[論文レビュー] The New Generation Planetary Population Synthesis (NGPPS) II. Planetary population of solar-like stars and overview of statistical results

Alexandre Emsenhuber, C. Mordasini+4 more|arXiv (Cornell University)|Jul 10, 2020

Astro and Planetary Science被引用数 16

ひとこと要約

本研究では、太陽型の星の周囲で惑星系の形成と進化をシミュレートするために、第3世代ベルンモデルを用いた新世代惑星系合成モデル（NGPPS）を提示する。1つの原始惑星系円盤に1〜100体の原始惑星体を含む5つの集団をシミュレートした結果、少なくとも10体の原始惑星体を持つ系では巨大惑星の人口統計的特徴が再現されるが、100体の原始惑星体集団でのみ巨大衝突段階に達し、平均して1系統あたり8個の1 M⊕を超える惑星が得られ、そのうち18%が巨大惑星を有し、1.6%が10 auより外側に巨大惑星を有する。

ABSTRACT

Context. Planetary formation and evolution is a combination of multiple interlinked processes. Constraining the mechanisms observationally requires statistical comparison to a large diversity of planetary systems. Aims. We want to understand global observable consequences of different physical processes (accretion, migration, and interactions) and initial properties (like disc masses and metallicities) on the demographics of the planetary population. We also want to study the convergence of our scheme with respect to one initial condition, the initial number of planetary embryo in each disc. Methods. We selected distributions of initial conditions that are representative of known protoplanetary discs. Then, we used the Generation III Bern model to perform planetary population synthesis. We synthesise five populations with each a different initial number of Moon-mass embryos per disc: 1, 10, 20, 50, and 100. The last is our nominal population consisting of 1000 stars (systems) that was used for an extensive statistical analysis of planetary systems around 1 M⊙ stars. Results. The properties of giant planets do not change much as long as there are at least ten embryos in each system. The study of giants can thus be done with simulations requiring less computational resources. For inner terrestrial planets, only the 100-embryos population is able to attain the giant-impact stage. In that population, each planetary system contains, on average, eight planets more massive than 1 M⊕. The fraction of systems with giants planets at all orbital distances is 18%, but only 1.6% are at >10 au. Systems with giants contain on average 1.6 such planets. The planetary mass function varies as M−2 between 5 and 50 M⊕. Both at lower and higher masses, it follows approximately M−1. The frequency of terrestrial and super-Earth planets peaks at a stellar [Fe/H] of −0.2 and 0.0, respectively, being limited at lower [Fe/H] by a lack of building blocks, and by (for them) detrimental growth of more massive dynamically active planets at higher [Fe/H]. The frequency of more massive planets (Neptunian, giants) increases monotonically with [Fe/H]. The fast migration of planets in the 5–50 M⊕ range is reduced by the presence of multiple lower-mass inner planets in the multi-embryos populations. To assess the impact of parameters and model assumptions, we also study two non-nominal populations: insitu formation without gas-driven migration, and a different initial planetesimal surface density. Conclusions. We present one of the most comprehensive simulations of (exo)planetary system formation and evolution to date. For observations, the syntheses provides a large data set to search for comparison synthetic planetary systems that show how these systems have come into existence. The systems, including their full formation and evolution tracks are available online. For theory, they provide the framework to observationally test the global statistical consequences of theoretical models for specific physical processes. This is an important ingredient towards the development of a standard model of planetary formation and evolution.

研究の動機と目的

• 物理的プロセス（吸収、移動、相互作用）および初期条件（円盤質量、金属量）が惑星の人口統計的特徴に与える総合的観測的影響を理解すること。
• 初期の原始惑星体数に対する惑星系合成の収束性を評価すること。
• 特に巨大惑星に関して、主要な惑星系特性を捉えるために必要な最小限のシミュレーション要件を同定すること。
• 観測との比較やモデルの検証に役立てる包括的で公開可能な合成データセットを提供すること。
• 惑星系形成・進化の標準モデルの開発を支援すること。

提案手法

• 原始惑星系円盤1つあたり1体、10体、20体、50体、100体の月質量の原始惑星体を有する5つの惑星集団をシミュレートする。
• 10 Myrにわたって、完全なN体計算および円盤-惑星相互作用を含む第3世代ベルンモデルを用いてシミュレーションを実施する。
• 円盤質量、金属量、小惑星体表面密度の代表的初期分布を適用する。
• 惑星の多重性、軌道分布、質量関数、金属量依存性などの統計的結果を分析する。
• 原始惑星体集団間の結果を比較し、収束性および初期条件への感受性を評価する。
• 非標準的な2つのシミュレーションを実施：ガス駆動移動なしの局所的形成と、より急勾配の初期小惑星体表面密度。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 特に巨大惑星に関して、初期の原始惑星体数に応じて惑星集団が収束するか？
• RQ2 観測された惑星系の人口統計的特徴を再現するために必要な最小の原始惑星体数は何か？
• RQ3 動的相互作用と移動が、惑星系の最終的構造にどのように影響するか？
• RQ4 星の金属量に応じて、惑星質量関数と出現率はどのように変化するか？
• RQ5 移動や初期小惑星体密度といったモデル仮定が、集団の結果にどのように影響するか？

主な発見

• 100体の原始惑星体を持つ平均的な惑星系には、1 M⊕を超える惑星が8個存在し、そのうち18%が巨大惑星を有し、1.6%が10 auより外側に巨大惑星を有する。
• 惑星質量関数は5〜50 M⊕の範囲でM−2に従い、低質量および高質量領域では概ねM−1に近い。
• 岩石惑星およびスーパーアースの頻度は、それぞれ星の[Fe/H] = -0.2および0.0でピークを示す。これは低金属量では構築ブロックの不足、高金属量では動的破壊によるものである。
• 巨大惑星の出現率は[Fe/H]に伴い単調に増加し、観測結果と整合的である。
• 複数の低質量内側惑星が存在する複数原始惑星体系では、5〜50 M⊕の範囲で速い移動が抑制される。
• 10体以上の原始惑星体を持つ集団において、10 M⊕以上の惑星の結果は安定しており、ガス吸収や巨大惑星割合の研究に資源効率の良いシミュレーションが可能となる。