[論文レビュー] Radial Distribution of Planets. Predictions based on the Core Accretion Gas Capture Planet formation Model

K. Kornet, S. Wolf|ArXiv.org|Jan 10, 2006

Astrophysics and Star Formation Studies参考文献 23被引用数 8

ひとこと要約

本研究では、コア降着ガス捕集形成メカニズムを用いて巨大惑星の径方向分布をモデル化し、固体粒子の進化を惑星esimalに追跡するとともに、タイプII移動およびギャップ形成後の質量成長を自己無撞着に組み込む。主な結果として、質量の小さい星の周囲の円盤では、同じ位置における巨大惑星の質量が小さく、より内側で形成されることが示され、移動と継続的質量成長を組み込むことで、惑星分布から元のガス円盤構造を再構築することは極めて困難であることがわかった。

ABSTRACT

We have investigated the problem of the distribution of both masses and orbital radii of planets resulting from the gas-accretion, gas-capture model. First we followed the evolution of gas and solids from the moment where all solids are in the form of small grains to the stage when most of them are in the form of planetesimals for a set of different initial masses and sizes of protoplanetary disks. Based on that we performed Monte Carlo calculations describing the formation of giant places at different locations. We included the effects of type II migration and growth of the mass of the planet after the gap opened. We discuss how these effects influence the final distribution of giant planets. We show that when the giant planets are not able to migrate or grow in mass after the gap opens, their distribution is mainly determined by the properties of the gaseous disk. However, with those two effects included, reproducing the parameters of the gaseous disks from the distribution of planets becomes difficult. We also checked the roles of both the material of which the solids consist and the mass of the central star. The main result is that, in disks around less massive stars, giant planets at the given location tend to be less massive. At the same time, the giant planets with the given mass tend to form closer to the less massive stars.

研究の動機と目的

• 巨大惑星の径方向分布がコア降着ガス捕集モデルからどのように生じるかを理解すること。
• 固体（微粒子から惑星esimalに至る進化）の進化が、巨大惑星の最終的質量および軌道位置に与える影響を調査すること。
• タイプII移動およびギャップ形成後の質量成長が惑星分布に与える影響を評価すること。
• 観測された巨大惑星の分布から、元のガス円盤の性質を推定できるかどうかを検討すること。

提案手法

• ガス（粘性α円盤モデルを用いて）と固体の二成分流として原始惑星円盤をモデル化する。
• 凝集、沈降、ガス抵抗の効果を用いて、微粒子から惑星esimalへの固体の進化をシミュレートする。
• 自己無撞着に計算された惑星esimal表面密度に基づき、異なる円盤位置における惑星形成をモンテカルロシミュレーションで行う。
• 惑星形成モデルにタイプII移動およびギャップ形成後の質量成長を組み込む。
• 初期円盤パラメータ（全質量、サイズ、中心星質量）を変化させ、それらが惑星の結果に与える影響を評価する。
• モデル予測を観測された惑星分布と比較し、惑星データから円盤性質を再構築可能かどうかを評価する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 微粒子から惑星esimalへの固体の自己無撞着な進化が、巨大惑星の最終的質量および軌道分布にどのように影響を与えるか？
• RQ2 タイプII移動は、コア降着によって形成された巨大惑星の最終的軌道位置をどの程度変化させるか？
• RQ3 ギャップ形成後の継続的質量成長が、惑星質量と軌道半径の相関に与える影響は何か？
• RQ4 観測された巨大惑星の分布から、元のガス円盤の性質（例：スケール高さ、表面密度）を信頼性高く推定できるか？
• RQ5 中心星の質量が、このモデルにおける巨大惑星の形成位置および最終的質量にどのように影響を与えるか？

主な発見

• 質量の小さい星の周囲の円盤では、同じ軌道距離における巨大惑星の質量が低くなる。これは、円盤温度が低く、ガス降着率が小さくなるためである。
• 同じ質量の巨大惑星は、質量の小さい星の周囲でより内側に形成される。これは、ランウェイガス降着を引き起こす臨界コア質量が、質量の小さい星系ではより小さな半径で達成されるためである。
• 移動とギャップ形成後の質量成長を組み込むと、惑星分布から元のガス円盤構造を再構築することが極めて不確実になる。なぜなら、これらのプロセスによって最終的な惑星位置と初期円盤条件との間の関連が解体されるからである。
• 顕著なギャップ形成後の質量成長が起こる場合、惑星質量と軌道半径の相関関係が逆転することがある。外側に形成された惑星が内側に移動し、より質量が大きくなるからである。
• 本モデルでは、惑星esimal形成に際してガス表面密度の一定割合を仮定すると、巨大惑星の形成が全く起こらないことが示された。これは、自己無撞着な固体進化の重要性を強調している。
• Ida & Lin (2004a) や Alibert et al. (2005) との乖離は、主に円盤構造の違い、特に H/r の半径依存性の違いに起因する。これはギャップ形成に影響を与え、結果として惑星質量と移動に影響を与える。