惑星系の形成
出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/03/14 14:33 UTC 版)
「TRAPPIST-1」の記事における「惑星系の形成」の解説
Chris Ormelらの研究グループによると、以前の惑星形成理論モデルでは非常にコンパクトな構造になっているTRAPPIST-1系の形成を説明することが出来ない。現在の領域で惑星が形成されるには高濃度のガス円盤が存在していた必要があり、さらに軌道共鳴の関係を容易に説明することができなかった。一方で惑星が雪線（凍結線）よりも外側になると、地球と同じような質量を持ち、地球型の特性を持った惑星の形成を説明できなくなる。研究グループは、小石サイズの粒子がストリーミング不安定性（英語版）を引き起こす雪線で惑星の形成が始まり、原始惑星が小石サイズの粒子の降着によって急速に成長するという新たな形成シナリオを提案した。惑星が地球質量に達するとガス円盤に対して摂動を引き起こし、小石が惑星に対して内向きに吹き流れなくなり成長が止まる。その後、惑星はタイプI移動によって円盤の内側へと移動していくが、やがて磁気圏空洞（magnetospheric cavity）と呼ばれる領域で失速し始め、最終的に平均運動共鳴の関係となって落ち着く。このシナリオでは、かなりの割合（約10%）の水を含んだ惑星の形成され、初めは最も内側の惑星と最も外側の惑星で水の割合が最大になると予測されている。
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