82

日本惑星科学会誌 Vol. 26, No. 3, 2017「2016年度最優秀発表賞受賞論文」

多様な巨大惑星リングの形成過程について

兵頭 龍樹，Sébastien Charnoz ，大槻 圭史 , 玄田 英典

1,2,3

2

3

1

2017年３月31日受領，査読を経て2017年５月11日受理．

（要旨）太陽系には多様なリングを持つ巨大惑星が存在する．土星リングは，その質量の 95% 以上が水氷から形成されているが，天王星や海王星のリングには岩石成分も多く含まれていると考えられている．このよ
うに，観測技術の発展および莫大な探査データの解析からリングの詳細な描像が明らかになる一方で，リングの起源および多様性が生まれた素過程は謎に包まれている．本研究では，約 38 億年前に起こったと考えられている後期重爆撃期に，冥王星サイズの巨大な微惑星が巨大惑星と少なくとも数回の近接遭遇を経験しうることに注目し，SPH 計算と N 体計算を用いて，分化した微惑星の近接遭遇時の潮汐破壊過程，および，
惑星に捕獲された破片の長期進化を詳細に調べた．その結果，密度の小さな土星では，微惑星の氷マントルが主に破壊・捕獲される近接遭遇しか起こらないが，密度のより大きい天王星や海王星では，微惑星の岩石コアまで十分に破壊・捕獲される近接遭遇が可能となり，観測に矛盾しない多様なリングが形成されうることが明らかになった．本研究で提案するリングの形成モデルは，惑星形成過程で必然的に起こりうる微惑星との近接遭遇によって起こるものである．それゆえに，現在観測が進む系外惑星系にも適応が可能となり，将来の観測で多様なリングが系外巨大惑星周りに観測されることが期待される．

1. はじめにより大きくなる傾向にある．また，このような衛星の一つである土星衛星 Enceladus には，内部海が存在し太陽系には，多様なリングが存在する．例えば，土ていることが明らかになり，アストロバイオロジーの星リングは，非常に巨大であり，その質量の 95% 以

観点からもリング - 衛星系の起源・進化の解明は重要

上が水氷から形成されている [1]．一方，天王星や海性を担っている．

王星リングは，土星リングに比べると低質量であり，土星リングの形成起源は，これまでにいくつか提案

岩石成分も多く含まれていると考えられている [2]．

されてきた．例えば，“リングは土星の原始周惑星円

リングを構成している粒子の典型的なサイズについて盤の残り”である説 [3,4] がある．しかし，この説は，は，μm-m サイズであると考えられている．さらに，リングから生まれたと考えられる（次章を参照）
土星周

巨大惑星周りにはリングのみならず，リングの動径方囲の衛星と土星本体の化学組成が大きく違うことから

向外側近傍に多数の衛星（inner regular satellites）も現在では否定的に考えられている．さらに，別の説と存在している [1]．この衛星群の特徴として，ほぼ惑

して，土星のロッシュ半径近傍に既に原始衛星が存在

星の赤道面上を，ほぼ円軌道で順行方向に公転していしていて，それが外部からやってきた彗星との衝突でることが挙げられる．さらに，惑星から遠ざかるほど，破壊され，リングになった説 [3, 4] がある．しかし，

1. 東京工業大学 地球生命研究所
2. Institut de Physique du Globe/Université Paris Diderot, 75005
Paris, France
3. 神戸大学 理学研究科
hyodo@elsi.jp■2017遊星人Vol26-3.indd

82

岩石と氷の混合であると考えられる原始衛星の破壊では，観測される土星の氷リングを形成するのは難しい．
一方，近年の研究で，土星リングが氷主体であるという観測事実をうまく説明できた形成モデルがある

2017/09/01

10:00:07

多様な巨大惑星リングの形成過程について／兵頭 他

83[5]．このモデルでは，原始周惑星円盤内で集積したタ

難しいという点も挙げられる．さらに，上述のモデル

イタン程度の分化した衛星が，ガス抵抗によって内側では，原始周惑星円盤を持ちうる土星には当てはめるに落下し，ロッシュ半径の内側で潮汐破壊されたといことが可能であるが，天王星や海王星には適応が難し

うものである．ポイントとなるのは，ガス抵抗の強さ

くなる．

によって，氷マントル部分のみの潮汐破壊が起こり，

一方，いくつかの先行研究 [6,7] では，< 数 km サイ

岩石コアは潮汐破壊される前に土星に落下して，氷のズの彗星が潮汐破壊されることで巨大惑星周りにリン

みのリングが形成されうるという点である．このモデグを形成するアイデアが提案された．この説において，ルは上述のように氷リングを形成できるという点ではリングの大質量を説明するためには，無数の彗星の潮非常に成功しているが，いくつか問題点が指摘されて

汐破壊が必要となるが，例えば，ある任意の座標系で，いる．例えば，ガス抵抗の強さにファインチューニン

ある彗星は時計回りにやってきて潮汐破壊され，破片グが必要となってくる．ガス抵抗が強すぎると，潮汐が惑星周りを時計回りに回るようになる．一方，別の破壊された氷マントル破片も全て土星に落下してしま

彗星は反時計回りにやってきて，反時計回りの破片をい，リングが形成されなくなる．逆に弱すぎると，コ形成する．それゆえに，無数の彗星を考えた場合，平

アも破壊される，または，コアが落下せずにリング中

均すると系の総角運動量は最終的に 0 になってしまいに残ってしまうことになる．また，潮汐破壊だけでは，リングが形成されなくなる．これが”彗星の潮汐破壊観測されるμ m-m サイズの小粒子を形成することが説”における大問題であった．また，無数の彗星の潮

図1： N体計算の結果（リングの初期質量は惑星質量の約1%）．リングを赤道面上方から見た図．初期にリングは惑星のロッシュ半径内に存在している．図中の時間（T）は，ロッシュ半径での公転周期で規格化されている．Hyodo et al. 2015 [13]の図を借用．

■2017遊星人Vol26-3.indd

83

2017/09/01

10:00:07

84

日本惑星科学会誌 Vol. 26, No. 3, 201765

星は反時計回りにやってきて, 反時計回りの破⽚を形成する. それゆえに, 無数の彗星を考えた

66

場合, 平均すると系の総⾓運動量は最終的に０になってしまいリングが形成されなくなる. こ67

れが”彗星の潮汐破壊説”における⼤問題であった. また，無数の彗星の潮汐破壊でリングが作ら68れるということは，異なる惑星で観測される多様なリングを形成することは難しくなる. さらに,

69

近接遭遇過程で潮汐破壊され捕獲された破⽚は, ⾮常に楕円軌道になり, さらに, この軌道⾯は70

現在リングが観測される⾚道⾯からずれている可能性がある. このような問題は未解決であり,

71

それがゆえに, 彗星の潮汐破壊説は否定的に考えられてきた.

72
73

本研究は, この”彗星の潮汐破壊説”を⼤きく拡張させた”巨⼤分化微惑星の潮汐破壊説”であ74

り, さらに, 潮汐破壊後の破⽚の⻑期進化を詳細に明らかにし, リングの形成可能性を世界で初75めて導き出したものとなる.

76
77

2.

リングの拡散進化による複数衛星系の形成

図2： 図1の続き．第一衛星の形成後，第二衛星が形成されている．

78

本研究で提案するリング形成モデルを議論する前に, ⼟星, 天王星, そして海王星周りに現在

汐破壊でリングが作られるということは，異なる惑星から形成された可能性について議論し，リングの形成
79 観測される複数の内側順⾏衛星（inner
regular satellites）がリングから形成された可能性についで観測される多様なリングを形成することは難しくな
当初には上述の衛星の質量を含んだ大質量リングであ80 て議論し, リングの形成当初には上述の衛星の質量を含んだ⼤質量リングであった可能性につる．さらに，近接遭遇過程で潮汐破壊され捕獲されたった可能性について説明する．
81 いて説明する.
破片は，非常に楕円軌道になり，さらに，この軌道面
リングは，粒子間の衝突や重力的な相互作用を通し82

は現在リングが観測される赤道面からずれている可能て動径方向へ拡散する [8,9]．系が重力不安定である場
83
リングは, 粒⼦間の衝突や重⼒的な相互作⽤を通して動径⽅向へ拡散する[8,9].
系が重⼒不性がある．このような問題は未解決であり，それがゆ合のリング粒子の単位時間あたりに惑星からの距離 r

えに，彗星の潮汐破壊説は否定的に考えられてきた．
を通過する質量フラックス（F）は，リング（円盤）の面
84 安定である場合のリング粒⼦の単位時間あたりに惑星からの距離
r を通過する質量フラックス
本研究は，この”彗星の潮汐破壊説”
を大きく拡張さ
密度に支配されており，次式で表現される.
85 （F）は,リング（円盤）の⾯密度に⽀配されており,次式で表現される.

せた”巨大分化微惑星の潮汐破壊説”であり，さらに，

86

潮汐破壊後の破片の長期進化を詳細に明らかにし，リングの形成可能性を世界で初めて導き出したものとな

𝐹𝐹 = 𝜋𝜋CG& 𝜎𝜎 ( /𝛺𝛺 (ここで，G は重力定数，C は数値計算から求まる係
数 [9]，σはリングの面密度，Ω は公転振動数である．

る．

2. リングの拡散進化による複数衛星
系の形成

リング粒子が惑星のロッシュ半径（それよりも外側では，リング粒子間の重力が惑星重力よりも卓越することで，粒子同士の重力集積が可能となる臨界距離）よ本研究で提案するリング形成モデルを議論する前に， りも染み出すと，粒子間の重力集積が起こり，衛星が土星，天王星，そして海王星周りに現在観測される複形成される（図 1）[10–13]．形成された衛星は，重力作数の内側順行衛星（inner regular satellites）がリング用を通して残りのリングの拡散を一時的に抑制し，そ■2017遊星人Vol26-3.indd

84

3

2017/09/01

10:00:08

多様な巨大惑星リングの形成過程について／兵頭 他

85の反作用として衛星は外側へ移動する（図 2 上図）．衛星が十分にリングから遠ざかると，再びリングが染み出してきて新たな衛星が形成される（図 2 下図）．近年，
このような衛星の集積と外側移動を繰り返すことで，観測される複数衛星系が形成されうることが明らかになった [14–16]．この時，より外側に存在する衛星がより大きくなるのは，外側衛星が形成された時の方が，よりリングに質量が残っていることから，質量フラックスがより大きかったためである .

図3： SPH計算の概念図．分化した微惑星（青色）が，巨大惑星のロッシュ半径（破線）の内側を通過するような近接遭遇過程

つまり，このようなリングの拡散進化によって，土において潮汐破壊を経験し，その破片の一部が惑星の重力場に捕われる．捕獲直後の破片は数十kmサイズと大きく,軌道は非常に楕円軌道である（離心率e～0.9）. Hyodo et al.
2017[21]の図を改変．

星，天王星，そして海王星周りに観測される複数衛星系が形成されたということは，過去に衛星を形成できるだけの質量をリングは最低限保持していなければならないことになる．土星系の場合，現在のリングの質
19

量 は 約 ～10 kg で あ る が， リ ン グ の 形 成 当 初 は 約
21に弾き飛ばされたりするが [18]，本研究では，このような微惑星が，巨大惑星と”数回の”近接遭遇を経験し～10 kg の質量を保持していたと考えられ，その後のうることに注目し，この過程におけるリングの形成可40 億年程度をかけたリングの染み出しによって衛星能性について詳細に調べ上げた .

Rhea まで形成することが可能である [15]．一方，天王
もられているが，衛星 Oberon までリングの染み出し

微惑星の潮汐破壊と破片の巨大惑星による捕獲で形成しようとすると，リングの形成当初には約～

ま ず 我 々 は，Smoothed-Particle Hydrodynamics

1516星の場合，現在のリング質量は 10 -10 kg [17] と見積

22

3.1

10 kg の 質 量 が 必 要 と な る． 海 王 星 の 場 合， 衛 星（SPH）計算（SPH 計算の詳細は [19] を参照）を用いて分Triton（Triton はその軌道から捕獲された衛星だと考化した冥王星サイズの微惑星（50 w% の岩石コアとえられている）よりも内側の衛星をリングの拡散で形

50 w% の水氷マントル）が巨大惑星のロッシュ半径以成しようとすると，約～10 kg の初期リング質量が必

20内に近接遭遇した場合の，潮汐破壊による破片の巨大要となる．

惑星周りへの捕獲率を詳細に調べた（図 3, 4）
．10

21-23

kg

サイズの天体が分化しているかどうかは議論の余地は

3. 微惑星の潮汐破壊によるリング
形成モデル

あるが，形成のタイムスケールが早ければ分化していることを主張している論文もみられる [20]．また，捕獲の定義としては，潮汐破壊後の破片が惑星に重力的上述の議論を踏まえて，巨大惑星の多様なリングのに捕獲されている，かつ，破片の近点距離が惑星半径形成モデルを考えるにあたって説明しなければいけなより大きい，かつ，破片の遠点距離が惑星ヒル半径よい点は，1．観測される小さなリング粒子の起源，2．

り小さい，とする．

惑星によってリングの組成が違う理由，3．複数衛星

SPH 計算の結果，微惑星は近接遭遇距離が小さい系を形成しうる初期リングの大質量の起源，となる .
ほど，より強い惑星重力を経験することで，より破壊
137
SPH 計算の結果, 微惑星は近接遭遇距離が⼩さいほど, より強い惑星重⼒を経験することで,一方，最新の惑星形成論（ニースモデル）[18] によっ
され，より多くの質量が捕獲される傾向になることが138
より破壊され, より多くの質量が捕獲される傾向になることが明らかになった（図 5, 6）. ここて，約 38 億年前に起こったと考えられる後期重爆撃
明らかになった（図 5, 6）．ここで，ロッシュ半径（自139
で,ロッシュ半径（⾃⼰重⼒＝潮汐⼒となる臨界距離）は,
惑星の密度𝜌𝜌
期に巨大惑星の外側にある微惑星円盤に 1000-4000 個
己重力＝潮汐力となる臨界距離）は，惑星の密度
ρ-p,，半径𝑅𝑅- , そして微惑kg）が存在しの冥王星サイズの巨大微惑星（質量～10140星の密度𝜌𝜌
/ を⽤いて 半径 Rp，そして微惑星の密度ρs を用いて22ていた可能性が明らかになった．このような巨大微惑

141
星のほとんどは，ニースモデルで予想される不安定時

𝑎𝑎1 = 2.456

𝜌𝜌- 7/(
𝑅𝑅𝜌𝜌/期に巨大惑星に衝突したり，近接遭遇をして太陽系外
142 と表現される. それゆえに, 密度が⽐較的⼩さい⼟星（687 kg/m³）では, 微惑星は⼟星のロッシ■2017遊星人Vol26-3.indd

85

143

ュ半径の約 45%までしか近接遭遇ができない（それより内側を通過すると惑星に衝突してしま

144う）. ⼀⽅, 天王星や海王星の密度は⼟星に⽐べて⼤きく（それぞれ 1270kg/m3 と 1640kg/m3）,145

微惑星は惑星ロッシュ半径の 35%程度まで近接遭遇が可能となる. さらに, 微惑星の近接遭遇

146

速度は, ⼟星と天王星（または海王星）を⽐べると, ⼟星においてより速くなる（無限遠での相147

2017/09/01
10:00:08また, ⼟
対速度は⼟星で 3km/s 程度であるが, 天王星や海王星では 2km/s 程度となる[7,18]）.

86

日本惑星科学会誌 Vol. 26, No. 3, 201723

図4： 土星系での潮汐破壊過程のSPH計算のスナップショット（微惑星質量M=10 kg, 初期微惑星スピン8 h（順行方向）, 近点距離q=5.6
7
×10 m，無限遠での相対速度3 km/s, の場合）
．各パネルは, 微惑星の軌道面の垂直方向から見た微惑星の重心系での図である．
赤色は岩石コア，青色は氷マントルを表している．各パネル上の右上の矢印は土星の方向を示している．水平の黒棒は微惑星のヒル半径を示している．一番上の二つのパネルにおいて，重心系で見た時の微惑星が持つ速度を矢印で示している．Hyodo etal. 2017 [21]の図を改変．

■2017遊星人Vol26-3.indd

86

2017/09/01

10:00:09

多様な巨大惑星リングの形成過程について／兵頭 他

87

図5： 異なる近点距離での分化した微惑星の潮汐破壊過程における土星周りの破片の捕獲率（100×捕獲質量/微惑星の初期質量）．各点
はSPH計算の結果であり，破線は先行研究[6]で解析的に求められた理論値．各点の色は，捕獲質量における岩石質量の割合を表2123している（100×捕獲岩石質量/捕獲総質量）．左図は微惑星質量が10 kgの場合，右図は微惑星質量が10 kgの場合．上，真ん中，
下図は微惑星の近接遭遇面に垂直方向の初期スピンが，それぞれ，近接遭遇方向と同じ（スピン周期は8 h），スピン無し，近接遭
遇方向と逆（スピン周期は8 h）の場合を示している．図中の青色領域は土星内部を表しており，実際には巨大惑星に衝突してしまうので起こりえない近接遭遇パラメータである（本研究では，巨大惑星を質点として表現しているので，データ点が存在する）．
Hyodo et al．2017 [21]の図を改変．

と表現される．それゆえに，密度が比較的小さい土星

は 2 km/s 程度となる [7,18]）．また，土星と天王星（ま（687 kg/m³）では，微惑星は土星のロッシュ半径の約

たは海王星）を比較すると，潮汐力は惑星ポテンシャ

45% までしか近接遭遇ができない（それより内側を通ルの動径方向の二回微分で表現されるが，天王星およ

過すると惑星に衝突してしまう）．一方，天王星や海び海王星の方が，その勾配が大きくなることから，土王星の密度は土星に比べて大きく（それぞれ 1270 kg/

星よりも大きな潮汐力となる．以上の効果により，近3

3m と 1640 kg/m ），微惑星は惑星ロッシュ半径の 35

接遭遇過程において微惑星は天王星や海王星において% 程度まで近接遭遇が可能となる．さらに，微惑星の土星に比べてより強い潮汐破壊を経験することになる．

近接遭遇速度は，土星と天王星（または海王星）を比べそれゆえに，土星系では，氷マントルのみが破壊・捕ると，土星においてより速くなる（無限遠での相対速獲される近接遭遇のみが支配的に起こることになる

度は土星で 3 km/s 程度であるが，天王星や海王星で（図 5）．一方，天王星や海王星では，岩石コアまでも■2017遊星人Vol26-3.indd87

2017/09/01

10:00:09

88

日本惑星科学会誌 Vol. 26, No. 3, 2017

図6： 図5と同じ．ただし，天王星の場合. 土星の場合と比べて，岩石捕獲率が高くなっている（惑星に衝突せずに微惑星の岩石コアまで効率良く捕獲できる近接遭遇バラメータがより多くある）．Hyodo et al. 2017 [21] の図を改変．

潮汐破壊され，破片が捕獲されうることになる（図 6）． 遇面であるため，巨大惑星の赤道面と一致していない
つまり，観測に矛盾しない異なる組成の物質が異なる可能性が高い．一方で，観測されるリングは巨大惑星

巨大惑星周りに捕獲されうるプロセスが初めて明らかのほぼ赤道面に位置している．これでは，観測されるになった．

リングとは似ても似つかない状況である．そこで次に3.2 捕獲破片の長期力学進化

我々は，巨大惑星の偏平の効果（J2 と J4 項を考慮）を取り入れた N 体計算を用いて捕獲された破片が長期的

しかし，潮汐力のみによって破壊された破片の捕獲な進化でリングへと進化しうる可能性に取り組んだ．

直後のサイズは，数 km- 数十 km 程度になると考えら

本研究の N 体計算初期条件には，SPH 計算から直接れ（氷の物質強度と経験する潮汐力を比較した場合の得た破片の質量，位置，速度の情報を用いた．また各

最小サイズ），観測されるリング粒子サイズに比べる

破片は，さらに細かい km サイズのハードスフィア粒とはるかに大きい．さらに，捕獲破片の軌道は離心率子からなるアグリゲイトとして表現し，粒子間の重力が 0.9 程度と非常に楕円軌道である [21]．また，捕獲および衝突を考慮した．これによって，捕獲後の周惑破片の軌道面は，初期の微惑星の巨大惑星との近接遭

星軌道における更なる潮汐破壊も表現することが可能■2017遊星人Vol26-3.indd

88

2017/09/01

10:00:10

多様な巨大惑星リングの形成過程について／兵頭 他

89

図7： N体計算の概念図. 巨大惑星の偏平の効果により数百年から数千年をかけて，捕獲破片は歳差を経験することで，巨大惑星の赤道面に対象なトーラス状の構造を形成する（左上図：赤道面に垂直方向から見た図，
左下図：赤道面から見た図）. その後の長期的な進化で破片同士は軌道交差の結果，高速衝突を経験し，破砕され，小さな粒子を形成する. さらに，衝突ダンピングで離心率および軌道傾斜角はダンピングされ，円軌道で赤道面に落ち着いたリングが形成される（右図）．

となった．
N 体計算の結果，惑星の偏平の効果によって，捕獲

4. まとめと今後の展望

破片は惑星周りに歳差運動をすることで，数百年から太陽系の巨大惑星には多様なリングが存在している．
数千年のうちに，赤道面に対象なトーラス状の構造を
N 体計算の結果, 惑星の偏平の効果によって, 捕獲破⽚は惑星周りに歳差運動をすることで,さらに，近年の研究 [13–16] によって，リングは動径形成することが分かった（図 7 左）．そして，より長期
数百年から数千年のうちに, ⾚道⾯に対象なトーラス状の構造を形成することが分かった.（図方向に拡散進化をすることで，その周囲に複数の衛星的な進化で破片同士は衝突を経験することになる．こ７左）. そして, より⻑期的な進化で破⽚同⼠は衝突を経験することになる.
この時,
破⽚同⼠
を生み出しうることも明らかになった．一方，リングの時，破片同士の軌道は歳差によって十分にランダム

は惑星本体に付随して形成されたと考えられるので，な方向に向いているため，破片同士の軌道交差がおこの軌道は歳差によって⼗分にランダムな⽅向に向いているため,破⽚同⼠の軌道交差がおこり（図 7），衝突速度は，（図７）, 衝突速度は, り
𝑣𝑣:;< ∼ 𝑣𝑣>?@ 𝑒𝑒 & + sin 𝑖𝑖 & 7/&

その起源解明は当時の集積環境などの惑星形成史を紐解く鍵になりうるが，多様な巨大惑星リングの起源は謎につつまれていた．
程度となる（vKep は, ケプラー速度, e と i は破⽚の離⼼率と軌道傾斜⾓である）. ここで, e~1 で程度となる（vKep は，ケプラー速度，e と i は破片の離本研究では，SPH 計算と N 体計算を組み合わせるあるから, 破⽚同⼠の衝突速度は数km/s程度になることから,
破⽚は衝突によって細かく破砕
心率と軌道傾斜角である）．ここで，e ～1 であるから， ことで，約 38 億年前に起こったと考えられる後期重破片同士の衝突速度は数km/s 程度になることから，爆撃期における冥王星サイズの分化した微惑星と巨大されることが期待される.
この時, 衝突のタイムスケールは初期の破⽚の軌道⾯の傾き（惑星⾚破片は衝突によって細かく破砕されることが期待され惑星の近接遭遇時に多様な巨大惑星リングが作られる
道⾯からの傾き）によるが,数千年から数万年程度だと⾒積もられる[21]. さらに,衝突によっる．この時，衝突のタイムスケールは初期の破片の軌可能性を調べ上げた．その結果，微惑星が巨大惑星のて離⼼率と軌道傾斜⾓がダンピングされることから, 最終的に⼩さな粒⼦からなる円軌道で⾚道面の傾き（惑星赤道面からの傾き）によるが，数千年ロッシュ半径の約半分よりも内側を通過した場合（先道⾯に落ち着いたリングが形成されうることが明らかになった(図７).
から数万年程度だと見積もられる [21]．さらに，衝突行研究 [18] から，各巨大惑星において，このような近によって離心率と軌道傾斜角がダンピングされること

接遭遇が冥王星サイズの微惑星において少なくとも数から，最終的に小さな粒子からなる円軌道で赤道面に回起こることが明らかになっている），潮汐破壊によ

落ち着いたリングが形成されうることが明らかになっって，微惑星質量の 0.1-10 % が惑星周りに捕獲される

た
（図 7）
.

ことが明らかになった [21]．ゆえに，土星，天王星，■2017遊星人Vol26-3.indd

89

2017/09/01

10:00:11

90

日本惑星科学会誌 Vol. 26, No. 3, 2017

海王星の衛星を形成しうる初期リング質量を得るため
23には，10 kg の微惑星が一度近接遭遇をして，潮汐破壊されるだけで十分となる．一方，冥王星サイズの22れる近接遭遇が起こることで，観測に矛盾しない多様なリングが形成されうることが明らかになった [21]．
本研究で提案する微惑星の潮汐破壊によるリング形

10 kg 程度の微惑星の場合は，複数回の近接遭遇が必成モデルは，惑星形成過程で自然に起こりうる物理プ

要となるが，近年のニースモデルによると [18]，各惑

ロセスである．つまり，この物理プロセスは太陽系だ

22星は，10 kg 程度の微惑星と複数回の近接遭遇を経験

けに当てはまるものではなく，他の惑星系にも適応可

しうることが示唆されている．

能となる．現在，観測技術の発達に伴って，系外惑星

しかし，捕獲直後の破片は，初期に巨大惑星周りをリングや系外惑星衛星検出プロジェクトが進んでいる

非常に歪んだ楕円軌道で運動しており（離心率～0.9），[e.g. 22]．我々は，現在のところ，太陽系リングの起さらに破片サイズは数十キロメートルと観測されるリ源のみに焦点をあててきたが，今後は，異なる惑星系

ング粒子のサイズに比べるとはるかに大きい．これでで起こりうる，近接遭遇パラメータを用いて，系外惑

は観測されるリングとは似ても似つかない状況である．

星系で形成されうるリング，そして，そこから拡散進

しかし，捕獲破片はその後の長期進化において，惑星化によって形成されうる衛星系に理論的な制約を与え，の扁平（主に赤道面の膨らみ）の効果によって，歳差運

将来の観測天文学に役立つような研究をしていきたい

動を経験することで，軌道方向がランダムに分布し，と考えている .

軌道交差がおこるようになる．軌道交差が起こると破片同士の高速衝突が発生し，捕獲破片はさらに破砕さ

謝 辞れ，小さな粒子を形成することになる．さらに，このような衝突によってエネルギーの散逸が起こり，楕円本研究の遂行にあたり，長年指導して頂いた指導教

軌道が円軌道化され，現在観測されるリングになりう

官である神戸大学 大槻圭史教授には何よりも多大なることが明らかになった [21]．

感謝を申し上げます．また，フランス・パリに約二年

さらに，土星と天王星（または海王星）のリングの組間招待してくれ，共同研究をしてくれたパリ大学・

成の違いは，惑星本体の密度の違い，および，各惑星

IPGP Sébastien Charnoz 教授に感謝いたします．SPH

における近接遭遇速度の違いによって生じうることが計算の指導をして頂き，多くの共同研究をして頂いた

わかった．土星の密度は，天王星や海王星の密度に比地球生命研究所 玄田英典特任准教授にも特別の感謝

べると小さい．潮汐破壊が起こる臨界距離は，ロッシを致します．また，2016 年日本惑星科学会最優秀発

ュ半径によって特徴付けることが可能であるが，ロッ

表前夜に日本惑星科学杯（フットサル大会）
を開催して

シュ半径は惑星密度の 1/3 乗と惑星半径に比例する．

頂き，その後，深夜まで激励会と称した飲み会を開催

それゆえに，密度のより小さい土星では，密度の大きして頂いた国立天文台 堀安範特任助教，日本スペー

い天王星（または海王星）と比べると，微惑星は惑星のスガード協会 浦川聖太郎氏，千葉工大 岡本尚也研究

重力ポテンシャルの深いところを通過することができ

員，のおかけで，これまでにないリラックスした発表ない（ロッシュ半径で規格化したときの，惑星半径がができました．この場をかりて感謝いたします．本研

土星ではより大きい）．また，天王星および海王星では，

究は，日本学術振興会の特別研究員奨励費（15J02110）

潮汐力となるポテンシャルの二回微分がより急勾配との助成を受けておこないました．

なり，より強い潮汐力が働くことになる．さらに，微惑星の近接遭遇速度は，天王星および海王星では，土

参考文献

星の場合に比べて遅くなることから，天王星および海王星では土星に比べて，より長く潮汐力を経験し，程

[1] Porco, C. C. et al., 2007, Science 318, 1602.

度の激しい潮汐破壊が微惑星に起こる．それゆえに，[2] Tiscareno, M. S. et al., 2013, ApJL 762, L28.

土星では主に分化した微惑星の氷マントルのみが潮汐[3] Pollack, J. B. et al., 1973, Icarus 20, 263.

破壊され，破片が捕獲される近接遭遇しか起こらない[4] Pollack, J. B., 1975, Space Sci. Rev. 18, 3.

が，天王星や海王星では，岩石コアまで破壊・捕獲さ[5] Canup, R. M., 2010, Nature 468, 943.

■2017遊星人Vol26-3.indd

90

2017/09/01

10:00:11

多様な巨大惑星リングの形成過程について／兵頭 他

91[6] Dones, L., 1991, Icarus 92, 194.
[7] Charnoz, S. et al., 2009, Icarus 199, 413.
[8] Lynden-Bell, D. and Pringle, J. E., 1974, Mon. Not. R.
Astron. Soc. 168, 603.
[9] Daisaka, H. et al., 2001, Icarus 154, 296.
[10] Kokubo, E. et al., 2000, Icarus 148, 419.
[11] Ida, S. et al., 1997, Nature 389, 353.
[12] Hyodo, R. and Ohtsuki, K., 2014, ApJ 787, 56.
[13] Hyodo, R. et al., 2015, ApJ 799, 40.
[14] Charnoz, S. et al., 2010, Nature 465, 752.
[15] Crida, A. and Charnoz, S., 2012, Science 338, 1196.
[16] Hyodo, R. and Ohtsuki, K., 2015, Nature Geoscience8, 686.
[17] French, R. G. et al., 1991, In Uranus, 327.
[18] Nesvorný, D. and Vokrouhlický, D., 2016, ApJ 825,94.
[19] 玄田英典, 2015, 遊星人 24, 191.
[20] Guilbert-Lepoutre, A. et al., 2011, A&A 529, 71.
[21] Hyodo, R. et al., 2017, Icarus 282, 195.
[22] Kipping, D. M. et al., 2012, ApJ 750, 115.

■2017遊星人Vol26-3.indd

91

2017/09/01

10:00:11