渡辺周吾@Lセミナー

個人的なメモです。

「物質移動を考慮した微惑星形成について」

*中心星と惑星系円盤の進化*

10^5yr 原始星 球状円盤
10^6yr 古典的Tタウリ型星 能動的円盤
10^7yr 弱輝く線Tタウリ型星 受動的円盤

円盤
+分子雲からのガスの流入
ー中心星への流出
ーUVによる散逸
ー恒星風による散逸

エネルギー
+主星からの輻射
ー円盤からの輻射

*惑星形成モデル*

大質量円盤モデル=重力不安定モデル
Cameron, Boss

最小質量円盤モデル=コア集積モデル
Safronov, Hayashi, Ida, Lin
(ガスを考慮するものとしないものがある)

*Cameronモデル*

大質量円盤
ガス全体の重力不安定
温度の低い円盤
円盤遠方で自己重力不安定が起こりやすい
[e.g. Boss, 1997]

問題点
 地球型惑星形成の困難
 大質量円盤の妥当性
  中心星が1Msunのとき、0.2Msunの重さが必要
   ←観測によると0.1Msunを超えるものは稀

*京都モデル*

ガス+ダスト円盤
微惑星形成
寡占成長・原始惑星の形成
巨大衝突・木星型惑星の形成
円盤ガスの散逸

問題点
 微惑星の形成
  ガスドラッグによりダストが中心星へ落下
  付着成長か破壊か
 円盤ガスの散逸
  木星型惑星の形成の困難
  (特にSafronovモデルではガスを考えないので作れない)

*微惑星形成までのいろいろ*

円盤の冷却
ダストの付着成長
 [Tanaka et al., 2005]
ダストの沈降
 [Tanaka et al., 2005]
ダストの移動
種々の不安定
平衡凝縮モデル
 [Wood and Hashimoto, 1993]

*ダストとガスとの作用*

ダストはケプラー運動しようとする
ガスはその圧力分だけケプラー運動より遅い
 →ダストからガスへ運動量が輸送される
 →ダストは中心星へ落下
 [Weidenschilling, 1980]

危険サイズを一気に超えてしまえば中心星への落下を防げる

重力不安定で一気に成長
 ダスト層が動径方向に分裂
 ダスト層がさらに回転方向にも分裂
  →微惑星形成

*物質移動を考慮した微惑星形成*

理論・シミュレーション →ダスト
分析・実験 →隕石
 この間をつなぐ研究が少ない

*新しく考えていること*

ひとつの粒子に着目し、背景の微粒子との付着成長
 →サイズ分布を持った粒子集団の付着成長

現状:
数値振動が起きて計算ができなくなった
メモリが足りない?

#結局新しいアイデアは?

平衡凝縮で材料物質を与え、それを元に微惑星を作り、微惑星の成分分布のようなものを作りたい
#うーーーーん

Be the first to comment

Leave a Reply

Your email address will not be published.




CAPTCHA