[논문 리뷰] Planetesimal formation at the gas pressure bump following a migrating planet I. Basic characteristics of the new formation model

Yuhito Shibaike, Y. Alibert|arXiv (Cornell University)|2020. 10. 20.

Astrophysics and Star Formation Studies참고 문헌 42인용 수 4

한 줄 요약

이 논문은 원반에서 행 星지질 형성의 새로운 메커니즘을 제안한다. 첫 번째 세대 행성이 이동함에 따라 형성되는 가스 압력 고리에서 유동 불안정성에 의해 행 星지질이 형성된다. 행성이 내부로 이동함에 따라 압력 고리와 관련된 행 星지질 형성 영역이 넓은 반경 방향 영역으로 확장되어 광범위한 행 星지질 분포를 가능하게 하며, 이는 인구 합성 모델에 핵심적이다.

ABSTRACT

To avoid known difficulties in planetesimal formation such as the drift or fragmentation barriers, many scenarios have been proposed. However, in these scenarios, planetesimals form in general only at some specific locations in protoplanetary discs. On the other hand, it is generally assumed in planet formation models and population synthesis models, that planetesimals are broadly distributed in the protoplanetary disc. Here we propose a new scenario in which planetesimals can form in broad areas of the discs. Planetesimals form at the gas pressure bump formed by a first-generation planet (e.g. formed by pebble accretion) and the formation region spreads inward in the disc as the planet migrates. We use a simple 1D Lagrangian particle model to calculate the radial distribution of pebbles in the gas disc perturbed by a migrating embedded planet. We consider that planetesimals form by streaming instability at the points where the pebble-to-gas density ratio on the mid-plane becomes larger than unity. We also study the effect of some key parameters like the ones of the gas disc model, the pebble mass flux, the migration speed of the planet, and the strength of turbulence. We find that planetesimals form in wide areas of the discs provided the flux of pebbles is typical and the turbulence is not too strong. The planetesimal surface density depends on the pebble mass flux and the migration speed of the planet. The total mass of the planetesimals and the orbital position of the formation area depend strongly on the pebble mass flux. We also find that the profile of the planetesimal surface density and its slope can be estimated by very simple equations. We show that our new scenario can explain the formation of planetesimals in broad areas. The simple estimates we provide for the planetesimal surface density profile can be used as initial conditions for population synthesis models.

연구 동기 및 목표

• 원반의 특정 위치에 국한된 기존 행 星지질 형성 모델의 한계를 해결한다.
• 가스 압력 고리에서 국소적 페블 축적을 활용하여 고전적 행 星지질 형성에서의 이동 및 파손 장벽을 극복한다.
• 행 星지질이 광범위하고 연속적인 영역에서 형성될 수 있도록 설명한다. 이는 인구 합성 모델의 가정과 일치한다.
• 첫 번째 세대 행성의 이동과 관련된 물리적으로 타당한 메커니즘을 제공한다.
• 인구 합성 모델의 초기 조건이 되는 행 星지질 표면 밀도 프로파일에 대한 단순 분석적 추정을 수립한다.

제안 방법

• 이동하는 내장된 행성이 가스 원반을 교란하는 상황에서, 1차원 라그랑주 슈퍼입자 모델을 사용해 반경 방향 페블 분포를 시뮬레이션한다.
• 중간 평면의 페블 대 가스 밀도 비율이 1을 초과하는 위치에서 유동 불안정성에 의해 행 星지질 형성을 모델링한다.
• 기본적인 새로운 형성 시나리오의 특성을 분리하기 위해 페블 스트로우스 수와 행성 질량을 고정한다.
• 핵심 매개변수를 변화시킨다: 가스 원반 표면 밀도 프로파일(p), 온도 프로파일(q), 페블 질량 유량($\dot{M}_{\rm peb}$), 이동 속도(Type I 또는 Type II), 난류 강도.
• 고체 질량 보존 법칙을 적용하여 행 星지질 표면 밀도에 대한 단순 분석적 추정을 유도한다: $\Sigma_{\rm pl} \propto \dot{M}_{\rm peb} / v_{\rm mig}$.
• 수치 결과를 분석 예측과 비교하여 모델의 타당성을 검증하고 매개변수 의존성을 평가한다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 페블 유량이 일반적이고 난류가 너무 강하지 않은 조건에서, 행 星지질 형성이 특정 위치에 국한되지 않고 넓은 반경 영역에서 발생할 수 있는가?
• RQ2 첫 번째 세대 행성의 이동이 형성된 행 星지질의 공간 분포와 총 질량에 어떤 영향을 미치는가?
• RQ3 행 星지질 표면 밀도가 페블 질량 유량, 이동 속도, 원반 매개변수에 어떻게 의존하는가?
• RQ4 행성의 Type I와 Type II 이동 방식이 행 星지질의 반경 영역과 표면 밀도 프로파일에 어떤 영향을 미치는가?
• RQ5 단순 분석 방정식이 행 星지질 표면 밀도 프로파일과 그 기울기를 정확하게 예측할 수 있는가?

주요 결과

• 페블 유량이 일반적이고 난류가 너무 강하지 않은 조건에서, 내부로 이동하는 압력 고리의 영향으로 행 星지질이 원반의 넓은 영역에서 형성된다.
• 행 星지질 표면 밀도는 페블 질량 유량에 비례하고, 행성의 이동 속도에 반비례하며, 분석적 추정식 $\Sigma_{\rm pl} \propto \dot{M}_{\rm peb} / v_{\rm mig}$ 에 의해 설명된다.
• 행 星지질 표면 밀도 프로파일의 기울기는 $p - q - 1.5$ 이며, 여기서 $-p$와 $-q$는 가스 표면 밀도 및 온도 프로파일의 등급 법칙 지수이다.
• 기울기는 이동 유형(Type I 또는 Type II)과 무관하지만, 이동 속도의 차이로 인해 총 질량과 반경 영역은 다르게 나타난다.
• Type II 이동(더 느린)의 경우, Type I 이동보다 행 星지질 표면 밀도가 더 높고 반경 분포가 더 넓어진다.
• 낮은 페블 유량 또는 고밀도 원반 조건에서는, 페블이 행 星지질로 전환되기 이전에 축적되므로 행 星지질 표면 밀도가 분석적 추정을 초과한다.