[論文レビュー] Theory of planet formation

C. Mordasini, Hubert Klahr+3 more|arXiv (Cornell University)|Dec 23, 2010

Astrophysics and Star Formation Studies参考文献 9被引用数 15

ひとこと要約

本論文は、ダスト凝集からコア降着およびガスのランアウェイ成長を経て巨大惑星が形成されるまでの順序的理論枠組みを提示する。特に金属量の高いディスクでは、氷線の直後（2–7 AU）が巨大惑星形成に最適であると特定し、初期段階で高いガス降着率が発生すれば、最初の数百万年間で6–7 AUの距離で検出可能な明るい若い巨大惑星が形成されることを示している。

ABSTRACT

We review the current theoretical understanding how growth from micro-meter sized dust to massive giant planets occurs in disks around young stars. After introducing a number of observational constraints from the solar system, from observed protoplanetary disks, and from the extrasolar planets, we simplify the problem by dividing it into a number of discrete stages which are assumed to occur in a sequential way. In the first stage - the growth from dust to kilometer sized planetesimals - the aerodynamics of the bodies are of central importance. We discuss both a purely coagulative growth mode, as well as a gravoturbulent mode involving a gravitational instability of the dust. In the next stage, planetesimals grow to protoplanets of roughly 1000 km in size. Gravity is now the dominant force. The mass accretion can be strongly non-linear, leading to the detachment of a few big bodies from the remaining planetesimals. In the outer planetary system (outside a few AU), some of these bodies can become so massive that they eventually accrete a large gaseous envelope. This is the stage of giant planet formation, as understood within the core accretion-gas capture paradigm. We also discuss the direct gravitational collapse model where giant planets are thought to form directly via a gravitational fragmentation of the gas disk. In the inner system, protoplanets collide in the last stage - probably after the dispersal of the gaseous disk - in giant impacts until the separations between the remaining terrestrial planets become large enough to allow long term stability. We finish the review with some selected questions.

研究の動機と目的

• ダストから巨大惑星に至るまでの現在の理論的理解を統合すること。
• 原始惑星系円盤内での惑星形成を支配する主要な物理的メカニズムおよび段階を特定すること。
• 金属量や氷線位置を含むディスクの性質が、巨大惑星の形成場所と形成メカニズムに与える影響を検討すること。
• 太陽系、原始惑星系円盤、および系外惑星からの観測的制約が理論モデルに与える影響を評価すること。
• 若い巨大惑星の明るさの時間的変化と、初期のディスク段階における検出可能性を調査すること。

提案手法

• 惑星形成を順序的段階に分ける：ダスト成長から微惑星への移行、微惑星の吸着による準惑星形成、コア降着に伴うガスのランアウェイ成長。
• 解析的および数値的モデルを用いて、微惑星形成段階におけるダスト層の凝集および重力不安定性をシミュレートする。
• 2体の重力的吸着モデルを用いて、微惑星からの準惑星成長をシミュレートし、質量の大きな天体の非線形的分離を含む。
• コア降着・ガス捕獲モデルを用いて巨大惑星形成をシミュレートし、ディスクの金属量および氷線位置への感受性を評価する。
• 収縮モデルを用いて、時間経過に伴う惑星の明るさの変化をシミュレートし、質量および公軌道距離の関数として明るさを追跡する。
• 合成惑星集団の解析により、特に1 Myrおよび10 Myrにおける距離-明るさ空間での検出可能性を予測する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 原始惑星系円盤内で巨大惑星はどこに最も多く形成されるのか？また、これはディスクの金属量にどのように依存するか？
• RQ2 初期段階で高いガス降着率を生じさせ、明るい若い巨大惑星を形成できる物理的条件は何か？
• RQ3 軌道移動は、系外惑星の観測された長半径分布にどのように影響を与えるか？
• RQ4 若い巨大惑星の明るさの時間的変化は何か？最初の数百万年間でどれほど検出可能になるか？
• RQ5 氷線位置や固体表面密度プロファイルといったディスクの性質が、最終的な惑星系構造にどれほど印影を残すか？

主な発見

• 巨大惑星は、太陽型星から2–7 AUの範囲、特に氷線の直後で最も多く形成される。最適な形成領域は氷線から数AU外側に位置する。
• 低・中金属量ディスクでは、巨大惑星は主に氷線の外側で形成されるが、高金属量ディスクでは氷線の内側でも形成が可能である。
• 若い巨大惑星は、固体が豊富なディスク内での高いガス降着率により、最初の1 Myrの間に6–7 AUで最大0.06 L⊙の明るさに達する。
• 巨大惑星の明るさは10 Myrの間に数個のオーダー減少し、最も明るい対象は質量が約30 MJupに近いものである。
• 約1 AUにおける系外惑星の頻度の上昇は、氷線近くで惑星形成が開始され、その後内側への移動が生じたことの直接的な印影である可能性がある。
• 現在のモデルには外向き移動が含まれていないため、大半の長半径に位置する巨大惑星の数が低く見積もられており、検出可能性の予測に影響を与えている。