太阳系と太阳双子星[1]たちの大移动のイメージ。（クレジット：国立天文台）
1.ポイント
●太阳系の1万光年以上に及ぶ银河内「大移动」の过程が未解明であったが、太阳系の诞生直后に一気に进んだ可能性を示唆した。
●?骋补颈补卫星[2]による分光ビッグデータの网罗的マイニングにより、太阳そっくりな星「太阳双子星[1]」の世界最大サイズの高信頼度カタログを构筑。これにより太阳系の大移动の仕组みに迫った。
●?太阳系が生命を育む惑星系になり得た背景に示唆を与えた。今后、太阳系と全く同じ场所?同じ时期に诞生した、「真の双子」の発见を目指す。
2.概要
「我々はどこから来たのか、我々は何者か、我々はどこへ行くのか」。この根源的问いに対し、本研究は、「太阳系の起源」という视点から挑みました。太阳系は46亿年前に天の川银河の中心侧で诞生し、その后现在の位置まで1万光年以上もの长距离を移动してきたと考えられています。しかし、この「大移动」が、いつ、どんな仕组みで、起きたのかは长らく明らかになっていませんでした。
东京都立大学の谷口大辅助教と国立天文台の辻本拓司助教を中心とする研究グループは、骋补颈补卫星[2]が公开した大规模な天体サンプル骋厂笔-厂辫别肠[3]を用いて、太阳と非常に似た性质を持つ「太阳双子星[1]」6,594天体の高信頼度カタログを构筑しました。これは従来の最大规模カタログの约30倍に相当する天体数です。さらに、この世界最大カタログから観测の偏り（选択効果[4]）を统计的に补正した结果、太阳系の近傍に、太阳系の诞生时期（46亿年前）を含む约40～60亿年前に生まれた太阳双子星が数多く存在することを発见しました。
同年代の星が多数存在していることは、太阳系の移动史に强い制限を与えます。研究グループは、天の川银河中心部の棒状构造[5]の形成をきっかけとして、太阳系と多数の太阳双子星が、诞生后まもなく大规模に移动した可能性を提案しました（図1）。この急激な大移动により、太阳系は、高エネルギー现象が频発し生命にとって过酷な银河の中心侧ではなく、外侧のより安全な领域で长期间を过ごせた可能性があります。
図1：本研究が提案する、太阳系大移动のメカニズム。（クレジット：国立天文台）
3.研究の背景
太阳系は现在、天の川银河中心から2.7万年光年の位置で银河円盘の中を周回しています。一方、太阳の年齢と重元素量を他の星と比较すると、太阳系は実际には银河のより中心侧（中心から约2万光年以下）で诞生したと推定されています。つまり、46亿年の生涯の间に、太阳系の轨道半径が1万光年以上も広がった（动径方向移动[6]）と考えられています。
ところが、この太阳系の「大移动」は非常に困难であるとの指摘もあります。现在、银河中心部で回転している棒状构造[5]がその共回転半径[7]付近に障壁（共回転バリア[7]）を作っています（図2）。この障壁の内侧で生まれた太阳系が、外侧の现在位置まで移动する确率は非常に低いとされています。
では、太阳系の移动は偶然の产物でしょうか？それとも、我々は何かの必然に导かれて、今この场所に辿り着いたのでしょうか？
図2：现在の太阳系の位置（青）と、太阳系が诞生した位置（赤）。天の川银河中心にある棒状构造が作る共回転バリア（黄色）によって、
太陽系は誕生位置から現在の位置まで移動が困難との指摘もあった。（クレジット：NASA/JPL-Caltech/ESO/R. Hurt、著者らが改変）
4.研究の详细
研究グループが键として注目したのは、太阳にそっくりな星たち、「太阳双子星[1]」です。太阳双子星は、色や明るさなどが太陽と非常に近く（図3左）、个々の性质や、さらには统计的性质を、非常に高い精度と信頼度で调べることができる、珍しいタイプの恒星です。しかし、従来研究ではサンプルサイズや年齢决定の信頼性が十分でなく、统计的な研究に踏み込むことが难しい状况でした。
 |
 図3：太阳双子星。 (左) 様々な種類の恒星の、色と明るさの関係。太阳双子星とは、 太阳と似た色と明るさを持つ星（赤色の台形中の恒星）を指す。 (右上) 本研究で得た太阳双子星たちの距離ヒストグラム（青）。 个々の恒星を分光した先行研究（黒）と比べ、约30倍ものサイズ のサンプル构筑に成功した。 |
研究グループは、この状况を打破すべく欧州宇宙机関（贰厂础）が打ち上げた位置天文観测卫星骋补颈补 [2]が2022年6月に顿搁3として公开したビッグデータのうち、分光解析カタログ（骋厂笔-厂辫别肠[3]）に着目しました。GSP-Specに含まれる約560万天体もの恒星の中から、太阳双子星を系統的にデータマイニングしました。その結果、太陽系から約千光年以内に分布する6,594天体もの太阳双子星のカタログ構築に成功しました。これは、先行研究の中で最大规模の高信頼度サンプルと比较して、约30倍も大きなサイズです（図3右上）。また、それぞれの太阳双子星の年齢を恒星進化モデルに基づいて決定しました。
天体観测では、例えば明るい星ほど见つかりやすいなど、観测データに避けられない偏り（选択効果[4]）が生じます。そこで研究グループは、人工的に数万天体の太阳双子星を作成し、どの年齢の星がどの程度観測されやすいかを表す「選択関数[4]」を定量化しました。続いて、信号処理や画像処理などの分野で开発された二种类の手法（リチャードソン?ルーシー法と、正则化付き最小二乗法）を応用して、観测データの偏りを取り除きました。その结果、太阳双子星の「真の」年齢分布を復元することに成功しました（図4上）。
得られた真の年齢分布には、(1)约20亿歳の鋭いピークと、(2)约40～60亿歳に広がる缓やかな膨らみ、が現れました。前者は、これまでも太阳双子星以外で確認されおり、起源（例えば、いて座矮小楕円銀河の天の川銀河への衝突など）が議論されてきました。一方、研究グループが着目したのは、これまで見落とされてきた、後者の膨らみです。統計解析によって明らかになったこの膨らみの約40～60億年という年齢は、太陽の年齢（46億歳）とよく一致します。つまり、太阳と同世代の、太阳そっくりな星たちが、太阳系のすぐそばに多数存在しているということが明らかになりました。
図4：（上）2種類の手法で観測データの偏りを除去して得た、太阳双子星の真の年齢分布。（下）棒状構造の形成によって、太陽系と多数の
太阳双子星が誕生し、現在の太陽系の位置まで誕生後すぐに移動したのではないか、と提案した。太阳双子星は年齢と誕生半径に逆相
関があると考えられてあり、その目安を上轴に示した。
なぜ、太陽系と同世代の太阳双子星が近傍に多く存在することが重要なのでしょうか？それは、この事実が太陽系の「大移動」に対して強い制限を与えるからです。これらの太阳双子星は、太陽とほぼ同じ年齢と重元素量をもつため、太陽と同様に、天の川銀河の中心側で誕生し、その後、生涯を通じて現在の場所まで移動したと考えられます。これは、共回転バリアに妨げられずに多くの太阳双子星の大移動を可能とする、普遍的な機構の存在を示唆します。つまり、太阳系だけが例外的に、偶然、长距离を移动できたのではなく、太阳系は多くの大移动仲间の一员だった可能性が高いのです。
研究グループは、この大移动の引き金として、棒状构造の形成期に注目しました。形成后の安定した棒状构造は共回転バリアにより大移动を难しくします。逆に、形成时期には、その力学的影响によって中心部で星形成が活発化し、同时に星が効率的に动径方向移动できる可能性が先行研究で指摘されています。もし、天の川銀河の棒状構造が約60～70億年前に形成されたとするなら、その形成に伴い、約40～60億年前に太陽系と多数の太阳双子星が銀河の中心側で誕生し、誕生後まもなく現在の位置まで大移動できた可能性があります（図1；図4下）。棒状构造の形成时期は长年议论され、80亿年以上前とする説が主流でした。しかし本研究のシナリオは、その时期が约60～70亿年前であった可能性を新たに指摘する点でも意义があります。
5.研究の意义と波及効果
本研究は、太阳双子星の世界最大カタログを構築し、観測データの統計的な補正を行うことで、太陽系が銀河内で辿ってきた大移動の道のりに新たな手がかりを与えました。今後は、特定した太陽と同年代の太阳双子星を精密観測することで、太陽系と同じ場所?同じ時期に誕生した、真の意味での「双子」星を発见し、大移动の出発点や移动経路の特定につながる可能性があります。
银河の中心侧は、超新星爆発などの高エネルギー现象が频発し、生命にとって过酷な环境だと考えられています。本研究が提案するように太阳系が诞生后まもなく银河の外侧の安全な领域へと移动していたのだとすれば、太阳系は偶然ではなく、棒状构造形成のおかげで必然的に、生命を育みうる惑星系へと成长した可能性があります。さらには、太陽系とともに移動した太阳双子星の中にも、地球のように生命を宿しうる系外惑星を持つ星が存在するかもしれません。
6.用语解説
[1] 太阳双子星（Solar twins）
大気パラメーター（表面温度?表面重力?重元素量）が太陽に非常に近い恒星。色や明るさなど他のいくつかのパラメーターも太陽に非常に近い。太阳双子星の分光スペクトルと太陽のスペクトルを比較することで、太阳双子星の大気パラメーターや年齢の太陽との相対値を、非常に高精度?高信頼度に決定できる。本研究では、太陽との差が、表面温度200ケルビン、表面重力（常用対数）0.1（約2割）、重元素量（常用対数）0.1（約2割）、以内の恒星を太阳双子星と定義した。
[2] Gaia（ガイア）衛星
欧州宇宙機関（European Space Agency；ESA）が2013年12月に打ち上げた位置天文衛星。全天の恒星の見かけの位置（太陽系から見た方向）の微小な時間変化を測定することで、恒星までの距離と見かけの運動を求めることを主目的とする。同時に、全天の恒星のスペクトルも観測?提供している。本研究では2022年6月公開のGaia DR3（data release 3；第三次データ公開）を用いた。
[3] GSP-Spec（General Stellar Parametrizer from Spectroscopy）
Gaia衛星搭載の分光器（Radial Velocity Spectrometer；RVS）で取得されたスペクトルから、恒星の大気パラメーター?化学組成?視線速度を決定したカタログ。本研究ではGSP-Specカタログの大気パラメーターを用いて年齢を決定した。
[4] 選択関数/選択効果（selection function / selection effect）
ある性质の天体が、どの程度の确率で観测サンプルに含まれるかを记述する関数（选択関数）。実観测では、明るさ?距离?位置などの诸条件によって観测されやすい天体?されにくい天体が存在する（选択効果）。选択関数を推定?考虑することで、観测データに含まれる偏りを补正し、観测サンプルに含まれない天体も含む、真の分布の推定が可能となる。
[5] 天の川銀河の棒状構造（Galactic bar）
天の川银河中心部にある、细长い棒状（楕円状）の恒星の分布（长さ约3万光年）。强い重力ポテンシャルにより、恒星の运动に影响を与える。
[6] 動径方向移動（radial migration）
天の川银河の円盘中の恒星は、円盘内を普段は円轨道に近い轨道で运动しているが、この轨道半径が时间変化する现象。棒状构造や涡状腕などの非轴対称な构造の重力的影响や、巨大分子云などの重い天体との近接遭遇などにより発生する。
[7] 棒状構造の共回転半径/共回転バリア（corotation radius / corotation barrier）
棒状构造のパターンの回転速度と、个々の恒星の回転速度が一致する半径（共回転半径）。この半径では、恒星は棒状构造に対して相対的に静止しているため、棒状构造から常に同じ重力を受ける。恒星は共回転半径付近に留まりやすく、动径方向移动の际に共回転半径を超えて内外へ移动しにくい（共回転バリア）。
7.论文情报
タイトル：Solar twins in Gaia DR3 GSP-Spec I. Building a large catalog of solar twins with ages
著者：Daisuke Taniguchi, Patrick de Laverny, Alejandra Recio-Blanco, Takuji Tsujimoto, Pedro A. Palicio
掲載誌：Astronomy & Astrophysics
掲载日：2026年3月12日
顿翱滨：10.1051/0004-6361/202658913
タイトル：Solar twins in Gaia DR3 GSP-Spec II. Age distribution and its implications for the Sun's migration
著者：Takuji Tsujimoto, Daisuke Taniguchi, Alejandra Recio-Blanco, Pedro A. Palicio, Patrick de Laverny
掲載誌：Astronomy & Astrophysics(Letter to the Editor)
掲载日：2026年3月12日
顿翱滨：10.1051/0004-6361/202658914
研究助成：本研究は、东京都立大学「知のみやこプロジェクト」および闯厂笔厂科研费（课题番号：22碍18280、23贬00132、23碍闯2149）などの支援を受けて行われました。
8.问合せ先
（研究に関すること）
東京都立大学 理学部 物理学科 助教 谷口大輔
TEL：042-677-1111（内線：3257） E-mail: taniguchi@tmu.ac.jp
自然科学研究機構 国立天文台 JASMINEプロジェクト 助教 辻本拓司
TEL：0422-34-3617 E-mail: taku.tsujimoto@nao.ac.jp
（大学に関すること）
东京都公立大学法人
東京都立大学管理部 企画広報課 広報係
TEL：042-677-1806 E-mail: info@jmj.tmu.ac.jp
（国立天文台に関すること）
大学共同利用机関法人
自然科学研究機構 国立天文台 天文情報センター 広報室長?准教授 山岡均
TEL： 090-1257-7980 E-mail: hitoshi.yamaoka@nao.ac.jp
| ? | ? |