惑星が埋め込まれた原始惑星系円盤における小石ドリフトと微惑星形成

惑星が埋め込まれた原始惑星系円盤における小石ドリフトと微惑星形成
（2020年1月29日に提出）
原始惑星系円盤では、ほぼ軸対称のギャップとリングがよく見られます。これらのパターンの起源に関する主要な理論は、それらが埋め込まれた惑星からの重力トルクによって誘導されたガスギャップの端に捕捉されたダストによるものであるということです。ギャップエッジでの固体の濃度が十分に高くなると、ストリーミングの不安定性により微惑星が形成される可能性があります。複数の惑星によって摂動される原始惑星系円盤内の塵の進化と微惑星形成のグローバル1-Dシミュレーションを実行することにより、この仮説をテストします。粒子サイズ、円盤パラメーター、惑星質量のさまざまな組み合わせを調査し、これらすべてのケースで微惑星が形成されることを発見します。また、シミュレーションからの小石の空間分布を原始惑星系円盤の観測と比較します。1個の小石分離マスより大きい惑星は、ガスギャップの端でドリフト小石を効率的にキャッチし、ギャップの端での微惑星形成の効率に応じて、原始惑星系円盤は数10万年以内に大きな内側の遷移円盤に変換しますほこりのない穴、または狭い明るいリングのあるディスク。小惑星分離質量よりも低い惑星質量のシミュレーションの場合、結果は一連の弱いリングパターンを持つディスクですが、リング間の強い枯渇はありません。小石のサイズを人為的に100マイクロメートルのサイズの「シルト」に下げると、惑星間の領域が最大50万年の長い時間スケールで小石の質量を使い果たすことがわかります。
　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　
図1.上部パネル：原始惑星系円盤全体の初期ガス表面密度に対して正規化されたガス表面密度の進化
惑星のある公称モデル（実線）および惑星のない公称モデル（点線）。 垂直の破線は、惑星の半長軸を示し、
HLタウの周りのディスクの3つの主要なギャップの位置と一致します（Kanagawa et al。2016）。 下のパネル：固体から気体への進化
ノミナルモデルの原始惑星系円盤の表面密度比。 固体成分は微惑星（灰色でマーク）に分割され、
ほこり+小石。 微惑星は、ギャップエッジの位置と惑星のギャップの内側にある狭いリングに形成されます（微惑星の量
ギャップ内に形成されることは無視できます）。 惑星間領域では、数十万年以内に塵や小石が枯渇します。


図2.上部パネル：ノミナルモデルのディスク進化中の異なる時点での原始惑星系ディスク内の粒子のサイズ分布。 の
形成された微惑星の半長軸は、プロットの上部に示されています。 粒子はディスク全体に等間隔で初期化され、
半径1 µmで。 内側の円盤での効率的な凝固と高いドリフト速度により、惑星間領域が枯渇します。
わずか100,000年。 これらのプロセスは、外側のディスクでより長いタイムスケールで発生します。 下のパネル：パーティクルストークス数とセミメジャーのプロット
上のプロットと同じデータの軸


図3 1 Myr以降、ディスクの異なる場所で形成された微惑星の質量の合計を示すヒストグラム
パラメータ研究のシミュレーション。垂直の点線は、惑星の半長軸を示しています。圧力スケーリングが削除されたとき
（シミュレーション「noPscaling」）、ギャップエッジで微惑星を形成するために必要な臨界密度が増加し、結果として微惑星の形成が少なくなります。
微惑星形成の量は、惑星の質量が小石の分離よりも大きいシミュレーション間で大きく変化しません
質量、ミリメートルの小石はギャップを超えてドリフトできないため、圧力勾配が近い場所では微惑星形成が非常に効率的です
ゼロに。小石の隔離質量よりも低い惑星質量の場合、形成する微惑星の量は減少するにつれて急速に減少します
惑星質量。粘度パラメーターと乱流拡散を下げると、粘性膨張部分のドリフト速度が速くなります
より多くの小石が最も外側のギャップエッジに到達し、微惑星に変化することにつながるディスク。金属性の増加（シミュレーションhighMetal）
惑星間領域に散発的な微惑星形成をもたらします。一定の移動速度が惑星に追加されると、
ギャップエッジは時間とともに内側にシフトします。その結果、微惑星が形成される領域はそれに応じて内側にシフトします。


図4.固体から気体への進化の2次元対称ディスクイメージ
ノミナルモデルの3つの異なるバージョンの表面密度（形成された微惑星を除く）：ノミナルモデル（一番上の行）、
微惑星形成を伴うが、依存性のない公称モデル
圧力勾配（中央列）、微惑星形成のない公称モデル（下列）。 ノミナルモデルでは、本質的に圧力バンプに入るすべてのものが微惑星に変換され、
その結果、ほこりや小石の分布に大きな空洞ができます。 いつ
圧力依存性は無視され、臨界密度はストリーミングの不安定性が増加し、いくつかのリングが
ほこりや小石の分布。 微惑星形成が除去されるとき完全に、私たちは3つのリングが残っています　密度は非常に高いです。


図5.パラメータ内のすべてのシミュレーションの微惑星を除く固体から気体への表面密度の進化の2D対称ディスク画像
調査。小石隔離質量の2倍の惑星質量を使用する公称シミュレーションでは、小石のドリフトはほとんどまたはまったくありません。
惑星の隙間と隙間の端での効率的な微惑星の形成により、最も外側の惑星の内部の領域は塵が枯渇します。
と小石。惑星の質量が小石の分離質量よりも小さいシミュレーション（シミュレーション0.50 Misoおよび0.75 Miso）では、増加しました
ギャップを通過して輸送され、微惑星の形成が少なくなると、ギャップとリングのような構造になります。ほこりや小石のある領域の幅
トラップされるのは惑星の質量に依存するため、惑星の質量を小石の分離質量の1倍から3倍に変更すると（シミュレーション1味iso
および3 Miso）、リングの幅はそれぞれ公称モデルよりも狭くなります。これを除いて、結果は次と同じです
ノミナルモデル。シミュレーションlowViscでは、粘度パラメーターが低くなり、ギャップと惑星間領域のクリアが遅くなり、
そして、ディスクの粘性膨張部分の半径方向のドリフトが速くなります。乱流拡散が低下すると（シミュレーションlowTurb）、衝突
速度が低下し、より大きな粒子が星に向かってより速くドリフトします。これにより、最も外側の惑星の向こう側に明るいリングが見えます。
シミュレーションの終わり。シミュレーションlowViscTurbでは、乱流拡散はシミュレーションlowTurbと同じレベルに維持されますが、粘度は
パラメータは、シミュレーションlowViscと比較して桁違いに低くなります。この組み合わせにより、本質的にすべての固体が
外側の円盤はシミュレーションの終了前に最も外側の惑星のギャップに到達し、ダストとガスの比率で見られる狭い明るいリングを引き起こします。
シミュレーションhighMetalでは、ディスクの初期の固気比が2％に増加しますが、これは外観に大きな影響を与えません。
シミュレーションの終了時のディスクの。最後に、最後のシミュレーションで、惑星に恒星に向かう一定の半径方向速度が与えられました
（シミュレーションの移行）、キャビティの半径を小さくします。


図B.1。 4つの異なるシミュレーションのディスク進化中の異なる時点での粒度分布。形成されたの半長軸
微惑星はプロットの上部に示されています。上部パネル：惑星質量が0.75 Misoのシミュレーションでは、惑星微惑星はより広い
公称シミュレーションよりも圧力バンプ周辺の領域。圧力バンプでの効率の悪い小石のトラッピングも、より均一になります
円盤内の塵や小石の分布。惑星の場所での強い消耗はありません。 2番目のパネル：乱流拡散の低下
10-4に衝突速度が遅くなり、凝固が遅くなりますが、最終的に粒子サイズが大きくなります。 3番目のパネル：いつ
粘性パラメーターは10-4に下げられます
同様に、惑星の隙間の内側の端で、ガスの表面密度プロファイルに小さな隆起ができます。
粒子はこれらのバンプに閉じ込められ、これらの場所でも微惑星が形成されます。下のパネル：このプロットは
最大粒径100 µmの実装。