海王星以遠の小天体、予想より少ない——ジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡とハッブル宇宙望遠鏡の共同調査で判明

海王星以遠の領域には、小さな天体が無数に存在すると考えられてきた。惑星形成のあらゆるモデルが予測するのは、冥王星サイズの巨大なものから数キロメートル規模の微小天体まで、幅広いサイズの氷の群れが、太陽系形成時から冷凍保存されたように存在するという姿だ。このたび、2基の宇宙望遠鏡が初めて、その凍てついたアーカイブの最小メンバーを実際に数え上げた。その数は、予想を下回っていた。

ジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）とハッブル宇宙望遠鏡（HST）を組み合わせたサーベイにより、これまで知られていなかった27個の太陽系外縁天体（TNO）——海王星より遠くを公転する氷の天体——が新たに確認された。その中には、直径わずか5キロメートルの天体も含まれる。このスケールの天体は、肉眼で見える最も暗い星と比べても1億分の1の明るさしかなく、地上の観測所では発見できない。この検出には、ウェッブの赤外線感度とハッブルの可視光精度の連携が不可欠だった。

驚くべきは、小さな天体が発見されたことではない。その数が足りないことだ。

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2基の望遠鏡が太陽系最古の残骸をどのように数えたか

このサーベイは、2種類の測定を組み合わせることで機能した。ハッブルは可視光の画像を捉え、各天体の位置と反射太陽光による明るさを確定した。ウェッブは赤外線データを追加し、表面の色と熱放射を明らかにした。これらは組成と形成史を符号化している。両機器を組み合わせることで、太陽系外縁部でこれまでに調査されたどの天体よりも5倍小さい天体を特徴づけることが可能になった。

科学運用開始から最初の2年間で、ウェッブは既知および新たに検出された75個以上の太陽系外縁天体について、利用可能な測光データを取得した。その広範なキャンペーンの中から、27個の天体が、これまでカタログに登録されていない新天体として浮かび上がった。地上のサーベイが到達可能なサイズでは十分にマッピングされていると考えられていた領域での発見である。

結果は2本の論文として『The Astronomical Journal』に掲載された。1本はノーザンアリゾナ大学の博士課程学生アナスタシア・モーガン（Anastasia Morgan）が主筆、もう1本はビクトリア大学のマリエル・エドゥアルド（Marielle Eduardo）が主筆である。ノーザンアリゾナ大学のデイビッド・トリリング（David Trilling）は両方の共同研究者である。

モデルが予測したもの——そして実際の数が示したもの

過去数十年にわたって構築されてきた惑星形成モデルは、特定のサイズ分布を予測する。べき乗則に従い、各サイズ階級とその次の小さな階級との間におおむね一定の比率が保たれるというものだ。重要な検証点は、ウェッブが到達可能なサイズにおいても小さな天体の集団が比例関係を維持しているか、それともより急激に減少しているかである。

ウェッブとハッブルの共同調査は、予想よりも急な減少を示した。小さな天体の数は、モデルが必要とするよりも少ない。両望遠鏡は、もし存在していればより多くの天体を検出できるだけの感度を持っている——この不足は、検出限界の問題ではなく、現実のものである。

惑星科学者が現在検討しているプロセスの一つが、ストリーミング不安定性である。これは、微惑星の雲が直接重力崩壊して中〜大規模な天体を形成し、徐々に衝突破砕を経て豊富な小さな破片を残すプロセスを迂回する。もし太陽系外縁部が主にストリーミング不安定性によって形成されたのであれば、小さな天体の不足は、それらの構成要素がどのように形成されたかを反映しており、その後の破壊プロセスを反映したものではないことになる。

色が記憶するもの

2本目の論文は、別の問いに対して同様に明確な結果を示している。太陽系外縁天体は2つの力学的グループに分類される。初期の巨大惑星との遭遇によって傾いた軌道に散乱された「高温」集団と、ほぼ円形の軌道で誕生地点付近に留まり続けた「低温」集団である。これらのグループは異なる条件下で形成され、異なる衝突頻度を経験したため、その小さなメンバーは表面の色において異なるはずだと予想されていた。

しかし、実際は異なる。サーベイが分解できるすべてのサイズにおいて、両方の集団は同じ色の関係を示す。直径5キロメートルの低温TNOと、同じく5キロメートルの高温TNOは、色では区別できない。この一貫性は、カイパーベルトの化学的原料が領域形成時にすでによく混合されていたことを示唆している——別々の組成を持つ異なるゾーンではなく、均一なリザーバーであったのだ。

その意味するところは、小さな天体が数十億年にわたる衝突と宇宙線の衝撃を経ても、その誕生時の化学組成を保存しているということだ。直径5キロメートルの天体の表面は、同じ集団内のどの大きな天体と同様に、初期太陽系星雲に関する情報を読み取れる形で記録している。

この研究が解決しないこと

新たに検出された27個の天体は統計的に意味を持つが、数億個の天体を含む領域のごく一部をカバーしているに過ぎない。サイズ分布の発見には不確実性が伴い、より大規模なサーベイによって、小さな天体の不足が特定の形成モデルに対する正式な挑戦となる前に、その不確実性を低減する必要がある。

また、このサーベイには厳しい下限がある。直径5キロメートルより小さい天体は、両望遠鏡でも不可視である。もしサイズ分布がその閾値以下で再び上向きに曲がり、小さな天体が予想された数に戻るのであれば、この研究が特定した不足は永続的なギャップではなく、移行点であるということになる。

タイミングの問題もある。現在のカイパーベルトは、太陽系最初の10億年間に比べてはるかに静かである。現在の小さな天体の数が、原始的な集積条件を反映しているのか、それとも移動する巨大惑星によって引き起こされたその後の力学的な掃き出しを反映しているのかは、どちらの論文も扱っていない。

ノーザンアリゾナ大学のデイビッド・トリリングは、次の優先事項として、サーベイ領域を拡大し、色データと組成分光法を組み合わせること——表面の見た目と実際の構成物質を結びつけること——を挙げている。

カイパーベルトと太陽系外縁天体に関するよくある質問

太陽系外縁天体とは何か？
太陽系外縁天体は、海王星より遠くを公転する小さな氷の天体で、そのほとんどは太陽から約30〜50天文単位の範囲にあるカイパーベルトに集中している。これらは太陽系外縁部の元の構成物質の凍結した残骸であり——微惑星が、海王星の重力が集積を完了させる前にその領域をかき乱したため、完全な惑星に成長することはなかった。

なぜ小さな天体の数が惑星形成にとって重要なのか？
惑星形成モデルは、その予測を観測された集団と比較することで検証される。カイパーベルト天体のサイズ分布は、初期集積の効率とメカニズムを符号化している。もし小さな天体がモデルの要求よりも少なければ、それらを作ったプロセスが予想と異なるか、その後の力学的イベントによって除去されたかのいずれかである。どちらの結果も、太陽系外縁部がどのように形成されたかについての我々の描像を修正することを必要とする。

ウェッブはどのようにして、数十億キロメートル彼方の直径わずか5キロメートルの天体を検出したのか？
解像して見えたわけではない——カイパーベルトの距離では、ウェッブは点光源としてしか見えない。検出は測光によるものである。肉眼で見える最も暗い星よりも1億倍暗い天体からの微弱な反射太陽光を測定する。ウェッブの赤外線感度とハッブルの可視光精度の組み合わせが、これまでのどのサーベイも達成できなかったサイズへの到達を可能にした。

この研究の次は何か？
NASAのナンシー・グレース・ローマン宇宙望遠鏡は、ハッブルやウェッブよりもはるかに広い視野を持ち、まさにこの種の統計的センサスのために設計されている。計画されているカイパーベルトサーベイは、数千個の小さなTNOの検出をもたらすと期待されている——不足を決定的に確認するか、あるいはサイズ分布がどこで回復するかを特定するのに十分な数である。

太陽系外縁部は、まだマッピングの途上にある。2基の望遠鏡が協力して、その領域が設計図が予測したよりもまばらにしか存在しないことを、ついに明らかにした。

参考文献：Morgan et al., “A Color Survey of Trans-Neptunian Objects with the Hubble Space Telescope and James Webb Space Telescope,” The Astronomical Journal, 2026. DOI: 10.3847/1538-3881/ae907f. Eduardo et al., “Size Distribution of Small Trans-Neptunian Objects from Combined HST and JWST Photometry,” The Astronomical Journal, 2026. DOI: 10.3847/1538-3881/ae9084

タグ: James Webb Space Telescope, hubble space telescope, planet formation, Kuiper Belt, trans-neptunian objects

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