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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
連絡先
❖   Sasaki Takanori Online:http://sasakitakanori.com
      佐々木貴教 で検索してもすぐ見つかります
     講義資料や参考図書の情報などを掲載します

❖   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
系外惑星 2 ∼汎惑星形成論∼

・太陽系形成論から汎惑星形成論へ
 *太陽系形成論のまとめ
 *汎惑星形成論へ
・生命を宿す惑星の発見へ向けて
太陽系形成論から
 汎惑星形成論へ
太陽系形成論のまとめ
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


              巨大氷惑星形成
               ©Newton Press
原始惑星系円盤
   なぜ円盤状になるか?
             分子雲コアの収縮
!  分子雲が収縮すると、「角運動量保存の原
   理」に従い、収縮するほど回転が速くなる
               重力と遠心力のつりあい
            原子惑星系円盤が形成
!  回転の効果が効いて、平たい円盤状の構造
 になる




  分子雲コア         原始惑星系円盤
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!
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


暴走成長により
少数の微惑星が急成長
     ↓
  火星サイズの
  原始惑星が形成
random numbers that produce initial distribution of plane-
                                                               tesimals. Their results are qualitatively the same. We also
                                                               performed simulations of 2-D accretion where orbits of
                 暴走成長(寡占成長)の様子                                 planetesimals are confined to a plane and compared with
                                                                                                                                           3-D a
                                        OLIGARCHIC GROWTH OF PROTOPLANETS                                                        177
                                                                                                                                           is the
                                                                runaway stage, while most planetesimals remain small. The                  obtai
                                                                typical orbital separation of protoplanets kept while grow-                more
                                                                ing is about 10rH. This value depends only weakly on the
                                                                mass of protoplanets, the surface density of the solid mate-               4.1. R
                                                                rial, and the semimajor axis. This self-organized structure
                                                                is a general property of self-gravitating accreting bodies                    Sna




                                                                     質量 [1023g]
                                                                                                 最大の天体
                                                                in a disk when gravitational focusing and dynamical friction               t5
                                                                are effective.                                                             1b. T
                                                                   If we assume that the oligarchic growth continues till                  circle
                                                                the final stage of planetary accretion, the mass of proto-                  numb
     軌道離心率




                                                                planets is estimated by M  2ab. In the solar nebula
                                                                model that is 50% more massive than the minimum mass        平均値            creas
                                                                model, the surface mass density of the solar nebula is                     tion,
                                                                given by                                                                   locall
                                                                                                                                           where
                                                                                            
                                                                                  
                                                                                                  3/2
                                                                                       a                                                   the la
                                                                                  10                     [g cm2] a  2.7 AU
                                                                                     1 AU                                                  larges
                                                                                                                                 (12)
                                                                                           
                                                                            
                                                                                            a    3/2                                      defini
                                                                                      4                 [g cm2]   a  2.7 AU.             1. It is
                                                                                          5 AU
                                                                                                                                           mass,
                                                                                                             時間 [年]
                                                                       Adopting this  and b  10rH, we have M  0.2M and                 mass
                                                                       b  0.07 AU at 1 AU (  10 g cm2), M  7M and                    away
                                                                       bFIG. AU The maximum massgof the), and M  17M and
                                                                          2 3. at 7 AU (  2.4 cm2 planetesimals (solid curve) and      away
                                                                      their mean mass except the maximum (dashed curve) are plotted as a
                                                                       b  8 AU at 25 AU (  0.36 g cm2), where M is the
                                                                 大きな天体がより大きくなる
                                                                      function of time.
                                                                       Earth mass. In the terrestrial planet region, the estimated
                                                                       mass and the orbital separation of protoplanets are still
                                                                                                                                           times

                                                                       smaller than the present planets. This may suggest that
                  軌道長半径 [AU]                                     適当な間隔で原始惑星が並ぶ
                                                                       oligarchic growth does not continue till the final stage of
  FIG. 4. The same as Fig. 1 but for the system initially consists of planetary accretion in the terrestrial planet region. The
4000 equal-mass planetesimals (m  3  1023 g). The radius increase orbital separation may get larger in the terrestrial planet
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
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
汎惑星形成論へ
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?
多様な原始惑星系円盤
                                               15



               太陽系復元円盤
                                               12




  発                                             9


  見              牡牛座                   へびつかい座
  数                                             6




                                                    3




                                                    0
      0.0001      0.001   0.01   0.1       1


 0.0001          0.001   0.01   0.1      1.0
                     円盤の質量 [太陽質量]

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!?
random velocity of planetesimals is pumped up as high as
             the escape velocity of protoplanets. This high random veloc-              On the ot
                                                                                    in circular o
多様な円盤から生まれる多様な惑星
             ity makes the accretion process slow and inefficient and thus
             Tgrow longer. This accretion inefficiency is a severe problem            HD 192263
                                                                                    with Æ1 e1
                                                                                    for in situ f
                Mdisk         T cont Tdisk                  TgrowTdisk            case. It is di
                                                                                    slingshot m
            原始惑星系円盤の質量                                                              circular orb
                                                                                    the magneti
                                                                                    may be wea
                                                                                    disks may b



                                                                                        Terrestria
                                                                                     Jovian plan
                                                                                     planetary a
                                                                                     key process
                                                                                     systems.
                                                                                        We confir
                                                                                     holds in
                                                                                 a   Æsolid ¼ Æ1 ð
                                                                                      ¼ 1=2; 3=
           軌道長半径 (中心星からの距離)                                                          tions. We d
      Fig. 13.—Schematic illustration of the diversity of planetary systems          systems dep
   against the initial disk mass for   2. The left large circles stand for central
                                                                                     disk profile
円盤の質量の違い → ガス惑星の数と位置の違い time
   stars. The double circles (cores with envelopes) are Jovian planets, and the
   others are terrestrial and Uranian planets. [See the electronic edition of the    growth
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
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
理論的に予想される惑星の多様性
                             巨大ガス惑星

              Hot Jupiter
 惑星の質量 [ME]



                                      巨大氷惑星


                            地球型惑星




                             軌道長半径 [AU]
earing continues through scattering. After          orbital time scales and high inclinations.            three categories: (i) hot Earth analogs interior to
 00 million years the inner disk is composed             Two of the four simulations from Fig. 2           the giant planet; (ii) Bnormal[ terrestrial planets
                                                     contain a 90.3 M] planet on a low-eccentricity



                     巨大惑星の移動に伴う惑星系の変化
   the collection of planetesimals at 0.06 AU, a                                                           between the giant planet and 2.5 AU; and (iii)
  M] planet at 0.12 AU, the hot Jupiter at 0.21      orbit in the habitable zone, where the temper-        outer planets beyond 2.5 AU, whose accretion
 U, and a 3 M] planet at 0.91 AU. Previous           ature is adequate for water to exist as liquid on     has not completed by the end of the simulation.
  sults have shown that these planets are likely     a planet_s surface (23). We adopt 0.3 M] as a         Properties of simulated planets are segregated
   be stable for billion-year time scales (15).      lower limit for habitability, including long-term     (Table 1): hot Earths have very low eccentric-
Many bodies remain in the outer disk, and ac-        climate stabilization via plate tectonics (24).       ities and inclinations and high masses because




                                                                                                                                                          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
                                                                                                                                                                  多様な惑星系形成
                                                                                                                                                                   niscent of the recently discovered, close-in 7.5 M]
                                                                                                               years), so there is a large amount of damping       planet around GJ 876 (25), whose formation is
                                                                                                               during their formation. These planets are remi-     also attributed to migrating resonances (26).




  g. 1. Snapshots in time of the evolution of one simulation. Each panel        of each body’s inclination on the y-axis scale. The color of each dot
  ots the orbital eccentricity versus semimajor axis for each surviving body.   corresponds to its water content (as per the color bar), and the dark inner
 he size of each body is proportional to its physical size (except for the      dot represents the relative size of its iron core. For scale, the Earth’s water
  ant planet, shown in black). The vertical ‘‘error bars’’ represent the sine   content is roughly 10j3 (28).
!#$%'(#))#%* +,-./0./# 1233456,7#%,+

軌道不安定による惑星系の変化
    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'()
             惑星間の重力の影響が
     形成後に離心率増大*%軌道交差
             積み重なって最終的に
     ひとつの惑星が系外へ+%残った惑星




                                                    ,-./0% e
     は安定な楕円軌道へ+ 内側の惑星の
             互いの軌道が不安定化
     aは初期の半分程度+%外側の惑星の
                     ↓
     aは広く分布+%
     GM * GM *          異なる惑星系へ
                    GM * GM * GM *
         % %                %
      a1     a2       a3        a内側   a外側




            Eccentric Planet の起源?
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
生命を宿す惑星の発見へ向けて
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


          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

   惑星の表面に液体の水が存在すること

これを便宜的に惑星科学における生命存在条件とする
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      太陽型星の周りの
水や二酸化炭素の量による    Habitable Zone
様々な Habitable Planet (Satellite)




                       d
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
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)
「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)
・系外惑星リング・衛星の発見
・地球型惑星・Habitable Planet 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!
フェルミのパラドックス
             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
イタリアの物理学者 証拠は皆無である
(1901-1954) = 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
参考図書
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

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天文学概論7