原始惑星系円盤における惑星形成の足跡としてのダストリング

原始惑星系円盤内で原始惑星が形成されると同時にギャップが出来るとしてもリングを残して原始ガス惑星が中心恒星方向にマイグレーションするには条件が限られるような気がするので、ジェームスウエッブ宇宙望遠鏡が稼働しても検証には時間がかかりそうだ。以下、機械翻訳。
原始惑星系円盤における惑星形成の足跡としてのダストリング
2021年9月20日に提出

概要
比較的大きなダスト粒子（小石と呼ばれる）は、によって引き起こされるギャップの外縁に蓄積します。
原始惑星系円盤の惑星であり、ダスト対ガス比の高いリング構造を形成することができます。そのようなリングは持っています
惑星の軌道のすぐ外側にあると考えられていました。形成されたダストリングの進化を調べた
移動する惑星によって、2流体（ガスとダスト）の流体力学シミュレーションを実行することによって。私たちは、
最初のダストリングは移動する惑星に従わず、α〜10＾-4の低粘度の場合によっては惑星の最初の位置に留まります。最初のリングは粘性拡散によって徐々に変形し、新しいリングは
から漏れる塵粒のトラップから発達する移動する惑星の近くに形成された
初期リング。この段階では、2つのリングが惑星の軌道の外側に共存します。このフェーズは約1Myr以上継続できます
100auから移動する惑星の場合。最初のリングが消えた後、後のリングだけが残ります。この変更
リングの形態では、惑星がいつどこで形成されたかについての手がかりを提供することができ、
惑星。また、大量に成長する惑星でシミュレーションを実行しました。これらのシミュレーションは、より複雑であることを示しています
ダストリングの非対称構造。原始惑星系円盤で観測された非対称構造は、
移動し、大量に成長している惑星に関連しています。
キーワード：惑星　ディスク相互作用　降着　降着円盤　原始惑星系円盤　惑星と衛星　形成


図1.Mp / M ∗ = 10＾-4の場合のダスト面密度分布の時間変化、H0 = 0.05、およびα= 3×10＾−4。 外側の破線
円はR0での惑星の初期軌道半径を示し、内側の点線の円は特定の惑星の軌道半径を示します
各パネルの時間。 この場合、tb、form = 60 t0、tb、max = 210 t0、tb、leak = 570 t0、およびtb、end = 1500 t0（これらの特徴的な時間については、を参照してください。
セクション3.4）。 各パネルの十字は、惑星の位置を示しています。


図2.示されている場合の惑星軌道半径の時間変化
図1の細い一点鎖線は、移行速度-5×10-4R0 / t0（R0 /τtypeIと同等、式5で与えられるτtypeI）および-1.7×10-4R0 / t0（2R0 /τtypeII、
それぞれ式6）で与えられるτtypeII。


図3.ダスト粒子の方位角方向に平均化された面密度（上
パネル）およびガス（中央のパネル）、Mp / M ∗ = 10＾−4の場合、H0 = 0.05、およびα= 3×10＾−4
（図1に示したものと同じ）。 NS
下のパネルは、圧力勾配の動径分布を示しています（η=−1/2（h / R）＾2
∂lnP/∂lnR）方位角方向の平均。 NS
各パネルの小さな円は、惑星の位置を示しています（以前はより大きな半径に配置されます）。


図4.α= 10＾-4の場合は図1と同じです。


図5.さまざまなαにおけるηの分布。Mp/ M ∗ =10−4およびH0 = 0.05。 各パネルの小さな円は、以前の惑星の位置（より大きな半径に位置する）
以前に）。


図6.図5と同じですが、Σ0= 2×10＾-3の場合（上）と3×10＾−3（下）α= 10＾-4。


図7.R = R0（上部パネル）および
R＞ R0の領域でのηの最小値（下のパネル）、Mp / M ∗ = 10＾−4の場合、H0 = 0.05、およびα= 3×10＾−4。


図8.ほこりの位置の比率の時間変化
リング（ダスト面密度の最大ピーク位置、Rring）Mp / M ∗ =の場合、惑星の軌道半径（Rp）まで10−4、H0 = 0.05。