[論文レビュー] Models of the Structure and Evolution of Protoplanetary Disks

C. P. Dullemond, D. Hollenbach+2 more|arXiv (Cornell University)|Feb 28, 2006

Astrophysics and Star Formation Studies参考文献 1被引用数 32

ひとこと要約

本論文は、ほどのちのサブリマチオン半径（0.1–1 AU）を超える原始惑星系円盤の自己無撞着なモデルについて包括的なレビューを提供し、観測されたスペクトルエネルギー分布（SED）および線スペクトルが、降着レート、幾何学的形状、ダスト特性、熱的バランスといった円盤の性質をどのように制約するかに焦点を当てる。主な貢献は、垂直構造、表面層の物理、および光分解化プロセスを統合し、特にFUVおよびEUV放射が円盤を短縮させ、微惑星の形成を引き起こす役割を果たすことで、円盤の分散とその惑星形成への影響を説明することにある。

ABSTRACT

We review advances in the modeling of protoplanetary disks. This review will focus on the regions of the disk beyond the dust sublimation radius, i.e. beyond 0.1 - 1 AU, depending on the stellar luminosity. We will be mostly concerned with models that aim to fit spectra of the dust continuum or gas lines, and derive physical parameters from these fits. For optically thick disks, these parameters include the accretion rate through the disk onto the star, the geometry of the disk, the dust properties, the surface chemistry and the thermal balance of the gas. For the latter we are mostly concerned with the upper layers of the disk, where the gas and dust temperature decouple and a photoevaporative flow may originate. We also briefly discuss optically thin disks, focusing mainly on the gas, not the dust. The evolution of these disks is dominated by accretion, viscous spreading, photoevaporation, and dust settling and coagulation. The density and temperature structure arising from the surface layer models provide input to models of photoevaporation, which occurs largely in the outer disk. We discuss the consequences of photoevaporation on disk evolution and planet formation.

研究の動機と目的

• 自己無撞着なモデルを用いて、ダストのサブリマチオン半径を超える原始惑星系円盤の物理的構造と進化を理解すること。
• 空間的に解像できない分光観測およびSEDを解釈し、降着レート、ダスト特性、熱的バランスといった主要な円盤パラメータを導出すること。
• EUVおよびFUV放射によって駆動される光分解化が、円盤の分散に及ぼす役割と惑星形成に与える影響を調査すること。
• ガスとダストが円盤表面層でどのように分離するか、およびその影響がスペクトル放射と円盤進化にどのように現れるかを検討すること。
• 円盤構造、化学、力学を統合した一貫した枠組みを構築し、円盤の寿命と微惑星形成を理解すること。

提案手法

• 降着レートが、降着期から約10⁻⁵–10⁻⁶ M☉/yrから、収縮後に約10⁻⁷–10⁻⁹ M☉/yrに低下する時間に依存する半径方向プロファイルを用いた円盤形成および粘性進化のモデル化。
• 角運動量輸送をα粘性係数で記述し、MRI駆動の乱流と弱いイオン化領域に存在する「ドアゾーン」に注目する。
• 熱的平衡を仮定した垂直方向の円盤構造を解き、ガスとダストの温度が分離する表面層では別々に取り扱う。
• 表面層の物理を組み込み、恒星および外部放射による加熱、線放射による冷却、光分解流出の発生を含む。
• EUVおよびFUV放射によって駆動される光分解化モデルを適用し、特に10 AUを超える外縁部での円盤分散を模擬する。
• ダスト沈降および凝集モデルを用いて、中間面に富む層における重力不安定性および微惑星形成の条件を評価する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 観測されたSEDおよび線スペクトルは、原始惑星系円盤の降着レート、幾何学的形状、ダスト特性をどのように制約するか？
• RQ2 円盤表面層でガスとダストの温度が分離する物理的メカニズムは何か？ そして、その分離はスペクトル放射にどのように影響するか？
• RQ3 EUVまたはFUV放射による光分解化が、円盤の分散時間スケールおよび短縮半径をどれほど制御するか？
• RQ4 光分解化プロセスは、中間面におけるダスト濃度の増加を引き起こし、微惑星の形成を誘発する可能性があるか？
• RQ5 粘性拡散、降着、外部による短縮メカニズムがどのように相互作用し、原始惑星系円盤の寿命と進化を決定づけるか？

主な発見

• 原始惑星系円盤の降着レートは、降着期には約10⁻⁵–10⁻⁶ M☉/yrから、収縮後に約10⁻⁷–10⁻⁹ M☉/yrに低下し、CTTSおよびHAeBesの観測と整合的である。
• 中心星または近隣の質量星からの光分解化によって、円盤は約100 AUの半径で短縮される可能性があり、これはキューパー帯の約50 AUでの観測された短縮を説明する可能性を秘めている。
• 中心星からのFUV光分解化は、外縁部のガスを急速に分散させるには不十分であるが、近隣の質量星からの外部FUV照射が、円盤分散のより現実的なメカニズムを提供する可能性がある。
• 円盤表面層では、熱的結合が不十分であるため、ガスとダストの温度が分離し、光分解流出が発生する条件が整う。
• 中間面におけるダスト沈降および凝集と光分解化を組み合わせることで、重力不安定性を満たす高密度のダスト対ガス比が達成され、自発的な微惑星形成が誘発される可能性がある。
• MRI活性な外縁部と中間面のドアゾーンを有する層状降着モデルは、特に0.2–4 AUの範囲で観測される内側円盤の遅い降着を説明する。