[論文レビュー] Empirical constraints on turbulence in proto-planetary discs

Giovanni Rosotti|arXiv (Cornell University)|Feb 2, 2023

Astrophysics and Star Formation Studies被引用数 4

ひとこと要約

このレビューでは、主にALMAからの多波長観測を用いて原始惑星系円盤内の乱流に関する経験的制約を統合し、角運動量輸送を引き起こす乱流の程度を評価する。乱流は従来の仮定よりも著しく弱く、シャクーラ＝スニャエフ $α_{\rm{SS}} \sim 3\times10^{-4} - 3\times10^{-3}$ であると判明した。また、乱流は低レベルで存在する可能性があるが、そのことが降着を駆動する役割を果たすかどうかは未だ不明であり、MHD風が代替メカニズムとして妥当である可能性がある。

ABSTRACT

Proto-planetary discs, the birth environment of planets, are an example of a structure commonly found in astrophysics, accretion discs. Identifying the mechanism responsible for accretion is a long-standing problem, dating back several decades. The common picture is that accretion is a consequence of turbulence, with several instabilities proposed for its origin. While traditionally this field used to be a purely theoretical endeavour, the landscape is now changing thanks mainly to new observational facilities such as the ALMA radio interferometer. Thanks to large improvements in spatial and spectral resolution and sensitivity (which have enabled the study of disc substructure, kinematics and surveys of large disc populations), multiple techniques have been devised to observationally measure the amount of turbulence in discs. This review summarises these techniques, ranging from attempts at direct detection of turbulence from line broadening, to more indirect approaches that rely on properties of the dust or consider the evolution of global disc properties (such as masses, radii and accretion rates) for large samples, and what their findings are. Multiple lines of evidence suggest that discs are in fact not as turbulent as thought one decade ago. On the other hand, direct detection of turbulence in some discs and the finite radial extent of dust substructures and in some cases the finite vertical extent strongly indicate that turbulence must be present at some level in proto-planetary discs. It is still an open question whether this amount of turbulence is enough to power accretion or if this is instead driven by other mechanisms, such as MHD winds.

研究の動機と目的

• 現代の観測データを用いて原始惑星系円盤内の乱流レベルに関する経験的制約を評価すること。
• 乱流が円盤の観測された降着率を説明するのに十分かどうかを評価すること。
• MHD風のような代替メカニズムが乱流の代わりに降着を駆動している可能性がどの程度あるかを特定すること。
• 線幅拡大、ダストの微細構造、円盤運動論といった複数の観測技術を用いた乱流の測定法をレビュー・比較すること。
• 大規模な円盤サーベイと高解像度観測の結果を統合し、円盤内の有効な粘性（$\alpha_{\rm{SS}}$）の推定値を精緻化すること。

提案手法

• ALMAの高空間分解能および高スペクトル分解能データを用い、円盤ガス内の乱流運動を示す線幅拡大を検出する。
• ダストの微細構造の半径方向幅を、乱流拡散の代理指標として分析する。有限な幅があることから、継続的な乱流が存在すると仮定する。
• 円盤の垂直方向の広がりに関する制約を用いて、垂直混合と乱流レベルを推定する。特に縁面系において有効である。
• 大規模サーベイから得られる円盤の全般的な性質（質量、半径、降着率など）を組み合わせ、平均的な $\alpha_{\rm{SS}}$ 値を推定する。
• COおよび他の分子線放射の放射線輸送モデリングを適用し、励起温度と速度分散を導出し、それらを乱流と関連付ける。
• 直接的な線幅拡大測定結果と、ダストの進化および円盤構造からの間接的制約を比較し、乱流推定値の妥当性を検証する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 現在の観測データによって制約される原始惑星系円盤内の実際の乱流レベルは何か？
• RQ2 乱流に一般的に仮定されている $\alpha_{\rm{SS}} \sim 10^{-2}$ の値は、経験的観測と整合するか？
• RQ3 ダストリングの有限な半径方向幅や円盤の垂直広がりは、乱流によって説明可能か、それとも追加の物理的メカニズムを要するか？
• RQ4 乱流が観測された降着率を駆動するのに十分か、それともMHD風のような代替メカニズムが必要か？
• RQ5 直接的な線幅拡大、ダストの微細構造、全円盤の性質といった異なる観測技術が、一貫した乱流推定値にどのように収束するか？

主な発見

• 原始惑星系円盤内の乱流は、標準的な $\alpha_{\rm{SS}} = 10^{-2}$ の値よりも著しく弱く、経験的制約では $\alpha_{\rm{SS}} \sim 3\times10^{-4} - 3\times10^{-3}$ が支持されている。
• 線幅拡大による乱流の直接的検出は、主にミリ波・赤外帯域で少数の円盤で達成された。
• 複数の円盤において観測されたダストの微細構造の有限な半径方向幅は、継続的な乱流の強力な間接的証拠を示しているが、決定的証明ではない。
• 測定可能な場合、円盤の垂直広がりも乱流の存在を示唆しているが、多くの系では上限値しか得られていない。
• 複数の証拠があるにもかかわらず、乱流が降着を説明するのに十分かどうかは未解決であり、MHD風が代替メカニズムとして妥当である可能性が浮上している。
• 今後のALMAサーベイ（例：exoALMA、AGE-PRO、DECO）および将来の機器（ELT、CRIRES+）により、乱流制約の精度とサンプルサイズが著しく向上すると予想される。