![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
?円盤は最小質量の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]](https://image.slidesharecdn.com/nhk20160221-160222020708/85/NHK-9-320.jpg)
![10-4
[g/cm3]
roll
imp23~40.2
~
E
E
N
dN
d
f
f
Eimp = - p dV
V0
V
Suyama et al. submitted to ApJ
ダストの合体成長
ダストの合体成長
?→ 微惑星形成
微惑星の円盤が形成
(c) Toru Sayama
氷微惑星は形成可能
岩石微惑星は破壊が
卓越し形成不可能](https://image.slidesharecdn.com/nhk20160221-160222020708/85/NHK-15-320.jpg)
![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 ?atten (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]](https://image.slidesharecdn.com/nhk20160221-160222020708/85/NHK-18-320.jpg)
![寡占的成長の様子FORMATION OF PROTOPLANETS FROM PLANETESIMALS 23
FIG. 7. Snapshots of a planetesimal system on the a–e plane. The cir-
cles represent planetesimals and their radii are proportional to the radii of
planetesimals. The system initially consists of 4000 planetesimals whose to-
tal mass is 1.3 × 1027 g. The initial mass distribution is given by the power-
FIG. 8. The number of bodies in linear mass bins is plotted for t = 100,000,
200,000, 300,000, 400,000, and 500,000 years.
In Fig. 10, we plot the maximum mass and the mean mass of
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]
[Kokubo & Ida, 2000]](https://image.slidesharecdn.com/nhk20160221-160222020708/85/NHK-19-320.jpg)
![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
(c) Eiichiro Kokubo](https://image.slidesharecdn.com/nhk20160221-160222020708/85/NHK-20-320.jpg)
![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 ? 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 ? 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 ef?ciency of h fai ? 0:79 ? 0:15.
The accretion timescale is hTacci ? 1:05 ? 0:58? ? ; 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 ? 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]
(c) Hidenori Genda](https://image.slidesharecdn.com/nhk20160221-160222020708/85/NHK-22-320.jpg)
![ジャイアントインパクト説
[Hartman & Davis, Icarus, 1975]
[Cameron & Ward, LPI Conference, 1976]
(c) Wikipedia](https://image.slidesharecdn.com/nhk20160221-160222020708/85/NHK-25-320.jpg)
![巨大天体衝突による円盤形成
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
(c) Robin Canup
[Canap & Asphaug, 2001]](https://image.slidesharecdn.com/nhk20160221-160222020708/85/NHK-26-320.jpg)
![円盤中での月形成
[Ida et al., 1997]
周地球円盤内で月形成
現在の月の位置よりも
かなり内側（約 1/20）](https://image.slidesharecdn.com/nhk20160221-160222020708/85/NHK-27-320.jpg)
![太陽系形成論の様々なモデル
（円盤ガスの自己重力不安定による惑星形成モデル）
微惑星形成＋コア集積＋ガス集積によるその場形成モデル
ガス惑星の移動を考慮した Nice Model
ガス惑星の複雑な移動を考慮した Grand Tack Model
惑星形成領域を限定する Local Planet Formation Model
[Sasaki et al., in prep.]
[Walsh et al., 2011]
[Gomes et al., 2005; Morbidelli et al., 2005; Tsiganis et al., 2005]
[Hayashi et al., 1985]
[Cameron, 1978]](https://image.slidesharecdn.com/nhk20160221-160222020708/85/NHK-37-320.jpg)
![Nice Model
?太陽系はもともと 水金地火木土海天 だった
?巨大惑星は現在よりもコンパクトな領域に固まっていた
?巨大惑星同士の重力散乱の結果、海が外に飛ばされた
?海によってエッジワースカイパーベルト天体が散乱された
??→ 散乱された証拠が外縁天体の軌道に残されている
?散乱された天体の一部が地球や月にも落下してきた
??→ 後期重爆撃期の証拠が月のクレーターに残されている
?太陽系は 水金地火木土天海 になった
[Gomes et al., 2005; Morbidelli et al., 2005; Tsiganis et al., 2005]](https://image.slidesharecdn.com/nhk20160221-160222020708/85/NHK-39-320.jpg)
![惑星落下問題
Type I migration（M 10M+）
等温円盤での migration による落下が速すぎる
?→ 原始惑星が円盤内に生き残れない [Tanaka et al., 2002]
Type II migration（M 50M+）
惑星重力により gap を形成し、円盤降着とともに落下
?→ a 1AU にガス惑星を残せない [Hasegawa Ida, 2013]
Type III migration（M 30M+）
Corotation torque の positive feedback
?→ 超高速移動＆向きが予測不可能 [Masset Papaloizou, 2003]](https://image.slidesharecdn.com/nhk20160221-160222020708/85/NHK-40-320.jpg)
![Grand Tack Model [Walsh et al., 2011]
(c) http://www.exoclimes.com](https://image.slidesharecdn.com/nhk20160221-160222020708/85/NHK-41-320.jpg)
![Type I migration のカオス性
? F. Maseet
円盤との重力相互作用による惑星軌道移動 ー 混沌新たな物理：惑星軌道移動
円盤温度勾配、流体素片熱輸送、
乱流拡散等を考慮する
?→ 移動方向が変わる（ただし高速）
?????[Paardekooper et al., 2010, 2011]
乱流による密度ゆらぎからの重力摂動
?→ ランダム運動を引き起こす
? [Ida et al, 2008, Okuzumi Ormel, 2013a, b]
いずれにしても惑星は円盤ガスとの相互作用で動き回る](https://image.slidesharecdn.com/nhk20160221-160222020708/85/NHK-42-320.jpg)
![Migration TrapPossible%migra3on%trap:%type%I%%
!?%adiaba3c%+%isothermal%disk%
,,,,,e.g.,,Paardekooper,,Papalouzou,(2009),,Paardekooper,et,al.,(2010,,11),
,,,,,,,,,,,,,,,,Kretke,,Lin,(2012),
!?%gas%density%jump%
adiabatic isothermal
“saturation” of
corotation torque:
delicate
0.1AU 1AU 10AU
dead zone (DZ)
inner disk edge
or DZ inner edge
Masset,et,al.,(2006),
Ogihara,et,al.,(2010)
DZ outer edge
Hasegawa,,Pudritz,(2012),
Regaly,et,al.,(2013)
ice line
Kretke,,Lin,(2007)
theory: not clear
[Ida-san s talk]](https://image.slidesharecdn.com/nhk20160221-160222020708/85/NHK-43-320.jpg)
![Local Planet Formation Model
Solar%system:%“local”%forma3on??%
!?%I1995,:,uniform,disk,w/o,orbital,migraDon,
!?,1995I,:,uniform,disk,with,orbital,migraDon,
!?,New,idea:,nonIuniform,disk,
,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,start,from,2,narrow,disk,regions??,
,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,migraDon,trap?,,
,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,‘Grand,Tack’,model?,(Walsh+,2011),
0.1AU 1AU 10AU
Me V E Ma J S U N
close%scaLering%
%giant%impacts%
,,Morishima+,(2008),
,,Hansen,(2009),,
induced%forma3on%of%Saturn%
,,Kobayashi,,Ormel,,Ida,(2012)%
di?usion%via%planetesimal%scaLering%
,,Fernandez,,Ip,(1994),
secular%perturba3on%by%JS%in%2:1%
,,Nice,model,,
~2M⊕ 50I100M⊕
[Ida-san s talk]
ちゃんとした論文は出ていないが多くの人が何となく思っている
[Sasaki et al., in prep.]](https://image.slidesharecdn.com/nhk20160221-160222020708/85/NHK-44-320.jpg)
NHK カルチャー講義（第２回）
- 2. 講座の内容 ? 現在の太陽系の姿? ?8つの惑星とその衛星、そして無数の小天体たち ? 太陽系形成論のレビュー? ?標準理論（京都モデル）の概要とその拡張の歴史 ? 系外惑星の発見、そして汎惑星形成理論へ? ?多様な惑星系の作り方；第二の地球は存在するか？
- 6. 太陽系の起源モデル 天動説から地動説へ ?Newton (1687)：「プリンキピア」 20世紀以前 ?Kant (1755), Laplace (1796)：星雲説 20世紀以降 ?Safronov (1969)：コア集積モデル ?Cameron (1978)：重力不安定モデル ?Hayashi et al. (1985)：コア集積モデル
- 8. 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 (c) Alan P. Boss
- 12. 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（林モデル） 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 以远では水が凝结し固体面密度が上昇
- 14. 微惑星形成シナリオと様々な困難 ダスト (??m) 惑星 (?103km) 原始惑星系円盤 微惑星 (?km) 惑星形成と微惑星形成 !5 ice +rock ice+rock rock Itokawa (~0.5km) rock 重力集積 分子間力集積 + ダスト層の自己 重力不安定? スノーライン (~1-3AU?) 直接合体成長 ダストの自己重力不安定 ダスト 微惑星 μm mm m km 静電反発障壁 跳ね返り障壁 中心星落下障壁 衝突破壊障壁 乱流障壁 ?? ? ??
- 15. 10-4 [g/cm3] roll imp23~40.2 ~ E E N dN d f f Eimp = - p dV V0 V Suyama et al. submitted to ApJ ダストの合体成長 ダストの合体成長 ?→ 微惑星形成 微惑星の円盤が形成 (c) Toru Sayama 氷微惑星は形成可能 岩石微惑星は破壊が 卓越し形成不可能
- 16. 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 (c) Kouji KANBA
- 17. 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 (c) Junichiro Makino
- 18. 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 ?atten (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]
- 19. 寡占的成長の様子FORMATION OF PROTOPLANETS FROM PLANETESIMALS 23 FIG. 7. Snapshots of a planetesimal system on the a–e plane. The cir- cles represent planetesimals and their radii are proportional to the radii of planetesimals. The system initially consists of 4000 planetesimals whose to- tal mass is 1.3 × 1027 g. The initial mass distribution is given by the power- FIG. 8. The number of bodies in linear mass bins is plotted for t = 100,000, 200,000, 300,000, 400,000, and 500,000 years. In Fig. 10, we plot the maximum mass and the mean mass of 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] [Kokubo & Ida, 2000]
- 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 (c) Eiichiro Kokubo
- 22. 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 ? 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 ? 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 ef?ciency of h fai ? 0:79 ? 0:15. The accretion timescale is hTacci ? 1:05 ? 0:58? ? ; 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 ? 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] (c) Hidenori Genda
- 23. 叠谤别补办：月の起源
- 24. 月の起源説 捕獲説 分裂説 双子説 原始地球が高速回転によりふくらみ, その一部がちぎれて月が誕生 地球軌道付近での微惑星の集積により, 地球とは独立に月が形成 地球とは別の場所で作られた月が, 地球の近くを通ったときに捕らえられた 高速回転が難しい & 角運動量が大きすぎる 月の内部構造が説明できない & 月を残せない 捕獲確率が低い & 化学的制約を満たせない
- 25. ジャイアントインパクト説 [Hartman & Davis, Icarus, 1975] [Cameron & Ward, LPI Conference, 1976] (c) Wikipedia
- 26. 巨大天体衝突による円盤形成 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 (c) Robin Canup [Canap & Asphaug, 2001]
- 27. 円盤中での月形成 [Ida et al., 1997] 周地球円盤内で月形成 現在の月の位置よりも かなり内側（約 1/20）
- 28. 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
- 29. 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 (c) NVIDIA
- 30. 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 (c) Nagoya U
- 32. 巨大ガス惑星の形成の様子 Fig. 4.—Structure around the Hill sphere for model M04 on the midplane (left) and in three dimensions, shown in bird’s-eye view (right). The gas stream MACHIDA ET AL.1226 V 1.—Time sequence for model M04. The density (color scale) and velocity distributions (arrows) on the cross section in the ?z ? 0 plane are plotted. The bottom ? 3) are 4 times the spatial magni?cation of the top panels (l ? 1). Three levels of grids are shown in each top (l ? 1, 2, and 3) and bottom (l ? 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 (c) Takayuki Tanigawa
- 33. 周惑星円盤内で衛星が形成 (c) Takayuki Tanigawa イオ エウロパ ガニメデ カリスト タイタン(c) Wikipedia
- 37. 太陽系形成論の様々なモデル （円盤ガスの自己重力不安定による惑星形成モデル） 微惑星形成＋コア集積＋ガス集積によるその場形成モデル ガス惑星の移動を考慮した Nice Model ガス惑星の複雑な移動を考慮した Grand Tack Model 惑星形成領域を限定する Local Planet Formation Model [Sasaki et al., in prep.] [Walsh et al., 2011] [Gomes et al., 2005; Morbidelli et al., 2005; Tsiganis et al., 2005] [Hayashi et al., 1985] [Cameron, 1978]
- 39. Nice Model ?太陽系はもともと 水金地火木土海天 だった ?巨大惑星は現在よりもコンパクトな領域に固まっていた ?巨大惑星同士の重力散乱の結果、海が外に飛ばされた ?海によってエッジワースカイパーベルト天体が散乱された ??→ 散乱された証拠が外縁天体の軌道に残されている ?散乱された天体の一部が地球や月にも落下してきた ??→ 後期重爆撃期の証拠が月のクレーターに残されている ?太陽系は 水金地火木土天海 になった [Gomes et al., 2005; Morbidelli et al., 2005; Tsiganis et al., 2005]
- 40. 惑星落下問題 Type I migration（M 10M+） 等温円盤での migration による落下が速すぎる ?→ 原始惑星が円盤内に生き残れない [Tanaka et al., 2002] Type II migration（M 50M+） 惑星重力により gap を形成し、円盤降着とともに落下 ?→ a 1AU にガス惑星を残せない [Hasegawa Ida, 2013] Type III migration（M 30M+） Corotation torque の positive feedback ?→ 超高速移動＆向きが予測不可能 [Masset Papaloizou, 2003]
- 41. Grand Tack Model [Walsh et al., 2011] (c) http://www.exoclimes.com
- 42. Type I migration のカオス性 ? F. Maseet 円盤との重力相互作用による惑星軌道移動 ー 混沌新たな物理：惑星軌道移動 円盤温度勾配、流体素片熱輸送、 乱流拡散等を考慮する ?→ 移動方向が変わる（ただし高速） ?????[Paardekooper et al., 2010, 2011] 乱流による密度ゆらぎからの重力摂動 ?→ ランダム運動を引き起こす ? [Ida et al, 2008, Okuzumi Ormel, 2013a, b] いずれにしても惑星は円盤ガスとの相互作用で動き回る
- 43. Migration TrapPossible%migra3on%trap:%type%I%% !?%adiaba3c%+%isothermal%disk% ,,,,,e.g.,,Paardekooper,,Papalouzou,(2009),,Paardekooper,et,al.,(2010,,11), ,,,,,,,,,,,,,,,,Kretke,,Lin,(2012), !?%gas%density%jump% adiabatic isothermal “saturation” of corotation torque: delicate 0.1AU 1AU 10AU dead zone (DZ) inner disk edge or DZ inner edge Masset,et,al.,(2006), Ogihara,et,al.,(2010) DZ outer edge Hasegawa,,Pudritz,(2012), Regaly,et,al.,(2013) ice line Kretke,,Lin,(2007) theory: not clear [Ida-san s talk]
- 44. Local Planet Formation Model Solar%system:%“local”%forma3on??% !?%I1995,:,uniform,disk,w/o,orbital,migraDon, !?,1995I,:,uniform,disk,with,orbital,migraDon, !?,New,idea:,nonIuniform,disk, ,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,start,from,2,narrow,disk,regions??, ,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,migraDon,trap?,, ,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,‘Grand,Tack’,model?,(Walsh+,2011), 0.1AU 1AU 10AU Me V E Ma J S U N close%scaLering% %giant%impacts% ,,Morishima+,(2008), ,,Hansen,(2009),, induced%forma3on%of%Saturn% ,,Kobayashi,,Ormel,,Ida,(2012)% di?usion%via%planetesimal%scaLering% ,,Fernandez,,Ip,(1994), secular%perturba3on%by%JS%in%2:1% ,,Nice,model,, ~2M⊕ 50I100M⊕ [Ida-san s talk] ちゃんとした論文は出ていないが多くの人が何となく思っている [Sasaki et al., in prep.]