[논문 리뷰] The Nature of the Radius Valley: Hints from Formation and Evolution Models

J. Venturini, O. M. Guilera외 3명|arXiv (Cornell University)|2020. 08. 12.

Astrophysics and Star Formation Studies참고 문헌 71인용 수 16

한 줄 요약

이 연구는 킬러 exoplanet의 이중성 반지름 분포—'반지름 골절'로 알려진 것—이 특히 물 얼음 선에서의 먼지 성질 전이에 기인한 자연스러운 결과임을 제안한다. 페블 집적, 이주, 광화학적 증발을 포함한 일관된 형성 모델을 사용하여, 암석핵은 약 ~3 M⊕(5 M⊕ 이하)에 피크를 이룬 반면, 얼음핵은 약 ~10 M⊕에 피크를 이룬다. 이는 이중성 크기 피크를 설명한다. 반지름 골절은 질소-헬륨 대기층이 광화학적 증발에 의해 제거될 때 생기며, 건조한 암석 행성과 물이 풍부한 저질량 행성 간의 분리가 이루어진다.

ABSTRACT

The existence of a Radius Valley in the Kepler size distribution stands as one of the most important observational constraints to understand the origin and composition of exoplanets with radii between that of Earth and Neptune. The goal of this work is to provide insights into the existence of the Radius Valley from, first, a pure formation point of view, and second, a combined formation-evolution model. We run global planet formation simulations including the evolution of dust by coagulation, drift and fragmentation; and the evolution of the gaseous disc by viscous accretion and photoevaporation. A planet grows from a moon-mass embryo by either silicate or icy pebble accretion, depending on its position with respect to the water ice line. We account for gas accretion and type-I/II migration. We perform an extensive parameter study evaluating a wide range in disc properties and embryo's initial location. We account for photoevaporation driven mass-loss after formation. We find that due to the change in dust properties at the water ice line, rocky cores form typically with $\sim$3 M$_{\oplus}$ and have a maximum mass of $\sim$5 M$_{\oplus}$, while icy cores peak at $\sim$10 $M_{\oplus}$, with masses lower than 5 M$_{\oplus}$ being scarce. When neglecting the gaseous envelope, rocky and icy cores account naturally for the two peaks of the Kepler size distribution. The presence of massive envelopes for cores more massive than $\sim$10 M$_{\oplus}$ inflates the radii of those planets above 4 R$_{\oplus}$. While the first peak of the Kepler size distribution is undoubtedly populated by bare rocky cores, the second peak can host water-rich planets with thin H-He atmospheres. Some envelope-loss mechanism should operate efficiently at short orbital periods to explain the presence of $\sim$10-40 M$_{\oplus}$ planets falling in the second peak of the size distribution.

연구 동기 및 목표

• 킬러 외계행성의 이중성 반지름 분포(반지름 골절)의 기원을 이해하는 것.
• 형성 과정만으로 관측된 질량 및 반지름 피크를 설명할 수 있는지 확인하는 것.
• 기체 대기층과 광화학적 증발이 관측된 크기 분포를 어떻게 형성하는지 평가하는 것.
• 두 번째 피크가 물이 풍부한 행성인지, 아니면 기체 집적을 억제하는 추가 메커니즘이 필요한지 평가하는 것.

제안 방법

• 수렴성 있는 먼지 진화 모델을 사용하여, 응집, 파괴, 이동을 포함하고, 물 얼음 선에서의 얼음 기화를 고려한다.
• 중앙 항성의 점성 유동과 엑스선 광화학적 증발을 통해 기체 디스크 진화를 모델링한다.
• 달질량의 원시행성에서 시작하여 페블과 기체 집적, 이주(Type I/II) 및 형성 후 대기질량 손실을 추적한다.
• 디스크 성질과 원시행성의 초기 위치에 대한 광범위한 매개변수 연구를 수행하여 형성 결과를 탐색한다.
• 광화학적 증발에 의한 대기질량 손실을 계산하여 반지름 골절 형성에 미치는 영향을 평가한다.
• 디스크 분해 이후의 거대 충돌이 질량-반지름 관계와 이중성에 어떤 영향을 미치는지 테스트한다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 킬러 외계행성의 관측된 이중성 반지름 분포가 물 얼음 선에서의 핵 형성의 내재적 차이에 의해 설명될 수 있는가?
• RQ2 광화학적 증발이 반지름 골절을 형성하는 데 어떤 역할을 하는가? 자연스럽게 건조한 행성과 수분이 많은 행성을 분리하는가?
• RQ3 두 번째 피크(2.7 R⊕)에 있는 행성들이 물이 풍부한 것으로 알려져 있음에도 불구하고 질량이 10–40 M⊕ 사이에 있는 이유는 무엇인가? 이러한 핵이 반지름 골절에 빠지지 않는 이유는 무엇인가?
• RQ4 관측된 두 번째 피크에 있는 질량이 크고 반지름이 낮은 행성들을 설명하기 위해 기체 집적을 억제하거나 대기 손실을 증가시키는 메커니즘은 무엇인가?
• RQ5 디스크 분해 이후의 거대 충돌이 최종 질량-반지름 분포와 킬러 이중성의 회복에 어떤 영향을 미치는가?

주요 결과

• 물 얼음 선 내부에서 형성된 암석핵은 약 ~3 M⊕에 피크를 이룬다. 얼음 선에서의 먼지 성질 변화로 인해 5 M⊕를 넘지 못한다.
• 얼음 선 외부에서 형성된 얼음핵은 약 ~10 M⊕에 피크를 이룬다. 질량 분포가 넓고, 5 M⊕ 이하의 발생 빈도는 낮다.
• 기체 대기층을 고려하지 않을 경우, 형성된 암석핵과 얼음핵은 자연스럽게 킬러의 크기 분포에서 두 개의 피크를 재현한다.
• 광화학적 증발만으로도 반지름 골절을 만들 수 있지만, 이는 기저 핵이 건조하거나 물이 풍부한 경우에만 가능하다. 혼합된 핵은 그렇지 않다.
• 디스크 분해 이후의 거대 충돌을 포함함으로써 관측된 외계행성의 질량-반지름 관계와 킬러 이중성에 대한 일치도가 크게 향상되며, 이중성이 복원된다.
• 두 번째 피크에 있는 10–40 M⊕ 행성의 관측된 집합은 추가 메커니즘—예를 들어 하이브리드 페블-소행성 집적 또는 강화된 대기 손실—이 필요하다는 것을 시사한다. 이는 낮은 대기질량을 설명하기 위함이다.