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2015年4月9日 講義「惑星物理学」
星・惑星形成に関する概論
大学院理学研究科 宇宙物理学教室 佐々木貴教
本日の内容
✤ 現在の太陽系の姿
✤ 星形成に関する簡単なレビュー
✤ 太陽系形成論の簡単なレビュー
✤ 系外惑星の発見と汎惑星形成理論の構築
現在の太陽系の姿
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
(c) imart.co.jp
各天体の軌道
隕石の母天体
短周期彗星の巣
さらに遠くまで広がる太陽系
「オールトの雲」
長周期彗星の巣
=
天文単位(AU)
太陽から地球までの距離
(約1億5000万km)
水星 金星 地球 火星
軌道長半径 [AU] 0.39 0.72 1 1.52
公転周期 [年] 0.241 0.615 1 1.881
質量 [地球 = 1] 0.055 0.82 1 0.11
半径 [km] 2440 6052 6378 ...
木星 土星 天王星 海王星
軌道長半径 [AU] 5.2 9.6 19.2 30.1
公転周期 [年] 11.86 29.46 84.02 164.7
質量 [地球 = 1] 317.8 95.2 14.5 17.2
半径 [km] 71490...
地球型惑星の内部構造
水星
地殻
マントル
コア
火星地球 月金星
固体の内核
液体の外核
コア?
巨大ガス惑星・氷惑星の内部構造
木星 土星 天王星 海王星
地球
水素分子
金属水素
水素・ヘリウム・メタンガス
マントル(水・アンモニア・メタン氷)
コア(岩石・氷)
星形成に関する簡単なレビュー
星の形成と進化
星間分子雲中の密度が濃い部分が自己重力で収縮
 → 分子雲コアの形成
星形成のスタート!
典型的な分子雲コア
水素分子密度:104 cm-3
温度:10 K
サイズ:0.05光年
質量:太陽質量の10倍
収縮の時間:105-106年
星間分子雲...
・分子雲コア中心部の密度が1011cm-3を超える
  → 原始星の誕生
・原始星の周囲に原始星円盤が形成
・円盤から原始星にガスが降り積もる
  → 原始星の質量増加
・原始星円盤から垂直方向に
 双極分子流が吹き出す
・約106年でガス降着...
T タウリ型星:前主系列収縮期
・質量降着を終えた星はゆっくりと収縮する
  → この段階の星を T タウリ型星と呼ぶ
・T タウリ型星の特徴
  星の周囲に星間ガスの名残をとどめている
  若い星であることを示す状況証拠がある
  表面温度は...
原始星は約107年かけて収縮、内部温度が上がる
 → 水素燃焼が起こる温度(1.5 107 K)に到達
 → 一人前の恒星(主系列星)になる
主系列星への進化
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
原子惑星系円盤が形成
原始星 T タウリ型星
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!
太陽系形成論の簡単なレビュー
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
(c) imart.co.jp
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
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...
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...
原始太陽系円盤の質量分布
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...
10-4g
[g/cm3]
roll
imp23~40.2
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E
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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
KOKUBO AND IDA
FIG. 4. Time evolution of the maximum mass (solid curve) and the mean
mass (dashed curve) of the system.
th...
FORMATION OF PROTOPLANETS FROM PLANETESIMALS 23
FIG. 7. Snapshots of a planetesimal system on the a–e plane. The cir- FIG....
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
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
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...
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...
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
系外惑星の発見と
 汎惑星形成理論の構築
Mayor & Queloz (スイスの観測チーム)
人類初の系外惑星検出!
ペガサス座51番星の周りに Hot Jupiter が存在!
1995年10月
人類初の系外惑星発見
次々と発見される系外惑星
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?
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...
多様な原始惑星系円盤
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
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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!?
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
the escape velocity of protoplanets. This high random veloc-
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惑星の移動に伴う惑星系の変化
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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...
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
[Ida  Lin, 2004]
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惑星が形成される可能性
! ,inward,migraDon,of,clumps,before,con
,,,,,Ddal,downsizing,(Roche,lobe,overfl
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  1. 1. 2015年4月9日 講義「惑星物理学」 星・惑星形成に関する概論 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 ✤ 現在の太陽系の姿 ✤ 星形成に関する簡単なレビュー ✤ 太陽系形成論の簡単なレビュー ✤ 系外惑星の発見と汎惑星形成理論の構築
  3. 3. 現在の太陽系の姿
  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 (c) imart.co.jp
  5. 5. 各天体の軌道 隕石の母天体 短周期彗星の巣
  6. 6. さらに遠くまで広がる太陽系 「オールトの雲」 長周期彗星の巣 = 天文単位(AU) 太陽から地球までの距離 (約1億5000万km)
  7. 7. 水星 金星 地球 火星 軌道長半径 [AU] 0.39 0.72 1 1.52 公転周期 [年] 0.241 0.615 1 1.881 質量 [地球 = 1] 0.055 0.82 1 0.11 半径 [km] 2440 6052 6378 3396 密度 [kg/m3] 5430 5240 5520 3930 衛星の数 0 0 1 2 地球型惑星の性質
  8. 8. 木星 土星 天王星 海王星 軌道長半径 [AU] 5.2 9.6 19.2 30.1 公転周期 [年] 11.86 29.46 84.02 164.7 質量 [地球 = 1] 317.8 95.2 14.5 17.2 半径 [km] 71490 60270 25560 24760 密度 [kg/m3] 1330 690 1270 1640 衛星の数 49 53 27 13 巨大ガス惑星・氷惑星の性質
  9. 9. 地球型惑星の内部構造 水星 地殻 マントル コア 火星地球 月金星 固体の内核 液体の外核 コア?
  10. 10. 巨大ガス惑星・氷惑星の内部構造 木星 土星 天王星 海王星 地球 水素分子 金属水素 水素・ヘリウム・メタンガス マントル(水・アンモニア・メタン氷) コア(岩石・氷)
  11. 11. 星形成に関する簡単なレビュー
  12. 12. 星の形成と進化
  13. 13. 星間分子雲中の密度が濃い部分が自己重力で収縮  → 分子雲コアの形成 星形成のスタート! 典型的な分子雲コア 水素分子密度:104 cm-3 温度:10 K サイズ:0.05光年 質量:太陽質量の10倍 収縮の時間:105-106年 星間分子雲の収縮とコア形成
  14. 14. ・分子雲コア中心部の密度が1011cm-3を超える   → 原始星の誕生 ・原始星の周囲に原始星円盤が形成 ・円盤から原始星にガスが降り積もる   → 原始星の質量増加 ・原始星円盤から垂直方向に  双極分子流が吹き出す ・約106年でガス降着終了  原始星の質量が決まる 原始星の形成と成長
  15. 15. T タウリ型星:前主系列収縮期 ・質量降着を終えた星はゆっくりと収縮する   → この段階の星を T タウリ型星と呼ぶ ・T タウリ型星の特徴   星の周囲に星間ガスの名残をとどめている   若い星であることを示す状況証拠がある   表面温度は 3000∼7000 K   表面の磁場を伴う活動が示唆される ・中質量星で対応する星も存在   → ハービッグ Ae/Be 型星と呼ぶ
  16. 16. 原始星は約107年かけて収縮、内部温度が上がる  → 水素燃焼が起こる温度(1.5 107 K)に到達  → 一人前の恒星(主系列星)になる 主系列星への進化
  17. 17. 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 原子惑星系円盤が形成 原始星 T タウリ型星
  18. 18. 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!
  19. 19. 太陽系形成論の簡単なレビュー
  20. 20. 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 (c) imart.co.jp
  21. 21. 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
  22. 22. 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]
  23. 23. 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(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 Snow line 以遠では水が凝結し固体面密度が上昇
  24. 24. 原始太陽系円盤の質量分布 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
  25. 25. 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?
  26. 26. 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
  27. 27. 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]
  28. 28. 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]
  29. 29. 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
  30. 30. 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
  31. 31. 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]
  32. 32. 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
  33. 33. 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
  34. 34. 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
  35. 35. 系外惑星の発見と  汎惑星形成理論の構築
  36. 36. Mayor & Queloz (スイスの観測チーム) 人類初の系外惑星検出! ペガサス座51番星の周りに Hot Jupiter が存在! 1995年10月 人類初の系外惑星発見
  37. 37. 次々と発見される系外惑星
  38. 38. 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?
  39. 39. 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?
  40. 40. 多様な原始惑星系円盤 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!?
  41. 41. 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 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 d slingshot m circular orb the magnet 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 tim and (17), re 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 Journal for a color version of this figure.] 原始惑星系円盤の質量 軌道長半径 (中心星からの距離) [Kokubo Ida, 2002]
  42. 42. 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). タイプ I, II 惑星落下に より惑星系の軌道が大き くかき乱される 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 [Raymond et al., 2006]
  43. 43. Weidenschilling ,Marzari (1996),,Lin, a GM a GM a GM a GM a GM ** 3 * 2 * 1 * (t ~ 1My) , . . a . a . finale 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? [Nagasawa et al., 2005]
  44. 44. 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?
  45. 45. 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 [Ida Lin, 2004]
  46. 46. 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惑星が形成される可能性 ! ,inward,migraDon,of,clumps,before,con ,,,,,Ddal,downsizing,(Roche,lobe,overfl PopulaDon,synthesis,II,just,started,,,,Forg ,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,need,more,detail 0 a,[AU] 1 100100.1 1 10 100 M,[Mjup] 1 10 100 M,[Mjup] at,clump,formaDon, b Popula3on%synthesis% B%Disk%Instability%B% ! ,clump,formaDon,at,~30AU, ! ,dust,sedimentaDon,in,clumps,,cores, ! ,inward,migraDon,of,clumps,before,contracDon,(103I104yrs), ,,,,,Ddal,downsizing,(Roche,lobe,overflow),,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,, PopulaDon,synthesis,II,just,started,,,,Forgan,,Rice,(2013), ,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,need,more,detailed,simulaDons, a,[AU] 1 100100.1 a,[AU] 1 100100.1 1 10 100 M,[Mjup] 1 10 100 M,[Mjup] at,clump,formaDon, final,state:, ,too,many,, brown,dwarfs,

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