ダストリングを確立し、その中に惑星を形成する

ダストリングを確立し、その中に惑星を形成する
2022年6月2日 投稿
原始惑星系円盤の電波画像は、塵粒が自らを環状に組織化する傾向があることを示している。これらの環は、局所的な高いダスト対ガス比が微惑星、そして最終的には惑星の形成を引き起こすと予想されるガス圧力極大範囲内のダストトラップの結果である可能性がある。我々は、所定のガウス強制力と惑星によって強制されたガス圧摂動の近くの塵の挙動を、2次元のせん断ボックスシミュレーションで再検討する。我々は、ガウスに似たガス摂動を走行するとき、ダスト粒子がガス圧力バンプの正式な中心ではなく、少なくとも1〜2のガススケールの高さで凝集すると予想されるため、ガスと粒子の間の相対速度がゼロ以外の場合、抗力による不安定性がアクティブなままになることを分析的および数値的に示している。時間が経つにつれて、粉塵フィードバックはガス圧力プロファイルを複雑にし、複数の局所的な最大値を作り出します。これらのダストリングは、ストークスパラメータτ_s \lesssim 0.05を持つ粒子がいくつかのドリフトタイムスケール内でリングから移流する惑星によって強制される場合を除き、長寿命です。アルマ望遠鏡の円盤の性質に合わせてスケーリングすると、小石の降着を引き起こすのに十分な大きさのダスト塊がシミュレートされたダストリングで有核化されている場合、そのような凝集塊はダストリング全体を～ 1 Myr以内によく摂取することがわかります。ダストリングの生存を確実にするために、我々は非惑星起源と典型的な粒径τ_s < 0.05を好む。惑星駆動リングはまだ可能かもしれないが、もしそうなら、ダストリングの軌道距離は古いシステムのためにより大きくなると予想されます。


図1.バンプ振幅δbと幅〜wbのパラメーター空間の制約（Π= 0.05）。 青い領域は、ほこりの粒子がバンプによってトラップされることを可能にするパラメータ空間の領域、および異なる線は限界を示します
セクション2.3.2のトラッピング要件から。 ボックスのサイズはLbox/H = 6に固定されているため、バンプがボックス内に確実に含まれるように、最大〜wb=2までバンプします。 制約に対応する線
w〜b =δb/3.3Πは〜wb = 2より上であるため、ここには示されていません。


図2.上の行：ガス圧（P / P0、青）とダスト対ガスの質量比（µ、オレンジ）の半径方向のプロファイル。 より良いことに注意してください
視覚化では、左側の垂直軸に線形スケールを使用して圧力プロファイルを示しますが、ダストとガスの比率はプロットされています
右縦軸に対数目盛を使用します。下段：ダスト粒子の視線速度の分析的期待値
（式18）、バックグラウンド圧力勾配（青）による補正、およびシミュレーションから測定された視線速度を含む
（緑）。 初期プロファイルδb=1、w〜b=1のバンプと相互作用するτs=0.1の粒子の結果が示されています。
それぞれ灰色と赤の垂直の破線で描かれた塵の視線速度の測定された変曲点。
黒い破線は圧力バンプの中心を示します。


図3.2Dガス密度フィールド（背景）のスナップショットとダスト粒子（シアンポイント）の空間分布
t=3030Ω-1
。 実線は、ガス圧（青色のP / P0）とダスト対ガスの質量比（µ in
黄色）。 τs=0.1での実行の結果が表示されます。 左、中央、および右のパネルは、の初期ガス圧力バンプの結果を示しています。
振幅δb/w〜b = 0.5、1、および2、それぞれ。 すべてのパネルは同じカラースケールを共有します。


図4.さまざまなτと初期ガウスバンププロファイルの時間の関数としてのトラップ効率トラップ。 結果が表示されます
シミュレーション実行の最後まで。 すべてのガウス強制リングは、約1〜4のドリフト時間で一部の粒子を失い、その後、トラップが発生します。
効率が回復します。


図5.左：さまざまな時点でのMp / Mth=2.25の場合のガス圧力P/P0の半径方向の分布。 質量2.5Mの惑星
x = −2Hにあります。 惑星の軌道の外側にあるガウスバンプは、数百回の軌道の後に確立されることに注意してください。
右：ガス速度場の流線を伴うガス密度の2D場（青い線）。 渦の形成を観察します
これは、惑星によって生成された圧力バンプがロスビー波の不安定性に対して形式的に不安定であることを考えると予想されます。 私たちのすべて
数値実験は、同じ定性的な振る舞いを示しています。

7.まとめと結論
ただし、主な理由として、この後者の点に警告を追加します
高いτsでガウス強制の下で大きな塊を作成できない理由は、最初はΣsolidが小さいためです。一貫性がある場合
非惑星の物理的メカニズムを説明することは混乱する可能性があります
粒子が十分に高いvrmsになると、ダストリングは
ドリフト拡散から期待されるように動作し、
より高い凝集塊を期待します。 2次元（ラジアル方位角平面）せん断を使用
ボックスシミュレーションでは、
圧力バンプ内のダスト粒子とガスの内向きフラックス、
ガウス強制バンプの両方を考慮します（発生する可能性があります）
凝縮前線または磁気駆動帯から
流れ）と惑星駆動の摂動。以前とは異なり
研究では、私たちは常にからダスト粒子を供給しました
内側を模倣するシミュレーションボックスの右端
の一様分布から始めるのではなく、ドリフト
ボックス全体の粒子。主な調査結果は
以下：
1.ほこりの粒子が中心から離れて集まります
ガウス強制と惑星強制の両方の圧力バンプ（図2-3および6を参照）。以内
トラップ、ダスト粒子は最初は非軸対称構造に分布し、時間の経過とともに変化します
より軸対称のリングに。より大きなτs粒子
より薄いリングに簡単に収集します。
2.ガスを継続的に強制することで、
圧力バンプの再確立、ダストの逆反応は、特に局所的なダストからガスへの場合、ガス圧力プロファイルを大幅に混乱させます
比率＆0.1で、ほこりの収集の程度を高めます（図2を参照）。
3.ダストトラップトラップの漸近線の効率
を使用した実行では、約40％〜80％の値になります
ガウス強制（図4を参照）。粒子の初期リークエージングにより、すべてのシミュレーションで、トラップが約1〜4ドリフト時間の間で約0.2に低下します。
その後、トラップは回復します。漏れの程度
キャプチャが難しいτが大きいほど強くなります
急速なラジアルドリフトに対して。惑星によって引き起こされたために
バンプ、トラップの近くのガス渦が役立つことがわかります
粒子を収集し、効率を0.6〜0.8に維持
τs=0.25および0.5の場合は常に。 τが小さい場合、
粒子は、惑星に引き付けられるガスの流れに続いて、ダストリングから移流されます。
トラップの効率を大幅に低下させます
（τs= 0.1の粒子の場合は40％まで、そしてτs=0.05の場合は≈0％、図7を参照）。
4.高い効率で、私たちのダストリングは.1Myr内で十分な質量を集めることができます。
で分析された典型的なリングの推定質量
DSHARP調査（Andrews et al.2018; Dullemond
etal。 2018）。図9を参照してください。
5.ガウス強制の下で、ダストリングはふくらんで始まり、
時間をかけて研ぎ、除雪を彷彿とさせる
効果。しかし、惑星強制の下では、ダストリング
それに応じて、時間とともに狭くなり、広くなり始めます
粒子がより大きな速度分散に引用されるので、ドリフト拡散定常状態で。測定された
DSHARPデータのダストリングの幅はもっと
惑星駆動の場合と同様です（図10を参照）。
6.パーティクルディスクスケールで設定された最大サイズで
高さ（α= 10-3と仮定）
）、すべてのシミュレート
リングは、塵の塊を核形成することが期待されています
乱流拡散に対して重力で拘束されますが、ほとんどの場合、せん断されると予想されます
離れて（図12を参照）。小さい微惑星（例：
セレスよりも小さい）がまだ形成される可能性があります。
7.バインドされ安定している場合のサブセット
小石の付着核生成を引き起こすのに十分な大きさの塊、そのような塊は受けると予想されます
タイムスケール.1Myrで、リング内のダスト含有量全体を取り込む急速な質量成長。
多くの人に同心のダストリングが見られるという事実
ALMAで画像化された原始惑星系円盤は、
これらのリングでの惑星体の形成は
少なくとも広い軌道では、まれなプロセスまたは遅いプロセスのいずれか
現在の干渉イメージングにアクセスできる
テクノロジー。私たちの調査結果から、実際のディスクリングは小さな粒子で構成されている可能性が高いと推測されます
密なダストリングの作成を遅らせるためにτs≤0.05、
巨大な微惑星の核形成、したがって
コア成長の始まり。このような溶液の問題の1つは、これらの小さな粒子が
彼らが動揺しているとき、長い間ダストリングにとどまります
惑星によって、それでも私達は観測されたダストリングの幅が惑星駆動によってよりよく一致することを発見しました
リング。私たちが見つけたτs≤0.05リングの一時的な性質
GIZMOを使用する場合は、グローバルディスクシミュレーションで検証する必要があります。
の連続ガウス強制を規定している間
固定された形、実際の非惑星起源のガス
圧力の最大値は、より複雑になる可能性がありますが、
ダスト粒子をより高いランダムに散乱させる可能性がある
速度と同じくらい厚いダストリングを作成します
ALMAディスクで観察されること。さらに、ダストガスのダイナミクスを分離するために、ダスト粒子に対する惑星の重力を無視しました。のサブセットで検証されたように
シミュレートしたケース、惑星の重力作用をオンにする
ほこりに付着すると、粒子の漏れが強くなり、トラップの効率が低下し、ほこりの輪ができてしまう可能性があります
一時的な下部構造として、特に
τs≤0.1、これはすでにガスの流入の影響を受けています
ガスとの強い結合による惑星。
ダストリングのメンテナンスが難しいため
低τsでの移流および
高いτsでリング内に埋め込まれた惑星オブジェクト、
原始惑星系円盤に見られるダストリングの起源
非惑星メカニズムにたどり着く可能性があります。これらが鳴ったら
惑星形成の場所であるなら、私たちは
1つまたは複数の惑星に急速に崩壊する内輪
まず、軌道の外側に別のリングを作成する可能性があります。この仮説の下では、ダストリングは
古いシステムでは体系的に広い軌道。大きい
私たちが現在持っているものよりも広いサンプル
リングの場所と年齢の間の傾向を検索するための年齢の範囲は、異なるものを区別するのに役立つ場合があります
ダストリングの原点チャネル。