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
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
• 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)
• 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
~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
• 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
1.4 AU = 0.01” @ 140 pc TMT, full ALMA
• 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
原始惑星系円盤 @ 1AU
0.1 AU = 0.001” @ 140 pc ???
• 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
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