神話通りの衛星形成シナリオ!?
天文学 人文学のいろいろ
藤井悠里 (京都大学 人間・環境学研究科)

第52回天文・天体物理若手夏の学校, 2022年8月24日

巨大氷惑星巨大ガス惑星Giant impact? 捕獲?
→ JAXA MMX mission

岩石惑星月Giant impact

©JAXA

フォボス

ダイモス
©NASA

Planets

0.1MPluto

0.01MEarth~10-8MMars~10-4MNeptune

Moons~10-4MUranus~10-4MJupiter~10-4MSaturnRocky Bodies in Solar System

Jupiter Saturn

Jupiter

Jupiter太陽系の形成過程
原始惑星系円盤(惑星形成円盤)

https://www.rikanenpyo.jp/FAQ/tenmon/img/007_2.jpg

衛星系の形成現場

周惑星円盤©T. Tanigawa

https://www.rikanenpyo.jp/FAQ/tenmon/img/007_2.jpg

JupiterGanymedeIoEuropa
Callisto©Tenmonkansokushi Montekaruro周惑星円盤の観測例

AS 209First detection of gas(Bae+2022)

Candidate of a CPD @210 au around CSCha(Ginski+ 2018)

Candidate of a CPD@52au around TW Hya(Tsukagoshi+ 2019)

Detection of CPDs @23 & 35 au around PDS70(Isella+ 2019)

観測の困難さからシミュレーションが先行
Protoplanetary disk (PPD)

Numerical simulations
infallgas giant

Circumplanetary disk (CPD)©Frédéric Masset

Tanigawa et al. (2012)

e.g. Machida+ (2006, 2008, 2010)
Klahr & Klay (2006), Ayliffe & Bate (2009)
Tanigawa+ (2012), Gressel+ (2013)
Szulagyi+ (2016), Szulagyi (2017)

ガス惑星近傍へのガスの降着

Tanigawa et al. (2012)
Visualized by T. Takeda

Satellite Formation Models• Minimum mass sub-nebula models– hold whole material to form moons

e.g. Lunine & Stevenson (1982), Lissauer & Stewart (1993)• Solid enhanced minimum mass model– gas component reduced, laminar

Mosqueira & Estrada (2003ab), Estrada & Mosqueira (2006)• Gas-starved disk model– actively supplied viscously evolving disk
Canup & Ward (2002, 2006), Sasaki+ (2010), Ogihara+ (2012)

Satellite Formation Models• Minimum mass sub-nebula models• Solid enhanced minimum mass model
For simplicity: isolated system• Gas-starved disk model
In reality: embedded in gaseous disk

Moon Formation in Gas-starved Disk
Canup & Ward (2002, 2006)

inﬂow of gas and solids

interaction between
disk and moons

Proto-satellites fall onto JupiterMoon Formation in Gas-starved Disk
Canup & Ward (2002, 2006)“Survivors” became Galilean moons

Mmoons,total~10-4Mplanet can be explained

衛星が落下しないためには• 周惑星円盤がタイミングよく散逸する

Canup & Ward (2002, 2006)• 円盤内縁と惑星の間に隙間がある

Sasaki+ (2010), Ogihara & Ida (2012), Shibaike+ (2017, 2019),Batygin (2018), Batygin &Morbidelli (2020), Fujii+ (submitted)(Batygin 2018)• 円盤の構造で衛星移動が止まる

ガニメデ 1周

エウロパ 2周
イオ 4周

Fujii+ (2017), Arakawa & Shibaike (2019), Fujii & Ogihara (2020)

木星＊ひとつ止められると、他の衛星も止められることが多い
移動が十分ゆっくりな場合は後続の衛星を共鳴軌道に捕獲

4:2:1 = ラプラス共鳴

Ogihara & Kobayashi (2013)

è ガリレオ衛星の形成には有利, タイタンの形成には不都合

土星の衛星全部の質量の95%以上！

なぜ土星には巨大衛星がひとつしかないのかは長年の謎だった
N体シミュレーションでは複数orゼロという結果になりがち(Canup & Ward 2006, Ogihara & Ida 2012)

軌道を大きく変える要素
Type I migration (惑星/衛星移動)• 円盤と天体との相互作用によって天体の軌道が変化• 系外惑星のホットジュピターの軌道を説明 (移動が内向きになる事が多い)
軌道移動のタイムスケール(e.g., Paardekooper et al. 2011)

衛星が惑星に落下してしまう

移動の向きや速さを知りたい
β: 移動の向きを決める係数
β>0: 外向き
β<0: 内向き

è 円盤の構造を決める
面密度や温度構造の半径依存性で決まる※過去の多くのモデルでは単一ベキを仮定

Mp: 中心惑星の質量
Ms: 衛星の質量

Σ: 面密度r: 円盤半径cs : 音速vK: ケプラー速度
Ω: ケプラー角速度

sha1_base64="Wsr1lxI/+xIM17RMtSZtslnh8RU=">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</latexit><latexit

円盤モデルの構築：面密度進化
原始惑星系円盤からの質量流入, f流入がなくなる

f /r
1(Based on Tanigawa et al. 2012)

円盤が散逸する

周惑星円盤

粘性拡散

流入項ありの円盤の拡散方程式

ν=αcsH: 粘性係数
α: 粘性パラメータ
cs: 音速H: スケールハイト
Tanigawa+2012 (Visualization: T. Takeda)

衛星移動(Type I migration)が終わる

温度構造の計算• 円盤の粘性係数νが温度に依存する• 衛星の移動は温度分布のベキに強く依存する※赤道面で加熱されると仮定(cf. Mori & Shibaike)Tc: midplane temperature
Te: effective temperature(Cannizzo 1993; Armitage+ 2001)

粘性加熱

放射冷却

Cp: specific heatvr: radial velicity
κ: opacity (Bell & Lin 1994)

周惑星円盤の時間変化 (散逸過程)
原始惑星系円盤(惑星形成円盤)からの流入がなくなってからの周惑星円盤(衛星形成円盤)の時間変化を計算した (10万年くらい)

10104103

温度
10T [K]Σ [g cm-2]

面密度
5102
10

110010initial5x103yr
43x105yr
1x10 yr-1

1

時間
10

この段階

initial5x103yr
3x104yr
51x10 yr4

密度や温度の半径依存性によって衛星軌道が変化
è 生まれた衛星が土星に飲み込まれてしまう

103102100r [Rp][土星半径]
土星からの距離110100r[R]p
土星からの距離[土星半径]

Fujii & Ogihara (2020)

あるスナップショットの瞬間の衛星が移動する向き

Mm [MTitan]
衛星の質量[タイタン質量]105000 year

21

安全地帯
0.1

0-2-4
内向き

0.01
10

惑星表面

外向き
4100

r [Rp] [土星半径]
土星からの距離Fujii & Ogihara (2020)

シミュレーション結果の動画
衛星の質量 [タイタン質量]

外向き

衛星

内向き
惑星表面

土星からの距離 [土星半径]

シミュレーション結果の動画

外向き

衛星の質量 [タイタン質量]

円盤散逸
１つだけ生き残った！
Safety zone

内向き
惑星表面

土星からの距離 [土星半径]

タイタン形成シナリオ
1

衛星の軌道移動の向き
5000 year

内向き

外向き

42

安全地帯

00.1-2量]

周惑星円盤内で衛星が成長

Mm [M
衛星質量
[タイタン質Titan]

10Fujii & Ogihara (2020)-40.01©N ASA

10100

タイタン

r [Rp]
円盤半径[土星半径]

安全地帯にあった衛星だけが円盤散逸まで生き残る

巨大衛星が１つだけの系が形成される

210(a)

初期条件

軌道長半径
Semimajor [土星半径]
axis [Rp]

大きな衛星は移動が速い

生き残る

101

落ちる
010102

103

時間
Time [年][year]

104105

©NASA

ピーテル・パウル・ルーベンス作 →（17世紀）

出展：https://www.ibma.jp/news/神様パラダイス！『オリュンポス十二神』をゆる/

天文学

歴史学

古天文学

Astronomical phenomena

Historical literature1054年 客星現る

© 冷泉家時雨亭文庫

明月記 by 藤原定家 (1162-1241)

当時の爆発の超新星爆発の残骸は今でも見える天文学者が観測できるのは現在の空のみ
歴史史料には過去の観測データが多く埋もれている

今の地球では知り得ない過去の天文・気象現象を引き出したい
1. >100年以上のタイムスケールの変動現象
2. >100年以上前の天文現象

歴史史料を読める歴史学者と天文現象を解釈できる天文学者の垣根を超えた協力が必須！

チームメンバー (2022年8月 現在)
宇宙物理学・天文学 (+計算科学)

歴史学・人文学 (+海洋学)

川本 悠紀子 小坂 俊介

佐野 栄俊

市川 幸平

(岐阜大)

藤井 悠里

程 永超(東北大)

(京大)

(東北大)

成子 篤

津村 耕司

早川 尚志 村田 光司(京大)(東京都市大)*呂 沢宇*呂・小島氏は大学院生

(東北大)

(名大)

(つくば大)(名大)(愛知教育大)

*小島 敦
(名大)

Our ambition: to date supernova explosions
Example of supernova remnants
Tychoʼs supernova in 1572

CXC/NASA

Cassiopeia A in 17th?

Keplerʼs supernova in 1604

NASA/ESA/JHU/R.Sankrit & W.Blair

RX J1713
in 393?

Sano et al. (2017)

Vela Jr. in 2400-5100 years ago?

Tackle dating ofunknown explosions!
Obtain more physicalproperties (e.g. light curves)
N ASA/JPL-Caltech /O. Krause (Stew ard Observatory)

1. 歴史学から天文学への貢献

古い時代の太陽風強度の推定は可能か？
彗星のプラズマテイルが手がかりに1769年の記録が最古と報告されていた©Юкатан

Hale-Bopp彗星（C/1995 O1）のプラズマ・ダストテイル

C/1769 P1のCometary diagrams(Messier and Le Gouaz 1775)

1769年以前の3つの事例を探索・検討
1. ベルギーでの1577年大彗星の記録と図（ ）2. 中国史書にある837年ハレー彗星の尾の記録
3. シリア年代記の760年のハレー彗星の記述と図1577年の彗星のスケッチ

Gemma (1578)

ステラナビを用いた軌道計算との比較から各々の記録の信頼性を検証
肉眼でのプラズマテイル観測の可能性＋過去の太陽活動の活発さを示唆
Hayakawa, Fujii et al., J. Space Weather & Space Climate, 2021

2. 天文学から歴史学への貢献

過去の天文現象の記録からEclipse
歴史上の事件の年代を特定できる？
天文現象…文字が残る最古の時代から記録：
日食・月食、彗星、流星 etc.
歴史上の事件と結びつけて解釈

Meteor shower

支配者の死、新たな時代の到来、飢饉や地震の前触れetc.
記録された天文現象の年代決定＝関連付けられた歴史的出来事の年代決定
Engraving by Adolf Vollmy (1889)

ケーススタディ：ある皇妃の死亡年700年前のとあるヨーロッパの歴史書「（最近起こった）日食が、皇帝の妃の死の前触れだった。また彼女が亡くなる6ヶ月前に、北の空に彗星が現れた。それは髭付きで3ヶ月続き…」
彗星が現れたのはいつ？
2つの候補A, B

先行研究では当時の政治情勢を根拠にAに同定(w/o 彗星の分析)

皇妃の図像付きの封鉛
Nesbitt & Morrison (2009)2つの彗星候補の天文学的検討（画像は無関係のイメージです）

候補A: 彗星ではなく流星

候補B: 歴史書の記述によく一致(方向や期間など)

これまで歴史学者に受け入れられてきた皇妃の死亡年代＋関連する出来事の年代を修正
Murata, Ichikawa, Fujii et al., PASJ, 2021

3. 歴史学から気象学への貢献

晴天率

承政院日記を用いた280年分の晴天率の変化
animi
Prel

sulterry

承政院日記 (1623-1894)
ほぼ毎日記録が残っている

マウンダー極小期• 晴天率が低いと予想されていたマウンダー極小期に晴天率の変化は見えない• 逆に、1750年前後に50年ほどの晴天率減少の時期があり, その後は晴天率は上昇傾向