[論文レビュー] Gravitoviscous protoplanetary disks with a dust component. I. The importance of the inner sub-au region

Eduard I. Vorobyov, Aleksandr M. Skliarevskii+4 more|arXiv (Cornell University)|May 27, 2019

Astrophysics and Star Formation Studies参考文献 43被引用数 12

ひとこと要約

本研究では、重力拡散的原始惑星系円盤の解像度のない内側1 au未塔領域における物質輸送をシミュレートするための「中央スマートセル」（CSC）モデルを導入する。CSC内での物質輸送が遅い場合、より質量が大きく、より高温の円盤が形成され、断続的な降着バースト、デシメータサイズへのダスト成長、T型Tauri段階における新たな断続的破壊モードが生じる。これは、同時に作用するストリーミング不安定性と重力不安定性が系外惑星の多様性を駆動している可能性を示唆する。

ABSTRACT

The central region of a circumstellar disk is difficult to resolve in global numerical simulations of collapsing cloud cores, but its effect on the evolution of the entire disk can be significant. We use numerical hydrodynamics simulations to model the long-term evolution of self-gravitating and viscous circumstellar disks in the thin-disk limit. Simulations start from the gravitational collapse of prestellar cores of 0.5--1.0~$M_\odot$ and both gaseous and dusty subsystems were considered, including a model for dust growth. The inner unresolved 1.0 au of the disk is replaced with a central "smart" cell (CSC) -- a simplified model that simulates physical processes that may occur in this region. We found that the mass transport rate through the CSC has an appreciable effect on the evolution of the entire disk. Models with slow mass transport form more massive and warmer disks and they are more susceptible to gravitational instability and fragmentation, including a newly identified episodic mode of disk fragmentation in the T Tauri phase of disk evolution. Models with slow mass transport through the CSC feature episodic accretion and luminosity bursts in the early evolution, while models with fast transport are characterized by a steadily declining accretion rate with low-amplitude flickering. Dust grows to a larger, decimeter size in the slow transport models and efficiently drifts in the CSC, where it accumulates reaching the limit when streaming instability becomes operational. We argue that gravitational instability, together with streaming instability likely operating in the inner disk regions, constitute two concurrent planet-forming mechanisms, which may explain the observed diversity of exoplanetary orbits (Abridged).

研究の動機と目的

• 解像度のない内側1 au未塔領域の物理的性質が、自己重力的で粘性のある原始惑星系円盤の全体的進化に与える影響を調査すること。
• 標準的なシンクセルが、内側円盤の重要なプロセスを無視する数値シミュレーションにおける限界を解消すること。
• 内側1.0 auにおける物質輸送速度の変動が円盤構造、降着履歴、および惑星形成可能性に与える影響をモデル化すること。
• 異なる降着レジーム下での内側円盤におけるダスト成長およびストリーミング不安定性の役割を調査すること。
• 新たな破壊モードを同定し、重力不安定性とストリーミング不安定性の間の相互作用が惑星形成に与える影響を評価すること。

提案手法

• 解像度のない内側1.0 au領域を、物質輸送と降着バーストを再現可能な中央スマートセル（CSC）が置き換える。1 au未塔の解像度を必要としない。
• CSCモデルでは、物質輸送効率を制御する調整可能なパラメータξを用いる：ξ = 5%（遅い）からξ = 95%（速い）まで。これは、異なる内側円盤の粘性係数やデッドゾーンを表す。
• 数値流体力学シミュレーションを用いて、0.5–1.0 M☉の前星核が自己重力的で粘性のある円盤を形成する長期的進化をモデル化する。気体成分とダスト成分が結合している。
• ダストの進化は成長モデルで記述され、CSC内でのダストの移動を追跡することで、ストリーミング不安定性が発生する可能性を評価する。
• 円盤の自己重力はポアソン積分解法により計算され、磁気対流不安定性（MRI）は円盤全域で完全に発達していると仮定する。
• CSC–円盤界面における滑らかな流入・流出境界条件を適用し、ガスおよびダスト密度の遷移における物理的整合性を確保する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 内側1 au未塔領域における物質輸送速度が、自己重力的で粘性のある原始惑星系円盤の全体的構造および熱的進化に与える影響は何か？
• RQ2 遅い輸送と速い輸送の違いが、中心の原始星の降着履歴および明るさの進化に与える影響は何か？
• RQ3 スマートセルを用いて内側円盤をモデル化した場合、FU Orionis型バーストに特徴的な断続的降着バーストを再現できるか？
• RQ4 CSC内でのダスト成長および移動が、ダスト表面密度およびストリーミング不安定性の発生可能性に与える影響は何か？
• RQ5 内側円盤に遅い物質輸送が存在する場合、T型Tauri段階において新たな断続的円盤破壊モードが誘発されるか？

主な発見

• 遅い物質輸送（ξ = 5%）のモデルでは、ガスが内側領域に長期間にわたり蓄積されるため、速い輸送（ξ = 95%）のモデルよりも質量が大きく、より高温の円盤が形成される。
• ξ = 5%のモデルでは、ダスト成長の上限がデシメータサイズに達し、より速い輸送ケースと比べて顕著に大きい。
• 1–10 au領域におけるダスト対ガス質量比は、遅い輸送モデルでは標準の1:100より数倍低下するが、これはダストの枯渇ではなくガスの蓄積によるものである。
• MRIによって引き起こされる不安定性がCSC内で発生するため、ξ = 5%のモデルでは断続的な降着バーストが発生するが、ξ = 95%のモデルでは低振幅のちらつきにとどまり、降着は徐々に減少する。
• T型Tauri段階において、遅い輸送モデルでは新たな断続的円盤破壊モードが同定され、断片質量は2–30 M_Jupの範囲にあり、ピークは4–6 M_Jup付近にある。
• ダストはCSCに最も強く蓄積され、高い表面密度とストークス数に達するため、遅い輸送条件下ではストリーミング不安定性が内側円盤で実際に発生している可能性が示唆される。