宇宙科学I (文科生)
惑星系の誕生・系外惑星・Astrobiology
土井靖生
2019/12/6,1320
オリオン Hubble image (再掲)
ESO/ NASA, ESA, M. Robberto ( Space Telescope Science Institute/ESA)
and the Hubble Space Telescope Orion Treasury Project Team
Proplyd atlas
</span>](http://akari.c.u-tokyo.ac.jp/~doi/Astronomy/media/heic0917aa.jpg)
原始惑星系円盤からの惑星形成
- 原始星 (proto-stars) の周りに原始惑星系円盤 (proto-planetary disks; proplyds) が存在することは確実
- 原始惑星系円盤内部でどの様にして惑星系を形成するか？
</span>](http://akari.c.u-tokyo.ac.jp/~doi/Astronomy/media/SEEDS_diskGal-1024x852.png)
大まかな描像
</span>](http://akari.c.u-tokyo.ac.jp/~doi/Astronomy/media/fg_01.jpg)
原始惑星系円盤 (ESO VLT による画像)
(cf. 原始惑星系円盤の描像)
原始惑星系円盤 (ALMAによる画像)
HL Tau
TW Hya
HD97048
原始惑星系円盤 (ALMAによる画像)
</span>](http://akari.c.u-tokyo.ac.jp/~doi/Astronomy/figure/apjlaaf741f3.png)
ALMAによる原始惑星系円盤の観測
- 円盤内の密度と温度分布がモデル構築に重要
- 現在鋭意観測中
</span>](http://akari.c.u-tokyo.ac.jp/~doi/Astronomy/media/Le-reseau-Alma-observe-l-etoile-Fomalhaut_width1024.jpg)
太陽系の惑星
</span>](http://akari.c.u-tokyo.ac.jp/~doi/Astronomy/media/PlanetsDwarfPlanets.jpg)
| 太陽に近い | 水星、金星、地球、火星 |
| ⇕ | 木星、土星 |
| 太陽から遠い | 天王星、海王星 |
太陽系惑星形成の“古典的標準モデル”
「京都モデル」
1970年代〜1980年代に、林忠四郎氏を中心とした京都大学の研究グループにより基本的なシナリオが構築される
- 原始惑星系円盤からの惑星系形成
太陽系の惑星分布[岩石惑星・ガス惑星・氷惑星]の分布や差異をきれいに説明
- 21世紀初頭までの標準モデル
より引用)</span>](http://akari.c.u-tokyo.ac.jp/~doi/Astronomy/media/slide_2.jpg)
林忠四郎 (1920–2010; 中野武宣氏の発表資料より引用)
古典的標準モデルの詳細
古典的標準モデルの詳細
- 円盤内で“ダスト”(\(\mu \mathrm{m}\)サイズの固体微粒子)の凝集
- 雪線より内側は鉄、ケイ酸塩(ケイ素、酸素、マグネシウム)
- 外側は氷が主成分
- ダストの円盤赤道面への沈殿、重力収縮によるkmサイズの微惑星の形成(約100万年)
- 「孤立質量」を集めた原始惑星の形成
</span>](http://akari.c.u-tokyo.ac.jp/~doi/Astronomy/media/fig2.jpg)
孤立質量 (isolation mass)
- 大きな微惑星ほど強い重力により周囲の物質を暴走的に集めて成長
- 自身の軌道上周囲の固体微粒子を集積(“feeding zone”)
- feeding zone 内の全質量
= 孤立質量
- feeding zone 内の全質量
- 太陽より遠い惑星ほど広い範囲からの物質を集められる
</span>](http://akari.c.u-tokyo.ac.jp/~doi/Astronomy/media/PIA07335_hires.jpg)
cf. 水星質量 0.06 M\(_{\oplus}\),
火星質量 0.11 M\(_{\oplus}\)
古典的標準モデルの詳細
- 原始惑星の衝突・合体成長
- 雪線より内側で小型の地球型惑星形成(岩石、鉄が主成分)
- 雪線より外側は氷も加わるため、より大きな固体惑星形成
雪線 (snow line)：太陽からの輻射により塵表面の氷が昇華する境界
- 巨大ガス惑星の形成 (\(\sim 1\)千万年)
- \(\geq 5 \sim 10 \mathrm{M}_{\oplus}\)に達すると周囲の円盤ガスを取り込んで加速度的に成長
古典的標準モデルの詳細
- 数百万年後に原始惑星系円盤消失
- 原始惑星の合体・成長のタイムスケール \(\propto (軌道長半径)^3\)
(運動速度\(\times\)円盤密度) - 外惑星は原始惑星の合体・成長が遅く、惑星形成前にガス円盤が消失
- 原始惑星の合体・成長のタイムスケール \(\propto (軌道長半径)^3\)
- 大量のガスを伴わない氷惑星の形成 (約1000万年 \(\sim\) 10億年)
円運動をするガス円盤から形成されるため、惑星の軌道はほぼ円軌道となる。
系外惑星の初検出
</span>](http://akari.c.u-tokyo.ac.jp/~doi/Astronomy/media/ann12010a.jpg)
</span>](http://akari.c.u-tokyo.ac.jp/~doi/Astronomy/media/f2.jpg)
- 1995年スイス・ジュネーブ大の Didier Queloz と Michel Mayor による
- 使用した望遠鏡はESO3.6m鏡
トランジット法の観測データ
食が観測出来る
確率
- 木星(5au) 0.1%, 12年に1回
- ホット・ジュピター(0.05au) 10%, 数日に一回
- 検出に有利・不利がある。観測データの解釈には注意が必要
</span>](http://akari.c.u-tokyo.ac.jp/~doi/Astronomy/media/29_ssc2005-09a_Ti.jpg)
Fomalhaut b by Hubble
SUBARU/SEEDS
](http://akari.c.u-tokyo.ac.jp/~doi/Astronomy/media/GJ504b_im.jpg)
](http://akari.c.u-tokyo.ac.jp/~doi/Astronomy/media/PR20121119-500x503.png)
HR 8799 by Keck observatory
](http://akari.c.u-tokyo.ac.jp/~doi/Astronomy/media/HR8799.html)
軌道半径 vs. 惑星質量
</span>](http://akari.c.u-tokyo.ac.jp/~doi/Astronomy/media/MvsR.png)
- 灰色:Kepler
- 青:視線速度
- 赤:トランジット
- 緑:マイクロレンズ
- 橙:直接撮像
- 右下に天体が無いのは検出限界のため
- \(0.1 \mathrm{M}_{\mathrm{J}}\)付近に岩石惑星とガス惑星の境目が見られる
軌道半径 vs. 惑星質量
- 古典的標準モデルでは内側に岩石惑星、外側にガス惑星
- 軌道半径0.1au以内にも多数の大質量惑星(ガス惑星)が発見される
- 「ホット・ジュピター」
惑星質量 vs. 軌道離心率
</span>](http://akari.c.u-tokyo.ac.jp/~doi/Astronomy/media/EvsM.png)
- 軌道離心率：0が真円、1に近づく程扁平率大
- 中心星に近付いた時と遠ざかる時で距離が\(\pm\)何%変わるか
- 古典的標準モデルでは惑星軌道の離心率は0に近い筈
惑星質量 vs. 軌道離心率
- 離心率の大きな惑星が多数発見
- 質量の大きな惑星ほど離心率の大きな惑星が存在
- エキセントリック・ジュピター
- 離心率の小さな大質量惑星は主にホット・ジュピター
- 中心星との潮汐力に因る
Exoplanets today: huge diversity
</span>](http://akari.c.u-tokyo.ac.jp/~doi/Astronomy/media/DY-14gMW4AA_8T8.jpg)
ケプラー(Kepler)
- トランジット法による
系外惑星検出専用衛星(NASA) - 2009年3月6日
\(\sim\) 2018年11月15日
</span>](http://akari.c.u-tokyo.ac.jp/~doi/Astronomy/media/focalplaneccdskepler-full_0.jpg)
</span>](http://akari.c.u-tokyo.ac.jp/~doi/Astronomy/media/163524-full.jpg)
</span>](http://akari.c.u-tokyo.ac.jp/~doi/Astronomy/media/005.jpg)
運用中・計画中のミッション
</span>](http://akari.c.u-tokyo.ac.jp/~doi/Astronomy/media/2017-105-2-86-heng-03-figcap.jpg)
ハビタブル・ゾーン
- 液体の海が存在出来る惑星(表面温度・重力)
- cf. 火星はハビタブル・ゾーンに入っているが重力が弱いため大気は地球の1/100以下
- \(1 \mathrm{M}_{\odot}\)の星で\(r = 0.9 \sim 1.5~\mathrm{au}\) (外側は不定性大)
- \(1 \mathrm{M}_{\odot}\)の星の\(10 \sim 20\%\)に地球サイズのハビタブルな惑星が存在と考えられる
</span>](http://akari.c.u-tokyo.ac.jp/~doi/Astronomy/media/F2.large_.jpg)
ハビタブル・ゾーンの惑星の例
- M型星の方がハビタブル・ゾーンが中心星に近く、検出が容易
- これまでの検出の大半がM型星周り(惑星環境は地球とはかなり異なる？)
- 銀河系全体では地球の様な惑星がおよそ数百億個存在していると考えられる
</span>](http://akari.c.u-tokyo.ac.jp/~doi/Astronomy/media/Diagram_of_different_habitable_zone_regions_by_Chester_Harman.jpg)
Habitable Planets
</span>](astrobiology_files/figure-revealjs/habitable_planet_plot-1.png)
Habitable Planets
</span>](http://akari.c.u-tokyo.ac.jp/~doi/Astronomy/media/HEC_All_Distance.jpeg)
Kepler-186f, 452b
- 「地球に最も似ている」系外惑星
</span>](media/452b_system_comparison.jpg)
TRAPPIST-1
</span>](media/ssc2017-01h_Lrg.jpg)
](media/795_T1_Density-Flux_Plot_1600.jpg)
Kepler-90
- Google機械学習による系外惑星の同定
](media/PIA22193.jpg)
M型星のハビタブル・ゾーン
- 100kmを超える深さの海
- いつも同じ方向に見える赤外線の「太陽」
- 降り注ぐ強烈な紫外線・X線
](media/ssc2017-01c_Inline.jpg)
太陽の光度進化
主系列星の光度進化
- 主系列星中心核での水素の核融合
- 徐々にヘリウムに変換
- 中心核のガスの密度が上昇
- 核融合活動の活発化による温度上昇
地球のハビタビリティ
</span>](media/habitable_earth.png)
- 誕生直後の太陽は現在よりも30%程度暗かった。
- 現在から10億年後には地球はハビタブルゾーンを外れる。
氷の下の液体の海
木星の衛星のエウロパ(Europa; Galileo 衛星による撮影)と土星の衛星エンセラダス(Enceladus; Cassini 衛星による撮影) – (Image Credit: NASA/ESA/JPL-Caltech/SETI Institute)
潮汐加熱
)</span>](media/dn25355-3_800.jpg)
エウロパとエンセラダスの断面図 (New Scientist)
)</span>](media/excitingnewe.jpg)
)</span>](media/fig01.jpg)
ガリレオ衛星
)</span>](media/PIA01299.jpg)
木星の4大衛星(ガリレオ衛星: Io, Europa, Ganymede, and Callisto)のイメージ (Image Credit:NASA/JPL/DLR)
-
イオ：活発な火山活動により表面は溶岩に覆われる
- 地球外で初めて観測された活火山
-
エウロパ：一面の氷と無数の赤いひび割れ
- 木星磁場との相互作用による液体の存在の確認
- ナトリウムイオンやマグネシウムイオンの溶け込んだ導電性の “海水”(塩や硫酸塩\(\mathrm{SO_4^{2-}}\))
Juice ミッション
2022年6月打ち上げ、
2030年1月木星到着予定。
ESA Juice ミッション想像図 (Copyright: Spacecraft: ESA/ATG medialab; Jupiter: NASA/ESA/J. Nichols (University of Leicester); Ganymede: NASA/JPL; Io: NASA/JPL/University of Arizona; Callisto and Europa: NASA/JPL/DLR)
木星や土星の氷惑星(エウロパやエンセラダス)の氷の下の海に生命は存在可能か
- 潮汐加熱による海の存在
- 海底熱水噴出孔による熱
- 還元性の鉱物の二酸化炭素による酸化エネルギーの利用
- メタン菌によるメタン生成反応 \(\mathrm{4H_2 + CO_2 \to CH_4 + 2H_2O}\)
地球の深海底の熱水噴出孔に見られるメタン菌や細菌(JAMSTEC)
水以外に依存する生命:タイタン
- 十分な大気が存在する唯一の衛星
- 窒素を主成分とする大気:地球以外の唯一の天体
- 98.4%の窒素と1.4%のメタン、0.1から0.2%の水素
- 太陽の紫外線によるメタンの分解
- 炭化水素が生成\(\to\)橙色の大気
)</span>](media/Titan_in_true_color.jpg)
タイタン表面は大気に覆われる。主成分は窒素。(Wikimedia Commons)
タイタン表面のメタンの湖(レーダー画像)
- 表面にメタンの海が存在
- メタンの気体・液体・固体が共存(三重点)
- 地球の水の循環に相当するメタンの循環が存在
小惑星サンプルリターン
- はやぶさ
- S-type (イトカワ)
- 2003年打ち上げ
- 2005年夏小惑星到着
- 2010年6月13日地球帰還
「あかり」によるC型小惑星のスペクトル観測
](media/20181217_astrof_02.jpg)
- 緑矢印が含水鉱物に起因する吸収
- 青矢印は水やアンモニア化物に起因する吸収
「あかり」によるC型小惑星の
加熱脱水過程の検出
](media/20181217_astrof_03.jpg)
生命の存在を示す「バイオマーカー」の観測
- 代謝に関係するバイオマーカー
- 酸素\((\mathrm{O_2})\)・オゾン\((\mathrm{O_3})\)
- 一酸化炭素\((\mathrm{CO})\)・二酸化炭素\((\mathrm{CO_2})\)
- 水\((\mathrm{H_2O})\)
- メタン\((\mathrm{CH_4})\)
</span>](http://akari.c.u-tokyo.ac.jp/~doi/Astronomy/media/PIA09196_ip.jpg)
</span>](http://akari.c.u-tokyo.ac.jp/~doi/Astronomy/media/fig3.png)
大気非平衡元素の観測
- 「バイオマーカー」が生命活動からのみ生ずるとは限らない
大気が非平衡状態にあることが分かれば生命活動の傍証となり得る
他に葉緑素の可視光と赤外光の反射率の違い(“red edge”と呼ばれる)を用いる方法等が提案されている
</span>](http://akari.c.u-tokyo.ac.jp/~doi/Astronomy/media/biosinatures.png)
太陽系天体のスペクトルの多様性
</span>](http://akari.c.u-tokyo.ac.jp/~doi/Astronomy/media/image_6262_2e-Solar-System.jpg)
大望遠鏡、衛星望遠鏡による観測
- 既存の大望遠鏡: VLT, Gemini, Subaru
- 衛星望遠鏡: ARIEL
- TMT: 日米中印加共同で2020年代後半の観測開始を計画
光学望遠鏡一覧
](https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/c/c5/Comparison_optical_telescope_primary_mirrors.svg)
