[论文解读] Planetesimal formation at the gas pressure bump following a migrating planet I. Basic characteristics of the new formation model

Yuhito Shibaike, Y. Alibert|arXiv (Cornell University)|Oct 20, 2020

Astrophysics and Star Formation Studies参考文献 42被引用 4

一句话总结

本文提出了一种原行星盘中星子形成的新型机制，即通过迁移的第一代行星引发的气体压力峰触发曳流不稳定性，从而形成星子。随着行星向内迁移，压力峰及其关联的星子形成区域扩展至广阔的径向区域，实现星子的广泛分布——这对群体合成模型至关重要。

ABSTRACT

To avoid known difficulties in planetesimal formation such as the drift or fragmentation barriers, many scenarios have been proposed. However, in these scenarios, planetesimals form in general only at some specific locations in protoplanetary discs. On the other hand, it is generally assumed in planet formation models and population synthesis models, that planetesimals are broadly distributed in the protoplanetary disc. Here we propose a new scenario in which planetesimals can form in broad areas of the discs. Planetesimals form at the gas pressure bump formed by a first-generation planet (e.g. formed by pebble accretion) and the formation region spreads inward in the disc as the planet migrates. We use a simple 1D Lagrangian particle model to calculate the radial distribution of pebbles in the gas disc perturbed by a migrating embedded planet. We consider that planetesimals form by streaming instability at the points where the pebble-to-gas density ratio on the mid-plane becomes larger than unity. We also study the effect of some key parameters like the ones of the gas disc model, the pebble mass flux, the migration speed of the planet, and the strength of turbulence. We find that planetesimals form in wide areas of the discs provided the flux of pebbles is typical and the turbulence is not too strong. The planetesimal surface density depends on the pebble mass flux and the migration speed of the planet. The total mass of the planetesimals and the orbital position of the formation area depend strongly on the pebble mass flux. We also find that the profile of the planetesimal surface density and its slope can be estimated by very simple equations. We show that our new scenario can explain the formation of planetesimals in broad areas. The simple estimates we provide for the planetesimal surface density profile can be used as initial conditions for population synthesis models.

研究动机与目标

• 解决现有星子形成模型局限于原行星盘特定位置的局限性。
• 通过在气体压力峰处局部聚集颗粒物，克服经典星子形成中的漂移与碎裂障碍。
• 解释星子如何在盘中广泛、连续的区域形成，与群体合成模型的假设一致。
• 提出一个物理解释机制，将星子形成与第一代行星的迁移联系起来。
• 为群体合成模型提供星子表面密度分布的简单解析估算，作为初始条件。

提出的方法

• 使用一维拉格朗日超粒子模型，模拟被迁移的嵌入行星扰动的气体盘中的径向颗粒物分布。
• 在中平面颗粒物与气体密度比超过1的位置，通过曳流不稳定性模拟星子形成。
• 固定颗粒物斯托克斯数和行星质量，以隔离新形成机制的基本特征。
• 变化关键参数：气体盘表面密度分布（p）、温度分布（q）、颗粒物质量流量（$\dot{M}_{\rm peb}$）、迁移速度（I型或II型）、湍流强度。
• 应用固体质量守恒，推导星子表面密度的简单解析估算：$\Sigma_{\rm pl} \propto \dot{M}_{\rm peb} / v_{\rm mig}$。
• 将数值结果与解析预测进行比较，以验证模型并评估参数依赖性。

实验结果

研究问题

• RQ1 星子是否可以在原行星盘的广阔径向区域形成，而非局限于特定位置？
• RQ2 第一代行星的迁移如何影响已形成星子的空间分布和总质量？
• RQ3 星子表面密度对颗粒物质量流量、迁移速度和盘参数的依赖关系如何？
• RQ4 行星的I型与II型迁移如何影响星子的径向范围和表面密度分布？
• RQ5 简单的解析方程能否准确预测星子表面密度分布及其斜率？

主要发现

• 当颗粒物通量典型且湍流不强时，由于压力峰向内迁移，星子在盘的广阔区域形成。
• 星子表面密度与颗粒物质量流量成正比，与行星迁移速度成反比，符合解析估算 $\Sigma_{\rm pl} \propto \dot{M}_{\rm peb} / v_{\rm mig}$。
• 星子表面密度分布的斜率为 $p - q - 1.5$，其中 $-p$ 和 $-q$ 分别为气体表面密度和温度分布的幂律指数。
• 该斜率与迁移类型（I型或II型）无关，尽管由于迁移速度不同，总质量和径向范围存在差异。
• 采用II型迁移（速度较慢）时，星子表面密度更高，径向分布更广，相较于I型迁移。
• 在低颗粒物通量或高密度盘的情况下，星子表面密度超过解析估算，这是由于颗粒物在转化为星子前发生累积。