Ce diaporama a bien été signalé.
Nous utilisons votre profil LinkedIn et vos données d’activité pour vous proposer des publicités personnalisées et pertinentes. Vous pouvez changer vos préférences de publicités à tout moment.
2015年12月24日 惑星物理学 2015年度講義
惑星形成論「京都モデル」
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
✤ 太陽系の起源概論(「京都モデル」の概要)
✤ 原始惑星系円盤(円盤の力学構造・温度構造)
✤ ダストから微惑星へ(ダストの合体成長)
✤ 微惑星から原始惑星へ(暴走成長・寡占成長)
✤ 原始惑星から惑星へ(巨大天体衝突・ガス捕獲)
太陽系の起源概論
「京都モデル」の概要
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
「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...
太陽系形成標準理論(京都モデル)
©Newton Press
巨大氷惑星形成
原始惑星系円盤
円盤の力学構造・温度構造
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
原始惑星系円盤が形成
原始惑星系円盤の組成
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...
原始惑星系円盤の質量分布
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...
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!
ダストから微惑星へ
ダストの合体成長
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
...
微惑星から原始惑星へ
暴走成長・寡占成長
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
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
巨大天体衝突・ガス捕獲
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
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!
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
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...
巨大ガス惑星の形成の様子
MACHIDA ET AL.1226
1.—Time sequence for model M04. The density (color scale) and velocity distributions (arro...
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
太陽系形成標準理論(京都モデル)
©Newton Press
巨大氷惑星形成
http://sasakitakanori.com
Prochain SlideShare
Chargement dans…5
×

Lecture151224

494 vues

Publié le

Lecture151224

Publié dans : Formation
  • Soyez le premier à commenter

  • Soyez le premier à aimer ceci

Lecture151224

  1. 1. 2015年12月24日 惑星物理学 2015年度講義 惑星形成論「京都モデル」 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 ✤ 太陽系の起源概論(「京都モデル」の概要) ✤ 原始惑星系円盤(円盤の力学構造・温度構造) ✤ ダストから微惑星へ(ダストの合体成長) ✤ 微惑星から原始惑星へ(暴走成長・寡占成長) ✤ 原始惑星から惑星へ(巨大天体衝突・ガス捕獲)
  3. 3. 太陽系の起源概論 「京都モデル」の概要
  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
  5. 5. 「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]
  6. 6. 太陽系形成標準理論(京都モデル) ©Newton Press 巨大氷惑星形成
  7. 7. 原始惑星系円盤 円盤の力学構造・温度構造
  8. 8. 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 原始惑星系円盤が形成
  9. 9. 原始惑星系円盤の組成 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
  10. 10. 原始惑星系円盤の質量分布 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
  11. 11. 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!
  12. 12. ダストから微惑星へ ダストの合体成長
  13. 13. 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?
  14. 14. 微惑星から原始惑星へ 暴走成長・寡占成長
  15. 15. 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
  16. 16. 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
  17. 17. 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 [Kokubo & Ida, 2000]
  18. 18. 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]
  19. 19. 原始惑星から惑星へ 巨大天体衝突・ガス捕獲
  20. 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
  21. 21. 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]
  22. 22. 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!
  23. 23. 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
  24. 24. 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
  25. 25. 巨大ガス惑星の形成の様子 MACHIDA ET AL.1226 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
  26. 26. 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
  27. 27. 太陽系形成標準理論(京都モデル) ©Newton Press 巨大氷惑星形成
  28. 28. http://sasakitakanori.com

×