[論文レビュー] Simulations of Protoplanetary Disk Dispersal: Stellar Mass Dependence of the Disk Lifetime

A. Komaki, S. Fukuhara+2 more|arXiv (Cornell University)|Apr 26, 2023

Astrophysics and Star Formation Studies被引用数 5

ひとこと要約

本研究は、0.5–7 M☉の星を対象として、粘性降着、MHD風、光駆動蒸発を組み込んだ1次元流体力学的シミュレーションを実施し、原始惑星系円盤の進化を検討した。その結果、星の質量が増加するにつれて円盤の散逸 timescale が短くなり、低質量星では約10 Myr、7 M☉の星では約2 Myrとなることが判明した。これは主に高質量系における光駆動蒸発の増強によるものであり、円盤質量の進化は単純なシグモイド関数で正確にモデル化可能である。

ABSTRACT

Recent infrared and submillimeter observations suggest that the protoplanetary disk lifetime depends on the central stellar mass. The disk dispersal is thought to be driven by viscous accretion, magneto-hydrodynamics (MHD) winds, and photoevaporation by the central star. We perform a set of one-dimensional simulations of long-term disk evolution that include all the three processes. We vary the stellar mass in the range of 0.5-7M$_{\odot}$, and study the mass dependence of the disk evolution. We show that a significant fraction of the disk gas is lost by MHD winds in the early stage, but the later disk evolution is mainly governed by photoevaporation. The disk radius decreases as photoevaporation clears out the gas in the outer disk efficiently. The qualitative evolutionary trends of the disk mass are remarkably similar for the wide range of the central stellar mass we consider, and the time evolution of the disk mass can be well fitted by a simple function. The dispersal time is approximately ten million years for low mass stars with weak mass dependence, but gets as short as two million years around a 7M$_{\odot}$ star. In the latter case, a prominent inner hole is formed by the combined effect of accretion and MHD winds within about one million years. The strength of the MHD wind and viscous accretion controls the overall mass-loss rate, but does not alter the dependence of the dispersal timescale on the central stellar mass.

研究の動機と目的

• 長期間にわたる、複数のメカニズムを含むシミュレーションを用いて、原始惑星系円盤の散逸 timescale が星の質量にどのように依存するかを調査すること。
• 観測された円盤率の星の質量増加に伴う減少と、円盤進化の理論的モデルとの間にある矛盾を解消すること。
• 粘性降着、MHD風、光駆動蒸発の3つのメカニズムが、星の質量範囲にわたる円盤寿命および形状に与える相対的寄与を特定すること。
• 星の質量依存性を捉えた、普遍的な関数形を円盤質量の進化に導出すること。
• MHD風の強度や粘性αパラメータの変動に対する散逸 timescale の頑健性を評価すること。

提案手法

• 0.5–7 M☉の星の質量範囲で、0.1～10 Myrの時間にわたる1次元、時間依存の流体力学的円盤進化シミュレーションを実施した。
• 3つの主要な円盤散逸メカニズムを組み込んだ：粘性降着（αパラメータでパラメータライズド）、MHD円盤風（質量損失率が星の磁気フラックスに比例）、光駆動蒸発（現実的で距離依存の質量損失プロファイルを用いた）。
• Komakiら（2021）の光駆動蒸発率の修正版を用い、中心星の質量に比例して増加し、半径に伴いr⁻²で減少するようにした。
• MHD風による角運動量輸送を自己一貫的に取り扱い、降着を促進し、表面密度プロファイルを変化させた。
• 星の近くでの数値的問題を回避するため、固定された内側境界（1.2 au、0.14 r_g）を設定した。
• 円盤質量の時間的進化を変換されたシグモイド関数でフィットさせ、散逸 timescale の抽出とモデルの普遍性の評価を実施した。

Figure 1: Snapshots of surface density in simulations with $M_{*}=1,3,7{\rm\,M_{\odot}}$ . The initial surface density is shown in dark blue and as time goes on, the surface density is shown in more yellowish line.

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 0.5–7 M☉の星の質量範囲において、円盤散逸 timescale はどのように星の質量に依存するか？
• RQ2 粘性降着、MHD風、光駆動蒸発という3つの円盤散逸メカニズムのうち、どのメカニズムが異なる進化段階で支配的になるか？
• RQ3 MHD風の強度や粘性αパラメータの強さが、円盤寿命の星の質量依存性に及ぼす影響はどの程度か？
• RQ4 異なる星の質量における円盤質量の進化を、1つの普遍的な関数形で記述できるか？
• RQ5 内側の穴の形成が、特に高質量系において円盤散逸をどのように加速させるか？

主な発見

• 円盤質量損失は、特に低質量系では最初の約2 Myrの間にMHD風が支配的であるが、その後は光駆動蒸発が主なメカニズムに変わる。
• 7 M☉の星では、高い放射フラックスのため光駆動蒸発が顕著に強化され、結果として円盤散逸 timescale はわずか約2 Myrにまで短くなる。
• 7 M☉の星では、粘性降着とMHD風の共同作用により、約1 auの内側に1 Myr以内に内側の穴が形成され、散逸が加速される。
• すべての星の質量範囲において、円盤質量の時間的進化は1つの変換されたシグモイド関数で良好にフィットされ、散逸 timescale の正確な予測が可能になる。
• 星の質量依存性は、MHD風の強度や粘性αパラメータの変動に対しても頑健であり、顕著な変化を示さない。
• 光駆動蒸発は外側の円盤のガスを効率的に除去し、円盤半径が時間とともに縮小する。外側の円盤は、散逸の最終段階まで数10 AUの範囲に残り続ける。

Figure 2: The surface mass-loss profiles by the two disk dispersal processes; MHD winds(orange), photoevaporation(green) in the case of $M_{*}=1{\rm\,M_{\odot}}$ . The triangles express the disk radius at the age of $0,1,3,5{\,\rm Myr}$ .