[论文解读] Gaseous Planets, Protostars And Young Brown Dwarfs : Birth And Fate

G. Chabrier, I. Baraffe+4 more|arXiv (Cornell University)|Feb 13, 2006

Astrophysics and Star Formation Studies被引用 3

一句话总结

本文提出一个统一的理论框架，将核心吸积、行星迁移与盘面演化联系起来，以解决巨行星形成中的 timescale 问题，同时表明原恒星中的非球形吸积会导致球形模型中初始条件不准确。关键结果表明，由于初始条件的可变性，年轻行星的初始光度存在高度不确定性，且吸积中的棕矮星在赫罗图上显得更暗淡并呈散射分布，挑战了存在明确‘出生线’的概念。

ABSTRACT

We review recent theoretical progress aimed at understanding the formation and the early stages of evolution of giant planets, low-mass stars and brown dwarfs. Calculations coupling giant planet formation, within a modern version of the core accretion model, and subsequent evolution yield consistent determinations of the planet structure and evolution. Because of the uncertainties in the initial conditions, however, it is not possible to say whether young planets are faint or bright compared with low-mass young brown dwarfs. We review the effects of irradiation and evaporation on the evolution of short period planets and argue that substantial mass loss may have occurred for these objects. Concerning star formation, geometrical effects in protostar core collapse are examined by comparing 1D and 3D calculations. Spherical collapse is shown to overestimate the core inner density and temperature and thus to yield incorrect initial conditions for PMS or young brown dwarf evolution. Accretion is also shown to occur over a very limited fraction of the protostar surface. Accretion affects the evolution of young brown dwarfs and yields more compact structures for a given mass and age, thus fainter luminosities. This can lead to severe misinterpretations of the mass and/or age of young accreting objects from their location in the HR diagram. We argue that newborn stars and brown dwarfs should appear rapidly over an extended area in the HR diagram, depending on their accretion history, rather than on a well defined birth line. Finally, we suggest that the distinction between planets and brown dwarfs be based on an observational diagnostic, reflecting the different formation mechanisms between these two distinct populations, rather than on an arbitrary, confusing definition.

研究动机与目标

• 解决巨行星形成核心吸积模型中长期存在的 timescale 问题。
• 评估非球形吸积对原恒星核心坍缩及原主序演化初始条件的影响。
• 评估吸积如何影响年轻棕矮星与行星的光度及演化轨迹。
• 挑战传统以氘燃烧为依据的行星与棕矮星区分标准，并提出基于机制的替代方案。
• 提供基于形成机制与成分的观测诊断方法，以可靠地区分行星与棕矮星。

提出的方法

• 在原恒星星云中模拟行星形成，对核心吸积模型进行改进，纳入行星迁移与盘面演化。
• 对比一维球形与三维多维流体动力学模拟，评估几何效应。
• 采用时变、多区域模型，计算盘面消散后年轻行星与棕矮星的热力与结构演化。
• 纳入辐射照射与蒸发效应，模拟短周期行星的大气质量损失。
• 分析吸积历史对年轻天体半径、光度与赫罗图位置的影响。
• 提出基于机械（质量-半径）与光谱特征的观测诊断方法，反映形成机制的差异。

实验结果

研究问题

• RQ1 在核心吸积模型中引入迁移与盘面演化，能否解决巨行星形成的 timescale 问题？
• RQ2 非球形吸积与三维坍缩动力学如何影响前星核的初始密度、温度与结构？
• RQ3 与非吸积模型相比，吸积在多大程度上改变了年轻棕矮星的光度与演化轨迹？
• RQ4 为何传统的以氘燃烧为界限的行星与棕矮星区分标准已不再具有物理意义？
• RQ5 基于形成机制而非质量本身，哪些观测诊断可可靠地区分行星与棕矮星？

主要发现

• 在核心吸积模型中引入迁移与盘面演化可缩短气体吸积阶段，从而解决巨行星形成的长期 timescale 问题。
• 初始条件的不确定性——尤其是初始半径——导致年轻1 M_Jup行星的初始光度存在约100倍的不确定性，使其无法判断其是明亮还是暗淡。
• 三维模拟显示，球形坍缩会高估核心内部密度与温度，从而为原主序演化提供错误的初始条件。
• 非球形吸积仅覆盖原恒星表面的有限部分，使大部分表面可自由辐射，导致核心比球形模型更冷、更延展。
• 与相同质量与年龄的非吸积对应物相比，吸积中的年轻棕矮星更紧凑、更暗淡，这可能导致基于赫罗图位置的年龄与质量估算出现显著误差。
• 由于吸积历史的可变性，年轻恒星与棕矮星在赫罗图中并不遵循明确的‘出生线’，而是散布于一个广阔区域，挑战了标准质量-年龄校准的有效性。