この研究では太陽程度の恒星の周辺に出来る原始惑星系円盤の中では月質量の原始惑星が20～80倍地球質量の惑星に成長するのに100万年掛からない。スノーラインの外側だから水氷だけでなくドライアイスも積み上げられる。以下、機械翻訳。
小石フラックスが減少すると原始惑星系円盤における広軌道巨大惑星の形成
概要
遠方にある原始惑星の存在は、原始惑星系円盤で観測された塵放出のギャップを説明できる可能性がある。 ここで小説を導き出します
半径方向のドリフトの結果として、原始惑星系円盤を通る小石束の時間的減衰を説明するための解析モデル。 これにより、
私たちは、円盤の寿命を通じて遠く離れた原始惑星の成長と移動を調査します。 私たちは、初期に形成された月質量原始惑星は、100万年以内に約20 から80M⊕ の小石分離質量まで成長できることを発見しました。
太陽に似た星の周りの20から80天文単位の領域。 小石の付着後のガス付着の初期段階でのその後の高速移動
停止にもかかわらず、これらの巨大な惑星は 10 天文単位未満の最終軌道に運ばれます。 ただし、私たちの小石減衰モデルでは、以下を含めることができます。
小石のフラックスが大幅に減衰した後、小石の付着からガスの付着への移行を引き起こす可能性がある新しい経路。
この小石崩壊経路により、我々は 10 天文単位を超えても巨大ガス惑星を形成することが可能であることを示した。 このような広い軌道の発生
巨大ガス惑星の核は、小石のフラックスが減衰する前にガスを降着させるのに十分な質量に達する必要があるため、比較的低い位置にあるはずです。
過度の移住を避けること。 これらの巨大ガス惑星は小石孤立塊に達しないため、その重元素含有量は通常、
10M⊕未満。 私たちの結果は、原始惑星系円盤で観察されたギャップは、地球に到達した遠方の原始惑星によって引き起こされた可能性があることを示唆しています。
PDS 70 b や c などの広い軌道にある巨大ガス惑星は、崩壊後にガスを降着させました。
小石フラックスの中で。
キーワード。 降着、降着円盤 – 原始惑星系円盤 – 惑星と衛星: 一般 – 惑星と衛星: 形成 –惑星と衛星: ガス惑星
1. はじめに
原始惑星系円盤は惑星の誕生の場所です。 これらの円盤の空間的に分解された観測は、解明される可能性を秘めています。
惑星形成を支配する物理的プロセス (Bae et al. 2022 による包括的なレビューを参照)。 アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ (ALMA) は、
この領域は、次のような現象を示す多数の原始惑星系円盤を検出することによって検出されます。
ギャップ、リング、スパイラル、キャビティなどの下部構造（例、Andraws et al. 2018; Zhang et al. 2018; Long et al. 2018）。 その間
これらの下部構造の起源は依然として謎に包まれていますが、
おそらく惑星と円盤の相互作用の結果であることが明らかになり、
隠された惑星の存在 (例: Lin & Papaloizou 1986;
クリダら。 2006年; ピニラら。 2012）。 これらの仮説上の惑星は、円盤内の周囲のガスを乱すためにかなりの質量 (≳ 10 M⊕) を持っている必要があります。
観測された観測結果と一致して、長距離 (> 10 天文単位) を周回しています。
下部構造の位置 (Lodato et al. 2019 の図 1 を参照)
およびその中の参考文献)。 さらに、いくつかの観察により、100 万年未満のディスクにギャップが存在する (例: Sheehan & アイズナー 2018)。
もしこれらのギャップが本当に重力の結果であるなら、埋め込まれた原始惑星の影響を考えると、大規模な原始惑星の形成が地球の初期段階で起こることを示唆しています。
ディスクの進化。という考えを裏付ける強力な証拠がすでにあります。
原始惑星の存在により、いくつかの下部構造が形成されました。 PDS70 では、巨大惑星 PDS70 b と c がそれぞれ ～22天文単位と ～35天文単位で周回する空洞内で検出されました (Keppler et al. 2018; Haffert et al. 2019)。 もう一つ最近の証拠は惑星ABによって励起された螺旋から来ています
Aur b は中心星から約 93 天文単位の距離にある (Currie et al. 2022)。 これら検出は、検出されたすべての部分構造が必ず存在する必要があることを意味するものではありません。
惑星の存在のせいで。 ただし、勉強は必要です
広い軌道での惑星形成はどのくらい一般的か、そしてそれが可能かどうか
また、基礎構造の起源を統計的に説明します。
原始惑星の直接的な証拠は見つかっていない。 現在までに、
初期に形成された遠く離れた大規模な惑星の形成メカニズムはまだ未解決の問題です。
古典的な図では、巨大ガス惑星の核は次のように形成されます。
その付近から微惑星が降着 (ウェザリル & スチュワート)1989年; 小久保＆井田 1996; オーメルら。 2010)、その後、円盤の分散の前にガス状のエンベロープが付着します (Safronov 1972; Pollack et al. 1996)。数百万年 (Haisch et al. 2001; Soderblom et al. 2014;ティコニエツら。 2020年）。 それにもかかわらず、巨大ガス惑星の形成
微惑星主導のシナリオによる外側領域のコアは、
長い形成時間によって妨げられる（例えば、Thommes et al. 2003;アイダとリン、2004年。 ビッチら。
2015年; ヨハンセン＆ビッチ 2019;ロレクとヨハンセン、2022)。 計画小石付加に関するこの制限を考慮して、小石付加と呼ばれる新しいパラダイムが考案されました。
成長率を高めるメカニズムを提案するよう促された
惑星の形成に関する研究 (Ormel & Klahr 2010; Lambrechts & Jo hansen 2012; Johansen & Lambrechts 2017)。 小石の付着
小石（ ～mm/cm サイズの粒子）がディスクの外側から中心に向かって放射状に移動するため、より速い成長が可能になります。
継続的に降着帯を補充します。 しかも、ガスは原始惑星の近くでは、水を排出する抗力が働きます。
小石からの運動エネルギー。 しかし、そのような抗力はそうではありません。
100キロメートルの大きさの惑星の降着速度を高めるのに十分です。
小石の付着は期待されるメカニズムであるが、急速な核形成、広軌道惑星の形成はまだ続く
限られた質量貯留層 (Ormel 2017) などの課題に直面しています。
惑星の移動と原始惑星、中央への内部移動を引き起こす (Ward 1997; Johansen et al. 2019)。 後者は、ガス間の重力相互作用によって起こります。
星。 実際、その移行は十分に迅速であるため、広い軌道での巨大ガス惑星の保持 (Coleman & Nelson 2014)。
したがって、可能性のある特性を特定する必要があります。
小石の降着を介して遠方の惑星の形成につながります。
広軌道惑星形成に関する最近の研究では、圧力バンプまたはリングのアイデア。 これらは防止するだけでなく、
惑星の移動が速すぎるのを防ぐだけでなく、十分な固体も蓄積する
成長に向けた積み上げ（例: Morbidelli 2020; Chambers 2021;Jiang & Ormel 2023)。 ただし、以前に議論したように、円盤で観察される部分構造は他の惑星によって引き起こされた可能性があります。 で
したがって、この作業では、最も初期の形成に焦点を当てます。
惑星を考え、単調な圧力プロファイルを持つ円盤を考えます。 私たちは
に位置する個々の原始惑星の進化を分析します。
外側領域の初期質量は M0 = 0.01 M⊕ です。 これらの体の栄養源は、生物の枯渇によって制限されます。
小石貯水池。 細かい数値計算をしても
固体の進化を推定するために実装されています（例：ブラウアーら。 2008年; バーンスティールら。 2010年、2012年。 Stammler & Birn stiel 2022)、これらのシミュレーションの計算コストにより、小石の磁束減衰を考慮しながら原始惑星の進化を共同研究することは困難な課題である。 扱っている作家もいます
この問題は、小さな小石を使用し、それによって固体と気体の密接に結合した進化を仮定することによって解決されました（例: Liu et al.2019年; ヨハンセンら。 2019) などはフラックスを自由パラメーター (例: Bitsch et al. 2019; Lambrechts et al. 2019;荻原＆堀 2020）。
この研究では、粘性ガス中で放射状のドリフトを受ける小石の質量保存方程式の正確な解である新しい解析式を提示します。
ディスク。 Appelgren らが (同様に) 行った、より複雑な計算解析に対してこの式を検証します。
（2023年）。 新しい分析モデルにより、新しい問題を探ることができます。
ガス降着の経路。小石の降着率が大幅に低下すると、原始惑星が降着し始める可能性があります。
コアに必要な従来の経路に加えて、小石分離塊に達します (Lambrechts et al. 2014)。 狙い
この研究の目的は、新しいペブルフラックスモデルを提示し、それを実装して遠方のコアと巨大ガス惑星の形成を研究することです。
この作品は次のように構成されています。 2 外側領域の小石付着モデルを導入します。
新しい分析モデルの導出を含めます。
小石フラックス (セクション 2.3); 次はセクションです。 3、一番遠いところを表示します
さまざまなディスクモデルでコアが形成される可能性があり、それらをリンクします
原始惑星系円盤で観察されるギャップ。 次に、セクションで。 4、私たちは
シンプルなガス付着処方と新しい経路が含まれています
ガス付着に。 さらに、遠方のガスの付着を説明するには、小石の減少を考慮することの重要性を強調します。
軌道。 我々の調査結果の意味と限界については、セクション 2 で説明します。 5. 最後に、セクション 6 の作業を要約します。
図1. 原始惑星系円盤の外側領域のガス構造
初期ディスク サイズが 1 の基準モデルについて、さまざまな時点で
R1 = 100 AU、初期質量は 0.17 M⊙。 上: ガス表面密度
式からのプロファイル (1)。 下: 方程式からの半径方向のガス流束 (8)。 点は、時間の経過とともにガスが外側に移動する位置を示しています。
図 2. 原始惑星系円盤全体の固体成長を制限する障壁
私たちの基準モデルの場合。 上: 断片化によって制限されるストークス数
式から (15)、緑色の線で示され、半径方向のドリフトによって制限されます。
式から (16)、青い線で示されます。 赤い一点鎖線
定数 Stχ ≡ St · χ を設定した場合の初期 St を示します (セクション 2.3 を参照)。
下:式1からの各成長障壁の初期粒子サイズ。 (14) は破線で示されており、それに到達するまでの成長タイムスケール
式からの対応するサイズ (17) 実線で示す。 灰色の点線は、次のように設定された R1 = 100 AU でのラジアルドリフト St ≈ 0.03 および τg ≈ 0.2 Myr を示します。
図 3. 破線で示された定数 St (式 32) および定数 Stχ に基づく金属性 Z の分析式の展開
(式 36)、実線で示されます。 両方のモデルに、0.2 Myr で初期条件 Z0 = 0.01 を適用するため、最初の線は重なり合います。 その後、金属度が約 1 Myr で約 10% に低下するまで、
どちらの式も同様の進化をもたらします。 ただし、次の Myrs では St が一定の場合、金属量はより速く減少します。 雇用された
基準値を表 1 に示します。
図 4. 解析モデル (実線) と Appelgren らの数値シミュレーションとの比較。 (2023) (破線) at
異なる時間。 Z0 = 0.008 および M˙ と仮定します。
シミュレーションと一致させるために g,0 = 6 × 10^−8 M⊙、3 つの解析式では St = 0.03 です。 左：
金属量が一定であると仮定すると、Z(r, t) = Z0 は、ディスクの寿命にわたる小石束を大幅に過大評価します。 中央: 定数 Stχ を仮定
(式 32 を参照) は、小石フラックスの全体的な挙動と比較的よく一致します。 右: 定数 St を仮定すると、正確な説明が得られます。
最初の ～1 Myr では、St の値が成長タイムスケール (図 2 を参照) によって制限されるため、遅い時間ではフラックスが大幅に過小評価されます (図 2 を参照)。
シミュレーションでは外側のディスク。
図5 50天文単位と100天文単位を横断する漂流小石の累積質量
さまざまな分析モデルおよび数値による
Appelgrenらのシミュレーション。 （2023年）。 示されている解析モデルでは
ここでは、小石が完成まで成長し、開始したと仮定します。
t0 = 0.2 Myr でドリフトし、初期金属度は Z0 = 0.008 であることがわかります。 一定の Z を時間の経過とともに合計すると (青い線)、
シミュレーションと比較した交差質量 (黒線)。 対照的に、
新しい解析モデルからの累積質量 (赤と黄色)
行）は、シミュレートされたケースに近づきます。 50 AU では、これらの解析モデルからの累積質量がわずかに過小評価されていることに注意してください。
シミュレートされたケースと比較すると、Z0(50 AU) > 0.008 のため、
シミュレーション。
図 6. 原始惑星への小石の初期降着速度と関数
その位置と質量。 3D 付加と 2D 付加の分離
体制、およびボンディ体制とヒル体制の間が示されています。 外側では
地域では、3D/2D および Bondi/Hill 体制を考慮する必要があります。 雇用された
基準値を表 1 に示します。
6. まとめ
この論文では、小石フラックスの時間減衰を記述する新しい解析式の発見について報告します。 まず私たちが
金属性の進化の 2 つの分析形式を導き出しました。
式で提供されます。 (32) または (36) は、それぞれ、小石のストークス数 St または Stχ ≡ St · χ (χ は対数ガス圧力勾配) は時間的にも一定です。
空間。 これが最もよく一致するため、定数 Stχ を使用することを推奨します。
ダストのサイズを制限する際に、半径方向のドリフトと断片化の両方を含む数値シミュレーション。 粒子についてはそれを実証しました
St ≳ 0.01 では、コア成長率が大幅に過大評価されます
すべての半径と時間で小石とガスの比率が一定であると仮定する単純化されたモデルを使用する場合。
次に、私たちは、派生した小石フラックス モデルを使用して、小石分離に達する遠方の惑星コアの形成を研究しました。
質量が大きいため、原始惑星系円盤の外側領域にギャップを形成することができます。 サイズが100AUの大きなディスクでは、
私たちは、月サイズの原始惑星がその内部に出現していることを発見しました。
最初は ～0.5百万年で、50 天文単位を超えると、20～50天文単位の巨大ガス惑星の中心部（図8参照）。 最も遠いコアは、強いが持続時間の短い小石があるときに形成されます。
ストークス数が ≳ 0.03 の磁束 (セクション 3.2 を参照)。 イニシャル
金属度 ≳ 0.01 および低乱流 ≲ 10^−4も促進します
遠方のコアの形成。 これらのコアは早期に形成されるため、ガスを蓄積する間に内部への急速な移動が起こり、
円盤の寿命が終わると、それらは周回する巨大な惑星になります。
半径10AU以内。 より大きなディスク (例: R1 = 300 AU) では、コア
50 M⊕ を超える質量は 50 天文単位を超えて形成される可能性がありますが、まだ
惑星核の形成を説明するという挑戦80 AU (セクション 5.2 を参照)。
また、ガスを発生させる別の経路も調査しました。
私たちはこれを「小石の崩壊経路」と名付けました（参照 図10）。 私たちは、この経路で説明できることを実証しました。
PDS70 b および c のような広軌道ガス巨大惑星の形成。
この経路は、小石のフラックスがディスクの寿命よりも前に大幅に減衰する場合にのみ可能です。
高速 ra ダイヤルドリフトと枯渇を起こすために、大きなサイズ (St ≳ 0.03) まで成長します。 適切なディスクパラメータと
原始惑星の初期状態、これらのガスの位置
巨人の範囲は 1 天文単位から 40 天文単位までです (図 12 を参照)。 によると
私たちのモデルでは、原始惑星が広軌道ガス巨人を形成するには、次のことを行う必要があります。
効率的にガスを降着させるために、小石のフラックスが崩壊するまでに十分な質量に達しているが、あまりにも大きくなりすぎないこと
過度の移住を避けるため。 したがって、これらの惑星はまれです。
遠方の巨大ガス惑星の発生頻度が 1% 程度低いことと一致
直接画像調査から。 味噌までは届かないので、
これらの広軌道ガス巨大惑星のバルク金属含有量が低いことを予測する。
小石フラックスが減少すると原始惑星系円盤における広軌道巨大惑星の形成
概要
遠方にある原始惑星の存在は、原始惑星系円盤で観測された塵放出のギャップを説明できる可能性がある。 ここで小説を導き出します
半径方向のドリフトの結果として、原始惑星系円盤を通る小石束の時間的減衰を説明するための解析モデル。 これにより、
私たちは、円盤の寿命を通じて遠く離れた原始惑星の成長と移動を調査します。 私たちは、初期に形成された月質量原始惑星は、100万年以内に約20 から80M⊕ の小石分離質量まで成長できることを発見しました。
太陽に似た星の周りの20から80天文単位の領域。 小石の付着後のガス付着の初期段階でのその後の高速移動
停止にもかかわらず、これらの巨大な惑星は 10 天文単位未満の最終軌道に運ばれます。 ただし、私たちの小石減衰モデルでは、以下を含めることができます。
小石のフラックスが大幅に減衰した後、小石の付着からガスの付着への移行を引き起こす可能性がある新しい経路。
この小石崩壊経路により、我々は 10 天文単位を超えても巨大ガス惑星を形成することが可能であることを示した。 このような広い軌道の発生
巨大ガス惑星の核は、小石のフラックスが減衰する前にガスを降着させるのに十分な質量に達する必要があるため、比較的低い位置にあるはずです。
過度の移住を避けること。 これらの巨大ガス惑星は小石孤立塊に達しないため、その重元素含有量は通常、
10M⊕未満。 私たちの結果は、原始惑星系円盤で観察されたギャップは、地球に到達した遠方の原始惑星によって引き起こされた可能性があることを示唆しています。
PDS 70 b や c などの広い軌道にある巨大ガス惑星は、崩壊後にガスを降着させました。
小石フラックスの中で。
キーワード。 降着、降着円盤 – 原始惑星系円盤 – 惑星と衛星: 一般 – 惑星と衛星: 形成 –惑星と衛星: ガス惑星
1. はじめに
原始惑星系円盤は惑星の誕生の場所です。 これらの円盤の空間的に分解された観測は、解明される可能性を秘めています。
惑星形成を支配する物理的プロセス (Bae et al. 2022 による包括的なレビューを参照)。 アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ (ALMA) は、
この領域は、次のような現象を示す多数の原始惑星系円盤を検出することによって検出されます。
ギャップ、リング、スパイラル、キャビティなどの下部構造（例、Andraws et al. 2018; Zhang et al. 2018; Long et al. 2018）。 その間
これらの下部構造の起源は依然として謎に包まれていますが、
おそらく惑星と円盤の相互作用の結果であることが明らかになり、
隠された惑星の存在 (例: Lin & Papaloizou 1986;
クリダら。 2006年; ピニラら。 2012）。 これらの仮説上の惑星は、円盤内の周囲のガスを乱すためにかなりの質量 (≳ 10 M⊕) を持っている必要があります。
観測された観測結果と一致して、長距離 (> 10 天文単位) を周回しています。
下部構造の位置 (Lodato et al. 2019 の図 1 を参照)
およびその中の参考文献)。 さらに、いくつかの観察により、100 万年未満のディスクにギャップが存在する (例: Sheehan & アイズナー 2018)。
もしこれらのギャップが本当に重力の結果であるなら、埋め込まれた原始惑星の影響を考えると、大規模な原始惑星の形成が地球の初期段階で起こることを示唆しています。
ディスクの進化。という考えを裏付ける強力な証拠がすでにあります。
原始惑星の存在により、いくつかの下部構造が形成されました。 PDS70 では、巨大惑星 PDS70 b と c がそれぞれ ～22天文単位と ～35天文単位で周回する空洞内で検出されました (Keppler et al. 2018; Haffert et al. 2019)。 もう一つ最近の証拠は惑星ABによって励起された螺旋から来ています
Aur b は中心星から約 93 天文単位の距離にある (Currie et al. 2022)。 これら検出は、検出されたすべての部分構造が必ず存在する必要があることを意味するものではありません。
惑星の存在のせいで。 ただし、勉強は必要です
広い軌道での惑星形成はどのくらい一般的か、そしてそれが可能かどうか
また、基礎構造の起源を統計的に説明します。
原始惑星の直接的な証拠は見つかっていない。 現在までに、
初期に形成された遠く離れた大規模な惑星の形成メカニズムはまだ未解決の問題です。
古典的な図では、巨大ガス惑星の核は次のように形成されます。
その付近から微惑星が降着 (ウェザリル & スチュワート)1989年; 小久保＆井田 1996; オーメルら。 2010)、その後、円盤の分散の前にガス状のエンベロープが付着します (Safronov 1972; Pollack et al. 1996)。数百万年 (Haisch et al. 2001; Soderblom et al. 2014;ティコニエツら。 2020年）。 それにもかかわらず、巨大ガス惑星の形成
微惑星主導のシナリオによる外側領域のコアは、
長い形成時間によって妨げられる（例えば、Thommes et al. 2003;アイダとリン、2004年。 ビッチら。
2015年; ヨハンセン＆ビッチ 2019;ロレクとヨハンセン、2022)。 計画小石付加に関するこの制限を考慮して、小石付加と呼ばれる新しいパラダイムが考案されました。
成長率を高めるメカニズムを提案するよう促された
惑星の形成に関する研究 (Ormel & Klahr 2010; Lambrechts & Jo hansen 2012; Johansen & Lambrechts 2017)。 小石の付着
小石（ ～mm/cm サイズの粒子）がディスクの外側から中心に向かって放射状に移動するため、より速い成長が可能になります。
継続的に降着帯を補充します。 しかも、ガスは原始惑星の近くでは、水を排出する抗力が働きます。
小石からの運動エネルギー。 しかし、そのような抗力はそうではありません。
100キロメートルの大きさの惑星の降着速度を高めるのに十分です。
小石の付着は期待されるメカニズムであるが、急速な核形成、広軌道惑星の形成はまだ続く
限られた質量貯留層 (Ormel 2017) などの課題に直面しています。
惑星の移動と原始惑星、中央への内部移動を引き起こす (Ward 1997; Johansen et al. 2019)。 後者は、ガス間の重力相互作用によって起こります。
星。 実際、その移行は十分に迅速であるため、広い軌道での巨大ガス惑星の保持 (Coleman & Nelson 2014)。
したがって、可能性のある特性を特定する必要があります。
小石の降着を介して遠方の惑星の形成につながります。
広軌道惑星形成に関する最近の研究では、圧力バンプまたはリングのアイデア。 これらは防止するだけでなく、
惑星の移動が速すぎるのを防ぐだけでなく、十分な固体も蓄積する
成長に向けた積み上げ（例: Morbidelli 2020; Chambers 2021;Jiang & Ormel 2023)。 ただし、以前に議論したように、円盤で観察される部分構造は他の惑星によって引き起こされた可能性があります。 で
したがって、この作業では、最も初期の形成に焦点を当てます。
惑星を考え、単調な圧力プロファイルを持つ円盤を考えます。 私たちは
に位置する個々の原始惑星の進化を分析します。
外側領域の初期質量は M0 = 0.01 M⊕ です。 これらの体の栄養源は、生物の枯渇によって制限されます。
小石貯水池。 細かい数値計算をしても
固体の進化を推定するために実装されています（例：ブラウアーら。 2008年; バーンスティールら。 2010年、2012年。 Stammler & Birn stiel 2022)、これらのシミュレーションの計算コストにより、小石の磁束減衰を考慮しながら原始惑星の進化を共同研究することは困難な課題である。 扱っている作家もいます
この問題は、小さな小石を使用し、それによって固体と気体の密接に結合した進化を仮定することによって解決されました（例: Liu et al.2019年; ヨハンセンら。 2019) などはフラックスを自由パラメーター (例: Bitsch et al. 2019; Lambrechts et al. 2019;荻原＆堀 2020）。
この研究では、粘性ガス中で放射状のドリフトを受ける小石の質量保存方程式の正確な解である新しい解析式を提示します。
ディスク。 Appelgren らが (同様に) 行った、より複雑な計算解析に対してこの式を検証します。
（2023年）。 新しい分析モデルにより、新しい問題を探ることができます。
ガス降着の経路。小石の降着率が大幅に低下すると、原始惑星が降着し始める可能性があります。
コアに必要な従来の経路に加えて、小石分離塊に達します (Lambrechts et al. 2014)。 狙い
この研究の目的は、新しいペブルフラックスモデルを提示し、それを実装して遠方のコアと巨大ガス惑星の形成を研究することです。
この作品は次のように構成されています。 2 外側領域の小石付着モデルを導入します。
新しい分析モデルの導出を含めます。
小石フラックス (セクション 2.3); 次はセクションです。 3、一番遠いところを表示します
さまざまなディスクモデルでコアが形成される可能性があり、それらをリンクします
原始惑星系円盤で観察されるギャップ。 次に、セクションで。 4、私たちは
シンプルなガス付着処方と新しい経路が含まれています
ガス付着に。 さらに、遠方のガスの付着を説明するには、小石の減少を考慮することの重要性を強調します。
軌道。 我々の調査結果の意味と限界については、セクション 2 で説明します。 5. 最後に、セクション 6 の作業を要約します。
図1. 原始惑星系円盤の外側領域のガス構造
初期ディスク サイズが 1 の基準モデルについて、さまざまな時点で
R1 = 100 AU、初期質量は 0.17 M⊙。 上: ガス表面密度
式からのプロファイル (1)。 下: 方程式からの半径方向のガス流束 (8)。 点は、時間の経過とともにガスが外側に移動する位置を示しています。
図 2. 原始惑星系円盤全体の固体成長を制限する障壁
私たちの基準モデルの場合。 上: 断片化によって制限されるストークス数
式から (15)、緑色の線で示され、半径方向のドリフトによって制限されます。
式から (16)、青い線で示されます。 赤い一点鎖線
定数 Stχ ≡ St · χ を設定した場合の初期 St を示します (セクション 2.3 を参照)。
下:式1からの各成長障壁の初期粒子サイズ。 (14) は破線で示されており、それに到達するまでの成長タイムスケール
式からの対応するサイズ (17) 実線で示す。 灰色の点線は、次のように設定された R1 = 100 AU でのラジアルドリフト St ≈ 0.03 および τg ≈ 0.2 Myr を示します。
図 3. 破線で示された定数 St (式 32) および定数 Stχ に基づく金属性 Z の分析式の展開
(式 36)、実線で示されます。 両方のモデルに、0.2 Myr で初期条件 Z0 = 0.01 を適用するため、最初の線は重なり合います。 その後、金属度が約 1 Myr で約 10% に低下するまで、
どちらの式も同様の進化をもたらします。 ただし、次の Myrs では St が一定の場合、金属量はより速く減少します。 雇用された
基準値を表 1 に示します。
図 4. 解析モデル (実線) と Appelgren らの数値シミュレーションとの比較。 (2023) (破線) at
異なる時間。 Z0 = 0.008 および M˙ と仮定します。
シミュレーションと一致させるために g,0 = 6 × 10^−8 M⊙、3 つの解析式では St = 0.03 です。 左：
金属量が一定であると仮定すると、Z(r, t) = Z0 は、ディスクの寿命にわたる小石束を大幅に過大評価します。 中央: 定数 Stχ を仮定
(式 32 を参照) は、小石フラックスの全体的な挙動と比較的よく一致します。 右: 定数 St を仮定すると、正確な説明が得られます。
最初の ～1 Myr では、St の値が成長タイムスケール (図 2 を参照) によって制限されるため、遅い時間ではフラックスが大幅に過小評価されます (図 2 を参照)。
シミュレーションでは外側のディスク。
図5 50天文単位と100天文単位を横断する漂流小石の累積質量
さまざまな分析モデルおよび数値による
Appelgrenらのシミュレーション。 （2023年）。 示されている解析モデルでは
ここでは、小石が完成まで成長し、開始したと仮定します。
t0 = 0.2 Myr でドリフトし、初期金属度は Z0 = 0.008 であることがわかります。 一定の Z を時間の経過とともに合計すると (青い線)、
シミュレーションと比較した交差質量 (黒線)。 対照的に、
新しい解析モデルからの累積質量 (赤と黄色)
行）は、シミュレートされたケースに近づきます。 50 AU では、これらの解析モデルからの累積質量がわずかに過小評価されていることに注意してください。
シミュレートされたケースと比較すると、Z0(50 AU) > 0.008 のため、
シミュレーション。
図 6. 原始惑星への小石の初期降着速度と関数
その位置と質量。 3D 付加と 2D 付加の分離
体制、およびボンディ体制とヒル体制の間が示されています。 外側では
地域では、3D/2D および Bondi/Hill 体制を考慮する必要があります。 雇用された
基準値を表 1 に示します。
6. まとめ
この論文では、小石フラックスの時間減衰を記述する新しい解析式の発見について報告します。 まず私たちが
金属性の進化の 2 つの分析形式を導き出しました。
式で提供されます。 (32) または (36) は、それぞれ、小石のストークス数 St または Stχ ≡ St · χ (χ は対数ガス圧力勾配) は時間的にも一定です。
空間。 これが最もよく一致するため、定数 Stχ を使用することを推奨します。
ダストのサイズを制限する際に、半径方向のドリフトと断片化の両方を含む数値シミュレーション。 粒子についてはそれを実証しました
St ≳ 0.01 では、コア成長率が大幅に過大評価されます
すべての半径と時間で小石とガスの比率が一定であると仮定する単純化されたモデルを使用する場合。
次に、私たちは、派生した小石フラックス モデルを使用して、小石分離に達する遠方の惑星コアの形成を研究しました。
質量が大きいため、原始惑星系円盤の外側領域にギャップを形成することができます。 サイズが100AUの大きなディスクでは、
私たちは、月サイズの原始惑星がその内部に出現していることを発見しました。
最初は ～0.5百万年で、50 天文単位を超えると、20～50天文単位の巨大ガス惑星の中心部（図8参照）。 最も遠いコアは、強いが持続時間の短い小石があるときに形成されます。
ストークス数が ≳ 0.03 の磁束 (セクション 3.2 を参照)。 イニシャル
金属度 ≳ 0.01 および低乱流 ≲ 10^−4も促進します
遠方のコアの形成。 これらのコアは早期に形成されるため、ガスを蓄積する間に内部への急速な移動が起こり、
円盤の寿命が終わると、それらは周回する巨大な惑星になります。
半径10AU以内。 より大きなディスク (例: R1 = 300 AU) では、コア
50 M⊕ を超える質量は 50 天文単位を超えて形成される可能性がありますが、まだ
惑星核の形成を説明するという挑戦80 AU (セクション 5.2 を参照)。
また、ガスを発生させる別の経路も調査しました。
私たちはこれを「小石の崩壊経路」と名付けました（参照 図10）。 私たちは、この経路で説明できることを実証しました。
PDS70 b および c のような広軌道ガス巨大惑星の形成。
この経路は、小石のフラックスがディスクの寿命よりも前に大幅に減衰する場合にのみ可能です。
高速 ra ダイヤルドリフトと枯渇を起こすために、大きなサイズ (St ≳ 0.03) まで成長します。 適切なディスクパラメータと
原始惑星の初期状態、これらのガスの位置
巨人の範囲は 1 天文単位から 40 天文単位までです (図 12 を参照)。 によると
私たちのモデルでは、原始惑星が広軌道ガス巨人を形成するには、次のことを行う必要があります。
効率的にガスを降着させるために、小石のフラックスが崩壊するまでに十分な質量に達しているが、あまりにも大きくなりすぎないこと
過度の移住を避けるため。 したがって、これらの惑星はまれです。
遠方の巨大ガス惑星の発生頻度が 1% 程度低いことと一致
直接画像調査から。 味噌までは届かないので、
これらの広軌道ガス巨大惑星のバルク金属含有量が低いことを予測する。
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