惑星の発祥の地としてのアイスライン

惑星の発祥の地としての水-氷線：種に依存する塵の断片化の閾値の意味
2021年4月14日に提出
原始惑星系円盤の熱力学的構造は、ダスト粒子のサイズとその化学組成に依存するダストの不透明度によって決定されます。内側の領域では、粒子サイズは乱流のレベル（たとえば、$ \ alpha $-粘度）と、粒子が断片化する前に衝突時に持つことができる最大速度を表すダスト断片化速度によって制御されます。ここでは、シリケート粒子が通常持っている粒子衝突の以前の実験室実験の結果を反映して、水-氷線でのダストフラグメンテーション速度の遷移を伴うダスト粒子の完全な粒子サイズ分布を考慮して、自己無撞着に計算された2D流体力学的シミュレーションを実行します水氷粒子よりも低いダストフラグメンテーション速度。さらに、水の存在量、ダストとガスの比率、および乱流パラメータの変動がディスク構造に及ぼす影響を調べます。水氷線での塵の断片化速度の遷移を伴うディスクの場合、低粘度の場合でも、惑星の外向きの移動の狭いが印象的なゾーンが見つかります。さらに、氷線のわずかに内側に位置する傾向がある半径方向の圧力勾配プロファイルに隆起が見られます。これらの機能は両方とも、テストされたすべてのディスクパラメータに存在します。したがって、氷線は、原始惑星系円盤の内縁に移動する前に惑星の成長時間を延長できる移動トラップとして、また微惑星の形成が開始または強化される可能性のある圧力トラップとして機能できると結論付けます。ディスク構造の乱流パラメータ。水氷線での塵の断片化速度の遷移を伴うディスクの場合、低粘度の場合でも、惑星の外向きの移動の狭いが印象的なゾーンが見つかります。さらに、氷線のわずかに内側に位置する傾向がある半径方向の圧力勾配プロファイルに隆起が見られます。これらの機能は両方とも、テストされたすべてのディスクパラメータに存在します。したがって、氷線は、原始惑星系円盤の内縁に移動する前に惑星の成長時間を延長できる移動トラップとして、また微惑星の形成が開始または強化される可能性のある圧力トラップとして機能できると結論付けます。ディスク構造の乱流パラメータ。水氷線での塵の断片化速度の遷移を伴うディスクの場合、低粘度の場合でも、惑星の外向きの移動の狭いが印象的なゾーンが見つかります。さらに、氷線のわずかに内側に位置する傾向がある半径方向の圧力勾配プロファイルに隆起が見られます。これらの機能は両方とも、テストされたすべてのディスクパラメータに存在します。したがって、氷線は、原始惑星系円盤の内縁に移動する前に惑星の成長時間を延長できる移動トラップとして、また微惑星の形成が開始または強化される可能性のある圧力トラップとして機能できると結論付けます。低粘度にも。さらに、氷線のわずかに内側に位置する傾向がある半径方向の圧力勾配プロファイルに隆起が見られます。これらの機能は両方とも、テストされたすべてのディスクパラメータに存在します。したがって、氷線は、原始惑星系円盤の内縁に移動する前に惑星の成長時間を延長できる移動トラップとして、また微惑星の形成が開始または強化される可能性のある圧力トラップとして機能できると結論付けます。低粘度にも。さらに、氷線のわずかに内側に位置する傾向がある半径方向の圧力勾配プロファイルに隆起が見られます。これらの機能は両方とも、テストされたすべてのディスクパラメータに存在します。したがって、氷線は、原始惑星系円盤の内縁に移動する前に惑星の成長時間を延長できる移動トラップとして、また微惑星の形成が開始または強化される可能性のある圧力トラップとして機能できると結論付けます。 α-粘度）および粒子が断片化する前に衝突時に持つことができる最大速度を表すダスト断片化速度によって。ここでは、シリケート粒子が通常持っている粒子衝突の以前の実験室実験の結果を反映して、水-氷線でのダストフラグメンテーション速度の遷移を伴うダスト粒子の完全な粒子サイズ分布を考慮して、自己無撞着に計算された2D流体力学的シミュレーションを実行します水氷粒子よりも低いダストフラグメンテーション速度。さらに、水量、ダスト対ガス比、および乱流パラメータの変動がディスク構造に及ぼす影響を調べます。水氷線での塵の断片化速度の遷移を伴うディスクの場合、低粘度の場合でも、惑星の外向きの移動の狭いが印象的なゾーンが見つかります。さらに、氷線のわずかに内側に位置する傾向がある半径方向の圧力勾配プロファイルに隆起が見られます。これらの機能は両方とも、テストされたすべてのディスクパラメータに存在します。したがって、氷線は、原始惑星系円盤の内縁に移動する前に惑星の成長時間を延長できる移動トラップとして、また微惑星の形成が開始または強化される可能性のある圧力トラップとして機能できると結論付けます。

図1：ロッセランド、プランク、恒星の平均不透明度（左から右に形成）、水を含む粒子の温度の関数
存在量10％、30％、50％、および70％。 これらの不透明度は、ダストとガスの比率が1％の場合にRADMC-3Dを使用して計算されています。ザ・
実線は1µmの粒子サイズに対応し、破線は1mmのサイズに対応します。 水と氷の遷移（灰色
垂直線）は（170±10）Kに位置し、ダスト粒子の蒸発/凝縮により不透明度の遷移を引き起こします。


図2：温度の関数としてのダストフラグメンテーション速度。
180 K以上の温度では、ダストの破砕速度は1です。
m / s、ケイ酸塩で見つかった値に対応
穀物（Poppe et al.2000）。 氷の領域では、より大きな値をテストします
Gundlach＆Blumによって水氷粒で発見されたように
（2015）。 5 m / sと10m / sの値をプローブします。 温度で
水-氷線遷移の範囲（灰色の領域）単純な正弦
ダストフラグメンテーション速度値を接続します。


図3：さまざまなダストフラグメンテーション速度プロファイルの星からの軌道距離の関数としてのアスペクト比（左）とガス面密度（右）。 一点鎖線と一点鎖線は、1 m / sおよび5の一定のダストフラグメンテーション速度でディスクをマークします。
それぞれm / s、実線はこれらの値の間のダストフラグメンテーション速度の遷移を特徴とするディスクを示します
（図2）。 水の存在量は50％、ダストとガスの比率は1％、乱流パラメータはα= 5×10-3です。
。 表示するのは
灰色の帯でマークされた、水氷線に近い領域。


図4：左：水量が異なるディスクの軌道距離の関数としてのアスペクト比
ダストの破砕速度は1m / sから5m / sで、ダストとガスの比率は1％です。 右：異なるディスクのアスペクト比
1 m / sから5m / sへのダストフラグメンテーション速度の遷移を特徴とするダスト対ガス比。 さらに、ディスク用に見せます
ダスト対ガス比が1％の場合、フラグメンテーション速度が1 m / sから10m / sに遷移した場合の影響。 すべてのシミュレーション機能α= 5×10−3。


図5：粘度のあるディスクの軌道距離の関数としてのアスペクト比（左の列）とガス面密度（右の列）
α= 10−3の
（上段）およびα= 5×10−4
（下の行）50％の水量、1％のダスト対ガス比、およびさまざまなダストを使用
フラグメンテーション速度プロファイル。


図6：粘度がα= 5×10-3のディスクの軌道距離の関数としての半径方向の圧力勾配
。 左側のパネル
図3に表示されているディスクに由来する半径方向の圧力勾配を示します。中央のパネルに圧力を示します。
さまざまな水量に対するダストの断片化速度の遷移を特徴とするディスクの勾配（図4a）。 右側のパネル
ダストフラグメンテーション速度が5m / sに遷移し、ダストとガスの比率が異なるディスクの圧力勾配を示します。
また、ダストの破砕速度が1 m / sから10m / sに変化し、ダストとガスの比率が1％のディスクが特徴です（図。
4b）。 図6bおよび6cの色付きのバーは、氷線の位置を示し、それぞれのディスクの色で表示されます。
パラメーター。


図7：粘度値がα= 10-3の場合の、軌道距離の関数としての半径方向の圧力勾配
（左）およびα= 5×10−4（右）。
ここに示されている圧力勾配は、図5に表示されているディスクに由来しています。