太陽系の場合はサブネプチューン（亜海王星）もスーパーアース（超地球）も無いんですが、グランドタックモデルでは火星が小さいのは木星が太陽に近づいた為、火星の材料を木星が食べたか蹴散らした。系外惑星系ではガス惑星の内側に亜海王星と超地球が有りがち。以下、機械翻訳。
巨人はいじめっ子です: 彼らの成長が内部のサブネプチューンとスーパーアースシステムにどのように影響するか
概要
観測証拠は、外側の巨大惑星と内側の亜海王星の間の予想外の相関関係を示しています。
これまでのシミュレーション。 小石やガスの降着、惑星の移動を含むN体シミュレーションを利用して調査します
エンベロープの不透明度とコア質量に依存するガス降着率が、内部のシステムの形成にどのように影響するか
亜海王星と外側のガス巨星、および外側の巨大惑星の離心率分布。 効率の悪いエンベロープが見つかりました
収縮率により、内側の亜海王星と外側のガス巨星を含むシステムのより効率的な形成が可能になります。 これは、
内側のディスクで形成されたコアは小さすぎて、大きなエンベロープを効果的に降着できず、コアのみが外側で成長するという事実
より大きな小石の分離質量のためにコアがより重いディスクは、巨大になる可能性があります。 その結果、
外側の巨大な惑星は、より効率的なエンベロープを使用したシミュレーションとは異なり、海王星の内側のシステムを必ずしも破壊するわけではありません
巨大な惑星がより近くで形成される収縮。私たちのシミュレーションは、冷たい木星のシステムの最大 50% が収縮する可能性があることを示しています。
観測と一致して、内側の亜海王星。 同時に、私たちのシミュレーションは離心率とよく一致することを示しています
質量と長半径の分布にわずかな不一致が見られますが、巨大な太陽系外惑星の分布。 合成
シミュレーションで形成された内部システム (r<0.7 AU) のトランジット観測は、ケプラー観測との優れた一致を明らかにしています。
私たちのシミュレーションは、隣接する惑星のペアの周期比と特に一致する可能性があります。 結果として、チェーンモデルを壊す
スーパーアースとサブネプチューンの形成は、外側の巨大な惑星が存在する場合でも観測と一致しています。 しかし、
外側の巨大惑星を使ったシミュレーションは、対照的に、内側の惑星がほとんど 1 つしかなく、より大きな離心率を持つより多くのシステムを生成します。
外側の巨人なしのシミュレーションに。 したがって、真に単一の近接惑星を持つシステムは、外側のガスをホストする可能性が高いと予測しています
巨人。 その結果、海王星付近をトランジットするシステムの RV フォローアップ観測を提案し、これらが
内側のサブネプチューンは、内側のシステムで本当に孤独であるかどうか。
キーワード。 降着円盤 – 惑星と衛星: 形成 – 原始惑星系円盤 – 惑星円盤の相互作用
1.はじめに
以来、太陽系外惑星の分野はますます注目を集めています。
ちょうど 25 年前に、主系列星の周りに巨大惑星が初めて発見された (Mayor & Queloz 1995)。 の
検出された惑星はホットジュピターの典型的な例です。
私たち自身の太陽系のアナログ。 系外惑星検出の継続的な調査により、質量と物理半径が海王星よりも小さい惑星が軌道分離で発見されました。
ホスト星から。 これらのいわゆるホット サブネプチューンは、私たち自身の太陽系には存在しない別のクラスの惑星をもたらします。 使用する
現在の観測データ、検出されたデータを大まかに分けることができます
軌道に応じて、惑星は4つの異なるカテゴリに分類されます
距離と質量、(i) 地球と同様の質量を持つ岩石惑星、
(ii) 距離が 1 天文単位と小さく、質量が最大 20 地球質量のスーパーアースとサブ海王星の近接、(iii) 短期間
木星質量惑星 (r<0.1 AU のいわゆるホットジュピター) および
(iv) より遠くにある巨大惑星で、暖色で分離されている (r<1.0 AU)
そして冷たい (r>1.0 AU) 木星。
より大きく、より質量の大きい惑星の検出はより簡単であるため、最初に検出された惑星は主に高温および低温の木星です。
他の星の周り。 これらの検出から、巨大惑星の発生率はホストと相関していることが明らかになりました
星の金属性 (例: Santos et al. 2004; Fischer & Valenti 2005;ジョンソン等。 2010; ブッチャブ等。 2014; ペティグラ等。 2018;ナラン等。 2018)。 より大きな金属量を持つ星がホストしているようです
これは、巨大惑星形成の核となる降着シナリオと一致する事実です。より多くの計画ブロックが利用可能であれば、惑星形成は進行する可能性があります。
より速く、より大きな惑星コアの形成も可能にします
その後、ガスが付着する可能性があります (例: Pollack et al. 1996; Ida & Lin2004; モルダシーニ等。 2012; ビッチ等。 2015b; ンドゥグ等。2018)。
検出されたほぼすべての巨大惑星は、偏心軌道を持っています。
私たち自身の太陽系における木星と土星の離心率よりも大きい。 太陽系外巨大惑星のこれらの大きな離心率
惑星間散乱イベントによって説明できます (Ford & Ra sio 2008; Juric & Tremaine 2008; Raymond et al. 2009; Sotiri-´
adisら。 2017; ビッチ等。 2020; ミュラーホーン等。 2022年）。 の
さらに、観測により、巨大な惑星がより多くの軌道を周回していることが示されました
金属が豊富な星は、平均してより大きな離心率を持っています (ドーソン& マレークレイ 2013; ブッチャブ等。 2018)。 これも可能です
大きな円盤が
金属性は、複数の巨大惑星の形成を可能にするかもしれません
その後、互いに動的に分散できます。
一方、巨人を説明する支配的なメカニズム
惑星の離心率は、惑星間動力学であると考えられています
散乱、非常に大規模な惑星の大きな離心率（上記
いくつかの木星の質量) は、散乱イベントを必要とせずに、惑星と円盤の相互作用によっても説明できます。 この仕組み
惑星間の重力相互作用に由来する
およびガスディスク。偏心率が増加する可能性があります。
原始惑星系円盤は、巨人の離心率を増加させる可能性があります (Papaloizou et al. 2001; Kley & Dirksen 2006;ビッチ等。 2013; Duffell & Chiang 2015)。 このプロセスのみとして
木星の数質量以上の惑星に適用されますが、これはありません。
このプロセスを詳細にモデル化することはしません。
私たちのシミュレーションでは。広い軌道の巨大惑星 (r>3 AU) を検出するには、大規模な
原則として、惑星の完全な軌道が必要なため、ベースライン
そのため、広軌道巨星の発生率を理解しているのは今だけです (Wittenmyer et al. 2020; Fultonら。 2021年）。
長期観測調査は理想的ですが、広い軌道の惑星を見つけますが、これらの調査は当然苦しんでいます
不完全な RV トレンドから。 RV 測定の数が
は非常に限られているため、データ分析では区別できない場合があります
RV信号が偏心星の単一の惑星から発信されている場合
軌道または共鳴構成の2つの惑星から（Kürsterら。 2015; ウィッテンマイヤーら。 2019）。
接近した海王星の検出は驚きでした。
これらの惑星は、当時の惑星形成理論では一般に予測されていなかったからです (e.g. Ida & Lin 2008)。 継続的な観察により、近接海王星は非常に一般的であることが明らかになりました
そして、すべての太陽のような星のほぼ 1/3 から 1/2 が、1 天文単位以内に亜海王星をホストしている可能性がある (例: Fressin et al. 2013; Mulders et al.2018)。 これらの亜海王星はほとんどが単一ではなく、1 AU 内に複数の惑星が密集しているシステム。
サブネプチューンの接近の周期比は、ほとんどの
惑星ペアのうち、共鳴構成にありません（例：リサウアー等。 2011)、これらの惑星が
ディスクを通って移動します (Ward 1997; Tanaka et al. 2002)。
共振構成で大量のシステムを予測します。 問題は、これらの惑星系がどのようにできるかです。
形状？ 一部の研究では、これらのシステムの形成はその場で発生する可能性がある、またはそれらが形成され始めるだけであると主張しています
ガス駆動の移動が無視できるようになるガス円盤の寿命の終わり (e.g. Lee & Chiang 2016; Dawson et al. 2016)、
惑星の移動のような物理的なプロセスがなぜ起こりうるのかは不明です
無視されるか、微惑星が形成され始めない理由（または初期の段階で形成され、代わりに形成を開始するだけです（または
ディスクの寿命の終わりに. 私たちの太陽系では降着によって示唆されるように、微惑星は非常に早く形成された
鉄隕石の年代 (Kruijer et al. 2020) と形成モデル (Izidoro et al. 2021c; Morbidelli et al. 2022)
後期原位置惑星形成モデルへの批判。
周期比を説明する別のアプローチは、イジドロらで採用されました。 （2017）。 そこに惑星が最初に移動します
その後、不安定性によって壊れる共鳴構成に
ガスディスク散逸後のシステム内。 このモデルは小石の付着による成長も含むようにさらに拡張
(Izidoro et al. 2021b)、しかし、共鳴鎖を切断するメカニズムは、微惑星降着 (Ogihara et al. 2018)。 さらに、この
メカニズムは、ケプラーの二分法を広く再現できます (例:Borucki等。 2011) では、トランジットする惑星が 1 つしかないほとんどのシステムが観測されています。 イジドロらのシミュレーション内。
（2021b）これは、
の不安定性によって引き起こされる内側のスーパーアース/サブ海王星
それらの相互相互作用によるシステム（例えば、Chambers et al。
1996）。 このメカニズムはまた、観測された単一のトランジット惑星には隣人がいるはずであり、真に単一ではないことを意味します
惑星系。
チェーンを壊すの名目上のシミュレーションですが、巨大惑星を持たない星系のみに焦点を当てたモデル
(Izidoro et al. 2017; Izidoro et al. 2021b, 2022; Esteves et al.2020, 2021, 2023)、実際には、スーパーアース/サブ海王星は
外側の巨大惑星とも共存しています。 注目すべき例は、Kepler-90 (Shallue & Vanderburg 2018) および Kepler-167 システム
(Chachan et al. 2022)。
Kepler-90 システムは 6 つのインナー0.5 天文単位までの亜海王星、2 つの外側の巨星が近くにある (約 1.0 AU)、
Kepler-167 システムは 3 つのインナー1.8 AU に外側巨星を持つ惑星。 これらの星系には複数の海王星亜星が含まれていますが、観測された星系のほとんどは、内側の亜海王星と外側のガス巨星は、内側の惑星に 1 つしかありません (例: Zhu & Wu 2018)。 明らかな質問は次のとおりです。
外部巨大惑星の一部が内部システムを抱えている?
内側の亜海王星と外側の巨大惑星 (r>1 AU) を持つ系に対する観測上の制約は、
かなり異なる相関率。 バルバト等の間。 (2018)
外側の巨人の 10% 未満が隠れるべきであると結論付けた
内側海王星、Zhu & Wu (2018) は、ほぼ 90%
すべての外側の巨星のうち、内側のサブネプチューンを収容する必要があります。 研究
ブライアンらによって。 一方、(2019) は、
冷たい木星の 40% には、内側の亜海王星があるはずです。 この割合は、Rosenthal らによって最近確認されました。 (2022)、
誰が 42+17 −13% と見積もったかコールド ジャイアント ホストは、より小さな惑星もホストしています。 内側の亜海王星と外側の巨星を持つシステムの正確な割合は、太陽系に関する亜海王星と外側の巨星の定義にも決定的に依存します。
この割合は、Rosenthal らによって最近確認されました。 (2022)、誰が 42+17−13% と見積もったか
のコールド ジャイアント ホストは、より小さな惑星もホストしています。 内側海王星亜星と外側巨星を持つシステムの正確な割合は、海王星亜星と外側巨星の定義に決定的に依存します。
質量と軌道距離。 簡単にするために、ここでは外側の惑星は、1 AU より大きい半長軸を持っています。
すでに形成されたものから始まる以前の N 体シミュレーション
巨大な惑星は、散乱イベントがその起源であることを示しています
巨大な惑星は、ほとんどの場合、内部システムを破壊する可能性があります (例:レイモンド等。 2010; ムスティル等。 2015; 黄ら。 2017; プ
& ライ 2021)。 ただし、内部システムが生き残った場合、これらは
大きな偏心と相互の傾向を持つことができ、
トランジットが少ないシステムの観察傾向を説明する
惑星は、トランジットが多い惑星よりも動的に熱くなっています
惑星。
小石の降着の観点から、それは理にかなっています
冷たい木星は、内側の亜海王星を伴っています。
小石の降着は、単一の惑星ではかなり非効率的です (Lam brechts & Johansen 2014)。 ディスク内に複数の遊星胚が存在するシナリオでは、単一の成長中の胚が
初期段階でペブル フラックスを大幅に削減するには不十分であり、
内部胚が成長するのに十分な材料を残す (Lambrechts& ヨハンセン 2014; Ormel & Liu 2018; ビッチ等。 2019a; ラム・ブレヒトら。 2019; ベンチュリーニ等。 2020）。 の最終質量
成長している惑星は、小石の分離質量に依存します。
惑星は、原始惑星系円盤に部分的な隙間を開けて停止します
小石の内向きの流れ (Lambrechts et al. 2014; Bitsch et al.2018b; アタイエ等。 2018)。 次に、正確な小石分離質量
主にディスクのプロパティに依存します。 ディスクのアスペクト比
H/r と粘度。 フレア ディスク (放射状に増加する H/r) では、小石の分離質量は小さく（地球の数個の質量より下）、
内側のディスク (r<5 AU)、外側のディスクでは大きい (例: Bitschら。 2015a,b; ビッチ 2019; ビッチ等。 2019a、2020; ベンチュリーニ 他 2020)、粒成長すればさらに効果が高まる
ディスク構造を計算するために考慮されます（Savvidouら。 2020; Savvidou & Bitsch 2021)。 大きな惑星コア
小さなコアは非効率的なガス降着による亜海王星 (例: Lambrechts &レガ 2017; シメルマン等。 2017)。 その結果、複数の惑星、
複数の外巨星と内亜海王星を含む形。
巨大な惑星を形成し、重力で相互作用して開始します
近くの惑星を分散させ、観測された巨人の偏心分布の説明を可能にします (Bitsch et al. 2020)。 で
同時に、既存の海王星亜星系は、観測による推定値と矛盾してほぼ常に破壊されています。 それ
したがって、海王星の海王星と外側の巨大惑星の間で観察された相関関係をどのように説明できるかはまだ不明です。 の
Bitsch等のシミュレーション。 (2020) (小石の付着に基づく)とシュレッカーらの。 (2021) (微惑星の降着に基づく)
すべての微惑星の大きさが 300m であると仮定すると、太陽系の証拠との潜在的な対立（モルビデリを参照）
ら。 2009 または Weidenschilling 2011 の反対意見) および微惑星形成シミュレーション (例: Johansen et al. 2015;
サイモン等。 2016) は、小惑星帯の微惑星が数 10km の大きさで形成されたはずであることを示しています (Klahr
& Schreiber 2020)) は同じ問題を示しています: 外側の巨人は巨大になりすぎて、内側の亜海王星に近づきすぎています。
その結果、システムは不安定性によって破壊されます
巨大惑星の間。 その結果、次のように推測されます。
巨大惑星のガス降着率は過大評価されている
これらのシミュレーション2
.
ここでは、惑星系の進化を計画胚から巨大ガス惑星に至るまで研究しています。 このために、
FLINTSTONE コード (Izidoro et al. 2017; Izidoro et al. 2021b;ビッチ等。 2019a)、Mercury N 体積分器に基づく
(チェンバース 1999)。 特に、小石 (Johansen et al. 2015) とガス降着 (Bitschら。 2015b)、惑星の移動中 (Paardekooper et al.
2011; 神奈川ら。 2018) 進化するディスクを通じて。 エンベロープの不透明度がどのように異なるかを調べます。
ガスの降着率、ひいては巨大惑星の質量は、最終的なシステム アーキテクチャに影響を与えます。 最近の幅広い焦点
研究は、内側のスーパーアースとサブネプチューンの正確な組成を理解することです (例: Owen & Wu 2013, 2017; Jin &
モルダシーニ 2018; ビッチ等。 2019b; ゼンら。 2019; ベンチュリーニら。 2020; イジドロ等。 2021b、2022; エステベス等。 2023; マー
& Bitsch 2023)、しかし、この作業では、これらの惑星の化学組成を詳細に調査するのではなく、代わりに焦点を当てています。
惑星系の軌道特性。
私たちの仕事は構造化されています
私たちの仕事は以下のような構成になっています。 セクション 2 では、簡単に
シミュレーションの数値的方法とセットアップについて説明します。 の
セクション 3 では、巨大惑星系の形成について説明します。
また、それらの一般的な特性と、内側のサブネプチューンを持っているかどうかの違い. 次に、のプロパティについて説明します
セクション 4 で以前のシミュレーション (Izidoro et al. 2021b) と比較し、セクション 5 でそれらの観測特性について議論します。
セクション 7 で要約する前に、セクション 6 で結果を説明します。
図 1. 10 AU に固定された惑星胚の成長。さまざまなエンベロープ不透明度と、シミュレーションで使用された 2 つの異なる小石フラックス。 特に明記しない限り、すべてのシミュレーションで S peb = 5.0 です (本文を参照)。
固体（小石）の降着段階は実線で、エンベロープ収縮段階は一点鎖線で、暴走ガスは
降着段階は破線でマークされています。 不透明度が高いほど、ガス収縮段階であり、惑星の成長が遅くなる
惑星は小石の孤立質量に達しました。 その結果、最終的に
惑星の質量は、エンベロープの不透明度が高いほど低くなります。 大きめの小石
フラックスは、コアがより速く成長し、小石の分離に到達することを可能にします
質量が大きいほど早く、エンベロープ収縮フェーズが減少します
したがって、最終的な惑星の質量が大きくなります。
図 2. κ = 0.4cm^2 /g および Speb = 5.0のエンベロープ不透明度を持つシステムの進化。 準主軸 (左上)、惑星質量 (右上)、
30個の惑星胚の離心率（左下）と傾斜角（右下）が時間の関数としてプロットされ、最初の100個は省略されています
明確にするためにkyr。 惑星胚の注入後、ガス円盤の寿命は 3 Myr であり、ガス円盤の寿命の終わりは、
黒い縦線。 灰色の線は、小さな質量体、またはガス円盤の寿命中に放出される物体のいずれかを表しています。 黒い線
ガス円盤フェーズの後に散在する大質量惑星を表します。 色付きの線は、生き残った 4 つの惑星を表しています。
図 3. κenv = 0.1cm^2 /g (左) と κenv = 0.4cm^2/g (右).ですべてのシミュレーションを 100 Myr 統合した後の最終構成
サイズ円は、惑星の全質量 (緑) に 3 乗根で比例し、惑星コアの質量 (黒) にも 3 乗根で比例します。 の
黒い矢印は、rP ± e × rP によって計算された惑星の遠日点と近日点の位置を示します。
図 4. κenv = 0.4cm^2 /g ですべてのシミュレーションを 100 Myr 統合した後の最終構成
ですが、ペブル フラックスは 2 倍です。
(Speb = 10.0)。 記号の意味は図 3 と同じです。
図 5. 巨大惑星の離心率の累積分布
最大 5 AU の軌道距離。 巨大惑星はオブジェクトとして定義されます
0.5 木星質量以上。 κ = 0.05cm^2 /g 発信でのシミュレーション
Bitschらから。 (2020) であり、この論文では詳細に表示されません。
図 6. 最大 5 AU の距離または両方向距離を持つ巨大惑星の質量の累積分布。 巨大惑星は上のオブジェクトとして定義されます
0.5 木星質量。
7. まとめと結論
この論文では、亜海王星やガス巨星に至るまでの平面胚の形成と進化を調査します。
進化する原始惑星系円盤。 惑星は小石を介して成長し、
それらは重力で相互作用し、ガスディスクを通って移動します。 私たちはどのように研究します
バリエーションによって決定される異なるエンベロープ収縮率
エンベロープの不透明度、システムの形成に影響を与える
内側の亜海王星と外側の巨大惑星。 ガスディスクの後
100 Myr の時代まで惑星系を進化させる段階
放出につながる可能性のある惑星間の不安定性を追跡する
および惑星間の衝突により、
惑星の偏心。 主な調査結果は次のとおりです。
– 私たちのシミュレーションのすべてのシステムは、内側の亜海王星を形成し、
ガスディスクフェーズ中の外側のガス巨人ですが、システムは
複数の巨大惑星による不安定性の影響を受ける
いくつかの AU の外側。 これにより、衝突と排出が発生します
内部システムを破壊できる惑星間
完全に。
– 私たちのシミュレーションは、巨大惑星の距離が内部システムに十分に近い場合、より大規模な巨大惑星を含むシステムがより少ない内部亜海王星をホストする傾向を示しています (表 1、図 7)。 より大規模なの形成
惑星は、エンベロープの不透明度が低いために発生します。
暴走ガス降着体制への移行が速くなり、その結果、より大規模な惑星が形成されます。 κenv ≥ でのシミュレーション
0.3cm^2/g は、外側の巨大な惑星を持つすべてのシステムの 22 から 50% が内側の亜海王星を特徴とするはずであることを示しています。
観察による (Bryan et al. 2019; Rosenthal et al. 2022)。
ただし、エンベロープの不透明度が低いシミュレーションでは、
外側の巨人と内側の巨大なシステムの非常に小さな部分
スーパーアース、あまりにも多くの巨大な惑星が存在することを暗示しています
内部システムの存続を妨げます。
– 巨大惑星間の散乱イベントは、これらの惑星の偏心を増加させます。 試合のクオリティ
観測データに対するシミュレーションの離心率分布の影響は、エンベロープの不透明度に依存します（図5）。
一般的に、私たちのシミュレーションは以前の研究をサポートしています
巨大惑星の離心率分布は
惑星間散乱の結果 (Ford & Rasio 2008; Ju ric & Tremaine 2008; Raymond et al. 2009; Sotiriadis et al. '2017; ビッチ等。 2020)、私たちのシミュレーションは示していますが、長半径と質量に比べてわずかな不一致
巨大惑星の人口分布。
– 外側の巨人を持つ形成されたシステムは、最大 5 をホストします
内側の亜海王星ですが、安定したシステムのほとんどは
不安定なシステムの間、2つまたは3つの内側の亜海王星
ほとんどの場合、内側の亜海王星を 1 つだけホストします (図 10)。 対照的に、外側の巨大な惑星のないシステム (から取られた
イジドロ等のシミュレーション。 2021b) 比較的大規模なホスト
内側海王星の数。 実際、ないすべてのシステム
外側の巨星には、内側の亜海王星が 2 つまたは 3 つ以上あります。
特に安定したシステムは up でチェーンをホストできます
外側の巨人でのシミュレーションでは達成できない9つの惑星に。
– 外側の巨大な惑星を持つ内側のシステムには、サブネプチューンが含まれています
外巨星を持たない系に比べて離心率と傾斜角が大きい (図 10)。 実際、私たちのシミュレーションは、内側の亜海王星が離心率を持っている場合
0.3 より大きい場合、外側の巨大な惑星が存在するはずです。これは、内側の小さなサブ海王星の間の散乱イベントが、これらの大きな離心率を許容するほど強くないためです。
– シミュレーションと初期条件のセット内で、安定したシステム内の隣接する内部海王星の周期比
外側の巨人は、ほとんどが 3:2 と 2:1 に支配されています。
巨大惑星が存在する場合の周期比
外側の巨人がいないと、より密に詰め込まれます（図10）。 これ
違いは、移行速度の違いにも影響されます
ここでの作業で使用する 2 セットのシミュレーション内で
イジドロのシミュレーションと比較して粘度が低い
ら。 （2021b）、その結果、移動速度が遅くなり、その結果、より広い共鳴でより直線的にトラップできるようになります
観察で。 今後、海王星亜星列の形成に及ぼす粘性の影響を調査する予定です。
仕事。
– シミュレートされたシステムの合成トランジット観測が示す
外側の巨大な惑星を持つ不安定なシステムがほとんど示していること
トランジットする惑星は 1 つだけで、2 つ以上の非常に小さな部分 (約 5% 未満) にすぎません (図 11)。 対照的に、安定したシステムは、主に2つ以上のトランジット惑星を示しています。 これ
違いは、不安定なシステムが
外側の巨人は、主に 1 つの内側の海王星のみをホストします。
外側の巨人なしのシミュレーションとは対照的です。 したがって、私たちのシミュレーションは、システムの大部分が
観測された単一の内側 (r<0.7 AU) のトランジット惑星は
複数の惑星ではなく、内部システムで真に単独で
外側の巨大な惑星のないシミュレーションによってサポートされているように、大きな相互傾斜を持っています (Izidoro et al. 2021b)。
– 私たちのシミュレーションはローゼンタールの観察と一致しています
ら。 (2022)、42+17 -13% と見積もるコールド ジャイアント ホストの は、内側の小さな惑星もホストしています。
外部巨大惑星を含む系と含まない系の間で 40:60 の混合比を使用する
観測された発生率を反映するものは、すでに与えられています
数に関して観察とよく一致する
観測された惑星の数と隣接するペアの周期比
（図12）。 さらに、外側の巨大な惑星を持つシステムの 2% だけが安定していることを課すと、偶数の結果になります。
観察結果との一致が向上しました (図 13)。 これは、
たとえそれらが構造に影響を与えたとしても、外側の巨大な惑星
内部システムの全体像を変えないでください
連鎖モデルを壊す: 惑星は内側に移動し、形成される
ディスクが消散した後に壊れる共鳴チェーン。
しかし、私たちのシミュレーションは、外側の巨大な惑星を持つシステムは、ほとんどの場合、惑星に沿って1つの内側の惑星しか持たないことを示しています.
Mulders らによる研究。 (2018) であり、外側の巨大惑星のないシミュレーション (Izidoro et al. 2021b) とは対照的です。 これ
傾向は、惑星を制約するのに役立つため、トランジット観測 (TESS などから) への RV フォローアップで確認する必要があります。
形成理論。
私たちのシミュレーションは、以下によって引き起こされる相互作用を明確に示しています
外側の巨大惑星は、内側のシステム構造に影響を与えます。 外側の巨大な惑星を持つさらに多くのシステムは、1 つの内側のサブ海王星のみを持つシステムの大部分を説明する可能性があります。 ただし、観察に最も適合するには、
巨大な惑星を持つ非常に多数の不安定なシステム。
不安定なシステムの大部分は、他のシステムによって生成される可能性があります
シミュレーションで無視されたプロセス。 ディスクの粘度
それは、移動速度だけでなく、惑星へのガスの降着速度も設定します。 それにもかかわらず、内惑星系への外部摂動因子の影響が、内惑星系の観測に重要な結果をもたらすことは明らかですが、
鎖を断つシナリオの全体像はそのまま
外に巨大な惑星が存在するときでさえ議論の余地はありません。
巨人はいじめっ子です: 彼らの成長が内部のサブネプチューンとスーパーアースシステムにどのように影響するか
概要
観測証拠は、外側の巨大惑星と内側の亜海王星の間の予想外の相関関係を示しています。
これまでのシミュレーション。 小石やガスの降着、惑星の移動を含むN体シミュレーションを利用して調査します
エンベロープの不透明度とコア質量に依存するガス降着率が、内部のシステムの形成にどのように影響するか
亜海王星と外側のガス巨星、および外側の巨大惑星の離心率分布。 効率の悪いエンベロープが見つかりました
収縮率により、内側の亜海王星と外側のガス巨星を含むシステムのより効率的な形成が可能になります。 これは、
内側のディスクで形成されたコアは小さすぎて、大きなエンベロープを効果的に降着できず、コアのみが外側で成長するという事実
より大きな小石の分離質量のためにコアがより重いディスクは、巨大になる可能性があります。 その結果、
外側の巨大な惑星は、より効率的なエンベロープを使用したシミュレーションとは異なり、海王星の内側のシステムを必ずしも破壊するわけではありません
巨大な惑星がより近くで形成される収縮。私たちのシミュレーションは、冷たい木星のシステムの最大 50% が収縮する可能性があることを示しています。
観測と一致して、内側の亜海王星。 同時に、私たちのシミュレーションは離心率とよく一致することを示しています
質量と長半径の分布にわずかな不一致が見られますが、巨大な太陽系外惑星の分布。 合成
シミュレーションで形成された内部システム (r<0.7 AU) のトランジット観測は、ケプラー観測との優れた一致を明らかにしています。
私たちのシミュレーションは、隣接する惑星のペアの周期比と特に一致する可能性があります。 結果として、チェーンモデルを壊す
スーパーアースとサブネプチューンの形成は、外側の巨大な惑星が存在する場合でも観測と一致しています。 しかし、
外側の巨大惑星を使ったシミュレーションは、対照的に、内側の惑星がほとんど 1 つしかなく、より大きな離心率を持つより多くのシステムを生成します。
外側の巨人なしのシミュレーションに。 したがって、真に単一の近接惑星を持つシステムは、外側のガスをホストする可能性が高いと予測しています
巨人。 その結果、海王星付近をトランジットするシステムの RV フォローアップ観測を提案し、これらが
内側のサブネプチューンは、内側のシステムで本当に孤独であるかどうか。
キーワード。 降着円盤 – 惑星と衛星: 形成 – 原始惑星系円盤 – 惑星円盤の相互作用
1.はじめに
以来、太陽系外惑星の分野はますます注目を集めています。
ちょうど 25 年前に、主系列星の周りに巨大惑星が初めて発見された (Mayor & Queloz 1995)。 の
検出された惑星はホットジュピターの典型的な例です。
私たち自身の太陽系のアナログ。 系外惑星検出の継続的な調査により、質量と物理半径が海王星よりも小さい惑星が軌道分離で発見されました。
ホスト星から。 これらのいわゆるホット サブネプチューンは、私たち自身の太陽系には存在しない別のクラスの惑星をもたらします。 使用する
現在の観測データ、検出されたデータを大まかに分けることができます
軌道に応じて、惑星は4つの異なるカテゴリに分類されます
距離と質量、(i) 地球と同様の質量を持つ岩石惑星、
(ii) 距離が 1 天文単位と小さく、質量が最大 20 地球質量のスーパーアースとサブ海王星の近接、(iii) 短期間
木星質量惑星 (r<0.1 AU のいわゆるホットジュピター) および
(iv) より遠くにある巨大惑星で、暖色で分離されている (r<1.0 AU)
そして冷たい (r>1.0 AU) 木星。
より大きく、より質量の大きい惑星の検出はより簡単であるため、最初に検出された惑星は主に高温および低温の木星です。
他の星の周り。 これらの検出から、巨大惑星の発生率はホストと相関していることが明らかになりました
星の金属性 (例: Santos et al. 2004; Fischer & Valenti 2005;ジョンソン等。 2010; ブッチャブ等。 2014; ペティグラ等。 2018;ナラン等。 2018)。 より大きな金属量を持つ星がホストしているようです
これは、巨大惑星形成の核となる降着シナリオと一致する事実です。より多くの計画ブロックが利用可能であれば、惑星形成は進行する可能性があります。
より速く、より大きな惑星コアの形成も可能にします
その後、ガスが付着する可能性があります (例: Pollack et al. 1996; Ida & Lin2004; モルダシーニ等。 2012; ビッチ等。 2015b; ンドゥグ等。2018)。
検出されたほぼすべての巨大惑星は、偏心軌道を持っています。
私たち自身の太陽系における木星と土星の離心率よりも大きい。 太陽系外巨大惑星のこれらの大きな離心率
惑星間散乱イベントによって説明できます (Ford & Ra sio 2008; Juric & Tremaine 2008; Raymond et al. 2009; Sotiri-´
adisら。 2017; ビッチ等。 2020; ミュラーホーン等。 2022年）。 の
さらに、観測により、巨大な惑星がより多くの軌道を周回していることが示されました
金属が豊富な星は、平均してより大きな離心率を持っています (ドーソン& マレークレイ 2013; ブッチャブ等。 2018)。 これも可能です
大きな円盤が
金属性は、複数の巨大惑星の形成を可能にするかもしれません
その後、互いに動的に分散できます。
一方、巨人を説明する支配的なメカニズム
惑星の離心率は、惑星間動力学であると考えられています
散乱、非常に大規模な惑星の大きな離心率（上記
いくつかの木星の質量) は、散乱イベントを必要とせずに、惑星と円盤の相互作用によっても説明できます。 この仕組み
惑星間の重力相互作用に由来する
およびガスディスク。偏心率が増加する可能性があります。
原始惑星系円盤は、巨人の離心率を増加させる可能性があります (Papaloizou et al. 2001; Kley & Dirksen 2006;ビッチ等。 2013; Duffell & Chiang 2015)。 このプロセスのみとして
木星の数質量以上の惑星に適用されますが、これはありません。
このプロセスを詳細にモデル化することはしません。
私たちのシミュレーションでは。広い軌道の巨大惑星 (r>3 AU) を検出するには、大規模な
原則として、惑星の完全な軌道が必要なため、ベースライン
そのため、広軌道巨星の発生率を理解しているのは今だけです (Wittenmyer et al. 2020; Fultonら。 2021年）。
長期観測調査は理想的ですが、広い軌道の惑星を見つけますが、これらの調査は当然苦しんでいます
不完全な RV トレンドから。 RV 測定の数が
は非常に限られているため、データ分析では区別できない場合があります
RV信号が偏心星の単一の惑星から発信されている場合
軌道または共鳴構成の2つの惑星から（Kürsterら。 2015; ウィッテンマイヤーら。 2019）。
接近した海王星の検出は驚きでした。
これらの惑星は、当時の惑星形成理論では一般に予測されていなかったからです (e.g. Ida & Lin 2008)。 継続的な観察により、近接海王星は非常に一般的であることが明らかになりました
そして、すべての太陽のような星のほぼ 1/3 から 1/2 が、1 天文単位以内に亜海王星をホストしている可能性がある (例: Fressin et al. 2013; Mulders et al.2018)。 これらの亜海王星はほとんどが単一ではなく、1 AU 内に複数の惑星が密集しているシステム。
サブネプチューンの接近の周期比は、ほとんどの
惑星ペアのうち、共鳴構成にありません（例：リサウアー等。 2011)、これらの惑星が
ディスクを通って移動します (Ward 1997; Tanaka et al. 2002)。
共振構成で大量のシステムを予測します。 問題は、これらの惑星系がどのようにできるかです。
形状？ 一部の研究では、これらのシステムの形成はその場で発生する可能性がある、またはそれらが形成され始めるだけであると主張しています
ガス駆動の移動が無視できるようになるガス円盤の寿命の終わり (e.g. Lee & Chiang 2016; Dawson et al. 2016)、
惑星の移動のような物理的なプロセスがなぜ起こりうるのかは不明です
無視されるか、微惑星が形成され始めない理由（または初期の段階で形成され、代わりに形成を開始するだけです（または
ディスクの寿命の終わりに. 私たちの太陽系では降着によって示唆されるように、微惑星は非常に早く形成された
鉄隕石の年代 (Kruijer et al. 2020) と形成モデル (Izidoro et al. 2021c; Morbidelli et al. 2022)
後期原位置惑星形成モデルへの批判。
周期比を説明する別のアプローチは、イジドロらで採用されました。 （2017）。 そこに惑星が最初に移動します
その後、不安定性によって壊れる共鳴構成に
ガスディスク散逸後のシステム内。 このモデルは小石の付着による成長も含むようにさらに拡張
(Izidoro et al. 2021b)、しかし、共鳴鎖を切断するメカニズムは、微惑星降着 (Ogihara et al. 2018)。 さらに、この
メカニズムは、ケプラーの二分法を広く再現できます (例:Borucki等。 2011) では、トランジットする惑星が 1 つしかないほとんどのシステムが観測されています。 イジドロらのシミュレーション内。
（2021b）これは、
の不安定性によって引き起こされる内側のスーパーアース/サブ海王星
それらの相互相互作用によるシステム（例えば、Chambers et al。
1996）。 このメカニズムはまた、観測された単一のトランジット惑星には隣人がいるはずであり、真に単一ではないことを意味します
惑星系。
チェーンを壊すの名目上のシミュレーションですが、巨大惑星を持たない星系のみに焦点を当てたモデル
(Izidoro et al. 2017; Izidoro et al. 2021b, 2022; Esteves et al.2020, 2021, 2023)、実際には、スーパーアース/サブ海王星は
外側の巨大惑星とも共存しています。 注目すべき例は、Kepler-90 (Shallue & Vanderburg 2018) および Kepler-167 システム
(Chachan et al. 2022)。
Kepler-90 システムは 6 つのインナー0.5 天文単位までの亜海王星、2 つの外側の巨星が近くにある (約 1.0 AU)、
Kepler-167 システムは 3 つのインナー1.8 AU に外側巨星を持つ惑星。 これらの星系には複数の海王星亜星が含まれていますが、観測された星系のほとんどは、内側の亜海王星と外側のガス巨星は、内側の惑星に 1 つしかありません (例: Zhu & Wu 2018)。 明らかな質問は次のとおりです。
外部巨大惑星の一部が内部システムを抱えている?
内側の亜海王星と外側の巨大惑星 (r>1 AU) を持つ系に対する観測上の制約は、
かなり異なる相関率。 バルバト等の間。 (2018)
外側の巨人の 10% 未満が隠れるべきであると結論付けた
内側海王星、Zhu & Wu (2018) は、ほぼ 90%
すべての外側の巨星のうち、内側のサブネプチューンを収容する必要があります。 研究
ブライアンらによって。 一方、(2019) は、
冷たい木星の 40% には、内側の亜海王星があるはずです。 この割合は、Rosenthal らによって最近確認されました。 (2022)、
誰が 42+17 −13% と見積もったかコールド ジャイアント ホストは、より小さな惑星もホストしています。 内側の亜海王星と外側の巨星を持つシステムの正確な割合は、太陽系に関する亜海王星と外側の巨星の定義にも決定的に依存します。
この割合は、Rosenthal らによって最近確認されました。 (2022)、誰が 42+17−13% と見積もったか
のコールド ジャイアント ホストは、より小さな惑星もホストしています。 内側海王星亜星と外側巨星を持つシステムの正確な割合は、海王星亜星と外側巨星の定義に決定的に依存します。
質量と軌道距離。 簡単にするために、ここでは外側の惑星は、1 AU より大きい半長軸を持っています。
すでに形成されたものから始まる以前の N 体シミュレーション
巨大な惑星は、散乱イベントがその起源であることを示しています
巨大な惑星は、ほとんどの場合、内部システムを破壊する可能性があります (例:レイモンド等。 2010; ムスティル等。 2015; 黄ら。 2017; プ
& ライ 2021)。 ただし、内部システムが生き残った場合、これらは
大きな偏心と相互の傾向を持つことができ、
トランジットが少ないシステムの観察傾向を説明する
惑星は、トランジットが多い惑星よりも動的に熱くなっています
惑星。
小石の降着の観点から、それは理にかなっています
冷たい木星は、内側の亜海王星を伴っています。
小石の降着は、単一の惑星ではかなり非効率的です (Lam brechts & Johansen 2014)。 ディスク内に複数の遊星胚が存在するシナリオでは、単一の成長中の胚が
初期段階でペブル フラックスを大幅に削減するには不十分であり、
内部胚が成長するのに十分な材料を残す (Lambrechts& ヨハンセン 2014; Ormel & Liu 2018; ビッチ等。 2019a; ラム・ブレヒトら。 2019; ベンチュリーニ等。 2020）。 の最終質量
成長している惑星は、小石の分離質量に依存します。
惑星は、原始惑星系円盤に部分的な隙間を開けて停止します
小石の内向きの流れ (Lambrechts et al. 2014; Bitsch et al.2018b; アタイエ等。 2018)。 次に、正確な小石分離質量
主にディスクのプロパティに依存します。 ディスクのアスペクト比
H/r と粘度。 フレア ディスク (放射状に増加する H/r) では、小石の分離質量は小さく（地球の数個の質量より下）、
内側のディスク (r<5 AU)、外側のディスクでは大きい (例: Bitschら。 2015a,b; ビッチ 2019; ビッチ等。 2019a、2020; ベンチュリーニ 他 2020)、粒成長すればさらに効果が高まる
ディスク構造を計算するために考慮されます（Savvidouら。 2020; Savvidou & Bitsch 2021)。 大きな惑星コア
小さなコアは非効率的なガス降着による亜海王星 (例: Lambrechts &レガ 2017; シメルマン等。 2017)。 その結果、複数の惑星、
複数の外巨星と内亜海王星を含む形。
巨大な惑星を形成し、重力で相互作用して開始します
近くの惑星を分散させ、観測された巨人の偏心分布の説明を可能にします (Bitsch et al. 2020)。 で
同時に、既存の海王星亜星系は、観測による推定値と矛盾してほぼ常に破壊されています。 それ
したがって、海王星の海王星と外側の巨大惑星の間で観察された相関関係をどのように説明できるかはまだ不明です。 の
Bitsch等のシミュレーション。 (2020) (小石の付着に基づく)とシュレッカーらの。 (2021) (微惑星の降着に基づく)
すべての微惑星の大きさが 300m であると仮定すると、太陽系の証拠との潜在的な対立（モルビデリを参照）
ら。 2009 または Weidenschilling 2011 の反対意見) および微惑星形成シミュレーション (例: Johansen et al. 2015;
サイモン等。 2016) は、小惑星帯の微惑星が数 10km の大きさで形成されたはずであることを示しています (Klahr
& Schreiber 2020)) は同じ問題を示しています: 外側の巨人は巨大になりすぎて、内側の亜海王星に近づきすぎています。
その結果、システムは不安定性によって破壊されます
巨大惑星の間。 その結果、次のように推測されます。
巨大惑星のガス降着率は過大評価されている
これらのシミュレーション2
.
ここでは、惑星系の進化を計画胚から巨大ガス惑星に至るまで研究しています。 このために、
FLINTSTONE コード (Izidoro et al. 2017; Izidoro et al. 2021b;ビッチ等。 2019a)、Mercury N 体積分器に基づく
(チェンバース 1999)。 特に、小石 (Johansen et al. 2015) とガス降着 (Bitschら。 2015b)、惑星の移動中 (Paardekooper et al.
2011; 神奈川ら。 2018) 進化するディスクを通じて。 エンベロープの不透明度がどのように異なるかを調べます。
ガスの降着率、ひいては巨大惑星の質量は、最終的なシステム アーキテクチャに影響を与えます。 最近の幅広い焦点
研究は、内側のスーパーアースとサブネプチューンの正確な組成を理解することです (例: Owen & Wu 2013, 2017; Jin &
モルダシーニ 2018; ビッチ等。 2019b; ゼンら。 2019; ベンチュリーニら。 2020; イジドロ等。 2021b、2022; エステベス等。 2023; マー
& Bitsch 2023)、しかし、この作業では、これらの惑星の化学組成を詳細に調査するのではなく、代わりに焦点を当てています。
惑星系の軌道特性。
私たちの仕事は構造化されています
私たちの仕事は以下のような構成になっています。 セクション 2 では、簡単に
シミュレーションの数値的方法とセットアップについて説明します。 の
セクション 3 では、巨大惑星系の形成について説明します。
また、それらの一般的な特性と、内側のサブネプチューンを持っているかどうかの違い. 次に、のプロパティについて説明します
セクション 4 で以前のシミュレーション (Izidoro et al. 2021b) と比較し、セクション 5 でそれらの観測特性について議論します。
セクション 7 で要約する前に、セクション 6 で結果を説明します。
図 1. 10 AU に固定された惑星胚の成長。さまざまなエンベロープ不透明度と、シミュレーションで使用された 2 つの異なる小石フラックス。 特に明記しない限り、すべてのシミュレーションで S peb = 5.0 です (本文を参照)。
固体（小石）の降着段階は実線で、エンベロープ収縮段階は一点鎖線で、暴走ガスは
降着段階は破線でマークされています。 不透明度が高いほど、ガス収縮段階であり、惑星の成長が遅くなる
惑星は小石の孤立質量に達しました。 その結果、最終的に
惑星の質量は、エンベロープの不透明度が高いほど低くなります。 大きめの小石
フラックスは、コアがより速く成長し、小石の分離に到達することを可能にします
質量が大きいほど早く、エンベロープ収縮フェーズが減少します
したがって、最終的な惑星の質量が大きくなります。
図 2. κ = 0.4cm^2 /g および Speb = 5.0のエンベロープ不透明度を持つシステムの進化。 準主軸 (左上)、惑星質量 (右上)、
30個の惑星胚の離心率（左下）と傾斜角（右下）が時間の関数としてプロットされ、最初の100個は省略されています
明確にするためにkyr。 惑星胚の注入後、ガス円盤の寿命は 3 Myr であり、ガス円盤の寿命の終わりは、
黒い縦線。 灰色の線は、小さな質量体、またはガス円盤の寿命中に放出される物体のいずれかを表しています。 黒い線
ガス円盤フェーズの後に散在する大質量惑星を表します。 色付きの線は、生き残った 4 つの惑星を表しています。
図 3. κenv = 0.1cm^2 /g (左) と κenv = 0.4cm^2/g (右).ですべてのシミュレーションを 100 Myr 統合した後の最終構成
サイズ円は、惑星の全質量 (緑) に 3 乗根で比例し、惑星コアの質量 (黒) にも 3 乗根で比例します。 の
黒い矢印は、rP ± e × rP によって計算された惑星の遠日点と近日点の位置を示します。
図 4. κenv = 0.4cm^2 /g ですべてのシミュレーションを 100 Myr 統合した後の最終構成
ですが、ペブル フラックスは 2 倍です。
(Speb = 10.0)。 記号の意味は図 3 と同じです。
図 5. 巨大惑星の離心率の累積分布
最大 5 AU の軌道距離。 巨大惑星はオブジェクトとして定義されます
0.5 木星質量以上。 κ = 0.05cm^2 /g 発信でのシミュレーション
Bitschらから。 (2020) であり、この論文では詳細に表示されません。
図 6. 最大 5 AU の距離または両方向距離を持つ巨大惑星の質量の累積分布。 巨大惑星は上のオブジェクトとして定義されます
0.5 木星質量。
7. まとめと結論
この論文では、亜海王星やガス巨星に至るまでの平面胚の形成と進化を調査します。
進化する原始惑星系円盤。 惑星は小石を介して成長し、
それらは重力で相互作用し、ガスディスクを通って移動します。 私たちはどのように研究します
バリエーションによって決定される異なるエンベロープ収縮率
エンベロープの不透明度、システムの形成に影響を与える
内側の亜海王星と外側の巨大惑星。 ガスディスクの後
100 Myr の時代まで惑星系を進化させる段階
放出につながる可能性のある惑星間の不安定性を追跡する
および惑星間の衝突により、
惑星の偏心。 主な調査結果は次のとおりです。
– 私たちのシミュレーションのすべてのシステムは、内側の亜海王星を形成し、
ガスディスクフェーズ中の外側のガス巨人ですが、システムは
複数の巨大惑星による不安定性の影響を受ける
いくつかの AU の外側。 これにより、衝突と排出が発生します
内部システムを破壊できる惑星間
完全に。
– 私たちのシミュレーションは、巨大惑星の距離が内部システムに十分に近い場合、より大規模な巨大惑星を含むシステムがより少ない内部亜海王星をホストする傾向を示しています (表 1、図 7)。 より大規模なの形成
惑星は、エンベロープの不透明度が低いために発生します。
暴走ガス降着体制への移行が速くなり、その結果、より大規模な惑星が形成されます。 κenv ≥ でのシミュレーション
0.3cm^2/g は、外側の巨大な惑星を持つすべてのシステムの 22 から 50% が内側の亜海王星を特徴とするはずであることを示しています。
観察による (Bryan et al. 2019; Rosenthal et al. 2022)。
ただし、エンベロープの不透明度が低いシミュレーションでは、
外側の巨人と内側の巨大なシステムの非常に小さな部分
スーパーアース、あまりにも多くの巨大な惑星が存在することを暗示しています
内部システムの存続を妨げます。
– 巨大惑星間の散乱イベントは、これらの惑星の偏心を増加させます。 試合のクオリティ
観測データに対するシミュレーションの離心率分布の影響は、エンベロープの不透明度に依存します（図5）。
一般的に、私たちのシミュレーションは以前の研究をサポートしています
巨大惑星の離心率分布は
惑星間散乱の結果 (Ford & Rasio 2008; Ju ric & Tremaine 2008; Raymond et al. 2009; Sotiriadis et al. '2017; ビッチ等。 2020)、私たちのシミュレーションは示していますが、長半径と質量に比べてわずかな不一致
巨大惑星の人口分布。
– 外側の巨人を持つ形成されたシステムは、最大 5 をホストします
内側の亜海王星ですが、安定したシステムのほとんどは
不安定なシステムの間、2つまたは3つの内側の亜海王星
ほとんどの場合、内側の亜海王星を 1 つだけホストします (図 10)。 対照的に、外側の巨大な惑星のないシステム (から取られた
イジドロ等のシミュレーション。 2021b) 比較的大規模なホスト
内側海王星の数。 実際、ないすべてのシステム
外側の巨星には、内側の亜海王星が 2 つまたは 3 つ以上あります。
特に安定したシステムは up でチェーンをホストできます
外側の巨人でのシミュレーションでは達成できない9つの惑星に。
– 外側の巨大な惑星を持つ内側のシステムには、サブネプチューンが含まれています
外巨星を持たない系に比べて離心率と傾斜角が大きい (図 10)。 実際、私たちのシミュレーションは、内側の亜海王星が離心率を持っている場合
0.3 より大きい場合、外側の巨大な惑星が存在するはずです。これは、内側の小さなサブ海王星の間の散乱イベントが、これらの大きな離心率を許容するほど強くないためです。
– シミュレーションと初期条件のセット内で、安定したシステム内の隣接する内部海王星の周期比
外側の巨人は、ほとんどが 3:2 と 2:1 に支配されています。
巨大惑星が存在する場合の周期比
外側の巨人がいないと、より密に詰め込まれます（図10）。 これ
違いは、移行速度の違いにも影響されます
ここでの作業で使用する 2 セットのシミュレーション内で
イジドロのシミュレーションと比較して粘度が低い
ら。 （2021b）、その結果、移動速度が遅くなり、その結果、より広い共鳴でより直線的にトラップできるようになります
観察で。 今後、海王星亜星列の形成に及ぼす粘性の影響を調査する予定です。
仕事。
– シミュレートされたシステムの合成トランジット観測が示す
外側の巨大な惑星を持つ不安定なシステムがほとんど示していること
トランジットする惑星は 1 つだけで、2 つ以上の非常に小さな部分 (約 5% 未満) にすぎません (図 11)。 対照的に、安定したシステムは、主に2つ以上のトランジット惑星を示しています。 これ
違いは、不安定なシステムが
外側の巨人は、主に 1 つの内側の海王星のみをホストします。
外側の巨人なしのシミュレーションとは対照的です。 したがって、私たちのシミュレーションは、システムの大部分が
観測された単一の内側 (r<0.7 AU) のトランジット惑星は
複数の惑星ではなく、内部システムで真に単独で
外側の巨大な惑星のないシミュレーションによってサポートされているように、大きな相互傾斜を持っています (Izidoro et al. 2021b)。
– 私たちのシミュレーションはローゼンタールの観察と一致しています
ら。 (2022)、42+17 -13% と見積もるコールド ジャイアント ホストの は、内側の小さな惑星もホストしています。
外部巨大惑星を含む系と含まない系の間で 40:60 の混合比を使用する
観測された発生率を反映するものは、すでに与えられています
数に関して観察とよく一致する
観測された惑星の数と隣接するペアの周期比
（図12）。 さらに、外側の巨大な惑星を持つシステムの 2% だけが安定していることを課すと、偶数の結果になります。
観察結果との一致が向上しました (図 13)。 これは、
たとえそれらが構造に影響を与えたとしても、外側の巨大な惑星
内部システムの全体像を変えないでください
連鎖モデルを壊す: 惑星は内側に移動し、形成される
ディスクが消散した後に壊れる共鳴チェーン。
しかし、私たちのシミュレーションは、外側の巨大な惑星を持つシステムは、ほとんどの場合、惑星に沿って1つの内側の惑星しか持たないことを示しています.
Mulders らによる研究。 (2018) であり、外側の巨大惑星のないシミュレーション (Izidoro et al. 2021b) とは対照的です。 これ
傾向は、惑星を制約するのに役立つため、トランジット観測 (TESS などから) への RV フォローアップで確認する必要があります。
形成理論。
私たちのシミュレーションは、以下によって引き起こされる相互作用を明確に示しています
外側の巨大惑星は、内側のシステム構造に影響を与えます。 外側の巨大な惑星を持つさらに多くのシステムは、1 つの内側のサブ海王星のみを持つシステムの大部分を説明する可能性があります。 ただし、観察に最も適合するには、
巨大な惑星を持つ非常に多数の不安定なシステム。
不安定なシステムの大部分は、他のシステムによって生成される可能性があります
シミュレーションで無視されたプロセス。 ディスクの粘度
それは、移動速度だけでなく、惑星へのガスの降着速度も設定します。 それにもかかわらず、内惑星系への外部摂動因子の影響が、内惑星系の観測に重要な結果をもたらすことは明らかですが、
鎖を断つシナリオの全体像はそのまま
外に巨大な惑星が存在するときでさえ議論の余地はありません。
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