抄録/ポイント：
抄録/ポイント
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原惑星は,それらの出生前の原星円盤において部分的なギャップを開放するために十分な質量を獲得した後,残留ガスは,粘性散逸の影響下で馬蹄流線上に拡散し,惑星のHill球の中と外で蛇行する。Hill球内では,馬蹄流線は,惑星円板のガス流を遮断する。ホスト星の潮汐摂動は,収束流線界面を横切る障壁を誘起する。この潮汐障壁を横切る角運動量の粘性移動は,馬蹄流線から惑星円板への質量拡散速度を決定し,最終的には原惑星への付加速度を決定する。一連の数値シミュレーションを行い,超熱惑星に対するこの潮汐障壁の影響を試験した。弱粘性ディスクでは,プロトプレーンの付着速度は,熱限界以上で質量とともに急激に減少した。それらの成長時間スケールはガス枯渇時間スケールを超えるので,それらの質量はJupiterのそれに匹敵する漸近値に達する。比較的厚くて強い粘性ディスクでは,プロトプレーンの漸近質量はJupiterの数倍を超える。2次元数値シミュレーションは,そのような大規模なプロトプレーンが,近くの馬蹄流線の偏心を強く励起し,規則的流れを不安定化し,潮汐障壁を横切る拡散速度を実質的に強化し,それらの出生ディスクがひどく枯渇するまで,それらの成長速度を上昇させることを示した。対照的に,偏心流線は三次元シミュレーションにおいて安定に留まる。既知の外惑星の観測質量分布における上部降下に基づいて,著者らは,それらの出生ディスクが比較的低い粘度αsim0.001,中程度の厚さH/Rsim0.03~0.05,および最小質量太陽噴霧モデルに匹敵する限られた質量を有することを示唆する。【JST・京大機械翻訳】
