縦列惑星形成の理論 今枝 佑輔 1 戎崎 俊一 1 1 理研 June 2, 2015 1 2 3 4 5 星形成過程と原始惑星系円盤 原始惑星系円盤中での惑星系形成 一次元定常粘性円盤モデルの構築 定常原始惑星系円盤モデル中での固体粒子の進化 まとめ 今枝 佑輔, 戎崎 俊一 (理研) 縦列惑星形成の理論 June 2, 2015 1 / 32 Picture bipolar flow co nd CA Is s or I CA co nd stellar wind ul on ch es or ch es ul es rul do on UV photons UV photons central star ule s r do Water Sublimation Zone (WSZ) elope turbulent env quiet area quiet area photoevaporation photoevaporation magnetic field Inner Turbulent Region Stellar Magnetosphere rA turbulent envelop e Water Sublimation Zone (WSZ) Inner Turbulent Region rA 0.01 AU Alfven radius Transition Region MRI Inactive Region rin=0.3-1 AU inner MRI front Outer Turbulent Region rout=5-10 AU outer MRI front gas flow particle motion 今枝 佑輔, 戎崎 俊一 (理研) 縦列惑星形成の理論 June 2, 2015 2 / 32 Picture Inner Turbulent Region Transition Region Outer Turbulent Region Water Sublimation Zone (WSZ) elope turbulent env elope turbulent env quiet area quiet area turbulent envelop e turbulent envelop e Water Sublimation Zone (WSZ) concentration pebbles sub-disk gravitational instability metamorphosis to cray WSZ runaway growth of porous agregation compact planetesimals 今枝 佑輔, 戎崎 俊一 (理研) 縦列惑星形成の理論 June 2, 2015 3 / 32 原始惑星系円盤の存在 原始惑星系円盤 観測的には 1990 年代〜 電波、赤外、可視 スペクトル、シルエッ ト、熱放射 今枝 佑輔, 戎崎 俊一 (理研) 縦列惑星形成の理論 June 2, 2015 4 / 32 原始惑星系円盤とは? 恒星は星間ガスの収縮に よって生まれる 分子雲コア → 恒星 分子雲コア ∼ 10000[AU] ∼ 10−19 [g/cm3 ] ∼ 10[K] 動径方向には遠心力 恒星 垂直方向には圧力勾配 ∼ 0.001[AU] ∼ 1[g/cm3 ] ∼ 数千 [K] 今枝 佑輔, 戎崎 俊一 (理研) で支えられた円盤状の平衡形状 → 原始惑星系円盤 縦列惑星形成の理論 June 2, 2015 5 / 32 原始惑星系円盤中での惑星系形成 仮定 層流環境下での惑星 形成 ダスト層の重力不安定 による微惑星形成 Porosity 進化を考慮し ない粒子の合体成長 惑星位置が移動しない 形成過程 今枝 佑輔, 戎崎 俊一 (理研) 縦列惑星形成の理論 June 2, 2015 6 / 32 原始惑星系円盤中での惑星系形成 以後の様々な研究により様々な進展 京都モデルの仮定との矛盾 MRI Active region, Dead Zone, Layered accretion (Balbus and Hawley 1991,2000, Gammie 1996, Sano and Miyama 2000) Fluffy aggregation with drifting dust (Suyama+ 2008, Okuzumi+ 2012, Kataoka+ 2013) Dust destruction by collision (Wada+ 2009, Stewart and Leinhardt 2009) Planet migration (Paardekooper+ 2010, Lyra+ 2010) 今枝 佑輔, 戎崎 俊一 (理研) 縦列惑星形成の理論 June 2, 2015 7 / 32 原始惑星系円盤中での惑星系形成 京都モデルの仮定: 原始惑星系円盤が層流環境 原始惑星系円盤は磁気乱流環境 (Balbus and Hawley 1991,2000, Gammie 1996, Sano and Miyama 2000) 今枝 佑輔, 戎崎 俊一 (理研) 縦列惑星形成の理論 June 2, 2015 8 / 32 原始惑星系円盤中での惑星系形成 乱流の起源 磁気回転不安定 (MRI) 電離度が低いところでは乱流が発生しない Sano+ 2001 Gammie+ 1996 乱流-デッドゾーンの存在域を判定 → 惑星系形成 今枝 佑輔, 戎崎 俊一 (理研) 縦列惑星形成の理論 June 2, 2015 9 / 32 原始惑星系円盤中での惑星系形成 京都モデルの仮定: ダスト層の重力不安定による微惑星の形成 ダスト濃集層と上空ガストの間で Kelvin Helmholtz Instability ダスト巻き上げによるダスト密度低下 →重力不安定の阻害 Radial Drift を積極的に使い 局所的な固体粒子濃集領域での集積で回避 Barranco+ 2009 今枝 佑輔, 戎崎 俊一 (理研) 縦列惑星形成の理論 June 2, 2015 10 / 32 原始惑星系円盤中での惑星系形成 京都モデルの仮定: 内部密度一定な固体粒子集積 m サイズの固体粒子はガス円盤に角運動量を奪わ れて 1000 年程度で落下 (通称ダスト落下問題) 高速度衝突によるダスト成長の阻害 (通称ダスト破 壊問題） 陶山、奥住、片岡らによる 「ふわふわダスト」モデルを考慮する 今枝 佑輔, 戎崎 俊一 (理研) 縦列惑星形成の理論 June 2, 2015 11 / 32 原始惑星系円盤中での惑星系形成 微小粒子の付着成長 → BCCA 粒子が重く成長するほ ど内部密度低下 ダスト成長時間 < ダスト落下時間 → 落下問題回避 ダスト衝突速度↓ Suyama+ 2008 今枝 佑輔, 戎崎 俊一 (理研) 縦列惑星形成の理論 → 破壊問題回避 June 2, 2015 12 / 32 原始惑星系円盤中での惑星系形成 Kataoka+2013 今枝 佑輔, 戎崎 俊一 (理研) 縦列惑星形成の理論 June 2, 2015 13 / 32 原始惑星系円盤中での惑星系形成 京都モデルの仮定: 惑星は移動しない 原始惑星系円盤と 惑星の重力相互作用 非対称な wake →角運動量輸送 惑星の動径方向移動 Masset 2002 0.1 ∼ 1 地球質量程度以上の惑星 →生まれた場所から動く 今枝 佑輔, 戎崎 俊一 (理研) 縦列惑星形成の理論 June 2, 2015 14 / 32 原始惑星系円盤中での惑星系形成 移動方向は微妙な問題 ガス円盤の密度構造 ガス円盤の温度構造 ここでは エントロピー勾配の効果を含む惑星移動を考慮 (Paardekooper+ 2010, Lyra+ 2010) 「惑星位置が移動しない形成過程」しか考慮していない 問題を回避 今枝 佑輔, 戎崎 俊一 (理研) 縦列惑星形成の理論 June 2, 2015 15 / 32 How do we construct a disk model? 一次元定常粘性降着円盤の解 (Shakura and Sunyaev 1973) M˙ = = T4 = τeff = 3πkB αT Σ ΩµmH 10−6.5 , 10−7.0 , 10−7.5 , 10−8.0 M /yr = const 3M˙ 4 Ω2 τeff + Tamb , 8πσSB √ 3 Σ 3 κ(a, T ) + 8 2 4 M˙ → [T (r), Σ(r), α(r)] M˙ は中心星の進化段階の指標と考える 今枝 佑輔, 戎崎 俊一 (理研) 縦列惑星形成の理論 June 2, 2015 16 / 32 How do we construct a steady state disk? 粘性の起源 : Magneto-Rotational Instability (磁気回転不安定) 磁場分布 βz = 200 for r < 2AU r βz = 200( 2AU )5/4 for r >2AU i.e. Bz ∝ r−2 for passive disk. エルサッサ数 Λ の分布 → α の分布. 2 Λ ≡ vAz /ηΩK > 1 for MRI active √ η = 234 T /xe [cm2 /s] 今枝 佑輔, 戎崎 俊一 (理研) 縦列惑星形成の理論 June 2, 2015 17 / 32 How do we construct a steady state disk? 電離源 宇宙線 放射性核種 熱電離 サハの式 電離とリコンビネーションとの釣り合い ソース : ダスト と H3+ 設定した α 円盤モデル α = 0.01 α = 0.001 Adopted α Λ>1 Λ>1 0.01 Λ<1 Λ>1 Interpolation Λ>1 Λ<1 0.01 Λ<1 Λ<1 0.001 今枝 佑輔, 戎崎 俊一 (理研) 縦列惑星形成の理論 June 2, 2015 18 / 32 Elsasser Number and α ITR 3 Λ TR Λin 10 102 101 0 10 10-1 10-2 10-3 Λact act MSR OTR WSZ t Λ ac t ac Λ in α- -2 10 -3 10 0.01 今枝 佑輔, 戎崎 俊一 (理研) 0.1 1 Radius [AU] 縦列惑星形成の理論 10 100 June 2, 2015 19 / 32 Column Density TR 7 10 x10 2 Column density [g/cm ] 106 MSR ITR OTR WSZ 105 x1 104 103 102 1 10 x0.1 x0.01 0 10 Alfven Radius -1 10 10-2 0.01 今枝 佑輔, 戎崎 俊一 (理研) 0.1 1 Radius [AU] 縦列惑星形成の理論 10 100 June 2, 2015 20 / 32 Temperature 5 10 MSR ITR x10 4 10 OTR WSZ Temperature [K] x1 103 2 x0.1 10 1 10 x0.01 100 10-1 0.01 今枝 佑輔, 戎崎 俊一 (理研) Alfven Radius 0.1 1 Radius [AU] 縦列惑星形成の理論 10 100 June 2, 2015 21 / 32 MRI front temperature 1500 1400 Tm(rin) 1300 1200 1100 1000 900 800 今枝 佑輔, 戎崎 俊一 10-8 (理研) 10-7 Mass accretion rate [Ms/yr] 縦列惑星形成の理論 June 2, 2015 22 / 32 構築した原始惑星系円盤の特徴 内側に熱電離に起因する MRI 乱流領域 その外側に乱流領域→静穏領域をつなぐ遷移領域 遷移領域の圧力勾配が正. 内側 MRI フロントの温度が T < 1300K. 揮発性元素が無い環境下での岩石微惑星の形成 ABEL model に整合的な岩石惑星形成のシナリオ 今枝 佑輔, 戎崎 俊一 (理研) 縦列惑星形成の理論 June 2, 2015 23 / 32 定常原始惑星系円盤モデル中での固体粒子の進化 質量分布を一代表質量で近似した成長合体方程式 粒径に依存した固体粒子ドリフト 粒子円盤スケールハイトの粘性拡散係数 α 依存 粒子円盤スケールハイトの粒径 a 依存 高密度粒子円盤での重力不安定 高速衝突破壊による粒子成長の阻害 惑星移動 → 定常原始惑星系円盤モデル中での粒子進化を追跡 今枝 佑輔, 戎崎 俊一 (理研) 縦列惑星形成の理論 June 2, 2015 24 / 32 Particle Trajectories with Mass Evolution 100 1ME 10ME Radius [AU] Turbulent 10 WSZ Quiet 1 Turbulent 10-10 10-5 100 今枝 佑輔, 戎崎 俊一 (理研) 105 1010 1015 1020 1025 1030 mass [g] 縦列惑星形成の理論 June 2, 2015 25 / 32 Mass - Mean Density evolution from 60AU 1 10ME 10 0 a t�b dri f 10 arr ier Density [g/cm3] -1 10 10-2 10-3 -4 10 b c d -5 10 10-6 10-15 10-10 10-5 100 今枝 佑輔, 戎崎 俊一 (理研) 105 1010 1015 1020 1025 1030 mass [g] 縦列惑星形成の理論 June 2, 2015 26 / 32 Mass - Mean Density evolution from 13 AU 1 1ME 10 Dr a ift� 0 r rrie Ba 10 Density [g/cm3] -1 10 10-2 10-3 g -4 10 -5 10 b 10-6 10-15 10-10 10-5 100 今枝 佑輔, 戎崎 俊一 (理研) 105 1010 1015 1020 1025 1030 mass [g] 縦列惑星形成の理論 June 2, 2015 27 / 32 Mass - Mean Density evolution from 9AU 1 1ME 10 0 10 a Density [g/cm3] -1 10 10-2 10-3 -4 10 -5 10 g b 10-6 10-15 10-10 10-5 100 今枝 佑輔, 戎崎 俊一 (理研) 105 1010 1015 1020 1025 1030 mass [g] 縦列惑星形成の理論 June 2, 2015 28 / 32 Picture bipolar flow co nd CA Is s or I CA co nd stellar wind ul on ch es or ch es ul es rul do on UV photons UV photons central star ule s r do Water Sublimation Zone (WSZ) elope turbulent env quiet area quiet area photoevaporation photoevaporation magnetic field Inner Turbulent Region Stellar Magnetosphere rA turbulent envelop e Water Sublimation Zone (WSZ) Inner Turbulent Region rA 0.01 AU Alfven radius Transition Region MRI Inactive Region rin=0.3-1 AU inner MRI front Outer Turbulent Region rout=5-10 AU outer MRI front gas flow particle motion 今枝 佑輔, 戎崎 俊一 (理研) 縦列惑星形成の理論 June 2, 2015 29 / 32 Picture Inner Turbulent Region Transition Region Outer Turbulent Region Water Sublimation Zone (WSZ) elope turbulent env elope turbulent env quiet area quiet area turbulent envelop e turbulent envelop e Water Sublimation Zone (WSZ) concentration pebbles sub-disk gravitational instability metamorphosis to cray WSZ runaway growth of porous agregation compact planetesimals 今枝 佑輔, 戎崎 俊一 (理研) 縦列惑星形成の理論 June 2, 2015 30 / 32 Comparison 京都モデル 我々のモデル 層流環境下での惑星 形成 ダスト層の重力不安定 による微惑星形成 Porosity 進化を考慮し ない粒子の合体成長 惑星の位置が移動しな い惑星形成過程 今枝 佑輔, 戎崎 俊一 (理研) 縦列惑星形成の理論 MRI turbulent region, Quiet Area, and Turbulent Envelope 粒子の動径ドリフトと 局所集積 Porosity 進化を考慮し た粒子の合体成長・ 破壊 惑星移動 June 2, 2015 31 / 32 Conclusions 一次元定常粘性降着円盤モデルを構築した (M˙ = 10−6.5 − 10−8 M /yr.) 遷移領域は正の圧力勾配をもつ MRI front で固体物質の濃集が生じる これにより Tandem Planet Formation (縦列惑星形 成) が起こることを示した 内側 MRI フロントでは揮発性物質を欠く微惑星形 成が進行し、地球が海惑星になってしまう問題を 回避できる可能性がある 今枝 佑輔, 戎崎 俊一 (理研) 縦列惑星形成の理論 June 2, 2015 32 / 32
© Copyright 2024 ExpyDoc
