PPS21-01

会場:A02

時間:5 月 24 日 09:00-09:15

宇宙生物学のフレームワークの創成
A way to establish a framework of Astrobiology
丸山 茂徳 1∗ ; 戎崎 俊一 2 ; 中村 栄三 3
MARUYAMA, Shigenori1∗ ; EBISUZAKI, Toshikazu2 ; NAKAMURA, Eizo3
1

東京工業大学地球生命研究所, 2 理化学研究所, 3 岡山大学地球物質科学研究センター
Earth-Life Science Institute, Tokyo Institute of Technology, 2 RIKEN, 3 Institute for study of the Earth’s interior, Okayama
University

1

One of an ultimate mysteries of Science is the existence of life in the Universe. In regard to this question, three ideas havebeen provided; (1) The Universe teems with life, (2) No other life other than Earth life, and (3) between 1 and 2. Also, we have
two simple questions about life. (1) Is primitive life constantly emerging on present Earth? (2) Once whole life is killed, another
new Earth life will emerge on the Earth? The answer to both questions is No.
Astrobiology is the academic field that can provide minimum conditions to bear life in the Universe, and also collateralconditions to make a planet to have civilization. Here we summarize such conditions to have life with civilization. To emerge
life on the Earth, there are numerous kinds of conditions which are intricately interrelated. Here, we categorized such complex
conditions into three groups. (1) Conditions to make life-sustainable planets derived from planetary formation theory. This
category lists 19 conditions. For example, elliptical orbit is unacceptable condition for life. Even if f such planet is coveredby liquid water, planet is to experience snowball for half the year, and for other half year water component turn to vapor due
to red hot scorching environment like Venus. (2) Conditions to emerge and evolve life on the planet. This category includes
7 significant conditions which control the emergence and evolution of life. One of conditions is lifetime of carbon. Carbon isnecessary component for life body, however the amount of carbon for life is decreasing through time. Carbon will be depleted in 1
billion years, indicating termination of life. (3) Conditions to have civilization on the planet. This category has 5 conditions. The
most significant condition is brain development. Discontinuous upgrowth of brain differentiate human being from chimpanzee,and human is to establish civilization finally.

1/1

PPS21-02

会場:A02

時間:5 月 24 日 09:15-09:30

御池山クレーターで発見した spherule に隕石物質を含む可能性
Possible meteoritic materials in spherules discovered in the Oikeyama impact crater
坂本 正夫 1∗ ; 蜷川 清隆 2 ; 西戸 裕嗣 3 ; グチック アーノルド 4
SAKAMOTO, Masao1∗ ; NINAGAWA, Kiyotaka2 ; NISHIDO, Hirotsugu3 ; GUCSIK, Arnold4
1
1

飯田市美術博物館, 2 岡山理科大学, 3 岡山理科大学, 4 ヨハネスブルグ大学
Iida City Museum, 2 Okayama University of Science, 3 Okayama University of Science, 4 University of Johannesburg

１ はじめに長野県飯田市しらびそ高原では、御池山クレーターからインパクトを示す衝撃変形石英が報告された（Sakamoto et al、
2010）。この構造では負の重力異常も報告された（坂本・志知、2011）。また、fallback した角礫層も存在していることが明らかになっている。この度、クレーターの周辺から spherule を多数発見し、その組織や成分などを分析したので報告する。
２ spherule の分布と産状
御池山クレーターは直径約 900m でその半分以上が欠けた地形になっている。クレーター縁から外側へ約 400m 離れた丘の斜面を約 1m 掘った土壌の中から、spherule が密に詰まった偽礫（rip-up crust）を多数発見した。偽礫は粘土質の土壌の中に散在し、半固結で強く握ると壊れる程度の硬さがある。偽礫は、約 8 割が spherule の完全体や破片で占め、
約 1 割は周辺の地質の岩片で、その他はマトリックスの泥である。
３ spherule の形態
御池山で見つかった spherule は、概ね直径 0.2mm〜0.02mm の範囲で、主に白色で表面がざらついた球状や円盤状・楕円状・多角面状などの形状をもつチャート質の岩石である。こうした形状が保たれた完全体の spherule はたいへん少なく、多くは割れて形状がはっきりしない破片である。spherule は、半透明のものが多く内部がおぼろげに見えるものが多い。spherule の内部や表面に酸化した金属などの不透明物質が散らばっていたり、pyrite（黄鉄鉱）の結晶が食い込んでいたりする粒子もある。spherule の集合内には pyrite の大小の結晶固体も混ざっている。
４ 光学顕微鏡の観察薄片にして光学顕微鏡で観察すると、オープンニコルではほとんど組織は見えないが、クロスニコルでは、多様な色や組織で不均質な組織が観察できる。spherule の内部は、再結晶して波動消光するものや、微晶質から隠微晶質になっているもの、小さな spherule が取り込まれたり合体したりしているもの、spherule の縁を異なった物質が覆っているものなどがある。また、中心付近に核となった不透明物質があるものや、同心円状になっているものもある。
５ LA-ICP- MS 分析の結果
レーザーアブレーションによる誘導結合プラズマ質量分析（LA-ICP- MS）で、spherule の元素イオン強度を測定して元素分布のマッピングを行なった。その結果、spherule の各粒子や破片では、たいへん不均質な元素分布を示している
ことが分かった。特に Ni、V、Cr、Mg、Mn、Fe の元素で不均質に高い濃度を示す部分があった。粒子によっては内部まで高濃度を示すものもあるが、spherule の縁に沿った部分だけが高い値を示すものもあった。似た事例はオーストラリ
アなどから報告されている（Izmer et al, 2013）。
これらの元素の内 Ni、V、Cr は、御池山一帯の地質や火山灰にはほとんど含まれない元素である。御池山一帯は、砂岩・泥岩・チャートの互層から成る付加体の比較的単純な地質であり、火山岩や深成岩・変成岩は存在しない。御池山
一帯の地質の成分は SiO2 が圧倒的な割合を占めている。また、日本列島の広域の火山灰や中部日本の火山灰も降っているが、鉄鉱類はほとんど磁鉄鉱とチタン鉄鉱であり、pyrite（FeS2）は含まれない。それにも関わらずこの spherule 層には pyrite のみが目立つ。このような現地の地質と spherule との成分の違いは、小規模なクレーターからも報告されている（Reimold et al, 1998）。
以上の検討から、この spherule に検出された高濃度で不均質の元素は、隕石物質である可能性が高い。落下してくる隕石の多くは、大気圏に突入しながら蒸発して雲状に散布される。同時に御池山では衝突して舞い上がった山体の極微粒子が、隕石の蒸気と混じり合って spherule が形成される。そのため、隕石成分も不均質に入り込んだものと見られる（Goderis et al, 2013）。
６ 引用文献M.Sakamoto, et al, 2010, Meteorit. & Planet. Sci. 45, 坂本・志知,2010, 日本惑星科学会誌 19,4, Izmer et al, 2013,J.Anal.At.Spectrom,2
Reimold et al, 1998 J. of African Earth Sci. Goderis et al, 2013、2013,Earth & Planet.Sci.376.

キーワード: 御池山クレーター, インパクト, スフェリュール, 黄鉄鉱, ニッケル, 隕石物質
Keywords: Oikeyama Crater, impact, spherule, pyrite, nickel, meteoritic material

1/1

PPS21-03

会場:A02

時間:5 月 24 日 09:30-09:45

Riemann Solver を用いない Weighted Particle Hydrodynamics 法の開発
Weighted Particle Hydrodynamics without Riemann Solver
細野 七月 1∗ ; 牧野 淳一郎 1
HOSONO, Natsuki1∗ ; MAKINO, Junichiro1
1
1

理化学研究所 計算科学研究機構, 2 東京工業大学 地球生命研究所
RIKEN Advanced Institute for Computational Science, 2 Earth-Life Science Institute, Tokyo Institute of Technology

天文学や地球惑星科学の分野において、流体の数値計算は非常に重要である。特に、流体の粗密の大きい系強く、かつ自己重力などの導入が安易な、Smoothed Particle Hydrodynamics(SPH) 法と呼ばれている粒子的手法が、現在まで広く用いられている。
しかしながら近年、この SPH 法に関するいくつかの問題点が指摘されるようになった。一つの問題点は、流体不安定が起きないということである。この問題点に関しては、近年様々な研究がなされ、解決された。しかしながら SPH 法にはもう一つの問題点が指摘されてきた。それは、円盤構造が適切に計算できないというものである。天文や惑星科学の分野では、星周円盤や原始惑星系円盤など、円盤構造は頻出の構造であるため、円盤構造が適切に計算できないのは大きな問題である。
一方近年、Weighted Particle Hydrodynamics(WPH) 法と呼ばれる新たな粒子法的流体数値計算手法が開発された。様々なテスト計算が行われた結果、本手法では SPH 法の問題点である、流体不安定が起きないという点、また、円盤が適切に計算できないという点という問題点がどちらも解消されている事がわかった。WPH は、強力な流体数値計算手法になる事が期待される。
しかしながら、WPH は今のところ粒子間相互作用の計算に Riemann Solver を用いており、状態方程式が理想気体に限定されてしまっている。惑星科学の分野では、岩石や鉄といった物質を扱う必要があり、このままでは WPH は適用しづらい。そこで、本研究では、Riemann Solver の代わりに人工粘性を用いることで、WPH を任意の状態方程式に拡張することを考えた。いくつかのテスト計算を行った結果、人工粘性を用いても、WPH のメリットである、流体不安定が正しく描画できる、円盤が適切に計算できるといった点は失われていない事が確認された。我々の実装は任意の状態方程式を用いる事ができる、汎用性の高い手法であると言える。
キーワード: 流体力学, 数値計算, 原始惑星系円盤
Keywords: methods: hydrodynamical, methods: numerical, protoplanetary disks

1/1

PPS21-04

会場:A02

時間:5 月 24 日 09:45-10:00

月マグマオーシャン化学進化：密度逆転構造形成の再評価
Chemical evolution of lunar magma ocean: evaluation of density overturn堀 文子 1 ; 永原 裕子 1∗
HORI, Ayako1 ; NAGAHARA, Hiroko1∗
1
1

東京大学地球惑星科学専攻
Dept. Earth Planet. Sci., The Univ. Tokyo

Hess and Parmentier (1995) discussed gravitational instability of a highly fractionated heavy layer and proposed a mantle
overturn model, which well explains the role as a source for high-TiO2 mare basalts erupted several hundred millions years later.
However, Hess and Parmentier (1995) themselves pointed out that the timescales for the IBC layer formation is longer than theonset of gravitationally instability between the IBC layer and underlying mantle, so the density instability should have resolved
during LMO differentiation with small scale overturn. We constructed a model that describes differentiation of interstitial melt
trapped in the cumulate layer with three parameters, critical crystal fraction, porosity of the cumulate layer, and grain size, andthe percolation is evaluated as the time to the onset of instability between lighter trapped melt and the overlying heavier residual
melt in the magma ocean body.
The results show that the density contrast between LMO and the trapped melt becomes significantly large once plagioclase
appears, on the other hand viscosity of the melt is. The percolation time varies by up to about two orders of magnitude for thevariation of porosity by two times, whereas it varies by up to about 5 orders of magnitude for the variation of grain size by one
orders of magnitude, and the effect of X is not essentially. Comparing the percolation time at the critical crystal fraction foreach step of differentiation calculation and the duration of the whole LMO crystallization, we can conclude that the percolation
time is much shorter than the crystallization time if the grain size is larger than 1.0 cm. If we assume that the grain size of
crystallizing grains in LMO is 0.1 to 1 cm in order, which is the average size in terrestrial magmas, melt overturn between LMO
and trapped melt takes place easily during crystallization of LMO, which would make formation of extremely dense layer below
the anorthosite crust at the final stage of LMO crystallization difficult.

キーワード: 月, マグマオーシャン, 密度逆転
Keywords: The Moon, magma ocean, density overturnHess and Parmentier (1995) discussed gravita

1/1

PPS21-05

会場:A02

時間:5 月 24 日 10:00-10:15

形成期の水星におけるコア-マントル間の硫黄の分配と水星の材料物質
Partitioning of sulfur between core and mantle on early Mercury and its building materials
笹森 映里 1∗ ; 倉本 圭 1
SASAMORI, Eri1∗ ; KURAMOTO, Kiyoshi111

北海道大学大学院理学院
Hokkaido University, Graduate school of Science

水星は自重による圧縮の効果を除くと太陽系の中で最も高密度の惑星であり，大きなコアを持つことが示唆されている．近年，水星を周回探査した MSSENGER 探査機によるγ線スペクトロメータを用いた観測により，水星表面の元素組成が初めて詳しく求められた (Evans et al., 2012)．その結果， S 濃度が予想外に大きく，1.9-2.7 wt%であった．S はコ
ア形成時に溶融金属に分配されやすいため，太陽系の岩石惑星の岩石圏では一般に存在度が低いと考えられている．例
えば地球の大陸地殻には 0.04 wt%程しか含まれておらず，水星表面になぜ高濃度の硫黄が存在するのかはわかっていな
い．一方で，同様の観測から求められた Fe 濃度は 1.6-2.2 wt%であった．これは FeO 濃度に換算すると 2.1-2.8 wt%と，地球（約 8 wt%）や火星（約 16 wt%）の地殻平均値よりも少なく，地上からの反射スペクトル観測から推定されてきたFeO に乏しい水星表面組成と調和的である．鉄の酸化還元度に着目した隕石学的考察から，水星の材料物質として FeOに乏しい E コンドライト様の化学組成をもつ物質が有望視されている (Wasson, 1988)．
一般的に S はコア形成時に金属相に選択的に分配されるため，岩石圏ではごく低濃度になると考えられている．しかし硫黄分配の傾向は酸化還元状態によって変化し，還元的な環境ではケイ酸塩メルトに分配される硫黄が多くなることが知られている．そのため，水星が還元的な物質から形成したならば，水星表面に見られる高濃度の硫黄は，コア形成時にケイ酸塩相に分配されたものに由来する可能性がある．
そこで本研究では，形成期の水星におけるコア-マントル間の硫黄の分配を，工業化学分野で経験的に知られているケイ酸塩メルトへの硫化物溶解度モデルを拡張して調べ，そして水星表面の組成から水星の材料物質を推定することを試みた．ケイ酸塩メルト相と溶融金属鉄相間での化学平衡を考えることによって，任意に与えた水星材料物質組成に対して，硫黄分配を支配する重要な熱力学量の一つである酸素フガシティー fO2 を得，そして硫化物溶解度モデルからケイ酸塩メルト中の S 濃度が得られる．硫化物の溶解度を示すサルファイドキャパシティーには Taniguchi et al.(2009) のモデルを採用した．水星材料物質の組成は，次のように仮定する．まず E コンドライト平均組成における相対元素存在度を保持して，酸化物と非鉄系（陽イオンが非親鉄性元素）の硫化物を混ぜたものをケイ酸塩メルトの基準組成モデルとする．また同様に金属鉄と硫化鉄を混ぜたものを金属メルトの基準組成モデルとする．そこから出発組成や圧力を変化させて元素分配計算を行った．材料物質組成に対する依存性は，FeO/Si 比，非鉄系硫化物/Si 比，金属相の S 濃度を変化させることで調べた．温度は全溶融を仮定し 2000 K とし，圧力依存性は，反応による体積変化から推定し，1-10 GPa の範囲で計算を行った．
基準組成モデルに対して元素分配計算を行った場合，ケイ酸塩相に分配される S 濃度，FeO 濃度はそれぞれ 1.6 wt%，
0.024 mol%と，S 濃度は観測値とほぼ一致したが，FeO 濃度は観測される Fe 濃度を説明するには，2 桁小さい結果となった．材料物質の FeO/Si 比を大きくするほど分配される S 濃度は小さくなる．また，非鉄系硫化物/Si 比を大きくするほ
ど FeO 濃度は小さくなり，S 濃度と FeO 濃度の増減は逆相関の関係にある．金属相の S 濃度を上げると，ケイ酸塩メル
トの S 濃度はあまり変化せずに，最大 0.06 wt%まで FeO 濃度が大きくなる．S の分配結果に圧力依存性はほとんど見られなかったが，圧力が上がるにつれて分配される FeO 濃度がやや減少した．
以上のように E コンドライトの組成に近い出発組成を与えて分配計算を行うと，幅広い条件で観測値を説明できる濃度の S がケイ酸塩相に分配される．これは水星の材料物質が実際に E コンドライト様の物質であることを支持する．しかしながら，同時にケイ酸相中に分配される FeO 濃度は Fe の観測値を説明するには小さすぎるように見える．観測原理
上，水星表面の Fe の酸化還元状態は現時点では不明なことには注意が必要である．水星表面の Fe は，コア形成後に水星表面に付加した Fe や，隕石衝突により薄い水星マントルを貫いて掘削され放出されたコア由来の Fe で説明できるかもしれない．

キーワード: 水星, 硫黄, 分配
Keywords: Mercury, sulfur, partitioning

1/1

PPS21-06

会場:A02

時間:5 月 24 日 10:15-10:30

金属鉄−ケイ酸塩間の塩素分配： 地球表層の塩素枯渇の起源への示唆
Metal-silicate partitioning of chlorine: Implications for the origin of terrestrial missing
chlorine
桑原 秀治 1∗ ; 後藤 弘匡 2 ; 小川 展弘 3 ; 山口 飛鳥 3 ; 石橋 高 4 ; 八木 健彦 5 ; 杉田 精司 5
KUWAHARA, Hideharu1∗ ; GOTOU, Hirotada2 ; OGAWA, Nobuhiro3 ; YAMAGUCHI, Asuka3 ; ISHIBASHI, Ko4 ;YAGI, Takehiko5 ; SUGITA, Seiji51

東京大学大学院新領域創成科学研究科, 2 東京大学物性研究所, 3 東京大学大気海洋研究所, 4 千葉工業大学惑星探査研究センター, 5 東京大学大学院理学系研究科
1
Graduate School of Frontier Sciences, The University of Tokyo, 2 Institute for Solid State Physics, The University of Tokyo,
3
Atmosphere and Ocean Research Institute, The University of Tokyo, 4 Planetary Exploration Research Center, Chiba Instituteof Technology, 5 Graduate School of Science, The University of Tokyo

地球表層の塩素存在量は始原天体と比較して同程度に揮発性をもつ元素よりもさらに枯渇している (Sharp & Draper,2013)。この塩素欠乏に対する提案仮説は二つある。一つは核−マントル分化時において塩素が核に優先的に取り込まれたとする仮説である。もう一つの仮説は核への塩素の取り込みが限定的であった場合、親水性の高い塩素は海洋により多く分配されるため、惑星形成期に原始海洋の損失が起こったと考えるものである (Sharp & Draper, 2013)。特に惑星形
成期の水圏の散逸問題は地球型惑星の大気・海洋の起源にも直結する問題であるため、上記の提案仮説を検証することは非常に重要な意味がある。本研究では地球表層の塩素の枯渇がどのような惑星形成過程を反映しているかを制約するため、マグマオーシャン中の金属鉄−ケイ酸塩間の塩素の分配係数を実験的に求めることを目的とする。
元素の分配挙動は主にマグマオーシャンの温度、圧力、酸素フガシティーに影響を受ける。本研究ではまず、塩素分
配係数の酸素フガシティー依存性を調べた。出発試料として粉末状の SiO2 , Al2 O3 , CaO, MgO, Fe を CI コンドライト組
成になるよう調製し、そこへ FeCl2 を 2wt.%含めたものを用いた。酸素フガシティーは試料に金属 Si を加えることで調整した。実験は東大物性研のマルチアンビル型高圧発生装置 (KAMATA700ton プレス) を用いて行った。試料はグラファ
イトカプセルに詰め、4GPa, 1900K の条件で 15 分間保持した後、加熱電源を落として急冷、減圧し、回収した。回収試料は東大大気海洋研に設置されている波長分散型電子線マイクロプローブアナライザにより元素組成を分析した。
実験回収試料中の金属鉄−ケイ酸塩間の塩素の質量濃度比は酸素フガシティー (logfO2 (∆ IW) = ‒ 1∼ ‒ 6) に依らず、
0.001∼0.01 となり、塩素は親鉄性に非常に乏しいことが明らかとなった。マグマオーシャン中の金属鉄−ケイ酸塩間の塩素分配係数がより高圧条件下においても 1 を超えないのであれば、核への塩素の取り込みは限定的となり、塩素枯渇の起源として原始海洋損失の可能性が示唆される。
参考文献: Sahrp, Z.D. and D.S. Draper, 2013, Earth Planet. Sci. Lett. 369-370, 71-77.
キーワード: 塩素, 元素分配, 原始海洋, 核組成
Keywords: Chlorine, Partitioning of elements, Primordial oceans, Core composition

1/1

PPS21-07

会場:A02

時間:5 月 24 日 11:00-11:15

レゴリス層を模擬した粉粒体を伝播する衝突励起地震に関する実験的研究
Experimental study on propagation process of impact-induced seismic wave in quartzsand松榮 一真 1∗ ; 荒川 政彦 1 ; 保井 みなみ 1 ; 松本 恵里 1 ; 辻堂 さやか 1 ; 高野 翔太 1 ; 長谷川 直 2
MATSUE, Kazuma1∗ ; ARAKAWA, Masahiko1 ; YASUI, Minami1 ; MATSUMOTO, Eri1 ; TSUJIDO, Sayaka1 ;TAKANO, Shota1 ; HASEGAWA, Sunao2
1
1

神戸大学大学院理学研究科, 2 宇宙科学研究所
Graduate School of Science, Kobe University, Japan, 2 Japan Aerospace Exploration Agency, JAXA

はじめに
探査機はやぶさで観測された小惑星イトカワの表面地形のように、小惑星表面はボルダーなどのレゴリス層で覆われていることが明らかになった。レゴリス層で覆われた小惑星の表層地形は、天体衝突のような外的要因によって変化すると考えられている。例えば小惑星エロスに小さなクレーターが少ない理由は、天体衝突による衝撃がエロス全体を揺さぶり、クレーター孔を支えるレゴリス層の構造が崩れるからだと考えられている(Richardson et al.2005) 。このように天体衝突によって発生する振動は小惑星の表層地形進化を支配しているが、衝突励起振動に着目した実験的研究は少ない。McGarr et al.1969 では、月震計で得られた小天体衝突時の地震波形を解析するため、月表層を模擬した試料への衝
突実験を行い、衝突励起振動を実測した。最近では我々が 100m/s までの低速度衝突実験を行い、ガラスビーズ中 (バルク密度は 1.51g/cm3 , 安息角は 22°) を伝播する衝突励起振動の減衰過程を調べた(Yasui et al. in prep) 。本研究では、よりレゴリス層を模擬した石英砂を標的試料として用い、衝突速度を小惑星帯での平均衝突速度まで拡張し衝突励起振動の計測を行った。
実験方法
衝突実験は、神戸大学の縦型一段式軽ガス銃と宇宙科学研究所の縦型二段式軽ガス銃を用いて行った。弾丸に直径4.7mm のポリカーボネート球を用いて 0.2-6.9km/s の速度、直径 3mm のアルミナ、ステンレス、銅球を用いて 0.2km/s の速度で衝突させた。標的試料には直径 500 μ m(バルク密度は 1.48g/cm3 , 安息角は 32°) の石英砂を用いた。標的表面に加速度計 (日本アビオニクス製 SV1113:電荷感度 5.47pC/ms−2 , 応答周波数:0.5Hz-10kHz) を、衝突点からの位置を変化させて 2.5cm 埋めて設置した。加速度計の信号はチャージアンプを通した後、A/D 変換速度 100kHz のデータロガーで記録した。なおチャンバー内は 1000Pa から 10Pa で真空引きしている。
実験結果観測された加速度波形は単一のピークを示す単発波形で、立ち上がり時間は約 0.5ms であった。得られた加速度波
形の解析から次の様なことがわかった。(1) ピークの最大値から最大加速度 gmax を計測し、加速度計までの距離 x が大きくなると伴に最大加速度が小さくなり、衝突点からの距離が同じ時には衝突速度が大きくなると伴に最大加速度が大
きくなることがわかった。さらに、クレーター半径 R で規格化した距離 x と最大加速度の関係から、衝突速度によらず一つの経験式 (gmax =156(x/R)−2.98 ) で表すことができた。最大加速度の減衰率は石英砂では-2.98 であるが、ガラスビー
ズでは-2.4 (Yasui et al.) であり、減衰率は標的物質によって変化することがわかった。(2) 加速度が最大になる時間の差を計測することで標的物質中を伝播する振動の速度を計測した。石英砂標的中の伝播速度は衝突速度によらず約 56m/s となり、AE センサーを用いて計測した S 波の速度 (約 50m/s) と近い値となった。一方、ガラスビーズ標的で計測された速度 (106m/s) より遅いことがわかった。(3) 加速度波形のピーク値の半値幅を計測することで加速度の持続時間を見積もった。衝突速度によらず約 0.8 ｍ s となり、これは弾丸の貫入時間とオーダーで一致することがわかった。
これらの結果を用いて、小惑星上の天体衝突により励起された振動でレゴリス層が流動化し、地形が変化する範囲を推定した。仮定として天体重力によらずこの実験で得られた経験式が適用できるとした。衝突条件を、直径 10cm の玄
武岩質天体が小惑星に 2km/s で衝突したとする。レゴリス層が崩壊し地形が変化する条件は、レゴリス層に与えられた加速度が表層での重力加速度より大きくなったときに生じるとする(Richardson et al.2005) 。本研究で得られた経験式を用いて振動加速度が各天体の地表面での重力加速度まで減衰するまでの距離 x/R を示す。1999JU3、エロス、地球で計算すると、x/R がそれぞれ 20,11,2.5 となり重力の小さな天体の方がより広範囲の地形が変化することが期待される。我々の今後の目標は、このような実験と議論を通してレゴリス層で覆われた小惑星表面地形の衝突進化を明らかにすることである。

キーワード: 衝突, クレーター形成, 衝突励起振動, レゴリス層
Keywords: impact, cratering, impact-induced seismic wave, regolith layer

1/1

PPS21-08

会場:A02

時間:5 月 24 日 11:15-11:30

真空下における粉体物質の熱伝導率モデル
Thermal conductivity model for powdered materials under vacuum
坂谷 尚哉 1∗ ; 小川 和律 2
SAKATANI, Naoya1∗ ; OGAWA, Kazunori2
1
1

宇宙科学研究所, 2 神戸大学
ISAS/JAXA, 2 Kobe University

太陽系の過去から現在において、粉体物質は普遍的に存在し、太陽系天体の進化に重要な役割を果たしてきた。例えば、太陽系初期に惑星形成に先立って形成されたと考えられている微惑星は、星雲中のダスト（粉体）の集合体であったと推定される。また、現在の月や小惑星などの表層はレゴリスと呼ばれる岩石の粉砕物で覆われている。このような真空環境における粉体物質の熱伝導率は、空隙のない岩石に比べて 2 桁以上低いことが知られており、粉体物質の存在は、
たとえ天体表層を薄く覆う場合でも天体の熱進化および現在の熱的な状態に大きな影響を与える。一方、粉体物質の熱伝導率は温度、粒径、空隙率、圧縮応力などの多くのパラメータに依存し、一桁以上変化することが知られている。実際の天体上に存在する粉体の環境（温度、圧縮度）および物理的状態（粒径、空隙率など）は様々であり、粉体物質の存在を考慮した熱的な問題に取り組むためには、これらのパラメータ依存性を統合的に取り入れた熱伝導率モデルを確立することが重要な課題である。
我々はこれまでに、アナログ物質として主にガラスビーズを用い、真空下での熱伝導率のパラメータ依存性を実験的に調査してきた。これらの実験結果に基づいて、粉体中の熱輸送メカニズムについての理解を進めてきた。本発表では、
実験的に明らかとなった熱輸送メカニズムに従って理論的に構築した、真空下での粉体物質の熱伝導率モデルについて紹介する。
粉体熱伝導率についての先行研究において、単純立方格子などの規則的な充填を仮定したモデルや、実験値へのフィッ
ティングによって決定した経験式などが提案されてきたが、物理メカニズムに則した完全な理論モデルは構築されていない。また、先行研究において蓄積されてきた室内実験の結果を再現することはできておらず、モデルによっては 1 桁以上の差が生じている。そのため、多種多様な状態で存在する天体上での粉体の熱伝導率を精度よく推定することが困難であった。
本研究で構築した粉体熱伝導率モデルは、ランダムに充填する単一サイズの球体を仮定し、物理メカニズムに従って定量化された初めてのモデルである。本モデルは温度、粒径、空隙率、圧縮応力などのパラメータ依存性を統合的に記述しており、これらのパラメータの値を与えることで、様々な状態での粉体熱伝導率を推定することができる。我々がこれまでに室内実験によって取得したガラスビーズの熱伝導率の値と比較すると、本研究の熱伝導率モデルは最大値を与えることに成功しており、相対的な差は 3 倍以下であることが分かった。

キーワード: 熱伝導率, 粉体
Keywords: thermal conductivity, powdered material

1/1

PPS21-09

会場:A02

時間:5 月 24 日 11:30-11:45

球対称な小天体の温度分布を高精度で求める逐次近似法
An iterative method for determining temperature distribution of a spherically symmetricbody in a planetary system
関谷 実 1∗ ; 下田 昭仁 2
SEKIYA, Minoru1∗ ; SHIMODA, Akihito2
1

九州大学大学院理学研究院地球惑星科学部門, 2 九州大学大学院理学府地球惑星科学専攻
Department of Earth and Planetary Sciences, Faculty of Sciences, Kyushu University, 2 Department of Earth and Planetary
Sciences, Graduate School of Sciences, Kyushu University1

自転運動と離心率をもつ公転運動をする球対称な小天体の温度分布を準解析的に求める逐次近似法を考案した。その解をもとに、ヤーコフスキー効果による軌道要素の時間変化率を求める公式を導出した。
先行研究の Sekiya and Shimoda (2013) に比べて改良された点は、離心率が 0 でない場合も計算できるようにしたことである。先行研究の Vokrouhlicky and Farinella (1999) と比べて改良された点は、温度分布が自転軸に対して軸対象という仮定を取り除いたことである。すなわち、任意の自転軸傾斜角で、任意の自転周期をもつ小天体に対して、0.7 以下の離心率の場合に温度分布の時間変化を求めることができる。逐次近似法を用いるので、繰り返しの回数を上げることにより、任意の精度の値を得ることが可能である。
形状がわかっている個々の小惑星の温度分布は数値計算で求めるほうがよいが、そのような場合でも、数値コードのチェックには、本研究の解を用いることができる。
以下に、具体的な手法の説明をする。
（１）太陽放射加熱項を余緯度、経度について球関数展開、平均近点離角についてフーリエ展開する。離心率が 0.8 以上の場合は、フーリエ展開の収束が悪くて本研究の手法は利用できない。
（２）天体の温度分布を求める際に、拡散方程式ではなく、自転の移流項を含む熱伝導方程式を用いた。これにより、解は、自転による変動を含まずに、公転による変動のみを含むようになり、非常に簡単化された。余緯度と経度に関する球関数展開と平均近点離角に関するフーリエ展開を用いて解析解を求めた。
（３）境界条件は、太陽加熱、放射冷却、天体内部への熱伝導のエネルギーフラックスのつり合いの式となる。放射冷
却は絶対温度の４乗に比例するので非線形である。この部分を１次まで展開した式を、繰り返し用いることにより、逐次近似解（すなわち非線形解に限りなく近づく解）を求める方法を開発した。
（４）上記の解を用いて、ヤーコフスキー効果による軌道要素の時間変化率を計算するための公式を導出した。
詳細については、Sekiya and Shimoda (2014) を参照されたい。
（参考文献）
Sekiya, M. and Shimoda, A.A. (2013) Planetary and Space Science, 84, 112-121.
Sekiya, M. and Shimoda, A.A. (2014) Planetary and Space Science, 97, 23-33.
Vokrouhlicky, D. and Farinella, P. (1999) Astronomical Journal, 118, 3049-3060.

キーワード: 小惑星, 太陽系, 惑星, 隕石, 天体力学, 軌道
Keywords: asteroid, solar system, planet, meteorite, celestial mechanics, orbit

1/1

PPS21-10

会場:A02

時間:5 月 24 日 11:45-12:00

粉体標的における衝突クレーター形成過程の衝突速度依存性：レーザー変位計を用いたその場計測による実験的解明
Impact velocity dependence of transient crater growth in granular targets
山本 聡 1∗ ; 長谷川 直 2 ; 鈴木 絢子 2 ; 松永 恒雄 1
YAMAMOTO, Satoru1∗ ; HASEGAWA, Sunao2 ; SUZUKI, Ayako2 ; MATSUNAGA, Tsuneo1
11

国環研, 2 JAXANIES, 2 JAXA

固体天体地表における卓越地形の一つである衝突クレーターの解析を行うため、これまで数多くの衝突クレーター形
成実験が行われていきた。一方、過去の研究の多くでは、衝突素過程をブラックボックス的に捉え、実験後に回収されたクレーターの最終形状の測定を行い、それらのデータを統計的に解釈するという方法が用いられてきた。その為、例
えば衝突クレーター形成に対するスケーリング則の衝突速度依存性や標的物性依存性などが、よく分かっていないのが現状である。これらを解明するためには、クレーター形成過程のその場観測を行い、その物理的解釈に基づいてスケー
リング則を再考することが重要である。過去に行われたクレーター形成過程のその場観測手法として、レーザー光を用いた方法が提案されている。またこの手法により、重力支配域における掘削流の時間発展に対する定量的測定が行われ、それを基にした掘削流モデル式が提案されている (Yamamoto et al. 2009, Icarus, 203, 310-319)。しかし、この実験では、弾丸の衝突速度がいずれも約 0.3km/s 以下の低速度領域で行われたものであった。一方、実際の地球型惑星で起こる天体
衝突は数 km/s を超える高速度衝突であることから、掘削流モデル式についての衝突依存性を明らかにすることが重要である。そこで本研究では、宇宙科学研究所の大学共同利用施設である超高速衝突実験施設に設置されている新型の縦型
二段式軽ガス銃を用いて、衝突速度 0.8km/s から 6 km/s での粉体標的に対する高速度衝突実験を行い、新たに開発したレーザー変位計による手法を使って、掘削流のその場観測を行った。本発表では、今回新たに得られた高速衝突条件下における結果を基にして、掘削流モデル式およびスケーリング則に対する衝突速度依存性について議論を行う。
キーワード: 衝突クレーター, 衝突実験, スケーリング則, 重力支配域
Keywords: impact crater, impact experiment, scaling law, gravity regime

1/1

PPS21-11

会場:A02

時間:5 月 24 日 12:00-12:15

石膏球面にできる衝突クレーターの形状
Morphologies of impact craters formed on spherical gypsum
鈴木 絢子 1∗ ; 黒澤 耕介 2 ; 長谷川 直 1 ; 平井 隆之 1 ; 岡本 千里 3
SUZUKI, Ayako1∗ ; KUROSAWA, Kosuke2 ; HASEGAWA, Sunao1 ; HIRAI, Takayuki1 ; OKAMOTO, Chisato3
1
1

宇宙航空研究開発機構宇宙科学研究所, 2 千葉工業大学惑星科学研究センター, 3 神戸大学大学院理学研究科
ISAS/JAXA, 2 PERC/Chitech, 3 Graduate School of Science, Kobe University

１，背景
小惑星などの小さな天体上での衝突クレーター形成過程は，大きな天体上でのそれと様々な点で衝突条件が異なることが知られている．例えば，標的の空隙率が高いこと（例えば，Britt et al., 2002）や重力が小さいこと，衝突速度が小さいこと（例えば，Bottke et al., 1994; Marchi et al., 2013），クレーターの大きさに対して不規則な形状の表面であること（Sullivan et al., 2002）などだ．
最近の宇宙惑星探査において，例えばイダ，エロス，イトカワなどの小惑星上で，不規則な形状の面に形成されたクレーターが多数見つかっている．
今回は特に標的の曲率が衝突掘削に与える影響について注目している. これまでに探査された小惑星上では曲率の大きな面に形成されたクレーターが報告されている. Fujiwara et al. (1993, 2014) は様々な半径を持つ球や円柱標的への衝突実験を実施し，クレーター深さや直径が標的の曲率に依存することを確かめた．本研究では，直径の異なる球面にできたクレーターのプロファイルの違いを高精度３次元形状計測によって定量化し，標的の曲率がクレーター形成過程に影響を与えるメカニズムを提案する.
２，実験概要実験は宇宙科学研究所にあるスペースプラズマ実験施設の二段式軽ガス銃を用いて行った．標的は含水石膏で，一辺が約 9cm の立方体と，直径がそれぞれ 7.8 cm, 10.9 cm, 17.0 cm, 24.8 cm の球である．標的のバルク密度は 1.05 g/cm3，
引っ張り強度は 2.03 MPa である．弾丸は直径 3.2 mm のナイロン球で，約 3.3 km/s で標的に衝突させた．この場合の弾丸/標的サイズ比は 0.13-0.41 となる. 標的は発泡スチロールボックスの中に設置し，ショット後に破片と共に回収した．
形成されたクレーターを高精度３次元形状測定システム（COMS MAP-3D）を用いてスキャンし，地形データを取得した．クレーターのない部分の地形データを用いて近似的に求めた平面・球面を衝突前表面とし，それとの差分としてクレーターの体積を得た．
また，数値衝突計算コード iSALE を用いて（Amsden et al., 1980; Ivanov et al., 1997; Wunnemann et al., 2006）, 球標
的中の衝撃圧力分布が曲率とともにどのように変化していくかを調べた．
３，結果と考察できたクレーターは，中心のピットをスポールが囲む形状をしていた．曲率が大きくなるほどスポール領域が顕著になった．クレーターの体積や直径は，曲率が大きくなると大きくなったが，深さはほぼ一定であった．平面にできたクレーターに対し，曲率が一番大きい直径 7.8cm 球にできたクレーターは，体積は 3.5 倍になった．ただし，ピット体積
は 1.8 倍に留まった．クレータープロファイルを極座標系で比較すると，ピット部に大きな差は見られないが，曲率が大きくなるとスポール部が広く，深くなっていた．このことから，クレーター体積増加にはスポール体積の増加が効いていることがわかった．
iSALE の計算結果を極座標系で比較すると，曲率が大きくなると，衝突による高い圧力を経験するエリアが相対的に遠くまで達することがわかった．深部に高圧部があると自由表面に向かって圧力勾配ができ，実験でスポールの面積が広がったことを説明できると考えられる．
謝辞
iSALE の 開 発 者 で あ る Gareth Collins，Kai Wunnemann，Boris Ivanov，H．Jay Melosh，Dirk Elbeshausen の各氏に感謝致します．また，含水石膏の強度測定に協力して下さった宇宙航空研究開発機構宇宙科学研究所の後藤健准教授と戸島英貴さんに感謝申し上げます．

キーワード: 衝突クレーター, 衝突実験, 石膏, 曲面, 地形, 二段式軽ガス銃
Keywords: impact craters, impact experiments, gypsum, curved surface, morphology, two-stage light-gas gun

1/1

PPS21-12

会場:A02

時間:5 月 24 日 12:15-12:30

人工流星の空力加熱過程のその場観察
In-situ observations of the ablation processes of artificial shooting stars
黒澤 耕介 1∗ ; 千秋 博紀 1 ; 鈴木 宏二郎 2 ; 春日 敏測 3 ; 杉田 精司 4 ; 松井 孝典 1
KUROSAWA, Kosuke1∗ ; SENSHU, Hiroki1 ; SUZUKI, Kojiro2 ; KASUGA, Toshihiro3 ; SUGITA, Seiji4 ;MATSUI, Takafumi1
1

千葉工業大学惑星探査研究センター, 2 東京大学大学院新領域創成科学研究科, 3 国立天文台, 4 東京大学大学院理学系研
究科
1
PERC/Chitech, 2 Graduate School of Frontier Science, The Univ. of Tokyo, 3 NAOJ, 4 Graduate School of Science, The Univ. ofTokyo
大気をもつ惑星・衛星へ小天体が突入すると, その運動エネルギーは大気中で熱エネルギーや大気を伝わる衝撃波エネ
ルギーへ変換される. このとき蒸発した小天体物質と惑星大気が混合し, 惑星大気中の平均場からはずれた化学反応を駆動する. 太陽系の歴史の中でこのようなイベントは頻繁に起こっていたはずであり, 惑星大気進化に影響を与えた可能性があるが, その重要性については理解されていない. これは上記のエネルギー分配過程が複雑な物理・化学過程を介して引き起こされるために十分に理解されていないことが一因であると考えられる.
我々は千葉工業大学惑星探査研究センターに設置された二段式水素ガス銃を用いた人工流星実験を開始している. ガス
を満たした真空チャンバ中に飛翔体を撃ち込むことで, 人工的に流星を生成し 50 cm の至近距離からの観測を実施する.
本発表ではプラスチック弾丸を窒素ガス中に撃ち込んだ結果について報告する. 至近距離から人工流星体を観察すること
で 0.5 us, 100 um の時空間分解能で撮像・分光計測を行うことに成功した. 人工流星体の空間構造, 化学種分布, 黒体放射
温度などを計測することができている. 今後は数値流体計算による解析と実験結果を比較し, 運動エネルギーから熱エネ
ルギーへの分配素過程に迫っていく予定である.

キーワード: 小天体, 流星, 空力加熱, 二段式軽ガス銃, 高速撮像計測, 時間分解発光分光計測
Keywords: Small bodies, Shooting stars, Aerodynamic ablation, Two-stage light gas gun, High-speed imaging, Time-resolved
emission spectroscopy

1/1

PPS21-13

会場:A02

時間:5 月 24 日 12:30-12:45

MU レーダー・流星ヘッドエコー観測によるメテオロイドの軌道決定
Orbit Determination of Meteoroids by MU Radar Meteor Head Echo Observations
阿部 新助 1∗ ; Kero Johan2 ; 中村 卓司 3 ; 藤原 康徳 4 ; 渡部 潤一 5 ; 橋口 浩之 6
ABE, Shinsuke1∗ ; KERO, Johan2 ; NAKAMURA, Takuji3 ; FUJIWARA, Yasunori4 ; WATANABE, Jun-ichi5 ;HASHIGUCHI, Hiroyuki61

日本大学理工学部航空宇宙工学科, 2 スウェーデン宇宙物理研究所, 3 国立極地研究所, 4 総合研究大学院大学複合科学研
究科極域科学専攻, 5 国立天文台, 6 京都大学生存圏研究所
1
Department of Aerospace Engineering, Nihon University, 2 Swedish Institute of Space Physics (IRF), 3 National Institute ofPolar Research, 4 The Graduate University for Advanced Studies, 5 National Astronomical Observatory, 6 Research Institute for
Sustainable Humanosphere, Kyoto University

The various mass ranges of meteoroids ranging between 10-15 and 1015g are continuously colliding with the Earth. Mostof them are so called micrometeoroids, micrometeorites or IDPs (Interplanetary Dust Particles) whose diameters are estimatedbetween 10 and several 100 micrometres. It is indicated by radar, high-flying aircraft and zodiacal cloud observations that adaily mass influx of meteoroids is ranging from 100 to 300 tones. However, it is still a matter of finding parent bodies of most
meteoroids, while parent bodies for the most of major meteor showers have been identified as comets or dormant comets. Their
physical and chemical aspects such as composition, structure as well as their origins are also poorly known. The influx rateof interplanetary dusts and artificial space debris onto the Earth s surface are essential for the human space activities. Thus,
it is very important to investigate influx, orbits and mechanical strength of meteoroids that can be observed as meteors after
interacting with the upper atmosphere.
High power large aperture (HPLA) radar observation is a recent technique to provide useful information on meteor influx andorbits, as well as interactions with the atmosphere. The recent development of the technique carried out using the middle andupper atmosphere radar (MU radar) of Kyoto University at Shigaraki (34.9N, 136.1S), which is large atmospheric VHF radarwith 46.5 MHz frequency, 1 MW output transmission power and 8330 m2 aperture array antenna, has established very precise
orbital determination from meteor head echoes. More than 150,000 meteor orbits have been measured since 2009.
In this study, we present the physical quantities of meteoroids such as orbital parameters, flux rate and ablation characteristics
obtained from the MU radar meteor head echo observations. The origin and internal structure of meteoroids compared with
comets, asteroids and space debris will be discussed.

キーワード: 流星, 小惑星, 彗星, レーダー
Keywords: Meteors, Asteroids, Comets, Radar

1/1

PPS21-14

会場:A02

時間:5 月 24 日 14:15-14:30

微惑星サイズと原始惑星系円盤の乱流の強さ
Planetesimal size and turbulence strength in a protoplanetary disk
小林 浩 1∗ ; 田中 秀和 2 ; 奥住 聡 3
KOBAYASHI, Hiroshi1∗ ; TANAKA, Hidekazu2 ; OKUZUMI, Satoshi3
1

名古屋大学理学研究科, 2 北海道大学低温科学研究所, 3 東京工業大学大学院理工学研究科
Nagoya University, 2 Institute of Low Temperature Science, Hokkaido University, 3 raduate School of Science, Tokyo Instituteof Technology

1

惑星形成において微惑星形成は非常に重要であり、小惑星帯やカイパーベルトの天体や彗星がその生き残りだと考えられてきた。一方、微惑星形成の困難が大問題であったが、近年解決の方策がみえつつある。微惑星の生き残りとされる小天体のサイズからそのサイズが微惑星の形成過程が議論されることも多い。また、微惑星形成後の惑星形成は微惑星の大きさは、その後の惑星形成に非常に強い影響を与える。本研究では、微惑星形成によりできた微惑星は、その後の衝突・合体によりサイズが変化し、小惑星や彗星の大きさや惑星形成の材料である微惑星の大きさを決めるのはこの合体・成長であることを示す。この、合体・成長で決まるサイズ分布というのは、天体間の相対速度に強く依存するため、原始惑星系円盤の乱流の強さに強く依存する。本公演では、ガス惑星を作るのに必要な乱流の強さ、また、小惑星
帯の天体のサイズ分布を説明するのに必要な乱流の強さについて議論する。
キーワード: 惑星形成, 微惑星, 小惑星, 彗星
Keywords: planet formation, planetesimal, asteroids, comets

1/1

PPS21-15

会場:A02

時間:5 月 24 日 14:30-14:45

原始星降着円盤の構造と微惑星形成（I)Structure of the accretion disk around a protostar and the planetesimal formation (I)戎崎 俊一 1∗ ; 今枝 佑輔 1
EBISUZAKI, Toshikazu1∗ ; IMAEDA, Yusuke1
1
1

独立行政法人理化学研究所
RIKEN

2014 年度から科研費新学術研究、「冥王代生命学の創生」が開始された。A05 生命惑星班は、生命惑星「地球」が存在しえる惑星系形成論を構築することを目的とする。
われわれは、中心星からの重力と熱放射のほかに、非熱的な電離放射線および自己発熱による熱電離を考慮して、1 次
元定常降着円盤の解をもとめた。ガスの電離状態の変化によって Magneto-Rotational Instability (MRI) の起動・不起動条
件を明らかにした。その結果、0.5AU-5AU あたりに、電離が小さすぎて MRI が起動しない静穏領域が、その内側（主に熱電離による）と外側（主に宇宙線による）の両方に、MRI による乱流領域が現れることが分かった。静穏領域の柱密度は乱流領域に比べて 1 ケタ程度高くなると期待される。この静穏領域の両端（˜1AU と˜10AU）には、固体微粒子、微惑星などの固体成分がガス円盤との相互作用によって集積し、微惑星形成が進むことが期待される。降着率が 10−8 solar
mass yr−1 程度にまで下がると、ガス円盤の中心星に近い部分から、電離紫外線による電離蒸発が進み消散することも分かった。本講演では、生命惑星班の研究戦略と、2014 年度の成果の概略について述べる。
キーワード: 原始惑星系円盤, 微惑星形成, 磁気回転不安定
Keywords: protoplanetary disk, planetesimal formation, magnetorotational instability

1/1

PPS21-16

会場:A02

時間:5 月 24 日 14:45-15:00

原始太陽系星雲中で成長する火星の混成型原始大気の熱的構造
The thermal structure of the hybrid-type proto-atmosphere of Mars growing in the solar
nebula齊藤 大晶 1∗ ; 倉本 圭 1
SAITO, Hiroaki1∗ ; KURAMOTO, Kiyoshi111

北海道大学大学院理学院宇宙理学専攻
Cosmo Sci., Hokkaido Univ

隕石年代学から, 火星は少なくとも 3 Myr 以内に 0.5 MM ars (= 火星質量) にまで成長したことが示唆されている (Dauphas
et al., 2011). これは原始太陽系星雲の散逸時間よりも短く，火星の集積の大部分は原始惑星系星雲中で起こったと考えられる。一方，微惑星の衝突速度は, 原始火星が月サイズ (0.1 MM ars ) 以上になると十分大きくなり, 微惑星から H2 O をはじめとする揮発性成分が脱ガスする. したがって集積中の原始火星には星雲ガスおよび脱ガス成分の双方からなる, 混成型原始大気が形成されたと考えられる.
そこで, 本研究では 1 次元放射対流平衡モデルを構築し, 集積期の火星における混成型原始大気の熱的構造について調
べた. モデルの概要は以下のとおりである. まず大気は, 上層が星雲ガス由来成分で構成され, 下層が微惑星脱ガス成分で構成される二重大気層からなると仮定した. 星雲ガス成分と脱ガス成分には密度差があるため, 互いに混じらないものとし, これら大気層の境界を組成境界と呼ぶことにする. この組成境界高度が高いほど, 脱ガス大気質量が大きいことを意味する. 脱ガス成分は, H2 , H2 O, CH4 , CO からなり，これら分子種の混合比には, 金属相-シリケイト相-気相間の熱化学平衡を理論的に求めた結果 (Kuramoto, 1997) を適用する. また, 輻射輸送には, H2 , He, H2 O, CO, CH4 による吸収を考慮する.
大気組成の鉛直分布と断熱減率には H2 O の凝結を考慮した. 火星軌道上の星雲ガスの温度と圧力は Kusaka et al. (1970)
に従って与えた. 放射対流平衡構造は, 集積加熱率および, 脱ガス成分大気質量の関数として得られる. 集積時間は, 年代
学的制約と矛盾のない 1 - 6 Myr とし, 質量集積率は一定とした.
組成境界高度をパラメータに, 脱ガス大気質量に対する温度構造の依存性を調べると, 混成型原始大気の熱的構造には
以下の様な特徴が見いだされる. まず星雲ガス成分のみで大気が構成される場合, 集積時間に依らず地表面温度は 700 Kを超えないが (Hayashi et al., 1979), 組成境界高度を上昇させ, 脱ガス大気質量を増加させると, 地表面温度も上昇する. これは脱ガス大気成分の平均分子量および平均吸収係数がともに星雲ガスよりも大きいことによる. 今回与えた脱ガス大気
組成の場合, 脱ガス大気成分の大気質量が火星質量の約 1% 以上, なおかつ集積時間が 6 Myr 以内ならば, 集積最終段階の火星の地表面温度は, 岩石の融点 ( 1500 K を仮定) を超える.
また, 原始火星質量に対する脱ガス大気質量の割合を一定として, 原始火星の各成長段階 (0.1 MM ars - 1 MM ars ) における地表面温度を比較した. まず, 脱ガス大気質量が原始火星質量の約 1 % 以上もしくは, 0.001 % 未満である場合, 原始火星質量が大きいほど地表面温度が高くなる. 一方, 脱ガス大気質量が原始火星質量の約 0.001 - 1% の場合には, 原始火星
質量が増加するとむしろ地表面温度が低下することがある. このような複雑な振る舞いが生じる原因として, 成長中の原
始火星において, 対流圏界面がどちらの大気層の, どの位置に現れるかや, 対流圏界面の相当温位が密接に関係している.

1/1

PPS21-17

会場:A02

時間:5 月 24 日 15:00-15:15

電場加熱による磁気乱流の抑制が引き起こす重力不安定
Gravitational instability by suppression of magnetic turbulence by electric-field heating
森 昇志 1∗ ; 奥住 聡 1
MORI, Shoji1∗ ; OKUZUMI, Satoshi1
11

東京工業大学大学院理工学研究科
Graduate School of Science, Tokyo Institute of Technology

原始惑星系円盤内の乱流は、その角運動量を外側へ輸送しガスを中心星へと降着させるため、円盤の進化を考える上で本質的に重要である。円盤で乱流を起こす機構の 1 つとして磁気回転不安定性 (MRI) が考えられている (Balbus & Hawlley1991)。中心星から十分遠い領域では MRI は十分発達すると考えられているが、そこでは MRI 乱流に付随する電場が電子を加熱することが指摘されている (電子の電場加熱; Inutsuka & Sano, 2005)。電子の電場加熱が起こると、加熱電子がダストに衝突し吸着されやすくなるために、気相中の電離度が減少し、結果として磁場が散逸し得る (Okuzumi & Inutsuka,2015)。MRI において磁場の散逸は磁気乱流の抑制を意味する。我々はこれまでの研究において、電場加熱が原始惑星系
円盤のどこでどの程度磁気乱流が抑制されるかを調べてきた。その結果、中心星からおよそ 100AU 以内の赤道面の領域
で非常に磁気乱流が抑制されることを見積もった (惑星科学会 2014 年秋季講演)。
本研究の目的は、電場加熱領域を考慮した際に、円盤のどこの領域でガスが蓄積されるかを調べることである。円盤内で乱流が強い領域では、乱流によって円盤の角運動量を輸送しガスが中心星へと降着する。一方、乱流が強い領域では、
角運動量輸送が非効率なため、円盤外側から流れてきたガスはその場所に蓄積される。そのため、広い領域で乱流が抑制されると、ガス面密度の大局的な構造を変化させる可能性が考えられる (Mori & Okuzumi, in prep.)。従来の研究では、降着したガスが円盤内側の MRI が起こらない領域 (デッドゾーン) に蓄積し、重力不安定になる可能性が指摘されていた(Martin & Lubow, 2011)。我々の電場加熱を考慮することで、ガスはより広い領域にガスが蓄積されることが予想される。
我々は、定常降着を仮定して、電場加熱領域の各場所における面密度と質量降着率の関係を求めた。円盤モデルとしては、0.1um のダストをダストガス比 0.01 で含み、赤道面の磁気圧に対するガス圧を 104 倍とした。その結果、質量降
着率 10−7 M¯/yr の時、70AU 以内では定常降着を実現する面密度が存在しないことが分かった。従来のデッドゾーンの描像で 15AU 以内で定常解が存在しなかったことと比べると、我々の結果はガスの蓄積が非常に広い領域で起きることを示唆している。そのような場所では、ガスが蓄積し続けるために面密度が増加し、最終的には重力不安定になることが予想される。
キーワード : 原始惑星系円盤, 磁気流体力学, 磁気回転不安定, 重力不安定, 降着円盤
Keywords : protoplanetarydisk, M HD, magnetorotaionalinstability, gravitationalinstability, accretiondisk

1/1

PPS21-18

会場:A02

時間:5 月 24 日 15:15-15:30

離心率の減少にともなう巨大ガス惑星の軌道進化
Impact of eccentricity damping on the migration of a giant planet
植田 高啓 1∗ ; 井田 茂 2 ; 竹内 拓 1
UEDA, Takahiro1∗ ; IDA, Shigeru2 ; TAKEUCHI, Taku1
1

東京工業大学理工学研究科地球惑星科学専攻, 2 東京工業大学地球生命研究所
Department of Earth and Planetary Sciences, Tokyo Institute of Technology, 2 Earth-Life Science Institute, Tokyo Institute ofTechnology

1

近年、直接撮像法によって長周期かつ円軌道に近い巨大ガス惑星が発見されてきている。これに伴い、惑星形成モデ
ルとして、円盤自己重力不安定モデルが注目されてきている。円盤自己重力不安定モデルでは、重力的に不安定な原子
惑星系円盤が分裂・収縮することにより、軌道長半径が 50AU を超え、質量が 10 木星質量を超えるような、長周期巨大ガス惑星が形成されうると考えられている。本研究では、このように遠方で形成された惑星の軌道進化を、特に惑星の離心率に着目して調べた。惑星が離心率をもつとき、周囲の円盤ガスとの間に相対速度が生じ、力学的摩擦とよばれる円盤と惑星の重力相互作用が生じる。この効果により、惑星は円盤ガスの運動に馴染むように離心率が減少する。力学的摩擦を考慮して軌道計算をした結果、長周期の惑星の場合、離心率が減少している間、角運動量は力学的エネルギーに比べてほとんど変化しないため、角運動量は保存していると仮定できることがわかった。また、離心率が 0.3 を超える
ような場合には、離心率の減少に伴う軌道長半径の変化のタイムスケールが、Type I 軌道進化よりも速いことがわかった。さらに本研究では、円盤の乱流によって離心率がどの程度上昇するかを調べた。その結果、強い乱流下においても惑星の離心率は大きく上昇しないことがわかった。
キーワード: 巨大ガス惑星, 軌道進化, 重力相互作用
Keywords: giant planet, migration, disk-planet interation

1/1

PPS21-19

会場:A02

時間:5 月 24 日 15:30-15:45

巨大惑星によって励起される密度波の伝播が原始惑星系円盤ギャップの形成に与える影響についてEffect of wave propagation for a planet-induced gap formation in protoplanetary disks
金川 和弘 1∗ ; 武藤 恭之 2 ; 田中 秀和 1 ; 谷川 享行 3 ; 竹内 拓 4
KANAGAWA, Kazuhiro1∗ ; MUTO, Takayuki2 ; TANAKA, Hidekazu1 ; TANIGAWA, Takayuki3 ; TAKEUCHI, Taku41

北海道大学科学研究所, 2 工学院大学基礎・教養教育部門, 3 産業医科大学医学部, 4 東京工業大学理工学研究科地球惑星科学専攻
1
ILTS, Hokkaido University, 2 Division of Liberal Arts, Kogakuin University, 3 School of Medicine, University of Occupational
and Environmental Health, 4 Department of Earth and Planetary Sciences, Tokyo Institute of Technology
原始惑星系円盤内の巨大惑星は円盤との重力相互作用によって周囲のガスを吹き飛ばし、惑星軌道に沿ってリング状のガス密度が減少した領域 (ギャップ) を作る。このようなギャップの形成による惑星周辺のガス密度の低下は、惑星への円盤ガスの降着を制限し惑星の成長を妨げる。さらに、タイプ I 惑星移動からタイプ II 惑星移動への遷移のように、惑
星移動を定性的に変えてしまう。このため、ギャップの深さ・幅と惑星質量の関係は惑星の質量・軌道進化を考える上できわめて重要である。
さらに、このような円盤ギャップの形成は近年、多数発見されているリング状の隙間を持つ「前遷移円盤」の形成に直結する過程であると考えられている。このような円盤観測の結果と惑星形成を結びつける上でも惑星によるギャップ
形成の理論モデルの構築が求められている。
我々の円盤中の密度波の伝播と動径方向の圧力勾配による円盤回転則の変化を考慮した 1 次元理論モデルを用いた解析によると (Kanagawa et al. 2015)、密度波が減衰する位置によってギャップの幅だけでなく深さが大幅に変わることが示唆されている。そこでオープンな数値流体計算コードである FARGO を用いて惑星周りの定常ギャップ構造を計算し、ギャップが開いた場合の密度波の伝播・減衰過程を調べた。従来では、木星サイズの重い惑星の場合、密度波はすぐさ
ま粘性や衝撃波によって散逸・減衰し、円盤ガスに角運動量を受け渡すと考えられてきた。しかし、今回の結果はその描像とは異なり、密度波は相当量の角運動量をギャップの外側にまで運んでいることを示唆している。本講演では、この結果を紹介しつつ、密度波の減衰過程とギャップの幅・深さの関係について議論する。

キーワード: 原始惑星系円盤, 円盤-惑星相互作用, 円盤進化
Keywords: protoplanetary disk, disk-planet interaction, disk evolution

1/1

PPS21-20

会場:A02

時間:5 月 24 日 15:45-16:00

集積中の巨大ガス惑星からの短波長放射について
On Shortwave Emission from Accreting Gas-Giant Planets
青山 雄彦 1∗ ; 谷川 享行 2 ; 生駒 大洋 1
AOYAMA, Yuhiko1∗ ; TANIGAWA, Takayuki2 ; IKOMA, Masahiro1
1

東京大学大学院理学系研究科地球惑星科学専攻, 2 産業医科大学医学部
Department of Earth and Planetary Science, Graduate School of Science, The University of Tokyo, 2 School of Medicine,
University of Occupational and Environmental Health1

形成初期の恒星は原始惑星系円盤と呼ばれる円盤を伴っており、惑星はこの原始惑星系円盤の中で形成されると考えられている。実際、原始惑星系円盤を伴った若い恒星はすでにいくつか発見されている。また、アルマ望遠鏡による観測では円盤中に空隙が見つかっており、形成中の惑星と円盤ガスの相互作用によって形成された可能性が示唆されている。円盤内で形成中の惑星を直接観測することは、形成論の観点からも重要である。本研究では、形成中の巨大ガス惑
星の直接観測が可能であるかを検討する。
巨大ガス惑星形成に関するコア集積モデルでは、臨界質量を超えた固体コアが周囲のガスを暴走的に獲得すること
で巨大ガス惑星が形成される。このガス獲得過程で惑星は広範囲のガスを集積するため、惑星に対して角運動量を持ったガスは周惑星円盤を形成する。この周惑星円盤は原始惑星系円盤の赤道面に存在し、ヒル半径程度の大きさを持つ。
Tanigawa et al. (2012) の数値計算によると、原始惑星系円盤のガスが周惑星系円盤に取り込まれる際、赤道面から二次元的に流入するのではなく、上空から円盤に落下するように流入する。このとき、ガスはほぼ自由落下速度で周惑星円盤に衝突し、周惑星系円盤の惑星近傍での温度は衝撃波加熱により最大数万ケルビンに達する。
したがって、このような高温ガスの放射光を観測することができれば、原始惑星系円盤内で形成中の巨大ガス惑星の存在を確かめることができる。そこで本研究では、Tanigawa et al. (2012) の結果に基づき、衝撃波加熱からガスの温度を推定し、主要成分である水素の輝線を中心にそのスペクトルを計算する。例えば、林モデル円盤内の 5.2AU を回る 130
地球質量の惑星からの水素の輝線光度は 1021 W 程度と見積もられた。この光度は、円盤ガスの数密度に比例するため、円盤ガスが散逸するまで継続する。これに星間物質や原始惑星系円盤ガスの吸収の効果を含めて、形成中の巨大ガス惑
星の直接観測の可能性を議論する。

キーワード: 惑星形成, 木星型惑星, 系外惑星, 直接検出
Keywords: Planet Formation, Gas-Giant Planet, Exoplanet, Direct Ditection

1/1

PPS21-21

会場:A02

時間:5 月 24 日 16:15-16:30

SEEDS の 5 年：すばる望遠鏡による系外惑星・円盤直接観測
Five Years of SEEDS: Direct Imaging of Exoplanets and Disks with Subaru
田村 元秀 1∗ ; SEEDS チーム 1
TAMURA, Motohide1∗ ; SEEDS, Team1
1
1

東京大学大学院理学系研究科
The University of Tokyo, Graduate School of Science

SEEDS プロジェクトは、第一回すばる望遠鏡戦略プログラムとして、2009 年から約 500 個の主に太陽型星および中質量星のまわりの数 AU から数十 AU 領域に位置する巨大惑星、および、星周円盤の直接観測による探査を行ってきた。観
測天体は、約 1Myr から約 1Gyr の比較的若い近傍の恒星であるが、少数の（より古い）視線速度法で惑星が検出された天体も含む。観測には、我々が開発した高コントラストカメラ HiCIAO を用いた。主たるサーベイは大きなトラブルな
く 2015 年 1 月で終了したが、一部のフォローアップは継続中である。その主たる結果としては、直接観測による 4 惑星の発見・検出、2 個以上の褐色矮星の検出、2 個以上の視線速度惑星系における伴星の発見、20 個以上の星周円盤のこれまでにない微細構造の解明が挙げられる。円盤に見られる太陽系スケールでのギャップ・アーム構造は惑星存在の兆候とも考えられる。講演では、この 5 年間のサーベイの結果を紹介する。
キーワード: 系外惑星, 円盤, 直接撮像, 赤外線
Keywords: exoplanet, disk, direct inaging, infrared

1/1

PPS21-22

会場:A02

時間:5 月 24 日 16:30-16:45

GJ1214b 大気の流体力学的散逸
Hydrodynamic escape from GJ 1214b atmosphere渡辺 健介 1∗ ; 倉本 圭 1
WATANABE, Kensuke1∗ ; KURAMOTO, Kiyoshi111

北海道大学大学院理学院宇宙理学専攻
Department of Cosmosciences, Graduate School of Sciences, Hokkaido University

2009 年に発見が報告された系外惑星 GJ 1214b は，地球の約 2.7 倍の半径と約 6.5 倍の質量を持ち，その密度は 1.9 g/cm3と，岩石と氷の中間の値になっている．そのため，GJ 1214b は巨大氷惑星として誕生し，その初期には海王星と同様に水素を大量に保持していた可能性がある．一方，最近のトランジット観測（例えば Kreidberg et al., 2014) によると，GJ
1214b は高い分子量の気体で構成された大気を持つと推定され，ここから過去に恒星の強い EUV (極端紫外線, Extreme
Ultra Violet) 放射によって流体力学的散逸が起き，水素がほぼすべて失われた可能性が示唆される．
これに対し Lammer et al. (2013) は GJ 1214b に水素が豊富な大気を仮定し，現在の EUV フラックスを与えてその流体力
学的散逸を数値的に解き，散逸率がホットジュピター HD 209458b に対し観測的に推定されている水素流出率 (Vidal-Madjar
et al., 2003) の一割未満とする結果を得た．これを当てはめると，GJ 1214b の質量は惑星史を通じてほとんど変わらず，
GJ 1214b が海王星や天王星と同様に大量の水素を形成時に獲得していた場合には，現在でも水素大気を保持していることになる．しかし，Lammer et al. (2013) の結果を吟味すると，エネルギー律速を仮定した場合の散逸率に比べて数値解が著しく小さい．先行研究の求めた加熱率分布は，EUV 放射が計算領域の下端に達する前に大気にほぼ全て吸収される
ことを示しているが，大気に吸収される単位時間あたりの総エネルギーは，惑星に入射する EUV エネルギーよりも一桁ほど小さくなっている．おそらく先行研究は放射伝達計算に問題があり，散逸率が過小評価されていると考えられる．
そこで本研究では高い質量保存性とエネルギー保存性を持つ CIP 法と CIP-CSL2 法を用い, 先行研究と同様に水素原子
一成分, 球対称一次元を仮定した時間発展非粘性流体方程式の数値モデル (Kuramoto et al., 2013 を修正) を GJ 1214b に適用して散逸率の再評価を行い，水素の流体力学的散逸が GJ 1214b に与える影響を考察した．質量フラックスの一様性とエネルギーの保存性を確認の上，Lammer et al. (2013) と同等の条件 (下端温度：475K, 下端数密度：1x1019 m−3 , EUV 放
射：現在の太陽の 470 倍) を与えた計算を行ったところ，彼らよりもおよそ 6 倍以上もの散逸率が得られた．
本計算で得られた散逸率と恒星年齢に依存した EUV フラックスを惑星形成時から現在まで時間積分した値によると，
GJ 1214b の水素の総散逸量は，惑星質量の約 15 % 〜 88 % と見積もることが出来た．このことから，現在までに GJ 1214bが保持していたであろう水素大気はほぼ全て散逸する可能性があることを示唆し，これは観測 (Kreidberg et al., 2014) と整合的な結果である．また惑星形成初期に現在までの総散逸量分の水素大気があったと仮定すると，GJ 1214b の初期質
量は現在の 1.15 ? 1.9 惑星質量 (現在の海王星質量の 0.43-0.72 倍) となり，海王星に似た惑星であったと考えられる．
キーワード: 流体力学的散逸, GJ 1214b
Keywords: Hydrodynamic escape, GJ 1214b

1/1

PPS21-23

会場:A02

時間:5 月 24 日 16:45-17:00

生命保有可能系外惑星 GJ667Cc の気候モデリングClimate modeling of an exoplanet possibly holding life GJ667Cc
成田 一輝 1∗ ; 倉本 圭 2
NARITA, Kazuki1∗ ; KURAMOTO, Kiyoshi21

北海道大学理学部地球惑星科学科, 2 北海道大学大学院理学院宇宙理学専攻
Department of Earth Sciences, School of Science, Hokkaido University, 2 Department of Cosmosciences, Graduate School of
Sciences, Hokkaido University1

近年の系外惑星発見数の増加に伴い，数値モデリングを通じ系外惑星のハビタビリティ (生命存在可能性) を考察する研究が行われるようになった (例えば Wordsworth et al., 2011;Leconte et al., 2013)．地球同様に地表に液体の水を保有しうる系外惑星の中でも，観測可能性の高さの観点から赤色矮星の周りを同期回転する地球型惑星が研究対象として重要である．
こうした背景に鑑み，本研究では地球類似性指数 ESI(Schulze-Makuch et al., 2011) が 2014 年 11 月 20 日現在で最も高い (PHL, 2012) 系外惑星 GJ667Cc を対象に，大気大循環モデルのひとつである dcpam5(高橋他，2013) を用いた気候シ
ミュレーションを行った．M 型星を公転するこの惑星は，その軌道と推定年齢から，潮汐固定作用を受け同期回転，すなわち常に同じ面を中心星に向けていると考えられる．また対照実験として地球設定での計算も行った．これらの結果をもとに，地表面温度と降水量の全球平均値と分布の地球との比較，地表面温度分布や降水量分布と大気循環との照合，
全球風化率の推定，夜半球に水が局在化するタイムスケールの推定を行った．これらの項目の検討を通じて， GJ667Ccの取りうる気候を大局的に考察することを試みた．
GJ667Cc 軌道上の中心星放射は，地球軌道上の太陽放射の約 90%であり，もしアルベドが等しければこの惑星の平衡
温度は約 7K 地球より低い．大気量や重力加速度などを，地球の値から質量スケーリングして与えたシミュレーションの結果，GJ667Cc 設定は地球設定に比べて全球平均地表面温度が約 40K 低く，また年間降水量が約 320mm 少なかった．
降水量，風速，気温の分布をみると，GJ667Cc 設定の昼半球は恒星直下点を中心に高温多雨で，夜半球は高緯度に寒極がありその周囲に微量の降水が分布していた．GJ667Cc 設定に特徴的な大気循環構造として，高緯度に達する昼半球のハ
ドレー循環，極を通る昼夜対流，スーパーローテーション，そして夜半球の寒極を中心とする渦が確認された．GJ667Cc
設定の地表面温度や降水量の分布はこの大気循環構造によりある程度説明できる．GJ667Cc の全球化学風化率 (地表の岩石からの陽イオン溶出率) は，平均地表面温度と平均降水量がともに地球よりも低いにも関わらず，地球の約 5.8 倍と見積もられた．これは恒星直下点付近の気温が顕著に高く，また降水量も多いため，この領域で大量の風化が生じることによる．風化は温室効果気体である大気中の CO2 を消費するプロセスであるが，供給プロセスである火成活動を質量ス
ケーリングにより地球の 3.8 倍と仮定すると消費が供給を上回るため，ウォーカー・フィードバック (Walker et al., 1981)の作用により地表面温度はモデル計算値よりさらに低温になると予想される．昼夜境界付近から夜半球にかけては，
持続的に地表が氷点下になっており，ここに輸送された水分は氷として固定され，惑星表面の H2O の分布が局在化してしまう可能性がある．GJ667Cc に地球スケーリングした総表層 H2O 量を仮定し，寒冷域の降雪・降霜フラックスをもとに見積もると，水の局在化に要する時間は約 1870 万年と推定された．この推定で考慮しなかった風化との相互作用を勘案すると実際の局在化時間はこれよりも長くなる可能性が高い．
本研究は地球にもっとも似るとされる系外惑星 GJ667Cc を例にとり，その気候を理解するために検討すべき内容を項目別に考察した．実際の気候のふるまいは複数の要素が相互に関わって実現されるものである．このモデルを発展させて，物質循環，風化，水の局在化といった要素からなる気候システムの挙動を明らかにし，その長期的安定性の議論を通して GJ667Cc をはじめとする同期回転地球型惑星の気候や大気構造，そしてハビタビリティを考察することが今後の課題である．
キーワード: 生命保有可能系外惑星, GJ667Cc
Keywords: exoplanets possibly holding life, GJ667Cc

1/1

PPS21-24

会場:A02

時間:5 月 24 日 17:00-17:15

同期回転水惑星大気構造の惑星半径依存性に関する数値実験
A numerical experiment on dependence of the atmospheric structure of a synchronously
rotating planet on planetary radius
石渡 正樹 1∗ ; 増田 和孝 1
ISHIWATARI, Masaki1∗ ; MASUDA, Kazutaka1
1
1

北海道大学 大学院 理学院／理学研究院
Hokkaido Univ. Graduate school of Science

本研究では, 同期回転水惑星気候の惑星半径に対する依存性を調べるために大気大循環モデル (GCM) を用いたパラメー
タ実験を行なった. これまでに行われた, 地球程度の質量を持つ系外惑星の気候に関する数値実験では, 特定の惑星を想定した設定を用いたものが多く, 惑星半径を大きく変更した計算はあまり行われていない. たとえば, Heng and Vogt (2011)
は, Gliese581g を想定し, 惑星半径と重力加速度の値を地球の 1.46 倍から 1.71 倍まで変えた計算を行っている. 彼らは,いずれのパラメータにおいても表面温度分布は恒星直下点で最大値, 対蹠点で最小値を持つ同様のものになるという結果を示している. しかし, より大きな惑星半径では結果が変わってくる可能性がある. 自転角速度を固定して惑星半径を増加させた場合には, 惑星半径に対する変形半径の比が減少するので, それに応じて循環構造が変化し, 表面温度分布も変化すると考えられるからである. ここでは, 惑星半径をより広く変更した実験を行うことにより大気構造の惑星半径依存性を調べることにした.
用いたモデルは, 惑星大気大循環モデル DCPAM5 (高橋他, 2013) である. その力学過程は 3 次元球面プリミティブ方程式系から成り, 水平方向には球面調和函数変換によるスペクトル法, 鉛直方向には σ座標系での差分法を用いる. 全球の地表面に対して沼条件 (swamp condition) を仮定した. 重力加速度, 表面気圧, 太陽定数などは地球の値を用いた. 自転角速度に関しては, Gliese 581g の予測値を用いた. 惑星半径の値として, R∗=0.5 から R∗=8 までの 8 通りの値を与えた (R∗は地球の値で規格化した惑星半径).
計算の結果, 惑星半径 R∗の増加に従い, 表面温度の夜半球平均値は単調減少することがわかった. R∗=1.0 の場合に比べて, R∗= 8.0 の場合では夜半球平均温度は 15 K 低くなる. 表面温度の水平分布においては, 夜半球の高緯度域における値が R∗の増加とともに減少していた. これに対して, 恒星直下点の表面温度は R∗の増加ともに増加した. R∗=1.0 の場合に比べて, R∗= 8.0 の場合では恒星直下点温度は 20 K 高くなる. 昼夜間熱輸送量も R∗の増加に応じて単調減少しており, 昼
夜間の温度差が増加することと整合的になっている. 惑星半径が大きい同期回転惑星では, 表面温度において空間的変化が大きい気候状態があらわれる傾向にあると言えるかもしれない.
キーワード: 系外惑星, 同期回転惑星, 惑星半径, 大気大循環モデル
Keywords: exoplanets, synchronously rotating planets, planetary radius, general circulation model

1/1

PPS21-25

会場:A02

時間:5 月 24 日 17:15-17:30

ホット・ジュピターの半径異常：層対流の実現可能性とその効果の再評価
Radius Anomaly of Hot Jupiters: Reevaluation of the Possibility and Impact of LayeredConvection
黒川 宏之 1∗ ; 犬塚 修一郎 1
KUROKAWA, Hiroyuki1∗ ; INUTSUKA, Shu-ichiro1
1
1

名古屋大学素粒子宇宙物理学専攻
Dept. of Phys., Nagoya University

系外惑星の質量と半径はその組成を制約する上で基本的な物理量である。しかしながら、大部分の短周期巨大ガス惑
星 (ホット・ジュピター) が水素とヘリウムで構成された惑星の理論モデルと比較して、異常に大きい惑星半径を持つことが観測的に明らかになっている (Baraffe et al., 2010; Baraffe et al., 2014)。この半径異常の成因を理解することは、系外惑星の組成、ひいてはその起源を理解する上で極めて重要である。
半径異常を説明するメカニズムとして、内部の組成不均質性に起因する冷却収縮の遅れが提案されている (Chabrier &Baraffe, 2007)。組成の不均質性は大スケールのオーバーターン型対流の発生を阻害し、境界層に隔てられた小スケールの層対流を誘発する可能性がある (Rosenblum et al., 2011; Mirouh et al., 2012; Wood et al., 2013)。この層対流の熱輸送の非効率性が超断熱温度勾配を生み出すことで、冷却収縮の遅れが生じる。Chabrier & Baraffe (2007) はホット・ジュピター
内部の層対流構造を仮定し、その効果によって半径異常を説明可能であることを示した。
しかし、層対流は density ratio の逆数、Rρ−1 = α µ ∇ µ/αT (∇ T - ∇ ad ) によって記述される限られたパラメータ範囲でのみ発生する。ここで、αT = -(∂ lnρ / ∂ lnT)p ,µ, α µ = (∂ lnρ / ∂ lnµ)p,T , ∇ ad = (∂ lnT/ ∂ lnp)S ,µ, ∇ T = d lnT/ dlnp, and ∇ µ = d lnµ/ d lnp である。系が 0 <Rρ−1 <1 を満たす場合、オーバーターン型対流が発生する。 系が 1 <Rρ−1<(Pr +1)/(Pr +τ ) を満たす場合、層対流もしくは turbulent diffusion が発生する。ここで、Pr はプランドル数、τ は組成拡散係数と熱拡散係数の比である。系が Rρ−1 <0 もしくは (Pr +1)/(Pr +τ ) <Rρ−1 を満たす場合、系は安定である (Rosenblum
et al., 2011; Mirouh et al., 2012; Wood et al., 2013; Leconte & Chabrier, 2012)。
我々はこれらの対流様式の自己無撞着な取り扱いを組み込んだホット・ジュピターの進化計算を行った。ホット・ジュ
ピターの内部構造の熱進化を Henyey 法 (Kippenhahn et al., 1967) を用いて計算した。Henyey 法では静水圧平衡にある内部構造を半径方向の 1 次元に対して計算する。対流様式は density ratio Rρ−1 に基づいて決定した。オーバーターン型対流については Umezu & Nakakita (1988) の組成勾配を考慮した混合距離理論を用いた。層対流については Leconte & Chabrier(2012) の輸送モデルを用いた。
結果として、Chabrier & Baraffe (2007) と同様の単調な化学組成勾配を仮定した場合、組成の不均質性が惑星半径に及ぼす効果は限定的であることを示す。効果が限定的であった理由は層対流が発生しないことである。約 10 億年程度の時間まで、対流様式はオーバーターン型対流である。オーバーターン型対流が発生した場合、その効率的な熱輸送により、系の温度勾配は中立安定状態に近づく。従って、超断熱温度勾配は∇ T ∼ ∇ ad + αµ / αT ∇ µ 程度に限定される。約 10
億年が経過し惑星が冷却した後、層対流構造が形成する。しかし、層対流における温度勾配も∇ T <∇ ad + αµ / αT ∇ µのように限定される。従って、ホット・ジュピターの半径異常をこのメカニズムのみで説明することは困難である。
キーワード: 系外惑星, ホット・ジュピター, 熱進化, 二重拡散対流, 層対流
Keywords: exoplanet, hot Jupiter, thermal evolution, double-diffusive convection, layered convection

1/1

PPS21-26

会場:A02

時間:5 月 24 日 17:30-17:45

惑星トラップとスーパーアース：質量ー半径図への示唆
Planet Traps and Super-Earths: Implications for the Mass-Radius Diagram長谷川 靖紘 1∗
HASEGAWA, Yasuhiro1∗
1
1

国立天文台
NAOJ

The discovery of a large number of super-Earths both by the radial velocity and by the transit has enabled a careful investigationof their composition that can provide fundamental constraints on their formation mechanisms. We present a statistical analysis
for the population of planets that grow by the core accretion process at planet traps where rapid type I migration is halted.
Evolutional histories of forming and migrating planets in evolving gas disks are computed theoretically in this model. We show
statistically that the minimum mass of planets formed at planet traps via the core accretion scenario is about 5 Earth masses.
These low-mass planets formed in our model are regarded as failed gas giants that contain a negligible or low mass atmosphere.
Our results therefore imply that the composition of super-Earths may change from solid materials to gaseous/icy ones at about 5
Earth masses. Using a latest empirical mass-radius relationship, this transition value of planetary mass roughly corresponds to
the recent estimate inferred from the Kepler data.

1/1

PPS21-27

会場:A02

時間:5 月 25 日 09:00-09:15

水蒸気大気の圏界面の推定とハビタブルゾーンの内側境界
Tropopause of steam atmosphere and inner edge of habitable zone
大西 将徳 1∗ ; はしもと じょーじ 2 ; 倉本 圭 3 ; 高橋 芳幸 1 ; 石渡 正樹 3 ; 高橋 康人 3 ; 林 祥介 1
ONISHI, Masanori1∗ ; HASHIMOTO, George2 ; KURAMOTO, Kiyoshi3 ; TAKAHASHI, Yoshiyuki O.1 ;ISHIWATARI, Masaki3 ; TAKAHASHI, Yasuto3 ; HAYASHI, Yoshi-yuki1
1

神戸大学大学院理学研究科地球惑星科学専攻, 2 岡山大学大学院自然科学研究科, 3 北海道大学大学院理学院宇宙理学専攻
Department of Earth and Planetary Sciences, Kobe University, 2 Department of Earth Sciecnes, Okayama University, 3 Departmentof Cosmosciences, Graduate School of Science, Hokkaido University
1

1. はじめにハビタブルゾーンの内側境界は, 2 つの境界で特徴付けられる. 1 つは, 惑星が受け取る日射が, 水蒸気大気の射出限界と等しくなる状態で, 暴走温室限界 (runaway greenhouse limit) と呼ばれる. 惑星が暴走温室限界よりも中心星の近くに存在すると, 惑星が受け取る日射量が惑星放射を上回るため, 惑星の表面付近は暴走温室状態に陥る. そしてやがて海はすべて蒸発してしまう. もう 1 つの内側境界は, 水の散逸による限界 (water loss limit) と呼ばれ, 惑星表面に長期間水が存在する条件で与えられる. 水蒸気は大気上層で分解され宇宙空間に散逸するため, 水の散逸限界より中心星に近い惑星は, 46
億年程度の期間にわたって, 惑星表面に水を保つことができない. 水を長期間保持できるかどうかは, 大気上空の水蒸気の混合比がある閾値を越えるか超えないかによって規定され, 上空の水蒸気量は対流圏界面の温度に依存する.
Kasting 1988, Kopparapu et al, 2013 では, 太陽系を模した条件でハビタブルゾーンの 2 つの内側限界を推定している. 惑星大気は 200[K] となる高度に圏界面が設定され, 圏界面より下層は断熱温度構造, 上層は等温大気が仮定されている. 圏
界面を 200[K] に設定することについて, Kasting 1988 では圏界面温度が, 射出限界の値に対して敏感でないことが述べられており, 暴走温室限界の推定には圏界面の位置は重要でない. 一方, 水の散逸限界の推定には, 圏界面の温度が直接影響する. そのため水の散逸限界を推定するためには, 圏界面を放射対流平衡を満たすように決めることが重要である. ただし, 放射対流平衡の温度構造を line-by-line 放射計算により求めることは容易ではない. そこで本研究では, 水蒸気を含む
大気について, 上空まで断熱温度勾配を持つ大気を仮定して放射計算を行い, その加熱率分布から圏界面の位置を推定し,水の散逸限界について考察する.
2. モデル概要
大気は上空まで対流混合していると仮定し, 擬湿潤断熱温度勾配 (Nakajima et al., 1992) で温度分布を与えている. 吸収
物質は水蒸気のみで, バックグラウンド大気として非吸収物質が存在している. 水蒸気は常に飽和した状態を仮定している. 光学データは, 線吸収は HITRAN2008 (Rothman et al., 2009), 連続吸収は MT CKD 2.5 (Mlawer et al., 2012), 紫外領域の吸収は Chan et al., 1993 を用いている. line shape は voigt 線形を与えている. 中心星放射は太陽のスペクトルを仮定し,
地表面アルベドは近赤外から高波数領域で 0.2 としている. 放射伝達方程式は 2 流近似 (Toon et al., 1989) を用い, 波数領
域 0 - 25000 [cm−1 ] を波数分解能 0.01[cm−1 ], 25000 - 100000 [cm−1 ] を波数分解能 10[cm−1 ] で計算している.
地表面温度 (250 - 400[K]) とバックグラウンド大気の量 (1e+3, 1e+4, 1e+5, 1e+6, 1e+7 [Pa]) をパラメタとし, それぞれのプロファイルについて加熱率の分布から圏界面の位置の推定を行った.
3. 結果
本研究では圏界面は 150[K] 付近に推定され, 先行研究よりも低温に圏界面が存在することが示唆された. これは圏界面の水蒸気量がより少なくなることを意味し, 水の散逸限界はより中心星側に位置すると考えられる.
キーワード: 水蒸気大気, 放射過程, ハビタブルゾーン, 水の散逸限界
Keywords: steam atmosphere, radiative property, habitable zone, water loss limit

1/1

PPS21-28

会場:A02

時間:5 月 25 日 09:15-09:30

水蒸気大気におおわれたマグマオーシャンの寿命と放射スペクトル進化
Lifetime and spectral evolution of a magma ocean with a steam atmosphere: its detectability by future direct imaging
濱野 景子 1∗ ; 河原 創 1 ; 阿部 豊 1 ; 大西 将徳 2 ; はしもと じょーじ 3
HAMANO, Keiko1∗ ; KAWAHARA, Hajime1 ; ABE, Yutaka1 ; ONISHI, Masanori2 ; HASHIMOTO, George3
1

東京大学大学院地球惑星科学専攻, 2 神戸大学地球惑星科学専攻, 3 岡山大学自然科学研究科
Department of Earth and Planetary Science, The University of Tokyo, 2 Department of Earth and Planetary Sciences, Kobe
University, 3 Department of Earth Sciences, Okayama University

1

惑星形成論によれば地球型惑星は巨大衝突を経験し，形成直後は溶融し全球的にマグマに覆われていたと推測される．
また，マントル・コアの分離や月の斜長岩地殻といった地質学的・地球化学的痕跡もこうしたシナリオと整合的である．
よって太陽系内の地球型惑星では，初期に大規模に溶融していたという仮説はよく支持されている．岩石の融点を超えるような高温の地表からは，赤外だけでなく，近赤外˜可視領域からも強い放射が射出される．これが惑星の大気によって完全に吸収・散乱されずに十分残る場合，高温の惑星特有のスペクトルとして系外惑星系でも観測されうる.
直接撮像での検出可能性を議論するには，主星に対する惑星の放射フラックスの大きさ（光の強さ）と主星からの離角（軌道半径）が重要である．また，惑星が溶融していられる期間は存在確率を規定する．発表者はライン-バイ-ラインでの放射スペクトル計算コードの開発を行い，その結果をこれまで用いてきた水蒸気大気とマグマオーシャンの進化モ
デルに組み込んだ．本発表では固化に伴う地表温度・大気量進化と整合的な惑星放射スペクトル，継続時間，およびその惑星軌道半径への依存性について発表する.
キーワード: マグマオーシャン, 水蒸気大気, 直接撮像, 熱放射スペクトル
Keywords: Magma ocean, Steam atmosphere, direct imaging, thermal emission spectrum

1/1

PPS21-29

会場:A02

時間:5 月 25 日 09:30-09:45

タイタンおよび初期地球大気中における有機物エアロゾルの生成過程と溶媒への溶
解度
Formation and solubility of organic aerosols in the atmospheres of Titan and early Earth
田畑 陽久 1∗ ; 関根 康人 1 ; 菅 寿美 2 ; 小川 奈々子 2 ; 高野 淑識 2 ; 大河内 直彦 2
TABATA, Haruhisa1∗ ; SEKINE, Yasuhito1 ; SUGA, Hisami2 ; OGAWA, Nanako O.2 ; TAKANO, Yoshinori2 ;OHKOUCHI, Naohiko2
11

東京大学 大学院理学系研究科地球惑星科学専攻, 2 海洋研究開発機構 生物地球化学研究分野
Department of Earth and Planetary Science, University of Tokyo, 2 Department of Biogeochemistry, JAMSTEC

地質記録の少ない初期地球における生命の起源を明らかにする上で、太陽系天体における初期地球の類似環境を通じ、当時の化学進化過程を理解することは重要である。土星の衛星タイタンは、N2 と CH4 を主成分とする弱還元的な大気を持ち、大気化学反応により有機物エアロゾルが活発に生成している。タイタン大気で起きている化学反応は、N2 、CO、
CO2 、CH4 からなる、同様の弱還元的大気が存在したと考えられる初期地球大気における化学反応と、そこでの化学進化を理解する鍵となりうる。過去の実験的研究では、タイタン大気を模した N2 と CH4 の混合ガスに、土星磁気圏からの荷電粒子を模した低温プラズマを照射する方法で、模擬有機物エアロゾル (ソリン) を生成する方法が行われてきた。さらに近年では、初期地球大気を模擬した N2 -CH4 -CO2 -CO 混合ガスから生成する、初期地球ソリンに関する実験的研究も行われつつある。しかしながら、これら多様な大気組成から生成するソリンの、生成初期過程に着目した研究は少ない。
さらに、初期地球やタイタンの大気中で生成したエアロゾルは、地表の液体中で溶解などのさらなる化学反応を経験すると考えられる。しかし、初期地球ソリンに対して、溶媒抽出を行いその溶解度や溶存成分を調べた研究はまだない。
そこで我々は、N2 -CH4 及び N2 -CH4 -CO、N2 -CH4 -CO2 の 3 種類の混合ガスを用いたソリン生成実験を行い、タイタ
ンソリン及び初期地球ソリンの生成過程を明らかにすることを目的とし研究を行った。生成中のソリンに対しては、気相成分の質量分析およびプラズマの発光分光分析の 2 種類のその場分析を行った。生成したソリンに対しても、赤外分
光分析及びエリプソメトリによって化学構造と生成率を調べた。さらに、様々な有機溶媒を用いて生成したソリンの溶媒抽出を試みた。
その結果、ソリンの成長率を出発ガス組成で比較すると、N2 -CH4 混合ガスを出発ガスとするタイタンソリンが最も効率よく生成が起き、次いで CO を含むガス組成での初期地球ソリン、CO2 を含むガス組成での初期地球ソリンの順に生成率が低下していくことがわかった。また、その場分析の結果、タイタンソリン生成過程の第 1 ステップは CN ラジカ
ルの生成であり、CN ラジカルからソリン前駆分子となる HCN や CH3 CN などのシアン化合物の生成が起きることが示唆された。これらシアン化合物や芳香族炭化水素の重合によって、最終的に C=N 結合や多環芳香族を含むタイタンソリンが生成すると考えられる。初期地球ソリンの生成過程の第 1 ステップも同様に CN ラジカルの生成であるが、CO2 の解離による CO の生成も重要な初期反応であり、CO もソリンの前駆分子となって、C=O 結合や C=N 結合を含む初期地
球ソリンの生成に寄与したと考えられる。
また、生成した初期地球ソリンに対する有機溶媒への溶解実験の結果、初期地球ソリンは、主に極性を有する有機化合物で構成されているが、部分的に極性の低い化合物も存在することが示され、親水基・疎水基の両方を有する化学構
造を持つことが示唆される。また、比較的極性の低い有機溶媒であるジクロロメタンに溶解したソリンに対し、紫外可視分光分析を行ったところ、溶解した成分は多環芳香族炭化水素や複素環式化合物に特徴的な吸収を示した。そのような吸収を示す化合物の候補としては、初期生命にとって重要なポルフィリン環も含まれる。これらの結果からは、初期
地球大気中で生成した有機物エアロゾルは、窒素を含む複素環式化合物や、親水・疎水基を持つ高分子炭化水素を原始海洋に供給するという重要な役割を果たした可能性が示唆される。

キーワード: タイタン, 初期地球, 還元的大気, 有機物エアロゾル, 化学進化
Keywords: Titan, early Earth, reducing atmosphere, organic aerosol, chemical evolution

1/1

PPS21-30

会場:A02

時間:5 月 25 日 09:45-10:00

地球型惑星が持つ水量が惑星表層環境に与える影響の検討：高圧氷と炭素循環
Effects of Water Amount on the Surface Environment of Terrestrial Planets: High Pressure Ice and Carbon Cycle
中山 陽史 1∗ ; 阿部 豊 1
NAKAYAMA, Akifumi1∗ ; ABE, Yutaka1
1
1

東京大学大学院理学系研究科地球惑星科学専攻
Department of Earth and Planetary, Graduate School of Sciences, The University of Tokyo

ハビタブルゾーンと呼ばれる、惑星表面に液体の水を保持できる軌道領域に数 wt%の H2 O を持つ地球型惑星の存在が理論的に予測されている [Raymond et al., 2004]。惑星に水が供給されるプロセスの多様性を考慮すると、系外惑星系の地球型惑星は様々な水量をもちうる。本研究では、地球のように部分的な海洋を持つ惑星を部分海惑星、全球が海洋で覆われた惑星を海惑星と呼び、水量が異なる場合の表層環境を考える。表層環境を決める重要な要因として、CO2 に着目する。
全球的な炭素循環は地表面温度を安定化させる気候調節メカニズムである。炭素循環の主要プロセスである風化作用として, 大陸風化と海洋地殻で生じる海洋底風化が存在する。地球では、大陸風化による負のフィードバックが働くことで低い CO2 分圧に保たれている [Walker et al., 1981]。しかし、地球と同じ部分海惑星でも大陸比の違いにより、大陸風化効率は大きく変わりうる [Tajika and Matsui, 1993]。一方、海洋底風化の理解はまだ十分でなく、pH[Caldeira, 1995]、
熱水循環量 [Sleep and Zahnle, 2001]、海底温度 [Brady and Gislason, 1997] などの依存性が提案されている。
海惑星では、大陸風化が存在しないため、海洋底風化が重要となる。また、惑星が持つ水量の増加は大気 CO2 量に大きく影響を及ぼすと考えられる。水量の増加に伴う海底温度上昇によって、海洋底風化が効率的に働くことが予測される。一方、水量が多いことは揮発性物質の供給が多いことと考えられるから、惑星が持つ総炭素量も多いと予測される。これは、脱ガス率を増加させ、大気中の CO2 量を増大させる。つまり、海惑星の大気 CO2 量はこれらの競合で決まると考えられる。さらに水量が増加すると、海底に高圧氷が形成する可能性が指摘されている [Leger et al., 2004]。高圧
氷が形成された場合、一般には海洋底風化が機能せず、大気中の CO2 量は高くなると考えられる。しかし、CO2 量の増加により海底温度が上昇すると、形成した高圧氷が消滅してしまう可能性がある。そのような場合に、どの程度の大気
CO2 量を持つかは明らかでない。
惑星の保持する水量は、炭素循環の主要プロセスである風化作用に影響を与え、大気中の CO2 量を変えうる。本研
究では、炭素循環と高圧氷に着目し、地球型惑星が保持する表面水量と大気 CO2 量の関係を検討する。特に、部分海惑星と海惑星とで、大気 CO2 量はどれだけ異なるかに着目する。
地球の炭素循環モデル [Tajika and Matsui, 1992] に、新たに海洋底風化を付け加えたモデルを構築した。脱ガス率は惑星の炭素量に依存するとした。炭素も水と同様に惑星に供給されたと仮定し、水量に合わせて炭素量も増加させている。部分海惑星では大陸比を、海惑星では海洋水量をそれぞれパラメータとし、脱ガス率と再ガス率が釣り合う平衡状
態における大気 CO2 量を求めた。また, 高圧氷形成による炭素循環への影響も考慮している。
部分海惑星では、大陸比が 0.1 以上では大陸風化が主体となり、海洋底風化は大きく影響しないことが分かった。脱ガス率を現在の地球の 5 倍にしても、30P ∗ (P ∗ は現在の地球の大気 CO2 量を表す) 以下の低い大気 CO2 量に保たれる。
海惑星では、海洋水量の増加は海洋底風化効率の増大に比べ、脱ガス率増加に大きく寄与することが分かった。海洋底
風化が最も効率的に働く場合でも、海洋水量の増加に伴って大気 CO2 量は増加し、∼1000 P ∗ の高い CO2 分圧を持つ。
また、海底に高圧氷が形成された場合、高圧氷形成 (海洋底風化消滅) と高圧氷消滅 (海洋底風化再開) の振動を示すと考えられる。高圧氷形成条件はその振動の中で最も低い大気 CO2 量を表している。120 地球海洋水量以上では高圧氷が形成され、大気 CO2 量は急激に増加する。これらの結果は大陸風化主体の部分海惑星と海惑星では、保持する大気 CO2 量は大きく異なることを示唆する。そして、地球型惑星が持つ水量によって、大気 CO2 量を決めるプロセスが変化し、表層環境が大きく変わることを示唆する。
キーワード: 炭素循環, 海洋底風化, 高圧氷, 二酸化炭素, 地球型惑星, 系外惑星
Keywords: carbon cycle, seafloor weathering, high-pressure ice, carbon dioxide, terrestrial planet, extrasolar planet

1/1

PPS21-31

会場:A02

時間:5 月 25 日 10:00-10:15

地球類似惑星のハビタブル条件における惑星質量依存性
The duration of habitable condition for large and small Earth-like planets
門屋 辰太郎 1∗ ; 田近 英一 2
KADOYA, Shintaro1∗ ; TAJIKA, Eiichi2
1
1

東京大 理 地球惑星科学, 2 東京大 新領域 複雑理工
Earth and Planetary Sci., Univ. of Tokyo, 2 Complexity Sci. & Eng., Univ. of Tokyo

The orbital condition for the Earth-like planets which may have liquid water on its surface is known as the habitable zone (e.g.,
Kasting et al., 1993; Kopparapu et al., 2013). However, the condition for the Earth-like planets which can maintain the warm
and wet climate through the evolution may be different from that for the habitable zone. The climate of the Earth-like planets
would actually depend on the CO2 degassing rate via volcanism because the amount of the atmospheric CO2 is controlled by
the carbonate-silicate geochemical cycle (Kadoya & Tajika, 2014, ApJ, 790:107). The CO2 degassing rate decreases with timeowing to decrease in mantle temperature and attenuation of volcanic activity (Tajika & Matsui, 1992, EPSL, 113). The thermal
evolution of the planets should, however, depend on the planetary mass.
In this study, we apply a parameterized convection model to the thermal evolution of the Earth-like planet with different masses
and with plate-tectonics in order to estimate the evolution of average mantle temperature, seafloor spreading rate, melt generation
depth, melt production rate, and the CO2 degassing rate for the planets. The results are compared with the climate mode diagram
for the Earth-like planets proposed by Kadoya & Tajika (2014), and also, the evolutions of the climate of the Earth-like planet
are discussed.
The average mantle temperature monotonically decreases with time when an initial average mantle temperature is higher than3000 K. As expected, the average mantle temperatures of large planets cool more slowly than that of small planets do. However,the difference between the mantle temperatures of the planets is smaller than 100 K, which is consistent with the recent work
(e.g., Schaefer & Sasselov, 2015). The seafloor spreading rate is larger on large planets than on small planets because the heatflow is higher on large planets than on small planets. On the other hand, the melt generation depth of large planets is smaller
than that of small planets owing to the difference in the surface gravity. The net result of the melt generation rate is larger
on large planets than on small planets although the difference is smaller than those of the seafloor spreading rate and the melt
generation depth. In addition, because large planets have a larger surface area than small planets, the CO2 uptake rate via silicate
weathering on large planet is larger than that on small planets when the temperature distribution is the same. As a result, theclimate evolutions of large and small planets are almost the same as long as the areal ratio of continents and oceans is the same.

キーワード: 系外惑星, ハビタブルゾーン
Keywords: exoplanet, habitable zone

1/1

PPS21-32

会場:A02

時間:5 月 25 日 10:15-10:30

不均質な表面をもつ惑星で暴走温室効果を引き起こす気候不安定について
A new climate instability that triggers the runaway greenhouse in a 3-dimensional heterogeneous world.
阿部 豊 1∗ ; 新田 光 1 ; 阿部 彩子 2 ; 大石 龍太 2 ; 高尾 雄也 3
ABE, Yutaka1∗ ; NITTA, Akira1 ; ABE-OUCHI, Ayako2 ; O’ISHI, Ryouta2 ; TAKAO, Yuya3
1

東京大学大学院理学系研究科, 2 東京大学大気海洋研究所, 3 東京工業大学 広報センター
School of Science, University of Tokyo, 2 Atmosphere and Ocean Research Institute, University of Tokyo, 3 Center for Public
Affairs and Communications, Tokyo Institute of Technology
1

The onset condition of the runaway greenhouse is considered that the atmosphere takes in more incoming solar radiation thana ”runaway threshold.” The runaway threshold is important because it defines the absolute inner limit of the habitable zone. Mostof previous studies on the runaway threshold used one-dimensional radiative-convective equilibrium model and considered theatmospheric state where the ocean cannot exist in a equilibrium state. Such studies indicated that the runaway threshold is the”radiation limits,” which is an asymptotic value or an upper limit of the planetary radiation (Nakajima et al., 1992,).
Recently, the runaway threshold of planets with heterogeneous surface water distribution has been investigated using 3 dimensional dynamic models (Abe et al., 2011; Leconte et al., 2013; Nitta et al., in preparation). The threshold strongly depends on thesurface water distribution and it can be quite different from the radiation limit. Therefore, we have to understand the controllingmechanism of the runaway threshold in a 3-dimensional world.
Here, we report a new climate instability that triggers the runaway greenhouse based upon the analysis of GCM results and thelinear stability analysis of a simplified model. The instability requires horizontal transport of heat and water vapor, thus it does
not appear in one-dimensional world. On the other hand, surprising enough, this instability does not require the radiation limit.
Namely, the instability is not directly related to the asymptotic value or the upper limit of the planetary radiation. This result
suggests that the onset of the runaway greenhouse in 3-dimensional heterogeneous world may not be understood in terms of thesimple radiation limit.
キーワード: 暴走温室効果, ハビタブルゾーン, 射出限界, 気候不安定
Keywords: runaway greenhouse, habitable zone, radiation limit, climate instability

1/1

PPS21-33

会場:A02

時間:5 月 25 日 11:00-11:15

大質量スーパーアースのマントル対流の活発さと対流レジームダイアグラムについてThe vigor and the regime diagram of thermal convection in the mantle of massive superEarths
宮腰 剛広 1∗ ; 亀山 真典 2 ; 小河 正基 3
MIYAGOSHI, Takehiro1∗ ; KAMEYAMA, Masanori2 ; OGAWA, Masaki3
1
1

海洋研究開発機構, 2 愛媛大学, 3 東京大学
Jamstec, 2 Ehime University, 3 University of Tokyo

Understanding thermal convection in the mantle of super-Earths is a key to clarifying their thermal history and habitability.
In massive super-Earths, the strong adiabatic compression influences thermal convection in the mantle in contrast to the Earth’s
one. In this paper, we present numerical models of thermal convection in massive (ten times the Earth’s mass) super-Earths
calculated at the relevant adiabatic compression effect and various values of Rayleigh number Ra and temperature-dependent
viscosity contrast r .
Strong effects of adiabatic compression reduce hot plume activity significantly, while keeping cold plume activity high. The
effects on hot plumes become more prominent as r increases, because the lithosphere becomes thicker as r increases and thepotential temperature of the isothermal core increases. This results in decreasing difference of potential temperature between hot
plumes and surround material, thus in decreasing buoyancy force of hot plumes.
We also studied the convective regime diagram on the plane of Ra and r . The threshold value of r for transition to the stagnant
lid regime from small viscosity contrast regime increases as Ra increases in super-Earths in contrast to the diagram of the earlier
Boussinesq model [Kameyama and Ogawa , 2000]. At high Ra relevant to massive super-Earths, the threshold value is larger
than that expected in the Earth. To understand the reason why the threshold value of r increases as Ra increases, we present
the viscosity contrast between the surface of the planet and the bottom of the lithosphere reff . In contrast to the increasing thethreshold value of r , the reff is constant even the Rayleigh number increases. Thus, the reff is more relevant to transition to thestagnant lid regime rather than the viscosity contrast r in the whole mantle.
We also found that the Nusselt number Nu , which is the efficiency of heat transport by thermal convection, is considerably
reduced compared with the earlier Boussinesq model. At Ra =1010 and r =107 , the Nu is only 2.7 and 14% of the value expectedfrom the earlier Boussinesq model. The thickness of the lithosphere is about 30% of the depth of the whole mantle. Fromsystematic numerical simulation, Nu is fitted as a function of Ra and r . The power index on Ra is 0.27. This value is somewhat
smaller than that in the earlier Boussinesq model (0.31) [Christensen , 1984].
The thick lithosphere shown in our model implies that plate tectonics is difficult to operate in super-Earths. However, thehigh threshold value in r for regime change suggests that the lithosphere moves in a way different from plate tectonics. Thermal
convection may be in the small viscosity contrast regime in super-Earths and the surface may be fully involved in the convective
current.
Keywords: super-Earths, mantle, thermal convection, compressible fluid, stagnant lid, numerical simulations

1/1

PPS21-34

会場:A02

時間:5 月 25 日 11:15-11:30

内部海を持つ氷衛星における潮汐共鳴
Tidal resonance in icy satellites with subsurface oceans
鎌田 俊一 1∗ ; Matsuyama Isamu2 ; Nimmo Francis3
KAMATA, Shunichi1∗ ; MATSUYAMA, Isamu2 ; NIMMO, Francis3
1
1

北海道大学, 2 LPL/Univ. Arizona, 3 UC Santa Cruz
Hokkaido Univ., 2 LPL/Univ. Arizona, 3 UC Santa Cruz

潮汐散逸は、巨大惑星の氷衛星に対する重要な熱源の一つである。様々な観測や理論モデルから、いくつかの氷衛星の内部には液体の海があると考えられている。氷衛星の潮汐に関する研究はこれまでも行われてきており、大きく分けて固体部分での散逸を考えたものと液体部分での散逸を考えたものに分けられる。前者においては（準）定常な海が仮定されている上、内部海の存在が散逸に与える影響を調べた研究はない。また後者においては、海の上の氷地殻の効果が無視されてきた。本研究では、前者の研究で用いられる粘弾性重力理論に基づく潮汐変形計算式の見直しを行い、慣性項を含み、かつ氷地殻の効果も含めた汎用的な計算方程式群の導出を行った。モデル計算の結果、定常な海を仮定した場合と異なり、海が浅い場合に潮汐共鳴が起きることが分かった。これは、海の中の情報伝達速度が重力波速度で決まることに由来している；浅い海においては、重力波速度が遅く、軌道速度に近くなる。定常な海を仮定した場合、伝達速度は常に無限であり、共鳴は起きない。衛星内部が冷えるに従って海が浅くなり共鳴条件に近づくにつれ潮汐変形とそれに伴う散逸は大きくなり、氷衛星の熱進化・軌道進化に大きく影響すると考えられる。共鳴条件は海の厚さだけではなく、氷地殻の厚さや物性に大きく依存することが分かった。これらの結果は、潮汐散逸において海のダイナミク
スや氷地殻という「蓋」の効果が非常に重要であることを示している。
キーワード: 氷衛星, 内部海, 潮汐, 共鳴
Keywords: Icy satellites, Subsurface ocean, Tidal response, Resonance

1/1

PPS21-35

会場:A02

時間:5 月 25 日 11:30-11:45

火星内部のレオロジー構造とその進化
The temporal evolution of rheological structure of Martian interior
東 真太郎 1∗ ; 片山 郁夫 1
AZUMA, Shintaro1∗ ; KATAYAMA, Ikuo1
1
1

広島大学
Hiroshima University

火星は地球と同じく主に岩石と金属から成る地球型惑星である。しかし、現在の火星には液体の水や生命は存在しない、そして地球において定常的な物質循環を支配するプレートテクトニクスが火星では働いていないことが分かっている[e.g., Solomatov and Moresi 1997]。これらのことから火星は地球と異なる進化の道を辿ってきたことが予想される。このような惑星の進化やテクトニクスを考察する際、重要な要因の一つとして、レオロジー構造が挙げられる。レオロジー構
造は惑星内部の変形機構や強度を表わし、温度に強く依存するため、惑星内部に強いレオロジー層構造を形成する [e.g.,
Burgamann and Dresen, 2008]。このレオロジー層構造が惑星のテクトニクス、対流様式を支配し、結果として惑星の進化に大きな影響を及ぼす。本研究では、火星内部のレオロジー構造の決定と、その時間進化を考察することが目的である。
レオロジー構造は温度に敏感であるため、火星内部の温度構造を決定することが必要になる。今回は比較的浅い部分(0-100 km) に焦点を当て、熱生産 (heat production)[Hahn et al., 2011] や、熱流量 (heat flow)[McGovern., 2002; Ruiz et al.,2011] を用いた熱伝導方程式から、North Pole(低地) そして Solis Planum(高地) における 10 億年ごとの温度構造を決定した。
この温度構造を基に、斜長石 (地殻)[Rybacki and Dresen 2000; Azuma et al., 2014] と、かんらん石 (マントル) [Karato
and Jung, 2003; Katayama and Karato, 2008] の流動則を用いてレオロジー構造を決定した。また過去の先行研究では、火星のレオロジー構造は power-law creep の流動則から考察されているが (e.g., Grott and Bruer, 2008)、比較的温度が低く、応力の高い領域（<1000° C, >˜400 MPa）では、Peierls mechanism が岩石のレオロジーを支配することが指摘されている (Tsenn and Carter, 1987)。本研究では、power-law creep だけでなく、この Peierls mechanism と diffusion creep も考慮し、より正確なレオロジー構造の決定を試みた。このレオロジー構造から、火星におけるそれぞれの時代のリソスフェ
アの強度、厚さ、そして elastic thickness の評価も行った。
計算されたレオロジー構造において、火星のモホ付近では power-law creep ではなく Peierls mechanism が支配的である
ことがわかった。これは power-law creep で予測された火星のリソスフェアの強度は過大評価されている可能性を示す。
そして、どの時代においてもドライな条件よりウェットな条件のほうが、惑星のリソスフェアの厚さは薄く、強度が低くなることがわかった。さらにドライな条件とウェットな条件ではリソスフェアの発達の速さに大きな差が生まれる可能性が示された。これは水が豊富に存在する惑星では、ドライな惑星と比べて、内部の対流様式の進化が遅くなる可能性がある。過去のリソスフェアの強度に関しては、4Ga から 3Ga のウェットな条件で、火星はプレートテクトニクスの開始に必要不可欠なプレート境界を形成できるポテンシャルを持っていたことが示された (200-300 MPa)。

キーワード: 火星, レオロジー構造, プレートテクトニクス, リソスフェア, パイレスメカニズム, 時間進化
Keywords: Mars, Rheological structure, Plate tectonics, Lithosphere, Peierls mechanism, Temporal evolution

1/1

PPS21-36

会場:A02

時間:5 月 25 日 11:45-12:00

月惑星探査における年代その場計測を目指した開発
Development of an in-situ dating package for lunar/Mars missions
長 勇一郎 1∗ ; 芝崎 和夫 1 ; 梅山 未紗子 1 ; 大石 峻裕 3 ; 亀田 真吾 1 ; 三浦 弥生 2 ; 吉岡 和夫 3 ;齋藤 義文 3 ; 横田 勝一郎 3 ; 笠原 慧 3 ; 吉光 徹雄 3 ; 岡崎 隆司 4 ; 大竹 真紀子 3 ; 諸田 智克 5 ;古賀 すみれ 7 ; 杉田 精司 6
CHO, Yuichiro1∗ ; SHIBASAKI, Kazuo1 ; UMEYAMA, Misako1 ; OISHI, Takahiro3 ; KAMEDA, Shingo1 ;MIURA N., Yayoi2 ; YOSHIOKA, Kazuo3 ; SAITO, Yoshifumi3 ; YOKOTA, Shoichiro3 ; KASAHARA, Satoshi3 ;YOSHIMITSU, Tetsuo3 ; OKAZAKI, Ryuji4 ; OHTAKE, Makiko3 ; MOROTA, Tomokatsu5 ; KOGA, Sumire7 ;SUGITA, Seiji61

立教大学, 2 東京大学地震研究所, 3 宇宙科学研究所, 4 九州大学, 5 名古屋大学, 6 東京大学地球惑星科学専攻, 7 東京大学
複雑理工学専攻
1
Rikkyo University, 2 Earthquake Research Institute, University of Tokyo, 3 ISAS, 4 Kyushu University, 5 Nagoya University,
6
Dept. Earth and Planetary Science, University of Tokyo, 7 Dept. Complexity Science and Engineering, University of Tokyo
月や火星に残された地質記録の絶対年代を決定することができれば、惑星進化に関する重要な知見が得られるに違いない。発表者らはこれまで、惑星着陸探査において岩石のカリウム・アルゴン年代をその場計測することを目指し、原理の実証実験を進めてきた。一方で、惑星探査機に計測器を搭載するには、装置の小型軽量化や熱設計を含む工学面の開発が不可欠である。そこで本発表では、探査機搭載を目指して行ってきた開発の進捗について報告する。
第一に、年代計測装置パッケージの構成と各機器の配置を決定し、全体の重量や消費電力、および計測手順を明確化した。
第二に、試料採取と受け渡しに関する機構を決定した。直線移動を避け、回転移動のみを用いるようにした。また、真空系へのダストの侵入を防止するような配置を考案した。
第三に、以下に述べる真空シール部の課題に重点的に取り組んだ。岩石から抽出される微量のアルゴンガスを計測する
ためには、試料を真空容器に入れ、これを高真空に保つ必要がある。そのような計測は、実験室では金属製のガスケットを用いて行われており、NASA の火星探査車 Curiosity に搭載された SAM(Sample Analysis at Mars) でも、銅のガスケットが使用されている。しかし、重量や電力が大きく制限される惑星探査において、金属の塑性変形に必要なトルクを発生させることは容易なことではない。もし、ゴム製の O リングを使ったアルゴン分析が可能になれば、真空容器の開閉が非常に容易になる。そのような機構は「ひさき」を含む地球周回衛星で既に実用化されているため、技術的な実現可能性が飛躍的に高まることとなる。そこで本研究では、金属ガスケットの代わりにバイトンおよび Nexus SLT(低温耐性のある O リング) を使って、アルゴンのブランク計測を行った。質量分析装置は、従来の原理実証実験で使われてきたものを用いた。その結果、周囲が真空である月では、事前に充分なベーキングを施しておけば、バイトンゴムを使っての計測が可能であることが分かった。また、周囲が約 6 hPa の火星でも、ダブル O リングを用いた差動排気を用いることで、充分にアルゴンのブランクを低くできることが明らかになった。
以上の三つの開発を通じて、探査機搭載に向けた年代計測装置の姿が見えてくるとともに、ガス分析に関連する大きな技術課題の一つが克服された。

キーワード: カリウム・アルゴン年代, その場年代計測, 月探査, 火星探査

1/1

PPS21-37

会場:A02

時間:5 月 25 日 12:00-12:15

LIBS によるその場 K-Ar 年代測定法の基礎実験
Verification of in-situ K-Ar dating using LIBS
芝崎 和夫 1∗ ; 奥村 裕 1 ; 長 勇一郎 1 ; 亀田 真吾 1 ; 三部 賢治 2 ; 三浦 弥生 2 ; 杉田 精司 2
SHIBASAKI, Kazuo1∗ ; OKUMURA, Yu1 ; CHO, Yuichiro1 ; KAMEDA, Shingo1 ; MIBE, Kenji2 ;MIURA, Yayoi N.2 ; SUGITA, Seiji2
1
1

立教大学, 2 東京大学
Rikkyo University, 2 The University of Tokyo

背景：惑星表面の形成年代を知ることは重要である。近年ではサンプルリターンを行わずにその場で年代測定をする方法が模索されている。しかし、これまでに地球外で行われたその場年代測定は、NASA のローバ Curiosity が火星で行った
1 例のみである。Curiosity は K をα粒子 X 線分光計 (APXS)、Ar を四重極質量分析計 (QMS) で測定し、K-Ar 年代測定を行った。これらの装置は大型であり、運用には大型のローバが不可欠である。そこで、本研究では LIBS (Laser Induced
Breakdown Spectroscopy:レーザー誘起絶縁破壊分光装置) で K と Ar 両方を検出するその場 K-Ar 年代測定を検討している。本手法は NASA の手法と比較し検出機器が 1 つで済むため、大幅な小型軽量化が期待できる上、LIBS の特性上遠隔性があり、迅速な測定が可能になる。しかし、これまで LIBS を用いた岩石中の Ar の検出例はなかった。
目的：そこで本研究では、LIBS による岩石中の Ar 検出の可能性を検証するための実験を行った。
Ar 検出実験：大気圧下で生成されるレーザー生成プラズマの典型的な温度と電子密度はそれぞれ 1 eV (11600 K)、?10?ˆ17cmˆ(-3) である。これらの値を使い Saha の式を用いて輝線強度を計算すると、104.8 nm と 106.7 nm の中性原子が発する輝線強度が卓越する。そこで本研究では真空紫外領域で分光測定を行った。試料には AIST の玄武岩標準試料 JB-1a と、
この標準試料に Ar を加えた試料 (Ar 含有量 0.1 cc/g) を使用した。レーザーには Nd:YAG レーザー (波長 1064 nm, パルス
幅 5-7 ns, パルスエネルギー 50 mJ) を用いた。レーザー照射によって生成されたプラズマは凹面回折格子で分光される。
検出器には蛍光面付 MCP を使用し、蛍光面に映ったスペクトル像を CCD カメラで撮像してスペクトルを得た。
結果と議論:純粋な Si を試料として予備実験を行ったところ、106.7 nm に当初想定していなかった Siˆ(3+) 輝線を検出した。高い励起エネルギーを必要とする輝線を検出したことから、プラズマの温度が予想よりも高温であると考えられる。高温を考慮すると、Ar は電離していると考えられるので、中性原子の輝線より検出可能性が高いと考えられる 83.5
nm にある Ar4+の輝線検出実験も行ったが、Oˆ(2+) 輝線 (83.4 nm) の存在により Ar 輝線を検出することはできなかった。
本研究では、真空紫外領域で O や Si の多価イオンの輝線を多数検出し、106.7 nm の Siˆ(3+) 輝線と 83.4 nm の Oˆ(2+) がAr 輝線と重なることが明らかになった。プラズマの温度は時間とともに急速に減少していくので、岩石の LIBS 分析に
は高速時間ゲートをかけて多価イオン輝線を取り除くことが有効だと考えられる。

キーワード: LIBS, その場年代計測, K-Ar 法
Keywords: LIBS, in-situ dating, K-Ar method

1/1

PPS21-38

会場:A02

時間:5 月 25 日 12:15-12:30「惑星科学／太陽系科学 研究領域の目標・戦略・工程表」の概要
An outline of the road map of planetary sciences and solar system sciences
倉本 圭 1 ; 荒井 朋子 2 ; 小林 直樹 3 ; 杉田 精司 4 ; 橘 省吾 1 ; 寺田 直樹 5 ; 並木 則行 6∗ ; 松本 晃治 6 ;渡邊 誠一郎 7
KURAMOTO, Kiyoshi1 ; ARAI, Tomoko2 ; KOBAYASHI, Naoki3 ; SUGITA, Seiji4 ; TACHIBANA, Shogo1 ;TERADA, Naoki5 ; NAMIKI, Noriyuki6∗ ; MATSUMOTO, Koji6 ; WATANABE, Sei-ichiro71

北海道大学大学院理学院宇宙理学専攻, 2 千葉工業大学惑星探査研究センター, 3 宇宙航空研究開発機構宇宙科学研究所,
東京大学大学院理学系研究科, 5 東北大学大学院理学研究科, 6 国立天文台・RISE 月惑星探査検討室, 7 名古屋大学大学
院環境学研究科1
Graduate School of Sciences/Hokkaido University, 2 PERC/Chiba Institute of Technology, 3 ISAS/JAXA, 4 Graduate Schoolof Science/The University of Tokyo, 5 Graduate School of Science/Tohoku University, 6 RISE/NAOJ, 7 Graduate School of Science/Nagoya University

4

宇宙科学研究所の求めに応じて，日本惑星科学会会長およびその諮問委員会から 2015 年 2 月 2 日に「惑星科学／太陽系科学 研究領域の目標・戦略・工程表」（以下では太陽系探査 RFI と呼ぶ）（＊）が提出された．
『研究領域の目標・戦略・工程表』とは，研究領域ごとの戦略的な宇宙科学・探査のロードマップであり，宇宙科学研究所 (宇宙理学委員会・宇宙工学委員会・宇宙環境利用科学委員会) の作る宇宙科学・探査ロードマップの情報源として提供されるものである．同時に，戦略的中型計画および小規模プロジェクトの評価・選定の際の参考文献となり，今後 20 年を見据えた宇宙科学・探査ロードマップの策定のための源泉資料として分析と評価がなされる．
太陽系探査 RFI は将来月惑星探査の指針を示す重要な資料であるが，募集文書の発出（2014 年 11 月 27 日）から提出までが短期間であったため，原案の作成状況について随時周知を行ってはいたものの，惑星科学／太陽系科学のコミュ
ニティ内で十分に議論を尽くすことはできなかった．その前書きにも述べられている通り，太陽系探査 RFI の検討の熟度はまだ低く，今後も恒常的にロードマップについての議論を重ね，随時改訂していく作業が不可欠である．太陽系探
査 RFI の策定に関わった諮問委員会メンバーはその必要性を重く受け止め，太陽系探査 RFI とその策定過程についてコ
ミュニティへ周知を図るために本講演を企画する．
太陽系探査 RFI の策定はフェーズ 1 とフェーズ 2 に分けて行われた．フェーズ 1 では太陽系探査 RFI の主題を提案し，フェーズ 2 ではこれを具体的な工程表に落としこむことを試みた．フェーズ 1 の諮問委員会では最初に太陽系探査 RFIの策定にあたって，以下の点が特に重要な制約であると判断した．
1. 本筋の明確な戦略性
新宇宙計画基本法に明示されている太陽系探査の『プログラム化』という方針からは，今後 20 年の太陽系探査を貫徹する主題を明示することを求められている．
2. 開発体制
惑星科学分野は小型を中心に鍛錬を積みながら，ミッションを支える開発グループを形成していくことを期待されている．
3. 技術ロードマップ
太陽系探査は理学と工学の密接な連携のもとに進めるべきであり，理学研究のロードマップにおいても要素技術の開発計画は十分に考慮する．
4. 国際情勢
太陽系探査は日本の科学技術のためのみならず，世界人類の知的財産の獲得のためにも貢献するものでなければならない．そのためには，宇宙科学・宇宙探査の国際情勢を鑑みて太陽系探査の目標を設定する．
5. 既存の WG との整合
日本惑星科学会では 2010 年より,「月惑星探査の来る 10 年」という活動を通じてフラグシップミッションの立案とコンセプトの作成を行ってきた．太陽系探査 RFI にはその経験を踏まえ，広く意見を吸い上げる．
6. 政策的宇宙探査のとの協調
太陽系科学における政策的宇宙探査の役割は，非常に不確定性が大きく，且つ，甚大な影響がある．慎重な検討が求められる．
以上の観点から，フェーズ 1 では「太陽系における前生命環境進化 −生命圏の誕生・持続に至る条件の解明−」という主題を掲げるに至り，メーリングリストを通して中間報告を行った．次いでフェーズ 2 では第一に，この主題の下に(i) 物質科学，(ii) 内部構造探査，(iii) 惑星大気の 3 分野について 20 年後のゴールを設定することから議論を開始した．
第二回会合で，ゴールに向かって 20 年間でどのような機器開発が必要か，という作業項目について検討を行った．第三回会合では，ゴールと機器開発を組み合わせて，ミッション候補をあげて検討を行った．そして最後に，ミッション候
補の規模と重要性を考察し，物質科学・大気科学の流れを汲む火星衛星からのサンプルリターン探査と，重力天体の地

1/2

PPS21-38

会場:A02

時間:5 月 25 日 12:15-12:30

質学，内部構造科学の流れを汲む月 KREEP 物質・年代探査の二案を将来の戦略的中規模ミッション候補として絞り込んだ．両ミッション計画の実施時期が重なる場合には場合には，コミュニティ主導で科学と実現性の評価を行い，2018 年
度までに優先順位を決めることを提言している．
謝辞 本 RFI の策定にあたっては，多くの個人，団体に情報提供と現状分析を依頼した．頂いた情報は太陽系探査 RFIに陽に現れずとも，議論の貴重な礎となった．深く感謝の意を表する．
（＊）太陽系探査 RFI の提出版は下記の URL からダウンロードできる．http://urx2.nu/hctx
キーワード: 工程表, 将来計画, 太陽系探査, 惑星探査
Keywords: road map, future plan, solar system exploration, planetary exploration

2/2

PPS21-P01

会場:コンベンションホール

時間:5 月 25 日 18:15-19:30

衝突破壊における破片形状分布が示す破壊過程
Fracture process inferred from fragment shape in impact disruption
門野 敏彦 1∗ ; 谷川 享行 1 ; 水谷 仁 2
KADONO, Toshihiko1∗ ; TANIGAWA, Takayuki1 ; MIZUTANI, Hitoshi2
1
1

産業医科大学, 2 ニュートンプレス
University of Occupational and Environmental Health, 2 Newton Press

The results of the previous impact experiments show that the shape of the fragments, characterized by the triaxial dimensions
a, b, and c, (a ? b ? c), behaves in a very regular way (e.g., Fujiwara et al. 1989). In widely different experimental conditions, theaxial ratios, b/a and c/a, have distributions peaked at about each mean value, ˜0.7 and ˜0.5, respectively, and flattened (i.e., smallc/a) fragments are almost absence.
We find that, if the distribution of the shape parameters, (b/a, c/a), is homogeneous, and there is no fragment at c?? <k,where k is a constant (0 <k <1; in Fujiwara et al. (1978) k was ˜0.2), the averages of the shape parameters, (0.7, 0.5) canbe realized. Then, we discuss the fracture processes to represent the homogeneous distribution in the shape parameters. The
expected dominant fracture process in impact fragmentation is reported.
Fujiwara, A., et al., Nature 272, 602-603, 1978.
Fujiwara, A., et al., in Asteroids II, pp. 240-265, 1989.

キーワード: 衝突, 破壊, 破片, 形状, 破壊過程
Keywords: impact, disruption, fragment shape, fracture process

1/1

PPS21-P02

会場:コンベンションホール

時間:5 月 25 日 18:15-19:30

鉄質天体の衝突破壊に関する実験的研究：破壊の温度依存性
Experimental study on collisional destruction of iron bodies: Temperature dependence
小川 諒 1∗ ; 中村 昭子 1
OGAWA, Ryo1∗ ; NAKAMURA, Akiko1
1
1

神戸大学大学院理学研究科
Graduate School of Science,kobe University

はじめに： 鉄隕石は Fe と Ni からなる合金であり、いくつかはウィドマンシュテッテン構造といった特異な構造を持ち、また低温下では金属特有の延性が弱まり脆性的な振る舞いを見せる。こういった鉄隕石物質は分化天体のコアとして形成されると考えられており、鉄隕石物質は分化天体の形成、特に惑星形成の重要な手がかりとなると思われる。鉄
隕石物質は分化天体内で形成されるものであるが、分化天体の大規模な衝突があれば宇宙空間へ放出され、小さな鉄質の天体になると考えられる。しかしそういった鉄質小天体の存在はまだはっきり確かめられていない。その候補天体とされる M 型小惑星では近年の観測から、低密度なものがあることがわかってきた。
こういった背景から、鉄質小天体は一枚岩だけではなく、鉄破片の集合体 鉄質ラブルパイル天体 の形態をとる可能性もある。そのため、鉄隕石物質が衝突破壊によって再集積可能なのか調べる必要がある。そこで本研究では、ラブルパイル形成に関する衝突破壊の基礎データ収集を目的とし、破壊の程度と破片の放出速度の温度依存性を調べるために標的温度が 298K と 150〜170K の場合の衝突破壊の様子を比較した。
実験方法： 標的には円柱形の SS400 または鉄隕石、弾丸には円柱形の SUS またはナイロン球を使用した。弾丸の射出には一段式縦型火薬銃と二段式軽ガス銃を用いた。前者は SUS を速度 600〜1200m/s で、後者はナイロン球を速度 6800〜
7300m/s で標的に衝突させた。また二段式軽ガス銃の実験については室温標的でのみ行い、火薬銃の実験では室温 298Kの標的と、液体窒素を用いて低温 150〜170K にした標的で衝突実験を行った。破壊後、破片速度分布・破片質量累積分
布・エネルギー密度と最大破片質量割合の関係を比較し、温度が及ぼす影響を調査した。破片速度は高速度カメラの画像から求めた。そして、温度だけでなく標的 (SS400) のアスペクト比 (高さ/直径) を 0.37，1 と変化させ、その破壊への影響についても調べた。
結果： 測定した破片速度は 20〜900m/s であり、温度によらず 130m/s(鉄質小天体の有力候補 Psyche の脱出速度) を超えない破片が多数存在するという結果になった。また、 破片質量累積分布 、 エネルギー密度と最大破片質量割合の関
係 については温度による違いが見られた。
破片質量累積分布に関して、元の標的質量の 1%未満の破片の占める割合を調べたところ室温では 0.0012〜0.18、低温
では 0.024〜0.25 と、低温で小さな破片の占める割合が大きくなった。また、アスペクト比が 0.37 の場合、破壊に必要な単位標的質量あたりのエネルギーは低温の方が小さくなるという結果が得られ、これは先行研究では見られなかった結果である。

キーワード: 鉄隕石, 衝突, ラブルパイル
Keywords: iron meteorites, impact, rubble-pile

1/1

PPS21-P03

会場:コンベンションホール

時間:5 月 25 日 18:15-19:30

粉粒体の小天体表面の空隙率‐圧力と空隙率の関係
Porosity of Granular Surface of Small Bodies - Relationship between Pressure and Porosity
大村 知美 1∗ ; 木内 真人 1 ; Guettler Carsten2 ; 中村 昭子 1
OMURA, Tomomi1∗ ; KIUCHI, Masato1 ; GUETTLER, Carsten2 ; NAKAMURA, Akiko1
1
1

神戸大学大学院理学研究科, 2 Max-Planck-Institute for Solar System Research
Graduate School of Science, Kobe University, 2 Max-Planck-Institute for Solar System Research

月表面や、多くの小惑星表面にはレゴリス層が存在する。レゴリス層の空隙率は様々である可能性があり、空隙のある粉体層に圧力を加えると空隙率は減少するはずである。圧力と空隙率の変化の関係を明らかにすることで、例えば衝突してきた惑星間塵や隕石がどこまで貫入できるか、また着陸機での小惑星探査の際、機体のもぐりこむ程度等を予想することができる。同様に空隙をもった天体として微惑星も挙げられる。ダスト塊から成る微惑星の空隙率は 90 %程度であると考えられている (Kataoka et al., 2013)。一方、このような高空隙のダスト塊から成る標的にダスト塊をふるい落として衝突させると表面の層は圧密を受けるという実験結果があり (Meisner et al., 2012)、惑星形成時の微惑星同士の衝突においても圧密による空隙率の変化の可能性がある。この関係を明らかにすることは、惑星への進化過程での空隙率を推定することにも役立つ。
ここで、まずは圧力を受ける前の空隙率を決定する必要がある。本研究では小惑星上のレゴリス層、すなわち微小重力
下で降り積もった粉体層を考える。空隙率は粒子の配置によって決まり、影響する要素としては粒子径、粒子形状、粒
子間力、重力などが考えられる。粒子間力と重力の比から粉体層の空隙率を予測する経験式が提案されている (Yu et al.,
2003; Kiuchi and Nakamura, 2014)。ただしこの経験式は 1G 下での実験結果から導きだされた経験式であるため、小惑星
表面のような微小重力下でも成り立つかを調べる必要がある。また、この式には粒子径分布幅等の要素は含まれていないが、レゴリス層は衝突破片から成りその大きさは均一ではないため、粒子径分布の影響について考える必要がある。衝突破片のサイズ分布はべきで表されることが多く、このようなサイズ分布を持つ粒子の空隙率については、タッピング
充填など密な充填構造を持っている場合については粒子の幾何学的配置から空隙率を予測するモデルが提案されている（Suzuki et al., 2001）。しかしゆるみ充填の場合の空隙率はモデルによる予測値から外れる。そのため、レゴリス層の堆積
初期の空隙率を予測するためには、ゆるみ充填の場合の空隙率と粒子径分布の関係についてさらなる研究が必要である。
次に衝突や着陸の際、すなわちレゴリス層に圧力がかかる場合を考える。本研究では、粒子形状、粒子径分布幅、組成の異なる 6 種類の試料に対し遠心加速装置と圧縮試験機を用いて粉体層の圧密実験を行い、試料ごとにかかる圧力と空隙率の関係を調べた。
試料には粒子形状が同じで粒径分布の異なる海砂 1-3 (それぞれメジアン径 13 µm、24 µm、73 µm) と、フライアッシュ(4.5 µm)、溶融アルミナ (5.3 µm)、玄武岩衝突実験でできた破片のうち直径が 210 µm 以下のもの (以下玄武岩) (29 µm)を用いた。これらを直径 5.8 cm、深さ 3.3 cm(玄武岩は直径 2.7 cm、深さ 1.4 cm) の容器にふるい入れてすり切り充填した。圧密前の空隙率に注目すると、海砂 2 と玄武岩ではメジアン径は近いが空隙率はそれぞれ 58 %、52 %と玄武岩の方が低い。粒子径累積分布を粒子径のべきで表した時のべき指数はそれぞれ 0.53 と 0.78 であるため、ここから Suzuki etal. (2001) における、ゆるみ充填の場合はべき指数が大きいほど空隙率が小さくなる傾向と同様の結果が得られた。これ
らに遠心加速装置では 1-18 G、圧縮試験機では 106 Pa までの力をかけ、遠心加速装置を用いた実験では遠心加速装置から取り出した後の表面高さから、圧縮試験機を用いた実験では圧縮変位から体積を求め、圧密後の空隙率を決定した。
本発表では、実験結果を複数の既存の粉体圧縮の式と比較すると共に、圧力と空隙率の変化、また空隙率による圧縮強度の変化について、主に粒子径分布と関連づけて議論する。
キーワード: 微惑星, 小惑星, 空隙率, 粉粒体
Keywords: planetesimals, asteroids, porosity, powder and granular material

1/1

PPS21-P04

会場:コンベンションホール

時間:5 月 25 日 18:15-19:30

粘性流体へのクレーター形成実験：彗星核上のクレーターの形成及び緩和過程への応用
Impact experiments in viscous fluid: Implications to crater formation and viscous relaxation on cometary nuclei
阿部 仁美 1∗ ; 荒川 政彦 2 ; 保井 みなみ 2
ABE, Hitomi1∗ ; ARAKAWA, Masahiko2 ; YASUI, Minami2
1
1

横浜国立大学大学院工学府, 2 神戸大学大学院理学研究科
Graduate School of Engineering, Yokohama National University, 2 Graduate School of Science, Kobe University

はじめに：彗星核は氷・有機物・岩石の混合物であると考えられている. また, 彗星核の内部は形成から現在に至るま
で熱変成度が非常に低く, 太陽系でもっとも始原的な天体の一つであるといわれている. しかし，彗星核試料を直接得ることは困難であり , その内部構造はいまだ解明されていない. 一方, 彗星核表面に観測される衝突クレーターは彗星核の内部構造を反映した形状を持つ可能性があるといわれている. そのため，彗星核の内部構造を明らかにするため，彗星核上の衝突クレーターの実験的研究が期待されている. 現在観測されている彗星核表面上の孔構造は，月や火星などの岩石天体に見られる衝突クレーターとは大きく異なった形状をしている. 彗星核は中心に近づくほど氷の含有率が多くなると考えられており, 従って構成物質の組成と力学特性が深さと伴に変化する. このことが孔構造の形成メカニズムへ複雑に寄与する. 加えて, 彗星核表面は氷が昇華して残った有機物と岩石の混合物からなると考えられており, そのため孔構造は有機物の粘性の効果により他の岩石天体にできるものとは異なる挙動を示すと思われる. 彗星核表面上にみられる孔構造を
衝突クレーターとみなすなら, 深さによる力学特性の変化と，表面の粘性効果による寄与が存在すると考えられる . 本研
究では，後者で述べられた彗星核表面上の有機物の持つ粘性に着目し，クレーターの再現実験を行った.
粘性流体への高速度衝突実験を行った先行研究 (Fink et al., 1984) では, 一時クレーターの体積および 直径・深さ比が標的の粘性に依存することが示された. また, 標的の粘性率が低くなると，粘性率の変化に対してクレーター体積がほぼ変化しない重力支配的な挙動を示し, 粘性率が高くなると粘性率の増加に伴ってクレーター体積が減少する粘性支配的な挙動を示すことが確認された. 彼らの実験は衝突速度範囲が 0.43〜6.62km/s であり，彗星核上の衝突クレーター形成過程を明らかにするには，幅広い速度範囲でこの振る舞いが成り立つかどうかを調べる必要がある. そこで本研究では，先行研
究よりも 10〜100 倍（桁）低い衝突速度域での実験を行った.
実験方法：実験は神戸大学の縦型一段式軽ガス銃を用いて行った. 標的には粘性流体として水あめを使用し, 水を加えることでその粘性率を 0.02〜47Pas まで変化させた. また比較のため，粘性率が 10−3 Pas である水も使用した. 弾丸は直径約 10mm, 厚さ約 5mm の円柱状にくり抜いた寒天を用いた. 寒天を弾丸として用いた理由は, 衝突時に破壊される弾丸を用いる事で，弾丸の破壊の影響を調べるためである. また，弾丸加速時の破壊を防ぐため，弾丸後方に寒天と同じ大きさのウレタン製サボを取り付けて発射した. 実験は大気圧下で行い, 衝突速度は 50〜80m/s とした. また，クレーター形成の様子は高速度ビデオカメラで撮影し, 動画を用いてクレーター深さの時間変化, 最大直径を調べた.
結果：高速度ビデオカメラの画像を用いて，クレーターの直径及び深さの時間変化を計測し，それぞれのサイズが粘性率にどう依存するかを調べた．まず，クレーター深さは，時間の経過と伴に深さが増加し，ある時間経つと深さが減少することがわかった．そこで，この最大深さとその時のクレーター直径を用いてクレーター体積を求め，粘性率との関係を調べた．今回は，無次元クレーター体積項 π 1∗ =(Vρ/m)·(1.61gDp /u2 )a （V がクレーター体積, ρ が標的密度, g が重力加速度, Dp が弾丸直径, u が速度, a が定数）と無次元粘性項 π 2∗ =(η/(ρDp u))·(1.61gDp /u2 )(a−1)/2 （η が粘性率）を用いて整理した。その結果，π 2∗ が小さいと π 1∗ は粘性率に依らずほぼ一定になり（重力支配域）、π 2∗ が大きいと粘性率の増加とともに π 1∗ は小さくなった（粘性支配域）。この傾向は先行研究でも同様にみられたことから，衝突速度が 1?2 桁
異なっても同様の関係がなりたつことが示された。一方，本研究で得られた結果は粘性支配域と重力支配域の境界の π 2∗が先行研究よりも小さくなった。さらに，同じ π 2∗ でも本研究の結果が全体的に π 1∗ が小さく，粘性支配域での関係を示すベキ乗則のベキが大きくなった。
また，クレーター深さが最大から減少して 0 になるまでの過程を緩和過程とし，クレーターの深さが最大の深さの 1/e
倍になるまでの時間を緩和時間として計算した．その結果，粘性率が大きくなるほど緩和時間が長くなることが確認された．クレーターの緩和時間に関する理論式 tR ∼=8η/(ρgDc )（Dc は直径）を用いて計算した理論値と実験値を比較したところ，粘性率が低く小さくなるにつれて実験値は理論値よりも大きな値を示した.
キーワード: 衝突クレーター, 彗星核, 粘性率, 緩和時間
Keywords: impact crater, cometary nuclei, viscosity, relaxation time

1/1

PPS21-P05

会場:コンベンションホール

時間:5 月 25 日 18:15-19:30

コンドリュールと岩石試料の引張強度、圧壊強度、衝突破壊強度とそれらの関係
Tensile, crushing, and impact strength and their relationships for chondrules and otherrock samples
紫垣 沙央 1∗ ; 中村 昭子 1
SHIGAKI, Sae1∗ ; NAKAMURA, Akiko1
1
1

神戸大学大学院理学研究科
Graduate School of Science, Kobe University

コンドリュールの形成については諸説あるが、コンドリュールは形成された後にコンドライト母天体に取り込まれ、衝突や熱進化のプロセスを経て、現在に至ったと考えられている。Beitz et al. (2013) はコンドライト模擬物への衝突圧縮実験を行い、圧力と空隙率の関係を調べた。さらにコンドライト中のコンドリュールのうち壊れずに元の形状を維持しているものの割合と、コンドリュールの引張強度の関係から、コンドライト母天体が受けた最大圧力を推定できる可能性を示唆した。しかし、実際のコンドリュールの引張強度は分かっていない。そこで、コンドリュールの引張強度の推定を行うことでコンドライト母天体が経験した圧力について考察することを目的とし、本研究に取り組んだ。
コンドリュールの測定から得られる強度は、球形試料の圧壊強度である。一般に引張強度は試料を整形して測定す
るが、コンドリュールを整形することは困難である。そこで、他の比較用試料を用いて圧壊強度と引張強度の関係を調べることでコンドリュールの圧壊強度から引張強度を推定することとした。
我々は、30 個のコンドリュールについて静的圧縮実験を行った結果、その圧壊強度約 8MPa を得た (紫垣&中村, 日
本惑星科学会 2014 秋季講演会)。また、かんらん岩の強度測定から、圧壊強度と引張強度はほぼ等しいことが分かった。
さらにガラスビーズの実験を通して、圧壊強度を衝突破壊強度との比較から推定することも試みた。そして Ueda et al.
(2001) より推定したコンドリュールの衝突破壊強度から圧壊強度を推定した結果、コンドリュールの圧壊強度は˜30MPaであり、静的圧縮実験による測定結果と異なった。この相違の原因として圧壊強度と衝突破壊強度の関係が試料物質ごとに異なる可能性が挙げられる。
そこで、今回はより多くの岩石試料について引張強度、圧壊強度および衝突破壊強度を測定して各強度間の関係を調べ、コンドリュールの引張強度の推定精度を上げることとした。これら 3 種類の強度の比較のための試料として用いたのが、かんらん岩、玄武岩、ベレア砂岩、凝灰質砂岩であり、それぞれについて円盤形・球形の試料を用意した。またコンドリュールについてはこれまで Allende(CV3) から直接掘り出したものを用いて測定を行っていたが、今回から Saratov(L4)および Allende(CV3) 隕石から冷凍・解凍法にて取り出したものを使用する。さらに、コンドリュールを弾丸としてステンレス板に衝突させる実験を行い、コンドリュールの衝突破壊強度を本研究でも直接測定する。
本発表では、今回から新たに用いた岩石試料も含めこれまでの試験から得られた各試料の引張強度・圧壊強度・衝突破壊強度とそれらの岩石間・強度間の関係、さらに現時点でそこから考察されるコンドリュールの引張強度について紹介する。

キーワード: コンドライト, コンドリュール
Keywords: chondrites, chondrules

1/1

PPS21-P06

会場:コンベンションホール

時間:5 月 25 日 18:15-19:30

原始惑星の巨大衝突に伴う軌道傾斜角の進化
The inclination evolutions of protoplanets through giant impacts
松本 侑士 1∗ ; 長沢 真樹子 2 ; 井田 茂 2
MATSUMOTO, Yuji1∗ ; NAGASAWA, Makiko2 ; IDA, Shigeru2
1
1

国立天文台, 2 東京工業大学
NAOJ, 2 Tokyo Institute of Technology

The Kepler mission has reported over 3500 planetary candidates (e.g., Batalha et al., 2014).
There are 899 transiting planet candidates in 365 multiple-planet systems, and 333 systems are only composed by 818 ungiant
candidates, whose radii are smaller than 6 Earth radius, and which are composed by Neptunes and super-Earth.
When multiple planets are detected by the transit method, the mutual inclinations can be estimated by the ratio of transit duration times.
Fabrycky et al. (2014) suggested that the typical mutual inclination between Kepler candidates in multiple-planet systems lies
in 1.0 degree - 2.2 degree.
Inclinations of protoplanets are excited by the mutual scatterings between them.
It is expected that protoplanets can excite the inclinations up to the half values given by their escape velocities.
The excited inclination is estimated as iesc = 5.4 degree for a 10 Earth mass planet at 0.1 AU.
The small inclinations of observed ungiants suggest that if they are formed in-situ accretion, some inclination damping mechanism is working.
Since the eccentricities of the merged protoplanets are damped through giant impacts between protoplanets, as pointed out by
our previous study, the inclinations is expected to be damped by the giant impacts.
On the other hand, for a Earth mass planet at 1 AU, iesc = 8.6 degree.
The resultant planets from N-body simulations in the giant impact stage normally have i = 3 degree without any damping
forces (e.g., Kokubo et al. 2006).
Ths smaller inclinations of calculated planets also suggest that inclinations are damped through the giant impact.
We investigate inclination evolutions through the collisions in the giant impact stage by N-body simulations.
We find that the inclination of the merger body is smaller than the larger inclination of the colliding two protoplanets.
The inclination after a collision is expressed as the function of the mutual inclination and the angular momenta.
Our N-body simulations suggest that the inclinations of observed ungiant planets can be reproduced by the in-situ accretion ofplanets in the gas-free environment.
キーワード: 惑星集積, 巨大衝突段階, 軌道傾斜角
Keywords: planetary accretion, giant impact phase, inclination

1/1

PPS21-P07

会場:コンベンションホール

時間:5 月 25 日 18:15-19:30

木星型連惑星の形成確率
The formation probability of the binary planet
荒川 創太 1∗ ; 長沢 真樹子 1 ; 中本 泰史 1
ARAKAWA, Sota1∗ ; NAGASAWA, Makiko1 ; NAKAMOTO, Taishi1
1
1

東京工業大学Tokyo institute of technology

連惑星とは、2 つの惑星が互いのまわりを回転しながら、中心星の周りを公転する系である。厚い大気をもつ木星型惑星の場合、惑星散乱過程で惑星同士が接近したときに潮汐力による捕獲が発生し、連惑星が形成され得る。
一般に、動的潮汐によって散逸するエネルギーの大きさは惑星間距離に強い冪で依存しており、また、連惑星として惑星が互いを捕獲するためには惑星同士が物理半径の数倍程度まで接近する必要がある。軌道不安定による惑星同士の近接の程度は、質点の重力相互作用のみから求めることができ、潮汐モデルの詳細には依存しない。さらに、惑星同士の近接は中心星と惑星の近接と異なり連続して発生することがほとんどない。そこて?、本研究では、惑星散乱によって2 つの惑星が接近して連惑星が形成される確率を、惑星の最接近距離を調べることによって求めた。加えて、連惑星の形
成時期が軌道不安定の初期に集中していることから、本研究では軌道計算の時間を 10000 周で打ち切り、10000 試行といった大量の計算を行うことで、どのような連惑星が形成されるかを調べた。
本研究では、軌道不安定によって惑星同士がどの程度の距離に接近するのかを求め、接近時に連惑星が形成されるかど
うかを Jacobi エネルギーを用いて判定した。結果は、潮汐相互作用を考慮して軌道計算を行った先行研究 (Ochiai et al.
2014) とほぼ一致し、連惑星の形成確率は 10%程度となった。また、この研究では軌道計算後に潮汐をパラメータとして変化させることができる。潮汐散逸の大きさを 4 倍と変化させたところ、連惑星の形成確率はおよそ 2 倍となり、また、
潮汐散逸の大きさを 4 分の 1 とすると形成確率は 4 分の 1 となることが明らかになった。

キーワード: 連惑星, N 体計算
Keywords: binary planet, N-body simulation

1/1

PPS21-P08

会場:コンベンションホール

時間:5 月 25 日 18:15-19:30

ヘイズを持つ系外惑星の大気透過スペクトルモデル：ヘイズ粒子の成長と沈降の影
響Transmission spectrum models of exoplanet atmospheres with haze: Effects of growthand settling of haze particles
川島 由依 1∗ ; 生駒 大洋 1
KAWASHIMA, Yui1∗ ; IKOMA, Masahiro1
1
1

東京大学
The University of Tokyo

Since the first discovery of an exoplanet in 1995, detection of more than 1500 exoplanets has been reported. Recently, in
addition to detection, multi-wavelength transit observations have been done to characterize detected exoplanets. From a decline
in apparent stellar brightness due to a planetary transit, we can measure the planetary radius. Also, the observed wavelengthdependent radius (which is often called the transmission spectrum) provides the information of absorption and scattering ofstellar light by molecules in the planetary atmosphere. Thus, the composition of the planetary atmosphere can be constrainedby comparison between the observational and theoretical transmission spectra. The constraint on atmospheric composition is
expected to give an important clue to the origin of the planet.
Until today, transmission spectra of 20 exoplanets have been obtained. Some of the recent observations detected flat orfeatureless spectra, inferring the existence of particles such as hazes floating in the atmosphere. This means the existenceof hazes would obscure the predicted spectral features of molecular absorption, making it difficult to prove its atmosphericcomposition. Also, the transmission spectra seem to be somewhat diverse. Some contain the Rayleigh-slope feature in the visible,
some show molecular and atomic features in the near-IR. These observational facts raise questions such as how common hazyatmospheres are beyond the solar system, how diverse transmission spectra of hazy atmospheres are, and how much informationof atmospheric composition one can obtain from hazy atmospheres.
There are a few theoretical studies of transmission spectra of exoplanet atmospheres that consider the effect of haze in theatmosphere (e.g., Howe & Burrows 2012; Morley et al. 2013). However, the models of haze are ad hoc; they treated thesize, number density, and vertical distribution of haze particles as parameters. While they found parameter ranges in which
the theoretical transmission spectra match the corresponding observations, they did not discuss if the viability of those haze
properties is physically supported.
In this study, to derive realistic properties of hazes in the atmospheres of transiting exoplanets, we have developed a newtheoretical model that considers the creation, collisional growth, and settling of haze particles. Also, with obtained properties ofhazes, we have modeled transmission spectra of the atmospheres, using the numerical code that we developed previously. We
have found that the haze particles tend to distribute in a wider region than previously thought and that haze particles of various
sizes are formed in the atmosphere, which in general yield flat spectra. Simulating the transmission spectra for wide ranges ofparameters concerning haze such as atmospheric composition, temperature, and UV irradiation from the host star, we constrain
the parameter ranges that result in observed features in the transmission spectra. We also find the parameter ranges that showfeatures of molecular absorptions in the spectra without being obscured by haze, making it possible to derive the information of
the atmospheric composition from the observation of the transmission spectra.
キーワード: 系外惑星, トランジット, 透過スペクトルモデル, 大気組成, ヘイズ
Keywords: exoplanets, transits, transmission spectrum models, atmospheric composition, haze

1/1

PPS21-P09

会場:コンベンションホール

時間:5 月 25 日 18:15-19:30

原始太陽系星雲における同位体比均質化の可能性
The possibility of the homogeneization of the isotopic ratio in the primordial solar nebula
竹石 陽 1∗ ; 中本 泰史 1
TAKEISHI, Akira1∗ ; NAKAMOTO, Taishi1
1
1

東京工業大学Tokyo Institute of Technology

序論
星・惑星系は、分子雲コアの重力崩壊で形成される。分子雲は多数の超新星爆発や赤色巨星から放出された物質からなるので、分子雲コア中に存在する固体物質の同位体比はさまざまであると考えられる。一方、太陽系の地球や月、火星や隕石などの固体物質の同位体比は、第一近似ではほぼ均質であることが知られている。同位体比が均質となるためには原子レベルでよく混合されることが必要だが、このことは、過去の太陽系において、すべての固体物質が気化するほどの高温（たとえば 2000K 以上）を経験したことを示唆している。しかし、原始太陽系星雲でそのような高温現象がどのように起こり得るのかは、まだよくわかっていない。
目的
本研究では、分子雲コアの重力崩壊に始まる原始太陽系星雲の形成と進化を考え、原始太陽系星雲内のほとんど全ての固体物質が一度は蒸発・再凝結を経験するような進化経路があるかどうかを調べる。
モデル
初期状態として、1 太陽質量を持ち、剛体回転している分子雲コアを考える。分子雲コアにはガスと固体微粒子が含まれるが、個々の固体微粒子は異なる同位体比を持つとする。一方で、固体微粒子は分子雲コア内では機械的によく混合されているとする。分子雲コアの重力崩壊とそれに続く原始太陽系星雲形成と進化は、Cassen & Moosman (1981) に基づきモデル化する。すなわち、分子雲コアの重力崩壊による質量降着率は時間的に一定とし、落下場所は初期角運動量に応じた遠心力半径で決まるとする。また、原始太陽系星雲内には乱流が生じており、乱流粘性が作用してガスの円盤降着が起こるとする。さらには、原始太陽系星雲の自己重力による重力トルクも考慮する (Nakamoto & Nakagawa 1995)。固体微粒子はガスと一緒に動くとともにガスに対して相対的に拡散するが、その様子は乱流拡散モデル (Wehrstedt & Gail
2002) を用いて計算する。原始太陽系星雲の温度は、乱流粘性加熱と円盤表面から外部に放出される輻射冷却の釣り合いにより求める。このモデルにおけるモデルパラメータは、初期分子雲コアの温度と剛体回転角速度の２つである。固体
微粒子の温度が一定温度 (2000K) 以上になった場合は気化するとし、その温度を再度下回った場合は同位体比が均質化した固体微粒子が凝結するとする。そして、同位体比が均質化した固体微粒子の空間分布の時間変化を計算し、十分時間が経った時（微惑星形成の直前期）の固体微粒子同位体比が、太陽系全体にわたって均質化しているかどうかを調べる。
結果
原始太陽系星雲の温度は、太陽に近いほど高温の分布となる。このため、初期分子雲コアの温度が高い方が、また、回転角速度が小さい方が、半径の小さい原始太陽系星雲が形成されることとなり、蒸発・再凝結を経験する固体微粒子の割合が高くなった。たとえば、初期分子雲コアの温度が 15K、回転角速度が (2-3) × 10ˆ-14 sˆ-1 の場合、原始太陽系星雲
内のすべての固体微粒子の同位体が均質となった。すなわち、形成される原始太陽系星雲の半径が小さければ、現在の太陽系で見られるような均質な同位体比をもつ惑星系が形成され得ることがわかった。
議論
観測によれば、分子雲コアの回転角速度は 10ˆ-14 sˆ-1 から 10ˆ-13 sˆ-1 程度のものが多い (Goodman et al. 1993)。したがって、現在の太陽系に見られる均質な同位体比分布が本研究で考えたようなモデルで作られたとすれば、太陽系を作った分子雲コアは平均値よりも小さい回転角速度を持っていたと推定される。このことは、回転角運動量が小さい分子雲
コアからは連星よりも単独星が形成されやすい (Matsumoto & Hanawa 2003) という傾向と調和的である。
結論
分子雲コアの重力崩壊に続く原始太陽系星雲の形成と進化を調べた結果、原始太陽系星雲内のほとんど全ての固体微粒子が蒸発と再凝結を経験し、同位体比が均質化するような進化経路が存在することがわかった。すなわち、形成される原始太陽系星雲の半径が小さければよく、それは、分子雲コアの温度が高い場合、もしくは分子雲コアの回転角速度が小さい場合に対応する。

1/1

PPS21-P10

会場:コンベンションホール

時間:5 月 25 日 18:15-19:30

大赤斑の起源と衝突による月と地球の深海洋底の形成
Origin of the Great Red Spot and Formation of Moon and Earth’s deep ocean-floor caused
by Collision of mantle asteroid
種子 彰 1∗TANEKO, Akira1∗
1
1

SEED SCIENCE Labo.
SEED SCIENCE Labo.
1. マルチインパクト仮説: MI は、月と惑星地球進化への新仮説で,「小惑星帯や木星大赤斑と月と地球の謎 」への統一的な解釈を可能とする。
◎ (1). 「マルチインパクトによる月と深海洋底の起源仮説 」マントル片の地球への新しい衝突メカニズムを提案．
○原始惑星セラは、証明されていないチチウス・ボーデの法則の、小惑星帯位置に形成された。
○何故，原始惑星セラが破壊したのか? = 木星摂動による原始惑星 CERRA の軌道の偏平化と潮汐力による破断。
● (2). 「巨大惑星衝突仮説: GI(キャメロン etc.)」の問題点を下記に検討した。
×分化した火星サイズの原始惑星は、公転面上 斜め後方からの (偶然による) 衝突による。=不可能。
×マントル成分だけの月を形成する仮説で、地球の進化と現状を説明できない。

=月を形成するためだけの仮説

2. 二つの仮説の比較検討∗∗∗∗∗∗∗∗∗∗∗∗∗∗MI ∗∗∗∗∗∗∗∗∗∗∗∗∗∗∗∗vs ∗∗∗∗∗∗∗∗∗∗∗∗∗∗GI ∗∗∗∗∗∗∗∗∗∗∗∗∗∗∗∗∗○ (1). 月形成時の衝突速度は、MI マルチ衝突 (12.4km/s・36.5 度 )vs GI 巨大衝突 (〜8km/s:最第・約 30 度)○ (2). 衝突エネルギーでは、 MI(8.01 × 1030 J) でありvs GI(2.05 × 1031 J)= MI の約 2.56 倍も巨大
○ (3). 衝突確率と時期・メカニズム 高い約 40 億年前・必然メカニズム vs
低い 約 46 億年前・偶然
3. マルチインパクト仮説の効果 ∗∗∗∗∗∗∗∗∗∗∗∗∗「地球の謎」への統一的な理解が可能である。∗∗∗∗∗∗∗∗∗∗∗∗∗∗∗∗∗∗∗∗∗∗∗◎ (1) 何故, 地球表面積の 70 ％もの広さの深海洋底 (-5km) が形成されたのか? ⇒複数個の潮汐断裂片の衝突による。
○ (2). 何故, 地球では五たび以上の生物大絶滅が起きたのか? ⇒複数破片の地球へのマルチインパクト MI が原因。
□ (3). 隕石に未分化コンドライトと分化石質エコンドライト・鉄隕石が, 何故混在するのか? ⇒原因は MI である。
● (4). 何故, 小惑星帯では惑星に成れなかった（旧説）のか? ⇒ CERRA の潮汐破壊が原因で、□小惑星帯の起源。
◎ (5). プレートテクトニクスの Plate 境界は何故その位置に形成したか? ⇒地殻剥離と深海洋底形成の起源を提案．
◎ (6). 何故月と太陽系がほぼ同一公転面に形成され, マントルだけで形成されたのか? ⇒マルチインパクト仮説。
◎ (7). 何故，環太平洋地震帯が形成され，背弧海盆が形成されたのか? ⇒地殻剥離,マントル欠落, アイソスタシー◎ (8). 大陸移動と深海底更新の起源と，駆動力の謎を解明した． ⇒駆動力=MI による慣性モーメントの偏芯の補完．
◎ (9). 何故キンバーライトパイプが南アのプレミアやロシアのミルーヌィ地区に形成されたのか? ⇒ハワイ位置の衝突後の大陸移動や、ミルーヌィ鉱山の反対側の Drake Passage に衝突し、南極大陸が移動して安定化．
◎ (10). 何故地軸が公転面から 23°傾いたか? ⇒そのDrake(高緯度) 位置への CERRA 分裂片の衝突 と推定した。
◎ (11). 何故，地球の コア偏芯 (約 10%) が起きたか? ⇒ CERRA 破片衝突, 地球マントルが欠損し, アイソスタシー。
□ (12). 木星大赤斑の何故と如何に? を考える ⇒MI マントル片の衝突による。 ∗∗∗これは世界初の新仮説です∗∗∗□ (13). 外惑星はガス・氷なのに, 冥王星が何故シリケイト準惑星なのか？ ⇒MI マントル破片のスイングバイで。
この様に、本マルチインパクトによる月と地球進化の起源仮説は、今後の統一的な理解と解釈に役立つ。

キーワード: 木星摂動による CERRA 潮汐分裂, 地球への衝突, 月形成, 地球深海洋底の形成, 大赤斑の起源, 小惑星帯と隕
石の起源
Keywords: The CERRA tide division by Jupiter perturbation, Collision of the Earth, Moon formation, Formation of Earth’s Deep
Oceanflooor, Origin of the Great Red Spot, Origin of the asteroid belt and the meteorite

1/2

PPS21-P10

会場:コンベンションホール

2/2

時間:5 月 25 日 18:15-19:30

PPS21-P11

会場:コンベンションホール

時間:5 月 25 日 18:15-19:30

地球型惑星大気における 1 次元雲形成モデルとその定常解
A one-dimensional cloud model for Earth-like exoplanets and its stationary solution
大野 和正 1∗ ; 奥住 聡 2
OHNO, Kazumasa1∗ ; OKUZUMI, Satoshi2
1

東京工業大学大学院理工学研究科地球惑星科学専攻, 2 東京工業大学大学院理工学研究科
Department of Earth and Planetary Science, Graduate School of Science and Technology, Tokyo Institut, 2 Graduate School of
Science, Tokyo Institute of Technology

1

近年の系外惑星の透過スペクトル観測において、分子の吸収線が表れない平坦なスペクトルを持つものが見つかっている。平坦なスペクトルが表れる理由として 2 つの可能性が示唆されている。1 つ目は系外惑星が平均分子量の高い大気を持っている場合である。この場合、大気が低高度に集中することで薄い大気となり、それによって吸収線が表れない。
2 つ目に大気に光学的に厚い雲が存在する場合、雲が中心星からの輻射を遮ってしまうため、吸収線が表れない。現在の観測では、平坦なスペクトルが上述のいずれの現象によるものなのか判断することが困難である。そのため、系外惑星に光学的に厚い雲が形成されるかを、理論的な雲モデルを用いて推定することは重要となる。
先行の系外惑星雲モデルに Zsom et al.2012 というものがある。このモデルは凝縮過程の微物理を考慮する一方、雲の頂点 (雲頂) の位置と雨粒によって掃き集められる雲粒の割合は不定パラメーターとしている。しかし、先行のモデルには問題点があり、雲の光学特性がこれらの不定パラメーターに大きく依存してしまっている。
本研究は雲粒の凝縮過程だけでなく、雲粒・雨粒の衝突過程まで考慮に入れた 1 次元雲形成モデルを作成することを目的とする。そこで雨粒と雲粒の衝突過程を物理的に考慮するため、雲粒と雨粒の進化を同時に計算するモデルを作成した。我々のモデルでは、上昇気流速度という物理パラメーターが新しく導入される一方で、雲頂の位置と雨粒の掃き集め効率は自動的に決定される。Y=Y=
作成したモデルを地球に適用することで次の結果が得られた。上昇気流速度が 0.1m/s 以下となる穏やかな大気では、光学的に薄い雲が形成される可能性がある。この結果は上昇気流が弱いほど雲頂が低くなり、雲量が減少することに起因している。また、地表の雲凝結核の数密度が 10cm−3 以下の条件でも、光学的に薄い雲が形成される可能性があることが分かった。これは凝縮のみを考えた場合と比較して、雲粒の個数が衝突過程によって減少したこと、特に雨粒によって雲粒の 70%程度が取り除かれたことに起因している。これらの光学的に薄い雲が形成されうるという結果は、雲頂の位置と衝突過程を考慮することで新たに得られるようになった結果である。
本研究によって、環境条件に対する定常な雲の分布、光学特性を求めるモデルが作成された。今後は本研究で作成したモデルを応用して、系外惑星の雲が観測スペクトルへ与える影響を推定することが課題である。

1/1

PPS21-P12

会場:コンベンションホール

時間:5 月 25 日 18:15-19:30

初期地球における海洋潮汐の半解析的検討
Semi-analytical estimation of the ocean tide on the early Earth
元山 舞 1∗ ; 綱川 秀夫 1 ; 高橋 太 2
MOTOYAMA, Mai1∗ ; TSUNAKAWA, Hideo1 ; TAKAHASHI, Futoshi2
1
1

東京工業大学大学院理工学研究科地球惑星科学専攻, 2 九州大学大学院理学研究院
Deparment of Earth and Planetary Sciences, Tokyo Institute of Technology, 2 Faculty of Sciences, Kyushu University

海洋潮汐は、地球表層環境のみならず生命誕生・進化に大きな影響を与えてきた。地球に作用する潮汐力は両者の距離の３乗に逆比例するため、月の軌道進化により大きく変化したと考えられる。特に、初期地球（46∼25 億年前）では、
地球・月間の距離は 3Re∼40Re と考えられ（Goldreich, 1966）、平衡潮汐を考えれば現在と桁違いの振幅をもつ海洋潮汐になる。しかし、Abe et al. (1997)、Abe & Ooe (2001) は、一様深度（1000m, 2600m, 4200m）の海洋を仮定して次数２の潮汐力（半日潮）について数値シミュレーションを行った結果、潮汐の振幅は 0.1m 程度と小さいことを示した。これは、海洋の自由振動の固有周期が地球自転周期と異なるため、強制振動としての海洋潮汐が抑えられるからである。
海洋の自由振動については、海洋深度と大陸の分布が大きく影響する。大陸成長については多くのモデルが提唱されているが、有力なモデルでは、地球形成後 5∼20 億年間は大陸がほとんどなかったと考えられている。一方、地質学的・地球化学的記録から約 40 億年前には海が存在していたと考えられているが、海洋深度の正確な推定は確立しておらず、現在の数倍程度であったという説もある。そこで、本研究では、地球全表面を一様深度の海洋が覆っていたと仮定し、海洋深度を連続変数のパラメータとして潮汐共振を半解析的に検討した。また、従来は次数２のみの潮汐力を扱っていたが、共振があれば次数３のモードが相対的に大きくなりうることも考え、両方のモードを検討対象とした。
海洋の自由振動における固有振動数は深度と固有振動モードに依存し、ラプラスの潮汐方程式で表される。LonguetHiggins (1968) は、粘性を考慮しないラプラスの潮汐方程式を数値的に解き、流体の各モードに対する固有振動数をラムのパラメータの関数として求めた。この解を海洋の自由振動に適用すると、海洋深度と地球自転角速度を連続的なパラメーターとして取り扱った固有振動数を表示できる。次数２のモードとして P2 2 、次数３のモードとして P3 1 及び P3 3 を仮定し、地球自転角速度が現在値の 1∼4.8 倍の範囲をとりうるとして、共振が起きうる海洋深度 h の範囲を求めた。検討の結果、P2 2 では h = 17∼420 km、P3 1 では h = 0.5∼13 km、P3 3 では h = 18∼480 km となった。P2 2 、P3 3 のモードが共鳴を起こして卓越する海洋深度は、現在の深度の 6 倍以上になる。一方、P31 のモードは現在の海洋深度でも、月軌道
進化の過程で共振した可能性がある。ただし、P3 1 モードが P2 2 モードよりも大きくなる可能性については、粘性を考慮した共振を検討する必要がある。
キーワード: 海洋潮汐, 地球月系の力学的進化, 初期地球, 固有振動数, 固有関数, 潮汐力
Keywords: Ocean tide, Dynamical evolution of earth-moon system, primitive Earth, eigenfrequency, eigenfunction, tidal force

1/1

PPS21-P13

会場:コンベンションホール

時間:5 月 25 日 18:15-19:30

iSALE shock physics code を用いた数値衝突計算: 衝撃波伝播過程の再評価
The attenuation behavior of shockwaves induced by hypervelocity impacts investigatedusing the iSALE shock physics code
黒澤 耕介 1∗ ; 鎌田 俊一 2
KUROSAWA, Kosuke1∗ ; KAMATA, Shunichi2
1
1

千葉工業大学惑星探査研究センター, 2 北海道大学大学院理学研究院
PERC/chitech, 2 Graduate School of Science, Hokkaido University

固体惑星表面に残る多数の衝突クレータは, 太陽系天体が激しい衝突にさらされてきたことを物語る. 衝突天体が持ち込んだ莫大な運動エネルギーは衝撃波へと変換され標的天体内部に伝播し, 様々な相変化 (蒸発, 熔融, 高圧相転移) や特徴的な破砕構造 (例えばシャッターコーン構造など) を作り出す. 地質に残る高圧相鉱物や破壊構造は天体衝突が起きたという証拠をもたらし, 太陽系衝突史を紐解くための手がかりを与えてくれる. 近年はアポロ計画で回収された月試料や隕石からも高圧相鉱物が次々と発見されている. 回収試料から衝突史を探るには衝突の規模に対して衝撃圧, 昇温度, その持続時間を記述する物理モデルが必要となる. ところが標的天体の重力加速度, 空隙率, 物質強度, 表面及び地下温度構造に
よって, 衝撃波の伝播過程がどのように変化するかは十分に理解されているとはいえない.
このような状況を受けて我々は iSALE shock physics code を用いて衝撃波の伝播過程を調べる数値実験を行っている.
iSALE を用いることで, 衝撃波と希薄波の干渉による衝撃波減衰を数値的に解くことができる. また物質の粘弾塑性体応
答を取り扱うための物質モデルや無限小空隙の圧密モデルが実装されており, 今回の目的には最適の数値計算コードであると言える. これまでに, (1) 空隙の存在は衝撃波の減衰率を大幅に増加させること, (2) 完全流体標的よりも粘弾塑性体標的の方が衝撃波が減衰しやすいこと, (3) 標的の内部摩擦が衝撃波の波形に影響を与え得ること, (4) 標的温度が上がると衝撃波減衰率が大きくなること, などの結果を得ている. 今後は多数の数値実験の結果をもとにして, それらを統一的に解釈できる衝撃波伝播モデルを構築することを目標としている.
謝辞
iSALE の 開 発 者 で あ る Gareth Collins,Kai Wunnemann,Boris Ivanov,H.Jay Melosh,Dirk Elbeshausen の各氏 に感謝致します.
キーワード: 天体衝突, 衝撃波伝播, 高圧相鉱物, シャッターコーン, 数値衝突計算
Keywords: Hypervelocity impacts, Shock propagation, High-pressure minerals, Shutter cones, Shock physics code

1/1

PPS21-P14

会場:コンベンションホール

時間:5 月 25 日 18:15-19:30

衝突貫入シミュレーションのための圧縮性非膨張性流体ソルバーの開発
Development of Compressible and Non-Expanding Fluid Solver for Simulation of Impact
and Penetration Dynamics
鈴木 宏二郎 1∗
SUZUKI, Kojiro1∗
1
1

東京大学大学院新領域創成科学研究科
GSFS, The University of Tokyo

天体の表面に衝突し、地下に貫入することで内部探査を可能とするペネトレータは、小型ミッションによる月・惑星探査で有用な技術と期待される。その開発には、天体表面に衝突、貫入するダイナミクスの解析モデル構築が必須である。
極超音速飛行体の空力特性推算用であるニュートン流理論をベースとした荷重モデルが月ペネトレータの貫入軌道を良く予測できること（Suzuki, et al., 20th ISTS, 96-i-02V, 1996）や、同様なモデルが氷をターゲットとしたペネトレータでも有効であること（Suzuki, et al., 30th ISTS, 2015, to be presented）は、機体まわりのレゴリスや破砕された氷片の挙動がマクロな流体として近似できることを示唆している。しかし、これらの流れにおいて、負荷による圧縮は発生するものの、除荷や真空にさらされた際に膨張は起こらない。これは、通常の圧縮性気体の力学と異なり、構成粒子のランダムな熱運動が存在していないためである。ここでは、ペネトレータ貫入や天体衝突現象への適用を目的として、「圧縮性非膨張性流体 (Compressible and Non-Expanding Fluid)」モデル（以下、CNEF モデル）を考案し、その数値シミュレーションのためのリーマン解法を試作した。これを用いた衝突問題の数値解を示し、この流体モデルの性質について考察していく。
衝突を流体問題として数値解析する手法としては、SPH(Smoothed Particle Hydrodynamics) 法が知られている。SPH
法は、連続体の大変形や高速破壊を表現し得る点でこの種の衝突シミュレーションに適しており、ゴドノフ法の適用などにより計算の安定化も図れる（難波他, 第 28 回数値流体力学シンポジウム, D02-2, 2014）が、粒子法であるため、計算効率が悪く、また、全てが粒子で表現されるため、突入体やターゲット容器箱の表面など、剛体面の扱いに問題がある。
CNEF の数値解析には有限体積法を用いることとした。
レゴリスや細かい氷片群では、粒子間のばらつきや不均一性が大きいと思われるが、それらを無視し、マクロな流体として考える。CNEF モデルと通常の圧縮性気体の違いは、膨張に対する挙動にある。気体の場合、減圧や真空開放によって膨張し密度が低下していくが、固体粒子群の場合、これらの除荷があっても膨張は起こらない。ここでは、理想的な場合として、除荷によって密度を保ったまま、圧力が瞬間的に０に落ちるものとする。このような流体では、衝撃波はできても膨張波はできず、その代わり、物質と物質の間で空隙の発生を許容する。粒子間の衝突や摩擦による粘性や拡散を無視すると、CNEF のダイナミクスは、通常のオイラー方程式（質量と運動量の保存則）で記述される。簡単のため圧力は密度のみの関数とするが、上記のように負荷と除荷によって値が異なるため、もはや状態量ではないことに注意する。CNEF は真空と共存できるため、物質の境界を扱う必要があるが、ここでは VOF 法 (Hirt, C. W. and Nichols, B.
D., J. Comp. Phys., 39, 1981) を用い、各セルにおける物質の体積占有率を補助変数として導入する。この式を有限体積法
で離散化して解くことになるが、ゴドノフ法を適用する際にリーマンソルバーが必要となる。基本解のパターンとしては今のところ、(a) 真空中の物質移動、(b) 追突による前後２つの衝撃波の発生、(c) 追突により前方物質が先行し、間に除荷領域が発生、(d) 前方物質の速度が速く、前方後方間にすき間が発生、の４ケースを見出している。今後、新たなパターンが見つかる可能性はある。
CNEF に対するリーマン問題について、全ての基本解を得たという保証はないが、負荷中の圧力変化が密度変化に比例する（つまり音速一定）することを仮定し、基本解の解析解を求め、ゴドノフ法によって数値解析に適用した。１
次元正面衝突問題を数値解析したところ、真空中を進む２つの流体が衝突し、膨張することなく１体化するなど、CNEF
モデルが期待した性質を持っていることを波動線図上で確認した。今後、計算例を増やし、その数学的妥当性を検証しつつ、実際の衝突問題に適用するための改良を加えていく。
本研究は、科学研究費補助金（基盤研究 (B) No. 25289301）の支援を受けて行われた。ここに感謝の意を表する。

キーワード: 衝突, 数値シミュレーション, 流体力学, リーマンソルバー
Keywords: impact, numerical simulation, fluid dynamics, Riemann solver

1/1

PPS21-P15

会場:コンベンションホール

時間:5 月 25 日 18:15-19:30

ガス・ダスト混合流体の一次元平行平板衝撃波：微惑星周りの弧状衝撃波に よるコ
ンドリュール形成シミュレーションに向けて
1-D Plane Parallel Shock Waves of Dust-Gas Mixed Fluid: For Simulations of Chondrule
Forming Planetesimal Bow Shocks
勝田 祐哉 1∗ ; 中本 泰史 1
KATSUDA, Yuya1∗ ; NAKAMOTO, Taishi1
1
1

東京工業大学Tokyo Institute of Technology

コンドリュールは mm サイズの球形をしたケイ酸塩組成組織であり、多くのコンドライト隕石の主要な構成要素である。岩石学的な考察から、コンドリュールは太陽系初期に急激な加熱を受けて溶融したと考えられている。その加熱プロセスの有力なモデルの一つとして衝撃波加熱モデルがあり、我々は楕円軌道を持つ微惑星を衝撃波の発生源として有力視している。
微惑星周りの弧状衝撃波でのコンドリュール形成についてはいくつかの計算がなされている (e.g. Boley et al., 2013;
Ciesla et al., 2004)。これらの計算では太陽系元素組成からダスト・ガス質量比が?1:100 と考えている。一方で、岩石学的な考察からコンドリュールが溶解した際の周囲の酸素分圧は高かったことが推定されている。ダストの蒸発によりこの酸素分圧を供給したとすれば、そのダスト・ガスの質量比は太陽系元素組成から見積もられる標準的なダスト・ガス
質量比の百倍ないし千倍程度ダストの多い 1:1 ないし 10:1 である (Jones et al.2000) 。この場合ダストが衝撃波の流れに与える影響は無視できず、ダストを多く含んだ衝撃波をシミュレーションする必要がある。
ダスト・ガス質量比が高い微惑星周りの弧状衝撃波への応用を目指し、本研究ではまず、1 次元平行平板におけるガスとダストの混合流体の衝撃波について物理的な性質を調べた。特に、衝撃波後面における諸物理量がダスト・ガス質量比に対してどのように変化するかに注目した。次に、将来的に 2 次元流や輻射の効果を含めた衝撃波のシミュレーショ
ンを行う準備として、1 次元平行平板流の数値計算コードの開発も行った。
本研究では簡単のため、ダストは微小なサイズのみ存在するものとし、ダストが常にガスと同じ速度と温度を持つものと仮定する。一方、ダストは 2000 K 以上で全て気化するものとする。
まず、熱エネルギー輸送のない断熱の場合について、衝撃波後面での温度、密度、速度、圧力などを解析的に求めた。
ダストがない場合についてはランキン＝ユゴニオ関係としてよく知られているものをダスト粒子が入った場合、さらに温度によってダスト粒子が蒸発した場合に対して拡張した。その結果、衝撃波後面での密度や圧力、速度はダスト・ガス比にあまりよらないが、ダスト・ガス比が高いほど温度が高くなることがわかった。圧力については衝撃波前面の運動量流束（動圧）からほとんど決まること、密度と速度については質量流束で決められることから理解することができる。一方で、温度は、ダスト・ガス比が上がると気体の粒子数が少なくなり、同じ圧力を達成する為には高い温度が必要となることから理解することができる。
次に、ZEUS スキーム (Stone and Norman, 1992) を用いて 1 次元シミュレーションを行った。計算の結果は、解析的に得られた結果とよく一致した。よって、輻射の効果を含めた 2 次元シミュレーションにスキームを応用する見通しも得られた。
キーワード: コンドリュール, 衝撃波, 流体シミュレーション
Keywords: chondrule, shock wave, hydrodynamics simulation

1/1

PPS21-P16

会場:コンベンションホール

時間:5 月 25 日 18:15-19:30

小惑星の複雑形状を反映した天体表面温度の自転波形に関する数値シミュレーショ
ン
A numerical simulation on diurnal thermal waves of an asteroid surface with detailed topographical model
滝田 隼 1∗ ; 田中 智 2 ; 千秋 博紀 3
TAKITA, Jun1∗ ; TANAKA, Satoshi2 ; SENSHU, Hiroki3
1

東京大学大学院, 2 宇宙航空研究開発機構宇宙科学研究所, 3 千葉工業大学惑星探査研究センター
Graduate School of Science, Tokyo University, 2 ISAS/JAXA, 3 Planetary Exploration Research Center, Chiba Institute of Technology

1

小惑星イトカワの形状に関しては、空間解像度が１ｍ程度で全体形状が数値モデルとして復元されており、現在これを利用した天体の表面温度の空間解像度に対する振る舞いについて検討を進めている。これは将来の探査による近接観測に対して重要となる熱モデルに用いるべき形状モデルの空間解像度を決定し、期待される観測結果の誤差に対する知見を得るためである。探査機の天体までの距離で観測装置の持つ天体の空間解像度が決まるが、熱的な観測結果を説明するのに十分な形状モデルの空間解像度はいかほどであるのかを知るための具体的検討が必要であり、実施した結果を今回公表する。月や水星のようなほぼ完全に球形で近似できる天体の場合の検討は過去に行われ成功を収めている。小惑星の熱モデルに関しては、数十年程度の歴史を持つが、主に望遠鏡を用いたライトカーブの観測結果を説明するのが主要な用途であり、これら古典的スタイルは近年の探査の結果を説明するのに必ずしも有用ではないことが明らかになりつつある。できるだけパラメータを物理的に意味の明確な形で取り入れられ、観測結果を明示的に説明できるモデルが望まれており、そのひとつが本件が含まれる天体の複雑形状を考慮した熱的なモデリングに関する研究である。 NEA型小惑星の表層物質は、地上観測の結果からは熱赤外領域での振舞いを見た場合、低アルベドで黒体に近い輻射率をもつことがわかっているが、複雑形状を考慮することで付随する２次的な加熱効果に関する適切な取り扱いがモデル適用の妥当性を決める要因となる。
本発表は、はやぶさ２探査機に搭載されている中間赤外カメラによる対象天体 1999JU3 の撮像画像を元に熱慣性を推定する方法の検討に関する位置づけとなる。近接撮像で空間解像度が上がるにつれ単純な熱モデルとの相違が出始める
ことが予想されるが、この懸案に関する具体的な検討である。具体的には、天体が非点熱源であり、かつ表面形状が非球面的な振る舞いをするような天体表面の熱的モデリングを行った場合の結果である。この場合新たに付随する熱的効果
は３つあり、まず表面の凹凸に起因する局所的な陰影ができ冷却する効果、次に表面で太陽の熱量を一度吸収した後に輻射熱として再放出されるエネルギーが周囲を暖める効果、および天体表面で太陽光が散乱反射することで温まる効果
であるが、これらを考慮した条件下で表面温度の計算を実施した。小惑星のアルベドと輻射率からは特に前者２つの加熱冷却現象が重要になる。本発表では、特に天体の局所的な温度を追跡して再現した自転に伴う温度の上下を表す、一日の波形の詳細な形について計算した結果を発表する予定である。これは局所的な凹凸のみならず、大域的な形状による陰影などの影響を反映しており、探査機による現実の天体表面の近接観測では無視できない熱的現象の効果を把握するのに有用と思われる。天体表層の物理的状態を知る指標のひとつに熱慣性があるが、これは加熱時刻に対する時間的な遅れとして把握できる。しかしながら探査機が取得する画像の撮像頻度如何では推定精度が最大温度等ほかの方法に劣る恐れがあり、このことから逆にどの程度の撮像運用が必要かを知るのに重要な結果となることが見込まれる。

キーワード: 小惑星, 表面温度, 形状モデル, 熱モデル, 地形, 熱慣性
Keywords: asteroid, surface temperature, spatial resolution, thermal modeling, topography, thermal inertia

1/1

PPS21-P17

会場:コンベンションホール

時間:5 月 25 日 18:15-19:30

小惑星ベスタの熱進化の数値シミュレーション
Thermal evolution simulation of asteroid Vesta
野上 竜彦 1∗ ; 城野 信一 1
NOGAMI, Tatsuhiko1∗ ; SHIRONO, Sin-iti1
11名古屋大学 大学院環境学研究科, 2 名古屋大学 大学院環境学研究科
Division of earth and planetary science, Nagoya univercity, 2 Division of earth and planetary science, Nagoya univercity

Vesta has been regarded as the parent body of the HED meteorites. From the observation of DAWN spacecraft, the uppermost
layer of Vesta is composed from howardite ranging from 50km to 80km (Jutzi et al. 2013). It is known that the ratio of thenumber of eucrites to diogenites is around two. Based on these facts, rapidly cooled magma layer on Vesta should be more than
10km in thickness.
In this work, I studied the evolution of internal thermal evolution of Vesta due to heating of decay of 26Al. I calculate
the temperature distribution by solving numerically heat conduction equation. According to Formisano et al.(2013), if Vesta
completed its formation within 1.4Ma from the injections of 26Al into the solar nebula, the degree of silicate melting of inside
Vesta exceeds 50 vol%. But in that work, convection and melt migration were not taken into account. These two mechanisms
contribute to cool Vesta. So it is expected that the formation of Vesta is completed more early if these are taken into account. By
the way, it is known that it takes about a few hundreds year for Vesta-size planet to complete its formation in planetary formation
standard model.
As a convection model, I adopted the simple model of Kaula (1979). It was assumed that generated melt migrates the surface
instantaneously, and the migrating melt to the surface was accounted as the rapidly cooled magma. There are two parameters inthis study, including a (the percentage of melt migration) and t0 (formation time of Vesta), and perform simulation taking into
account the convection and melt migration.
As a result, convection and melt migration substantially change the evolution of internal thermal structure, and total eruptive
volume of melt considerably depends on a and t0. The magma volume increases as a increases. On the other hand, the magma
volume decreases as t0 increases.
When t0=0, corresponding to no decay of 26Al at the beginning, and a>0.3, the erupting magma layer of 10km in thickness
is formed. When a=1, that is all melt is erupted, the erupting magma layer of 10km is formed if t0<0.9Ma. According to theseresults, Vesta should be completed its formation within 0.9Ma after CAI formation, and more than 30% of generated melt should
migrate the surface. But all generated melts aren’t necessarily erupted, and if a<1, Vesta has to be completed more early.
Therefore, it is suggested that the formation time of Vesta should be more early than the estimate by Formisano et al.(2013),
and that planetary formation standard model might have to be reviewed.

1/1

PPS21-P18

会場:コンベンションホール

時間:5 月 25 日 18:15-19:30

デッドゾーン縁辺における木星型惑星コア形成：ガス面密度分布依存性
Jovian core formation at the boundaries of dead zone: dependence on the gas surface
density ditribution
城野 信一 1∗ ; 片山 将文 1
SIRONO, Sin-iti1∗ ; KATAYAMA, Masahumi111名古屋大学大学院環境学研究科
Graduate School of Environmental Sciences, Nagoya University

原始惑星系円盤には，「デッドゾーン」と呼ばれる乱流が弱い領域があると考えられている．デッドゾーンの外部と内部で乱流による粘性が大きく変化することになる．この粘性の大きな変化が渦を発生させ，ダストアグリゲイトが渦に捕獲されることにより効率的に原始惑星を形成するメカニズムが Lyla et al. (2009, A&A 497, 869) によって提案されている．このシナリオにそって原始惑星が特定の領域で形成されたらその後の進化はどうなるか？ という問題意識の下，
Sandor et al. (2011, ApJ 728, L9) によって N 体シミュレーションが行われた．このシミュレーションにおいては，デッドゾーンの外側縁辺において原始惑星が形成されるとしている．また，デッドゾーンの内側外側縁辺それぞれにガス面密度分布のピークが存在し，その二カ所が惑星移動の平衡半径となっている．つまり，ガス円盤からのトルクによって原
始惑星はこの二カ所のどちらかに移動する．シミュレーションの結果，数十万年という短いタイムスケールで 10 地球質量程度の天体がデッドゾーンの外側縁辺に形成されることが示された．
このモデルではガス面密度分布の二つのピークにおいてコアが形成されることになるが，面密度分布は別のシミュレー
ションから得られた分布を用いられている．そこで我々は面密度分布のピークの高さを変化させ，最も重い天体の質量がどう変化するかを調べた．Sandor et al. (2011) で用いられたガス面密度分布を基準にし，そこから定数倍することで面密度分布のピークの高さを変化させた．惑星の移動時間スケールはピークの高さに反比例した．最大天体質量は惑星の移動時間スケールの対数に依存して変化することが分かった（図参照）．木星型惑星コアの形成においては，ガス面密度分布の時間進化も無視できないことが分かる．発表では，ガス面密度分布の時間進化も取り入れた計算の結果についても議論する．
図 1：形成された天体の最大質量．横軸は移動時間スケール．inner は内側，outer は外側の平衡半径における最大質量を示す．誤差は 100 シミュレーションの標準偏差を示す．
キーワード: 木星型惑星, コア, デッドゾーン, ガス面密度分布
Keywords: jovian planet, core, dead zone, gas surface density distribution

1/1

PPS21-P19

会場:コンベンションホール

時間:5 月 25 日 18:15-19:30

衝突実験による玄武岩標的中の密度・誘電率・クラック量の測定
Measurements of the density, permittivity, and crack distribution in basalt targets basedon the impact experiment
石山 謙 1∗ ; 熊本 篤志 1 ; 高木 靖彦 2 ; 中村 教博 3 ; 長谷川 直 4
ISHIYAMA, Ken1∗ ; KUMAMOTO, Atsushi1 ; TAKAGI, Yasuhiko2 ; NAKAMURA, Norihiro3 ; HASEGAWA, Sunao41

東北大学大学院理学研究科地球物理学専攻, 2 愛知東邦大学経営学部地域ビジネス学科, 3 東北大学大学院理学研究科地学専攻, 4 宇宙航空研究開発機構宇宙科学研究所
1
Department of Geophysics, Tohoku University, 2 Department of Regional Business, Aichi Toho University, 3 Department ofEarth Science, Tohoku University, 4 ISAS/JAXA
約 46 億円前に形成された月は、その表面に多くの隕石が衝突し、多くのクレーター地形が残されている。月の表側には、巨大な隕石衝突による盆地構造が形成されており、その内側では、玄武岩が厚く堆積し、海領域が形成されている。月周回衛星 SELENE（かぐや）に搭載された月レーダーサウンダーは、月の海領域における地下構造探査に成功した [Ono et al., 2009]。この観測データを使って、湿りの海において推定された最上層の玄武岩の誘電率からこの玄武岩層が 20%以上の空隙率をもつことが示唆された [Ishiyama et al., 2013]。この空隙率は、アポロサンプルの空隙率を上回ることから月表層の玄武岩には隕石衝突で形成されたクラックによるものと推定されているが、衝突によるクラックが実際に地下にどのような分布で形成され、誘電率にどのように反映されていたかは、空隙が均等に混合された媒質を想定す
る等価誘電率モデルでは正確に検討できない。そこで、本研究では、衝突実験により玄武岩標的にクレーターを形成し、その内部の密度・クラック量・誘電率の測定を行った。
衝突実験は、2014 年 12 月に宇宙科学研究所の横型二段式軽ガス（水素）銃を使用して行われた。標的には 20 cm ×20 cm × 10 cm の玄武岩、弾丸には直径 0.32cm のステンレス球（質量 0.133g）を用い、衝突速度依存性を調べるため、
3.5, 4.5, 5.5, 6.5 km/s の各速度で衝突させた。再現性確認のため、同じ条件の実験を 2 回ずつ行った。次に、形成されたクレーター周辺部で、クラック異方性による誘電率の相違を調べるため、1 つの試料から衝突に平行な方向と垂直な方向に沿った直径 2.5cm・長さ約 8∼10cm の円柱状のコアサンプルを切り出した。このクラックの異方性の調査により、空隙が不均一に混合された媒質を想定する誘電率モデル [e.g., Sihvola, 1988] で説明できるかどうかがわかる。最後に、切り出したコアサンプルを約 4mm の厚さごとに切断し、厚片を作成した。また、厚片内のクラック分布の同定をしやすくするため、厚片の表面を研磨した。密度は、厚片の重量と体積の測定から見積もり、クラック量は厚片の表面をスキャ
ナで読み取ることで調べた。誘電率は、東陽テクニカ社の誘電体測定システム（12962A 型誘電率測定インターファイスと 1260 型インピーダンスアナライザ）で 5MHz の周波数で測定した。講演では、この衝突実験で得られた試料の初期解析結果を報告する。
謝辞 : 実験は、JAXA 宇宙科学研究所のスペースプラズマ共同利用により行われた。

1/1

PPS21-P20

会場:コンベンションホール

時間:5 月 25 日 18:15-19:30

原始星降着円盤の構造と微惑星形成 (II)Structure of the accretion disk around a protostar and the planetesimal formation (II)
今枝 佑輔 1∗ ; 戎崎 俊一 1
IMAEDA, Yusuke1∗ ; EBISUZAKI, Toshikazu1
1
1

理化学研究所
RIKEN

固体粒子の濃集が局所的に生じうる原始惑星系円盤モデルを、定常粘性降着円盤の範囲で構築した。原始惑星系円盤において固体粒子が濃集することは、ダスト層の重力不安定を通じた微惑星形成にとって非常に重要な過程である (Youdin
and Shu 2002)。小さなダストは原始惑星系円盤内で合体成長し、粒径が大きくなるとガスに対して相対的に移動するよ
うになることが知られている。移動の方向はガスの圧力勾配の向きに依存し、典型的な原始惑星系円盤ではダストの移動方向は内向きである。またその移動のタイムスケールは非常に速く、典型的には 1000 年程度で中心星に落下してしまうことが示唆されていて、微惑星形成の一つの困難と考えられている。
今回我々は、粘性加熱を考慮した定常降着円盤において、電離源として系外宇宙線、円盤内の放射性物質の崩壊に加え、熱電離の効果も取り入れて原始惑星系円盤モデルを構築した。様々な先行研究が示すように、原始惑星系円盤の外縁部は宇宙線による電離が十分なため、磁気回転不安定 (MRI) による乱流領域となる一方、宇宙線が十分遮蔽される内側
高密度領域は赤道面で MRI 乱流が生じない静穏領域となる。今回の場合、熱電離も電離源として考慮したことにより、そのさらに内側に熱速度による衝突電離を起源とする MRI 乱流領域が形成される。そしてこの内側の乱流領域と静穏領域の境界は圧力勾配が正になりうる。多くの先行研究では (Balbus and Hawley 2000 等) この境界層は 0.1AU 程度と中心星に近い位置に存在している。一方我々のモデルではガス円盤の粘性加熱を考慮したことにより、この遷移領域が質量降着率が 10−7 Ms/yr 程度の進化段階では 1AU 程度に位置しうる。そのため境界層の温度が 1300K 以下に抑えらる。この境界層温度が抑制される効果は重要で、圧力勾配逆転層において固体成分が固体成分のまま溶けずに運動することを示唆している。
これを受け、我々は次のような微惑星形成のシナリオを描いている。ガス運動からわずかにデカップルしたダストはガス円盤から向かい風を受け角運動量を失い中心星に向って落下する。落下に従い周囲の温度は上昇するものの、ダストは固体の状態を保ったまま 1AU 付近の圧力勾配逆転層にまで達する。そこで今度はガス円盤から追い風を受けることになり、角運動量をもらって外側に移動する。従ってこの境界層近傍では固体成分の濃集が生じ、ダスト層の重力不安定による微惑星形成が促される。我々は今回、この固体成分のトラップに必要なダストサイズが 1cm 程度であることを明らかにした。これにより、mm サイズ以下の固体成分とそれ以上の大きさをもった固体成分が進化の過程で選別される。また、1000K を超える領域で微惑星形成が行われることで、揮発成分が乏しい微惑星が形成され、地球型惑星の構
成要素が水に乏しいことが示唆される。この原始惑星系円盤モデルの詳細について発表する。
キーワード: 原始惑星系円盤, 微惑星形成, 磁気回転不安定
Keywords: protoplanetary disk, planetesimal formation, magnetorotational instability

1/1

PPS21-P21

会場:コンベンションホール

時間:5 月 25 日 18:15-19:30

巨大氷惑星の熱進化における氷成分凝縮による熱進化への影響
The effect of the condensation of ice components on the theoretical estimate of the thermal
evolution of ice giants
黒崎 健二 1∗ ; 生駒 大洋 1
KUROSAKI, Kenji1∗ ; IKOMA, Masahiro1
1
1

東京大学大学院理学系研究科地球惑星科学専攻
Department of Earth and Planetary Science, The University of Tokyo

天王星と海王星はどちらも同じような質量・半径を持つが，それらの熱放射強度や大気組成は互いに異なっている．
天王星と海王星はどちらも有効温度が 59K であるため，天王星の熱放射は海王星に比べて小さいことが知られている(Hubbard et al., 1995)．惑星内部が全対流すると仮定して，水素エンベロープ・氷マントル・岩石コアの３層からなる惑
星の熱進化計算を行った結果，海王星の有効温度は ３層構造の惑星モデルで説明可能だが，天王星の有効温度は熱進化計算で得られる値より低いことが示された (Fortney et al., 2011; Nettelmann et al., 2013)．これまでの研究では惑星大気の氷成分の凝縮の影響を考慮していなかった．
天王星と海王星の進化を分けた原因の一つとして，巨大衝突の有無が挙げられる．天王星は自転軸が大きく傾いていることから，過去に巨大衝突を受けたことが示唆されている (Slattery et al. 1992)．巨大衝突を受けた天王星は氷成分が水素エンベロープに巻き上げられ，均質に混ざる可能性がある，他方，海王星は固体コアの周りに円盤ガスが降着して形成し，巨大衝突は受けていないと考えられる．したがって，天王星と海王星では初期の内部組成分布が異なることが予想される．特に前者のような巨大衝突を受けた惑星は大気中に氷成分を多く保持することになるため，凝縮の影響が大きいと考えられる．これまでの惑星熱進化計算は，大気を境界条件とし，内部で全対流する惑星を扱ってきた．低温度環境
下では惑星大気中の氷成分は熱進化に伴い，凝縮する可能性があるが，凝縮を考慮した大気を持つ惑星の熱進化の議論はまだされていない．天王星と海王星の熱進化の違いを議論することは天王星と海王星の起源を制約するだけではなく，
今後系外惑星のキャラクタリゼーションを行い，それぞれの大気組成やバルク組成，起源を理解する上でも重要である．
本研究では，氷成分凝縮を伴う大気を考慮した惑星の熱進化モデルを構築した．今回の発表では，水の凝縮を考慮した場合の結果を示す．惑星大気中において水が凝縮すると，凝縮による湿潤対流の発生と，水の沈降による湿潤対流の抑制が起こると考えられる．湿潤対流が維持されると，大気構造の変化に伴い惑星放射が変わり，射出限界 (Nakajima
et al., 1992) に従う惑星放射で冷却が起こるようになる．その結果，凝縮の効果を無視した場合と比較して，惑星の熱進化が早くなることがわかった．これは，凝縮による潜熱解放を考慮しない場合だと，惑星大気の温度が低いため，惑星放射が小さくなるが，凝縮を考慮すると，惑星大気の温度が高くなるため，惑星放射が大きくなり，惑星の冷却が効率良く働くためである．これらの結果は，今後天王星・海王星の熱進化の違いを議論する上で重要であると考えられる．

キーワード: 巨大氷惑星, 熱進化
Keywords: ice giants, thermal evolution

1/1