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日本惑星科学会誌 Vol.17.No.4,2008

原始惑星による原始惑星系円盤ガスの獲得

生駒 大洋

1

2008年10月21日受領，2008年11月8日受理．

（要旨）惑星は，水素・ヘリウムを主成分とする円盤状のガス雲の中で生まれる．
本稿では，原始惑星によるガスの取り込み機構について，筆者の研究によって得られた知見を中心に解説する．
そして，それらを応用し，木星のような巨大ガス惑星および地球型惑星の大気の起源について述べる．

1. はじめに系円盤は中心の恒星と似た組成を持つだろう．太陽の場合は，質量にして98%が水素とヘリウムで，残りの筆者は，惑星および惑星系の起源―その中でも，木2%が酸素などの「重元素」である．このわずかな重元

星型惑星の形成過程および地球型惑星の大気・海洋の素が円盤内で固体となり，地球のような岩石惑星，さ起源を柱として研究してきた．これら２つのテーマはらにはガス惑星の氷/岩石コアを作ったと考えられる．

決して新しいテーマではない．1980年から1990年代半

具体的には，小惑星や彗星の存在が示唆するように，ばまで盛んに議論されたテーマである．しかし，1995

この重元素が「微惑星」と呼ばれる半径数kmの固体魂

年に太陽系外で木星型惑星と思われる惑星が発見されとなり，それが衝突・合体を繰り返し，原始惑星となて以降，再び，より広い視野で，議論する必要性が出ったと考えられている．ここでは，微惑星の集積によてきた．太陽系外惑星の発見以降に研究者の道を歩きる固体惑星の形成過程の詳細については触れず，円盤出した筆者は，太陽系の起源の問題はもちろんのこと，ガスの獲得による原始大気さらに巨大惑星のエンベロそれらを一般化し，太陽系外惑星系へ応用することをープの形成過程について述べる．

目的に進んできた．本稿ではまず，惑星系の母体である原始惑星系円盤を構成するガス（円盤ガス）の惑星への集積過程について，主に筆者の研究によって明らか

2.1

大気の質量天体が大気をまとうには，ある程度大きな質量がになった知見をまとめ，そして，いくつかの応用について紙幅の許す限り述べる．

2. 円盤ガス獲得の物理
恒星は，宇宙空間に漂うガス雲の中の密度揺らぎが成長し重力的に崩壊することで，誕生する．そうしたガスの塊は角運動量を持っているため全てが1点に集まることはできず，生まれたばかりの恒星は必然的にガス円盤を伴う．この円盤こそが惑星の誕生現場であり，「原始惑星系円盤」と呼ばれる（図１）．原始惑星
1. 東京工業大学大学院理工学研究科地球惑星科学専攻 助教

図1：太陽系形成の標準モデル．

原始惑星による原始惑星系円盤ガスの獲得／生駒215

大気質量（g）

1026

1025

1024

1023
1022

1023

1024

1025

1026

1027 1

エネルギーフラックス（erg/s）

10-2

10-4

10-610-8

円盤ガス密度（林モデル＝１）

図2：原始惑星系円盤ガス中に埋まった惑星が持つ大気の質量[1]．惑星の質量を地球質量とし，林モデルで与えられる円盤の１AUに存在するとした．左図はエネルギーフラックスとの関係を示す．線種の違いはダストの吸収係数違いを表わす．具体的には，点線が標準的に用いられるダスト吸収係数で，波線・実線の順に10%ずつ小さくなる．右図は，大気質量と円盤ガス密度との関係を示す．

必要である．なぜなら，ガスの乱雑な熱運動を重力に盤ガスに埋もれている地球質量の惑星が保持する大気よって抑え込まなければいけないからだ．別の言い方

質量の数値計算結果を示す[1]．図からわかるように，をすれば，惑星からの脱出速度がガスの音速をだいた

エネルギーフラックスと吸収係数が大きいほど，（ほい上回ると，そのガスを大気として捕えることができぼ反比例して）大気量は減る．この依存性は数学的にる．その時の質量は，ガスの温度と組成に依存するが，示すことも難しくないが[2]，定性的に言えば，エネ100K程度の水素の場合，地球質量の約１％である．

ルギーフラックスが大きいほど，あるいは大気の保温

惑星の質量が大きくなると，大気の質量も増加する．
これは，円盤ガスに埋もれている天体特有の性質だ．

効果が大きいほど，大気の熱エネルギーが大きくなり，重力に対抗して膨張した構造をとるからである．

惑星の質量が大きくなると，惑星表面ではなくもっと大気質量は円盤ガス密度に敏感でないことも重要で上空で脱出速度と円盤ガスの音速が等しくなる．このある．図2を見れば分かるように，円盤ガスの密度が球面の半径をRaとすると，およそRa = GMm/kTと書８桁変わっても，大気の質量は１桁程度しか減少しなける（ここで，Gは重力定数，Mは惑星質量，mは円盤い．このことは，地球の重力が強く，大気の質量のほガス分子の質量，kはボルツマン定数，Tは温度）．つとんどが地表面付近にあることを示している．つまり，まり，惑星の質量Mが大きいほど，ガスを閉じ込めら上空で少々環境が変わっても，地表面付近にはその情れる容積が大きくなるので，大気量は増えることにな報が伝わらないのである．これは，火星程度の惑星でる．

は成り立たない．火星サイズの惑星の場合は，円盤ガ

しかし，惑星質量が同じであっても，半径Raの球内のガスの密度分布が違えば，大気量も異なる．容積はほぼ決まっているので，大気がコンパクトに圧縮さス密度に比例して大気量は減少する[1]．

2.2

臨界コア質量と暴走的ガス捕獲れていれば，より多量のガスを獲得することができる．

前小節では，ガス集積初期段階で，大気質量が惑星その密度分布を支配する物理量は主に，大気に単位時質量に比べて小さい場合について述べた．ここでは，間に与えられるエネルギー（エネルギーフラックス）惑星質量と同程度の質量の大気をもつ場合について述と保温効果を決める量（吸収係数）である．図2に，円べる．
混乱をさけるために，大気を除いた部分を
「コア」

216

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100日
10日

10365日(吸収係数が小さい)

1-101010

公転周期＝365日-8-6-4-2

典型的なガス捕獲時間（年）

臨界コア質量（地球質量）

100

109
108
107
106
105

微惑星の集積率（地球質量/年；対数表示）
図3：臨界コア質量と微惑星集積率の関係[3, 4, 9]．軌道周期が10日，100日，365日の場合について描いた．また，軌道周期が365日の場合には，ダストの吸収係数が実線で用いた値の1%の場合の結果も示した（破線）．
1と呼ぶことにする ．

051015臨界コア質量（地球質量）20

図4： 惑星質量と暴走ガス捕獲後の典型的なガス捕獲時間の関係[3, 9]．実線が標準的なダスト吸収係数を用いた場合で，破線はその1%の吸収係数を用いた場合の結果である．

下してくる微惑星の運動エネルギーが外因的なエネル

大気質量はコア質量の増加とともに増えると述べた

ギー供給源として最も重要である（エネルギーフラッ

が，その成長は一様ではない．ある臨界値を超えると，クスは微惑星集積率にだいたい比例する）．前小節で，暴走的なガス集積が起きる．それは，大気質量がコアある質量のコアに対して，エネルギーフラックスが大質量と同程度になる頃である．それは次のように理解きいほど大気量が少ないことを述べた．これは，大気できる．原始大気の中では，コアからの重力をガスの質量とコア質量が同程度になるときのコア質量が大き圧力で支えている（この状態は静水圧平衡状態と呼ばいことを示す．吸収係数に関しても論理は同様である．

れる）．その圧力を維持するには熱エネルギーが必要

それが，図3で示されていることである．

である．小さいコアに束縛されている希薄な原始大気

一方，微惑星の集積率がある程度高くなると，臨界は，外因的に与えられる有限のエネルギーで十分に静コア質量の値は一定になる．これは，大量のエネルギ水圧平衡状態を維持することができる．しかし，コアーを大気内で輸送するために全域で対流が発生し，温の質量が大きくなり，大気質量がそれと同程度になる

度構造が輻射に関係する量に依存しないためである．と，大気の深部も重力源となり上層部をひきつける．

その代りに言うと変だが，円盤の熱力学特性に敏感にこれを原始大気の「自己重力」という．原始大気の自なる．たとえば，よく用いられる円盤モデル（林モデ

己重力が卓越すると，与えられたエネルギーだけではル）
では，臨界コア質量は中心星に近づくほど（公転周不十分となり，原始大気は自分自身で収縮し，それ自期が短くなるほど），小さくなる（詳細については[4]体の重力エネルギーの解放によって静水圧平衡状態をを参照）．

保とうとする．しかし，収縮の結果，原始大気深部の臨界コア質量は大気組成にも当然依存する．たとえ密度はさらに上昇する．その結果，さらなる自己重力ば，水素とヘリウムからなる大気に炭素や酸素を混入の増大によって原始大気が収縮し，さらに円盤ガスをすることを考えると，平均分子量の増加と比熱の増大獲得する．このような正のフィードバックによって，のために臨界コア質量は小さくなる．一方，吸収係数暴走的な円盤ガス捕獲が起こるのである．の増加によって臨界コア質量は大きくなる．詳細な数

図3に臨界コア質量の値を示した[3]．横軸は微惑星

値計算[5]によれば，わずかな（数％程度の）混入では吸の集積率である．形成期には，原始コアに向けて落収係数の効果が勝り臨界コア質量が大きくなるが，それ以上重元素の割合が高くなると臨界コア質量は一ケ1）地球型惑星の場合は中心にある金属コアを指すが，ここでは木星型惑星を想定しているので，金属部分だけでなく氷・岩石由来の部分も含めてコアとよぶ．

タ程度小さくなる．
最後に，臨界コア質量到達後のガス捕獲のタイムス原始惑星による原始惑星系円盤ガスの獲得／生駒217

最終惑星質量（太陽質量）

惑星系形成の統計学によく用いられる考え方は，惑
10-2星がガス円盤に溝（ギャップ）を開けることで円盤ガスの供給が止まるという考え方だ．惑星は，近傍の円盤ガスを重力的に散乱することによって，円盤にギャッ10-3プを作ろうとする．一方，円盤ガスは乱流粘性による拡散あるいは圧力勾配による押し戻しによって，それを埋める．しかし，ある程度以上大きくなると，重10-4力散乱が非常に強力になり，定常的なギャップが開10-510-2

く．通常の円盤では，圧力勾配による押し戻しで決ま
10-1110102103

軌道長半径（AU）
図5： 円盤ガスを獲得する惑星の最終的な質量の典型的な分布（太い曲線；[6]）．細い直線はギャップ形成条件を表わし，実線は円盤の粘性拡散で決まる条件を，破線は圧力勾配で決まる条件を表わす（本文参照）．

ケールをみる．「暴走的」とは言っても，ガス集積がる条件の方が厳しく，重力散乱と圧力勾配による埋めの効果が釣り合うときの質量がギャップ形成の目安である．その条件によると，ガス惑星の最終的な質量は円盤ガスの温度で決まり，惑星系の外へ行くほど大きくなる．しかし，これは太陽系の現在の構造とは合致しない．なぜなら，太陽系では外へ行くほどガス惑星（木星～海王星）の質量は減少するからである．

必ずしも短時間で起きるわけではない．図4に，臨界

図5に，原始惑星系円盤の長期的な粘性進化と蒸発，質量後のガス捕獲の典型的な時間をプロットした[1]．

そして惑星へのガス流入を同時に考慮したモデルが与直感的に分かると思うが，コア質量が大きいほど，ガえるガス惑星の最終質量を中心星からの距離ごとに示ス捕獲のタイムスケールは短い．重要なことはその依した[6]．特徴的な領域がおよそ３つあることが分かる．

存性が非常に強いことである．コアの質量が2倍異な

まず，中心星に近い領域で，上で述べたようなギャッれば，成長時間は10倍異なる．原始星の観測から円盤プ形成によってガス惑星の成長が終わる領域だ．しかガスは数百万年で消失するといわれている．図4が示し，粘性や圧力勾配によって決まる条件に比べて，10すように，１地球質量で臨界状態に到達したとしても，倍程度大きい．これは，ギャップが開き始めても，そその後のガス捕獲には一億年以上かかる．これが，地の後にギャップを介して円盤ガスが流入できることを球が木星のようなガス惑星にならなかった原因なのか示している．次に，中間領域では，ギャップの形成もしれない．

が遅く，円盤ガス全体が惑星へと流入できる．つまり，

2.3 暴走的ガス捕獲の終焉とガス惑星の質量惑星の質量はほぼ円盤ガスの質量で決まる．最後に，遠方領域では，ガス集積自体が遅く，先に円盤ガスが上で見た暴走的なガス捕獲はいつまで続くのだろう

消失してしまい，わずかな量の円盤ガスしか獲得できか．円盤ガス起源と考えられる分厚い大気をまとう巨ない．外へ行くほど惑星質量は小さくなる．おそらく大惑星の質量は様々である．太陽系だけでも，木星（約土星と天王星，海王星はこの領域で形成されたと考え318地球質量）から海王星（約17地球質量）まで４つの巨られる．

大惑星が存在する．系外惑星系をみれば，木星のさらに10倍の質量までより広範囲にわたる．こうした質量3. 巨大ガス惑星の起源の多様性はどのように生まれるのだろうか．
上で述べたように，コアの質量が臨界値を超えると，暴走的なガス捕獲が起きる．しかし，そのガス捕獲を駆動するエンベロープの収縮はどんどん激しくなり，3.1

HD 149026b

2005年，日本のすばる望遠鏡によって初めて，太ついには円盤ガスの供給が追い付かなくなる．そして，陽系外惑星HD 149026bが検出された[7]．しかも，ド最終的には，ディスクによるガス供給が律速する段階

ップラーシフト法とトランジット法という２つの異なを迎える．

る観測法[8]によって検出されたため，軌道長半径（＝218

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10

きない．しかし，形成過程を考えると，それに制約を8験したかどうかである．いったん暴走的ガス捕獲が始与えることができる．

半径 (109cm)

まず重要なことは，この惑星が暴走的ガス捕獲を経まると，ガス集積は一気に進むので，その暴走過程の30456間に微惑星をとらえることは難しい．一方，暴走捕獲後（つまり，現在のエンベロープができた後）は，微惑60754星を獲得したとしても，それらはコアまでは届かずエンベロープ中で蒸発してしまう．つまり，暴走的ガス捕獲が始まる時点での原始コアの質量（臨界コア質量）が，第一次近似的には，現在のコア質量と考える

20123
時間 (Gyr)45

図6： HD 149026bの理論進化モデルと観測値の比較[9]．曲線に付した数値はコア質量を表わす(単位は地球質量)．枠で囲んだ部分は観測値に相当する．この計算では，氷のコアと太陽組成エンベロープからなる惑星を仮定した．惑星質量をHD 149026bの質量とし，軌道長半径を0.04AUとした．

ことができる．そして，それ以外の重元素は，エンベロープ形成後に獲得したと考えられる．
上の進化計算によれば，エンベロープとコアの質量比は約0.4-1.3である．この値は，HD149026bが暴走的ガス捕獲を経験した可能性が高いと判断できる十分に大きな値である[9]．前節でコアとエンベロープの質量が同程度の時に暴走的ガス捕獲が始まると述べたが，その比は約0.4以下であり，パラメータに敏感でない．

0.04AU）と質量（＝1.2土星質量），そして半径（＝0.86

一方，図3に示したように，暴走的ガス捕獲を起こさ土星半径）が確定した．注目すべき特徴は平均密度のずに50ME以上のコアを作るためには，非現実的に速高さだ．質量は土星の1.2倍であるが，密度が土星のくコアを成長させる必要がある．もう少し慎重に見積

3約2倍（＝1.3g/cm ）と高い．これは木星とほぼ同じでもっても，暴走的ガス捕獲以前に形成できるコアの質ある．このわずかな情報ではあるが，前節で得た知識量は高々 30地球質量であることがわかる[9]．つまり，を使うと，この惑星の起源に制約を与えることができ少なくとも数十地球質量という大量の微惑星をエンベる．

ロープ形成後に投入しなければならないのである．

まず，図6にHD149026bを想定した巨大ガス惑星のこのことは，HD149026bの起源に一つの制約を与進化曲線を示した[9]．つまり，この仮想的な惑星は氷

える．中心星から遠い領域では，惑星の重力圏の大きコアと太陽組成大気（エンベロープ）からなり，その質さが惑星の物理的な大きさに比べて非常に大きい．そ

量および中心星との距離はHD149026bの観測値と同の場合，微惑星は，惑星に衝突する前に，惑星によるじである．巨大ガス惑星は，そのコアの質量が大きい重力散乱によって殆ど系外に飛ばされてしまう．一方，ほど，早く収縮する．図からわかるように，観測値と中心星近傍—例えば，現在の位置付近—ではその比が整合的な結果を与えるコア質量は，60地球質量（ME）小さいため，衝突する可能性が高くなる．したがって，から75MEであり，この惑星が巨大なコアを持つこと

重元素の注入は少なくとも中心星近傍に移動してからが分かる（実際にはコア中の氷/岩石比の不定性があり，起きたということができる[9]．

それを考慮すると，この惑星は50-80MEのコアを持つと推定される[9]）．

最後に，少ない水素・ヘリウムガスの起源について考える．HD149026bの水素・ヘリウムガスの質量は，それでは，すべての重元素がコアに取り込まれてい重元素と同程度かそれ以下である．この特徴だけ見れるのだろうか．実は，重元素をコアではなくエンベロば，巨大ガス惑星というよりはむしろ海王星型の惑星ープに分配して同様の進化計算をしても，残念ながらに分類すべきであろう．しかし一方，上で述べたよう結果はそれほど変わらない[9]．つまり，現状の理論進に，この惑星は暴走的ガス捕獲を経験している．これ

化計算だけからだと重元素の分配を制約することはでらをどう理解すればよいのだろうか．一つの可能性は，

原始惑星による原始惑星系円盤ガスの獲得／生駒

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1.3節でみたように，散逸あるいは蒸発しつつある円100合，暴走的なガス捕獲を開始しても，限られた量の円盤ガスしか獲得しない．もう一つは，大量のガスを獲得した後に，そのガスを消失したという可能性である．
それには，中心星からのＵＶの照射による散逸と巨大衝突による剥ぎ取りが考えられる．しかし，ＵＶによる散逸は，惑星質量が小さくなるにしたがって加速するので，HD149026bのエンベロープのような中途半有効捕獲半径/コア半径

盤ガスの中で，惑星形成が起きたことである．この場10端な質量の段階を検出する可能は非常に低いと考えられる．
以上の考察から，少なくとも2つの形成シナリオを1
10-11

考えることができる．一つは巨大衝突をともなうシナリオである．重元素の超過は，衝突する巨大惑星のコアが注入されることで説明できる．また，少ない水素・

10102

103104粒子半径（m）

105106

図7： 原始大気による微惑星の有効捕獲半径[10]．横軸は，微惑星あるいは破片のサイズである．コア質量を1地球質量とした．

ヘリウムガスは，衝突時の散逸によって説明することができる．こうしたプロセスが起こるには，少なくとももう一つ巨大惑星がこの系に存在すべきである．

上かかる．
原始コアの成長は，微惑星との衝突・合体によってもう一つのシナリオとして，散逸しつつある円盤ガ起きる．初期は非常に早く成長する．しかし，原始コスの中で（比較的ゆっくり）形成したというシナリオでアがある程度大きく（しかし，地球質量以下）なると，ある．この場合，少ない水素・ヘリウムガスは，円盤その強力な重力によって周囲の微惑星を散乱し，微惑ガスの供給が限られているということで説明できる．

星の原始コアに対する相対運動を激しくする．その結しかし，重元素の超過については，惑星の移動によっ果，微惑星は原始コアに捕らわれにくくなる．この段て，内側にできた固体惑星を食べることで説明できる階がコア形成の律速段階である．

かも知れないが，そもそも密度が低くなった円盤ガス

この段階を短くするために我々が行ったことは，微が惑星を内側に移動させられるかどうかは未解決の問

惑星を「壊す」ことである．これは，コアを早く作る題である．

こととは矛盾しているように聞こえるが，アイデアは以上のように，平均密度というわずかな情報から，次の通りである．微惑星が破壊されることによって，理論を用いてここまで形成過程を絞り込むことができ集積する固体粒子のサイズは小さくなる．そして，小る．この風変わりな惑星の起源を完全に解明すること

さい粒子ほどガス抵抗を強く受ける．それには２つのは諸々の不確定性が解消されるまでは不可能であるが，メリットがある．一つは，上述の原始コアとの相対速こうした考察によって，現状の惑星形成論の欠陥を洗度をガス抵抗によって小さく保つ効果である．もう一い出し，今後の方針を与えることができる．

つの効果は，大気との摩擦によって微惑星を捕らえや3.2

木星

太陽系外で木星級の惑星が多数発見されるまでは，木星型惑星の起源に関する問題と言えば，「形成時間」すくできることである．つまり，実効的な断面積が大きくなるのだ．
（実は，前者の効果だけだと，ほとん
どの固体粒子は原始コアではなく太陽方向へ落ちて行ってしまう．
）の問題が最もさかんに議論されていた．若い恒星に対図7に，地球質量の原始コアがまとう大気による実する観測から，エンベロープの材料物質である円盤ガ効的な衝突半径を描いた[10]．多くの研究で仮定されスは数百万年で消失することが知られている．一方，ているkmサイズの微惑星では大気の影響はほとんどコア成長の時間スケールについての理論的見積もりで効かないが，それ以下だとその影響は顕著に見られ，は，木星のコアが臨界質量に到達するには１千万年以コアに衝突しない軌道にある微惑星でも惑星に捕えら220

日本惑星科学会誌 Vol.17.No.4,2008

ࠦࠕ⾰㊂ ࿾⃿⾰㊂15ಽሶ᳓⚛
ㆫ⒖ጀ

-A

105LM~200GPa㊄ዻ᳓⚛ ~6000K
-HLM

4i

VHSCS0ME

A
ES

CP-SO

LM

~4000GPa~20000K

᳖/ጤ⍹ࠦࠕ㧫

図8： 木星の内部構造とコア質量の推定値（データは[17]）．LM-A, LM-H4, SCVHi, SESAME, LM-SOCPは異なる状態方程式を表わしている．

れることができる．実際に，微惑星の衝突破壊および当然であるが，コア質量の推定値は状態方程式に依存

破片のコアへの集積，エンベロープの成長を同時に追する．異なる理論や実験に基づいた様々な状態方程式った我々のシミュレーションによれば，コア成長を起が存在する．そこで，それぞれの状態方程式について，こす粒子のサイズはmサイズであり，かなりの割合の木星について推定されるコア質量を図8に並べた．図

固体粒子が大気によってとらえられる．最終的に，（円から分かるように，木星に関するほとんどの推定値が盤の固体面密度が林モデルの数倍であれば）木星を数10地球質量以下という小さいコアの存在を支持してい百万年でつくることができる[11]．

る．特に最近の状態方程式である SCVHiやSESAME

しかし，この「形成時間の問題」に対する認識は変は0から数地球質量と非常に小さいコアであることをわりつつある．前述のHD 149026bもそうだが，多数示唆する．もちろん，現状の理論の枠組みでも，こうのいわゆる「ホット・ジュピタ」—中心星のごく近傍した状態と矛盾のないシナリオを作ることができるが，に存在する木星級の系外惑星—の発見とその後の理論

たとえば図4をみても分かるようにかなり限られた状研究によって，今では惑星が移動することの方がむし況である．したがって，これらの結果が現実なのかどろ自然であるという認識に変わった．その役を果たすうか確認する必要がある．のは原始惑星系円盤である．つまり，木星や土星が太そこで，大阪大学レーザーエネルギー学研究センタ

陽から離れた所にあるのは，円盤ガスの密度が十分にー（阪大レーザー研）にある核融合用に開発された強低くなってから誕生したためである，と多くの人が考力レーザー（激光XII号）を用いて，我々は水素の状態えるようになった．言い換えると，木星や土星の形成方程式を決定するための高圧実験を進めている．すなが円盤ガス消失時期と同程度かそれ以上なのはむしろわち，水素を詰めた平板のサンプルにレーザーを照射リーズナブルである．このことは，1.3節の結論ともすることで衝撃波を発生させ，高圧を得る実験であ調和的である．

る．超高圧への到達に加えて，我々のグループの一つ

一 方 で， 最 近 で は， 我 々 は 別 の 問 題 を 抱 え て いの特筆すべき特徴は，重水素ではなく水素を使うことる．それは，木星のコア質量の問題だ．図8に示すである．実は，木星の主成分が水素であるにもかかわように，標準的な内部構造モデルでは，表面から約らず，既存のデータのほとんどが重水素に関するもの

200GPa，約6,000度までは水素が分子の形で存在する．

である．そして，最終的には，最も不確定性の大きい

しかし，それより高圧下では，水素が非常に高密度状「遷移層」の状態である約200GPa，6,000度を実験室で態にあり，金属のようになっていると推定されてい再現し，遷移層での状態方程式を明らかにしていきた

る．この水素を「金属水素」と呼ぶ．この金属水素のいと考えている．まだ最終的な目標には到達していな層は4000GPa・約20,000度まで続く．さらに，中心にいが，ここ2年間で技術が蓄積され[12]，本年度は本格水・シリケイト・鉄などからなるコアが存在する．そ的に水素の状態方程式データが取れ始めている．今後

れでは，推定されるコア質量はどの程度なのだろうか．の成功に期待していただきたい．

原始惑星による原始惑星系円盤ガスの獲得／生駒

221と大気は冷える．しかし，円盤ガスに接続した大気の4. 地球型惑星の大気と海の起源

場合，エネルギー量の減少による大気の収縮に伴って，円盤ガスが流入し大気量が増加する（図2）．
このことは，地球の大気の起源が原始太陽系円盤ガスであるとは光学的な厚みが増加することにつながる．同様に，ダ考えにくい[13]．広く受け入れられている考えは，コスト量の減少も大気の収縮につながり，大気質量，つンドライト隕石に似た組成をもつ微惑星の揮発性成分まり光学的厚みを増加させる．このような自己調節か，あるいは，彗星の揮発性成分がその起源であると機能によって，円盤ガス中の原始惑星の地表面温度は，いう考えである．しかし，その考えをそのまま太陽系エネルギー量とダスト量にあまり関係なくほぼ一定の外に応用するのは危険である．なぜなら，それは太陽値に維持されるのである．

系固有のプロセスである可能性があるからだ．一般的

次に，大気質量は，地表面で単位時間に解放されるには，惑星は原始惑星系円盤ガスの中で形成され，太エネルギー量と大気中のダスト量にほぼ反比例して，陽系のような構造を取るのはある限られた状況である

増加する（図2）．原始惑星の大気に供給されるエネルだろう[14]．

ギー量は状況によって変わるが，リーズナブルな値の明確な定義はないが，地球型惑星の大気の質量は固範囲内で，たとえば地球質量の惑星は地球の海水量と体部分の質量に比べて小さい．その場合，地表面との同程度かそれ以上の質量を獲得しうる．質量が大きな相互作用によって大気の組成は大幅に変化される．たいわゆる「スーパー地球」ならば，さらに大量の水をとえば，水は水素と酸素からなる化合物であるので，獲得しうるだろう．

この水素に富む大気に酸素が供給されれば，惑星上で我々の地球について，冒頭で，大気は円盤ガス起源水が生成する．その酸素の供給源は，地表に含まれるではないと述べたが，海の起源と大気の起源が必ずし酸化物である[15]．例えばFeOによって酸素分圧が決も同じである必要はない．実際，地球の海水のD/H比まる系では，H2O/H2 ～ 1（質量比）が達成される．しの長期進化に関する我々のモデルは，コンドライトやたがって，惑星上で十分な量の水が生成するために必彗星を起源とする水のD/H比が現在の海水と合致せ要な条件は，（１）十分な量の円盤ガスが獲得されるこず，たとえば円盤ガス起源の水のように低いD/Hの寄とと（２）地表に流動性の高いマグマオーシャンが形成与が必要であることを示している[16]．しかし，円盤される（地表面温度が岩石の融点である約1500Kを超ガス起源説と整合しない他の元素あるいは同位体比もえる）ことである．前者は十分な水素を，後者は十分多くあり，まだまだ結論づけるのは早計であるというな酸素を供給するために必要な条件である．

べきだろう（詳細は[16]参照）． 重要なことは，円盤ガ

我々の最近の研究 [1] によれば，その大気の強力なスの取り込みというのは，かなり普遍的に起こりうる保温効果によって，地球質量程度より大きな惑星では，プロセスであるということだ．現在，水を有する「生地表面温度は常に岩石の融点を超える．つまり，マグ命居住可能惑星」が流行っているが，水の獲得というマオーシャンが常に存在することになる．大気を持つ観点では，そうした惑星はかなりの割合で存在しうる惑星の地表面温度は，供給されるエネルギー量と光学と予想される．

的厚み（赤外線の吸収係数×柱密度）の掛け算で決まる．
原始地球型惑星におけるエネルギー源は，原始惑星に5. おわりに衝突する微惑星の運動エネルギーや巨大衝突時に内部に埋め込まれた衝突エネルギーである．一方，赤外線

我々は宇宙で唯一の存在なのか．この謎を科学とし吸収は主にダストによって担われる．現状では，これて議論できる時代が来た．しかも，宇宙望遠鏡や惑星らの値に対する不確定性は大きい．しかし，それらに探査機，大型実験装置の発展によって，我々の理論を対する依存性は小さく，地表面温度が常に1500K以上どんどん立証できる時代が来た．この10数年間のドッとなることがわかる．

プラーシフト観測によって，300個以上の太陽系外惑

円盤ガスに接続していない大気では，大気質量（つ星が発見され，惑星系形成を統計的に議論できるようまり柱密度）が一定なので，エネルギー量が減少するになった．さらに最近では，2006年末に打ち上げられ222

日本惑星科学会誌 Vol.17.No.4,2008

た宇宙望遠鏡CoRoTや今年打ち上げ予定のKeplerが[10] Inaba, S. & Ikoma, M. 2003. A&A 410, 711.

詳細なトランジット観測を行い，より小さな惑星の内[11] Inaba, S., Wetherill, G., & Ikoma, M. 2003. Icarus

部構造を知ることができる時代に入りつつある．また，

166, 46.

Spitzer望遠鏡に続いて2013年に打ち上げられるJWST[12] Ozaki et al. submitted.

では，トランジットする地球型惑星の大気スペクトル[13] 玄田英典

観測によって，大気の組成が分かるようになり，地球

2008 シリーズ現代の天文学９（渡部潤一ら編，日本評論社）, 217型惑星の海の存在や大気の起源に関する理解が飛躍的[14] Thommes et al. 2008. Science 321, 814.に進むと期待できる．一方，NASAの木星探査ミッシ[15] Sasaki 1990. Origin of the Earth (Newson, H. E.

ョンJuno（2011年打ち上げ予定）では，史上初めて木& Jones, J. H. eds.) 195.

星に周回機を投入し，内部構造の推定に必須の高次か[16] 玄田英典・生駒大洋 2008. 遊星人（本稿）

つ高精度の重力モーメントが取得される．また，日[17] Saumon, D. & Guillot, T. 2004. ApJ 609, 1170.

本も参加するLaplaceミッションで，木星（あるいは土星）の内部構造を制約する新しい情報が得られるだろう．こうした時代に惑星科学者として生きることを幸せに思う．

謝 辞
日本惑星科学会2007年度最優秀研究者賞受賞論文として，本記事を執筆させていただきました．まず，学会賞に推薦してくださった元指導教官の中澤清先生にこの場をお借りしてお礼を申し上げます．本記事で紹介させていただいた研究結果は，たくさんの方々との共同研究の成果であり，その皆様に心から感謝しております．また，お忙しいところ投稿原稿を査読してくださった阿部豊先生，本記事の執筆機会を与えて下さった田中秀和遊星人編集長に感謝いたします．

参考文献[1] Ikoma, M. & Genda, H. 2006. ApJ. 648, 696.
[2] 生駒大洋 2008. シリーズ現代の天文学９（渡部潤一ら編，日本評論社）,210[3] Ikoma, M., Nakazawa, K., & Emori, H. 2000. ApJ537, 1013.
[4] Ikoma, M., Emori, H., & Nakazawa, K. 2001. ApJ553, 999.
[5] Ikoma, M. 2003. BAAS 35, 980.
[6] Tanigawa, T. & Ikoma, M. 2007. ApJ 667, 557.
[7] Sato, B. et al. 2005. ApJ 633, 465.
[8] 井田茂2008 系外惑星（東京大学出版会）[9] Ikoma, M. et al. 2006. ApJ 650, 1150.