高密度の球状星団では恒星同士の接近遭遇が発生しやすい。その時巨大惑星が並んでると惑星系から排出されやすい。以下、機械翻訳。
恒星接近時の噴出による浮遊連星惑星
要約
太陽系外の惑星系の発見は、惑星形成に関する確立された理論に疑問を投げかけています。惑星の軌道にはさまざまな予期せぬ構造が見られ、自由に浮遊する惑星が遍在しているように見えます。ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)による木星質量連星天体候補 (JuMBO) の最近の検出により、さらに不可解な層が加わりました。今回我々は、直接の少数体シミュレーションを通じて、2つの惑星が最接近時にほぼ一直線に並んでいる場合、通過する恒星との接近遭遇に続く二重巨大惑星の放出によってJuMBOが発生する可能性があることを実証した。これらの放出された JuMBO は、通常、元の惑星系内での軌道間隔の約 3 倍の平均長半径と、原始的に形成されたものとは一線を画す超熱分布を特徴とする高い離心率を持っています。私たちは、典型的な人口密度の高い星団における惑星系ごとの JuMBO 形成率を推定し、重大な環境依存性を明らかにしました。高密度の星団では、この形成率は広い惑星系で数パーセントに達することがあります。 JuMBO の速度と特性を、さまざまな環境における現在および今後の JWST 観測と比較分析することで、これらの巨大惑星が原始惑星系円盤内で形成された条件についての洞察が得られることが期待され、それによって巨大惑星形成の理論に制約が課されることになります。
キーワード:惑星系、シミュレーション、ダイナミクス
5,000 を超える系外惑星の発見と調査 [1] 私たちの太陽系の外では、驚くほど多様な系外惑星が明らかになり、私たち自身の惑星系が典型的なものからは程遠いことが示されました。2]。特に、発見された巨大惑星は最も不可解な集団であることが判明し、巨大惑星形成に関する従来の理論に疑問を投げかけている。
従来の核降着理論では、まず微惑星降着によって固体核が組み立てられる[3]または小石の付着[4、5]。核の重力が強くなるにつれて、水素とヘリウムのガス状エンベロープが惑星核の周りに発達し始めます。このエンベロープ降着段階は、エンベロープの遅いケルビン・ヘルムホルツ収縮のため、巨大惑星形成の最も長い段階です。円盤の寿命内にエンベロープの質量が最終的にコアの質量に達することができれば、エンベロープは指数関数的に増加し、惑星は暴走段階に入り、完全に成長した巨大惑星になるでしょう。公称ディスクパラメータでは、コア質量は次のようにする必要があります。
≳10𝑀⊕
ガス状の円盤が約 1 時間以内に消散する前に暴走が発生するため
〜3 百万年。霜線を超えた氷の粒子は、この巨大なコアを構築するための追加の固体を供給するのに役立ちます。
この従来のモデルは太陽系を説明できるかもしれませんが、巨大な系外惑星を説明するにはいくつかの課題があります。まず、主系列星の周りで最初に発見された系外惑星である「ホットジュピター」[6] は、主星に著しく近く、霜線の十分内側に位置していることがわかりました。第二に、これらの「ホットジュピター」の多くは高度に離心した軌道に生息しており、重大な相対傾斜を示します。7]、私たちの太陽系の巨大惑星の同一平面上にある円軌道とは矛盾しています。第三に、低質量星を周回する巨大惑星が最近検出されたこと[8]は、核降着理論を覆し、効率的な巨大惑星の形成を示唆しています。第四に、この理論は、より大きな、非常に広い軌道上の褐色矮星/惑星の観察によってさらに疑問視されています。
〜100AU [9』に近づいてきました。
〜10^3AU [10]、そしておそらくそれを超える[11]。最後に、浮遊惑星の存在もこの理論のもう 1 つの謎となっています[12]。ごく最近、ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡 (JWST) による発見により、謎はさらに深まりました。13] これらの浮遊惑星の一部、主に木星に似た巨人がカップルで移動しており、したがって、その存在が現在の惑星形成理論に容易に適合しない連星惑星の新しい集団を構成していることがわかりました。これらの課題の一部は追加の物理的プロセスを呼び出すことで解決できますが (例: 惑星の移住[14]、惑星と星の潮汐相互作用[15]、惑星間散乱 [16、12]、より現実的なディスク物理学[17] )、これらのプロセスのほとんどは、長半径が数天文単位以内にある惑星に対してのみ機能します。恒星から遠く離れた巨大惑星を説明することは依然として困難です。18]、および核降着理論を使用した豊富な自由浮遊惑星[19]。
一方、巨大惑星形成の代替理論である円盤重力不安定モデル[20]、50天文単位を超えて巨大惑星を効率的に形成できます。若い原始惑星系円盤が十分に重くなると、重力不安定になり、らせん状の腕が発達します。円盤の冷却が十分に速い場合、これらの渦巻きは断片化して直接巨大な惑星に崩壊する可能性があります。21]。典型的な原始惑星系円盤の状態では、この急速冷却は 50 天文単位を超えて達成できます。22]。塊はすぐに崩壊し、いくつかの木星の質量を持つ惑星を形成します。この理論には、特に恒星に近い地球型惑星を説明する際に、独自の課題があります（ただし、[23、24] )、円盤進化の初期段階で 50 天文単位を超えて複数の巨大惑星を効率的に形成できる[25]。
数十億年前の成熟した系外惑星を使用してこれら 2 つの形成モデルをテストすることは困難です。若い巨大惑星を発見することは非常に重要です。残念ながら、原始惑星系円盤で発見された候補はほんの数個しかありません (例: 中心星から 21 天文単位と 34 天文単位の距離にある PDS 70bc [26、27]）。興味深いことに、固有のメカニズムを超えて冒険する、有望な探求の道が出現しました。つまり、惑星の構造に対する外部摂動の影響です。28、29、30、31、32、33、34、35、36、37、38、39、40、41、42、43、44、45、46]）。実際、惑星系は若い星団で誕生する可能性が高いです。このような高密度の恒星環境では、天体間の頻繁な重力相互作用が日常的になり、時間の経過とともに惑星系が再形成される可能性があります。密集した星団におけるこの動的な相互作用は、惑星の形成と形成初期の惑星の軌道構成に関する別の視点を提供し、私たちの理解に存在するギャップのいくつかに対処します。
この研究は、同じく非常に若い木星質量連星天体 (JuMBO) 候補のJWST観測に関するごく最近の報告に触発されています 。13]。より具体的には、専用の𝑁-天体シミュレーションでは、接近により外側の軌道にある 2 つの惑星が放出され、その後互いに結合したままになる可能性を調査することにしました。この探査の最初の動機は上記の観測から来ましたが、私たちのシミュレーションは、JuMBO の形成が実際には高密度の恒星環境における近接相互作用の避けられない結果であり、JuMBO の特性が原始惑星における初期構成の情報となる可能性があることをしっかりと示しています。ディスク。私たちは、恒星の環境のタイプと元の惑星構成の関数としてそれらの発生を定量化し、将来の JWST 観測でテストできるそれらの特性を予測します。
結果
私たちの惑星系は、質量を持つ 2 つの等しい質量の惑星で構成されています。
m
長半径を持つ円軌道上で
a1そしてa2、そして質量を持つ主星
𝑀1。両方の惑星は初期段階で主星の周りの円軌道を運動します
𝜈1そして𝜈2への敬意を持って
Ｘ軸と速度𝑣1そして𝑣2
軌道長半径 (SMA) に対応a1そしてa2、 それぞれ。質量を持った飛行侵入者
𝑀2衝突パラメータを使用して惑星系に接近します
𝑏と無限遠での漸近速度𝑣∞。惑星系の向きは等方的に分布していると仮定し、それがパラメータ分布に変換されます。
cosＩ∈[−1、1】そしてΩ∈[0、2𝜋】、 どこ
Iは軌道傾斜角であり、Ωは昇交点の経度です。関係するすべての変数を含む散乱実験の概略図を図 1に示します。論文全体を通じて、一般的な（固定の）質量比を採用します。
M/𝑀1 = 10^−3(木星と太陽の質量比に似ています)、そして
𝑀2/𝑀1 = 1
簡単にするために。私たちは走った10^8
の組み合わせごとの散乱実験
(𝑣∞/𝑣2、a1/a2)
そして、特に侵入者が最接近したときに2つの巨大な惑星がほぼ並んでいる場合、フライバイに続く放出の結果としてJuMBOが形成されることを発見した。以下では、それらの特性を調査し、定量化します。
まず、関連する JuMBO プロパティの角度への依存性を調査します。
ＩそしてΩ
。これを固定値として図 2に示します。
a1/a2 = 0.7
そして3つの選択肢
𝑣∞/𝑣2。上から下に、JuMBO 形成の相対断面積 (最大値に正規化)、JuMBO の長半径 (SMA) を正規化して示します。
Δa = (a2−a1)
、そして奇抜さ。 JuMBO フォーメーションの断面の注目すべき特徴は、次のいずれかの場合にエッジオン散乱の確率が最も高いことです。
ΩまたはＩは0または𝜋
(これらの値に関して対称性が存在します。
𝜃 ∈[0、2𝜋】
）。対照的に、正面散乱の確率は最も低くなります。
Ω = Ｉ = 𝜋/2。正面散乱中、侵入者は惑星の軌道面を通過する際に、比較的短期間惑星系と相互作用します。しかし、エッジオン散乱では、侵入者は軌道面に沿って移動する際に、はるかに長い時間惑星系と相互作用します。これは、侵入者と 2 つの惑星が同じ方向に移動する順行エッジオン散乱に特に当てはまります。それらの最小相対速度により相互作用時間が増加し、2 つの巨大惑星を連続して放出する可能性が高くなります。
JuMBO の長半径 (SMA) は、散乱が正面に近い場合に最大となり、散乱がエッジオンである場合に最小になります。 JuMBO は、侵入者が最も近い点に近づくにつれて 2 つの巨大な惑星がほぼ一直線に並んだときに形成される傾向があります。このとき、排出時のそれらの間隔は SMA の差にほぼ等しく、それらの相対速度差はケプラー速度差とほぼ一致します。エッジオン散乱では、侵入者は惑星の速度と平行な運動量を与えます。ケプラー速度が遅い外惑星は、侵入者に近いため、より多くの運動量を獲得します。対照的に、内惑星は侵入者からの距離が遠いため、相対的に勢いが弱まります。その結果、侵入者は排除される際に相対速度が低下する傾向があります。正面散乱の場合、与えられる運動量は 2 つの惑星のケプラー速度に対して垂直です。これにより、エッジオン散乱と比較して相対速度の低下が弱くなります。排出時の相対速度が小さいと、排出後の結合エネルギーが小さくなり、式3で示されるように SMA が減少します 。相対速度の減少により、飛び出した 2 つの惑星間の角運動量が小さいことから、JuMBO の離心率は非常に大きくなる傾向があります。エッジオン散乱は、この相対速度を低減する上でより効率的であるため、これらの散乱に起因するより高い離心率を持つ JuMBO が観察されます。 JuMBO の排出を引き起こすイベントは衝撃パラメータによって支配されていることがわかりました。
𝑏≲24 a2のために𝑣∞/𝑣2 = 0.1、による𝑏≲2.6 a2のために𝑣∞/𝑣2=1
そして𝑏≲0.5 a2のために𝑣∞/𝑣2=10。
図 3は 、単一惑星の放出の断面図 (上のパネル) と JuMBO の断面図 (左下のパネル) を比較しています。予想通り、どちらもフライバイ星の相対速度が低いことが有利です。ただし、単一の惑星の放出は 2 つの惑星の相対的な初期軌道にほとんど依存しませんが、2 つの惑星が最初により近い間隔の軌道にあるため、JuMBO の放出の確率は増加します。これは、図3の右下のパネルに示されている断面間の比率でより明らかになります 。
私たちの次元の結果を直接の天体物理環境に関連付けるために、図は比率の位置を垂直線で明示しています。
𝑣∞/𝑣2 外惑星の場合
a2 = 10 AU（青線）とat a2 = 100AU (赤い線)、それぞれ 3 つの速度分散値、
𝜎𝑣 = 1、5、10 km/s は、それぞれ散開星団、球状星団、OB 連合で発生する典型的な値にほぼ対応します。
動的に形成されたJuMBOの軌道特性が図 4に表示されており、上のパネルはSMAの平均値と標準偏差(STD)を示し、下のパネルは離心率の同じ量を示しています。この JuMBO 集団の一般的な特徴は、大きな偏心性であり、そのほとんどが次の範囲にあります。
𝑒JuMBO〜0.65−0.75、標準偏差付き〜0.3。長半径の平均aJuMBO 周りにいくつか広がっています
Δa、性感染症もいくつかあります。直感的に予想されるように、最初は 2 つの惑星間の距離が近いほど、より緊密な連星が形成されます。
最後に、 JuMBO の 4 つの代表値について、SMA (上のパネル) と JuMBO の離心率 (下のパネル) の確率密度関数 (PDE) を計算して図5に示します。
𝑣∞/𝑣2との値a1/a2 = 0.7
。したがって、これらの PDE は、射出によって形成された JuMBO の観察で見られる分布を表します。高速散乱領域では、次のことが実証されています。
𝑣∞/𝑣2≫1、SMA 分布は独特の形状を示します[47、48、49]。 JuMBO 内の 2 つの惑星は放出時にほぼ整列しているため、侵入者は低速散乱領域よりも高速散乱領域の方が惑星に与える運動量が少なくなります。これは、高速散乱領域では相互作用時間が比較的短いことに起因します。結果として、高速散乱相互作用では、上で説明した相対速度の減少の効率が低くなります。したがって、高速散乱領域では、JuMBO でより小さな SMA を達成することがより困難になります。
さらに次のことが観察されますが、aJuMBOその値付近でピークに達している
〜3(a2−a1)
ただし、値が大きくなると裾が広がります。したがって、大きな SMA で JuMBO を形成することは、私たちの研究のメカニズム内では自然なことです。非常に大きな距離にある惑星が存在することが知られている[10]、一方、数十天文単位のより典型的な外惑星は、数100天文単位の範囲のSMAでJuMBOを容易に形成できます。ただし、観測の大規模なサンプルから、JuMBO 分布がワイド バイナリによって非常に大きく支配されていることが示された場合、aJuMBO≳100 AU (JuMBO 候補者の最初のセットによって示唆されている[13] )、すると、この研究で特定された JuMBO 形成メカニズムは、若い原始惑星系円盤内に広軌道の巨大惑星を効率的に生成できる巨大惑星形成モデル、たとえば円盤重力不安定モデル[20]。一方、2 つの惑星形成モデルは相互に排他的ではなく、巨大な惑星の人口は
≲10 AU は、円盤進化の後期段階でも核の降着によって形成される可能性があります。
図5の下のパネルで 熱分布と比較するとわかるように、JuMBO の離心率分布は超熱的であることがわかります。星間媒体 (ISM) 雲からの原始形成のシナリオで予想される離心率分布は熱以下であると予想されるため、これは私たちの JuMBO 形成メカニズムの非常に特徴的な特徴です。50、51]。
JuMBO 形成の絶対速度は、相互作用するクラスター内の恒星密度に依存します。これは、ウイルス化されたシステムでは、質量と速度の分散から決定できます。ただし、それは外側の軌道に巨大な惑星がある惑星系の不確実性の高い割合にも依存するため、この段階では絶対速度の数値評価はかなり近似的なものになります。それにもかかわらず、方法のセクション 4.2 で詳述されているレート計算の形式を使用すると、提案したメカニズムによって生成される JuMBO の数を推定できます。特に、すべての惑星系に少なくとも 2 つの巨大惑星が含まれる最適なシナリオでは、惑星系ごとの JuMBO 生産効率の上限を次の関数として導き出すことができます。
a1そしてa2。
図6の上のパネルは 、オリオン星雲団 (ONC) の内側の台形領域の特定の場合におけるこの上限の大きさを示しています。
1百万年と仮定すると1𝑀⊙恒星質量のために、そして1𝑀𝐽
巨大な惑星の質量のために。恒星のフライバイによって、密接に対になった巨大惑星を含む広い惑星系の ONC でかなりの数の JuMBO が生成される可能性があることは明らかです。特に、[によって報告された観察結果は、13]の優れた人口に対して約 40 の JuMBO が明らかになりました。
〜3500恒星[52]であるため、生産効率は次のようになります。
〜1% 惑星系ごとに。図6の上のパネルに示されている惑星系ごとの割合によると 、このシナリオは、重力不安定の形成によって予測されるように、複数の巨大惑星を含む十分な数の惑星が存在し、惑星が100天文単位を超える距離を周回している場合に妥当性がある[23]多くのシステムで観察されています[53、54]。逆に、JuMBO の数が少ない場合は、2 つの巨大惑星系がまれであるか、それらの惑星が主星にはるかに近い位置にあることを示します。
ここで提案される JuMBO 形成モデルの重要な特徴は、動的に誘発される現象である強い環境依存性です。この効果を説明するために、図6の下のパネルに典型的な散開星団の比較速度研究を示します 。すべての星に対して 2 つの広い軌道の惑星が最適な場合でも、絶対的な JuMBO 生成率は低いままであることは明らかです。したがって、このような天体が低密度星団で見つかった場合、このメカニズムによる JuMBO 生成は実行可能な説明にはなりません。
JuMBO 生産のレート計算は、[によって計算されたものとほぼ一致していることに注意してください。55]。数密度を使用した低密度モデル
𝑛〜5.4×10^3 pc^ -3 (Trapezium よりも低い) は、Trapezium で期待される JuMBO 数を生成するには不十分であることが判明しましたが、高密度モデルでは、𝑛〜2.9×10^5 pc -3 (Trapezium よりも大きい) は、満足のいく速度で JuMBO を生成できます。ただし、このような高密度環境では、その後のイオン化が重要になる可能性があります。 SMA が 2 つの木星の質量惑星で構成される連星のイオン化断面積
100AU、太陽質量 1 個の星と速度分散のある恒星環境𝜎𝑣秒速 2 km、数値的には約 5.5 ×10^5AU^2 .平均イオン化時間、
であることがわかります。
1/(𝑛𝜎ioin 𝜎𝑣)、 のために𝑛〜2.9×10^5 pc^-3はおよそ1.2×10^5年
これはシミュレーション期間の 100 万年よりも短いです。これは、彼らの研究内の非常に高密度の星団で観察された JuMBO の希少性を説明しています。この急速なイオン化は、JuMBO と FFP の比率の大幅な低下にもつながります。その結果、彼らの研究ではJuMBOとFFPの比率が低いことが観察されました。
結論
相互作用する恒星環境での動的遭遇は、従来の惑星形成モデルでは説明するのが困難なさまざまな惑星構造を集合的に生み出す可能性があります。ここでは、大規模な専用スイートを介して、𝑁
我々は、天体シミュレーションの結果、密集した星団内での接近飛行が、既知の単一浮遊惑星に加えて、浮遊連星惑星のかなりの部分を必然的に引き起こすことを示した。
私たちのシミュレーションにより、初期の惑星の特性とその主星団の特性に応じた確率的な結果を定量化し、またそれらの軌道の特性を特徴付けることができました。 JuMBO は、さまざまな長半径で生成できますが、これは、放出された惑星の元の軌道距離の差と主に相関しています。最も注目すべきは、サブサーマル分布を予測する ISM 雲からの原始形成チャネルとは異なり、スーパーサーマル分布で高い離心率を持つことが予想されることです。
JWST による最近の観測により、非常に高密度の星団の中にこれらの潜在的な候補のいくつかが特定されました[13]。我々は、数十天文単位を超える距離を周回する惑星を含む十分な数の複数の巨大惑星系が存在するという条件で、放出によるJuMBO形成が報告された候補を広く説明できることを示した。今後数年間でさらに多くのデータが予想されるため、私たちの結果により、この動的形成シナリオをさらにテストできるようになります。 JuMBO の軌道特性と、FFJ の軌道との相対的な割合を特徴付けることで、原始惑星構造を調査できるようになり、惑星形成に関する競合する理論を区別するのに役立ちます。
図1：恒星との遭遇によるJuMBO生産の概略図。 左: 私たちが探求する天体物理学的シナリオの概略図。恒星が惑星系に接近すると、2 つの惑星が放出され、それらは結合されたままになり、浮遊惑星連星が形成されます。 右:このようなシナリオの発生を調査するために設定された散乱実験の概略図。 2 つの等しい質量、同一平面上にある惑星が質量の恒星の周りを周回
𝑀1。大量の侵入者星𝑀2
漸近速度で飛んでいきます
𝑣∞と平行してバツ方向、衝撃パラメータ
𝑏と角度𝜃
の運動方向に垂直な平面内で
𝑀2。惑星の軌道面は角度を形成します
I、角度だけ回転されますΩの運動方向に関して、𝑀2。
図2:JuMBO の製造断面、長半径、偏心率に対する角度依存性。 JuMBO 製造の差動断面積 (上部パネル)、JuMBO の SMA (中央パネル)、およびそれらの偏心率 (下部パネル) の出会いの形状に依存します。左から右に向かって、散乱体の速度は増加しています。すべての場合において、2 つの惑星の SMA 間の初期比率は次のようになります。
a1 / a2 = 0.7角度を付けながら𝜃∈[0、2𝜋】。
図3:JuMBO および FFJ の製造の断面図。 JuMBO と単一浮遊惑星の相対的な断面積が右下のパネルに表示されます。すべてのパネルの垂直線は、次の値を示します。
𝑣∞ / 𝑣2 対応する
a2 = 10 AU（青線）と
a2 = 100 AU (赤い線)。それぞれ、上部パネルの差し込み図に示されている星団の 3 つの代表的な分散速度を表します。
図4:放出されたJuMBOの軌道パラメータ。上のパネルはバイナリの長半径の平均 (左のパネル) と標準偏差 (右のパネル) を表示し、それに対応して下のパネルは偏心以外は同じ量を示します。 JuMBO は偏心しており、長半径が通常よりも大きいと予想されます。
Δ a、初期値に応じてa2 / a1。
図5:恒星近傍から生成されたJuMBOの長半径と離心率の分布。初期長半径比a1 / a2のすべての値に対して 0.7 に固定されます。
𝑣∞ / 𝑣2。この比率では、JuMBO 断面積が大きくなり、長半径 (上のパネル) はほぼ中心にあります。
～3 (a2 − a1)。偏心（底面パネル）は超熱的です。このような離心率の分布はこの形成メカニズムの特徴であり、観測的には ISM 雲の原始形成と区別することができます。
図6:惑星系ごとに生成される JuMBO の数の上限1 ミール 恒星の放出によるもの。 上のパネル:トラペジウム星団で測定された星の密度と速度分散 ( [から採用52]）。緑、青、赤の線は、生産に必要な領域 (その右側) を示しています。
>1、>10そして >42 それぞれ Trapezium クラスター内の JuMBO。 下のパネル:散開星団に典型的な状態。
恒星接近時の噴出による浮遊連星惑星
要約
太陽系外の惑星系の発見は、惑星形成に関する確立された理論に疑問を投げかけています。惑星の軌道にはさまざまな予期せぬ構造が見られ、自由に浮遊する惑星が遍在しているように見えます。ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)による木星質量連星天体候補 (JuMBO) の最近の検出により、さらに不可解な層が加わりました。今回我々は、直接の少数体シミュレーションを通じて、2つの惑星が最接近時にほぼ一直線に並んでいる場合、通過する恒星との接近遭遇に続く二重巨大惑星の放出によってJuMBOが発生する可能性があることを実証した。これらの放出された JuMBO は、通常、元の惑星系内での軌道間隔の約 3 倍の平均長半径と、原始的に形成されたものとは一線を画す超熱分布を特徴とする高い離心率を持っています。私たちは、典型的な人口密度の高い星団における惑星系ごとの JuMBO 形成率を推定し、重大な環境依存性を明らかにしました。高密度の星団では、この形成率は広い惑星系で数パーセントに達することがあります。 JuMBO の速度と特性を、さまざまな環境における現在および今後の JWST 観測と比較分析することで、これらの巨大惑星が原始惑星系円盤内で形成された条件についての洞察が得られることが期待され、それによって巨大惑星形成の理論に制約が課されることになります。
キーワード:惑星系、シミュレーション、ダイナミクス
5,000 を超える系外惑星の発見と調査 [1] 私たちの太陽系の外では、驚くほど多様な系外惑星が明らかになり、私たち自身の惑星系が典型的なものからは程遠いことが示されました。2]。特に、発見された巨大惑星は最も不可解な集団であることが判明し、巨大惑星形成に関する従来の理論に疑問を投げかけている。
従来の核降着理論では、まず微惑星降着によって固体核が組み立てられる[3]または小石の付着[4、5]。核の重力が強くなるにつれて、水素とヘリウムのガス状エンベロープが惑星核の周りに発達し始めます。このエンベロープ降着段階は、エンベロープの遅いケルビン・ヘルムホルツ収縮のため、巨大惑星形成の最も長い段階です。円盤の寿命内にエンベロープの質量が最終的にコアの質量に達することができれば、エンベロープは指数関数的に増加し、惑星は暴走段階に入り、完全に成長した巨大惑星になるでしょう。公称ディスクパラメータでは、コア質量は次のようにする必要があります。
≳10𝑀⊕
ガス状の円盤が約 1 時間以内に消散する前に暴走が発生するため
〜3 百万年。霜線を超えた氷の粒子は、この巨大なコアを構築するための追加の固体を供給するのに役立ちます。
この従来のモデルは太陽系を説明できるかもしれませんが、巨大な系外惑星を説明するにはいくつかの課題があります。まず、主系列星の周りで最初に発見された系外惑星である「ホットジュピター」[6] は、主星に著しく近く、霜線の十分内側に位置していることがわかりました。第二に、これらの「ホットジュピター」の多くは高度に離心した軌道に生息しており、重大な相対傾斜を示します。7]、私たちの太陽系の巨大惑星の同一平面上にある円軌道とは矛盾しています。第三に、低質量星を周回する巨大惑星が最近検出されたこと[8]は、核降着理論を覆し、効率的な巨大惑星の形成を示唆しています。第四に、この理論は、より大きな、非常に広い軌道上の褐色矮星/惑星の観察によってさらに疑問視されています。
〜100AU [9』に近づいてきました。
〜10^3AU [10]、そしておそらくそれを超える[11]。最後に、浮遊惑星の存在もこの理論のもう 1 つの謎となっています[12]。ごく最近、ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡 (JWST) による発見により、謎はさらに深まりました。13] これらの浮遊惑星の一部、主に木星に似た巨人がカップルで移動しており、したがって、その存在が現在の惑星形成理論に容易に適合しない連星惑星の新しい集団を構成していることがわかりました。これらの課題の一部は追加の物理的プロセスを呼び出すことで解決できますが (例: 惑星の移住[14]、惑星と星の潮汐相互作用[15]、惑星間散乱 [16、12]、より現実的なディスク物理学[17] )、これらのプロセスのほとんどは、長半径が数天文単位以内にある惑星に対してのみ機能します。恒星から遠く離れた巨大惑星を説明することは依然として困難です。18]、および核降着理論を使用した豊富な自由浮遊惑星[19]。
一方、巨大惑星形成の代替理論である円盤重力不安定モデル[20]、50天文単位を超えて巨大惑星を効率的に形成できます。若い原始惑星系円盤が十分に重くなると、重力不安定になり、らせん状の腕が発達します。円盤の冷却が十分に速い場合、これらの渦巻きは断片化して直接巨大な惑星に崩壊する可能性があります。21]。典型的な原始惑星系円盤の状態では、この急速冷却は 50 天文単位を超えて達成できます。22]。塊はすぐに崩壊し、いくつかの木星の質量を持つ惑星を形成します。この理論には、特に恒星に近い地球型惑星を説明する際に、独自の課題があります（ただし、[23、24] )、円盤進化の初期段階で 50 天文単位を超えて複数の巨大惑星を効率的に形成できる[25]。
数十億年前の成熟した系外惑星を使用してこれら 2 つの形成モデルをテストすることは困難です。若い巨大惑星を発見することは非常に重要です。残念ながら、原始惑星系円盤で発見された候補はほんの数個しかありません (例: 中心星から 21 天文単位と 34 天文単位の距離にある PDS 70bc [26、27]）。興味深いことに、固有のメカニズムを超えて冒険する、有望な探求の道が出現しました。つまり、惑星の構造に対する外部摂動の影響です。28、29、30、31、32、33、34、35、36、37、38、39、40、41、42、43、44、45、46]）。実際、惑星系は若い星団で誕生する可能性が高いです。このような高密度の恒星環境では、天体間の頻繁な重力相互作用が日常的になり、時間の経過とともに惑星系が再形成される可能性があります。密集した星団におけるこの動的な相互作用は、惑星の形成と形成初期の惑星の軌道構成に関する別の視点を提供し、私たちの理解に存在するギャップのいくつかに対処します。
この研究は、同じく非常に若い木星質量連星天体 (JuMBO) 候補のJWST観測に関するごく最近の報告に触発されています 。13]。より具体的には、専用の𝑁-天体シミュレーションでは、接近により外側の軌道にある 2 つの惑星が放出され、その後互いに結合したままになる可能性を調査することにしました。この探査の最初の動機は上記の観測から来ましたが、私たちのシミュレーションは、JuMBO の形成が実際には高密度の恒星環境における近接相互作用の避けられない結果であり、JuMBO の特性が原始惑星における初期構成の情報となる可能性があることをしっかりと示しています。ディスク。私たちは、恒星の環境のタイプと元の惑星構成の関数としてそれらの発生を定量化し、将来の JWST 観測でテストできるそれらの特性を予測します。
結果
私たちの惑星系は、質量を持つ 2 つの等しい質量の惑星で構成されています。
m
長半径を持つ円軌道上で
a1そしてa2、そして質量を持つ主星
𝑀1。両方の惑星は初期段階で主星の周りの円軌道を運動します
𝜈1そして𝜈2への敬意を持って
Ｘ軸と速度𝑣1そして𝑣2
軌道長半径 (SMA) に対応a1そしてa2、 それぞれ。質量を持った飛行侵入者
𝑀2衝突パラメータを使用して惑星系に接近します
𝑏と無限遠での漸近速度𝑣∞。惑星系の向きは等方的に分布していると仮定し、それがパラメータ分布に変換されます。
cosＩ∈[−1、1】そしてΩ∈[0、2𝜋】、 どこ
Iは軌道傾斜角であり、Ωは昇交点の経度です。関係するすべての変数を含む散乱実験の概略図を図 1に示します。論文全体を通じて、一般的な（固定の）質量比を採用します。
M/𝑀1 = 10^−3(木星と太陽の質量比に似ています)、そして
𝑀2/𝑀1 = 1
簡単にするために。私たちは走った10^8
の組み合わせごとの散乱実験
(𝑣∞/𝑣2、a1/a2)
そして、特に侵入者が最接近したときに2つの巨大な惑星がほぼ並んでいる場合、フライバイに続く放出の結果としてJuMBOが形成されることを発見した。以下では、それらの特性を調査し、定量化します。
まず、関連する JuMBO プロパティの角度への依存性を調査します。
ＩそしてΩ
。これを固定値として図 2に示します。
a1/a2 = 0.7
そして3つの選択肢
𝑣∞/𝑣2。上から下に、JuMBO 形成の相対断面積 (最大値に正規化)、JuMBO の長半径 (SMA) を正規化して示します。
Δa = (a2−a1)
、そして奇抜さ。 JuMBO フォーメーションの断面の注目すべき特徴は、次のいずれかの場合にエッジオン散乱の確率が最も高いことです。
ΩまたはＩは0または𝜋
(これらの値に関して対称性が存在します。
𝜃 ∈[0、2𝜋】
）。対照的に、正面散乱の確率は最も低くなります。
Ω = Ｉ = 𝜋/2。正面散乱中、侵入者は惑星の軌道面を通過する際に、比較的短期間惑星系と相互作用します。しかし、エッジオン散乱では、侵入者は軌道面に沿って移動する際に、はるかに長い時間惑星系と相互作用します。これは、侵入者と 2 つの惑星が同じ方向に移動する順行エッジオン散乱に特に当てはまります。それらの最小相対速度により相互作用時間が増加し、2 つの巨大惑星を連続して放出する可能性が高くなります。
JuMBO の長半径 (SMA) は、散乱が正面に近い場合に最大となり、散乱がエッジオンである場合に最小になります。 JuMBO は、侵入者が最も近い点に近づくにつれて 2 つの巨大な惑星がほぼ一直線に並んだときに形成される傾向があります。このとき、排出時のそれらの間隔は SMA の差にほぼ等しく、それらの相対速度差はケプラー速度差とほぼ一致します。エッジオン散乱では、侵入者は惑星の速度と平行な運動量を与えます。ケプラー速度が遅い外惑星は、侵入者に近いため、より多くの運動量を獲得します。対照的に、内惑星は侵入者からの距離が遠いため、相対的に勢いが弱まります。その結果、侵入者は排除される際に相対速度が低下する傾向があります。正面散乱の場合、与えられる運動量は 2 つの惑星のケプラー速度に対して垂直です。これにより、エッジオン散乱と比較して相対速度の低下が弱くなります。排出時の相対速度が小さいと、排出後の結合エネルギーが小さくなり、式3で示されるように SMA が減少します 。相対速度の減少により、飛び出した 2 つの惑星間の角運動量が小さいことから、JuMBO の離心率は非常に大きくなる傾向があります。エッジオン散乱は、この相対速度を低減する上でより効率的であるため、これらの散乱に起因するより高い離心率を持つ JuMBO が観察されます。 JuMBO の排出を引き起こすイベントは衝撃パラメータによって支配されていることがわかりました。
𝑏≲24 a2のために𝑣∞/𝑣2 = 0.1、による𝑏≲2.6 a2のために𝑣∞/𝑣2=1
そして𝑏≲0.5 a2のために𝑣∞/𝑣2=10。
図 3は 、単一惑星の放出の断面図 (上のパネル) と JuMBO の断面図 (左下のパネル) を比較しています。予想通り、どちらもフライバイ星の相対速度が低いことが有利です。ただし、単一の惑星の放出は 2 つの惑星の相対的な初期軌道にほとんど依存しませんが、2 つの惑星が最初により近い間隔の軌道にあるため、JuMBO の放出の確率は増加します。これは、図3の右下のパネルに示されている断面間の比率でより明らかになります 。
私たちの次元の結果を直接の天体物理環境に関連付けるために、図は比率の位置を垂直線で明示しています。
𝑣∞/𝑣2 外惑星の場合
a2 = 10 AU（青線）とat a2 = 100AU (赤い線)、それぞれ 3 つの速度分散値、
𝜎𝑣 = 1、5、10 km/s は、それぞれ散開星団、球状星団、OB 連合で発生する典型的な値にほぼ対応します。
動的に形成されたJuMBOの軌道特性が図 4に表示されており、上のパネルはSMAの平均値と標準偏差(STD)を示し、下のパネルは離心率の同じ量を示しています。この JuMBO 集団の一般的な特徴は、大きな偏心性であり、そのほとんどが次の範囲にあります。
𝑒JuMBO〜0.65−0.75、標準偏差付き〜0.3。長半径の平均aJuMBO 周りにいくつか広がっています
Δa、性感染症もいくつかあります。直感的に予想されるように、最初は 2 つの惑星間の距離が近いほど、より緊密な連星が形成されます。
最後に、 JuMBO の 4 つの代表値について、SMA (上のパネル) と JuMBO の離心率 (下のパネル) の確率密度関数 (PDE) を計算して図5に示します。
𝑣∞/𝑣2との値a1/a2 = 0.7
。したがって、これらの PDE は、射出によって形成された JuMBO の観察で見られる分布を表します。高速散乱領域では、次のことが実証されています。
𝑣∞/𝑣2≫1、SMA 分布は独特の形状を示します[47、48、49]。 JuMBO 内の 2 つの惑星は放出時にほぼ整列しているため、侵入者は低速散乱領域よりも高速散乱領域の方が惑星に与える運動量が少なくなります。これは、高速散乱領域では相互作用時間が比較的短いことに起因します。結果として、高速散乱相互作用では、上で説明した相対速度の減少の効率が低くなります。したがって、高速散乱領域では、JuMBO でより小さな SMA を達成することがより困難になります。
さらに次のことが観察されますが、aJuMBOその値付近でピークに達している
〜3(a2−a1)
ただし、値が大きくなると裾が広がります。したがって、大きな SMA で JuMBO を形成することは、私たちの研究のメカニズム内では自然なことです。非常に大きな距離にある惑星が存在することが知られている[10]、一方、数十天文単位のより典型的な外惑星は、数100天文単位の範囲のSMAでJuMBOを容易に形成できます。ただし、観測の大規模なサンプルから、JuMBO 分布がワイド バイナリによって非常に大きく支配されていることが示された場合、aJuMBO≳100 AU (JuMBO 候補者の最初のセットによって示唆されている[13] )、すると、この研究で特定された JuMBO 形成メカニズムは、若い原始惑星系円盤内に広軌道の巨大惑星を効率的に生成できる巨大惑星形成モデル、たとえば円盤重力不安定モデル[20]。一方、2 つの惑星形成モデルは相互に排他的ではなく、巨大な惑星の人口は
≲10 AU は、円盤進化の後期段階でも核の降着によって形成される可能性があります。
図5の下のパネルで 熱分布と比較するとわかるように、JuMBO の離心率分布は超熱的であることがわかります。星間媒体 (ISM) 雲からの原始形成のシナリオで予想される離心率分布は熱以下であると予想されるため、これは私たちの JuMBO 形成メカニズムの非常に特徴的な特徴です。50、51]。
JuMBO 形成の絶対速度は、相互作用するクラスター内の恒星密度に依存します。これは、ウイルス化されたシステムでは、質量と速度の分散から決定できます。ただし、それは外側の軌道に巨大な惑星がある惑星系の不確実性の高い割合にも依存するため、この段階では絶対速度の数値評価はかなり近似的なものになります。それにもかかわらず、方法のセクション 4.2 で詳述されているレート計算の形式を使用すると、提案したメカニズムによって生成される JuMBO の数を推定できます。特に、すべての惑星系に少なくとも 2 つの巨大惑星が含まれる最適なシナリオでは、惑星系ごとの JuMBO 生産効率の上限を次の関数として導き出すことができます。
a1そしてa2。
図6の上のパネルは 、オリオン星雲団 (ONC) の内側の台形領域の特定の場合におけるこの上限の大きさを示しています。
1百万年と仮定すると1𝑀⊙恒星質量のために、そして1𝑀𝐽
巨大な惑星の質量のために。恒星のフライバイによって、密接に対になった巨大惑星を含む広い惑星系の ONC でかなりの数の JuMBO が生成される可能性があることは明らかです。特に、[によって報告された観察結果は、13]の優れた人口に対して約 40 の JuMBO が明らかになりました。
〜3500恒星[52]であるため、生産効率は次のようになります。
〜1% 惑星系ごとに。図6の上のパネルに示されている惑星系ごとの割合によると 、このシナリオは、重力不安定の形成によって予測されるように、複数の巨大惑星を含む十分な数の惑星が存在し、惑星が100天文単位を超える距離を周回している場合に妥当性がある[23]多くのシステムで観察されています[53、54]。逆に、JuMBO の数が少ない場合は、2 つの巨大惑星系がまれであるか、それらの惑星が主星にはるかに近い位置にあることを示します。
ここで提案される JuMBO 形成モデルの重要な特徴は、動的に誘発される現象である強い環境依存性です。この効果を説明するために、図6の下のパネルに典型的な散開星団の比較速度研究を示します 。すべての星に対して 2 つの広い軌道の惑星が最適な場合でも、絶対的な JuMBO 生成率は低いままであることは明らかです。したがって、このような天体が低密度星団で見つかった場合、このメカニズムによる JuMBO 生成は実行可能な説明にはなりません。
JuMBO 生産のレート計算は、[によって計算されたものとほぼ一致していることに注意してください。55]。数密度を使用した低密度モデル
𝑛〜5.4×10^3 pc^ -3 (Trapezium よりも低い) は、Trapezium で期待される JuMBO 数を生成するには不十分であることが判明しましたが、高密度モデルでは、𝑛〜2.9×10^5 pc -3 (Trapezium よりも大きい) は、満足のいく速度で JuMBO を生成できます。ただし、このような高密度環境では、その後のイオン化が重要になる可能性があります。 SMA が 2 つの木星の質量惑星で構成される連星のイオン化断面積
100AU、太陽質量 1 個の星と速度分散のある恒星環境𝜎𝑣秒速 2 km、数値的には約 5.5 ×10^5AU^2 .平均イオン化時間、
であることがわかります。
1/(𝑛𝜎ioin 𝜎𝑣)、 のために𝑛〜2.9×10^5 pc^-3はおよそ1.2×10^5年
これはシミュレーション期間の 100 万年よりも短いです。これは、彼らの研究内の非常に高密度の星団で観察された JuMBO の希少性を説明しています。この急速なイオン化は、JuMBO と FFP の比率の大幅な低下にもつながります。その結果、彼らの研究ではJuMBOとFFPの比率が低いことが観察されました。
結論
相互作用する恒星環境での動的遭遇は、従来の惑星形成モデルでは説明するのが困難なさまざまな惑星構造を集合的に生み出す可能性があります。ここでは、大規模な専用スイートを介して、𝑁
我々は、天体シミュレーションの結果、密集した星団内での接近飛行が、既知の単一浮遊惑星に加えて、浮遊連星惑星のかなりの部分を必然的に引き起こすことを示した。
私たちのシミュレーションにより、初期の惑星の特性とその主星団の特性に応じた確率的な結果を定量化し、またそれらの軌道の特性を特徴付けることができました。 JuMBO は、さまざまな長半径で生成できますが、これは、放出された惑星の元の軌道距離の差と主に相関しています。最も注目すべきは、サブサーマル分布を予測する ISM 雲からの原始形成チャネルとは異なり、スーパーサーマル分布で高い離心率を持つことが予想されることです。
JWST による最近の観測により、非常に高密度の星団の中にこれらの潜在的な候補のいくつかが特定されました[13]。我々は、数十天文単位を超える距離を周回する惑星を含む十分な数の複数の巨大惑星系が存在するという条件で、放出によるJuMBO形成が報告された候補を広く説明できることを示した。今後数年間でさらに多くのデータが予想されるため、私たちの結果により、この動的形成シナリオをさらにテストできるようになります。 JuMBO の軌道特性と、FFJ の軌道との相対的な割合を特徴付けることで、原始惑星構造を調査できるようになり、惑星形成に関する競合する理論を区別するのに役立ちます。
図1：恒星との遭遇によるJuMBO生産の概略図。 左: 私たちが探求する天体物理学的シナリオの概略図。恒星が惑星系に接近すると、2 つの惑星が放出され、それらは結合されたままになり、浮遊惑星連星が形成されます。 右:このようなシナリオの発生を調査するために設定された散乱実験の概略図。 2 つの等しい質量、同一平面上にある惑星が質量の恒星の周りを周回
𝑀1。大量の侵入者星𝑀2
漸近速度で飛んでいきます
𝑣∞と平行してバツ方向、衝撃パラメータ
𝑏と角度𝜃
の運動方向に垂直な平面内で
𝑀2。惑星の軌道面は角度を形成します
I、角度だけ回転されますΩの運動方向に関して、𝑀2。
図2:JuMBO の製造断面、長半径、偏心率に対する角度依存性。 JuMBO 製造の差動断面積 (上部パネル)、JuMBO の SMA (中央パネル)、およびそれらの偏心率 (下部パネル) の出会いの形状に依存します。左から右に向かって、散乱体の速度は増加しています。すべての場合において、2 つの惑星の SMA 間の初期比率は次のようになります。
a1 / a2 = 0.7角度を付けながら𝜃∈[0、2𝜋】。
図3:JuMBO および FFJ の製造の断面図。 JuMBO と単一浮遊惑星の相対的な断面積が右下のパネルに表示されます。すべてのパネルの垂直線は、次の値を示します。
𝑣∞ / 𝑣2 対応する
a2 = 10 AU（青線）と
a2 = 100 AU (赤い線)。それぞれ、上部パネルの差し込み図に示されている星団の 3 つの代表的な分散速度を表します。
図4:放出されたJuMBOの軌道パラメータ。上のパネルはバイナリの長半径の平均 (左のパネル) と標準偏差 (右のパネル) を表示し、それに対応して下のパネルは偏心以外は同じ量を示します。 JuMBO は偏心しており、長半径が通常よりも大きいと予想されます。
Δ a、初期値に応じてa2 / a1。
図5:恒星近傍から生成されたJuMBOの長半径と離心率の分布。初期長半径比a1 / a2のすべての値に対して 0.7 に固定されます。
𝑣∞ / 𝑣2。この比率では、JuMBO 断面積が大きくなり、長半径 (上のパネル) はほぼ中心にあります。
～3 (a2 − a1)。偏心（底面パネル）は超熱的です。このような離心率の分布はこの形成メカニズムの特徴であり、観測的には ISM 雲の原始形成と区別することができます。
図6:惑星系ごとに生成される JuMBO の数の上限1 ミール 恒星の放出によるもの。 上のパネル:トラペジウム星団で測定された星の密度と速度分散 ( [から採用52]）。緑、青、赤の線は、生産に必要な領域 (その右側) を示しています。
>1、>10そして >42 それぞれ Trapezium クラスター内の JuMBO。 下のパネル:散開星団に典型的な状態。
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