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| 項目 | 太陽系 |
| 主題 | 木星 |
| How Jupiter Got Big | |
| Credit: NASA/JPL-Caltech | |
| Explanation | |
| How did the largest planet in our solar system form? The traditional view is that Jupiter first formed a rocky core, several times the size of Earth, which then attracted a still larger outer envelope of gas. This process is known as "accretion." But there are problems with this model. The major problem is that if the large, gaseous planet did form by the gradual accretion of material, it would have taken a very long time to develop. Current estimates range between 10 million and 1 billion years. However, recent observations of distant stars suggest that planets have at most a few million years or less to gather up as much dust and gas as they can before the protoplanetary disk that feeds them disappears. | |
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| 今日の宇宙画像は、私たち太陽系の木星がどのようにして巨大なガス惑星として誕生したかについてです。 諸説ありますが、今日は、原始惑星ディスクの不安定性と核の成長理論について考察してみました。 現時点で、万全な検証も理論も構築されていませんけれども、もっとも可能性がありそうな理論のようです。 長い文章の割には、要点を得られるようで得ないような雲を掴むような内容になりましたので、主題の画像も、謎模様を描く木星大気圏です。 木星を取り上げた理由は、他の太陽系でも最初に発見されるのが、木星のような巨大ガス惑星ですからまず、そのようなガス惑星の誕生過程を探るべきと考えたからです。 まだ、謎は解けませんけれども、一筋の光を見たようにも思いますが・・・ 2005年 7月22日 t.sasaki |
| 木星が大きくなった原因とは |
| Credit: NASA/JPL-Caltech |
| 画像の説明 |
| どのように、私たちの太陽系の中の最大の惑星は、形をなしたのでしょうか？ 従来の見解は、木星が最初に地球の大きさの数倍の岩石核を作ったということです。そして、それからガスのさらにより大きい外の外層を引き寄せました。 この過程は、「成長」として知られています。 しかし、このモデルに関しては、問題があります。 重大な問題は、大きいガスの惑星が、物質の段階的な成長で形をなすならば、発達するのに非常に長い時間を必要としただろうということです。 現在の推定は、1000万年から10億年の間で変動します。 しかし、遠い星々の最近の観察は、惑星が、それらに供給する原始惑星のディスクが消える前のほとんど数百万年以下で、それらができる限り多くの塵とガスを寄せ集める必要があることを示唆します。 |
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科学者は、それが遠い生まれたての星々の研究から観察したものであるので、ガスと塵の原始惑星のディスクが、ほんの数百万年の間だけしか持たないと、現在一般的に思っています。 私たちは、星の年齢を非常に上手く測定することができます。したがって、ディスクができてからの年数の決定は、安定した実相となります。 大部分の科学者は、1000万年以内で、ガスが去るので、ディスクが短命であったと述べています。 しかし、全ての原始惑星のディスクが、短命であると断言することはできません。 それは、私たちの太陽系ディスクが、これまでに観測された太陽系ディスクの平均より、非常に長く続いたということであるかもしれません。したがって、私たちの太陽系の中の惑星は、誕生するまでに非常に長い期間がありました。 モデルは、核の成長が木星を作るために少なくとも数百万年かかるようなことを示唆しますけれども、大部分の原始惑星のディスクは、そんなに長く存在するようではありません。 多分、私たちの太陽の星雲は、特に長生きだったのでしょう。その場合には、私たちの太陽系は、とても稀な太陽系になるのかもしれません。 |
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| Credit: NASA/STSCI-HST | ||
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最近まで、科学者は、私たちの太陽系が典型的であると思っていました。 天文学者は、私たちの太陽系が、宇宙の特別な場所ではなくて、宇宙原則上で、赤ちゃん以来大きくなってきたと述べます。 現在、私たちには、それが真実でないかもしれないことが明らかになりつつあります。そして、私たちは、その原則を捨てなければならないかもしれません。 それは、複雑な生命を維持することができる地球のような世界が可能なところで、1000の星の内1つの星だけが、私たちのような太陽系を保持することができるということかもしれません。 しかし、現在の科学技術が、他の星々周辺で私たちのような太陽系を見つけるために十分に敏感ではないので、私たちの太陽系が、一般的であるか稀有かどうか、現在、決定する方法がありません。 惑星が、核の成長だけを通して誕生するならば、私たちの太陽系の原始惑星のディスクは、長生きだったことになります。なおかつ、長生きのディスクが珍しいならば、惑星は、宇宙の他の太陽系で一般的でなくて、全く稀有な天文事象の結果となります。 しかし、惑星がディスク不安定性のような他より速い手段で誕生するならば、太陽系で惑星はとても一般的である可能性があります。 これまで、60以上の太陽系外の惑星が、発見されました。これらの惑星は、全て大きいガス状の惑星で、ほとんどが私たちの太陽系の木星よりも数倍も大きな惑星でした。これは、現在の観測技術の限界によるものでしたけれども、小さな岩石型の惑星も検出できつつあります。 これらの超木星型惑星の発見は、活動中のディスク不安定性の強い証拠と言えるかもしれません。 私たちの太陽系外でのガス巨人惑星の発見率は、他の太陽系においてもガス巨人惑星が一般的であることを示すようです。これは、ガス巨人惑星を形成するための有効なメカニズムが、不可欠であることを示唆します。 それは、ディスク不安定性を示しているようです。長生きのディスクが存在するならば、ディスク不安定性が、珍しいにもかかわらず、非常に頻繁に原始太陽系で起こっているのかもしれません。 近くの星々を周回している太陽系外の惑星の短波は、ディスク不安定性が起こらなければならないことを示します。 しかし、これまでの観測結果は、研究された星々の僅か5パーセント周辺で、惑星を発見しただけでした。私たちは、まだ、何が典型的かについて、知り得ていません。 |
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たぶん、惑星は、成長とディスク不安定性の組合せを通して誕生したのかもしれません。 岩石または金属物質の小さな部分の微惑星が、たぶん同時に、または、ディスク不安定が生じる前にさえ、原始惑星ディスクに形成されたかもしれません。 したがって、惑星の進化は、ある種の結合が必然的でした。 場合によっては、微惑星体は、太陽系の回りや、あるいは、太陽系から投げられます。 しかし、他では、原始の木星型が飲み込むであろうディスク不安定性によって形成されました。 科学者は、それによって、微惑星体が、分子の水素とヘリウムの木星の厚い外層で検出される重金属の多数を占めることができたと考えています。 |
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| Credit: NASA/JPL-Caltech | |||
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高密度ガスと固い核だけから成る惑星が、その外層内でこれらの金属を得るために、ある種の微惑星体の成長が、ディスク不安定性と共に起こったに違いありません。 ちょうど小惑星と彗星が、時々、現在の木星を攻撃するように、微惑星体は、過去のガスから原始の木星塊りに重力で引き寄せていたでしょう。 その意味で、ディスク不安定性と微惑星体成長を結合する折衷案理論は、まさに魅力的ではありませんが、それは不可欠かもしれません。 しかし、他の科学者は、惑星が、同時に、どのようにして2つのメカニズムで誕生することができたかを確かめられないと述べています。 異論を挟む科学者は、ディスク不安定性に関する時間的尺度が、とっても短いことを上げています。実際、それほど短くては、その微惑星体には、形を成す機会がありさえしないので、惑星が、成長とディスク不安定性を通して誕生することができたとは、考えられないと述べます。 ＮＡＳＡの惑星科学者は、ディスク不安定性が、いくつかの微惑星が既に形成した後まで起こらないかもしれないと述べて、反論しています。 しかし、両方の科学者は、いくつかの惑星が、成長によるディスク不安定性とその他によって成形される状態で、同じ原始惑星ディスクの中で同時に進行する両方の過程を持つかもしれないことについては、合意しています。 実際、ディスク不安定性が、木星を形成するのに確実性があるならば、私たちの太陽系は、そのような混成物であるでしょう。 |
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ＮＡＳＡ宇宙生物学研究所の惑星科学者は、木星のような惑星が誕生する経緯のコンピューター・モデルに基づいて、これまでと異なる理論を展開しました。 この惑星科学者は、ガス巨人が、星の原始惑星のディスクで、不安定性のため生まれることができたと考えています。 ディスク不安定性メカニズムでは、ガスのディスクと星の周りで旋回している塵で活動が起こります。 塊りができて、ガス巨人の原始惑星になるために収縮して密度が増加します。 とても濃いガスのこれらの塊りは、数千年以内にそれも数百年と同じくらいの時間範囲で迅速に形を成すでしょう。 原始惑星のディスクが消える前のそのような速やかな形成は、惑星が発達するのを可能にします。 ディスク不安定性のこのモデルは、興味をそそる考えです。 このモデルは、木星の形成について持つ多くの問題を解決することができたけれども、それが真実であるかどうかを知るについては、まったく遥か遠くのままです。 |
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| Credit: NASA/JPL-Caltech | |||
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例えば、このモデルでは、塊りがそこに留まるかどうかや、あるいは、それが結局、自滅するかどうかも知ることができていません。 ディスク不安定性が、木星のような惑星の形成に至るかどうかに関係なく、私たちの科学技術が、まだ、答えるまでに至っていないことを意味するでしょう。 しかし、他の太陽系内の惑星の発見は、核成長モデルの隠された欠点を示しました。 それは、ごく最近、核の成長に関する高度な問題が明らかになっただけです。 そして、つい最近、太陽系外の惑星に関しての発見が続いています。それらの多くは、木星より非常に大きくて、それゆえに、核の成長では、とても形成が難しくさえあることがわかりました。 |
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巨大な惑星の形成の問題を解く1つの道は、惑星に核があるかどうかを決定することになるでしょう。 地球のような地球型惑星は、微惑星体の融合から成長して、互いに激しくぶつかって、時間とともに重力を発達させるのに十分な体になるように蓄えました。 このような爆撃活動が、温度の上昇に結びつき、溶解の原始惑星を作って、より重い元素が、中央の方へ落ち込む原因になりました。 初期の地球の場合、最も重い元素は鉄でしたので、私たちの惑星に鉄の核があります。 火星と金星も、金属質の核があります。 科学者は、土星、天王星、海王星が、同様にある種の核を持つにちがいないと考えます。 しかし、木星の核は、今でも未決の問題です。 1980年代の中頃の木星と土星の核に対する確信は、地球質量の約10倍から30倍と、両方とも大きいということでした。 |
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| Credit: NASA/STSCI-HST | ||
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しかし、正確な理論上のモデルと一緒にガリレオ宇宙船からの新しいデータは、現在、木星の核の質量が、地球の約6倍くらいまたは、ゼロの可能性さえあることを示します。 私たちは、木星に核がなければならないと常に思っていましたが、ガリレオ調査による新しい情報で、木星には核がないという可能性さえ、私たちは考えなければならないでしょう。 もし、木星に核がないならば、それは、ディスク不安定性を通して誕生したにちがいありません。また、たとえ木星に核があることを証明できるとしても、惑星が、ディスク不安定性を通してその核を作ることができたと考えられます。 十分な塵が、積もることができて、地球の大きさよりも数倍も大きな核を作るために、高密度ガス内で一緒に結合したかもしれません。 木星の核の大きさを知ることは、惑星がどのようにして誕生したかや、形成過程を解く重要な手掛かりを提供します。 木星内の地球質量の6倍の核は、木星質量のガス巨人原始惑星で予想される塵粒状物の堆積で誕生することが可能でしょう。 成長を通してできた木星の場合には、その核は、少なくとも地球質量の10倍の質量を必要とすると、一部の科学者は述べています。 もし、木星の核が、大きいものでなかったならば、それは、私たちが今日見る惑星のガスの量を集めるのに十分な重力がなかったことになります。 |
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2009年4月に打ち上げが予定されているNASAの宇宙干渉測定飛行(SIM)が、どのように木星のような惑星が形成されるかについての論争に決着をつけることに役立つかもしれません。 SIMは、木星のようなガスの惑星が、若い星々周辺でできる時間枠を決定し得るテストが含まれます。 SIMは、近くの若い星が、木星質量の連れ合いによって起こされる「揺れ」を検出することができると考えられるので、SIMが、この問題を解決へと手引くことができるのも至極当然でしょう。 天体物理学の過程をシュミレーションできるコンピーュータ・プログラムの「ハイドロコード」の新しいバージョンの応用は、これらの問題の答えを支援することが可能だったかもしれません。 数学を使うこれらのモデルは、科学者が、時間と位置の相関関係のような非常にダイナミックな事象を計算するのに役立ちます。 |
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| Credit: NASA/JPL-Caltech | |||
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新しいハイドロコードは、それらの決定を調整することができ、科学者が、重要な区域をクローズアップして、より良い詳細で調べることができます。 これらの新しいハイドロコードは、網の目システムで太陽の星雲を作るのに用いることができました。 ガス・ディスクの領域が、密度が上がるならば崩れ始めるとしても、より細かくその領域を見ることができ、何が続いているかを知ることができます。 しかし、必要な物理学のいくつかが、見つからないです。 私たちは、まだ、光がこれらの物質をどのように通り抜けて移動するかや、どのように一部の物質が働くかなど、放射性移動の様に理解していません。 しかし、少なくとも、これらの新しいハイドロコードは、私たちが、ディスク不安定性が本当に木星構造に至ることができたかどうかの、より良い理解を提供する可能性がありました。 今後の課題としては、核の成長モデルとディスク不安定性モデルの可能性を研究し、テストし続けることにあるでしょう。 核の成長は、それでも、私たちの太陽系で木星と他の惑星の形成を説明できる手頃な理論なのかもしれません。 人々は、最近の20年の間、核の成長について考えていて、科学者を含めて、人々が、どのような新しいアイデアにでも慣れるには、しばらくの時間がかかります。 しかし、時がたつにつれて、核の成長とディスク不安定性メカニズムの両方で続く研究は、ほとんどの科学者が、巨大なガス惑星の誕生にありそうな手段として、合意に至るかもしれません。 今日の主題画像の木星の眺めは、ボイジャー1号宇宙船が撮りました。 画像は、カラーフィルターでデータを得て、カラー画像を生産するために結合し直されました。また、画像は、3つの白黒のネガから組み立てられました。 次の宇宙画像では、このような木星の外層について取り上げます。 |
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| ３Ｄ立体画像の付録です。交差法で立体的に見るには、左右の画像の中間(画像下の真ん中の黒点の上)に両目の焦点を合わせます。いわゆる、寄り目にします。平行法で立体的に見るには、左右のそれぞれの画像の下にある黒点の上の真ん中あたりに視線を持っていきます。このときには、両方の画像が、ぼんやりと見えるように画面をつき抜いてその先に焦点を当てるつもりで見ます。ほとんどを交差法にしています。平行法で見たい方は、画像をコピーして左右の画像を入れ替えてください。２００２年４月３０日ページに立体視の方法について掲載しています。 | |||||||
