[論文レビュー] DID PLANET FORMATION BEGIN INSIDE PERSISTENT GASEOUS VORTICES?

P. Barge, Joël Sommeria|arXiv (Cornell University)|Jan 16, 1995

Astro and Planetary Science被引用数 62

ひとこと要約

本論文は、原始惑星系円盤内の持続的気体渦が微粒子の差動捕獲を通じて固体を集積し、急速な微惑星形成を可能にすると提案する。低密度の粒子は木星の軌道外で渦に沈下し、巨大惑星の核を素早く形成するが、高密度の粒子は木星の軌道内における渦の縁に蓄積され、類地惑星の微惑星を形成する。このモデルは、渦駆動による粒子分離と強化された重力収縮を活用することで、惑星形成における主要な時間スケール問題と不安定性問題を解決する。

ABSTRACT

We explore here the idea, reminiscent in some respect of Von Weizsacker's (1944) and Alfven's (1976) outmoded cosmogonies, that long-lived vortices in a turbulent protoplanetary nebula can capture large amount of solid particles and initiate the formation of planets. Some puzzling features of the solar system appear as natural consequences of our simple model: - The captured mass presents a maximum near Jupiter's orbit. - Outside this optimal orbit, the collected material, mainly composed of low density particles, sinks deeply into the vortices and rapidly collapses into massive bodies at the origin of the solid core of the giant planets. - Inside this orbit, by contrast, the high density particles are preferentially selected by the vortices and assembled by local gravitational instabilities into planetesimals, massive enough to be released by the vortices and to grow later, in successive collisions, to form the terrestrial planets. - The captured mass presents a maximum near Jupiter's orbit. - Outside this optimal orbit, the collected material, mainly composed of low density particles, sinks deeply into the vortices and rapidly collapses into massive bodies at the origin of the solid core of the giant planets. - Inside this orbit, by contrast, the high density particles are preferentially selected by the vortices and assembled by local gravitational instabilities into planetesimals, massive enough to be released by the vortices and to grow later, in successive collisions, to form the terrestrial planets.

研究の動機と目的

• 巨大惑星の核形成における時間スケール問題に対処すること。これは、T-Tauri段階でガスが消去されるまでの約10⁶年以内に完了しなければならない。
• 中間面におけるせん断乱流によって引き起こされるダスト層の重力不安定性の困難を解消すること。
• 類地惑星と巨大惑星の間で観測される組成の違いを、粒子分離の物理的メカニズムによって説明すること。
• 古典的微惑星形成モデルの代替として、一貫性のある渦に基づく新たなモデルを提示すること。

提案手法

• ケプラーローションと静水圧平衡を有する2次元の回転せん断流として原始惑星系円盤をモデル化する。
• 長期間にわたって安定したコherentな渦を表すために、簡略化された渦モデルを用い、エピサイクロイダル軌道（Vx = -2Ωy, Vy = Ωx/2）を採用する。
• ストークス抵抗パラメータ τS = Ω⁻¹tS を用いて粒子の運動を追跡する。ここで粒子の慣性は粒子のサイズとガス密度に依存する。
• τS に基づく粒子の集中を分析する。τS ≈ 1 である粒子が、渦に特に効果的に捕獲される。
• 粒子の軌道をシミュレートし、低τS（低密度）粒子が渦の中心に沈下するのに対し、高τS（高密度）粒子は周辺にとどまる様子を示す。
• 渦内における重力不安定性の条件を評価し、局所的な表面密度が急激に増加することで、収縮が強化されることを示す。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 乱流にさらされる原始惑星系円盤内に持続的な渦が存在し、固体を十分に集積して微惑星形成を誘発できるか？
• RQ2 渦駆動による粒子分離が、類地惑星と巨大惑星の間で観測される質量分布および組成の違いを説明できるか？
• RQ3 渦強化収縮を用いることで、巨大惑星の核形成の時間スケールを10⁵年未塔に短縮できるか？
• RQ4 ストークスパラメータ τS は、渦内における粒子の捕獲と分離をどのように支配するか？
• RQ5 ネビュラ構造、粒子サイズ、渦の形状の変動に対して、この渦モデルは頑健か？

主な発見

• 渦は、τS ≈ 1 である粒子、つまり木星の軌道外では低密度粒子、木星の軌道内では高密度粒子を捕獲することで固体を集積する。
• 木星の軌道内（τS < 1）では、粒子が渦の周辺に蓄積され、速やかに放出される微惑星を形成する。これにより、衝突成長による類地惑星形成が可能になる。
• 木星の軌道外（τS > 1）では、粒子が渦の中心に沈下し、10⁵年未塔で急速に巨大な天体へと収縮し、巨大惑星の核が形成される。
• このモデルは、渦内に局所的に重力収縮を集中させることで、乱流に起因するせん断不安定性問題を解決する。表面密度は約10回転周期で数個のオーダー増加する。
• 収縮する粒子集団の角運動量は、回転フレームにおける後退的渦度にもかかわらず、観測された惑星の軌道と整合する前向きのままである。
• このメカニズムは自然な化学的分離プロセスを提供する。τS の質量/面積依存性が、内惑星と外惑星の天体間の組成差を生じさせる。