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Lecture141014
- 1. 太陽系形成論から 汎惑星形成理論へ 大学院理学研究科 宇宙物理学教室 佐々木貴教 2014年10月14日 現代物理学「惑星から銀河の世界」
- 2. 本日の内容 ✤ 太陽系形成論の簡単なレビュー 標準理論（京都モデル）の概要とその拡張! ✤ 系外惑星の発見、そして汎惑星形成理論へ 多様な惑星系をいかに作るか! ✤ 宇宙にあふれる ”ハビタブルプラネット” たち 我々はどこから来て、どこへ行くのか
- 4. 太陽系の構成メンバー 地球型惑星 水星 金星 地球 火星 巨大ガス惑星 木星 土星 巨大氷惑星 天王星 海王星
- 7. 原始太陽系円盤の組成 一般に円盤質量の99%はガス（水素・ヘリウム） 残りの1%がダスト（固体成分） 最小質量円盤モデル（京都モデル） ・現在の太陽系の惑星の固体成分（約10-4M太陽） → すりつぶして円盤状にならす ・固体成分の約100倍の質量のガス成分を加える 原始太陽系円盤の初期質量は約10-2M太陽 重力と遠心力の釣り合いから半径は約100AU Snow line 以遠では水が凝結し固体面密度が上昇
- 8. 微惑星の合体成長 数kmサイズの 微惑星が形成 ↓ 互いに衝突・合体 を繰り返し成長 暴走的成長 大きい粒子ほど成長が速い !秩序的成長 全ての粒子が同じ速度で成長
- 9. 暴KOKUBO 走的AND 成IDA 長の様子 最大の天体 平均値 20 KOKUBO AND IDA FIG. 4. Time evolution of the maximum mass (solid curve) and the mean 微惑星の暴走的成長 → 原始惑星が誕生する mass (dashed curve) of the system. than this range are not statistically valid since each mass bin often has only a few bodies. First, the distribution tends to relax to a decreasing function of mass through dynamical friction among FIG. 3. Snapshots of a planetesimal system on the a–e plane. The circles represent planetesimals and their radii are proportional to the radii of planetesi-mals. The system initially consists of 3000 equal-mass (1023 g) planetesimals. FIG. 4. Time evolution of the maximum mass (solid curve) and the mean mass (dashed curve) of the system. than this range are not statistically valid since each mass bin often has only a few bodies. First, the distribution tends to relax to a decreasing function of mass through dynamical friction among (energy equipartition of) bodies (t =50,000, 100,000 years). Second, the distributions tend to flatten (t =200,000 years). This is because as a runaway body grows, the system is mainly heated by the runaway body (Ida and Makino 1993). In this case, the eccentricity and inclination of planetesimals are scaled by the 軌道長半径 [AU] 軌道離心率 質量 [1023g] 時間 [年] [Kokubo Ida, 2000]
- 10. )-/原始惑星から惑星へ % $ 2 .3 ( ) -/(%-/ ) 0 # 4+ 原始惑星の質量 [地球質量] 軌道長半径 [AU] 地球型惑星 原始惑星同士の合体 ! 巨大ガス惑星 原始惑星のガス捕獲 ! 巨大氷惑星 原始惑星そのまま snow line
- 11. ジャイアントインパクト 1134 KOKUBO, KOMINAMI, 軌道長半径 [AU] 長い時間をかけて原始惑星同士の軌道が乱れる → 互いに衝突・合体してより大きな天体に成長 軌道離心率 2.—Snapshots of the system on the a-e (left) and a-i (right) planes at t ¼ 0, 106, are proportional to the physical sizes of the planets. planets is hnMi ’ 2:0 ! 0:6, whichmeans that the typical result-ing system consists of two Earth-sized planets and a smaller planet. In thismodel,we obtain hnai ’ 1:8 ! 0:7. In other words, one or two planets tend to form outside the initial distribution of protoplanets. In most runs, these planets are smaller scattered planets. Thus we obtain a high efficiency of h fai ¼ 0:79 ! 0:15. The accretion timescale is hTacci ¼ ð1:05 ! 0:58Þ ; 108 yr. These results are consistent with Agnor et al. (1999), whose initial con-ditions are the same as the standard model except for !¼ 8. Fig. [Kokubo Ida, 2006]
- 12. ガス捕獲による巨大ガス惑星形成 原始惑星は重力により周囲の円盤ガスを捕獲 ・10地球質量以下 → 大気圧で支えられて安定に存在 ・10地球質量以上 → 大気が崩壊・暴走的にガス捕獲 軌道付近に残っているガスを全て加速度的に捕獲 → 急激に質量を増し木星・土星へと成長する
- 13. 太陽系形成標準理論（京都モデル）
- 16. 人類初の系外惑星発見 1995年10月 Mayor Queloz (スイスの観測チーム) 人類初の系外惑星検出！ ペガサス座51番星の周りに Hot Jupiter が存在！
- 17. 次々と発見される系外惑星
- 19. 惑星系の多様性を生み出す要素 ・原始惑星系円盤の質量の違い → ガス惑星の個数や位置の違いを生む？ !・形成中の惑星の中心星方向への落下 （タイプ I 惑星落下 ＆ タイプ II 惑星落下） → 最終的な惑星の位置の違いを生む？ !・惑星の移動に伴う惑星系の変化 → より多様な惑星系が形成される？ !・軌道不安定による惑星系の変化 → 長い時間をかけて異なる惑星系へ移行？
- 20. 多様な原始惑星系円盤 牡牛座へびつかい座 0.0001 0.001 0.01 0.1 1.0 円盤の質量 [太陽質量] 発 見 数 太陽系復元円盤 宇宙には様々な質量を持つ原始惑星系円盤が存在 → 円盤の質量の違いが多様な惑星系を生み出す！？
- 21. random velocity of planetesimals is pumped up as high as the escape velocity of protoplanets. This high random veloc-ity On the other in circular orbits HD 192263 with 多様なmakes 円盤the かaccretion らprocess 生まslow and inefficient and thus Tgrow longer. This accretion inefficiency れるis a 多severe 様problem な惑星 !1e100 for in situ formation case. It is difficult slingshot model circular orbits the magnetic may be weak disks may be Terrestrial Jovian planets planetary accretion, key process systems. We confirmed holds in !solid ¼ !1ða=! ¼ 1=2; 3=We derived systems depend disk profile growth timescale and (17), respectively, a Mdisk T c o n tTdisk Tg ro w Tdisk 原始惑星系円盤の質量 軌道長半径 (中心星からの距離) Fig. 13.—Schematic illustration of the diversity of planetary systems [Kokubo Ida, 2002] against the initial disk mass for ! 2. The left large circles stand for central stars. The double circles (cores with envelopes) are Jovian planets, and the others are terrestrial and Uranian planets. [See the electronic edition of the Journal for a color version of this figure.] 円盤の質量の違い → ガス惑星の数と位置の違い
- 22. stirred by interactions between bodies, and clearing continues through scattering. After 200 million years the inner disk is composed 惑星の移動に伴う惑星系の変化 the collection of planetesimals at 0.06 AU, a M] planet at 0.12 AU, the hot Jupiter at 0.21 AU, and a 3 M] planet at 0.91 AU. Previous results have shown that these planets are likely be stable for billion-year time scales (15). Many bodies remain in the outer disk, and ac-cretion and ejection are ongoing due to long orbital time scales and high inclinations. Two of the four simulations from Fig. 2 contain a 90.3 M] planet on a low-eccentricity orbit in the habitable zone, where the temper-ature is adequate for water to exist as liquid on a planet_s surface (23). We adopt 0.3 M] as a lower limit for habitability, including long-term climate stabilization via plate tectonics (24). The surviving planets can be broken down into three categories: (i) hot Earth analogs interior to the giant planet; (ii) Bnormal[ terrestrial planets between the giant planet and 2.5 AU; and (iii) outer planets beyond 2.5 AU, whose accretion has not completed by the end of the simulation. Properties of simulated planets are segregated (Table 1): hot Earths have very low eccentric-ities and inclinations and high masses because Fig. 1. Snapshots in time of the evolution of one simulation. Each panel plots the orbital eccentricity versus semimajor axis for each surviving body. The size of each body is proportional to its physical size (except for the giant planet, shown in black). The vertical ‘‘error bars’’ represent the sine of each body’s inclination on the y-axis scale. The color of each dot corresponds to its water content (as per the color bar), and the dark inner dot represents the relative size of its iron core. For scale, the Earth’s water content is roughly 10j3 (28). 8 SEPTEMBER 2006 VOL 313 SCIENCE www.sciencemag.org タイプ I, II 惑星落下に より惑星系の軌道が大き くかき乱される 多様な惑星系形成 they accrete on the migration time scale (105 years), so there is a large amount of damping during their formation. These planets are remi-niscent of the recently discovered, close-in 7.5 M] planet around GJ 876 (25), whose formation is also attributed to migrating resonances (26). [Raymond et al., 2006]
- 23. : jumping Weidenschilling ,Marzari (1996),,Lin,, 軌道不安定による惑星系の変化惑星間の重力の影響が $,60 45 '#, (t ~ 1My) /% , # 2-+0'!
- 24. 3. *) 1.#3. 00 a 1 0 .
- 25. 00 a 1(. 積み重なって最終的に 互いの軌道が不安定化 異なる惑星系へ GM * GM * a GM a GM a GM a a 3 * 2 * 1 * e final ↓ Eccentric Planet の起源？ [Nagasawa et al., 2005]
- 26. 惑星系の多様性を生み出す要素 ・原始惑星系円盤の質量の違い → ガス惑星の個数や位置の違いを生む？ !・形成中の惑星の中心星方向への落下 （タイプ I 惑星落下 ＆ タイプ II 惑星落下） → 最終的な惑星の位置の違いを生む？ !・惑星の移動に伴う惑星系の変化 → より多様な惑星系が形成される？ !・軌道不安定による惑星系の変化 → 長い時間をかけて異なる惑星系へ移行？
- 27. 理論的に予想される惑星の多様性 軌道長半径 [AU] 惑星の質量 [ME] 地球型惑星 巨大氷惑星 巨大ガス惑星 Hot Jupiter [Ida Lin, 2004]
- 30. 宇宙は地球であふれてる！ スーパーアースサイズ 地球サイズ 海王星サイズ 木星サイズ それ以上
- 31. 宇宙は地球であふれてる！
- 32. Habitable Zone（生命居住可能領域） ＊軌道半径＊ 液体の水が存在できる温度 中心星の明るさによる !＊ 惑星質量＊ 重力で大気が保持できる ガス惑星にまで成長しない 地球質量の1/3～3倍程度 !＊惑星大気＊ 温室効果が適度に効く 水や二酸化炭素の量による 太陽型星の周りの Habitable Zone
- 34. ついに Earth 2.0 が発見される [2014年4月17日] (c) NASA
- 35. われわれはどこから来たのか! われわれは何者か! われわれはどこへ行くのか -Paul Gauguin