[論文レビュー] Gaseous Planets, Protostars And Young Brown Dwarfs : Birth And Fate

G. Chabrier, I. Baraffe+4 more|arXiv (Cornell University)|Feb 13, 2006

Astrophysics and Star Formation Studies被引用数 3

ひとこと要約

本論文は、巨大惑星形成における時間スケール問題を解消するため、核集積と惑星移動、およびディスク進化を統合した理論的枠組みを提案する。同時に、原始星における非球面的集積が、球対称モデルにおける不正確な初期条件を引き起こすことを示している。主な結果として、若い惑星の初期光度は初期条件の変動により極めて不確実であり、集積中の褐色矮星は明るさが低く、HR図上に散らばっていることが判明し、明確な誕生線が存在するという概念に疑問を呈している。

ABSTRACT

We review recent theoretical progress aimed at understanding the formation and the early stages of evolution of giant planets, low-mass stars and brown dwarfs. Calculations coupling giant planet formation, within a modern version of the core accretion model, and subsequent evolution yield consistent determinations of the planet structure and evolution. Because of the uncertainties in the initial conditions, however, it is not possible to say whether young planets are faint or bright compared with low-mass young brown dwarfs. We review the effects of irradiation and evaporation on the evolution of short period planets and argue that substantial mass loss may have occurred for these objects. Concerning star formation, geometrical effects in protostar core collapse are examined by comparing 1D and 3D calculations. Spherical collapse is shown to overestimate the core inner density and temperature and thus to yield incorrect initial conditions for PMS or young brown dwarf evolution. Accretion is also shown to occur over a very limited fraction of the protostar surface. Accretion affects the evolution of young brown dwarfs and yields more compact structures for a given mass and age, thus fainter luminosities. This can lead to severe misinterpretations of the mass and/or age of young accreting objects from their location in the HR diagram. We argue that newborn stars and brown dwarfs should appear rapidly over an extended area in the HR diagram, depending on their accretion history, rather than on a well defined birth line. Finally, we suggest that the distinction between planets and brown dwarfs be based on an observational diagnostic, reflecting the different formation mechanisms between these two distinct populations, rather than on an arbitrary, confusing definition.

研究の動機と目的

• 巨大惑星形成における長年の時間スケール問題を解消すること。
• 非球面的集積が原始星核の収縮および準主系列進化の初期条件に与える影響を評価すること。
• 集積が若い褐色矮星および惑星の光度と進化軌道に与える影響を評価すること。
• 従来の重水素燃焼による惑星と褐色矮星の区別を疑問視し、機構に基づく代替案を提示すること。
• 形成メカニズムと組成に基づいて、惑星と褐色矮星を観測的に区別する診断法を提供すること。

提案手法

• 原始星ネビュラ内での惑星形成をシミュレートするため、惑星移動とディスク進化を組み込んだ核集積モデルの適応。
• 幾何的効果を評価するため、原始星核収縮の1次元球対称モデルと3次元多次元流体ダイナミクスシミュレーションの比較。
• 時間に依存する多ゾーンモデルを用いて、ディスク消失後の若い惑星および褐色矮星の熱的・構造的進化を計算。
• 短周期惑星に対する放射加熱および蒸発効果を組み込み、大気質量損失をモデル化。
• 若い天体の半径、光度、HR図上での位置に及ぼす集積履歴の影響を分析。
• 形成メカニズムの差を反映する機械的（質量-半径）および分光的特徴に基づく観測診断法の提案。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 惑星移動とディスク進化を核集積モデルに組み込むことで、巨大惑星形成における時間スケール問題が解消可能か？
• RQ2 非球面的集積および3次元収縮ダイナミクスは、プレスターラルコアの初期密度・温度・構造にどのように影響するか？
• RQ3 集積が若い褐色矮星の光度と進化軌道に与える影響は、非集積モデルと比較してどの程度顕著か？
• RQ4 なぜ従来の重水素燃焼境界が、惑星と褐色矮星の区別においても物理的に意味を持たなくなったのか？
• RQ5 形成メカニズムに基づいて、質量のみに依存しない信頼できる観測診断法は何か？

主な発見

• 惑星移動とディスク進化を核集積モデルに組み込むことで、ガス集積段階が短縮され、巨大惑星形成における長期間にわたる時間スケール問題が解消された。
• 初期条件の不確実性、特に初期半径の不確実性が、若い1 M_Jup惑星の初期光度に約100倍の不確実性をもたらし、明るいか暗いかを特定することが不可能であることが判明した。
• 3次元シミュレーションは、球対称収縮がコア内部密度および温度を高めすぎ、準主系列進化の初期条件を誤って導くことを示している。
• 非球面的集積は原始星表面のわずかな部分に限定されるため、表面の大部分が自由に放射でき、球対称モデルと比較して冷却され、より広がったコアを形成する。
• 集積中の若い褐色矮星は、同じ質量・年齢の非集積対象と比較してよりコンactで明るさが低く、HR図上の位置による年齢・質量推定に顕著な誤差をもたらす可能性がある。
• 変動する集積履歴のため、若い星および褐色矮星はHR図上で明確な誕生線に従わず、広範囲に散らばっていることが判明し、標準的な質量-年齢校正の有効性に疑問が呈された。