探査機 はやぶさ が読み解く太陽系形成の謎

神奈川大学 理学部 非常勤講師佐々木貴教

自己紹介❖ 佐々木 貴教（ささき たかのり）

❖ 東京工業大学 大学院理工学研究科 地球惑星科学専攻学術振興会特別研究員（PD）神奈川大学 理学部 非常勤講師

❖ 2008年3月に東京大学で学位を取得

❖ 専門は “惑星の形成と進化” の理論研究　惑星系はどのようにして作られるのか　惑星系はどのように進化していくのか　 我々は何処から来て何処へ行くのか？生命を宿す “第二の地球” は存在するか？

本講演のトピック

(1) 探査機「はやぶさ」の軌跡と奇跡(2) 太陽系の化石：隕石と小天体(3) 太陽系形成論と系外惑星の発見(4) はやぶさ２から太陽系外生命まで

探査機「はやぶさ」の軌跡 と 奇跡

おかえりなさい「はやぶさ」

2010年6月13日 はやぶさは無事に地球に帰還

探査機「はやぶさ」の軌跡2003年5月 打ち上げ2005年夏～　小惑星イトカワに到着　表面の観測　表面物質の資料採取2010年6月 地球に帰還2010年10月 資料中から微粒子を検出！

小惑星への到着＆帰還は工学実験探査機として快挙小惑星の物質は太陽系の謎を解く鍵を与える！

はやぶさが明らかにしたイトカワの姿

http://www.isas.jaxa.jp/j/topics/topics/2010/1008.shtml

小惑星表面の微粒子の採取に成功！

http://www.isas.jaxa.jp/j/topics/topics/2010/1116.shtml

太陽系の化石：隕石と小天体

各天体の軌道

隕石の母天体短周期彗星の巣

小惑星の破片としての隕石

小惑星

地球に降ってくる隕石のほとんどは小惑星の破片

隕石

地球に落下

隕石の分類石質隕石

鉄隕石 石鉄隕石

主にケイ酸塩鉱物からなる全隕石の９割以上を占めるコンドリュールを含むもの：コンドライト　　　　　　含まないもの：エコンドライト

主に金属鉄（Fe-Ni合金）からなる

金属鉄（Fe-Ni合金）とケイ酸塩鉱物が混在

小惑星 v.s. 隕石

スペクトルが互いに一致していない！原因

観測できない小さな小惑星が存在？地球への落下しやすさの違い？宇宙風化作用によるスペクトル変化！

小惑星＝隕石の母天体　普通コンドライト：地球上に落下する隕石の大部分　S型小惑星：小惑星帯の内側で観測される小惑星の　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　大部分

コンドライト隕石の年代測定・CAI（Calcium-Alminum rich Inclusion）　　45.67億年前に形成；太陽系最古の固体物質　　　　100万年～300万年・コンドリュール形成　　　　～1000万年・コンドライト隕石が形成

太陽系の年齢 ≒ 45.6億年

NASAの探査機「スターダスト」1999年2月 打ち上げ2004年1月　ヴィルト第２彗星に到着　彗星から出る塵を採取2006年1月 地球に帰還

彗星は主に大量の氷からなる → 低温環境で形成塵の中に結晶質シリケイトが存在 → 高温環境で形成

太陽系形成時に大規模に物質が混ざった証拠？

太陽系形成論と系外惑星の発見

太陽系形成標準理論（林モデル）

原始惑星系円盤

微惑星の形成

微惑星の合体成長

地球型惑星形成

木星型惑星形成

©Newton Press

微惑星の合体成長数kmサイズの微惑星が形成

互いに衝突・合体を繰り返し成長

↓

暴走成長により少数の微惑星が急成長

火星サイズの原始惑星が形成

↓

ジャイアントインパクト

原始惑星同士の巨大天体衝突を繰り返し, 現在の惑星へ

巨大ガス惑星の形成

原始惑星に円盤ガスが暴走的に流入 → ガス惑星へ

巨大氷惑星の形成

円盤散逸後に原始惑星が形成 → ガスを纏えず氷惑星へ

Mayor & Queloz (スイスの観測チーム)人類初の系外惑星検出！ペガサス座51番星の周りに Hot Jupiter が存在！

1995年10月太陽系外惑星の発見

2010年12月3日現在約500個の系外惑星を発見！

太陽系外惑星が続々と見つかる

理論的に予想される惑星の多様性

last section, the gas truncation by Mgas;vis seems to be incon-sistent with the observational data, but the migration conditionby Mgas;vis may be reasonable.)

In these calculations, !dep ! 106 107 yr. The time-dependentcalculation of disk evolution (Lynden-Bell & Pringle 1974)indicates that the disk mass declines on the viscous diffusiontimescale near Rm. If gas depletion in disks is due to theirviscous evolution, we would expect !dep to be comparable to!disk; acc (eq. [70]) near Rm " 10 AU. In order to match the ob-served properties of protostellar disks around classical T Tauristars, we adopt " ! 10#4, which corresponds to !dep=!disk; acc "1 at 10 AU.

The results of our simulations are shown in Figure 12 forthree series of models. In each case, the gas and core accretionare truncated by the conditions that correspond to those inFigure 9. The results show that the spatial distribution of the

gas-poor cores is not affected by the migration because it onlyaffects those planets that are able to accrete gas and to open upgaps. But for gas giant planets, equation (65) indicates that themigration timescale increases with their masses and semimajoraxes. The less massive gas giants are formed preferentiallywith relatively small semimajor axes, and they migrate to"0.04 AU in all the cases. This result is consistent with theobserved mass distribution of the short-period planets, whichappears to be smaller than that of planets with periods longerthan a few months (Udry et al. 2003).

Gas giant planets with !migP !disk migrate over extendedradial distance provided that the disk gas is preserved for asufficiently long time for them to form. For example, thecritical value of fdisk for the formation of gas giants is "3–8 ata " 1 AU where #ice ! 1 (see x 4.1). From equation (18), wefind that in disks with fdisk larger than the critical value, the

Fig. 12.—Similar plots as Fig. 9, but with the effect of type II migration included. The value of " -viscosity is taken as " ! 10#4 to be consistent with diskdepletion times "106–107 yr. (a) Gas accretion is truncated by Mg; iso and core accretion by Mc;iso; (b) Mg; iso and Mc;no iso; (c) Mg; th and Mc; iso. We adopt !ag ! 2rHin (a) and M$ ! 1 M% in (c).

DETERMINISTIC MODEL OF PLANETARY FORMATION. I. 409No. 1, 2004

軌道長半径 [AU]

惑星の質量 [M

E]

地球型惑星

巨大氷惑星

巨大ガス惑星

Hot Jupiter

はやぶさ２から太陽系外生命まで

惑星の材料物質たち

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http://www.japanprize.jp/data/seminar/200909yano_ppt.pdf

はやぶさ２以降の探査計画

http://b612.jspec.jaxa.jp/mission/pbody_place.html

水が液体で存在できる領域

太陽系外惑星に生命は存在するか？

ハビタブル・プラネット

Gliese 581

Habitable Zone

fg

2010年9月30日新しい惑星の存在が発表される

Gliese 581g はハビタブル・プラネットかも！？質量は地球の３倍程度 → 「第二の地球」？？

われわれはどこから来たのかわれわれは何者かわれわれはどこへ行くのか

-Paul Gauguin