が求められており、LSTにはそのつなぎ役となるポテンシャルがあります。例えば、重元素量の少ない(低金属量の)近傍の矮小銀河において、「炭素原子からCO分子への転換、星間ダストへの分子の吸着、そして星間ダストから気相への蒸発」という３つの基礎過程が成立しているかどうかは、LSTでの重要なテーマとなるでしょう。さらに、宇宙初期のガンマ線バースト天体などを背景光とする吸収線観測もLSTでチャレンジしたい課題であり、これらが実現すれば初期宇宙における重元素合成や化学的多様性の一端を切り取ることが可能となるでしょう。

 

2.4. 「星形成過程における磁場の役割の解明」

​

Herschel衛星による分子雲の網羅的な観測は、フィラメント状分子雲における分子雲コア形成を考えることによって、少なくとも太陽近傍の星形成領域については、多様な現象の統一的な説明に成功しました。これがフィラメント・パラダイムと呼ばれるものです。しかしながら、星間ガスの多重圧縮プロセスを含めて、網の目状の分子雲からどのようにしてフィラメント状分子雲が形成されるのか、どのように自己重力が卓越し分裂して分子雲コア形成に至るのか、そしてその分子雲コアからどのように星が形成され、星の最終質量はどのように決まるかなどの基本的で天文学でも非常に大事な問題は、万人が納得するかたちでの解決に至っていません。冒頭で述べたように、フィラメント・パラダイムは、連鎖的星形成とガス衝突による星団形成を合わせた3つのパラダイムのひとつをなします。これを念頭に、このセクションでは偏波観測の到達点とLSTで挑むべきテーマについて述べます。

​

LSTは、星間塵の熱放射強度とその直線偏波観測から網羅的に磁場構造(ここでは、偏波率と偏波方向から推定した磁場方向の2次元分布を指す)を推定することを軸に、星形成プロセスにおける磁場の役割の理解を本質的に深化させます。さらに技術的難易度の高い、分子輝線でのゼーマン効果を利用した磁場強度測定を次の段階で目指します。星間磁場中でゼーマン分裂した分子からの遷移線は、磁場に沿った方向でアンテナへ到来する円偏波成分（ゼーマン効果）と磁場と直交して到来する直線偏波成分（Goldreich-Kylafis；GK効果）を生じさせます。GK効果による直線偏波は塵の直線偏波観測データにまぎれこみますが、GK効果の起こる条件が理論的に解明されており、分離が可能です。ゼーマン効果やGK効果は星間分子の偏波現象ですから、星間塵の光学的特性や偏波特性（いずれも未解明の点が多い）とは独立に星間磁場を研究する手段となります。単一望遠鏡による、従来の偏波観測は既存の望遠鏡に新たに偏波計を搭載して観測を行っていました。このため偏波観測で要求される高い較正精度の達成が難しいのですが、LSTでは構想段階から偏波観測を想定し、最適化することが大きな特徴となっています。

 

LSTでは、まず近傍のフィラメント状分子雲すべてを高い精度で直線偏波観測し、分子雲コアでの磁場構造を分解することを目指します。これまでのフィラメント状分子雲の磁場観測[49][50]では、比較的近傍の代表的な星形成領域のうち、特に明るい領域に対しては磁場構造を明らかにしたにすぎません。​それにも関わらず, 我が国の研究者が進めた先駆的な観測から重要な知見が得られています。それは「pcスケールの希薄な星間雲を貫く整った磁場構造は、フィラメントのなかでも柱密度10^22 cm^-2を超える高密度で0.01 pcスケールの領域ではランダムになる」というものです。これはフィラメント内で、この柱密度を超えると乱流が卓越することを意味します。興味深いことに、サブミリ波干渉計SMAやALMAによる、さらに細かな100 AUスケール(原始惑星系円盤スケール)の偏波観測と比べると、よく揃った磁場構造が観測されることがあります。これらをナイーブに解釈すると「フィラメント ⇨ 分子雲コア ⇨ 原始星」と進む、天体形成おけるさまざまな力の拮抗において、磁場は2回負けたこと（1回目は磁気乱流に起因する力に、2回目はガスの自己重力に負けた）を意味するのかもしれません。理論予測では磁場の役割は基本的に受動的ですが、条件次第で星形成に伴うガスの進化(収縮や重力崩壊)を能動的に抑制し、また促進します。LSTでは、分子雲コアから原始星を形成するプロセスのなかで、「どの密度範囲やどの空間スケールで磁場がガス進化を律速しているのか」の論争に決着をつけます。

​

LSTでは、既存望遠鏡に比べ数倍の高い空間分解能を実現します。これにより数kpcの距離にある、赤外線暗黒星雲(IRDC)などの多様な星形成領域をフィラメントの幅を分解して観測可能となります。一般に赤外線暗黒星雲はフィラメント・ハブ構造を示し、重力ポテンシャルの底に対応するハブで大質量星が形成されています。周囲のフィラメント群は複雑な構造を示し、フィラメント衝突で説明できることもあります。一部の天体で着手されている、フィラメントへのガス流の速度場と磁場の比較の研究をより高品質のデータを用いて拡張できれば、星団形成における磁場の役割を含めて答えることができるでしょう。宇宙物理学の交差点　―銀河物理学と銀河系星間物理学の交差点― とも言える大質量星形成は、小質量星から大質量星までを含む星団形成という形をとります。そして、銀河系内での大質量形成、星団形成における磁場の役割の理解を深めることは、系外銀河研究を進める基盤となります。

 

LSTでは、1平方度を一度に撮像できる超広視野性能を目標にかかげています。第一期観測装置の段階から、広域偏波撮像機能を持たせる計画です。これにより、既存望遠鏡では不可能な近傍分子雲の全面偏波マッピングへの道をひらきます。地上からの連続波観測は、ひろがった放射を検出することが不得手です。これは地球大気からの熱放射と天体からの放射を切り分ける際、前者はひろがっていますから、後者のうち広がった成分を前者とともに差し引いてしまうからです。このため既存の観測装置は、おうし座分子雲など、太陽系からもっとも近い星形成領域における広がった放射の撮像が苦手です。それゆえ磁場構造と分子雲形成、分子雲の構造、分子雲コアへの分裂、星形成を統一的に理解するための基本パラメタを導出できていません。一方、既存望遠鏡は口径が小さく、大質量星を形成している遠方の分子雲に対しては、詳細構造を知ることができません。

​

LSTで計画されている、新しいカメラではこれらの問題を一挙に解決します。フィラメント状分子雲の線質量と分子雲コアの質量には相関があるとの観測結果が得られており[51]、また磁場強度により臨界線質量が増加することが理論的に示唆されていることから[52]、フィラメント状分子雲の磁場構造には大質量コアの形成や質量関数を決める重要な手がかりが潜んでいます[53]。一方、塵の熱輻射や分子輝線の広域マッピングから重力的に束縛されたコアの質量関数の導出が可能[54]となりますから、LSTでは、様々な領域での塵の熱放射や分子輝線の観測を通して、フィラメント内のガスの流れと磁場の方向とその乱れ具合、それらの相関の強さから磁場強度を求めます。同時に分子雲コア質量の頻度分布（コアの質量関数）も導出し、その比較から星の初期質量関数の起源という基本問題の解明も目指します。これにより、星の質量はどのように決まるかの積年の問題に決着をつけます。

 

ここでは、LSTによる偏波観測が拓く可能性のひとつを紹介しました。既存望遠鏡での偏波観測は、感度の限界から観測ターゲットが事実上、星形成領域に限定されています。LSTに搭載される、新しいカメラの偏波観測では撮像能力の大幅な向上が期待できるため、晩期型星のまわりの物質や超新星残骸、近傍銀河にまで観測対象がひろがることはまちがいないでしょう。これらの天体では、一部の例外を除き、サブミリ波偏波観測はほとんどなされてきませんでした。このため、偏波観測を通じてLSTが宇宙像を大きく広げられることを最後に述べておきます。

 

2.5. 「超新星残骸に付随する分子雲の広域観測に基づく宇宙線研究」

 

一次宇宙線（以下宇宙線）は、光速に近い速さで飛び交う陽子/電子/原子核であり、星間物質の加熱と冷却、すなわち銀河の熱的収支を踏まえた銀河進化の理解に欠かせない銀河系の構成要素です。しかしながら、その起源（加速源）については、100年を超える論争に決着がついていません。この状況下、我が国の研究グループは超新星残骸が宇宙線の加速源であるという有力仮説を検証するため、名古屋大学なんてん望遠鏡やASTE、ALMAなどを駆使し、超新星残骸に付随する分子雲の広域観測を勢力的に展開してきました[55][56][57]。その観測結果を踏まえ、陽子起源ガンマ線の同定や衝撃波と分子雲の相互作用領域における粒子加速モデルなど、裏付けとなる理論モデルを構築し[58]、多数の成果を挙げています。しかしながら、その研究対象は太陽系近傍の小数のサンプルにとどまっています。

​

LST計画による高い解像度での天の川銀河全域にわたるCO輝線分光サーベイと偏波観測が実現されれば、加速領域の速度場と速度分散構造が仔細にわかり、衝撃波と磁気乱流場における加速機構に制限がつくでしょう。また、星間ガスの精密定量により、陽子起源のガンマ線が発生する際の標的粒子(すなわち分子雲)の分布が解明されれば、超新星爆発のエネルギーのうちどれくらいの割合が星間ガスの加熱に寄与しているかの理解が格段に進展するでしょう。我が国の研究機関も参画するチェレンコフ・テレスコープ・アレイ（CTA）での高感度・高角度分解能でのγ線観測と協調することにより、我が国の研究者が主導してきた宇宙線加速の研究を統計的なサンプルに基づいて進められるでしょう。

​

さらに、銀河宇宙線の最高エネルギーに対応するガンマ線（~300 TeV）がCTAにより検出されれば、それに付随する星間雲の精査が重要になる他、超新星残骸から宇宙線が拡散していくプロセスの解明[59]、電子起源/陽子起源ガンマ線の割合[60]、低エネルギー宇宙線問題[61]など、CTAと連携した高品位な星間雲の広域データが今後の鍵を握るはずで、大きな成果が期待されます。

 

2.6. 太陽系の惑星大気の研究

 

惑星大気は、宇宙と惑星表層の間を結合する領域・環境であり、それは個々の惑星を特徴付けるものです。また、中心星である太陽や磁気圏環境からの応答、惑星内部からの脱ガス、大気層でのエネルギーと物質の循環など、さまざまな物理的・化学的素過程が研究対象となっています。一方、惑星形成や進化の結果として実在する太陽系惑星は、惑星生命圏（ハビタビリティ）の現場としての観点も含めて、基本となる素過程や多様性を司る要因を理解することが大きな目標となっています。太陽系内惑星とその大気は多様性に富み、間近に研究できる系外惑星とも言われます。それらの近さゆえ、惑星と大気は分解して観測可能であるが、空間的に広がっていること、探査機観測との連携が可能なことなどが特徴であり、太陽系外惑星では不可能な研究を展開できる実験室として、地上のミリ波サブミリ波単一鏡の重要なターゲットです。

​

ALMAは、太陽系内の惑星の観測においても大きな成果を挙げ、重要な役割を果たしています(我が国の研究者による成果としては、たとえば[62]など)。一方、サイズが大きい木星型の惑星や、みかけのサイズが大きく変動する地球型の内惑星を観測する場合、干渉計観測では広がった放射を捉えることが容易ではありません。また、干渉計を構成するアンテナ配列が頻繁に変わることや、惑星位置との関係で、惑星観測に適さない観測シーズンが発生することが避けられません。LSTではこのような制限がないため、惑星大気の研究に不可欠な大気微量成分のミリ波サブミリ波分光観測を進める強力な手段を提供することできます。惑星大気に存在する物理過程は、時間スケールが数時間程度の突発的現象から、数年間に及ぶ「気候変動」まで様々ですが、LSTがもたらす大集光力は惑星大気を観測する際の時間分解能の高さに直結し、その結果高頻度の惑星大気観測を実現できます。

​

金星に突入した探査機「あかつき」とJCMT　15m　サブミリ波望遠鏡の共同観測から、金星大気の温度の鉛直変化を明らかにそれに直交する方向の温度変化も検出しています。サブミリ波観測など、ヘテロダイン受信を行う大きな利点は波長分解能の高さにありますが、LSTの高感度を活かせば、より微量の分子を用いた風速場の測定精度を10メートル毎秒の精度にまで改善できるでしょう（一般にスペクトル線の速度分解能をあげれば、感度は低下します）。これにより、金星大気の化学に関する未解決問題の一つである、いわゆるCO2安定問題（これは火星大気にも当てはまります）、そしてSO2の分布問題（金星の雲の上下での存在量差異を説明できない問題）とその時間変動や、HClの分布問題（探査機と地上観測の結果が整合しない）への解決が進むでしょう。これらの問題を解決に向けて、大気循環モデルと比較できる観測的知見を取得することが、次世代の大型サブミリ波望遠鏡に期待されています。

​

我が国では、Solar Planetary Atmosphere Research Telescope (SPART) [63] という世界的にも例のない、惑星大気監視専用望遠鏡による貴重な長期観測データが得られているほか、「あかつき」やJUICE、火星探査など日本が主導もしくは参画するユニークな探査ミッションが推進・検討されています。これらは系外惑星のハビタビリティの理解にも重要な知見を与えるものであり、さらにLSTを加えて地球科学・惑星科学など関連分野の研究者との連携を図ることで、我が国独自の成果の拡大に貢献できると考えられます。ALMAで進められている太陽系外惑星研究との連携、実験室研究や理論研究の実証など、多様なアイデアを試し、発展させる環境を提供することにもつながります。