原始惑星系円盤の中のスノーライン

分子別のスノーライン。以下、機械翻訳。 スノーラインの氷組成の役割とアクティブな円盤の中のＣ / Ｎ / Ｏ比率https://arxiv.org/abs/1611.00741 （２０１６年１１月２日に提出しました） 惑星の元素組成はそれらの化学を定義します、そして潜在的に、もし惑星出生環境の基本的なガスと粒子比率、すなわち 原始惑星系円盤、がよく理解されるなら、それらの形成の場所のために信号灯として使用されることができました。 ディスクで、Ｃ / ＯとＮ / Ｏのような、揮発しやすい要素の比率は中央の星と異なった距離において主なＣ、Ｎ、Ｏ運搬者、それらの氷をバインドしている環境と主要な 揮発物 の雪線の存在の豊富によって規制されます。 我々はガスとほこりでディスク全体で主なＣ、ＯとＮ運搬者、の雪線の場所とＣ / Ｎ / Ｏ比率に対するディスク dynamical プロセス、分子の成分と 存在量 と氷成分の影響を探究します。 . . . 本文を読む

惑星形成の課題

惑星は大体若い恒星に付随する原始惑星系円盤の中で出来ることは決まりの様ですが、ボトルネックとなる疑問点が５個以上ある。以下、機械翻訳。 惑星形成の手強い課題 （２０１６年１０月２３日（v1）に提出されて、最後に２０１６年１０月２５日（このバージョン、 v2））これまでの２０年にわたって修正されて、大きい進歩が惑星形成の分野で遂げられました。 それでも基本的な疑問が残っています。 ここで我々は惑星形成の中の５つの基本的なボトルネックの理解の我々の状態を再検討します。 これらはそうです： 1) protoplanetary ディスクの構造と進展； 2) 最初の planetesimals の成長； 3) 原始惑星とガスのディスクの間に対話によって運転された軌道の移行； 4) 太陽系の軌道のアーキテクチャの起源；そして 5) 観察されたスーパー地球という所と我々自身の地球型惑星の間の関係。 これらの問題の理解の我々の欠如という条件のもとで、最も成功した形成モデルさえ不安定な足場に留まります。 . . . 本文を読む

惑星９による傾いてる外縁天体の産出

まだみつかってませんが、惑星９を６００ＡＵで離心率０．５軌道傾斜角３０度に配置すると軌道傾斜角が９０度近辺や逆転軌道の外縁天体を説明できるらしい。TNOs Drac 2008KV42; a = 41AU; e = 0:5; i =103度とNiku 2011KT19;a = 36AU; e = 0:3; i = 110度と2016NM56 a =74AU; e = 0:9; i = 144度　以下、機械翻訳。 大いに傾いている 海王星以遠天体の産出　惑星９による （２０１６年１０月１７日に提出しました） 太陽系の 海王星以遠の地域は複雑な dynamical 構造を示します、そしてその多くは巨大な惑星の不安定性によって引き起こされた軌道の歴史によって説明されることができます。 しかしながら、 海王星以遠天体の大いに傾いている、そして逆にある特定のケースの、住民の起源はこの進化の写真の枠組みの中で捉え難いままでいます。 この仕事で、我々は完全に中心を異にして、そして少し傾いている軌道に住む遠い、海王星のような惑星の暮らしが異常なコンポーネントのために 海王星以遠天体の軌道の分布であると思うことを示します。 Planet ９のためにその人たちが身体のスペースで遠いカイパーベルト軌道をひとまとめにすることを説明するために前に呼び出したと同じパラメータを採用 . . . 本文を読む

若い惑星周辺の円盤と形成

原始惑星系円盤の中でガス惑星が形成される時、惑星材料が直接コアに落ち込むのではなく惑星周辺円盤が形成されてワンクッションおいて集積されるようです。以下、機械翻訳。 若い巨大な惑星の周りの 惑星周辺円盤：コア付加物とディスク不安定性の間の比較 要約 中核となる付加物あるいは重力の不安定性が惑星を作ったかどうかにかかわらず、 惑星周辺円盤が巨大な惑星を形成することについて、見つけられることができます。 我々は、２つの形成メカニズムの間の 惑星周辺円盤質量と温度における可能な本質的な相違を明らかにすることが同じぐらい可能な類似の最初の条件として使用して、両方の形成のシナリオのために 惑星周辺円盤の最新技術の 流体力学 シミュレーションを実行しました。 . . . 本文を読む

原始惑星系円盤の最大圧力で惑星形成

原始惑星系円盤のガス圧力が高い所から惑星が形成される？以下、機械翻訳。 原始惑星系円盤の圧力最大限においての巨大惑星形成 （２０１６年１０月４日に提出しました） 文脈。 古典のコア付加物惑星編成のシナリオで、キロメートルのサイズ 微惑星 の速い内部の移住と付加物のタイムスケールが 原始惑星系円盤の消散の前に巨大な惑星の大規模なコアの形成に有利にはたらかないかもしれません。 他方、ディスクの圧力最大限の存在は、大規模なコアの形成に有利にはたらいて、移住計略と堅実な物質的な蓄積の場所の役割を果たすことができました。 目的。 我々は、ガスの楽な付加物段階を引き起こすとして、 原始惑星系円盤と大規模なコアの形成に対するそれらの帰結的意味で圧力最大限において 微惑星 と惑星移住のラジアル傾向を調査することを目指します。 . . . 本文を読む

惑星周辺 ディスクでのショックによって引き起こされた堆積

ガス惑星周辺には原始衛星系円盤が出来て衛星が形成される。以下、機械翻訳。 惑星周辺 ディスクでのショックによって引き起こされた堆積： 観測量 と衛星形成 （２０１６年９月２９日に提出しました） 惑星周辺 ディスク（CPDs）が惑星の成長をコントロールして、衛星が形成するべき材料を供給して、そして若いできている惑星の観察の署名を提供します。 我々は CPDs を調査するために放射冷却で２つの次元の 流体力学的シミュレーションを実行して、そしてディスク付加物を打ち込むために新しいメカニズムを提案しました。 ２つのらせん状のショックが、中央の星によって引き起こされて、 CPDs に存在しています。 . . . 本文を読む

遷移円盤の光蒸発による惑星形成

原始惑星系円盤の進化で微惑星から原始惑星に成長する過程で、中心恒星のＸ線や紫外線照射が重要な役割を果たしてるらしい。以下、機械翻訳。 遷移ディスクを光蒸発における惑星系の形成に （2016年9月20日に提出） 原始惑星系のディスクでは、惑星のコアが重要であることへの移行のための1auで少なくとも0.1地球の質量でなければなりません。この質量は5auで1地球質量に上昇します。惑星形成モデルは、これらのコアは、百万年の時間スケールで形成することを示しています。私たちは、百万年古い光蒸発ディスクで、それぞれ約2および5auからの移行、ここでは0.1地球質量と1地球質量のコアの進化の研究を報告しています。このようなディスクでは、ギャップは数百万年後に約2auで開きます。内側領域はその後、小さいタイムスケール上の星の上に一体となります。 . . . 本文を読む

カイパーベルト天体によるガス惑星の環の形成説

氷天体がガス惑星のロシュ限界内を通過すると、潮汐力により分裂します。シューメーカー・レヴィ第９彗星より大きくてガス惑星に落ちない程度に周回を重ねると広がって環に変化します。一個で供給するには相当大型天体でないと足りない。以下、機械翻訳。 一つの通過する大きいカイパーベルトオブジェクトの潮汐破壊によって巨大な惑星の周りに環を形成します （２０１６年９月８日に提出しました） 巨大な惑星の周りのリングの起源は捉え難いままでいます。 土星のリングは大きくて、そして９０-９５％が氷から作られています。 それと対照的に、天王星と海王星のずっと大規模でないリングは黒くて、そしてより高い岩割合を持つ可能性が高いです。 ここで我々は、惑星の輪の次の形成を含めて、初めて、通過するオブジェクトの潮の中断を調査します。 最初に、我々は土星あるいは天王星で接近遭遇を経験する大きい区別されるオブジェクト（Mbody ＝ １０＾２１ - ２３）の潮の破壊の SPH シミュレーションを行ないます。 我々は、およそ０.１ - 通過する物体の大量の１０％ － が惑星の周りに重力で獲得されることに気付きます。 しかしながら、これらの破片は初めに大きいチャンクであって、そして惑星の周りに大いに風変わりな軌道を持っています。 . . . 本文を読む

微惑星の成長を阻害する跳ねるバリア

衝突速度さえ小さければ壊れずに合体するわけでは無いと。跳ねるバリアとは一体？合体せずに弾き飛ばす割合が約半分とは。以下、機械翻訳。 微惑星形成で跳ねるバリアで失敗した成長 （2016年9月2日に提出） 実験室での実験では、マイクロメートルの石英粒子から成るコンパクト（充填率0.33）ミリダスト凝集体のアンサンブルの衝突を検討しました。私たちは、円筒状の凝集体、三角骨材、正方形の集合体、および長方形の骨材を使用しました。同じサイズの集合体と同様に埋め込 ​​まれたより大きな凝集体とのアンサンブルのアンサンブルを研究しました。典型的な衝突速度 ​​は10〜20ミリメートルです。高空間分解能と時間分解能イメージングが明確に個々の衝突が20パーセントの高い確率にこだわっにつながることを示しています。これは、凝集体の接続されたクラスタにつながります。二つの集合の間の接触領域は、衝突速度 ​​で増加します。 . . . 本文を読む

岩石惑星の形成 迅速と整理

原始惑星系円盤の１AU辺りの粒子が合体したり飛び散ったりして数と質量を減らす。1千万年も経てばガスも消えて原始惑星の群れが残る。以下、機械翻訳。 岩石惑星の形成：迅速と整頓 （2016年8月18日に提出） 私たちは温かい破片のディスクが地球型惑星形成のトレーサーであることを一般的に開催された仮定を再考します。太陽系外惑星の調査（約20％）に基づいて、成熟した太陽型星の周りに地球質量の惑星のための推論の高い発生率は、太陽型の周りに暖かいほこりだらけの破片の低発生率（未満2から3パーセント）とは全く対照的です地球型惑星アセンブリ（約1千万年）の予想エポック中の星。AUの距離で地球質量惑星が惑星形成プロセスの一般的な結果である場合、この不一致は、岩惑星形成がより迅速に発生および/またはダスト署名のように少し残し、伝統的に考えられていたよりもはるかに滑らかな印象であることを示唆しています。 . . . 本文を読む