[论文解读] Rapid formation of Gas Giant Planets via Collisional Coagulation from Dust Grains to Planetary Cores

Hiroshi Kobayashi, Hidekazu Tanaka|arXiv (Cornell University)|Oct 3, 2021

Astrophysics and Star Formation Studies参考文献 70被引用 39

一句话总结

该论文提出了一种从尘埃颗粒到行星核心的统一碰撞凝聚模型，表明外盘中的漂移 Pebbles 成长为小行星带，抑制径向漂移，并通过小行星吸积实现快速核心形成。该模型在 0.2–0.4 百万年内实现质量核心增长（10 M⊕）——早于 I 型迁移破坏核心之前——解释了在典型原行星盘中 2–7 au 处气态巨行星的形成。

ABSTRACT

Gas-giant planets, such as Jupiter, Saturn and massive exoplanets, were formed via the gas accretion onto the solid cores each with a mass of roughly ten Earth masses. However, rapid radial migration due to disk-planet interaction prevents the formation of such massive cores via planetesimal accretion. Comparably rapid core growth via pebble accretion requires very massive protoplanetary disks because most pebbles fall into the central star. Although planetesimal formation, planetary migration, and gas-giant core formation have been studied with much effort, the full evolution path from dust to planets are still uncertain. Here we report the result of full simulations for collisional evolution from dust to planets in a whole disk. Dust growth with realistic porosity allows the formation of icy planetesimals in the inner disk (> 10 au), while pebbles formed in the outer disk drift to the inner disk and there grow to planetesimals. The growth of those pebbles to planetesimals suppresses their radial drift and supplies small planetesimals sustainably in the vicinity of cores. This enables rapid formation of sufficiently massive planetary cores within 0.2-0.4 million years, prior to the planetary migration. Our models shows first gas giants form at 2-7 au in rather common protoplanetary disks, in agreement with the exoplanet and solar systems.

研究动机与目标

• 为解决原行星盘中核心形成 timescale 问题，即标准小行星吸积过慢，而 Pebble 吸积需要罕见的高质量盘。
• 研究外盘中 Pebbles 碰撞凝聚成小行星是否能实现内盘中持续、快速的核心增长。
• 确定该机制是否能在盘的寿命内且在 I 型迁移摧毁核心前形成质量核心（10 M⊕）。
• 通过从尘埃到行星的全盘物理一致模拟，解释太阳系和系外行星系统中气态巨行星轨道位置（2–7 au）的观测结果。
• 量化通过 Pebble 吸积成功形成气态巨行星核心所需的最小盘质量，解决当前模型中盘稀少的问题。

提出的方法

• 开发了全盘多尺度模拟（Dust-to-Planet Simulation, DTPS），追踪从尘埃颗粒到小行星和行星核心的碰撞演化。
• 纳入了真实的尘埃聚集体孔隙率和体积累积密度演化，使内盘（≤10 au）中的 Pebbles 成长为冰质多孔小行星。
• 模拟了 Pebbles 从外盘（形成处）向内盘的径向漂移，其在内盘成长为小行星，降低漂移速度，从而实现对核心的持续供给。
• 采用混合吸积模型，结合小行星吸积（针对 1–10 km 天体）和 Pebble 吸积（针对亚公里天体），并考虑引力聚焦和大气阻力效应。
• 应用详细的碰撞概率模型（Inaba et al. 2001；Ormel & Kobayashi 2012），考虑相对速度、Stokes 数和气体阻力，包括碰撞阻尼与激发效应。
• 模拟轨道演化时引入 I 型迁移，采用表面密度 Σg ∝ r⁻¹、Σs ∝ r⁻¹ 和温度 T ∝ r⁻¹/² 的盘模型，与观测盘及雪线外的 MMSN 一致。

实验结果

研究问题

• RQ1 Pebbles 在外盘中的漂移与碰撞凝聚是否能实现对内盘中形成核心的持续小行星输送？
• RQ2 当小行星由漂移 Pebbles 供给时，通过小行星吸积实现的核心增长最大 timescale 是多少？
• RQ3 在典型盘寿命（~1 Myr）内，该机制是否能在 I 型迁移摧毁核心前形成质量核心（10 M⊕）？
• RQ4 通过 Pebble 吸积成功形成气态巨行星核心所需的最小盘质量是多少？在常见原行星盘中是否可行？
• RQ5 为何气态巨行星在太阳系和系外行星系统中均形成于 2–7 au？该机制能否解释这一现象？

主要发现

• 在外盘（>~10 au）形成的 Pebbles 向内漂移，并通过碰撞凝聚成长为小行星，抑制其径向漂移，从而实现对核心的持续输送。
• 在内盘（≤10 au）中，Pebbles 成长为小行星，持续供给 1–10 km 天体，使通过小行星吸积实现快速核心增长成为可能。
• 质量核心（10 M⊕）在 0.2–0.4 百万年内形成——远在盘寿命内且早于 I 型迁移破坏核心之前——从而实现气体吸积。
• 该模型成功再现了太阳系和系外行星系统中气态巨行星在 2–7 au 处的观测形成位置。
• 通过 Pebble 吸积形成核心所需的盘质量在常见原行星盘中可行（固体质量 ≈220 M⊕），解决了先前模型中盘稀少的问题。
• 该机制具有鲁棒性：即使 Pebble 吸积效率较低（ε ≈ 0.1），由漂移 Pebbles 持续供给的小行星仍能实现与迁移 timescale 相当的核心增长。