[논문 리뷰] Inside-out planet formation: VI. oligarchic coagulation of planetesimals from a pebble ring?

Maxwell Xu Cai, Jonathan C. Tan외 1명|arXiv (Cornell University)|2022. 01. 01.

Astro and Planetary Science참고 문헌 33인용 수 7

한 줄 요약

이 연구는 내부에서부터 행성형성 모델(IOPF)에서 사망대 내부 경계(DZIB)의 페블 고리에서 행성형성체 형성을 직접 N체 시뮬레이션을 통해 조사한다. 결과적으로 올리가르히크 성장은 일관되게 2–3개의 거대 행성 형성을 보이며, 주로 질량의 70%를 차지하는 주요 행성과 상당한 질량(30–65%)을 가진 보조 행성으로 구성되는데, 이는 관측된 STIP 내부 행성 쌍과 모순되며, 추가 물리적 메커니즘이 보조 행성 성장을 억제하지 않는 한 IOPF의 타당성을 도전한다.

ABSTRACT

Inside-Out Planet Formation (IOPF) is a theory addressing the origin of Systems of Tightly-Packed Inner Planets (STIPs) via in situ formation and growth of the planets. It predicts that a pebble ring is established at the pressure maximum associated with the dead zone inner boundary (DZIB) with an inner disc magnetorotational instability (MRI)-active region. Using direct N-body simulations, we study the collisional evolution of planetesimals formed from such a pebble ring, in particular, examining whether a single dominant planet emerges. We consider a variety of models, including some in which the planetesimals are continuing to grow via pebble accretion. We find that the planetesimal ring undergoes oligarchic evolution, and typically turns into 2 or 3 surviving oligarchs on nearly coplanar and circular orbits, independent of the explored initial conditions or form of pebble accretion. The most massive oligarchs typically consist of about $70{{\ m per\ cent}}$ of the total mass, with the building-up process typically finishing within ~10<SUP>5</SUP> yr. However, a relatively massive secondary planet always remains with $\sim 30\!-\!65{{\ m per\ cent}}$ of the mass of the primary. Such secondary planets have properties that are inconsistent with the observed properties of the innermost pairs of planets in STIPs. Thus, for IOPF to be a viable theory for STIP formation, it needs to be shown how oligarchic growth of a relatively massive secondary from the initial pebble ring can be avoided. We discuss some potential additional physical processes that should be included in the modelling and explored as next steps.

연구 동기 및 목표

• 내부에서부터 행성형성(IOPF) 모델에서 사망대 내부 경계(DZIB)의 페블 고리가 행성형성체의 응집을 통해 단일 주요 행성을 형성할 수 있는지 테스트하기 위해.
• 페블에서 형성된 행성형성체로부터 올리가르히크 성장이 단일 거대 행성 또는 다수의 생존 행성으로 이어지는지 평가하기 위해.
• 모의 결과가 특히 내부 행성 쌍의 특성과 일치하는지 평가하기 위해.
• IOPF 프레임워크에서 거대한 보조 행성 형성을 억제하는 데 필요한 물리적 과정이 현재 모델에 누락된 사항인지 규명하기 위해.

제안 방법

• 총 질량 1 M⊕인 행성형성체 고리에 대해 직접 N체 시뮬레이션을 수행하며, 초기 질량 분포가 동일 질량과 지수분포(k = −2)인 100개의 행성형성체를 사용한다.
• 초기 조건으로 Rayleigh 분포를 갖는 이심률과 경사도(⟨e²⟩¹ᐟ² = ⟨i²⟩¹ᐟ² = 0.02)와 고리 너비 W ≈ 0.03 AU를 설정한다.
• 충돌 진화 과정을 약 1 Myr 동안 시뮬레이션하며, 지속적인 페블 수축이 있는 경우와 없는 경우를 모두 고려한다.
• 기본 행성형성체 밀도는 2 g cm⁻³로 설정하고, 4 g cm⁻³로도 테스트하여 결과의 탄력성을 확인한다.
• 혼돈 동역학을 고려하기 위해 각 모델에 대해 20개의 실현을 서로 다른 난수 시드로 실행한다.
• 관측된 STIP 특성과 비교하기 위해 궤도 주기 비율(P2/P1), 정규화된 궤도 간격(φ∆r), 질량–반장축 스케일링 지수(kM)를 사용한다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 DZIB에서 형성된 페블 고리로부터 행성형성체 고리가 올리가르히크 성장을 통해 단일 주요 행성으로 진화할 수 있는가?
• RQ2 충돌 진화 후 1 Myr 경과 시 생존하는 행성의 일반적인 수와 질량 분포는 어떠한가?
• RQ3 초기 조건(질량 분포, 고리 너비)과 페블 수축이 최종 행성계 구조에 어떤 영향을 미치는가?
• RQ4 내부 행성 쌍의 시뮬레이션 궤도 및 질량 특성이 관측된 STIP과 일치하는가?
• RQ5 IOPF 프레임워크에서 거대한 보조 행성 형성을 억제하는 데 필요한 물리적 과정은 무엇인가?

주요 결과

• 모든 시뮬레이션에서 초기 조건이나 페블 수축의 유무에 관계없이 약 10⁵년 후 2–3개의 생존 올리가르히크가 나타난다.
• 가장 질량이 큰 올리가르히크는 일반적으로 총 초기 질량의 약 70%를 차지하며, 두 번째로 질량이 큰 것은 주요 행성의 질량의 30–65%를 유지한다.
• 생존하는 쌍의 궤도 주기 비율(P2/P1)은 1.1–1.4 범위에 집중되어 있으며, 9/7 또는 3/2와 같은 저차수 공명에 포획된 경우는 소수에 불과하다.
• 모의 시스템은 관측된 STIP보다 더 좁은 범위의 질량–반장축 스케일링 지수(kM)와 더 뭉쳐진 궤도 간격(φ∆r) 분포를 보인다.
• 관측된 STIP 내부 행성 쌍의 특성, 특히 더 넓은 P2/P1 및 φ∆r 분포는 모의 결과와 일치하지 않으며, 관측과의 불일치를 보여준다.
• 지속적으로 거대한 보조 행성이 형성되는 것은 IOPF의 핵심 가정인 '각 페블 고리에서 단일 주요 행성만 형성된다'는 전제를 도전하며, 행성-디스크 상호작용이나 점진적인 행성형성체 형성과 같은 추가 물리적 과정의 모델링이 필요하다.