彗星の高温鉱物の起源としての原始惑星エンベロープ内のダスト処理

原始星のエンベロープ内だと高温処理の後ジェットに巻き込まれて星系外まで飛ばされる恐れがあるけど、原始惑星エンベロープ内で高温処理される分には原始惑星系円盤内で循環するので惑星に取り込まれない分は微惑星に集積される案には一理ある。以下、機械翻訳。
彗星の高温鉱物の起源としての原始惑星エンベロープ内のダスト処理

概要
結晶性ケイ酸塩は、多数の彗星に見られます。 これらは長年の
太陽系の形成モデルは 800 K を超える高温の内部ホット ディスクでしか生成できず、明確なメカニズムがないため、謎に包まれています。
それらを彗星形成領域に輸送します。 ここでは、これらを提案します
粒子は、原始惑星系円盤にまだ埋め込まれている若い原始惑星を囲む静水圧エンベロープの内部で形成された可能性があります。 単純化された 1D モデルを使用して、
これらのエンベロープの熱構造を調査し、コア質量についてそれを見つけます
0.08 から 1.5 M⊕ の範囲で、1 から 30 AU のどこかに位置し、エンベロープの底部の温度と圧力は十分に高く、すぐに気化します。
さまざまなサイズのケイ酸塩粒子。 さらに、穀物の存在量が少なくともソーラーである場合、これらはエンベロープは完全に対流状態になり、ボンダイ半径全体に粉塵が放出されます
ディスクに戻ります。 したがって、非晶質ケイ酸塩は結晶性に熱処理されます
これらのエンベロープ内の粒子は、対流によってディスクに戻されます
拡散は最終的に彗星のビルディングブロックに組み込まれます。
キーワード: 惑星と衛星: 形成 – 彗星: 一般 – 惑星と衛星:構成
1 はじめに
高温のミネラルは、寒い外界に遍在している
太陽系の小さな天体。 最も初期のリモートセンシングの 1 つ
カンラン石などの結晶性ケイ酸塩 (CS) が検出されました。
彗星の粒の中の輝石 1P/Halley, D/1993
F2 (Shoemaker-Levy)、C/1987 P1 (ブラッドフィールド) (Hanner et al.1994)、C/1993 A1 (ミューラー) (ハナー、リンチ、ラッセル)1994）。 その後、彗星 C/1995 で検出されました。
O1 (Hale-Bopp) (Hayward, Hanner, & Sekanina 2000; Crovisier et al. 1997; Wooden et al. 1999)、103P/Hartley (Crovisier et al. 2000)、最近では 17P/Holmes (Shinnaka)
ら。 2018)。 一方、さらに高温で形成されるカルシウム-アルミニウム含有物 (CAI) は、彗星 81P/Wild のスターダストによって集められた塵の中に見つかりました
(Brownlee et al. 2006)。 詳細については、Mumma & Charnley (2011) の観察レビューを参照してください。
CS の存在は、数十年にわたる太陽系形成モデル
原始惑星系円盤の外側の条件は、局所的にそれらの形成を助長するものではありません。 CSは最初から形成できます
いずれかの直接気化による非晶質ケイ酸塩から
その後、約 1800 K よりも高い温度での再凝縮、または T > 800 K の熱アニーリングが続きます。アニーリングは、
の十分にエネルギーのある分子が存在する物理的プロセス。
固体はゆっくりと結晶格子に再編成されます。 この仕組みは
瞬間的ではなく、数週間高温にさらした後、ゆっくりと冷却する必要があります (Gail1998、2001)。 典型的な原始惑星系円盤では、直接凝縮は ~ 0.1 AU 内でのみ活動し、アニーリングは～ 1.5 AU の外では効率が悪い。
さらに、これらの粒子を内側のディスクから彗星形成領域に輸送するための許容可能なメカニズムはありません。 初期の輸送モデルは乱流に依存していました
拡散 (Bockel´ee-Morvan et al. 2002)、しかし最近の ALMA観測は、原始惑星系円盤が層流であることを示唆しています
(Flaherty et al. 2015, 2018)、したがって、このメカニズムが効率的である可能性は低いです。 大規模な外向き移流
ディスクのミッドプレーンも提案されています (Hughes & Armitage 2010)、しかし 3D MHD シミュレーションでは、
そのような移流 (Fromang、Lyra、および Masset 2011)。 別
考えられる輸送メカニズムは光泳動です (Mousis etアル。 2007)、しかしこれには比較的大きな (1-2 AU)
ディスクの中央の穴。 最後に、Ali-Dib 等。 (2015) は、FU-Ori の爆発がこれらの粒子を形成する可能性があると提案しました。
その場で、しかしこれはアウトバーストトリガー半径に依存します
十分に大きく、これは不確かです。
ここでは、円盤に埋め込まれた低質量の原始惑星を囲むエンベロープで、高温の鉱物が自然に、その場でどのように形成されるかを示します。
モデルをご紹介します
ベースでの温度と圧力を示しています
これらのエンベロープのうち、直接気化と再凝縮による結晶性ケイ酸塩の形成。 原始非晶質ケイ酸塩
このように付着し、これらのエンベロープで熱的に処理された後、最終的に円盤に放出されます。
対流拡散による結晶粒子。 私たちは強調します この作業は、次のような一般的なCSの形成に関係しています
かんらん石と輝石、必ずしもコンドリュールとは限らない
CAI は、追加の形成時間の制約により、は、この作品の範囲外です。 私たちのモデルを
セクション 2、結果はセクション 3、結論はセクション 4 です。

4 まとめと結論
結晶性ケイ酸塩は彗星のいたるところに存在しますが、非常に高い温度で形成されます。 ここで調べたのは、
原始惑星のエンベロープ内で非晶質ケイ酸塩を結晶粒子に変換する可能性
気化と再凝縮、そして排出
それらは、完全対流エンベロープ内の拡散によってディスクに戻ります。 単純化された 1D エンベロープ構造の使用
ダストサイズ処方会計を取り入れたモデル
断片化と成長について、結晶性であることを示しました
ケイ酸塩は、さまざまなパラメーターのセットから作成できます。
コアの質量は 0.08 ～ 1.5 M⊕ である必要があります。
コアは気化するのに十分な高温を許容しません
ケイ酸塩、およびより大規模なコアのエンベロープは、しばしば
完全な対流ではありません。 私たちは最終的にその場所を見つけました
ディスク (1 ～ 30 天文単位) は、限界的な場合を除いて、結果にほとんど影響を与えません。
豊富さが必要ですが、これはほこりによって達成できます
断片化と蓄積。 私たちの仕組みはシンプルです
ディスクに関する仮定に依存していませんが、これは、想定される 1D 対流の拡散性に依存します。
これが現実的かどうかは、3D 流体力学シミュレーションを使用してさらに調査する必要があります。


図 1. 成形および排出の条件を満たしているすべてのケースについて、長半径、コア質量、およびエンベロープ グレインの存在量
セクション 3 で列挙した結晶ケイ酸塩。左: M˙ acc = 10−6M⊕/yr . 右: M˙ acc = 10−7M⊕/年。 の異なるカラースケールに注意してください
2つのパネル。


図 2. 左: 実線は、他のすべてのパラメーターが等しい 2 つの異なるコア質量の不透明度効率係数 Qe (式 7) です。
(15 AU、M˙ acc = 10−6M⊕/年)。 これらは、異なる半径でレジーム スイッチ値 2 (青い実線) に達し、放射ゾーンを作成します。
5 M⊕ ケースの内部エンベロープですが、1 M⊕ の場合はダスト サイズが小さいため、そうではありません。 破線は放射と断熱
放射ゾーンと対流ゾーンを示すグラデーション。 右: 実線は、2 つの異なる降着率の場合のダスト サイズ広告です。
ただし、他のすべてのパラメーターは同じです (15 AU、1 M⊕)。 破線は、同じケースの放射勾配と断熱勾配です。 全部で
プロットでは、x 軸はコアからの半径であり、コアからエンベロープの外側の境界まで伸びています。