ペブル集積による惑星形成における密度摂動の役割

分子雲から収縮して来た原始惑星系円盤の中で粗密な部分が出来て微惑星の降着に影響してる説です。以下、機械翻訳。
ペブル集積による惑星形成における密度摂動の役割https://arxiv.org/abs/2203.09266
概要
原始惑星系円盤は、圧力の最大値の現れであると考えられている、ダスト材料のギャップとリングの多様性を示します
一般的に進行中の惑星形成と他のいくつかの物理的プロセスに関連しています。流体力学的ディスクシミュレーション
さらに、複数のダストリングのような構造がディスクに遍在している可能性があることを示唆しています。最近では、ほこりが
リングは惑星形成のための適切な道を提供するかもしれません。世界的に摂動されたディスクがダストの進化とコアにどのように影響するかを研究します
小石の付着による成長。グローバルと連携して、ガウス圧力プロファイルを特徴とするグローバルディスクシミュレーションを実行しました
ガス密度の摂動、波のような構造の模倣、および圧力最小値でのシミュレートされた惑星核形成
マキシマ。ガウス圧力プロファイルでは、ディスクの最初の0.1 Myrsで、ディスク領域の内側の粒子が極端に減少しました。
一生。摂動の強さに応じて、地球規模の圧力は数百万年の間、閉じ込められたダスト物質をバンプします。
でこぼこのディスクで形成されたさまざまなコア。滑らかなディスクではコアの成長が不可能な場所に巨大なコアがあります。
滑らかなディスクに大規模なコアが形成される可能性のある場所にある小さなコア。によって生成された圧力バンプは
惑星および/または他の物理現象は、ディスクの内側部分からの惑星形成を完全に阻止することができます。内側にいる間
ディスクパーツは、滑らかなディスクでのペブル集積に最も適しています。複数の波のような圧力バンプは、急速な惑星を促進する可能性があります
ディスクの広い領域での小石の付着による形成。
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1はじめに
原始惑星系円盤では、多数の物理的プロセスが発生します
これは、惑星体の形成の段階を設定します（包括的なレビューについては、Armitage 2019を参照してください）。 2つの主なアプローチ
の物理的プロセスの研究に広く使用されている 惑星形成はトップダウンとボトムアップの理論です。
トップダウン理論は、十分に重いガス状円盤の重力崩壊（Kuiper1951;キャメロン1978;ボス1997; Gammie 2001;ライス他2003;タンガ他2004;ラフィコフ2005; Durisenetal。 2007）。 1つのメジャー
このアプローチの制限は、それが主に巨大な惑星を生成することです、潮汐のダウンサイジングが続く可能性がありますが、結果としてはるかに小さくなります
惑星（Nayakshin 2010）。重力のもう一つの制限
崩壊は、それが好ましくは外側のディスクの場所で発生することです
ガスは動的に十分に冷たく、このプロセスを可能にします（Boss 1997;ボーリー2009;アーミテージ2010; Humphries＆Nayakshin 2019）。したがって
質量の小さい惑星の存在を説明するのは難しい
重力崩壊の理論に基づいた内側の円盤部分。
太陽系の存在を説明するためのより自然な方法
他のいくつかの惑星系はボトムアップモデル（Safronov1969）であり、このモデルでは、成長は最小のダスト粒子から始まります。
微惑星と呼ばれるより大きなキロメートルサイズの物体への道。大きな微惑星が100km以上になると、惑星核が形成されます。
サイズは、メカニズムを介して小さなものを重力で引き付けます
一般に微惑星のコア降着と呼ばれます（ウェザリル1980; Kokubo＆Ida 1998; Thommesetal。 2003;コールマン＆ネルソン2014）。のコア降着による惑星コアの形成
微惑星は通常遅い（Tanaka＆Ida 1999; Thommesetal。
2003; Levisonetal。 2010; Johansen＆Bitsch 2019）、しかし1 km未満の微惑星はまだ高速である可能性があります（例：Mordasini、C.etal。 2009）。しかし、今までのところ、証拠はありません
そのような小さいサイズの微惑星のための太陽系で（Bottke etal。 2005a、b;モルビデリ他2009;歌手等。 2019）。さらに、微惑星のみの降着による惑星核形成
観測された惑星の多くの側面を十分に説明することはできません
システム。


図2.1。 さまざまな摂動振幅A=0、0.1、0.2、0.3および𝑓= 1に対する摂動ディスクの圧力勾配。ここで、A=0は
乱されていないディスク。 惑星のエンブロイは、圧力の最小値（青い破線の垂直線）と圧力の最大値（黒い破線）で大まかに埋め込まれました
垂直線）。



図3.1。 公称ダスト対ガス比𝑓DG=0.01、フラグメンテーション速度𝑢f= 10 m/sおよび乱流強度𝛼𝑡 = 10−3。
左のパネルは、10 kyr、0.1 Myr、0.5、Myrs、1 Myrs、および2のさまざまな時間におけるダスト表面密度の放射状の変化を示しています。
マイヤーズ。 右のパネルは、𝑀Eに変換されたダスト質量の対応する動径分布を示しています。 破線は、滑らかな塵の進化を示しています
ディスク。




図3.2。 波による摂動の総ダスト質量の時間発展
振幅A=0、0.1、0.2、0.3。 A=0およびAの場合の総ダスト質量の変化= 0.1も同様ですが、A=0.2の質量崩壊は約0.8Myrs後に始まります。
ためにA = 0.3、ほとんどのほこりはロックされたままなので、マスムーブメントはほとんどありません
圧力バンプでアップ。



図3.11。 𝑢f=10m /sおよび𝛼t= 10−3の非摂動および摂動ディスクにおける惑星核の時間発展
。 コアはで小石を降着し始めました
各プロットに示されているさまざまな初期位置。 左と右のパネルは、それぞれ圧力の最小値と最大値で降着し始めた惑星のコアを示しています。

4結論
私たちは、地球規模で摂動されたディスクのダスト進化を研究しました。
Pinillaetal。に記載されている摂動スキームを採用しました。 （2012）
およびDullemondetal。 （2018）。次に、数値シミュレーションを実行して、ペブル集積によるコア成長がどのように影響を受けるかを調査しました。
摂動されたディスクで。私たちのダスト進化ルーチンは、Birnstielらの2つの母集団コード。 （2012）凝固、断片化、ドリフト限界を特徴とし、穀物を再構築しました
Birnstielらの再構築ツールを使用したサイズ。 （2015）。
圧力バンプ内の粒子保持は、敏感に依存します 摂動振幅、Pinillaらと一致。 （2012）。ために弱い摂動レベル（この場合はA = 0.1）、合計の進化
時間の経過に伴うダストの質量は、乱されていないディスクのダストの質量に厳密に従います。
（A = 0）弱い圧力バンプは必ずしも停止しないため穀物の移動。しかし、強い摂動の極端な場合には、たとえば、A = 0.3の場合、
粒子は簡単に克服できないため、ディスク内の固体材料圧力バンプ。
滑らかなディスクに1〜50 auのギャップを導入すると、
以前の研究（例：Whipple 1972; Weidenschilling）と一致して、ギャップ位置の内部のダストは0.1Myr以内で急速に失われます。
1977; Takeuchi＆Lin 2005;アレクサンダー＆アーミテージ2007;ブラウアーetal。 2007、2008; Johansenetal。 2019）。
ギャップと正弦波摂動の両方が存在する場合、ギャップによる圧力バンプがより強くなり、急速な粒子損失も発生します
の強さに応じて、0.1〜0.5Myrsのタイムスケールで波の振幅。たとえば、弱い摂動の場合、粒子
摂動されていないディスクと同じタイムスケールで失われます。強い波の振幅は、ギャップが導入された場合にのみ粒子損失を遅らせる可能性があります
より広い軌道で〜50 au、最初にトラップされた粒子のため でこぼこで内側に移動するには時間がかかります。この場合、コアの成長
圧力バンプ内でも可能かもしれません。
したがって、ディスクに強い圧力バンプが存在すると、微惑星の形成だけでなく、深刻な問題になる
コア降着による惑星コアの形成にも
パラダイム、特に内側のディスク領域。そもそも、微惑星の形成には、例えば、高い粒子濃度が必要です。
ストリーミング不安定性（Johansen et al。2007）を介して、穀物の移動のタイムスケールが時間よりも短い場合に達成可能
重力崩壊の兆候のために過密度に到達するために穀物によって取られます。これは、微惑星の形成が
穀物が惑星から離れて漂流する前に（推定）形成
領域。第二に、微惑星の形成が穀物の損失を打ち負かすことができるかどうか
タイムスケール、そして小石の付着によるコアの成長も進行しなければなりません
とても早い。そうでなければ、胚は別の成長経路を必要とするでしょう
微惑星の降着など、もちろん形成されたに違いありません
十分に早くそしてたくさんの数。
複数の圧力バンプは、小石または小石によるコア形成を制限する可能性があります
バンプがある特定の軌道距離での微惑星降着
にあります。これは、ほとんどの固体材料が引き付けられるためです。
圧力バンプに向かって、圧力の間の領域の規模によっては、バンプが大幅に枯渇する可能性があります
圧力勾配。したがって、彼らはで重要な役割を果たすことができます
惑星系の軌道構造とそのコア質量。
第一に、コアの質量は、閉じ込められた材料の量によって制限されます 古典的な小石の分離の代わりに隆起（モルビデリ2020）。
第二に、隆起は惑星の内向きの移動を減らすか完全に防ぐかもしれません、そしてそれは急速な内向きのジレンマを解決するかもしれません
以前の研究で提供されたソリューションのいくつかに加えて、ガスジャイアントの移行（例：Paardekooper 2014; Crida＆Bitsch
2017;クリダら。 2017;神奈川ほか2018;ロバート等。 2018;Bergez-Casalouetal。 2020; Nduguetal。 2021）。第三に、バンプ
降着が発生する場所でコア降着を促進することができます
滑らかなディスク、特に外側のディスク領域では非効率的です。