Elucidation of dust dynamics in protoplanetary disks with magnetohydrodynamic simulations

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惑星形成過程において、原始惑星系円盤のダスト運動を支配するガス運動は謎に包まれており、惑星形成過程解明の阻害となっている。太陽系の隕石学的証拠からは、ダスト粒子が動径方向に大きく移動したことが示唆されている一方で、乱流が弱かったことが示唆されている。このことは多様なガス運動が起きたことを示唆する。本研究では、非理想磁気流体力学効果を全て考慮することで、層流的に降着する原始惑星系円盤の最新の描像に基づいて、円盤のダスト輸送過程を明らかにする。特に乱流的運動以外にも、大規模な動径方向の流れや円盤風による鉛直方向の流れを考慮した、高次元なダスト輸送過程の理解を目指す。本年度は主に本研究課題の主軸となるシミュレーションコードの開発を行なった。まず円盤の密度構造を固定し、星からの照射による照射加熱と円盤の粘性に起因する粘性加熱を考慮した数値計算テストを行なった。照射加熱のみを考慮した計算では解析モデルと完全に一致することができた。また、照射加熱を粘性加熱を考慮した計算では、シミュレーションの方が10%ほど温度が高くなるものの全体的な温度構造を再現できており、十分を示した。そのことから、少なくとも静的な円盤構造に関しては、十分温度構造を再現できることを確認した。また磁場を考慮しない場合のシミュレーションを行なったところ照射不安定に似た現象が発生した。これは星からの照射加熱に伴い温度の波が内側に移動するというものである。最新の研究ではその乱流強度の原因となるような不安定性は成長しないことが示唆されている。どちらの手法がより現実的かは依然として明確ではないものの、このことは照射不安定の有無はシミュレーションの設定に敏感であり、慎重に手法を選択する必要があることを示唆している。