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論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1603.00174
Heller (2016)
Transits of extrasolar moons around luminous giant planets
(明るい巨大惑星まわりの系外衛星のトランジット)
若い木星型惑星は，晩期 M 型星と同程度に温度が高く，有効温度は最大で ~ 2000 K 程度となる．惑星が中心星から十分離れた位置 (10 AU 程度以上) にあり，その惑星の直接撮像が可能である場合，系外衛星の惑星の手前のトランジットは赤外線での測光観測の光度曲線から検出できるはずである．
衛星は若い惑星からの輻射を受けて加熱され，また潮汐加熱による加熱も存在する可能性がある．中心星からの距離が 5 AU 程度以上の場合は主星からの日射は弱いが，惑星からの輻射や潮汐加熱などの大体のエネルギー源の存在によって，数億年の間に渡って衛星の表面には液体の水が保たれるかもしれない．
ここでは系外衛星のトランジットの検出可能性について考察した．がか座ベータ星b のまわりに，火星サイズで水を豊富に持つ衛星が存在した場合，その衛星のトランジット深さは 1.5 × 10-3 程度となる．これは将来的な技術で観測可能となる範囲である．
arXiv:1603.00174
Heller (2016)
Transits of extrasolar moons around luminous giant planets
(明るい巨大惑星まわりの系外衛星のトランジット)
概要
地球型惑星だけではなく，衛星もハビタブルな環境になることが出来る．系外衛星 (exomoon) はこれまでに発見されていないが，非常に大量に存在すると考えられる．若い木星型惑星は，晩期 M 型星と同程度に温度が高く，有効温度は最大で ~ 2000 K 程度となる．惑星が中心星から十分離れた位置 (10 AU 程度以上) にあり，その惑星の直接撮像が可能である場合，系外衛星の惑星の手前のトランジットは赤外線での測光観測の光度曲線から検出できるはずである．
衛星は若い惑星からの輻射を受けて加熱され，また潮汐加熱による加熱も存在する可能性がある．中心星からの距離が 5 AU 程度以上の場合は主星からの日射は弱いが，惑星からの輻射や潮汐加熱などの大体のエネルギー源の存在によって，数億年の間に渡って衛星の表面には液体の水が保たれるかもしれない．
ここでは系外衛星のトランジットの検出可能性について考察した．がか座ベータ星b のまわりに，火星サイズで水を豊富に持つ衛星が存在した場合，その衛星のトランジット深さは 1.5 × 10-3 程度となる．これは将来的な技術で観測可能となる範囲である．
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論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1603.00414
Matsakos & Königl (2016)
On the origin of the sub-Jovian desert in the orbital-period--planetary-mass plane
(軌道周期-惑星質量平面における木星より軽い天体の欠乏領域の起源について)
高軌道離心率の惑星移動では，惑星はそのロッシュ限界付近まで移動し，そこで原始惑星系円盤が晴れ上がった後に潮汐作用で円軌道化される．ここでは，惑星欠乏領域の異なる 2つの分割線は，小さい惑星と大きい惑星のそれぞれに対する経験的な質量-半径の異なる依存性の直接的な結果であり，またこの関係性が，2つの線の交点の質量座標 (縦軸) を決めることを示した．
交点の軌道周期座標 (横軸) や，惑星欠乏領域の低質量側の境界の詳細な形状も，基本的な軌道移動モデルの主要パラメータのもっともらしい選択によって再現することが出来る．
一方で，惑星欠乏領域の上端の詳細な形状は，惑星軌道の円軌道化後の恒星との角運動量のやりとりで決まり，恒星の潮汐の Q値が ~ 106 であることを示唆する．
(※ここでのホットジュピターとは，質量が 0.3 - 3木星質量，軌道周期 10日以下のものとする．)
また，トランジット法による観測からも，軌道周期が 3 - 4日未満で，半径が ~ 4 地球半径よりも大きい物は少ないことが分かっている (Howard et al. 2012, Fressin et al. 2013など)．これは惑星-惑星相互作用による軌道散乱の結果だと考えられる．
さらに，他にも惑星が欠乏しているパラメータ領域があることが分かってきた．P-M 平面において，軌道周期 2.5日未満，惑星質量 0.02 - 0.8木星質量の領域に明白な欠乏があることが指摘されている (Szabo ́ & Kiss 2011)．これは "sub-Jovian desert" (または sub-Jupiter desert) と呼ばれている．
Szabo ́ & Kiss (2011) は，この領域はホットジュピターからなる上方境界と，短周期スーパーアースによる下方境界を持つが，ホットネプチューンが欠乏していると指摘している．同様の指摘は,
Beaug ́e & Nesvorny ́ (2013) と Mazeh et al. (2016) によってもなされている．
あるシナリオでは，主星の輻射場と，それによるロッシュローブオーバーフロー (Roche lobe overflow) によって引き起こされると提案されている (Kurokawa & Nakamoto 2014)．この過程では，軽いスーパーアースの全てのエンベロープが失われることが示唆されるが，欠乏領域の下方境界は 1.6地球半径よりも大きいものも多く，純粋な岩石惑星とは考えづらい天体も存在する．
その他には，ホットジュピターがロッシュ限界に到達し，ロッシュローブオーバーフローを通じて急速に質量を失い，光蒸発によってエンベロープを除去されたというモデルがある．これは，ホットジュピターをスーパーアースに変化させる機構として提案されている (Velsecchi et al. 2014, 2015)．しかしこのシナリオでは，欠乏領域の下方境界が観測されている下方境界の形状と合致するかは自明ではない．
その他，ホットジュピターの，スーパーアースへのガス降着によるその場形成に起因しているという説もあるが (Boley et al. 2016, Batygin et al. 2016)，これらのモデルにも問題点がある (Inamder & Schlichting 2015など)．
高軌道離心率の軌道から円軌道化された後の軌道長半径について，一つ目は惑星-惑星散乱と古在機構によってロッシュ限界に到達したというモデル (RL) を考える．ロッシュ限界は，
aRoche = q (M*/Mp)1/3 Rp
で与えられる．係数の q は惑星の構造や軌道特性によって変化する．最も有名なものは，q = 2.16 (Paczyn ́ski 1971)，q = 2.7 (Guillochon et al, 2011) である．しかしこれらよりさらに大きな値，~ 3.6 - 3.8 となるという研究もある (Velsecchi & Rasio 2014など)．
ロッシュ限界に到達した初期の軌道長半径がほぼ 1 とすると，円軌道化されたあとの軌道長半径は ~ 2 aRoche であり，q = 3，主星質量が太陽質量，惑星が木星質量・木星半径であった場合は ~ 0.03 AU となる．(q の 1乗，主星質量の 1/3乗，惑星質量の -1/3乗，惑星半径の 1乗に比例)
永年カオス (secular chaos, SC) モデルでは，軌道長半径は Wu & Lithwick (2011) で推定されている．この場合軌道長半径は，2惑星の軌道長半径の比率 α = 1/6，主星質量が太陽質量，擾乱を起こす天体の質量が木星質量，惑星が木星質量・木星半径の場合，~ 0.03 AU となる．(α の -3/5乗，主星質量の 2/5乗，擾乱を起こす天体の質量の -1/5乗，惑星質量の -1/5乗，惑星半径の 1乗に比例)
これらの関係式から，軌道周期と惑星質量の関係を出すと，RL モデルの場合，大きい惑星では軌道周期は惑星質量の -1/2乗に比例，小さい惑星では 1/4乗に比例する．SC モデルでは，それぞれ -3/5乗，3/20乗に比例する．どちらの場合も，上方境界は負の傾きを持ち，下方境界は正の傾きを持つ．これは観測されている sub-Jovian desert の傾向と同じである．
RL でも SC でも，パラメータを選べば欠乏領域の形状を再現できる．RL の場合は，q = 3.46，SC の場合は擾乱を起こす天体の質量が惑星質量と同程度の時に上手く説明できる．特に欠乏領域の下方境界はよく一致する．
上方境界の形状は，初期の惑星の分布とは独立な結果となり，惑星の軌道進化に依存している．平衡潮汐 Q ~ 106 でよく再現できる．
惑星は重力相互作用によって高軌道離心率の軌道に移行したと考えられる．その原因としては，惑星-惑星の軌道散乱，古在機構，永年カオスが考えられるが，原理的にはどれもあり得るシナリオである．どれが最も重要かについては今後の詳細な研究が必要である．例として，ホットジュピターが軌道周期 3日周辺に偏っている現象は，突然の惑星の軌道散乱よりも，古在機構や永年カオスのようなゆっくりとしたプロセスによって起こしやすいと考えられる (Wu & Lithwick 2011)．
arXiv:1603.00414
Matsakos & Königl (2016)
On the origin of the sub-Jovian desert in the orbital-period--planetary-mass plane
(軌道周期-惑星質量平面における木星より軽い天体の欠乏領域の起源について)
概要
系外惑星のトランジット観測と視線速度観測からは，短周期で木星より軽い質量を持つ天体が欠乏していることが示唆されている．この領域は，軌道周期を横軸，惑星質量を縦軸に取った平面 (orbital-period-planetary-mass plane, 以下 P-M 平面) において，反対の傾きを持った異なる 2つの線で囲まれた領域として概ね表現できる．ここでは，この領域の原因として，高軌道離心率での惑星の軌道移動という観点から解釈を行った．高軌道離心率の惑星移動では，惑星はそのロッシュ限界付近まで移動し，そこで原始惑星系円盤が晴れ上がった後に潮汐作用で円軌道化される．ここでは，惑星欠乏領域の異なる 2つの分割線は，小さい惑星と大きい惑星のそれぞれに対する経験的な質量-半径の異なる依存性の直接的な結果であり，またこの関係性が，2つの線の交点の質量座標 (縦軸) を決めることを示した．
交点の軌道周期座標 (横軸) や，惑星欠乏領域の低質量側の境界の詳細な形状も，基本的な軌道移動モデルの主要パラメータのもっともらしい選択によって再現することが出来る．
一方で，惑星欠乏領域の上端の詳細な形状は，惑星軌道の円軌道化後の恒星との角運動量のやりとりで決まり，恒星の潮汐の Q値が ~ 106 であることを示唆する．
研究背景
"Sub-Jovian desert"
これまでの視線速度法による観測からは，軌道周期が 3日以下のホットジュピターの分布には急激な減少が見られることが分かっている (Cumming et al. 2008など)．ホットジュピターの軌道分布としては，軌道周期が 3日の周辺に分布が偏っている (Gaudi et al. 2005など)．また短い周期の惑星が欠乏している (Zucker & Mazeh 2002など)．(※ここでのホットジュピターとは，質量が 0.3 - 3木星質量，軌道周期 10日以下のものとする．)
また，トランジット法による観測からも，軌道周期が 3 - 4日未満で，半径が ~ 4 地球半径よりも大きい物は少ないことが分かっている (Howard et al. 2012, Fressin et al. 2013など)．これは惑星-惑星相互作用による軌道散乱の結果だと考えられる．
さらに，他にも惑星が欠乏しているパラメータ領域があることが分かってきた．P-M 平面において，軌道周期 2.5日未満，惑星質量 0.02 - 0.8木星質量の領域に明白な欠乏があることが指摘されている (Szabo ́ & Kiss 2011)．これは "sub-Jovian desert" (または sub-Jupiter desert) と呼ばれている．
Szabo ́ & Kiss (2011) は，この領域はホットジュピターからなる上方境界と，短周期スーパーアースによる下方境界を持つが，ホットネプチューンが欠乏していると指摘している．同様の指摘は,
Beaug ́e & Nesvorny ́ (2013) と Mazeh et al. (2016) によってもなされている．
sub-Jovian desert の起源
この欠乏領域は観測バイアスによるものでもないとされている．しかしその起源は判明していない．あるシナリオでは，主星の輻射場と，それによるロッシュローブオーバーフロー (Roche lobe overflow) によって引き起こされると提案されている (Kurokawa & Nakamoto 2014)．この過程では，軽いスーパーアースの全てのエンベロープが失われることが示唆されるが，欠乏領域の下方境界は 1.6地球半径よりも大きいものも多く，純粋な岩石惑星とは考えづらい天体も存在する．
その他には，ホットジュピターがロッシュ限界に到達し，ロッシュローブオーバーフローを通じて急速に質量を失い，光蒸発によってエンベロープを除去されたというモデルがある．これは，ホットジュピターをスーパーアースに変化させる機構として提案されている (Velsecchi et al. 2014, 2015)．しかしこのシナリオでは，欠乏領域の下方境界が観測されている下方境界の形状と合致するかは自明ではない．
その他，ホットジュピターの，スーパーアースへのガス降着によるその場形成に起因しているという説もあるが (Boley et al. 2016, Batygin et al. 2016)，これらのモデルにも問題点がある (Inamder & Schlichting 2015など)．
モデル
ここではまず，惑星半径と惑星質量の関係を，~ 150 地球質量で分割した．小さい方の惑星は，惑星半径は質量の 1/2 乗に比例するとし，大きい方は 0 乗に依存するとした．これは Weiss et al. (2013) による経験則であり，また惑星が受ける輻射は 8.6 × 108 erg s-1 cm-2 を仮定している．高軌道離心率の軌道から円軌道化された後の軌道長半径について，一つ目は惑星-惑星散乱と古在機構によってロッシュ限界に到達したというモデル (RL) を考える．ロッシュ限界は，
aRoche = q (M*/Mp)1/3 Rp
で与えられる．係数の q は惑星の構造や軌道特性によって変化する．最も有名なものは，q = 2.16 (Paczyn ́ski 1971)，q = 2.7 (Guillochon et al, 2011) である．しかしこれらよりさらに大きな値，~ 3.6 - 3.8 となるという研究もある (Velsecchi & Rasio 2014など)．
ロッシュ限界に到達した初期の軌道長半径がほぼ 1 とすると，円軌道化されたあとの軌道長半径は ~ 2 aRoche であり，q = 3，主星質量が太陽質量，惑星が木星質量・木星半径であった場合は ~ 0.03 AU となる．(q の 1乗，主星質量の 1/3乗，惑星質量の -1/3乗，惑星半径の 1乗に比例)
永年カオス (secular chaos, SC) モデルでは，軌道長半径は Wu & Lithwick (2011) で推定されている．この場合軌道長半径は，2惑星の軌道長半径の比率 α = 1/6，主星質量が太陽質量，擾乱を起こす天体の質量が木星質量，惑星が木星質量・木星半径の場合，~ 0.03 AU となる．(α の -3/5乗，主星質量の 2/5乗，擾乱を起こす天体の質量の -1/5乗，惑星質量の -1/5乗，惑星半径の 1乗に比例)
これらの関係式から，軌道周期と惑星質量の関係を出すと，RL モデルの場合，大きい惑星では軌道周期は惑星質量の -1/2乗に比例，小さい惑星では 1/4乗に比例する．SC モデルでは，それぞれ -3/5乗，3/20乗に比例する．どちらの場合も，上方境界は負の傾きを持ち，下方境界は正の傾きを持つ．これは観測されている sub-Jovian desert の傾向と同じである．
結果
様々な惑星のモンテカルロ計算の結果と，上記の関係式を比較した．また観測結果との比較も行った．RL でも SC でも，パラメータを選べば欠乏領域の形状を再現できる．RL の場合は，q = 3.46，SC の場合は擾乱を起こす天体の質量が惑星質量と同程度の時に上手く説明できる．特に欠乏領域の下方境界はよく一致する．
上方境界の形状は，初期の惑星の分布とは独立な結果となり，惑星の軌道進化に依存している．平衡潮汐 Q ~ 106 でよく再現できる．
議論
ここでは，sub-Jovian desert の起源について，主星付近に大きな軌道離心率で移動してきた惑星の軌道の，円軌道化による自然な帰結によるものであると提案している．このモデルは，巨大惑星の軌道離心率は，軌道周期が大きくなるほど分散が大きくなることと整合的である (Winn & Fabrycky 2015など)．従って，ホットジュピターは原始惑星系円盤内の軌道移動とするよりも，後期に主星近傍にやって来たものが起源であると示唆する．惑星は重力相互作用によって高軌道離心率の軌道に移行したと考えられる．その原因としては，惑星-惑星の軌道散乱，古在機構，永年カオスが考えられるが，原理的にはどれもあり得るシナリオである．どれが最も重要かについては今後の詳細な研究が必要である．例として，ホットジュピターが軌道周期 3日周辺に偏っている現象は，突然の惑星の軌道散乱よりも，古在機構や永年カオスのようなゆっくりとしたプロセスによって起こしやすいと考えられる (Wu & Lithwick 2011)．
[0回]
論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1602.07707
Serigano IV et al. (2016)
Isotopic Ratios of Carbon and Oxygen in Titan's CO using ALMA
(ALMA を用いたタイタンの一酸化炭素の炭素と酸素の同位体比)
今回の観測では，CO の J = 1-0, 2-1, 3-2, 6-5，13CO の J = 2-1, 3-2, 6-5，C18O の J = 2-1, 3-2，C17O の J = 3-2 の遷移が検出された．また，line-by-line 輻射輸送コード NEMESIS を用いた観測されたライン分布のモデリングから，分子存在度と鉛直大気構造が導出された．
C17O を > 8σ の確実性で検出したことにより，外部太陽系において 17O を初めて分光学的に検出した．
一酸化炭素の存在度は 49.6 ± 1.8 ppm であり，高度によらず一定であると考えられる．同位体比は 12C/13C = 89.9 ± 3.4，16O/18O = 486 ± 22，16O/17O = 2917 ± 359 であった．タイタン大気中の一酸化炭素における 16O/18O の測定は，これまでで最も高精度である．また，この結果は選考観測の結果と整合的であり，また地球での同位体比とも大きな差は見られなかった．
(※参考：地球での同位体比は，12C/13C = 89.3，16O/18O = 498.8，16O/17O = 2680.6)
arXiv:1602.07707
Serigano IV et al. (2016)
Isotopic Ratios of Carbon and Oxygen in Titan's CO using ALMA
(ALMA を用いたタイタンの一酸化炭素の炭素と酸素の同位体比)
概要
ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) を用いた，タイタン大気中の一酸化炭素とその同位体種 (isotopologue) の干渉計観測について報告する．今回の観測では，CO の J = 1-0, 2-1, 3-2, 6-5，13CO の J = 2-1, 3-2, 6-5，C18O の J = 2-1, 3-2，C17O の J = 3-2 の遷移が検出された．また，line-by-line 輻射輸送コード NEMESIS を用いた観測されたライン分布のモデリングから，分子存在度と鉛直大気構造が導出された．
C17O を > 8σ の確実性で検出したことにより，外部太陽系において 17O を初めて分光学的に検出した．
一酸化炭素の存在度は 49.6 ± 1.8 ppm であり，高度によらず一定であると考えられる．同位体比は 12C/13C = 89.9 ± 3.4，16O/18O = 486 ± 22，16O/17O = 2917 ± 359 であった．タイタン大気中の一酸化炭素における 16O/18O の測定は，これまでで最も高精度である．また，この結果は選考観測の結果と整合的であり，また地球での同位体比とも大きな差は見られなかった．
(※参考：地球での同位体比は，12C/13C = 89.3，16O/18O = 498.8，16O/17O = 2680.6)
[0回]
論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1602.06988
Nesvorny & Vokrouhlicky (2016)
Neptune's Orbital Migration Was Grainy, Not Smooth
(海王星の軌道移動は滑らかではなく，粗く起きた)
既存の海王星の軌道移動のモデルでは，海王星との共鳴に入っている天体の数を過大評価する傾向にあるが，観測からは共鳴に入っていない天体が多い．具体的には，3 : 2 の平均運動共鳴に入っている冥王星族 (plutino) よりも，メインベルトの天体が 2 - 4 倍多い．これは海王星の軌道移動モデルに関する未解決問題である．
ここではその問題の解決案を提案する．それは，海王星の軌道移動は重い微惑星との近接遭遇で発生する，"grainly" な (粗い，滑らかではない) ものであったとするモデルである．
Grainy な軌道移動は，大きな秤動振幅を持つ共鳴天体を不安定化する．そのため一部は安定な非共鳴軌道へと移行する．そのため，非共鳴/共鳴天体の比率は，grainy な軌道移動の場合は，なめらかな軌道移動の場合よりも ~ 10倍大きくなる．
さらに，grainy な軌道移動は，3 : 2 平均運動共鳴の天体の秤動振幅の分布を狭くする．観測結果と合うような最も良いパラメータは，30 AU 未満の微惑星円盤が 1000 - 4000個の冥王星程度の天体を含むか，冥王星の 2倍の重さの天体を ~ 1000体含んでいるというものである．
外側円盤にある天体 1つがカイパーベルト内に安定した軌道で残る確率は ~ 10-3 であった．この結果は，冥王星質量を持つ天体がカイパーベルト内に見つかっている中では 2つしか存在しない (冥王星とエリス) という事実と整合的である．
元々の微惑星円盤内の，冥王星質量天体の合計質量は ~ 2 - 8 地球質量であったと考えられる．これは推定される微惑星円盤の全質量の予測値 (~ 20地球質量) の 10 - 40%である．この円盤全体の質量に対する冥王星質量天体の合計質量の制限は，太陽系外縁部での降着プロセスの良い理解のために重要である．
arXiv:1602.06988
Nesvorny & Vokrouhlicky (2016)
Neptune's Orbital Migration Was Grainy, Not Smooth
(海王星の軌道移動は滑らかではなく，粗く起きた)
概要
カイパーベルト (エッジワース・カイパーベルト) は，海王星軌道以遠の氷天体の集まりのことを指す．カイパーベルト天体の，海王星との共鳴の内外にあるいくつかのカテゴリーを含む複雑な軌道構造は，海王星の原始惑星系円盤中の外側への軌道移動の結果である．既存の海王星の軌道移動のモデルでは，海王星との共鳴に入っている天体の数を過大評価する傾向にあるが，観測からは共鳴に入っていない天体が多い．具体的には，3 : 2 の平均運動共鳴に入っている冥王星族 (plutino) よりも，メインベルトの天体が 2 - 4 倍多い．これは海王星の軌道移動モデルに関する未解決問題である．
ここではその問題の解決案を提案する．それは，海王星の軌道移動は重い微惑星との近接遭遇で発生する，"grainly" な (粗い，滑らかではない) ものであったとするモデルである．
Grainy な軌道移動は，大きな秤動振幅を持つ共鳴天体を不安定化する．そのため一部は安定な非共鳴軌道へと移行する．そのため，非共鳴/共鳴天体の比率は，grainy な軌道移動の場合は，なめらかな軌道移動の場合よりも ~ 10倍大きくなる．
さらに，grainy な軌道移動は，3 : 2 平均運動共鳴の天体の秤動振幅の分布を狭くする．観測結果と合うような最も良いパラメータは，30 AU 未満の微惑星円盤が 1000 - 4000個の冥王星程度の天体を含むか，冥王星の 2倍の重さの天体を ~ 1000体含んでいるというものである．
外側円盤にある天体 1つがカイパーベルト内に安定した軌道で残る確率は ~ 10-3 であった．この結果は，冥王星質量を持つ天体がカイパーベルト内に見つかっている中では 2つしか存在しない (冥王星とエリス) という事実と整合的である．
元々の微惑星円盤内の，冥王星質量天体の合計質量は ~ 2 - 8 地球質量であったと考えられる．これは推定される微惑星円盤の全質量の予測値 (~ 20地球質量) の 10 - 40%である．この円盤全体の質量に対する冥王星質量天体の合計質量の制限は，太陽系外縁部での降着プロセスの良い理解のために重要である．
[0回]
論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1602.06573
Raymond et al. (2016)
Did Jupiter's core form in the innermost parts of the Sun's protoplanetary disk?
(木星のコアは太陽の原始惑星系円盤の最も内側領域で形成されたか？)
これまでの多くの研究では，小さい固体粒子 ("pebble" と呼ばれる) は原始惑星系円盤内を内側へと移動することが示唆されている．Pebble が円盤の内縁にトラップされた場合，その場所では数地球質量のコアが急速に形成される．その後，惑星と円盤の相互作用によってコアはスノーラインを越えて外側へ移動する．当然，太陽系の外側領域へ到達するためには．地球型惑星が形成されている領域を横切る必要がある．
ここでは，N 体シミュレーション中で，固体コアに人工的に力を加えて外側への移動を再現する．その過程で，外側へ移動する木星コアが地球型惑星の形成領域に与える影響を評価した．
外向きのコアの移動が速い場合 (移動のタイムスケールが ~ 104 年)，コアは微惑星と原始惑星の間を通過するだけである．しかし移動が遅い場合 (同じく ~ 105 年)，コアとの平均運動共鳴によって円盤の内側領域から固体成分を取り除く効果が起きる．この場合，多くのケースで 0.5 - 1 AU は原始惑星と大部分の微惑星が掃き出される．太陽付近の物質が減ることになるため，この木製コアの外側移動は，水星より内側に惑星が存在しないことを説明する事が出来るかもしれない．
また外側移動するコアは，別の大きいコア (地球質量程度) の成長を助ける．これは，移動するコアの外側の軌道共鳴に捕獲することで発生し，成長が助けられたコアは土星のコアとなった可能性がある．
内側で形成されて外側へ移動するコアは，岩石主体の微惑星を一定量外側領域へ運び，仮説上の天体である鉄隕石の母体となる天体を，小惑星帯 (メインベルト) へ運ぶ役割を果たしたかもしれない．
arXiv:1602.06573
Raymond et al. (2016)
Did Jupiter's core form in the innermost parts of the Sun's protoplanetary disk?
(木星のコアは太陽の原始惑星系円盤の最も内側領域で形成されたか？)
概要
木星の固体核 (コア) は一般的にスノーラインの外側で形成されたと考えられている．ここでは，それとは異なる木星コアの形成シナリオ，原始惑星系円盤の内側部分で木星コアが形成されたという説を提案する．これまでの多くの研究では，小さい固体粒子 ("pebble" と呼ばれる) は原始惑星系円盤内を内側へと移動することが示唆されている．Pebble が円盤の内縁にトラップされた場合，その場所では数地球質量のコアが急速に形成される．その後，惑星と円盤の相互作用によってコアはスノーラインを越えて外側へ移動する．当然，太陽系の外側領域へ到達するためには．地球型惑星が形成されている領域を横切る必要がある．
ここでは，N 体シミュレーション中で，固体コアに人工的に力を加えて外側への移動を再現する．その過程で，外側へ移動する木星コアが地球型惑星の形成領域に与える影響を評価した．
外向きのコアの移動が速い場合 (移動のタイムスケールが ~ 104 年)，コアは微惑星と原始惑星の間を通過するだけである．しかし移動が遅い場合 (同じく ~ 105 年)，コアとの平均運動共鳴によって円盤の内側領域から固体成分を取り除く効果が起きる．この場合，多くのケースで 0.5 - 1 AU は原始惑星と大部分の微惑星が掃き出される．太陽付近の物質が減ることになるため，この木製コアの外側移動は，水星より内側に惑星が存在しないことを説明する事が出来るかもしれない．
また外側移動するコアは，別の大きいコア (地球質量程度) の成長を助ける．これは，移動するコアの外側の軌道共鳴に捕獲することで発生し，成長が助けられたコアは土星のコアとなった可能性がある．
内側で形成されて外側へ移動するコアは，岩石主体の微惑星を一定量外側領域へ運び，仮説上の天体である鉄隕石の母体となる天体を，小惑星帯 (メインベルト) へ運ぶ役割を果たしたかもしれない．
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