磁気的に制御されたディスクの断片化による中間質量惑星の形成

重力による自己収縮では寡占的暴走成長によりスーパーアースからミニ海王星サイズで止まることなくガス惑星まで成長するはずが、観測ではミニ海王星以下の中間質量惑星が多数を占める。恒星に近い領域では磁場による原始惑星系円盤の分断が優勢で暴走成長は無い。以下、自動翻訳。
磁気的に制御されたディスクの断片化による中間質量惑星の形成
2021年1月5日に提出
スーパーアースから海王星サイズの天体までの中間質量惑星は、銀河で最も一般的なタイプの惑星です。惑星形成の一般的な理論であるコア降着は、観測されたよりも大幅に少ない中間質量の巨大惑星を予測します。惑星形成の競合メカニズムであるディスクの不安定性は、原始惑星系円盤の直接の断片化によって、HR8799などの広い軌道上に巨大なガス巨大惑星を生成する可能性があります。以前は、磁化された原始惑星系円盤の断片化は、磁気回転不安定性が磁場成長の駆動メカニズムである場合にのみ考慮されていました。しかし、より現実的で理想的ではないMHD条件を考慮すると、この不安定性はスパイラル駆動のダイナモに自然に取って代わられます。ここでは、スパイラル駆動ダイナモの存在下でのディスク断片化のMHDシミュレーションについて報告します。断片化は、従来のディスク不安定性モデルよりも少なくとも1桁小さい質量を持つ長寿命の結合原始惑星の形成につながります。これらの軽い塊はせん断に耐え、磁場の遮蔽効果のためにそれ以上成長せず、それによって磁気圧力が物質の局所的な流入を抑制します。結果は、中間の質量を持つガスが豊富な惑星の集団ですが、ガスの巨人は、観測された太陽系外惑星の質量分布と定性的に一致して、よりまれであることがわかります。それにより、磁気圧力が物質の局所的な流入を抑制します。

図1：ディスクミッドプレーンのグローバルおよびローカルフローと磁場構造。 上部パネル：
100年で冷却パラメータβcを3から6.28に切り替える直前のMHD乱流ディスク。
ミッドプレーン密度（g / cm-3）で示されるように、重力によって結合されたいくつかの凝集塊が形成されます。）
左上のパネルにあります。 中央上部のパネルは、2時の位置にある塊を拡大して表示します。
速度流線が過剰にプロットされた密度場。 右上のパネルは、
ガス圧と磁気エネルギー、つまり、磁場がオーバープロットされたβp。 下のパネル：同じ
上部パネルと同じですが、t = 290年のディスク用です。 ズームインされた下部パネルは、塊に焦点を合わせています
左下のパネルの3時。 ここで、長さの単位は1auであることに注意してください。


図2：重力によって結合された成分を介して識別された原始惑星の質量進化。 HDシミュレーションの2つの代表的な塊と、の2つの代表的な塊を示します。
MHDシミュレーション（方法、サブセクション2を参照）。垂直の破線は、β= 3での断片化シミュレーションと、より遅い冷却βc= 6.28でのその後の進化を分離しています。二つHDフラグメンテーションシミュレーションで形成された原始惑星は、に切り替えた後すぐに破壊されます
βc= 6.28で、クランプコア領域の冷却をオフにします。それどころか、2つの軽い原始惑星、
MHD-cl1では0.018MJ、MHD-cl2では0.010MJ、MHDフラグメンテーションシミュレーションでは存続
そして海王星の質量0.5-1の質量範囲にある450年で0.035MJと0.042MJに成長します
（影付きの緑の領域）。 MHDの密集した領域に1つの原始惑星（シアンの曲線）が形成されます
断片化シミュレーション。 MHD進化シミュレーションのすべての領域にβc= 6.28を適用すると、MHD-cl1-CoolAllおよびMHD-cl2-CoolAllの原始惑星は0.42MJおよび0.22MJに成長します。
420年後。赤い破線の曲線の揺れは、塊と塊の合併によって引き起こされます。


図3：さまざまな質量の惑星の頻度。 惑星は60連続で識別されます
メインのMHDシミュレーションの240〜340年と340〜440年の間に撮影されたスナップショット。 質量
1つのサンプリングカーネル内は0.004MJです。 原始惑星の質量がそうではないことは明らかです
単調に進化します（図2）。