氏 名 片 岡 章
学 位 専 攻 分 博 士 理 学
学 位 記 番 総 研 大 第
学 位 授 与 の 日 付 成 ６ 月 日
学 位 授 与 の 要 件 物 理 科 学 研 究 科 文 科 学 専 攻 学 位 規 則 第 ６ 条 第 該 当
学位論文題目
論文審査委員 主 査 教 授 久 保 英 一 郎 教 授 木 則 行 准 教 授 松 尾 宏
教 授 渡 誠 一 郎 名 屋 大 学 准 教 授 中 村 昭 子 神 戸 大 学
(Separate Form 2)
論文内容の要旨 Summary of thesis contents
Dust coagulation is the first step of planet formation. However, several theoretical problems still remain in dust coagulation models. One of the main problems is the radial drift barrier, which is a problem that dust grains with a size of 1 m quickly fall onto the central star and no planetesimal can form. In addition, laboratory experiments and numerical simulations found other problems: the fragmentation and the bouncing problems. The former is that dust grains experience high-speed collisions resulting in collisional disruption, and the latter is that dust grains collide but sometimes bounce and do not form larger bodies. By contrast, astronomical observations have evidenced the grain growth in protoplanetary disks, which are the birthplace of extra-solar planets. It has been shown that protoplanetary disks possess millimeter-sized dust grains. Thus, we have to construct the dust coagulation theory overcoming the theoretical problems to explain the formation of planetary systems being consistent with the disk observations.
This thesis aims to elucidate the dust coagulation process by introducing porosity evolution of dust aggregates. In protoplanetary disks, dust grains stick to each other to form porous structure. These clusters are called dust aggregates. Dust grains are thought to form extremely porous aggregates in protoplanetary disks. However, compression mechanisms to form compact planetesimals are still uncertain. For example, it has been shown that collisional compression is inefficient to compress highly porous aggregates. Therefore, compression mechanisms other than collisions are required to explain planetesimal formation.
In this thesis, we introduce static compression of porous dust aggregates. First, we perform numerical simulations of dust aggregates and derive the compressive strength of porous dust aggregates. The derived compressive strength has a form of
P (E
roll/ r
03)
3, whereE
roll is the rolling energy,r
0 is the monomer radius, and
is the filling factor of dust aggregates. We also analytically derive the formula and confirm the results of the numerical simulations. In addition, the derived formula smoothly connects to the results of laboratory experiments of relatively compact silicate aggregates.Next, in order to introduce the static compression to dust coagulation in protoplanetary disks, we consider two origins of static compression, which are due to gas drag and self-gravity. As a result, we show the overall porosity evolution of dust aggregates in protoplanetary disks: dust grains coagulate to form fluffy aggregates, and then they are compressed by the gas-drag pressure and by their self-gravity to form planetesimals. The size and mass of the planetesimals are consistent with comets in the solar system, which are believed to be the remnants of planetesimals. Moreover, we found that icy aggregates are free from the three problems of planetesimal formation, which are the radial drift, fragmentation, and bouncing problems. In this way, the proposed scenario is the first coherent theory of dust coagulation from grains to planetesimals.
(Separate Form 2)
Finally, to investigate the observational properties of porous dust aggregates, we calculate the opacities of porous dust aggregates. We find that the opacities of porous dust aggregates are characterized by the product of the aggregate radius and the filling factor, except for the case where the aggregate radius is similar to the wavelength. The results suggest that the aggregate radius and the filling factor mostly degenerate in observations. They also suggest that the millimeter-wave emission of protoplanetary disks, which has been interpreted as the emission from compact millimeter-sized grains, can be interpreted as the emission from the extremely porous dust aggregates. In addition, we also derive the analytical expressions of the absorption and scattering opacities of porous dust aggregates, which will greatly reduce the computational costs to calculate the opacity. Moreover, we find a difference in absorption opacity between compact and highly porous aggregates caused by the interference, which occurs when aggregate radius is similar to observation wavelengths. Using the difference, we propose a way to distinguish between compact grains and fluffy dust aggregates in expected future observations.
(Separate Form 3)
博 士 論 文 の 審 査 結 果 の 要 旨
Summary of the results of the doctoral thesis screening
本 論 文 惑 星 系 形 成 の 第 一 段 階 あ ト 。 固 体 微 粒 子 ) の 微 惑 星 形 成 い ト ア イ ト 。 集 合 塊 ) の 内 部 密 度 の 進 化 を 考 慮 ト の 付 着 成 長 を 調 べ 理 論 的 研 究 の 成 果 を 報 告 の あ 本 論 文 5章
第 1章 序 章 あ 研 究 の 背 景 目 的 示 さ い 原 始 惑 星 系 盤 中 の ト の 運 動 付 着 成 長 微 視 的 物 理 過 程 構 造 進 化 の 基 礎 過 程 明 さ さ こ の 原
始 惑 星 系 盤 の ト 観 測 の 結 果 紹 さ い ト 微 惑 星 の 成
長 過 程 を 理 論 的 明 こ 本 論 文 の 目 的 あ こ 示 さ ト の 成 長 過
程 ト 成 長 前 中 心 星 落 う 中 心 星 落 問 題 ト う の
高 速 衝 突 ト 壊 う 衝 突 破 壊 問 題 衝 突 付 着 跳
返 う 跳 返 問 題 知 い ト ア イ ト の 付 着 成 長 こ の
問 題 を 回 避 ト 微 惑 星 を 形 成 可 能 仮 あ こ 示 唆 さ い
ト ア イ ト の 内 部 密 度 減 少 増 加 転 物 理 過 程 要 問 題
残 さ い 本 論 文 こ の 問 題 を 解 決 ト ア イ ト の 静 的 圧 縮
の 導 入 を 試 静 的 圧 縮 を 考 慮 ト ア イ ト の 内 部 密 度 。 く 空 隙 率 ) の 進 化 を 計 算 こ 氷 ト の 現 実 的 付 着 成 長 過 程 を 明
第 2章 ト ア イ ト の 静 的 圧 縮 い あ ト 付 着 成 長
密 度 の ト ア イ ト を 形 成 考 え い 微 惑 星 を 形 成
ト ア イ ト の 密 度 を 大 く 必 要 あ 衝 突 圧 縮 十 分 密 度 を 大
く い こ わ い 出 願 者 静 的 圧 縮 ト ア イ ト の 密 度 進
化 を 考 え ト ア イ ト の 静 的 圧 縮 対 圧 縮 強 度 を 求 い
静 的 圧 縮 を 表 現 可 能 周 期 境 界 条 件 を 用 い ト ア イ ト の 多 体 シ ミ ュ ー シ ョ ン を 行 い 静 的 圧 縮 対 ト ア イ ト の 圧 縮 強 度 の 経 験 式 を 求 の 物 理 パ メ ー 依 存 性 を 理 論 的 導 い い
第 3章 原 始 惑 星 系 盤 の ガ 動 圧 ト ア イ ト の 自 己 力
静 的 圧 縮 を 考 え 第2 章 得 ト ア イ ト の 圧 縮 強 度 を 用 い ト ア イ ト の 密 度 進 化 を 計 算 ト 微 惑 星 の 進 化 を サ イ - 密 度 面 明
い わ ト 初 期 付 着 成 長 密 度 ト ア イ ト を 形 成
成 長 静 的 圧 縮 密 度 大 く 最 終 的 微 惑 星
こ の 成 長 過 程 記 の 3点 の 問 題 を べ 解 決 い 密 度 ト ア イ
ト の 速 い 成 長 落 問 題 を 速 衝 突 破 壊 問 題 を 密 度 跳 返
問 題 を 回 避 こ の 研 究 初 問 題 の い 統 一 的 ト
の 微 惑 星 形 成 過 程 示 さ い
第 4章 密 度 ト ア イ ト の 学 的 特 性 い あ 第 2章 第 3章 得
結 果 原 始 惑 星 系 盤 中 の ト 密 度 フ 次 元 2 3の ア
イ ト い 考 え 出 願 者 こ の う ト の 学 的 特 性 を ミ ー 散 乱 有 効 媒 質 理 論 を 用 い 計 算 密 度 ト ア イ ト ン パ ト ト を 観 測 的
(Separate Form 3)
区 別 方 法 い 議 論 い
第 5章 全 体 の 後 の 展 望 述 べ い
以 本 論 文 こ い ト ア イ ト の 内 部 密 度 の 進 化 を 考 慮
ト 微 惑 星 の 現 実 的 進 化 を 明 成 果 あ さ ト ア イ ト の
学 的 特 性 計 算 観 測 可 能 性 を 議 論 駆 的 取 組 あ 惑 星 系 形 成 の 初
期 段 階 を 探 の 要 性 大 く 高 く 評 価 こ 第 2章 第 3 章
第 4章 国 際 的 学 術 雑 査 論 文 出 版 さ い こ 明
あ 2 章 い 構 成 ト の 非 球 形 性 や サ イ 分 布 結 果 与 え 影 響 の 考 察 3章 い ガ の 動 圧 を 静 水 圧 扱 う 近 似 の 妥 当 性 4章 い 有 効 媒 質 理 論 の 妥 当 性 の 検 証 後 の 課 題 考 え
本 論 文 の 第2章 第3章 田 中 秀 和 奥 聡 和 田 浩 二 の 第4章 奥 聡 田 中 秀 和 村 英 子 の 共 同 研 究 あ 論 文 提 出 者 主 体 研 究 を 行 の 論 文 提 出 者 の 寄 与 十 分 あ 断 審 査 委 員 会 全 会 一 致 本 論 文
博 士 論 文 優 の あ こ を 合 格 あ 断
