小さな惑星のサイズは数十億年にわたって進化します

公転周期１００日以下の系外惑星は収縮と質量損失で２０～３０億年かけてサイズが小さくなる。以下、機械翻訳。 小さな惑星のサイズは数十億年にわたって進化します　2020年11月19日に提出 近接するケプラー惑星のサイズ分布の分岐点である半径の谷は、惑星の大気損失の兆候であると仮定されています。このような進化の現象は、星惑星系の時代に依存するはずです。この作業では、カリフォルニア-ケプラー調査（CKS）サンプル間のホスト星の年齢の2つの独立した決定を使用して、半径の谷の時間的進化を研究します。最年少のシステム年齢～lesssimの周期半径図で、惑星が広くほぼ空になっている証拠を見つけます。≲2--3 Gyr）CKSサンプルで表されます。古いシステムの年齢では、半径の谷は次第に埋められていくように見えます。若いCKS惑星間の半径の谷の公転周期依存性は、星状に決定されたホスト星の半径を持つ惑星で見られるものと一致していることを示します。傾斜は一貫していますが、若い惑星サンプル間で決定された半径の谷は、より小さな半径にシフトされ、最大で最も重い惑星核の10億年のオーダーの大気損失タイムスケールと互換性があります。私たちの結果は、半径の谷が太陽系外惑星の半径分布の一時的な特徴である可能性があり、古い惑星の集団の間では弱いことを示唆しています。 . . . 本文を読む

重力で崩壊する小石雲からの二元微惑星形成

激しい回転小石雲は分裂して連微惑星を作りやすい。以下、機械翻訳。 重力で崩壊する小石雲からの二元微惑星形成　　[2020年11月13日に提出 微惑星は、およそ1〜1000 kmのサイズのコンパクトな天体物理学的オブジェクトであり、重力によって一緒に保持されるのに十分な大きさです。それらは物質を降着させることによって成長し、実物大の惑星になることができます。微惑星自体は、原始惑星状星の小さな粒子からの複雑な物理的プロセスによって形成されると考えられています。ストリーミング不安定性（SI）モデルは、mm / cmサイズの粒子（小石）が空気力学的に自己重力雲に集められ、微惑星に直接崩壊することを示しています。ここでは、SIのATHENAシミュレーションを分析して、小石雲の初期特性（回転など）を特徴付けます。それらの重力崩壊の後には、小石の衝突を現実的に説明するように変更されたPKDGRAVN-bodyコードが続きます。小石の雲が急速に崩壊して、微惑星が形成される短命の円盤構造になることがわかります。微惑星の特性は、雲のスケーリングされた角運動量、l = L /（M R_H ^ 2オメガ、ここでLとMは角運動量と質量、R_Hはヒル半径、オメガは軌道周波数に依存します。低l小石雲はタイトな（または接触する）微惑星と単一の微惑星を生成します。コンパクトな高l雲は、カイパーベルトに見られる同じサイズのバイナリに非常に似た属性を持つバイナリ微惑星を生み出します。重要なことに、SIによって引き起こされる重力崩壊は角運動量を説明できます。既知の等しいサイズのバイナリの運動量分布-解像度が改善された研究からの検証が保留されている結果。崩壊シミュレーションの約10％は、2つ以上の大きな衛星を持つ階層システムを生成します。 . . . 本文を読む

惑星のギャップの端に形成された微惑星の運命

氷の微惑星はガス抗力とガス惑星との接近遭遇で太陽方向に落ちたりオールトの雲へ送り込まれたりする。理由は色々あるけど７割は無くなる。以下、機械翻訳。 惑星のギャップの端に形成された微惑星の運命　2020年11月11日に提出 原始惑星系円盤のリングとギャップの存在は、多くの場合、惑星とディスクの相互作用に起因します。そこでは、塵と小石が惑星によって引き起こされたガスギャップの端に閉じ込められます。最近の研究は、これらがストリーミング不安定性を介した微惑星形成の可能性が高い場所であることを示しています。ギャップエッジで形成される可能性のある大量の微惑星を考えると、それらの運命と原始惑星系円盤で固体を放射状に輸送する能力の問題に対処します。ガス抗力とアブレーションによる質量損失の影響を考慮して、微惑星軌道の一連のN体シミュレーションを実行します。2つの惑星系を検討します。1つは若い太陽系に似ており、もう1つはHLタウに触発されています。どちらのシステムでも、ギャップを開く惑星に近接していると、大きな軌道励起が発生します。微惑星がそれらの誕生場所を去り、形成後すぐに円盤全体に広がるようにします。10auの離心率の内部に到達する微惑星は、効率的なアブレーションを経験し、最も内側の円盤領域に到達する前にすべての質量を失います。私たちの名目上の太陽系シミュレーションでは M˙0=10− 7M⊙年− 1、場合、初期の微惑星の質量は500kyr後にアブレーションされました。 . . . 本文を読む

惑星形成の物語：塵から惑星へ

過去の系外惑星探査やＡＬＭＡによる観測で微惑星と小石の降着による各成長段階の理論の裏付けが取れたり書き換えが有ったりした。以下、機械翻訳。 惑星形成の物語：塵から惑星へ 概要 太陽系外惑星とそれらの誕生原始惑星系円盤の特徴づけは、過去10年間で非常に進歩した。その恩恵を受けて、 惑星の形成は大幅に改善されました。このレビューでは、まず要約します 太陽系外惑星とディスク観測のフロンティア状態。さらに、ダストを含む、現代のコア降着惑星形成シナリオの包括的なパノラマビューを提示します。 成長と放射状ドリフト、ストリーミング不安定性による微惑星形成、コア成長 微惑星の降着と小石の降着によって。各成長段階の主要な概念と物理的プロセスについて議論し、理論的 研究と観察による啓示。最後に、惑星形成研究の重要な問題と将来の方向性を指摘します。 . . . 本文を読む

乾いた小石の付着によって形成されたほとんどの超地球は、地球の5倍質量よりも重くない

スーパーアースの形成においてスノーラインの内側では質量が地球の5倍より増えない説です。ホンマでっか？ . . . 本文を読む

長周期ガス巨大惑星の保持：タイプIIマイグレーションの再考

原始惑星系円盤の中で形成されたガス惑星は、原始惑星系円盤との相互作用で中心星に落ち込むはずですが、ガス惑星が大きくなりすぎるとヒル圏が原始惑星系円盤の厚みを超えてガスと微惑星の流れを断ち切って原始ガス惑星に降着出来ないガスと微惑星はジェットとして惑星系外に放出され大きなギャップが形成されると原始ガス惑星が外向きにマイグレーションしたりギャップの壁部分に原始惑星がけいせいされたりする。以下、機械翻訳。 長周期ガス巨大惑星の保持：タイプIIマイグレーションの再考　　2020年7月29日に提出 概要 ガス惑星の形成の間に、新興の原始惑星は彼らの出生円盤と潮汐的に相互作用します。原始ガス惑星は、ヒル半径がディスクの厚さよりも大きく、ギャップが開いており、 彼らの軌道の近く。通常、それらのタイプIIの移行は粘性　ディスクの進化。この仮説は、至近距離の起源を説明していますが 惑星、それはまた、ほとんどのガス巨大惑星の長い周期の軌道の保持に関する苦境に遭遇します。 . . . 本文を読む

惑星エンベロープにおける小石と微惑星の侵食の増加

原始惑星に降着する微惑星と小石が原始惑星系円盤に残るガスの抵抗で破壊される。落下速度が速い。以下、機械翻訳。 惑星エンベロープにおける小石と微惑星の侵食の増加 2020年7月23日に提出 風食は、環境ガスと局所ガスの圧力に対する速度が十分に高い場合、微惑星のような弱く結合したオブジェクトを構成粒子に完全に溶解する破壊的なメカニズムです。数値シミュレーションでは、10 R_{Earth}までの小惑星と惑星体による微惑星の降着に対するそのような風食の影響を調べ10RE のR のT H。落下する小さなボディの急速なサイズ縮小により、降着の結果は大幅に変化します。浸食は、10 mのオーダーの小さい物体のしきい値サイズを下回る降着効率の大幅な低下につながります。これにより、小体の所与のサイズ分布で小石の付着が大幅に遅くなります。小惑星のしきい値半径は、惑星半径の増加に伴って増加し、準主軸の増加に伴い減少します。調査されたパラメータ内では、追加の惑星大気（最大1バール）はそれほど重要ではありません。 . . . 本文を読む

小石の降着と惑星と惑星の衝突により、複数の遠方の巨大惑星の大量成長を促進

この学説では中心星から３０AUで集積を始めた原始惑星は質量を増やしながら３AU付近までマイグレーションして地球の100倍の重さのガス惑星になる。以下、機械翻訳。 小石の降着と惑星と惑星の衝突により、複数の遠方の巨大惑星の大量成長を促進　2020年6月11日に提出 初期のガスディスクフェーズで高い多重度と大きな軌道距離を持つ巨大な惑星を形成するための小石駆動の惑星形成シナリオを提案します。N体シミュレーションを実行して、内部の粘性加熱領域と外部の恒星照射領域を持つディスク内の低質量原始惑星の成長と移動を調査します。このモデルの重要な特徴は、巨大な惑星コアが小石の付着と惑星と惑星の衝突の組み合わせによって急速に成長することです。その結果、ガスの付着が加速します。効率的な成長により、惑星は急速なタイプIの移行から遅いタイプIIの移行に早く移行し、内向きの移行を大幅に減らします。複数の巨大惑星がこのようにして、準主軸の増加に伴って順次形成されます。単一の惑星の成長の場合と比較して、多数の原始惑星を考慮に入れると、質量の成長と軌道保持の両方がより顕著になります。やがて、数個の巨大惑星が形成され、軌道距離が数AUから数十AUになる原始惑星の誕生後の1.5 − 3百万年。結果のシミュレートされた惑星個体群は、円盤観測で示された下部構造だけでなく、半径方向速度およびマイクロレンズ調査で観測された大軌道距離外惑星にリンクすることができます。 . . . 本文を読む

小石対微惑星：集団合成モデルの結果

ガス惑星を形成するにも微惑星が集まって形成するだけでなくダストアグリゲイトが固まった小石から直接形成される場合もある？以下、機械翻訳。　　小石対微惑星：集団合成モデルの結果　　2020年6月7日に提出 コア降着シナリオでは、最初に巨大なコアが形成され、次にエンベロープが追加されます。このコアがどのように形成されるかを議論すると、いくつかの相違が現れます。惑星形成の最初のシナリオは、微惑星と呼ばれるkmサイズの物体の降着を予測しますが、最近の研究では、cmサイズの物体である小石の降着による成長を示唆しています。これら2つの降着モデルは個別に説明されることが多く、ここでは2つのモデルの結果を同一の初期条件で比較することを目的としています。2つの異なるコードを使用します。1つは惑星の降着、もう1つは小石の降着です。人口統合アプローチを使用して、惑星シミュレーションを比較し、単一の惑星の形成に焦点を当てた2つの固体降着モデルの影響を調べます。微惑星モデルは、より大きな惑星の形成を予測していることがわかります。一方、ペブル降着モデルはより多くの超地球質量惑星を形成します。これは、小石分離質量の概念によるもので、小石の降着によって形成された惑星が、味噌に到達する前に効率的にガスを増やせないためです。これは、結果として生じるエンベロープを付加するのに十分な重さではないが、タイプIの移行が非常に効率的な質量範囲にある惑星の人口に変換されます。 . . . 本文を読む

非常に低質量の星と褐色矮星の周りの小石駆動の惑星形成

主星が低質量の場合、星周円盤の中での惑星形成は主星質量の影響が大きく、スーパーアースから火星クラスまでバラエティー豊富。ガス巨大惑星だけは無理。以下、機械翻訳。 非常に低質量の星と褐色矮星の周りの小石駆動の惑星形成 2020年4月15日に提出 0.01M⊙そして0.1M ⊙の間の（サブ）恒星質量範囲で、非常に低質量の星と褐色矮星の周りの惑星の形成を調査するために、小石によって駆動される惑星個体数統合研究を実施します 。ストリーミング不安定性による微惑星形成の数値シミュレーションの外挿に基づいて、初期の自己重力相または惑星のいずれかで、微惑星の特徴的な質量と原始惑星（惑星サイズ分布からの最大の物体）の初期質量を取得しますその後の原始惑星系円盤進化の非自己重力段階。初期の原始惑星は、ホストの質量、軌道距離とともに増加し、ディスクの古さとともに減少する質量で形成されることがわかります。0.1M⊙の後期M矮星の周り 、これらの原始惑星は、小石の降着によって地球から大惑星まで成長することができます。ただし、0.01M⊙程度の褐色矮星 、初期の原始惑星が初期に自己重力ディスクで生まれたとき、惑星は火星の質量より大きく成長せず、その成長は約0.01で止まります。彼らが非自己重力ディスクで遅く生まれたときの地球質量。これらの低質量の星と褐色矮星の周りには、固体のコアが小さすぎるため、ガス巨大惑星の形成のためのチャネルが見つかりません。 . . . 本文を読む