系外惑星研究の進展
井田 茂 （東工大・地惑）系外惑星系形成の理論モデル
京都モデル（太陽系形成モデル）を祖とした多段階過程
ただし、かなり進化 ← 観測の急進展（原始惑星系円盤、ダスト・デブリ円盤、系外巨大惑星）
円盤観測（初期状態） つなげる 系外惑星観測（終状態）• 観測データを使って惑星形成の物理をキャリブレーション• 多様性の起源： ホット・ジュピター、エキセントリック・プラネット

観測の指針を与える
現状では観測不可能な惑星の予測• e.g. ハビタブル・プラネット（生命惑星）の分布

大きな展開• e.g. 天文学をハビタビリティ（生命）で再構築する

系外惑星の観測• 視線速度法 153の星, 186個
• トランジット 13個• 重力レンズ 4個• 直接撮像?
FGK矮星でηJ > 5%

惑星質量 sini [M⊕]

観測された惑星：多様な軌道

hot jupiter

地球

軌道長半径[AU]
軌道離心率

金星
水星

eccentric planet

軌道長半径[AU]惑星形成の基本物理惑星形成モデル
自己重力不安定モデル

コア集積モデル(標準モデル)
protoplanatery disk

planetesimals
102-3 y104 ycoagulation of planetesimals
106ｙ

問題点
[Fe/H]依存性~10M⊕の惑星多数発見

terrestrial
planets

cores
107 y

gas accretion onto coresgas giants

原始惑星系円盤
進化： MRI乱流の粘性拡散による降着 (+EUVによる蒸発)
惑星系＝星形成の一部が取り残されたもの

観測データ
Mdisk,dust： 初期条件
lifetime (ダスト放射)：
ガス惑星形成を制約

dM*/dt vs t, vs M* ：降着円盤の性質

protoplanatery disk

planetesimals

104 ycoagulation of planetesimals
106ｙterrestrial
planets

cores
107 y

gas accretion onto coresgas giantsダストから微惑星へ
ダスト落下問題：
mサイズのダストは 102-3年で中心星に落下
圧力勾配

中心星重力

protoplanatery disk

遠心力

微惑星
> km：落下しない、自己重力で合体 ⇒ 惑星のビルディング・ブロック形成問題： ダストの赤道面沈殿、薄い層形成⇒ 自己重力不安定？
MRI, KH乱流で阻害？
乱流渦にダストを濃集？

planetesimals

104 ycoagulation of planetesimals
106ｙterrestrial
planets

cores
107 y

gas accretion onto coresgas giants微惑星から原始惑星へ
微惑星の集積：よくわかっている（N体、統計的手法）
暴走成長、寡占成長（原始惑星の形成）、原始惑星同士の衝突

protoplanatery disk

planetesimals

104 ycoagulation of planetesimals

惑星落下問題難問！
地球、木星のコアは、１０万年以内に落下

106ｙterrestrial
planetscores
107 ygas accretion onto coresgas giants微惑星から原始惑星へ
コア集積

ガスエンベロープ
収縮> 5-10M⊕>100M⊕
暴走的な円盤ガスの流入

protoplanatery disk

planetesimals

coagulation of planetesimals
106ｙterrestrial
planets

外側領域で円軌道で形成
特に氷ダスト凝縮領域 （＞３AUfor ~1M~恒星)
外過ぎると、コア成長が遅く、だめ

104 y

cores
107 y

gas accretion onto coresgas giants

Disk-planet tidal interactions
type-I migration

type-II migration
Lin & Papaloizou (1985),....

Goldreich & Tremaine (1979),
Ward (1986, 1997), Tanaka et al. (2002)

M > (10 − 100) M ⊕M ~ (0.1 − 10) M ⊕planet’s perturbation

viscous diffusion
disk torque imbalanceΣg-13
 Mp   a  2-1   yrs Σ g,MMSN   M ⊕   1AU τ mig,I ≈ 5 × 10 4 

viscous disk accretion

円盤ガスよりもずっと速く落下 Σg 6τ mig,II ≈ 10  Σ g,MMSN -1-11
2

 Mp   α   a 
 M   10 − 3   1AU  yrs
 J系外惑星の多様性の起源

type II migration → ホット・ジュピターの起源[もとは惑星非存在論の論拠、あまり注目されていなかった]
planet’s perturbation

viscous diffusion惑星軌道の不安定化→エキセントリック・プラネットの起源[もとは地球型惑星の巨大衝突の論拠、論文は一旦は rejected]
3個以上の巨大惑星（円軌道） [2個では安定]永年摂動で軌道交差開始
一つが放出
残りが分離した安定楕円軌道• ain,最終 ~ 0.5ain,初期• aout,最終~ 10-50AU

惑星系の多様性 ← 円盤質量?
Kokubo&Ida(2002), Ida&Lin(2004)

ρ OphTaurus

Mdisk[M~]〜太陽系0.001

0.010.1

惑星移動
軌道不安定

Tタウリ星の円盤質量の電波観測
Beckwith & Sargent (1996)

Diversity of gas giant planets
Ida&Lin(2006)

円盤面密度[太陽系円盤]

eccentric tmig > tform
hot jupitertmig< tform< tdep

10

solar-system typetform+ tmig> tdep

10.1
0.1

110軌道長半径 [AU]100

固体成分面密度type-I migration
太陽系円盤
105 年

106 年

円盤寿命 107 年

太陽系円盤
105 年

106 年

107 年

軌道半径 [AU]
Ida&Lin(2006)- 円盤寿命106-107年：1-2AUで火星クラス原始惑星が多数残る。
円盤ガス散逸後、原始惑星合体で地球サイズ惑星形成。
- self-regulation: 重い円盤での ~1AUでの木星型惑星形成阻止。
- 系外巨大惑星の分布も説明可能 (late formation model)Monte Carlo simulation
theoretical prediction for M-a distribution of exoplanetswith the overall planet formation model(type-I & II migrations are included)

start from planetesimals
Σ , aini =(integration on 109y)⇒ Mp, afinal1) Ida & Lin (2004a, ApJ, 604, 388)
2) Ida & Lin (2004b, ApJ, 616, 567)
3) Ida & Lin (2005, ApJ, 626, 1045)
4) Ida & Lin (2006, ApJ, submitted)

Monte Carlo simulation to predict
Mp-a distribution of exoplanets
disk gas surface density Σg :initial distribution: log normal

Min. Mass Solar NebulaΣg(0) = 0.1-10Σg,MMSN x (M*/M)2

log normala priori exponential decay
Σg(t) = Σg(0) exp(-t /τdep)
planetesimal surface densityΣpl (0) ~ 10[Fe/H] x 0.01Σg(0) ; [Fe/H]=0.2

x0.1 x10semimajor axis : log uniform
disk lifetime τdep : log uniform 106-107yrs
migration: artificially stopped at 0.04AU

0.1 1

Σgas

10

radio observation of disks
around T-Tauri stars
Beckwith & Sargent (1996)

planets around various mass stars
with type-I migration

Mstar=1M

gas giants

m/s
01=vr

/s
=1mvr

Mstar=0.5M

with k=8,C1= 0.1,[Fe/H]=0.2

Mstar=0.25M

Mstar~1.0M :abundant
Mstar~0.5M :marginal
Mstar~0.25M :rare

Σpl &T P for Mstar P
Laughlin et al. 2004
Ida & Lin 2005
consistent with current RV& microlensing surveys

constraints on type-I mig & envelope contraction
G dwarfs
obs: many gas giants

k=10C1=0.01

Yes

C1=0.1

No C =11

No

Yes

C1=0.1

Yes C =11

Noenvelopecontraction-3

 Mp Mpk
 yrs≈
10k=8&
MMp ⊕
C1=0.01C1 = a&/ a&linear
type-I migrationconstraints on type-I mig & envelope contraction
theoretical results for [Fe/H]=0.2

M*~1.0M

11observed gas giants:abundant
C1 & k must beM*=1.0M
raregas giants

10k9abundantgas giants

80.01

0.1

1C1-3

 Mp k~11: Pollack et al. with “phase II”
Mpk& ≈ 10  M  yrs k~10: Pollack et al. for “phase III”
Mp
k~8: Ikoma et al. (different opacity table) ⊕

C1 = a&/ a&linearconstraints on type-I mig & envelope contraction
theoretical results for [Fe/H]=0.2

M*~0.25M

11observed gas giants:rare
C1 & k must be10

rare gas giants

k980.25M
0.01

0.1

1C1-3

 Mp k~11: Pollack et al. with “phase II”
Mpk
& ≈ 10  M  yrs k~10: Pollack et al. for “phase III”
Mp
k~8: Ikoma et al. (different opacity table) ⊕

C1 = a&/ a&linearconstraints on type-I mig & envelope contraction
theoretical results for [Fe/H]=0.2

observed gas giantsM*~1.0M : abundantM*~0.25M : rareÆ C1 & k must be

11M*=1.0M

10k980.25M
0.01

0.1

1C1-3

 Mp k~11: Pollack et al. with “phase II”
Mpk& ≈ 10  M  yrs k~10: Pollack et al. for “phase III”
Mp
k~8: Ikoma et al. (different opacity table) ⊕

C1 = a&/ a&linearconstraints on type-I mig & envelope contraction
11

theoretical results for [Fe/H]=0.2

M*=1.0M

10k
9C1=0.01,k=10

C1=0.1,k=8

a [AU]a [AU]

80.01

0.1

C11-3

 Mp Mpk yrs
10≈&M Mp ⊕

C1 = a&/ a&linearconstraints on type-I mig & envelope contraction
11

theoretical results for [Fe/H]=0.2

M*=1.0M

10k9C1=0.01,k=10

C1=0.1,k=8

a [AU]a [AU]

80.01

0.1

C11-3

 Mp Mpk yrs
10≈&M Mp ⊕

C1 = a&/ a&linear

Corot/Kepler will distinguishconstraints on type-I mig & envelope contraction
11

theoretical results for [Fe/H]=0.2

M*=0.25M

10k
9C1=0.01,k=10

C1=0.1,k=8

a [AU]a [AU]

80.01

0.1

C11-3

 Mp Mpk yrs
10≈&M Mp ⊕

C1 = a&/ a&linear

Around low-mass stars, distribution is affected only
by type-I migration, but not by giant planets’ perturbations

Inference of population of habitable planets (G stars)
11

theoretical results for [Fe/H]=0.2

M*=1.0M
k9

C1=0.01,k=10

C1=0.1,k=8

a [AU]a [AU]

80.01

0.1

C11-3

 Mp Mpk yrs
10≈&M Mp ⊕

C1 = a&/ a&linear

生命惑星 ⇔ 液相のH2O (海)生命の起源 ⇔ 化学進化 ⇔ 海＋エネルギー
液相：ある温度、圧力範囲
表面温度: 中心星からの距離が適当な範囲 〜(M/M~)2AU
大気圧: 〜地球質量

火星地球木星Inference of population of habitable planets (G stars)
M*=1.0M C1=0.1,k=8estimation from rocky
planets (<10M⊕ ):more reliable

habitable planets(planets sustaining ocean):0.3-10M⊕
0.75-1.8AU x (M*/M)1.5-2Inference of population of habitable planets (G stars)
M*=1.0M C1=0.1,k=8

estimation from rocky
planets (<10M⊕ ):more reliable

RV from ground;vr = 1m/s
SIM mission;
5 years, µarcsec

Kepler mission;
4 years, V = 12

Inference of population of habitable planets (G stars)
M*=1.0M C1=0.1,k=8retention rate η of close-in planets is
estimated from giant planets detectable
by RV survey with >10m/s & < 5 years:η ∼ close-in/distant (RV data) ~ 0.07
close-in/distant (theory)

Inference of population of habitable planets (G stars)
M*=1.0M C1=0.1,k=8

η x #close-in + #distant# of habitable planets# of detectable planets with <10M⊕
RV with vr=1m/s
Kepler
SIM

0.79
0.84
0.23

habitable “ocean planets”?
Around M stars, habitable zone ~ 0.1AU
rocky planets formed in situ: too small to sustain atmosphereclose-in neptunes around Ｍ stars
H2O planets in warm environmenticy planet

habitable zone
ice boundary
UV
tidal lock1[AU]
0.30.1• habitable “ocean planets”? Kuchner(2003),Leger et al. (2004)
liquid water & energy supply, H2O atmosphere, tidally locked...

• marginally observable at present
more abundant than Earth-like planets around G stars?

「生命」で天文学を再構築
galactic habitable zone
ダスト多metallicity⇔habitability
高過ぎると木星ばかり
低過ぎると大気を保持できない
小さい惑星ばかり

重元素比は銀河のタイプに依存
habitable galaxy

重元素比は増加宇宙 habitable era