[논문 리뷰] Modelling the secular evolution of protoplanetary disc dust sizes - a comparison between the viscous and magnetic wind case

Rosotti, G.P.|arXiv (Cornell University)|2022. 07. 01.

Astrophysics and Star Formation Studies참고 문헌 132인용 수 17

한 줄 요약

이 연구는 점진적 진화하는 먼지 디스크 크기의 변화를 점성 및 자기풍(MHD) 각운동량 이송 메커니즘 하에서 모델링한다. 일차원 기체 및 먼지 시뮬레이션을 통해 점성 모델은 먼지 디스크가 확장됨(크기가 시간에 따라 증가)을 예측하는 반면, MHD 풍 모델은 안정적이고 확장되지 않거나 수축하는 디스크를 생성한다. 주요 결과는 현재 ALMA 관측은 감도 한계로 인해 두 시나리오를 아직 구분할 수 없지만, 연령 분포가 있는 성성 영역에서의 더 깊은 조사가 1–10 Myr 범위에서 이를 해결할 수 있을 것이다.

ABSTRACT

For many years proto-planetary discs have been thought to evolve viscously: angular momentum redistribution leads to accretion and outward disc spreading. Recently, the hypothesis that accretion is due, instead, to angular momentum removal by magnetic winds gained new popularity: no disc spreading is expected in this case. In this paper, we run several one-dimensional gas and dust simulations to make predictions on the time-evolution of disc sizes extit{in the dust} and to assess whether they can be used to understand how discs evolve. We show that viscous and magnetic wind models have very different dust disc radii. In particular, MHD wind models are compact and their sizes either remain constant or decrease with time. On the contrary, discs become larger with time in the viscous case (when $\alpha\gtrsim10^{-3}$). Although current observations lack enough sensitivity to discriminate between these two scenarios, higher-sensitivity surveys could be fruitful to this goal on a $1\,{ m to}\,10\,{ m Myr}$ age range. When compared with the available ALMA Band~7 data, both viscous and magnetic wind models are compatible with the observationally-inferred dust radii in Lupus, Chamaeleon~I and Upper Sco. Furthermore, in the drift-dominated regime, the size-luminosity correlation is reproduced in Lupus, both in Band~7 and 3, while in Upper Sco a different slope than in the data is predicted. Sub-structures (potentially undetected) can explain several outliers with large observed sizes. Higher-angular-resolution observations will be helpful to test our predictions in the case of more compact discs, expected in both frameworks, particularly at the age of Upper Sco.

연구 동기 및 목표

• 점성 및 자기풍 각운동량 이송 메커니즘 하에서 먼지 디스크 크기의 시간에 따른 진화를 조사하기 위해.
• 근접한 성성 영역에서 관측된 먼지 디스크 크기가 점성 모델과 MHD 풍 모델의 디스크 진화를 구분할 수 있는지 평가하기 위해.
• 반경 방향 이동, 미세한 구조 및 관측 해상도의 영향을 고려하여 크기-광도 상관관계와 디스크 크기 측정에 영향을 분석하기 위해.
• ALMA Band 7 및 Band 3 자료를 활용해 Lupus, Chamaeleon I 및 Upper Sco의 관측 데이터를 기반으로 모델 예측의 타당성을 검증하기 위해.

제안 방법

• 점성 및 MHD 풍 각운동량 이송을 고려한 원형행성계 디스크 내 기체 및 먼지 진화의 일차원 유체역학적 시뮬레이션.
• 점성에 대해 Shakura-Sunyaev α 매개변수를 사용하고, MHD 풍 효율성을 기술하기 위해 새로운 αDW 매개변수를 도입.
• 반경 방향 이동, 입자 성장 및 먼지 진화를 고려하기 위해 응집 및 파손 모델을 통합.
• Lupus, Chamaeleon I 및 Upper Sco에서의 ALMA 관측 자료(0.89 mm, Band 7 및 3.10 mm, Band 3)와 예측된 먼지 디스크 크기(질량 반경 및 95% 복사 반경)를 비교.
• 광학적 증발과 질량에 비례하는 풍 효율성(αDW ∝ M_disc^−ω)을 고려한 디스크 분해 모델링을 통해 장기적 크기 진화를 평가.
• Tabone 등(2022b)의 MHD 풍 지배 디스크에 대한 자가유사 해석적 해를 활용해 수치 모델의 지침 및 검증 수행.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 점성 모델과 자기풍 모델에서 먼지 디스크 크기는 시간에 따라 어떻게 진화하는가?
• RQ2 현재 ALMA 관측 자료로 Lupus, Chamaeleon I 및 Upper Sco의 먼지 디스크 크기를 기반으로 점성 모델과 MHD 풍 모델을 구분할 수 있는가?
• RQ3 어떤 관측된 디스크가 부드러운 모델 예측보다 더 큰 편인 이유는 무엇이며, 미세한 구조가 이러한 이질적인 결과를 설명할 수 있는가?
• RQ4 반경 방향 이동은 관측된 디스크 크기의 파장 의존성에 어떻게 영향을 미치며, 모델 예측에 따르면 더 긴 파장에서 수축해야 하는 데도 불구하고 Lupus의 Band 3 및 Band 7 크기가 유사하게 나타나는 이유는 무엇인가?
• RQ5 점성 모델과 MHD 풍 모델에서 크기-광도 상관관계의 기울기는 예측되며, 이는 Upper Sco 및 Lupus의 관측 결과와 어떻게 비교되는가?

주요 결과

• α ≳ 10⁻³인 점성 모델은 시간이 지남에 따라 확장되는 먼지 디스크를 예측하며, 반면 MHD 풍 모델은 크기가 일정하거나 감소하는 밀집된 디스크를 생성한다.
• Lupus, Chamaeleon I 및 Upper Sco에서 관측된 먼지 디스크 크기와의 비교에서, 점성 모델과 MHD 풍 모델 모두 중앙값 기준 1σ 범위 내에서 일치하지만, 일부 경우에서 MHD 풍 모델은 관측된 크기보다 더 작은 크기를 예측한다.
• Lupus에서는 두 모델 모두 0.89 mm(Band 7)에서 관측된 크기-광도 상관관계를 재현하며, 3.10 mm(Band 3)에서는 약간의 정도로 재현된다. 이는 반경 방향 이동 효과와의 일관성을 시사한다.
• Upper Sco에서는 모델이 관측된 것보다 더 기울어진 크기-광도 상관관계 기울기를 예측하여, 이는 부족한 구조나 미세한 구조의 존재로 인해 설명될 수 있다.
• 반경 방향 이동으로 인해 더 긴 파장에서 큰 입자가 내측으로 이동함에 따라 복사 크기가 작아지지만, 이는 Lupus Band 3 자료에서는 관측되지 않아 부드러운 모델의 한계 또는 미세한 구조의 존재를 시사한다.
• 특히 Upper Sco의 5–10 Myr 연령 범위에서, 두 모델이 모두 밀집된 디스크를 예측하므로, 더 높은 각해상도 관측이 두 모델의 예측을 검증하기 위해 필요하다.