[논문 리뷰] Planet formation inside proto-giants: First 3D simulations

Sergei Nayakshin|arXiv (Cornell University)|2018. 08. 15.

Astrophysics and Star Formation Studies참고 문헌 1인용 수 3

한 줄 요약

이 연구는 원형행성계 원반 내 중력불안정성에 의한 기체 응집체에서 페블 역학의 최초 3차원 시뮬레이션을 제시하며, 먼지에 의해 유도되는 레이leigh-테일러 불안정성이 페블을 빠르게 내측으로 운반하여 침강 속도를 최대 두 배수까지 가속화함을 입증한다. 시뮬레이션 결과, 밀리미터 크기의 페블조차도 응집체의 온도와 조성에 따라 수백 년 내에 고체 행성핵을 형성할 수 있으며, 이는 태양계 질량에서 해왕성 질량에 이르는 고체 핵 또는 고체 핵이 없는 기체 거대행성의 형성에 중력불안정성이 타당한 경로임을 지지한다.

ABSTRACT

Numerical simulations of pebble dynamics inside gas clumps formed by gravitational instability of protoplanetary discs are presented. We find that dust-mediated Rayleigh-Taylor instabilities transport pebbles inward rapidly via dense metal-rich "fingers". This speeds up sedimentation of small pebbles by up to two orders of magnitude and yet does not impede grain growth because grains of all sizes sediment at the same collective speed as long as Stokes number is less than unity. In simulations with a fixed pebble size, solid planetary cores form if pebble size exceeds a few cm. Pebble growth leads to core formation in some hundreds of years even when pebbles injected into clumps are of mm or smaller sizes. Properties of the gas clump dictate what kind of cores can be made. Low central temperature clumps allow formation of solid cores out of refractory materials, whereas in the highest temperature clumps pebbles of any composition are vaporised and make fuzzy cores only. These results confirm that gravitational instability of protoplanetary discs is a robust mechanism of hatching cores from sub-Earth to Neptune mass, as well as gas giants with massive cores, solid or fuzzy. This mode of planet formation is especially promising for environs too young and distant (such as the ALMA-observed HL Tau disc) or too violent (such as circum-binary planets) to form via the Core Accretion scenarios.

연구 동기 및 목표

• 원반에서 응집된 페블이 분열에 의해 형성된 자가중력성 기체 응집체 내에서 어떻게 침강하고 성장하는지 조사하기 위해.
• 핵 형성의 핵심 메커니즘이 실패하는 현실적인 조건에서 중력불안정성이 효율적으로 행성핵을 형성할 수 있는지 판단하기 위해.
• 1차원 모델과 비교하여 먼지에 의해 매개되는 레이일리-테일러 불안정성이 핵 형성 시간스케일을 얼마나 향상시키는지 평가하기 위해.
• 응집체 온도, 페블 크기, 조성 등이 핵 형성 결과(고체 핵 대 비고체 핵)에 미치는 영향을 평가하기 위해.

제안 방법

• 초기 질량 3 M_J, 중심 온도 300 K인 고립된 다이아몬드 기체 응집체에서 기체와 먼지의 3차원 유체역학적 시뮬레이션을 수행하였다.
• 모든 입자에서 스토크스 수가 1 이하인 조건에서 기체와 페블 입자 간의 유체력 저항을 에프스타인 마찰 법칙으로 모델링하였다.
• 금속 농도가 높고 밀도가 높은 낙하층을 수치적으로 모의하여 먼지에 의해 유도되는 레이일리-테일러 불안정성을 통합하였다.
• 고금속성 중심 영역에서 입자 성장과 파괴를 고려하였으며, 충돌 평형 상태를 가정하였다.
• 침강 역학을 분리하기 위해 고정된 페블 크기로 시뮬레이션을 수행한 후, 변동하는 페블 크기 및 비구형 초기 조건을 고려하였다.
• 1차원 모델 및 관측 제약 조건(예: HL Tau의 ALMA 관측, 주오미션의 목성 핵 데이터)과 결과를 비교하였다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 1차원 모델과 비교해 먼지에 의해 매개되는 레이일리-테일러 불안정성이 원거대행성 응집체 내 페블 침강 속도를 얼마나 빠르게 할 수 있는가?
• RQ2 중심 온도가 다양한 응집체에서 효율적인 핵 형성에 필요한 최소 페블 크기는 얼마인가?
• RQ3 turbulent 혼합과 불안정성이 존재하는 3차원 환경에서 밀리미터 크기의 페블이 고체 행성핵으로 얼마나 빨리 형성될 수 있는가?
• RQ4 응집체의 금속 농도와 온도가 고체 핵인지 퍼지 핵인지 결정하는 데 얼마나 큰 영향을 미치는가?
• RQ5 원반의 중력불안정성이 핵 형성에 필요한 시간 내에 충분히 빠르게 작용하여 젊고 먼 곳 또는 이중성계 주변의 행성들을 설명할 수 있는가?

주요 결과

• 먼지에 의해 매개되는 레이일리-테일러 불안정성이 1차원 모델 대비 페블을 내측으로 운반하는 속도를 최대 두 배수까지 높여 빠른 핵 형성 가능성을 보여준다.
• 스토크스 수가 1 이하일 동안는 입자 크기와 관계없이 침강 속도가 일정하여 다양한 크기의 혼합된 입자들이 함께 내측으로 운반된다.
• 페블 크기가 몇 센티미터를 초과하면, 저금속성 응집체에서도 수백 년 내에 고체 핵이 형성된다.
• 밀리미터 크기의 페블조차도 불안정성에 의해 효율적으로 내측으로 운반되어 크기 의존성에 기반한 침강 외에도 핵 형성이 가능하다.
• 중심 온도가 약 1500 K 이상일 경우 페블이 기화되어 고체 핵 대신 퍼지 핵이 형성된다.
• 시뮬레이션 결과, 중력불안정성이 核 형성에 필요한 시간 내에 충분히 빠르게 작용하여 핵 형성에 실패하는 핵 형성 메커니즘으로는 설명되지 않는 젊고 먼 곳 또는 극도로 격렬한 환경(예: HL Tau 원반, 이중성계 시스템)에서도 핵 형성이 가능할 수 있음을 시사한다.