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    20111026 20111026 Presentation Transcript

    • 天文学概論(第5回) 星惑星形成2∼太陽系形成論∼東京工業大学 佐々木貴教
    • 星惑星形成2 ∼太陽系形成論∼・原始惑星系円盤(原始太陽系円盤)・古典的太陽系形成論モデル・地球の形成・初期進化
    • 原始惑星系円盤(原始太陽系円盤)
    • 分子雲から主系列星への進化
    • 原始惑星系円盤 分子雲コアの収縮!    重力と遠心力のつりあい!  原子惑星系円盤が形成 分子雲コア 原始惑星系円盤
    • 原始太陽系円盤の2つのモデル京都モデル(林モデル) キャメロンモデル ©Newton Press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
    • 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) 最小質量円盤モデル(京都モデル)・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
    • 原始太陽系円盤の質量分布 ガス成分:水素・ヘリウム 固体成分:ダスト(岩石・金属鉄・氷) snow line面密度(g/cm2) ガス成分 2.7AU以遠では 水蒸気が凝縮    ↓ 氷ダストの分だけ 固体成分 面密度が上昇する 太陽からの距離(AU)
    • 古典的太陽系形成論モデル
    • 太陽系の構成メンバー地球型惑星  水星  金星 巨大ガス惑星 巨大氷惑星  地球    木星   天王星  火星    土星   海王星
    • 太陽系形成標準理論(林モデル) 巨大氷惑星形成 ©Newton Press
    • 微惑星の形成 V Eimp = - p dV V0 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 d f Eimp [g/cm3] 2.40 → 微惑星形成f ~ 3N 2 ダストの合体成長? dN Eroll 中心星に落下する 衝突で破壊される Suyama et al. submitted to ApJ 乱流渦中で形成? 氷の昇華で密度上昇? -4g 10 微惑星の円盤が形成
    • 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
    • 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
    • 20 暴走的成長の様子 KOKUBO AND IDA KOKUBO AND IDA 質量 [1023g] 最大の天体軌道離心率 平均値 FIG. 4. Time evolution of the maximum mass (solid curve) and the mean mass (dashed curve) of the system. than this range are not statistically valid since each mass bin often 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). 時間 [年] 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 FIG. 4. Time evolution of the maximum mass (solid curve) and the mean 微惑星の暴走的成長 mass (dashed curve) of the system. 軌道長半径 [AU]  → are not statistically valid since each mass bin often than this range 原始惑星が誕生する FIG. 3. Snapshots of a planetesimal system on the a–e plane. The circlesrepresent planetesimals and their radii are proportional to the radii of planetesi- has only a few bodies. First, the distribution tends to relax to a
    • 寡占的成長の様子 FORMATION OF PROTOPLANETS FROM PLANETESIMALS 23 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 = 寡占的成長とよぶ軌道離心率 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 軌道長半径 [AU] 天王星軌道 8×1025 2×109 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,
    • 原始惑星から惑星へ snow line 地球型惑星原始惑星の質量 [地球質量]  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 ( 軌道長半径 [AU] )
    • ジャイアントインパクト原始惑星同士の巨大天体衝突を繰り返し, 現在の惑星へ
    • ジャイアントインパクトの様子 1134 KOKUBO, KOMIN 軌道離心率 軌道長半径 [AU] 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.長い時間をかけて原始惑星同士の軌道が乱れる 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 hna i ’ 1:8 Æ 0:7. In other words, one or two planets tend to form outside the initial distribution of → 互いに衝突・合体してより大きな天体に成長 protoplanets. In most runs, these planets are smaller scattered planets. Thus we obtain a high efficiency of h fa i ¼ 0:79 Æ 0:15. The accretion timescale is hTacc i ¼ ð1:05 Æ 0:58Þ ; 108 yr. These results are consistent with Agnor et al. (1999), whose initial con-
    • 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!
    • 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
    • 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
    • 1226 MACHIDA ET AL. 巨大ガス惑星の形成の様子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. 周囲の円盤ガスが原始惑星の重力圏内に捕獲される l of the outermost grid is denoted in the top left corner of each panel. The elapsed time ˜p 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. t ˜
    • 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
    • 地球の形成・初期進化
    • 地球内部の層構造の形成岩石 重力分離鉄 マントル・コア分化 マントル 火山活動 コア 地殻の形成 地球内部の冷却 内核の形成
    • 地球の大気・海洋の形成原始太陽系星雲ガスからの大気捕獲 水素・ヘリウムに富む還元的な大気惑星内部からの脱ガス大気の付加 微惑星中の揮発性物質の取り込み      ↓表面にマグマオーシャンが形成      ↓大気中の水蒸気が凝結 全球的に雨が降り海が形成
    • 地球の炭素循環(負のフィードバック) 温暖化 寒冷化 降水量増加 降水量減少 風化・浸食量増加 風化・浸食量減少二酸化炭素は海底に固定 火成活動で二酸化炭素付加大気中の二酸化炭素除去 大気中の二酸化炭素が増加
    • 地球のプレートテクトニクス
    • 生命と地球の共進化酸素発生型光合成生物の誕生・進化 → CO2 地球大気からO2 地球大気へ