巨大な惑星の内向きと外向きの移動：ストール半径

ガス惑星は、原始惑星系円盤との相互作用で恒星に近づくだけではなく、遠ざかる方向にも移動する。以下、機械翻訳。
巨大な惑星の内向きと外向きの移動：ストール半径

概要
タイプIIの移動の惑星が支配する体制に関する最近の研究は、従来の知識とは反対に、大規模であることを示しました
惑星は外側に移動することができます。 「固定惑星」シミュレーションを使用して、これらの研究はトルクの符号間の相関関係を発見しました
惑星とパラメータに作用する𝐾0
（これは、惑星によってディスクに刻まれたギャップの深さを表します）。実行します
さまざまな𝐾0を探索する「ライブプラネット」シミュレーション

これらの結果をテストおよび拡張するためのディスク質量値。惑星の励起
生きている惑星のシミュレーションにおける離心率は、移動率（半主軸の変化率）の直接的な依存性を打ち破ります。
課せられたトルク、「固定惑星」シミュレーションでは処理できない効果。によるトルクへの寄与を解きほぐすことによって
離心率の進化によるものからの半主軸の進化、マグニチュードと
移行の兆候と𝐾0
そして、この関係は、関連するギャップ深度パラメーターの観点からより適切に表現される可能性があると主張します𝐾。
惑星移動の兆候が制限値𝐾で変化するおもちゃのモデルを提示します。
激しく進化する円盤での惑星の移動。トルク反転の存在は、惑星系のアーキテクチャを次のように形作ります。
失速半径またはその周囲のバンドのいずれかで惑星を蓄積する（惑星移動間の相互作用によって定義される）
およびディスクの進化）。いずれの場合も、惑星は1〜10 auの領域に堆積し、タイプIIによるホットジュピターの形成を嫌います。
惑星が支配する体制での移住。
キーワード：惑星とディスクの相互作用–降着、降着円盤–原始惑星系円盤–流体力学


図1.ライトディスクシミュレーション（左パネル）とマスディスクシミュレーション（右パネル）の進化時間の関数としての準主軸。 別の
プロットの凡例に示されているように、色はさまざまなシミュレーションに対応しています（シミュレーションの名前の定義については、表1を参照してください）。


図2.ライトディスクシミュレーション（左パネル）とマスディスクシミュレーション（右パネル）の進化時間の関数としての離心率。 別の
プロットの凡例に示されているように、色はさまざまなシミュレーションに対応しています（シミュレーションの名前の定義については、表1を参照してください）。


図3.VSS降着率に局所的な比角運動量を掛けたものに対して正規化された惑星に作用するトルク𝑞（左パネル）と
パラメータ𝐾'=q^2/（ah^3）（右パネル）。 四角は、惑星の角運動量の変動率として計算されたトルク作用を示しています。
シミュレーション; 凡例に示されているように、さまざまな色はさまざまなシミュレーションに対応しています。


図4.半径（x軸）と初期の粘性タイムスケールに正規化された時間の関数としての方位角平均密度プロファイルΣ/Σ0（カラーマップ）
惑星の位置（y軸）。 マゼンタの線は、惑星の準主軸の時間発展を示しています。 白い線は𝑎p（1±𝑒p）の時間発展を示しています。
左のパネルはシミュレーションL-m13-h036を示しています。 右のパネルはシミュレーションM-m13-h036を示しています。


図5.最後の方位角平均密度プロファイルΣ/Σ0（カラーマップ）
に正規化された半径の関数としてプロットされたシミュレーション時間の
惑星の位置（密度プロファイルと惑星の位置の両方は、
各シミュレーションの最終スナップショット）。 各色は異なるシミュレーションを参照し、
凡例に示されているように; 同じで軽くて大規模なディスクシミュレーション
惑星の質量とディスクのアスペクト比は、同じ色で塗りつぶされて表示されます
それぞれと破線。


図6.VSS降着率に局所比角運動量を掛けたものに対して正規化された半主軸の変化率に関連するトルク
パラメータの関数として𝐾^0=𝑞^2/（𝛼ℎ^3）。 異なる色が対応しています
凡例に示されているように、さまざまなシミュレーションに。

7 結論
この作業では、一連の長期（300〜600k）を提示しました
惑星軌道）、テストおよび拡張するための2D流体力学シミュレーション
デンプシーらによる最近の発見。 （2020、2021）惑星移動の方向との値の間の経験的相関の
変更されたギャップ開口パラメータ𝐾0。トルク解析を拡張します
許可された生きている惑星を考慮することにより、有限のディスク質量を持つシステムに
軌道パラメータを変更します。
私たちのライブ惑星シミュレーションは、創造に関連する内向きおよび外向きの移動
ディスクの深いギャップの。ギャップの深さは惑星の増加する関数です
質量とディスクアスペクト比の減少関数であり、代わりに量によってパラメータ化することもできます𝐾0=𝑞^2/（𝛼ℎ^3）（式6）
および𝐾=𝑞^2/（𝛼ℎ^5）（式12）。私たちのシミュレーションは、𝐾惑星移動を説明するためのより良い秩序パラメーターである可能性があり（図6の右側のパネルを参照）、
内向きから外向きへの移行は𝐾lim=1.5・10^4で発生します。
さらに、秩序パラメーターの選択に関係なく、惑星の質量が増加するにつれて、
惑星に作用するトルクが明らかになります。この効果はで見ることができませんでした
固定惑星シミュレーション。正規化されたトルクΔ𝑇/|𝑀𝑙¤
p |値は、構造によってディスクの質量に依存しません。これは、
低質量惑星、デンプシーによる固定惑星シミュレーションを検討してください
etal。 （2020、2021）は、惑星の移動の良い近似です。より質量の大きい惑星を考えると、結果は次のように修正されます。
に依存する方法での惑星の離心率の成長ディスクの質量（Ragusa et al.2018; Teyssandier＆Lai 2019）。それにもかかわらず13ロソッティらによる反対の結論に注意してください。 （2017）は
これらの著者は粘性境界条件を採用していないため、内側の円盤は惑星に正味の負のトルクをもたらしました：Rosotti等。 （2017）
シミュレーションは、のL-m13-h036シミュレーションのひし形に対応します。
図9 トルクへの寄与を解くことにより、離心率の進化による寄与からの半主軸の変化に、大規模な惑星移動はよく説明されています
𝐾lim〜1.5・10^4で解きほぐされたトルクの符号の変化によって。これは、現実的な加熱を伴う原始惑星系円盤の一般的な特徴です
ディスクのアスペクト比は半径とともに増加するため、𝐾半径の減少関数です。したがって、内向き（外向き）を予測します
半径外部（内部）の𝐾がある場所への移行
制限値。
次に、大規模な惑星の移動挙動を次のようにモデル化します。
移行のパラメータへの依存性を説明します𝐾。私達の永年的な進化の文脈でこの移行を評価する
粘性ディスク。このモデルにより、次の結果を得ることができます。
（1）惑星は𝐾<𝐾lim（𝐾>𝐾lim）、彼らは𝐾=𝐾limであるディスクの場所に向かう傾向があります。
したがって、私たちは、によって定義される「失速半径」の存在を提案します。
𝐾=𝐾limの場所（つまり、トルクがゼロの場所 星）;
（2）ストール半径のディスクパラメータ（温度および𝛼粘度パラメータ）への依存性を調査し、その典型的なものを見つけます
ディスクパラメータにより、数au（フェルナンデス）での木星分布のピークと一致して、3〜10auの範囲のストール半径が可能になります。
etal。 2019; Nielsenetal。 2019）;
（3）ディスク密度の変化の影響を
モデルでは、密度が低下するため、移行が遅くなります
時間とともに（これはパラメータ𝐵を減らします）。結果として、
失速半径への惑星移動は、比較的特徴的な急速に進化するシステムにおけるディスクの寿命 低𝐵0。
おもちゃのモデルは、惑星が
惑星の質量とディスクのアスペクト比によって設定される失速半径
ストール半径を達成するのではなく、初期位置の両方に依存します
後者以来、惑星とディスクの全体的な半径方向の範囲の
ディスクの面密度が低下する速度を決定します。したがって
この効果は惑星の強い山を刻印しない可能性があります
それぞれの失速半径でではなく、3〜10auの範囲の半径の広帯域。の将来の定量化
𝐾limの近くの𝐾へのトルク依存は制約に役立ちます　これをさらに。いずれにせよ、私たちは惑星が動くことができるとは期待していません
ディスクを介した移行によってこのバンドから入ってくるため、問題が発生します
初期のホットジュピター形成のために。