[论文解读] Planet formation inside proto-giants: First 3D simulations

Sergei Nayakshin|arXiv (Cornell University)|Aug 15, 2018

Astrophysics and Star Formation Studies参考文献 1被引用 3

一句话总结

本研究首次对原行星盘中引力不稳定的气态团块内的星子动力学进行了三维模拟，表明尘埃介导的瑞利-泰勒不稳定性可迅速将星子向内输送，使沉淀速度加快达两个数量级。模拟结果表明，即使毫米级星子也能在数百年的时标内形成固态行星核心，具体取决于团块的温度和成分，支持引力不稳定性作为形成从亚地球质量到海王星级质量的岩石核心或气态巨行星（具有固态或模糊核心）的可行途径。

ABSTRACT

Numerical simulations of pebble dynamics inside gas clumps formed by gravitational instability of protoplanetary discs are presented. We find that dust-mediated Rayleigh-Taylor instabilities transport pebbles inward rapidly via dense metal-rich "fingers". This speeds up sedimentation of small pebbles by up to two orders of magnitude and yet does not impede grain growth because grains of all sizes sediment at the same collective speed as long as Stokes number is less than unity. In simulations with a fixed pebble size, solid planetary cores form if pebble size exceeds a few cm. Pebble growth leads to core formation in some hundreds of years even when pebbles injected into clumps are of mm or smaller sizes. Properties of the gas clump dictate what kind of cores can be made. Low central temperature clumps allow formation of solid cores out of refractory materials, whereas in the highest temperature clumps pebbles of any composition are vaporised and make fuzzy cores only. These results confirm that gravitational instability of protoplanetary discs is a robust mechanism of hatching cores from sub-Earth to Neptune mass, as well as gas giants with massive cores, solid or fuzzy. This mode of planet formation is especially promising for environs too young and distant (such as the ALMA-observed HL Tau disc) or too violent (such as circum-binary planets) to form via the Core Accretion scenarios.

研究动机与目标

• 研究从原行星盘中吸积的星子如何在由盘碎片形成自引力气体团块内沉淀和增长。
• 确定在核心吸积失效的现实条件下，引力不稳定性是否能高效形成行星核心。
• 评估尘埃介导的瑞利-泰勒不稳定性相较于一维模型在多大程度上可缩短核心形成时标。
• 评估团块温度、星子尺寸和成分对核心形成结果（包括固态与模糊核心）的影响。

提出的方法

• 对初始质量为3 M_J、中心温度为300 K的孤立多物态气体团块中气体与尘埃耦合的三维流体动力学模拟。
• 采用埃普斯坦阻力定律模拟气体与星子颗粒之间的气动摩擦，所有颗粒的斯托克斯数均小于1。
• 通过数值建模富含金属的高密度指状结构，引入尘埃瑞利-泰勒不稳定性，实现星子的快速向内输运。
• 在高金属度中心区域模拟颗粒的生长与破碎，假设处于碰撞平衡状态。
• 固定星子尺寸以隔离沉淀动力学，随后进行可变星子尺寸及非球形初始条件的模拟。
• 将结果与一维模型及观测约束（包括HL Tau的ALMA观测和朱诺号对木星核心的数据）进行比较。

实验结果

研究问题

• RQ1 与标准一维模型相比，尘埃介导的瑞利-泰勒不稳定性是否能显著加速原巨行星团块中的星子沉淀？
• RQ2 在中心温度不同的团块中，实现高效核心形成所需的最小星子尺寸是多少？
• RQ3 在具有湍流混合与不稳定的三维环境中，毫米级星子形成固态行星核心的速度有多快？
• RQ4 团块金属度与温度在多大程度上决定形成的是固态核心还是模糊核心？
• RQ5 原行星盘的引力不稳定性是否能足够快地形成核心，以解释年轻、遥远或联星系系外行星的形成？

主要发现

• 尘埃介导的瑞利-泰勒不稳定性使星子向内输送速度比一维模型快达两个数量级，从而实现快速核心形成。
• 只要斯托克斯数保持在1以下，星子沉淀速度与颗粒尺寸无关，允许不同尺寸颗粒的集体向内运动。
• 若星子尺寸超过数厘米，即使在低金属度团块中，固态行星核心也能在数百年的时标内形成。
• 即使毫米级星子也能在数百年内形成核心，这是由于不稳定性带来的高效向内输运，而不仅仅是尺寸依赖的沉降。
• 在中心温度高于约1500 K的团块中，星子被汽化，导致形成模糊核心而非固态核心。
• 模拟结果表明，引力不稳定性可在核心吸积难以发生的环境（如HL Tau盘或联星系统）中形成核心，支持其作为快速核心形成机制的可行性。