![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
[Kokubo & Ida, 2000]](https://image.slidesharecdn.com/kyoshin160110-160110062255/85/-8-320.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/kyoshin160110-160110062255/85/-9-320.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/kyoshin160110-160110062255/85/-10-320.jpg)
![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]](https://image.slidesharecdn.com/kyoshin160110-160110062255/85/-18-320.jpg)
![ついに Earth 2.0 が発見される
(c) NASA
[2014年4月17日]](https://image.slidesharecdn.com/kyoshin160110-160110062255/85/-23-320.jpg)
![さらに地球の「従兄弟」が発見される
(c) NASA
[2015年7月23日]](https://image.slidesharecdn.com/kyoshin160110-160110062255/85/-24-320.jpg)
宇宙科学入门
- 2. 本日の内容 ? 太阳系形成论の简単なレビュー? ?標準理論（京都モデル）の概要とその拡張 ? 系外惑星の発見、そして汎惑星形成理論へ? ?多様な惑星系をいかに作るか ? 宇宙にあふれる ”ハビタブルプラネット” たち? ?我々はどこから来て、どこへ行くのか
- 7. 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
- 8. 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 [Kokubo & Ida, 2000]
- 9. 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
- 10. 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
- 11. 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
- 14. 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 (c) NASA (c) Michel Mayor
- 15. 次々と発见される系外惑星
- 16. 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？ (c) NASA(c) Wikipedia (c) NASA (c) picshype.com
- 17. 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？
- 21. (c) NASA
- 23. ついに Earth 2.0 が発見される (c) NASA [2014年4月17日]