[논문 리뷰] Simulations of Protoplanetary Disk Dispersal: Stellar Mass Dependence of the Disk Lifetime

A. Komaki, S. Fukuhara외 2명|arXiv (Cornell University)|2023. 04. 26.

Astrophysics and Star Formation Studies인용 수 5

한 줄 요약

이 연구는 0.5–7 M☉ 별에 대해 1차원 유체역학적 시뮬레이션을 수행하여 원형행성계 디스크의 진화를 연구하며, 점성적 응축, MHD 바람, 광융해를 고려한다. 디스크 분해 시간 상수는 별의 질량이 증가함에 따라 감소하며, 저질량 별의 경우 약 ~10 Myr에서 7 M☉ 별의 경우 약 ~2 Myr로 줄어들며, 주로 고질량 시스템에서 강화된 광융해로 인한 것이다. 단순한 시그모이드 함수가 디스크 질량 진화를 정확하게 모델링한다.

ABSTRACT

Recent infrared and submillimeter observations suggest that the protoplanetary disk lifetime depends on the central stellar mass. The disk dispersal is thought to be driven by viscous accretion, magneto-hydrodynamics (MHD) winds, and photoevaporation by the central star. We perform a set of one-dimensional simulations of long-term disk evolution that include all the three processes. We vary the stellar mass in the range of 0.5-7M$_{\odot}$, and study the mass dependence of the disk evolution. We show that a significant fraction of the disk gas is lost by MHD winds in the early stage, but the later disk evolution is mainly governed by photoevaporation. The disk radius decreases as photoevaporation clears out the gas in the outer disk efficiently. The qualitative evolutionary trends of the disk mass are remarkably similar for the wide range of the central stellar mass we consider, and the time evolution of the disk mass can be well fitted by a simple function. The dispersal time is approximately ten million years for low mass stars with weak mass dependence, but gets as short as two million years around a 7M$_{\odot}$ star. In the latter case, a prominent inner hole is formed by the combined effect of accretion and MHD winds within about one million years. The strength of the MHD wind and viscous accretion controls the overall mass-loss rate, but does not alter the dependence of the dispersal timescale on the central stellar mass.

연구 동기 및 목표

• 장기적이고 다기제적 시뮬레이션을 통해 별의 질량에 따른 원형행성계 디스크 분해 시간 상수의 의존성을 조사하기 위해.
• 관측된 디스크 분율이 별의 질량이 증가함에 따라 감소하는 것과 이론적 디스크 진화 모델 간의 괴리 문제를 해결하기 위해.
• 점성적 응축, MHD 바람, 광융해가 별의 질량 범위 전반에서 디스크 수명과 형태를 어떻게 결정하는지 상대적 역할을 규명하기 위해.
• 별의 질량 의존성을 반영하는 디스크 질량 진화의 보편적인 함수 형태를 개발하기 위해.
• 분해 시간 상수가 MHD 바람 강도와 점성 α 계수의 변화에 얼마나 강인한지 평가하기 위해.

제안 방법

• 0.5에서 7 M☉ 사이의 별 질량에 대해 0.1에서 10 Myr 동안의 1차원 시간에 의존적인 유체역학적 시뮬레이션을 수행한다.
• 세 가지 핵심 디스크 분해 메커니즘을 통합한다: 점성적 응축(α로 매개변수화), MHD 디스크 바람(별의 자기장 유량에 비례하는 질량 손실률), 광융해(실제 거리 의존성 질량 손실 프로파일 사용).
• Komaki 등(2021)의 광융해 속도 수정 버전을 사용하며, 중심 별 질량이 증가할수록 증가하고 반경에 따라 r⁻²로 감소한다.
• MHD 바람을 통한 각운동량 이동을 자동으로 처리하여 응축을 강화하고 표면 밀도 프로파일을 변화시킨다.
• 별 근처의 수치 문제를 피하기 위해 고정된 내부 경계 조건(1.2 au, 0.14 r_g)을 적용한다.
• 디스크 질량의 시간 진화를 변환된 시그모이드 함수로 피팅하여 분해 시간 상수를 추출하고 모델의 보편성을 평가한다.

Figure 1: Snapshots of surface density in simulations with $M_{*}=1,3,7{\rm\,M_{\odot}}$ . The initial surface density is shown in dark blue and as time goes on, the surface density is shown in more yellowish line.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 0.5–7 M☉ 범위에서 별의 질량에 따라 디스크 분해 시간 상수가 어떻게 변화하는가?
• RQ2 점성적 응축, MHD 바람, 광융해 중 세 메커니즘이 각기 다른 진화 단계에서 어느 정도 지배적인가?
• RQ3 MHD 바람 강도나 점성 α 계수의 강도가 디스크 수명의 별의 질량 의존성에 얼마나 영향을 미치는가?
• RQ4 다양한 별 질량에서의 디스크 질량 진화를 단일 보편 함수 형태로 기술할 수 있는가?
• RQ5 내부 빈자리의 형성이 고질량 시스템에서 디스크 분해를 가속화하는 데 어떤 역할을 하는가?

주요 결과

• 디스크 질량 손실은 주로 저질량 시스템에서 첫 2 Myr 동안 MHD 바람에 의해 지배되지만, 이후에는 광융해가 주요 메커니즘이 된다.
• 7 M☉ 별의 경우 더 높은 복사 플럭스로 인해 광융해가 현저히 강해져 디스크 분해 시간 상수가 단지 약 ~2 Myr로 줄어든다.
• 7 M☉ 별 주변에서는 점성 응축과 MHD 바람의 병합 효과로 인해 약 1 au 내부에 내부 빈자리가 약 1 Myr 이내에 형성되어 분해가 가속화된다.
• 모든 별 질량에서의 디스크 질량 진화는 단일 변환된 시그모이드 함수로 잘 맞추어져 있어 분해 시간 상수를 정확하게 예측할 수 있다.
• 디스크 분해 시간 상수의 별의 질량 의존성은 MHD 바람 강도나 점성 α 계수의 변화에 대해 강인하며 크게 변하지 않는다.
• 광융해가 외부 디스크의 기체를 효율적으로 제거하여 디스크 반경이 시간이 지남에 따라 줄어들며, 외부 디스크는 분해의 마지막 단계까지 수십 AU에 걸쳐 남아 있다.

Figure 2: The surface mass-loss profiles by the two disk dispersal processes; MHD winds(orange), photoevaporation(green) in the case of $M_{*}=1{\rm\,M_{\odot}}$ . The triangles express the disk radius at the age of $0,1,3,5{\,\rm Myr}$ .