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日本惑星科学会誌 Vol. 20, No. 4, 2011

特集「将来木星圏・土星圏探査計画へのサイエンス：その1」巨大ガス惑星周りの衛星系形成
佐々木 貴教 ，グレン・R・スチュワート ，井田 茂
121

2011年7月19日受領，2011年9月26日受理．

（要旨）巨大ガス惑星周りの衛星は，惑星集積の最終段階に形成された周惑星円盤内で作られたと考えられている．これまでに複数の衛星形成モデルが提案されてきたが，木星の衛星系と土星の衛星系の特徴の違いを，その形成過程から説明することはできていない．
そこで本研究では，木星と土星の形成過程が衛星形成に与える影響に注目した．最新の惑星形成理論をもとに，われわれは以下の2 つの仮説をおいた：1）木星系では原始惑星系円盤に溝が形成され，土星本体の形成が遅い土星系では溝が形成されない，
2）
また溝形成の違いに伴って衛星形成時の周木星円盤には内縁が生じ，周土星円盤には内縁が生じない．以上の違いを考慮して，周惑星円盤における衛星形成のシミュレーションを行った結果，現在のような2 種類の異なる衛星系が必然的に生まれうることがわかった．このように衛星形成は母惑星の形成過程に大きく影響される．逆に言うと，衛星は木星と土星の形成過程や系外巨大ガス惑星の形成過程を解く鍵となりうる．

段階に形成された周惑星円盤内で作られたと考えられ1. はじめにている．また巨大惑星へのガス降着の数値シミュレー
木星の 4 つのガリレオ衛星は互いに同程度の質量をションにより，巨大ガス惑星形成時には必然的に周惑持ち，外側のものほど平均密度が小さく，氷成分を多星円盤が形成されることも明らかになってきている

く含んでいる．そのうち内側の 3 衛星は互いに平均運[4]．周惑星円盤の構造については，大きく 2 つのモデ動共鳴の軌道にある．また最も外側に位置するカリス

ルが提案されている．ひとつは，現在の衛星系を作る

トは，慣性モーメントの測定から未分化な内部構造がのに必要な固体成分を含んだ静的な「最小質量円盤」示唆されている [1]．一方，土星の衛星系ではタイタを仮定して，その円盤から出発するモデル [5]，もうンのみが巨大な氷衛星である．近年のカッシーニ探査

ひとつは，原始惑星系円盤からの継続的な質量流入を機のデータにより，タイタンもカリスト同様未分化な伴う動的な「質量降着円盤」モデル [6] である．ただし内部構造を有していることが分かってきた [2]．衛星

前者のモデルは，そうした乱流が止んだ静的な周惑星の内部分化は主に集積時に短時間に解放される重力エ円盤の形成過程そのものが不明である．後者のモデル

ネルギーによって引き起こされるため，これらの衛星

では，衛星の集積と惑星へのタイプ I 落下のタイムス

5の未分化な内部構造は，衛星の形成が 5 × 10 年以上のケールとのつり合いによって，衛星系の質量比（衛星長い時間をかけてゆっくりと行われたことを示唆して系総質量 / 中心惑星質量）が現在の値に自律的に調節いる [3]．

されることが示されている [6]．しかしいずれのモデ

巨大ガス惑星周りに存在する大きな衛星のほとんど

ルを用いても，先行研究において木星衛星系と土星衛は規則衛星（惑星の赤道面付近をほぼ円軌道で回る衛星系の特徴の違いを形成過程から説明することはでき星）であることから，これらの衛星は惑星集積の最終ていない．

1. 東京工業大学大学院 理工学研究科
2. コロラド大学 大気宇宙物理学研究所
takanori@geo.titech.ac.jp■2011遊星人Vol20-4.indd

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本研究では，後者のモデルを応用した質量降着円盤内での衛星形成について議論する．周惑星円盤へのガ

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ス流入は木星，土星本体の形成過程そのものであることに着目し，太陽系全体の形成過程の中での木星と土255

2.2 周惑星円盤の消失

星の形成タイムスケールの違いから周惑星円盤内に生惑星形成の過程でガス惑星の質量がある程度以上大じる衛星形成環境の違いを考慮することで，各衛星系きくなると，近傍の円盤ガスが重力的に散乱され，原の特徴をその形成過程から説明する．衛星形成を惑星始惑星系円盤に溝（ギャップ）が形成されることが理論形成と密接にリンクさせて考える研究はこれまでなか的に予想されている [8]．溝が形成されない場合，ガったが，本論文ではそのリンクが極めて重要であるこス惑星は外側から中心星方向に流れてくる円盤ガスをとを示す．

捕獲し続けることになるが，円盤ガスのほとんどの質量は外側にあるため，最終的に円盤と同程度の質量を2. 周惑星円盤持つガス惑星が形成されることになる．しかし，原始惑星系円盤の質量の観測値は木星質量の数十倍から2.1 質量降着円盤モデル100 倍に達するものがある一方で [8]，系外惑星の最大質量は木星の 10 倍程度になっており [9]，実際に原始原始惑星系円盤から周惑星円盤への定常的な質量流惑星系円盤に溝が形成され，ガス惑星へのガス供給が入を伴う，粘性進化する円盤を考える [6]．質量流入効果的に抑えられていることが，観測的にも示唆されに変化が無い場合，あるいはその変化のタイムスケーている．溝を形成するのに必要な惑星質量は軌道半径ルが十分に長い場合は，円盤は準定常状態に落ち着き，が大きいほど大きく，5-10AU の位置ではおよそ木星

その温度構造は主に粘性加熱と放射冷却のつり合いで質量程度と見積もられている [10]．そのため木星は形決まることになる．原始惑星系円盤からの質量流入と成の最終段階で原始惑星系円盤に溝を形成し，それに周惑星円盤内での粘性散逸とのつり合いで，ガス成分よりガスの流入がストップし，現在の質量に落ち着いの面密度分布が決まる．固体成分は原始惑星系円盤中たと考えられる．溝が形成されると原始惑星系円盤かに微小なダストとして含まれているとし，ガスとともら周惑星円盤への質量流入もストップするため，周惑に周惑星円盤に流入する．その後のダスト集積による星円盤は粘性散逸により 10 年程度の極めて短いタイ「微衛星」の形成過程は，原始惑星系円盤における微ムスケールで消失する．周惑星円盤内での衛星のタイ35

惑星形成過程と同様，いまだ明らかになっていないが， プ I 移動のタイムスケールはおよそ 10 年程度なので，ここでは先行研究にならいダストは周惑星円盤内です

粘性散逸のタイムスケールはそれよりもはるかに短い．

みやかに微衛星まで成長すると考える [6]．微衛星のなお実際には，木星が原始惑星系円盤に溝を空けた後サイズにまで達すれば，惑星方向に急速に降着していも，周惑星円盤への弱い質量流入がしばらく続くことくガスに効果的に引きずられないため，円盤に留まるが指摘されており [11]，溝形成後にもゆっくりと衛星ことができ，定常的な質量流入により円盤中で高いダ形成が継続される可能性がある．その場合についてはスト / ガス比を実現することが可能となる．

4.2 節で検討する．

なお，周惑星円盤内での微衛星形成を仮定しない場

一方，土星は木星の 1/3 程度の質量しかなくまた軌

合には，原始惑星系円盤内の微惑星を周惑星円盤のガ道半径も大きいため，原始惑星系円盤に溝を形成せず，ス抵抗により直接捕獲し，それを衛星の材料物質とし円盤ガスの散逸に伴いガス流入による質量増加がストて用いることを考える必要がある．この場合は，実現ップし，現在の質量までしか成長できなかったと考えされる周惑星円盤の固体面密度分布が本研究で仮定しられる．この場合，土星の周りに形成される周惑星円たものと大きく変わる可能性がある [7]．固体面密度

盤も，原始惑星系円盤の散逸タイムスケールでゆっく

分布の違いは，以下で議論する衛星形成のシナリオをりと消失することになる．

定性的に変えることはないと考えられるが，形成される衛星の質量分布に影響を与える可能性があるため，今後より詳細な検討が必要である．

2.3 周惑星円盤の内縁形成
ガス惑星周りの周惑星円盤の内縁の状態について考えるために，これまでに観測された周星円盤の特徴に■2011遊星人Vol20-4.indd

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注目する．一般的に古典的 T タウリ型星は弱輝線 T タで形成された衛星が残るという可能性がある．このよ

ウリ型星よりもゆっくりと回転していることがわかっうな議論のもとに，われわれは木星の衛星形成に関している [12]．これは前者が後者よりも大きな質量降着ては「内縁あり」，土星の衛星形成に関しては「内縁な率を持つために，より強い中心星磁場が発生し，中心し」の境界条件を設定した．

星の磁場が円盤と接続することで角運動量を効率的に以上の「内縁あり / なし」の状況設定は，4 章で議論散逸させているためだと考えられている [12]．磁気トするように本研究の結果に直接つながる大きな仮定でルクが粘性トルクを上回ると，円盤は共回転半径付近もある．より確実にその妥当性を検証するためには，で中心星磁場と接続するため，それより内側の領域でガス惑星の形成と周惑星円盤の形成，さらにはガス惑

は円盤が消失し内縁が形成されると考えられる．一方星内での磁場発生およびイオン化した周惑星円盤との後者では，中心星の磁場が弱いため内縁が形成されず， 磁場カップリングまで，全てを含んだ数値シミュレー
円盤の角運動量が中心星に供給され続けるため，中心ションを行うことで，実際に「内縁あり / なし」の状星の角運動量は増加し続けると考えられる．

況が実現されることを確認する必要がある．これは今以上の特徴を周惑星円盤に応用する．周惑星円盤の-6典型的な質量降着率（10 木星質量 / 年）のもとで，内後巨大ガス惑星周りの衛星形成を考えていく上で，最も重要な将来研究のひとつである．

縁を形成するのに必要な中心惑星の磁場の大きさはおよそ数百ガウスと見積もられている [13]．原始惑星系

3. 数値計算モデル

円盤から周惑星円盤への質量流入が十分大きい場合に3は，木星および土星は 10 ガウス程度の磁場を持つと周惑星円盤には「質量降着円盤」モデルを用いる [6]．

考えられており [14]，周惑星円盤には内縁が形成され原始惑星系円盤から周惑星円盤への質量流入は，惑星ていることが期待される．もし周惑星円盤に内縁が形近傍から惑星半径の 30 倍の位置まで一定のフラック成されず中心惑星の角運動量を効果的に散逸できなかスを仮定する．木星の場合は，原始惑星系円盤に溝をった場合，ケプラー角速度で回るガスを大量に捕獲し形成するまでは一定の質量流入，溝形成後は質量流入た木星は最終的にブレークアップスピン（遠心力が重ゼロとする．土星の場合は，原始惑星系円盤の散逸の力を上回り質量が放出される限界の自転角速度）程度

タイムスケールに合わせ，10 年程度で指数関数的にの自転角速度を獲得してしまう．しかし現在の木星の質量流入量を減少させる．なお質量流入の位置（範囲）

自転角速度はブレークアップスピンよりもはるかに小については周惑星円盤形成過程から解析的に見積もらさいため，この観測事実も周惑星円盤における内縁形れたものであるが [6]，形成される衛星系の軌道分布成の状況証拠だと考えられる [15]．に大きな影響を与える可能性があるため，今後詳細な6

前節で述べたように，木星が原始惑星系円盤に溝を数値シミュレーションによりその妥当性を検証するこ形成したとすると，原始惑星系円盤からのガスの供給とが重要である．円盤の粘性はαモデルで与える [16]．

が断たれるので，粘性散逸によりすみやかに（タイプ I

木星の周りの周惑星円盤には，共回転半径（木星半径移動のタイムスケールよりもはるかに短い時間で）周の 2.25 倍付近）の位置に内縁を設ける．土星は最終的惑星円盤を失う．よって最終的に「内縁あり」の環境に内縁が無い環境で形成された衛星を残すので，内縁で形成された衛星系を残すことになる．一方，土星もなしの状況で計算する．

形成初期の段階では質量流入が大きく，強い磁場を持微衛星の集積による衛星系の形成，および形成されつことで周惑星円盤に内縁が形成されていたと考えらた衛星と周惑星円盤の間の重力相互作用によるタイプれる．そのため木星系と同様に「内縁あり」の環境でI 移動については，惑星形成のモデルを衛星形成に応衛星形成が進行したはずである．ところが原始惑星系用する [17,18]．初期に 10 － 20 個の原始衛星の「種」を円盤が散逸していくのに伴い，溝を形成せず周惑星円用意し，それらの寡占成長およびタイプ I 移動を解く．

盤をゆっくりと失うため，次第に原始惑星系円盤から（～ 10 木星質量）を仮定
原始衛星の種の質量は 10 gの質量流入が小さくなり磁場も弱まる．その結果，最した．質量が小さいほど衛星成長のタイムスケールは終的に「内縁なし」の環境に移行し，その環境のもと短いため，十分小さい質量であれば初期質量の違いに■2011遊星人Vol20-4.indd

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よる計算結果への影響はほとんど無い．また原始衛星成について初めて統計的な議論を行うことができるよの種の個数についても，初期に十分多い数を用意してうになった点も重要である．数値計算の詳細，およびおけば，近傍の原始衛星同士の合体成長によりすみや用いた半解析的な式の妥当性については Sasaki et al.

かにその個数を一定数にまで減らすため，初期個数の（2010）[21] を参照してほしい．

違いによる計算結果への影響はほとんど無い．原始惑星系円盤からの質量流入と原始衛星の成長に伴う微衛4. 結果と議論星の消費のつり合いで，周惑星円盤の固体面密度分布-2-3が決まることになる．タイプ I 移動により原始衛星が周惑星円盤の粘性（α=10 － 10 ）や散逸のタイムスいなくなった位置では，新しい原始衛星の種を置き再，および微衛星の種の個数（10ケール（3 － 5 × 10 年）

度成長と移動を解く．この種の置き方のタイミングは－ 20 個）などをパラメータとし，モンテカルロシミュ結果に影響を与える可能性があるので，今後，N 体シレーションを行った．木星および土星の周りの衛星ミュレーションなどによる検証が必要である．

系形成について，それぞれ 100 ランずつ計算を行っ

6

衛星同士の軌道共鳴，および円盤内縁における衛星た．図 1，図 2 にその結果をまとめてある．なお以上のトラップについても考慮する．N 体計算の結果をものパラメータに対する計算結果の変動は小さく，2 章とに [19]，タイプ I 移動によりヒル半径の 5 倍程度までで検討した周惑星円盤の環境の違い（円盤散逸の違い近づいた衛星は互いに平均運動共鳴の軌道にトラップおよび内縁の有無）が衛星系形成をほぼ特徴付けていされると仮定する．円盤内縁では，より内側に円盤ガる．すなわち，以下で議論する木星および土星の衛星

スがないためタイプ I 移動がストップし，外側から落系形成シナリオは，今回考えている状況設定のもとで下してきた衛星が円盤の内側から順に次々と平均運動は，パラメータによらず同様な結果が得られることが共鳴にトラップされることが期待される．トラップさ確認された．

れた衛星は，その後も円盤ガスとの相互作用によりそれぞれ角運動量を失い続けるが，最も内側の衛星が円

4.1 土星の衛星系形成

盤ガスから外向きのトルクを受けることで，トラップおよそ 70% の場合で，周惑星円盤の外側領域にひされた衛星全体の角運動量損失を補填し，円盤内縁でとつだけ衛星が形成された（図 1，図 2）．原始惑星系

タイプ I 落下を止めることができると考えられる．た円盤から周惑星円盤に流入してくる固体成分の質量は，だしこの場合，トラップされた衛星の総質量が周惑星単位面積あたりで一定だと仮定しているため，円盤の円盤の質量を超えると，衛星全体の角運動量損失を円外側領域の方が微衛星の供給領域（フィーディングゾ

盤ガスからの外向きのトルクによって支えることがでーン）に含まれる固体成分の量が大きくなる．
その結果，きなくなる．よってトラップされた衛星の総質量が周衛星は円盤の外側領域で早く成長し，タイプ I 移動に惑星円盤の質量を超えた場合は，円盤内縁でタイプ Iより円盤の内側へと落下を始める．内側の成長途中の落下を止めることができなくなるとし，最も内側の衛衛星たちは，落下してきた衛星の共鳴に捕らえられ，星を中心惑星に落下させることにする．以上の条件の一緒に中心惑星まで落下するため，一時的に周惑星円場合，周木星円盤において，平均的に 4-5 個程度の衛盤から衛星が全て失われることになる．以上のプロセ星が円盤内縁にトラップされることになる．円盤内縁スが，周惑星円盤からガスが十分に失われて衛星のタでタイプ I 落下を止めるメカニズムとして，他に「離イプ I 移動が起こらなくなるまで繰り返される．ここ心率トラップ」も提案されているが [20]，この場合もで，質量が小さいほど衛星成長のタイムスケールが短円盤内縁にトラップできる衛星の個数は 4 － 5 個といいため，衛星の種はある程度大きなサイズまですみやう結果が得られており，本研究の結果を大きく変えるかに成長する．またタイプ I 移動の速度は円盤内側領ことはない．

域の方が速いため，いったん落下を始めた衛星はすみ

本研究では，過去の N 体計算の結果をもとに半解析やかに中心星まで落下する．これらの特徴により，ラ的な式を導くことで，短時間に大量のパラメータスタンダムなタイミングで円盤ガスが散逸する場合，周惑ディを行うことが可能となった．これにより，衛星形星円盤の外側領域に巨大衛星がひとつだけ残される確■2011遊星人Vol20-4.indd257

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図1: 形成された（左）土星系（右）木星系の衛星の個数分布．濃いグレーの部分は現実の系と極めて近い衛星系が形成され-4た場合で，（左）惑星質量の10 倍以上の氷衛星がひとつだけ形成，（右）内側の2衛星は岩石主体，外側の2衛星は氷主体の衛星系が形成．[21] より引用の図を一部改変．

図2: （左）土星系で1個の衛星が形成された場合と（右）木星系で4個の衛星が形成された場合についての，各衛星の位置と質量の平均および標準偏差．白丸は，タイタンおよびガリレオ衛星の実際の位置と質量．計算結果のプロットにおける濃いグレーと薄いグレーの部分は，それぞれ形成された岩石主体の衛星および氷主体の衛星の割合を示している．[21] より引用の図を一部改変．

率が最も高くなる（図 3）．
形成された衛星の軌道長半径および質量は，実際の4.2 木星の衛星系形成タイタンの値と標準偏差内で一致する（図 2）．またおおよそ 80% の場合で，4 個もしくは 5 個の衛星が形よそ半分の場合で，最大の衛星の質量が衛星の総質量成された（図 1）．タイプ I 移動によって落下してきたの 95% を超えており，タイタンへの質量集中（土星衛衛星は内縁でストップし，その外側に新しく形成され星系の総質量の 95% を占める）も再現されている．最

落下してきた衛星がトラップされることで，内側から終的に残った衛星は，周惑星円盤の質量降着率が小さ順に衛星が平均運動共鳴に入った状態で並んでいく．

いとき，すなわち粘性加熱が弱まり円盤の温度が低くトラップされた衛星の総質量が周惑星円盤の質量を超なったときに形成されたものであるため，ほぼ全て氷えると，最も内側の衛星が木星に落下するため，円盤主体の衛星になっている（図 2）．さらに，このとき円質量とのつり合いで常に 4 個から 5 個の衛星が円盤内盤の固体面密度も小さくなっているため，衛星の形成に残ることになる．木星が原始惑星系円盤に溝を形成

6

タイムスケールが 10 年程度と十分長くなり，タイタ

すると，周惑星円盤は粘性散逸によりすみやかに消失

ンが未分化な内部構造を持つこととも調和的な結果がするため，最終的に 4 個程度の衛星が並んだ系がその得られた．

まま保存される（図 4）．

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図3: 土星系での衛星系形成過程の模式図．外側領域で先に衛星が成長し，タイプI落下をしながら内側領域の衛星とともに中心惑星に落下する．衛星はすみやかに大きなサイズまで成長し，また内側領域ほどタイプI移動の速度が速くなるため，ランダムなタイミングで円盤ガスが散逸すると，外側領域に巨大衛星が残される確率が高くなる．

図4: 木星系での衛星系形成過程の模式図．外側領域で成長した衛星が，タイプI落下により内側に移動することを繰り返し，円盤内縁から順に衛星が平均運動共鳴に入った状態で並んでいく．衛星の総質量が周惑星円盤の質量を超えると，最も内側の衛星は木星に落下し，常に4個程度の衛星が円盤内に残される．

4 個の衛星が形成された場合に注目すると，形成さの 1/100 の質量フラックスを与えた計算も行った．それた衛星の軌道長半径および質量は，実際のガリレオの結果，ほぼ全てのランにおいて最も外側にカリスト衛星の値と標準偏差内で一致する（図 2）．これらの衛サイズの衛星が 10 年以上の時間をかけて形成された．

星は周惑星円盤への質量降着率が大きい段階で形成さ形成時間が十分に長くなったのは，質量流入が弱まっれるため，特に内側領域では粘性加熱が効き，岩石主たことで周惑星円盤の固体面密度が小さくなったため体の衛星となる．一方，外側領域では氷の固体成分がである．また一方で，周惑星円盤のガス面密度も小さ卓越し氷主体の衛星が形成されるので，最終的に外側くなるため，衛星とガス円盤との相互作用が弱くなりのものほど平均密度が小さく，氷成分を多く含む衛星

タイプ I 移動が効果的に起こらなくなる．そのため形となり，実際のガリレオ衛星と調和的な衛星系が形成成された衛星は内側の衛星との共鳴に入ることなく，されることになる．内側の 3 衛星は全ての場合で互い外側に残されたままになり，このことも現実のカリスに平均運動共鳴の軌道に入っており，実際のガリレオトが共鳴軌道にないことと調和的な結果である．以上衛星の共鳴関係とも調和的な結果が得られた．

より，溝形成後の弱い質量流入は「カリスト」を作る

6

衛星形成の最終段階では，原始惑星系円盤からの質ための非常によい仮定であることがわかる．ただしこ量流入が相対的に弱まるために，衛星の成長タイムスの場合は，内側の衛星たちもタイプ I 移動をほとんどケールが長くなる．特に最も外側に形成された衛星に起こさず，そのまま外側に新しい衛星がひとつ増える

5

ついては，形成時間が 10 年程度と比較的長くなってことになるため，およそ 80% の場合で 5 個もしくは 6おり，カリストの内部を未分化な状態のまま残せる可個の衛星が形成されることになってしまう．系に残さ能性があることが示された．ところで，2.2 節でも述れる衛星の個数は，周惑星円盤内縁での原始衛星トラ

べたとおり，木星が原始惑星系円盤に溝を空けた後ップのメカニズムによってほぼ決まるため，2.3 節でも，周惑星円盤への弱い質量流入がしばらく続く可能も述べたとおり，今後は内縁形成についてのより詳細性が指摘されている [11]．その場合にはカリストに対な研究を行っていくことが重要である．

応する衛星はさらに長い時間をかけて形成されることになるため，より未分化な内部構造を持つことが期待

4.3 土星のリング形成される．そこで実際にこの弱い質量流入を模擬し，溝土星のリングの起源として，もともと土星のロッシ形成後から原始惑星系円盤散逸までの間，それまで

ュ半径（RRZ）内にいた氷衛星が，その後外部からの摂■2011遊星人Vol20-4.indd259

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動によって破壊されてリング状にばらまかれたというれた．これは逆に，衛星系が巨大ガス惑星の形成過程説が有力である [22]．ただしリングの寿命は数億年程を解く鍵となりうることを示唆している．現在観測さ度といわれており太陽系の年齢と比べて十分に短いたれる木星と土星の衛星系の違いは，木星が原始惑星系め，衛星系形成直後にリングが形成されてしまうと現円盤に溝を形成し，ガス降着による質量増加をストッ在までそのリングを残すことができない可能性が高い．

プさせたことの「証拠」であるといえる．このことは，そこで，氷衛星（リングの「種」）を長期間ロッシュ半径一般的な巨大ガス惑星の形成理論にも制約を与え，系付近に残し続け，比較的最近の外部からの摂動によ

外巨大ガス惑星の質量分布や，複数のガス惑星の形成ってリングを形成させる必要がある．すなわち，ロッ過程などにも大きな示唆を与える結果である．

シュ半径付近に氷衛星を長期間保持できるかどうかが，さらに，木星・土星の衛星系と系外スーパー地球系現在観測されているリングの形成の鍵となる．衛星がの類似性も注目すべき点である．いずれの系も，円盤中心惑星との共回転半径（RCR）よりも内側に存在する内で固体成分が集積することで形成され，衛星（惑星）

8-5-4と，潮汐作用により衛星は 10 年程度のタイムスケーの総質量は中心惑星（中心星）の質量の 10 － 10 倍程ルで惑星に落下する．この落下時間は太陽系の年代と度である．また多くの太陽型星の周りで，中心星の近比べてはるかに短く，長期間リングの「種」をロッシ

くに複数のスーパー地球が存在する系が発見されていュ半径付近に残すことはできない．すなわち，惑星のる一方 [23]，太陽系を含め中心星近くに惑星が存在し周りに現在観測されるリングを形成するためには，衛ない系も多数存在する．これらの惑星系の違いは，そ星の軌道 R が RCR < R < RRZ を長期間満たす必要があ

れぞれ木星衛星系・土星衛星系の特徴と違いと類似しる [22]．ており，本研究は，系外地球型惑星の形成過程にも大本研究で得られた円盤内側領域の衛星について，以きな示唆を与えるものだといえる．太陽系内の衛星系上の軌道の大小を見積もる．木星と土星の共回転半径のアナロジーとして太陽系外の惑星系を見ることで，（各惑星の自転角速度に対応する）は，それぞれの系が系外地球型惑星の形成について新しい視点から議論で形成され周惑星円盤が散逸した後はほとんど変化しなきる可能性がある．

いと考えられるので，現在の値を用いる．一方ロッシ
ュ半径の大きさは衛星の密度によるため，各衛星系の6. まとめ

内側領域に形成された衛星の平均的な岩石 / 氷比から得られた密度を用いて求める．その結果，木星系では

本研究では，木星と土星の形成過程が衛星形成に与RRZ < R < RCR，土星系では RCR < R < RRZ の関係がえる影響に注目し，木星系と土星系で異なる境界条件得られた．また天王星や海王星の場合は，形成されるを持った 2 つの周惑星円盤を考え，タイプ I 移動や共衛星の種類によらず常に RRZ < R < RCR となる．よっ

鳴軌道へのトラップ等も考慮した衛星形成モデルを作て土星以外の系では，潮汐作用によりロッシュ半径以成した．モンテカルロシミュレーションの結果，衛星内にすみやかに落下した衛星が，潮汐破壊を起こし一形成環境の違いから，木星・土星の衛星系の特徴の違時的にリングを形成した可能性は残されているが，現いが自然に説明されることが明らかになった．各衛星在まで存在するリングを形成することは難しいことが系における衛星の位置・個数・成分・内部構造など，わかる．以上より，本研究では土星のみが現在巨大なほぼ全ての特徴が再現された．また未分化な内部構造リングを持っていることとも調和的な結果が得られたを持つカリスト・タイタンの形成や，土星のリング形といえる．

成についても，その起源が衛星系形成の過程から必然的に説明できることが示唆された．衛星形成を惑星形

5. 太陽系外惑星系への示唆

成と密接にリンクさせて考える研究はこれまでなかったが，本論文ではそのリンクが極めて重要であること

以上の通り，巨大ガス惑星周りの衛星系形成は母惑が示されたといえる．このように，衛星形成は母惑星星の形成過程に大きく影響されること，つまり衛星系の形成過程に大きく影響されるため，ガス惑星周りのの特徴が母惑星の形成過程を反映していることが示さ

衛星形成は木星と土星の形成過程や系外巨大ガス惑星■2011遊星人Vol20-4.indd

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261の形成過程を解く鍵となりうる．今後は，特に周惑星[22] Charnoz, S. et al., 2009, Icarus 199, 413.

円盤の内縁形成メカニズムについての詳細な数値シミ[23] Mayor, M. et al., 2009, A&A 493, 639.

ュレーションを行い，本研究の仮定の妥当性をさらに検証していくことが重要である．

謝 辞
有益なコメントをいただいた査読者の谷川享行博士に感謝します．本研究は日本学術振興会からの助成金をもとに行いました．

参考文献[1] Schubert, G. et al., 2004, in Jupiter: The Planet,Satellites and Magnetosphere (United Kingdom:Cambridge Univ. Press), 281.
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