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惑星物理学 2015
- 2. 講義内容 ✤ 新しい太陽系形成シナリオ 惑星の移動を考慮した新モデルの乱立 ✤ 生命を宿す惑星のつくり方 宇宙にあふれる多様なハビタブルプラネットたち ✤ 「第二の地球」の発見へ向けて 我々はどこから来たのか、何者か、どこへ行くのか
- 3. 新しい太陽系形成シナリオ
- 5. 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)
- 6. Nice モデル : 軌道不安定と後期重爆撃 2:1 MMR U N U N S J S J 2 4 6 80 経過時間 (1千万年) (Tsiganis+05) 軌道長半径,遠点,近点(AU) 5 10 15 20 25 30 木星と土星が 2:1 平均運動共鳴(MMR)を経験(通過) → 木星と土星 : eccentricな軌道 → 4巨大惑星系の軌道不安定を誘発 (c) Yasunori Hori
- 7. Nice モデル : 軌道不安定と後期重爆撃 (Bottke+12) 軌道長半径 (AU) 離心率 before 5000万年後 (Gomes+05)x(AU) y(AU)y(AU) before 不安定化直後 【コンパクトな巨大惑星系の軌道不安定】 → 小惑星帯／TNOs領域の天体をかき乱す → 数億年の期間、後期重爆撃 (c) Yasunori Hori
- 8. 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）
- 9. PAIRS OF PLANETS PPVI – Planet-disc interactions: Outward migration. 27 / 37 Migration scheme changes if the two planets open a common gap. Standard type II : outer discinner disc M2<M1 => smaller negative torque from outer disk than positive torque from inner disc (Masset & Snellgrove 2001). The pair goes outwards, even if the disc goes inwards. outer discinner disc Common gap + resonance locking case : [Crida s talk]
- 10. The Grand Tack Model Time Semimajoraxis Jupiter Saturn Capture in Resonance Gas disk starts to dissipate Jupiter and Saturn in the gaseous di slide by K See t A. C Masset & S Morbidelli Pierens & Pierens & R [Raymond s talk] Type II migration Type III migration
- 11. The Grand Tack ModelThe Grand Tack (Walsh et al., 2011)
- 12. 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
- 13. 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]
- 14. Particle concentration regions 0.1 1 10 100 AU MRI DZE EF SI BI SI PGE DZE MRI GIMRI = magnetorotational instability DZE = dead zone edge SI = streaming instability BI = baroclinic instability EF = evaporation front (snow line) PG = planet gap edge GI = gravitational instability (MRI: Johansen et al., 2009a; DZE: Lyra et al., 2008b; SI: Youdin & Goodman, 2005; SI: Johansen & Youdin 2007; BI: Klahr & Bodenheimer, 2003; BI: Lesur & Papaloizou, 2010; EF: Kretke & Lin, 2007; PGE: Lyra et al., 2009; GI: Rice et al., 2004) Planetesimal formation (Johansen et al.) 21 / 27 [Johansen s talk]
- 15. Local Planet Formation Model ! %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)% diffusion%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
- 16. 生命を宿す惑星のつくり方
- 17. 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 惑星の表面に液体の水が存在すること 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 これを便宜的に惑星科学における生命存在条件とする
- 18. Why H2O? 195ハビタブルプラネットの起源と進化 第１回／阿部 水素であり，次はヘリウムである．その次に酸素，炭 素，ネオン，窒素と来る．固体の惑星の主成分である マグネシウム，シリコン，鉄が次に続くが，酸素の存 在量はこれらよりも 1 桁以上多い．元素合成の過程を 考えても水素と酸素が多い元素であることには違いが ないであろう．反応性がないヘリウムを除けば，水は 最も多い二つの元素の組み合わせでできている．その ことから考えても水という物質が非常に普遍性のある 物質であるということがわかる．なお，他の恒星系で は酸素よりも炭素の方が多い，というようなこともあ るかもしれない．この場合には，炭素がどのような形 態をとるかによっては，水は作りにくくなってしまう かもしれない． 次に水の性質に注目してみよう．図1.2に 1 気圧に おけるいろいろな化合物の融点と沸点を示した．これ は大雑把に液体の状態をとる温度範囲を表すことにな る．ここには化合物の分子量も示してある．一般に分 子量が大きい物質ほど融点・沸点とも高くなる傾向が ある．その中にあって水は分子量が小さいにもかかわ らず融点と沸点が高いことが分かるであろう．水並み に融点・沸点が高い物質はどれもかなり複雑な物質で ある．言い換えればそのような化合物は作りにくい． こう見ていくと水は単純な物質，すなわち存在量が多 図1.1： 太陽系の元素存在度．太陽組成ガス（Solar）と炭素質コ ンドライト（CI）に含まれる元素の存在度を，珪素の存在 度を10 6 に規格化して示した． 水素であり，次はヘリウムである．その次に酸素，炭 素，ネオン，窒素と来る．固体の惑星の主成分である マグネシウム，シリコン，鉄が次に続くが，酸素の存 次に水の性質に注目してみよう．図1.2に 1 気圧に おけるいろいろな化合物の融点と沸点を示した．これ は大雑把に液体の状態をとる温度範囲を表すことにな る．ここには化合物の分子量も示してある．一般に分 子量が大きい物質ほど融点・沸点とも高くなる傾向が ある．その中にあって水は分子量が小さいにもかかわ らず融点と沸点が高いことが分かるであろう．水並み に融点・沸点が高い物質はどれもかなり複雑な物質で ある．言い換えればそのような化合物は作りにくい． こう見ていくと水は単純な物質，すなわち存在量が多 図1.1： 太陽系の元素存在度．太陽組成ガス（Solar）と炭素質コ ンドライト（CI）に含まれる元素の存在度を，珪素の存在 度を10 6 に規格化して示した． 図1.2： 1 気圧におけるさまざまな化合物の融点および沸点．線分で示された部分が，その化合物が液体の状態をとる温度範囲を 表している．また，その化合物の分子量を白丸で示している．水は分子量が小さい化合物の中で，ひと際融点と沸点が高い． 存在度の大きい単純な分子の中で 圧倒的に高い融点・沸点を持つ (c) Yutaka Abe
- 19. ・Habitable zone の内側境界@present S.S. 暴走温室条件：0.97A [Kopparapu et al. 2013] ・Habitable zone の外側境界@present S.S. CO2 凝縮条件：1.70AU [Kopparapu et al.. 2013] ! from Kasting et al. (1993) 436 H.Z. for Ocean Planets ・Continuously habitable zone: 0.99AU-1.1AU (c) Yutaka Abe
- 21. H.Z. forVarious Planets Land Planet Aqua Planet Ocean Planet (c) Yutaka Abe
- 22. Inner Boundary of H.Z. 海惑星：射出限界の存在により暴走温室状態へ 陸惑星：乾燥した地面から大きな放射が可能 (c) Yutaka Abe
- 23. Outer Boundary of H.Z. 海惑星：正のフィードバックにより全球凍結へ 陸惑星：水量が少なくアルベドが大きくならない (c) Yutaka Abe
- 24. C.H.Z. forVarious Planets 0.99-1.1AU [Kopparapu et al. 2013] 0.9-1.1AU, short life [Genda et al. in prep.] 0.77-1.7AU [Abe et al. 2011] Land Planet Aqua Planet Ocean Planet (c) Yutaka Abe
- 25. H.P. w/ H2 Atmosphere [Pierrehumbert & Gaidos 2011] Pierrehumbert & Gaidos 01 0.1 1 10 0.1 1 10 100 G star M star Orbital distance (AU) Surfacepressurefor280K(bar) H2-He 大気による温室効果を考慮 M, G 型星周りの 3ME のスーパー地球について計算 H2 大気100barで 2.4AU(M), 15AU(G) まで H.Z. OGLE-2005-BLG-390Lb
- 26. Habitable Snowball Planets 全球が氷に覆われている惑星で内部熱源を考慮 氷の一部が溶け内部海を持つ可能性 [Tajika 2008; Ueta & Sasaki 2013 ] BALL PLANETS L55 Fig. 4.—Limit of the distance from the central star for the existence of subsurface liquid water. As the planetary mass increases, the ice thickness decreases while the water depth increases. Therefore, liquid water under the Europa
- 27. OtherVarious H.P./H.S. - Habitable satellites around Gas Giants [Heller, Sasaki et al., 2014] - Habitable circum-binary planets (e.g., Kepler-16b) - Habitable Free Floating Planets [Ueta & Sasaki 2013] - Habitable planets with Dark Matter (?!) [J. H. Steffen, presentation@ExSSII] etc...
- 29. 「第二の地球」の発見へ向けて
- 30. 次々と発見される系外惑星
- 31. バラエティに富む系外惑星系 生命を宿す「第二の地球」は存在するのか？ (c) NASA(c) Wikipedia (c) NASA (c) picshype.com
- 34. Kepler-186f ついに Earth 2.0 が発見される [2014年4月] (c) NASA
- 38. フェルミのパラドックス エンリコ・フェルミ （1901-1954） 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 証拠は皆無である = 地球外文明は存在しない？ (c) Wikipedia