[논문 리뷰] Radial Distribution of Planets. Predictions based on the Core Accretion Gas Capture Planet formation Model

K. Kornet, S. Wolf|ArXiv.org|2006. 01. 10.

Astrophysics and Star Formation Studies참고 문헌 23인용 수 8

한 줄 요약

이 논문은 핵집적 가스포집 형성 메커니즘을 사용하여 거성행성의 반경방향 분포를 모델링하며, 고체 입자 입자에서 행 星체로의 진화를 자가일관적으로 추적하고, 타입 II 이동 및 갭 형성 후 질량 성장을 포함한다. 주요 결과로는, 질량이 작은 별을 도는 디스크에서는 동일한 위치에서 거성행성이 더 적은 질량을 가지며 더 내부에서 형성되며, 이동과 지속적 질량 증가를 고려할 경우 원래의 기체 디스크 구조를 행성 분포로부터 재구성하는 것이 매우 어려워진다.

ABSTRACT

We have investigated the problem of the distribution of both masses and orbital radii of planets resulting from the gas-accretion, gas-capture model. First we followed the evolution of gas and solids from the moment where all solids are in the form of small grains to the stage when most of them are in the form of planetesimals for a set of different initial masses and sizes of protoplanetary disks. Based on that we performed Monte Carlo calculations describing the formation of giant places at different locations. We included the effects of type II migration and growth of the mass of the planet after the gap opened. We discuss how these effects influence the final distribution of giant planets. We show that when the giant planets are not able to migrate or grow in mass after the gap opens, their distribution is mainly determined by the properties of the gaseous disk. However, with those two effects included, reproducing the parameters of the gaseous disks from the distribution of planets becomes difficult. We also checked the roles of both the material of which the solids consist and the mass of the central star. The main result is that, in disks around less massive stars, giant planets at the given location tend to be less massive. At the same time, the giant planets with the given mass tend to form closer to the less massive stars.

연구 동기 및 목표

• 거성행성의 반경방향 분포가 핵집적 가스포집 모델에서 어떻게 유도되는지 이해하기 위해.
• 고체의 진화(입자에서 행성체로)가 거성행성의 최종 질량과 궤도 위치에 어떤 영향을 미치는지 조사하기 위해.
• 타입 II 이동과 갭 형성 후 질량 성장이 행성 분포에 미치는 영향을 평가하기 위해.
• 관측된 거성행성 분포로부터 원래의 기체 디스크 성질을 추론할 수 있는지 판단하기 위해.

제안 방법

• 기체(점성 α-디스크 모델을 통해)와 고체로 구성된 원형행성계 디스크를 이원소 유체로 모델링하기 위해.
• 응집,沈降, 기체 저항 효과를 고려하여 작은 입자에서 행성체로의 고체 진화를 시뮬레이션하기 위해.
• 자기일관적으로 계산된 행성체 표면 밀도를 기반으로, 다양한 디스크 위치에서의 행성 형성에 대해 몬테카를로 시뮬레이션을 수행하기 위해.
• 행성 형성 모델에 타입 II 이동과 갭 형성 후 질량 성장을 포함하기 위해.
• 총 질량, 크기, 중심 별 질량 등의 초기 디스크 파라미터를 변화시켜 그가 행성 결과에 미치는 영향을 평가하기 위해.
• 모델 예측을 관측된 행성 분포와 비교하여, 행성 데이터로부터 디스크 성질을 재구성하는 것이 가능한지 평가하기 위해.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 입자에서 행성체로의 고체의 자가일관된 진화가 거성행성의 최종 질량과 궤도 분포에 어떤 영향을 미치는가?
• RQ2 타입 II 이동은 핵집적 형성으로 생성된 거성행성의 최종 궤도 위치를 어느 정도 변화시키는가?
• RQ3 갭 형성 후 지속적인 질량 성장은 행성 질량과 궤도 반경 간의 상관관계에 어떤 영향을 미치는가?
• RQ4 기존의 기체 디스크 성질(예: 척도 높이, 표면 밀도)은 관측된 거성행성 분포로부터 신뢰성 있게 추론할 수 있는가?
• RQ5 중심 별의 질량은 이 모델에서 거성행성의 형성 위치와 최종 질량에 어떤 영향을 미치는가?

주요 결과

• 질량이 작은 별을 도는 디스크에서는, 낮은 디스크 온도와 낮은 기체 질량 증가율로 인해 동일한 궤도 거리에서 거성행성의 질량이 더 작아진다.
• 일정한 질량을 가진 거성행성은 질량이 작은 별 주변에서 더 내부에서 형성되는데, 이는 낮은 질량의 별계에서 빠른 기체 증착을 유도하는 임계 핵 질량이 더 작은 반경에서 도달되기 때문이다.
• 이동과 갭 형성 후 질량 성장을 고려할 경우, 행성 분포로부터 원래의 기체 디스크 구조를 재구성하는 것은 매우 불확실해지며, 이러한 과정들이 최종 행성 위치와 初기 디스크 조건 간의 관계를 끊어버리기 때문이다.
• 큰 갭 형성 후 질량 성장이 상당히 일어날 경우, 행성 질량과 궤도 반경 간의 상관관계가 뒤바뀔 수 있다. 외곽에서 형성된 행성이 내부로 이동하면서 더 무거워지기 때문이다.
• 이 모델은 기체 표면 밀도의 일정한 비율을 가정하여 행성체 형성을 가정할 경우 거성행성이 형성되지 않음을 보여주며, 자가일관된 고체 진화의 중요성을 강조한다.
• Ida & Lin (2004a) 및 Alibert et al. (2005)와의 괴리점은 디스크 구조의 차이, 특히 H/r의 반경 의존성의 차이에서 기인하며, 이는 갭 형성과 행성 질량 및 이동에 영향을 미친다.