More Related Content
What's hot
Similar to Satelliteformation150604
More from noinoi79528
Recently uploaded
Recently uploaded (7)
Satelliteformation150604
- 1. 巨大ガス惑星周りの多様な衛星系の形成 佐々木貴教, 井田茂（東工大） Glen R. Stewart（コロラド大） （※ 2010年当時の所属です）
- 2. 木星衛星系と土星衛星系の違いを説明したい タイタン イオ エウロパ ガニメデ カリスト 岩石 岩石 氷 氷 未分化 イオ∼ガニメデは互いに軌道共鳴にある 大きな衛星は タイタンのみ （全衛星質量の95%） 氷 未分化 dial ice-rock mixtures may display distinct degrees of internal differentiation. Impact- induced melting and/or intense tidal heating of Ganymede, locked in orbital resonances with the inner neighboring satellites Io and Europa, may have triggered runaway differ- entiation, but Callisto farther out from Jupiter ries and gradual unmixing of ice and rock may also play a role for incomplete differentiation of icy satellites. References and Notes 1. L. Iess et al., Science 327, 1367 (2010). 2. R. Jaumann et al., in Titan from Cassini-Huygens, R.H. Brown, J.-P. Lebreton, J. Hunter Waite, Eds. (Springer, New York, 2009), pp. 75–140. Inside Titan. Global gravity field and sha pletely separated within Titan’s deep inte may contain a cold water-ammonia ocean water ice below (gray) and a floating ice/c images show that the extent of separation density that is predominantly affected by
- 4. 先行研究：Canup & Ward (2002, 2006) • 最小質量円盤モデル 集積のタイムスケールが短い → 高温（氷昇華, カリスト・タイタン分化） •集積円盤モデル 原始惑星系円盤から周惑星円盤に物質がゆっくり流入 周惑星円盤は準定常状態 動径方向に一様な流入flux 集積のタイムスケールが長い
- 5. 先行研究：Canup & Ward (2002, 2006) • 微衛星の集積と落下のつり合い MT/MP∼10-4 を再現 • 様々なパラメータでN体計算 木星衛星系（ ● c20 ） 土星衛星系（ ▲ c17 ） 天王星衛星系（ ● c64 ） 衛星系の違いは偶然？ 必然的な作り分けの メカニズムは無い？ ガリレオ衛星のMMRは？
- 6. 周惑星円盤モデル 衛星系形成モデル Canup & Ward, 2002, 2006 原始惑星系円盤から物質が流入 定常状態の周惑星円盤が形成 円盤の状態の解析解を与える Ida & Lin, 2004, 2008 N体計算をもとにした解析解 原始惑星の成長と移動を計算 軌道共鳴に入る条件を与える 本研究の戦略 ∼実際に衛星を作ってみよう∼ 木星衛星系/土星衛星系の違いと特徴が必然的に生まれる！ 本研究のオリジナルアイデア 木星系・土星系円盤の違い
- 7. Canup & Ward (2002, 2006) +α [K] [g/cm2] [/years] [g/cm2] Td ≈160 Mp MJ 1 2 τG 5 ×106 yrs −1 4 r 20RJ −3 4 dfd dt = 0.029 Mp MJ −2 3 f 100 −1 τG 5 ×106 yrs −1 r 20RJ 3 4 温度 ガス面密度 固体面密度 固体面密度の 時間進化 inflow flux € Fin = Fin (t = 0)exp −t τin( ) [g/s]
- 8. Ida & Lin (2004, 2008) +α 惑星集積と Type I migration のタイムスケール 落下した惑星が軌道共鳴に入る場合の共鳴間隔 btrap = 0.16 mi + mj M⇥ ⇥1/6 vmig vK ⇥ 1/4 rH [m] btrap < 2 3rH → 共鳴に入らず、惑星同士が衝突合体 [years] [years] τacc = M ˙M ≈106 fd −1 ηice −1 ρ ρp 1 3 M 10−4 Mp 1 3 Mp MJ −5/ 6 β 10 2 r 20RJ 5 4 τmig = r ˙r ≈105 1 fg M 10−4 Mp −1 Mp MJ −1 r 20RJ 1 2 τG 5 ×106 −1 4
- 9. 解析解の妥当性のチェック N体計算 (Canup & Ward) N体計算の結果が十分に再現できている 解析解 (本研究) 衛星系の総質量の変化（定常的な inflow の場合） α=1e-4, 5e-3, 5e-2
- 10. ※Königl (1991), Stevenson (1974) などから示唆される 円盤内縁に cavity が存在 木星 円盤内縁に cavity が無い 土星 本研究のアイデア
- 11. ※Königl (1991), Stevenson (1974) などから示唆される ※gap形成の有無については Ida & Lin (2004) 参照 円盤内縁に cavity が存在 木星 円盤内縁に cavity が無い 土星 惑星系円盤にgapを形成 → 周惑星円盤が消失 惑星系円盤の散逸とともに、周惑星円盤が消失 本研究のアイデア
- 12. 円盤の内縁（T Tauri stars との analogy） 木星系土星系 HERBST & MUNDT974 spin period [day] numberofstars Herbst & Mundt (2005) 磁場が弱い場合 磁場が強い場合→円盤とカップリング No Cavity Cavity
- 13. 円盤内縁の違いの妥当性 Königl (1991) 磁場と円盤のカップリングが起きるのに必要な磁場 ＝ 集積率10-6Mp/yr で ∼数百Gauss Stevenson (1974) 集積中の原始木星（土星）の磁場 ∼1000Gauss < cavityあり 現在の木星（土星）の磁場 ∼数Gauss 集積が十分弱まった時点での土星の磁場 < cavity無し
- 14. 木星衛星系と土星衛星系の作り分け • 木星衛星系 円盤ガスが散逸する前に木星が円盤にgapを空ける [Ida & Lin, 2004] → 周惑星円盤ガスの散逸は粘性散逸のタイムスケール：102∼104 yr 惑星形成初期の強い磁場によりinner edgeが形成（衛星がトラップ） massiveな円盤ガスのもとで作られた衛星系が, その状態のままfrozen • 土星衛星系 円盤にgapを空ける前に円盤ガスが散逸 [Ida & Lin, 2004] → 周惑星円盤ガスの散逸は円盤ガスの散逸タイムスケール：106∼107 yr 惑星形成後期にはinner edgeは消滅（衛星は中心惑星へ落下） less massiveな円盤ガスのもとで, 集積と落下のつり合いで衛星系が形成
- 19. 木星衛星系と土星衛星系の作り分け • 木星衛星系 円盤ガスが散逸する前に木星が円盤にgapを空ける [Ida & Lin, 2004] → 周惑星円盤ガスの散逸は粘性散逸のタイムスケール：102∼104 yr 惑星形成初期の強い磁場によりinner edgeが形成（衛星がトラップ） massiveな円盤ガスのもとで作られた衛星系が, その状態のままfrozen • 土星衛星系 円盤にgapを空ける前に円盤ガスが散逸 [Ida & Lin, 2004] → 周惑星円盤ガスの散逸は円盤ガスの散逸タイムスケール：106∼107 yr 惑星形成後期にはinner edgeは消滅（衛星は中心惑星へ落下） less massiveな円盤ガスのもとで, 集積と落下のつり合いで衛星系が形成
- 23. 計算結果 Monte Carlo Simulation（n=100） パラメータ： 円盤の粘性（αモデル） 円盤散逸のタイムスケール 微衛星の種の数 = 10 3 10 2 in = 3 ⇥ 106 5 ⇥ 106 N = 10 20 yr
- 24. 計算結果 1. 大きなサイズの衛星の個数 衛星の個数 衛星系の割合 木星系 土星系 1 20 6543 7 1 20 43 0 20 40 20 40 60 80 0 衛星系の割合 衛星の個数 計算結果1.大きなサイズの衛星の 衛星の個数 衛星系の割合 木星系 12 06 5 4 370 0 20 40 20 40 60 80 0 衛星系の割合 計算結果 1. 大きなサイズの衛星の個数 衛星の個数 衛星系の割合 木星系 土星系 1 20 6543 7 1 20 43 0 20 40 20 40 60 80 0 衛星系の割合 衛星の個数
- 25. 計算結果 1. 大きなサイズの衛星の個数 衛星の個数 衛星系の割合 木星系 土星系 1 20 6543 7 1 20 43 0 20 40 20 40 60 80 0 衛星系の割合 衛星の個数 岩石・岩石・氷・氷 の衛星系になっている場合 氷衛星で質量がタイタン と同程度ある場合
- 26. 計算結果 2. 衛星の位置・質量・構成物質 土星系 タイタン 木星系 岩石衛星の割合 氷衛星の割合 ガリレオ衛星 衛星の軌道長半径／惑星半径 衛星質量／惑星質量 10-3 0 10 20 30 0 10 20 30 内側の３衛星は常に軌道共鳴 最大の衛星が全衛星質量の 90%以上を占める
- 27. • カリストの形成時間（未分化問題） 必要条件：形成時間 ＞5 105yr [Barr & Canup, 2008] △ 計算結果：形成時間 ∼105yr 議論 1. 衛星の形成時間について gap 形成後も弱い物質流入（1/100）を仮定 [D Angelo et al., 2003] ○ 形成時間 ＞106yr の衛星がカリスト軌道付近に形成 ○ 全体的な特徴（個数・位置）はガリレオ衛星と調和的 △ 物質流入のさせ方に結果が依存（より詳細な研究を！）
- 28. • カリストの形成時間（未分化問題） 必要条件：形成時間 ＞5 105yr [Barr & Canup, 2008] △ 計算結果：形成時間 ∼105yr 議論 1. 衛星の形成時間について gap 形成後も弱い物質流入（1/100）を仮定 [D Angelo et al., 2003] ○ 形成時間 ＞106yr の衛星がカリスト軌道付近に形成 ○ 全体的な特徴（個数・位置）はガリレオ衛星と調和的 △ 物質流入のさせ方に結果が依存（より詳細な研究を！） •タイタンの形成時間 計算結果：形成時間 ＞106yr → タイタンも未分化である可能性を示唆 ○ 最新のタイタンの観測と調和的！[Iess et al., 2010] dial ice-rock mixtures may display distinct degrees of internal differentiation. Impact- induced melting and/or intense tidal heating ries and gradual unmixing also play a role for incom of icy satellites. Inside Titan. Glo pletely separated may contain a col water ice below (g images show that density that is pre
- 29. 議論 2. 土星のリング形成について •リングの起源 ロッシュ半径付近の原始衛星が破壊されて形成 [Charnoz et al., 2009] ロッシュ半径（RRoche ρ-1/3）と共回転半径の位置関係 × RRoche < RSynch → 原始衛星は潮汐で中心惑星に落下 ○ RRoche > RSynch → 原始衛星はロッシュ半径付近に留まる 原始衛星の密度 [g/cm3] RR,S[惑星半径] RSynch(Jupiter) RSynch(Saturn) RRoche(Jupiter) RRoche(Saturn)土星 木星
- 30. 議論 2. 土星のリング形成について •リングの起源 ロッシュ半径付近の原始衛星が破壊されて形成 [Charnoz et al., 2009] ロッシュ半径（RRoche ρ-1/3）と共回転半径の位置関係 × RRoche < RSynch → 原始衛星は潮汐で中心惑星に落下 ○ RRoche > RSynch → 原始衛星はロッシュ半径付近に留まる •土星のみがリングを作れる × 木星系：岩石を多く含む原始衛星が残りやすい 密度 > 1.8 g/cm3 で RRoche < RSynch ○ 土星系：氷を多く含む原始衛星が残りやすい 密度 < 1.6 g/cm3 で RRoche > RSynch × 天王星・海王星：原始衛星の密度によらず RRoche < RSynch
- 31. まとめ（Sasaki, Stewart & Ida, 2010, ApJ） 周惑星円盤モデル 衛星系形成モデル Canup & Ward, 2002, 2006 Ida & Lin, 2004, 2008 ・衛星の形成時間（＝分化度）の違いも説明できる！ ・土星のみリングを保有している理由も説明できる！ 衛星系の違いと特徴は必然的に生まれうる！ 円盤内縁に cavity が存在 木星 惑星系円盤にgap形成 → 周惑星円盤消失 円盤内縁に cavity が無い 土星 惑星系円盤散逸に伴い、周惑星円盤消失