惑星形成

太陽系の惑星をベースに考えられた惑星形成理論。ホットジュピターの発見から始まった多様な系外惑星。スーパーアースとミニネプチューンだけでなく、スーパージュピターと質量の幅広い事。公転軌道も太陽系は太陽の赤道上ですが90度以上ずれている惑星系も多い。
惑星形成
2021年9月16日に提出
私たちの銀河は惑星でいっぱいです。私たちは今、惑星と惑星系が多様であり、さまざまなサイズ、質量、組成、およびさまざまな軌道構造を備えていることを知っています。過去数十年の間に、観測的にも理論的にも惑星形成の理解に大きな進歩がありましたが、いくつかの基本的な問題は未解決のままです。これは、さまざまな物理的および化学的プロセスを含み、長さスケール、質量、およびタイムスケールの膨大な範囲にわたるプロセスの複雑さを考えると、驚くべきことではないかもしれません。さらに、惑星の形成を直接観察することはできませんが、さまざまな情報を1つの一貫した画像にまとめることによって推測する必要があります。「惑星はどのように形成されますか？」現代の天体物理学では依然として根本的な問題です。

図1.コア降着モデルにおける惑星の成長のスケッチ。 示されているのは、惑星の質量と時間の関係です。
暴走ガスの降着が始まるフェーズ3の開始まで。 紫色の破線：純粋な重い要素
実際のコア質量。 茶色の破線：ガス状（水素とヘリウムのみ）の質量。 赤い実線：エンベロープ内の重元素の質量。 青い破線：惑星の総質量。 での成形オブジェクトのスケッチ
各段階は上に示されています（縮尺どおりではありません）。それぞれ。 MzとMH-Heは、重元素とH-Heの質量に対応します。

II。 最先端
惑星はどのように形成されますか？ 現代の天体物理学では依然として根本的な問題です。 に関する研究
惑星の起源は過去数十年にわたって行われてきましたが、
太陽系の形成については、はるか昔に星雲説で始まりました
イマヌエル・カント（1755）とピエール・シモン・ド・ラプラス（1796）によって紹介されました。 実質的な
マイルストーンは、1969年のヴィクトルS.サフロノフの出版[97]で、惑星の物理モデルがありました。
フォーメーションが提示されました。
90年代半ばまで、太陽のような星の周りの最初の太陽系外惑星が発見される前に[79]、すべての惑星形成モデルは、太陽系の特性を説明することを目的としており、暗黙のうちに
すべての惑星系は私たちと同様の構造を持つべきだったという根本的な仮定。今日でも、太陽系は惑星形成モデルの重要なベンチマークであり続けています。
モデルをテストすることを可能にするその惑星とその小さな体に関する膨大な量の情報を持っています
非常に詳細に。
しかし、太陽系は、4つの地上を備えたかなりよく配置された惑星系です。
惑星、2つのガス巨人、2つの氷巨人、太陽からの距離の順に。これはにつながります
木星の位置で最大となる質量関数。惑星の軌道は小さいです
システムの全角運動量に直交する平面に対する傾斜。
それ自体は、太陽の赤道とほぼ一致しています。さらに、すべての惑星の軌道はほぼ
円形で、ほとんどの惑星は、それらが軌道を回るのと同じ方向にそれらのスピン軸の周りを回転します。
太陽。最も遠い惑星である海王星は30AUにあり、最も近い水星は約0.4AUにあります。
フォーメーションモデルは、これらの機能を一般的で必要な結果として説明するように設計されました。
惑星形成プロセス。
惑星系に対する私たちの見方は、太陽系外惑星の発見によって完全に変わりました。新しいタイプ
惑星の数が発見されました-スーパーアースとミニネプチューンだけでなく、スーパージュピター。さらに、
巨大な惑星は、ホスト星（ホットジュピター）に非常に近い軌道上で発見されていますが、数十AUの星から非常に遠く、多くの場合、
恒星赤道;中質量惑星の多くのパックされたシステムが発見され、閉じ込められました
水星の軌道内で、多くの場合、互いに平均運動共鳴の中または近くにあります。要約すると、惑星系は私たちのものとは劇的に異なる可能性があります。これらの観察は挑戦します
太陽系の構造を説明するために調整された惑星形成モデル。現代の惑星
形成モデルは、太陽系の詳細な構造だけでなく、
惑星系間の幅広い多様性、および恒星型の観点から観察された傾向、
金属量など
惑星形成の標準モデルは「コア降着」として知られています。惑星形成の最初の段階は、で作られた惑星の「コア」の構築です。
重い要素。コアの成長は、微惑星、小石の降着の結果である可能性があります
または両方。この形成段階は、しばしば呼ばれる固体原始惑星の形成につながります
それらが質量で地球下にある場合は惑星の胚、またはより質量が大きい場合は惑星の核。
それらの質量は、局所的な条件（微惑星密度、小石フラックスなど）に依存します。の成長
惑星の胚/コアはフェーズ1と呼ばれます。フェーズ1の間に、
形成物体はHの約2M⊕降着を超えます-彼は起こる可能性があります。それにもかかわらず、これで
ステージでは、オブジェクトの構成は明らかに重い元素によって支配されます。ここで、MzMH-Heです。
コアの成長が十分に速く、ガス状ディスクがまだ存在する場合、形成対象はディスクからガスを着実に降着し始めることができます（フェーズ2）。この段階では、ミニネプチューンと
海王星のような惑星が形成される可能性があります。つまり、まだ重い元素が支配的であるが、
H-Heのバインドされた封筒。このフェーズの終わりに、H-Heの質量は重いものに匹敵する可能性があります
元素の質量、つまりMz〜MH-He。かつて重元素の質量と気体の質量
エンベロープが同等になり（クロスオーバー質量として知られる）、成長する惑星は指数関数的にHHeガスを降着し始めます（フェーズ3、別名暴走）。この層に到達する惑星
ステージは急速に巨大な惑星になります。つまり、質量がガス状のエンベロープによって支配されている惑星です。
Mz MH-He、土星や木星のように。ガスの暴走降着は、散逸によって終了します
星雲ガスの、または以下で議論するようにガス降着を調節する他のメカニズムによる。一度
巨大な惑星は、それが収縮し、10＾9年の時間スケールで冷却する最終的な質量に達します（長期的な惑星の進化）。図1は、惑星形成の3つの主要なフェーズのスケッチを示しています
コア降着シナリオと各段階で予想される形成されたオブジェクト。

III。重要な質問
以下に、惑星形成理論における主要な未解決の質問のいくつかをリストします。
惑星はどこで形成されますか？
太陽系の惑星は、今日私たちが観測している場所で形成されたと何十年もの間想定されていました。
非常に短い期間でのホットジュピターとその後の小さな惑星の発見は、惑星は（大幅に）軌道上の位置を変えることができます。最も受け入れられている説明は軌道です
ガス状ディスクがまだ存在する場合の移行。実際、ディスク内の惑星移動はすでに1980年に予測されたが、発見されて初めてコミュニティの注目を集めました。
ホットジュピターの。ホットジュピターの存在を説明できる他のシナリオは相互です　巨大惑星のシステムの散乱またはその場での形成。それにもかかわらず、の存在
互いに共鳴する中質量惑星のシステム（例：Trappist-1、Kepler-223）は移行の明確な署名。また、暖かい木星の重い元素の濃縮はサポートします
惑星移動のシナリオ。
形成の観点から、巨大惑星の形成のための理想的な条件は近いです
アイスライン。ただし、移動を含めると、雪線で形成される巨大な惑星はすべて
ホットジュピターになってしまいます。これは、ホットジュピターが冷たい木星（つまり、中心星から1 AUを超える木星質量惑星）の約10％のみ、観察バイアスが考慮されると。現在予想される移行率では、
コールドジュピターは、20 AU を超えて形成され始めて、近くに移動しないようにする必要があります。
原始惑星系円盤の寿命内の現在の軌道よりも星。しかし、それはまだです
雪線で形成され始めたはずの惑星がどこで終わったのかは不明です。したがって、このトピックはまだ議論されていると言っても過言ではありません。
組成と形成場所は集中的に調査されています。
興味深いことに、太陽系はうまく配置されたシステムですが、惑星が動き回れば、その観測された特性のいくつかを説明することができます。の集団の軌道構造
外側の太陽系の小天体は、力学の段階で彫刻されている必要があります
巨大惑星の不安定性（レビューについては[89]を参照）。この動的な不安定性は
原始惑星系円盤からガスが消失した後に発生し、惑星の軌道の相互分離を増加させ、それらの離心率と傾斜をいくらか刺激しました。
ガスディスク段階では、火星と火星の小さな質量を説明する手段として、土星の影響により、木星が外側に移動する前に1.5〜2AUに移動することが提案されています。
小惑星帯の枯渇。木星の移動がそうでなかったかもしれないとしても
極端な場合、土星は木星の移動を遅くしたり逆転させたりする役割を果たしたと予想されます
そしてすべての外側の惑星が互いに平均運動共鳴で入ったこと。残念ながら、若い太陽の動的進化を制約する直接的な証拠はありません
システム。惑星移動の不確実性は、現在観測されているものをリンクする私たちの能力に挑戦します
元の形成位置への惑星軌道と動的な重要性の評価
若い惑星系における相互作用。