銀河系の星の周りには惑星がありますが、それら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たくさんの惑星がありますが、惑星がどのように作られるのか、科学者たちはまだよく分かっていません。 現在、2つの説が覇権を争っています。

最初の、そして最も広く受け入れられている理論は、コア降着説で、地球のような地球型惑星の形成にはうまくいきますが、巨大惑星では問題があります。 2つ目の円盤不安定説は、これらの巨大惑星の誕生を説明できるかもしれない。

科学者たちは、これらの方法のうちどれが最も正確かをよりよく理解するために、太陽系内外の惑星を研究し続けています。 地球はどのくらい大きいのか？ 地球が太陽の周りを回る速度は？

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。 太陽系星雲が回転し始めると、重力によって物質が押し潰され、星雲の中心部に太陽が形成された。 小さな粒子が重力の力で引き寄せられ、より大きな粒子になりました。 太陽風は、水素やヘリウムなどの軽い元素を近くの地域から押し流し、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。 このようにして、小惑星、彗星、惑星、月が作られた。

地球の岩石質のコアは、重い元素が衝突して結合し、最初に形成された。 重い元素が衝突して結合し、岩石質のコアが最初に形成され、密度の高い物質が中心に沈み、軽い物質が地殻を形成した。 地球の磁場が形成されたのもこの頃と思われます。 また、初期の大気を構成していたガスの一部が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た。 地殻の下のマントルの流れは、地表の大きな岩板を動かすプレートテクトニクスを引き起こします。 衝突や摩擦によって山や火山ができ、大気中にガスが噴出するようになりました。

現在、太陽系内を通過する彗星や小惑星はまばらですが、惑星や太陽が若いころはもっとたくさんありました。 このような氷の天体との衝突によって、地球の水の多くが表面に堆積したと思われます。 この惑星はゴルディロックスゾーン（液体の水が凍結も蒸発もせず、液体のままでいられる領域）にあるため、水は表面に残り、多くの科学者が生命の発達に重要な役割を果たしたと考えています。

系外惑星の観測により、コア付加が主要な形成過程であることが裏付けられたようです。 金属（天文学者が水素とヘリウム以外の元素のために使う用語）の多い星は、金属の少ない星よりも巨大な惑星が多いのです。 NASAによると、コア付加は、より巨大なガス惑星よりも、小さな岩石質の世界がより一般的であるべきことを示唆しています。

2005年の、太陽に似た星HD 149026の周りを回る巨大コアを持つ惑星の発見は、コア付加の説明を強化した系外惑星の一例となりました。 テネシー州立大学ナッシュビルの天文学者であるヘンリーは、星の薄暗さを検出した。

2017年に、欧州宇宙機関は、超地球から海王星までのサイズの系外惑星を研究するCHaracterising ExOPlanet Satellite（CHEOPS）の打ち上げを計画しています。 これらの遠い世界を研究することは、太陽系の惑星がどのように形成されたかを明らかにするのに役立つかもしれない。

「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前に臨界量に達する必要があります」と、CHEOPSチームは述べている。

「この臨界量は多くの物理変数に依存し、中でも最も重要なのは惑星縁の降着速度です」

成長する惑星がどのように物質を降着させるかを研究することにより、CHEOPSは世界の成長方法について洞察を得ることができます。 Buy Here (Image credit: Space.com Store)

The disk instability model

コア付加モデルは地球型惑星ではうまくいきますが、ガス惑星が含むかなりの量の軽いガスをつかむには、急速な進化が必要でした。 しかし、シミュレーションでは、この急激な進化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螺旋状に入り込む可能性が高いという移動の問題に直面します。

比較的新しい理論であるディスク不安定性によると、太陽系の歴史の初期に塵とガスの塊が結合されます。 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年程度で形成されることもあり、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ポール・ウィルソンによると、もしディスク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。 また、恒星の周りを2000年周回する太陽系外惑星フォマルハウトbも、円盤の不安定性によって形成された世界の例である可能性がありますが、この惑星も近隣の惑星との相互作用によって放出された可能性もあります。 より小さな、小石サイズの物体が融合して、以前の研究よりも最大1000倍速く巨大惑星を構築する方法に関する最近の研究。

「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、我々が見るような巨大惑星系に至る、我々が知る最初のモデルです」研究主執筆者のハロルド・レヴィソン（Southwest Research Institute (SwRI) in Colorado）は2015年にスペースコムに対して語った。

2012年、スウェーデンのルンド大学の研究者ミシェル・ラムレヒツとアンデルス・ヨハンセンは、一度書き落とされた小さな小石が、巨大惑星を急速に構築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、この形成プロセスから残った小石が、実は惑星形成の問題に対する大き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、今日銀河で見られる惑星の形成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サイズの同類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、大きな天体は、中くらいの塊から小石を奪って、はるかに速い割合で成長するという、いじめのような行動をとっていることが示唆されました。

「大きな天体は、小さな天体がそれを散らし返すよりも、小さな天体を散らしがちなので、結局、小さな天体は小石円盤から散らされてしまいます」と、同じくSwRIの共同研究者であるキャサリン・クレトケはSpace.comに語っています。 また、「大きい方は基本的に小さい方をいじめるので、自分たちですべての小石を食べることができ、巨大惑星の核を形成するために成長し続けることができます」

科学者が太陽系内の惑星や他の星の周り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かをよりよく理解することができるでしょう」

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