惑星は銀河系の星を取り囲んでいますが、どのように形成されるかはまだ議論の対象です。 私たちの太陽系には数多くの惑星が存在しますが、どのようにして惑星が作られるのか、科学者たちはまだよく分かっていないのです。 現在、2つの説がチャンピオンの座を争っています。
最初の、そして最も広く受け入れられている理論であるコア降着は、地球のような地球型惑星の形成には適していますが、巨大惑星では問題があります。
2つ目の「円盤不安定説」は、巨大惑星の形成を説明できるかもしれません。
科学者たちは、これらの方法のうちどれが最も正確なのかをよりよく理解するために、太陽系内外の惑星の研究を続けています。
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コア付加モデル
約46億年前、太陽系は太陽系星雲と呼ばれる塵とガスの雲でした。
太陽の上昇に伴い、残った物質が凝集しはじめました。
太陽の上昇に伴い、残った物質は塊になり始め、小さな粒子は重力の力で結合し、より大きな粒子となりました。 太陽風は、水素やヘリウムなどの軽い元素を近くの領域から押し流し、重い岩石質の物質だけを残して、地球のような小さな地球型惑星を作り出しました。 一方、遠方では、太陽風が軽い元素に与える影響は少なく、ガス惑星に合体することができた。
最初に地球の岩石質の核が形成され、重い元素が衝突して結合した。
まず地球の岩石質の核ができ、重い元素が衝突して結合し、濃い物質が中心に沈み、軽い物質が地殻をつくった。 地球の磁場ができたのも、おそらくこの頃です。 また、初期の大気を構成していたガスの一部は、重力によって捕獲された。
進化の初期に、地球は大きな天体の衝突を受け、若い惑星のマントルの断片が宇宙空間に飛び出しました。
地殻の下のマントルの流れは、地表の大きな岩盤の動きであるプレートテクトニクスを引き起こします。
太陽系内を通過する彗星や小惑星の数は、現在ではまばらですが、惑星や太陽が若かったころはもっとたくさんありました。
現在、太陽系内を通過する彗星や小惑星はまばらですが、惑星や太陽が若かった頃はもっとたくさんありました。
太陽系外惑星の観測は、コア付加が主要な形成プロセスであることを裏付けているようです。
太陽系外惑星の観測は、コア付加が主要な形成プロセスであることを裏付けているようです。
2005年に発見された、太陽のような星 HD 149026 の周りを回る巨大なコアを持つ惑星は、コア降着説を補強した系外惑星の一例です。
プレスリリースで Greg Henry は、「これは惑星形成におけるコア降着説の確認であり、この種の惑星が大量に存在するべきという証拠です」と述べています。
2017年に、欧州宇宙機関は、超地球から海王星までの大きさの太陽系外惑星を研究するCHaracterising ExOPlanet Satellite（CHEOPS）の打ち上げを予定しています。
「コア付加シナリオでは、惑星のコアは、暴走的にガスを付加できるようになる前に、臨界量に達しなければなりません」と、CHEOPSチームは述べています。
「この臨界量は、多くの物理的変数に依存しますが、中でも最も重要なのは、惑星縁の付加の速度です」
成長する惑星がどのように物質を付加するかを研究することにより、CHEOPSは、世界がどのように成長するかについて洞察を与えます。
The disk instability model
コア付加モデルは地球の惑星にはうまくいきますが、ガス惑星が含む大量の軽いガスをつかむには、急速な進化が必要だったでしょう。 しかし、シミュレーションでは、この急速な形成を説明することができませんでした。 モデルによると、このプロセスは数百万年かかり、初期の太陽系で軽いガスが利用可能だった時期よりも長くなる。 同時に、コア付加モデルは、赤ちゃん惑星が短時間で太陽にらせん状に衝突する可能性が高いという、移動の問題に直面しています。
比較的新しい理論であるディスク不安定性によると、太陽系の初期には、塵とガスの塊が結合しています。 時間をかけて、これらの塊はゆっくりと圧縮され、巨大な惑星になります。 このような惑星は、ライバルであるコア付加よりも早く、時には1000年程度で形成され、急速に消失する軽いガスを捕捉することができる。
太陽系外惑星の天文学者であるポール・ウィルソンによると、もし円盤の不安定性が惑星の形成に支配的であれば、大きなオーダーで多数の世界を生み出すはずです。 HD 9799という星の周りをかなりの距離で周回する4つの巨大惑星は、円盤の不安定性を示す観測的な証拠を提供しています。
小石降着
コア降着の最大の難関は時間です。巨大なガス惑星を、大気の軽い成分をつかむのに十分な速さで作ることです。
「これは、惑星が形成される太陽系星雲のかなり単純な構造から始めて、私たちが見るような巨大惑星系で終わるという、私たちが知っている最初のモデルです」と、コロラド州のサウスウエスト研究所 (SwRI) の天文学者、研究主幹ハロルド・レヴィソン氏は 2015 年に Space.com に語りました。
2012年、スウェーデンのルンド大学のミヒエル・ランブレヒツとアンデルス・ヨハンセンの研究者は、一度書き落とされた小さな小石が、巨大惑星を急速に建設する鍵を握っていると提案しました。
「彼らは、以前は重要でないと考えられていた、この形成過程で残った小石が、実は惑星形成の問題に対する巨大な解決策になり得ることを示しました」と、レヴィソン氏は語ります。
レヴィソン氏と彼のチームはその研究を基に、小さな小石が今日の銀河で見られる惑星を形成する方法をより正確にモデル化しました。 以前のシミュレーションでは、大きな天体も中くらいの天体も、比較的一定の割合で小石を消費していましたが、レヴィソン氏のシミュレーションでは、大きな天体がいじめのように振る舞い、中くらいの塊から小石をさらって、はるかに速い割合で成長することが示唆されています。
「大きな天体は、小さな天体がそれらを散らし返すよりも、小さな天体を散らしがちなので、小さな天体は小石円盤から散らされてしまう」と、同じくSwRIの研究共著者Katherine KretkeはSpace.comに語っています。 「
科学者が太陽系内の惑星や他の星の周りの惑星の研究を続けるにつれ、地球とその兄弟がどのように形成されたのか、よりよく理解できるようになるでしょう。 私たちは、@Spacedotcom、Facebook、Google+でフォローしてください。
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