Transcript pptx - 国立天文台理論研究部

原始惑星系円盤研究会
2013年8月19日 国立天文台
原始惑星系円盤における力学
過程と円盤直接撮像観測
武藤恭之
（工学院大学）
目次
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円盤・惑星相互作用とI型惑星移動
円盤・惑星相互作用とギャップ生成
直接撮像観測と円盤の力学過程
将来の直接撮像観測への展望
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円盤・惑星相互作用とI型惑星移動
円盤・惑星相互作用とギャップ生成
直接撮像観測と円盤の力学過程
将来の直接撮像観測への展望
惑星形成の
標準モデル
• コア集積モデル
– 京都モデル
– ダスト（μm）が出発
微惑星(km)
原始惑星(1000km)
– 「塵も積もれば山とな
る」モデル
Hayashi et al. 1985
原始惑星系円盤の基本的性質
• 成分は、ガスとその1/100程度のダスト
– ダスト集積＝惑星形成
• 円盤質量は、中心星の1/100程度
• 円盤の拡がりは、100 AUスケール
• 面密度 (最小質量円盤モデル)
• 円盤の厚み（スケールハイト）
• 寿命
– 100万～1000万年程度
原始惑星系円盤における力学過程
乱流:
自己重力
Boley 2009
磁気回転不安定性
Flock et al. 2011
Heinemann and Papaloizou 2009
円盤・惑星相互作用： スパイラル形成・ギャップ形成
FARGO simulation
惑星による密度波の励起
惑星の励起する密度波の強さ
• 惑星近傍での静水圧平衡
惑星の重力エネルギー
ガスの熱エネル
ギーの摂動
• 密度波の励起位置 d~H
±§
§
»
GM p
c2 d
»
Mp
M¤
¡ R ¢3
H
I型惑星移動
原始惑星により生成された円盤中の密度揺らぎ
円盤と惑星の重力相互作用に
よる密度波の励起
Inner disk pulls forward the planet
Cent. star
密度波の反作用で、惑星
に重力的なトルクがかかる
planet
Outer disk pulls back the planet
Background figure is from F. Masset’s webpage
http://www.maths.qmul.ac.uk/~masset/moviesmpegs.html
I型惑星移動の時間スケール
惑星移動のレート:
典型的に、 10ME の惑星＠5AUで105 年
円盤の寿命に比較して短い
Tanaka et al. 2002
I型惑星移動の方向
摂動が弱いが
惑星に近い
• 円盤の性質に
依存する「微妙
な」問題
密度波： 摂動が
大きいが惑星
から遠い
２次元輻射流体の結果
円盤進化＋惑星移動
円盤内で、惑星移動率が遅くなる
場所の進化にあわせて、惑星移動
Lyra et al. 2010
3次元計算： 2次元で良い？
3次元MHD計算
2次元MHD計算
Guillet et al. 2013
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円盤・惑星相互作用とI型惑星移動
円盤・惑星相互作用とギャップ生成
直接撮像観測と円盤の力学過程
将来の直接撮像観測への展望
ギャップ生成
ギャップ生成質量の大まかな見積もり
• スパイラルの振幅 = 惑星の作る摂動の大きさ
¡
¢
GM p
Mp R 3
±§
»
»
2
§
c d
M¤ H
±§
• ギャップとは： §
Mp
M¤
» 1
³
¡ 3
» 10
H =R
0:1
´3
ギャップ生成のプロセス
惑星はギャップをあけようとする
VS
円盤の粘性は、ギャップを埋めようとする
粘性が無ければ、惑星質量が小さくても、十
分に時間をかければギャップはあく
粘性の無い円盤でのギャップ生成
方位角平均した面密度の進化
円盤は定常状態に達しない
Muto, Suzuki, Inutsuka 2010
ギャップ生成と円盤不安定性
• 動径方向に強い密度（圧力）勾配
• 円盤の回転プロファイルが変化
– 円盤安定性に関するRayleigh条件との兼ね合い
レイリー条件：
角運動量が外向きに減少している円盤は力学
的に不安定
dj
dr
< 0 or
r d- dr
< ¡ 2 for instability
レイリー条件は比較的破りやすい
動径方向の力のつり合い: -
2
= -
2
K
h
1+
2
H d log §
r 2 d log r
もしも、面密度が円盤のスケールハイトと同じ程度
のスケールで変化しているとすると：
d§
dr
»
§
H
d2 §
dr 2
角速度はそこまで影響
を受けない:
- » -
角速度の微分は大きく
影響を受ける:
r d- dr
»
§
H2
K
£
1+
» ¡
3
2
¤
H
r
+ O(1)
i
Rossby Wave Instability
面密度（圧力）に、急激
な変化がある場合の、
非軸対称の不安定性
Li et al. 2000
粘性なし円盤での長時間進化
Yu et al. 2010
ギャップのモデル
• 惑星質量・粘性・円盤の厚みに関係
• 円盤と惑星との間の角運動量交換をきっちりと
モデル化する必要がある
• うまくやらないと、レイリー条件に引っ掛かる
金川さんのトーク（22日）
Crida et al. 2006
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円盤・惑星相互作用とI型惑星移動
円盤・惑星相互作用とギャップ生成
直接撮像観測と円盤の力学過程
将来の直接撮像観測への展望
原始惑星系円盤の直接撮像
すばる
ALMA
円盤観測で見えるもの
赤外ではoptically thick
電波ではoptically thin
～数AU以下
近赤外線熱放射
～数10AU
中間赤外線熱放射
～100AU
赤外線散乱光
～100AU以遠
電波熱放射
円盤の力学過程の直接観測
• 空間分解能の現状:
– 近赤外で0.1秒角、 サブミリで0.2-0.3秒角
– 原始惑星系円盤では10-20 AU程度の分解能
• 典型的な距離 ~ 140pc
– 100 AUあたりでの円盤のスケールハイト程度
• ALMA でも、もうすぐ0.1秒角の分解能が達成
円盤の力学過程が、直接見えてくるはず
原始惑星系円盤のスパイラル構造
• SAO 206462, HD 142527, MWC 758
• いずれも、近赤外線で見えている
• 原始惑星系円盤に多くみられる構造か？
SAO 206462 (Muto et al.
2012)
HD 142527 (Casassus et
al. 2012)
MWC 758 (Grady, Muto,
Hashimoto et al.)
スパイラル構造： 密度波理論によるモデル
• スパイラルの「形」にのみ注目
• 円盤にたつ「音波」を測定
– 円盤の音速（温度）がわかる
円盤の回転則
円盤の温度分布
共回転半径での円盤の厚み
フィット結果 （MWC 758）
• 波の励起の位置は円
盤の外側にありそう
– Rc=1.55”
• 比較的「熱い（=厚い）」
円盤
– H/R~0.18
パラメータの縮退
パラメータ:
波の励起位置
円盤の音速分布
• 外側に励起源があるモデルが好まれる
• H/Rは0.1以上、flatでもflaredでも良い
ガスと固体の相互作用（摩擦）
• 原始惑星系円盤は、回転する薄い円盤
• ガス・ダストそれぞれに力のつり合い
上から見た図
phi
中心星重力
r
ダスト
遠心力
ガス
圧力
ガスの影響を受けたダストの運動
• ダストはガスから向かい風を受ける
• 角運動量を抜かれ、中心星に向かって落下
一般に、ガスの圧力が高い場所にダストが集まる
phi
回転速度
r
ダスト
ガス摩擦力
ダストの渦へのtrap
• 円盤中のどこか
に高圧領域
• そこに、ダストが
集まってくる
Lyra and Lin (2013)
RWI at Viscosity Transition
Regaly et al. 2012
惑星＋ガス＋ダスト＝ダストギャップ
Muto and Inutsuka 2009
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円盤・惑星相互作用とI型惑星移動
円盤・惑星相互作用とギャップ生成
直接撮像観測と円盤の力学過程
将来の直接撮像観測への展望
将来の大型望遠鏡計画
• 鍵は「高空間分解能」
• Full ALMAや、TMTなどの将来の大型望遠鏡計
画で、どこまで行けるか？
原始惑星系円盤 @ 100AU
• 面密度 (最小質量モデル)
• 円盤の厚み (スケールハイト)
• 円盤のアスペクト比
14 AU = 0.1” @ 140 pc
 Subaru
原始惑星系円盤 @ 10AU
• 面密度 (最小質量モデル)
• 円盤の厚み (スケールハイト)
• 円盤のアスペクト比
1.4 AU = 0.01” @ 140 pc
 TMT, full ALMA
原始惑星系円盤 @ 1AU
• 面密度 (最小質量モデル)
• 円盤の厚み (スケールハイト)
• 円盤のアスペクト比
0.1 AU = 0.001” @ 140 pc
 ???
惑星の励起する円盤の構造
惑星＠10AU
惑星＠30AU
惑星＠100AU
すばる
TMT
TMTサイエンス検討会報告書 （2011）
原始惑星系円盤の表面雪線
• 雪線： そこより遠方では、H2Oが氷として存
在する境界線
• 円盤内の温度輻射輸送を考えると、表面付
近に雪線が存在する
Oka et al. 2011
まとめ
• 円盤・惑星相互作用
– 惑星移動・ギャップ生成
– 惑星移動  ある程度の結論はあるが、まとまっていな
い
– ギャップ生成  円盤と惑星の角運動量交換をしっかり
と見直す必要
• 円盤不安定性
– RWI, 粘性過安定性, などなど
• 直接撮像観測
– 円盤の詳細構造が見えてきている
– 力学に基づくモデルを構築できるようになると期待
• 将来の大型望遠鏡計画
– 分解能を生かし、円盤のより内側を見る