Theoretical modeling of planetesimal formation in protoplanetary disks based on combined effects of disk dynamics and dust coagulation

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惑星の形成過程は未だ解明されていない．従来理論では，原始惑星系円盤に含まれる固体微粒子(ダスト)が合体成長し，キロメートルサイズの微惑星を形成した後に惑星ができると考えられている．この過程の中で，微惑星の形成が困難であるとわかっており，盛んに研究されている．本研究は，ダスト成長が駆動する新しい不安定性(coagulation instability)に注目し，それに基づくダスト成長・微惑星形成を明らかにすることを目指す．当該年度はまずcoagulation instabilityの非線形シミュレーションを行った研究を２本の論文としてまとめ，出版した．この研究では不安定性によるダスト濃集が，微惑星形成の困難であったダスト落下問題と衝突破壊問題の両方を解決できる可能性を示すものである．さらにダスト濃集後に起こる永年重力不安定性について多次元解析を行い微惑星形成への発展条件を精査し，論文１編を新たに投稿した．また非線形計算をもとに電波帯での円盤輻射場の時間進化を調べた．ミリ波・サブミリ波の輻射場にできるリング構造の幅はガススケールハイト程度以下でありビームによる平滑化の影響を強く受けることがわかった．またダストの濃集は起こる一方，サイズも大きくなるためリングは光学的に薄いということがわかった．このようなリング形成は短い時間で起こるため，微惑星形成後の衝突破片放出を考慮することが重要になる．数値実験に基づく簡易モデルから，微惑星質量の数パーセントを破片として再放出できれば観測されている円盤の明るさを説明できるとわかった．ダストサイズ分布を考慮した数値計算にも取り組んだ．当該年度はまず高次空間精度のコードを作成し，いくつかのパラメータでcoagualation instabilityの調査を試みた．現状の限定的な計算ではサイズ分布の影響で短波長モードが安定化することがわかった．