1 / 45

原始惑星系円盤における力学過程と円盤直接撮像観測

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. 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. 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)

holmes-meyer
Download Presentation

原始惑星系円盤における力学過程と円盤直接撮像観測

An Image/Link below is provided (as is) to download presentation Download Policy: Content on the Website is provided to you AS IS for your information and personal use and may not be sold / licensed / shared on other websites without getting consent from its author. Content is provided to you AS IS for your information and personal use only. Download presentation by click this link. While downloading, if for some reason you are not able to download a presentation, the publisher may have deleted the file from their server. During download, if you can't get a presentation, the file might be deleted by the publisher.

E N D

Presentation Transcript

  1. 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）

  2. 目次 • 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

  3. 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

  4. 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

  5. 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

  6. 原始惑星系円盤における力学過程 乱流: 　　　自己重力　　　　　　　　　　　磁気回転不安定性 Boley 2009 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

  7. 惑星による密度波の励起

  8. 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

  9. Inner disk pulls forward the planet planet Cent. star Outer disk pulls back the planet I型惑星移動 円盤と惑星の重力相互作用による密度波の励起 原始惑星により生成された円盤中の密度揺らぎ 密度波の反作用で、惑星に重力的なトルクがかかる Background figure is from F. Masset’s webpage http://www.maths.qmul.ac.uk/~masset/moviesmpegs.html

  10. 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

  11. 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

  12. ２次元輻射流体の結果

  13. 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

  14. 3次元計算： 2次元で良い？ 2次元MHD計算 3次元MHD計算 Guillet et al. 2013

  15. 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

  16. ギャップ生成

  17. 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 • ギャップとは：

  18. 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

  19. 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

  20. 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

  21. 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: 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： 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:

  22. 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

  23. 粘性なし円盤での長時間進化 Yu et al. 2010

  24. 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

  25. 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

  26. 原始惑星系円盤の直接撮像 すばる ALMA

  27. 円盤観測で見えるもの 赤外ではoptically thick 電波ではoptically thin ～100AU 赤外線散乱光 ～数AU以下 近赤外線熱放射 ～数10AU 中間赤外線熱放射 ～100AU以遠 電波熱放射

  28. 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

  29. 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.)

  30. 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

  31. 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

  32. パラメータの縮退 パラメータ: • 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 波の励起位置 円盤の音速分布

  33. 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 中心星重力 phi r ダスト 遠心力 ガス 圧力

  34. 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

  35. 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)

  36. RWI at Viscosity Transition Regaly et al. 2012

  37. 惑星＋ガス＋ダスト＝ダストギャップ Muto and Inutsuka 2009

  38. 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

  39. 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？

  40. 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

  41. 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

  42. 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  ???

  43. 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）

  44. 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

  45. 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

More Related