流れの不安定性は、圧力バンプ内のmmサイズの粒子から微惑星を形成することはできません

原始惑星系円盤の中で乱流があると塵が合体できないから微惑星に成長できない問題がありますが、系外惑星系もWikipedia調べで3693個もあるので微惑星以上に大きな天体に成長できるのは確実で、原始惑星系円盤内で乱流が無い澱んでる場所でｍｍサイズの塵がｍサイズに成長してるか、重力以外の力で接着か融着すれば良い。以下、機械翻訳。
流れの不安定性は、圧力バンプ内のmmサイズの粒子から微惑星を形成することはできません
2022年4月29日に提出
我々は、流れ不安定性(SI)が軸対称圧力バンプ内のmm粒子から微惑星を形成する可能性は低いという証拠を提示する。我々は、mm粒を持つ円盤の大きなスライス、太陽のようなダスト対ガス比($Z = 0.01$)、粒子層に重力不安定性(GI)を引き起こさない最大の圧力バンプからなる、これまでで最大のSIシミュレーション(700万CPU時間)を実施しました。SIの不安定なモードをできるだけ多く解決するために、$ 1000 / H $の高解像度を使用しました。このシミュレーションでは、過去の研究で強い凝集が予測されているSI基準(すなわち、向かい風パラメータ比$Z/\Pi$に対する臨界固体存在量)をはるかに超える長寿命の粒子過剰密度が生成されました。しかし、私たちは何も観察しませんでした。考えられる理由は、パーティクルが高$Z/\Pi$ 領域 ($t_{\rm cross}$) を通過するのにかかる時間が、SI の成長タイムスケール ($t_{\rm grow}$) よりも短いためです。我々は、SIによる微惑星形成のための追加の基準を提案する - $t_{\rm cross} > t_{\rm grow}$.我々は、このランの隆起よりも大きい隆起は、SIではなくGIによって微惑星を形成することを示す。我々の結果は、原始惑星系円盤が規則的に1〜mmを超える粒子を形成するか、微惑星が軸対称圧力バンプでSIによって形成されないかのどちらかである。GIを誘導するのに十分な大きさの隆起はロスビー波不安定である可能性が高いので、我々はmm粒子が渦の中で微惑星を形成するだけかもしれないと提案する。

図1.圧力バンプとそれなし。 シミュレーションのバンプ振幅はA=0.5です。
（高解像度、青）およびA = 0.6（低解像度、オレンジ）。 参考までに、バンプのない圧力プロファイルも示します。
（灰色）そして粒子トラップを備えた最小のバンプ
（max [dP /dr]≥0;緑）。 圧力バンプが
背景の圧力勾配の上に座って、ポイント
最小向かい風のは、シミュレーションボックスの中心からオフセットされます。


図2.2つの解像度のλあたりのグリッドセルの数、
ここで、λは最も急速に成長するモードの波長です。
SI（式（19））。 高解像度の実行には十分です
どこでも最も急速に成長しているモードを解決するための解決策、
粒子サイズが小さく、圧力内のηが低いにもかかわらず
バンプ。 低解像度の実行では適切に解決されません
微惑星形成領域のSI、数として
λあたりのセル数は1未満です。


図3.最大粒子密度
すべての実行での初期ミッドプレーンガス密度。 青：A = 0.5
十分な解像度があるにもかかわらず微惑星を形成することはできません
SIの最も急速に成長しているモードを解決します。 緑と
オレンジ：A = 0.6は、低解像度でも微惑星を形成します。
しかし、A=0.5はそうではありません。 縦線はの時間を示します
図6に示すスナップショット。


図4.1番目のプロット：ミッドプレーンでのガス密度プロファイル、
全体の初期ミッドプレーンガス圧力に正規化
高解像度のシミュレーションドメイン、A=0.5。 2番目のプロット：t=180Ω-1付近の3つのスナップショットのダストとガスの比率
。
幅の広い粒子フィラメントがいたるところに形成され、定常状態になります
粒子の堆積は、向かい風が最小の領域で発生します
η。 ダストとガスの比率は、Zと0.03でピークに達します。
Π≈0.0283の向かい風。 3番目のプロット：向かい風パラメーターΠ。
4番目のプロット：正規化されたダスト対ガス比Z /Π、および
SI基準（点線）。 これらの基準は、
図5。


図5.強い凝集の固体存在量基準
Carreraetal。で報告されているZ/Π対τの項。 （2015年、青）、
ヤンら。 （2017年、赤）、およびLi＆Youdin（2021年、緑）。 The
オレンジ色の星は、図4の高解像度A = 0.5スナップショットの（τ、Z /Π）を示しています（τ≈0.0123、Z /Π≈1.06）。 すべての凝集
基準は、高解像度の粒子密度のピークに同意します
実行は、SIが期待される領域内に十分にあります
アクティブで、強い凝集を生成します。


図6.高解像度のスナップショット、t=180Ω-1でA= 0.5
、最大粒子密度に達したとき（図3）。 第3
プロットは平均粒子密度を示しています。 ρ0は、x=±∞での初期の中間面ガス密度です。 下のプロットはさらに拡大します
興味深い構造を示す2つの領域。 これらは、y=0でのシミュレーションのスライスを示しています。左側の領域は
ケルビン・ヘルムホルツ乱流。 ミッドプレーンのピーク密度は一時的な収差です。 乱流が密度を発達させるにつれて
ドロップ（図7）。 右側の領域は小さな密度ピークを示していますが、構造はほとんどありません。 局所的な圧力勾配はΠ≈0.028です。


図7.高解像度のスナップショット、t=264.7Ω-1でのA= 0.5
、これは私たちの最後のスナップショットであり、強い時よりも遅いです
凝集が予想されます（Li＆Youdin2021）。 3行目は、平均粒子密度を示しています。 ρ0は最初の中央平面です
ガス密度。 最後の行は、Zが最も高い領域にさらにズームインします。これらは、y=0でのシミュレーションのスライスを示しています。
どちらの領域も強い凝集を示していません。 右側の領域では、Z≈0.027およびΠ≈0.226であるため、強い凝集がないことは
期待される。 しかし、左側では、Z≈0.025およびΠ≈0.029は、強い凝集が予想された領域のかなり内側にあります。


図8.粒子密度が
ロシュ密度。 左上はガス密度プロファイルを示し、縦の破線は-2≤x/H≤-0.5のズームインを示しています
スナップショットの領域。 ρ0は初期の中間面ガス密度です。 右上は、時間の経過に伴う最大粒子密度を示しています。
スナップショットの時間がマークされています。 シミュレーションは、それが交差した後にのみ非軸対称構造の開発を開始します
ロシュ密度—重力の不安定性の物語の兆候

5.まとめと結論
この論文では、惑星形成の限界をテストしました。私たちの高解像度、A=0.5シミュレーションは
実行されたSIの最高解像度3Dシミュレーション
日にち。その中に、mmサイズのほこりの集団を挿入しました
粒子と最大の軸対称圧力バンプ
重力につながるサイズの恥ずかしがり屋です
ほこりの不安定さ。主な結果は単純です。
•測定したZ/Πはクリティカルをはるかに上回っています
以前の研究がどこにあるかを制限する（Carreraetal。2015;ヤンら。 2017; Li＆Youdin 2021）強い予測
凝集と微惑星の形成。
•強い凝集や計画的なエテシマル形成は観察されませんでした。
考えられる理由は、Z/Πが高い領域です。
（つまり、SIに導電性の領域）は狭く、
この領域を横切る粒子交差時間はより短いです
SI成長の成長タイムスケールよりも。なんでもいい
粒子が強い凝集に向かって進む進歩は
高Z粒子のパイルアップが誘発されたままになると失われます
バンプによって。これは、次の追加基準を示しています
SIによって形成される微惑星：tcross> tgrow —つまり、高Z/Π領域内の粒子の滞留時間
SIがフィラメントを発達させるのに十分な長さでなければなりません。
この結果は、惑星形成のために：可能な経路を大幅に制限します

•どちらの原始惑星系円盤も日常的に1 mmより大きい粒子を形成します

•微惑星が形成される人気のあるモデル
軸対称の圧力バンプがトリガーするとき
SIが正しくありません。
たとえば、考えられる代替案の1つは、惑星のイマルが渦の中で形成されることです（たとえば、Barge＆Sommeria 1995;Lyraetal。 2015; Raettigetal。 2021）。
いずれにせよ、私たちの結果は、私たちがどのように理解しているかをしっかりと見極める必要があります
惑星の形成、そして私たちが使用するコンピューターモデルで
それを研究する。私たちの結果はまた重要性を強調しています
ngVLAなどの将来の機器のcmサイズの粒子が全体的に豊富であるかどうかを判断することができます
星からの距離。