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宇宙科学入門
- 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
- 7. 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 (c) Kouji KANBA
- 8. KOKUBO AND IDA FIG. 4. Time evolution of the maximum mass (solid curve) and the mean mass (dashed curve) of the system. thanthisrangearenotstatisticallyvalidsinceeachmassbinoften has only a few bodies. First, the distribution tends to relax to a 暴走的成長の様子 平均値 最大の天体 微惑星の暴走的成長 → 原始惑星が誕生する 20 KOKUBO AND IDA 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. thanthisrangearenotstatisticallyvalidsinceeachmassbinoften 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 [Kokubo & Ida, 2000]
- 9. 原始惑星から惑星へ ( ) ()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 (c) Eiichiro Kokubo
- 10. ジャイアントインパクト 軌道長半径 [AU] 軌道離心率 planets is hnM i ’ 2:0 Æ 0:6, which means that the typical result- ing system consists of two Earth-sized planets and a smaller planet. In this model, we obtain hnai ’ 1:8 Æ 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 Æ 0:15. The accretion timescale is hTacci ¼ 1:05 Æ 0:58ð Þ ; 108 yr. These results are consistent with Agnor et al. (1999), whose initial con- Fig. 2.—Snapshots of the system on the a-e (left) and a-i (right) planes at t ¼ 0, 1 are proportional to the physical sizes of the planets. KOKUBO, KOMIN1134 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 [Kokubo & Ida, 2006] (c) Hidenori Genda
- 11. 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 (c) Nagoya U
- 14. 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！ 1995年10月 人類初の系外惑星発見 (c) NASA (c) Michel Mayor
- 15. 次々と発見される系外惑星
- 16. バラエティに富む系外惑星系 標準的な惑星形成シナリオによって説明可能か？ (c) NASA(c) Wikipedia (c) NASA (c) picshype.com
- 17. 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？
- 21. (c) NASA
- 23. ついに Earth 2.0 が発見される (c) NASA [2014年4月17日]