[論文レビュー] Formation of planetary systems by pebble accretion and migration: Hot super-Earth systems from breaking compact resonant chains

André Izidoro, Bertram Bitsch+5 more|arXiv (Cornell University)|Feb 23, 2019

Astro and Planetary Science参考文献 251被引用数 36

ひとこと要約

本稿では、熱いスーパーターテンプラジアン系がペブル降着とガス駆動移動を経て形成され、コンパクトな共鳴鎖を形成し、ディスク後期の不安定性によって崩壊するという仮説を提示する。シミュレーションの結果、95％以上が動的不安定性を示し、観測された周期比分布を自然に再現するとともに、惑星間散乱による相互軌道傾きによって、単一惑星トランジットの過剰な頻度を説明できる。

ABSTRACT

At least 30\% of main sequence stars host planets with sizes of between 1 and 4 Earth radii and orbital periods of less than 100 days. We use N-body simulations including a model for gas-assisted pebble accretion and disk--planet tidal interaction to study the formation of super-Earth systems. We show that the integrated pebble mass reservoir creates a bifurcation between hot super-Earths or hot-Neptunes ($\lesssim15M_{\oplus}$) and super-massive planetary cores potentially able to become gas giant planets ($\gtrsim15M_{\oplus}$). Simulations with moderate pebble fluxes grow multiple super-Earth-mass planets that migrate inwards and pile up at the inner edge of the disk forming long resonant chains. We follow the long-term dynamical evolution of these systems and use the period ratio distribution of observed planet-pairs to constrain our model. Up to $\sim$95\% of resonant chains become dynamically unstable after the gas disk dispersal, leading to a phase of late collisions that breaks the original resonant configurations. Our simulations naturally match observations when they produce a dominant fraction ($\gtrsim95\%$) of unstable systems with a sprinkling ($\lesssim5\%$) of stable resonant chains (the Trappist-1 system represents one such example). Our results demonstrate that super-Earth systems are inherently multiple (${ m N\geq2}$) and that the observed excess of single-planet transits is a consequence of the mutual inclinations excited by the planet--planet instability. In simulations in which planetary seeds are initially distributed in the inner and outer disk, close-in super-Earths (abridged).

研究の動機と目的

• ペブル降着とディスク-惑星潮汐相互作用を用いた熱いスーパーターテンプラジアン系の形成を調査すること。
• 低離心率で近似共鳴周期比を示すコンパクトな多惑星系の過剰な存在を説明すること。
• 惑星系の固有の多惑星性と照らし合わせて、単一惑星トランジットの高頻度を説明すること。
• 岩石質と氷を多く含むスーパーターテンプラジアンが内側ディスクでどのように形成されるかの条件を特定すること。
• 太陽系の構造と整合性を持つ形で熱いスーパーターテンプラジアンが形成可能かどうかを検証すること。

提案手法

• ガス支援ペブル降着と惑星-ディスク潮汐相互作用を組み込んだN体シミュレーションを実施する。
• Paardekooperら（2011）のトルク式を用いてタイプI移動をモデル化し、離心率および軌道傾き補正を含むリンブレートおよび共鳴トルクを考慮する。
• 角運動量交換による移動 timescale を実装：$ t_m = -L / \Gamma_{\text{tot}} $、ここで $ \Gamma_{\text{tot}} = \Gamma_L \Delta_L + \Gamma_C \Delta_C $。
• 波動抵抗timescale $ t_{\text{wave}} $ を用いて離心率および軌道傾きの減衰をモデル化し、Papaloizou＆Larwood（2000）およびCresswell＆Nelson（2006、2008）に従う。
• FLINTSTONE N体コードにおいて、移動（$ a_m $）、離心率減衰（$ a_e $）、軌道傾き減衰（$ a_i $）のための人工加速度を適用する。
• 有効な断熱指数 $ \gamma_{\text{eff}} $ および粘性/熱拡散パラメータを用いて、トルク飽和を $ p_\nu $、$ p_\chi $、および関数 $ F(p) $、$ G(p) $、$ K(p) $ を用いて計算する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 ペブル降着とガス駆動移動は、熱いスーパーターテンプラジアンの観測された周期比分布を再現可能か？
• RQ2 ガスディスクの散逸後、コンパクトな共鳴鎖の何パーセントが安定を保ち、観測系と比較してどうなるか？
• RQ3 内側ディスクに形成されるにもかかわらず、なぜ大多数の熱いスーパーターテンプラジアンが岩石質に見えるのか？
• RQ4 岩石質スーパーターテンプラジアンを形成するための条件は何か？また、それらは太陽系形成の制約とどのように矛盾するか？
• RQ5 惑星間散乱によって引き起こされる相互軌道傾きは、観測された単一惑星トランジットの過剰頻度をどのように説明できるか？

主な発見

• 中程度のペブルフラックスを想定したシミュレーションでは、複数のスーパーターテンプラジアン質量の惑星が内向きに移動し、ディスク内縁に集積して長期間にわたる共鳴鎖を形成する。
• ガスディスクの散逸後、これらの共鳴鎖の約95％が動的不安定性を示し、最終段階の衝突によって元の共鳴構造が破壊される。
• 約95％のシステムが不安定で、約5％が安定な共鳴鎖を維持するという条件では、観測された惑星対の周期比分布と自然に一致する（例：TRAPPIST-1に類似した系）。
• 観測された単一惑星トランジットの過剰頻度は、惑星間散乱によって引き起こされる相互軌道傾きによるものであり、固有の単一惑星系とは無関係である。
• 内側および外側ディスクに初期条件を設けたシミュレーションでは、近軌道のスーパーターテンプラジアンが体系的に氷を多く含むことが判明し、密度と半径分布の解釈が岩石質と一致するという仮説と矛盾する。
• 岩石質スーパーターテンプラジアンの形成には極端な条件が必要であり、雪線内での非常に効率的な小惑星形成、またははるかに速いペブル降着といった条件が必要であり、これらは太陽系形成に必要な条件と矛盾する。