[논문 리뷰] MRI-active inner regions of protoplanetary discs. II. Dependence on dust, disc and stellar parameters

Marija R. Janković, Subhanjoy Mohanty외 2명|arXiv (Cornell University)|2021. 08. 27.

Astrophysics and Star Formation Studies참고 문헌 105인용 수 9

한 줄 요약

이 연구는 원반,-dust, 항성 파rameter가 태양계 형성 초기 단계의 MRI 활성 내부 영역의 구조에 미치는 영향을 조사하며, 초지구형 행성 형성에 초점을 맞춘다. 고액적 유량과 작은 먼지 입자가 MRI 난류를 억제하지 않고 압력 최대값을 유지하는 데 기여하는 반면, 낮은 유량과 큰 입자는 X선 이온화에 의해 압력 최대값이 사라지게 하여 더 어린 활성적인 원반에서 행성 형성이 유리해진다.

ABSTRACT

Close-in super-Earths are the most abundant exoplanets known. It has been hypothesized that they form in the inner regions of protoplanetary discs, out of the dust that may accumulate at the boundary between the inner region susceptible to the magneto-rotational instability (MRI) and an MRI-dead zone further out. In Paper I we presented a model for the viscous inner disc which includes heating due to both irradiation and MRI-driven accretion; thermal and non-thermal ionization; dust opacities; and dust effects on ionization. Here we examine how the inner disc structure varies with stellar, disc and dust parameters. For high accretion rates and small dust grains, we find that: (1) the main sources of ionization are thermal ionization and thermionic and ion emission; (2) the disc features a hot, high-viscosity inner region, and a local gas pressure maximum at the outer edge of this region (in line with previous studies); and (3) an increase in the dust-to-gas ratio pushes the pressure maximum outwards. Consequently, dust can accumulate in such inner discs without suppressing the MRI, with the amount of accumulation depending on the viscosity in the MRI-dead regions. Conversely, for low accretion rates and large dust grains, there appears to be an additional steady-state solution in which: (1) stellar X-rays become the main source of ionization; (2) MRI-viscosity is high throughout the disc; and (3) the pressure maximum ceases to exist. Hence, if planets form in the inner disc, larger accretion rates (and thus younger disks) are favoured.

연구 동기 및 목표

• 항성 질량, 기체 유량, 먼지 대 기체 비율, 입자 크기가 내부 원반의 MRI에 의해 유도되는 압력 최대값의 위치와 안정성에 미치는 영향을 규명하는 것.
• 압력 최대값 근처의 먼지 축적 현상이 MRI 난류를 억제하는지, 또는 소행성 형성 조건을 향상시키는지 평가하는 것.
• 열, 열전자, X선 이온화 등 다양한 이온화 원천과 먼지 특성에 따라 MRI 활성 영역과 MRI 사망 영역 간의 전이 조건을 탐색하는 것.
• 넓은 매개변수 공간에서 정적인 원반 구성을 분석하여 내부 원반에서의 현지 초지구형 행성 형성 가능성을 평가하는 것.
• 안정적인 압력 최대값이 형성되어 먼지 포획과 핵 형성이 가능해지는 조건과, MRI가 계속 활성 상태를 유지하여 포획을 억제하는 조건을 식별하는 것.

제안 방법

• MRI에 의해 유도되는 점성, 열 및 비열 이온화(열전자/이온 방출 포함), 먼지 투과도 영향을 고려한 1차원 정적 점성 유량 원반 모델을 개발한다.
• 먼지 투과도를 사용하여 원반의 열적 구조를 자료적으로 계산하며, 난류 파괴에 의해 제한되는 먼지 입자 크기의 진화를 반영한다.
• 온도, 입자 크기, 먼지 대 기체 비율에 따라 이온화 분율을 계산하며, 먼지 입자에서의 전하 흡착 및 방출을 포함한다.
• 반경 방향 점성 프로파일을 해석하여 항성 질량, 유량, 원반 매개변수에 따라 최소 점성 위치(압력 최대값)의 위치를 특정한다.
• 열, 열전자, X선 이온화 등 다양한 이온화 원천에 따른 해를 비교하며, 다양한 먼지 입자 크기와 먼지 대 기체 비율을 고려한다.
• MRI 활성 영역과 MRI 사망 영역에 대해 별도의 α값을 사용하는 α-점성 규정을 적용하며, αDZ를 자유 매개변수로 설정하여 민감도를 시험한다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 내부 원반의 기체 압력 최대값 위치는 항성 질량과 기체 유량에 따라 어떻게 달라지는가?
• RQ2 먼지 입자 크기와 먼지 대 기체 비율은 MRI에 의해 유도되는 압력 최대값의 형성과 위치에 어떤 영향을 미치는가?
• RQ3 정적 상태의 압력 최대값이 더 이상 존재하지 않는 조건은 무엇이며, X선 이온화는 이러한 전이에 어떤 역할을 하는가?
• RQ4 먼지 투과도와 비열 이온화(열전자/이온 방출)는 내부 원반의 열적 구조와 MRI 활성도에 어떤 영향을 미치는가?
• RQ5 어떤 매개변수 영역에서 MRI 난류가 억제되지 않은 채 압력 최대값 근처에 먼지가 축적되어 소행성 형성이 가능해지는가?

주요 결과

• 고유량 (>10⁻⁹ M☉ yr⁻¹)과 작은 먼지 입자(≤1 μm) 조건에서는 열 이온화와 열전자/이온 방출이 지배적이며, 높은 점성의 MRI 활성 영역에서 안정적인 압력 최대값이 유지된다.
• 압력 최대값은 높은 점성의 MRI 활성 영역과 낮은 점성의 MRI 사망 영역의 경계에 형성되며, 그 반경은 사망 영역의 점성 매개변수 αDZ에 반비례한다.
• 먼지 대 기체 비율이 증가하면 압력 최대값이 바깥쪽으로 이동하여, MRI 난류를 억제하지 않고 먼지가 축적되는 조건이 조성된다.
• 저유량 (≤10⁻⁹ M☉ yr⁻¹)과 큰 입자(≥10⁻² cm) 조건에서는 X선 이온화가 지배적이며, 전체적으로 높은 점성의 MRI 활성 원반이 유지되어 압력 최대값이 사라진다.
• 분쇄 제한된 입자 크기 성장 조건에서 태양질량 항성의 유량이 10⁻⁹에서 10⁻⁷ M☉ yr⁻¹ 사이일 경우, 압력 최대값은 0.1 AU를 초과하는 위치에 위치한다.
• αDZ ≈ 10⁻⁵일 경우 먼지 포획이 가장 가능성이 높지만, αDZ ≈ 10⁻³일 경우 실패함을 보여, 결과는 아직 불확실한 사망 영역 점성 매개변수에 매우 민감하게 의존한다.