[論文レビュー] Modelling the secular evolution of protoplanetary disc dust sizes - a comparison between the viscous and magnetic wind case

Rosotti, G.P.|arXiv (Cornell University)|Jul 1, 2022

Astrophysics and Star Formation Studies参考文献 132被引用数 17

ひとこと要約

本研究では、粘性および磁気風（MHD）角運動量輸送メカニズムの下で原始惑星系円盤内のチリ円盤サイズの長期的進化をモデル化する。1次元のガスおよびチリシミュレーションを用いて、粘性モデルはチリ円盤が拡大すること（半径が時間とともに増加）を予測するが、MHD風モデルはコンactな、拡大しないあるいは収縮する円盤を生成する。主な結果は、現在のALMA観測では感度の限界のため、2つのシナリオをまだ区別できないが、年齢分散のある星形成領域におけるより深い調査によって、1–10 Myrの範囲でこの問題を解消できる可能性がある。

ABSTRACT

For many years proto-planetary discs have been thought to evolve viscously: angular momentum redistribution leads to accretion and outward disc spreading. Recently, the hypothesis that accretion is due, instead, to angular momentum removal by magnetic winds gained new popularity: no disc spreading is expected in this case. In this paper, we run several one-dimensional gas and dust simulations to make predictions on the time-evolution of disc sizes extit{in the dust} and to assess whether they can be used to understand how discs evolve. We show that viscous and magnetic wind models have very different dust disc radii. In particular, MHD wind models are compact and their sizes either remain constant or decrease with time. On the contrary, discs become larger with time in the viscous case (when $\alpha\gtrsim10^{-3}$). Although current observations lack enough sensitivity to discriminate between these two scenarios, higher-sensitivity surveys could be fruitful to this goal on a $1\,{ m to}\,10\,{ m Myr}$ age range. When compared with the available ALMA Band~7 data, both viscous and magnetic wind models are compatible with the observationally-inferred dust radii in Lupus, Chamaeleon~I and Upper Sco. Furthermore, in the drift-dominated regime, the size-luminosity correlation is reproduced in Lupus, both in Band~7 and 3, while in Upper Sco a different slope than in the data is predicted. Sub-structures (potentially undetected) can explain several outliers with large observed sizes. Higher-angular-resolution observations will be helpful to test our predictions in the case of more compact discs, expected in both frameworks, particularly at the age of Upper Sco.

研究の動機と目的

• 粘性および磁気風角運動量輸送メカニズムの下で、チリ円盤サイズが時間とともにどのように進化するかを調査すること。
• 近隣の星形成領域における観測されたチリ円盤サイズが、粘性モデルとMHD風モデルの円盤進化を区別できるかを評価すること。
• 径方向移動、準位構造、観測分解能の影響がサイズ-光度相関および円盤サイズ測定に与える影響を評価すること。
• ALMA Band 7およびBand 3データを用いて、Lupus、Chamaeleon I、Upper Scoの観測データと比較して、モデル予測の頑健性を検証すること。

提案手法

• 原始惑星系円盤内のガスおよびチリ進化の1次元流体力学的シミュレーションを実施し、粘性およびMHD風角運動量輸送を組み込む。
• 粘性にシャクーラ・スニャエフのαパラメータを用い、MHD風効率を表す新しいαDWパラメータを導入する。
• 径方向移動、粒子成長、チリ進化を凝集および破壊モデルを用いて組み込む。
• Lupus、Chamaeleon I、Upper ScoにおけるALMA観測（0.89 mm（Band 7）、3.10 mm（Band 3））と比較して、予測されたチリ円盤サイズ（質量半径および95%フラックス半径）を評価する。
• 光蒸発および質量依存の風効率（αDW ∝ M_disc^−ω）を用いた円盤分散モデルを構築し、長期的サイズ進化を評価する。
• Tabone et al. 2022b のMHD風支配円盤の自己相似的解析解を用いて、数値モデルの指針と妥当性を確認する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 粘性モデルと磁気風モデルの下で、チリ円盤サイズは時間とともにどのように進化するか？
• RQ2 Lupus、Chamaeleon I、Upper Scoにおける現在のALMA観測で、チリ円盤サイズが粘性モデルとMHD風モデルの進化シナリオを区別できるか？
• RQ3 一部の観測円盤が滑らかなモデルの予測よりも大きく見えるのはなぜか？準位構造がその外れを説明できるか？
• RQ4 径方向移動は観測された円盤サイズの波長依存性にどのように影響するか？また、モデル予測では長波長で収縮するが、LupusのBand 3データではサイズが類似しているのはなぜか？
• RQ5 粘性モデルとMHD風モデルにおけるサイズ-光度相関の予測勾配は何か？Upper ScoおよびLupusの観測と比較するとどうなるか？

主な発見

• α ≳ 10⁻³ の粘性モデルは、チリ円盤が拡大し、サイズが時間とともに増加することを予測するが、MHD風モデルはサイズが一定または減少するコンパクトな円盤を生成する。
• 両方のモデルは、Lupus、Chamaeleon I、Upper Scoにおける観測されたチリ円盤サイズを中央値の1σ範囲内で再現できるが、一部のケースではMHD風モデルが観測値より小さいサイズを予測する。
• Lupusでは、両モデルが0.89 mm（Band 7）で観測されたサイズ-光度相関を再現し、3.10 mm（Band 3）でもわずかに再現される。これは径方向移動の影響と整合的である。
• Upper Scoでは、モデルが観測よりも急勾配のサイズ-光度相関を予測しており、これは準位構造が欠落している可能性を示唆している。
• モデルでは、径方向移動により長波長でフラックスサイズが小さくなると予測されるが、LupusのBand 3データでは観測されない。これは滑らかなモデルの限界、または準位構造の存在を示唆している。
• 両モデルが予測するコンパクトな円盤の性質を検証するには、特にUpper Scoの5–10 Myrの年齢範囲において、より高い分解能の観測が必要である。