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- 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）
- 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？
- 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. 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. 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]
- 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. 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]
- 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. 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. 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