[P-PS07] 惑星科学

[PPS07-P26] 磁気的に降着する原始惑星系円盤でのスノーライン移動と岩石微惑星形成

*近藤 克¹、奥住 聡¹、森 昇志² (1.東京工業大学、2.東北大学)

キーワード：原始惑星系円盤、磁気流体力学、惑星形成、太陽系地球型惑星

地球をはじめとする太陽系の岩石型惑星は、太陽系外縁天体と比べて水に欠乏していると考えられている。例えば、地球の海水の量は地球質量の0.02%であり、初期の地球の水分量は最大でも1 wt%であるとされている。一方、太陽系の外側で形成したと考えられる氷惑星や彗星はその水分量が10 wt%を超える。太陽系星雲の中で地球型惑星がいつ、どこで、どのように形成されたかを制約するためには、原始惑星系円盤の温度構造がどのように進化していくかを理解することが重要である。なぜなら、温度構造は水氷が昇華する境界軌道であるスノーラインの位置を決定する。そして、水に欠乏する地球型惑星はスノーラインの内側で形成すると考えられるためである。
磁気流体力学シミュレーションによると、磁場とガスが相互作用する円盤(磁気降着円盤)では、ジュール散逸による円盤内部加熱が非効率であることが示されている。原始惑星系円盤の内部は光学的に厚いため低電離度になる。すると、円盤の加熱源となる電流層は比較的電離度の高い円盤の表層で形成する。そのため、表層で発生した熱は円盤の外部に逃げやすく、結果として内部加熱が非効率になる。最近の研究によって、磁気降着円盤の温度構造は、円盤の電離度やオパシティを支配する小さなダスト粒子のサイズ及び空間分布によって変化することが示された。しかし、ダストの成長や円盤内での運動は円盤の背景温度に依存しており、ダストと温度構造の共進化がスノーラインの移動を決定するはずである。
本研究では、磁気的に降着する原始惑星系円盤におけるダストと温度構造の共進化を明らかにし、スノーラインの移動を調べることを目的とする。そのために、円盤温度とガス・ダストの表面密度の進化を解く数値モデルを構築する。円盤温度はジュール加熱と放射冷却の平衡を仮定して決定し、それぞれ円盤の電離度とオパシティの依存性を考慮した。したがって、円盤の電離構造とオパシティの進化を、ダスト粒子の成長、破壊、中心星への落下を考慮して計算した。スノーラインの内側と外側のシリケイトと氷のダストの付着しやすさはフリーパラメータとした。
その結果、スノーラインの移動の時間スケールは、主に氷ダストの付着しやすさによって決まることがわかった。氷ダストが1 m/sと10 m/sまで付着できる場合、スノーラインは星形成の後2 Myrと1 Myrでそれぞれ現在の地球軌道よりも内側へ移動する。氷ダストの付着力が高くなると、円盤外側の領域の氷ダストが大きくなる。すると、内側へのドリフトが速くなり、円盤内のダストが早期に枯渇する。ダストの枯渇が速くなると、円盤オパシティも速く減少し、結果としてスノーラインの内向き移動が速くなる。しかし、シリケイトダストが氷ダストよりも付着しづらい場合では、円盤内側への速いダストのドリフトによってスノーラインの内部にダストが堆積する。この場合、惑星形成の最初の1 Myrの間に、重力不安定性やストリーミング不安定性によって、1 auに岩石微惑星が形成する可能性がある。