[論文レビュー] Planetesimal formation at the gas pressure bump following a migrating planet I. Basic characteristics of the new formation model

Yuhito Shibaike, Y. Alibert|arXiv (Cornell University)|Oct 20, 2020

Astrophysics and Star Formation Studies参考文献 42被引用数 4

ひとこと要約

本稿では、原始惑星系円盤における惑星esimal形成のための新しいメカニズムを提案する。惑星が内側へ移動することで生じるガスの圧力バッテリーに起因するストリーミング不安定性によって惑星esimalが形成され、その圧力バッテリーと関連する惑星esimal形成領域が広範囲にわたって広がることで、広範な惑星esimal分布が可能になる。これは、集団合成モデルにとって重要な要因である。

ABSTRACT

To avoid known difficulties in planetesimal formation such as the drift or fragmentation barriers, many scenarios have been proposed. However, in these scenarios, planetesimals form in general only at some specific locations in protoplanetary discs. On the other hand, it is generally assumed in planet formation models and population synthesis models, that planetesimals are broadly distributed in the protoplanetary disc. Here we propose a new scenario in which planetesimals can form in broad areas of the discs. Planetesimals form at the gas pressure bump formed by a first-generation planet (e.g. formed by pebble accretion) and the formation region spreads inward in the disc as the planet migrates. We use a simple 1D Lagrangian particle model to calculate the radial distribution of pebbles in the gas disc perturbed by a migrating embedded planet. We consider that planetesimals form by streaming instability at the points where the pebble-to-gas density ratio on the mid-plane becomes larger than unity. We also study the effect of some key parameters like the ones of the gas disc model, the pebble mass flux, the migration speed of the planet, and the strength of turbulence. We find that planetesimals form in wide areas of the discs provided the flux of pebbles is typical and the turbulence is not too strong. The planetesimal surface density depends on the pebble mass flux and the migration speed of the planet. The total mass of the planetesimals and the orbital position of the formation area depend strongly on the pebble mass flux. We also find that the profile of the planetesimal surface density and its slope can be estimated by very simple equations. We show that our new scenario can explain the formation of planetesimals in broad areas. The simple estimates we provide for the planetesimal surface density profile can be used as initial conditions for population synthesis models.

研究の動機と目的

• 原始惑星系円盤内の特定の場所に限局された既存の惑星esimal形成モデルの限界を解決すること。
• ガスの圧力バッテリーにおける局所的ペブル蓄積を活用することで、古典的モデルにおけるドリフトおよび破壊の障壁を克服すること。
• 惑星esimalが円盤の広範囲にわたり連続的に形成され、集団合成モデルの仮定と整合的であることを説明すること。
• 惑星esimal形成が最初の世代の惑星の移動と物理的に関連づけられるメカニズムを提示すること。
• 集団合成モデルの初期条件として使用可能な惑星esimal表面密度プロファイルの簡単な解析的推定を開発すること。

提案手法

• 移動する埋め込まれた惑星によって摂動を受けるガス円盤内の径方向ペブル分布をシミュレートするために、1次元ラグランジュ的スーパーパarticleモデルを用いる。
• 中間面におけるペブル対ガス密度比が1を超える場所でストリーミング不安定性による惑星esimal形成をモデル化する。
• 新しい形成シナリオの基本的特性を分離するために、ペブルのストークス数と惑星質量を固定する。
• 主要パラメータを変化させる：ガス円盤の表面密度プロファイル（p）、温度プロファイル（q）、ペブル質量フラックス（$\dot{M}_{\rm peb}$）、移動速度（タイプIまたはタイプII）、乱流の強度。
• 固体質量保存則を適用して、惑星esimal表面密度の簡単な解析的推定を導出：$\Sigma_{\rm pl} \propto \dot{M}_{\rm peb} / v_{\rm mig}$。
• 数値結果と解析的予測を比較することで、モデルの妥当性を検証し、パラメータ依存性を評価する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 ペブルフラックスが通常の値である場合、惑星esimal形成は原始惑星系円盤の広範囲にわたって発生するのか、それとも特定の場所に限定されるのか？
• RQ2 最初の世代の惑星の移動が、形成された惑星esimalの空間的分布および総質量にどのように影響するか？
• RQ3 惑星esimal表面密度がペブル質量フラックス、移動速度、および円盤パラメータに依存する関係は何か？
• RQ4 惑星のタイプI移動とタイプII移動の違いが、惑星esimalの径方向拡がりと表面密度プロファイルに与える影響は何か？
• RQ5 簡単な解析的式が、惑星esimal表面密度プロファイルおよびその勾配を正確に予測できるか？

主な発見

• ペブルフラックスが通常であり、乱流が強くない場合、圧力バッテリーの内側への移動に伴い、惑星esimalは円盤の広範囲にわたって形成される。
• 惑星esimal表面密度はペブル質量フラックスに比例し、惑星の移動速度に反比例する。解析的推定式 $\Sigma_{\rm pl} \propto \dot{M}_{\rm peb} / v_{\rm mig}$ と整合する。
• 惑星esimal表面密度プロファイルの勾配は $p - q - 1.5$ であり、ここで $-p$ および $-q$ はガスの表面密度および温度プロファイルのべき乗則指数である。
• 勾配は移動タイプ（タイプIまたはタイプII）に依存しないが、移動速度の違いにより総質量および径方向拡がりが異なる。
• タイプII移動（遅い）では、タイプI移動よりも惑星esimal表面密度が高く、径方向分布が広がる。
• ペブルフラックスが低いか、円盤密度が高い場合、ペブルが惑星esimalに変換される前に蓄積するため、惑星esimal表面密度は解析的推定値を上回る。