原始惑星系円盤の形成と特性を決定するものは何ですか？

原始惑星系円盤て質量だけで決まるのかと思ったらコアの磁気と降着率とかも関係する。以下、機械翻訳。
原始惑星系円盤の形成と特性を決定するものは何ですか？
（2020年1月1日に提出）
惑星は原始惑星系円盤に形成されます。それらの質量、分布、軌道は、原始惑星系円盤の構造に敏感に依存しています。しかし、質量、半径、降着率に関してディスクの初期構造を設定するものはまだ不明です。適応型メッシュ改良コードRamsesを使用して、非理想的なMHD数値シミュレーションを実行します。ラムセスは、崩壊、1つの太陽質量、円盤形成、および初期、最大100キロまでの進化を研究し、数値解像度の影響に大きな注意を払いますおよび付加スキーム。中央の物体の質量は、シンク粒子への解像度や降着スキーム、ディスクの質量、さらにはその程度の大きさなどの数値パラメーターにほとんど依存しませんが、降着スキームに大きく依存することがわかりました。私たちは、それ自体が解像度に依存することを発見しました。これは、星への付着とディスクを介した付着が大きく分離されていることを意味します。初期条件の比較的大きな領域（低磁化の場合を除く）では、ディスクの特性があまり大きく変化しないことがわかりました。特に、コアが十分に磁化されていれば、初期回転のレベルと乱流の両方がディスクの特性に影響しません。短い緩和段階の後、ディスクは静止状態に落ち着きます。その後、サイズは徐々に大きくなりますが、質量は大きくなりません。ディスク自体は弱く磁化されていますが、その周囲は反対に高度に磁化されています。我々の結果は、円盤の性質が内部境界条件、すなわち中心物体への付加スキームに直接依存することを示しており、最終的には円盤の質量は小規模の付加プロセスによって制御されることを示唆している。おそらくスターディスクの相互作用。両極性拡散とその有意な抵抗率のため、ディスクの多様性は制限されたままであり、低磁化を除いて、それらの特性は（短縮されます）。
図1.いくつかのスナップショットと2つのスケールでの実行R2のカラム密度。 左：ボックスの長さは約100 AU、右：ボックスの長さは約500 AUです


図2.時間の関数としての実行R2のディスクのグローバルプロパティ。 上
パネル：ディスクの質量（黒い線）と赤い線（シンクの質量）。 2番目のパネル：
ディスク半径（最大半径：黒線、平均半径：青線、参照
セクション2.3）。 3番目のパネル：ディスク内の平均ガス密度。 第4
パネル：ディスクの平均磁気強度。


図3.ディスクと周囲のエンベロープの放射状構造。 左上の行：半径の関数としての実行R2のディスクの平均列密度。
2番目の左パネル：ディスクの平均密度と半径。 3番目と4番目の左パネル：さまざまな速度とディスク赤道面内の半径。 上
右側のパネル：βmag= Ptherm / Pmagは、R2のいくつかのタイムステップでのディスク内の半径の関数です。 2番目、3番目、4番目の右パネルの表示
3つのスナップショットの場合、半径の関数としての平均半径、軸、およびトロイダル磁場。 早い時期に見られるように、軸フィールド、Bz、
支配的な成分であり、後にトロイダル場が支配します。

6.結論
この論文では、非理想的なMHDが動作する磁化された高密度コアの崩壊、すなわち両極の崩壊を記述することを目的とした2つの数値シミュレーションのシリーズを提示しました
拡散。最初の一連の実行では、数値分解能や
粒子付着スキームをシンクします。第二シリーズの目標　実行は、ディスク上の初期条件の影響を理解することです
プロパティ。特に、初期磁気強度を変化させ、回転速度、に対するフィールドの傾き　回転軸と乱流のレベル。
中央の物体の質量は数値スキームに影響されないが、逆にディスクの質量は
シンク粒子への降着スキームに大きく依存します。基本的に所定の空間解像度で、ディスク密度
naccが増加すると、それを超えるとシンクが増加します。これは特に、ディスクの質量が増加することを意味します。
nacc。 naccの指定された値に対して、ディスクの質量は解像度が上がります。これは、シンクパーティクルが
内側の境界と重要なのは、これに課される密度です
境界。現実には、小規模な降着、おそらくは星とディスクの相互作用が一緒になって決定することを提案します
ディスク輸送特性、ディスク密度プロファイル、したがって、その質量分布。初期条件の大規模なセットを探索すると、
最も重要なパラメータは、特に磁気強度です　それが小さくなると、すなわちµ−1 <0.1。ディスク半径はµとともに増加します。 µの場合
−1 <0.07、ディスクが見つかりました
フラグメント、バイナリにつながります。より大きな磁化の場合μ−1> 0.15では、ディスクの特性は大きく変化しません。沿って
回転速度をβrot= 0.01からβrot= 0.04に変更すると、
少なくともこのパラメータの範囲では、変更しないことがわかりました　たとえば、ディスクのサイズがかなり大きくなります。この理由
やや反直感的な結果は、磁気ブレーキが本当に
また、ディスク形成のプロセスとより多くの回転を制御します
より大きなトロイダル磁場とより多くのブレーキングにつながります。回転軸と磁場方向のずれが見つかりました
フィールドがかなり大きいときに小さな役割を演じる（µ−1 = 0.3）がフィールドが弱い場合に大きな影響を与えます（µ−1 = 0.1）ここで
半径が約100 AUの大きなディスクの場合。最後に、乱流を含む2つのランは、ほぼディスクです
乱流のない状態で形成されたディスクと同一。
私たちは、ディスクの物理的特性、特にその質量は、大部分がローカルによって決定されると結論付けます
物理的なプロセス、つまり崩壊、磁気ブレーキ、磁場拡散、および内部境界条件
スターディスクの相互作用によって決定される可能性があります。ときだけ
磁場は比較的弱い、すなわちμ−1 <0.15、次のことがわかります　結果として生じるディスクは、著しく異なる特性を示します。
シミュレーションで形成される標準ディスクには、約10-2 M（これは中央シンクへの降着条件に依存します）、半径20-30 AU、弱
内側の部分で磁化され（βmag> 100）、外側の部分で強く磁化されます（βmag<0.1）。後で、封筒として
消え、ディスクの内側の部分はほとんど変わりません
ディスクが発展するにつれて、外部部品によって。それが特徴です
より弱いβmagと硬い密度プロファイル（我々はそれを広く∝ r−4）。
謝辞。匿名の審判に詳細かつ有用な情報を提供してくれたことに感謝します。
論文を改善した報告書。この作業は、GENCIが行った割り当てx2014047023の下でCINESおよびCCRTのHPCリソースへのアクセスを許可されました。
（Grand Equipement National de Calcul Intensif）。この研究は受けました
欧州共同体の下での欧州研究評議会からの資金提供
第7フレームワークプログラム（FP7 / 2007-2013助成金契約番号306483）。
Y.-N. LeeはUnivEarthS Labexプログラムの財政的支援を認めます
ソルボンヌパリシテ（ANR-10-LABX-0023およびANR-11-IDEX-0005-02）。私達
プログラムNational de physique stellaire、プログラムNational deに感謝
プラネトロジーとプログラムナショナルデフィジケトアンドチミーデュミリューインターステラールのサポート。