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）

原始惑星系円盤研究会2013 年 8 月 19 日　国立天文台

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)–「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　　　　　　　　　　　磁気回転不安定性

円盤・惑星相互作用：　スパイラル形成・ギャップ形成Boley 2009 Flock et al. 2011 Heinemann and Papaloizou 2009

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

c2d » M p

M ¤

¡RH

¢3

原始惑星により生成された円盤中の密度揺らぎ

planetCent. star

Inner disk pulls forward the planet

Outer disk pulls back the planet

円盤と惑星の重力相互作用による密度波の励起

Background figure is from F. Masset’s webpage http://www.maths.qmul.ac.uk/~masset/moviesmpegs.html

I 型惑星移動

密度波の反作用で、惑星に重力的なトルクがかかる

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

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

• ギャップとは：±§§ » 1

M p

M ¤» 10¡ 3

³H=R0:1

´3

±§§ » GM p

c2d » M p

M ¤

¡RH

¢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

djdr <0 or r

ddr < ¡ 2 for instability

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

レイリー条件は比較的破りやすい

2 = 2K

h1+ H 2

r 2d log§d log r

i

d2§dr 2 » §

H 2

» K£1+ H

r

¤

d§dr » §

H

rddr » ¡ 3

2 +O(1)

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 :

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

Crida et al. 2006

金川さんのトーク（ 22日）

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

～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

～ 100AU赤外線散乱光

赤外では optically thick電波では optically thin

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

ガス

中心星重力上から見た図

遠心力

圧力

phi

r

ダスト

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

ダスト

回転速度

ガス摩擦力

一般に、ガスの圧力が高い場所にダストが集まる

phi

r

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

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


1.4 AU = 0.01” @ 140 pc TMT, full ALMA





0.1 AU = 0.001” @ 140 pc ???




惑星の励起する円盤の構造

すばる

TMT

惑星＠ 10AU 惑星＠ 30AU 惑星＠ 100AU

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

原始惑星系円盤における力学過程と円盤直接撮像観測

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