[論文レビュー] Rapid formation of Gas Giant Planets via Collisional Coagulation from Dust Grains to Planetary Cores

Hiroshi Kobayashi, Hidekazu Tanaka|arXiv (Cornell University)|Oct 3, 2021

Astrophysics and Star Formation Studies参考文献 70被引用数 39

ひとこと要約

本稿は、原始惑星系円盤におけるダスト粒子から惑星核への統合的衝突凝集モデルを提案し、外側円盤のドリフトするペブルが惑星物質に成長し、径方向のドリフトを抑制することで、惑星物質の吸着による急速な核形成を可能にすることを示している。このモデルでは、0.2〜0.4百万年という短い時間スケールで質量10 M⊕の巨大な核が形成され、これはタイプI移動が核を破壊する前に達成される。この結果は、一般的な円盤で2〜7 auの軌道にガス惑星が形成される現象を説明する。

ABSTRACT

Gas-giant planets, such as Jupiter, Saturn and massive exoplanets, were formed via the gas accretion onto the solid cores each with a mass of roughly ten Earth masses. However, rapid radial migration due to disk-planet interaction prevents the formation of such massive cores via planetesimal accretion. Comparably rapid core growth via pebble accretion requires very massive protoplanetary disks because most pebbles fall into the central star. Although planetesimal formation, planetary migration, and gas-giant core formation have been studied with much effort, the full evolution path from dust to planets are still uncertain. Here we report the result of full simulations for collisional evolution from dust to planets in a whole disk. Dust growth with realistic porosity allows the formation of icy planetesimals in the inner disk (> 10 au), while pebbles formed in the outer disk drift to the inner disk and there grow to planetesimals. The growth of those pebbles to planetesimals suppresses their radial drift and supplies small planetesimals sustainably in the vicinity of cores. This enables rapid formation of sufficiently massive planetary cores within 0.2-0.4 million years, prior to the planetary migration. Our models shows first gas giants form at 2-7 au in rather common protoplanetary disks, in agreement with the exoplanet and solar systems.

研究の動機と目的

• 原始惑星系円盤における核形成の時間スケール問題を解決すること。標準的な惑星物質吸着は遅く、ペブル吸着は希少な質量を持つ円盤を必要とする。
• 外側円盤におけるペブルの衝突凝集による惑星物質の形成が、内側円盤における惑星物質吸着による持続的で急速な核形成を可能にするかを調査すること。
• このメカニズムが、円盤寿命内かつタイプI移動による破壊が発生する前に、巨大な惑星核（10 M⊕）を形成できるかを同定すること。
• 太陽系および系外惑星系におけるガス惑星の観測された軌道位置（2〜7 au）を、ダストから惑星に至る物理的に整合性のある全円盤シミュレーションによって説明すること。
• ペブル吸着によるガス惑星核形成に必要な最小円盤質量を定量化し、現在のモデルで問題視されている円盤の希少性に対処すること。

提案手法

• ダストから惑星核に至るまでの衝突的進化を追跡する全円盤・マルチスケールシミュレーション（Dust-to-Planet Simulation, DTPS）を開発した。
• 現実的なダスト凝集体の多孔質性および体積密度の進化を組み込み、内側円盤（≤10 au）で氷を含む多孔質な惑星物質が形成されることを可能にした。
• ペブルが外側円盤（形成域）から内側円盤へと径方向にドリフトするのをモデル化し、ペブルが惑星物質に成長することでドリフト速度が低下し、核への持続的供給が可能になるようにした。
• 1〜10 kmの天体に対して惑星物質吸着、サブkmの天体に対してペブル吸着を組み合わせたハイブリッド吸着モデルを用い、重力的焦点効果および大気抵抗効果を考慮した。
• 相対速度、ストークス数、ガス抵抗を考慮した詳細な衝突確率モデル（Inaba et al. 2001; Ormel & Kobayashi 2012）を適用し、衝突の減衰および励起効果も含めた。
• タイプI移動を伴う軌道進化をシミュレートし、表面密度がΣg ∝ r⁻¹、Σs ∝ r⁻¹、温度がT ∝ r⁻¹/²に従う円盤モデルを用い、観測済みの円盤および雪線を超えるMMSNと整合性を持つようにした。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 外側円盤におけるペブルのドリフトと衝突凝集が、内側円盤の形成中の核への持続的惑星物質供給を可能にするか？
• RQ2 ドリフトするペブルによって供給される惑星物質がもたらされる場合、惑星物質吸着による核成長の最大時間スケールは何か？
• RQ3 通常の円盤寿命（約1 Myr）内に、タイプI移動による破壊が発生する前に、このメカニズムで巨大な核（10 M⊕）を形成できるか？
• RQ4 ペブル吸着によるガス惑星核形成に必要な最小円盤質量は何か？また、これは一般的な原始惑星系円盤で実現可能か？
• RQ5 なぜガス惑星は太陽系および系外惑星系の両方で2〜7 auの軌道に形成されるのか？この現象は、提案されたメカニズムで説明可能か？

主な発見

• 外側円盤（~10 auを超える領域）で形成されたペブルは内向きにドリフトし、衝突凝集によって惑星物質に成長し、その径方向ドリフトが抑制され、核への持続的供給が可能になる。
• 内側円盤（≤10 au）におけるペブルの惑星物質への成長が、1〜10 kmの天体の連続的供給を可能にし、惑星物質吸着による急速な核成長を実現する。
• 質量10 M⊕の巨大な惑星核が0.2〜0.4百万年という短い時間で形成され、これは円盤寿命内かつタイプI移動による破壊が発生する前に達成される。この結果、ガス吸着が可能になる。
• 本モデルは、太陽系および系外惑星系におけるガス惑星の観測された形成位置（2〜7 au）を成功裏に再現した。
• ペブル吸着による核形成に必要な円盤質量は、一般的な原始惑星系円盤で実現可能（固体質量で約220 M⊕）であり、従来のモデルで問題視されていた質量の高い円盤の希少性の問題を解決した。
• このメカニズムは頑健である：ペブル吸着効率が低い場合（ε ≈ 0.1）であっても、ドリフトするペブルからの惑星物質の持続的供給により、移動の時間スケールと同等の核成長が可能になる。