縦列惑星形成の理論

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今枝 佑輔 1
戎崎 俊一
1
1
理研
June 2, 2015
1
2
3
4
5
星形成過程と原始惑星系円盤
原始惑星系円盤中での惑星系形成
一次元定常粘性円盤モデルの構築
定常原始惑星系円盤モデル中での固体粒子の進化
まとめ
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Picture
bipolar flow
co
nd
CA
Is
s
or
I
CA
co
nd
stellar wind
ul
on
ch
es
or
ch
es
ul
es
rul
do
on
UV photons
UV photons
central star
ule
s
r
do
Water Sublimation
Zone (WSZ)
elope
turbulent env
quiet area
quiet area
photoevaporation
photoevaporation
magnetic field
Inner Turbulent
Region
Stellar Magnetosphere
rA
turbulent envelop
e
Water Sublimation
Zone (WSZ)
Inner Turbulent
Region
rA 0.01 AU
Alfven radius
Transition
Region
MRI Inactive Region
rin=0.3-1 AU
inner MRI front
Outer Turbulent Region
rout=5-10 AU
outer MRI front
gas flow
particle motion
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Picture
Inner Turbulent Region
Transition
Region
Outer Turbulent Region
Water Sublimation Zone (WSZ)
elope
turbulent env
elope
turbulent env
quiet area
quiet area
turbulent envelop
e
turbulent envelop
e
Water Sublimation Zone (WSZ)
concentration
pebbles sub-disk
gravitational instability
metamorphosis
to cray
WSZ
runaway growth
of porous agregation
compact
planetesimals
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原始惑星系円盤の存在
原始惑星系円盤
観測的には 1990 年代〜
電波、赤外、可視
スペクトル、シルエッ
ト、熱放射
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原始惑星系円盤とは?
恒星は星間ガスの収縮に
よって生まれる
分子雲コア → 恒星
分子雲コア
∼ 10000[AU]
∼ 10−19 [g/cm3 ]
∼ 10[K]
動径方向には遠心力
恒星
垂直方向には圧力勾配
∼ 0.001[AU]
∼ 1[g/cm3 ]
∼ 数千 [K]
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で支えられた円盤状の平衡形状
→ 原始惑星系円盤
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原始惑星系円盤中での惑星系形成
仮定
層流環境下での惑星
形成
ダスト層の重力不安定
による微惑星形成
Porosity 進化を考慮し
ない粒子の合体成長
惑星位置が移動しない
形成過程
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原始惑星系円盤中での惑星系形成
以後の様々な研究により様々な進展
京都モデルの仮定との矛盾
MRI Active region, Dead Zone, Layered accretion
(Balbus and Hawley 1991,2000, Gammie 1996, Sano and Miyama 2000)
Fluffy aggregation with drifting dust
(Suyama+ 2008, Okuzumi+ 2012, Kataoka+ 2013)
Dust destruction by collision
(Wada+ 2009, Stewart and Leinhardt 2009)
Planet migration
(Paardekooper+ 2010, Lyra+ 2010)
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原始惑星系円盤中での惑星系形成
京都モデルの仮定: 原始惑星系円盤が層流環境
原始惑星系円盤は磁気乱流環境
(Balbus and Hawley 1991,2000, Gammie 1996, Sano and Miyama 2000)
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原始惑星系円盤中での惑星系形成
乱流の起源
磁気回転不安定 (MRI)
電離度が低いところでは乱流が発生しない
Sano+ 2001
Gammie+ 1996
乱流-デッドゾーンの存在域を判定 → 惑星系形成
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原始惑星系円盤中での惑星系形成
京都モデルの仮定:
ダスト層の重力不安定による微惑星の形成
ダスト濃集層と上空ガストの間で
Kelvin Helmholtz Instability
ダスト巻き上げによるダスト密度低下
→重力不安定の阻害
Radial Drift を積極的に使い
局所的な固体粒子濃集領域での集積で回避
Barranco+ 2009
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原始惑星系円盤中での惑星系形成
京都モデルの仮定: 内部密度一定な固体粒子集積
m サイズの固体粒子はガス円盤に角運動量を奪わ
れて 1000 年程度で落下 (通称ダスト落下問題)
高速度衝突によるダスト成長の阻害 (通称ダスト破
壊問題）
陶山、奥住、片岡らによる
「ふわふわダスト」モデルを考慮する
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原始惑星系円盤中での惑星系形成
微小粒子の付着成長
→ BCCA
粒子が重く成長するほ
ど内部密度低下
ダスト成長時間
< ダスト落下時間
→ 落下問題回避
ダスト衝突速度↓
Suyama+ 2008
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→ 破壊問題回避
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原始惑星系円盤中での惑星系形成
Kataoka+2013
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原始惑星系円盤中での惑星系形成
京都モデルの仮定: 惑星は移動しない
原始惑星系円盤と
惑星の重力相互作用
非対称な wake
→角運動量輸送
惑星の動径方向移動
Masset 2002
0.1 ∼ 1 地球質量程度以上の惑星
→生まれた場所から動く
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原始惑星系円盤中での惑星系形成
移動方向は微妙な問題
ガス円盤の密度構造
ガス円盤の温度構造
ここでは
エントロピー勾配の効果を含む惑星移動を考慮
(Paardekooper+ 2010, Lyra+ 2010)
「惑星位置が移動しない形成過程」しか考慮していない
問題を回避
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How do we construct a disk model?
一次元定常粘性降着円盤の解
(Shakura and Sunyaev 1973)
Ṁ
=
=
T4
=
τeff
=
3πkB αT Σ
ΩµmH
10−6.5 , 10−7.0 , 10−7.5 , 10−8.0 M /yr = const
3Ṁ 2
4
Ω τeff + Tamb
,
8πσSB
√
3
Σ
3
κ(a, T ) +
8
2
4
Ṁ → [T (r), Σ(r), α(r)]
Ṁ は中心星の進化段階の指標と考える
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How do we construct a steady state disk?
粘性の起源 :
Magneto-Rotational Instability (磁気回転不安定)
磁場分布
βz = 200 for r < 2AU
r
βz = 200( 2AU
)5/4 for r >2AU
i.e. Bz ∝ r−2 for passive disk.
エルサッサ数 Λ の分布 → α の分布.
2
Λ ≡ vAz
/ηΩK > 1
for MRI active
√
η = 234 T /xe [cm2 /s]
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How do we construct a steady state disk?
電離源
宇宙線
放射性核種
熱電離
サハの式
電離とリコンビネーションとの釣り合い
ソース : ダスト と H3+
設定した α 円盤モデル
α = 0.01 α = 0.001 Adopted α
Λ>1
Λ>1
0.01
Λ<1
Λ>1
Interpolation
Λ>1
Λ<1
0.01
Λ<1
Λ<1
0.001
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Elsasser Number and α
ITR
3
Λ
TR
Λin
10
102
101
0
10
10-1
10-2
10-3
Λact
act
MSR
OTR
WSZ
t
Λ ac
t
ac
Λ in
α-
-2
10
-3
10
0.01
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0.1
1
Radius [AU]
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10
100
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Column Density
TR
7
10
x10
2
Column density [g/cm ]
106
MSR
ITR
OTR
WSZ
105
x1
104
103
102
1
10
x0.1
x0.01
0
10
Alfven
Radius
-1
10
10-2
0.01
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0.1
1
Radius [AU]
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10
100
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Temperature
5
10
MSR
ITR
x10
4
10
OTR
WSZ
Temperature [K]
x1
103
2
x0.1
10
1
10
x0.01
100
10-1
0.01
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Alfven
Radius
0.1
1
Radius [AU]
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10
100
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MRI front temperature
1500
1400
Tm(rin)
1300
1200
1100
1000
900
800
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10-8
(理研)
10-7
Mass accretion rate [Ms/yr]
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構築した原始惑星系円盤の特徴
内側に熱電離に起因する MRI 乱流領域
その外側に乱流領域→静穏領域をつなぐ遷移領域
遷移領域の圧力勾配が正.
内側 MRI フロントの温度が T < 1300K.
揮発性元素が無い環境下での岩石微惑星の形成
ABEL model に整合的な岩石惑星形成のシナリオ
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定常原始惑星系円盤モデル中での固体粒子の進化
質量分布を一代表質量で近似した成長合体方程式
粒径に依存した固体粒子ドリフト
粒子円盤スケールハイトの粘性拡散係数 α 依存
粒子円盤スケールハイトの粒径 a 依存
高密度粒子円盤での重力不安定
高速衝突破壊による粒子成長の阻害
惑星移動
→ 定常原始惑星系円盤モデル中での粒子進化を追跡
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Particle Trajectories with Mass Evolution
100
1ME 10ME
Radius [AU]
Turbulent
10
WSZ
Quiet
1
Turbulent
10-10 10-5 100
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105 1010 1015 1020 1025 1030
mass [g]
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Mass - Mean Density evolution from 60AU
1
10ME
10
0
a
t�b
dri f
10
arr
ier
Density [g/cm3]
-1
10
10-2
10-3
-4
10
b
c
d
-5
10
10-6
10-15 10-10 10-5 100
今枝 佑輔, 戎崎 俊一
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105 1010 1015 1020 1025 1030
mass [g]
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Mass - Mean Density evolution from 13 AU
1
1ME
10
Dr
a
ift�
0
r
rrie
Ba
10
Density [g/cm3]
-1
10
10-2
10-3
g
-4
10
-5
10
b
10-6
10-15 10-10 10-5 100
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105 1010 1015 1020 1025 1030
mass [g]
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Mass - Mean Density evolution from 9AU
1
1ME
10
0
10
a
Density [g/cm3]
-1
10
10-2
10-3
-4
10
-5
10
g
b
10-6
10-15 10-10 10-5 100
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105 1010 1015 1020 1025 1030
mass [g]
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Picture
bipolar flow
co
nd
CA
Is
s
or
I
CA
co
nd
stellar wind
ul
on
ch
es
or
ch
es
ul
es
rul
do
on
UV photons
UV photons
central star
ule
s
r
do
Water Sublimation
Zone (WSZ)
elope
turbulent env
quiet area
quiet area
photoevaporation
photoevaporation
magnetic field
Inner Turbulent
Region
Stellar Magnetosphere
rA
turbulent envelop
e
Water Sublimation
Zone (WSZ)
Inner Turbulent
Region
rA 0.01 AU
Alfven radius
Transition
Region
MRI Inactive Region
rin=0.3-1 AU
inner MRI front
Outer Turbulent Region
rout=5-10 AU
outer MRI front
gas flow
particle motion
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Picture
Inner Turbulent Region
Transition
Region
Outer Turbulent Region
Water Sublimation Zone (WSZ)
elope
turbulent env
elope
turbulent env
quiet area
quiet area
turbulent envelop
e
turbulent envelop
e
Water Sublimation Zone (WSZ)
concentration
pebbles sub-disk
gravitational instability
metamorphosis
to cray
WSZ
runaway growth
of porous agregation
compact
planetesimals
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Comparison
京都モデル
我々のモデル
層流環境下での惑星
形成
ダスト層の重力不安定
による微惑星形成
Porosity 進化を考慮し
ない粒子の合体成長
惑星の位置が移動しな
い惑星形成過程
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MRI turbulent region,
Quiet Area, and
Turbulent Envelope
粒子の動径ドリフトと
局所集積
Porosity 進化を考慮し
た粒子の合体成長・
破壊
惑星移動
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Conclusions
一次元定常粘性降着円盤モデルを構築した
(Ṁ = 10−6.5 − 10−8 M /yr.) 遷移領域は正の圧力勾配をもつ
MRI front で固体物質の濃集が生じる
これにより Tandem Planet Formation (縦列惑星形
成) が起こることを示した
内側 MRI フロントでは揮発性物質を欠く微惑星形
成が進行し、地球が海惑星になってしまう問題を
回避できる可能性がある
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