ペブル集積による惑星形成のN体シミュレーションII

ペブル集積とは原始惑星系円盤の中でガスと微惑星と小石が公転していると小石が一番ガスに押されるので微惑星が小石を集め易い。微惑星が成長すると益々小石を集めやすくなって寡占的成長する。以下、機械翻訳。
ペブル集積による惑星形成のN体シミュレーションII。さまざまな巨大惑星がどのように形成されるか
2021年4月15日に提出
目的。初期の円盤の状態と惑星の最終的な軌道および物理的特性との関係はよく理解されていません。この論文では、ペブル集積を介した惑星系の形成を数値的に研究し、惑星形成の結果に対する質量、散逸タイムスケール、金属量などのディスク特性の影響を調査します。メソッド。新しい惑星とディスクの相互作用モデルとタイプIIの移行を考慮して、変更されたN体コードSyMBAを改善しました。標準のディスク乱流と磁気ディスク風によって駆動される質量降着の両方の影響を模倣するために、「2アルファディスク」モデルを採用しました。結果。太陽系外惑星の半主軸、偏心、惑星質量の全体的な分布傾向をうまく再現しました。私たちはそれを見つけます、惑星の形成が十分に速く起こると、巨大な惑星は完全に成長し（木星質量以上）、円盤全体に広く分布します。一方、惑星の形成がディスクの散逸によって制限されている場合、ディスクは一般に低質量の冷たい木星（CJ）を形成します。私たちのシミュレーションはまた、ホットジュピター（HJ）が単独である傾向がある理由と、観測された離心率-金属量の傾向がどのように発生するかを自然に説明します。惑星の形成は高金属量の円盤よりも遅いため、低金属量の円盤はその場でほぼ円形で同一平面上のHJを形成する傾向があり、したがって原始惑星系円盤はガス降着の前に大幅に移動します。一方、高金属量ディスクは、その場で、または離心率の潮汐循環を介してHJを生成します。両方の経路は通常、動的な不安定性を伴います。したがって、HJはより広い離心率と傾斜分布を持つ傾向があります。非常に広い軌道を持つ巨大な惑星（「超低温木星」）が形成されると、それらはしばしば金属が豊富な星に属し、離心率を持ち、軌道の内部に（〜80％）仲間がいる傾向があることがわかります。

図1：半主軸τa（青）、離心率τe（オレンジ）、傾斜τi（緑）の進化タイムスケールの比較
ディスク6の円形軌道と同一平面上の軌道を持つ3.16auの惑星。青い実線と破線は、それぞれ式8と式3からのものです。
垂直の黒い破線は、移行タイムスケールが最小値をとる場所を示します（式10）。


図2：左：恒星の質量降着率M˙
∗表1のディスクモデル1〜8の場合（式14）。 降着は指数関数的に減少します
10-9 M /年の臨界質量降着率に達した後（破線）。 エラーバーのある黒い円は恒星で観測されています
（Sicilia-Aguilar etal。2010）からの降着率（データ提供：Sicilia-Aguilar）。 右：対応する小石の質量流束M˙F（式25）。


図3：左：垂直乱流強度αturbのさまざまな値に対するペブル集積効率とストークス数。ザ・
この図では、惑星と星の質量比3×10-7を使用しています。
（つまり、太陽のような星の場合は〜0.1 ME）、ガスディスクのアスペクト比hg = 0.03、および
η= 1.0×10−3のディスク半径方向圧力勾配
Ormel＆Liu（2018）の図4のように。 Ormel＆Liu（2018）のサークルショー
クロスはIdaらからの対応を示しています。 （2016）。 右：Ataieeらによって推定された小石の分離質量。 （2018）（オレンジ）
およびビッチら。 （2018）（緑）、Ida etal。のデフォルトのケースと比較。 （2016年、青）。 重要な移行もプロットされています
遷移質量（式10、赤）。


図4：左上のパネルは、原始惑星系円盤を形成するための合計時間を、小石の隔離質量（オレンジ、τpeb）と比較しています。
PIMコアのケルビンヘルムホルツガス降着タイムスケール（青、τKH）。 右のパネルは、さまざまな惑星の質量成長を示しています
ディスク5の10-4MEから始まる時間。緑色の実線はPIMを示し、緑色の点線はコア質量を表します。
コアがPIMに到達していない場合、100 Myr（つまり、シミュレーションの終了時）。 オレンジ色の線は、最終的な総質量を示しています。 ここでは、雪線の影響は無視されます。 左下のパネルは、Idaらによる対応する小石の付着効率を示しています。 （2016）
コアが10-4MEから成長するにつれて異なる時間に。


図5：観測された太陽系外惑星と左、中央、右のパネルのパラメーターの分布の比較は、Mp − e、a − e、
それぞれ、a −Mp分布。上のパネルは、RVで検出された惑星からの観測データを示しています。下のパネルは
シミュレーション終了時（100 Myr）にシミュレートされたすべての惑星、中央のパネルはRVで観測可能な惑星を示しています
1 m / sおよび≤10auの検出限界。 − Mpパネルに表示されている黒い破線は、1 m / sの制限に対応します。影付きの領域
a −eおよびa− Mp分布では、モデルのディスクの内側の端が0.1 auにあることを示しているため、再現するつもりはありません。
そこの惑星分布。円と十字は、それぞれ巨大な（＆0.1 MJ）惑星と低質量（<0.1 MJ）の惑星を表し、赤い惑星は
オレンジ、緑、青、紫の色は、それぞれ-0.5、-0.3、0.0、0.3、0.5の恒星の金属量に対応します。いくつかの惑星
ディスクの内縁がそこに設定されているため、0.1au前後にクラスター化されます。


図6：半主軸（上）、惑星の質量（中央）、離心率（下）の分布。 実線と破線
シミュレートされた惑星とRVで検出された惑星にそれぞれ対応します。 左側のパネルには、0.1 auを超えるすべての巨大惑星が含まれていますが、
正しいものは、0.1〜10auの軌道半径と3000MEまでの質量に制限されています。 K-S検定では、次の帰無仮説を棄却することはできません。
左側の質量分布は、統計値が0.092、P値が0.11ですが、他のすべての場合の帰無仮説を棄却します。
私たちのシミュレーションは、観測されたシステムと比較して、明らかに外側の領域でより多くの巨大な惑星を生成します。 ただし、合意は
質量と奇行の両方について目で悪くはありません。