巨大惑星の解剖学：
内部構造・熱進化から起源へ (第2部)
堀 安範
国立天文台 理論研究部© Cassini, NASA

© JUNO, NASA

第13回 森羅万象学校『木星を解剖する – 巨大ガス惑星の腹のうちと誕生の謎』

2013年 3月26日-28日＠北海道 支笏湖

1.3 太陽系の巨大惑星の大気構造-3

圧力 (bar)

10

中心星輻射

10-2

木星 (Seiff et al.1998)
土星 (Lindal et al.1985)
天王星 (Lindal et al.1987)
海王星 (Lindal et al.1990)

10-1

温度上昇 : 逆転層
入射UVの吸収：炭化水素(e.g. C2H2, C2H6)1100

内部からの熱輸送
50 100 150 200 250 300 350 400
温度(K)※ 木星(Galileo probeによる大気突入)
土星 (Voyager1,2)・天王星・海王星(Voyager 2)：電波掩蔽実験

太陽系のガス惑星の内部構造：最近の描像
分子水素層

木星 土星
~0.8RJ ~0.5RS(重元素リッチ)

r
a
b
2M 0K
~600

H-He不混和領域
He沈降?
金属水素層
(Heリッチ?)

165K (140K)

1bar

100km

対流層
1000bar
600km

輻射層?

5000bar

1000km木星 土星~0.2RJ ~0.25RS

r)
a
b
0M

1
(
K
0
r
0
a
0 K)
b
0
2
M
40 5000 0000
1

岩石／氷コア-100(85※ 1bar = 10kPa ~ 1気圧木星・土星の大気：熱輸送
木星・土星内部 --- (ほぼ)全対流 ※ P, Tともに急激なopacity↑(Q) 木星・土星の大気は？
主たるopacity源 --- H2-H2 CIA, H2O, CH4 (T < 1000K)
アルカリ金属 (Na, K ...) (T~1200-1500K)
H2 -, H-, TiO (CaTiO3) (T ~1500-2000K)(Guillot+94;Burrows+00)

log κ (cm2/g)

1.0 (Guillot+04)
りアルカリ金属あ0.0
H2O opacityは効果的?
-1.0

-2.0

対流
輻射

10

アルカリ金属なし

102

103

圧力 (bar)104

105

木星・土星の大気組成 : 揮発性元素
木星 : Voyager, Galileo, Cassiniによる分光観測(Niemann+98;Mahaffy+00;
土星 : IR・電波の地上観測+Cassini

Atreya+99,03;Wong+04)

Ar, Kr, Xeに富む(2-3倍)
一方で、He, Neの枯渇した大気
揮発性元素(X/H)の存在度

10
3×solar

1

solar
19bar

C, N, Sに富む(2-6倍)
Oは枯渇(乾燥)?

0.1

0.01

12bar

希ガス

C,N,O,SHe Ne Ar Kr Xe C

N

O

S

(cf) solar abundances from Anders & Grevese (1989)

木星・土星の揮発性元素に富む大気
エンベロープ全体に含まれる重元素 (H,He以外の元素) 量■ 内部構造モデル → エンベロープ全体で重元素に富む

木星・土星の大気組成 : He, Neの枯渇
Neの枯渇 : H-He分離の間接的証拠→ 沈降するHe液滴にNeが選択的に溶解 (Roulston& Stevenson,1995)
第一原理計算 : H-He不混和領域でのH, Heに対するNe, Arの溶解度

原子対相関関数

2
1.5

Ne
Ar

Ne-He pair
近接距離に多く存在

溶媒 H
溶媒 He

＋

1 200GPa, 5000K

Ne :
Ar :

0.5

RH RHe00(Wilson & Militzer,2000)

0.5
1
1.5
H または Heとの距離 ( )2(He相側)(H相側)

木星・土星の大気組成 : 揮発性元素
木星 : Voyager, Galileo, Cassiniによる分光観測(Niemann+98;Mahaffy+00;
土星 : IR・電波の地上観測+Cassini

Atreya+99,03;Wong+04)

Ar, Kr, Xeに富む(2-3倍)
一方で、He, Neの枯渇した大気
揮発性元素(X/H)の存在度

10
3×solar

1

solar
19bar

C, N, Sに富む(2-6倍)
Oは枯渇(乾燥)?

0.1

0.01

12bar

希ガス

C,N,O,SHe Ne Ar Kr Xe C

N

O

S

(cf) solar abundances from Anders & Grevese (1989)

木星・土星の揮発性元素に富む大気(1) 氷微惑星が起源 : 非晶質氷上に凝縮 (Owen et al.1999)
結晶質氷によるクラスレート(Gautier+01;Hersant+04)
氷クラスレート・ハイドレートによる
希ガス／揮発性元素から成る気体の捕獲【条件】低温(< 30K)環境で生成100

温度 (K)

90(Gautier+01)

輻射加熱なしの粘性円盤

5.2AU

NH3

80

CH4

70

Xe

60

CO
N2

50

Kr
Ar

40
30
20
10-10

10-9

10-8

10-7

10-6
圧力 (dyn/cm2)

10-5木星・土星の揮発性元素に富む大気(1) 氷微惑星が起源 : 非晶質氷上に凝縮 (Owen et al.1999)
結晶質氷によるクラスレート(Gautier+01;Hersant+04)
氷クラスレート・ハイドレートによる
希ガス／揮発性元素から成る気体の捕獲【条件】低温(< 30K)環境で生成(a) 木星、土星は現在より遠方の低温領域(>30AU)で形成＋内側移動(Alibert et al.2005)(b) 低温領域で形成された氷微惑星の内側輸送＋捕獲(c) 木星・土星形成時はより低温な原始惑星系円盤

木星・土星の希ガスに富む大気(b) 光蒸発する円盤下での大気捕獲 (Guillot & Hueso,2006)
grain上に希ガス凝縮
希ガスに富むガス

流体力学的散逸 (

XUV

)

水素の散逸
→ 衝突で重い元素／分子を引きずる→ 質量分別 (--- crossover mass)■ 木星-土星領域

mA < mcの時、流体力学的散逸

水素の散逸率

scale height→ 拡散・圧力勾配で決まる(Hunten+87)

木星・土星の希ガスに富む大気(b) 光蒸発する円盤下での大気捕獲 (Guillot & Hueso,2006)
grain上に希ガス凝縮
希ガスに富むガス

流体力学的散逸 (

XUV

)

水素の散逸
→ 衝突で重い元素／分子を引きずる→ 質量分別 (--- crossover mass)

質量分別した希ガスに富む大気を獲得(= 進化した円盤中でガス惑星形成)

木星・土星の希ガスに富む大気(b) 光蒸発 (Guillot & Hueso,2006)(a) 氷微惑星 (Alibert+05)

コア質量(

)

木星
Saumon & Guillot (2004)

CI = 0.001
0.03

エンベロープ中の重元素量(

)

コア質量(

)

土星
Saumon & Guillot (2004)

エンベロープ中の重元素量()

木星・土星の揮発性元素：同位体比■ 希ガス(Ar, Kr, Xe)の濃縮度合(現在) 木星大気 : Ar ~ Kr ~ Xe
・氷微惑星 → Ar > Kr > Xe (蒸発温度の違いのため) ?
・光蒸発による質量分別 → Ar ~ Kr ~ Xeも可能(?)

『希ガスの起源 --- ガス惑星形成の制約』

木星の揮発性元素：同位体比■ 希ガス(He, Ne, Ar, Xe)の同位体比 (Mahaffy+98,00;Pepin+99;Lellouch+01;
Atreya+03;Abbas+04;Fouchet+04;Marty+08)

2.5
3He/4He

D/H

2
1.5
20Ne/22Ne

13C/12C

10.5

木星大気／太陽組成(太陽風)木星
81P/Wild2彗星(Stardust計画)※ 3He/4He : 木星／CI chondrite
15N/14N : 木星／terrestrial値※ Krの同位体比 --- 未決定

128-136Xe/Xe
15N/14N・木星大気のNe, Ar, Xeの同位体比 ~ 太陽組成・ 81P/Wild2(短周期)彗星 --- 20Ne/22Ne ≠ 木星大気--- 3He/4He ~2×木星大気

木星・土星のD/H比：protosolar 値(Hartogh+11)

Oort雲起源の彗星

10-3

D/H 比

Enceladus
地球

CI
天王星

10-4

木星族彗星
海王星

木星
原始太陽系星雲

10-5

土星

木星・土星のD/H比：protosolar 値(Hartogh+11)

Oort雲起源の彗星

10-3

D/H 比

Enceladus
地球(O’D. Alenxander+12)

CI
木星族彗星

10-4
海王星
木星
原始太陽系星雲

10-5

土星

木星大気の酸素存在度■ 乾燥した木星大気 ?

揮発性元素(X/H)の存在度

Galileo probe : 木星大気は太陽組成よりも酸素欠乏(?)←→ 氷微惑星起源の描像と矛盾? (Mousis+09)
10
木星

1

O-richの予想
solar
19bar

希ガス
O-poorな大気

0.1

0.01

12bar

※ 太陽組成の円盤ガスを仮定
clathrate可能なH2O割合

観測値
clathration 効率 10%
clathration 効率 100%

O

C

N

S

P

Ar Kr

Xe

(cf) solar abundances from Lodders (2003)

木星大気の酸素存在度■ 乾燥した木星大気 ?
→ C/O ~1 (O-poor)な環境下で木星形成？
【O-poorな環境下での平衡凝縮計算】(Mousis+12)110-1

太陽組成 (C/O = 0.35) : O-rich
H2OCO2太陽組成 (C/O =1) : O-poor
CO2

質量比

10-2
10-3
10-4
10-5
10-6
10-7

20 30 40 50 60 70 80 90
円盤ガスの温度(K)20 30 40 50 60 70 80 90
円盤ガスの温度(K)木星大気の酸素存在度■ 乾燥した木星大気 ?

揮発性元素(X/H)の存在度→ C/O ~1 (O-poor)な環境下で木星形成？

7
6
5
4
3
2
1

木星 (Mousis+12)

O-rich観測値
O-poor (C/O =1)
O-rich (C/O = 0.35)※ O-poor : H2O氷 欠乏→ 希ガスは低温凝縮

O-poor

solar

O

C

N

S

P

Ar

Kr

Xe

※ C/O ~1 : H2O - COのsnow line位置の違い？

JUNO missionへの期待(e.g.Bolton+10)

NASA 木星探査機 Juno : 2011/8/5 打ち上げ
2016年7月から木星の周回極軌道 (33周)(1年間 → 木星へ衝突)■ 重力場の高精度測定
・木星のコアサイズ
・木星内部の回転パターン
・木星の内部組成■ 大気深部(深さ数100km)のマイクロ波放射測定
・大気組成, 大気の運動 (~100bar)
・H2Oの存在度 (3D map)

木星の北極冠(HST UV)
Io footprint
polar oval

■ 磁気圏(磁力計, NIR・UV分光計, 可視撮像)
・磁場のパターンとダイナモ
・極域磁気圏の粒子計測 (オーロラ)

main oval
Ganymede
footprint

Europafootprint

1.4 ガス惑星の内部構造から起源へ
原始惑星系円盤
グレイン

ガス

中心星

コア集積モデル

円盤不安定モデル

微惑星
ガス降着

準静的収縮

微惑星降着 grain の沈降

コアの競合成長

コア形成

暴走的なガス捕獲

準静的収縮
↓
崩壊

(e.g.) Boss (1997);Mayer et al.(2002)(e.g.) Mizuno (1980);Pollack et al.(1996)

円盤ガスの散逸
KH 収縮

惑星形成の時間的制約■ 原始惑星系円盤ガスの寿命
cold dust (outer part)からのsub-mm波 (Andrews & Williams,2005)
warm dust (inner part)からの赤外放射 (Haisch+01;Hernandez+07)

円盤の存在割合(%)

10080

Hernandez et al.(2007)【若い散開星団】

円盤寿命~ 3-5Myr

赤外超過(JHKL)ありの恒星数x100
星団内の恒星数60= 円盤の存在割合(%)

40
20
0

0

5

10

年齢 (Myr)15ガス惑星形成：コア集積モデル
微惑星
ガス降着

コアの成長

暴走的なガス捕獲(e.g., Bodenheimer & Pollack,1986; Pollack et al.1996)

コ
ア

臨界コア質量と暴走ガス捕獲8060

エンベロープ質量

)

コア質量

50

質量 (

70

40

暴
走
的
な
ガ
ス
降
着

30
20
10
0
0

長
成
ア
コ
で
定の成長率

一

2

4

6
8
時間 (Myr)1012コアがある質量(臨界コア質量)以上→ 暴走的に円盤ガスを捕獲

ガス惑星形成：コア集積モデル
微惑星
ガス降着

コアの成長

臨界コア質量暴走的なガス捕獲

コアが臨界質量に到達すると(Mizuno,1980; Ikoma+00)(e.g., Bodenheimer & Pollack,1986; Pollack+96)

円盤不安定モデル：再帰的なガス惑星形成
200

柱密度

100
y 座標 (AU)y 座標 (AU)200

0(Tsukamoto & Machida,2012)

ガス温度

100

-100

-100

-200
-200

-200
-200

-100

0
100
x 座標 (AU)

不安定条件 (

200)(Toomre,1964)

-100

0
100
x 座標 (AU)200

円盤ガスのエンタルピー
円盤ガスの自己重力ポテンシャル→「重い円盤且つ外側の低温領域」※ 局所的：ガスの冷却時間 (tcool) < 力学的時間(1/ΩK) (Gammie,2001)

illot,2004))

木星・土星と2つの形成シナリオ■ 円盤不安定モデルの視点(Q) 円盤不安定は起きるには？
(Boley,2009)(1) [Fe/H], ダストopacity
相関なし (Boss,2002)

low [Fe/H]が良い (Cai+06)(2) 中心星からの距離
数10AUより内側は起きにくく、r > 100AUで起きる (Boss,2007;Mayer+07)
数10AUより内側は起き、100~200 AU では起きない(Boley+07;Boley,2009)(3) 熱力学量、エネルギー輸送
H2分子の断熱指数(ortho/para比) (Boley+07)
平均分子量(高)と起きやすい (Mayer+08)
中心星輻射は分裂の抑制へ (Mejia,2004)(4) 円盤質量・円盤への質量降着率 (Mayer+02; Boley, 2009)(5) 輻射輸送のスキーム・resolution (Boss,2007; Cai+10)illot,2004))

木星・土星と2つの形成シナリオ■ 円盤不安定モデルの視点
t=01(Inutsuka+11)

10-1

等

星周円盤

10-2
10-3
-105 yr

壊

崩
温

質量 (

)

分子雲

Secondcollapse
First core

重力不安定
原始星

コア集積モデル~104 yr

時間 (yr)分子雲から星の誕生(Machida+2010;2011;Tomida+2012)

おうし座分子雲(13CO : J=1-0)~10Kのガス

1-100万年(Mizuno+1995)

10-100万AU
10-1000年

1-100万年星の周りに円盤が形成

原始星の誕生~0.01AU分子雲コアから原始星誕生
おうし座分子雲(13CO : J=1-0)

outﬂow~10K
1-100万年First core

(Mizuno+1995)

First core

ファースト・コア形成10-100万AU

低速アウトフロー(~10km/s)
10-100AU
second collapse
10-1000年

1-100万年

高速ジェット(~100km/s)

原始星の誕生~0.01AUillot,2004))

ガス惑星形成の Hybrid model■ 円盤不安定モデルの視点
t=01(Inutsuka+11)

星周円盤

壊

崩
温

軌道長半径 (AU)

10-1

等

102

質量 (

)

分子雲

10-2

(Machida+11)
2

10-3
10

1

3

-105 yr6
4 5 Second
collapse
7 8 9First core

重力不安定
原始星

~104 yr

コア集積モデル時間 (yr)

再帰的なガス惑星形成
1
2000

4000

6000

時間(yr)

8000

10000

→ 生き残ったガス惑星(1,2個)(+ コア集積モデル)

illot,2004))

円盤不安定起源のガス惑星のコア■ 円盤不安定モデルの視点(1) (再帰的に)短期間(103-104年)の形成(2) 外側領域で分裂が起きやすい(Q) ガス惑星コアの形成は？
(1) 収縮段階の微惑星降着(2) 渦状腕による掃き集め(Boley+11)(e.g. Helled+06,08; Helled & Schubert,2008)

ガス塊

grainの沈降
収縮y (AU)

微惑星コア※ 重いガス塊ほど、小さいコア※ ﬁrst core → second collapseと類似

x (AU)※ ガス面密度分布 (• 固体粒子)

円盤不安定モデルとコア形成・重元素量■ clumpの収縮段階 (Helled et al.2008; Helled & Schubert,2008)
微惑星降着と grainの成長(10cmまでの成長時間)・沈殿

vs

対流と内部温度(~2000K)【初期条件】
重力不安定でclump 形成後

clump
微惑星

収縮

grainの成長
コア(e.g. Boss,1997)

・微惑星の運動や蒸発 (Podolak et al.1987)
・grainの沈殿や成長 (Smoluchowsi方程式)
・微惑星降着率 (Helled et al.2006)

円盤不安定モデルとコア形成・重元素量10木星clump

対流混合あり)対流混合なしgrainの初期size (0.1cm)→ 結果を変えない

コア質量(※ 対流なしの場合
grain(小) → 形成時間(大)1■ コアの組成
微惑星降着なし

微惑星サイズ
1km 10km 100km

ほぼ難揮発性物質(シリケイト)※ water ice やCHONの寄与は小さい(Helled et al.2006,2008; Helled & Schubert,2008;2009)

0.1
10

100
コア形成時間 (kyr)※ 5 MJ 以上のclumpはコアを形成出来ない
但し、残された課題も多数...
微惑星サイズ分布と降着率, grain沈降の重力ポテンシャル解放
中心星輻射の影響 etc.

ガス惑星の水氷コアの浸食
水氷のHへの飽和溶解線 (H2O : H = 1 : 125)
25
完全流体
bcc構造
Pbca相

20
温度 (103 K)(Wilson &Militzer,2011)

H/He
木星
CMB

15
土星
CMB

10
5

岩石

氷マントル

全流体

完

氷
ン
オ
超イ

金属水素に溶解
溶解せず
5

10

15 20

25

30

圧力 (Mbar)

35

40

45

木星・土星の氷コアは金属水素に溶解50
コアは浸食を経験

ガス惑星の岩石コアの浸食
MgOのHへの飽和溶解線20(Wilson &Militzer,2011)

18
木星
CMB

16
温度 (1000K)

H/He
岩石

14
12
10

土星
CMB
1:254 00
1:10
1:2540

8
6
10

00
1
:
1
=
H
MgO :

15

20

25

木星・土星の岩石コアも金属水素に溶解1:10000

30

35

40

45

圧力 (Mbar)

10000K以上の高温下では、MgOは Hと混合

コアは浸食を経験

参考文献• Anders and Grevese, Abundances of the elements - Meteoritic and solar, Geochimica et
Cosmochimica Acta (ISSN 0016-7037), vol. 53, Jan. 1989, p. 197-214. 1989.
• Andrews, M., S., Williams, P., J., 2005: Circumstellar Dust Disks in Taurus-Auriga: The
Submillimeter Perspective, ApJ, 631, 1134
• Atreya et al., A comparison of the atmospheres of Jupiter and Saturn: deep atmosphericcomposition, cloud structure, vertical mixing, and origin, Planetary and Space Science,
Volume 47, Issue 10-11, p. 1243-1262, 1999.
• Atreya et al., Composition and origin of the atmosphere of Jupiter-an update, andimplications for the extrasolar giant planets, Planetary and Space Science, Volume 51,
Issue 2, p. 105-112, 2003.
• Bodenheimer, P., Pollack, J. B. 1986; Calculations of the accretion and evolution of giant
planets: The effects of solid cores, Icarus, 67, 391• Boley, A. C., Hartquist, T. W., Durisen, R. H., Michael, S., 2007; The Internal Energy for
Molecular Hydrogen in Gravitationally Unstable Protoplanetary Disks, ApJ, 656, L89• Boley, C., A., 2009; The Two Modes of Gas Giant Planet Formation, ApJ, 695, L53• Boss, A. P. et al. 2007, Trans. Int. Astron. Union, Ser. A, 26, 183• Burrows et al., The Near-Infrared and Optical Spectra of Methane Dwarfs and Brown
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参考文献
• Gammie, C. F., 2001; Nonlinear Outcome of Gravitational Instability in Cooling, Gaseous Disks,
ApJ, 553, 174• Gautier et al., Erratum: Enrichments in Volatiles in Jupiter: A New Interpretation of the Galileo
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• Guillot et al., Are the giant planets fully convective?, Icarus (ISSN 0019-1035), vol. 112, no. 2, p.
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• Haisch Jr., K.E., Lada, E.A., Pina, R.K., Telesco, C.M., Lada, C.J., 2001: A Mid-Infrared Study of theYoung Stellar Population in the NGC 2024 Cluster, ApJ, 121, 1512.
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precession rate, Icarus, 199, 368

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