[論文レビュー] Grain opacity and the bulk composition of extrasolar planets. I. Results from scaling the ISM opacity

C. Mordasini, Hubert Klahr+3 more|Mar 20, 2014

Astrophysics and Star Formation Studies参考文献 84被引用数 40

ひとこと要約

本研究では、原始惑星環における微粒子の不透明度が、系外惑星の形成および組成に与える影響を、星間物質（ISM）の不透明度にスケーリングすることで調査している。合成惑星集団モデルを用いて、微粒子進化モデルに一致するf_opa = 0.003の低不透明度要因が、観測された質量-半径関係およびスーパーリアやガス巨大惑星における金属量の増加を再現することを発見した。これは、コア降着が主な形成メカニズムであることを支持する。

ABSTRACT

The opacity due to grains in the envelope of a protoplanet regulates the accretion rate of gas during formation, thus the final bulk composition of planets with primordial H/He is a function of it. Observationally, for exoplanets with known mass and radius it is possible to estimate the bulk composition via internal structure models. We first determine the reduction factor of the ISM grain opacity f_opa that leads to gas accretion rates consistent with grain evolution models. We then compare the bulk composition of synthetic low-mass and giant planets at different f_opa with observations. For f_opa=1 (full ISM opacity) the synthetic low-mass planets have too small radii, i.e., too low envelope masses compared to observations. At f_opa=0.003, the value calibrated with the grain evolution models, synthetic and actual planets occupy similar mass-radius loci. The mean enrichment of giant planets relative to the host star as a function of planet mass M can be approximated as Z_p/Z_star = beta*(M/M_Jup)^alpha. We find alpha=-0.7 independent of f_opa in synthetic populations in agreement with the observational result (-0.71+-0.10). The absolute enrichment level decreases from beta=8.5 at f_opa=1 to 3.5 at f_opa=0. At f_opa=0.003 one finds beta=7.2 which is similar to the observational result (6.3+-1.0). We thus find observational hints that the opacity in protoplanetary atmospheres is much smaller than in the ISM even if the specific value of the grain opacity cannot be constrained here. The result for the enrichment of giant planets helps to distinguish core accretion and gravitational instability. In the simplest picture of core accretion where first a critical core forms and afterwards only gas is added, alpha=-1. If a core accretes all planetesimals inside the feeding zone, alpha=-2/3. The observational result lies between these values, pointing to core accretion as the formation mechanism.

研究の動機と目的

• 微粒子不透明度が系外惑星の形成および最終的な全組成に与える影響を評価すること。
• 合成集団で観測された惑星的性質を再現するためのISM微粒子不透明度の低減係数f_opaを補正すること。
• 観測された質量-半径関係およびガス巨大惑星の金属量増加が、コア降着や重力不安定性といった形成メカニズムを制約するかを検証すること。
• 不透明度の変動に対する惑星形成のタイムスケールおよび大気包の質量への感受性を特定すること。
• 理論的不透明度スケーリングを、惑星の金属量および半径分布に関する観測的制約と結びつけること。

提案手法

• MBPL10の微粒子進化モデルと一致するように、合成惑星形成タイムスケールに合わせて不透明度低減係数f_opaを補正した。
• 数値シミュレーションから導かれたpおよびbを用いて、半解析的解で惑星成長タイムスケールτ_g = 10^b * M^(-p)をモデル化した。
• f_opa値（0から1までの範囲）を変化させた合成惑星集団をシミュレートし、観測された質量-半径および金属量データと比較した。
• 観測された系外惑星の質量と半径から、内部構造モデルを用いて全組成を推定した。
• 観測された金属量増加Z_pl/Z_star ∝ (M/M_Jupiter)^αをフィットして、惑星質量依存性を特定した。
• 合成モデルから導かれたαおよびβパラメータを、観測された系外惑星集団から導かれたものと比較した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 低質量惑星の観測された質量-半径関係を最もよく再現する不透明度低減係数f_opaの値は何か？
• RQ2 合成惑星集団において、ガス巨大惑星の金属量増加（Z_pl/Z_star）は不透明度低減係数f_opaにどのように依存するか？
• RQ3 観測されたガス巨大惑星の金属量依存性（Z_pl/Z_star ∝ M^α）は、コア降着か重力不安定性のどちらの形成メカニズムを支持するか？
• RQ4 微粒子不透明度がISM値から顕著に低減されていなければ、スーパーリアおよびネプチュニアンの観測された半径分布は再現可能か？
• RQ5 観測された惑星組成および形成タイムスケールと整合性があると仮定した場合、原始惑星環における有効な微粒子不透明度はどの程度か？

主な発見

• f_opa = 1（完全なISM不透明度）では、合成されたスーパーリアおよびネプチュニアンの半径は観測値よりも小さく、H/He大気包の降着が不十分であることを示している。
• f_opa = 0.003では、合成惑星集団が低質量惑星の観測された質量-半径分布と一致しており、この不透明度レベルが物理的に妥当であることを示している。
• ガス巨大惑星の金属量増加はZ_pl/Z_star = β(M/M_Jupiter)^αに従い、合成モデルではすべてのf_opa値でα ≈ -0.7となる。これは観測値の-0.71 ± 0.10と一致する。
• 正規化パラメータβはf_opa = 1の8.5からf_opa = 0の3.5に低下するが、f_opa = 0.003では7.2となり、観測値の6.3 ± 1.0と一致する。
• 観測されたα ≈ -0.71は、理論的予測であるコア降着（α ≈ -1）と、小惑星供給を伴うハイブリッドコア降着（α ≈ -2/3）の間にある。これは、コア降着が主な形成メカニズムであることを支持する。
• 本研究は、原始惑星環における微粒子不透明度がISM値よりも顕著に低いことを観測的証拠で示しているが、κ_grの正確な値はさらなるモデリングなしには特定できない。