[論文レビュー] The orbital evolution of asteroids, pebbles and planets from giant branch stellar radiation and winds

Dimitri Veras, Siegfried Eggl+1 more|arXiv (Cornell University)|May 7, 2015

Astro and Planetary Science参考文献 146被引用数 65

ひとこと要約

本稿では、巨星分岐星の周囲を回る小惑星、ちりつぶて、惑星の3次元的軌道進化を包括的にモデル化した。時間に依存する星の放射、風抗力（Epsteinおよびストークス領域）、ポインティング＝ロバートソン抗力、およびヤルコフスキー効果（季節的および日周的成分）を組み込んだ。ヤルコフスキー効果が、ポインティング＝ロバートソン抗力よりも最大3桁も効果的に軌道離心率および軌道傾きを励起することが示され、生存した小惑星が白色矮星の周囲に広がった軌道へ打ち出される可能性がある。

ABSTRACT

The discovery of over 50 planets around evolved stars and more than 35 debris discs orbiting white dwarfs highlight the increasing need to understand small body evolution around both early and asymptotic giant branch (GB) stars. Pebbles and asteroids are susceptible to strong accelerations from the intense luminosity and winds of GB stars. Here, we establish equations that can model time-varying GB stellar radiation, wind drag and mass loss. We derive the complete three-dimensional equations of motion in orbital elements due to (1) the Epstein and Stokes regimes of stellar wind drag, (2) Poynting-Robertson drag, and (3) the Yarkovsky drift with seasonal and diurnal components. We prove through averaging that the potential secular eccentricity and inclination excitation due to Yarkovsky drift can exceed that from Poynting-Robertson drag and radiation pressure by at least three orders of magnitude, possibly flinging asteroids which survive YORP spin-up into a widely dispersed cloud around the resulting white dwarf. The GB Yarkovsky effect alone may change an asteroid's orbital eccentricity by ten per cent in just one Myr. Damping perturbations from stellar wind drag can be just as extreme, but are strongly dependent on the highly uncertain local gas density and mean free path length. We conclude that GB radiative and wind effects must be considered when modelling the post-main-sequence evolution of bodies smaller than about 1000 km.

研究の動機と目的

• 星の進化の巨星分岐（GB）段階における小天体（小惑星、ちりつぶて、惑星）の軌道進化をモデル化すること。
• 時間に依存する星の放射、風抗力（Epsteinおよびストークス）、ポインティング＝ロバートソン抗力、ヤルコフスキー効果を統合した3次元フレームワークに組み込むこと。
• 恒星放射および風力の影響を受ける軌道変化において、ヤルコフスキー効果と他の力の相対的寄与度を評価すること。
• ヤルコフスキー効果による離心率および軌道傾きの励起が、白色矮星の周囲で観測された物質の分散を説明できるかを検証すること。
• 巨星分岐後の惑星系モデル化に用いるため、軌道要素における運動方程式を解析的に提供すること。

提案手法

• Epsteinおよびストークス領域における星風抗力の下で、軌道要素（a, e, i, Ω, ω）の時間依存方程式を導出する。
• ポインティング＝ロバートソン抗力およびヤルコフスキー効果（季節的および日周的成分）を、完全な3次元的軌道力学フレームワークに統合する。
• 軌道平均化手法を用いて、半長径、離心率、軌道傾き、昇交点の赤経、近日点の近点角の長期的変化率を導出する。
• ヤルコフスキー効果の軌道要素への影響を表すためにテンソル形式（Q行列）を用い、非軸対称効果を記述する非対角項を含む。
• 軌道要素の長期的変化率の明示的表現を導出し、1/cの一次項および高次補正を含む。
• ヤルコフスキー効果が、特にGB段階において、ポインティング＝ロバートソン抗力よりも離心率および軌道傾きの励起において支配的であることを検証した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 時間に依存する星の放射および風抗力は、巨星分岐段階における小天体の軌道進化にどのように影響するか？
• RQ2 ヤルコフスキー効果は、ポインティング＝ロバートソン抗力と比較して、離心率および軌道傾きの長期的変化をどれほど強く駆動できるか？
• RQ3 ヤルコフスキー効果のみで、1 Myrの時間スケール内で小惑星の軌道分散を顕著に引き起こせるか？
• RQ4 GB段階において、風抗力と放射力は、軌道要素の減衰または励起の能力において、どのように比較されるか？
• RQ5 季節的および日周的ヤルコフスキー成分のどちらが、軌道進化により大きな寄与をしているか？

主な発見

• ヤルコフスキー効果は、ポインティング＝ロバートソン抗力と放射圧を合わせたものよりも、離心率および軌道傾きの励起において最大3桁も効果的に働く。
• GB段階におけるヤルコフスキー効果のみで、1 Myrのうちに小惑星の軌道離心率が10%変化させることができ、強い動的影響を示している。
• ヤルコフスキー効果による長期的離心率および軌道傾きの励起は、小惑星を白色矮星の周囲に広がった軌道へ打ち出す可能性があり、広がったデブリディスクの構造を説明する手がかりとなる。
• 風抗力は同程度の減衰効果をもたらすが、不確実な局所的ガス密度および平均自由行程に強く依存する。
• 特に巨星分岐後の惑星系進化の文脈において、ヤルコフスキー効果がポインティング＝ロバートソン抗力よりも長期的軌道進化において支配的である。
• 導出された運動方程式は、巨星分岐段階における1000 km未満の天体の軌道進化をモデル化するための完全で解析的なフレームワークを提供する。