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QUICK REVIEW

[논문 리뷰] The Formation of Protoplanetary Disks through Pre-Main Sequence Bondi-Hoyle Accretion

Paolo Padoan, Liubin Pan|arXiv (Cornell University)|2024. 05. 12.
Astro and Planetary Science인용 수 5
한 줄 요약

본 논문은 초기 주계열 전 단계 별의 원시 행성 원반이 주로 주변 가스의 Bondi-Hoyle 흡수에 의해 형성되며, 난류 흐름에서 각운동량 스케일링을 도출하고 시뮬레이션으로 검증하여 관측된 원반 크기 및 j-M 관계를 설명한다.

ABSTRACT

Protoplanetary disks are traditionally described as finite mass reservoirs left over by the gravitational collapse of the protostellar core, a view that strongly constrains both disk evolution and planet formation models. We propose a different scenario where protoplanetary disks of pre-main sequence stars are primarily assembled by Bondi-Hoyle accretion from the parent gas cloud. We demonstrate that Bondi-Hoyle accretion can supply not only the mass, but also the angular momentum necessary to explain the observed size of protoplanetary disks. Additionally, we predict how the specific angular momentum of protoplanetary disks scales with stellar mass. Our conclusions are based on a new analytical derivation of the scaling of the angular momentum in turbulent flows, which we confirm with a numerical simulation of supersonic turbulence. A key outcome of our analysis is the recognition that density fluctuations in supersonic turbulence--previously overlooked in studies of cloud and core rotation--lead to a significant increase in angular momentum at disk-forming scales. This revised understanding of disk formation and evolution alleviates several longstanding observational discrepancies and compels substantial revisions to current models of disk and planet formation.

연구 동기 및 목표

  • 디스크 질량과 크기가 원시 구름으로부터의 질량 유입에 의해 결정된다는 시나리오를 제시한다. 디스크가 원시 중력 붕괴 동안 독립적으로 형성된다는 가정에서 벗어나도록 동기를 부여한다.
  • 난류 매질에서 별이 포획하는 특정 각운동량이 반경과 어떻게 스케일링되는지 도출하고 이를 디스크 크기와 연관지어진다.
  • 해석적 스케일링과 수치적 MHD 난류 시뮬레이션을 통해 BH 흡수가 관측된 PD 각운동량과 질량 의존성을 설명할 수 있음을 보여준다.
  • 설 observational한 시사점과 디스크 및 행성 형성 모델의 가능 수정 가능성을 평가한다.

제안 방법

  • 난류 구의 반경 R 내에서 rms 특정 각운동량 j의 스케일링을 도출하고, 질량 중심 오프셋과 국부 속도 요동의 기여를 구분한다.
  • 두 가지 스케일링 영역을 얻는다: j ~ (beta/6)^{1/2} sigma_v,rel R 이고 순회전-dominated 케이스이며 j ~ (1/2) beta v'^2 R^2 이고 밀도-요동-지배 케이스이며 beta = 0.61 from simulations.
  • Bondi-Hoyle 반지름 R_BH를 계산하고 특성 디스크 반경 j_BH와 R_d 관계를 도출한다: j_BH = 4.3e20 cm^2 s^-1 (sigma_v,rel/2 km s^-1)^{-1} (M_star/ M_sun) 및 R_d = 3.6e2 AU (sigma_v,rel/2 km s^-1)^{-2} (M_star/ M_sun).
  • 시간에 따른 속도 분산을 사용하여 M_d, j_BH, R_d의 진화를 얻는다: M_d = 3.3e-2 M_sun (t/1 Myr)^{-4} (M_star/ M_sun)^2, j_BH = 9.6e20 cm^2 s^-1 (t/1 Myr)^{-1} (M_star/ M_sun), R_d = 1.8e3 AU (t/1 Myr)^{-2} (M_star/ M_sun).
  • 정밀 해석적 예측과 일치하는지 고해상도 4 pc, 3000 Msun 등온 MHD 난류 시뮬레이션(흡수체를 별로 표시)에서 스케일링을 검증하고 j(M_star) 및 밀도-속도 상관관계를 해석적 예측과 비교한다.
Figure 1: Specific angular momentum versus size for individual MCs [ 43 , 44 ] and cores [ 45 , 46 ] shown as red circles. A least-squares fit for a large compilation of surveys (partially overlapping with the individual clouds shown here) is given by the red solid line [ 44 ] . The black dashed lin
Figure 1: Specific angular momentum versus size for individual MCs [ 43 , 44 ] and cores [ 45 , 46 ] shown as red circles. A least-squares fit for a large compilation of surveys (partially overlapping with the individual clouds shown here) is given by the red solid line [ 44 ] . The black dashed lin

실험 결과

연구 질문

  • RQ1Bondi-Hoyle 흡수가 관측된 원시 행성 원반의 크기를 설명할 만큼 충분한 질량과 각운동량을 공급하는가?
  • RQ2난류 초음속 구름에서 유입 가스의 특정 각운동량은 반경과 별 질량에 대해 어떻게 스케일링되는가?
  • RQ3해석적 각운동량 스케일링을 MHD 수치 시뮬레이션으로 재현할 수 있으며 PMS 원반의 j vs M_star 경향과 일치하는가?
  • RQ4늦은 시점의 비대칭 BH 낙하가 원반 진화 및 행성 형성 모델에 어떤 시사점을 주는가?
  • RQ5예상된 j_BH 및 R_d 관계가 서로 다른 별 형성 영역과 연령대의 관측 데이터와 여전히 일치하는가?

주요 결과

  • Bondi-Hoyle 흡수는 관측된 원반 반지름과 일치하는 디스크 질량 및 각운동량을 공급할 수 있다.
  • 매우 초음속 난류에서 rms 특정 각운동량은 반경에 대해 선형으로 스케일링된다: <j^2>^{1/2} ~ (beta/6)^{1/2} sigma_v,rel R 와 beta = 0.61.
  • 특성 디스크 반경은 R_d ~ 3.6e2 AU (sigma_v,rel/2 km/s)^{-2} (M_star/M_sun) 이고 R_BH/R_d ~ 4.1 이다.
  • 1 Myr 이후의 시간 t에 대해 M_d ~ 3.3e-2 M_sun (t/1 Myr)^{-4} (M_star/M_sun)^2 and j_BH ~ 9.6e20 cm^2 s^{-1} (t/1 Myr)^{-1} (M_star/M_sun), R_d ~ 1.8e3 AU (t/1 Myr)^{-2} (M_star/M_sun).
  • 시뮬레이션된 j(M_star) 경향은 j_BH ∝ M_star^{0.86±0.03}의 거듭제곱 법칙과 일치하며 해석적 예측에 가깝다.
Figure 2: Specific gas angular momentum within the BH radius, $j_{\rm BH}$ , versus stellar mass, $M_{\rm star}$ , measured in 7 snapshots of the simulation, for all sink particles identified as accreting PMS stars (blue dots), with least-squares fit shown by the blue solid line. The two dashed line
Figure 2: Specific gas angular momentum within the BH radius, $j_{\rm BH}$ , versus stellar mass, $M_{\rm star}$ , measured in 7 snapshots of the simulation, for all sink particles identified as accreting PMS stars (blue dots), with least-squares fit shown by the blue solid line. The two dashed line

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