Skip to main content
Nubint
QUICK REVIEW

[論文レビュー] The Formation of Protoplanetary Disks through Pre-Main Sequence Bondi-Hoyle Accretion

Paolo Padoan, Liubin Pan|arXiv (Cornell University)|May 12, 2024
Astro and Planetary Science被引用数 5
ひとこと要約

This paper proposes that protoplanetary disks around pre-main sequence stars form primarily from Bondi-Hoyle accretion of ambient gas, deriving angular momentum scaling in turbulent flows and validating it with simulations to explain observed disk sizes and j-M relationships.

ABSTRACT

Protoplanetary disks are traditionally described as finite mass reservoirs left over by the gravitational collapse of the protostellar core, a view that strongly constrains both disk evolution and planet formation models. We propose a different scenario where protoplanetary disks of pre-main sequence stars are primarily assembled by Bondi-Hoyle accretion from the parent gas cloud. We demonstrate that Bondi-Hoyle accretion can supply not only the mass, but also the angular momentum necessary to explain the observed size of protoplanetary disks. Additionally, we predict how the specific angular momentum of protoplanetary disks scales with stellar mass. Our conclusions are based on a new analytical derivation of the scaling of the angular momentum in turbulent flows, which we confirm with a numerical simulation of supersonic turbulence. A key outcome of our analysis is the recognition that density fluctuations in supersonic turbulence--previously overlooked in studies of cloud and core rotation--lead to a significant increase in angular momentum at disk-forming scales. This revised understanding of disk formation and evolution alleviates several longstanding observational discrepancies and compels substantial revisions to current models of disk and planet formation.

研究の動機と目的

  • ディスクの質量とサイズが原星雲からの質量降着によって決まる Scenarioを動機づける。
  • 乱流媒質において星が取り込む比特 angular momentum が半径とどうスケールするかを導出し、それをディスクサイズと関連づける。
  • 解析的スケーリングと数値的MHD乱流シミュレーションを用いて、BH accretion が観測されるPDの角運動量と質量依存性を説明できることを示す。
  • 観測への示唆とディスク・惑星形成モデルの潜在的な改訂を評価する。

提案手法

  • 半径Rの乱流球内の rms specific angular momentum j のスケーリングを導出し、centre-of-mass オフセットと局所速度ゆらぎの寄与を分離する。
  • 二つのスケーリング領域を得る：j ~ (beta/6)^{1/2} sigma_v,rel R が net-rotation-dominated ケース、 j ~ (1/2) beta v'^2 R^2 が density-fluctuation dominated ケース、beta = 0.61 はシミュレーションから。
  • Bondi-Hoyle 半径 R_BH を計算し、特徴的なディスク半径 j_BH および R_d の関係を導出する： j_BH = 4.3e20 cm^2 s^-1 (sigma_v,rel/2 km s^-1)^{-1} (M_star/ M_sun) and R_d = 3.6e2 AU (sigma_v,rel/2 km s^-1)^{-2} (M_star/ M_sun).
  • 時間依存の速度分散を用いて M_d, j_BH, R_d の進化を得る： M_d = 3.3e-2 M_sun (t/1 Myr)^{-4} (M_star/ M_sun)^2, j_BH = 9.6e20 cm^2 s^-1 (t/1 Myr)^{-1} (M_star/ M_sun), R_d = 1.8e3 AU (t/1 Myr)^{-2} (M_star/ M_sun).
  • 高解像度の 4 pc, 3000 Msun 等温 MHD 乱流シミュレーション（星を表す sink particle を使用）でスケーリングを検証し、 j(M_star) および密度・速度の相関を解析的予測と比較する。
Figure 1: Specific angular momentum versus size for individual MCs [ 43 , 44 ] and cores [ 45 , 46 ] shown as red circles. A least-squares fit for a large compilation of surveys (partially overlapping with the individual clouds shown here) is given by the red solid line [ 44 ] . The black dashed lin
Figure 1: Specific angular momentum versus size for individual MCs [ 43 , 44 ] and cores [ 45 , 46 ] shown as red circles. A least-squares fit for a large compilation of surveys (partially overlapping with the individual clouds shown here) is given by the red solid line [ 44 ] . The black dashed lin

実験結果

リサーチクエスチョン

  • RQ1Bondi-Hoyle accretion は観測される原始惑星系円盤のサイズを説明するのに十分な質量と角運動量を供給するか？
  • RQ2乱流・超音速雲において、降着ガスの比運動量は半径と星質量でどのようにスケールするか？
  • RQ3解析的な角運動量スケーリングを数値的 MHD シミュレーションで再現し、PMSディスクの j vs M_star の傾向と整合するか？
  • RQ4遅い時刻の非対称 BH 降着がディスクの進化と惑星形成モデルに与える影響は？
  • RQ5予測される j_BH および R_d の関係は、異なる恒星形成領域や年齢で観測データと一貫性があるか？

主な発見

  • Bondi-Hoyle accretion は観測されたディスク半径と整合する質量と角運動量の供給が可能である。
  • 高度に超音速の乱流では rms の比運動量は半径と線形にスケールする：<j^2>^{1/2} ~ (beta/6)^{1/2} sigma_v,rel R with beta = 0.61。
  • 特徴的なディスク半径は R_d ~ 3.6e2 AU (sigma_v,rel/2 km/s)^{-2} (M_star/M_sun) となり、 R_BH/R_d ~ 4.1。
  • タイム t が 1 Myr 後の場合、 M_d ~ 3.3e-2 M_sun (t/1 Myr)^{-4} (M_star/M_sun)^2 および j_BH ~ 9.6e20 cm^2 s^{-1} (t/1 Myr)^{-1} (M_star/M_sun)、R_d ~ 1.8e3 AU (t/1 Myr)^{-2} (M_star/M_sun)。
  • simulated j(M_star) の傾向は j_BH ∝ M_star^{0.86±0.03} というべきべき冪関係と一致し、解析的予測に近い。
Figure 2: Specific gas angular momentum within the BH radius, $j_{\rm BH}$ , versus stellar mass, $M_{\rm star}$ , measured in 7 snapshots of the simulation, for all sink particles identified as accreting PMS stars (blue dots), with least-squares fit shown by the blue solid line. The two dashed line
Figure 2: Specific gas angular momentum within the BH radius, $j_{\rm BH}$ , versus stellar mass, $M_{\rm star}$ , measured in 7 snapshots of the simulation, for all sink particles identified as accreting PMS stars (blue dots), with least-squares fit shown by the blue solid line. The two dashed line

より良い研究を、今すぐ始めましょう

論文設計から論文執筆まで、研究時間を劇的に削減しましょう。

クレジットカード登録不要

このレビューはAIが作成し、人間の編集者が確認しました。