京大 Talks～研究室ミニ講演～
　タイトル：月の起源を解き明かせ！
　日時：11月22日（日）12:30-13:30
　場所：京都大学 法経済学部本館 法経第七教室

詳しい内容等についてはこちらをご覧ください：
https://nf.la/official/kutalks-lab2

紅萠：https://www.kyoto-u.ac.jp/ja/about/public/issue/kurenai

web 版でも記事全文をお読みいただけます：https://www.kyoto-u.ac.jp/kurenai/202609/tokushu/index.html

講座タイトル：重力の謎 ～ニュートンからアインシュタインまで～
会場：しがぎん草津ビル（滋賀銀行草津支店）

講座の日程と内容
・2026年9月30日（水）10:30-12:00　「物理学の発展の歴史　力学を中心とした基礎物理学の発展の歴史」
・2026年10月14日（水）10:30-12:00　「ニュートン力学の世界　万有引力の法則の発見と、天文学の進展」
・2026年11月25日（水）10:30-12:00　「アインシュタイン以降の現代物理学　相対性理論の構築と、重力波天文学の幕開け」

講座の詳細・申し込み等はこちら：
https://www.keibun.co.jp/cultures/naturalscience/53277

この問題に対する有力な仮説が、「巨大衝突説」である。原始天王星に地球数個分規模の巨大天体が衝突し、その衝撃によって天王星の自転軸が大きく傾けられたと同時に、周囲へ大量の物質が放出されたというシナリオである。そして、その放出物質が天王星周囲で円盤を形成し、最終的に現在の衛星系へと成長したと考える。

本研究では、この巨大衝突による衛星形成シナリオを検証するため、SPH（Smoothed Particle Hydrodynamics）法を用いた大規模数値シミュレーションを行った。特に焦点を当てたのは、「EOS（状態方程式）」と呼ばれる物質モデルの違いである。EOS は、岩石・氷・ガスといった物質が高温・高圧状態でどのような密度や圧力を持ち、どのように変形・蒸発するかを決定する。巨大衝突では惑星物質が部分的、あるいは完全に蒸発するため、EOS の選択はシミュレーション結果に極めて大きな影響を与える。しかし、これまでの研究では用いる EOS や数値手法が異なっており、その結果として、どれだけの岩石が衛星形成円盤へ放出されるかという重要な予測が研究ごとに大きく食い違っていた。 

そこで本研究では、3種類の EOS と2種類の SPH 手法を体系的に比較し、どの物理量がモデルに依存し、どの物理量が比較的頑健なのかを詳細に調べた。シミュレーションでは、現在の天王星の自転状態を再現できるような複数の衝突条件を用い、形成される円盤の質量・大きさ・岩石量などを比較した。

高角運動量衝突における巨大衝突の時間発展。衝突直後には、インパクター由来の物質がアーム状構造として大きく引き伸ばされ、その一部が天王星周囲円盤へ供給される。高角運動量衝突では、衝突天体の岩石コア成分も外側へ放出されやすくなることが分かる。

その結果、形成される円盤の「総質量」や「典型的な広がり」は、EOS や SPH 手法によらず比較的一貫しており、主に衝突時の角運動量によって決まることが分かった。つまり、どれぐらい大きな円盤ができるかというマクロな性質については、巨大衝突モデルは比較的頑健である。一方で、円盤中にどれだけの岩石成分が含まれるかは EOS に極めて強く依存することが明らかになった。ある EOS では、現在の天王星衛星と同程度の岩石割合を持つ円盤が形成される一方、別の EOS ではほとんど氷主体の円盤しか形成されなかった。 

形成円盤中の岩石・氷成分の比較。横軸は衝突の角運動量を表す。EOS の違いによって、円盤へ放出される岩石量が大きく変化しており、特に Tillotson EOS では高角運動量衝突において岩石に富んだ円盤が形成される。一方、SESAME/ANEOS では岩石放出が抑制され、氷主体の円盤となる。

さらに解析を進めた結果、この違いは単なる数値誤差ではなく、各 EOS が与える原始天王星内部の密度構造の違いに起因していることが分かった。特に、岩石コアと氷マントルの境界がどれほど急激かによって、巨大衝突時に岩石がどれだけ外側へ引きずり出されるかが大きく変化する。つまり、天王星衛星系の組成を理解するためには、衝突そのものだけでなく、惑星内部構造や高温高圧下の物質科学を正しく扱うことが不可欠であることを示している。

また本研究では、SPH 数値手法そのものによる影響についても詳細に比較した。近年の巨大衝突シミュレーションでは、接触境界の扱いに起因する数値的問題が重要視されている。本研究では従来型 SPH と改良型 SPH の双方を比較することで、どの結果が数値手法に敏感で、どの結果が比較的安定かを整理した。特に、研究ごとに予測される岩石量がなぜこれほど異なるのかという問題に対して、その主要因の一つが EOS の違いにあることを体系的に示した点は、本研究の重要な成果である。

＊詳細はこちら＊
Keiya Murashima & Takanori Sasaki, Dependence on the Equation of State in SPH Simulations of Proto-Uranian Disk Formation from a Giant Impact, The Astrophysical Journal, 1005, 10(22pp) (2026) [pdf]

今年は教科書や一般向け書籍、学生さんの論文など、出版予定のものがたくさんあります。これまでの成果をしっかりとアウトプットしていきながら、さらに新しい領域へも研究活動を拡げていけたらと思います。

また、新しくスタートしたプロジェクトや科研費研究も、少しずつ軌道に乗ってきました。こうした研究成果についても責任を持って社会に還元していけたらと思っています。

今年も 佐々木貴教 および Sasaki Takanori Online をよろしくお願いします。

“Dependence on the Equation of State in SPH Simulations of Proto-Uranian Disk Formation from a Giant Impact”
K. Murashima & T. Sasaki, ApJ, in press.
arXiv: https://arxiv.org/abs/2605.19082

以下に論文の内容についての簡単なまとめを載せておきます。興味を持たれた方は、ぜひ読んでみてください。

概要：
　天王星の98°という大きな自転軸傾斜は、巨大天体衝突によるものだと考えられている。衝突時に放出された物質はデブリ円盤を形成し、集積合体を繰り返すことで最終的に天王星周りの衛星が形成される。これまでの Smoothed Particle Hydrodynamics（SPH）シミュレーション研究では、形成される円盤の組成について一貫しない結果が得られてきたが、その主な原因は数値計算手法や物理モデルの仮定の違いにあると考えられる。
　本研究では、3種類の状態方程式（EOS）モデルと、2種類のSPHスキーム（標準SPHおよび改良型のDISPH）を体系的に比較したSPHシミュレーションを実施した。3地球質量の衝突天体を用い、現在の天王星の自転状態を再現可能な範囲の衝突パラメータのもとで、計算結果を比較検証した。
　その結果、現在の天王星の回転を再現できるような衝突条件では、EOSやSPHスキームの違いは、衝突後の自転周期、円盤質量、円盤サイズといった巨視的な特徴にほとんど影響を与えないことが分かった。これらの性質は主として衝突時の角運動量によって決定される。一方で、円盤中の岩石成分比率はEOSに強く依存することが明らかとなった。
　本研究により、円盤の質量やサイズは比較的数値計算手法の影響を受けない一方、最終的な円盤組成は手法依存性が極めて高いことが示された。したがって、天王星の巨大衝突起源説を最終的に検証するためには、詳細な円盤進化モデルと統合された高精度なEOSモデリングが不可欠である。  

京都大学で行われている「宇宙科学入門」の講義をベースにした書籍が出版されました。多彩な研究者があらゆる角度から多様な宇宙の姿に迫る、オムニバス形式の書籍となっています。

私が所属する宇宙物理学教室のメンバーを中心に、京大で宇宙の研究を行っている多種多様な教員が一堂に会した、なかなか豪華な教科書に仕上がっていると思います。その中で私は、4章「太陽系の天体」と6章「惑星系の形成理論」を担当執筆しています。

もともと「宇宙科学入門」は文系・理系を問わない京大学部生向けの講義なので、難しい数式など無しに最新の宇宙科学の世界を楽しんでいただける本になっています。ぜひたくさんの方に読んでいただけると嬉しいです。

京大人気レクチャー 宇宙科学入門
出版社：化学同人
編集：太田耕司
ISBN-10：4759825754
ISBN-13：978-4759825756
出版日：2026/05/10

＃＃＃＃＃＃＃＃＃＃目次＃＃＃＃＃＃＃＃＃＃

1章　宇宙を概観する（太田耕司）
2章　太陽の謎（浅井歩）
3章　宇宙プラズマ（横山央明）
4章　太陽系の天体（佐々木貴教）
5章　系外惑星の発見とその性質（栗田光樹夫）
6章　惑星系の形成理論（佐々木貴教）
7章　恒星の世界（野上大作）
8章　恒ならざる恒星ー変光星（野上大作）
9章　超新星爆発と元素の起源（前田啓一）
10章　ブラックホール（上田佳宏）
11章　X線で探る宇宙（鶴剛）
12章　銀河とその進化（太田耕司）
13章　宇宙背景放射とインフレーション（田島治）
14章　可視近赤外の望遠鏡と観測装置の進化（岩室史英）
付録　電磁波の種類（太田耕司）

講座タイトル：太陽系の巨大惑星と多種多様な衛星たち
会場：しがぎん草津ビル（滋賀銀行草津支店）

講座の日程と内容
・2026年5月13日（水）10:30-12:00　「木星と土星 －似て非なる双子のガス惑星－」
・2026年6月3日（水）10:30-12:00　「天王星と海王星 －独自の進化をたどった双子の氷惑星－」
・2026年7月15日（水）10:30-12:00　「多様な惑星の多様な起源」

講座の詳細・申し込み等はこちら：
https://www.keibun.co.jp/cultures/naturalscience/50920

10年前の2016年、日本語対応の太陽系外惑星データベース「ExoKyoto」を公開し、以降、系外惑星環境の評価や教育・アウトリーチへの応用を進めてきました。特に、恒星フレアに伴う宇宙線環境の評価など、惑星環境研究への展開も行われています。

今回公開した ExoKyoto3D は、これらの成果を基盤として大幅に機能拡張した次世代データベースであり、太陽系外惑星の位置を三次元星図上で可視化するとともに、恒星スペクトルや軌道条件に基づく惑星環境の推定、惑星表面の三次元想像図の生成、さらには惑星から見た周辺星空の再現など、従来のデータベースには見られない多面的な機能を備えています。

また、本プロジェクトでは、高大連携の一環として滋賀県立守山高等学校と協働し、10年以上にわたり系外惑星の想像図制作に取り組んできました。ExoKyoto3D においても、同校の生徒による想像図がシステム内に組み込まれており、教育と研究の連携の成果として位置付けられます。

ExoKyoto3D は現在プレビュー段階にあり、以下ウェブサイトより申請いただいた方に対して順次提供されます。
https://www.exoplanetkyoto.org

峰平政志「時間進化するキャビティを伴う周惑星円盤でのぺブル集積によるタイタン形成」

木星と土星の衛星系には主要衛星数やその質量分布において大きな違いがあり、その形成過程にはコンセンサスが得られていない。本研究では、Shibaike et al. (2019) が木星のガリレオ衛星系に対して提案した「微惑星捕獲+ ペブル集積」の枠組みを土星系に適用することを試みた。まず、衛星形成時に土星磁場が弱く、周惑星円盤にcavity が形成されないと仮定し、原始惑星系円盤から捕獲した微惑星の成長および軌道進化を計算した。その結果、現実的なパラメータの範囲では、捕獲された微惑星はタイタン質量へと至る前に土星へと落下してしまうことが分かった。この結果を踏まえ、我々はcavity 半径が時間進化するモデルを導入した。cavity 半径と惑星半径、ロッシュ限界の位置関係を考慮すると、土星磁場の強度に応じて3 つのシナリオに分岐する。磁場が弱い場合、捕獲された微惑星のほとんどが土星へ落下し、タイタンに対応する単一巨大衛星を残すことは困難である。また、磁場が強く、常に大きなcavity が維持される場合、migration が停止するものの過度な成長が起こりやすく、加えて系内には複数の衛星が捕獲されやすいため、この場合もまた土星系の再現は困難である。一方、中程度の磁場強度の場合、初期に捕獲された微惑星はcavity が存在しないため落下し、cavity が有効になる後期に捕獲された微惑星はcavity の縁で効率的にペブルを集積し成長できる。これにより、タイタン級の衛星が1 個だけ残り得るようなパラメータが存在することがわかった。これらの結果は、時間進化するcavity と中程度の磁場強度の組み合わせが、土星系においてタイタンのみが巨大衛星として残存することを説明し得る有力な候補であることを示唆する。