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Lecture151224

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  1. 1. 2015年12月24日 惑星物理学 2015年度講義 惑星形成論「京都モデル」 大学院理学研究科 宇宙物理学教室 佐々木貴教
  2. 2. 本日の内容 ✤ 太陽系の起源概論(「京都モデル」の概要) ✤ 原始惑星系円盤(円盤の力学構造・温度構造) ✤ ダストから微惑星へ(ダストの合体成長) ✤ 微惑星から原始惑星へ(暴走成長・寡占成長) ✤ 原始惑星から惑星へ(巨大天体衝突・ガス捕獲)
  3. 3. 太陽系の起源概論 「京都モデル」の概要
  4. 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
  5. 5. 「京都モデル」の基本概念 円盤仮説 ・惑星系は原始惑星系円盤から形成される ・円盤はガスとダストから構成される 微惑星仮説 ・ダストの集積によって微惑星が形成される ・微惑星の集積によって固体惑星が形成される ・固体惑星にガスが降り積もることによって  ガス惑星が形成される              [林忠四郎 他, 1985]
  6. 6. 太陽系形成標準理論(京都モデル) ©Newton Press 巨大氷惑星形成
  7. 7. 原始惑星系円盤 円盤の力学構造・温度構造
  8. 8. 原始惑星系円盤 !  !  原始惑星系円盤分子雲コア 分子雲コアの収縮   重力と遠心力のつりあい 原始惑星系円盤が形成
  9. 9. 原始惑星系円盤の組成 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) ・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 最小質量円盤モデル(京都モデル) 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
  10. 10. 原始惑星系円盤の質量分布 太陽からの距離(AU) 面密度(g/cm2) ガス成分 固体成分 ガス成分:水素・ヘリウム 固体成分:ダスト(岩石・金属鉄・氷) 2.7AU以遠では 水蒸気が凝縮    ↓ 氷ダストの分だけ 面密度が上昇する snow line
  11. 11. 原始惑星系円盤の観測 実際に様々な形の円盤が観測されている  → 原始惑星系円盤は確かに存在する!
  12. 12. ダストから微惑星へ ダストの合体成長
  13. 13. 10-4g [g/cm3] roll imp23~40.2 ~ E E N dN d f f Eimp = - p dV V0 V Suyama et al. submitted to ApJ 微惑星の形成 ダストの合体成長  → 微惑星形成 微惑星の円盤が形成 不明な点が多い 重力不安定で形成? 乱流が成長を妨害する ダストの合体成長? 中心星に落下する 衝突で破壊される 乱流渦中で形成? 氷の昇華で密度上昇?
  14. 14. 微惑星から原始惑星へ 暴走成長・寡占成長
  15. 15. 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
  16. 16. 多体問題専用計算機 GRAPE 多体(微惑星)の重力計算  → 計算量が膨大になる 粒子間相互作用の部分だけを 専用計算機で計算したい  → GRAPE 誕生! GRAPE-6 と 牧野淳一郎教授
  17. 17. 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]
  18. 18. FORMATION OF PROTOPLANETS FROM PLANETESIMALS 23 FIG. 7. Snapshots of a planetesimal system on the a–e plane. The cir- FIG. 8. The number of bodies in linear mass bins is plotted for t = 100,000, 寡占的成長の様子軌道離心率 各場所で微惑星が暴走的成長  → 等サイズの原始惑星が並ぶ 寡占的成長とよぶ = 各軌道での原始惑星 質量 [kg] 形成時間 [yr] 地球軌道 1×1024 7×105 木星軌道 3×1025 4×107 天王星軌道 8×1025 2×109 軌道長半径 [AU]
  19. 19. 原始惑星から惑星へ 巨大天体衝突・ガス捕獲
  20. 20. 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
  21. 21. 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]
  22. 22. 巨大天体衝突による月形成 原始地球に火星サイズの 原始惑星が衝突 飛び散った破片が地球の 周囲に円盤を形成 円盤中で月が誕生!
  23. 23. Moon Formation by N-body N = 1,000 ~3hours@MacPro 数ヶ月∼数年で、ひとつの月ができる
  24. 24. 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
  25. 25. 巨大ガス惑星の形成の様子 MACHIDA ET AL.1226 1.—Time sequence for model M04. The density (color scale) and velocity distributions (arrows) on the cross section in the ˜z ¼ 0 plane are plotted. The bottom ¼ 3) are 4 times the spatial magnification of the top panels (l ¼ 1). Three levels of grids are shown in each top (l ¼ 1, 2, and 3) and bottom (l ¼ 3, 4, and 5) panel. l of the outermost grid is denoted in the top left corner of each panel. The elapsed time ˜tp and the central density ˜c on the midplane are denoted above each of the ls. The velocity scale in units of the sound speed is denoted below each panel.周囲の円盤ガスが原始惑星の重力圏内に捕獲される
  26. 26. 巨大氷惑星の形成 円盤散逸後に原始惑星が形成 → ガスを纏えず氷惑星へ
  27. 27. 太陽系形成標準理論(京都モデル) ©Newton Press 巨大氷惑星形成
  28. 28. http://sasakitakanori.com

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