惑星周辺円盤でのダスト進化と 微衛星 形成

ガス惑星の衛星は惑星周辺円盤の中で形成される。ダストトラップと呼ばれる吹き溜まりでダストが微衛星に成長する。以下、機械翻訳。
惑星周辺円盤でのダスト進化と 微衛星 形成

要約
巨大な惑星の衛星が 惑星周辺円盤で出来ると信じられます。 前の貢献の多くが、それらの形成プロセスが、 微衛星 と呼ばれる衛星種の堆積によって、岩だらけの惑星形成と同様に進むと想定しました。 しかしながら、 惑星周辺円盤でのダスト進化がたいへん速いラジアル吹きだまりによって影響されているとき、 微衛星形成自身は些細でない問題となります、そしてそれで 微衛星 へのほこりの成長が妨げられます。 この問題を扱うために、我々は後処理ステップで 状態 芸術 流体力学 シミュレーションを 惑星周辺円盤について木星量惑星の周りにダストの成長と吹きだまりモデルと結び付けました。 我々は、もしディスクの中でできているダストわながあるなら、 微衛星形成に効率的な小道があることに気付きました。 外見上のガス流れ範囲の自然の存在のおかげで 流体力学 シミュレーションで、重要なほこり計略が惑星から８５ RJ のラジアル距離において生じます、そしてそこでほこりトーガ比率はストリーミング不安定性を引き起こすのに十分高くなります。 ストリーミング不安定性は衛星種の効率的な形成に導きます。 惑星周辺円盤からの資料の絶え間がない infall とほこり進化の非常に短いタイムスケールのために、 惑星周辺円盤は、いつも infalling ダストをダストトラップに集まって、そしてストリーミング不安定性を経験する小石に加工して、 微衛星 工場の役割を果たします。
キーワード：付加物、付加物ディスク － 数の方法 － 惑星と衛星：形成 － 惑星と衛星：ガス惑星 － 原始惑星系円盤
図１。 CPD 構造物は流体力学 シミュレーションから生じて、そしてこれでペーパーを使いました。 上位のパネル：
gas. ｒの垂直に統合化された密度
？１.４のプロフィールが言及のために破線で表示されます。 真ん中のパネル：ガスの 中央面 温度。 一番下のパネル：ローカルな Keplerian 速度によって正常化されて、ガスと Keplerian ローテーションの間の相違。 ゼロに近い値が Keplerian 回転を示します、より低い値が副 Keplerian 回転を示します。


図２。 上のパネル： CPD の 中央面のガスのラジアル速度。 ガス速度が外へ指示をから変えるマルク（vgas ＞ ０）、から内部に陰にされる地域（vgas ＜ ０）。 一番下のパネル： 流体力学 シミュレーションから抽出されて、そしてモデルの若干で使われた CPD への Infall 。


図３。 ダスト再分配を決定するディスク 中央面のラジアル速度：名目上の最大のラジアル吹きだまり速度 vr 、最大限（赤い点線）、通り ＝ １０を持った小石 - ２（グレーの点線） － のラジアル吹きだまり速度とガス（黒い途切れがないライン）によって 移流 を考慮に入れているそれらの完全な 移流スピードＶtotal 。 否定的な放射状の速度価値は内部の傾向を示します、そして肯定的な価値は外へ向かう傾向を示します。


図４。 CPD の異なった部分のほこり進化のタイムスケールの比較。 ディスクの内部の部分はラジアル吹きだまりによって支配されます、他方外の部分はガス流れ（企てられたエリア）によって 移流 によって支配されます。 ガス流速が指示を変える場所に対応するほこりの成長のタイムスケールが３の中で最も短い狭い地域（陰にされる地域）があります（図２参照）。


図５。 モンテカルロシミュレーション（ポイント）でそして進化の異なった段階において単純化されたモデル（赤い途切れがないライン）で得られたダスト粒子の数に燃料を補給します。