[論文レビュー] MRI-active inner regions of protoplanetary discs. II. Dependence on dust, disc and stellar parameters

Marija R. Janković, Subhanjoy Mohanty+2 more|arXiv (Cornell University)|Aug 27, 2021

Astrophysics and Star Formation Studies参考文献 105被引用数 9

ひとこと要約

本研究は、原始惑星系円盤のMRI活性領域の構造に与えるほこり、ディスク、星のパラメータの影響を調査し、スーパーアース惑星の形成に注目する。高降着レートと小さなほこり粒子は、MRI乱流を抑制せずにほこりが蓄積できる圧力最大値を維持するが、低降着レートと大きな粒子ではX線イオン化によって圧力最大値が消失し、より若い活発なディスクで惑星形成が促進される。

ABSTRACT

Close-in super-Earths are the most abundant exoplanets known. It has been hypothesized that they form in the inner regions of protoplanetary discs, out of the dust that may accumulate at the boundary between the inner region susceptible to the magneto-rotational instability (MRI) and an MRI-dead zone further out. In Paper I we presented a model for the viscous inner disc which includes heating due to both irradiation and MRI-driven accretion; thermal and non-thermal ionization; dust opacities; and dust effects on ionization. Here we examine how the inner disc structure varies with stellar, disc and dust parameters. For high accretion rates and small dust grains, we find that: (1) the main sources of ionization are thermal ionization and thermionic and ion emission; (2) the disc features a hot, high-viscosity inner region, and a local gas pressure maximum at the outer edge of this region (in line with previous studies); and (3) an increase in the dust-to-gas ratio pushes the pressure maximum outwards. Consequently, dust can accumulate in such inner discs without suppressing the MRI, with the amount of accumulation depending on the viscosity in the MRI-dead regions. Conversely, for low accretion rates and large dust grains, there appears to be an additional steady-state solution in which: (1) stellar X-rays become the main source of ionization; (2) MRI-viscosity is high throughout the disc; and (3) the pressure maximum ceases to exist. Hence, if planets form in the inner disc, larger accretion rates (and thus younger disks) are favoured.

研究の動機と目的

• 星の質量、ガス降着レート、ほこり対ガス比、および粒子サイズが、原始惑星系円盤の内側におけるMRI駆動型圧力最大値の位置と安定性に与える影響を特定すること。
• 圧力最大値付近でのほこりの蓄積がMRI乱流を抑制するのか、あるいは微惑星形成のためのトラッピング条件を強化するのかを評価すること。
• 熱的・熱放出的・X線イオン化源の違いとほこりの性質に応じた、MRI活性領域とMRIデッドゾーンの間の遷移を探索すること。
• 広範なパラメータ空間における定常状態のディスク構成を分析することで、内側ディスクにおけるイン・サイト型スーパーアース形成の可能性を評価すること。
• 安定な圧力最大値が形成され、ほこりのトラッピングとコア形成が可能になる条件と、MRIが常に活性なままでありトラッピングが抑制される条件を特定すること。

提案手法

• MRI駆動型粘性、熱的および非熱的イオン化（熱放出/イオン放出）、およびほこりの光学厚さの効果を組み込んだ1次元定常状態の粘性降着ディスクモデルを構築する。
• ほこりの光学厚さを用いてディスクの熱的構造を自己一貫的に計算し、乱流による破壊制限を受ける粒子サイズの進化も考慮する。
• 温度、粒子サイズ、ほこり対ガス比を関数としてイオン化度をモデル化し、ほこり粒子からの電荷吸着および放出も含む。
• 径方向の粘性係数プロファイルを解き、星の質量、降着レート、ディスクパラメータに応じた最小粘性（圧力最大値）の位置を特定する。
• 熱的、熱放出的、X線イオン化源の違いを比較し、さまざまなほこり粒子サイズとほこり対ガス比の下での解を検討する。
• MRI活性領域とMRIデッドゾーンに別々のα値を用いるα-粘性規定を用い、αDZを自由パラメータとして設定し感度をテストする。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 内側ディスクにおけるガス圧力最大値の位置は、星の質量とガス降着レートにどのように依存するか？
• RQ2 ほこり粒子サイズとほこり対ガス比は、MRI駆動型圧力最大値の形成と位置にどのような影響を及ぼすか？
• RQ3 定常状態の圧力最大値が存在しなくなる条件は何か？X線イオン化はこの遷移においてどのような役割を果たすか？
• RQ4 ほこりの光学厚さと非熱的イオン化（熱放出/イオン放出）は、内側ディスクの熱的構造とMRI活性度にどのように影響するか？
• RQ5 どのパラメータ領域で、MRI乱流を抑制せずに圧力最大値付近にほこりが蓄積され、微惑星形成が可能になるか？

主な発見

• 高降着レート（>10⁻⁹ M☉ yr⁻¹）と小さなほこり粒子（≤1 μm）では、熱的イオン化と熱放出/イオン放出が支配的となり、安定な圧力最大値を持つ高粘性MRI活性領域が維持される。
• 圧力最大値は、高粘性MRI活性領域と低粘性MRIデッドゾーンの境界に形成され、その半径はデッドゾーンの粘性パラメータαDZに反比例する。
• ほこり対ガス比の増加は圧力最大値を外側に押し出し、MRI乱流を抑制せずにほこりの蓄積を可能にする。
• 低降着レート（≤10⁻⁹ M☉ yr⁻¹）と大きな粒子（≥10⁻² cm）ではX線イオン化が支配的となり、全体にわたって高粘性MRI活性ディスクが形成され、圧力最大値が消失する。
• 破壊制限付きの粒子成長を仮定した太陽質量の星では、降着レートが10⁻⁹〜10⁻⁷ M☉ yr⁻¹の範囲で、圧力最大値は0.1 AUより外側に位置する。
• αDZ ≈ 10⁻⁵のときほこりトラッピングが最も起こりやすく、αDZ ≈ 10⁻³では失敗するため、結果は不確実なデッドゾーン粘性パラメータに強く依存する。