惑星形成理論の課題
Image credit: A. Angelich (NRAO/AUI/NSF)/ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)

NeptuneCredit NASA/Ames/JPL-Caltech
https://exoplanets.nasa.gov/resources/131/lining-kepler-habitable-zone-planets-up/

奥住 聡

東京工業大学 地球惑星科学系
理論懇 2019, 2019年12月26日

1系外惑星探査の歴史

Kepler (2009–2013)
K2 (2014–2018)1995年 系外惑星 51 Peg b発見(2019年ノーベル物理学賞)

2

系外惑星の分布
惑星半径 - 公転周期

惑星質量 - 公転周期

HJ

HJ

Hot Jupiters

CJ(推定存在頻度 ≲ 1%)

Cold Jupiters(推定存在頻度 ~10%)

Sub-Neptunes/Super-Earths
SNe/SE

Exoplanet Science Strategy (2018) Chapter: 3 Outlining the Exoplanet Science Strategy

SNe/SE(推定存在頻度 ~ 30–50%)
e.g., Zhu & Wu (2018)https://www.nap.edu/read/25187/chapter/5#443

短周期小型Kepler惑星の分布
Fulton & Petigura (2018)

Sub-Neptunes
5%(2–3R⨁)

gap (1.8R⨁)

Super-Earths(<1.5R⨁)

4小型系外惑星は何でできているのか
質量-半径分布 (両方が高い精度で推定されている惑星のみ)
Otegi et al. (2019)

岩石/金属
H2大気?

氷/水e.g. Adams et al. (2008)
氷水100%
鉄%
03+
石岩%
07
鉄%
100

sub-Neptunes

e.g. Dressing et al. (2015)super-Earths

岩石+金属

地球型惑星の仲間？
5太陽系とスーパーアース系：基本的な問い• 太陽系地球型惑星 (水金地火) は近接Super-Earthsの延長なのか？
• 地球などの岩石惑星は、原始惑星系円盤のどこからどこまでの場所できうるのか？
• なぜ太陽系には近接惑星が無いのか？
円盤から固体惑星の誕生する過程は、直接観ることはできない➡ 理論（惑星形成論）が必要

6惑星形成論：原始惑星系円盤から惑星まで

Protoplanetary disk
Dust (≲ µm)

gas accretion

Gas giants

sticking

Rocky/icy planets
Pebbles/Aggregates sticking or(0.1mm–10cm?) instabilities?

planetesimal accretionor pebble accretion?

Planetesimals (1–100 km)
7スノーライン:岩石と氷の世界の境界

中心星

岩石(シリケイト)ダスト

T = 水氷の昇華温度(~ 150-170K)

岩石+氷ダスト8

スノーラインと太陽系形成：古典論 (神話?)L*
光学的に薄い円盤: T = (16πσSBr 2 )

1/4

若い太陽

ダスト=岩石質r≈ 160( 3 au )

岩石惑星

1/4

K (e.g., Hayashi 1981)

原始太陽系星雲≈ 3 au
S型小惑星(水に欠乏)

現在の太陽L*( L⊙ )−1/2

ダスト=氷＋岩石

C型小惑星(水に富む)

小惑星帯(≈3 au)ガス惑星

氷惑星

ダストも天体もスノーラインも移動しなければ、太陽系の氷(水)の分布はきれいに説明される

9問題： スノーラインは本当はどこにあるのか？
惑星形成期 (特に前半) の円盤は、ダストの存在のために光学的に厚い。
光学的に厚い円盤の温度構造ははるかに複雑：

中心星による照射- 円盤表面をかすめるように当たる→ 加熱効率は低い (Kusaka et al. 1970)- 前方のダストが光を遮ってしまう場合も (see Ueda, Flock, & SO 2019)?

降着流

円盤のガス降着に伴う加熱- 通例、一様粘性円盤を仮定して評価 (e.g. Oka et al. 2011; Bitsch et al. 2015 )- 本当は、どの高度で降着(発熱)が起こるかに気をつけなければならない

10スノーラインの進化の例： 一様粘性モデル
赤道面スノーラインの位置 [au](=赤道面で降着が効率よく起こる)
進化

方向

3 au
1 au

classical T-Tauri stars

L* = L⊙, α=0.01
Oka et al. (2011)

木星軌道(5au)から水星軌道(0.4au)まで大々的に移動

円盤質量降着率[M⊙ yr–1]
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問題： スノーラインは本当はどこにあるのか？
惑星形成期 (特に前半) の円盤は、ダストの存在のために光学的に厚い。
光学的に厚い円盤の温度構造ははるかに複雑：

中心星による照射- 円盤表面をかすめるように当たる→ 加熱効率は低い (Kusaka et al. 1970)- 前方のダストが光を遮ってしまう場合も (see Ueda, Flock, & SO 2019)?

降着流

円盤のガス降着に伴う加熱- 通例、一様粘性円盤を仮定して評価 (e.g. Oka et al. 2011; Bitsch et al. 2015 )- 本当は、どの高度で降着(発熱)が起こるかに気をつけなければならない

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現実の原始惑星系円盤の降着：現状の理解● おそらく磁場と円盤の相互作用 (MHD) が最も重要
磁気乱流による角運動量の輸送(e.g., Balbus & Hawley 1991)
Flock et al. (2011)

磁気駆動風による角運動量の持ち去り(e.g., Blandford & Payne 1982)
Suzuki & Inutsuka (2014)• ただし、円盤の大部分は弱電離なので、非理想MHD効果(電気抵抗) が本質的

13

原始惑星系円盤の磁気駆動降着： 近年の進展• 密度に応じた非理想効果 (オーム抵抗, ホール効果, 両極性拡散)と円盤空間構造を考慮したMHD計算が登場 (Bai 2013, 2015, 2017; Lesur et al. 2014; Gressel et al. 2015, …)• 現状の理解： 1–10 au付近での降着は 円盤表面 (比較的高電離度)で起こるオーム抵抗+ 両極性拡散(Gressel et al. 2015)

降着

オーム抵抗 + ホール効果+ 両極性拡散 (Bai 2017)
流14

表面降着では円盤内部は温まらない• 加熱源 (強い電流) は電離度の比較的高い円盤表面にのみ存在• 内部温度は、中心星による表面照射だけでほぼ決まってしまう！
(Hirose & Turner 2011; Mori, Bai, & SO 2019)

強い電流

赤道面

一様粘性モデル

温度 [K]

表面

森昇志 (2019PhD→東大)中心星照射+降着加熱

表面

局所成層非理想MHD(オーム+ホール+両極性拡散)中心星照射のみ考慮

Mori et al. (2019)

赤道面からの距離 [スケールハイト]

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現状の円盤MHDの理解に基づくスノーラインの進化
星の光度の進化

古典

粘性

Mori, SO, Kunitomo, et al., in prep.
降着
円盤(一様氷が安定に存在粘性)

1 au

1M⊙ PMS (Siess et al. 2000)
質量降着率の進化

Ṁ(t) from observations(Hartmann et al. 2017)

MHD(表層)降着円盤~ 0.2 Myr星・円盤形成superEarths~ 2 Myr
円盤散逸

現在の地球軌道は、惑星形成の早い段階でスノーラインの外側に飲み込まれていた？

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では、岩石惑星がスノーライン通過前に形成されればOKなのか？
例: 原始惑星系円盤の空気抵抗による落下

岩石原始惑星高空隙率氷ダストの成長と落下

氷ダスト塊(ペブル)

Okuzumi et al. (2012)

時間

Sato, SO, & Ida (2016)

スノーライン通過後に岩石惑星に氷が降ってくる！

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スノーラインが早期に通過すると、岩石惑星が氷(水)惑星化する
氷地球軌道の岩石惑星による氷ダスト塊(ペブル)の捕獲 (Sato, SO, & Ida 2016)
原始惑星質量[M⨁]

H2O含有量[wt%]

円盤サイズ 100 au

円盤サイズ 300 au!

0.1地球質量の岩石惑星

地球の海水量(0.02wt%)
スノーライン通過時刻 [Myr]

スノーライン通過時刻 [Myr]18

円盤・ダスト進化理論の示唆： 地球は短周期(微)惑星だったのでは？
スノーライン (< 1 au)

岩石(微)惑星

降着加熱の効かない冷たい円盤(非理想MHDから示唆)• 熱電離領域の外縁 (T ~ 800 K) で形成？ (Kretke+09; Ueda, Flock, & SO 19; Flock+19)• スノーラインのすぐ内側で形成？ (Saito & Sirono 09; Ida & Guillot 16)(微)惑星の外側への移動？
小規模Super-Earth系?

磁気駆動風による円盤内側の面密度の低下？
(Ogihara et al. 2018)

大規模問題: 地球と火星の同位体組成の違いを説明できるかは不明

太陽系?

Tang & Dauphas (2014);
Dauphas et al. (2014);

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スノーラインと惑星形成：理論天文学としての課題✦ 原始惑星系円盤の降着・熱構造：- 円盤降着の駆動源は磁場だけなのか？ (e.g., 対流過安定; see Lyra & Umurhan 2018)- ダストの進化と共に円盤温度・スノーラインも進化するのではないか？
(ダスト進化と円盤輻射輸送を同時に取り扱える理論枠組みが必要！; Okuzumi et al., in prep.)✦ 近接領域での岩石(微)惑星形成：- ダストの落下を止め、微惑星形成を駆動した円盤構造は何か (熱電離領域)？
- 系外惑星系の統計、太陽系地球型惑星の性質を説明できるか？
✦ 観測的テストの整備：- スノーライン付近の円盤加熱・ダスト進化を、将来の円盤観測から探れないか？
(next generation VeryLarge Array でスノーラインを観る; Okuzumi, Momose, & Kataoka, in prep.)20

Sub-Neptunesの謎：何でできているのか、どこから来たのか

Sub-Neptunes

岩石/金属?

氷/水(2–3R⨁)

H2大気gap (1.8R⨁)

Owen & Wu (2017)

Zeng et al. (2019)

近場で形成?

遠方で形成?

(e.g., Chiang & Laughlin 2013;
Ogihara et al. 2018)(e.g. , Terquem &Papaloizou 2007)

Super-Earths(<1.5R⨁)

大気の組成を知ることで内部組成を知ることはできないか？

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近接惑星の大気透過光の分光観測
大気分子の吸収が顕著な例

大気分子の吸収が見られない例
GJ 1214 b (2.7R⨁; Kreidberg et al. 2014)

HAT-P-26 b(6.2R⨁; Wakefield et al. 2017)

観測(HST)

観測点

吸収分子

主星観測者

H2に富む大気 (スケールハイト大)H2に欠乏する大気(スケールハイト小)Deming (2010)

高層雲/もや22系外惑星の高層鉱物雲形成モデル
Ohno & SO (2018, 2018); Ohno, SO, & Tazaki (2019)高層

大野和正(2020PhD? →UCSC)

雲粒子の成長と運動- 衝突合体- 拡散(巻き上げ) ・沈殿

高空隙率ダストアグリゲイト➡ 粒子成長物のサイズ・• 形成: Suyama+08; Okuzumi+09;

空間密度の鉛直分布を計算

Kataoka+13• 光学特性: Tazaki & Tanaka 16➡ 透過光スペクトルを生成
低層

KCl, ZnS 粒子 (凝縮温度 ~ 800 K)

光化学ヘイズ(もや)については Kawashima & Ikoma (2018); Kawashima et al. (2019)23

高層雲を持つ系外惑星の組成推定の試み

GJ 1214
0.15M⊙, M5

例: Sub-Neptune GJ1214 b の大気透過光スペクトル (雲モデル vs 観測)
Ohno, SO, & Tazaki(2019)

1Z⊙
10Z⊙

観測 (HST)

100Z⊙

大気重元素量(モデルパラメータ)

1000Z⊙GJ 1214 b
a = 0.01 au
R = 2.7R⨁
M = 6.5M⨁
Teq = 530 K

大気+固体コアの構造計算から、この惑星が大気質量 ≲ 30%, 氷含有量 ≲ 60% であることを予言 (Ohno 2019, PhD Thesis)

JWSTでさらに広い波長でスペクトル観測 → 近接(sub-)Neptunesの組成の決着へ

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まとめ

● 地球やSuper-Earthsなどの岩石惑星の形成過程・形成領域の解明には、スノーラインの進化に関する理解が重要である。

● 磁気駆動降着は円盤を加熱しにくい！

スノーラインが早期に地球軌道より内側へ移動する可能性あり● 早期に移動するスノーラインは岩石惑星を氷惑星化する。

岩石惑星はみな現在の地球軌道より十分内側で形成された？

● 赤道面でのガス降着を駆動する機構の洗い出し、円盤温度構造とダストの共進化、そしてこれらの観測的検証のための理論的整備が必要

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最近の話題: スノーライン付近でのダスト進化・微惑星形成
氷ダスト塊の焼結

シリケイト

ダスト塊の解体・堆積(Saito & Sirono 2011; Ida & Guillot 2016)

氷昇華によるダスト付着力変化

スノーライン

水蒸気(Banzatti et al. 2015; Pinilla et al. 2017)(Sirono 1999,2011;
Okuzumi et al. 2016)

氷＋シリケイト

氷ダストの凝縮成長(Ros & Johansen 2013; Schoonenberg & Ormel 2017;
Drazkowska & Alibert 2017)

局所的なダスト密度上昇→ ダストの重力/流体不安定 → 微惑星形成 ?
(Saito & Sirono 2011; Ida & Guillot 2016; Banzatti et al. 2015;
Drazkowska & Alibert 2017; Sirono 2011; Ros & Johansen 2013;
Schoonenberg & Ormel 2017)26

ダストが進化するとスノーラインも移動する
Ueda, Flock, & SO (2019)
ダスト成長・移動計算

モンテカルロ輻射輸送計算

ダスト濃集領域の背後に影圧力バンプにおけるダストの濃集(e.g., Kretke & Lin 2007)

影領域では赤道面温度が大幅に低下(そこでスノーラインができることも)ダストとスノーラインの共進化の理解は今後の課題の1つ
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