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惑星周辺円盤の中の衛星の軌道の進展

2017-03-13 10:36:39 | 惑星形成論
ガス惑星の衛星は、惑星周辺円盤(CPDs)の中で形成されます。原始惑星系円盤が生き残っている時期に形成されるので、材料は原始惑星系円盤から補給される。以下、機械翻訳。
弱く増している 惑星周辺円盤の中の衛星の軌道の進展

要約
我々は熱い、そして大きい 惑星周辺円盤(CPDs)の形成を調査します、そして衛星の軌道の進展はこれらのディスクでできました。 サブディスクの比較的小さいサイズスケールのために、速い引きつける拡散が 磁気共鳴不安定性(MRI)が親原始惑星系円盤でMRIを許すであろうイオン化レベルでよく進展させられるのを阻止します。 重要な角運動量輸送がないので、親原始惑星系円盤からの絶え間がない質量の供給が大規模な CPD の形成に導きます。 我々はこのシナリオのための進化のモデルを発展させて、そしてディスクの中で衛星の軌道の進展を推測しました。 我々は、ある温度の範囲で、衛星の内部の移住が不透明移行のために構造の変更によって止められることができることに気付きます。
さらに、平均運動共鳴で2番目と3番目の移行している衛星を捕えることによって、ラプラス反響でのぎっしり詰まった制度が我々のディスクモデルで構成されることができます。
問題となっている見出し:惑星と衛星:形成 - 惑星と衛星:ガスの惑星 - 原始惑星系円盤


1.イントロダクション
ガス - 巨大な惑星の周りの通常の衛星が周囲のガスのディスクでできると思われます。 この概念は我々自身の太陽系で衛星系の周回軌道に近いものによって支持されます、そしてそれは、動的に捕えられた不規則な衛星以外、それらの赤道の平面によく一列に並べられます。
アナロジーで最小大量の太陽の星雲(林1981年)で惑星形成のために、最小質量副星雲のモデルが衛星形成(例えば Lunine &スティーブンソン1982年)のために導入されました。 ガリレオ衛星のある特定の特徴を説明することに対して、 Canup &ウォード(2002年、2006年)はいわゆるガスが窮乏しているディスクモデルを紹介して、そして惑星の質量と衛星系の完全な質量の間に比率を複製しました。 固形食が強化された最小質量モデルのガス巨大惑星の周りの衛星形成が Mosqueira &エストラーダ(2003a 、b)とエストラーダによって議論されました、 Mosqueira (2006年)はガスが乏しい環境でさらにシナリオを発展させました。 佐々木およびその他。 (2010)ガスが窮乏しているディスクで内面的な空洞を紹介して、そして共鳴でのいくつかの衛星が形成されることができることに気付きました。 この仕事に基づいて、 Ogihara &アイダ(2012年)はN体シミュレーションを行ないました、そして衛星が2で一般に取り込まれる:空洞と ガリレオ衛星 のような形状の外の1つの平均運動共鳴が構成されることができることを示しました。
星雲仮説と対照して、今日存在している比較的小さい岩だらけの衛星が潮の広がっているディスクでよく編成のシナリオによって説明されることができる(Charnoz およびその他. 2010; Crida & Charnoz 2012; Hyodo およびその他。 2015). モデルは説得的です、しかしそれは起点として岩石の資料のディスクを必要とします。 ディスクが捕獲に起源するかもしれないほど 惑星周辺の「残骸」が 微惑星の(例えば Hyodo およびその他。 2016a 、 b) 、あるいは衛星の前の世代の潮の中断から。
しかしながら、より大きい衛星、特に大気を維持するそれらは、それらの堆積の間にそれらの周りにガスを必要とします。 そのために、少なくとも正規の衛星システムの若干がガスの 惑星周辺円盤(CPDs)に起源したに違いないと想定することは合理的です。
原始惑星が早い太陽の混濁(林1981年)のために典型的に仮定されたものに相当する 原始惑星系円盤の中のいくつかの地球諸国(PPD)の大きさになるとき、惑星の周りのガスがそれに増し始めます。 その時、角運動量の保護のために、回転して支えられたディスクが惑星の周りにできます。 理論的な土地で、 CPDs は多くの 流体力学 と 電磁流体力学的 (MHD)シミュレーションで観察されることができます(例えば、 Tanigawa &ワタナベ2002年; Klahr & Kley 2006; Ayliffe & Bate 2009;町田およびその他。 2010; Szul ´ agyi およびその他。
2014、 2016b ; Gressel およびその他。 2013;ペレスおよびその他。 2015). しかしながら、空間のスケールにおける規模の相違のために、それらのシミュレーションで惑星のまさしくその近所を解決することはまだ難しいです。 Tanigawa およびその他。
(2012)が成功裏にその進展の初期段階の間に CPD の上に大量の infall レートを測りました、しかし長期の進展は確立されなければなりません。 それでも、フルの PPD と惑星のギャップ進化の間に完全に self-consistentlyに CPD を設計することは雲 - 破たんから PPDs の形成を設計することは難しいのとまったく同じように難しいです。
PPDs で、 磁気回転 不安定性(MRI)はディスクガスの堆積を促進することにおいて重要な役割を果たすと思われます。 角運動量であるけれども、 CPD での転送は前に予想されました、からMRIを維持している PPD でのそれが CPDs でいっそう難しいと比べて同じぐらい効果的であってください(藤井およびその他。 2011、2014;ターナーおよびその他。
2014;キース&ウォードル2014). もし温度が十分に高くなるなら、熱のイオン化が CPD の内面的な半径においてMRIを引き起こすことができます(キース&ウォードル2014)。
しかしながら、強いMRIの乱気流の不在で、ガス堆積は CPD が 落ちてくる 資料の蓄積によって大規模になるのを阻止するのに十分効率的ではないかもしれません。
CPD の中の輸送がそうであるかもしれない角運動量のための代わりのシナリオが 抵抗の - MHD シミュレーションで散発的に稼働することが判明した 磁気回転 ディスク風によって提供されます(Gressel およびその他。 2013).
それは 両極性 拡散のような追加のミクロ物理学を含めてとき CPD 風が等しく出現しているかどうか示されなければなりません。 いずれにしても、ディスク流出が一般に 落下 と競争しています、そしてまだ深く(彼・それ)らの親ディスクに埋め込まれる CPDs のために堅実な状態がどのように達せられることができるかは不明確です。
もし副ディスクが重力で不安定になるほど大きくなるなら、らせん状の部門が現われて、そして角運動量を移します。 重力エネルギーが本来の場所に熱に変換されるかどうかがまだ討論の下にありますが、エネルギー宣誓証書がローカルであると考えました、 CPD を持っている温度は高くなることができます。 このような状況で、重力の不安定性の組み合わせ(GI)と(熱のイオン化によって引き上げられた)MRIによって起こされた断続的な堆積は予想されるはずです。 マーティン& Lubow
(2011、2013)そしてマーティン(2012年、2013年)がという環境で発展させられる重なった CPD モデルでのこの現象を調査した Lubow & が PPDsです(例えばアルミタージュおよびその他。 2001).
それより前に、 CPD が角運動量の重要な輸送がないので大規模になる可能性が高いと述べたように、それは、もし温度がMRIの乱気流を維持するには不十分であるならです。 このペーパーで、我々は最有力の要因として PPD から大量の流入を考慮して CPDs の衛星を形成する地域の代わりのモデルを発展させます。 十分に発達した3D MHD シミュレーションによってよく解決され得る空間の目盛りと実際の衛星を形成する地域(少数の何十という惑星の中に半径)の間にギャップがまだあるから、我々は数のシミュレーションからの結果に基づいた効果的な記述を使ってサブディスクの 1D モデリングの戦略を追います。
そうすることによって、我々のモデルの若干で、我々は放射状の面密度構造でこぶを見いだします。 我々はこのような特定の場所が衛星の移住を止めることができるかどうか吟味するでしょう。 圧力最大限への 収束 移住によって一番奥の衛星が速い内部のタイプI移住から生き残るという状況を与えられて、我々は平均運動共鳴(MMR)で2番目と3番目の衛星を閉じ込めることについての 可能性 を調査します。 内部の ガリレオ 衛星の3つは4:2:1つの平均運動共鳴、いわゆるラプラス共鳴にあることを知られています。 我々のモデルの若干で、我々はラプラス共鳴で成功裏にシステムを得ました。
このペーパーは次のように整理されます。 第2節で、我々は我々の副ディスクのモデルと仮定を記述します、そして結果として生じている円盤が3に示されます。 我々はそれから、面白い構造でいくつかのモデルを強調して、そして第4節でディスクの中の衛星の軌道の進展を論じます。 得られた結果の論議と短い要約がそれぞれ第5 & 6節 でされます。

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科学
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