原始惑星系円盤の中で固体粒子が成長してさらに合体→小石→微惑星→原始惑星→岩石惑星と成長するんですが小石表面に氷の他揮発成分が付着成長する。その過程をシミュレーション。以下、機械翻訳。
原始惑星系円盤の小石上の氷
原始惑星系円盤における固体の巨視的粒子（小石）の形成は、惑星形成への第一歩です。私たちは、若い原始惑星系円盤における小石の分布とその氷マントルの化学組成を研究することを目指しています。薄円盤近似では 2 次元流体力学コード FEOSAD を使用します。これは、塵の凝集と断片化、熱平衡、および相転移と輸送を考慮して、自己重力粘性原始惑星系円盤の全地球的進化をモデル化するように設計されています。主要な揮発性物質 (H O、CO、CH、および CO)、ガス中に存在する可能性があり、小さな塵 ( m)、成長した塵 ( m)そして小石の上。私たちは、雲の崩壊から 500kyrの瞬間までの原始惑星系円盤の力学をモデル化します。私たちは、小石の空間分布とその氷のマントルの組成を決定し、小石、成長した塵、小さな塵上の揮発性物質の質量を推定します。我々は、小石が円盤形成後50万年という早い時期に形成され、シミュレーションの終了時（500万年）まで存在し、惑星形成の前提条件となることを示した。モデル内で形成されたすべての小石は氷のマントルで覆われています。塵/小石上への揮発性物質の付着と脱着を考慮したモデルを使用すると、小石上の氷マントルは主に H O と COから構成されており、小さく成長した塵上のガスや氷と比較して炭素が枯渇していることがわかります。 、より多くの CO と CHを含みます。これは、これらの条件下で小石から形成された惑星の組成において酸素が優勢である可能性を示唆しています。キーワード: 天体化学 – 降着、降着円盤 – 原始惑星系円盤 – 流体力学 – 固体状態: 揮発性 – 星: プリメインシーケンス
図 1. ガスとダストのパラメータの方位平均半径分布の推移。 パネルには、(a) ガスの表面密度、(b) 成長した塵が表示されます。
(小石を含む)、(c) 小さな粉塵、(d) 粉塵の最大サイズ、(e) 粉塵とガスの質量比、(f) 小石の表面密度、(g) 粉塵の最大サイズ
断片化バリア、(h) ストークス数、(i) 最小小石サイズ。 パネル (a) と (g) の青い実線は、おおよその椎間板境界を示しています。
Σg = 1 g / cm^2
、パネル (c) ～ (f)、(h)、および (i) のシアンの破線は、水の雪線の位置を示しています。 パネル (g) の黒い輪郭は、
𝑎max/𝑎frag = 0.9 であり、塵のサイズが主に断片化によって制限される領域を大まかに描写します。
図 2. ガス中、氷上、成長した塵および小石上の 4 つの揮発性物質の方位平均半径方向分布の推移。 パネルごとに、
水色の破線は雪線の平衡位置を示しています。 黒い陰影は、星間紫外線による光解離が起こっている領域を示しています。
気相種を破壊するのに十分な効率が必要です (Molyarova et al. 2021 のセクション 3.3.1 を参照)。
図 3. 上の 3 つのパネルは、ガスに対する耐火物成分 (小さな塵、成長した塵、小石) の質量分率を示しています。 中段に表示されているのは、
固体の総量中の氷と耐火性成分の割合。 下の 3 つのパネルは、氷マントルの組成における氷の割合を示しています。
小石。
4。討議
前のセクションでは、小石の量を分析しました。
氷マントルの分布と化学組成は主に
特定のパラメーターを備えた単一の原始惑星系円盤モデル (M1 モデル) に焦点を当てています。 このセクションでは、特定のモデルがどのように機能するかを検討します。
パラメータはディスク内の小石の特性に影響を与える可能性があり、
私たちの結論。
原始惑星系円盤の小石上の氷
原始惑星系円盤における固体の巨視的粒子（小石）の形成は、惑星形成への第一歩です。私たちは、若い原始惑星系円盤における小石の分布とその氷マントルの化学組成を研究することを目指しています。薄円盤近似では 2 次元流体力学コード FEOSAD を使用します。これは、塵の凝集と断片化、熱平衡、および相転移と輸送を考慮して、自己重力粘性原始惑星系円盤の全地球的進化をモデル化するように設計されています。主要な揮発性物質 (H O、CO、CH、および CO)、ガス中に存在する可能性があり、小さな塵 ( m)、成長した塵 ( m)そして小石の上。私たちは、雲の崩壊から 500kyrの瞬間までの原始惑星系円盤の力学をモデル化します。私たちは、小石の空間分布とその氷のマントルの組成を決定し、小石、成長した塵、小さな塵上の揮発性物質の質量を推定します。我々は、小石が円盤形成後50万年という早い時期に形成され、シミュレーションの終了時（500万年）まで存在し、惑星形成の前提条件となることを示した。モデル内で形成されたすべての小石は氷のマントルで覆われています。塵/小石上への揮発性物質の付着と脱着を考慮したモデルを使用すると、小石上の氷マントルは主に H O と COから構成されており、小さく成長した塵上のガスや氷と比較して炭素が枯渇していることがわかります。 、より多くの CO と CHを含みます。これは、これらの条件下で小石から形成された惑星の組成において酸素が優勢である可能性を示唆しています。キーワード: 天体化学 – 降着、降着円盤 – 原始惑星系円盤 – 流体力学 – 固体状態: 揮発性 – 星: プリメインシーケンス
図 1. ガスとダストのパラメータの方位平均半径分布の推移。 パネルには、(a) ガスの表面密度、(b) 成長した塵が表示されます。
(小石を含む)、(c) 小さな粉塵、(d) 粉塵の最大サイズ、(e) 粉塵とガスの質量比、(f) 小石の表面密度、(g) 粉塵の最大サイズ
断片化バリア、(h) ストークス数、(i) 最小小石サイズ。 パネル (a) と (g) の青い実線は、おおよその椎間板境界を示しています。
Σg = 1 g / cm^2
、パネル (c) ～ (f)、(h)、および (i) のシアンの破線は、水の雪線の位置を示しています。 パネル (g) の黒い輪郭は、
𝑎max/𝑎frag = 0.9 であり、塵のサイズが主に断片化によって制限される領域を大まかに描写します。
図 2. ガス中、氷上、成長した塵および小石上の 4 つの揮発性物質の方位平均半径方向分布の推移。 パネルごとに、
水色の破線は雪線の平衡位置を示しています。 黒い陰影は、星間紫外線による光解離が起こっている領域を示しています。
気相種を破壊するのに十分な効率が必要です (Molyarova et al. 2021 のセクション 3.3.1 を参照)。
図 3. 上の 3 つのパネルは、ガスに対する耐火物成分 (小さな塵、成長した塵、小石) の質量分率を示しています。 中段に表示されているのは、
固体の総量中の氷と耐火性成分の割合。 下の 3 つのパネルは、氷マントルの組成における氷の割合を示しています。
小石。
4。討議
前のセクションでは、小石の量を分析しました。
氷マントルの分布と化学組成は主に
特定のパラメーターを備えた単一の原始惑星系円盤モデル (M1 モデル) に焦点を当てています。 このセクションでは、特定のモデルがどのように機能するかを検討します。
パラメータはディスク内の小石の特性に影響を与える可能性があり、
私たちの結論。
4.1 Pebble定義のパラメータ
小石と成長した塵を区別するために、定義に基づいた定義を使用しました。
ヴォロビョフらの研究について。 (2023)、ここで主要なパラメータは
は、St0 = 0.01 および 𝑎peb,0 = 0.05 cm のしきい値です (「
セクション2.3)。 ここでは、次の組み合わせも考慮します。
しきい値パラメータ: St0 = 0.01 および 𝑎peb,0 = 0.25 cm、St0 = 0.05
𝑎peb,0 = 0.05 cm、St0 = 0.05、𝑎peb,0 = 0.25 cm。 選択された値は、参考資料で採用された値の 5 倍です。
したがって、これらはより大きく、より動的に分離された小石に対応し、次の存在に対するより厳しい制限を意味します。
小石。
小石の定義のためのディスク内の小石の総質量
異なるパラメータを使用した結果を図 9 に示します。
固定 St0 で異なる 𝑎peb,0 の場合、𝑎peb,0 が変化することがわかります。
小石の総質量に 1 桁の差が生じます。 で
St0 = 0.05、𝑎peb,0 を変更しても小石の質量にはほとんど影響しません。
300 kyr 後、つまりすべての小石は > 0.25 cm になります。
臨界ストークス数を変更すると、小石の質量は
ディスクが大幅に下がります。 より厳密に適用することによる主な効果
小石の定義は、小石が存在する縮小領域です。
小石の表面密度が低くなります。 前者はすでに示されています
図 7 の 2 次元分布では、影付きの部分が
領域 (St0 = 0.05) は、色付きの領域に比べてはるかに小さい
(St0 = 0.01)。 これらの領域のΣpeb の値も一般に低くなります。
なぜなら、𝑎peb,min は St0 に依存するからです (式 (13) および (15) を参照)。 と
St0 = 0.05、小石の総質量は 10−5 𝑀⊙ を超えません。
ほぼ300kyr。 6.4 × 10−5 𝑀⊙ の最大値は ≈ 21 𝑀⊕ です。
これは、ベースライン定義よりも 5 分の 1 小さい値です。
したがって、モデル内のほとんどの小石は、範囲内のストークス数を持ちます。
0.01 < St < 0.05。 ストークスパラメータは最も重要な境界です
小石の定義における状態。
図 1 のパネル (h) からわかるように、St > 0.1 の粒子は
原始惑星系円盤にはほとんど存在しません。 惑星の多くのモデル
小石の付着による形成は、St の高い値を考慮します。
0.1 または 1 として (例: Lambrechts & Johansen 2012)。 穀物が
このような St 値を持つものは、ほこりのある若いディスクではほとんど入手できません。
星前星の崩壊を通じて自己矛盾なく形成された成長
芯。
小石と成長した塵を区別するために、定義に基づいた定義を使用しました。
ヴォロビョフらの研究について。 (2023)、ここで主要なパラメータは
は、St0 = 0.01 および 𝑎peb,0 = 0.05 cm のしきい値です (「
セクション2.3)。 ここでは、次の組み合わせも考慮します。
しきい値パラメータ: St0 = 0.01 および 𝑎peb,0 = 0.25 cm、St0 = 0.05
𝑎peb,0 = 0.05 cm、St0 = 0.05、𝑎peb,0 = 0.25 cm。 選択された値は、参考資料で採用された値の 5 倍です。
したがって、これらはより大きく、より動的に分離された小石に対応し、次の存在に対するより厳しい制限を意味します。
小石。
小石の定義のためのディスク内の小石の総質量
異なるパラメータを使用した結果を図 9 に示します。
固定 St0 で異なる 𝑎peb,0 の場合、𝑎peb,0 が変化することがわかります。
小石の総質量に 1 桁の差が生じます。 で
St0 = 0.05、𝑎peb,0 を変更しても小石の質量にはほとんど影響しません。
300 kyr 後、つまりすべての小石は > 0.25 cm になります。
臨界ストークス数を変更すると、小石の質量は
ディスクが大幅に下がります。 より厳密に適用することによる主な効果
小石の定義は、小石が存在する縮小領域です。
小石の表面密度が低くなります。 前者はすでに示されています
図 7 の 2 次元分布では、影付きの部分が
領域 (St0 = 0.05) は、色付きの領域に比べてはるかに小さい
(St0 = 0.01)。 これらの領域のΣpeb の値も一般に低くなります。
なぜなら、𝑎peb,min は St0 に依存するからです (式 (13) および (15) を参照)。 と
St0 = 0.05、小石の総質量は 10−5 𝑀⊙ を超えません。
ほぼ300kyr。 6.4 × 10−5 𝑀⊙ の最大値は ≈ 21 𝑀⊕ です。
これは、ベースライン定義よりも 5 分の 1 小さい値です。
したがって、モデル内のほとんどの小石は、範囲内のストークス数を持ちます。
0.01 < St < 0.05。 ストークスパラメータは最も重要な境界です
小石の定義における状態。
図 1 のパネル (h) からわかるように、St > 0.1 の粒子は
原始惑星系円盤にはほとんど存在しません。 惑星の多くのモデル
小石の付着による形成は、St の高い値を考慮します。
0.1 または 1 として (例: Lambrechts & Johansen 2012)。 穀物が
このような St 値を持つものは、ほこりのある若いディスクではほとんど入手できません。
星前星の崩壊を通じて自己矛盾なく形成された成長
芯。
4.2 氷の化学組成
現在の研究は氷マントルの組成に焦点を当てています。
地球規模の塵の成長と移動の状況における小石について
原始惑星系円盤。 私たちは氷の組成を正確に予測することを目的とするのではなく、それを一次近似で記述することを目的としています。
原始惑星系円盤の天体化学モデルは数多くあります。
ALCHEMIC (Semenov et al. 2010)、ANDES (Akimkin et al. 2013) などの包括的な化学反応ネットワークを採用します。
NAUTILUS (Wakelam et al. 2015) または ProDiMo (Kamp et al. 2017)。
これらには、気相および表面反応、およびさまざまなソースが含まれます。
イオン化のこと。 しかし、これらのモデルは地球規模のガスと
FEOSAD コードの焦点であるダストダイナミクス。 沢山あります
さまざまな要素を含む原始惑星系円盤の他の化学モデル
他の物理プロセスと近似については、Öberg によるレビューを参照してください。
他。 (2023) およびその中の参考文献。 いくつかの流体力学シミュレーション
原始惑星系円盤の解析には、複雑な化学反応速度モデリングが含まれています (Ilee et al. 2017; Wang et al. 2019)。 ただし、許可されるのは、
比較的短い時間スケール（約 103 年）での円盤の進化を追跡します。
FEOSAD では、核の崩壊から始まる塵の多い円盤の地球規模の進化を記述するため、簡略化された図を使用する必要があります。
化学モデルにより、迅速な分析ソリューションが可能になります。
揮発性物質の初期存在量は最終的な影響を与えるはずです。
小石上の氷の組成。 最も有力な4つを除いて
揮発性物質、複雑な有機物を含む他の種（Bacmann et al.2012年; チェカレリら。 2022) も構成に含まれています
原始星核の影響については考慮されていないため、本論文では考慮されていません。
これらの種の存在量は水、二酸化炭素、または一酸化炭素よりもはるかに少ないですが、それらが一緒になると、次のような影響を与える可能性があります。
揮発性物質の炭素と酸素のバランスに大きく影響します。
採用された氷の割合は、原始星核で観察された氷の組成に基づいています (Öberg et al. 2011a)。 の質量分率
ガスの総質量に対する氷の量は、ガスの数密度に対する水の存在量が次のように仮定されて計算されました。
5×10^−5
これは、Pontoppidan らの数値モデルに基づいています。
(2004); ブーガートとエーレンフロイント (2004)。 ただし、これらの仮定の下では、モデル内の氷の総質量は、
耐火性コンポーネントの質量 (8.5%) よりも 1 桁低い。 太陽系の研究と観測からのデータ
ISM の研究者らは、原始惑星系円盤内のダスト粒子は、
耐火性塵に匹敵する質量の氷マントルで覆われている
穀物の核、あるいはそれを最大 2 ～ 4 倍上回ることさえあります (ポントッピダン他。 2014）。 これに沿って、例えば、
水の雪線上の微惑星、Drążkowska & Alibert (2017)
初期の水分含有量をダスト質量の 50% と仮定し、
水マントルと耐火性コアの質量が等しい。 これをより高く使用すると、
豊富な水は揮発性物質と揮発性物質の比率に影響を与える可能性があります。
モデリング結果におけるダスト粒子の耐火性成分。
氷の初期質量分率を低く選択することも正当化されます。
モデルの制限により。 氷マントルの寄与を無視する
ダスト粒子の質量とサイズを考慮し、マントルは影響を受けないと仮定します。
彼らのダイナミクスに影響を与えます。 モデルはゼロ次脱離を暗示しているため、
氷相中の揮発性種の局所的な量も影響します。
脱着速度には影響しませんが、吸着 (凍結) 速度は影響を受けません。
気相揮発性種の現在の量に比例します。
したがって、揮発性物質の存在量が数倍に増加します。
雪線が星に近づく、つまり、
氷相支配領域の拡大。
最初の近似として、結果として得られる表面は次のように主張できます。
小石上の氷を含む円盤内の氷の密度は、対応する揮発性物質の初期質量分率に比例します。
ただし、質量のない氷の仮定は次のことを覚えておく必要があります。
マントルは初期の氷塊が増加すると保持できなくなります。 と
提示されたモデリングで採用された揮発性物質の質量分率、
一部の地域では、氷マントルの塊が耐火性の核の塊を超えています。
ディスクの一部。 初期の氷の割合が高い場合、この仮定は
ディスク全体が侵害されている可能性があります。 吸着と
主に揮発性物質からなるダスト粒子のマントルの脱着
それ自体が原始惑星の状態に関連する問題である
それは集中的に検討する価値があります。
原始惑星系円盤の寿命の間、化学組成は
氷やガスも化学反応により必然的に変化します
気相中およびダスト粒子の表面 (Henning &セミノフ 2013)。 これらのプロセスには表面化学反応が含まれます
(Hasekawa et al. 1992; Garrod 2008)、UV 照射下での氷マントル内の光反応 (Öberg et al. 2009) および昇華
宇宙線 (Ivlev et al. 2015)。 これが形成につながります
異なる脱着エネルギーを持つより複雑な種の場合、
他のフェーズに移行してモーションに参加する可能性があります
他の動的成分（成長した塵またはガス/小さな塵）の。 で
提示されたモデルは最も重要な化学物質のみを考慮します
プロセス: 吸着と脱着、しかし他の化学物質の役割
反応が決定的な場合もあります。 粘性ディスク内のダスト漂流のモデリング
大規模な化学反応ネットワーク、Booth & Ilee との組み合わせ(2019) 化学種の直接輸送を実証した
ダスト粒子が化学反応を支配し、
𝛼が十分に高い場合（> 10−3）の揮発性物質の分布）。 私たちのモデルでは
変数𝛼パラメータを使用すると、この条件は死者の外で満たされます。
ただし、内部領域では化学の役割がより重要である可能性があるため、別の領域で調査する必要があります。
勉強します。
脱着エネルギーは Molyarova らから採用しました。 (2021年)
モデルパラメータにすることもできます。 特に、それらはマントル内の他の氷の存在に依存します (Cuppen et al. 2017)。 の変化
脱離エネルギーは雪線の変化を引き起こす可能性があります。 たとえば、CO の場合、雪線が約 10 天文単位で移動すると、この種が発生する可能性があります。
小石には完全に存在せず、領域の形成を防ぎます。
ここでは CO が氷の組成の大部分を占めています (セクション 3.2 および図 3 を参照)。 もう 1 つの重要なパラメータは、前指数関数の値です。
要素。 Minissale らによって示されているように。 (2022)、広く使用されているアプローチ
私たちも使用している、Hasekawa & Herbst (1993) によると、過小評価されています。
前指数関数。 の 3 − 5 次の値が生成されます。
同様の値を与える実験データと遷移状態理論アプローチの両方と比較して、その大きさは低くなります。 それらを使用して
新しい値を使用すると、位置をより正確に決定できるようになります。
原始惑星系円盤の雪線の様子。
選択した加熱脱離パラメータの影響をテストするには
私たちの結果から、雪線の平衡位置を計算しました。
脱離エネルギーの推奨値を使用した M1 モデルの場合
Minissaleらの表5からの前指数係数。 （2022年）。
H2O の場合、雪線の位置はわずかに変化しました。 の
水面スノーライン付近は温度勾配が大きいため、
凍結温度は大きく異なりますが、位置はほぼ同じです。 CH4の場合、パラメータの違いは以下の通りです。
比較的小さく、雪線は約 10 au 内側に移動します。 の
CO2 の雪線は 3 − 5 au 外側にシフトします。 その新たな立場は、
〜10天文単位のダストリングの向こう側と、その内側にCO2の氷がある領域
10auが消滅。 CO では、ほとんどの場合、雪線が大幅に移動します。
結合エネルギーの変化により、1.5 倍高くなります
Minissale et al. （2022年）。 ただし、文献（Cuppen et al. 2017 など）で以前に議論された CO 脱離エネルギーは、
高いくらい。 同時に、前指数関数のみを使用する場合は、
変更すると、ディスク内に CO 氷がまったく存在しなくなります。 これはあいまいな結果であり、調査の妨げになります。
COスノーラインの終端
どの脱着パラメータを使用するのがより良いかは不明であるため、位置を変更します。
現在の研究は氷マントルの組成に焦点を当てています。
地球規模の塵の成長と移動の状況における小石について
原始惑星系円盤。 私たちは氷の組成を正確に予測することを目的とするのではなく、それを一次近似で記述することを目的としています。
原始惑星系円盤の天体化学モデルは数多くあります。
ALCHEMIC (Semenov et al. 2010)、ANDES (Akimkin et al. 2013) などの包括的な化学反応ネットワークを採用します。
NAUTILUS (Wakelam et al. 2015) または ProDiMo (Kamp et al. 2017)。
これらには、気相および表面反応、およびさまざまなソースが含まれます。
イオン化のこと。 しかし、これらのモデルは地球規模のガスと
FEOSAD コードの焦点であるダストダイナミクス。 沢山あります
さまざまな要素を含む原始惑星系円盤の他の化学モデル
他の物理プロセスと近似については、Öberg によるレビューを参照してください。
他。 (2023) およびその中の参考文献。 いくつかの流体力学シミュレーション
原始惑星系円盤の解析には、複雑な化学反応速度モデリングが含まれています (Ilee et al. 2017; Wang et al. 2019)。 ただし、許可されるのは、
比較的短い時間スケール（約 103 年）での円盤の進化を追跡します。
FEOSAD では、核の崩壊から始まる塵の多い円盤の地球規模の進化を記述するため、簡略化された図を使用する必要があります。
化学モデルにより、迅速な分析ソリューションが可能になります。
揮発性物質の初期存在量は最終的な影響を与えるはずです。
小石上の氷の組成。 最も有力な4つを除いて
揮発性物質、複雑な有機物を含む他の種（Bacmann et al.2012年; チェカレリら。 2022) も構成に含まれています
原始星核の影響については考慮されていないため、本論文では考慮されていません。
これらの種の存在量は水、二酸化炭素、または一酸化炭素よりもはるかに少ないですが、それらが一緒になると、次のような影響を与える可能性があります。
揮発性物質の炭素と酸素のバランスに大きく影響します。
採用された氷の割合は、原始星核で観察された氷の組成に基づいています (Öberg et al. 2011a)。 の質量分率
ガスの総質量に対する氷の量は、ガスの数密度に対する水の存在量が次のように仮定されて計算されました。
5×10^−5
これは、Pontoppidan らの数値モデルに基づいています。
(2004); ブーガートとエーレンフロイント (2004)。 ただし、これらの仮定の下では、モデル内の氷の総質量は、
耐火性コンポーネントの質量 (8.5%) よりも 1 桁低い。 太陽系の研究と観測からのデータ
ISM の研究者らは、原始惑星系円盤内のダスト粒子は、
耐火性塵に匹敵する質量の氷マントルで覆われている
穀物の核、あるいはそれを最大 2 ～ 4 倍上回ることさえあります (ポントッピダン他。 2014）。 これに沿って、例えば、
水の雪線上の微惑星、Drążkowska & Alibert (2017)
初期の水分含有量をダスト質量の 50% と仮定し、
水マントルと耐火性コアの質量が等しい。 これをより高く使用すると、
豊富な水は揮発性物質と揮発性物質の比率に影響を与える可能性があります。
モデリング結果におけるダスト粒子の耐火性成分。
氷の初期質量分率を低く選択することも正当化されます。
モデルの制限により。 氷マントルの寄与を無視する
ダスト粒子の質量とサイズを考慮し、マントルは影響を受けないと仮定します。
彼らのダイナミクスに影響を与えます。 モデルはゼロ次脱離を暗示しているため、
氷相中の揮発性種の局所的な量も影響します。
脱着速度には影響しませんが、吸着 (凍結) 速度は影響を受けません。
気相揮発性種の現在の量に比例します。
したがって、揮発性物質の存在量が数倍に増加します。
雪線が星に近づく、つまり、
氷相支配領域の拡大。
最初の近似として、結果として得られる表面は次のように主張できます。
小石上の氷を含む円盤内の氷の密度は、対応する揮発性物質の初期質量分率に比例します。
ただし、質量のない氷の仮定は次のことを覚えておく必要があります。
マントルは初期の氷塊が増加すると保持できなくなります。 と
提示されたモデリングで採用された揮発性物質の質量分率、
一部の地域では、氷マントルの塊が耐火性の核の塊を超えています。
ディスクの一部。 初期の氷の割合が高い場合、この仮定は
ディスク全体が侵害されている可能性があります。 吸着と
主に揮発性物質からなるダスト粒子のマントルの脱着
それ自体が原始惑星の状態に関連する問題である
それは集中的に検討する価値があります。
原始惑星系円盤の寿命の間、化学組成は
氷やガスも化学反応により必然的に変化します
気相中およびダスト粒子の表面 (Henning &セミノフ 2013)。 これらのプロセスには表面化学反応が含まれます
(Hasekawa et al. 1992; Garrod 2008)、UV 照射下での氷マントル内の光反応 (Öberg et al. 2009) および昇華
宇宙線 (Ivlev et al. 2015)。 これが形成につながります
異なる脱着エネルギーを持つより複雑な種の場合、
他のフェーズに移行してモーションに参加する可能性があります
他の動的成分（成長した塵またはガス/小さな塵）の。 で
提示されたモデルは最も重要な化学物質のみを考慮します
プロセス: 吸着と脱着、しかし他の化学物質の役割
反応が決定的な場合もあります。 粘性ディスク内のダスト漂流のモデリング
大規模な化学反応ネットワーク、Booth & Ilee との組み合わせ(2019) 化学種の直接輸送を実証した
ダスト粒子が化学反応を支配し、
𝛼が十分に高い場合（> 10−3）の揮発性物質の分布）。 私たちのモデルでは
変数𝛼パラメータを使用すると、この条件は死者の外で満たされます。
ただし、内部領域では化学の役割がより重要である可能性があるため、別の領域で調査する必要があります。
勉強します。
脱着エネルギーは Molyarova らから採用しました。 (2021年)
モデルパラメータにすることもできます。 特に、それらはマントル内の他の氷の存在に依存します (Cuppen et al. 2017)。 の変化
脱離エネルギーは雪線の変化を引き起こす可能性があります。 たとえば、CO の場合、雪線が約 10 天文単位で移動すると、この種が発生する可能性があります。
小石には完全に存在せず、領域の形成を防ぎます。
ここでは CO が氷の組成の大部分を占めています (セクション 3.2 および図 3 を参照)。 もう 1 つの重要なパラメータは、前指数関数の値です。
要素。 Minissale らによって示されているように。 (2022)、広く使用されているアプローチ
私たちも使用している、Hasekawa & Herbst (1993) によると、過小評価されています。
前指数関数。 の 3 − 5 次の値が生成されます。
同様の値を与える実験データと遷移状態理論アプローチの両方と比較して、その大きさは低くなります。 それらを使用して
新しい値を使用すると、位置をより正確に決定できるようになります。
原始惑星系円盤の雪線の様子。
選択した加熱脱離パラメータの影響をテストするには
私たちの結果から、雪線の平衡位置を計算しました。
脱離エネルギーの推奨値を使用した M1 モデルの場合
Minissaleらの表5からの前指数係数。 （2022年）。
H2O の場合、雪線の位置はわずかに変化しました。 の
水面スノーライン付近は温度勾配が大きいため、
凍結温度は大きく異なりますが、位置はほぼ同じです。 CH4の場合、パラメータの違いは以下の通りです。
比較的小さく、雪線は約 10 au 内側に移動します。 の
CO2 の雪線は 3 − 5 au 外側にシフトします。 その新たな立場は、
〜10天文単位のダストリングの向こう側と、その内側にCO2の氷がある領域
10auが消滅。 CO では、ほとんどの場合、雪線が大幅に移動します。
結合エネルギーの変化により、1.5 倍高くなります
Minissale et al. （2022年）。 ただし、文献（Cuppen et al. 2017 など）で以前に議論された CO 脱離エネルギーは、
高いくらい。 同時に、前指数関数のみを使用する場合は、
変更すると、ディスク内に CO 氷がまったく存在しなくなります。 これはあいまいな結果であり、調査の妨げになります。
COスノーラインの終端
どの脱着パラメータを使用するのがより良いかは不明であるため、位置を変更します。
4.3 断片化速度
モデル内の成長した塵上の氷の表面密度は、直接的な影響を及ぼします。
断片化速度への影響。 ただし、しきい値は、塵粒子を1つの単層で覆うのに必要な氷の量
したがって、𝑣frag の値に影響する値は非常に低く、次のオーダーになります。
ミリメートルサイズの塵の場合は 10−5 × Σd,gr (式 (40) を参照)
Molyarova et al.のセクション 2.6。 2021）。 比例して増加するのは、
氷の量は、この条件がわずかに満たされることを意味します
ディスクの大部分。 雪線付近だとすると、
揮発性物質の表面密度は半径方向に指数関数的に変化します。
方向、塵粒が氷で覆われている領域は、大きく変わります。
を考慮すると、より大きな変化が予想されるはずです
𝑣frag のその他の値。 𝑣frag = 0.5 および 5 m s−1 の値
採用された
この論文では比較的低い値です。 たとえば、Molyarova et al.(2021) では、3 倍高い断片化速度が考慮されました。
数値モデリングは、氷に覆われた塵の集合体が次のような影響を与えることを示しています。
最大 50 m s−1 の速度での衝突における断片化を回避
（和田他。 2009）。 一方、実験室での実験では、粒子を粉砕します。
氷マントルは 10 ～ 15 m s−1 以上の速度で断片化する
(ガンドラック& Blum 2015)。 ただし、𝑣frag はモノマーのサイズにも依存します。
私たちのモデルでは 𝑎∗ = 1 𝜇m なので、フラグメンテーションの値は低くなります。
速度のほうが適切であると思われます (奥積の式 (3) および (4) を参照)
& Tazaki 2019、および関連参考文献)。 より高い値の選択
𝑣フラグメントは断片化の役割を弱め、塵の粒を可能にします
より広範囲の条件で凝固します。 ただし、埃のせいで
放射状ドリフト、これはこれらの成長した塵の生存を保証するものではありません
ディスク内の粒子 (Weidenschilling 1977b)。
𝑣frag が高くなると、総量の増加が期待できます。
円盤内には小石が存在しますが、星への降着速度も同様であるはずです。
増加: この状況では、ディスクの固体の相対的な割合
低くなってしまう可能性があります。 エルバキアンらでは、 (2020)、より高度な断片化
しきい値 30 ミリ秒−1
が採用されており、粉塵の粒の大きさは
数センチ。 固定 𝛼 = 0.01 を使用したモデルの比較
𝑣frag = 1 と 30 m s−1 は異なります
断片化が少ないことを示しています
速度が上がると、塵のサイズが小さくなります（ミリメートルのオーダー）。
ただし、地球規模の円盤の進化は弱い影響を受けています。
𝛼 = 0.01 ドリフトは移流によって決定され、塵が漂っています。
サイズに関係なくガスを使用します。 𝛼 値が低い場合、状況は次のようになります。
𝑣frag のこのような広いスパンを考慮すると、結果は異なります。 事実
ディスク内の小石の量は 𝑣frag に非常に敏感であること
𝛼 ≤ 10^−3 は、Vorobyov et al. で徹底的に実証されました。 （2023年）。
考えられている氷マントルの影響を捨てて、次のように仮定すると、
「裸の」ケイ酸塩ダストがある地域では 𝑣frag の値が比較的高い
氷のマントルのない粒子、次に小石も円盤内に存在する可能性があります。
モデルのもう 1 つの注意点は、次の化学組成です。
マントルは断片化速度の値に影響を与えません。 で
特に、実験室では CO2 の影響は考慮していません。
実験により、𝑣frag がベアの典型的な値に減少することが示されました。
ケイ酸塩ダスト (Musiolik et al. 2016a,b)。
モデル内の成長した塵上の氷の表面密度は、直接的な影響を及ぼします。
断片化速度への影響。 ただし、しきい値は、塵粒子を1つの単層で覆うのに必要な氷の量
したがって、𝑣frag の値に影響する値は非常に低く、次のオーダーになります。
ミリメートルサイズの塵の場合は 10−5 × Σd,gr (式 (40) を参照)
Molyarova et al.のセクション 2.6。 2021）。 比例して増加するのは、
氷の量は、この条件がわずかに満たされることを意味します
ディスクの大部分。 雪線付近だとすると、
揮発性物質の表面密度は半径方向に指数関数的に変化します。
方向、塵粒が氷で覆われている領域は、大きく変わります。
を考慮すると、より大きな変化が予想されるはずです
𝑣frag のその他の値。 𝑣frag = 0.5 および 5 m s−1 の値
採用された
この論文では比較的低い値です。 たとえば、Molyarova et al.(2021) では、3 倍高い断片化速度が考慮されました。
数値モデリングは、氷に覆われた塵の集合体が次のような影響を与えることを示しています。
最大 50 m s−1 の速度での衝突における断片化を回避
（和田他。 2009）。 一方、実験室での実験では、粒子を粉砕します。
氷マントルは 10 ～ 15 m s−1 以上の速度で断片化する
(ガンドラック& Blum 2015)。 ただし、𝑣frag はモノマーのサイズにも依存します。
私たちのモデルでは 𝑎∗ = 1 𝜇m なので、フラグメンテーションの値は低くなります。
速度のほうが適切であると思われます (奥積の式 (3) および (4) を参照)
& Tazaki 2019、および関連参考文献)。 より高い値の選択
𝑣フラグメントは断片化の役割を弱め、塵の粒を可能にします
より広範囲の条件で凝固します。 ただし、埃のせいで
放射状ドリフト、これはこれらの成長した塵の生存を保証するものではありません
ディスク内の粒子 (Weidenschilling 1977b)。
𝑣frag が高くなると、総量の増加が期待できます。
円盤内には小石が存在しますが、星への降着速度も同様であるはずです。
増加: この状況では、ディスクの固体の相対的な割合
低くなってしまう可能性があります。 エルバキアンらでは、 (2020)、より高度な断片化
しきい値 30 ミリ秒−1
が採用されており、粉塵の粒の大きさは
数センチ。 固定 𝛼 = 0.01 を使用したモデルの比較
𝑣frag = 1 と 30 m s−1 は異なります
断片化が少ないことを示しています
速度が上がると、塵のサイズが小さくなります（ミリメートルのオーダー）。
ただし、地球規模の円盤の進化は弱い影響を受けています。
𝛼 = 0.01 ドリフトは移流によって決定され、塵が漂っています。
サイズに関係なくガスを使用します。 𝛼 値が低い場合、状況は次のようになります。
𝑣frag のこのような広いスパンを考慮すると、結果は異なります。 事実
ディスク内の小石の量は 𝑣frag に非常に敏感であること
𝛼 ≤ 10^−3 は、Vorobyov et al. で徹底的に実証されました。 （2023年）。
考えられている氷マントルの影響を捨てて、次のように仮定すると、
「裸の」ケイ酸塩ダストがある地域では 𝑣frag の値が比較的高い
氷のマントルのない粒子、次に小石も円盤内に存在する可能性があります。
モデルのもう 1 つの注意点は、次の化学組成です。
マントルは断片化速度の値に影響を与えません。 で
特に、実験室では CO2 の影響は考慮していません。
実験により、𝑣frag がベアの典型的な値に減少することが示されました。
ケイ酸塩ダスト (Musiolik et al. 2016a,b)。
5。結論
この研究では、二次元の
流体力学コード FEOSAD。 シミュレーションには、ガスのダイナミクス、ダストのダイナミクスと成長、熱平衡、雲の崩壊から 500 kyrまでの揮発性ダイナミクスが含まれます。 小石の分布と主な揮発性種の分布を分析します。
(H2O、CO2、CH4、CO) ガス中、小さな塵上、成長した塵上
そして小石の上。 研究の主な結論を以下に示します。
• 円盤形成からモデリングの終了まで約 50 千年経過した原始惑星系円盤には小石がすでに存在していることを示します。
(0.5 百万年)。 円盤内の小石の積分質量はある値に達します
≈ 50 kyrで10^−4𝑀⊙、その後3倍に増加
そしてシミュレーションの終了までに 10^−4𝑀⊙ に戻ります。
成長した粉塵全体の質量の数パーセントから 4 分の 1 です。 の
小石の総質量（氷マントルを除く）の最大値は、
約 3.5 × 10^−4𝑀⊙ または ≈ 115 𝑀⊕、これは質量に相当します
最小質量太陽星雲の固体物質の量。 これは示唆します
惑星形成の初期段階には前提条件があるということ
ディスクの進化。
• 円盤内に存在するすべての小石は氷のマントルで覆われています。
耐火物のみからなる「裸の」小石は存在しません。
芯。 小石上の氷のマントルは主に H2O と CO2 で構成されており、
小さな塵、成長した塵、マントルに比べて炭素が枯渇している
そしてガスには、より多くの CO2 と CH4 が含まれています。 これは次のことを示唆しています
形成された惑星の組成において酸素が優勢である可能性
この条件下では小石から。
• モデル内のほとんどの小石のストークス数は次のとおりです。
0.01 と 0.05、およびSt > 0.1 の粒子は実質的に存在しません
円盤内にあり、惑星形成に考慮されるべきである
モデル。
小石の定義にはさまざまなパラメータを考慮します。
崩壊の初期質量が異なる 2 つのモデルも
雲。 結果を比較すると、上記の結論が得られたことがわかりました。
考慮されたモデルパラメータに対して有効なままになります。
Ice Formation in a Protoplanetary Disk
この研究では、二次元の
流体力学コード FEOSAD。 シミュレーションには、ガスのダイナミクス、ダストのダイナミクスと成長、熱平衡、雲の崩壊から 500 kyrまでの揮発性ダイナミクスが含まれます。 小石の分布と主な揮発性種の分布を分析します。
(H2O、CO2、CH4、CO) ガス中、小さな塵上、成長した塵上
そして小石の上。 研究の主な結論を以下に示します。
• 円盤形成からモデリングの終了まで約 50 千年経過した原始惑星系円盤には小石がすでに存在していることを示します。
(0.5 百万年)。 円盤内の小石の積分質量はある値に達します
≈ 50 kyrで10^−4𝑀⊙、その後3倍に増加
そしてシミュレーションの終了までに 10^−4𝑀⊙ に戻ります。
成長した粉塵全体の質量の数パーセントから 4 分の 1 です。 の
小石の総質量（氷マントルを除く）の最大値は、
約 3.5 × 10^−4𝑀⊙ または ≈ 115 𝑀⊕、これは質量に相当します
最小質量太陽星雲の固体物質の量。 これは示唆します
惑星形成の初期段階には前提条件があるということ
ディスクの進化。
• 円盤内に存在するすべての小石は氷のマントルで覆われています。
耐火物のみからなる「裸の」小石は存在しません。
芯。 小石上の氷のマントルは主に H2O と CO2 で構成されており、
小さな塵、成長した塵、マントルに比べて炭素が枯渇している
そしてガスには、より多くの CO2 と CH4 が含まれています。 これは次のことを示唆しています
形成された惑星の組成において酸素が優勢である可能性
この条件下では小石から。
• モデル内のほとんどの小石のストークス数は次のとおりです。
0.01 と 0.05、およびSt > 0.1 の粒子は実質的に存在しません
円盤内にあり、惑星形成に考慮されるべきである
モデル。
小石の定義にはさまざまなパラメータを考慮します。
崩壊の初期質量が異なる 2 つのモデルも
雲。 結果を比較すると、上記の結論が得られたことがわかりました。
考慮されたモデルパラメータに対して有効なままになります。
Ice Formation in a Protoplanetary Disk
