天体物理学：惑星形成中の円盤における重力不安定性

星周円盤における惑星形成の標準的な理論では、惑星は、最初はずっと小さい種から成長すると考えられている。古くからある別の理論では、もし円盤が重力的に不安定であれば、巨大原始惑星は、そうした重力不安定性に誘発されて巨大な渦状腕の収縮する断片から直接形成される可能性があると提唱されている。これが可能になるには、円盤は中心星と比較して大質量でなければならず、1:10という円盤と中心星の質量比が、重力不安定性の誘発、大規模な非ケプラー運動の駆動、目立った渦状腕の形成に対するおおよその閾値として広く支持されている。円盤質量の推定は歴史的に困難であるが、ガスの運動から、円盤速度構造に与えるその影響を通じて重力不安定性の存在を明らかにできる。本論文で我々は、アタカマ大型ミリ波サブミリ波干渉計（ALMA）による¹³COとC¹⁸Oの輝線の深領域観測結果を用いて、ぎょしゃ座AB星を取り巻く円盤における重力不安定性の運動学的な証拠を示す。観測された運動学的な信号は、シミュレーションと解析的なモデル化による予測とよく似ている。定量的な比較から、恒星質量の最大で3分の1という円盤質量が天球上の1〜5秒角の範囲に含まれていると、我々は推測する。

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