このシミュレーションによると木星質量の原始惑星を公転させると後ろ側のラグランジュ点L5にダストが集まる。惑星本体が見えなくても原始惑星系円盤に三日月構造を見つけたらガス惑星がいる証拠ですか？以下、機械翻訳。
惑星とディスクの相互作用を伴うHD163296ディスクの非軸対称構造のモデリング
高解像度のALMA観測により、多数の原始惑星系円盤にさまざまな豊富な下部構造が見られました。これらの構造は、リング、ギャップ、および非対称機能で構成されています。惑星が塵の連続体のこれらの下部構造を説明できるかどうかが議論されています。HD 163296に見られるように非対称性の起源を特徴づけることは、惑星形成とシステムの根底にある物理的パラメーターのより良い理解につながるかもしれません。惑星とディスクの相互作用により、HD163296ディスクに三日月形の非対称性が形成される可能性をテストします。目標は、惑星の質量と離心率、およびディスクの粘度に対する制約を取得することです。2次元、多流体、流体力学シミュレーションは、3つの埋め込まれた惑星を含むFARGO3Dコードを使用して実行されます。ほこりは、圧力のない流体アプローチで説明され、8つのサイズのビンに分散されます。結果として得られるグリッドは、放射伝達コードRADMC-3DとCASAソフトウェアで後処理され、合成観測をモデル化します。三日月形の非対称性は、半径距離48auの木星質量惑星で定性的にモデル化できることがわかります。
ほこりは、好ましくは、10から15倍の地球質量の質量を持つ後続のラグランジュ点L5に閉じ込められます。最も内側の木星の質量惑星の離心率の値が増加すると、三日月形の特徴の安定性が損なわれ、システムの最初の顕著なリングに観測された半径方向の近接性が再現されません。一般的に、低レベルの粘度（結果として得られるグリッドは、放射伝達コードRADMC-3DとCASAソフトウェアで後処理され、合成観測をモデル化します。三日月形の非対称性は、半径距離48auの木星質量惑星で定性的にモデル化できることがわかります。（最も内側の木星の質量惑星の離心率の値が増加すると、三日月形の特徴の安定性が損なわれ、システムの最初の顕著なリングに観測された半径方向の近接性が再現されません。一般的に、低レベルの粘度（α ≤ 2 ⋅10− 3）は、このような機能の存在を許可するために必要です。ダストフィードバックを含めると、リーディングポイントL4は、初期ストークス数ダスト粒子のダストを主に捕捉できます。観測結果は、これまでにそのような特徴が1つしか検出されていないため、ダストフィードバックの影響は無視できることを示唆しています。 ≤ 3.6 ⋅10− 2
図1：観測されたダスト下部構造のスケッチ
HD163296システム。 色付きのリングと三日月形
機能はほこりを模倣し、灰色の破線はモデル化された惑星系の準主軸。 この図で紹介されているラベルは、本文全体で使用されます。
図2：上部パネル：ストークスの方位角平均値
モデルfidの数St。 破線は頭文字を示します。値と実線は500T0後の状態を表します。
下のパネル：規定のα粘度。 青い線はモデルに設定された半径方向に増加するα粘度。
図3：500軌道でアスペクト比h = H / rの値を変化させた3つの流体のサブセットのダスト面密度マップを示します。
48auで。 三日月形の非対称性は、すべてのアスペクト比で見られます。 hの値が大きいと、共軌道でのダストの蓄積が弱まります。
惑星の地域。 白い十字は惑星1の位置を示しています。
図4：48auで500軌道を回った後の半径方向に一定のα粘度のさまざまな値のダスト面密度マップ。 α≤10-4の場合
強い非対称性が存在します。 リング2は、粘度が大きいと弱くなるか消えます。 白い十字は惑星1の位置を示しています。
図5：上部パネル：方位角方向に平均化されたダストとガスの表面
48auで1000軌道を回った後のモデルfid_dresの密度。 ほこり密度プロファイルは、リング1の位置でのガスピーク値に正規化されます。
下のパネル：モデル中央の方位角方向に平均化された光学的厚さ 観測された光学的厚さと比較した48auでの1000軌道後
τobs。 シミュレートされた光学的厚さは、リング1の位置でτobsに正規化されます。
5。結論
の三日月形の特徴のパラメータ研究を提示しました
FARGO3Dコードを使用した多流体流体力学シミュレーションを使用したHD163296周辺の原始惑星系円盤。モデル
St = 1.3・10-3の範囲の初期ストークス数を持つ8つのダスト流体が含まれています
St = 1.3・10-1までとの粒子サイズ高質量モデルの場合、amin = 0.19mmおよびamax = 19mmです。
さらに、放射に基づく合成ALMA観測流体力学的出力の伝達モデルが提示されます。
モデルと観測値を比較すると、結果は一致しています 定性的に。
この研究では、三日月形の特徴の観測が円盤と惑星に重要な制約を課すことを示しました
パラメータ–常に機能が
本当に惑星の後続のラグランジュ点L5での塵の蓄積によって引き起こされます。最も重要なことは、それは粘性と惑星の質量のレベルを制限することです。主な調査結果を要約することができます
惑星とディスクの相互作用を伴うHD163296ディスクの非軸対称構造のモデリング
高解像度のALMA観測により、多数の原始惑星系円盤にさまざまな豊富な下部構造が見られました。これらの構造は、リング、ギャップ、および非対称機能で構成されています。惑星が塵の連続体のこれらの下部構造を説明できるかどうかが議論されています。HD 163296に見られるように非対称性の起源を特徴づけることは、惑星形成とシステムの根底にある物理的パラメーターのより良い理解につながるかもしれません。惑星とディスクの相互作用により、HD163296ディスクに三日月形の非対称性が形成される可能性をテストします。目標は、惑星の質量と離心率、およびディスクの粘度に対する制約を取得することです。2次元、多流体、流体力学シミュレーションは、3つの埋め込まれた惑星を含むFARGO3Dコードを使用して実行されます。ほこりは、圧力のない流体アプローチで説明され、8つのサイズのビンに分散されます。結果として得られるグリッドは、放射伝達コードRADMC-3DとCASAソフトウェアで後処理され、合成観測をモデル化します。三日月形の非対称性は、半径距離48auの木星質量惑星で定性的にモデル化できることがわかります。
ほこりは、好ましくは、10から15倍の地球質量の質量を持つ後続のラグランジュ点L5に閉じ込められます。最も内側の木星の質量惑星の離心率の値が増加すると、三日月形の特徴の安定性が損なわれ、システムの最初の顕著なリングに観測された半径方向の近接性が再現されません。一般的に、低レベルの粘度（結果として得られるグリッドは、放射伝達コードRADMC-3DとCASAソフトウェアで後処理され、合成観測をモデル化します。三日月形の非対称性は、半径距離48auの木星質量惑星で定性的にモデル化できることがわかります。（最も内側の木星の質量惑星の離心率の値が増加すると、三日月形の特徴の安定性が損なわれ、システムの最初の顕著なリングに観測された半径方向の近接性が再現されません。一般的に、低レベルの粘度（α ≤ 2 ⋅10− 3）は、このような機能の存在を許可するために必要です。ダストフィードバックを含めると、リーディングポイントL4は、初期ストークス数ダスト粒子のダストを主に捕捉できます。観測結果は、これまでにそのような特徴が1つしか検出されていないため、ダストフィードバックの影響は無視できることを示唆しています。 ≤ 3.6 ⋅10− 2
図1：観測されたダスト下部構造のスケッチ
HD163296システム。 色付きのリングと三日月形
機能はほこりを模倣し、灰色の破線はモデル化された惑星系の準主軸。 この図で紹介されているラベルは、本文全体で使用されます。
図2：上部パネル：ストークスの方位角平均値
モデルfidの数St。 破線は頭文字を示します。値と実線は500T0後の状態を表します。
下のパネル：規定のα粘度。 青い線はモデルに設定された半径方向に増加するα粘度。
図3：500軌道でアスペクト比h = H / rの値を変化させた3つの流体のサブセットのダスト面密度マップを示します。
48auで。 三日月形の非対称性は、すべてのアスペクト比で見られます。 hの値が大きいと、共軌道でのダストの蓄積が弱まります。
惑星の地域。 白い十字は惑星1の位置を示しています。
図4：48auで500軌道を回った後の半径方向に一定のα粘度のさまざまな値のダスト面密度マップ。 α≤10-4の場合
強い非対称性が存在します。 リング2は、粘度が大きいと弱くなるか消えます。 白い十字は惑星1の位置を示しています。
図5：上部パネル：方位角方向に平均化されたダストとガスの表面
48auで1000軌道を回った後のモデルfid_dresの密度。 ほこり密度プロファイルは、リング1の位置でのガスピーク値に正規化されます。
下のパネル：モデル中央の方位角方向に平均化された光学的厚さ 観測された光学的厚さと比較した48auでの1000軌道後
τobs。 シミュレートされた光学的厚さは、リング1の位置でτobsに正規化されます。
5。結論
の三日月形の特徴のパラメータ研究を提示しました
FARGO3Dコードを使用した多流体流体力学シミュレーションを使用したHD163296周辺の原始惑星系円盤。モデル
St = 1.3・10-3の範囲の初期ストークス数を持つ8つのダスト流体が含まれています
St = 1.3・10-1までとの粒子サイズ高質量モデルの場合、amin = 0.19mmおよびamax = 19mmです。
さらに、放射に基づく合成ALMA観測流体力学的出力の伝達モデルが提示されます。
モデルと観測値を比較すると、結果は一致しています 定性的に。
この研究では、三日月形の特徴の観測が円盤と惑星に重要な制約を課すことを示しました
パラメータ–常に機能が
本当に惑星の後続のラグランジュ点L5での塵の蓄積によって引き起こされます。最も重要なことは、それは粘性と惑星の質量のレベルを制限することです。主な調査結果を要約することができます
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