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NHK カルチャー講義（第２回）
- 2. 講座の内容 ✤ 現在の太陽系の姿 8つの惑星とその衛星、そして無数の小天体たち ✤ 太陽系形成論のレビュー 標準理論（京都モデル）の概要とその拡張の歴史 ✤ 系外惑星の発見、そして汎惑星形成理論へ 多様な惑星系の作り方；第二の地球は存在するか？
- 6. 太陽系の起源モデル 天動説から地動説へ ・Newton (1687)：「プリンキピア」 20世紀以前 ・Kant (1755), Laplace (1796)：星雲説 20世紀以降 ・Safronov (1969)：コア集積モデル ・Cameron (1978)：重力不安定モデル ・Hayashi et al. (1985)：コア集積モデル
- 8. 原始太陽系円盤の２つのモデル ©Newton Press 京都モデル（林モデル） キャメロンモデル 地球型惑星・巨大ガス惑星・巨大氷惑星の作り分け → 太陽系形成に関しては、京都モデルの方に軍配 (c) Alan P. Boss
- 12. 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） ・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（林モデル） 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 Snow line 以遠では水が凝結し固体面密度が上昇
- 14. 微惑星形成シナリオと様々な困難 ダスト (≲µm) 惑星 (≳103km) 原始惑星系円盤 微惑星 (≳km) 惑星形成と微惑星形成 !5 ice +rock ice+rock rock Itokawa (~0.5km) rock 重力集積 分子間力集積 + ダスト層の自己 重力不安定? スノーライン (~1-3AU?) 直接合体成長 ダストの自己重力不安定 ダスト 微惑星 μm mm m km 静電反発障壁 跳ね返り障壁 中心星落下障壁 衝突破壊障壁 乱流障壁 ☓☓ ☓ ☓☓
- 15. 10-4 [g/cm3] roll imp23~40.2 ~ E E N dN d f f Eimp = - p dV V0 V Suyama et al. submitted to ApJ ダストの合体成長 ダストの合体成長 → 微惑星形成 微惑星の円盤が形成 (c) Toru Sayama 氷微惑星は形成可能 岩石微惑星は破壊が 卓越し形成不可能
- 16. 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
- 17. 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 (c) Junichiro Makino
- 18. 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 [年] [Kokubo & Ida, 2000]
- 19. 寡占的成長の様子FORMATION OF PROTOPLANETS FROM PLANETESIMALS 23 FIG. 7. Snapshots of a planetesimal system on the a–e plane. The cir- cles represent planetesimals and their radii are proportional to the radii of planetesimals. The system initially consists of 4000 planetesimals whose to- tal mass is 1.3 × 1027 g. The initial mass distribution is given by the power- FIG. 8. The number of bodies in linear mass bins is plotted for t = 100,000, 200,000, 300,000, 400,000, and 500,000 years. In Fig. 10, we plot the maximum mass and the mean mass of 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] [Kokubo & Ida, 2000]
- 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 (c) Eiichiro Kokubo
- 22. 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
- 23. Break：月の起源
- 24. 月の起源説 捕獲説 分裂説 双子説 原始地球が高速回転によりふくらみ, その一部がちぎれて月が誕生 地球軌道付近での微惑星の集積により, 地球とは独立に月が形成 地球とは別の場所で作られた月が, 地球の近くを通ったときに捕らえられた 高速回転が難しい & 角運動量が大きすぎる 月の内部構造が説明できない & 月を残せない 捕獲確率が低い & 化学的制約を満たせない
- 25. ジャイアントインパクト説 [Hartman & Davis, Icarus, 1975] [Cameron & Ward, LPI Conference, 1976] (c) Wikipedia
- 26. 巨大天体衝突による円盤形成 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 (c) Robin Canup [Canap & Asphaug, 2001]
- 27. 円盤中での月形成 [Ida et al., 1997] 周地球円盤内で月形成 現在の月の位置よりも かなり内側（約 1/20）
- 28. 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
- 29. 巨大ガス惑星の形成 原始惑星に円盤ガスが暴走的に流入 → ガス惑星へ (c) NVIDIA
- 30. 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
- 32. 巨大ガス惑星の形成の様子 Fig. 4.—Structure around the Hill sphere for model M04 on the midplane (left) and in three dimensions, shown in bird’s-eye view (right). The gas stream MACHIDA ET AL.1226 V 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 (c) Takayuki Tanigawa
- 33. 周惑星円盤内で衛星が形成 (c) Takayuki Tanigawa イオ エウロパ ガニメデ カリスト タイタン(c) Wikipedia
- 37. 太陽系形成論の様々なモデル （円盤ガスの自己重力不安定による惑星形成モデル） 微惑星形成＋コア集積＋ガス集積によるその場形成モデル ガス惑星の移動を考慮した Nice Model ガス惑星の複雑な移動を考慮した Grand Tack Model 惑星形成領域を限定する Local Planet Formation Model [Sasaki et al., in prep.] [Walsh et al., 2011] [Gomes et al., 2005; Morbidelli et al., 2005; Tsiganis et al., 2005] [Hayashi et al., 1985] [Cameron, 1978]
- 39. Nice Model ・太陽系はもともと 水金地火木土海天 だった ・巨大惑星は現在よりもコンパクトな領域に固まっていた ・巨大惑星同士の重力散乱の結果、海が外に飛ばされた ・海によってエッジワースカイパーベルト天体が散乱された → 散乱された証拠が外縁天体の軌道に残されている ・散乱された天体の一部が地球や月にも落下してきた → 後期重爆撃期の証拠が月のクレーターに残されている ・太陽系は 水金地火木土天海 になった [Gomes et al., 2005; Morbidelli et al., 2005; Tsiganis et al., 2005]
- 40. 惑星落下問題 Type I migration（M 10M+） 等温円盤での migration による落下が速すぎる → 原始惑星が円盤内に生き残れない [Tanaka et al., 2002] Type II migration（M 50M+） 惑星重力により gap を形成し、円盤降着とともに落下 → a 1AU にガス惑星を残せない [Hasegawa Ida, 2013] Type III migration（M 30M+） Corotation torque の positive feedback → 超高速移動＆向きが予測不可能 [Masset Papaloizou, 2003]
- 41. Grand Tack Model [Walsh et al., 2011] (c) http://www.exoclimes.com
- 42. Type I migration のカオス性 © F. Maseet 円盤との重力相互作用による惑星軌道移動 ー 混沌新たな物理：惑星軌道移動 円盤温度勾配、流体素片熱輸送、 乱流拡散等を考慮する → 移動方向が変わる（ただし高速） [Paardekooper et al., 2010, 2011] 乱流による密度ゆらぎからの重力摂動 → ランダム運動を引き起こす [Ida et al, 2008, Okuzumi Ormel, 2013a, b] いずれにしても惑星は円盤ガスとの相互作用で動き回る
- 43. Migration TrapPossible%migra3on%trap:%type%I%% ! %adiaba3c%+%isothermal%disk% ,,,,,e.g.,,Paardekooper,,Papalouzou,(2009),,Paardekooper,et,al.,(2010,,11), ,,,,,,,,,,,,,,,,Kretke,,Lin,(2012), ! %gas%density%jump% adiabatic isothermal “saturation” of corotation torque: delicate 0.1AU 1AU 10AU dead zone (DZ) inner disk edge or DZ inner edge Masset,et,al.,(2006), Ogihara,et,al.,(2010) DZ outer edge Hasegawa,,Pudritz,(2012), Regaly,et,al.,(2013) ice line Kretke,,Lin,(2007) theory: not clear [Ida-san s talk]
- 44. Local Planet Formation Model Solar%system:%“local”%forma3on??% ! %I1995,:,uniform,disk,w/o,orbital,migraDon, ! ,1995I,:,uniform,disk,with,orbital,migraDon, ! ,New,idea:,nonIuniform,disk, ,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,start,from,2,narrow,disk,regions??, ,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,migraDon,trap?,, ,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,‘Grand,Tack’,model?,(Walsh+,2011), 0.1AU 1AU 10AU Me V E Ma J S U N close%scaLering% %giant%impacts% ,,Morishima+,(2008), ,,Hansen,(2009),, induced%forma3on%of%Saturn% ,,Kobayashi,,Ormel,,Ida,(2012)% diffusion%via%planetesimal%scaLering% ,,Fernandez,,Ip,(1994), secular%perturba3on%by%JS%in%2:1% ,,Nice,model,, ~2M⊕ 50I100M⊕ [Ida-san s talk] ちゃんとした論文は出ていないが多くの人が何となく思っている [Sasaki et al., in prep.]