[論文レビュー] Hydrodynamics and survivability during post-main-sequence planetary engulfment

Ricardo Yarza, Naela Razo Lopez+7 more|arXiv (Cornell University)|Mar 20, 2022

Astro and Planetary Science被引用数 4

ひとこと要約

本研究では、3次元流体力学的シミュレーションを用いて、$1M_{\bigodot}$の巨大星における準惑星および褐色矮星（以下、亜惑星天体）の飲み込みをモデル化し、流れの力学的挙動を捉えるために、同伴天体を剛体的かつ反射的物体として扱った。その結果、惑星の飲み込みは星の明るさを数個のオーダー単位で増加させることができ、また、約10 $M_{\text{Jup}}$の質量を持つ天体ですら赤色超巨星の巨星分岐点で大気を放出することが可能であることが判明した。また、抵抗力と軌道の減衰は測定可能な抵抗係数に支配されている。

ABSTRACT

Data to reproduce the results of Yarza et al. 2022 (submitted to ApJ). For the main reproducibility repository, see https://gitlab.com/ryarza/planetary-engulfment-hydro After downloading all the files, run unpack.py to extract them. The script will also put all grid2 files into the correct folder structure. As a result of size limitations, this repository contains only the hydrodynamical simulations used in the figures in the paper. Simulations at other times or for other parameters are available upon request.

研究の動機と目的

• 巨大星の後主系列段階における亜惑星天体（SBs）の流れの力学的挙動と生存可能性を調査すること。
• SBが星の大気中に埋め込まれた状態で受ける抵抗力（衝撃圧力と重力的抵抗）を定量化すること。
• 飲み込み過程における軌道の減衰とエネルギー移動をモデル化し、明るさの増加と大気の放出可能性を評価すること。
• FLASHを用いて、3次元流体力学的シミュレーションにおいて剛体的・反射的SBの周囲の流れの形状を再現する数値フレームワークを構築すること。
• 星の半径の関数として、星の大気を放出するために必要な最小SB質量を示す経験則的スケーリング則を導出すること。

提案手法

• 適応メッシュ細分化を用いたFLASH 4.6.2コードを用いて、$1M_{\bigodot}$の巨大星に埋め込まれた剛体的・反射的亜惑星天体（SB）の3次元流体力学的シミュレーションを実施。
• SBを質量吸収を行わない不透光物体としてモデル化し、流れの外向きの挙動を捉えるために反射境界条件を適用。
• 複数の解像度で実施した流体力学的シミュレーションから、時間平均の抵抗係数（衝撃圧力のための$C_p$、重力的抵抗のための$C_g$）を測定。
• 時間依存の抵抗力とその軌道内に閉じ込められた質量の変化を考慮したSBの運動方程式を統合。
• 測定された抵抗係数と軌道エネルギーの変化を用いて、軌道の減衰 timescale と大気の放出閾値を計算。
• シミュレーション結果に適合する経験則的式を導出し、星の半径の関数として、大気を放出するために必要な最小SB質量および対流圏下での生存に必要な最小SB質量をそれぞれ導出。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 衝撃圧力と重力的抵抗が、星の飲み込み過程における亜惑星天体の軌道減衰にどのように寄与するか。
• RQ2 惑星の飲み込みによって$1M_{\bigodot}$の巨大星の明るさがどの程度増加するか、そして元の状態に戻るまでの時間はどのくらいか。
• RQ3 異なる進化段階において、$1M_{\bigodot}$の星の大気を放出するために必要な亜惑星天体の最小質量は何か。
• RQ4 亜惑星天体は飲み込みプロセスを生き延びられるか。また、対流圏下での生存を決定づける条件は何か。
• RQ5 剛体的・反射的物体としての飲み込み亜惑星天体と、自由に吸収可能な物体としての飲み込み天体との間で、周囲の流体力学的構造にどのような違いが生じるか。

主な発見

• 軌道の減衰に伴うエネルギー散逸により、$1M_{\bigodot}$の星の明るさは、飲み込みによって最大数個のオーダー単位で増加する可能性がある。
• 星が約10 $R_{\bigodot}$に達した場合、元の明るさに戻るまでの時間は最大で約3,000年であるが、赤色超巨星の巨星分岐点では最短で約30年である。
• 軌道エネルギーが唯一の放出源である限り、星が約10 $R_{\bigodot}$に達するまでは、SBが大気を放出することは不可能であり、後段階でのみ可能になる。
• 約10 $M_{\text{Jup}}$の質量を持つ亜惑星天体ですら、星が約190 $R_{\bigodot}$にまで膨張した赤色超巨星の巨星分岐点で大気を放出することが可能である。
• 大気を放出するために必要な最小SB質量は星の半径に比例し、星の半径の関数として導出された適合式は、$11.45 \leq R_{\star}/R_{\odot} \leq 193.7$の範囲でシミュレーションデータと1.1%の一致を示した。
• 対流圏下での生存に必要な最小SB質量は、対数関数的式で予測可能であり、$2 \leq R_{\star}/R_{\odot} \leq 193.7$の範囲でシミュレーションデータと7.9%の一致を示した。