[論文レビュー] Planet formation inside proto-giants: First 3D simulations

Sergei Nayakshin|arXiv (Cornell University)|Aug 15, 2018

Astrophysics and Star Formation Studies参考文献 1被引用数 3

ひとこと要約

本研究は、原始惑星円盤内の重力不安定なガスクラスター内での最初の3次元ペブル動態シミュレーションを提示し、チリ媒介型レイノルズ不安定性がペブルを内向きに急速に輸送することで、沈殿が最大2桁速くなることを示した。シミュレーションでは、mmサイズのペブルですら、クラスターの温度や組成に応じて数百年以内に固体惑星核を形成可能であることが示され、地球質量からネプチューン質量までの固体核、あるいは固体核またはかすみ核を有するガス惑星を形成する重力不安定性が現実的かつ有効な経路であることを支持する。

ABSTRACT

Numerical simulations of pebble dynamics inside gas clumps formed by gravitational instability of protoplanetary discs are presented. We find that dust-mediated Rayleigh-Taylor instabilities transport pebbles inward rapidly via dense metal-rich "fingers". This speeds up sedimentation of small pebbles by up to two orders of magnitude and yet does not impede grain growth because grains of all sizes sediment at the same collective speed as long as Stokes number is less than unity. In simulations with a fixed pebble size, solid planetary cores form if pebble size exceeds a few cm. Pebble growth leads to core formation in some hundreds of years even when pebbles injected into clumps are of mm or smaller sizes. Properties of the gas clump dictate what kind of cores can be made. Low central temperature clumps allow formation of solid cores out of refractory materials, whereas in the highest temperature clumps pebbles of any composition are vaporised and make fuzzy cores only. These results confirm that gravitational instability of protoplanetary discs is a robust mechanism of hatching cores from sub-Earth to Neptune mass, as well as gas giants with massive cores, solid or fuzzy. This mode of planet formation is especially promising for environs too young and distant (such as the ALMA-observed HL Tau disc) or too violent (such as circum-binary planets) to form via the Core Accretion scenarios.

研究の動機と目的

• 原始惑星円盤から吸収されたペブルが、円盤の破壊によって形成された自己重力ガスクラスター内にどのように沈殿し成長するかを調査すること。
• 特にコア収集が失敗するような条件下でも、重力不安定性が効率的に惑星核を形成できるかどうかを特定すること。
• 1次元モデルと比較して、チリ媒介型レイノルズ不安定性が核形成のタイムスケールをどの程度向上させるかを評価すること。
• クラスターの温度、ペブルのサイズ、組成が核形成の結果（固体核対かすみ核）に与える影響を評価すること。

提案手法

• 初期質量3 M_J、中心温度300 Kの孤立した多変化指数ガスクラスターにおける、ガスとチリの結合を考慮した3次元流体力学的シミュレーション。
• 全粒子のストークス数が1未満であることを前提に、エプスタイン抵抗則を用いてガスとペブル粒子間の空気力学的摩擦をモデル化。
• 金属濃度が高く密度の高い指状構造を数値的にモデル化することで、チリ駆動型レイノルズ不安定性を組み込み、ペブルの内向き輸送を急速に再現。
• 高金属濃度の中心領域における粒子の成長と破壊を仮定し、衝突平衡状態を想定。
• 沈殿ダイナミクスを分離するために、ペブルサイズを固定したシミュレーションを実施後、変動するペブルサイズおよび非球形初期条件を検討。
• 1次元モデルおよび観測的制約（HL TauのALMA観測、ジュピターの核に関するジュノ計測データ）と結果を比較。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 チリ駆動型レイノルズ不安定性は、標準的な1次元モデルと比較して、原始巨大惑星クラスター内でのペブル沈殿を著しく加速するか？
• RQ2 中心温度が異なるクラスターにおいて、効率的な核形成に必要な最小ペブルサイズは何か？
• RQ3 乱流混合と不安定性を伴う3次元環境下で、mmサイズのペブルが固体惑星核をどの程度の速さで形成できるか？
• RQ4 クラスターの金属濃度と温度が、固体核かかすみ核かを決定づける程度はどの程度か？
• RQ5 原始惑星円盤の重力不安定性は、コア収集が不適切な環境（例：HL Tau円盤や連星系周囲）において、十分に速く核を形成できるか？

主な発見

• チリ駆動型レイノルズ不安定性により、ペブルの内向き輸送が1次元モデルと比較して最大2桁速くなり、迅速な核形成が可能になる。
• ストークス数が1未満の範囲では、粒子サイズに依存せずペブルの沈殿速度が一定であり、混合サイズの粒子が一括して内向きに移動することが可能になる。
• ペブルサイズが数cmを超える場合、低金属濃度クラスターであっても、数百年以内に固体惑星核が形成される。
• mmサイズのペブルですら、サイズ依存の沈下ではなく、不安定性による効率的な内向き輸送のおかげで、数百年以内に核を形成可能である。
• 中心温度が約1500 Kを超えるクラスターでは、ペブルが気化し、固体核の代わりにかすみ核が形成される。
• シミュレーション結果は、重力不安定性が、コア収集が不適切な環境（例：若年で遠方、または連星系周囲）においても、核を十分に速く形成可能である可能性を示唆している。