円盤内の典型的な温度、密度での主な分子の組成進化を図1に示す。計算の初期組成としては、円盤をつくるもととなる分子雲の観測値を用いた。初期にはほとんどの炭素が一酸化炭素となっているが、時間とともに一酸化炭素は壊され、代わりに二酸化炭素や炭化水素が生成されていくことがわかる。反応の起こる時間スケール(〜10⁶年)は観測されている円盤の年齢程度であるから、このような反応は円盤のなかで十分起こりうると考えられる。

　また、この時起きている主な化学反応を調べてみると、宇宙線によるイオン化と氷マントルの形成が重要な役割を果たすことが分かった。すなわち、宇宙線によって生成されたイオンとの反応で一酸化炭素が壊され、二酸化炭素などが生成される。さらに、二酸化炭素はダスト表面に吸着されることによって気相の反応系から切り離され、氷マントルの中に蓄積されていくのである。以上の2つの効果は従来の研究では全く考慮されていなかった。

　窒素を含む分子でも同様の進化が見られる。初期には窒素分子が多いが、時間とともに窒素分子は壊され、アンモニアなどが生成される。窒素分子の昇華温度は約20K、アンモニアの昇華温度は約80Kなので、温度が20K<T<80Kの領域ではアンモニアは氷マントル中に選択的に蓄積されていく。

図1:分子組成の時間進化半径10AU(水素数密度n_H＝5.9×10¹¹cm^-3,温度T＝38K)での主な分子の組成進化。分子雲から取り込まれた一酸化炭素は10⁶年程度の時間スケールでCO₂,HCN,NH₃などに変わっていく。

　円盤内での分子組成の分布を図2に示す。分子の分布は、円盤の温度分布を強く反映していることがわかる。中心星から50AU以遠の領域では温度が中心星からの距離によらずほぼ一定なので、分子組成もほぼ一様な分布を示している。一方、50AU以内の領域では内側ほど温度が高いため、一酸化炭素やメタンの氷が蒸発する。さらに蒸発した分子を材料として、炭化水素などのより大きな分子が形成されている。

　標準降着円盤での分子の存在量分布を、質量降着を伴わない円盤での存在量分布と比較した。その結果、一酸化炭素やメタン、炭化水素の存在量は質量降着を伴う円盤でより大きくなることがわかった。

図2:原始惑星系円盤における分子の分布(a)質量降着する原始惑星系円盤での主な炭素関連分子の分布。円盤の年齢は3×10⁶年とした。(b)は円盤の温度、密度分布。半径50AU以遠では温度がほぼ一定なので、分子組成もほぼ一様である。半径50AU以内の領域では、温度の違いに伴って分子組成が半径によって異なる。

　彗星は、現在の太陽系物質のうち最も多く揮発性成分を含むので、太陽系形成の直後から比較的変成を受けていないと考えられている。彗星の組成の大きな特徴は、一酸化炭素のような酸化的な分子とメタンのような還元的な分子が混在することである。原始惑星系円盤での化学組成進化に関する従来の理論では、この特徴をうまく説明できていなかった。しかし、本研究で求められた氷マントルの分子組成は、まさにこの特徴を再現している。

　また、最近、多くの彗星の化学組成について統計的な観測結果が出始め、彗星の分子組成には本来的な差異がみられるという議論が盛んになっている。本研究によれば、半径10AUから50AU程度の領域で、円盤の温度分布を反映して様々な組成の氷が形成されると考えられる。すなわち、彗星の分子組成の差異は個々の彗星の形成領域の違いを示していることを示唆する。本研究結果を用いれば、分子組成をもとに個々の彗星の形成領域を推定することができる。

　さらに本研究では、円盤内でのメタンなどの生成量が、宇宙線の照射量やダストのサイズなどに依存するということがわかった。彗星の分子組成の詳細な観測によってこれらの生成量を明らかにすれば、太陽系初期における宇宙線照射量やダストの成長時間に制約が与えられると考えられる。

　電波望遠鏡の発達により、近年、円盤内のガスを直接観測できるようになった。これによって、円盤の構造や進化をより詳細に調べることができると考えられる。

　まず第一に、円盤内のガスの質量や分布が求められる。円盤の質量は、惑星系の形成過程を決める最も基本的な物理量の一つである。また、様々な年齢の円盤でガスの分布を調べれば、ガス成分の散逸過程や時期を解明できる。ガス成分の散逸は、木星型惑星の形成時期を制約する重要なプロセスである。

　しかし、観測では、ガスの主成分である水素分子を直接とらえることはできない。円盤の中は低温で、水素分子が励起されないからである。そこで、代わりに一酸化炭素分子などの輝線をはかり、分子組成比を仮定することによってガス全体の質量を推定するのである。よって、分子の存在比を理論的に求めておくことが、分子輝線観測を行う上で必要不可欠なのである。

　本研究では、10⁶年よりも若い円盤のT>20Kの領域(R<100AU)では、一酸化炭素と水素の存在比が10^-4となることがわかった。また、10⁶年より古い円盤においてもT>70K(R<10AU)の領域では同様の存在比となることがわかった。よってこれらの領域では、一酸化炭素分子の観測によって、ガス成分の存在量と散逸過程を明らかにすることができる。

　一方、一酸化炭素以外の分子は、ダストへの吸着によって気相での存在量が減少しやすいので、円盤ガスの存在量の推定には適さない。しかし、分子はそれぞれ固有の昇華温度に相当する領域で昇華し、存在量が大きく変化する。よって、高空間分解能の観測を行えば、各分子の昇華領域をとらえ、円盤の温度分布を詳細に決めることができる。

　さらに、蒸発した分子はその後、中心星に降着しながら、化学反応によって存在量が減少する。よって、円盤内でこれらの分子が豊富に存在する領域の大きさは、質量降着の速度と化学反応の時間スケールで決まると考えられる。すなわち、分子の分布を詳細に調べれば、円盤の質量降着率を求めることができる。