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。
9.結論
この作業の主な結論は次のように要約できます。
1.ストリーミング不安定性シミュレーションは、激しい回転を伴う小石の塊を生成します
これは、同じサイズの微惑星バイナリの形成を助長します。
2.小​​石の塊の重力崩壊をシミュレートし、いくつかの段階が含まれていることを確認します。
（i）密な内部領域の最初の落下はディスク形成につながります、（ii）バイナリ
システムがディスク材料から降着する、（iii）ディスクが不安定性および/または
物質の継続的な落下、および（iv）バイナリ形式、質量の放出、およびその
最終構成。
3.バイナリプロパティは、スケーリングされた角運動量の初期値に依存します
（SAMまたはl;セクション6）およびその動径分布。低lの塊は、近接（または接触）を生成します
バイナリと単一の微惑星。 r <0.5RHの場合、l> 0.07のコンパクトな高lクランプ
幅の広い同じサイズのバイナリ（R2 / R1> 0.5およびab / Rb> 35、ここでRbは
バイナリコンポーネントの半径の合計、Rb = R1 + R2）。平らな放射状の高lの塊
分布は、大きな衛星（Rj / R1 = 0.1-0.5）を持つ階層的な複数のシステムを生成します。
4.元のSAMの10〜75％、小石の元の質量の50〜100％であることがわかります。
クランプは最終的なバイナリシステムに変換されます。オリジナルの残りの50％未満
質量は小石や小さな微惑星に残ります。質量損失を考慮に入れる必要があります
微惑星の初期質量関数を推定するときの説明（例えば、Simon etal。
2017）。
5. SIによって引き起こされる重力崩壊は、角運動量分布を説明することができます（または、
同等に、カイパーベルトで見つかった同じサイズのバイナリの相互分離）
（セクション8.7; Grundy et al.2019、Noll et al.2020）。
6.初期角運動量に対するバイナリの軌道面の傾き
塊のベクトルは一般的に小さい（.20◦
）。これはNesvorn´yの仮定を正当化します
etal。 （2019）塊の傾斜分布を使用して、
バイナリの傾斜分布。
7. PKDGRAVシミュレーションの解像度を＆106に上げる必要があります
超粒子
タイトな（そして接触している）連星を解決できるようにする（相互ペリセンター
図1.—既知のKBOバイナリ/衛星のプロパティ。 カラーコードは、さまざまな動的クラスのバイナリのメンバーシップを示します（CCの場合は赤、Plutinosの場合は緑、の場合は青）
ホットクラシック、他のすべては黒）。 シンボルサイズは、R1≤250kmの場合は一次半径と直線的に相関し、R1> 250kmの場合は固定されます。 たとえば、冥王星の4つの小さな
衛星はプロットの下部に大きな緑色の点で示され、カロンが最大です
R2 / R1 = 0.5ラインの近くの緑色の点。 不等サイズのシステム（R2 / R1 .0.5）が検出されました
動的に暑い人口の大規模な予備選挙の周り。 最もよく知られている同じサイズのバイナリ
（R2 / R1> 0.5）はCC母集団にあります（プロットの上半分に赤で示されています）。


図2.—非線形粒子が存在するSIの3DATHENAシミュレーションからの3つのスナップショット
凝集は、微惑星への重力崩壊を引き起こします。 プロットは、最初に均一であったものと比較して、ディスク平面に投影された、垂直方向に積分された固体の密度（Σpar）を示しています。
面密度（hΣpari）。 x座標とy座標は、せん断ボックスの寸法を単位で示します
ガスディスクスケールの高さHg（太陽は左側にあり、軌道速度ベクトルは上を向いています）。
時間tは、ラベルが付けられているように左から右に増加します（tsg = t −t0;粒子の自己重力が切り替えられました
t0 = 36 /Ωでオン）。 方位角フィラメントはすでにtsg = 0で形成されています（パネルa）。 bと
c、フィラメントは重力で結合した塊に断片化します。 パネルcの円は
PLANアルゴリズムによって識別された塊のヒル球。 から複製
Nesvorn´y etal。に記載されているA12ラン。 （2019）。


図3.— PLAN（緑色の線）で識別された小石の塊の数と総質量
SIのA12シミュレーションの凝集塊（青）の割合。 小石の重力が切り替わりました
t = 36 /Ωでオン。


図4.—凝集塊の質量の分布（M、Mlocalの単位。本文を参照）および
3つのSIシミュレーションのSAM（l）：A12（パネルa）、B22（b）、およびC203（c）。 塊
A12ではtsg = 4 /Ω、B22ではtsg = 4 /Ω、C203ではtsg = 7.6 /Ωで抽出されました。 質量
このシミュレーションではより高い解像度を使用したため、A12ではスペクトルがより小さな値に拡張されます
（表2）。 破線は、臨界回転するヤコビに対応するSAM値です。
楕円。


図5.—パネルa：実行A12（赤）におけるSAMの累積分布関数（CDF）
線）、B22（緑）およびC203（青）。 凝集塊は、A12でtsg = 4 /Ωで抽出されました。
B22ではtsg = 4 /Ω、C203ではtsg = 7.6 /Ω。 パネルb：A12での時間とともにCDF（l）の変化
シミュレーション。