Planetesimal formation process explored by calculations of the material strength of small bodies in our solar system

惑星はどのように形成されるのだろうか？惑星形成論において、まず0.1ミクロンサイズのダスト粒子が付着成長し、kmサイズの微惑星になると考えられている。このダスト成長の途中で形成されるダスト集合体は非常に低密度であることが理論的に予想されている。しかし、ALMAなどの天文観測によると、円盤内のダスト集合体は0.1 mmサイズで高密度であることが示唆されている。すなわちダスト集合体には何らかの圧縮過程が必要であるが、よくわかっていない。このように、惑星形成過程はまだ解明されていない。そこで我々は太陽系のkmサイズ天体に着目した。特に、微惑星の生き残りだと考えられている彗星や小惑星に着目し、ダスト集合体の物質強度を用いて彗星や小惑星からダスト成長過程を明らかにした。本研究では、ダスト集合体の物質強度を定式化し、彗星や小惑星に応用した。まず、ダスト粒子の接触の物理を考慮した数値シミュレーションを用いてダスト集合体の引張強度と圧縮強度を計算し、定式化を行った。次に、ダスト集合体の引張強度を彗星と比較した。さらに、ダスト集合体の圧縮強度を用いて自己重力とつりあうバルク密度とサイズを計算し、彗星や小惑星と比較した。これらの結果を合わせると、彗星は構成粒子半径が1ミクロンのダスト集合体で説明できることがわかった。これは、これまで仮定されてきた星間ダストサイズの0.1ミクロンではなく、1ミクロンサイズのダスト粒子が惑星形成に必要であることを示唆している。また、ALMAで観測されている高密度なダスト集合体を作るには、100 kmサイズ以上の微惑星の自己重力による圧縮が必要であることを明らかにした。これは、円盤内に存在しているダスト集合体が微惑星の破片であることを示唆している。本研究について、4件の国内会議口頭発表を行った。

惑星はどのように形成されるのだろうか？惑星形成論において、まず0.1ミクロンサイズのダスト粒子が付着成長し、kmサイズの微惑星になると考えられている。このダスト成長の途中で形成されるダスト集合体は非常に低密度であることが理論的に予想されている。しかし、ALMAなどの天文観測によると、円盤内のダスト集合体は0.1 mmサイズで高密度であることが示唆されている。すなわちダスト集合体には何らかの圧縮過程が必要であるが、よくわかっていない。このように、惑星形成過程はまだ解明されていない。そこで我々は太陽系のkmサイズ天体に着目した。特に、微惑星の生き残りだと考えられている彗星や小惑星に着目し、ダスト集合体の物質強度を用いて彗星や小惑星からダスト成長過程を明らかにした。本研究では、ダスト集合体の物質強度を定式化し、彗星や小惑星に応用した。まず、ダスト粒子の接触の物理を考慮した数値シミュレーションを用いてダスト集合体の引張強度と圧縮強度を計算し、定式化を行った。次に、ダスト集合体の引張強度を彗星と比較した。さらに、ダスト集合体の圧縮強度を用いて自己重力とつりあうバルク密度とサイズを計算し、彗星や小惑星と比較した。これらの結果を合わせると、彗星は構成粒子半径が1ミクロンのダスト集合体で説明できることがわかった。これは、これまで仮定されてきた星間ダストサイズの0.1ミクロンではなく、1ミクロンサイズのダスト粒子が惑星形成に必要であることを示唆している。また、ALMAで観測されている高密度なダスト集合体を作るには、100 kmサイズ以上の微惑星の自己重力による圧縮が必要であることを明らかにした。これは、円盤内に存在しているダスト集合体が微惑星の破片であることを示唆している。本研究について、4件の国内会議口頭発表を行った。