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  • 1. 天文学概論(第7回) 系外惑星 2 ∼汎惑星形成論∼ 東京工業大学 佐々木貴教
  • 2. 系外惑星 2 ∼汎惑星形成論∼ ・系外惑星の統計データ ・太陽系形成論から汎惑星形成論へ ・生命を宿す惑星の発見へ向けて
  • 3. 系外惑星の統計データ
  • 4. 系外惑星の発見数の変化
  • 5. 発見されている系外惑星の特徴
  • 6. 手法ごとの発見されている惑星の特徴 視線速度法 トランジット法 重力レンズ法 直接撮像 AU Mj
  • 7. 惑星が発見されている恒星の特徴
  • 8. 系外惑星のデータを調べる ・The Extrasolar Planets Encyclopaedia ・Catalog of Exoplanets ・Exoplanet for iPhone/iPod touch/iPad http://exoplanet.eu http://www.planetary.org/exoplanets/
  • 9. 太陽系形成論から 汎惑星形成論へ
  • 10. 太陽系形成標準理論(林モデル) 原始惑星系円盤 微惑星の形成 微惑星の合体成長 地球型惑星形成 木星型惑星形成 ©Newton Press 巨大氷惑星形成
  • 11. 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?
  • 12. 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?
  • 13. 多様な原始惑星系円盤 0 3 6 9 12 15 0.0001 0.001 0.01 0.1 1 牡牛座 へびつかい座 0.001 0.01 0.10.0001 1.0 円盤の質量 [太陽質量] 発 見 数 太陽系復元円盤 宇宙には様々な質量を持つ原始惑星系円盤が存在  → 円盤の質量の違いが多様な惑星系を生み出す!?
  • 14. 多様な円盤から生まれる多様な惑星 円盤の質量の違い → ガス惑星の数と位置の違い random velocity of planetesimals is pumped up as high as the escape velocity of protoplanets. This high random veloc- ity makes the accretion process slow and inefficient and thus Tgrow longer. This accretion inefficiency is a severe problem On the ot in circular o HD 192263 with Æ1e1 for in situ f case. It is di slingshot m circular orb the magneti may be wea disks may b Terrestria Jovian plan planetary a key process systems. We confir holds in Æsolid ¼ Æ1ð ¼ 1=2; 3= tions. We d systems dep disk profile growth time a Mdisk T <Tgrow diskT <Tcont disk Fig. 13.—Schematic illustration of the diversity of planetary systems against the initial disk mass for < 2. The left large circles stand for central stars. The double circles (cores with envelopes) are Jovian planets, and the others are terrestrial and Uranian planets. [See the electronic edition of the 原始惑星系円盤の質量 軌道長半径 (中心星からの距離)
  • 15. タイプ I 惑星落下 月質量∼10地球質量の天体に効くメカニズム 天体が円盤に立てた密度波により角運動量を失う
  • 16. タイプ II 惑星落下 10地球質量以上の天体に効くメカニズム 天体が円盤に溝を作り円盤とともに中心星に落下
  • 17. 理論的に予想される惑星の多様性 軌道長半径 [AU] 惑星の質量[ME] 地球型惑星 巨大氷惑星 巨大ガス惑星 HotJupiter
  • 18. 巨大惑星の移動に伴う惑星系の変化 earing continues through scattering. After 00 million years the inner disk is composed the collection of planetesimals at 0.06 AU, a M] planet at 0.12 AU, the hot Jupiter at 0.21 U, and a 3 M] planet at 0.91 AU. Previous sults have shown that these planets are likely be stable for billion-year time scales (15). Many bodies remain in the outer disk, and ac- orbital time scales and high inclinations. Two of the four simulations from Fig. 2 contain a 90.3 M] planet on a low-eccentricity orbit in the habitable zone, where the temper- ature is adequate for water to exist as liquid on a planet_s surface (23). We adopt 0.3 M] as a lower limit for habitability, including long-term climate stabilization via plate tectonics (24). three categories: (i) hot Earth analogs interior to the giant planet; (ii) Bnormal[ terrestrial planets between the giant planet and 2.5 AU; and (iii) outer planets beyond 2.5 AU, whose accretion has not completed by the end of the simulation. Properties of simulated planets are segregated (Table 1): hot Earths have very low eccentric- ities and inclinations and high masses because g. 1. Snapshots in time of the evolution of one simulation. Each panel ots the orbital eccentricity versus semimajor axis for each surviving body. he size of each body is proportional to its physical size (except for the ant planet, shown in black). The vertical ‘‘error bars’’ represent the sine of each body’s inclination on the y-axis scale. The color of each dot corresponds to its water content (as per the color bar), and the dark inner dot represents the relative size of its iron core. For scale, the Earth’s water content is roughly 10j3 (28). 巨大惑星が落下する際に 周囲の原始惑星の軌道を 大きくかき乱す they accrete on the migration time scale (105 years), so there is a large amount of damping during their formation. These planets are remi- niscent of the recently discovered, close-in 7.5 M] planet around GJ 876 (25), whose formation is also attributed to migrating resonances (26). 多様な惑星系形成
  • 19. !"#$"%&'(#))#%* +,-./0./# 1233456,7#%,+ 外側内側 a GM a GM a GM a GM a GM ** 3 * 2 * 1 * %%% 重い円盤で3個以上の巨大ガス惑星 が円軌道で形成 &t >~ 1'() 形成後に離心率増大*%軌道交差 ひとつの惑星が系外へ+%残った惑星 は安定な楕円軌道へ+ 内側の惑星の aは初期の半分程度+%外側の惑星の aは広く分布+% ,-./0%e 軌道不安定による惑星系の変化 惑星間の重力の影響が 積み重なって最終的に 互いの軌道が不安定化 異なる惑星系へ ↓ Eccentric Planet の起源?
  • 20. 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. おまけ:重力不安定による惑星形成 原始惑星系円盤から直接ガス惑星が形成される可能性
  • 22. 生命を宿す惑星の発見へ向けて
  • 23. 生命存在条件 生命の定義 (1) 自己と外界を区別する膜を持つこと (2) 代謝をすること (3) 自己複製をすること 惑星の表面に液体の水が存在すること このような特徴を持った「生命」 が生まれるための必要条件 これを便宜的に惑星科学における生命存在条件とする
  • 24. Habitable Zone(生命居住可能領域) *軌道半径* 液体の水が存在できる温度 中心星の明るさによる * 惑星質量* 重力で大気が保持できる ガス惑星にまで成長しない 地球質量の1/3∼3倍程度 *惑星大気* 温室効果が適度に効く 水や二酸化炭素の量による 太陽型星の周りの Habitable Zone
  • 25. 様々な Habitable Planet (Satellite) g
  • 26. 地球型惑星発見へ向けての観測計画 Kepler(2009年3月∼) トランジット観測による 系外地球型惑星の検出 Darwin(2015年以降) 3機編隊の干渉計 惑星の大気成分を検出 TPF(無期延期中)
  • 27. 宇宙は地球であふれてる!? 理論計算 観測 地球型惑星が大量に存在していることを示唆 恒星の 23% が 0.5∼2.0 M地球 の惑星を持つ!?
  • 28. 宇宙は地球であふれてる!? observed by Kepler
  • 29. バイオマーカー(生物存在の証拠) 生物活動によって作られたと考えられる物質 (酸素、オゾン、植物の葉緑体、核爆発、、、) 大気にオゾンの吸収線を検出       ↓ 下層大気に大量の酸素が存在       ↓ 光合成を行う生命が存在!? 系外地球型惑星の超精密測光 超精密分光観測が必要
  • 30. 「第二の地球」の発見へ向けて ・巨大ガス惑星の発見(1995年) ・惑星大気の観測(2002年) ・惑星赤外線輻射(惑星の温度)の検出(2005年) ・Super-Earth系の発見(2007年) ・惑星の直接撮像(2008年) ・地球型惑星・Habitable Planet の発見(2010年) ・系外惑星リング・衛星の発見 ・地球型惑星の直接検出(測光&分光) ・地球型惑星の大気成分・バイオマーカーの同定 ・地球外生命の発見!
  • 31. フェルミのパラドックス エンリコ・フェルミ (1901-1954) Where are they? 地球に似た惑星は恒星系の中で 典型的に形成されうる = 地球外文明はたくさんある? これまで地球外文明との接触の 証拠は皆無である = 地球外文明は存在しない? 天文学・生物学・数学・宇宙生物学等を巻き込む議論
  • 32. われわれはどこから来たのか われわれは何者か われわれはどこへ行くのか -Paul Gauguin
  • 33. 今後のスケジュール 11/10 馬場 銀河系・近傍銀河(1) 11/17 馬場 銀河系・近傍銀河(2) 11/24 高梨 超新星・宇宙論(1) 12/1 高梨 超新星・宇宙論(2) 12/8 富田 初期宇宙と構造形成(1) 12/15 富田 初期宇宙と構造形成(2) 1/12 佐々木 全体のまとめ
  • 34. 連絡先 ❖ Sasaki Takanori Online:http://sasakitakanori.com  トップページに講義資料へのリンクを載せておきます  参考図書の紹介とアマゾンへのリンクも載せておきます ❖ メール:takanori@geo.titech.ac.jp  本講義全体の代表メールアドレス 講義の感想, 質問, 要望, 相談 惑星科学全般についての質問 研究や研究者についての質問