2022/09/01 14:15
国立天文台三鷹キャンパス
すばる棟大セミナー室(オンライン)ダスト成長シミュレーションを用いたなめらかな原始惑星系円盤の再現
京都大学理学部3年 北出直也
(指導教員：片岡章雅)イントロダクション：原始惑星系円盤とは・原始星を中心とする惑星形成の舞台

・中心星の周りにダストとガスが存在する・ダストはガスと相互作用しながらダスト同士で合体して成長したり中心星方向へ落ちたりする・惑星が存在するとダストのせきとめが発生しギャップが生じると考えられている
HL TauALMA Partnership 2015

イントロダクション：原始惑星系円盤とは・ALMA(ミリ波)でダスト分布が見える
・観測よりダストサイズは半径ミリメートルサイズと言われている・円盤内には乱流が存在しその強さはパラメータαの大きさで表される
・ダストが壊れる衝突速度をフラグメンテーション速度と言う・ALMAで見ると主にリング、ギャップ構造がある
HL TauALMA Partnership 2015

・しかしリングギャップ構造のない「なめらかな」構造もMy Lup

Huang et al. 2018

背景・問題意識・ALMAで見えている円盤は106年程度たったもの・106年たったガス分布のなめらかな円盤は明るい円盤は残せない↑ダストが成長する前に中心星に落ちてしまう…

・惑星があるとダストが落ちず明るい円盤になるがリング構造が現れる
・ 軌道長半径約150 auまででなめらかかつ明るい円盤が見つかっている！
DoAr 25

Huang et al. 201810050
軌道長半径(au)150

Jane Huang et al. 2018

ガス分布がなめらかな円盤

なめらかなガス分布

中心星からの距離(au)ダスト質量(太陽質量)

ガス面密度 (g/cm2)

・ガス分布がなめらかだとダスト分布もなめらかになる・しかしダストの成長速度より中心星への落下速度の方が早い
・106年経つとダストが中心星に落ちて暗くなる…

ダスト質量の時間変化

ダストが減ってしまう！→暗い時間(年)研究のアイディア・ダストが中心星に落ちないような模擬的なガス分布を用意する→ガスに摂動を加え圧力勾配でダストを捕らえる！

!

!"#=!

$%&!&'"(× 1 + 𝐴𝑐𝑜𝑠 2𝜋𝑟
𝐿 = 𝐿)( )*𝑟)・ガス分布の関数はPinnila et al. 2012とKanagawa et al. 2017を参考にした

𝑟𝐿

ガス面密度 (g/cm2)

・なめらかで明るく、ダストが成長するために必要なパラメータセットを探す

作成したガス分布と一般的なガス分布

中心星からの距離(au)・ダスト移流成長シミュレーションコード
dustpy(Stammler et al. 2022)を用いてシミュレーション
した・ガス分布は時間変化なし
・ガスに影響を受けるダストの成長と動径方向への移流を見ることができる
・なめらかな円盤を再現するパラメータセットを探す・ALMAの空間分解能はおよそ5 au

・空間分解能5 auでなめらかな円盤とはリング間の距離が5 au以下である時を指すとする
・ダストサイズは1mm以上

ダスト面密度 (g/cm2)

研究の方法

これが5 au以下ならok！

↔

中心星からの距離(au)100万年でのダスト分布=+$%&!&'"(× 1 + 𝐴𝑐𝑜𝑠 2𝜋𝑟
𝐿 = 𝐿) ( )*𝑟)

リングができた！
用意したガス分布
中心星からの距離(au)ダスト質量(太陽質量)+!"#

ガス面密度 (g/cm2)

ダスト面密度 (g/cm2)

シミュレーションの結果(L0=0.2 au)

ダスト質量の時間変化多く残ってる！

↔
L0はガス振幅の幅を決める変数

中心星からの距離(au)
時間(年)

𝑟
𝐿

結果(L0 auを変化させた場合)+・L0 auは振幅の幅を決める変数!"#=+$%&!&'"(× 1 + 𝐴𝑐𝑜𝑠 2𝜋𝑟
𝐿

100万年でのダスト分布

ダスト質量(太陽質量)

ダスト面密度 (g/cm2)𝑟
𝐿 = 𝐿) ( )*𝑟)

ダスト質量の時間変化

中心星からの距離(au)L0=0.04 auと0.06 auはリング間距離十分小さい！

時間(年)L0=0.06 auはちょっと少なすぎる…

ここまで分かったこと+!"#=+$%&!&'"(× 1 + 𝐴𝑐𝑜𝑠 2𝜋𝑟
𝐿 = 𝐿) ( )*𝑟)・L0はガス振幅の幅を決める変数
・なめらかな円盤(リング間距離5 au以内)を作るには→

L0=0.04 auもしくは0.06 au
・その上で明るい円盤となるには→

L0=0.04 auは明るい！
L0=0.06 auはこのままだと暗い…
↓L0=0.06 auに対して他のパラメータを変えてみる！！

𝑟
𝐿

結果(L0=0.06 auについて乱流係数αを変化させた場合)100万年でのダスト分布

ダスト質量(太陽質量)

ダスト面密度 (g/cm2)

・αは乱流変数・αの値としては10-3が期待されているダスト質量の時間変化

中心星からの距離(au)

時間(年)どれもリング間距離十分せまい！

α=10-2なら十分残る！

円盤を最もよく再現

・上のL0の値に対応する惑星の質量は、前述のガス分布関数
!

+,#-𝑟
=!
× 1 + 𝐴𝑐𝑜𝑠 2𝜋
𝐿$%&!&'"(L0による幅

惑星質量による幅
軌道長半径(au)𝑟
𝐿 = 𝐿) ( )*𝑟)が、ガス分布の経験則を示したKanagawa et al. 2017 の式!

Δ𝑟 = 0.66 𝐾′𝑟
𝑀/("'0- 1 𝐻/ (𝑟) 23 24
𝐾. = () () 𝛼𝑀#-"%𝑟

ギャップ幅(au)・L0=0.04 auと0.06 auが明るく滑らかなギャップ幅(au)

議論を満たすようにとる。

→L0=0.04 auは7×10-4木星質量、L0=0.06 auは1.6×10-3木星質量と求まる。

軌道長半径(au)議論2・ガスの振幅の大きさに関するパラメータA、フラグメンテーション速度について今回はA=0.5、Vfrag=103 cm/sを試しただけなので、値を変えると結果が大きく変わる可能性がある。今後の課題である。
・L0=0.04や0.06の際のガスはパータベーションが細かい分、半径方向のグリッド幅が十分細かいと言えるか疑わしい。
・「なめらか」な円盤の定義について、今回はリング間距離が空間分解能の5 au以下の場合としたが正確にはシミュレーションの結果を疑似観測すべきである。
またリングの定義は極大値をとる部分としたが再考の余地がある。

まとめ

DoAr 25

Huang et al. 2018

100万年でのダスト分布

中心星からの距離(au)・試せていないパラメータセットも多数あるので今後の課題

・乱流係数α=10-2 cm/s、つまり強乱流の円盤ではL0=0.06 auの摂動、つまり1.6×10-3木星質量の惑星で再現可能である

ダスト質量(太陽質量)

めらかかつ明るい円盤が形成される条件を考えた・100万年たった円盤が明るくなめらかであるためには、ガスの摂動のパラメータについてL0=0.04 auという条件が得られた
これは7×10-4木星質量の惑星によるギャップが必要であることを示している
ダスト面密度 (g/cm2)

・ALMA観測で得られたなダスト質量の時間変化

時間(年)

補足1
・結果スライドで示したシミュレーションの結果は、
A=0.5 β=0.81 r0=1 au Vfrag=e3 cm/sのパラメータセットでe6年たった時のもの
・Σoriginalはdustpyが与える撹乱のないダストの分布を用いた・Aの中心星からの距離、惑星質量に対する依存性をグラフに示す

A

軌道長半径(au)補足2・βの値はKanagawaの関数で定められたギャップの幅Δrから計算した!

Δ𝑟 = 0.66 𝐾′𝑟

ただしHpはスケールハイト
これをグラフに表す
この傾きがβである(β=0.81)

𝑀:;<=>? B 𝐻: (𝑟) CD CE) () 𝛼
𝑀@?<A𝑟

ギャップ幅(au)𝐾9 = (

軌道長半径(au)