縦列惑星形成の理論
今枝 佑輔 1

戎崎 俊一 1
1 理研

June 2, 2015123
45

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

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Picturebipolar ﬂow

cond

CAIssor

I
CA

cond

stellar windul

on

ches

or

chesulesrul

doon

UV photons
UV photons
central starulesrdo

Water Sublimation
Zone (WSZ)

elopeturbulent env
quiet area
quiet area

photoevaporation

photoevaporation
magnetic ﬁeld

Inner TurbulentRegionStellar MagnetosphererA

turbulent envelopeWater Sublimation
Zone (WSZ)

Inner Turbulent
RegionrA~0.01 AU
Alfven radiusTransition
RegionMRI 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
RegionOuter Turbulent Region
Water Sublimation Zone (WSZ)
elopeturbulent env
elope
turbulent env

quiet area
quiet area

turbulent envelop

eturbulent envelopeWater Sublimation Zone (WSZ)

concentration
pebbles sub-disk

gravitational instability

metamorphosis
to cray
WSZ

runaway growthof porous agregationcompact

planetesimals

今枝 佑輔, 戎崎 俊一(理研)

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June 2, 2015

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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

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June 2, 2015

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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
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June 2, 2015

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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)

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June 2, 2015

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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)

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June 2, 2015

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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)

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June 2, 20158 / 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)

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June 2, 2015

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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
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June 2, 201510 / 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)

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June 2, 201511 / 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, 201512 / 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)

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June 2, 201513 / 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)

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June 2, 201514 / 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)

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June 2, 201515 / 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)
Ṁ

==T4=

τeff

=3πkB αT ΣΩµmH
10−6.5 , 10−7.0 , 10−7.5 , 10−8.0 M /yr = const
3Ṁ 24Ω τeff + Tamb,8πσSB√
3Σ
3κ(a, T ) +824

Ṁ → [T (r), Σ(r), α(r)]Ṁ 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)

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June 2, 201516 / 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
rβz = 200( 2AU)5/4 for r >2AUi.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 > 1for MRI active√
η = 234 T /xe [cm2 /s]
今枝 佑輔, 戎崎 俊一(理研)

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June 2, 201517 / 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 αΛ>1
Λ>10.01Λ<1Λ>1Interpolation
Λ>1
Λ<10.01Λ<1Λ<10.001
今枝 佑輔, 戎崎 俊一(理研)

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June 2, 201518 / 32

Elsasser Number and αITR
3ΛTRΛin10102101
01010-1
10-2
10-3

Λact

act

MSR

OTR

WSZt

Λ act

ac

Λ inα--2

10-3

100.01

今枝 佑輔, 戎崎 俊一

(理研)

0.1

1Radius [AU]

縦列惑星形成の理論

10100

June 2, 201519 / 32

Column Density
TR

710x102

Column density [g/cm ]106MSRITROTR

WSZ

105x1104103
102
110x0.1x0.01

010Alfven
Radius-1

1010-20.01

今枝 佑輔, 戎崎 俊一

(理研)

0.1

1
Radius [AU]

縦列惑星形成の理論

10100

June 2, 2015

20 / 32

Temperature
510MSR

ITRx10410OTR

WSZ

Temperature [K]

x1103
2x0.1

101

10x0.01100
10-10.01

今枝 佑輔, 戎崎 俊一(理研)

AlfvenRadius0.1

1Radius [AU]

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10100

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, 201522 / 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
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June 2, 201523 / 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)

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June 2, 201524 / 32

Particle Trajectories with Mass Evolution
100

1ME 10ME

Radius [AU]Turbulent

10WSZ

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, 201525 / 32

Mass - Mean Density evolution from 60AU
110ME

100at�bdri f

10

arrierDensity [g/cm3]-1

1010-210-3-410bc
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
11ME10Draift�

0rrrie
Ba10Density [g/cm3]-1

1010-210-3g-4

10-510b

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, 201527 / 32

Mass - Mean Density evolution from 9AU
11ME

10010

a

Density [g/cm3]-1

1010-210-3-410-510g
b10-6
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, 201528 / 32

Picturebipolar ﬂow

condCAIssorICA

condstellar windulonchesorchesulesrul

doon

UV photons
UV photons
central starulesrdo

Water Sublimation
Zone (WSZ)

elopeturbulent env
quiet area
quiet area

photoevaporation

photoevaporation
magnetic ﬁeld

Inner Turbulent
RegionStellar MagnetosphererA

turbulent envelope

Water Sublimation
Zone (WSZ)

Inner Turbulent
RegionrA~0.01 AU
Alfven radiusTransition
RegionMRI 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, 201529 / 32

Picture
Inner Turbulent Region
Transition
RegionOuter Turbulent Region
Water Sublimation Zone (WSZ)
elopeturbulent env
elope
turbulent env

quiet area
quiet area

turbulent envelopeturbulent envelopeWater Sublimation Zone (WSZ)

concentration
pebbles sub-disk

gravitational instability

metamorphosis
to cray
WSZ

runaway growthof porous agregationcompact

planetesimals

今枝 佑輔, 戎崎 俊一(理研)

縦列惑星形成の理論

June 2, 201530 / 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, andTurbulent 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, 201531 / 32

Conclusions
一次元定常粘性降着円盤モデルを構築した(Ṁ = 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, 201532 / 32