[論文レビュー] The outcome of protoplanetary dust growth: pebbles, boulders, or planetesimals? III. Sedimentation driven coagulation inside the snow-line

Andras Zsom, Chris W. Ormel+2 more|Max Planck Institute for Plasma Physics|Jul 26, 2011

Astrophysics and Star Formation Studies参考文献 50被引用数 42

ひとこと要約

本研究は、実験室で得られた衝突力学を用いたモンテカルロモデルを用いて、雪線内における原始惑星系円盤内の垂直的ダスト沈降および凝集を調査する。その結果、乱流（α ≈ 10⁻²）が、ミクロンサイズの粒子が円盤の大気に保持されるために不可欠であることが判明した。これは、SEDにおける10 μm特徴の説明となる。一方、現実的な接着、跳ね返り、破壊の挙動により、粒子成長はミリメートルからセンチメートルサイズに制限され、高乱流状態では効率的な微惑星形成が妨げられる。

ABSTRACT

We investigate dust growth due to settling in a 1D vertical column of a protoplanetary disk. It is known from the observed 10 micron feature in disk SEDs, that small micron-sized grains are present at the disk atmosphere throughout the lifetime of the disk. We hope to explain such questions as what process can keep the disk atmospheres dusty for the lifetime of the disk and how does the particle properties change as a function of height above the midplane. We use a Monte Carlo code to follow the mass and porosity evolution of the particles in time. The used collision model is based on laboratory experiments performed on dust aggregates. As the experiments cannot cover all possible collision scenarios, the largest uncertainty of our model is the necessary extrapolations we had to perform. We simultaneously solve for the particle growth and motion. Particles can move vertically due to settling and turbulent mixing. We assume that the vertical profile of the gas density is fixed in time and only the solid component evolves. We find that the used collision model strongly influences the masses and sizes of the particles. The laboratory experiment based collision model greatly reduces the particle sizes compared to models that assume sticking at all collision velocities. We find that a turbulence parameter of alpha = 10^-2 is needed to keep the dust atmospheres dusty, but such strong turbulence can produce only small particles at the midplane which is not favorable for planetesimal formation models. We also see that the particles are larger at the midplane and smaller at the upper layers of the disk. At 3-4 pressure scale heights micron-sized particles are produced. These particle sizes are needed to explain the 10 micron feature of disk SEDs. Turbulence may therefore help to keep small dust particles in the disk atmosphere.

研究の動機と目的

• 現実的な物理的条件下におけるダスト粒子の成長および垂直的沈降の仕組みを理解すること。
• 重力的沈降にもかかわらず、約10⁶年間にわたりミクロンサイズのダストが円盤大気に存在し続けるという長年の謎を解明すること。
• 乱流、多孔質性、衝突力学が粒子サイズ分布および中間面での成長に与える影響を特定すること。
• 沈降駆動型凝集が微惑星を生成できるか、それとも鉄くずや小惑星に制限されるかを評価すること。
• 粒子の性質（サイズ、質量、ストークス数）と観測可能な特徴（SEDにおける10 μmケイ酸特徴）との関連を明らかにすること。

提案手法

• 固定されたガス密度プロファイルと時間発展を示す固体成分を持つ1次元垂直断面モデルを用いる。
• 時間依存的な粒子成長、多孔質性の変化、垂直運動（沈降および乱流混合）をシミュレートするためのモンテカルロコードを採用する。
• 実験室で得られたダスト凝集体の衝突モデル（接着、跳ね返り、破壊の閾値を含む）を組み込む。
• 実験データ（例：跳ね返りダストケーキで約6）からの制約を受ける動的拡大パラメータを用いて粒子の多孔質性をモデル化する。
• αパラメータ（10⁻⁶から10⁻²の範囲）を変化させることで乱流強度を変えて、それがダストスケールヘイトおよび粒子サイズ分布に与える影響を評価する。
• 中間面および上層部に注目し、粒子質量、サイズ、ストークス数、垂直分布を高さおよび時間の関数として求める。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 現実的な衝突力学と乱流状態下で、円盤の中間面および大気中でどのような粒子サイズと質量が生成されるか？
• RQ2 乱流（α）が円盤内のダストの垂直分布および大気中でのミクロンサイズ粒子の生存にどのように影響するか？
• RQ3 多孔質性およびドラッグ法則の遷移（エプスタインからストークスへ）が、粒子成長およびレインアウトにどの程度影響を与えるか？
• RQ4 沈降駆動型凝集が微惑星を生成できるか、それとも鉄くずや小惑星に制限されるか？
• RQ5 ダストが沈降するにもかかわらず、なぜ円盤のSEDに持続的な10 μm特徴が現れるのか？上層部にミクロンサイズの粒子が保持される物理的条件は何か？

主な発見

• 観測と整合的であり、約10⁶年間にわたりダスト大気を維持するには、α ≈ 10⁻²の乱流が必要である。
• 3～4圧力スケールヘイトの位置で粒子サイズが約1ミクロンに達し、SEDの10 μm特徴を説明するのに必要な粒子サイズと一致する。
• 跳ね返りおよび破壊を含む現実的な衝突モデルでは、α = 10⁻⁴のとき最大粒子質量が10⁻² g（1 mm半径）に制限されるが、α = 10⁻²では10⁻⁷ g（100 μm）にまで低下する。
• ダストスケールヘイトは、α = 10⁻⁴のとき0.2 Hgから、α = 10⁻²のときほぼ1 Hgにまで増加し、混合が強くなることで中間面への蓄積が抑制されることを示している。
• 粒子サイズは高さとともに減少する：中間面では約100 μm、4圧力スケールヘイトでは約1～3 μmであり、上層部に小さな粒子が存在する理由が説明できる。
• 成長過程における最大の多孔質性拡大係数は最大で10⁴に達するが、モデルの最大の不確実性は実験データを超えて多孔質性の進化を外挿することにある。